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post date6 février 2020  •   post categoriesNon classé

그림 12. 가장 잘 맞는 툴리-피셔 관계에서 예측한 관찰된 속도와 속도 의 차이입니다. 모델 및 관측 변수에 대해 플롯합니다. 왼쪽에서 오른쪽으로, 위에서 아래로: S/N, 로그, 로그 항성 질량, 가장 잘 맞는 Rs, 가장 잘 맞는 RT, 최적 σ, 적색 변속, 경사, , Sérsic 인덱스, SFR, SFR 마이너스 예측 SFR (Tomczak et al. 2016), sSFR, 보고, 및 보고에 상대적인 Rs. 에 맞는 에 대한 Δlog에서 음의 오프셋이 있는 최적 rt를 제외하고는 상관 관계가 거의 없습니다. 그림 6. Ks 밴드 크기와 효과적인 F160W 반경 Re는 고품질 샘플에서 38 개의 은하의 히스토그램을 적층했습니다. 16개의 은하 의 18개의 스펙트럼에 대해 적합이 제대로 제한되거나 지수 밝기 프로파일에 맞지 않을 수 있습니다. 나머지 22개의 은하들은 툴리-피셔 관계를 도출하는 데 사용되었다. 제거된 은하들은 Ks 밴드의 크기와 크기가 평균적으로 작아져 서, 더 크고 밝은 은하를 향한 선택 편향이 생생했다.

핏으로부터 입수해. 우리는 샘플을 1000 번 부트 스트래핑하고 B와 A의 부트 스트랩 분포에서 표준 편차를 취함으로써 불확실성을 도출했습니다. Tully-피셔 관계의 기울기는 z = 0의 이전 결과와 일치합니다. 예를 들어 Reyes 외(2011)는 A = 0.29를 찾고 벨 & 드종(2001)은 찾을 수 있습니다. 우리의 연구는 z = 0 사이의 경사에서 진화를 크게 제한하기에는 숫자가 너무 적지만, 낮은 적색 시프트에서 경사를 수정하면 영점의 진화를 연구 할 수 있습니다. 설정 A = 0.29, 우리는 찾을 수 있습니다 . z = 0 (Reyes 등 2011)과 비교하여, 이것은 의 영점 (항성 질량)의 진화를 의미합니다. 우리는 여기에 여기에 사용 된 Chabrier (2003) IMF 대신 레예스 외 (2011)에 의해 사용되는 Kroupa (2001) IMF를 설명하기 위해 별의 질량에 -0.05 덱스의 작은 보정을 포함. 마찬가지로 경사를 1/4.5로 설정하여 bell & de Jong(2001)의 z = 0 결과와 비교할 수 있습니다. 이로 인해 의 진화가 관찰됩니다. 항성 질량의 이러한 오프셋은 Cresci et al. (2009) 및 Simons et al.

(2016) 각각 파생된 결과와 일치합니다. 관측키시대에 빛을 비추기 위해서는 더 많은 은하수의 연구가 필요하다는 것은 분명하다. 이 연구에서 우리는 ZFIRE 설문 조사에서 은하의 새로운 스펙트럼을 사용합니다 (Nanayakkara 외. 2016). 이들은 Keck I에 새로 설치된 MOSFIRE 계기에서 얻어졌으며, 멀티플렉싱 기능을 통해 많은 수의 은하를 동시에 큰 깊이로 관측할 수 있는 민감한 근접 IR 분광기입니다. ZFIRE의 주요 목표는 두 개의 높은 적색 시프트 클러스터에서 은하를 분광적으로 확인하고 연구하는 것입니다, UDS 필드에 하나 (로렌스 등. 2007) z = 1.62 (Papovich et al. 2010) 및 COSMOS 필드에 하나 (스코빌 외. 2007) z = 2.095 (Spit 2007; 2007; 위안 외. 2014). 그러나 ZFIRE는 또한 적색 교대에서 많은 전경 및 배경 은하를 대상으로 합니다.

ZFIRE를 사용하면 Hα (나머지 프레임 진공) 방출 라인은 은하 운동학 연구에 사용될 수있는 많은 수의 은하에 대해 관찰됩니다.