Gauche : Un exemple d’appariement PSF entre les [O III] Image PNB λ5007 de Keck/KCWI (en haut à gauche) et du [O III] Image PNB de 88 µm de Herschel/PACS (en bas à gauche). L’image KCWI PNB a été convoluée avec un noyau gaussien 2D (en haut à droite) pour correspondre au PSF de l’image PACS PNB. Le résidu résultant est affiché dans le panneau inférieur droit. Les cercles pointillés rouges indiquent les ouvertures à partir desquelles les spectres 1D ont été extraits. À droite : Modélisation de l’atténuation des poussières basée sur les rapports de flux observés des lignes d’hydrogène Balmer et Paschen. Dans le panneau supérieur, les points de données représentent les facteurs de correction nécessaires pour aligner les rapports de flux observés avec ceux prédits par la recombinaison du cas B. Les modèles d’atténuation les mieux adaptés sont représentés par des courbes pleines, tandis que les zones ombrées indiquent leurs incertitudes de 1σ. La couleur bleue (orange) indique les spectres 1D avant (après) la correspondance PSF. La forte pente aux longueurs d’onde inférieures est principalement due aux contributions de l’absorption stellaire. Le panneau inférieur montre les écarts fractionnaires entre les rapports de flux observés et les mieux adaptés, pour les mêmes points de données. Les points de données proches de l’unité indiquent un bon accord avec le modèle d’atténuation. — astro-ph.GA
Les compositions chimiques précises des régions de formation d’étoiles constituent un outil de diagnostic essentiel pour caractériser l’histoire de la formation des étoiles et les flux de gaz qui régulent la formation des galaxies.
Cependant, le facteur de divergence d’abondance (ADF) entre les mesures de la méthode «directe» de la température électronique optique (Te) et celles des raies de recombinaison (RL) représente une incertitude systématique d’environ 0, 2 dex sur l’abondance de l’oxygène.
Le degré d’incertitude pour les autres éléments est inconnu. Nous effectuons une analyse complète des abondances d’ions O++ et N+ en utilisant les spectres optiques et infrarouges lointains d’une région de formation d’étoiles au sein de la galaxie naine voisine Haro 3, qui présente un ADF typique. En supposant des conditions homogènes, l’émission infrarouge lointain indique une abondance d’O supérieure à la méthode Te et cohérente avec la valeur RL, comme on pourrait s’y attendre en raison des fluctuations de température, alors que l’abondance de N est trop importante pour être expliquée par les fluctuations de température.
Au lieu de cela, un composant de gaz hautement obscurci est probablement nécessaire pour expliquer les rapports élevés entre l’IR lointain et le flux optique. La prise en compte de cette composante obscurcie réduit à la fois les métallicités basées sur l’IR et l’ampleur déduite des fluctuations de température, de sorte qu’elles ne peuvent pas expliquer complètement l’ADF dans Haro 3. De plus, nous trouvons des problèmes potentiels lors de la prévision des flux RL à partir des données atomiques actuelles.
Nos résultats soulignent l’importance cruciale de résoudre la cause des écarts d’abondance et de comprendre les biais entre les différentes méthodes de métallicité. Ce travail représente une méthodologie prometteuse et nous identifions d’autres approches pour répondre aux incertitudes dominantes actuelles.
Yuguang Chen, Tucker Jones, Ryan L. Sanders, Dario Fadda, Jessica Sutter, Robert Minchin, Nikolaus Z. Prusinski, Sunny Rhoades, Keerthi Vasan GC, Charles C. Steidel, Erin Huntzinger, Paige Kelly, Danielle A. Berg, Fabio Bresolin , Rodrigo Herrera-Camus, Ryan J. Rickards Vaught, Guido Roberts-Borsani, Peter Senchyna, Justin S. Spilker, Daniel P. Stark, Benjamin Weiner, D. Christopher Martin, Mateusz Matuszewski, Rosalie C. McGurk, James D. Neill
Commentaires : 18 pages, 7 figures et 2 tableaux. Soumis à ApJ
Sujets : Astrophysique des Galaxies (astro-ph.GA)
Citer comme : arXiv:2405.18476 [astro-ph.GA] (ou arXiv :2405.18476v1 [astro-ph.GA] pour cette version)
Historique des soumissions
De : Yuguang Chen
[v1] Mardi 28 mai 2024 18:00:03 UTC (668 Ko)
Astrobiologie, Astrochimie,
2024-06-03 17:26:59
1717425750
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