Краткая пошаговая последовательность анализа с пояснениями и конкретными тестами.
1) Набор данных (первый приоритет)
- Мульти‑волновая фотометрия: UV (GALEX), оптика, NIR, MIR (Spitzer/WISE), FIR (Herschel/ALMA/SCUBA), радиоконтинуум (1.4 GHz).
- Пространственно разрешённая спектроскопия (IFS: MUSE, KCWI) или длинный щелевой спектр, CO (ALMA/NOEMA) и HI карты при возможности.
Цель: карта звездообразования, пылевой нагрев, газовые запасы и кинематика.
2) Морфология и взаимодействия
- Ищите признаки слияния/взаимодействия: приливные хвосты, двойные ядра, асимметрии, искривлённая диск/бар.
- Квантуйте: фракция света в приливных структурах, радиусы и расстояния до ближайших компаньонов.
3) Фотометрический и SED‑анализ
- Постройте пространственно разрешённые цветовые карты и SED галактики.
- Подберите модели энерго‑баланса (CIGALE, MAGPHYS) для оценки SFR, Mstar, L_IR, Mdust, A_V.
- Критические величины: долговременный SFR и недавний всплеск; доля L_IR, обусловленная звёздами vs AGN.
- Тест: сравните SFR_IR (из L_IR) и SFR_UV,corr; сильная избыточная IR при скрытом SF.
4) Диагностические диаграммы для определения источника и характера ионизации
- BPT: $[\mathrm{OIII}]\lambda 5007/H\beta$ vs $[\mathrm{NII}]\lambda 6584/H\alpha$ (и аналоги с [SII], [OI]) — разделение SF / composite / AGN / шоки.
- WHAN (EW(Hα) vs [NII]/Hα) для выявления слабоактивных ядер/старых популяций.
- MIR‑цвета (WISE): например порог AGN ~ $(W1-W2)>0.8$ указывает на горячее пылевое излучение AGN; большие $(W2-W3)$ — интенсивный SF/PAH.
- FIR–радио: параметр $q$; типичное значение для SF $q\sim 2.3$. Значительно меньший $q$ → радиоеxcess / AGN.
5) Несплайн‑спектроскопия: физика газа и пыли
- Балмеровский декремент: определите $E(B-V)$ из отношения $H\alpha /H\beta$ (интринсик ~ $2.86$ для case B).
- Металличность: градиенты и $12+\log (O/H)$ по O3N2/N2 калибровкам — падение металличности в ядре может указывать на приток низкометаллического газа.
- Плотность: отношение [SII]$\lambda 6716/6731$.
- Шоки vs фотоионизация: повышенные [SII]/Hα, [OI]/Hα и широкие линии → шоки/выхлопы.
6) Кинематика и динамика
- Карты скорости и дисперсии (звёзд/газа). Ищите: ненормальные потоки, двойные компонентные линии, выходы (outflows), нециркулярные движения → признаки взаимодействия или барного стока.
- Рассчитайте скорость инфлюкса/массопоток: ${\dot{M}}_{\mathrm{inflow}}\sim 2\pi R{\Sigma }_{\mathrm{gas}}{v}_{\mathrm{inflow}}$. Сравните с SFR.
7) Молекулярный газ: количество и распределение
- Масса H2: $M_{H2}={\alpha }_{\mathrm{CO}}{L}_{\mathrm{CO}}^{\prime }$ (подберите ${\alpha }_{\mathrm{CO}}$: ~$4.3$ для MW, ~$0.8$ для ULIRG).
- Поверхностная плотность газа ${\Sigma }_{\mathrm{gas}}$ и сравнение с поверхностной плотностью SFR ${\Sigma }_{\mathrm{SFR}}$.
- Доля молекулярного газа и время истощения: $t_{\mathrm{dep}}=M_{\mathrm{gas}}/\mathrm{SFR}$. Короткое $t_{\mathrm{dep}}$ ($<$ сотни Myr) — звёздный взрыв.
8) Сравнение с законами и критериям формирования звёзд
- Kennicutt–Schmidt: ${\Sigma }_{\mathrm{SFR}}=A{\Sigma }_{\mathrm{gas}}^N$ (напр. $A\approx 2.5\times 10^{-4},N\approx 1.4$ при выбранных единицах). Отклонение вверх → повышенная эффективность SF.
- Toomre Q для стабильности диска: $Q=\frac{\kappa \sigma }{\pi G\Sigma }$. Если $Q<1$ → локальная гравитационная нестабильность и быстрый коллапс газа. Рассчитайте для звёзд и газа отдельно.
9) Моделирование и разделение сценариев
- SPS/nebular: pPXF/GALAXEV для восстановления SFH и датирования всплесков (время, масса).
- Фотореактивные/ PDR и shock модели (MAPPINGS, CLOUDY) для разделения нагрева пыли/линиями.
- Динамическое моделирование (N‑body+hydro или квазистатические модели) для проверки: барный сток, малая слияние, крупное слияние, внешняя аккреция. Подберите параметры, которые воспроизводят морфологию и кинематику.
10) Интерпретация и критерии причинности (что указывает на что)
- Слияние/взаимодействие: двойное ядро, приливные хвосты, сильные нециркулярные скорости, глобальный всплеск SFR и центральная концентрация газа.
- Бар/внутренние процессы: газовая концентрация в центре, нелинейные запаздывания потоков, торковые карты, отсутствие явных внешних нарушений.
- Аккреция холодного газа: пониженная центральная металличность + приток газа на расстояниях без сильных приливов.
- Шоки/выхлопы как триггер: повышенные [SII]/Hα, широкие линии, несвязанные с AGN IR‑излучением.
- AGN как источник IR: сильные MIR‑фары, BPT/WHAN AGN, X‑ray фирменное излучение, WISE W1–W2 большие; если AGN доминирует, IR/PAH отношение и радиоконтинуум отклонятся.
11) Окончательные проверки
- Согласуйте SFR по разным трекерам: UVcorr, Hαcorr, L_IR, радиоконтинуум.
- Проверьте энерговыделение: достаточно ли звёзд для L_IR, или требуется вклад AGN.
- Подтвердите временные масштабы: возраст последних звёздных популяций vs время взаимодействия (моделирование).
Кратко — приоритет: получить IFS + CO + FIR/radio + широкополосный SED; затем BPT/WHAN + Balmer/металличность + кинематика; далее SED/SPS и динамическое моделирование для установления первопричины (слияние, бар, аккреция, AGN или шоки).