Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://sed.sao.ru/sed_R_models.html
Дата изменения: Fri Dec 4 16:41:47 2015
Дата индексирования: Sat Apr 9 22:31:58 2016
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: п п п п п
Description of SED models

English Russian KOI8

Описание используемых моделей распределения энергии в спектрах галактик

FTP доступ к основным моделям здесь.
Выход на первую страницу сервера.

Введение

Ниже приводятся неполные описания используемых моделей SED для расчетов фотометрических красных смещений, выполняемых данным сервером. Основные используемые модели синтетических спектров для расчетов z и возраста относятся к эллиптическим галактикам, с которыми отождествляются радиогалактики. Но при развитии системы количество типов галактик будет расширяться и соответствующие модели (S0, Sa, Sb, Sc, Sd) пополнят базу данных спектров.

В конце этого текста приводится также описание моделей Poggianti, не доступных для использования, но имеющихся в базе данных. В дальнейшем, при развитии данных моделей не исключено их открытое использование в системе.

PEGASE

В качестве основной модели SED (Spectral Energy Distribution) используется эволюционная модель PEGASE: Project de'Etude des Galaxies par Synthese Evolutive (Fioc and Rocca-Volmerange, 1997) для галактик Хаббловской последовательности как со звездообразованием, так и проэволюционировавших. Основная оригинальность этой модели состоит в расширении к ближнему IR (NIR) атласа синтетических спектров Rocca-Volmerange and Guiderdoni (1988) с пересмотренной звездной библиотекой, включающей параметры холодных звезд. NIR когерентно связывается с видимым и ультрафиолетовыми диапазонами, так что модель непрерывная и охватывает диапазон от 220 Angstrom до 5 микрон. Точный алгоритм модели, согласно авторам, позволяет отслеживать быстрые эволюционные фазы такие как красные сверхгиганты или AGB в ближнем IR.

Мы используем из этой модели широкий набор кривых SED из диапазона возрастов от 7x106 лет до 19x109 лет для массивных эллиптических галактик.

В 2001 году появилась усовершенствованная система PEGASE.2 (Damien Le Borgne and Brigitte Rocca-Volmerange, 2001, astro-ph/0202359 ), которая имеет соответствующий сервер. Мы планируем также использовать эти модели для стандартных типов галактик при оценках параметров.

GISSEL

В модели GISSEL'98 мы используем библиотеку синтетических спектров галактик из работы Bolzonella, Miralles и Pello (BMP, 2000) для эллиптических галактик (200 треков для возрастов от 200 млн. лет до 16 млрд. лет), построенную с помощью эволюционных моделей Bruzual и Charlot (1993, 1996), приблизительно соответствующую наблюдательным характеристикам объектов.

Библиотека синтетических спектров E-галактик построена со следующими параметрами темпа звездообразования (SFR - star formation rate): простое звездное население, время вспышки звездообразования - 1 млрд. лет, затухание вспышки звездообразования проходит по экспоненциальному закону (мю-модель). Для моделей использовалась солнечная металличность (новые скорректированные треки). Начальная функция масс (IMF) с верхним пределом массы 125 Mсолн. взята из Miller и Scalo (1979), но, как показывают BMP при сравнении с другими IMF, на точности фотометрических красных смещений этот выбор не сказывается. Модельные треки покрывают диапазон длин волн от 220 до 95800 Angstrom, но для расчетов мы используем по умолчанию диапазон, заданный пределами красных смещений от 0 до 6.

(Домашняя страница модели GISSEL).

GALEV2

Эта библиотека взята из работы "Chemically consistent evolution of galaxies: II. Spectrophotometric evolution from zero to high redshift" авторов Jens Bicker, Uta Fritze, Claudia S. Muller, Klaus J. Fricke (Universitaetssternwarte Goettingen). ( astro-ph/0309688 ) Данные лоступны для следующих типов галактик: E, Sa, Sb, Sc, and Sd (GALEV). Имеются e и k- поправки и видимые величины (в системе VEGAMAG) для полос Johnson-Cousins-Bessell и Brett U, B, V, Rc, Ic, J, H, K passbands и для полос for the HST/WFPC2 до красных смещений z=5. Спектры даны как функция от красного смещения и времени эволюции в restframe. В случае эволюции, k-поправка и спектры даны без эффекта затухания. Для космологии авторы использовали H0=65, Omega0=0.1 и образование галактик на z=5. Потоки в спектрах даны в единицах [erg cm^-2 s^-1 A^-1]

Файлы можно найти здесь.

HyperZ

Для расчетов металличности галактик в зависимости от треков может также использоваться система HyperZ (Bolzonella и др., 2000), содержащая, в частности, библиотеку шаблонов спектров GISSEL98. Кроме того, в данную базу данных включено и программное обеспечение, и передаточные характеристики фильтров.

Входными данными для системы являются фотометрический каталог, содержащий звездные величины и ошибки, а также соответствующий набор откликов фильтров. Выходные данные выбираются пользователем: наилучшее фотометрическое z, наблюдаемые SED-ы (средние потоки и ошибки), подогнанные наилучшим образом интегральные SED-ы и спектры, зависимость хи2(z) и возможные второстепенные решения.

Библиотека шаблонов спектров получена из кода GISSEL98, солнечной металличности (новые скорректированные треки), a также функции начальных масс Miller и Scalo IMF (toul_62_mi_sc_ssp), плюс 4 шаблона от Coleman, Wu и Weedman (1980) и расширенные до ультрафиолетового и инфракрасного диапазонов с помощью спектров GISSEL, соответствующих тому же спектральному классу. Этот набор спектров может быть изменен пользователем.

Модель Poggianti

Кроме выше описанных, имеется модель спектров из работы Poggianti (1997). Так как синтезированных треков в базе данных для описания мало и у нас нет сведений о развитии этой модели, мы ее не стали открывать для общего доступа.

Эта модель основана на расчетах, включающих эмиссию звездной компоненты по Barabaro and Olivi (1991), которая синтезирует SED для галактик в спектральном диапазоне 1000 - 10000 Angstrom и включает, кроме основной последовательности и фазы горения гелия, также просчитанные фазы звездной эволюции для AGB и Post-AGB. Модель учитывает химическую эволюцию в галактике, поэтому и вклад в интегральный спектр звездных популяций различных металличностей. С использованием моделей звездных атмосфер (Kurutz, 1992) Poggianti удалось рассчитать спектр вплоть до 25 000 Angstrom. В IR диапазоне использовалась модель Куруца для звезд с Teff>5500K, а для более низких эффективных температур использовалась библиотека наблюдаемых звездных спектров (Lancon and Rocca-Volmerange, 1992).

Из этой модели мы использовали кривые SED, рассчитанные для эллиптических галактик, для возрастов 2.2, 3.4, 4.3, 5.9, 7.4, 8.7, 10.6, 13,2 и 15 x109 лет.

Литература

Barabaro S., Olivi F.M., 1991, AJ, 101, 922

Bruzual G., Charlot S. 1993, ApJ, 405, 538

Bruzual G., Charlot S. 1996, anonymous@ ftp://gemini.tuc.noao.edu/pub/charlot/bc96

Bolzonella M., Miralles J.-M., Pello R. 2000. Astron. Astroph., 363, 476. astro-ph/0003380.

Coleman D.J., Wu C.C., Weedman D.W., 1980, ApJ, 43, 393

Fioc M., Rocca-Volmerange B, 1997, AA, 326, 950

Kurutz R., 1992, in ``The stellar population of Galaxies'', IAU Symp. No 149, ed. Barbuy B.,Penzini A., Kluwer, Dordrecht, 225

Lancon A., Rocca-Volmerange B., 1992, AAS, 96, 593.

Miller G.E., Scalo J.M. 1979, ApJS, 41, 513

Poggianti B.M., 1997, AA, 122, 399

Rocca-Volmerange B., Guiderdoni B., 1988, AAS, 75, 93