邻近椭圆星系的光度-大小关系

标题:A Fundamental Line for Elliptical Galaxies
作者:Preethi Nair, Sidney van den Bergh, Roberto G. Abraham
论文索引:astro-ph:1105.2063
编辑供稿: 黄崧 (南京大学)

背景介绍

如何定义星系的大小?

前几天看到答疑区有人问起”如何测量椭圆星系的大小?”,正好就这篇简短的工作简要的介绍一下吧。其实不只是椭圆星系,任何星系的大小的定义都不是一件很简单的和直观的事情,因为星系是一类没有明显“边界”的天体,而且不同的星系在形态之间的差别巨大,甚至同一个星系在不同波段的观测得到的形态和直观的”大小”又会不一样(例如有 延展 HI 盘的矮星系, 再例如并和星系 Antennae Galaxy). 更进一步,在同一个星系内还有不同的结构成分,盘,核球,恒星晕,棒,中心大质量黑洞等. 每个结构成分的大小都有自己独特的意义. 而对整个星系的大小给出一个严格的估计有的时候不仅不容易,而且会让人很困惑。每每想到此处,都会觉得做宇宙学模拟研究暗物质晕的同学还是很幸福的,计算Virial半径和我们这些做星系测光的比不要太爽. 虽说星系的空间分辨光谱观测也可以给出动力学半径的估计,但那毕竟是极少数邻近星系,真正的解决办法,还要靠测光手段来解决。

简单的说,通过测光观测,我们得到了一个星系的图象,基于对面亮度的分布可以给出几种估计星系大小的办法:

(1). 当星系面亮度下降到中心面亮度的一定比例的时候,比如 50% ( R50 or Re:有效半径,这个最常用) 或者 1/e (有时候用做盘星系的“标长” )的时候,可以从面亮度分布上直接测量. 但更多的人喜欢根据一定的模型拟合面轮廓得到,可这个方法的问题是它依赖于星系的面亮度轮廓形式,换句话说,是模型依赖的,如果用椭圆星系的模型对盘星系的Re进行拟合, 肯定会产生错误. 而如果拿椭圆星系的Re和盘星系使用类似方法得到的Re去比较,也并不是很有意义。

(2) 从计算星系的“总光度”出发,这里加引号还是因为星系没有明显的边界,总光度的测量显然是依赖于观测的深度和测光孔径的,最简单的方法是测量到一定的面亮度处,比如已经用了50多年的Holmberg半径, 用一个圆形的孔径描述面亮度为26.5 mag/arcsec^2的半径,这个好处就是用一维的面亮度分布轮廓就可以得到,但是这个26.5等,是根据当年B波段底片观测定下的,现在如果照搬到任意波段和观测上显然是不靠谱的。而最近比较常用的两个半径是Petrosian半径和Kron半径,这两个半径的具体公式和方法不再这里赘述,请大家参考后面的参考阅读. 基本的思路都是根据星系图象流量分布按照某种加权(Kron半径就是根据流量加权,Petrosian半径比较复杂) 计算一阶矩,定义为一个特征的孔径,然后根据这个孔径的一定倍数 (Kron半径的现代版本是2.5倍) 来计算星系的总光度,再然后(真费劲!!!) 根据这个总光度的一定比例,比如50%或者是90%处对应的半径定义一个大小,比如用SDSS数据的人肯定会知道 PetrosianR90,R50之类的。这种方法的好处是不依赖于模型,而且比较容易测量.

说了这么多,那么哪个测量方法更好呢?这个问题基本是没有答案的,完全取决于你要做什么。在这里推荐大家研习一下著名图象探测和测光软件:Sextractor (我最喜欢的软件,因为它的执行命令是sex! sex! sex! oh yeah!)的技术文档,关于各种测光得到的半径的技术问题和使用选择,可以在里面得到不错的答案。

研究星系光度和尺寸的关系,意义何在?

回到科学问题上来,这篇极其短小的论文只讨论了一个问题,星系的质量-半径关系的演化。那么研究星系尺寸的演化有什么样的意义呢?很简单,大小就可以反映出星系演化中的一些问题,对于盘星系,盘的大小可以反应星系的角动量,而盘和核球的大小关系可以反应内部演化以及耗散过程的强弱;对于椭圆星系,星系大小则反应了其结构成长的过程,一般说来,我们认为星系椭圆星系是通过并合过程完成质量聚集和尺寸上的成长的,这就意味着星系的大小和质量之间应该存在着很好的关系,但是这个关系本身是依赖于并合的形式和频率的。在邻近宇宙中,椭圆星系的质量或光度和半径之间的关系早就为人所知,而且一向是作为关系非常紧密和明确的代表,但是这里面用的半径,多半是根据de Vaucouler轮廓或者是其他模型拟合得到的有效半径,而且关系的具体形式和对其他性质的依赖还有待检验。

近些年在比较高红移的地方找到了很多非常致密的大质量星系 (有效半径在1-2kpc左右),这些星系给椭圆星系的尺寸演化提出了一定的挑战,换句话说,如果认为这些星系是邻近大质量椭圆星系的前身的话,那么这些星系似乎在“体重”没增加多少的情况下,“腰围”长了好几倍。针对这个问题,现在很多人认为是一类被称作”dry merger” (干并和?) 的过程主导了这些星系的尺寸演化. 这类并合发生在两个均不显著含有恒星形成或者不显著含有气体的星系之间,几乎可以看作是非耗散的并合过程,而且少量的并合过程就可以在不怎么增加星系恒星质量的前提下改变星系的质量分布,达到尺寸显著变大的目的。但从观测上讲,这样的一个图象带来了新的问题,那就是因为着椭圆星系的质量和半径的关系会因此变得依赖于星系的环境,因为显然在高星系密度的环境中,并合更加普遍,成长更为迅速和有效;而且,关系本身在高质量端的弥散因为多次并合过程的随机效应应该会变得更大。本文的工作正是用了很简单的手段都这个图象进行了检验。

主要结果


fig1

Fig.1: 使用Petrosian R90的椭圆星系光度半径关系,左边为低密度环境,右边为高密度环境,下图为残差分析;图中注明了拟合使用的星系数量和拟合的到的参数以及弥散;图中不同颜色代表星系的不同速度弥散度范围。

作者基于从SDSS中选出的2861个邻近的椭圆星系,计算了星系的大小(文中使用了Re, Petrosian R50和Petrosian R90三种测量)和总光度,并根据不同的方法把星系分成低密度环境和高密度环境两个样本,分别画出光度-大小分布,并拟合线性关系以及相应的弥散。简单的结论可以总结如下:

  • 1. 在使用Petrosian R90半径测量方法时,不同环境下的椭圆星系光度-大小关系都非常紧密,拟合的线性关系,从系数到弥散上都非常接近;说白了,作者没有看到 dry merger 图象下预测的所有性质。
  • 2. 当把半径测量换成Petrosian R50的时候,基本结论不变,关系虽然和使用R90的有明显的offset,但依然不随环境改变,而且弥散依然很小。
  • 3. 可是,在把半径测量换成有效半径之后,明显的环境依赖出现了,而且弥散也随之变大了一些。
  • 4. 把实际观测的光度-大小关系和minor merger主导的星系成长模拟相比较,发现关系明显的不相符。

  • fig2

    Fig.2: 使用Petrosian R50和Re得到的椭圆星系光度-半径关系,图例基本和图1一致,图中黑色虚线为图1中的拟合结果,图中绿线对应模拟工作 Boylan-Kolchin et al. (2006)得到的类似关系。

    本文的主要结论可以进一步总结为:
    1. 作者认为Re和星系结构的关系十分紧密,相反,Petrosian R90和R50的比值对椭圆星系的具体轮廓并不敏感(具体说就是Sersic指数),因而Petrosian R90才是更好的椭圆星系的大小的指示。
    2. 从光度-大小关系的性质出发,作者对dry merger作为椭圆星系尺寸成长主要机制的图象提出质疑。

    讨论与展望

    本文的工作虽然很简单,而且从样本到具体的数据来源还有很多可以改进的地方,但其论证的角度非常直接,提出的质疑也证据确凿。文章最后也意味深长的用一个问句作为结尾:“Is our paradigm of galaxy formation merely cracked or is it broken?”,前几天星系半解析模型文章的讨论中也有人提及等级并合模型一家独大的局面似乎并没有完全反应出真实的问题。当然,从另一个角度来说,本文也并不意味着解析成长和并合模型就是错的,只能说我们对于阶级成长和并合的具体过程了解的还非常有限,我们现有的模拟也许还没有很好的反应真实的星系演化过程吧。

    延伸阅读

  • 1. SDSS给出的关于Petrosian半径和测光的定义
  • 2. 关于Kron半径和测光的定义
  • 3. Holmberg半径的定义
  • 4. Sextractor的使用手册
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    One Reply to “邻近椭圆星系的光度-大小关系”

    1. ZhiyuZhang

      我有2个问题:

      1 有时候有人会用含有 50% 质量(光度,流量…)的等高线所包含的区域来定义展源的大小.
      这种方法是不是等于文中列出的第二种方法, 但是做平权?
      2 如果把星系结构分解成各个成份, 分别对比大小, 是不是单纯的对比星系的总大小来得更有意义些? 当然, 灵敏度和分辨率可能有限.

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