Кратко и по делу — что можно извлечь из оптического спектра с сильными эмиссионными линиями и межзвёздными абсорбциями, как это делать (модели/методы) и какие систематики учитывать.
1) Физические параметры и как их получать
- Красное смещение: из центров линий: $z=\frac{{\lambda }_{\mathrm{obs}}}{{\lambda }_{\mathrm{rest}}}-1$. Точность зависит от спектрального разрешения и асимметрии линий.
- Скорость и дисперсия газа (кинетика): измеряют из ширин и смещений эмиссионных линий; $\Delta v=c\frac{{\lambda }_{\mathrm{obs}}-{\lambda }_{\mathrm{sys}}}{{\lambda }_{\mathrm{sys}}}$. Разложение на компоненты (узкая/широкая) для поиска ветров/бroad-line AGN.
- Скорость ветра и массовый поток: из блеши/широкой компоненты: типичная оценка ${\dot{M}}_{\mathrm{out}}\sim \frac{M_{\mathrm{gas}}{v}_{\mathrm{out}}}{R}$. Оценка $M_{\mathrm{ion}}$ по эмиссии водорода: $M_{\mathrm{ion}}\approx \frac{m_p{L}_{\mathrm{H}\alpha }}{{\gamma }_{\mathrm{H}\alpha }{n}_e}$ (где ${\gamma }_{\mathrm{H}\alpha }$ — эмиссионная мощность при данном $T_e$, $n_e$ — плотность).
- Скорость звёздообразования (SFR): из линии $\mathrm{H}\alpha$ (с поправкой на поглощение и IMF). Пример Кенникотта: $\mathrm{SFR}(M_{\odot }{\mathrm{yr}}^{-1})=7.9\times 10^{-42}{L}_{\mathrm{H}\alpha }(\mathrm{erg}{\mathrm{s}}^{-1})$ (Salpeter; масштабирование при другой IMF).
- Газовая металлическость (O/H): силь-линейные индикаторы, напр. O3N2: $O3N2=\log \frac{[\mathrm{OIII}]\lambda 5007/\mathrm{H}\beta }{[\mathrm{NII}]\lambda 6584/\mathrm{H}\alpha }$, и по Pettini & Pagel: $12+\log (O/H)=8.73-0.32\cdot O3N2$.
- Альтернативные индикаторы: $R_{23},N2=\log ([\mathrm{NII}]\lambda 6584/\mathrm{H}\alpha )$ — разные калибровки дают систематические смещения.
- Электронная плотность и температура: $n_e$ из соотношения $[\mathrm{SII}]\lambda 6716/6731$; $T_e$ из слабых температурозависимых линий (если видны), иначе из моделей.
- Наличие/сила AGN: диагностические диаграммы BPT — $\log ([\mathrm{OIII}]/\mathrm{H}\beta )$ vs $\log ([\mathrm{NII}]/\mathrm{H}\alpha )$ и аналоги с [SII], [OI]. Разделительные кривые: Kewley01 и Kauffmann03,
$\log \frac{[\mathrm{OIII}]}{\mathrm{H}\beta }=\frac{0.61}{\log ([\mathrm{NII}]/\mathrm{H}\alpha )-0.47}+1.19$ (Kewley) и
$\log \frac{[\mathrm{OIII}]}{\mathrm{H}\beta }=\frac{0.61}{\log ([\mathrm{NII}]/\mathrm{H}\alpha )-0.05}+1.3$ (Kauffmann).
- Состав и возраст звёздных популяций, массовое содержание: из полного фитинга континуума (SPS) и абсорбций (Balmer, 4000Å break).
2) Модели и методы спектрального разложения
- Полный спектральный фитинг (stellar continuum + absorption) с одновременным вычитанием эмиссионных линий: pPXF, STARLIGHT, FIREFLY, Prospector, BAGPIPES, FADO. Библиотеки SPS: BC03, MILES, FSPS, BPASS.
- Разложение эмиссионных линий: многокомпонентные гауссовы профили (узкая + широкая + сдвинутые), учёт инструментальной LSF и масок погрешностей.
- Фотоионизационные сетки для оценки металлическости и параметров ионизации: CLOUDY, MAPPINGS — сравнение наблюдаемых отношений линий с сетками по $Z$, $U$ (ionization parameter), $n_e$.
- Шоковые модели (MAPPINGS shocks) и смешанные SF+AGN/шок модели для разграничения вкладов.
- Байесовский подход/MC для оценки погрешностей и корреляций параметров (напр., emcee или встроенные в Prospector).
3) Необходимые коррекции/практика
- Коррекция на внутреннее поглощение: из отношения $\mathrm{H}\alpha /\mathrm{H}\beta$ по закону поглощения (Calzetti, Cardelli и т.д.). Балансир: корректировка SFR и металлическости.
- Учёт поглощения звёздного континуума под Balmer-линий — обязательнo при измерении потоков линий.
4) Систематические погрешности и их типичные масштабные значения
- Выбор калибровки металлическости: различия между калибровками (Te vs. силь-линейные) до $\sim 0.2\text{–}0.7$ dex.
- Неправильная коррекция на пыль и выбор закона поглощения: может дать ошибки в SFR и линии до $\sim 0.2\text{–}0.4$ dex.
- IMF и SPS-модели влияют на оценку масс и SFR (скейлинг $\sim 30\%$ при замене Salpeter ↔ Chabrier/Kroupa).
- Невыдающиеся температурозависимые линии — неопределённость $T_e$ → систематика в $Z$.
- Подложенный звёздный континуум и абсорбция Balmer: без корректного фитинга $\mathrm{H}\beta$ занижается, что искажает линии и BPT.
- Апертурные/слайтовые эффекты (фибра/щель): наблюдаемая зона может не представлять всю галактику — систематика в SFR, Z, AGN-доминировании.
- Разрешение/LSF и шум: влияет на измерение дисперсий и сдвигов; нужно деконволюировать инструментальную ширину.
- Смешение вкладов (SF + AGN + shocks + diffuse ionized gas): неправильно разделённые компоненты дают неверные metallicity/ionization estimates.
- Геометрия и плотность при оценке ${\dot{M}}_{\mathrm{out}}$: неопределённость в $n_e$, $R$, заполнении $C_f$ даёт разброс оценки ${\dot{M}}_{\mathrm{out}}$ на фактор несколько до десятка.
5) Рекомендованная схема анализа (порядок действий)
- Калибровка, вычитание неба, корректировка LSF.
- Полный фитинг континуума (SPS) с учётом абсорбций → вычесть континуум.
- Измерение потоков и профилей линий (многокомпонентный фитинг), получение z и kinematics.
- Коррекция на пыль по $\mathrm{H}\alpha /\mathrm{H}\beta$, пересчёт SFR.
- Оценка $n_e$ из [SII], $T_e$ при возможности; применение photoionization/grids для $Z$ и $U$.
- Диагностика BPT и тесты на shocks/AGN; при подозрении AGN — проверка широких линий и X/IR данных.
- Байесовская оценка погрешностей + тесты систематики (разные калибровки $Z$, разные законы поглощения, разный IMF).
Заключение: из оптического спектра можно извлечь z, SFR, газовую и звездную metallicity, наличие/вклад AGN, kinematics и признаки ветров; но результаты чувствительны к выбору калибровок, коррекции на пыль, стеллярному фиту и модельным допущениям — ожидаемые систематические ошибки обычно на уровне $\sim 0.2\text{–}0.5$ dex (для $Z$ и SFR) и факторов нескольких для потоков материи у ветров.