은하 진화와 은하 먼지 기하학에 대한 이해

은하의 특성을 측정한다고 할 때 광범위한 SED 유형에서 나타난다는 것을 감안합니다.

그리고 그 결과가 z ≈ 2 은하의 진화에 대한 인사이트를 제공하는 방법에 대해 이해합니다.

먼지 기하학에 있어서 먼지 감쇠 결과가 z ≈ 2 은하에 있어 무엇을 의미하는지 알아야 합니다.

광범위한 질량과 SFR는 샘플에 포함되는데 우리 은하 그룹은 서로 다른 진화 단계를 보여줍니다.

특정 SFR과 항성 A의 V 그리고 더 나은 측정을 포함하였을 때 개별적인 은하보다 더 강력하게 융합한 특성을 보여줄 수 있는 고도로 샘플링된 SED를 보여줍니다.

 

은하의 진화 그리고 미치는 영향에 대해

더불어 가장 질량이 높은 은하의 성운 감쇠 그리고 Hα SFR에서 제한을 더 높은 강도로 가할 수 있는 스택의 쌓임에서 분광학적 특성을 가지고 있습니다.

때로는 이처럼 질량이 높은 수준의 은하계에서는 발머 방출이 크게 부족하게 보일 수 있습니다.

그리고 여전히 적층을 통해 측정할 수 있음을 보여줍니다.

하지만 이러한 형태의 모든 그룹이 유사한 적색편이 체제에서 왔기 때문에 보다 진화적 서열을 형성할 수 없다는 점을 알아야 합니다.

또한 이 그룹들은 서로 다른 진화 단계일 때에서도 은하를 포착할 수 있습니다.

아마도 어떤 한 그룹은 담금질의 형태를 유지하고 있는 반면에 어떠한 다른 그룹은 초기 형태의 별 폭발을 겪고 있을 것으로 보고 있습니다.

다이어그램의 다양한 그룹 형태 위치를 보면 진화에 대한 넓은 인사이트를 얻을 수 있게 됩니다.

특히 높은 상태의 질량, UVJ, BPT 다이어그램의 위치, 낮은 SED 기반의 SFR을 포함하여 담금질하는 상태의 은하를 포함할 수 있음을 나타내는 징후가 여러 가지 보여주고 있음을 알 수 있습니다.

UVJ 공간에서 다이어그램을 봤을 때 오른쪽 상단으로 향할수록 항성의 질량이 증가하는 추세를 회복하는 것을 볼 수 있습니다.

다른 패널을 봤을 때 은하의 질량이 증가하는 모습을 보이는데, 금속성이 증가하지만 sSFR이 감소한다는 사실을 알 수 있습니다.

하지만 이러한 추세에 대해 UVJ 다이어그램에서 추적한 결과 질량이 가장 높은 그룹이 예상보다 낮은 V-J로 상쇄되는 모습을 보이며 잠재적으로 향후 진화적인 움직임을 나타낸다는 것을 발견했습니다

은하계의 항성 질량이 커지거나, sSFR이 떨어졌을 때의 은하계를 봐야 합니다.

정지된 영역으로 올라가기 전 은하계는 UVJ 다이어그램의 별 형성 순서대로 다시 떨어지게 될 수 있습니다.

먼저 UVJ 색상만으로는 은하를 분류하기에 충분하지 않을 수 있습니다.

또한 UVJ 다이어그램의 동일한 공간을 볼 때 정지된 상태의 상자를 향해 이동하는 오른쪽 상단을 확인할 수 있습니다.

그리고 높은 질량의 낮은 SFR 은하로 진화하는 상황에서 중간 정도의 질량 은하가 차지할 수 있습니다.

H. B.의 일부 시뮬레이션 은하에서 이러한 추세를 볼 수 있습니다.

Akins et al. 그리고 UVJ 다이어그램에서 이 과도기 상태의 영역에 있는 MOSDEF 은하의 스펙트럼 스택은 이전에 T. O. Zick et al.에 의해 연구된 결과가 있습니다.

SFR 질량 다이어그램에서 봤을 때 은하의 위치는 UVJ 다이어그램에서의 위치보다 진화 단계와 더 밀접하게 연결될 수 있음을 시사합니다.

sSFR의 감소가 관찰되고 이와 함께 별 A가 V 감소하고 하한선이 성운 감쇠에서도 감소하는 모습을 보일 수 있다는 것을 발견할 수 있습니다.

질량이 큰 은하가 별 형성을 차단하는 것은 낮은 성운 A로 V 이어진다는 것을 말하며, ISM 먼지를 쫓아내거나 파괴하고 낮은 별 A로 V 이어짐이 있다는 발견을 뒷받침함을 보여줍니다.

BPT 다이어그램을 볼 때 이러한 의미에 대해 진화의 본질에 대해 추측해 봅니다.

SED 기반 SFR보다 Hα SFR이 특히 높다는 것을 알 수 있습니다.

AGN에서 일부 Hα 방출이 발생할 수 있습니다.

AGN 피드백은 이러한 그룹이 ISM 먼지를 종식시키고 별의 형성을 차단합니다.

또한 다른 모든 추세를 관찰할 때 생성하는 메커니즘 중 하나일 수 있음을 알 수 있습니다.

추가 Hα는 별의 고령화에 따라 더 흔하게 관찰될 수 있습니다.

또한 관찰된 추세에 기여할 수 있는 가장 활동이 활발하게 움직이는 진화 별에서 유래할 수 있음을 보입니다.