Климова Татьяна

31 июля 2008, 00:00

Москва — СПб.

Налогом обложат провайдеров, радиостанции, рестораны и другие организации, использующие контент в коммерческой деятельности. Подобно единому социальному налогу он поступит не в бюджет, а в специальные фонды, из которых правообладателям выплатят вознаграждение. Новая схема может найти поддержку у заместителя министра Минэкономразвития Станислава Воскресенского и представителей Минфина. Для ее реализации нужно внести изменения в Гражданский и Налоговый кодексы. Идея бесплатного доступа к произведениям обсуждается во всем мире. В нашей стране, как ни странно, реализовать ее гораздо легче, чем в любой другой, утверждает советник председателя думского подкомитета по экономике и инновациям в сфере интеллектуальной деятельности Анатолий Семенов, поскольку в России нужно убедить только первых лиц, а за рубежом — множество правообладателей. Авторы же видят в государстве лишь орудие преследования нарушителей их прав. Сейчас сбор вознаграждения возложен на организации, осуществляющие коллективное управление авторскими и смежными правами. Они должны иметь прямой договор с правообладателем или госаккредитацию. Ее пока не получил никто. Главный аргумент за введение налога — решение проблемы пиратства. Действующее законодательство помогает не всегда. «Мы находим фильм в пиратской сети и фиксируем факт скачивания. Но если сервер не на территории России, то мы ничего сделать не можем, — сетует генеральный директор Некоммерческого партнерства дистрибьюторов Ирина Аргеландер. Провайдеру выгоднее платить за право вешать в Сети любое произведение, чем заключать прямые договоры с правообладателями, считает вице-президент ГК «Корбина Телеком Александр Малис. Партнер и глава российской практики в области интеллектуальной собственности телекоммуникаций фирмы Salans Виктор Наумов думает, что правообладатели будут против: они теряют контроль за доставкой произведений потребителям и деньги.

Виктор Наумов считает, что ввести новую схему сбора вознаграждения будет непросто. фото: рафаэль карапетян

На заметку Доходы российских правообладателей

$400 млн в год выплачивается в России правообладателям в качестве вознаграждения. Объем легальных продаж МР3-музыки в 2007 году составил $30 млн.

(PDF) Пятьдесят лет румынской астрофизики

96

двойной системы AH Cephei, Inf. Бык. Вар. Stars, No. 3312, 1989

57. А. Пал, В. Миок, Астрономическая обсерватория Клуж-Напока,

Babes-Bolyai Univ. Фак. Математика. Res. Sem., 12, Nos.2 & 4, 3, 1990

58. I. Todoran, Апсидальное движение в двойных звездах с пульсирующими компонентами,

Rom. Astron. J., 1, 33, 1991

59. М. Д. Журан, Пульсационные свойства звезды типа Дельта Щит с 2.3

Пн, Рим. Astron. J., 1, 39, 1991

60. А. Думитреску, М. Д. Журан, Полупрозрачные толстые диски в двойных системах типа W Ser

; приложение к SX Cas, Rom. Astron. J., 2, 105, 1991

61. Г. Опреску, М. Д. Журан, Н. А. Попеску, Двоичная система 44i Bootis,

Inf. Бык. Вар. Stars, No. 3560, 1991

62. Г. Опреску и др., Кампания PHEMU-91: взаимные события

галилеевых спутников, наблюдаемых в Румынии, Рим. Astron. J., 2, 81, 1992

63.И. Михайла, Н. А. Попеску, О корреляции между числами Вольфа

и барицентрическим расстоянием Солнца, Rom. Astron. J., 2, 131, 1992

64. М. Гизару, Квазигелиострофические и квазимагнитострофические асимптотические

приближения с помощью масштабного анализа, Rom. Astron. J., 2, 119, 1992

65. М. Д. Журан, Обнаружение коррелированных флуктуирующих сигналов в крупномасштабной структуре Вселенной

, Trans. IAU GA 21, 555, Kluwer

Academic Publishers, 1992.

66. К. Думитрахе, Быстрые процессы в солнечных выступах: параллель

между циклами № 20 и 21, Солнечная физика, 145, 129, 1993

67. МД Журан, Исследования химической структуры галактик ранних типов

с использованием пульсирующих звезд в качестве индикаторов, в I. Danziger (ed.), Structure,

Dynamics and Chemical Evolution of Elliptical Galaxies, 515, 1993

68. MD Журан, Г. Опреску, Астеросейсмологические модели с вращением,

в.Baglin, W. Weiss (ред.), IAU Coll. № 37, «Внутри звезд»,

560, 1993

69. К. Думитраче, С. Динулеску, Э. Р. Прист, аспекты эволюции волокна

, в Г. Бельведере, М. Родоно, Б. Шмидере, G. Simnett

(ред.), Catania Astrophys. Обс. Special Publ., 65, 1994

70. F. Feudel, N. Seehafer, C.M. Orzaru, O. Schmidtmann, Bifurcation

явлений уравнений магнитной жидкости, в P. L.Christiansen, E.

Mosekilde (eds), Proc.3-я Международная конференция IMACS. Computational Physics,

Lyngby, Denmark, 125, 1994

71. Э. Шифреа, Cercetări solare în România, An. Şt. Univ. Al. I. Cuza Iaşi,

1995

72. C. Dumitrache, M. D. uran,

Численное моделирование образования протуберанца

на нейтральном листе, Rom. Astron. J., 6, Suppl., 61, 1996

Прошедшие мероприятия | Колледж инженерии, математики и физических наук

Фильтр по дисциплинам ВсеФизика и астрономияИнженерияМатематика и информатикаCamborne School of Mines Возобновляемые источники энергии

, четверг, 17 мая 2018 г .

Д-р Диана К.Лейтао — исследователь FCT в INESC-MN и приглашенный адъюнкт-профессор Instituto Superior Tcnico, Лиссабонский университет, Португалия

TBD 12: 30-13: 30

Среда, 13 декабря 2017 г .: Рождественские лекции

Д-р Николас Пужо, д-р Ханна Хьюз, д-р Коррина Кори и профессор Тим Харрис — Эксетерский университет

Аудитория выпускников, Форум, Стритэмский кампус EX4 4SZ 10: 30-14: 00

Отображение холодного молекулярного газа в SDSS J1148 + 5251 при z = 6.

Аннотация

Мы представляем наблюдения Карла Г. Янски на очень большой решетке (VLA) излучения линии CO ( J = 2 → 1) в направлении квазара SDSS J114816.64 + 525150.3 (J1148 + 5251) z = 6.419. Было обнаружено, что молекулярный газ имеет минимальное разрешение с большой осью 0,9 угловой секунды (в соответствии с предыдущими измерениями размера эмиссии CO ( Дж, = 7 → 6)). Мы наблюдаем предварительное свидетельство протяженной линии излучения на юго-запад в масштабе ∼1.4 угловой секунды, но это обнаруживается только при значении 3,3σ и требует подтверждения. Положение области молекулярного излучения прекрасно согласуется с предыдущими обнаружениями низкочастотного излучения континуума радиоволн, а также линии [C ii] и излучения теплового континуума пыли. Эти наблюдения CO ( J = 2 → 1) обеспечивают привязку к низковозбужденной части спектрального энергетического распределения молекулярных линий. Мы не находим доказательств наличия протяженной компоненты с низким возбуждением ни в распределении энергии спектральных линий, ни на изображении.Мы подходим к единой кинетической модели температуры газа 50 К. Мы пересматриваем газ и динамические массы в свете этого нового обнаружения перехода CO низкого порядка и подтверждаем предыдущие выводы об отсутствии расширенного резервуара холодного молекулярного газа в J1148. + 5251, и что источник существенно отличается от низкого соотношения z между массой черной дыры и массой балджа. Следовательно, характеристики J1148 + 5251 на z = 6.419 очень похожи на z ∼ 2 квазара, в отсутствии диффузного резервуара холодного газа и компактности размера кпк области звездообразования.

1 ВВЕДЕНИЕ

Исследования молекулярных линий к галактикам с большим красным смещением обеспечивают мощную диагностику свойств плотной межзвездной среды (ISM) в ранней Вселенной. Поскольку холодный газ является топливом для звездообразования, такие исследования служат исследованием формирования и эволюции галактик и помогают нам понять происхождение сегодняшних галактик (недавний обзор см. В Carilli & Walter 2013).

При z = 6.419, SDSS J114816.64 + 525150.3 (далее J1148 + 5251) — самый далекий квазар, обнаруженный в Слоанском цифровом обзоре неба (SDSS; Fan et al. 2003), и остается одним из самых далеких из известных. Это радиоспокойный квазар (Петрик и др., 2003; Карилли и др., 2004) с расчетной массой сверхмассивной черной дыры 3 × 10 ⁹ M _⊙ , аккрецирующейся на пределе Эддингтона, как было определено по излучению Mg II. линии (Willott, McLure & Jarvis 2003). Оптические спектры источника показывают насыщенный желоб Ганна-Петерсона из-за частично нейтральной межгалактической среды, что дает некоторые из первых свидетельств самых ранних эпох образования галактик и космической реионизации на z > 6 (White et al. 2005). J1148 + 5251 был первым квазаром z > 6, который был обнаружен как сверхсветовая инфракрасная галактика (инфракрасная светимость> 10 ¹³ L _⊙ ; Бертольди и др. 2003a) с помощью наблюдений миллиметрового болометра. Это также остается наиболее удаленным на сегодняшний день обнаружением молекулярного газа с множественными обнаружениями линий вращательного перехода CO от J = 3 → 2 до J = 7 → 6 (Бертольди и др. 2003b; Уолтер и др. 2003 ; Riechers et al. 2009) и возможное обнаружение перехода CO ( J = 17 → 16) (Gallerani et al.2014). Они выявили массивный резервуар молекулярного газа ≳ 10 ¹⁰ M _⊙ (Бертольди и др., 2003b; Уолтер и др., 2003; Карилли и др., 2007) с центром в активном ядре галактики (AGN) и протяженностью до 5 кпк (Walter et al. 2004; Riechers et al. 2009).

[C ii] наблюдения прослеживают яркую область атомного газа 1,5 кпк с активным звездообразованием, которое, по-видимому, происходит при предполагаемой поверхностной плотности скорости звездообразования (SFR) ∼1000 M _⊙ год ^-1 кпк ^-2 (Уолтер и др. 2009 г.). На основании [C ii], Cicone et al. (2015) предполагают наличие высокоскоростного сложного истечения, простирающегося до прогнозируемого радиуса ∼30 кпк. J1148 + 5251 имеет светимость в дальнем инфракрасном диапазоне (FIR) 2,7 × 10 ¹³ L _⊙ (Leipski et al.2013), что соответствует тепловому излучению от 4,2 × 10 ⁸ M _⊙ теплой пыли ( Белен и др., 2006).

J1148 + 5251 послужил архетипом для экстремального звездообразования-AGN на больших красных смещениях, представляя раннее, одновозрастное образование сверхмассивных черных дыр и их звездных родительских галактик в эпоху реионизации.

В этой статье мы представляем наблюдения на очень большой решетке (VLA) Карла Г. Янского излучения линии CO ( J = 2 → 1) в J1148 + 5251. Эти наблюдения имеют ряд существенных преимуществ по сравнению с предыдущими наблюдениями VLA. Переходы CO низкого порядка имеют решающее значение для ограничения общей массы молекулярного газа в галактиках и, в частности, для поиска массивных резервуаров холодного газа, подпитывающего звездообразование (Riechers et al. 2006, 2011a, c; Ivison et al. 2011). Самый низкий ранее обнаруженный переход от J1148 + 5251 был CO ( J = 3 → 2) (Walter et al.2003) с довольно пологими ограничениями на излучение линии CO ( J = 1 → 0) (Бертольди и др., 2003b). CO ( J = 3 → 2) может быть существенно суб-термически возбужденным, даже в галактиках со вспышкой звездообразования, с типичным соотношением яркостных температур 0,66 для субмиллиметровых галактик (SMG) и 0,6 для высоких z основных галактик. галактики последовательности (Carilli & Walter 2013). И наоборот, отношение CO ( J = 2 → 1) к CO ( J = 1 → 0) почти всегда является тепловым (т. Е. Яркостная температура постоянна из-за термализованного излучения), даже в высоких z основных -последовательности галактик с отношениями 0.85 в SMG и 0,9 даже в галактиках главной последовательности с высотой z . Следовательно, CO ( J = 2 → 1) представляет собой отличный способ изучения залежей холодного газа, будучи в четыре раза сильнее (в эрг с ⁻¹ Гц ⁻¹ ), чем CO ( J = 1 → 0 ), но все еще отслеживает более холодный газ (Дадди и др. , 2014).

Мы используем возможности VLA для изображения полной линии излучения от J1148 + 5251. Предыдущие наблюдения CO ( J = 3 → 2) использовали старый коррелятор VLA, который имел ограниченную полосу пропускания и распределение каналов, что привело к наблюдению которые не попадали в крылья линии за пределами ± 150 км с ⁻¹ и имели только 12 каналов в центре линии.

И, наконец, мы получаем чувствительные наблюдения континуального излучения на частоте кадра покоя 230 ГГц, соответствующей режиму излучения, в котором преобладала бы холодная пыль.

Мы принимаем стандартную космологическую модель Λ холодной темной материи с H ₀ = 67,3 км с ⁻¹ Мпк ⁻¹ , Ом _Λ = 0,685, Ом _M = 0,315 (Коллаборация Planck XVI 2014). При красном смещении z = 6,419 это означает, что возраст Вселенной составляет 851 млн лет и шкала 5.623 кпк угл. Сек ⁻¹ .

2 НАБЛЮДЕНИЯ

Мы используем VLA в конфигурациях C и D для наблюдения эмиссионной линии CO ( J = 2 → 1) (ν _rest = 230,538 ГГц) в направлении J1148 + 5251. Линия сместилась в красное смещение до ν = 31.074 ГГц на z = 6.419. Наблюдения в конфигурации D проводились в период с ноября 2011 г. по январь 2012 г. в общей сложности около 15 часов на источнике. Наблюдения в конфигурации C проводились в период с января 2012 г. по апрель 2012 г. в общей сложности около 9 часов на источнике.Поскольку эти наблюдения были приняты JVLA как ранняя наука во время первоначального ввода в эксплуатацию нового коррелятора, мы решили наблюдать топоцентрические частоты. Кроме того, наблюдения охватывают шестимесячный диапазон, в котором произошли серьезные изменения коррелятора между конфигурациями C и D. Следовательно, мы не пытались проследить доплеровский трек, а просуммировали топоцентрические спектры. Это приводит к размытию спектральных деталей не более 20 км с ⁻¹ , что сравнимо с одиночным каналом в нашем окончательном анализе.Это размытие не повлияет на наш последующий анализ.

Стандартный калибратор 3C286 использовался в качестве калибратора первичного потока и полосы пропускания, а близлежащий источник J1153 + 4931 наблюдался примерно каждые пять с половиной минут для наведения, вторичной калибровки амплитуды и фазы.

Эти наблюдения были сделаны на этапе ввода в эксплуатацию коррелятора VLA, и, следовательно, возможности коррелятора быстро развивались. Наблюдения с помощью D-массива были получены, когда была доступна полная канализация (64 канала), но только для полосы пропускания 128 МГц.Этой ширины полосы легко достаточно для покрытия любого разумного линейного излучения (± 600 км с ^-1 ), но она не позволяет проводить чувствительные измерения континуума. Более поздние наблюдения с помощью C-массива имели такое же покрытие линии, но также имели полосу пропускания около 1 ГГц в автономном режиме, что обеспечивало чувствительное непрерывное наблюдение.

Данные были откалиброваны, отображены и проанализированы с использованием стандартных методов в пакете casa NRAO ¹ (McMullin et al. 2007). Некоторые трудности возникли из-за наличия двух ярких источников вблизи положения половинной мощности первичного пучка.Небольшие внутренние неточности наведения привели к тому, что эти источники появлялись как временные вариации, приводящие к значительным остаточным боковым лепесткам даже после деконволюции. Чтобы решить эту проблему, мы выполнили вычитание континуума в плоскости uv , используя самые внешние каналы (4–9 и 57–62) полосы 128 МГц с центром на линии излучения (каналы 23–43).

Мы визуализировали данные C-массива отдельно, используя схему взвешивания, близкую к «естественной», характеризующуюся «надежным» параметром (Briggs 1995), равным 1.Затем мы повторили процесс только для данных D-массива. Мы также создали комбинированный набор данных из данных C- и D-массивов и визуализировали его с различными весами, чтобы исследовать пространственное разрешение в сравнении с оптимизацией отношения сигнал / шум. Схема взвешивания, близкая к « однородной » (robust = −1 в casa) использовалась для достижения более высокого пространственного разрешения, близкая к « естественной » robust = 1 использовалась для получения более высокой чувствительности и хорошего компромисса. Между разрешением и чувствительностью было достигнуто среднее значение robust = 0.Таким образом, мы создали карты с большим диапазоном разрешений, как показано в Таблице 1.

Шум и разрешение ряда карт, полученных с данными VLA, представленными в этой статье.

Шум и разрешение ряда карт, полученных с данными VLA, представленными в этой статье .

3 РЕЗУЛЬТАТЫ

Поле, охватываемое этими наблюдениями, также включает два ярких радиоисточника (Becker, White & Helfand 1995), один ∼35 угл. Сек к северо-востоку от J1148 + 5251 и один ∼40 угл. красное смещение (Becker et al.1995). Они были упомянуты в предыдущих исследованиях J1148 + 5251 (например, Bertoldi et al. 2003a). Рис. 1 представляет собой непрерывную карту только данных C-массива, показывающую эти источники. Мы измеряем плотность потока с поправкой на непервичный пучок, равную 2,79 ± 0,05 мЯн для северо-восточного источника и 2,98 ± 0,06 мЯн для юго-западного. Мы выполняем вычитание uv -континуума, чтобы исключить влияние этих источников из последующего анализа.

Рисунок 1.

Карта континуума данных C-массива.Среднеквадратичное значение составляет 6,4 мкЯн. Два источника с более низким красным смещением к северо-западу и юго-востоку от J1148 + 5251 доминируют в эмиссии по всей карте. Использовалась цветовая схема cubehelix (Green 2011).

Рисунок 1.

Карта континуума данных C-массива. Среднеквадратичное значение составляет 6,4 мкЯн. Два источника с более низким красным смещением к северо-западу и юго-востоку от J1148 + 5251 доминируют в излучении по всей карте. Использовалась цветовая схема cubehelix (Green 2011).

Мы четко обнаруживаем выброс CO ( J = 2 → 1) в направлении J1148 + 5251.{10} $ | К км с ⁻¹ шт ² .

Рис. 2.

Спектр излучения линии CO ( J = 2 → 1) в направлении J1148 + 5251, полученный с помощью наблюдений D-массива VLA с разрешением 19,335 км с ⁻¹ (2 МГц). Синяя линия показывает гауссовское соответствие данным. Шкала скорости отсчитывается от частоты красного смещения CO ( J = 2 → 1) на z = 6.419.

Рис. 2.

Спектр излучения линии CO ( J = 2 → 1) в направлении J1148 + 5251, полученный с помощью наблюдений D-массива VLA с разрешением 19.335 км с ⁻¹ (2 МГц). Синяя линия показывает гауссовское соответствие данным. Шкала скорости отсчитывается от частоты красного смещения CO ( J = 2 → 1) на z = 6.419.

Ограничить размер источника в эмиссии CO ( J = 2 → 1) сложно из-за умеренного отношения сигнал / шум и неидеального покрытия uv , как из-за более короткого, чем требуется, времени наблюдения в полном объеме. C-массив. Комбинированные наблюдения C&D дают синтезированный пучок с широкими крыльями, в зависимости от веса.Для дальнейшего изучения вопроса о размере выбросов CO ( J = 2 → 1) мы провели два испытания.

Сначала мы рассмотрели профили линий точечного источника при различных разрешениях. Мы рассматривали положение пика излучения только на карте D-массива (полученное из гауссовой аппроксимации) как положение точечного источника и брали профили линий только из D-массива и данных C & D-массивов, отображаемых с тремя различными весами ( робастный = 1, 0 и -1). Эти спектры показаны на рис. 3. При переходе от взвешивания, близкого к «естественному» (робастный = 1), к почти «однородному» (робастный = -1) наблюдается явное уменьшение пикового излучения. , поскольку она падает с ∼0.От 30 до ∼0.15 мЯн пучок ⁻¹ . Подбирая гауссианы для каждого из спектров, мы находим разницу в ~ 60 процентов между спектральной амплитудой только D-массива и спектральной амплитудой робастного C и D-массива = -1. Восстанавливающие лучи для каждой из этих карт перечислены в таблице 1. На рис. 3 показано, что пиковый поток уменьшается с увеличением разрешения, и, следовательно, источник разрешается с более высоким разрешением.

Рис. 3.

Спектры излучения CO ( J = 2 → 1) в направлении J1148 + 5251 от: только данные D-массива, отображаемые с параметром взвешивания, устойчивым к 1 (черный), данные C & D-массивов, отображаемые с надежным из 1 (синий), данные массива C и D отображены с устойчивым значением 0 (желтый) и данные массива C и D отображены с устойчивым значением -1 (розовый).

Рис. 3.

Спектры излучения CO ( J = 2 → 1) в направлении J1148 + 5251 от: данных только D-массива, отображаемых с надежным параметром взвешивания 1 (черный), данных C и D-массива, отображаемых с помощью надежность 1 (синий), данные массива C и D отображены с устойчивостью 0 (желтый) и данные массива C и D отображены с устойчивостью -1 (розовый).

Во-вторых, мы визуализировали комбинированный набор данных C & D-массивов. Это также проблематично из-за различных весов, требуемых для оптимального отношения сигнал / шум по данным от двух массивов, и широких крыльев линии, возникающих из-за значительного увеличения времени нахождения на источнике с D-массивом по сравнению с C-массивом.Чтобы избежать этих проблем, мы очистили интегрированное линейное излучение (скорости между ∼ − 216 км с ⁻¹ и ∼189 км с ⁻¹ ) до глубины, на которой были удалены широкие крылья синтезированного пучка, и исследовали различные веса Бриггса. На рис. 4 показаны контуры интегрированной по скорости излучения CO ( J = 2 → 1) J1148 + 5251, отображаемые с устойчивостью 0,25, наложенные на излучение [C ii], наблюдаемое Cicone et al. (2015). Пространственное разрешение наблюдений CO ( J = 2 → 1) равно 1.07 угловых секунд × 0,97 угловых секунд, что немного выше, чем у наблюдения [C ii], как показано в нижнем левом углу карты.

Рис. 4.

Интегрированная по скорости контурная карта VLA (конфигурации C&D) излучения линии CO ( J = 2 → 1) в направлении J1148 + 5251, наложенная на излучение [C ii], наблюдаемое Cicone et al. (2015). Эмиссия [C ii] интегрируется в большем диапазоне скоростей, чем CO. Крестом отмечено положение оптического квазара (Уайт и др.2005). Контуры имеют координаты (−2, −1,41, 1,41, 2, 2,82, 4, 5,64, 8) × σ (1σ = 25 мкЯн пучок ⁻¹ ). Синтезированный луч данных CO составляет 1,07 угловой секунды × 0,97 угловой секунды, а луч данных [C ii] — 1,33 угловой секунды × 1,23 угловой секунды.

Рис. 4.

Интегрированная по скорости контурная карта VLA (конфигурации C&D) линии излучения CO ( J = 2 → 1) в направлении J1148 + 5251, наложенная на излучение [C ii], наблюдаемое Cicone et al. (2015). Эмиссия [C ii] интегрируется в большем диапазоне скоростей, чем CO.Крестом отмечено положение оптического квазара (Уайт и др., 2005). Контуры имеют координаты (−2, −1,41, 1,41, 2, 2,82, 4, 5,64, 8) × σ (1σ = 25 мкЯн пучок ⁻¹ ). Синтезированный луч данных CO составляет 1,07 угловой секунды × 0,97 угловой секунды, а луч данных [C ii] — 1,33 угловой секунды × 1,23 угловой секунды.

Основная область излучения имеет протяженность менее 1 угловой секунды, хотя есть некоторое диффузное излучение к юго-западу от источника на 3σ, которое требует дальнейшего подтверждения. Формальное эллиптическое гауссовское соответствие робастному = 0.Изображение 5 возвращает развернутую большую ось 0,89 ± 0,46 угловой секунды, а также неопределенную малую ось и позиционный угол. Таким образом, мы незначительно разрешаем излучение в одном направлении и измеряем размер, соответствующий тому, который был обнаружен Riechers et al. (2009) для эмиссии CO ( J = 7 → 6).

Пиковый поток пучка 157 ± 17 мкЯн ⁻¹ измерен рядом с положением оптического квазара (см. Крест на рис. 4; Уайт и др., 2005) и очень хорошо согласуется с положением [C ii] эмиссия.

Для определения морфологии источника как функции скорости необходимы более глубокие наблюдения.

Мы не обнаруживаем никакого континуума в наблюдениях CO ( J = 2 → 1) вплоть до предела 1σ = 6.7 мкЯн.

4 АНАЛИЗ

Ширина линии 298,05 ± 25,87 км с ⁻¹ , полученная нами для излучения CO ( J = 2 → 1), хорошо согласуется с шириной, измеренной в предыдущих исследованиях (Бертольди и др., 2003b; Ричерс и др.2009; Walter et al. 2009 г.). Следовательно, переходы низкого и высокого порядка имеют схожие профили линий в J1148 + 5251.

Распределение энергии в спектре между ближним инфракрасным и радиочастотным диапазоном соответствует данным Wang et al. (2008) использует коэффициент излучения β = 1,6, температуру пыли T = 55 K (Beelen et al. 2006) и отношение FIR-радио q = 2,34 (Yun, Reddy & Condon 2001) и прогнозирует наблюдаемая плотность потока ∼ 9 мкЯн с большой погрешностью, зависящей от q . Наше необнаружение чуть ниже прогнозируемого значения.Этот результат подтверждает значение β, которое, по крайней мере, такое крутое, как 1,6, и, возможно, более крутое, тем самым усиливая аргумент в пользу небольшого количества холодной пыли в J1148 + 5251.

4.1 Оценка массы газа

FIR отношения светимости CO и ширина линий в квазарах на больших красных смещениях аналогичны тому, что наблюдается в местных сверхъестественных инфракрасных галактиках (ULIRG) (Solomon & Vanden Bout 2005; Carilli & Walter 2013), поэтому мы принимаем светимость CO равной H ₂ массы. коэффициент преобразования α = 0.{2} \ D \ {\ rm M} _ {\ odot} $ | ⁠, где D — диаметр в кпк, который мы измерили для излучения, а v _около — это FWHM в км с ^−1. линейного профиля. Следуя Wang et al. (2013) мы используем приближение v _circ sin i = 0,75 FWHM _{CO ( J = 2 → 1)} . Принимая размер источника как 8,1 кпк (большая ось), следует M _dyn sin ² i = 5,3 × 10 ¹⁰ M _⊙ .Для угла наклона 63 °, определяемого из отношения малой оси к большой, динамическая масса составляет M _dyn = 6,7 × 10 ¹⁰ M _⊙ , в соответствии с ранее полученными значениями. Walter et al. (2004) цитата M _dyn = 4,5 × 10 ¹⁰ M _⊙ (или M _dyn = 5,5 × 10 ¹⁰ M _⊙ с учетом наклона 65 °) в пределах диск диаметром 5 кпк. Riechers et al. (2009) использовали излучение линии [C ii], чтобы найти динамическую массу M _dyn = 1.5 × 10 ¹⁰ M _⊙ для области радиусом 1,5 кпк. Следует отметить, что существует значительная неопределенность в предположениях моделирования (вращающийся диск) и параметрах модели (размер, наклон) в нашей динамической оценке массы. Чтобы лучше понять динамику галактики в J1148 + 5251, требуется получение изображений с высоким разрешением в [C ii] или CO при гораздо более высоком соотношении сигнал / шум.

4.3 Возбуждение линии CO

Мы расширили модель большого градиента скорости (LVG) возбуждения линии в J1148 + 5251, рассчитанную Riechers et al.(2009), в которых кинетическая температура и плотность газа рассматриваются как свободные параметры. Фиксированное соотношение орто-пара H ₂ 3: 1 использовалось из-за относительных статистических весов симметричных и антисимметричных собственных состояний волновой функции. Эта модель использует частоту столкновений CO Флауэра (2001) и температуру космического микроволнового фона 20,25 К при z = 6,42. Мы сохранили параметры, принятые Riechers et al. (2009): содержание CO на градиент скорости [CO] / (d v / d r ) = 1 × 10 ⁻⁵ пк / (км с ⁻¹ ) (Weiß, Walter & Scoville 2005; Riechers et al.2006; Weiß et al. 2007b) и радиус диска CO 2,5 кпк (Walter et al. 2004; Riechers et al. 2009).

Точка данных CO ( J = 2 → 1) хорошо вписывается в кривую, описываемую лучшим решением (рис. 5). Это было получено для сферической однокомпонентной модели с коэффициентом заполнения диска CO 0,16, T _кин = 50 K и ρ _газа (H ₂ ) = 10 ^4,2 см ⁻³ .

Рис. 5.

Лестница возбуждения CO (символы) и модель LVG (линия) для J1148 + 5251.Верхний предел для CO ( Дж, = 1 → 0) и точка данных (с поправкой на континуум) для CO ( Дж, = 6 → 5) взяты из Bertoldi et al. (2003a). Точка данных CO ( J = 7 → 6) (с поправкой на континуум) взята из работы Riechers et al. (2009), а точка данных CO ( J = 3 → 2) (с поправкой на отсутствующий поток в крыльях линии) взята из Walter et al. (2003). Квадрат отмечает точку данных из текущих наблюдений. Модель предсказывает кинетические температуры и плотности газа T _кин = 50 K и ρ _газа (H ₂ ) = 10 ^4.2 см ⁻³ .

Рисунок 5.

Лестница возбуждения CO (символы) и модель LVG (линия) для J1148 + 5251. Верхний предел для CO ( J = 1 → 0) и точка данных (с поправкой на континуум) для CO ( J = 6 → 5) взяты из Bertoldi et al. (2003a). Точка данных CO ( J = 7 → 6) (с поправкой на континуум) взята из работы Riechers et al. (2009), а точка данных CO ( J = 3 → 2) (с поправкой на отсутствующий поток в крыльях линии) взята из Walter et al.(2003). Квадрат отмечает точку данных из текущих наблюдений. Модель предсказывает кинетические температуры и плотности газа T _кин = 50 K и ρ _газа (H ₂ ) = 10 ^4,2 см ⁻³ .

5 ОБСУЖДЕНИЕ

Мы наблюдали переход CO ( J = 2 → 1) в сторону J1148 + 5251 и нашли подтверждающее свидетельство того, что J1148 + 5251 похож на квазары с меньшим красным смещением с точки зрения высокого возбуждения линии CO и компактного размера.Мы незначительно разрешаем, чтобы основная область излучения имела большую ось 0,89 угловой секунды. Мы также обнаруживаем предварительные доказательства диффузного излучения, распространяющегося на юго-запад.

Учитывая возбуждение линии в J1148 + 5251, наши данные используются для предоставления дополнительных ограничений на предыдущие модели LVG, что приводит к средним физическим условиям, аналогичным тем, которые наблюдаются в других квазарах с большим красным смещением (Weiß et al. 2007a; Riechers et al. др. 2009 г.). Мы находим T _kin = 50 K от переходов от низкого к высокому порядку.Таким образом, возможно, что излучение при переходах низшего порядка CO может быть связано с тем же теплым, высоковозбужденным звездообразующим газом, отслеживаемым переходами линий высших J . Это подтверждает предыдущие утверждения о том, что линии CO середины J ( J ≤ 3) также могут быть хорошими индикаторами общего количества холодного молекулярного газа в квазарах с большим красным смещением (Riechers et al. 2006, 2011c).

В локальной Вселенной традиционный взгляд на ULIRG и AGN заключался в том, что эти объекты представляют разные фазы в эволюционной последовательности (Sanders et al.1988). Сильно закрытая пылью галактика, в которой происходит активное звездообразование, будет наблюдаться как ULIRG, в то время как закопанная AGN продолжает расти как сверхмассивная черная дыра. Это может в конечном итоге привести к появлению светящегося квазара в ИК-диапазоне, за которым последует оптически светящийся квазар с небольшим оставшимся резервуаром газа. Этот сценарий может быть похож на то, что наблюдается в квазарах с большим красным смещением, таких как J1148 + 5251, которые, возможно, прошли более раннюю фазу активности звездообразования до образования AGN. Расширенные резервуары холодного молекулярного газа были обнаружены по линии излучения CO в SMG z 2 (Carilli et al.2010; Ivison et al. 2010, 2011; Riechers et al. 2010, 2011a, b), что позволяет предположить, что они могут находиться в процессе формирования в результате слияний, связанных с богатыми газами. Недавно была обнаружена популяция из z ∼ 6 SMG (например, Riechers et al. 2013; Weiß et al. 2013), поэтому вполне возможно, что они могут представлять раннюю фазу светящихся z ∼ 6 квазаров, таких как J1148 + 5251. Эти объекты, вероятно, превратятся в самые массивные галактики ранних типов, наблюдаемые в локальной Вселенной. Однако в случае единственного известного SMG z ∼ 6 отсутствие компонента горячей пыли, обнаруженной в полосах Herschel , делает этот объект несовместимым с таким сценарием.Требуется дополнительная работа, чтобы установить достоверность связи между SMG z ∼ 6 и z ∼ 6 квазарами.

Мы рассчитываем новые оценки газа и динамической массы по светимости линии CO ( J = 2 → 1). Наши результаты согласуются с предыдущими измерениями, но менее подвержены смещениям из-за возбуждения молекулярных линий высокого порядка. Масса газа, которую мы оцениваем, составляет ∼63% от динамической массы, что указывает на низкое значение α. Это подтверждает отклонение от соотношения M _BH –σ _балдж , поскольку M _dyn родительской галактики намного ниже, чем ожидалось из отношения low- z .

IIS благодарит Совет по науке и технологиям за стипендию. Национальная радиоастрономическая обсерватория — объект Национального научного фонда, управляемый в соответствии с соглашением о сотрудничестве Associated Universities, Inc. Мы благодарим Клаудию Чиконе и Роберто Майолино за полезные обсуждения и за предоставленное изображение [C ii].

ССЫЛКИ

ApJ

1995

450

559

ApJ

2006

642

694

A&A

2003a

406

L55

A&A

2003b

409

Л47

Докторская диссертация

1995

Горно-технологический институт Нью-Мексико

ARA&A

2013

51

105

AJ

2004

128

997

ApJ

2007

666

L9

ApJ

2010

714

1407

A&A

2015

574

A14

ApJ

2013

766

13

A&A

2014

577

A46

ApJ

1998

507

615

AJ

2003

125

1649

J. Phys. Летучая мышь. Мол. Опт. Phys.

2001

34

2731

МНРАС

2014

445

2848

Бык. Astron. Soc. Индия

2011

39

289

МНРАС

2010

404

198

МНРАС

2011

412

1913

ApJ

2013

772

103

ASP Conf. Сер. Vol. 376, Программное обеспечение и системы анализа астрономических данных XVI

2007

Сан-Франциско

Astron.Soc. Pac.

127

AJ

2003

126

15

Planck Collaboration XVI

A&A

2014

571

A16

ApJ

2006

650

604

ApJ

2009

703

1338

ApJ

2010

720

L131

ApJ

2011a

733

L11

ApJ

2011b

739

L31

ApJ

2011c

739

L32

Природа

2013

496

329

ApJ

1988

325

74

ARA&A

2005

43

677

Природа

2003

424

406

ApJ

2004

615

L17

Природа

2009

457

699

ApJ

2008

687

848

ApJ

2013

773

44

A&A

2005

438

533

ASP Conf. Сер. Vol. 375, От машин Z к ALMA: (суб) миллиметровая спектроскопия галактик

2007a

Сан-Франциско

Astron. Soc. Pac.

25

A&A

2007b

467

955

ApJ

2013

767

88

AJ

2005

129

2102

ApJ

2003

587

L15

ApJ

2001

554

803

© 2015 Авторы, опубликованные издательством Oxford University Press от имени Королевского астрономического общества

Успехи теоретической космологии в свете данных

В настоящее время показаны 180 участников.Последнее обновление 2017-07-04

5