我们假设具有哈勃常数H0 = 67.7 km s -1 mpc -1的扁平λCDM宇宙学，并且物质密度ωm= 0.310（参考文献34）。所有幅度都在绝对的降压系统中 。
JWST/NIRCam data used in this work were taken during the first epoch (21–22 June 2022) of the CEERS program, one of 13 early release science surveys approved for JWST Cycle 1. In particular, we focus on data from CEERS pointing labelled NIRCam1, which is covered with seven filters: F115W, F150W, F200W, F277W, F356W, F410M and F444W（参考35） 。所有过滤器中的最终镶嵌物的像素刻度为0.03 ARCSEC PX-1 ，PSF全宽度为Half-Maximum（FWHM） ，范围为0.066至0.161 ARCSEC，达到点源限制幅度（5σ） ，约为29 mag（参考29mag。355,36） 。根平方的天文对准质量小于Nircam滤波器之间的每个源的大约5-10个MAS35 。在扩展数据图1中 ，我们显示了所有Nircam频段中Ceer-2112的切口。
为了研究Ceers-2112的形态，我们构建了一个结合了所有七个Nircam频段的堆栈图像 。我们以计数转换了单个图像 ，PSF卷动以匹配F444W图像的角度分辨率 。如参考文献中所述 ，创建了Ceer数据集的经验PSF。36，而使用基于Pypher Python的常规37创建将Bluer PSF与F444W匹配的内核 。最后 ，我们使用ccdproc.com结合了所有PSF相互浏览图像 。
为了研究Ceer-2112的恒星种群特性 ，我们从宇宙组装中扩展了NIRCAM波长基线（F606W，F814W ，F125W ，F140W和F160W），从宇宙组件近乎frared In-frared深层外部外部遗产调查（Candels）协作39,40。这些数据是由Ceers团队重新校准的，并毛毛雨与JWST观测值相同的角度尺度匹配35（v.1.9） 。
我们通过对其表面闪光分布进行建模以使用四种不同的诊断来表征其结构成分 ，从而分析了Ceer-2112的形态：（1）同位分析；（2）傅立叶分解；（3）一个成分Sérsic光度模型；（4）两个组件杆+磁盘光度建模 。
首先 ，我们考虑了CEER-2112的径向表面亮度曲线，并使用光载体进行了建模。散射式Astropy套件41,42使用三个短波长频段（即F115W ，F150W和F200W；扩展数据；扩展数据图2a ，d图2A）和三个长波长频带（f2556）和F2567W和F256W和F256W;2b，e）。我们通过将中心固定到银河系内部区域的平均值来创建椭圆度和位置角度图 。然后 ，我们检查了Ceer-2112与JWST早期Ceer成像的其余框架中的标准1条满足了标准1条 。天体。J. 945 ，L10（2023） 。条形区域（椭圆度ε> 0.25），位置角沿杆几乎保持恒定（|δ位置角|< 15°); and (2) the ellipticity dropped in the outer region of the galaxy (Δε = 0.1), where the disk component dominates. Our findings suggest the presence of a bar, which appears more prominent at longer wavelengths, with an ellipticity always greater than 0.4 up to a radius of r ≈ 0.45 arcsec. It is worth noting that the analysis of individual bands is complicated by the presence of spiral arms, which could drive the mild change in position angle (and slightly affect the ellipticity) in the outskirts of the galaxy. As a caveat, the disk component is very mildly detected (in particular, in short wavelength bands), leading to a small change in bar-to-disk ε and position angle. For this reason, we decided to further analyse the morphology of ceers-2112 using the combined image obtained by stacking all NIRCam filters, to increase the final signal-to-noise ratio, in particular, in the outskirts of the galaxy. In the combined image (Extended Data Fig. 2c,f), our analysis showed an inner bar-dominated region (ε >0.4 ，δ位置角< 15°), a region where mild spiral arms develop from the barred structure and the outer disk-dominated region, where the ellipticity and position angle drop45,46.
Secondly, we analysed the deprojected combined stack image of ceers-2112 and decomposed its azimuthal luminosity surface-density distribution into the Fourier m-components47. To project the galaxy into the face-on view keeping the flux preserved, the image was stretched along the disk minor axis by a factor of cos(idisk)−1, where idisk is the disk inclination derived from the disk ellipticity. In particular, from the isophotal fitting of the combined image we derived εdisk = 0.23 (idisk = 41°), taking the median values in the outer isophotes (0.6 < r < 0.7 arcsec) where the influence of the bar is negligible (Extended Data Fig. 2c,f). In Fig. 1d, we show the radial profiles of the relative amplitude of the m = (2, 4, 6) components. In particular, the m = 2 component shows the characteristic behaviour of bars14,16: increasing with radius (with a prominent peak I2/I0 >0.4） ，然后在磁盘区域减少 。M = 2分量的相角ϕ2在条形区域（相对于I2/I0峰）在条形区域（| δϕ2 | <10°），这提供了对条形图的存在的附加确认。我们通过重复假设不同位置角（δ位置角±5°）和星系中的倾斜度（ΔI±5°）的傅立叶分解进一步测试了我们的发现（八个不同的构型） 。由于银河系去题的效应 ，在棒鉴定中未发现系统学 。此外 ，值得报道说，基于傅立叶分解的条形/栏间强度对比度提供了与M = 2傅立叶分析14,48相一致的钢筋长度和强度的结果。还值得注意的是，我们的傅立叶分析使我们能够排除可能因紧凑型凸起而形成的螺旋臂误导恒星条的可能性 。实际上 ，后一种情况不会在Galaxy16的内部区域产生M = 2峰 。
第三 ，为了解开对条和螺旋臂的表面亮度的贡献，我们用单个Sérsic成分对银河系进行了建模 ，并查看了残留图像（图1B）。我们使用Python软件包Statmorph49检索了银河系的参数和非参数形态 。最佳拟合模型提供了相当低的Sérsic索引n = 0.65（Disky Galaxy） ，残留图像突出了杆组件的螺旋臂和边缘的对应性的突出特征 。我们的发现表明，单组分模型不足以描述Ceers-2112的复杂形态。
最后 ，我们使用星系表面光度计2D分解算法（GASP2D50,51）对Ceer-2112进行2D光度分解。我们通过假设其表面亮度分布是双指数磁盘52和Ferrers BAR53的总和来对星系进行建模（图2C） 。GASP2D通过根据星系和天空的贡献 ，根据总观察到的光子计数的方差加权图像像素的表面亮度后，通过将图像像素的表面亮度加权后 ，返回每个形态成分的结构参数的最佳拟合值（扩展数据图4C ，d） 。由于GASP2D不适合螺旋臂组件，因此我们掩盖它们以避免可能污染杆的椭圆度和位置角度。2D BAR+磁盘分解的口罩是通过种植螺旋臂残留物（不包括条形区域）来构建的 。由于从χ2最小化获得的形式错误通常不能代表实际错误 ，因此我们通过分析使用Monte Carlo Simulates 54构建的模拟星系图像样本来估算栏和磁盘参数上的不确定性 。
作为警告 ，由于复合堆栈图像涵盖了从剩下的紫外线到近红外的波长范围，尘埃衰减和空间可变的年轻恒星种群可能会导致复合光分布，而不会遵循恒星分布。为了支持我们的分析 ，我们创建了组合短波长（F115W ，F150W和F200W）和长波长（F277W，F356W和F444W）堆栈图像 ，按照上一节中描述的步骤 。短波长堆栈图像被卷积为F200W ，而长波长堆栈图像被卷积为F444W 。在扩展数据中显示了短波长堆栈和长波长堆栈图像的同位分析图3C，d）。我们在短波长和长波长下看到了类似的趋势 ，两个主要差异：（1）在长波长堆栈图像中 ，位置角几乎是恒定的，尽管它在短波长堆栈图像中显示出轻度的变化 ，从而使杆的标识在紫外线 - 光照射的静止框架方面的识别降低；（2）相对于长波长堆栈图像 ，在短波长堆栈图像中，尤其是在内部和外部区域中的信噪比非常低 。这些图像的傅立叶分析在扩展数据中显示了图3E 。我们看到 ，在较长的波长（M = 2分量比任何其他组件都强）清楚地检测到了条件分量） ，而在较短的波长下，我们看到突出的M = 1和M = 2个组件。这是由于在短波长下看到的细长结构的非对称性（不平衡） 。同样，尽管短波长和长波长都存在条形结构的证据 ，但在红色带中 ，条形在局部宇宙中的近红外研究中所期望的555 。
由于上述原因，我们基于通过组合所有七个nircam频段获得的图像的主要分析。我们的形态分析提供了对条形长度的四个独立估计：（1）RBAR ，1 = 0.49±0.09 arcsec ，来自I2/I0的FWHM的外半径（参考文献56）；（2）RBAR，2 = 0.44±0.04 Arcsec ，来自条形/式式对比的FWHM的外半径48；（3）RBAR ，3 = 0.49±0.02 arcsec，从半径为最小值的半径（deproded）椭圆峰峰值45；（4）RBAR ，4 = 0.42±0.03 Arcsec ，来自Ferrers Bar模块53。
我们使用小椭圆形孔（半径为0.44 arcsec;ε= 0.35）仔细测量了ACS，WFC3和NIRCAM光度法57,58 ，以检索可靠的颜色 ，并避免前景延伸源= 1.1; Zphot = 1.1; ZPHOT = 1.1;预计的距离（Zphot = 1.1; througed sextressece）;然后，我们测量了稍大的孔径（半径为0.84 arcsec）上的光度法，以获得集成的发射 。最后 ，我们使用在小孔和大孔中测得的通量的中值差异在小孔径上测量的SED进行了归一化 。通过测量Ceer-2112周围的本地噪声来估计光度误差 ，这是由于淋上ACS，WFC3和Nircam Images 57,59引入的相关噪声。
基金会光度红移是使用eazypy60得出的 ，其中包括tweak_fsps_qsf_12 _v.3 12柔性恒星种群合成模板61,62 。在扩展数据中显示了组合的HST+JWSD ，光度光度和相应的概率密度函数的值显示了图5 。我们进一步测试了针对不同代码的光度红移估计（即密集基础63; offerseveror64; frocessor64）和基础一致的结果（见扩展数据图5，图5 ，Inset Panel）。
假设延迟指数SFHS ，我们通过合成器57得出了Ceers-2112的Ceers-2112的基金空间解析的SFH 。我们在Ceers-2112的红移中采用100 Myr和5 Gyr之间的时间尺度值为τ，介于1 Myr和宇宙年龄之间 ，这是Bruzual和Charlot Models65 ，Calzetti等人提供的整个离散金属性 。衰减法律66具有V波段灭绝值在0到5 mag之间和Chabrier初始质量函数67。将螺旋的连续体和发射线添加到型号57中 。
我们通过使用参数和非参数SFHS得出CEER-2112的综合恒星种群特性，进一步测试了与恒星种群建模相关的系统学（扩展数据图6和扩展数据表1） 。为此 ，我们使用合成模板（FAST）代码68 ，密集基础63和勘探者64的拟合和评估拟合了集成的HST+Nircam光度法。对于快速算法，我们假设恒星形成历史呈指数下降 。我们使用了Bruzual和Charlot恒星种群合成模型65，Calzetti等 。灭绝的灭绝法律衰减0 <av <4 mag和chabrier初始质量功能67。对于密集的基础 ，我们在7至12之间使用了恒星质量对数（m/m）的统一 ，在-1.5和0.25之间的金属度log（z/z）的先验均匀的先验，A Calzetti等人。衰减法律66具有指数的先验和V波段灭绝值在0到4 mag之间 ，以及Chabrier初始质量函数67 。对于探矿64,69 ，我们既使用了延迟的指数和非参数SFH 。对于τ模型，我们使用了Ceers-2112的红移和恒星形成量表在0.1 <τ<τ<20 Gyr范围内 ，在1 Myr和宇宙年龄之间进行了恒星年龄。对于非参数模型 ，我们使用了具有连续性先验的SFH 。我们采用了这种拟合度的五个回溯时间垃圾箱，每个垃圾箱内的星形形成率是恒定的 。第一个垃圾箱固定为0 <t <30 MYR ，以捕获恒星形成的最新插曲。我们在以下所有参数上使用统一的先验：恒星质量log（m /m）在5到12之间 ，金属度原木（z /z）在-1.5和0.5之间，以及在0和5 mag之间的有效V波段光学深度 。我们采用了Chabrier初始质量函数67和Calzetti等人 。尘埃衰减法66。
本文来自作者[admin]投稿，不代表东辰文化立场，如若转载，请注明出处：http://www.mzwhys.cn/cshi/202506-1772.html
评论列表（4条）
我是东辰文化的签约作者“admin”！
希望本篇文章《一个像银河系一样的固定螺旋星系，红移为3》能对你有所帮助！
本站[东辰文化]内容主要涵盖：生活百科,小常识,生活小窍门,知识分享
本文概览： 我们假设具有哈勃常数H0 = 67.7 km s -1 mpc -1的扁平λCDM宇宙学，并且物质密度ωm= 0.310（参考文献34）。所有幅度都在绝对的降压系统中。...