对高红移引力透镜亚毫米星系ID141的气体和尘埃的观测

文章:Gas and Dust in a Submillimeter Galaxy at z = 4.24 from the Herschel ATLAS

背景介绍:

伴随着近几十年来的亚毫米天文的迅速发展(10多年前投入使用的JCMT/SCUBA带来了很多非常有意义的发现),人们发现了一类具有高亚毫米波段光度、高红移、高尘埃消光且具有高恒星形成率(SFR)的星系,我们称之为SMG (Submillimeter Galaxy, Blain+2002),它们的性质类似近邻的ULIRG(Ultraluminous Infrared Galaxy, Lonsdale+2006),研究这类天体对了解星系的演化和星系中的恒星形成活动具有重要的意义。然而先前的对于SMGs的巡天都局限在很小的天区范围内,并且除了BLAST(一个基于气球的望远镜,观测的天区很小)都是地基的望远镜(比如, SMA, JCMT, APEX,…),得到的样本数很有限,不能帮助我们很好的了解高红移处的星系的物理过程。


fig0
Negrello+ 2010中给出的SMGs的计数随500\mu m的流量变化的结果

Negrello+2007的工作利用了一些宇宙学模型和星系质量分布模型给出了一些十分有用的结果,即在500\mu m波长处的强辐射源(>100mJy)几乎都是被强引力透镜放大后的SMGs、近邻的晚型星系和具有强射电辐射的Active Galatic Nucleus(de Zotti+2005),其中晚型星系和强射电AGN(Active Galactic Nucleus)可以很容易的从其他波段的观测挑出来,那么剩下的源则是被透镜的SMGs:

Negrello+2010利用这个方法从Herschel ATLAS的SDP(Science Demonstration Phase)场中的14.4平方度的天区内有效的找到了5个被透镜的SMGs(这是一个相当惊人的探测效率!)候选体,并且在近红外波段找到了前景的星系(KECK观测),同时也通过光谱观测给出了可靠的红移。他利用SIE(Singular Isothermal Ellipsoid)模型计算了背景星系的物理参数,和前景透镜天体的质量分布。

接着伴随Herschel的升空,与其相关的一些巡天项目大大的提高了我们观测这些高红移SMGs的可能性,比如H-ATLAS(astro-ph:Eales+2009)和HerMES。H-ATLAS是利用装载在Herschel上的SPIREPACS对一个570平方度的天区进行观测的巡天项目,波长覆盖了从100\mu m500\mu m的范围,既有连续谱又有谱线的观测。根据Negrello+2010工作给出的结果估计,H-ATLAS项目将大大的提高我们可能找到的SMGs透镜的数量。引力透镜将放大背景的高红移SMGs的流量,这相当于提高了望远镜的灵敏度,因此,也将是我们研究高红移的SMGs的重要手段。

观测:

作者主要用了Herschel(SPIRE), PdBI(全称是:Plateau de Bure Interferometer,隶属于IRAM), IRAM30m(MAMBO-2), SMA, APEX(LABOCA, The Large Apex BOlometer CAmera)这几个设备对ID141进行了观测(实际上,作者还运用了SDSS的数据,发现了一个微弱的光学对应体,测到其测光红移大约为0.69,这点印证了这个源是强引力透镜的观点)。其中IRAM30m的望远镜主要用于1.2mm波段的测光;Hershel得到了100\mu m500\mu m的光谱和 250\mu m, 350\mu m, 500\mu m处的测光数据,结合Herschel和IRAM30m的测光数据,作者计算出其测光红移在3.5到4.5之间,这个估计为谱线的Blind Search的波段选择提供了一个参考;接着根据上面的红移估计,作者利用PdBI观测到了CO转动谱线以及C的若干条精细结构谱线,同时也观测了1.95mm, 2.75mm, 3.00mm和3.29mm四个波段的连续谱;用SMA观测了880\mu m的连续谱;用APEX观测了870\mu m的连续谱和C的谱线。谱线观测得到的图像如下:


fig1
ID141的CO,[CI]和[CII]谱线观测结果

还有对源的成像结果如下,可以看到只有SMA将源的大小分辨出来,源的物理尺度大约为14/\mu_{L}kpc\mu_L代表了引力透镜的放大率,后面也会提到,如果假设放大率在几十左右(根据Negrello+2010的观测结果),那么这个源的尺度在几个kpc的量级:


fig2
ID141的CO,[CI]和连续谱的干涉仪成图观测

讨论与结果:

1.红移证认:首先因为作者证认出了CO(4-3),CO(5-4)和CO(7-6)等多条谱线,因此可以准确的得到此SMG的红移为4.243±0.001,根据LCDM的宇宙学模型,给出其光度距离为3.0\times10^4Mpc,1个角秒对应的尺度为6.9kpc。

fig3对ID141远红外波段测光并拟合其SED

2.尘埃的物理参数:其次,因为得到了很好的测光数据,波段从100\mu m一直到3.29mm,因此作者用了一个常用的单一温度成分的灰体谱拟合(详细计算方法可参考这里)。最后得到的谱指数\beta=1.7 \pm 0.1,尘埃温度T_{dust}=38 \pm 1K,拟合出SED后计算出远红外总光度L_{FIR}~(8.5 \pm 0.3)\times 10^{13}/\mu_{L}\, L_{\odot},尘埃的质量为8.9\times 10^{9}/\mu_{L}\, M_{\odot}\mu_{L}表示了引力透镜的放大作用(引力透镜对被透镜天体有两个作用,一个是会聚,一个是剪切,会聚作用可以简单的理解为将更多的光线偏折到观测者眼中,从而将看到的源的辐射流量增大,同时形状也会变大,详情请参考国台今年举办的引力透镜暑期学校的资料)。不过,尘埃在100 \mu m处可能不满足光学薄的条件(\tau>1),此时上面的模型会变得不够准确,作者考虑到这个问题,又用Weiβ+2007给出的单一温度成分光厚的尘埃模型计算得到了一个更高的尘埃温度,约为58K,对应的质量稍微减小,但是量级并没有改变。

3.恒星形成率(SFR):Omont+2001的方法,SFR~\delta_{MF}(L_{FIR}/10^{10}L_{\odot})M_{\odot}yr^{-1},作者通过对现在的恒星质量函数\delta_{MF}的估计,计算出了ID141的恒星形成率。如果考虑到AGN对远红外光度的贡献,那么求出来的这个值就应该是SFR的上限。

4.远红外光度和射电辐射的关系(q):Condon+1991给出了河外星系的远红外光度和射电单色流量的比值有很好的固定关系。到现在,很多观测表明这个关系一直到红移很高的星系都成立,光度跨越的范围广。然而究竟这种关系的物理机制,现在仍旧是一个研究课题。本文作者同样也测量了这个参数,因为引力透镜对不同波长的流量放大率是一样的,所以这个比值不受到放大率不确定性的影响(这也提供给我们一个思路,利用这类高红移的SMGs我们可以将这个关系拓展到更高红移,看看这个关系是否还成立)。作者得到的这个比值和其他星暴星系巡天得到的结果比较一致,从一方面说明了ID141的大部分远红外光度源于恒星形成活动。

5.CO分子谱线:作者测量到了CO的三条谱线,第二张图里已经展示出来,可以从图上清楚看到CO(4-3)和CO(5-4)的谱线很可能是有双峰结构,并且蓝端的强度稍强于红端。这说明ID141很可能具有一个旋转的盘的结构,或者它在经历并合的过程。同样,从[CII]的谱线中我们看到了类似的模式。当然,如果想知道上面两种解释到底是哪种正确,我们还需要用更加高分辨率的望远镜对其进行观测。在这里就不赘述谱线宽度等参数了,感兴趣的话可以自己查看原文。另外,从CO(5-4)/CO(4-3)还有CO(7-6)/CO(5-4)的比值可以推断高阶的CO被激发的机制。另外如果我们结合LVG(Large Velocity Gradient)模型(用于处理有径向速度梯度运动时的谱线的辐射转移模型,也称为Sobolev近似,由Sobolev+1957提出,或参看Weiβ+2007),根据观测到的CO谱线的信息我们可以得到ID141中有CO发射的区域的分子云密度,动力学温度,和等效半径(这个半径要考虑到引力透镜的放大作用)。这些参数与其它已知的SMGs中的参数相当。运用LVG模型我们还可以推算出更低能级的跃迁的谱线CO(1-0)的强度,假设一个\alpha_{CO}(表示CO分子和氢分子质量上的关系)便可以求出其中分子氢云的质量。

6.C原子精细结构谱线:如果假设引力透镜的放大倍率在10的量级(取了Negrello+2010的工作中放大率的范围,从10到30之间)者测量得到的[CII]谱线强度较强。L_{[CII]}/L_{FIR}的比值高于普通星系,与ULIRGs相当。根据Graciá-Carpio, J.+2011的工作,L_{FIR}/M_{H_2}可以用来区分星系是在经历弱相互作用,没有相互作用还是在并合。本文观测的结果偏向于并合的物理图景。另外利用L_{CII}/L_{FIR}L_{CO(1-0)}/L_{FIR}的关系,在PDR(Photon-Dissociation  Region)的模型(参考Kaufman+1999)下,可以得到分子气体的密度和远紫外(far-UV)辐射场的强度G_0。作者观测得到的值和邻近的ULIRGs相当。此外L_{CI(1-0)}/L_{FIR}也可以用来指示G_0大小。这两种方法得到的紫外辐射强度相一致。

小结:

这篇文章主要介绍了利用多个地面望远镜对ID141(D141是H-ATLAS巡天中找到的最亮的几个源之一)观测得到的结果。根据目前观测到的其谱线和连续谱的强度,可以初步判断这个源是个被引力透镜了的天体。利用PdBI对其CO谱线进行观测,得到其精确的红移为4.243±0.001。根据其谱线轮廓,可以大致判断这个SMG是一个并和星系或者有具有旋转的盘结构。将ID141的物理参数和临近的ULIRGs相比较,发现他们在L_{FIR}上具有相似性,且此星系比具有较致密的气体(n\approx10^4\,cm^{-3}),气体温度约为40K,具有较高的恒星形成活动。从C的精细结构谱线可以推断这个星系具有一个致密的PDR,对应的far-UV的辐射场强度G_0比银河系要高出接近1000倍。总而言之,ID141和邻近的ULIRGs性质类似。

fig4通过google map看ALMA

不过,作者并没有对前景星系有近红外的探测,可能是因为难度比较大。这就导致了文章中使用的放大率\mu_L并不够准确,误差很大。从而很多计算出的物理量带有很多不确定性。然而,借助谱线诊断工具,我们可以利用一些谱线之间的强度关系,借助一些模型,比如文章中用到的PDR模型,LVG模型,得到辐射区域的一些详细的物理参数,例如分子气体的密度,温度,光子场强度等等,因为谱线的相对强度和轮廓并不会因为引力透镜作用而改变。

随着ALMA的开光,我们将有机会在前所未有的分辨率下分辨出这些星系,从而得到更多有用的信息,还可以做类似于光学波段强引力透镜的物理课题。另外,引力透镜的观测结果可以很好的引用到宇宙学和暗物质的研究当中,因为我们在Submm/mm波段能看到更高红移的天体,因此,这些波段的引力透镜的研究也将为宇宙学和暗物质的研究提供很多机会。

延伸阅读:

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10 Replies to “对高红移引力透镜亚毫米星系ID141的气体和尘埃的观测”

  1. 快乐中微子

    Firefox 7.0.1 Windows 7

    求细节》
    1 如何拟合出submm的SED后计算出远红外总光度
    2 如何算透镜放大率

    顶下面两段,为我们指明了跟进的方向啊!!!

    本文作者同样也测量了这个参数,因为引力透镜对不同波长的流量放大率是一样的,所以这个比值不受到放大率不确定性的影响 (这也提供给我们一个思路,利用这类高红移的SMGs我们可以将这个关系拓展到更高红移,看看这个关系是否还成立)

    随着ALMA的开光,我们将有机会在前所未有的分辨率下分辨出这些星系,从而得到更多有用的信息,还可以做类似于光学波段强引力透镜的物理课题。另外,引力透镜的观测结果可以很好的引用到宇宙学和暗物质的研究当中,因为我们在Submm/mm波段能看到更高红移的天体,因此,这些波段的引力透镜的研究也将为宇宙学和暗物质的研究提供很多机会。

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