米切尔摄谱仪:学习附近的星系与病毒原型gydF4y2Ba

文摘gydF4y2Ba

米切尔摄谱仪(即连接VIRUS-P) 2.7米哈伦·j·史密斯在麦当劳天文台望远镜是目前最大的视野(FOV)积分场单元(IFU)世界上摄谱仪(gydF4y2Ba)。它设计为原型的高可复制的病毒摄谱仪由马赛克IFUs传播的gydF4y2Ba直径FOV喂养150光谱仪与米切尔。病毒将部署在9.2米望远镜Hobby-Eberly (HET)和暗能量将用于进行HET实验(HETDEX)。自2007年看到的第一束光线米切尔摄谱仪已广泛使用,除此之外,研究星系附近的地方宇宙的内部结构和空间分布不同的物理参数可以详细研究。这些观察提供了重要的见解背后的物理学的许多方面星系的形成和演化,提高了科学的2.7米望远镜巨大的影响。我复习的贡献米切尔摄谱仪研究附近的星系,从调查暗物质的空间分布和超大质量黑洞的性质,研究恒星形成的过程和恒星和气体的化学成分在ISM,提供重要的信息关于这些系统的形成和演化。我强调宽场积分场光谱仪在小型和中型望远镜可以强大的成本有效的工具来研究星系的天体物理学。最后,我简要讨论HETDEX的潜力进行研究附近的星系。调查参数使其互补和竞争正在进行的和未来的调查像萨米和漫画。gydF4y2Ba

1。介绍gydF4y2Ba

米切尔摄谱仪(也称为VIRUS-P)于2007年初在2.7哈伦·j·史密斯在麦当劳天文台的望远镜。这是德克萨斯大学奥斯汀分校拥有并经营的和设计的原型可见积分场可复制的单元摄谱仪(病毒;(gydF4y2Ba1gydF4y2Ba]),大量复制fiber-fed IFU为9.2 m Hobby-Eberly望远镜摄谱仪(HET)。病毒由一个马赛克50 75′′×50′′IFUs传播定期与1/4填充系数gydF4y2Ba直径的视野。IFUs本身有1/3的填充系数和养活150光谱仪与米切尔摄谱仪。病毒将被用来进行HET暗能量实验(HETDEX;(gydF4y2Ba2gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba4gydF4y2Ba]),大(~ 90gydF4y2Ba)盲目积分场光谱调查旨在研究暗能量的性质在高红移通过测量~ 8×10的功率谱gydF4y2Ba^5gydF4y2BaLygydF4y2Ba发光星系(la)gydF4y2Ba。病毒目前在建和第一光预计将发生在2014年代中期。gydF4y2Ba

在其六年一生米切尔摄谱仪提供了一个试验台技术和组件参与建设的病毒和观察的概念验证策略,数据处理和分析算法,将用于HETDEX [gydF4y2Ba3gydF4y2Ba]。虽然这些背后的主要目标是米切尔摄谱仪的设计和施工,原型是一个独特的和强大的工具研究星系不仅在附近的宇宙中,而且在高红移(例如,gydF4y2Ba3gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba7gydF4y2Ba])。gydF4y2Ba

本文我审查的影响,米切尔摄谱仪对天体物理学领域的星系。许多研究使用米切尔摄谱仪数据在过去的几年里已经出版。这些研究都集中在一个大范围的天体物理过程对星系演化至关重要,包括超级大的物理黑洞在星系中心的超大质量黑洞(gydF4y2Ba8gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba11gydF4y2Ba];空间结构的星系的暗物质(DM)晕住(gydF4y2Ba12gydF4y2Ba,gydF4y2Ba13gydF4y2Ba];化学成分、力学和物理条件在星际介质的气体(ISM)和星系的circumgalactic介质(CGM)gydF4y2Ba14gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba16gydF4y2Ba];恒星形成的过程在星系尺度(gydF4y2Ba17gydF4y2Ba,gydF4y2Ba18gydF4y2Ba];和恒星的物理性质的人群出现在不同地区附近的恒星形成和早型系统(gydF4y2Ba19gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba21gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

在过去的十年里,新一代的宽场积分场光谱仪,像索伦在4.2 m威廉·赫歇尔望远镜gydF4y2Ba22gydF4y2Ba),PPAK甲基砷酸钙Alto天文台的3.5米(gydF4y2Ba23gydF4y2Ba),SparsePak WIYN 3.5米望远镜(gydF4y2Ba24gydF4y2Ba],米切尔2.7摄谱仪,已经证明了积分域的力量光谱作为一种工具,非常适合中小孔径望远镜。这些仪器系统用于研究附近的星系。调查像索伦gydF4y2Ba25gydF4y2Ba],ATLAS3D [gydF4y2Ba26gydF4y2Ba],ping [gydF4y2Ba27gydF4y2Ba],CALIFA [gydF4y2Ba28gydF4y2Ba],VENGA [gydF4y2Ba29日gydF4y2Ba),和狐狸精gydF4y2Ba18gydF4y2Ba)已经或正在建立革命光谱数据集在这些系统。gydF4y2Ba

视图和大盘子大油田的鳞片,通常描述这些工具允许一个有效的映射大面积的天空,使这些工具极其敏感的表面亮度低排放。在一个固定的焦比,板规模望远镜孔径大小成反比。因此,模传输不同望远镜之间的差异,表面亮度与一个固定的空间分辨率IFU元素的灵敏度大小的物理单位是独立的望远镜安装的大小。这一事实,加上温和的仪器建筑成本和相关设施,大量的时间可以安排在一个观察程序在较小的设施,使宽视野IFU光谱仪非常符合成本效益和科学竞争力的中小型望远镜的仪器。我希望本文可以帮助传播这种想法给米切尔摄谱仪为例所能达到的这种类型的仪器。gydF4y2Ba

节gydF4y2Ba2gydF4y2Ba我提供了一个简短的描述工具和它的各种组件。我现在展示的科学结果在附近的星系和米切尔摄谱仪的讨论正在进行的调查进行部分gydF4y2Ba3gydF4y2Ba。我讨论学习附近的星系的前景与病毒的上下文中HETDEX调查部分gydF4y2Ba4gydF4y2Ba和现在的一些最后的结论部分gydF4y2Ba5gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

2。米切尔摄谱仪(也称为VIRUS-P)gydF4y2Ba

米切尔摄谱仪(gydF4y2Bahttp://www.as.utexas.edu/mcdonald/facilities/2.7m/virus-p.htmlgydF4y2Ba)设计和施工详细描述山et al。gydF4y2Ba30.gydF4y2Ba]。在图所示的仪器gydF4y2Ba1gydF4y2Ba。IFU使用densepak-type 246纤维束。纤维排列后1/3的六角形图案填充系数在一个正方形gydF4y2BaFOV,要求三个犹豫的观察,以确保一个几乎完全覆盖的领域。IFU美联储在通过一个远心的f / 3.65,两群折光焦减速器。在板2.7米望远镜纤维对向的规模gydF4y2Ba直径在天空。gydF4y2Ba

摄谱仪有double-Schmidt光学设计。它使用一个体积相位全息光栅(VPH)在学生之间的咬合f / 3.32折准直器和f / 1.33低温主焦点相机。光栅是可以互换的,可以在不同的角度了。一组四个VPH光栅可用于不同的模式提供的光谱分辨率gydF4y2Ba范围和样本不同的带通在3600 - 6900区间。高在天空吞吐量是通过使用高反射率电介质涂料。米切尔摄谱仪是gimbal-mounted望远镜允许短纤维对高紫外线吞吐量,同时保持较高的机械稳定性。这翻译好仪器稳定性和观测效率,因为它不需要校准帧位置的科学目标。的软件和工具gydF4y2Ba领域,fixed-offset指导者提供快速采集、指导和精密犹豫不决。自定义数据减少管道称为疫苗(gydF4y2Ba3gydF4y2Ba)收益率泊松噪声有限天空光谱中减去。gydF4y2Ba

3所示。附近的星系的研究gydF4y2Ba

由于这样的事实,我们可以解决附近的星系小物理尺度,他们提供独特的实验室中,我们可以测试我们的理解星系形成和演化的关键过程。积分光谱允许一个研究领域重要的进程影响重子星系中恒星的形成一样,化学浓缩和反馈,在空间的方式解决。此外,宽视野的恒星和气体运动学可以用来限制暗物质的引力势的形状,所有这些过程发生。能够绘制出运动学和恒星和气体的物理性质不同的环境和形态结构存在于星系允许一个详细研究的化石记录这些对象已经形成和演化的过程。gydF4y2Ba

在本节中,我概述贡献的米切尔摄谱仪研究附近的星系。这可能不是一个完整的编译的论文在文献中使用米切尔数据而是选择最相关的工作领域的附近星系天体物理学,我意识到这是基于米切尔摄谱仪数据。gydF4y2Ba

3.1。恒星数量:附近的球状体的组装和磁盘gydF4y2Ba

通过建模的相对强度不同吸收特性的集成星系内的恒星星系的光谱或地区我们可以估计有关物理性质存在的恒星的数量(例如,gydF4y2Ba31日gydF4y2Ba,gydF4y2Ba32gydF4y2Ba])。积分场光谱提供了两个重要的优势的时候在附近的星系进行这种类型的测量。第一,二维数据允许一个性质研究恒星的数量作为位置函数或环境星系内的方式挑战缝光谱学。第二,积分场光谱允许观察者集成到大型任意形状区域的光谱在附近的星系。聪明的装箱方案可以用来提高信号噪声(S / N)恒星光谱允许测量的总体参数在低表面亮度区域。后者,加上良好的本地空间分辨率的表面亮度低灵敏度IFUs大spaxels像米切尔摄谱仪(gydF4y2Ba纤维直径),打开了一条新途径研究邻近星系中恒星的数量允许测量galactocentric半径。分层宇宙中这是很重要的,就像我们生活在郊区的星系可以提供有价值的信息关于他们的合并和气体吸积的历史。gydF4y2Ba

星系形成和演化的几乎所有方面进行编码的物理性质的人群出现在星系。金属丰度、丰度比值和年龄不同的一代又一代的恒星在星系是由气体吸积的历史,恒星的形成,和反馈诱导累积卫星星系本身及其内流出。米切尔摄谱仪已被用于研究恒星的数量在附近早型(E, S0)和螺旋星系。gydF4y2Ba

已知椭圆星系一直显示颜色渐变蓝颜色对他们的外部区域(例如,gydF4y2Ba33gydF4y2Ba])。人口光谱的研究表明,这些颜色梯度主要由梯度与丰富的金属金属丰度降低对大半径(例如,gydF4y2Ba34gydF4y2Ba,gydF4y2Ba35gydF4y2Ba])。鉴于最近发现的大量人口的紧凑的被动发展的星系gydF4y2Ba(gydF4y2Ba36gydF4y2Ba,gydF4y2Ba37gydF4y2Ba)和戏剧性的大小进化意味着如果一个人试图链接这些对象作为当今椭圆星系的祖细胞,研究恒星的数量出现在附近的巨型椭圆星系的光环可以揭示驱动这种演变的过程。最有可能出现的情况目前调用解释的增长外晕早型星系是晚的时间小合并gydF4y2Ba([gydF4y2Ba38gydF4y2Ba,gydF4y2Ba39gydF4y2Ba])。gydF4y2Ba

在格林et al。gydF4y2Ba21gydF4y2Ba]作者使用米切尔摄谱仪观察附近的8个样本(~ 85 Mpc)早型星系(六个椭圆星系和两个s0)的目标进行空间解决的人口分析大半径(2.5gydF4y2Ba)。只有40分钟的有效曝光时间/纤维(即。,per dither) and after coadding the spectra in elliptical annuli with a width of 0.5 (~gydF4y2Ba或一个纤维的典型距离目标)他们能够达到40 S / Ns ~连续2.5最外层的径向垃圾箱gydF4y2Ba。图gydF4y2Ba2gydF4y2Ba显示了一个示例的方位被光谱NGC 7509。使用这些高S / N的作者可以进行质量测量光谱EWs的HgydF4y2Ba、镁gydF4y2Ba,gydF4y2Ba菲gydF4y2Ba吸收功能大galactocentric半径(见图gydF4y2Ba2gydF4y2Ba)。这些光谱指数是用来推导梯度在年龄、金属丰度(Fe / H)gydF4y2Ba丰度(gydF4y2Ba/ Fe]。gydF4y2Ba

所有的星系中的一个常见的趋势中观察到格林et al。gydF4y2Ba21gydF4y2Ba是Mg的陡坡的存在gydF4y2Ba电子战的向外地区而下降gydF4y2Ba菲gydF4y2Ba和HgydF4y2Ba索引2.5保持基本持平了gydF4y2Ba。建模观察到EWs作者发现这种平均行为是由显著(Fe / H)梯度的大多数星系伴随着一个微妙的梯度(gydF4y2Ba对大半径/ Fe)略有下降。这是第一个发现的(gydF4y2Ba/ Fe]梯度在椭圆星系。gydF4y2Ba

这项研究的一个有趣的结果是观察到的行为的变化建立毫克gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba关系(gydF4y2Ba40gydF4y2Ba,gydF4y2Ba41gydF4y2Ba]在考虑地区规模较大的星系核的距离。在gydF4y2Ba椭圆星系Mg之间的紧密关联gydF4y2Ba恒星速度色散指数和有效。格林et al。gydF4y2Ba21gydF4y2BaMg)发现,如果一个措施gydF4y2Ba以外的地区gydF4y2Ba毫克的正常化gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba相对减少,散射增加显著,并且有迹象显示趋陡。这些效应更强更大的半径。他们在恒星的数量反映了明显变化的郊区早型星系中心和符合一个场景,在该场景中,椭圆星系的恒星晕是由对象的吸积小晕截断在早期形成的恒星形成的历史。gydF4y2Ba

通过匹配观察MggydF4y2Ba电子战> 2gydF4y2Ba星系质量使用坟墓的关系等。gydF4y2Ba42gydF4y2Ba]作者发现今天椭圆星系的恒星晕很可能由卫星与恒星质量的吸积通常~ 10倍小于中央对象。数据还表明恒星晕的祖细胞有更低的金属丰度和更高gydF4y2Ba丰度比今天的椭圆星系类似的质量。这是相反的预测“整体崩溃”的场景gydF4y2Ba丰度低于预期的恒星晕风可以把金属更容易比从中央地区潜在的是更深层次的gydF4y2Ba43gydF4y2Ba]。作者得出结论,gydF4y2Ba“这些星系的外围部分(巨型椭圆星系)建立通过轻微的合并比率的~gydF4y2Ba 累积的星系,但没有足够的时间降低gydF4y2Ba 丰富的比率gydF4y2Ba 椭圆星系今天gydF4y2Ba。gydF4y2Ba”gydF4y2Ba

米切尔摄谱仪也被用于研究晚型恒星形成的恒星数量在郊区盘星系的Yoachim et al。gydF4y2Ba19gydF4y2Ba,gydF4y2Ba20.gydF4y2Ba]。这两篇论文旨在研究断裂的性质在指数表面亮度资料盘星系的半径。Pohlen和特鲁希略gydF4y2Ba44gydF4y2Ba]使用斯隆数字巡天(SDSS)表明,绝大多数(60%)的晚型盘星系的宇宙在本地显示截断指数资料,过渡到一个陡峭的指数在一些破坏半径通常发现在标尺长度的1.5 - -4.5倍内部组件。其余的样品,30%显示浅指数资料外半径,可以最适合和10%单个组件。gydF4y2Ba

经典的解释存在截断的磁盘边缘的星系的恒星形成的阈值(gydF4y2Ba45gydF4y2Ba]或更有可能显著降低恒星形成效率低气体表面密度环境中典型的郊区的星系(gydF4y2Ba46gydF4y2Ba]。通过Schruba et al。gydF4y2Ba47gydF4y2Ba)表明,这个恒星形成效率低在大半径low-molecular-to-atomic气体引起的分数而不是一个实际的分子气体的恒星形成效率的下降。原位恒星形成,另一个进程,在填充的郊区盘星系可能是重要的是世俗的迁移造成的引力相互作用与磁盘结构(例如,gydF4y2Ba48gydF4y2Ba,gydF4y2Ba49gydF4y2Ba])。由于恒星迁移是一个随机游走的恒星需要长时间风险进一步的磁盘。因此,如果恒星的数量超出了磁盘的边缘由这个过程我们希望观察重要的总体参数的变化超出了打破半径,迁移和原位形成的恒星之间的对比是最伟大的和迁移恒星的年龄是最古老的。gydF4y2Ba

在Yoachim et al。gydF4y2Ba20.gydF4y2Ba]作者观察附近十二个螺旋星系的样本选择匹配米切尔摄谱仪的视野。大量的样本(9/12)给出了截断光度概要文件,一个对象显示了upbending概要,剩下的两个星系是由单一指数最适合。只有20-45分钟的有效曝光时间和装箱后的光谱gydF4y2Ba宽椭圆环形他们获得足够深的光谱(S / N ~ 40)来衡量人口参数到一个恒星gydF4y2Ba23 - 24日杂志带表面的亮度gydF4y2Ba。这使他们成功地测量年龄打破半径外的六个星系在样例与downbending概要文件(所有人)。gydF4y2Ba

一个有趣的贡献从这个工作来自作者的详细研究做相关的分类学在晚型恒星人口参数测量系统。虽然个别吸收的特性(例如,舔指数)已经成功地用于研究旧被动发展的早型星系的恒星数量(如格林et al。gydF4y2Ba21gydF4y2Ba]研究上面描述的),他们不是可靠的工具来使用研究恒星形成的对象。多个一代又一代的明星出现在磁盘的螺旋星系由于扩展的恒星形成历史(SFH)和重大尘埃消光的存在复杂的解释舔指数之间的简并介绍了不同人群(例如,gydF4y2Ba50gydF4y2Ba])。这两种方法通常用于克服这个问题的拟合的线性组合单一恒星数量(SSP,例如,gydF4y2Ba51gydF4y2Ba,gydF4y2Ba52gydF4y2Ba])和使用参数化sfh构造复合恒星的数量(例如,常数和指数下降或增加sfh,选择。gydF4y2Ba模型)。后进行详细的模拟作者建议,采用后一种方法的线性组合SSPs发现在年轻时代表现不佳、低金属丰度政权。值得注意的是尽管,这些问题来自于简并在大量的参数继承许多SSP的线性组合模板,可以在一定程度上克服利用正则化计划限制的解决方案符合某些条件(如SFH的平滑度,gydF4y2Ba52gydF4y2Ba])。gydF4y2Ba

三个时代的六个磁盘用于测量可以进行超出这个概要文件在Yoachim et al。gydF4y2Ba20.gydF4y2Ba)表明一个重大贡献从恒星迁移到恒星的数量超出了截断半径。这被视为一个upbend恒星年龄径向剖面位置接近的表面亮度概要打破和过渡从增加sfh来减少sfh转向半径大。在这三个对象的总体参数的变化也清楚地看到在径向D4000及巴尔莫吸收指数的概要文件。两个对象也显示恒星金属丰度的下降与年龄的增长有关大半径。金属丰度无显著变化是第三系统。作者警告说,他们的金属丰度测量”,而原油”作为他们sfh不包括化学浓缩模型。gydF4y2Ba

其他三个对象具有良好的人口测量半径作者发现”gydF4y2Ba很少或没有外部磁盘通过恒星形成的迹象迁移尽管最强的一些配置文件gydF4y2Ba”。虽然这些对象不出现弯曲年龄资料大半径的上面所讨论的,他们表现出压扁的恒星年龄大的半径。一个有趣的结果,尽管基于低数量的统计数据,是对象与最弱的概要文件减免显示径向迁移的最有力证据和最强的对象配置文件显示年轻恒星最有可能形成原位的外部磁盘。这是符合恒星迁移作为对象经历了最迁移应该最弱的概要文件。考虑到广泛的恒星人口行为发现超出了这些星系的概要减免作者得出这样的结论:“gydF4y2Ba而径向迁移有助于打破外的恒星数量,看来不止一个机制需要解释我们所有的观测恒星概要文件gydF4y2Ba”。gydF4y2Ba

3.2。星系动力学:暗物质光环和超级巨大的黑洞gydF4y2Ba

暗物质在星系和驱动器是一个基本质量组件动力学和这些系统的进化。同样超大质量黑洞,似乎生活在宇宙中所有巨大的星系的中心,似乎与中央恒星的进化密切相关组件的星系是由黑洞之间的紧密相关性看到证明(BH)质量(gydF4y2Ba)和恒星速度色散,恒星质量,中央恒星的光度([球状体gydF4y2Ba53gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba55gydF4y2Ba)和引用)。不确定如果这个链接是由AGN反馈后的影响气体吸积或仅仅通过随后的平均影响合并(例如,gydF4y2Ba56gydF4y2Ba,gydF4y2Ba57gydF4y2Ba])。暗物质和超大质量黑洞影响星系的恒星和气体动力学,可以明显发现使用现代光谱技术。米切尔摄谱仪已系统地用来测量邻近星系的恒星和气体动力学为了限制DM晕的形状,他们居住,其中心超大质量黑洞的质量。gydF4y2Ba

问题已经收到了大量的关注在过去的十年之间的明显差异cuspy DM光环资料预测的宇宙体模拟(如NFW, [gydF4y2Ba58gydF4y2Ba])和低表面亮度和晚型矮星系的观测表明空心DM光环的存在(例如,gydF4y2Ba59gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba61年gydF4y2Ba])。在亚当斯et al。gydF4y2Ba13gydF4y2Ba作者使用了2400行gydF4y2Ba米切尔的光栅摄谱仪提供40 - 60公里的速度分辨率gydF4y2Ba测量晚型恒星和电离气体运动学的矮星系NGC 2976。这个星系的最干净的一个例子是空心DM光环基于电离气体运动学(gydF4y2Ba59gydF4y2Ba]。亚当斯等人的目标。gydF4y2Ba13gydF4y2Ba]研究限制在NGC 2976 DM晕的形状使用noncollisional动态示踪剂潜在的(即。恒星组件)和比较结果,那些获得使用天然气运动学。gydF4y2Ba

使用一个基于multi-Gaussian扩张质量模型适合的gydF4y2Ba乐队和嗨21厘米地图占恒星和气体原子组件并进行二次矩的各向异性牛仔裤建模速度场gydF4y2Ba,(gydF4y2Ba62年gydF4y2Ba)作者把同时限制的内坡DM光环概要文件gydF4y2Ba和gydF4y2Ba乐队恒星mass-to-light比率gydF4y2Ba。从拟合结果如图gydF4y2Ba3gydF4y2Ba。作者发现,如果剖面坡度和mass-to-light比自由安装,参数都是高度相关的,没有明显的统计尖端之间的区别可以和核心场景(图gydF4y2Ba3(一个)gydF4y2Ba)。在这种情况下的最佳值gydF4y2Ba3.49在很大程度上是不一致的gydF4y2Ba价值来源于合成恒星人口符合通过近红外线综合光谱和光学光度SED的星系。重复适合采用mass-to-light比率的价值和不确定性来自恒星的数量收益率约束如图gydF4y2Ba3 (b)gydF4y2Ba。如果实际值的恒星mass-to-light比采用,cuspy DM光环(gydF4y2Ba)配置文件是符合观测恒星动力学而空心概要文件(gydF4y2Ba)被拒绝在2.2gydF4y2Ba的意义。这是与西蒙等人的结果。gydF4y2Ba59gydF4y2Ba从H)的电离气体速度场测量gydF4y2Ba由一个空心模型更好地适应。gydF4y2Ba

在亚当斯et al。gydF4y2Ba13gydF4y2Ba]作者还测量电离气体速度场使用[OII]gydF4y2Ba3727紧身上衣。谐波分解的气体动力学建模方法(gydF4y2Ba63年gydF4y2Ba)所使用的类似西蒙et al。gydF4y2Ba59gydF4y2Ba收益率研究的结果是一致的。即空心DM晕者优先。另一方面使用tilted-ring模型与变量的位置角度以适应速度场(gydF4y2Ba64年gydF4y2Ba)不包括空心模型和兼容的结果的运动学分析。这些差异突出径向质量的测量所面临的挑战的DM晕,结果可以依赖的采用动态示踪引力势和观察到的动力学模型的方法。作者得出结论,gydF4y2Ba“第一个星系的分析表明承诺的证据表明,暗物质晕在晚型矮星事实上可能比之前更符合cuspy暗物质分布工作声称“gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

米切尔摄谱仪也被用于研究DM晕在早期大量的属性类型的星系。墨菲et al。gydF4y2Ba12gydF4y2Ba]措施恒星在室女座星系团的二流星系M87运动学gydF4y2Ba(~ 2gydF4y2Ba)瓷砖五IFU指出。作者补充数据集具有较高空间分辨率从索伦IFU光谱学gydF4y2Ba65年gydF4y2Ba在内部gydF4y2Ba星系和球状星团(GC)运动学gydF4y2Ba(~ 5gydF4y2Ba)。通过安装这个扩展的运动学信息与轴对称orbit-based动力学模型(gydF4y2Ba66年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba67年gydF4y2Ba]作者约束的质量和形状在M87以及暗物质晕gydF4y2Ba乐队恒星mass-to-light比(gydF4y2Ba)和恒星速度椭球的行为(SVE)作为该系统半径的函数。中央形成超大质量黑洞的质量gydF4y2Ba包含在动态模型([gydF4y2Ba8gydF4y2Ba];见下文)。gydF4y2Ba

作者发现M87是最好的动力由对数DM光环(即描述。,一个平坦的核心转换到一个中心gydF4y2Ba概要文件在半径gydF4y2Ba),这是统计上优于经典cuspy NFW概要文件。模型没有DM光环排除在高的意义。去5gydF4y2Ba最佳对数光环意味着封闭系统的质量gydF4y2Ba M87星系最大规模之一的地方宇宙暗物质占17%,49%,和85%的总质量在1、2和5gydF4y2Ba,分别。恒星mass-to-light比例限制gydF4y2Ba。有趣的GC运动学接触大半径的衍生价值产生重大影响gydF4y2Ba收益率更高的值,如果该数据将被忽略。这是因为运动学的强烈影响半径测量全部封闭质量的DM暗物质光环所以任何质量没有分配到组件人为地提高mass-to-light比星星。gydF4y2Ba

米切尔摄谱仪的数据扩展了恒星在M87运动学大半径约一个数量级相比已经实现与先前IFU和细长裂缝的数据集(例如,[gydF4y2Ba68年gydF4y2Ba])。这已经产生重大影响的派生值循环速度和DM光环的核心半径和高度降低了这两个参数之间的协方差中看到以前的数据集只覆盖星系的中央部分。加之GC运动学影响派生mass-to-light比上面所讨论的,突出了大半径测量运动学的重要性在学习附近星系的动力。这是在这一领域宽视场IFU光谱学是产生了巨大的影响。gydF4y2Ba

最后,在墨菲et al。gydF4y2Ba12gydF4y2Ba)最佳轨道结构动力模型意味着一个剧烈变化的各向异性SVE在0.5左右gydF4y2Ba。在这个半径恒星显示大量radial-to-tangential各向异性(gydF4y2Ba外),而这半径的轨道变得温和无意中各向异性(gydF4y2Ba)。虽然作者没有探索这种行为,他们国家的起源可以形成机制有关,这个系统了。gydF4y2Ba

一篇论文墨菲et al。gydF4y2Ba12gydF4y2Ba)是由格布哈特et al。gydF4y2Ba8gydF4y2Ba]讨论了形成超大质量黑洞的质量在M87星系的中心。这里作者添加自适应光学(AO)纠正双子座NIFS积分场光谱上面讨论的索伦+米切尔摄谱仪的数据集。AO数据提供了中央空间运动学解决gydF4y2Ba(170)的星系gydF4y2Ba空间分辨率(7个人电脑)的半最大值宽度,因此解决了地区的运动学影响形成超大质量黑洞是非常重要的。上面讨论的简并度DM光环质量和恒星之间的mass-to-light比影响的决心形成超大质量黑洞的质量当黑洞的势力范围不解决。忽视或低估了黑暗光环人为地增加了mass-to-light比率转化为低估了黑洞的恒星组件质量的最佳动态模型(两个是常见的因素,例如,(gydF4y2Ba68年gydF4y2Ba])。因此如果相对昂贵的高空间分辨率的数据(HST或AO)不可用,我们只能希望能够衡量公正的黑洞质量如果DM光环也受到运动测量半径。gydF4y2Ba

在删除所有污染AGN和飞机在M87的核心和做一个详细的建模的AO PSF NIFS数据格布哈特et al。gydF4y2Ba8gydF4y2Ba测量形成超大质量黑洞的质量gydF4y2Ba。先前报告的黑洞质量之间的协方差,mass-to-light比率,和黑暗光环参数格布哈特和托马斯(gydF4y2Ba68年gydF4y2Ba]消失一旦AO数据包括在内。即直接解决的势力范围的BH收益率无偏黑洞质量的独立的包含黑暗光环。作者进一步测试这个排除大半径运动学(> 100′′)的建模找到一个温和的2% (0.5gydF4y2Ba黑洞质量下降)。之间的相似性测量黑洞质量及其不确定性在这项研究gydF4y2Ba 黑洞质量衡量格布哈特和托马斯gydF4y2Ba68年gydF4y2Ba)支持一种观点,即公正的黑洞质量可以准确测量如果DM光环是正确地建模和受到大规模运动测量的宽场积分场光谱仪像米切尔摄谱仪提供的。作者得出结论,gydF4y2Ba“如果一个人有足够的信号噪声和二维覆盖(例如,索伦或VIRUS-P),那么它应该可以衡量一个黑洞质量强劲。因此,它并不一定需要解决该地区受到了黑洞。能够使用数据,不解决好运动学上的黑洞的影响使我们能够研究黑洞,要么是遥远或低质量。这些政权都是重要的理解黑洞的物理性质相关性与宿主星系”gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

类似的研究是通过麦康奈尔et al。gydF4y2Ba10gydF4y2Ba]谁还用AO纠正IFU光谱从双子座+ NIFS和凯克+奥西里斯结合米切尔摄谱仪数据大半径测量四亮集群星系形成超大质量黑洞的质量(bcg)附近的集群。使用相同的动态建模技术作为格布哈特et al。gydF4y2Ba8gydF4y2Ba他们测量形成超大质量黑洞的质量gydF4y2Ba NGC 4889,gydF4y2BaNGC 3842,gydF4y2BaNGC 7768,而把< 9.0的上限gydF4y2Ba在NGC 2832中央黑洞的质量。两个对象的结果(NGC3842 Abell 1367后发座星系团和NGC 4889)以前报道麦康奈尔et al。gydF4y2Ba9gydF4y2Ba)是有史以来最高两个黑洞质量测量宇宙在当地。gydF4y2Ba

有趣的是测量黑洞质量在所有这些对象是系统地高于预测的最大的版本gydF4y2Ba关系的文献中找到。NGC 4889和NGC 3842的偏差超过内在散射的关系。类似的趋势是当比较测量值的预测gydF4y2Ba(即。,black hole versus bulge luminosity) relation and from less well established relations between BH mass and DM halo mass or circular velocity. The authors state that the data suggests a steepening in the在高质量的关系。这样一个趋陡预计如果最大规模的椭圆星系的形式(即“干”。可怜、天然气)合并早型系统。此外,麦康奈尔et al。gydF4y2Ba10gydF4y2Ba和et al。gydF4y2Ba8gydF4y2Ba)观察到显著的切向轨道结构各向异性在这些星系的中心在空间尺度上比较他们的光度内核。径向轨道的消耗这些系统的中心是一致的一个场景,在该场景中,后合并一个二进制BH优先放出星星从中部地区在径向的轨道。gydF4y2Ba

在麦康奈尔et al。gydF4y2Ba11gydF4y2Ba]作者扩展动态建模在NGC 4889, NGC 3842和NGC 7768允许包含一个空间梯度恒星mass-to-light率gydF4y2Ba为了研究系统的影响,这个数量对黑洞的质量。标准的做法是在这种类型的动态建模假设一个常数gydF4y2Ba因此整个星系将恒星的表面密度表面亮度在给定的乐队。另一方面,正如我们上面提到的在讨论的恒星人口工作格林et al。gydF4y2Ba21gydF4y2Ba),这些系统显示宽带颜色梯度和吸收线指标造成的潜在的金属丰度的变化和恒星的恒星形成历史的人口。麦康奈尔et al。gydF4y2Ba11gydF4y2Ba格布哈特等)修改代码。gydF4y2Ba53gydF4y2Ba为了包括径向渐变gydF4y2Ba他们的参数gydF4y2Ba并重新运行值的拟合为一个网格gydF4y2Ba的范围内。这个范围涵盖宽带目前的限制所允许的值颜色和恒星人口梯度的这些对象支持略有负面价值gydF4y2Ba。例如,恒星NGC 3842人口米切尔摄谱仪数据的建模gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

作者发现在黑洞质量~ 25%下降gydF4y2Ba却降低了从0到−0.2。两三个星系的这种差异与统计的不确定性测量黑洞质量的影响是显著的。模型与积极gydF4y2Ba温和的冷宫的数据是一致的负面颜色梯度的三个对象,黑洞的质量和产量高。看到,引入梯度与负值移动更多的恒星质量动力学模型较小的半径,因此要求更低的黑洞质量解释运动学。这也会转化为更大规模的DM晕必要弥补较低的恒星质量的半径。这种效应可能是重要的个人黑洞质量不仅决定在强烈的恒星系统中人口梯度的斜率也确定黑洞质量比例关系。作者认为gydF4y2Ba“一个系统的变化gydF4y2Ba 与星系恒星质量或速度色散影响的斜坡gydF4y2Ba 和gydF4y2Ba 比例关系,目前确定的假设gydF4y2Ba ”。gydF4y2Ba

3.3。ISM附近的恒星形成星系gydF4y2Ba

星云的光波长的发射谱线很重要的电离气体冷却剂HII区域,因此通常在恒星形成明亮的星系。这些转换的观察亮度和线比率已广泛用于文献确定金属丰度等重要物理量,电离参数,电子密度,尘埃灭绝,和SFR ([gydF4y2Ba69年gydF4y2Ba)和引用)。此外,AGN活动,冲击,ISM的电离气体扩散也可以大大加剧星云星系的光谱发射谱线。米切尔摄谱仪已广泛用于研究恒星形成活动和电离气体的性质在附近的恒星形成星系。gydF4y2Ba

星系演化的一个基本方面是恒星的形成在ISM冷气体。恒星的形成产生星系和驱动进化通过建立恒星质量,注入能源和金属ISM,消耗他们的气藏。了解集的SFR星系内存在不同的环境是非常重要的。在布兰科et al。gydF4y2Ba17gydF4y2Ba]作者使用收集的数据的一部分VIRUS-P探索附近的星系(VENGA,布兰科et al。gydF4y2Ba29日gydF4y2Ba),部分3.4.1)研究空间解决恒星形成法律(同声传译,又名Schmidt-Kennicutt法)在附近的螺旋星系NGC 5194的内部磁盘(也称为M 51)。微球之间的关系是原子、分子、或总气体表面密度(gydF4y2Ba,gydF4y2Ba,gydF4y2Ba)和SFR表面密度(gydF4y2Ba)。它一直知道这些量的综合测量时核地区附近的星系盘星系和恒星暴增的总气体表面密度与SFR表面密度相对较小的散射和斜率gydF4y2Ba几个数量级的数量(gydF4y2Ba70年gydF4y2Ba]。sub-kpc同声传译的尺度空间解决测量表明,ISM的分子气体成分,驱动这种相关性而表面原子气体密度和SFR表面密度在很大程度上是不相关的小尺度(10gydF4y2Ba^{2 - 3gydF4y2Ba}kpc,如。gydF4y2Ba71年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba72年gydF4y2Ba])。gydF4y2Ba

不同作者测量不同斜坡空间解决分子微球偏向值接近gydF4y2Ba(类似于集成同声传译,例如,(gydF4y2Ba71年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba73年gydF4y2Ba)当别人发现山坡上接近或略低(例如,统一(gydF4y2Ba17gydF4y2Ba,gydF4y2Ba72年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba74年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba75年gydF4y2Ba])。确定这种关系的斜率是重要,因为不同的理论模型试图解释恒星形成的过程在星系尺度做出不同的预测对其价值(例如,gydF4y2Ba76年gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba78年gydF4y2Ba])。在布兰科et al。gydF4y2Ba17gydF4y2Ba]作者把米切尔摄谱仪数据与公司(1 - 0)和嗨21厘米的地图从文献研究原子和分子微球~ 200 pc尺度跨越星系的内部磁盘。他们使用巴尔莫减量计算星云尘埃灭绝和正确的观察到的HgydF4y2Ba通量来衡量gydF4y2Ba。使用积分域光谱的主要优势来自于能够使用不同的发射谱线比诊断识别区域污染AGN光致电离,冲击和独立贡献HgydF4y2Ba从extraplanar电离气体扩散通量和本地化的恒星形成星系的磁盘(即。HII区域)。gydF4y2Ba

作者发现水平的差异在分子同声传译的斜率在文献中可以部分归因于系统性偏差与不同的线性回归方法符合相关。他们提出一个新的基于蒙特卡罗方法拟合微球包括内在散射作为一个自由参数的关系,是公正的。这种方法已经被勒罗伊使用后者et al。gydF4y2Ba79年gydF4y2Ba)提供一个详细的分析的鲁棒性。使用这个新的拟合方法布兰科et al。gydF4y2Ba17gydF4y2Ba)发现之间没有相关性gydF4y2Ba和gydF4y2Ba与之前的研究结果相一致,清楚之间的相关性gydF4y2Ba和gydF4y2Ba与斜坡gydF4y2Ba,一个典型的气体消耗时间表gydF4y2BaGyr(见图gydF4y2Ba4gydF4y2Ba)。~ 200电脑分辨率的分子微球显示了一个内在的散射gydF4y2Ba敏捷在良好的协议与测量Schruba et al。gydF4y2Ba80年gydF4y2Ba)和勒罗伊et al。gydF4y2Ba79年gydF4y2Ba]。这些结果拒绝于超线性分子气体微球在NGC 5194高意义一致的Bigiel et al。gydF4y2Ba46gydF4y2Ba]。这是后者证实使用贝叶斯推理谢蒂和Ostriker [gydF4y2Ba81年gydF4y2Ba]。在布兰科et al。gydF4y2Ba82年gydF4y2Ba]作者适合Kennicutt等的数据。gydF4y2Ba71年gydF4y2Ba)使用布兰科等提出的方法。gydF4y2Ba17gydF4y2Ba),得到一个最佳的斜率gydF4y2Ba,相比之下gydF4y2Ba价值得到了最初的研究。目前认为集成同声传译的陡峭斜坡看到来自两种效果的结合。首先,一滴molecular-to-atomic气体分数低密度将趋于陡峭SFR之间的相关性和总气体密度和表面的真实趋陡规模小分子微球的表面密度高的星群爆发由物理过渡政权性质的gmc overpressurized ISM(例如,gydF4y2Ba76年gydF4y2Ba])。在正常条件下的典型磁盘的螺旋星系之间的关系gydF4y2Ba和gydF4y2Ba10日gydF4y2Ba^{2 - 3gydF4y2Ba}pc尺度大约是线性的。研究如布兰科et al。gydF4y2Ba17gydF4y2Ba)展示的力量结合光学IFU其他波长的光谱与观测(如广播、毫米)获得完整的电离、原子和分子ISM和星系的恒星组成的关系。gydF4y2Ba

主要观测恒星的形成和ISM研究面临的挑战是适当的表征分子气体。测量和研究星系的分子气体基本了解恒星的形成和物理过程设置ISM的不同阶段之间的平衡。氢分子(gydF4y2Ba)数量的大部分质量在宇宙中的分子,但其转换通常很少兴奋在低温(~ 10 K)的气体在巨分子云(gmc)。为了克服这种观测困难,第二个最丰富的分子在gmc,一氧化碳(CO)分子,通常用作代理估算的总质量gydF4y2Ba。旋转转换的公司可以很容易地观察到毫米(mm)波长兴奋在典型的密度和温度条件下足够亮gmc,因此可以被探测到。使用CO排放估算gydF4y2Ba质量需要知识的强度gydF4y2Ba列密度转换因子gydF4y2Ba,尽管证据存在,这个因素的变化在不同的环境中,假定它是常见的使用在文献中有一个常数值([gydF4y2Ba85年gydF4y2Ba内),和引用)。gydF4y2Ba

布兰科et al。gydF4y2Ba16gydF4y2Ba)使用米切尔摄谱仪观察附近的正面大设计螺旋NGC 628(也作为VENGA的一部分;参见gydF4y2Ba3.4。1gydF4y2Ba)结合公司(1 - 0)和(2)从不同的来源以及地图gydF4y2Ba斯皮策gydF4y2Ba24gydF4y2BaμgydF4y2Ba和gydF4y2Ba星系演化探测器gydF4y2Ba远紫外数据寻找co公司——的变化gydF4y2Ba转换因子gydF4y2Ba在这个星系的磁盘。他们的方法包括反相的分子气体同声传译估计gydF4y2Ba表面密度的SFR表面密度。通过比较这估计观察表面亮度测量径向gydF4y2Ba在NGC 628。gydF4y2Ba

本研究发现2倍下降gydF4y2Ba从gydF4y2Bakpc星系的中心,这意味着光明的CO排放在给定gydF4y2Ba表面密度在中部地区。使用线比从米歇尔的摄谱仪诊断数据可以衡量金属丰度和电离参数变化跨星系的磁盘和研究如何变化gydF4y2Ba遵循这些量的变化。通过比较为公司辐射传输理论模型在ISM (gydF4y2Ba86年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba87年gydF4y2Ba他们表明,观测梯度gydF4y2Ba可以解释为减少金属丰度的组合,减少gydF4y2Ba与半径。光电加热从本地紫外线辐射场似乎有助于减少gydF4y2Ba在密度较高的地区。作者说“gydF4y2Ba我们的结果表明,银河环境起着重要的作用在恒星形成区域设置的物理条件,特别是碳分子复合物的化学和辐射传输的发射。我们采用一个警告gydF4y2Ba 价值大气体表面密度或金属丰度的变化gydF4y2Ba”。gydF4y2Ba

米切尔摄谱仪也被用于研究星云的化学丰度在附近的星系。积分场光谱允许测量气相金属丰度梯度在螺旋星系在一个有效的方式,为多个光谱HII区域可以获得在一个IFU指向。罗伯逊et al。gydF4y2Ba88年gydF4y2Ba)利用这个事实并使用米切尔摄谱仪研究集群螺旋星系的气相金属丰度取决于嗨不足。进水口进入intra-cluster介质可以将气体从星系通过冲压力和潮汐剥离和截止低金属丰度IGM的吸积气体进入这些系统(窒息),可以看出环境影响星系的化学浓缩通过调节混合气体的量用于恒星形成和丰富和ISM原始气体。gydF4y2Ba

在罗伯森et al。gydF4y2Ba88年gydF4y2Ba]作者观察六螺旋星系的珀尔修斯我集群米切尔摄谱仪和测量他们的金属丰度梯度使用R23强大行法Zaritsky et al。gydF4y2Ba89年gydF4y2Ba]。在大约1小时的有效曝光时间每踌躇H的作者获得可靠的测量结果gydF4y2Ba[OII]和[OIII]对比十几个HII区域在每个星系。飞马座的距离我的目标很容易融入米切尔摄谱仪的视野。他们估计每个星系的金属丰度特征的径向金属丰度剖面和比较这嗨缺陷参数(DEF)衡量利维et al。gydF4y2Ba90年gydF4y2Ba)偏差的量化嗨内容对平均预期值给定一个星系光度和哈勃类型。观察到清晰的金属丰度之间的相关性和DEF更嗨缺乏系统显示更高的化学丰度。这与以前的研究结果是一致的基于室女座星系团由斯基尔曼螺旋et al。gydF4y2Ba91年gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

罗伯逊et al。gydF4y2Ba88年gydF4y2Ba]试验观察到的相关性的可能性是由DEF的依赖性与恒星质量相结合通过完善mass-metallicity星系的关系(gydF4y2Ba92年gydF4y2Ba]。他们发现我和处女座样本DEF的飞马与恒星质量是不相关的,使用微分的金属丰度对期望mass-metallicity关系而不是金属丰度的绝对值DEF更强的相关性。因此他们得出结论说,嗨不足(通过气体去除或绞窄)有重大影响的化学浓缩集群星系,恒星质量的独立。作者比较他们的结果为集群螺旋场星系的小样本Zaritsky et al。gydF4y2Ba89年gydF4y2Ba发现金属丰度之间缺乏相关性和DEF后者。这使得他们解释观察到的效果是特别密集的环境中,尽管最近扩展他们的工作更大更好的选择的样本场星系显示嗨缺陷和金属丰度之间的关系也出现在现场,显示了一个类似边坡的集群(gydF4y2Ba93年gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

米切尔摄谱仪最近也被用来研究属性的蓝色致密星系由开罗et al。gydF4y2Ba15gydF4y2Ba]。了解这些类型的对象是极大的兴趣在这堂课上最大规模的星系是宇宙最接近当地类似物高红移星系的恒星形成通常选择使用莱曼打破和供应gydF4y2Ba技术。因此他们提供一个窗口条件下恒星的形成发生在高红移,但距离的物理过程可以在空间研究的方式解决。开罗et al。gydF4y2Ba15gydF4y2Ba)观察了五个巨大的蓝色星系II Zw 33紧凑,哈罗德,NGC 4670,原因就是314年,三世Zw 102米切尔摄谱仪的长期活动获得积分场光谱的蓝色紧凑的星系。本研究的目的是描述的形态和运动学恒星和电离气体成分在这些对象和使用发射谱线比诊断调查气体电离和尘埃消光的空间分布。作者还衡量全球气相金属丰度这些对象的综合光谱。gydF4y2Ba

虽然所有对象分析了研究显示一个相对平稳和常规形态的连续体,大形态多样性的电离气体显示更复杂的模式与对象暴露的细丝的排放和泡沫和漏洞的存在。星系显示各种不同的电离模式显示的地图(OIII)gydF4y2Ba5007 /小时gydF4y2Ba比率。在II Zw 33和默克314高电离区域遵循的恒星形成区,按预期从电离热OB星,NGC 4670还显示峰值OIII / HgydF4y2Ba在两丝在电离气体排放上方和下方的平面星系,可能造成的冲击激励。哈罗德我和III Zw 102另一方面显示出积极的径向渐变线率一致的金属丰度梯度通常出现在螺旋星系,他们是两个样本中最巨大的物体。灭绝所有系统显示大量的灰尘和各种运动学行为存在于样本复杂旋转磁盘速度场与多个运动组件的存在一致。gydF4y2Ba

最后,一个非常有趣的应用程序,利用高超的敏感表面亮度低排放的米切尔摄谱仪是亚当斯等人的研究。gydF4y2Ba14gydF4y2Ba]。在这部作品作者试图检测HgydF4y2Ba排放带来的边缘外星系你好晚了两个侧面类型的磁盘(UGC 1281和UGC 7321)变得总星系的紫外线电离的背景(UVB)。如果原子气体空间分布是已知的边缘嗨磁盘,然后直接测量的HgydF4y2Ba通量可以直接与UVB的强度有关。作者使用深嗨21厘米VLA这些对象的数据适合一个指数嗨分布在径向和垂直两个方向。然后外推到这个概要文件的磁盘边缘的预期位置UVB诱导光致电离前面。这个推断似乎是合理的,因为这两个系统分析了亚当斯et al。gydF4y2Ba14gydF4y2Ba]显示极薄圆盘用最小的扭曲和扩口大半径的迹象,也没有大规模附近邻居可以打扰他们嗨磁盘。尽管如此,作者还试图测量独立于上述的推断和收益率非常相似的结果。gydF4y2Ba

获得极深的暴露之后(~ 15小时)使用两种不同的光栅提供gydF4y2BaUGC 1281和gydF4y2BaUGC 7321和尝试不同的装箱策略coadd光谱的不同的纤维,作者没有检测HgydF4y2Ba一个5gydF4y2Ba限制的表面亮度gydF4y2Baerg年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}厘米gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}"gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}UGC 7321和gydF4y2Baerg年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}厘米gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}"gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}1281年UGC。深度两个星系之间的差异主要是由于高光谱分辨率光栅用于观察UGC 7321和例证相结合的大型纤维尺寸和高光谱分辨率是理想实现良好的表面亮度低灵敏度。这些限制将在UVB诱导嗨光化电离率的上限gydF4y2Ba年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}UGC 7321和gydF4y2Ba年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}UGC 1281。UGC 7321目前最严格的限制的UVB的力量gydF4y2Ba和低于当前理论的预测模型。gydF4y2Ba

3.4。附近的星系调查gydF4y2Ba

米切尔摄谱仪已被用于进行两项调查附近的星系的宇宙。第一个调查,VIRUS-P探索附近的星系(VENGA, (gydF4y2Ba29日gydF4y2Ba]),重点是研究正常星系的恒星形成磁盘,而第二个,VIRUS-P调查极端环境的星群爆发(狐狸精、gydF4y2Ba18gydF4y2Ba]),重点是亮光/交互系统的研究。这里我们描述这些观察活动,他们的目标,和一些最近的科学成果出来。gydF4y2Ba

3.4.1。VENGA: VIRUS-P探索附近的星系gydF4y2Ba

VENGA使用米切尔摄谱仪的磁盘映射30附近的螺旋星系在哈勃类型跨度广泛,恒星形成活动,形态和倾向。米切尔摄谱仪数据可以用于生产的2 d地图恒星形成率,尘埃灭绝,电子密度,恒星人口参数、运动学和化学丰度的明星和电离气体,和其他物理量的配件来自恒星光谱和星云的发射谱线的测量。VENGA的目的是测量相关物理参数在不同的环境中这些星系内,允许在恒星形成的一系列研究,结构装配,恒星人口,化学进化,银河反馈,核活动和星际介质的属性在大规模磁盘星系。gydF4y2Ba

彻底调查策略和数据处理方法中描述的布兰科et al。gydF4y2Ba29日gydF4y2Ba]。的VENGA datacubes有gydF4y2Ba应用空间分辨率和光谱分辨率~ 5 A的半最大值宽度,样品3600 - 6800范围,覆盖大部分地区典型抽样星系~ 0.7gydF4y2Ba。VENGA样本一起领域覆盖的米切尔摄谱仪图所示gydF4y2Ba5gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

VENGA产生了一系列的科学成果对ISM的属性和螺旋附近恒星形成的过程。其中包括研究在NGC 5194和微球gydF4y2BaNGC 628中讨论部分中梯度gydF4y2Ba3所示。3gydF4y2Ba(gydF4y2Ba16gydF4y2Ba,gydF4y2Ba17gydF4y2Ba]。在不久的将来解决的一系列研究电离气体的化学成分和运动学在附近盘旋预计将发表。gydF4y2Ba

3.4.2。狐狸精:VIRUS-P调查星群爆发的极端环境gydF4y2Ba

狐狸精的调查(gydF4y2Ba18gydF4y2Ba)使用米切尔摄谱仪15附近红外亮(地图gydF4y2Ba)的亮光/相互作用的星系。样本涵盖范围广泛的交互阶段,从(双)早期到晚期阶段(合并系统与多个核)的质量比率gydF4y2Ba的范围内。所有对象拥有丰富的辅助数据包括gydF4y2Ba斯皮策gydF4y2Ba24gydF4y2BaμgydF4y2Ba米,星系演化探测器远紫外和现有的gydF4y2Ba(1 - 0)和嗨地图。狐狸精样例图所示gydF4y2Ba6gydF4y2Ba。一个平行运动地图高密度分子气体示踪剂(例如,HCN (1 - 0),gydF4y2Ba(1 - 0),HNC(1 - 0))的狐狸精样例进行Nobeyama 45 m和族长30米望远镜以及卡玛数组。狐狸精将探讨恒星形成率和气体含量之间的关系在空间尺度1 ~ 0.2解决kpc的亮光/星系的函数交互阶段[gydF4y2Ba18gydF4y2Ba,gydF4y2Ba97年gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

4所示。病毒和HETDEX:展望未来gydF4y2Ba

就像前面提到的gydF4y2Ba1gydF4y2Ba暗能量霍比艾博利天文望远镜实验(HETDEX)将使用病毒仪器进行盲目的光谱调查覆盖的有效面积~ 90度gydF4y2Ba^2gydF4y2Ba。虽然HETDEX的主要目的是检测LygydF4y2Ba发射器在高红移(gydF4y2Ba红移),大量的低的物体,包括附近的星系和兆瓦恒星,将会在调查中足迹。HETDEX将达到一个深度的连续体gydF4y2Ba(21.5,20.7)gydF4y2Ba(5,10)/纤维/决议元素。病毒在3500年至5500年的一系列观察,有分辨能力gydF4y2Ba和空间分辨率由1.5′′纤维直径的大小。考虑到这些参数,gydF4y2Ba螺旋星系通常会gydF4y2Ba连续检测每决议元素纤维2有效半径和发射谱线光谱至少他们光半径。HETDEX空间解决~ 4500当地星系限制没有任何光度预选,和一个额外的~ 10000年当地星系将空间解决(例如,gydF4y2Ba)光谱学低于限制gydF4y2Ba(和合Drory私人交流)。在gydF4y2BaHETDEX仍将获得综合星系光谱gydF4y2Ba每个元素连续的决议。这些参数和光度预选的缺乏使HETDEX很有竞争意识,免费像萨米(正在进行的和未来的调查gydF4y2Ba98年gydF4y2Ba)和漫画(gydF4y2Bahttp://www.sdss3.org/future/manga.phpgydF4y2Ba),尽管科学应用将约束限制蓝色波长范围的病毒。gydF4y2Ba

空间解决吸收和发射光谱信息将提供恒星形成和尘埃灭绝,ISM化学丰度和电离状态,以及恒星的数量的属性,作为一个公正的星系旋转曲线样本规模空前。丰富的信息关于星系形成的历史是编码在这些属性的空间分布(主要是梯度)星系内,所以超越单纤维(SDSS-like)大样本的光谱空间解决星系打开一个新的参数空间未来的星系形成和演化的研究。gydF4y2Ba

5。结论gydF4y2Ba

米切尔摄谱仪已经被证明是一个独特的乐器学习附近的星系。它的特点是其大视场、高灵敏度低表面亮度排放使它一个非常有效的工具观察扩展来源。当我回顾了本文,仪器产生了大量的科学成果对邻近星系的性质和所涉及的物理过程的形成和演化的组件,包括明星、ISM,暗物质晕,和中央超大质量黑洞。gydF4y2Ba

米切尔摄谱仪的调试在麦当劳2.7米望远镜极大促进了科学产出的设施。宽场积分场光谱仪非常强大科学仪器为小型和中型望远镜。米切尔摄谱仪和类似工具的类别显示在过去的十年中,相对温和的投资于先进的仪器可以把一个相对较小的望远镜变成竞争前沿设备具有独特的功能。鉴于科学资助机构面临的困难是世界各地的前景和当前小型光学设备在美国,这是一个非常重要的概念需要记住。gydF4y2Ba

超越单一IFU光谱仪,更加雄心勃勃的项目,比如HETDEX和漫画将很快开始IFU业务进入“大数据”时代。空间分辨光谱法对成千上万的星系很快就会提供给我们。一个巨大的努力正在进行开发必要的工具来消化和分析这些巨大的数据集。虽然这些项目无疑将有一个巨大的影响我们理解星系,更详细的研究在较小数量的来源的高空间分辨率、高S / N,满级数据集可将继续提供一个参考点来解释大调查的统计结果出来。在所有方面整体光谱学领域成为一种广泛使用的技术,它是提供一个星系天体物理学领域的宝贵的贡献。gydF4y2Ba

确认gydF4y2Ba

米切尔的建设摄谱仪(原名VIRUS-P)是可能由于辛西娅和乔治米切尔基金会的慷慨支持。加里·希尔和菲利普·麦昆在麦当劳天文台摄谱仪的设计和施工。IFU和光纤束是由莱布尼茨天体物理学研究所(AIP)。作者承认大卫床铺和员工在麦当劳天文台的无价的帮助支持的观察。HETDEX由德克萨斯大学奥斯汀分校,麦当劳天文台,天文学和参与的Universitats-Sternwarte Ludwig-Maximilians-Universitat慕尼黑,Max-Planck-Institut的皮毛Extraterrestriche-Physik (MPE) Astrophysikalisches波茨坦研究所(AIP),德州农工大学,宾夕法尼亚州立大学,HET财团。除了制度支持,HETDEX资助部分的礼物哈罗德·c·西蒙斯罗伯特和安妮·格雷厄姆,辛西娅和乔治米切尔基金会,路易和茱莉亚Beecherl,吉姆和夏洛特·芬利,比尔和Bettye Nowlin,罗伯特和法伦·沃恩,和许多其他人和埃里克•Stumberg AFRL协议下不。fa9451 - 04 - 2 - 0355,德州诺曼Hackerman先进研究项目拨款003658-0005-2006和003658-0005-2006下,和美国国家科学基金会资助ast - 0926815。gydF4y2Ba

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