устройство, базовая и дополнительная комплектации, технические характеристики, фото и видео
В актуальное время на рынке представлено довольно много буровых установок, которые используют шнеки. Однако далеко не все подойдут для использования в условиях зимы, а также для передвижения по пересеченной местности. Буровая установка МРК-750, а также все её шасси справятся и с этой задачей.
Буровая установка МРК-750
Установку производит ОАО «ИВЭНЕРГОМАШ», которая размещается в городе Иваново. Завод начинал свое развитие с 1858 года. В то время это был еще даже не завод, а просто кустарное производство в деревянном сарае. Сейчас же открытое акционерное общество активно развивается, а его целью стало достижение передовых позиций в производстве кранов и буровых машин.
МРК-750 – это мобильная буровая установка, которая применяется для бурения круглых скважин в грунтах с 1 по 4 категории, а также может использоваться для бурения в однородных грунтах сезонного промерзания до 1 м.
Для бурения используется сменный шнековый инструмент, что позволяет бурить на глубину до 4 либо 9 метра, в зависимости от комплектации. Сейчас же идет модернизация машины, благодаря которой планируется повысить глубину бурения до 21 метра, что является очень большой глубиной для шнекового бура. Планируется использовать УРАЛ-43206.
Фото буровой установки МРК-750Устройство
Буровая установка размещается на раме, которая крепится к автомобильной раме. В качестве шасси для установки может использоваться два автомобиля КАМАЗ-43114 и Урал 4320, а также на базе гусеничного вездеходного тягача ТТ 4М. Однако за последние 30 лет было выпущено довольно много машин, из-за чего можно найти различные модификации на базе полноприводных ЗИЛ 433442, ЗИЛ 433452, а также ЗИЛ 131.
Мачта в рабочее положение поднимается благодаря гидравлике. Она также оснащается указателем центра бурения, который используется в транспортном положении машины и помогает точно определить место под скважину. Для поддержания устойчивости имеются гидродомкраты, которые управляются от общей гидросистемы.
Бур приводится в движения от автомобильного двигателя Амур-531320, который передает свою мощность от раздаточной коробки и коробки переключения передач.
Раздаточная коробка также через промежуточный вал передает мощность на гидросистему, которая в свою очередь занимается подъемом мачты, гидродомкратами, а также движением по вертикали самой буровой установки.Щит управления буровой установкой располагается с левой стороны. На нем размещены органы управления гидравлической системой.
Схема буровой установки МРК-7501 — шасси автомобиля; 2 — коробка отбора мощности; 3 — мачта; 4 — механизм подачи; 5 — вращатель; 6 и 9 — гидроцилиндры; 7— раздаточная коробка; 8 — пульт управления; 10 — шнек; 11 — ведущий вал; 12 — угловой редуктор; 13 — гидроопоры; 14 — указатель центра бурения; 15 — ограждение; 16 — неповоротная рама; 17 — бак гидросистемы; 18 — опорная стойка.

Бурение может производится базовым шнеком на глубину до 4 метров, однако с использованием телескопического удлинителя возможно увеличить глубину до 8 метров и с еще одним дополнительным удлинителем до 9 метров. Однако придется периодически поднимать шнек для удаления грунта. Сейчас же ведутся работы, которые позволят модифицировать установку и увеличить глубину до 21 метра. Для этого будет использоваться непрерывный составной шнек, который не придется поднимать для удаления грунта.
При использовании высокопроходимого шасси ТТ4М принцип работы буровой установки точно такой же, как и с автомобильным шасси. Однако данное шасси лучше подойдет для работы на крайнем севере.
Базовая комплектация
В базовой комплектации автомобиль оснащается только самой буровой установкой, а также набором сменного бурильного инструмента. Это позволяет осуществлять бурение скважин глубиной до 9 метров и диаметром от 500 до 800 мм.
Дополнительная комплектация
Возможно дополнительно доукомплектовать буровую установку набором сменного бурильного инструмента, который позволит осуществлять бурение на глубину до 21 метра при диаметре скважины от 250 до 450 метров.
Также по желанию заказчика возможно комплектовать крановым оборудованием и генератором. Крановое оборудование используется для осуществления вспомогательных операций, при этом используется гидросистема машины. Генератор на 20 кВт используется для питания сварочного аппарата, а также различного строительного оборудования либо для обеспечения электроэнергией и светом вахтовых поселков.
Дополнительная комплектация позволит значительно расширить функциональные возможности буровой установки и сделать её действительно универсальной.
Технические характеристики
Технические характеристики буровой установки МРК-750 представлены в таблице:
Характеристики | Ед. измерения | Параметры |
Глубина бурения | м | 4-9, есть возможность до 21 |
Диаметр | мм | 250-800 |
Производительность бурения | м/ч | 16 |
Ресурс резцов бура | ч | 8 |
Мощность привода | кВт | 49 |
Время работы до первого кап.![]() | ч | 6600 |
На видео принцип работы буровой установки МРК-750:
устройство, базовая и дополнительная комплектации, технические характеристики
В актуальное время на рынке представлено довольно много буровых установок, которые используют шнеки. Однако далеко не все подойдут для использования в условиях зимы, а также для передвижения по пересеченной местности. Буровая установка МРК-750, а также все её шасси справятся и с этой задачей.
Буровая установка МРК-750
Установку производит ОАО «ИВЭНЕРГОМАШ», которая размещается в городе Иваново. Завод начинал свое развитие с 1858 года. В то время это был еще даже не завод, а просто кустарное производство в деревянном сарае. Сейчас же открытое акционерное общество активно развивается, а его целью стало достижение передовых позиций в производстве кранов и буровых машин.
МРК-750 – это мобильная буровая установка, которая применяется для бурения круглых скважин в грунтах с 1 по 4 категории, а также может использоваться для бурения в однородных грунтах сезонного промерзания до 1 м. Это делает машину пригодной для использования в условиях зимы. Предназначена буровая установка для бурения скважин диаметром до 900 мм для опор ЛЭП, мостов, переходов, столбов ограждения, а также для строительства свайных фундаментов зданий.
Для бурения используется сменный шнековый инструмент, что позволяет бурить на глубину до 4 либо 9 метра, в зависимости от комплектации. Сейчас же идет модернизация машины, благодаря которой планируется повысить глубину бурения до 21 метра, что является очень большой глубиной для шнекового бура. Планируется использовать УРАЛ-43206.
Фото буровой установки МРК-750Устройство
Буровая установка размещается на раме, которая крепится к автомобильной раме. В качестве шасси для установки может использоваться два автомобиля КАМАЗ-43114 и Урал 4320, а также на базе гусеничного вездеходного тягача ТТ 4М.
Мачта в рабочее положение поднимается благодаря гидравлике. Она также оснащается указателем центра бурения, который используется в транспортном положении машины и помогает точно определить место под скважину. Для поддержания устойчивости имеются гидродомкраты, которые управляются от общей гидросистемы.
Бур приводится в движения от автомобильного двигателя Амур-531320, который передает свою мощность от раздаточной коробки и коробки переключения передач. Раздаточная коробка также через промежуточный вал передает мощность на гидросистему, которая в свою очередь занимается подъемом мачты, гидродомкратами, а также движением по вертикали самой буровой установки.
Щит управления буровой установкой располагается с левой стороны. На нем размещены органы управления гидравлической системой.
1 — шасси автомобиля; 2 — коробка отбора мощности; 3 — мачта; 4 — механизм подачи; 5 — вращатель; 6 и 9 — гидроцилиндры; 7— раздаточная коробка; 8 — пульт управления; 10 — шнек; 11 — ведущий вал; 12 — угловой редуктор; 13 — гидроопоры; 14 — указатель центра бурения; 15 — ограждение; 16 — неповоротная рама; 17 — бак гидросистемы; 18 — опорная стойка.
Бурение может производится базовым шнеком на глубину до 4 метров, однако с использованием телескопического удлинителя возможно увеличить глубину до 8 метров и с еще одним дополнительным удлинителем до 9 метров. Однако придется периодически поднимать шнек для удаления грунта. Сейчас же ведутся работы, которые позволят модифицировать установку и увеличить глубину до 21 метра. Для этого будет использоваться непрерывный составной шнек, который не придется поднимать для удаления грунта.
При использовании высокопроходимого шасси ТТ4М принцип работы буровой установки точно такой же, как и с автомобильным шасси. Однако данное шасси лучше подойдет для работы на крайнем севере.
Базовая комплектация
В базовой комплектации автомобиль оснащается только самой буровой установкой, а также набором сменного бурильного инструмента. Это позволяет осуществлять бурение скважин глубиной до 9 метров и диаметром от 500 до 800 мм.
Дополнительная комплектация
Возможно дополнительно доукомплектовать буровую установку набором сменного бурильного инструмента, который позволит осуществлять бурение на глубину до 21 метра при диаметре скважины от 250 до 450 метров.
Также по желанию заказчика возможно комплектовать крановым оборудованием и генератором. Крановое оборудование используется для осуществления вспомогательных операций, при этом используется гидросистема машины. Генератор на 20 кВт используется для питания сварочного аппарата, а также различного строительного оборудования либо для обеспечения электроэнергией и светом вахтовых поселков.
Дополнительная комплектация позволит значительно расширить функциональные возможности буровой установки и сделать её действительно универсальной.
Технические характеристики
Технические характеристики буровой установки МРК-750 представлены в таблице:
Характеристики | Ед. измерения | Параметры |
Глубина бурения | м | 4-9, есть возможность до 21 |
Диаметр | мм | 250-800 |
Производительность бурения | м/ч | 16 |
Ресурс резцов бура | ч | 8 |
Мощность привода | кВт | 49 |
Время работы до первого кап. ремонта | ч | 6600 |
Буровая установка МРК-750 на базе трактора ТСН-4
Предназначена для бурения круглых скважин в грунте с I по IV категории включительно, для опор линий электропередач, мостов, переходов, столбов ограждения, а также свайных фундаментов зданий и сооружений. Бурильная машина может переоснащаться сменным бурильным инструментом, что позволяет увеличить глубину бурения до 9 метров.
ТЕХНИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИОСОБЕННОСТИ И КОМПЛЕКТАЦИЯ
Диаметр бурения, м | 0,3-0,9 |
Глубина бурения максимальная, м | 9 |
Угол бурения, ° | 90 ±5 |
Тип основного бурильного инструмента | Шнековый |
Техническая производительность (в немерзлых грунтах при шнеке 750 мм), м/ч | 7,2 |
Максимальная осевая нагрузка на бурильном инструменте при заглублении, Н (кгс) | 63 700 (6 370) |
Максимальная осевая нагрузка на бурильном инструменте при выглублении, Н (кгс) | 75 000 (7 500) |
Базовое шасси | ТСН-4 |
Габаритные размеры в транспортном положении (ДxШxВ), мм | 7650x2490x3940 |
Габаритные размеры в рабочем положении (ДxШxВ), мм | 7650x2490x6800 |
Рабочие механизмы буровой установки МРК-750 размещены на специальной раме, которая крепится к балкам трактора. Вращение рабочего инструмента машины осуществляется от двигателя трактора ТСН-4 через коробку отбора мощности, встроенную в трансмиссию трактора. От коробки отбора мощности через карданный вал вращение передается на коробку скоростей, имеющую три передачи.
При включении одной из передач вращение передается на карданный вал, который соединен с входным валом углового редуктора. Угловой редуктор передает вращение через вертикальный вал на вращатель, откуда крутящий момент передается бурильному инструменту. Подъем, опускание мачты, подача шнека – гидравлические.
Основные технические характеристики
<— Вернуться к списку
Каталог Запасные части «Урал» | +7 (351) 211-28-63 +7 (351) 211-14-19 +7 (351) 211-14-04 +7 (351) 776-65-64 WhatsApp/Viber
|
Бурильные машины МРК-690А и МРК-750Т
Бурильные машины МРК-690А (рис. 89) и МРК-750Т непрерывного бурения отличаются друг от друга только базовой машиной и привязкой к ней.
На раме базового автомобиля 1 установлены неповоротная рама 16, на которой размещены мачта 3 бурильного оборудования, узлы механической трансмиссии, обеспечивающие привод бурильного инструмента, коробка отбора мощности 2, раздаточная коробка 7 и угловой редуктор 12, соединенные карданными валами, гидрооборудование и пульт 8 управления. На мачте расположены ведущий вал 11 и вращатель 5.
Мачта 3 соединена с рамой 16 шарнирно. В рабочее и транспортное положение мачту переводят с помощью гидроцилиндра 6. При бурении машину устанавливают на гидроопоры 13. Шнек защищен ограждением 15. Машина оснащена указателем 14 центра бурения, используемым при наведении шнека на ось скважины.
Подачей бурильного инструмента на забой при бурении управляют с помощью механизма подачи 4 и гидроцилиндра 9.
Рис. 89. Бурильная машина МРК-690А:
1 — базовый автомобиль, 2 — коробка отбора мощности, 3 — мачта, 4 — механизм подачи, 5 — вращатель, 6, 9 — гидроцилиндры, 7— раздаточная коробка, 8 — пульт управления, 10 — шнек, 11 — ведущий вал, 12 — угловой редуктор, 13 — гидроопоры, 14 — указатель центра бурения, 15 — ограждение, 16 — неповоротная рама, 17 — бак гидросистемы, 18 — опорная стойка; 1 — рабочее положение бурильного оборудования
Рис.

1 — двигатель автомобиля. 2 — муфта сцепления, 3 — коробка передач, 4 — раздаточная коробка автомобиля, 5—7, 9—11, 15, 17, 19, 22—24—шестерни, 8 — коробка отбора мощности, 12, 13 — ведущие и ведомые диски, 14 — раздаточная коробка бурильно-кранового оборудования, 16 — муфта, 18 — конический редуктор, 20 — муфта вертикального вала, 21 — вращатель, 25 — каретка вращателя, 26 — шнек, 27 — полиспаст, 28 — насос; I, IV, VIII — карданные валы, II, III — валы коробки отбора мощности, V— VII — валы раздаточной коробки, IX, X — валы конического редуктора, XI, XII — валы вращателя
Кинематическая схема (рис. 90). Движение от двигателя 1 автомобиля через муфту сцепления 2, коробку передач 3, карданный вал I, раздаточную коробку 4 автомобиля передается валу II коробки отбора мощности 8. Далее через зацепление шестерен 6 и 7. движение поступает на вал III, с него через карданный вал IV на вал V раздаточной коробки, от него посредством шестерен 9 и 10 — на вал VI и ведущие диски 12 предохранительной муфты, которые передают движение дискам 13, а от них — валу VII раздаточной коробки 14.
От промежуточного вала VI раздаточной коробки через муфту получает вращение насос 28 гидросистемы. Далее через муфту 16 и карданный вал VIII движение передается на вал IX конического редуктора 18, а затем с помощью зацепления шестерен 17 и 19 на вал X. Валы IX и X связаны через предохранительную муфту 20. Вертикальный вал X передает вращение от конического редуктора вращателю 21. На валу X установлена шестерня 22, находящаяся в постоянном зацеплении с шестерней 23 вала XI и шестерней 24 вала XII. С валом XII непосредственно соединен шнек 26. На забой шнек подают с помощью трособлочной системы полиспаста 27, связанного с кареткой 25 вращателя.
Коробка отбора мощности (рис. 91) установлена на корпусе раздаточной коробки базового автомобиля. В корпусе 4 коробки отбора мощности размещены два вала: ведущий вал 22 — на опорах, зафиксированный от осевого перемещения кольцами 15 и болтом 24, и ведомый вал 3 — на двух подшипниках 2 и 8, обоймы которых ограничены в перемещении втулкой 5, кольцами 13 к 14 и фланцем 11. На валу 22 на шарикоподшипниках 16 и 21 установлен блок шестерен 19. Ведущая шестерня блока 19 (на рисунке левая) закреплена на ступице винтами 20. Обоймы подшипников 16 и 21 ограничены от осевых перемещений дистанционными кольцами 17, 18 и 25.
Включают коробку отбора мощности перемещением шестерни 7 по шлицевой части вала 3 до зацепления с ведомой шестерней блока 19 (правой) (положение шестерни 7 при: выключенной коробке показано тонкими линиями). Движение от вала 3 через фланец 11 передается карданному валу раздаточной коробки 14 (см. рис. 90).
Рис. 91. Коробка отбора мощности (МРК-690А):
1, 9, 23 — крышки, 2, 3, 16, 21 — шарикоподшипники, 3, 22 — ведомый и ведущий валы, 4 — корпус, 5 — втулка, 6 — пробка, 7— шестерня, 10 — манжета, 11 — фланец, 12 — гайка, 13—15, 17, 18, 25 — кольца, 19 — блок шестерен, 20 — винт, 24 — болт
| Бурильная машина МРК-750А4 на базе ЗиЛ 131 и ЗиЛ 4334 Машина бурильная МРК-750А4 предназначена для бурения круглых
скважин, в грунтах с I по IV категории включительно, и в однородных грунтах
сезонного промерзания глубиной до 1м, для опор линий электропередач, мостов,
переходов, столбов ограждения, а также свайных фундаментов зданий и сооружений. Техническое описание Рабочие механизмы бурильной машины размещены на специальной раме,
которая крепится к раме автомобиля с помощью стремянок. Вращение рабочего органа
машины передается от двигателя автомобиля через коробку перемены передач и
раздаточную коробку автомобиля. Раздаточная коробка автомобиля находится в
постоянном зацеплении с коробкой отбора мощности бурильной машины. От коробки
отбора мощности через карданный вал вращение передается на раздаточную коробку
бурильной машины. При включении раздаточной коробки бурильной машины получает
вращение карданный вал, который соединен с входным валом углового редуктора.
К промежуточному валу раздаточной коробки бурильной машины подсоединен маслонасос
НШ-50-3-Л. Угловой редуктор передает вращение через вертикальный вал на вращатель,
откуда крутящий момент передается рабочему органу.
|
1.![]() |
Сваебойно-буровая установка на базе ДЭК-251 б/у. Буровая установка 1983 г. 10.06.2019 |
Строймашкомплект
г. Санкт-Петербург |
1 300 000 | |
2. |
Буровая установка Kaishan KG915 Буровая установка 25.06.2019 |
Машинари Прим
г. ![]() |
2 076 014 | |
3. |
Буровая установка Kaishan KG920В Буровая установка 25.06.2019 |
Машинари Прим
г. Владивосток |
2 390 561 | |
4. |
Буровая установка Kaishan KG930A Буровая установка 25.06.2019 |
Машинари Прим
г. ![]() |
3 365 658 | |
5. |
Буровая установка Kaishan KGH6 (KG940A) Буровая установка 25.06.2019 |
Машинари Прим
г. Владивосток |
3 761 988 | |
6. |
Сваебойно-буровая установка IPD-20T-U4 на базе IV Буровая установка 1986 г. 30.04.2019 |
Строймашкомплект
г. ![]() |
3 500 000 | |
7. |
Буровая установка DITCH WITCH JT920L Буровая установка 1998 г., 3141 ч. 20.12.2021 |
ООО ГЛОБАЛ ТРЕЙД
г. Люберцы |
1 300 000 | |
8. |
Буровая установка Kaishan KG610 Буровая установка 25. |
Машинари Прим
г. Владивосток |
4 152 027 | |
9. |
Буровая установка DITCH WITCH JT920 Буровая установка 1999 г., 1709 ч. 20.12.2021 |
ООО ГЛОБАЛ ТРЕЙД
г. Люберцы |
1 300 000 | |
10. |
Буровая установка Kaishan KT5C Буровая установка 25. |
Машинари Прим
г. Владивосток |
5 315 853 |
Компактный низкочастотный элемент управления Meyer Sound 750-LFC
Компактный низкочастотный элемент управления Meyer Sound 750-LFC воспроизводит низкие частоты на высоких, непрерывных выходных уровнях с чрезвычайно низким уровнем искажений. 750-LFC предлагает ту же звуковую линейность, что и низкочастотный управляющий элемент Meyer Sound 900-LFC, в меньшем и легком корпусе, что делает его идеальным для создания масштабируемых систем, подходящих для портативных приложений или стационарных установок любого размера.
Недавно разработанный усилитель класса D обеспечивает беспрецедентную эффективность 750-LFC, значительно снижая искажения при одновременном снижении энергопотребления и рабочей температуры. Один заменяемый модуль содержит встроенный усилитель и схему управления.
Помимо сопряжения с системами LINA, 750-LFC легко интегрируется с другими акустическими системами Meyer Sound, включая громкоговорители серий LEOPARD и ULTRA. Сетевые платформы Meyer Sound Galileo GALAXY, обеспечивающие матричную маршрутизацию, выравнивание и обработку компонентов массива, могут управлять громкоговорителями LINA и 750-LFC. Чтобы гарантировать оптимальную производительность, используйте инструмент проектирования систем MAPP™ от Meyer Sound для проектирования систем с 750-LFC.Громкоговорители LINA и 750-LFC работают с системой удаленного мониторинга Meyer Sound RMS, которая обеспечивает всесторонний мониторинг параметров системы с компьютера Mac или Windows.
Модель 750-LFC доступна с оснасткой Meyer Sound QuickFly или без нее. При оснащении дополнительным комплектом оснастки MRK-750 фиксированные направляющие ALinks 750-LFC позволяют управлять им от многоцелевой сетки MG-MINA/LINA в массивах LINA без какой-либо переходной рамы между 750-LFC и LINA.
Fly 750-LFC отдельно в виде массива сабвуферов с переменным углом раскрытия 0°, 1.5°, 3,25° или 4,75°, или сконфигурируйте 750-LFC в виде кардиоидных решеток, чтобы уменьшить выходной сигнал позади громкоговорителей. Наземные стековые массивы без переходной рамы между 750-LFC и LINA путем оснащения 750-LFC дополнительным монтажным комплектом MRK-750. Создайте более широкую базу для граундстеков с помощью дополнительная решетка MG-MINA/LINA.
Особенности:
- Компактный шкаф с малой занимаемой площадью и исключительным соотношением мощности и размера
- Высокая пиковая выходная мощность при чрезвычайно низком уровне искажений
- Исключительная линейность, переходное воспроизведение и четкость низких частот
- Конструкция с автономным питанием для упрощения настройки и повышения надежности
- Наращиваемый и летающий в обычных и кардиоидных массивах с вариантами расширения
- Встроенная розетка для монтажа на стойке для облегчения сопряжения с громкоговорителями серии LINA или ULTRA
НОВИНКА! Электрический велосипед Rambo Roamer 750 XC, универсальный размер
Рэмбо Роумер, 750 XC. В стандартной комплектации этот велосипед оснащен 48-вольтовой батареей Samsung емкостью 14 Ач, позволяющей проехать до 35 миль без подзарядки, и двигателем среднего привода мощностью 750 Вт с высоким крутящим моментом. У этого велосипеда достаточно мощности, чтобы доставить вас к месту назначения. Roamer оснащен 3-скоростной втулкой Sturmey Archer с внутренним редуктором, которая позволяет этому велосипеду работать без традиционной системы переключения передач. Есть три способа управления этим велосипедом: помощь педали, что означает, что когда вы крутите педали, двигатель включается, чтобы помочь вам, или ПОЛНЫЙ ДРОССЕЛЬ, или отключите двигатель и просто крутите педали, как традиционный Mtn Bike.Этот электрический велосипед также оснащен 4-дюймовыми шинами Kenda Krusade, эти шины имеют подкладку из кевлара, препятствующую проколам, которая помогает предотвратить прокол при езде по бездорожью. Кроме того, следует отметить, что эти шины имеют прочную конструкцию Rambo — твердые двойные стенки обода без отверстий, это помогает предотвратить попадание грязи, воды, мусора и палок внутрь и повреждение шины, в отличие от большинства велосипедов с толстыми шинами, которые имеют отверстия.
внутри обода. Еще одной важной особенностью Rambo Roamer является передняя амортизационная вилка GT-MRK. Это обеспечивает более плавную езду по бездорожью и пересеченной местности.
- ВЕС: 63 фунта.
- РАМА: Алюминиевый сплав 6061
- КРАСКА: TrueTimber Viper Woodland Camo
- ДВИГАТЕЛЬ: Bafang 750 Вт BBS02 Средний привод с высоким крутящим моментом
- ЦИФРОВОЙ ДИСПЛЕЙ: Bafang C965
- АККУМУЛЯТОР: 48 В 14 Ач
- ВИЛКА: GT MRK
- ЗАДНЯЯ КАССЕТА: 26T
- ПЕРЕДНЯЯ СТУПИЦА: SF-A214F
- ЗАДНЯЯ СТУПИЦА: Sturmey Archer 3 Speed
- ДРОССЕЛЬ: Ручка дросселя
- ПЕРЕДНИЙ ТОРМОЗ: Logan HD-E500 2-поршневой гидравлический 180 мм
- ЗАДНИЙ ТОРМОЗ: Logan HD-E500 2-поршневой гидравлический 180 мм
- КОЛЬЦО ЦЕПИ: 46T
- ШИНА: Kenda Krusade Anti-Puncture 26″ x 4.
0″
- ОБОД: Двойная стенка без отверстий шириной 80 мм
- ПЕДАЛЬ: Neco Alloy
- СЕДЛО: Justec
- РУЧКА: PROMAX 700 мм
- ШТОК: PROMAX MA-50
- РУЧКА: Эргономичный фиксатор Velo
- ДИАПАЗОН: до 35 миль
- ВЫСОТА ПОДСТАВКИ: 29 дюймов
- РАЗМЕР РАМЫ: 19″
- ВЕС: 300 фунтов
Китай Шлифовальный станок, Полировщик пола, Поставщик шлифовального станка
The DongGuan Merrock Industry Co., Ltd была основана в 2007 году. Мы являемся платным членом alibaba уже 9 лет. У нас есть ряд отличных специалистов в области исследований, производства, продаж и технологий, консультант с профессиональными навыками, он уже превратился в известного производителя в области систем плоского шлифования. Теперь у нас уже есть дистрибьютор в США, Таиланде, Колумбии и т. д…
История развития Merrock:
2007 — Основана компания Dongguan Merrock Industry Co., Ltd, наша цель — стать отличным брендом в сфере плоскошлифовальной промышленности. .
2009 г. — Merrock начала производство крупногабаритного шлифовального оборудования.
2011 — Merrock начала производить химикаты, мы стали важным поставщиком химии для каменных и бетонных поверхностей в Китае.
2012 г. — Merrock стала крупнейшим производителем крупного шлифовального оборудования в Китае.
Октябрь 2013 г. — Merrock приобрела канадские компании: Guangzhou Dangsing Abrasive Co., Ltd — финансируемая из-за рубежа компания самого раннего производителя абразивов в Китае, у нее есть известный бренд Apollo, little bear, Dangsing и т. Д.
2014 — Merrock стал единственным производителем, который может исследовать и производить шлифовальное, химическое и абразивное оборудование в Китае.
2015 г. — Merrock разработал несколько агентов и партнеров в США, Англии и т. д.
2016 г. — Merrock посетил выставку WOC в Лас-Вегасе и получил хорошую репутацию от клиентов. У нас есть партнеры в странах Юго-Восточной Азии и много качественных партнеров во Вьетнаме.
2017 — Меррок во второй раз посетил выставку WOC в Лас-Вегасе.
2018- Merrock в третий раз посетил выставку WOC в Лас-Вегасе, а также мы посетили выставку в Индии, Индонезии, Вьетнаме, Bauma в Шанхае.
Прошлое Merrock, мы много работали, будущее Merrock, мы приложим больше усилий! У нас есть огромные производственные мощности, и производство высококачественной продукции является нашим постоянным требованием, мы приветствуем отечественных и зарубежных друзей в прекрасном Дунгуане, чтобы посетить и направить Merrock, а также стремиться к совместному развитию и достижению взаимовыгодного сотрудничества!
—Примеры галактик, по-разному классифицированных HYPERLEDA и здесь…
Мы представляем динамический анализ, чтобы сделать вывод о структурных параметрах и свойствах двух близких, компактных, высокоскоростных
дисперсионные галактики MRK 1216 и NGC 1277. Объединение изображений глубокого космического телескопа им.
радиусов, мы строим орбитальные модели, чтобы ограничить массы их черных дыр, содержание темной материи и отношение звездной массы к свету.
отношения. Мы получаем массу черной дыры log(M•/M⊙) = 10.{+30}_{-20}$ процентов от общего запаса массы в пределах одного эффективного радиуса. С другой стороны, NGC 1277 можно воспроизвести без
потребность в темном ореоле и максимальная доля темной материи 13 процентов в пределах той же радиальной протяженности. Кроме того, мы исследуем
орбитальные структуры обеих галактик, которые поддерживаются вращением и согласуются с фотометрическими мультисерсическими разложениями,
что указывает на то, что эти компактные объекты не содержат классических невращающихся выпуклостей, образовавшихся во время недавних (z ≤ 2) диссипативных событий или в результате сильной релаксации.Наконец, и MRK 1216, и NGC 1277 анизотропны, с глобальным
параметр анизотропии δ 0,33 и 0,58 соответственно. В то время как MRK 1216 следует тенденции быстро вращающихся сплюснутых галактик.
с уплощенным тензором дисперсии скоростей в меридиональной плоскости порядка βz ∼ δ NGC 1277 сильно тангенциально анизотропна и, по-видимому, кинематически принадлежит к отдельному классу объектов.
Узкополосное изображение Hα близких галактик Вольфа-Райе | Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества
Отмечено, что метод инфракрасного избытка (IRX) дает наилучшие оценки SFR, соответствующие прогнозам различных моделей.Эти модели также предсказывают, что выбранные галактики, вероятно, прошли через непрерывное звездообразование, по крайней мере, в течение 1 млрд лет, в течение которого недавнее (<10 млн лет) звездообразование происходило в фазе WR. В этом исследовании впервые представлена зависимость главной последовательности (ГП) для ближайших галактик WR. Это полученное соотношение MS оказывается похожим на ранее известное соотношение MS для обычных близких галактик со звездообразованием, что позволяет предположить, что системы WR развиваются таким же образом, как и обычные галактики со звездообразованием. Такие особенности в галактиках WR часто наблюдаются после 2–5 млн лет начального звездообразования в течение короткого промежутка времени ( t WR ≤ 0.5 млн лет), пока популяция WR не закончит свою жизнь в результате вспышки сверхновой (Meynet & Maeder 2005). Из-за большой популяции звезд WR очень высокое отношение звезд WR к звездам О-типа в галактиках WR позволяет предположить, что звездообразование в этих системах происходит во вспышках за короткий период с достаточно плоской начальной функцией масс (IMF). Это приводит к тому, что галактики WR классифицируются как системы звездообразования (Контини, Давуст и Консерве, 1995). Все эти свойства галактик WR показывают, что в них происходит постоянное звездообразование (<10 млн лет), и они являются идеальными системами для изучения начала звездообразования и его запускающего механизма. Для измерения скорости звездообразования (SFR) существует несколько индикаторов, таких как дальний ультрафиолет (FUV), излучение линии Hα, дальний инфракрасный диапазон (FIR), радиоконтинуум и т. д. Однако эти индикаторы отслеживают различное звездообразование. истории в галактиках и предсказывают разные оценки SFR из-за их разной чувствительности к происходящим физическим процессам в межзвездной среде (МЗС) галактик. Детали этих индикаторов широко обсуждаются в литературе (например, Condon 1992; Kennicutt 1998; Calzetti et al.2007 г.; Салим и др. 2007 г.; Мерфи и соавт. 2011). Помимо оценки SFR, не менее важным является знание механизма его срабатывания. Хотя существуют различные механизмы, запускающие звездообразование в галактиках, одним из таких механизмов является приливное взаимодействие/слияние галактик или облаков H i. Этот механизм можно легко проследить, изучая морфологические особенности областей звездообразования и звездного компонента в галактиках (например, Лопес-Санчес, 2010; Лопес-Санчес и др., 2012; Лелли, Верхейен и Фратернали, 2014; МакКуинн и др.2015).
Несмотря на то, что галактики WR представляют собой интересные системы для изучения физических процессов, связанных со звездообразованием в галактиках, в литературе было найдено очень мало подробных исследований галактик WR (Лопес-Санчес, 2010; Картик и др. , 2014; Джайсвал и Омар, 2016). . Поэтому целесообразно проводить такие исследования на большей популяции галактик WR. Здесь мы сообщаем о наших изображениях в полосах Hα и r выборки 13 новых близких галактик WR, выбранных из каталогов Schaerer, Contini & Kunth (1999) и Brinchmann, Kunth & Durret (2008).Выбранные галактики имеют различные морфологические типы, варьирующиеся от маломассивных карликовых неправильных галактик до крупных спиральных галактик. Они выбраны таким образом, чтобы их излучение Hα с красным смещением можно было наблюдать с помощью узкополосного фильтра Hα, имеющегося на наблюдательном телескопе. Кроме того, галактики были ограничены склонением >-25°, чтобы их можно было наблюдать в течение достаточного времени интегрирования за одну наблюдательную ночь. Галактики ярче 17,5 звездной величины в полосе Sloan Digital Sky Survey (SDSS) r и имеют субсолнечную металличность.Их звездные массы лежат в диапазоне 10 5,5 –10 10,5 M ⊙ .
В этом исследовании мы представляем морфологию ионизированного газа и звездного компонента в галактиках, чтобы увидеть любые отпечатки особенностей приливного взаимодействия/слияния, используя наблюдения в полосе Hα и r . Мы используем наши наблюдаемые данные Hα для оценки глобальных SFR на основе Hα, которые далее сравниваются с другими SFR по различным индикаторам в диапазонах FUV, FIR и радиоволн. Это исследование направлено на то, чтобы лучше понять текущие физические процессы в галактиках WR, исследуя согласованность между различными показателями SFR.Здесь мы включили дополнительную выборку из 45 галактик WR от Лопес-Санчес (2010 г., далее LS10) и Джайсвала и Омара (2016 г., далее JO16), чтобы сделать наши результаты статистически надежными. Соответствующий космологический параметр, используемый в этой работе, равен H 0 = 75 км с −1 .
Изображения галактик были получены в широкополосном r и узкополосном Hα-фильтрах с использованием утонченной ПЗС-матрицы E2V 2k × 2k с обратной засветкой (масштаб пластины = 0,54 угловых секунды, пиксель −1 ) с размером пикселя 13,5 |$\mu$ |м. Центральная длина волны (λ 0 ) фильтра Hα составляет 6563 Å с полной шириной на полувысоте (FWHM) ~ 100 Å. Наблюдения проводились темными ночами в условиях фотометрического неба. Каждую ночь для калибровки наблюдалась по крайней мере одна звезда спектрофотометрического стандарта из Oke (1990).Наблюдаемая средняя чувствительность Hα была определена как ~ 5 × 10 −15 эрг с −1 см −2 угловых секунд −2 . Журнал наблюдений представлен в таблице 1. Таблица 1.Сводка наблюдений галактик выборки в узких (Hα) и широких ( r ) полосах с использованием 1,3-метрового DFOT.
Название галактики . | Дата
.![]() | Экспозиция в Hα . | Экспозиция в r . | Зрение . | Расстояние . | Э ф ( Б — В ) . | Е г ( В − В ) . | |||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
. | (дд-мм-гггг) . | (с) . | (с) . | (угловые секунды) . | (Мпк) . | (маг) . | (маг) . 90 236 | |||
NGC 1 140 27-01-2014 | 7200 | 1200 | 2,4 20,0 | 0,03 0,01 | ||||||
NGC 2481 | 04-04-2014 5700 | 1600 | 29 | 28.0292 | 28.8 | 28.8 | 0,06 | — | 1 — | |
MRK 94 | 27-01-2014 | 9500 | 1260 | 2.![]() | 09,8 | 0,03 | 0,07 | |||
УГК | 5249 | 26-01-2014 11 100 | 1800 | 2,2 25,0 | 0,05 0,07 | |||||
6526 УГК | 13-04-2013 | 5400 | 1200 | 1200 | 25 | 24.5 | 0.02 | 0.02 | 0.02 | 0.0.02 |
NGC 3755 | 27-01-2014 | 3700 | 1360 | 2.3 | 20,9 | 0,02 0,28 | ||||
Mrk | 750 30-04-2014 | 6300 | 1800 | 2,5 10,0 | 0,03 0,00 | |||||
6805 УГК | 28 -04-2014 | 7500 | 2400 | 2400 | 15.1 | 15.1 | 0,26 | 0.26 | 0,26 | |
IC 745 | 04-04-2014 | 6600 | 1500 | 2.6 | 15,3 | 0,02 0,22 | ||||
NGC 4496A | 13-04-2013 | 1800 | 1200 | 2,5 23,1 | 0,02 — | |||||
4904 NGC | 12 -04-2013 | 4200 | 540292 | 540 | 540292 | 15.![]() | 15.7 | 0.28 | 0.28 | 0.28 |
NGC 5147 | 12-04-2013 | 3900 | 900 | 2.3 | 14,5 | 0,02 0,16 | ||||
Izw | 97 | 12-04-2013 1800 | 420 | 2,3 33,6 | 0,02 0,24 |
Галактики имя . | Дата . | Экспозиция в Hα . | Экспозиция в r . | Зрение . | Расстояние . | Э ф ( Б — В ) . | Е г ( В − В ) . | |||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
. | (дд-мм-гггг) . | (с) . | (с) . | (угловые секунды) . | (Мпк)
.![]() | (маг) . | (маг) . 90 236 | |||
NGC 1 140 27-01-2014 | 7200 | 1200 | 2,4 20,0 | 0,03 0,01 | ||||||
NGC 2481 | 04-04-2014 5700 | 1600 | 29 | 28.0292 | 28.8 | 28.8 | 0,06 | — | 1 — | |
MRK 94 | 27-01-2014 | 9500 | 1260 | 2.6 | 09,8 | 0,03 | 0,07 | |||
УГК | 5249 | 26-01-2014 11 100 | 1800 | 2,2 25,0 | 0,05 0,07 | |||||
6526 УГК | 13-04-2013 | 5400 | 1200 | 1200 | 25 | 24.5 | 0.02 | 0.02 | 0.02 | 0.0.02 |
NGC 3755 | 27-01-2014 | 3700 | 1360 | 2.![]() | 20,9 | 0,02 0,28 | ||||
Mrk | 750 30-04-2014 | 6300 | 1800 | 2,5 10,0 | 0,03 0,00 | |||||
6805 УГК | 28 -04-2014 | 7500 | 2400 | 2400 | 15.1 | 15.1 | 0,26 | 0.26 | 0,26 | |
IC 745 | 04-04-2014 | 6600 | 1500 | 2.6 | 15,3 | 0,02 0,22 | ||||
NGC 4496A | 13-04-2013 | 1800 | 1200 | 2,5 23,1 | 0,02 — | |||||
4904 NGC | 12 -04-2013 | 4200 | 540292 | 540 | 540292 | 15.7 | 15.7 | 0.28 | 0.28 | 0.28 |
NGC 5147 | 12-04-2013 | 3900 | 900 | 2.3 | 14,5 | 0,02 0,16 | ||||
Izw | 97 | 12-04-2013 1800 | 420 | 2,3 33,6 | 0,02 0,24 |
Таблица 1. Краткое описание наблюдений галактик выборки в узком (Hα) и широком ( r ) диапазонах с использованием 1,3-метрового DFOT.
Название галактики . | Дата . | Экспозиция в Hα . | Экспозиция в r . | Зрение . | Расстояние . | Э ф ( Б — В ) . | Е г ( В − В ) . | |||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
. | (дд-мм-гггг) . | (с) . | (с) . | (угловые секунды) . | (Мпк) . | (маг) . | (маг) . 90 236 | |||
NGC 1 140 27-01-2014 | 7200 | 1200 | 2,4 20,0 | 0,03 0,01 | ||||||
NGC | 2 481 04-04-2014 | 5700 | 1600 | 2,6 | 28,8 | 0.![]() | — | |||
Mrk | 94 | 27-01-2014 9500 | 1260 | 2,6 09,8 | 0,03 0,07 | |||||
5249 УГК | 26-01-2014 11 100 | 1800292 | 1800 | 2 | 25.02 | 0,05 | 0,05 | 0,07 | 0,07 | |
UGC 6526 | 13-04-2013 | 5400 | 1200 | 1200 | 24.5 | 0,02 0,20 | ||||
NGC | 3755 | 27-01-2014 3700 | 1360 | 2,3 20,9 | 0,02 0,28 | |||||
750 Mrk | 30-04- 2014 | 6300 | 6300 | 1800 | 1800 | 2 9 | 10,0 | 0.03 | 0.00 | 1 0.00 |
UGC 6805 | 28-04-2014 | 7500 | 2400 | 2.6 | 15,1 | 0,02 | 0,26 | |||
IC | 745 04-04-2014 | 6600 | 1500 | 2,6 15,3 | 0,02 0,22 | |||||
NGC 4496A | 13 -04-2013 | 1800 | 1800 | 1200 | 22 | 23.![]() | 23.1 | 0,02 | — | |
NGC 4904 | 12-04-2013 | 4200 | 5400 | 2.4 | 15,7 0,02 | 0,28 | ||||
NGC | 5147 | 12-04-2013 3900 | 900 | 2,3 | 14,5 | 0,02 0,16 | ||||
Izw 97 | 12 -04-2013 | 1800 | 1800 | 420 | 220 | 29 | 33.6 | 0.02 | 0.24 | 0.24 |
Galaxy Name . | Дата . | Экспозиция в Hα . | Экспозиция в r . | Зрение . | Расстояние . | Э ф ( Б — В ) . | Е г ( В − В ) . | |||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
.![]() | (дд-мм-гггг) . | (с) . | (с) . | (угловые секунды) . | (Мпк) . | (маг) . | (маг) . | |||||
NGC 1140 27-01-2014 | 7200 | 1200 | 2,4 20,0 | 0,03 0,01 | ||||||||
NGC 2481 | 04-04-2014 5700 | 1600 | 2.6 | 28,8 | 0,06 — | |||||||
Mrk | 94 | 27-01-2014 9500 | 1260 | 2,6 09,8 | 0,03 0,07 | |||||||
5249 УГК | 26 -01-2014 | 11 100 | 1800 | 1800 | 25,0 | 25.05 | 0,05 | 0,07 | ||||
UGC 6526 | 13-04-2013 | 5400 | 1200 | 2.5 | 24,5 0,02 | 0,20 | ||||||
NGC | 3755 | 27-01-2014 3700 | 1360 | 2,3 20,9 | 0,02 0,28 | |||||||
Mrk 750 | 30 -04-2014 | 6300 | 1800 | 1800 | 2,5 | 0,03 | 0,03 | 0.![]() | 0.00 | |||
UGC 6805 | 28-04-2014 | 7500 | 2400 | 2.6 | 15,1 | 0,02 | 0,26 | |||||
IC | 745 04-04-2014 | 6600 | 1500 | 2,6 15,3 | 0,02 0,22 | |||||||
NGC 4496A | 13 -04-2013 | 1800 | 1800 | 1200 | 22 | 23.1 | 23.1 | 0,02 | — | |||
NGC 4904 | 12-04-2013 | 4200 | 5400 | 2.4 | 15,7 0,02 | 0,28 | ||||||
NGC | 5147 | 12-04-2013 3900 | 900 | 2,3 | 14,5 | 0,02 0,16 | ||||||
Izw 97 | 12 -04-2013 | 1800292 | 1800 | 420 | 420 | 220 | 33.6 | 33.6 | 0.02 | 0.24 | 0,24 | 0,24 |
Наблюдаемые данные были сокращены с использованием стандартных задач по средству по снижению и анализу изображений (IRAF), разработанные Национальным Оптическая астрономическая обсерватория (НОАО). Процесс редукции включает в себя плоское поле, удаление космических лучей, выравнивание кадров и вычитание континуума из изображения в полосе Hα вместе с удалением других загрязнений линий как в широкополосных, так и в узкополосных фильтрах. Наконец, была проведена Hα-фотометрия. Помимо наших собственных наблюдений, вспомогательные данные в диапазонах FUV, FIR и 1,4 ГГц были получены с Galaxy Evolution Explore ( GALEX ), Infrared Astronomical Satellite ( IRAS ) и слабых изображений Radio Sky at Twenty Cimeters (FIRST)/NRAO VLA Sky Survey (NVSS) соответственно.Полученные фотометрические потоки в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах волн были скорректированы как для галактического, так и для внутреннего поглощения с использованием значений покраснения, приведенных в таблице 1, при условии, что кривая поглощения Cardelli, Clayton & Mathis (1989) равна R V = 3,1. Все этапы обработки и анализа данных выполнялись точно так же, как описано в JO16.
3 РЕЗУЛЬТАТА
На рис.1. Эти изображения показывают распределение областей звездообразования и звездного компонента в галактиках. Поток Hα, измеренный на изображении Hα с вычетом континуума, скорректированный на поглощение пыли с использованием метода декремента Бальмера и загрязнение линий, представлен в таблице 2 (онлайн-версия, см. дополнительные материалы). В этой таблице также собраны потоки, измеренные в диапазонах FUV, FIR (20, 60 и 100 |$\mu$|м) и 1,4 ГГц в непрерывном радиодиапазоне. В Таблице 3 (онлайн-версия, см. дополнительный материал) мы приводим светимости и SFR, измеренные во всех диапазонах волн для исследуемых галактик.Эти SFR были оценены с использованием той же калибровки, которая описана в JO16. Чтобы проверить согласованность между различными индикаторами SFR, сравнение SFR на основе Hα со всеми другими SFR показано на рис. 2. Мы включили сюда дополнительные 45 галактик WR из LS10 и JO16, чтобы сделать статистически лучшее сравнение.
Рис. 1.
Широкая полоса r (слева) и вычитание континуума Hα (справа) изображения галактик WR в нашей выборке.
Рис. 1.
Широкая полоса r (слева) и вычитание континуума Hα (справа) изображения галактик WR в нашей выборке.
Рисунок 2.
Сравнение SFR, полученных от различных индикаторов в разных диапазонах волн. На каждом рисунке пунктирная линия представляет соответствие 1:1 между двумя SFR на разных длинах волн, а сплошная линия представляет собой линейное соответствие точкам данных.
Рисунок 2.
Сравнение SFR, полученных от различных индикаторов в разных диапазонах волн.На каждом рисунке пунктирная линия представляет соответствие 1:1 между двумя SFR на разных длинах волн, а сплошная линия представляет собой линейное соответствие точкам данных.
Поправка на поглощение пыли на основе бальмеровского декремента была выполнена с использованием спектроскопических данных SDSS, полученных по одной яркой области звездообразования в пределах 3 угловых секунд в диаметре, и предполагалось, что она однородна по всей протяженности галактики. Такое допущение может привести к неопределенности поправки на пыль в УФ-диапазоне по сравнению с Нα-диапазоном. Кроме того, этот метод может быть чувствителен к свойствам пыли и ее относительному распределению вокруг областей звездообразования в галактиках.Поэтому мы использовали альтернативный метод, известный как метод избытка инфракрасного излучения (IRX), который основан на рассмотрении энергетического бюджета и не зависит от свойств пыли (Хао и др., 2011 г.). На рис. 3(а) показано сравнение двух светимостей FUV с поправкой на поглощение пыли с использованием методов IRX и бальмеровского декремента. Для метода IRX общее излучение IR (TIR) оценивается с использованием потоков FIR на 25, 60 и 100 |$\mu$|м с использованием того же рецепта, который приведен в Hao et al. (2011). На рис. 3(b) и (c) показано сравнение этих двух светимостей FUV со светимостью Hα, включая прогнозы различных моделей, основанные на различных предписаниях SFR.На этом рисунке различные предписания SFR показаны как модели 1–5.
Модель 1 представляет широко используемый рецепт Кенникатта (1998), основанный на старых моделях звездной эволюции поколения 1990-х годов (см. Кенникатт, Тамблин и Конгдон, 1994; Мадау, Поццетти и Дикинсон, 1998). Он предполагает IMF Солпитера с пределами массы звезды от 0,1 до 100 M ⊙ и постоянную историю звездообразования, продолжающуюся 100 млн лет, с солнечной металличностью. Модели 4 и 5 представляют собой то же предписание, что и Кенникатт (1998), с новыми моделями синтеза звездного населения для вспышки звездообразования99 (Leitherer et al.1999) и постоянная история звездообразования продолжительностью 100 млн лет и 1 млрд лет соответственно. Модели 2 и 3 построены с использованием более реалистичного IMF Крупы (Kroupa & Weidner 2003) с ограничениями по массе 0,1–100 M ⊙ , предполагая постоянную историю звездообразования, продолжающуюся 100 млн лет и 1 млрд лет соответственно. На рис. 3(d) представлено сравнение SFR на основе IRX и Hα. На рисунках 4(a) и (b) мы соответственно представляем главную последовательность (MS; SFR– M * ) и удельную скорость звездообразования (sSFR)– M * отношения для галактик WR .
В этих отношениях мы использовали SFR, полученные методом IRX.
Рис. 3.
(a) Сравнение двух светимостей FUV с поправкой на затухание от пыли с использованием методов IRX и бальмеровского декремента. На панелях (b) и (c) показаны две светимости FUV с поправкой на пыль с использованием метода Бальмера и IRX в зависимости от светимости Hα по сравнению с различными моделями, названными по моделям 1–5 (см. текст в разделе 3) на основе различных предписаний SFR. . ( d ) Сравнение SFR, полученных из светимостей FUV на основе Hα и IRX.
Рис. 3.
(a) Сравнение двух светимостей FUV с поправкой на затухание в пыли с использованием методов IRX и бальмеровского декремента. На панелях (b) и (c) показаны две светимости FUV с поправкой на пыль с использованием метода Бальмера и IRX в зависимости от светимости Hα по сравнению с различными моделями, названными по моделям 1–5 (см. текст в разделе 3) на основе различных предписаний SFR. . ( d ) Сравнение SFR, полученных из светимостей FUV на основе Hα и IRX.
Рис. 4.
(a) Соотношение главной последовательности (MS; SFR– M * ) для галактик WR и его сравнение с соотношением главной последовательности Салима. (б) sSFR как функция звездной массы галактик WR и ее сравнение с исследованием Салима.
Рис. 4.
(a) Соотношение главной последовательности (MS; SFR– M * ) для галактик WR и его сравнение с соотношением главной последовательности Салима. (б) sSFR как функция звездной массы галактик WR и ее сравнение с исследованием Салима.
4 ОБСУЖДЕНИЕ
На рис. 1 видно, что большинство галактик (например, NGC 1140, NGC 2481, Mrk 94, Mrk 750, IC 745, UGC 6805, NGC 4496 и Izw 97) демонстрируют одну из следующих морфологических особенностей в их Изображения в полосе Hα/ r : неравномерное распределение света звезд и Hα, шлейфы, хвосты и дугообразные кометные структуры, звездная перемычка и несоосность между ионизированными Hα и звездными дисками. Поскольку эти особенности считаются признаками приливного взаимодействия/слияния галактик (LS10; López-Sánchez et al.2012 г.; JO16), поэтому мы предполагаем, что изученные галактики, вероятно, являются кандидатами на приливное взаимодействие/слияние. Хотя оптически взаимодействующие/сливающиеся аналоги здесь не видны, они могут быть слабояркими карликами или облаками H i. Глубокие изображения H i изучаемых галактик очень желательны для подтверждения наших предположений.
На рис. 2 показано, что SFR по различным показателям хорошо коррелируют и улучшаются по сравнению с предыдущими исследованиями, проведенными в LS10 и JO16. Во всех случаях наклоны теперь близки к единице.Самая сильная корреляция наблюдается между SFR на основе FUV и Hα с коэффициентом корреляции Спирмена 0,97, в то время как корреляции между FIR и Hα и радио и Hα идентичны и составляют 0,96. Предполагая, что поглощение пыли играет большую роль в полосе FUV по сравнению с полосой Hα, неопределенность в поглощении может привести к большему разбросу корреляции FUV и Hα. Тем не менее, разброс в корреляциях FUV и Hα и FIR и Hα довольно похож, что означает, что другие неопределенности, такие как изменение IMF и возраст вспышки звездообразования, являются основными факторами наблюдаемого разброса.Кроме того, можно заметить, что SFR на основе радио-Hα демонстрируют значительное отклонение на конце с низким SFR. Это, вероятно, появляется по той же причине, что упоминалась в JO16, что галактики WR являются радиодефицитными из-за отсутствия событий сверхновых в зарождающемся звездообразовании (<10 млн лет).
На рис. 3(a) отчетливо видно, что яркость FUV на основе бальмеровского декремента занижена по сравнению со светимостью FUV на основе IRX. В соответствии с этим выводом можно также заметить, что корреляция между FUV на основе Бальмера и светимостью Hα, показанная на рис.3(b) не согласуется с предсказаниями различных моделей. Однако корреляция между светимостями FUV и Hα на основе IRX согласуется с прогнозами различных моделей, и их предсказанные SFR также хорошо коррелируют, имея наклон ~1,03, как показано на рисунках 3 (c) и (d) соответственно. Этот вывод подразумевает, что распределение пыли относительно областей звездообразования играет важную роль, и SFR на основе IRX можно использовать в качестве истинных оценок SFR. Поэтому SFR на основе IRX использовались в наших отношениях MS и sSFR– M * .Согласованность между моделями и нашим подобранным соотношением, как показано на рис. 3(c), подразумевает, что в изученных галактиках WR, вероятно, происходило непрерывное звездообразование по крайней мере в течение 1 млрд лет, в течение которого произошла недавняя (<10 млн лет) вспышка звездообразования. WR-фаза галактик.
Соотношение MS для нормальных галактик со звездообразованием очень жесткое, хотя оно положительно меняется с увеличением красного смещения (Бринчманн и др., 2004; Уитакер и др., 2014; Бизигелло и др., 2018). Те системы, которые показывают сценарий звездообразования или гашения, соответственно, лежат выше или ниже отношения MS, подразумевая, что отношение очень чувствительно к различным физическим процессам обратной связи, действующим на усиление или гашение звездообразования. На рис. 4(а) представлена зависимость МЗ для близких галактик WR, показанная здесь впервые в литературе. Точно так же на рис. 4(b) представлена зависимость между sSFR и звездной массой для галактик WR. На этих рисунках видно, что галактики WR в нашей выборке, включая дополнительные из LS10 и JO16, демонстрируют линейные отношения в пределах разброса 1σ 0,97 dex (как показано штрихпунктирной линией). Это производное соотношение для галактик WR очень близко к ранее известному соотношению MS (со средним разбросом 0.5 dex), нарисованный Salim et al. (2007; показано пунктирной линией) для близких нормальных галактик со звездообразованием. Этот анализ подразумевает, что галактики WR в близлежащей Вселенной развиваются так же, как и другие нормальные галактики со звездообразованием. Недавно было установлено, что события слияния галактик могут изменить положение галактики в любом направлении отношения MS лишь на небольшую величину ∼0,1 dex (Пирсон и др., 2019). Поскольку галактики WR в этой работе предполагаются как сливающиеся/взаимодействующие системы, а другие галактики из LS10 и JO16 уже были подтверждены, небольшое отклонение в наклоне и больший разброс в полученных соотношениях MS по сравнению с соотношениями Салима могут появляться из-за слияния/взаимодействующих характер изучаемых систем.
Однако большая выборка галактик WR может сделать этот вывод еще более убедительным.
5 ВЫВОДЫ
Основные выводы этого исследования заключаются в следующем.
Наблюдаемая морфология галактик WR в полосах Hα и r в нашей выборке выявила распределение областей звездообразования и звездного компонента. Это морфологическое исследование привело к предположению, что изученные галактики потенциально являются кандидатами на приливное взаимодействие и/или слияние.
В исследованной выборке галактик WR было обнаружено, что SFR на основе Hα хорошо коррелируют с SFR, полученными с использованием других индикаторов в FUV, FIR и радиодиапазонах. Тем не менее, значительное отклонение между SFR на основе радио и Hα на конце низких SFR указывает на дефицит радиоизлучения в галактиках WR из-за отсутствия событий сверхновых в зарождающихся вспышках звездообразования.
Наше исследование показывает, что метод IRX дает наилучшую оценку SFR, согласующуюся с прогнозами различных моделей.
Эти модели предполагают, что в исследуемых галактиках, вероятно, происходило непрерывное звездообразование по крайней мере в течение 1 млрд лет, в течение которого произошла недавняя (<10 млн лет) вспышка звездообразования в фазе WR галактик.
В этом исследовании впервые представлена зависимость МЗ для ближайших галактик WR и делается вывод, что системы WR демонстрируют аналогичную линейную зависимость, которая ранее была известна для нормальных близких галактик со звездообразованием в литературе. Это открытие указывает на то, что системы WR развиваются так же, как и другие близлежащие нормальные галактики со звездообразованием.Однако природа слияния/взаимодействия галактик WR может привести к небольшому изменению наклона и большему разбросу отношения.
ДОПОЛНИТЕЛЬНАЯ ИНФОРМАЦИЯ
Таблица 2 . Поток Hα, оцененный по нашим собственным наблюдениям, и потоки FUV, FIR и 1,4 ГГц радиоконтинуума, оцененные по архивным данным, взятым из различных обзоров неба для галактик в нашей выборке.
Таблица 3 . Светимости и SFR, полученные для нашей выборки галактик в разных диапазонах волн.
Обратите внимание: Oxford University Press не несет ответственности за содержание или функциональность любых вспомогательных материалов, предоставленных авторами. Любые вопросы (кроме отсутствующих материалов) следует направлять соответствующему автору статьи.
БЛАГОДАРНОСТИ
Мы благодарим анонимного рецензента за предложения по улучшению содержания рукописи. Мы благодарим сотрудников ARIES, чьи самоотверженные усилия сделали возможными эти наблюдения.1,3-метровый DFOT находится в ведении ARIES при поддержке Департамента науки и технологий правительства Индии. В этом исследовании использовалась внегалактическая база данных NASA/IPAC (NED), которая управляется Лабораторией реактивного движения Калифорнийского технологического института по контракту с Национальным управлением по аэронавтике и исследованию космического пространства. В этом исследовании использовалась система астрофизических данных НАСА. Мы подтверждаем использование веб-сайта SDSS http://www.sdss.org/. Мы благодарим НАСА за поддержку строительства, эксплуатации и научного анализа миссии GALEX , разработанной в сотрудничестве с Национальным центром космических исследований Франции и Министерством науки и технологий Кореи.Миссия Infrared Astronomical Satellite ( IRAS ) была осуществлена совместными усилиями США (НАСА), Нидерландов (NIVR) и Великобритании (SERC). Очень большая решетка (VLA) находится в ведении Национальной радиоастрономической обсерватории (NRAO). NRAO является учреждением Национального научного фонда, управляемым по соглашению о сотрудничестве с Associated Universities, Inc.
ССЫЛКИ
Аллен
Д.A.
,Wright
AE
,GOSS
WM
,1976
,Mnras
,170002
,91
Bisigello
L.
Caputi
KI
,Grogin
N.
,Koekemoer
,Koekemoer
A.
,2018
,2018
,A & A
,609
,A82
Brinchmann
J.
,Charlot
S.
,белый
SDM
,Tremonti
C.
,C.
,Kauffmann
G.
,Heckman
T.
,Brinkmann
J.
,2004
,Mnras
,351
,1151
,1151
Brinchmann
J.
,Kunth
D.
,DURRET
F.
,2008
,A & A
,485
,657
Кальцетти
Д.
,kennicutt
,rc
,RC
,engelbracht
CW
,Leetterier
C.
,Draine
BT
,Kewley
L.
,2007
,APJ
,666
,870
Cardelli
JA
,JA
,Clayton
GC
,Mathis
JS
,1989
,APJ
,345
,245
Condon
J. J.
1992
,ARA & A
,30
,575
Conti
PS
,1991
,1991
,APJ
,377
,115
Contini
T .
,Davoust
E.
,учитывают
S.
,S.
,1995
,A & A
,303
,440
HAO
C.-N.
,Kennicutt
,RC
,Johnson
BD
,D.
,Dale
,
,
Moustakas
J.
,2011
,APJ
,741
,124
,124
Jaiswal
S.
,S.
,
,
A.
,2016
,2016,
,
Mnras
,462
,92
Karthick
M.C.
,Лопес-Санчес
Á. R.
,Sahu
DK
,Sanwal
BB
,BB
,BISHT
S.
,2014
,2014,
439
,157
Kennicutt
RC
, Jr,1998
,ARA&A
,36
,189
Kennicutt
RC
, P05090 Jr,,CONGDON
CE
,CE
,1994
,APJ
,,
,22
,22
Kroupa
Kroupa
P.
Weidner
C.
,2003
,APJ
,598
,1076
Leitherer
C.
и др. .,1999
,ApJS
,123
,3
Лелли
Ф.
,М.
5
5,
FRATERNA
F.
,2014
,A & A
,566
,A71
López-Sánchez
á. Р.
,2010
,A&A
,521
,A63
Лопес-Санчес
Á. Р.
,Корибальски
Б. С.
,ван Эймерен
Дж.
,Эстебан
К.
,Кирби
5 Е 90.
,Jerjen
H.
,Lonsdale
,N.
,N.
,2012
,,
,419
,1051
1051
McQuinn
K. B. W.
et al. ,,2015
,APJ
,815
,L17
L17
MADAU
P.
,POZZETTI
L.
,Dickinson
M.
1998
,APJ
,498
,106
Мейнет
Г.
,Maeder
A.
,2005,
,A & A
,429
,581
Murphy
EJ
,Condon
JJ
,Schinnerer
E.
,Kennicutt
RC
,Calzetti
D.
,D.
,ARMUS
L.
,2011
,2011
,APJ
,737
,67
Oke
J.B.
,1990,
,1990
,AJ
,99
,1621
,1621
Osterbrock
D. E.
,1989,
,Sky Telesc.
,78
,7000
,491
Osterbrock
DE
,Cohen
RD
,1982
,APJ
,261
,64
Pearson
WJ
ET др. .,2019
,A&A
,Салим
С.
,Rich
Rm
,RM
,,
S.
Brinchmann
J.
,Johnson
BD
,Schiminovich
D.
,Seibert
M.
,2007
,APJS
,17000,
,267
267
Schaerer
D.
,Contini
T.
,
Kunth
D.
,1999
,A & A
,341
,399
Шлафли
Э.F.
,Finkbeiner
DP
,2011
,2011
,,
,
737
,103
Schlegel
DJ
,Finkbeiner
DP
,Davis
M.
,1998
,ApJ
,500
,525
Whitaker
KE
и др. .,2014
,АпЖ
,795
,104
© 2019 Автор(ы) Опубликовано Oxford University Press от имени Королевского астрономического общества
Подержанное аудио-, световое и видеооборудование
750-LFC: Очень компактный низкочастотный элемент управления Компактный элемент управления низкими частотами Meyer Sound 750-LFC воспроизводит низкие частоты на высоких, непрерывных выходных уровнях с чрезвычайно низким уровнем искажений.
Недавно разработанный усилитель класса D обеспечивает беспрецедентную эффективность 750-LFC, значительно снижая искажения при одновременном снижении энергопотребления и рабочей температуры. Один заменяемый модуль содержит встроенный усилитель и схему управления.
Помимо сопряжения с системами LINA, 750-LFC легко интегрируется с другими акустическими системами Meyer Sound, включая громкоговорители серий LEOPARD и ULTRA.
Сетевые платформы Meyer Sound Galileo GALAXY, обеспечивающие матричную маршрутизацию, выравнивание и обработку компонентов массива, могут управлять громкоговорителями LINA и 750-LFC. Чтобы гарантировать оптимальную производительность, используйте инструмент Meyer Sound MAPP System Design Tool для проектирования систем с 750-LFC.

Громкоговорители LINA и 750-LFC работают с системой удаленного мониторинга Meyer Sound RMS, которая обеспечивает всесторонний мониторинг параметров системы с компьютера под управлением Mac или Windows.
Модель 750-LFC доступна с оснасткой Meyer Sound QuickFly или без нее. При оснащении дополнительным комплектом оснастки MRK-750 фиксированные направляющие ALinks 750-LFC позволяют ему управляться с многоцелевой сетки MG-MINA/LINA в массивах LINA без какой-либо переходной рамы между 750-LFC и LINA.
Используйте 750-LFC отдельно в виде массива сабвуферов с переменным углом раскрытия 0°, 1,5°, 3,25° или 4,75° или сконфигурируйте 750-LFC в кардиоидных массивах, чтобы уменьшить выходной сигнал позади громкоговорителей. Наземные стековые массивы без переходной рамы между 750-LFC и LINA путем оснащения 750-LFC дополнительным монтажным комплектом MRK-750.Создайте более широкое основание для наземных стеков с дополнительной решеткой MG-MINA/LINA.
Дополнительная колесная рама MCF-750 и защитные кожухи позволяют перевозить обе версии 750-LFC штабелями.

Особенности
- Компактный шкаф с небольшой площадью основания и исключительным соотношением мощности и размера
- Высокая пиковая выходная мощность при чрезвычайно низком уровне искажений
- Исключительная линейность, переходное воспроизведение и чистота низких частот
- Конструкция с автономным питанием для упрощения настройки и повышения надежности
- Наращиваемый и летающий в обычных и кардиоидных массивах с вариантами расширения
- Встроенная розетка на опоре для облегчения сопряжения с громкоговорителями серии LINA или ULTRA
Приложения
- Масштабируемое низкочастотное управление для туристических или корпоративных приложений или стационарных установок
- Клубы, театры, молитвенные дома, корпоративные аудио-видео и тематические парки
- Низкочастотный комплект для систем LINA, LEOPARD и ULTRA
Профессиональное б/у осветительное оборудование. | Профессиональное б/у осветительное оборудование.| Профессиональное бывшее в употреблении осветительное оборудование.
Профессиональное подержанное звуковое оборудование.| Профессиональное подержанное звуковое оборудование.| Профессиональное бывшее в употреблении звуковое оборудование.
Аудиоаппаратура бывшая в употреблении. | Освещение б/у.
Профессиональное звуковое оборудование, усилители б/у, DJ, звуковые системы б/у, микрофоны б/у, медиаплееры б/у.
Наружные и внутренние светодиодные экраны для продажи, светодиодный мобильный грузовик.
Световая ферма, Gebrauchte Veranstaltungstechnik, бывшее в употреблении сценическое оборудование Осветительные приборы для сцены и театра.
Meyer Sound Laboratories — американская компания, базирующаяся в Беркли, штат Калифорния, которая производит громкоговорители с автономным питанием, многоканальные системы управления аудиопостановками, электроакустическую архитектуру и инструменты анализа звука для профессионального звукоусиления, стационарной установки и звукозаписи.
Акцент компании на исследованиях и измерениях привел к выдаче десятков патентов, в том числе на уже ставшую стандартной трапециевидную форму корпуса громкоговорителя.Meyer Sound является пионером в других технологиях, которые стали стандартом в аудиоиндустрии, в том числе: управляемые процессором акустические системы, громкоговорители с автономным питанием, криволинейные массивы, кардиоидные сабвуферы и независимые от источника измерения.
Meyer Sound постоянно участвует в передовых исследованиях, помимо тех, которые связаны с непосредственной разработкой продукта, иногда совместно с подразделениями Калифорнийского университета в Беркли. Некоторые из этих исследований привели к созданию необычных продуктов, таких как громкоговорители с параболическим звуковым лучом и синтезом звукового поля.Другие проекты, такие как исследования сферических громкоговорителей, проводимые Meyer Sound и CNMAT (Центр новой музыки и аудиотехнологий) в Калифорнийском университете в Беркли, все еще находятся на стадии чистых исследований.
Профессиональное б/у осветительное оборудование.| Профессиональное б/у осветительное оборудование.| Профессиональное бывшее в употреблении осветительное оборудование.
Профессиональное подержанное звуковое оборудование.| Профессиональное подержанное звуковое оборудование.| Профессиональное бывшее в употреблении звуковое оборудование.
Аудиоаппаратура бывшая в употреблении.| Освещение б/у.
Профессиональное звуковое оборудование, усилители б/у, DJ, звуковые системы б/у, микрофоны б/у, медиаплееры б/у.
Наружные и внутренние светодиодные экраны для продажи, светодиодный мобильный грузовик.
Световая ферма, Gebrauchte Veranstaltungstechnik, бывшее в употреблении сценическое оборудование Осветительные приборы для сцены и театра.
Активный : Питание. Активный кроссовер имеет электрическое питание и разделяет сигнал линейного уровня перед усилением. Активный динамик включает в себя активный кроссовер и встроенный усилитель.
Актуальность: Звук диктора.
Усилитель : Компонент, увеличивающий усиление или уровень аудиосигнала.
Симметричный вход : Соединение с тремя проводниками: два одинаковых сигнальных проводника, которые сдвинуты по фазе на 180 градусов друг к другу, и один провод заземления. Этот тип соединения очень устойчив к линейным помехам.
Полосовой фильтр : Фильтр из двух частей, обрезающий как высокие, так и низкие частоты вокруг центральной полосы.Полосовой корпус обрезает высокие частоты за счет акустического подавления, а низкие частоты — за счет естественных физических ограничений басового отклика.
Полоса пропускания : В аудио — диапазон частот, в котором работает устройство. В видео диапазон частот передавался от входа к выходу. Полоса пропускания также может относиться к пропускной способности устройства или системы электронной связи. Скорость передачи данных очень важна при планировании собрания, чтобы участники могли оставаться на связи.
Bass : Низкие частоты ниже примерно 200 Гц.
Bi-Wiring : Метод подключения усилителя или ресивера к динамику, при котором отдельные провода прокладываются между усилителем и низкочастотным динамиком, а также усилителем и высокочастотным динамиком.
Усиление : Чтобы увеличить, сделать громче или ярче напротив ослабления.
Мостовое соединение : Объединение двух каналов усилителя для увеличения мощности одного канала. Один канал усиливает положительную часть аудиосигнала, а другой канал усиливает отрицательную часть, которые затем объединяются на выходе.
CD : Компакт-диск. Вездесущий цифровой аудиоформат. Использует цифровой сигнал PCM с частотой дискретизации 16 бит/44,1 кГц для кодирования примерно 74 или 80 минут двухканального полнодиапазонного звука на 5-дюймовый диск.
CD-R : Записываемый компакт-диск.
CD-RW : Перезаписываемый компакт-диск.
Канал : В компонентах и системах канал представляет собой отдельный путь прохождения сигнала. Четырехканальный усилитель имеет как минимум четыре отдельных входа и четыре отдельных выхода.
Окраска : Любое изменение характера звука (например, чрезмерное выделение определенных тонов), снижающее естественность.
Кроссовер : Компонент, который разделяет аудиосигнал на два или более диапазона по частоте, отправляя, например, низкие частоты на один выход, а высокие частоты на другой. Активный кроссовер получает питание и разделяет линейный аудиосигнал перед усилением. Пассивный кроссовер не использует внешний источник питания и может использоваться либо на линейном уровне, либо, что чаще, на уровне динамиков, чтобы разделить сигнал после усиления и отправить низкие частоты на низкочастотный динамик, а высокие частоты — на твитер.
Частота кроссовера : Частота разделения аудиосигнала. 80 Гц — это типичная точка кроссовера сабвуфера и рекомендуемая точка кроссовера в театральных и домашних системах THX. Частоты ниже 80 Гц передаются на сабвуфер, сигналы выше 80 Гц передаются на основные динамики.
Cut : Чтобы уменьшить, понизьте противоположное ускорению.
Децибел (дБ): Логарифмическая единица измерения, которая описывает относительную громкость звука, хотя ее также можно использовать для описания относительной разницы между двумя уровнями мощности.Децибел — это одна десятая бела. В звуке децибелы обычно измеряют по шкале от 0 (порог слышимости) до 120-140 дБ (порог боли). Разница в 3 дБ соответствует удвоению мощности. Для удвоения субъективной громкости требуется разница в 10 дБ. Разница в 1 дБ в широком диапазоне частот заметна большинству людей, а разница в 0,2 дБ может повлиять на субъективное впечатление от звука.
Задержка : Разница во времени между звуковым событием и его восприятием в месте прослушивания (звук, распространяющийся в пространстве, задерживается в зависимости от пройденного расстояния). Люди воспринимают пространство по задержке между приходом прямого и отраженного звука (большие пространства вызывают более длительные задержки).
Диафрагма : Часть динамического громкоговорителя, прикрепленная к звуковой катушке, которая производит звук. Обычно имеет форму конуса. или купол
Диффузия : В аудио — рассеяние звуковых волн, уменьшающее ощущение локализации В видео — рассеяние световых волн, уменьшающее горячее пятно, как в диффузионном экране.
Цифровой аудиосервер : Цифровой аудиосервер представляет собой жесткий диск для хранения сжатых аудиофайлов (таких как MP3 или WMA). Большинство из них включают обработку для создания файлов, и все они имеют возможность их воспроизведения.
Direct-Stream Digital : Формат для кодирования аудиосигналов высокого разрешения. Он использует 1-битный энкодер с частотой дискретизации 2 822 400 выборок в секунду (44 100 стихов для CD). Используется для кодирования шести каналов высокого разрешения на SACD.
Рассеяние : Распространение звука на большую площадь.
Искажение : Любое нежелательное изменение аудиосигнала между входом и выходом.
DNR : Динамическое шумоподавление. Схема обработки сигналов, которая пытается снизить уровень высокочастотного шума. В отличие от Dolby NR, DNR не требует предварительной обработки во время записи.
Dolby B : Система шумоподавления, повышающая уровень высоких частот во время записи и уменьшающая их во время воспроизведения.
Dolby C : Улучшение по сравнению с Dolby B, обеспечивающее вдвое более сильное шумоподавление.
Dolby Digital : Система кодирования, которая в цифровом виде сжимает до 5.1 дискретных аудиоканалов (левый передний, центральный, правый передний, левый объемный, правый объемный и LFE) в один битовый поток, который можно записать на DVD , вещание HDTV или другие формы цифровых носителей. При радиочастотной модуляции он был включен в некоторые лазерные диски, для чего требуется радиочастотный демодулятор, прежде чем сигнал можно будет декодировать. Пять каналов являются полнодиапазонными. Канал .1 представляет собой дорожку LFE с ограниченным диапазоном частот.Процессор Dolby Digital (используемый в большинстве новых ресиверов, предусилителей и некоторых DVD-проигрывателей) может декодировать этот сигнал обратно в отдельные каналы 5.1. Большинство фильмов после «Бэтмен возвращается» 1992 года были записаны в цифровом формате 5.1, хотя в ряде фильмов до этого были 6-канальные аналоговые дорожки, которые были преобразованы в 5.1.
Dolby EX : Расширение Dolby Digital, добавляющее задний канал объемного звучания к звуковым дорожкам 5.1. Шестой канал состоит из левого и правого объемных каналов.Часто упоминается как 6.1. Иногда называется 7.1, если в системе используются два тыловых громкоговорителя объемного звучания, даже если оба громкоговорителя воспроизводят один и тот же сигнал. Программное обеспечение обратно совместимо с системами 5.1, но для получения дополнительных преимуществ требуется процессор EX или 6.1.
Dolby Pro Logic : усовершенствование процесса декодирования Dolby Surround. Декодеры Pro Logic получают левый, центральный, правый и монофонический объемный канал из двухканального материала, закодированного в формате Dolby Surround, с помощью матричных методов.
Dolby Pro Logic II : Расширенная версия Pro Logic. Добавляет улучшенное декодирование для двухканальных незакодированных саундтреков и музыки.
Драйвер : Динамик без корпуса также относится к активному элементу акустической системы, создающему сжатие и разрежение воздуха.
DSP : Цифровая обработка сигналов. Цифровая обработка аудиосигнала для создания различных возможных эффектов на выходе. Часто относится к искусственно созданным эффектам объемного звучания, полученным из двухканальных источников и применяемым к ним.
DTS : Системы цифрового кинотеатра. Формат цифровой звукозаписи, изначально разработанный для саундтреков к театральным фильмам, начиная с «Парка Юрского периода». Записывает дискретные аудиоканалы 5.1 на несколько лазерных дисков, компакт-дисков и DVD-дисков. Требуется проигрыватель с выходом DTS, подключенный к процессору DTS.
DTS ES : расширенная версия системы 5.1 DTS. Как и в Dolby Surround EX, добавляется шестой канал. В некоторых случаях (DTS ES Discrete) шестой канал является дискретным.Программное обеспечение обратно совместимо с системами 5.1, но для получения дополнительных преимуществ требуется процессор ES или 6.1. Neo: 6 — это подмножество DTS ES, которое создает 6.1 из материала с меньшим количеством исходных каналов.
Динамический диапазон : Разница между самым низким и самым высоким уровнем звука, часто выражается в децибелах. В видео он указан как коэффициент контрастности.
Профессиональное б/у осветительное оборудование. | Профессиональное б/у осветительное оборудование.| Профессиональное бывшее в употреблении осветительное оборудование.
Профессиональное подержанное звуковое оборудование.| Профессиональное подержанное звуковое оборудование.| Профессиональное бывшее в употреблении звуковое оборудование.
Аудиоаппаратура бывшая в употреблении. | Освещение б/у.
Профессиональное звуковое оборудование, усилители б/у, DJ, звуковые системы б/у, микрофоны б/у, медиаплееры б/у.
Наружные и внутренние светодиодные экраны для продажи, светодиодный мобильный грузовик.
Световая ферма, Gebrauchte Veranstaltungstechnik, бывшее в употреблении сценическое оборудование Осветительные приборы для сцены и театра.
Узкополосное изображение Hα близких галактик Вольфа-Райе | Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества
Изображения Hα использовались для демонстрации морфологии областей звездообразования в галактиках, что позволяет предположить, что изучаемые галактики, скорее всего, испытали слияние или взаимодействие с карликовыми галактиками с низкой яркостью или облаками H i.Далее мы получаем скорость звездообразования (SFR) на основе Hα в галактиках, используя наши наблюдения Hα. Эти SFR хорошо коррелируют с SFR, полученными с использованием других индикаторов в дальнем ультрафиолетовом, дальнем инфракрасном и радиодиапазонах 1,4 ГГц. Отмечено, что метод инфракрасного избытка (IRX) дает наилучшие оценки SFR, соответствующие прогнозам различных моделей. Эти модели также предсказывают, что выбранные галактики, вероятно, прошли через непрерывное звездообразование, по крайней мере, в течение 1 млрд лет, в течение которого недавнее (<10 млн лет) звездообразование происходило в фазе WR.В этом исследовании впервые представлена зависимость главной последовательности (ГП) для ближайших галактик WR. Это полученное соотношение MS оказывается похожим на ранее известное соотношение MS для обычных близких галактик со звездообразованием, что позволяет предположить, что системы WR развиваются таким же образом, как и обычные галактики со звездообразованием.
Для измерения скорости звездообразования (SFR) существует несколько индикаторов, таких как дальний ультрафиолет (FUV), излучение линии Hα, дальний инфракрасный диапазон (FIR), радиоконтинуум и т. д. Однако эти индикаторы отслеживают различное звездообразование. истории в галактиках и предсказывают разные оценки SFR из-за их разной чувствительности к происходящим физическим процессам в межзвездной среде (МЗС) галактик.Детали этих индикаторов широко обсуждаются в литературе (например, Condon 1992; Kennicutt 1998; Calzetti et al. 2007; Salim et al. 2007; Murphy et al. 2011). Помимо оценки SFR, не менее важным является знание механизма его срабатывания. Хотя существуют различные механизмы, запускающие звездообразование в галактиках, одним из таких механизмов является приливное взаимодействие/слияние галактик или облаков H i. Этот механизм легко проследить, изучая морфологические особенности областей звездообразования и звездного компонента в галактиках (т.грамм. Лопес-Санчес 2010; Лопес-Санчес и соавт. 2012 г.; Лелли, Верхейен и Fraternali 2014; Маккуинн и соавт. 2015).
Несмотря на то, что галактики WR представляют собой интересные системы для изучения физических процессов, связанных со звездообразованием в галактиках, в литературе было найдено очень мало подробных исследований галактик WR (Лопес-Санчес, 2010; Картик и др., 2014; Джайсвал и Омар, 2016). . Поэтому целесообразно проводить такие исследования на большей популяции галактик WR. Здесь мы сообщаем о наших изображениях в полосах Hα и r выборки 13 новых близких галактик WR, выбранных из каталогов Schaerer, Contini & Kunth (1999) и Brinchmann, Kunth & Durret (2008).Выбранные галактики имеют различные морфологические типы, варьирующиеся от маломассивных карликовых неправильных галактик до крупных спиральных галактик. Они выбраны таким образом, чтобы их излучение Hα с красным смещением можно было наблюдать с помощью узкополосного фильтра Hα, имеющегося на наблюдательном телескопе. Кроме того, галактики были ограничены склонением >-25°, чтобы их можно было наблюдать в течение достаточного времени интегрирования за одну наблюдательную ночь. Галактики ярче 17,5 звездной величины в полосе Sloan Digital Sky Survey (SDSS) r и имеют субсолнечную металличность.Их звездные массы лежат в диапазоне 10 5,5 –10 10,5 M ⊙ .
В этом исследовании мы представляем морфологию ионизированного газа и звездного компонента в галактиках, чтобы увидеть любые отпечатки особенностей приливного взаимодействия/слияния, используя наблюдения в полосе Hα и r . Мы используем наши наблюдаемые данные Hα для оценки глобальных SFR на основе Hα, которые далее сравниваются с другими SFR по различным индикаторам в диапазонах FUV, FIR и радиоволн. Это исследование направлено на то, чтобы лучше понять текущие физические процессы в галактиках WR, исследуя согласованность между различными показателями SFR.Здесь мы включили дополнительную выборку из 45 галактик WR от Лопес-Санчес (2010 г. , далее LS10) и Джайсвала и Омара (2016 г., далее JO16), чтобы сделать наши результаты статистически надежными. Соответствующий космологический параметр, используемый в этой работе, равен H 0 = 75 км с −1 .
Сводка наблюдений галактик выборки в узких (Hα) и широких ( r ) полосах с использованием 1,3-метрового DFOT.
Название галактики . | Дата . | Экспозиция в Hα . | Экспозиция в r . | Зрение . | Расстояние . | Э ф ( Б — В ) . | Е г ( В − В ) . | |||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
. | (дд-мм-гггг) . | (с) . | (с)
.![]() | (угловые секунды) . | (Мпк) . | (маг) . | (маг) . 90 236 | |||
NGC 1 140 27-01-2014 | 7200 | 1200 | 2,4 20,0 | 0,03 0,01 | ||||||
NGC 2481 | 04-04-2014 5700 | 1600 | 29 | 28.0292 | 28.8 | 28.8 | 0,06 | — | 1 — | |
MRK 94 | 27-01-2014 | 9500 | 1260 | 2.6 | 09,8 | 0,03 | 0,07 | |||
УГК | 5249 | 26-01-2014 11 100 | 1800 | 2,2 25,0 | 0,05 0,07 | |||||
6526 УГК | 13-04-2013 | 5400 | 1200 | 1200 | 25 | 24.5 | 0.02 | 0.02 | 0.02 | 0.0.02 |
NGC 3755 | 27-01-2014 | 3700 | 1360 | 2.![]() | 20,9 | 0,02 0,28 | ||||
Mrk | 750 30-04-2014 | 6300 | 1800 | 2,5 10,0 | 0,03 0,00 | |||||
6805 УГК | 28 -04-2014 | 7500 | 2400 | 2400 | 15.1 | 15.1 | 0,26 | 0.26 | 0,26 | |
IC 745 | 04-04-2014 | 6600 | 1500 | 2.6 | 15,3 | 0,02 0,22 | ||||
NGC 4496A | 13-04-2013 | 1800 | 1200 | 2,5 23,1 | 0,02 — | |||||
4904 NGC | 12 -04-2013 | 4200 | 540292 | 540 | 540292 | 15.7 | 15.7 | 0.28 | 0.28 | 0.28 |
NGC 5147 | 12-04-2013 | 3900 | 900 | 2.3 | 14,5 | 0,02 0,16 | ||||
Izw | 97 | 12-04-2013 1800 | 420 | 2,3 33,6 | 0,02 0,24 |
Галактики имя
.![]() | Дата . | Экспозиция в Hα . | Экспозиция в r . | Зрение . | Расстояние . | Э ф ( Б — В ) . | Е г ( В − В ) . | |||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
. | (дд-мм-гггг) . | (с) . | (с) . | (угловые секунды) . | (Мпк) . | (маг) . | (маг) . 90 236 | |||
NGC 1 140 27-01-2014 | 7200 | 1200 | 2,4 20,0 | 0,03 0,01 | ||||||
NGC 2481 | 04-04-2014 5700 | 1600 | 29 | 28.0292 | 28.8 | 28.8 | 0,06 | — | 1 — | |
MRK 94 | 27-01-2014 | 9500 | 1260 | 2.![]() | 09,8 | 0,03 | 0,07 | |||
УГК | 5249 | 26-01-2014 11 100 | 1800 | 2,2 25,0 | 0,05 0,07 | |||||
6526 УГК | 13-04-2013 | 5400 | 1200 | 1200 | 25 | 24.5 | 0.02 | 0.02 | 0.02 | 0.0.02 |
NGC 3755 | 27-01-2014 | 3700 | 1360 | 2.3 | 20,9 | 0,02 0,28 | ||||
Mrk | 750 30-04-2014 | 6300 | 1800 | 2,5 10,0 | 0,03 0,00 | |||||
6805 УГК | 28 -04-2014 | 7500 | 2400 | 2400 | 15.1 | 15.1 | 0,26 | 0.26 | 0,26 | |
IC 745 | 04-04-2014 | 6600 | 1500 | 2.6 | 15,3 | 0,02 0,22 | ||||
NGC 4496A | 13-04-2013 | 1800 | 1200 | 2,5 23,1 | 0,02 — | |||||
4904 NGC | 12 -04-2013 | 4200 | 540292 | 540 | 540292 | 15.![]() | 15.7 | 0.28 | 0.28 | 0.28 |
NGC 5147 | 12-04-2013 | 3900 | 900 | 2.3 | 14,5 | 0,02 0,16 | ||||
Izw | 97 | 12-04-2013 1800 | 420 | 2,3 33,6 | 0,02 0,24 |
Таблица 1. Краткое описание наблюдений галактик выборки в узком (Hα) и широком ( r ) диапазонах с использованием 1,3-метрового DFOT.
Название галактики . | Дата . | Экспозиция в Hα . | Экспозиция в r . | Зрение . | Расстояние . | Э ф ( Б — В ) . | Е г ( В − В ) . | |||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
.![]() | (дд-мм-гггг) . | (с) . | (с) . | (угловые секунды) . | (Мпк) . | (маг) . | (маг) . 90 236 | |||
NGC 1 140 27-01-2014 | 7200 | 1200 | 2,4 20,0 | 0,03 0,01 | ||||||
NGC | 2 481 04-04-2014 | 5700 | 1600 | 2,6 | 28,8 | 0.06 | — | |||
Mrk | 94 | 27-01-2014 9500 | 1260 | 2,6 09,8 | 0,03 0,07 | |||||
5249 УГК | 26-01-2014 11 100 | 1800292 | 1800 | 2 | 25.02 | 0,05 | 0,05 | 0,07 | 0,07 | |
UGC 6526 | 13-04-2013 | 5400 | 1200 | 1200 | 24.![]() | 0,02 0,20 | ||||
NGC | 3755 | 27-01-2014 3700 | 1360 | 2,3 20,9 | 0,02 0,28 | |||||
750 Mrk | 30-04- 2014 | 6300 | 6300 | 1800 | 1800 | 2 9 | 10,0 | 0.03 | 0.00 | 1 0.00 |
UGC 6805 | 28-04-2014 | 7500 | 2400 | 2.6 | 15,1 | 0,02 | 0,26 | |||
IC | 745 04-04-2014 | 6600 | 1500 | 2,6 15,3 | 0,02 0,22 | |||||
NGC 4496A | 13 -04-2013 | 1800 | 1800 | 1200 | 22 | 23.1 | 23.1 | 0,02 | — | |
NGC 4904 | 12-04-2013 | 4200 | 5400 | 2.4 | 15,7 0,02 | 0,28 | ||||
NGC | 5147 | 12-04-2013 3900 | 900 | 2,3 | 14,5 | 0,02 0,16 | ||||
Izw 97 | 12 -04-2013 | 1800 | 1800 | 420 | 220 | 29 | 33.![]() | 0.02 | 0.24 | 0.24 |
Galaxy Name . | Дата . | Экспозиция в Hα . | Экспозиция в r . | Зрение . | Расстояние . | Э ф ( Б — В ) . | Е г ( В − В ) . | |||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
. | (дд-мм-гггг) . | (с) . | (с) . | (угловые секунды) . | (Мпк) . | (маг) . | (маг) . | |||||
NGC 1140 27-01-2014 | 7200 | 1200 | 2,4 20,0 | 0,03 0,01 | ||||||||
NGC 2481 | 04-04-2014 5700 | 1600 | 2.![]() | 28,8 | 0,06 — | |||||||
Mrk | 94 | 27-01-2014 9500 | 1260 | 2,6 09,8 | 0,03 0,07 | |||||||
5249 УГК | 26 -01-2014 | 11 100 | 1800 | 1800 | 25,0 | 25.05 | 0,05 | 0,07 | ||||
UGC 6526 | 13-04-2013 | 5400 | 1200 | 2.5 | 24,5 0,02 | 0,20 | ||||||
NGC | 3755 | 27-01-2014 3700 | 1360 | 2,3 20,9 | 0,02 0,28 | |||||||
Mrk 750 | 30 -04-2014 | 6300 | 1800 | 1800 | 2,5 | 0,03 | 0,03 | 0.03 | 0.00 | |||
UGC 6805 | 28-04-2014 | 7500 | 2400 | 2.6 | 15,1 | 0,02 | 0,26 | |||||
IC | 745 04-04-2014 | 6600 | 1500 | 2,6 15,3 | 0,02 0,22 | |||||||
NGC 4496A | 13 -04-2013 | 1800 | 1800 | 1200 | 22 | 23.![]() | 23.1 | 0,02 | — | |||
NGC 4904 | 12-04-2013 | 4200 | 5400 | 2.4 | 15,7 0,02 | 0,28 | ||||||
NGC | 5147 | 12-04-2013 3900 | 900 | 2,3 | 14,5 | 0,02 0,16 | ||||||
Izw 97 | 12 -04-2013 | 1800292 | 1800 | 420 | 420 | 220 | 33.6 | 33.6 | 0.02 | 0.24 | 0,24 | 0,24 |
Наблюдаемые данные были сокращены с использованием стандартных задач по средству по снижению и анализу изображений (IRAF), разработанные Национальным Оптическая астрономическая обсерватория (НОАО).Процесс редукции включает в себя плоское поле, удаление космических лучей, выравнивание кадров и вычитание континуума из изображения в полосе Hα вместе с удалением других загрязнений линий как в широкополосных, так и в узкополосных фильтрах. Наконец, была проведена Hα-фотометрия. Помимо наших собственных наблюдений, вспомогательные данные в диапазонах FUV, FIR и 1,4 ГГц были получены с Galaxy Evolution Explore ( GALEX ), Infrared Astronomical Satellite ( IRAS ) и слабых изображений Radio Sky at Twenty Cimeters (FIRST)/NRAO VLA Sky Survey (NVSS) соответственно.Полученные фотометрические потоки в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах волн были скорректированы как для галактического, так и для внутреннего поглощения с использованием значений покраснения, приведенных в таблице 1, при условии, что кривая поглощения Cardelli, Clayton & Mathis (1989) равна R V = 3,1. Все этапы обработки и анализа данных выполнялись точно так же, как описано в JO16.
3 РЕЗУЛЬТАТА
На рис.1. Эти изображения показывают распределение областей звездообразования и звездного компонента в галактиках. Поток Hα, измеренный на изображении Hα с вычетом континуума, скорректированный на поглощение пыли с использованием метода декремента Бальмера и загрязнение линий, представлен в таблице 2 (онлайн-версия, см.
Рис. 1.
Широкая полоса r (слева) и вычитание континуума Hα (справа) изображения галактик WR в нашей выборке.
Рис. 1.
Широкая полоса r (слева) и вычитание континуума Hα (справа) изображения галактик WR в нашей выборке.
Рисунок 2.
Сравнение SFR, полученных от различных индикаторов в разных диапазонах волн. На каждом рисунке пунктирная линия представляет соответствие 1:1 между двумя SFR на разных длинах волн, а сплошная линия представляет собой линейное соответствие точкам данных.
Рисунок 2.
Сравнение SFR, полученных от различных индикаторов в разных диапазонах волн.На каждом рисунке пунктирная линия представляет соответствие 1:1 между двумя SFR на разных длинах волн, а сплошная линия представляет собой линейное соответствие точкам данных.
Поправка на поглощение пыли на основе бальмеровского декремента была выполнена с использованием спектроскопических данных SDSS, полученных по одной яркой области звездообразования в пределах 3 угловых секунд в диаметре, и предполагалось, что она однородна по всей протяженности галактики. Такое допущение может привести к неопределенности поправки на пыль в УФ-диапазоне по сравнению с Нα-диапазоном. Кроме того, этот метод может быть чувствителен к свойствам пыли и ее относительному распределению вокруг областей звездообразования в галактиках. Поэтому мы использовали альтернативный метод, известный как метод избытка инфракрасного излучения (IRX), который основан на рассмотрении энергетического бюджета и не зависит от свойств пыли (Хао и др., 2011 г.). На рис. 3(а) показано сравнение двух светимостей FUV с поправкой на поглощение пыли с использованием методов IRX и бальмеровского декремента. Для метода IRX общее излучение IR (TIR) оценивается с использованием потоков FIR на 25, 60 и 100 |$\mu$|м с использованием того же рецепта, который приведен в Hao et al. (2011). На рис. 3(b) и (c) показано сравнение этих двух светимостей FUV со светимостью Hα, включая прогнозы различных моделей, основанные на различных предписаниях SFR.На этом рисунке различные предписания SFR показаны как модели 1–5. Модель 1 представляет широко используемый рецепт Кенникатта (1998), основанный на старых моделях звездной эволюции поколения 1990-х годов (см. Кенникатт, Тамблин и Конгдон, 1994; Мадау, Поццетти и Дикинсон, 1998). Он предполагает IMF Солпитера с пределами массы звезды от 0,1 до 100 M ⊙ и постоянную историю звездообразования, продолжающуюся 100 млн лет, с солнечной металличностью.
Модели 4 и 5 представляют собой то же предписание, что и Кенникатт (1998), с новыми моделями синтеза звездного населения для вспышки звездообразования99 (Leitherer et al.1999) и постоянная история звездообразования продолжительностью 100 млн лет и 1 млрд лет соответственно. Модели 2 и 3 построены с использованием более реалистичного IMF Крупы (Kroupa & Weidner 2003) с ограничениями по массе 0,1–100 M ⊙ , предполагая постоянную историю звездообразования, продолжающуюся 100 млн лет и 1 млрд лет соответственно. На рис. 3(d) представлено сравнение SFR на основе IRX и Hα. На рисунках 4(a) и (b) мы соответственно представляем главную последовательность (MS; SFR– M * ) и удельную скорость звездообразования (sSFR)– M * отношения для галактик WR .В этих отношениях мы использовали SFR, полученные методом IRX.
Рис. 3.
(a) Сравнение двух светимостей FUV с поправкой на затухание от пыли с использованием методов IRX и бальмеровского декремента. На панелях (b) и (c) показаны две светимости FUV с поправкой на пыль с использованием метода Бальмера и IRX в зависимости от светимости Hα по сравнению с различными моделями, названными по моделям 1–5 (см. текст в разделе 3) на основе различных предписаний SFR. . ( d ) Сравнение SFR, полученных из светимостей FUV на основе Hα и IRX.
Рис. 3.
(a) Сравнение двух светимостей FUV с поправкой на затухание в пыли с использованием методов IRX и бальмеровского декремента. На панелях (b) и (c) показаны две светимости FUV с поправкой на пыль с использованием метода Бальмера и IRX в зависимости от светимости Hα по сравнению с различными моделями, названными по моделям 1–5 (см. текст в разделе 3) на основе различных предписаний SFR. . ( d ) Сравнение SFR, полученных из светимостей FUV на основе Hα и IRX.
Рис. 4.
(a) Соотношение главной последовательности (MS; SFR– M * ) для галактик WR и его сравнение с соотношением главной последовательности Салима. (б) sSFR как функция звездной массы галактик WR и ее сравнение с исследованием Салима.
Рис. 4.
(a) Соотношение главной последовательности (MS; SFR– M * ) для галактик WR и его сравнение с соотношением главной последовательности Салима. (б) sSFR как функция звездной массы галактик WR и ее сравнение с исследованием Салима.
4 ОБСУЖДЕНИЕ
На рис. 1 видно, что большинство галактик (например, NGC 1140, NGC 2481, Mrk 94, Mrk 750, IC 745, UGC 6805, NGC 4496 и Izw 97) демонстрируют одну из следующих морфологических особенностей в их Изображения в полосе Hα/ r : неравномерное распределение света звезд и Hα, шлейфы, хвосты и дугообразные кометные структуры, звездная перемычка и несоосность между ионизированными Hα и звездными дисками. Поскольку эти особенности считаются признаками приливного взаимодействия/слияния галактик (LS10; López-Sánchez et al.2012 г.; JO16), поэтому мы предполагаем, что изученные галактики, вероятно, являются кандидатами на приливное взаимодействие/слияние. Хотя оптически взаимодействующие/сливающиеся аналоги здесь не видны, они могут быть слабояркими карликами или облаками H i. Глубокие изображения H i изучаемых галактик очень желательны для подтверждения наших предположений.
На рис. 2 показано, что SFR по различным показателям хорошо коррелируют и улучшаются по сравнению с предыдущими исследованиями, проведенными в LS10 и JO16. Во всех случаях наклоны теперь близки к единице.Самая сильная корреляция наблюдается между SFR на основе FUV и Hα с коэффициентом корреляции Спирмена 0,97, в то время как корреляции между FIR и Hα и радио и Hα идентичны и составляют 0,96. Предполагая, что поглощение пыли играет большую роль в полосе FUV по сравнению с полосой Hα, неопределенность в поглощении может привести к большему разбросу корреляции FUV и Hα. Тем не менее, разброс в корреляциях FUV и Hα и FIR и Hα довольно похож, что означает, что другие неопределенности, такие как изменение IMF и возраст вспышки звездообразования, являются основными факторами наблюдаемого разброса. Кроме того, можно заметить, что SFR на основе радио-Hα демонстрируют значительное отклонение на конце с низким SFR. Это, вероятно, появляется по той же причине, что упоминалась в JO16, что галактики WR являются радиодефицитными из-за отсутствия событий сверхновых в зарождающемся звездообразовании (<10 млн лет).
На рис. 3(a) отчетливо видно, что яркость FUV на основе бальмеровского декремента занижена по сравнению со светимостью FUV на основе IRX. В соответствии с этим выводом можно также заметить, что корреляция между FUV на основе Бальмера и светимостью Hα, показанная на рис.3(b) не согласуется с предсказаниями различных моделей. Однако корреляция между светимостями FUV и Hα на основе IRX согласуется с прогнозами различных моделей, и их предсказанные SFR также хорошо коррелируют, имея наклон ~1,03, как показано на рисунках 3 (c) и (d) соответственно. Этот вывод подразумевает, что распределение пыли относительно областей звездообразования играет важную роль, и SFR на основе IRX можно использовать в качестве истинных оценок SFR. Поэтому SFR на основе IRX использовались в наших отношениях MS и sSFR– M * .Согласованность между моделями и нашим подобранным соотношением, как показано на рис. 3(c), подразумевает, что в изученных галактиках WR, вероятно, происходило непрерывное звездообразование по крайней мере в течение 1 млрд лет, в течение которого произошла недавняя (<10 млн лет) вспышка звездообразования. WR-фаза галактик.
Соотношение MS для нормальных галактик со звездообразованием очень жесткое, хотя оно положительно меняется с увеличением красного смещения (Бринчманн и др., 2004; Уитакер и др., 2014; Бизигелло и др., 2018). Те системы, которые показывают сценарий звездообразования или гашения, соответственно, лежат выше или ниже отношения MS, подразумевая, что отношение очень чувствительно к различным физическим процессам обратной связи, действующим на усиление или гашение звездообразования.На рис. 4(а) представлена зависимость МЗ для близких галактик WR, показанная здесь впервые в литературе. Точно так же на рис. 4(b) представлена зависимость между sSFR и звездной массой для галактик WR. На этих рисунках видно, что галактики WR в нашей выборке, включая дополнительные из LS10 и JO16, демонстрируют линейные отношения в пределах разброса 1σ 0,97 dex (как показано штрихпунктирной линией). Это производное соотношение для галактик WR очень близко к ранее известному соотношению MS (со средним разбросом 0.5 dex), нарисованный Salim et al. (2007; показано пунктирной линией) для близких нормальных галактик со звездообразованием. Этот анализ подразумевает, что галактики WR в близлежащей Вселенной развиваются так же, как и другие нормальные галактики со звездообразованием. Недавно было установлено, что события слияния галактик могут изменить положение галактики в любом направлении отношения MS лишь на небольшую величину ∼0,1 dex (Пирсон и др., 2019). Поскольку галактики WR в этой работе предполагаются как сливающиеся/взаимодействующие системы, а другие галактики из LS10 и JO16 уже были подтверждены, небольшое отклонение в наклоне и больший разброс в полученных соотношениях MS по сравнению с соотношениями Салима могут появляться из-за слияния/взаимодействующих характер изучаемых систем.
Однако большая выборка галактик WR может сделать этот вывод еще более убедительным.
5 ВЫВОДЫ
Основные выводы этого исследования заключаются в следующем.
Наблюдаемая морфология галактик WR в полосах Hα и r в нашей выборке выявила распределение областей звездообразования и звездного компонента. Это морфологическое исследование привело к предположению, что изученные галактики потенциально являются кандидатами на приливное взаимодействие и/или слияние.
В исследованной выборке галактик WR было обнаружено, что SFR на основе Hα хорошо коррелируют с SFR, полученными с использованием других индикаторов в FUV, FIR и радиодиапазонах. Тем не менее, значительное отклонение между SFR на основе радио и Hα на конце низких SFR указывает на дефицит радиоизлучения в галактиках WR из-за отсутствия событий сверхновых в зарождающихся вспышках звездообразования.
Наше исследование показывает, что метод IRX дает наилучшую оценку SFR, согласующуюся с прогнозами различных моделей.
Эти модели предполагают, что в исследуемых галактиках, вероятно, происходило непрерывное звездообразование по крайней мере в течение 1 млрд лет, в течение которого произошла недавняя (<10 млн лет) вспышка звездообразования в фазе WR галактик.
В этом исследовании впервые представлена зависимость МЗ для ближайших галактик WR и делается вывод, что системы WR демонстрируют аналогичную линейную зависимость, которая ранее была известна для нормальных близких галактик со звездообразованием в литературе. Это открытие указывает на то, что системы WR развиваются так же, как и другие близлежащие нормальные галактики со звездообразованием.Однако природа слияния/взаимодействия галактик WR может привести к небольшому изменению наклона и большему разбросу отношения.
ДОПОЛНИТЕЛЬНАЯ ИНФОРМАЦИЯ
Таблица 2 . Поток Hα, оцененный по нашим собственным наблюдениям, и потоки FUV, FIR и 1,4 ГГц радиоконтинуума, оцененные по архивным данным, взятым из различных обзоров неба для галактик в нашей выборке.
Таблица 3 . Светимости и SFR, полученные для нашей выборки галактик в разных диапазонах волн.
Обратите внимание: Oxford University Press не несет ответственности за содержание или функциональность любых вспомогательных материалов, предоставленных авторами. Любые вопросы (кроме отсутствующих материалов) следует направлять соответствующему автору статьи.
БЛАГОДАРНОСТИ
Мы благодарим анонимного рецензента за предложения по улучшению содержания рукописи. Мы благодарим сотрудников ARIES, чьи самоотверженные усилия сделали возможными эти наблюдения.1,3-метровый DFOT находится в ведении ARIES при поддержке Департамента науки и технологий правительства Индии. В этом исследовании использовалась внегалактическая база данных NASA/IPAC (NED), которая управляется Лабораторией реактивного движения Калифорнийского технологического института по контракту с Национальным управлением по аэронавтике и исследованию космического пространства. В этом исследовании использовалась система астрофизических данных НАСА. Мы подтверждаем использование веб-сайта SDSS http://www.sdss.org/. Мы благодарим НАСА за поддержку строительства, эксплуатации и научного анализа миссии GALEX , разработанной в сотрудничестве с Национальным центром космических исследований Франции и Министерством науки и технологий Кореи.Миссия Infrared Astronomical Satellite ( IRAS ) была осуществлена совместными усилиями США (НАСА), Нидерландов (NIVR) и Великобритании (SERC). Очень большая решетка (VLA) находится в ведении Национальной радиоастрономической обсерватории (NRAO). NRAO является учреждением Национального научного фонда, управляемым по соглашению о сотрудничестве с Associated Universities, Inc.
ССЫЛКИ
Аллен
Д.A.
,Wright
AE
,GOSS
WM
,1976
,Mnras
,170002
,91
Bisigello
L.
Caputi
KI
,Grogin
N.
,Koekemoer
,Koekemoer
A.
,2018
,2018
,A & A
,609
,A82
Brinchmann
J.
,Charlot
S.
,белый
SDM
,Tremonti
C.
,C.
,Kauffmann
G.
,Heckman
T.
,Brinkmann
J.
,2004
,Mnras
,351
,1151
,1151
Brinchmann
J.
,Kunth
D.
,DURRET
F.
,2008
,A & A
,485
,657
Кальцетти
Д.
,kennicutt
,rc
,RC
,engelbracht
CW
,Leetterier
C.
,Draine
BT
,Kewley
L.
,2007
,APJ
,666
,870
Cardelli
JA
,JA
,Clayton
GC
,Mathis
JS
,1989
,APJ
,345
,245
Condon
J. J.
1992
,ARA & A
,30
,575
Conti
PS
,1991
,1991
,APJ
,377
,115
Contini
T .
,Davoust
E.
,учитывают
S.
,S.
,1995
,A & A
,303
,440
HAO
C.-N.
,Kennicutt
,RC
,Johnson
BD
,D.
,Dale
,
,
Moustakas
J.
,2011
,APJ
,741
,124
,124
Jaiswal
S.
,S.
,
,
A.
,2016
,2016,
,
Mnras
,462
,92
Karthick
M.C.
,Лопес-Санчес
Á. R.
,Sahu
DK
,Sanwal
BB
,BB
,BISHT
S.
,2014
,2014,
439
,157
Kennicutt
RC
, Jr,1998
,ARA&A
,36
,189
Kennicutt
RC
, P05090 Jr,,CONGDON
CE
,CE
,1994
,APJ
,,
,22
,22
Kroupa
Kroupa
P.
Weidner
C.
,2003
,APJ
,598
,1076
Leitherer
C.
и др. .,1999
,ApJS
,123
,3
Лелли
Ф.
,М.
5
5,
FRATERNA
F.
,2014
,A & A
,566
,A71
López-Sánchez
á. Р.
,2010
,A&A
,521
,A63
Лопес-Санчес
Á. Р.
,Корибальски
Б. С.
,ван Эймерен
Дж.
,Эстебан
К.
,Кирби
5 Е 90.
,Jerjen
H.
,Lonsdale
,N.
,N.
,2012
,,
,419
,1051
1051
McQuinn
K. B. W.
et al. ,,2015
,APJ
,815
,L17
L17
MADAU
P.
,POZZETTI
L.
,Dickinson
M.
1998
,APJ
,498
,106
Мейнет
Г.
,Maeder
A.
,2005,
,A & A
,429
,581
Murphy
EJ
,Condon
JJ
,Schinnerer
E.
,Kennicutt
RC
,Calzetti
D.
,D.
,ARMUS
L.
,2011
,2011
,APJ
,737
,67
Oke
J.B.
,1990,
,1990
,AJ
,99
,1621
,1621
Osterbrock
D. E.
,1989,
,Sky Telesc.
,78
,7000
,491
Osterbrock
DE
,Cohen
RD
,1982
,APJ
,261
,64
Pearson
WJ
ET др. .,2019
,A&A
,Салим
С.
,Rich
Rm
,RM
,,
S.
Brinchmann
J.
,Johnson
BD
,Schiminovich
D.
,Seibert
M.
,2007
,APJS
,17000,
,267
267
Schaerer
D.
,Contini
T.
,
Kunth
D.
,1999
,A & A
,341
,399
Шлафли
Э.F.
,Finkbeiner
DP
,2011
,2011
,,
,
737
,103
Schlegel
DJ
,Finkbeiner
DP
,Davis
M.
,1998
,ApJ
,500
,525
Whitaker
KE
и др. .,2014
,АпЖ
,795
,104
© 2019 Автор(ы) Опубликовано Oxford University Press от имени Королевского астрономического общества
.