红移7附近Ly-α发射星系比例的下降

高红移星系的搜寻是非常热闹的领域.对高红移星系进行研究,不仅有助于我们了解星系本身是如何演化的,而且能帮助我们理解宇宙学中某些至关重要的问题,例如结构的形成与演化,再电离,极早期星系/恒星等.这两篇文章的作者对z~7的LBG进行光谱观测,并从此限制再电离发生的时刻.

文献1:

标题: Spectroscopic Confirmation of z~7 LBGs: Probing the Earliest Galaxies and the Epoch of Reionization

作者: L.Pentericci, A. Fontana, E. Vanzella, M. Castellano, A. Grazian, M. Dijkstra, K. Boutsia, S. Cristiani, M. Dickinson, E. Giallongo, M. Giavalisco, R. Maiolino, A. Moorwood, P. Santini

索引: arXiv:1107.1376

文献2:

标题: Keck Spectroscopy of Faint 3 < Z < 8 Lyman Break Galaxies: Evidence for a Decling Fraction of Emission Line Sources in the Redshift Range 6 < z < 8

作者: Matthew A. Schenker, Daniel P. Stark, Richard S. Ellis, Brant E. Robertson, James S. Dunlop, Ross J.McLure, Jean-Paul Kneib, Johan Richard

索引: arXiv:1107.1261

编辑供稿: 秦雨静(南开大学)

背景简介

1.高红移星系的搜寻

高红移星系的搜寻目前有两种方法.首先是多波段测光法,其次是光谱观测法.而以光谱观测来确定红移,也有赖于多波段测光来选取样本.高红移的星暴星系缺乏尘埃,而波长短于Lyman系限(91.2 nm)又会被中性氢吸收,故光谱特征为”强烈的紫外辐射 + Lyman系限附近突跃”,而且似乎是越高红移的星系越蓝.这样的星系被称作LBGs(Lyman Break Galaxies).这样的光谱经过红移后用窄带滤光片观测,会在某些波段可见,而另外一些波段则近乎消失(被称作 drop-out,有时候也依据星系drop out的波段来描述,例如z-drop).依据光谱模型和滤光片透过率,可以对各波段的流量分析而得到红移的概率分布.取其最概然值,即为测得红移值(称作photometry redshift).

上述的方法即基于SED的红移测定.但是对于高红移星系的物理性质,我们所知甚少.故更精确的测量必须依赖光谱.光谱观测则是从多波段观测的结果中选取某些样本而进行的.光谱观测利用狭缝光谱仪进行,然后经过流量标定和减天光等处理,再进行分析.对于高红移的星系,仅最显著的谱线可以辨认(z>6时基本只可以探测到Ly-α).辐射的强度以静止系中的等效宽度(EW)来表征.光谱观测对仪器灵敏度,数据的信噪比,观测条件等要求极为苛刻,仅VLT,Keck等大家伙能做到.而且,单样本的积分时间和样本总数,光谱分辨率和信噪比等因素均需要观测时做出较好的策略以均衡.

目前经过光谱确证的高红移记录为8.6[1](不过很多人怀疑他们结果的S/N不高),而以多波段测光寻找到的“高红移星系候选者”的记录为z~10.3[2].高红移星系的搜寻和确认是竞争极为激烈的领域,近年记录总是不断被刷新.高红移星系的分类和命名历来较为混乱,基本是以其观测性质而得名.本文提到的LAE即Ly-α发射天体(传统上是用窄带滤波探测到的星系,本文定义有别于传统,把EW>20A的星系定义为Lya emitter),而LBG则为Lyman Break Galaxies(用dropout (参阅astroleak第一篇)方法探测到的.关于各种星系和AGN的分类名称,可以参考astronites的总结[4].

2.再电离

大爆炸后的宇宙逐渐冷却,等离子体复合形成中性的气体,而宇宙中缺乏发光的天体.这段被称作”dark age”的时期也是第一代天体孕育和诞生的时期.第一代的发光天体形成(目前认为这个过程发生在z = 20~10之间)之后,其辐射的紫外光可以经过共振散射过程将星系际介质里的氢电离,使之由”不透明”的中性氢转变为”透明”的等离子体(均对莱曼系限附近的紫外光而言).这过程被称作再电离.待中性的星系际介质被彻底电离,宇宙再度变成”透明”的.需要说明的是,通常所谓”复合”及”再电离”是针对氢而言,氦元素也有类似的过程,但是发生在不同的时期.指代氦的复合和再电离,通常会特别说明.

对再电离过程的观测分析,经典的方法是对类星体光谱中Ly-α线的Gunn-Peterson特征进行分析.对z = 6.28类星体的光谱分析表明,临近的介质仍然部分为中性.而较低红移处则完全电离(参考arxiv.org/abs/astro-ph/0108097).而LOFAR, GMRT, PAPER, MWA等雄心勃勃的计划也准备利用中性氢的红移21cm辐射来探测再电离的边缘.依据Thomson散射在CMB中留下的痕迹,也可以推断再电离发生的红移区间.

早期宇宙的诸多星系中,强烈的恒星形成过程或AGN活动会导致较强的Ly-α辐射.这些辐射在经过其近邻的星系际介质时,将被其中的中性氢吸收.因为对Ly-α辐射而言,中性氢和等离子态的氢光深差异很大,因而从Ly-α被吸收的情况可以判断星系近邻的介质是否被电离.这两篇文章都是考察LAE在样本中占据的比例来分析样本星系附近介质的电离状况.

关于再电离,目前仍然存在很多疑问.例如,再电离光子的来源(目前有工作表明,LAE只能提供5%的再电离光子,但结果仍然有争议.这个也牵扯到极早期恒星,星系与AGN的问题,因此非常热闹),再电离的历史(通常的再电离模型是一次性的再电离,但也有模型认为再电离是延续很久的过程,甚至是”两次”进行的),再电离发生的红移(就是这两篇文章所关心的话题),不均匀再电离(patchy reionization)的观测和模拟计算等.

样本选取

文献1的作者在这系列工作中选取WFC3的GOODS-South场,New Technology Telescope场,BDF-4场中的若干样本在VLT的FORS2上进行了观测.本文探讨的是NTT Deep Field中的观测结果.光谱是分多次曝光叠加而成的,叠加时以天光谱线的中心为标准.而天光则是用多项式拟合再减去的,光谱再经过标准星的流量定标.最终被分析的样本包括11个z-drop和17个i-drop.

图1: 文献1Fig.1 20个样本中被确认的五个LAE的光谱.灰色的带是天光谱线的位置,标记减天光时候的残留.被标红色的是Ly-α谱线.

文献2的作者分别用Keck的近红外光谱仪NIRSPEC及低分辨率成像光谱仪LRIS观测了来自WFC3的若干目标.这些样本分别选自HST Early Release Science, HUDF P34场,BoRG和EGS两个巡天,以及星系团Abell 1703,Abell 2261,MS0415-03中被引力透镜放大的若干目标.这些样本涵盖的红移范围为6.3-8.8.受限于样本选择的困难,光度的覆盖并不均匀. 值得一提,文献2中所观测的星系很多是HST所选出来的,ERS场的8个候选星系J和H星等在26.5和28.0不等,每个源都进行了12小时Keck的曝光。再加上非ERS场的10个candidates,使这个工作的总观测时间达到了200h(Keck)。

图2: 文献2Fig.2 部分样本星系二维光谱中的Ly-α谱线及红移.左下的图是其中一个样本在观测时的狭缝位置,这个样本的观测受到一个红移5左右的V-drop影响,右侧为这个V-drop红移的概率分布.

观测到的Ly-α辐射强度很可能是与星系本身的光度相关的.为了避免由此带来的选择效应,两篇文章的作者在选取样本的时候尽量涵盖了较宽的光度范围.因为能表征再电离的特征应当是普遍的Ly-α的减弱,而与星系本身的连续谱辐射无关.

观测分析

文献1的作者在20个样本中,发现5个有线发射的特征,而能被归为LAE的仅有两个.这里对LAE的判据为EW>20A.考虑到样本大小的有限性,为分析这个趋势的变化,作者以M_uv=-20.25为界将样本分为两个部分,然后又采用55A和25A的EW作为判据来分析LAE在相应样本中占据的比例.结论是,无论采取哪种判据,在哪个光度范围,LAE的比例均较预期低很多.

图3: 文献1Fig2对UV波段不同亮度的样本采用不同EW作判据时,LAE占据比例随红移的演化,左侧三个数据点为先前文献中的结果,而最右侧的数据点为本文观测的结果.

作者对上述结论的可信度进行了检验.首先,作者假设EW与M_uv的相关在z~7时仍然成立,作者沿用了引文Fontana et al. 2011中的方法:首先假设样本中EW的分布大致遵从”高斯+有限长度的常数尾巴”分布(当然,仅对EW>0A).将样本按照M_uv分为两部分,调节高斯分布轮廓和尾巴使得在EW>50A时比例能与另外两篇引文的结论一致.然后,计算确定信噪比下探测数的概率.或者,也可以采用探测数-概率的表述,对于S/N>10,探测数的概率分布如下:

图4: 文献1Fig3:探测数的概率分布,而红色线所在位置为实际的探测数.若假设成立,则这种情况发生的概率<3%.

文献2的作者在19个LBG样本中,找到两个确认的和一个可能的LAE.作者之前研究得到结论,LAE的比例随红移增高.作者认为是尘埃消光在高红移处较小而导致的.如果按照这个趋势去推算,到z~7时候探测到的LAE数量很可能有7-8个.然而,实际能确认的只有两个,外加疑似样本一个,显著地低于预期.

图5:按照4<z<6的结论外推的预期探测数与概率.最概然值为7-8附近.

如果需要分析LAE比例的变化是否能通过统计的假设检验,问题的关键就在于如何计算线发射这个特征的visibility function,即被探测到的可能性.这要依赖于测光红移本身的概率分布p(z),仪器的波长范围,源本身的光度及相应积分时间的信噪比.作者利用蒙特卡洛法计算发现,考虑到每个样本的p(z),26个样本中有24个探测的可能性超过50%,而17个样本则超过95%.利用4<z<6的结论外推,作者推测在本文的观测样本之内应该能找到7-8个具备发射线特征的星系.但实际上只找到两个,显著地否定了这个趋势.

对两篇文章而言,尘埃消光也可能导致LAE比例的下降.但是先前对高红移星系紫外连续谱的分析表明这个并非LAE比例下降的原因,因为若是尘埃消光,则紫外连续谱会整体的下降,而如果是中性的星系际介质吸收,则只有Ly-α谱线受到影响.这个与尘埃有关的解释可以被排除.此外文献2作者指出,在光谱中某些源的Ly-α线体现出显著的特征:蓝端较陡,而红端下降较缓.这样不对称的特性是高红移星系的显著特点.但光谱仪的分辨率有限,所以不能对谱线轮廓做更详细分析.

总结讨论

两篇文章的作者采用不同的设备,对不同的样本进行了观测,但是其目的和方法是大致相同的.作者并没有采取绝对计数的方法,而是判断具备Ly-α辐射的星系在样本总数中占据的比例.这避免了采取绝对计数统计造成的各种偏差.而受限于样本总量,仪器灵敏度及光谱范围,以及取样在UV绝对星等及红移上的分布,作者分别对这一结论的统计置信度进行了分析,并且确认了结论的可靠信.

两篇文章的作者都发现,具备Ly-α辐射的星系在红移约为7附近在样本总体中占据的比例与之前的预计低很多.过去的工作表明随着红移的增加,LAE在星系中占据的比重也随之上升,如果按照这个趋势外推,那么红移7附近具备线发射的星系在样本总体中的比例应该更高.但是红移为7附近这个比例却显著地下降.而且,尘埃消光等可能的原因也可以被排除.目前最为合理的解释是z约为7处,星系际介质是部分中性的.

这个结果有重要的宇宙学意义.这表明在红移6-7的范围,星系际介质中中性氢的比例有较大的变化.换句话说,如果这个观测的结论可靠,那么我们已经追溯到再电离的尾巴了.过去的某些工作已经发现了这种迹象,例如Ota等发现在z~7附近LAE的密度有所下降.但过去对LAE密度下降的解释同时也包含了星系本身演化这种因素,因而若以此说明星系际介质的情况,尚不具备说服力.此后Fontana等提出以LAE在LBG样本中占据的比例来进行分析,而这种方法后来也被广泛采用.

但是,也不能排除其他因素的影响.例如,有些工作(例如文献1的引文F10)就提到,单纯利用LBG的drop-out选取样本,则干扰源数量随波段的变化还尚不明确.而即便尘埃消光和escape fraction等因素可以排除,高红移处LAE本身的物理属性我们也尚不清楚,不排除是其本身演化而导致的这一现象.这两项工作选取的样本有限,而仪器的灵敏度也限制了结论的可信度.而下一代红外光谱观测将会显著地提高可信度.

延伸阅读:

1.红移为8.6星系的光谱确认
2.利用多波段测光搜寻红移为10.3的星系(候选者)
3.关于搜寻高红移星系,不错的网站:firstgalaxies
4.对于各种星系和AGN名称的总结:
5.引文Fontana et al. 2011 

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