恒星的数量和LSB的恒星形成历史Galaxies-Part我:光学和Hα成像

文摘

介绍了光学和Hα成像的大样本LSB星系从PSS-II目录中选择(Schombert et al ., 1992)。如前所述在以往的研究中,LSB星系跨越一系列光度()和大小(),尽管他们是一致的不规则形态。他们的Hα光度(l(Hα)从10³⁶到10⁴¹尔格年代⁻¹(对应于一系列在恒星形成,使用规范处方,从10⁻⁵1年⁻¹)。虽然他们的光的颜色是极端的蓝色边缘的星系,它们类似于矮星系的颜色(Van Zee, 2001)和天然气非正规军(猎人和Elmegreen, 2006)。然而,他们单位恒星质量恒星形成率是十倍不到其他星系的重子的质量相同,表明他们并非只是静止的版本更活跃的恒星形成星系。介绍了数据,减少技术,数据存储和表示的新哲学。在本系列后面的论文将探讨LSB星系的恒星人口和恒星形成历史使用这个数据集。

1。介绍

理解晚型星系的进化系统的关键是它们的恒星形成的历史。虽然多数恒星质量来源于星系形成的时代,他们当前的视觉外观是由恒星形成过去Gyr [1]。因此,研究恒星星系的特点是一窥恒星形成的过程,因此,一个窗口的条件发挥了作用在星系形成的时代。

晚型星系来的形态出现,和他们的研究,几十年来,由非常明亮,活跃的恒星形成的例子如NGC 4449 (2]。新全天调查的出现在90年代和1980年代证明的重要性低表面亮度(LSB)星系银河系人口和开辟了广泛的不规则星系晚型进行研究。虽然最初的建议,LSB星系主宰宇宙的星系总人口在更高的表面亮度(HSB)的表亲,后来发现是假的(3,4]。尽管如此,LSB星系星系演化的研究提供一个新的途径,在最近的恒星密度和恒星形成率低。他们的研究,作为一个类的星系,恒星人口工作的绩效。

原油星系中恒星的形成分为三个类别:(1)效率极高,通常与潮汐或合并事件(5),(2)正常,与螺旋星系密度波或随机过程(6),(3)破裂,随后又需要很长时间静止,通常与矮星系(7]。LSB星系,几乎可以确定的是,在第三类和被认为低于平均水平的恒星形成率整个一生来解释他们的恒星形成蓝色的颜色,然而恒星密度低。

这个项目重点是获得光学和H成像的一个示例LSB星系与已知嗨属性。对知识的蓝色光的颜色,H排放和嗨气体质量提供限制人口占主导地位的恒星最近几个gyr,当前恒星形成率,和潜在的恒星形成率(即总。,可产生恒星的数量)。综合值跟全球恒星形成的历史,但是,除此之外,空间颜色和H信息可以区分情景的恒星形成和准连续模式(8,9]。

在本文中,我们目前的颜色和H成像的大样本LSB星系,没有限制大小或总亮度。这些星系也有孔径嗨测量,这个示例将包括一个迄今为止最大的星系LSB数据集与完整的恒星和气体观测。我们将技术、分析和简化数据,,和H成像和其他样品相比,但我们会保留解释和建模后的论文。我们还将在一个新的格式显示数据,有兴趣的读者可以提取的减少值以及脚本用于转换明显值极有意义的值。这带来了一个新的透明度数据集,个人不仅可以按照修正和转换应用到原始数据,还用自己的价值观和无缝地生成最终自己的数据集。

2。样本选择和观察

样本的LSB星系主要从目录中选择Schombert et al。10,11]。这些项目目标是观察大量的LSB矮星系测试有偏见的星系形成的场景。由此产生的样本绝不是仅限于矮星系(LSB外表并不与星系质量(12])。LSB的星系从原始PSS-II目录(13)也包括在内。PSS-II目录的基本准则是找到的对象根本不适合正常的哈勃序列,如螺旋或HSB次品,LSB的性格(这种视觉选择后来被确定为约23杂志"⁻²)。

目标选择为后续光学和H成像物体形态的组合使用,红移,在天空中的位置。天体物理学,我们希望样品的大小,光度,你好。过滤器限制H成像范围限制了红移不到8000公里/秒。所有对象之间−10 + 30赤纬(阿雷西博窗口)。观察时间之间的赤经窗口限制23 h和4 h在秋天,春天8 h和13 h。努力是明确避免星系螺旋模式,因为他们已经被其他研究[14]。

最后一个示例是在表1和2。列在表1如下:(1)星系的名字,(2)运行数量(K KPNO,加MMYY),(3)距离Mpc(取自NED),(4)绝对吗从指数级,(5)中央表面亮度合适,(6)scalelength kpc,也从一个指数,(7)的意思颜色,(8)的意思颜色,(9)在25轴向比率杂志"⁻²等照度线。列在表2如下:(1)星系的名字,(2)H通量,(3)H光度,(4)恒星质量,处方后Schombert et al。7),(5)嗨气体质量,从Schombert et al。7),(6)重子质量(恒星和气体),(7)气体分数和出生率(SFR /函数)。

我们成像59 LSB矮人和磁盘+研究小矮人DDO154和DDO168比较。螺旋星系的UGC 128也是成像控制HSB盘状星系。形态选择的最初的目录没有排除发光或大型星系;然而,选择星系红移不到8000公里/秒(适合在H过滤集)消除了高红移马林表亲。我们注意到一个晚型形态标准并选择星系嗨/ L比值(高11]。最后的样本范围从19.5−12.5和0.1到5 kpc的长度。

成像对于这个项目期间获得三分(两个弹簧:K0308 K0309,一个秋天:K1007) KPNO 2.1。一系列的窄带滤波器是用来获取开/关H帧。KPNO H过滤器使用1391,1494,1563,1564,1565,1566。这些过滤器是70年widecentered在6620年,6658年,6573年,6618年、6653年和6709年分别。这给了我们速度范围从0公里/秒8000公里/秒,其中包含80%的Schombert LSB目录。在过滤器选择匹配星系速度,从过滤器是最近的过滤器在速度空间上方或下方。

此外,深和帧得到每个星系的样本在同一观察运行为了执行双色表面光度法()。典型的曝光时间是150秒的3套框架,3套300秒框架,和6双H 600秒开/关帧(即。,a total of one hour ON and one hour OFF). The plate scale is 0.61 arcsec per pixel for a field of view of 10.4 arcmins. Note that 23 of these galaxies were also imaged in前一个项目(12];这样做是在一个不同的检测器和望远镜和需要一些处理结合当前样本。

3所示。数据简化

数据简化后的标准程序低ccd读出噪声。黑暗减法使用过扫描区域。图像压扁圆顶公寓和没有大规模使用特性被认为在0.1%的水平内每一帧的80%。朗道尔校准使用(17)标准和和石头18)标准H过滤器。标准KPNO气团修正被应用到所有的帧,尽管最大的气团观察到只有1.18。注册多个帧使用内部恒星那么clipped-summed消除宇宙射线。

的帧被注册,清洁,然后总结拟合椭圆和表面的亮度。天空价值首先取决于视觉分配天空盒地区不受其他对象。这些天空盒都被记录下来,用于确定天空和H帧。天空盒的最有用的方法是确定真正的天空值LSB星系时注册任何大规模跨星系周围的地区差异以及提供一个测量的随机误差(在每一个盒子)和测量误差的平均值(每个箱子的手段之间)。天上的错误在LSB的光度值所在的多数星系。的意思是天空中的典型错误值在0.2%和0.1之间。这对应于一个1天空误差为28.3杂志"⁻²。

椭圆的值帧是用来定义颜色和H的光阑值。清洗是一个自动的过程拟合椭圆的例程(看到天使长,19])。然而,在少数情况下附近的亮星或者嵌入式恒星,这些对象是手动清洗。清洁区域填充使用强度值基于通过每个像素的平均椭圆。这只是重要的清洁恒星与星系的主体和从未超过4%的总光度的星系。

Isophotal分析始于拟合椭圆的清洁的形象。最佳椭圆拟合,一组在2 d图像强度值,是一个相对简单的技术,开创了Cawson et al。20.Jedrzejewski[]和改进的21](参见一个优秀的评审Milvang-Jensen Jørgensen [22])。例程从这些核心技术(教授)最终被采用STSDAS IRAF(即。椭圆)。这个项目的主要拟合程序遵循相同的技术(事实上,使用相同的FORTRAN的代码从最初的喘息包Cawson)有显著的增加。

这些代码开始在一些中间的距离星系核心,估计x- - - - - -y中心位置角和偏心椭圆给定样本周围的像素数据。周围的强度值的变化可以表示为一个椭圆傅里叶级数与小二阶项。然后,迭代最小二乘方法寻找最适合调整椭圆参数,即最小化系数。有几个停止条件,如最大或最小的迭代次数/极端变化系数,然后将椭圆外另一轮迭代。一旦满足停止条件(框架的边缘或足够小的变化等照度线强度),开始例程返回半径并完成的内在部分星系。最佳椭圆总是发现在所有的框架,虽然更多的不规则星系很明显,一个椭圆图到强制等照度线。我们将讨论这个过程的价值结构。

最终符合视觉检查了健壮性、转换为一维表面亮度概要文件和适合一个指数磁盘。少量的对象有明显的凸起,但是适合隆起不明显改变磁盘适合由于小凸出尺寸。两个表面亮度概要、孔径大小和颜色配置文件是基于这些适合。的一致性,椭圆适合应用到和H帧(注册后)产生孔径光度和颜色(即。,同样的像素由孔径在所有帧)集成。

所有减少值、单参数(例如,总亮度),和数组的值(例如,表面亮度概要文件)都存储在XML格式并放置在数据网站(http://abyss.uoregon.edu/ ~ js / lsb)。此外,网站包含的数据脚本(用Python计算机语言编写的)用于原始望远镜值转化为天文意义的参数。这些进行了良好的注释脚本允许用户遵循数据简化的所有细节,而不是试图从发布的文本提取的程序。许多校准值(例如,银河灭绝,招商银行距离)通过网络得到了(例如,NED),和这些脚本也在网站上找到。此外,我们比较我们的价值观与其他研究星系的共同点。然而,某些参数,如距离、原始研究报告发表以来已经改变了。因此,这个脚本程序包含的所有信息将其他数据集转换成一个共同的框架相比,我们的数据。

可视化表示的数据的另一个挑战是一个大范围的星系大小和形态。空间颜色和强度信息,将解决许多恒星形成的问题。表面亮度概要总结了结构信息,为所有的星系显示数据的网站。

图像信息(外观、H和彩色地图)时尚如图中所示1(在整个样本发现数据网站)。这种视觉总结包括两个灰度图像(在高对比度在左边,右边在低与邻近恒星删除),一个双色(地图(蓝色),红色是),一个高对比度的H地图,颜色配置文件,银河系结构参数的列表。

请注意,绝对的值是基于距离从NED (NASA银河系外的数据库)使用一致性模型(即。NED cosmology-corrected距离)。所有的红移是基于21厘米嗨测量(23]。在猎人和Elmegreen附近的对象24]和Van Zee [9样本,红移独立距离(例如,造父)从NED使用。

3.1。总大小/颜色

总大小和综合颜色使用清洁区域的清洁帧加估计拟合椭圆的强度。虽然这不是完全精确的形状不规则的星系,填充区域很少贡献了超过4%的总一个星系的光。

总大小测定使用渐近适合孔径测光(见[19])。而不是使用的增长曲线LSB星系(定义不清晰),这些符合了(1)原始像素值求和,(2)强度计算拟合椭圆的,和(3)外推的亮度指数符合表面光度法。对LSB星系,他们的亮度是一个更大的部分中找到他们的光环地区相比,HSB星系。不幸的是,这些外在的像素也最接近天空的价值观和受到最高的错误。因此,技术(1)经常由于噪声在低水平无法收敛。(3)同样的,技术是容易出错的敏感性指数符合噪声外等照度线。

我们发现合理使用技术(2)稳定的总光度值推断isophotal强度。在这里,光阑集成到用户指定点(通常的地步%),然后从拟合椭圆的平均强度和剩下的光度。对于大多数星系成像在这项研究中,总数是多少震级聚合使用这种技术与典型的内部错误0.06杂志。他们是列在表中1;错误被分配的基础上,在天空中误差值(主导噪声在图像LSB)。

外部检查提供的综合模相比,LSB样本猎人和Elmegreen24]。有八个对象与研究。他们的识别和明显的情况下(银河灭绝纠正),如图所示2。平均差只有0.01杂志,在正式的错误0.06杂志。

颜色是集成和微分计算颜色使用拟合椭圆孔。很大比例的LSB星系在这个示例有高度可变的空间意义上的颜色。一个集成的颜色不捕获整个恒星人口很多系统的图片。通常更准确的全球颜色是一个椭圆的位置用于确定微分颜色(每个椭圆环的颜色),然后这些轮平均(由轮的表面亮度加权)。正是这些加权颜色(25杂志"⁻²等照度线),表中列出1作为和。

全彩色信息获得像素双色地图。这些地图是由注册的帧然后装箱。空间映射的一个例子是图所示1。也可以情节(即空间颜色和表面的亮度。像素的颜色与像素表面亮度)。该类型的一个例子的分析部分所示3所示。5。

先前样品成像的一个子集(12]。而那些颜色不太准确,其总值相比颜色部分3所示。4和表中列出1。空间颜色和repixeled映射到相同的方向和规模的更新帧。这允许的比较和不仅在颜色和颜色配置文件,但也在像素的基础上。

3.2。标尺长度()和中央表面亮度()

从椭圆拟合表面光度法提取使用Schombert[中概述的标准技术19]。由于他们通常不规则形态,LSB星系是出了名的难以简化成一维光概要文件。所使用的程序是最佳适合椭圆转化为一个表面亮度的强度和半长轴。一段表面的亮度选择概要文件在外部区域的星系最线性外观。这个地区是适合一条直线,插值提取核心中央表面亮度()和指数标尺长度()。尽管LSB星系的内部往往缺乏合适的指数,外部区域往往容易被一个指数法。这是令人惊讶的不规则等照度线外,可能是由于一个事实:任何高的表面亮度块仅限于他们的核心地区。

一系列的例子表面亮度符合图中发现3。这些概要文件的一个子集总样本展示好的和糟糕的(例如,F561-1)以及一个指数的例子可能不合适。全套的表面亮度可以找到适合我们的数据的网站。可以看到从几个表面亮度合适,合适的技术会导致中央表面亮度之间的不匹配所描述的适合银河系外地区,与中央表面亮度实际上代表了光度的核心地区。解决这种不匹配,内五"也很适合提取一个真正的中央表面亮度(我们将指定以区别于从指数符合)除了在有明确的情况下bulge-like中部地区(例如,F574-1)。不应用于倾斜修正自内在三维形状的LSB星系是未知的(有些是强大,其他国家没有,所以薄或厚磁盘修正不同星系星系)。

的范围大小和中央表面亮度图所示4。在这里,大小()被定义为25杂志"⁻¹等照度线组织的主要轴。中央表面亮度内插值零半径(在膨胀和磁盘的情况下,插值的磁盘)。尺寸范围从0.3 kpc 10 kpc。LSB的矮星系星系包括最小的中型磁盘星系。中央表面亮度都比弗里曼值微弱(21杂志"⁻²),但不包括那些极其微弱的表面亮度23日至24日杂志"⁻²)在最近的数字调查发现25,26),主要是由于摄影媒介的限制用于发现样本。

进一步显示范围的大小和形态,数字5和6显示灰度图像选择星系的恒星(删除)对其中心表面亮度和磁盘标尺长度。不规则的形态在小规模的长度是最常见的,虽然它很难预测哪个星系是小矮人从估计基于他们的外表。LSB星系与光滑形态可能是dEs和缺乏嗨气红移决心把它们排除在我们的样本。絮凝的螺旋模式在规模明显长度大于1 kpc(注意,UGC 128是一个HSB反例)。

3.3。H成像

这个项目是根据观察最密集的部分获得H图片为整个样本。H排放对LSB星系是低于利率标准晚型星系(27]。因此,我们预期,大多数望远镜时间会花在开/关和窄带滤波器曝光。事实上,我们通常花了60分钟总样本中的每个对象,获得H的93%的成功率检测(原来的60目标,见下表1)。

高检测率是令人惊讶的,因为考虑到低表面密度和先前的H这个样例的研究(27),有一个期望,大多数LSB星系是在静态模式下没有在最后几gyr恒星形成。H调查HI-rich星系(28)和体积完整的样品(14)有很高的检出率,从而我们的悲观情绪似乎毫无根据的。我们注意到,H通量是极低(平均10倍小于研究天然气的小矮人,(9与nondetections])和四个对象是最红的星系在示例(建议一个elliptical-like初始破裂的历史,但很少恒星形成后)。

我们的观察技术相当标准。我们使用了KPNO H集,它涵盖了红移的范围从0到10000公里/秒的有效宽度为3000公里/秒。平屋顶灯使用。所有的帧在边缘有明显的曲率;然而,所有样本星系内只有20%的芯片。校准使用石器光谱光度测量的标准(18]。

H的分布发射通常是不规则的星系中,即使对HSB螺旋。使用椭圆孔的天空将引入不必要的噪音,所以我们采用了面具测光系统测量H为每个星系通量。对于此示例,我们使用一个货车车厢平滑H框架定义最初的面具。峰H地区,这些地区可以增长20%。所有的面具都是视觉检查并根据需要添加额外的区域(通常是捕获分散排放区域)。这种技术的优点是减少噪音,让我们直接比较H的颜色像素。

有人担心分散H发射这不是视觉检测将被排除在外。测试这种影响我们把光圈值和网格测光值在图7。统一行标记为蓝色,一个线性符合固定斜坡的一个红色所示。光圈值和网格值之间的差异为40%。这些额外的H光度,自以为是地分散H排放在表面每像素亮度过低是我们增长算法检测到。

我们注意这40%的差别是几乎相同的发现分散排放Van Zee的值(15)的50%。使用半径,半径表面亮度下降到25杂志"⁻²的面积,而检测H发射,我们发现可见的H覆盖范围从5到星系的总面积的25%,样本均值的10%。分散H发出的剩余90%的星系体积,大概从最深的地区。为了捕获所有H通量对恒星形成率的计算,我们使用网格值最低的(错误),他们增加了40%占扩散组件。

有六个星系的共同点,H通量,在我们学习和工作的猎人和Elmegreen29日]。猎人和Elmegreen工作对我们的价值观在图绘制8。在日志通量平均差异是0.15,8个星系的标准差是0.4。没有明显H之间的相关性通量和两个样品之间的残差。

因为我们所有的星系相同数量的开/关成像曝光,我们可以估计,基于平面度H框架和集成,我们的上限为H检测是大约10⁻¹⁶尔格年代⁻¹厘米⁻²。因为我们的曝光时间是相似的星系,星系和夜空条件也稳定运行期间,我们认为这个上限是常数。的四个星系没有H检测,这对应于日志中36 - 37,这将是我们微弱的一面值。

总H通量和H光度是列在表中2。H通量是一个假定的纠正(NII) 6583 + 6548 /小时比0.1 [29日),占40%的因素分散排放(见上图)。没有修正的尘埃灭绝LSB星系很少有远红外探测和适当的修正尚不清楚。由此产生的流量转换为(H)使用处方在范Zee [9]。的柱状图(H如图)值9。相比之下,明亮的矮人猎人和Elmegreen样品29日]和Van Zee [9)也显示。意思是H光度的样本是3倍比猎人和Elmegreen微弱,但类似于范Zee的。

绝对星等之间有很强的相关性(H)。我们可以看到在图10恒星亮度之间的关系(衡量恒星质量在一个假定的国际货币基金组织(IMF)和H光度是显而易见的范Zee和猎人和Elmegreen样本(红色标志)和LSB样本(黑点)。无论是H通量和视星等与距离有关,所以我们相信距离影响不负责相关图10。我们注意到有一个0.5的日志的转变(H)我们的样品和矮不规则样品之间(降低H相当于每LSB星系的恒星质量)。我们有标志着八个星系与猎人和Elmegreen;偏见通量校正为示例似乎并不明显的解释这一转变的起点。这种差异有很多可能性,我们将保留猜测,直到我们的分析论文。

之间存在弱相关中央表面亮度()和H光度(见图11在较弱的方向(H)微弱的表面亮度。这不是在其他的研究中发现(例如,15]);然而,它并不像有意想不到的恒星密度之间的相关性和嗨表面密度(30.]。这将表明,恒星和气体质量(大约)遵循恒星形成明显的H发射,施密特的本地版本法律[14];然而,有许多途径的猜测从电离紫外光子数增加更高的恒星密度更高的气体表面密度导致更高的恒星形成率。

三个例子的H空间分布(D495-2 D570-3和F611-1)被发现在图12(所有数据的图像可以发现网站)。选择这三个例子主要是显示一个共同特征LSB星系,H与当地的恒星密度发射通常是不相关的。当恒星结的例子与H地区可以发现(例如,最亮的HII区域与恒星结D495-2对应),通常HII结是不与任何恒星增强(虽然经常有蓝色的“泡沫”彩色地图,看到部分3所示。5)。这些地图应该与H形象的UGC 128(还发现在数据网站)充分显示H的区别形态正常盘旋和lsb。

3.4。全部的颜色

总颜色(和震级)提取使用椭圆光阑和渐近适合光阑半径的函数(19]。的意思是颜色,报价表1,推导出从一个表面亮度的颜色配置文件之间的平均被地长度()和半径。

我们的样本分布的意思颜色如图13。也显示的分布颜色RC3的星系与形态类型晚于Sc加上结合样本猎人和Elmegreen24]和Van Zee [9样品的恒星形成矮次品。样本也有类似的样本均值和其他矮星系范围(尽管我们并不局限于仅仅矮星大小星系)。所有三个矮比晚型蓝RC3样本,样本可能反映出这些已知红dust-rich HSB系统。

没有表面的亮度和颜色之间的相关性,这是其他研究报告(15,31日]。在也没有相关性同样的样品(11]。表面亮度和中部其他研究大范围图中可以看到13HSB RC3的星系,平均而言,比LSB星系的红。我们怀疑是结合表面亮度+有限范围的不规则形态掩盖任何预期全球趋势对颜色。

除了颜色,23个星系在样本也成像乐队(11]。的与颜色如图14随着RC3的数据。而我们LSB样本明显占据了最优质的一部分飞机,它也非常的延伸RC3的色彩趋势概述了星系和星系与最优质的RC3的样本。虽然有一些倾向于LSB星系中更蓝相比RC3的趋势,均值RC3和样本之间的值相等。

也显示在图14是两个恒星人口模型跟踪(瞬时爆发其次是被动的进化):一个用于13 gyr复合恒星人口(标准化学进化场景应用,看到32),一个用于1 Gyr人口((Fe / H)从红色到蓝色的变化提示,+ 0.4−2.0)。星系虽然这是一个简单的比较,很明显有一些(尽管很少)当前恒星形成,它的地方LSB星系星系演化的上下文中。

最红的RC3的星系都解释为一个古老的恒星人口范围在金属丰度(32]。鉴于LSB星系的平均金属丰度约为(Fe / H) =−1.0 (16),没有老恒星人口适合他们与颜色。

这意味着必须有一个显著的年轻人口LSB星系,尽管他们的恒星密度低的外观。当然,这是LSB的核心难题,最近恒星形成实现蓝色光颜色没有大量明亮的OB恒星密度增加其亮度。我们将探讨更大范围的恒星形成模型在后面的纸。

3.5。彩色地图

深和成像允许,第一次pixel-to-pixel检查颜色分布的LSB星系。这种类型的三个例子的彩色地图的左面板图15,他们的发射显示在右面板。颜色和H之间没有明显的相关性这三个星系发射。然而,这应该不足为奇了,几乎没有证据表明H发射的图像(H在恒星光度密度发射不可见)。

我们也注意到有几个值得注意的例外color-H的缺乏相关性。例如,有一个清晰的彩色地图的蓝岭D564-9对应于一个线性H特性(我们注意D564-9是一个最活跃的恒星星系在这个示例)。此外,还有蓝色的“明星泡沫”特性与星系D631-7 HII区域有关,D646-5, D646-7。这里的蓝颜色空间与周围的扩散排放HII区域,而不是H的核心发射本身。这可能反映了恒星的进化发展复杂或它可能表明,恒星核尘埃掩盖了(尽管LSB星系不多产的远红外来源13和似乎包含很少的尘埃33])。这些颜色特征将探索在后面的纸。

这个数据集也足够高的S / N允许我们比较每个像素与像素的颜色表面亮度。这是通过分配每个像素一个意思颜色和表面亮度,根据其校准流量除以像素区域。这个情节,使用280000像素以上25杂志"⁻²,前面板的图所示16。每一种颜色,数据点都被视为一个二维高斯系着一个标准差的颜色和表面亮度的像素误差。所有的像素都总结和箱生产密度图在图16。

底部面板显示相同的颜色,但只有对像素检测H发射。注意,最亮的像素(上图23.5杂志"⁻²)是最蓝的像素的阴谋。H像素可以发生在区域的高和低表面亮度,使用相同的颜色与其他像素的分布。尽管H像素与表面亮度较高的地区,相反的是不正确的,因此,它是很难隔离从恒星形成区域带图片如上所述。

颜色与微弱的增加传播表面亮度反映增加错误在S / N含量低。即使这个传播之间存在弱相关像素颜色和表面亮度,这样是最优质最亮的像素。虽然这并不奇怪,也真正的正常的螺旋,它,至少,领带LSB星系中恒星的形成过程类似,在正常螺旋(即。最蓝的地区与明亮,高质量的恒星,而不只是最低的金属丰度)。

同样的分析可以执行彩色图像的子样品的星系光度法。双色像素图如图17。唯一清晰的像素颜色的差异和全球星系颜色如图14是一个独特的蓝色尾巴颜色在。这些微弱的表面亮度像素,但是他们的起源尚不清楚,因为没有一个简单的人口模型占据的这一部分飞机的年龄和金属丰度的任意组合。我们将讨论这个问题在后面的纸。

4所示。总结

我们目前的光学和H61年样本成像LSB星系从PSS-II LSB目录中选择[10]。结合以前嗨测量,这提供了一个全面的数据研究气体的分数,当前恒星形成率,恒星形成的恒星人口特点和模式。本文提出核心数据。分析数据的意义将在本系列后面的论文。总结数据集的特点如下。

(1)LSB星系的样本选择我们的研究是基于他们的形态和红移(不到8000公里/秒的H过滤集)。没有选择了亮度、大小或动态质量。星系特征的样本覆盖范围重叠与magnitude-selected样本(如RC3)和矮星系样本(15]。

(2)数据分析试图呈现出视觉的方式(见图样本1)和使用XML数据格式,允许用户按照校准和还原过程。

(3)提取的总大小和颜色使用渐近和表面亮度平均颜色等照度线相吻合。由此产生的值一致,与星系内的错误,共同从猎人和Elmegreen [29日样本的矮次品。

(4)中央表面亮度和isophotal大小从表面亮度概要文件中提取每个星系(和)。指数适合适合约80%的样本,提供磁盘标尺长度(和中央表面亮度()。

(5)H光度由网格光度法提取。光圈值比较表明,需要修正扩散排放占40%(同意[15])。结果(H)值一致,在错误,与猎人和Elmegreen。我们的示例的意思是H光度大约10倍低于其他矮星系或天然气的研究(例如,15])。

(6)H地图确认零星的LSB星系中恒星形成的性质。HII区域对自己都没有一致的(即。,a density wave) nor to any optical features in the galaxy. The only correlation between a global property of an LSB and its star formation rate is total stellar mass and(H)。

(7)LSB颜色分布和矮不规则样品相似,但0.1蓝呢比晚型螺旋。的双色图LSB星系在极端的蓝色的颜色分布的所有星系类型。

(8)彩色地图显示颜色和H之间的相关性发射。然而,一些颜色特征被发现与一些HII区域(例如,蓝色外壳)。颜色梯度变化方向和大小的样本。

一般来说,这个数据集提供了一个全面LSB星系的照片,他们有一些共同的特征与矮星系和天然气非正规军,但在重要方面都有所不同,可能提供线索的LSB的本性。它们覆盖范围的大小和光度矮星系的定义之外,还sfr低于可比的星系光度(即。恒星质量)。后本系列的文章中,我们将提出一个完整的分析数据集的目的,列出可能的LSB星系的恒星形成的历史。

承认

作者欣然承认KPNO / NOAO望远镜时间来完成这个项目。这个项目的软件开发在nasa播出和ADP项目。

引用

1. j·s·加拉格尔三世,d . a .猎人,a . v . Tutukov“不规则星系的恒星形成历史,”天体物理学杂志》上卷,284年,第556 - 544页,1984年。视图:谷歌学术搜索
2. j . p . Huchra m·j·盖勒j . Gallagher et al .,“蓝色星系中恒星的形成。I-Ultraviolet、光学和红外观测NGC 4214和NGC 4670,”天体物理学杂志》上卷,274年,第135 - 125页,1983年。视图:谷歌学术搜索
3. d·罗森鲍姆和d·j·鲍曼“低表面亮度的环境星系,”程序的重子暗物质晕2004年10月,Novigrad镇,个老式街灯克罗地亚,。视图:谷歌学术搜索
4. c·c·海沃德,j·a·欧文和j . n .师”低表面亮度星系的宇宙不重要。”天体物理学杂志》上,卷635,不。2我,827 - 831年,2005页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
5. b·c·惠特莫尔·d·吉尔摩,c . Leitherer et al .,”太空望远镜成像光谱仪观测的年轻星团的触角星系(NGC 4038/4039),“天文杂志,卷130,不。5,2104 - 2116年,2005页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
6. j . s .年轻,l·艾伦,j·d·p·肯尼a较小,和b . Rownd”全球螺旋星系的恒星形成率和效率的函数形态和环境,”天文杂志,卷112,不。5,1903 - 1927年,1996页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
7. j . m . Schombert、麦高夫s s和j·a·埃德尔”气体质量分数和低表面亮度矮星系的进化,”天文杂志,卷121,不。5,2420 - 2430年,2001页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
8. h . Gerola p e . Seiden)和l·s·舒尔曼“矮星系理论”天体物理学杂志》上卷,242年,第527 - 517页,1980年。视图:谷歌学术搜索
9. l . Van Zee“孤立的矮不规则星系的进化地位。二世。恒星形成历史和天然气消耗。”天文杂志,卷121,不。4、2003 - 2019年,2001页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
10. j . m . Schombert g . d . Bothun s e·施奈德和Mcgaugh说道”目录表面亮度低的星系。二世”天文杂志,卷103,不。4、1107 - 1133年,1992页。视图:谷歌学术搜索
11. j . m . Schombert r . a . Pildis和j·a·埃德尔《帕洛玛尔天然气矮人从第二巡天。即目录和特点。”天体物理学杂志》上,卷111,不。1,第244 - 233页,1997。视图:谷歌学术搜索
12. r . a . Pildis j . m . Schombert和j·a·埃德尔《帕洛玛尔天然气从第二个矮星系巡天。二世。光学性质。”天体物理学杂志》上,卷481,不。1,第168 - 157页,1997。视图:谷歌学术搜索
13. j . m . Schombert和gdp Bothun”,低表面亮度对象的目录我:区12月20日,“天文杂志卷,95年,第1399 - 1389页,1988年。视图:谷歌学术搜索
14. j·g·r·c·Kennicutt j . c . Lee富内斯,s .酒井法子和秋山,”Hα成像调查的星系在当地11 Mpc体积,”天体物理学杂志》上,卷178,不。2、247 - 279年,2008页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
15. l . Van Zee“孤立的矮不规则星系的进化地位。即UBV和Hα成像观察。”天文杂志,卷119,不。6,2757 - 2779年,2000页。视图:谷歌学术搜索
16. Mcgaugh说道”H II区丰度:模型氧线比率,“天体物理学杂志》上,卷380,不。1,第150 - 140页,1991。视图:谷歌学术搜索
17. a .朗道尔美国“UBVRI光度标准大小范围的星星11.5 < V < 16.0在天球赤道周围,“天文杂志,卷104,不。1,第371 - 340页,1992。视图:谷歌学术搜索
18. r . p . s .石头,“分光光度法通量校正恒星的哈勃太空望远镜,“天体物理学杂志》上,第107卷,第423页,1996年。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
19. j . Schombert“大天使星系测光系统”,天体物理学和天文学。在出版社,http://arxiv.org/abs/astro-ph/0703646。视图:谷歌学术搜索
20. m·e·j·m·g·m·Cawson•克博怀特j .迪斯尼和美国Phillipps自动化星系表面光度法。I-Technique,校准和验证皇家天文学会月刊卷,224年,第556 - 557页,1987年。视图:谷歌学术搜索
21. r . i Jedrzejewski椭圆星系的“表面CCD测光。I-Observations、还原和结果。”皇家天文学会月刊卷,226年,第768 - 747页,1987年。视图:谷歌学术搜索
22. b . Milvang-Jensen和i Jørgensen星系表面光度法。”波罗的海的天文学,8卷,不。4、535 - 574年,1999页。视图:谷歌学术搜索
23. j·a·埃德尔和j . m . Schombert PSS-II“天然气矮人。三世。H我概要文件和动态质量。”天体物理学杂志》上,卷131,不。1,47 - 70、2000页。视图:谷歌学术搜索
24. d . a和b . g . Elmegreen猎手”宽带成像的不规则星系的大样本,”天体物理学杂志》上,卷162,不。1,49 - 79年,2006页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
25. g . h中y . c .梁f·s·刘et al .,“大样本的低表面亮度SDSS-I盘星系。样品和恒星的数量。”皇家天文学会月刊,卷391,不。2、986 - 999年,2008页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
26. c .阿达米r . Scheidegger m .乌尔姆et al .,“深大调查的微弱的低表面亮度星系的方向昏迷星系团,”天文学和天体物理学,卷459,不。3、679 - 692年,2006页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
27. 美国美国Mcgaugh说道j . m . Schombert, g . d . Bothun”低表面亮度盘星系的形态。”天文杂志,卷109,不。5,2019 - 2033年,1995页。视图:谷歌学术搜索
28. g·r·穆尔·d·j . Hanish h·c·弗格森et al ., "调查中性的气体电离的星系。即描述和初步结果。”天体物理学杂志》上,补充系列,卷165,不。1,第337 - 307页,2006。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
29. d . a和b . g . Elmegreen猎手”不规则星系的恒星形成一个大样本的属性,“天文杂志,卷128,不。5,2170 - 2205年,2004页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
30. w·j·g·德·勃洛克,s . s .麦高夫和j·m·范德Hulst”H我观察表面亮度低的星系:探索低密度星系,”皇家天文学会月刊,卷283,不。1,18-54,1996页。视图:谷歌学术搜索
31. s . s . McGaugh和w·j·g·德·勃洛克,”气体质量分数和螺旋星系的进化,”天体物理学杂志》上,卷481,不。2、689 - 702年,1997页。视图:谷歌学术搜索
32. j . Schombert和k . Rakos椭圆状星系的年龄,颜色星等关系。”天体物理学杂志》上,卷699,不。2、1530 - 1540年,2009页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
33. k·奥尼尔,g . d . Bothun c . d . Impey和美国McGaugh说道“哈勃太空望远镜宽视野行星照相机2成像的UGC 12695:一个非常—然而星系红移低,“天文杂志,卷116,不。2、657 - 672年,1998页。视图:谷歌学术搜索

版权

版权©2011年詹姆斯Schombert et al。这是一个开放的分布式下文章知识共享归属许可,它允许无限制的使用、分配和复制在任何媒介,提供最初的工作是正确引用。