[论文解读] Modelling the spectral energy distribution of galaxies. III. Attenuation of stellar light in spiral galaxies

Richard J. Tuffs, C. C. Popescu+3 more|ArXiv.org|Jan 30, 2004

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 40被引用 139

一句话总结

本文提出了一种基于物理的螺旋星系辐射转移模型，分别计算星族巨星核球、老年盘和年轻薄盘的消光，结合了弥散尘埃和团块状尘埃组分。该模型推导出从紫外到近红外波段的消光多项式拟合，作为倾角和光学深度的函数，表明核球与盘面的比例显著影响观测到的消光，忽略核球会导致对盘面光学厚度的高估。

ABSTRACT

We present new calculations of the attenuation of stellar light from spiral galaxies using geometries for stars and dust which can reproduce the entire spectral energy distribution from the UV to the FIR/submm and can also account for the surface brightness distribution in both the optical/NIR and FIR/submm. The calculations are based on the model of Popescu et al. (2000), which incorporates a dustless stellar bulge, a disk of old stars with associated diffuse dust, a thin disk of young stars with associated diffuse dust, and a clumpy dust component associated with star-forming regions in the thin disk. The attenuations, which incorporate the effects of multiple anisotropic scattering, are derived separately for each stellar component, and presented in the form of easily accessible polynomial fits as a function of inclination, for a grid in optical depth and wavelength. The wavelength range considered is between 912 AA and 2.2 micron, sampled such that attenuation can be conveniently calculated both for the standard optical bands and for the bands covered by GALEX. The attenuation characteristics of the individual stellar components show marked differences between each other. A general formula is given for the calculation of composite attenuation, valid for any combination of the bulge-to-disk ratio and amount of clumpiness. As an example, we show how the optical depth derived from the variation of attenuation with inclination depends on the bulge-to-disk ratio. Finally, a recipe is given for a self-consistent determination of the optical depth from the Halpha/Hbeta line ratio.

研究动机与目标

• 通过结合紫外、光学和FIR/submm SED约束，开发一种在物理上自洽的螺旋星系恒星光消光模型。
• 通过考虑多个尘埃组分（弥散尘埃在盘面中、团块状尘埃在恒星形成区、以及螺旋臂中的弥散尘埃）来解决先前研究中的不一致之处。
• 量化倾角和核球与盘面比例如何影响不同恒星种群的观测消光。
• 提供一种自洽的方法，从Hα/Hβ线比值推导光学厚度，尤其适用于缺乏FIR/submm数据的星系。

提出的方法

• 使用Kylafis & Bahcall（1987）的辐射转移代码，包含非各向同性多次散射，分别计算三种恒星组分（核球、老年盘（盘面）、年轻薄盘）的消光。
• 通过三种组分建模尘埃几何结构：与老年恒星具有相同标高的一般弥散尘埃盘、与年轻恒星盘共位置的第二层弥散尘埃盘（用于亚毫米波发射）、以及恒星形成区中的团块状尘埃（用于FIR颜色）。
• 在从912 Å到2.2 μm的波段范围内，针对面朝向B波段光学深度（τ_B^f,disk）和倾角（i）的网格，分别计算每种恒星组分的消光。
• 对所得消光曲线进行τ_B^f,disk和波长的多项式拟合，从而实现任意组合的插值。
• 基于几何关系，解析建模团块区域的局部消光，假设尘埃被强烈加热并与紫外辐射源空间相关。
• 将全局消光（来自弥散尘埃）与局部消光（来自团块）结合，形成综合光辐射的通用消光公式。

实验结果

研究问题

• RQ1 不同恒星组分（核球、盘面、薄盘）的消光如何随倾角和光学深度变化？
• RQ2 核球的存在在多大程度上影响观测消光以及从倾角趋势中推导出的光学厚度？
• RQ3 在缺乏FIR/submm测光数据的星系中，Hα/Hβ线比是否可可靠用于推断面朝向光学厚度？
• RQ4 弥散与团块状尘埃组分的贡献如何影响整体SED和观测到的消光曲线？

主要发现

• 在低和中等倾角下，核球经历最强的消光，且波长依赖性最陡峭；而在侧向观测时，薄盘主导消光。
• 在面朝向时，薄盘的消光最低，但随着倾角升高，其光路穿过尘埃的路径变长，导致消光占主导地位。
• 增加核球与盘面比例会模拟出增加盘面光学厚度的效果，若忽略核球，将系统性高估盘面光学厚度。
• 该模型成功预测了NGC 891在i = 89.8°时的紫外星等，与Marcum等人（2001）的观测结果相差小于0.1等。
• 表7提供了Hα/Hβ比值随倾角和τ_B^f,disk变化的多项式拟合，可用于从发射线比值推导光学厚度。
• 包含与螺旋臂共位置的第二层弥散尘埃盘对于重现观测到的亚毫米波发射幅度至关重要。