目前最高红移的星系团(z=2.07)

 

标题:A Matured Cluster with X-ray Emission at z=2.07
作者:R. Gobat, E. Daddi, M. Onodera, A. Finoguenov, A. Renzini, N. Arimoto, R. Bouwens, M. Brusa, R.-R.Chary, A. Cimatti, M. Dickinson, X. Kong, and M. Mignoli

论文索引:http://arxiv.org/abs/1011.1837
编辑供稿: 蔡峥 (University of Arizona)

 

背景介绍:

毫无疑问,重的星系团在高红移宇宙中非常的稀少,它们的产生是源自于宇宙密度场中最高的密度峰。它们的丰度反映了原始的物质密度状态,并且直接与宇宙学参数相关。对于星系团分布的测量可以限制宇宙学参数,同时也可以对于宇宙高斯密度场提供限制。今天的星系重子和暗物质持续地掉到重的星系团的势井中,中心一般会形成椭圆星系(BCG)停止恒星形成。另外,在星系团中星系际介质(intercluster median, ICM)一般在如此重的势场中会被加热,到1kev或更热,如此热的气体会发射X-ray,虽然精确的质量–X-ray光度–气体温度的相关性还不是很清楚。但发射X-ray的星系际介质是成熟的星系团基本上是最好的指示。所以,最成功的认证高红移星系团的方法其实就是用X-ray。当然S-Z方法也可以,但是可以探测到的红移远小于X-ray。发现星系团的程序一般是先有图像,然后用颜色把大概在红移某个范围的星系挑出来,看是不是有的地方数密度比其他地方大很多。如果是的话就看一下光谱,并且是不是一个成熟的星系团一般就用X-ray认证,如果有X-ray,就是一个成熟的星系团,如果没有很多的X-ray,可能最多只能算是一个proto-cluster(最高红移的proto-cluster也是年初刚刚发现的, z=5.3, Capak 2011, Nature),说明引力势还没那么大,把气体加热到那么热,系统也没有维里化那么充分。但其实如果是红移过2的proto-cluster,也是十分稀少的,更别提成熟的cluster了。目前,只发现了非常少(不到10个)的z>1的成熟的星系团,红移>2的认证的就只有这篇文章这么一个。其实如果我们在z>3的地方有很高一块密度Lyman alpha emitter,那么他们理所应当演化到红移2,理应有已经成熟的星系团。所以,红移2的成熟星系团必然预示宇宙更早期有proto-cluster样子的overdensity,对于研究早期密度扰动,大尺度结构模拟都有相当强的限制。

本文观测:

第一次发现这里星系密度比别处高来源于Spitzer对于”Daddi Field”的观测,Spitzer用[3.6um]-[4.5um]>0来作为红星系的判定标准,多数这样的星系都有很强的Balmer break. phot-z指示这个结构在z>1.5的地方。这个场光学和近红外的B, R, I, z, Ks波段的数据已经都有了,数据处理可以参见孔旭老师Kong et al. (2006)的文章。Y, J, H, Ks波段的数据也通过Subaru望远镜上MOIRCS和VLT上的ISAAC得到。为了研究星系形态,哈勃NIC3的F160W(H 波段)、Keck上NIRC2加自适应光学也对这个场进行了观测。同时24um波段的数据也覆盖了这个场。最后,对这个场还进行了X-ray的观测。

本文发现的RA=222.31, DEC=8.94这个位置附近,星系数密度显著地比别的地方大很多(20sigma)。达到~100 galaxies/ arcmin^2. 并且这个星系团有X-ray发射,支持这个星系团是一个已经成熟的cluster而并非proto-cluster。

图1. RGB 合成的图像,1.4'x1.4'的视场。中心是星系成团的中心, R来自于Ks波段的观测,G和B左边是J和z波段,右边是B和z波段。 B和z的图像是用Subaru望远镜Suprime-Cam观测的,J和H是MOIRCS 和ISAAC的数据,Subaru和VLT的观测。
图1. RGB 合成的图像,1.4'x1.4'的视场。中心是星系成团的中心, R来自于Ks波段的观测,G和B左边是J和z波段,右边是B和z波段。 B和z的图像是用Subaru望远镜Suprime-Cam观测的,J和H是MOIRCS 和ISAAC的数据,Subaru和VLT的观测。

 

光谱认证:
光谱观测选用VLT上面的FORS2, VIMOS和Subaru上面的MOIRCS去对蓝的,或BzK星系(用B, z, K三个波段选出来的星系,一般有强的恒星形成,比较容易观测到发射线)进行曝光,然后用出来的光谱进行模版,这个模版含有Lyman-break galaxies (Shapley et al. 2003), starburst galaxy和star-forming (Kinney et al. 1996) galaxies用模版对光谱进行匹配,从而找到最有可能的红移。通过FORS2 上41个狭缝与VIMOS上164个狭缝的观测,确定红移的范围在z=2-2.1 中值在z=2.07。对于红星系,我们用一系列星族合成的模版拟和估计红星系的红移,得到与蓝星系相一致的结果。至此,我们基本上确定了星系团的红移在2.07左右。

图2. 用VLT的FORS2和VIMOS测得光谱,确定红移在2.07

 

 

 

接下来,文章讨论了在这个星系团中红星系的性质(红星系是星系团年老的星系,应该是最早开始形成星系团的密度峰):
1. 颜色显示这个星系团中的红星系比z~1.5星系团中的红星系还要红很多。

2. 我们发现很大的颜色分歧,文章给出的解释是如果假设确实是被动演化,那么这些星系是刚刚停止恒星形成

3. 虽然没有发现比周围亮很多的BCG(brightest central galaxy), 但有中心几个椭圆星系,可以认为是”proto-BCG”。 并且24um的观测显示很可能中心的就是ULIRG.

4. Chandra的观测显示在中心proto-BCG周围24um有流量的地方,几乎探测到了(2.3sigma)X-ray发射。显示可能有被遮掩的AGN活动。

XMM-Newton 和Chandra 测光:

前面已经介绍,因为星系团里的引力势可以把在星系团中的介质(ICM)加热到辐射X-ray的水平,所以X-ray观测是认证到底引力势是不是大到一定程度的一个重要的衡量。本次观测用XMM-Newton和Chandra分别对源曝光了80ks, 在0.5keV-2keV这个波段发现有点源的X-ray辐射(XMM-Newton和Chandra分辨率都不高,分别1″ 和6″),用Chandra source去PSF fit XMM的图像,发现这实际是一个扩展源,正是我们要找的X-ray shining ICM.

图3. 左边是XMM-Newton的图像,中间是Chandra的图像。右边是XMM 减去电源的图像,把Chandra的观测当成点源,由于其图像比较精细。

总结:

本文最重要的结论就是发现了一个大的结构,观测强烈支持大的结构是成熟的星系团,而且在非常早的宇宙就产生了(z=2.07)。这个结构最早被近红外IRAC颜色的方法选出来([3.6]-[4.5]>0)。 深的Subaru和VLT观测更加显示又一团被动演化的星系族在z>2的地方(用Y-Ks的颜色)。此外,又做了HST/NICMOS和Keck AO的测光,得到星系是椭圆的形态并且有非常致密的核心。
光谱显示有一群sBzK星系在星系核中心周围,用XMM-Newton核Chandra观测更加认证了一个展宽X-ray发射区(3.5sigma),在那儿观测到的X-ray光度显示星系halo的质量大概是5-8×10^13M_sun。
这个结果显示在早期宇宙年龄只有~3Gyr的时候,已经有维里化了的星系团,并且有可以观测到的X-ray发射(热气体导致)和已经演化好了的早期星系。预计JWST和新的X-ray观测可以认证类似的早期结构。

 

延展阅读:

关于宇宙Gaussian密度场不错的介绍和讨论: http://physics.stackexchange.com/questions/9106/what-exactly-is-meant-by-the-gaussianity-of-cmbr

关于intracluster medium:  http://en.wikipedia.org/wiki/Intracluster_medium

关于宇宙大尺度结构个人认为结合莫厚俊老师和Longair的Galaxy Formation 2nd 这两本教材基本上就是目前最好最新的综述。

    分享到:

8 Replies to “目前最高红移的星系团(z=2.07)”

  1. NGC2264

    Chromium 11.0.696.71 Linux

    “确定红移的范围在z=2-2.1 中值在z=2.07”,为啥不是2.05?。。。。。
    另外这个X ray的图是不是有点诡异,XMM的分辨率本身比较差,即使用了chandra去PSF fit,最后的图像结果应该也不会好于Chandra的观测,而且可能会出现一些假的结构,不管如何,Chandra的图像完全没有这么延展

    • sunway

      Chromium 9.0.597.98 Linux

      他是拿XMM的PSF扣除的点源吧。Chandra的sensitivity较低,故只看见了点源没看见延展成分,但证明中心存在AGN。所以在分辨率较低的XMM里面挖掉这一AGN。

  2. novae

    MSIE 8.0 Windows XP

    红移高于2的天体以什么天体居多,红移2~5被称为红移沙漠,他们的红移一般通过啥方式定下来的,为啥称之为红移沙漠:),现在有一些红移高于5的源,他们的红移一般通过什么方式来定的?

    • Song Huang

      Chrome 12.0.742.100 MacIntosh

      红移沙漠指的是红移1-2,不是2-5,不过现在已经很少提这个说法了,因为早就不沙漠了

      红移就是两种,测光红移和光谱红移,前者虽然不够准确,但对高红移巡天更为实际一些;特别高红移的源如果认证红移,都是通过Lya或者[OII]3727谱线来确定的

      关于高红移星系,可以参考我们前面的不少文章,里面有一些相关内容,因为关于红移大于2的星系的一般性质,实在是一句话两句话说不清楚

  3. 雪健

    Chrome 13.0.782.24 MacIntosh

    “通过FORS2 上41个狭缝与VIMOS上164个狭缝的观测,确定红移的范围在z=2-2.1”
    能不能介绍下这么多狭缝的观测模式?是不是相当于单狭缝的扫描?

    • Song Huang

      Chrome 12.0.742.100 MacIntosh

      FORS2和VIMOS都是Slit mask多目标观测模式,都是针对观测场特别定制的,这也是现在最常见的多目标观测模式;其实简单的多目标光谱仪还有使用多光纤光谱的,最典型的是Subaru上的FMOS

      单狭缝扫描是什么概念?光学观测中似乎没听说过。。。

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