Iyer2025SpectralEnergyDistributions
Brief
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- 星系 SED 主要来自恒星连续谱、星云发射线、dust 从紫外到红外的转换、AGN 四方面的贡献
- dust re-emission 在中红外由 PAH 贡献，在远红外由尘埃的黑体辐射叠加形成
- AGN 的贡献存在于 X-ray、紫外到可见、红外、radio 四个波段，分别来自 corona、吸积盘、尘埃环、jet 带来的同步辐射的贡献
- 现代 SED fitting 的提升就在于对 AGN/dust 更精细的建模
- SED fitting 可以得到的物理属性主要是红移、恒星质量和 SFR/SFH
Intro
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- SED 是理解银河系之外宇宙的「最强大工具之一」
- 几个科学问题是星系的形成和演化、星系的 SF 和 quenching、SMBH 和星系的相互影响
Galaxy observation
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- SED 除了 stellar continuum 之外还包括由年轻大质量星系发出的 nebular emission、dust 将紫外光散射为红外光、AGN emission 等贡献
- SED 的两种数据形式是 spectroscopy 和 photometry，后者是对 SED 的粗略的采样
- spec 数据一般波长覆盖不如 photometry？
- photometry 指的是测量特定 filter 内的全部 flux
- wide/medium/narrow band filter 的宽度大约分别在 2000+/1000/100A 左右，更窄的 filter 需要更长的曝光时间
- 两个关键参数是空间分辨率和 FOV
- aperture photometry 和 profile modeling 是两种主要的 photometry method
- spectroscopy 的关键参数是 fiber/slit 数量、波长覆盖和光谱分辨率
- slit-less/grism 指的是收集整个 FOV 内所有的光，IFU 指的是具有空间分辨率的光谱数据
- 地基望远镜的波长覆盖一般在光学和射电波段，空间可以提供紫外和近红外的光谱观测
- galaxy survey 的提升体现在波长覆盖、信噪比、分辨率等方面
Anatomy of SED
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- fig2 展示了 SED 的四个来源
- 恒星连续谱在紫外到红外 dominate，星云发射线（Hb/OIII）叠加其上
- dust 体现在将紫外/可见光附近的吸收，以及红外波段的主要贡献
- AGN 在 X-ray、紫外到光学、中红外、射电波段都有贡献
- 在 X-ray 和紫外之间存在一个没有 flux 的区间？
- fig3 对应恒星连续谱的内容
- A/B 展现了 SSP SED 随着年龄和金属丰度的变化
- 金属丰度的影响体现在密集吸收线产生的 blanketing 特征
- SPS 建立在恒星演化模型、等时线（isochrones）、恒星光谱库的基础上
- SSP 指的是按照一定的 IMF 的恒星的光谱叠加，panel E 给出了单个恒星的连续谱
- 最终的 CSP 是由 SSP 按照一定的 SFH 叠加得到的
- 额外的影响因素包括 binary fraction, chemical evolution, Pop III 等
- 「用 alpha/Fe ratio 可以一定程度上推断 SFH」有一个名字叫作 alpha enhancement
- nebula emission 是来自 ISM 中气体的贡献
- ISM 气体中的分子氢、原子氢、电离氢分别通过 CO 射电辐射、21cm line、光学发射线来 trace
- 机制包括各种光致/碰撞电离/激发过程，既可以产生连续谱也可以产生发射线
- ISM 也可以在射电波段贡献辐射，机制是同步辐射和 free-free emission，二者主导波段的分界线是 30GHz，不受尘埃吸收的影响
- dust（尺寸 1-100nm 量级）形成于晚期恒星的大气中并被抛射入 ISM，对 SED 的影响主要是吸收紫外到近红外的光并且散射到中远红外波段
- dust 对短波光影响更大，所以会造成整体颜色变红
- 物理本质：dust 的化学本质是具有晶格结构的硅酸盐或者碳质材料（包括 PAH），可以吸收高能光子的能量被（整体）激发到高能态（体现为晶格的振动剧烈程度），并且随后以黑体辐射形式释放远红外的光子
- 另外一种物理过程是 scattering，也就是光子和尘埃颗粒发生弹性碰撞，能量保持不变但是离开了视线方向
- extinction 和 attenuation 的区别在于后者是考虑到中远红外的辐射增加的（？）
- 中红外的辐射主要由 PAH 贡献（在 3.3-11.3μm 有一系列发射峰），远红外的辐射来自尘埃颗粒的黑体辐射的叠加
- 10-60 GHz 存在一种机制尚不清楚的 Abnormal Microwave Emission (AME)
- AGN 包括 accretion disk、corona、broad/narrow line region、torus（尘埃环）
- accretion disk 主要产生紫外到光学的热辐射（big blue bump）
- corona 通过逆 Compton 散射将吸积盘的紫外光子转换为 X-ray 辐射，是用于识别 AGN 的一个主要特征
- torus 是 AGN 周围的由尘埃和气体构成的云，以类似 dust 散射的方式产生红外热辐射
- AGN jet 会产生强烈的射电波段的同步辐射，当 jet 恰好指向视线方向时 AGN 呈现 blazar 的特征
- CGM 和 IGM 对于 SED 的贡献都很微弱，前者需要通过吸收特征或者 Lyman-alpha/OII 特征探测，后者通过 Lyman-alpha/Lyman-limit-system/Damped-Lyman-absorber (DLA) 探测
Physical properties inferred from SED
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- 首要的性质是红移
- spec-z 依赖的是 Balmer 线、OIII 线、Lyman break、Balmer break 的位置，可以精确到 1e-4 的水平
- photo-z 是对 spec-z 的一种高效的替代，包括 template 和 empirical（ML）两种方法
- stellar mass 是 SED fitting 中最 robust 的物理量之一，只要 SED 覆盖到对年老恒星敏感的 400-1600nm 波段就可以获得一个足够稳健（0.2~0.3dex）的估计
- 对于 IMF 和 dust parameter 存在依赖
- outshining 是系统误差的一个重要来源
- 年轻大质量恒星的光会主导星系的总光度，导致 SED fitting 低估年老恒星的比例，进一步低估总恒星质量
- 解决办法包括空间观测区分年轻/年老星族，以及采用非参数 SFH
- SFR 存在很多光谱 tracer，在尘埃遮蔽严重的情况下需要考虑红外和射电的观测
- Ha 以及其他 Balmer line 可以探测短时间（4-10Myr）内的 SF intensity
- dust 的影响可以通过 Balmer decrement（对比 Ha/Hb）来修正
- UV 连续谱示踪时间稍长（30-70Myr），但是也需要 dust extinction correction
- IR luminosity 示踪的是 dust re-emission，时标是 100Myr
- H delta 以及 D4000 的时标更长
- radio 探测的主要是 SNe 产生的同步辐射，时标也较长
- SFH 基本分类为 parametric 和 non-parametric 两种，后者倾向于给出更大的恒星质量、更老的年龄和更低的当前 SFR
- 综合不同的 SFR tracer 可以大致描绘不同时期 SFR intensity
- IFU 可以分析星系的年龄/SFR 的径向分布
- 金属丰度一般通过 full spectrum fitting（而不是单个 feature 的指数）得到
- 通过测量 auroral line 和普通 nebular line 的比值可以得到电子温度进而得到金属丰度测量（？），但是 auroral line 一般很弱
- dust 性质一般量化为 dust attenuation law，表示为一个幂律指数以及一个归一化因子
- 对于同时具有红外/紫外数据的 SED fitting，可以加一个能量平衡的限制
- 对于包含 AGN 的星系，一般做法是将星系和 AGN 分为两部分，光谱拟合同样可以限制 AGN 的性质
Modeling and fitting
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- 大部分 SED 拟合都是在 Bayes 框架下进行的（结合 MCMC 方法）
- MCMC 相比单纯 gird 计算的方法的优势在于计算效率，因为随机游走更频繁地落在后验概率高的区域
- SED fitting 的现代发展趋势是将 dust、AGN 纳入模型，同时对 SFH 和尘埃模型采取更宽松的假设
- UVJ 这样的 color-color plot 可以区分 SF 和 quiescent galaxy
- SED 拟合能力取决于波长覆盖和信噪比
- likelihood function 可以用基于 normalizing flow 的 implicit likelihood function 来替换
Thoughts
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Supplement
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Nebula
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- https://aistudio.google.com/prompts/17tHAaoizpR4wzx26PPl3NB06gzWraT9b
- 实际上是气体和尘埃组成的 interstellar cloud
- 星云被观测到有多种机制
- 发射星云：年轻大质量恒星的辐射驱动周围气体的电离/激发，比如红色（6563）的 Ha line
- 反射星云：恒星的辐射不足以电离气体，而是被气体反射/散射
- 一般呈现蓝色，因为散射过程对短波长光更高效，类似 Rayleigh 散射使得天空呈现蓝色
- dark nebula：阻挡背景 source 的光从而被看到，例子是 horse-head nebula
- 行星状星云：晚期恒星抛射外层物质并且变为白矮星，其热辐射电离抛射出的物质使其发光，一般具有对称形状
- SNe remnant：SNe 产生的 shock wave 加热周围的 ISM 使其发出 X-ray（thermal?）辐射，此外还会产生磁场（？）以及伴随的射电波段同步辐射
- 随着时间推移会缓慢膨胀
- 最著名的例子是 Crab nebula，对应的 SNe 爆发于 1054 年
- 这个概念很大程度上是观测定义的，大部分 ISM 气体是透明/不可见的（可以通过 21cm 线或者背景 source 的吸收特征分析）
OII/OIII
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- https://aistudio.google.com/prompts/1n9XVEvBhEVUUhbWZZVoZsxlFwiTguvZu
- 一般指 OII 和 OIII 禁线，前者包括 3726 和 3792 两条线，后者包括 5007 以及更弱的 4959 两条线（强度之比为 3:1）
- 禁线的意思是在通常的密度环境下，发生一次跃迁之后离子会通过碰撞方式退激发，而不会通过辐射光子来退激发，所以不会观察到对应波长的发射；但是在 ISM 密度极低的环境中可以产生对应波长的发射
- O 的一次电离和二次电离分别需要 13.6/35.1eV 的光子，所以电离氧一般存在于年轻大质量恒星/AGN/白矮星的电离区内
- OII 和 OIII 可以被电子碰撞进入能量更高的亚稳态，之后辐射退激发产生上述的禁线辐射
- OII 和 OIII 线都是存在紫外/X-ray 辐射的证据，可以用于估算 SF intensity
- 此外对于电子密度、温度也可以进行基于 line ratio 的诊断
- 属于 BPT diagram 的其中一条轴，用于区分高能光子来源于 SF 还是 AGN，因为 AGN 的辐射谱是更硬的
- O 的宇宙丰度仅次于 H/He（？），大约是 C 的两倍，N 的 4-5 倍
Rayleigh scattering
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