Planck卫星早期结果:对邻近星系的观测

文章:Planck early results. XVI. The Planck view of nearby galaxies

  • 文章作者:Planck Collaboration: P. A. R. Ade et al.
  • 论文索引:A&A 536, A16 (2011.12)
  • 编辑整理:北京师范大学  杨辰涛

背景介绍:


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Planck卫星和宇宙微波背景辐射, Credit: ESA/NASA/WMAP

欧洲航天局的Planck卫星于2009年5月14日发射升空,自2009年8月13日起开始对全天扫描观测,波长覆盖范围从30\mu m1200 \mu m,对应的角分辨率从5角分到30角分。搭载在其上的仪器主要有低频伪相关辐射计和高频热辐射计两个设备,分别简称为LFI (Low Frequency Instrument)HFI (High Frequency Instrument)。LFI工作在30, 40和70GHz;而HFI工作在100, 143, 217, 353, 545,和857GHz这六个波段。 Planck每年可完成2次全天扫描。Planck主要的任务是测量宇宙微波背景辐射(CMB)的各向异性,正如其美国的前辈WMAP一样,但不同的是Planck的分辨率和灵敏度都要更胜一筹。除了测量CMB之外,Planck全天扫描产生了一批致密辐射源的数据 (ERCSC: Early Release Compact Source Catalogue)。这些源在接近THz也就是亚毫米(submm)波段的辐射将揭示尘埃辐射的性质。

众所周知,尘埃是星际介质中的一个重要组成部分,从我们测量遥远天体的光度,到我们研究恒星的诞生和死亡都离不开对尘埃的研究。在紫外到近红外波段,尘埃主要的作用是吸收和散射辐射,而在远红外到亚毫米波段发出辐射。宇宙红外背景 (CIB, Puget+1996)的发现告诉我们,宇宙中有50%的辐射能量是通过尘埃的再发射辐射出的,这再次说明了研究尘埃辐射的重要意义。


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蓝点和黑点分别表示ERCSC中展源和点源在银道坐标上的分布:红圈表示和IRAS的弱点源表 (IIFCSz: Imperial IRAS Faint Source Redshift Catalogue)重合的部分,绿圈表示作者通过NED证认出的源

观测方面,我们对于河外星系尘埃辐射的了解起源于IRAS在12,25,60和100微米处的观测结果。通过揭示尘埃辐射的相关物理性质,我们可以从中提取关于星系的演化和形成等丰富的信息。然而,因为在尘埃的辐射中,辐射强度对于温度(热温度)及其敏感,大概是和温度的四次方成正比,因此,IRAS探测到的尘埃大部分来源于温度较高的成分,而对那些极冷的尘埃缺少关注。对于银河系方面,COBE上装载的FIRAS曾经观测到了河内极冷的尘埃成分(Reach+1995)。另外,COBE卫星的DIRBE设备还观测到了56个河外星系的冷尘埃辐射(T~27.6K)。除此之外,地面上的SCUBA曾经也研究过一批近邻星系的尘埃辐射(Dunne+2000),但是样本数量不够多,所作出的统计上的结论仍然不够强。而Planck正是基于这样的机会,大大扩充了邻近星系的样本(也就是前面提到的ERCSC),有了这样一个大样本,我们可以更好的研究这些邻近星系中尘埃的性质。这也是这篇文章的主要亮点所在。此外,Clements+2010Dunne+2011通过对比IRAS邻近红外亮星系和SCUBA探测到的高红移亚毫米星系(SMGs)中有尘埃辐射的星系样本的数目分布和光度函数,发现不同红移处的样本存在着演化效应,然而这样的效应是否真的存在,这个结论仍然有待商榷。正如前面提到的,IRAS只对比较热的尘埃成份敏感,而目前我们缺少专门针对邻近星系中冷尘埃的直接大样本观测,而Planck则提供了这样一个机会,去探索冷尘埃随红移的演化。

观测和分析:

作者首先对ERCSC和IIFCSz(含义见上图注解)做了交叉证认,最终选出了1717个星系,这些星系有着比较可靠的位置相关(<2’)。此外,在这1717个星系中,1597个星系有光谱红移。作者还详细分析了那些没有和IIFCSz相关的源,最终挑出了1884个邻近的星系样本。为了研究这些星系中的尘埃辐射,我们需要可靠的流量信息,因此作者将条件限制为在856和545GHz有5 \sigma的探测,并且在353GHz有3 \sigma的探测的源。过这样的严格筛选,剩下了一共595个邻近星系的样本。接下来就这些星系展开讨论。


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通过MCMC的方法得到的两个温度成分尘埃模型的拟合结果,左边是拟合参数的概率分布,右边是拟合的结果

在分析了银河系前景污染和谱线对连续谱的污染之后,作者用参数化的方法对源红外的能谱分布(SED)做了拟合。拟合采用的方法是基于贝叶斯定理马尔克夫链蒙特卡洛(MCMC)方法。分别采取了不固定的谱指数\beta+单一温度成份,以及两种温度成份+固定谱指数\beta=2这两种模型。模型表达式分别如下(其中,A是一个系数,1+z是K改正引入的,\beta是尘埃灰体谱辐射的谱指数,\n_nu代表了噪音的贡献,S_\nu代表观测到的流量):

S_\nu = AG[\nu(1+z);T,\beta]+n_\nu,
S_\nu = A_1 G[\nu(1+z);T_1,\beta_{=2}]+A_2 G[\nu(1+z);T_2,\beta_{=2}]+n_\nu

fig3星系中尘埃温度和星系总红外光度的关系,黑点是本文工作的结果,十字是Dunne+2000的邻近星系样本,X是中红移的ULIRGs的结果,圆圈是Clements+2010的ULIRGs的样本,三角和方块是不同人得到的SMGs的样本。

通过MCMC的方法,作者的到了尘埃的温度和谱指数的概率密度函数。不难发现,如果是单一成份,此次测量出来的结果,即平均值为26.3K的尘埃温度要小于Dunne+2000利用SCUBA对近邻星系观测的结果(平均温度在35K),以及Clements+2010的极亮红外星系 (ULIRGs)样本(平均温度在41K)。

如果考虑单个温度成分的模型。作者将IIFSCz的样本点在T-L_{FIR}平面上,如左图所示。正如前面提到的,之前人们观测发现SMGs的温度更低(三角和方框),而ULIRGs和邻近的星系尘埃温度(圆圈,十字和八叉)。他们之前有一个空隙,所以人们认为这是由于不同红移处的演化效应代来的。而本文中Planck填补了这两类样本之前温度的空隙。这也说明,之前我们观测到的邻近星系中尘埃温度较高很可能是由于我们没有探测到其中的极冷尘埃,而不是这些星系中不存在极冷的尘埃。

最后作者用不同的物理模型,采取了SED拟合的办法,结合SDSS(光学)2MASS(近红外),IRAS和Planck的数据。最后也得出了和前面描述相一致的结果,并且肯定了两个温度成分的参数化模型。在这里就不赘述SED的物理模型和拟合的过程了,感兴趣的同学自己可以看看这篇文章~

小结:

这篇文章主要利用了Planck巡天的结果,获取了大样本的邻近星系源,分析了他们的远红外到亚毫米波段的能谱,得到了尘埃的温度,发现他们温度都很低。这个结果肯定了先前人们的猜想。同时,不难发现,先前人们对尘埃的观测容易忽略掉极冷尘埃的发现。同时,作者发现,两个温度成分的参数化模型能很好的拟合尘埃的SED。不过,接下来,人们还需要做大量工作,去研究尘埃的物理,去探索谱指数\beta随着环境的变化等等,从而提高SED拟合的拟合精度。

当然,其实Planck的主要目的还是宇宙学。关于最新的科学结果还有一些是关于银河系的辐射测定的,还有SZ效应的文章等等。在这里我只选取了自己感兴趣的一篇文章和大家分享~更多的大家可以参看延伸阅读给出的链接。

延伸阅读:

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13 Replies to “Planck卫星早期结果:对邻近星系的观测”

  1. 快乐中微子

    Firefox 8.0.1 Windows 7

    “最后作者用不同的物理模型,采取了SED拟合的办法,”

    看了一下原文,他们是综合了不同的物理模板 (很多是观测来的,而不是算出来的),而不是模型,做了SED拟合。

    • chentao

      Chromium 15.0.874.121 Linux

      谢谢你的建议。
      文章里写的是SED modelling,我也就这么理解。况且哪里可以直接简单粗暴地把别的星系的SED模板套用在其他星系上面而不做其他物理模型假定。即便是你说所得模板,我认为都有着物理的模型在里面。

      • 快乐中微子

        Firefox 8.0.1 Windows 7

        2) an M82-like starburst; (3) a higher optical depth Arp220-like starburst;

        这两个观测模板本身不涉及任何物理模型。这两个星系所有的物理参数都是根据这模板后来算出来的(当然还有使用观测到的morphology等信息)。特别是Arp220,这种相互作用星系的SED 算起来相当的困难。

        “况且哪里可以直接吧别的星系的SED模板套用在其他星系上面”

        使用这两个星系的模板和其他所有观测模板做SEDfitting,通常仅仅是改改归一化常数,谱型是不变的。 据我所知高红移星系的SED 模型还没几个(求文献!!),你看看那些涉及高红移星系SED(特别是红外波段)拟合的工作,复杂一点的就是 CE01 模板(还有啥流行模板?),简单的(特别是那些算luminosity function的)就是仅仅是用local的M82 和Arp220,或者模板都不用,直接使用灰体谱拟合。

        • chentao

          Chromium 15.0.874.121 Linux

          “据我所知高红移星系的SED模型还没几个”没有几个就代表没有么?
          另外纠正一点,你可能没有完全通读他们的文章,文章里面没有简单的只用这两个星系的模板,还有其他的模型成分你都没有看到(一共四个)。况且这两个星系的模板也是有物理模型在里面。

          • 快乐中微子

            Firefox 8.0.1 Windows 7

            那是非常客气的说法。。。

            你觉得我列举了 2。 3 , 会不知道1。 4 ?
            求问2 3 的物理模型,已经怎么得来的。

          • ZhiyuZhang

            Chrome 17.0.963.2 MacIntosh

            这两个星系的物理性质决定他们被做为典型星系对待,从而被当作SED模板的. M82算是post starburst和superwind主导, Arp 220是very highly obscured by dust 的恒星形成主导.

            直接用M82,Arp220之类的谱型做SED, 自然不够精确, 但是由于是极端物理状态主导, 也就马马虎虎可以认为整个星系的谱线本身可以用作模板来拟合, 起码在物理条件上“应该”是类似的才能出现类似的谱型.

            话说整个星系没什么空间/速度分辨率做 SED 本身这个事情就决定了它不可以非常精确的给出各种物理信息.

            — 但上面的说法并不是否认SED拟合的做法. 使用 SED 通过几个单色宽带测光,或者一部分光谱就可以得到星系整体大致的物理性质,对于进一步研究其中具体情况是有指导作用的,统计上也方便很多.

            我觉得 chentao 的说法没有什么问题.

          • 快乐中微子

            Firefox 8.0.1 Windows 7

            我咋感觉 ZhiyuZhang 说的和我说的是一个意思,而和chentao 说的不是一个意思。。。。
            特别是chentao质疑“况且哪里可以直接吧别的星系的SED模板套用在其他星系上面” 这句。

            另外,想请教一下ZhiyuZhang, SED拟合得到的大致的物理性质指的是那些?或者说那些SED fitting出来的参数是可信的?

            • ZhiyuZhang

              Chrome 17.0.963.6 MacIntosh

              我对SED拟合以及星族合成不熟悉, 所以说的东西不一定能切中主题.
              我自己觉得相对比较可信的参数有: 总流量,谱指数, 部分具有谱线信息得到的光厚, SED的分布同黑体谱的偏离. 其他的信息,我一概不了解它们的可靠程度.

          • 快乐中微子

            Firefox 8.0.1 Windows 7

            看来对物理量理解不同。
            在我看来,物理参数是质量,密度,温度,尘埃的cross section和大小分布等。。

            按照ZhiyuZhang 的理解,谱指数也是拟合物理参数,因为我们没有测到连续曲线,而只是测到一些Broadband SEDs

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