早型星系中系统变化的初始质量函数?

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(关于文章介绍,从今天开始,我会尝试用新的形式来介绍astroph更新,把介绍分成“Take Home Message”, “Key Words”, “Discussion”三个部分;”Take Home Message”包含了文章的主要背景和结论;关键词部分介绍文中的关键概念,并提供一些补充链接;而讨论部分则尽量提供一些个人对文章的理解)

文章: A systematic variation of the stellar initial mass function in early-type galaxies

  • 作者:Michele Cappellari, Richard M. McDermid, Katherine Alatalo, Leo Blitz, Maxime Bois, Frederic Bournaud, M. Bureau, Alison F. Crocker, Roger L. Davies 等
  • 论文索引: astro-ph:1202.3308
  • 编辑整理:南京大学 黄崧

Take Home Message:

从50年代Salpeter同学提出了初值质量函数(IMF)并给出第一个表达形式之后,这60年时间里,IMF已经发展成了天体物理中的一个重要概念,从恒星形成到宇宙学上都有着重要的应用;不过尽管有了这么多年的研究,从IMF的具体形式,受什么物理过程影响,在不同的尺度和环境中有没有变化等等,依然是未解的问题;这其中,IMF到底有没有一个Univeral的形式是争论的关键,而本文正是从临近大质量早型星系的中心恒星运动学观测中找到了IMF形式随星系性质系统变化的有趣证据,本文的是一篇Nature Letter文章,感兴趣的同学可以花些时间阅读。


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图一:临近早型星系建模的展示,最上方的是观测结果,中间的为得到的最佳动力学模型,下方为展示模型拟合对恒星质光比的敏感,故意使用了错误的质光比数值,可以看到了模型的显著变化。

利用Atlas3D巡天中观测的临近42Mpc以内的260个大质量早型星系的中心整场光谱仪(IFU,本文使用的是SAURON)观测得到的恒星运动学信息进行运动学建模,把观测区域考虑成一个一定形式的暗物质晕加上一定质光比的恒星成分;通过考虑轴对称的恒星分布和椭球形状的暗物质晕,并使用了不同自由参数组合的暗物质晕模型,观测区域的运动学能够被模型重现出来,并得到了最重要的恒星成分质光比的估计;同时,由于有这个区域内恒星成分光学光谱的观测,利用演化星族模型,使用一定的星族模型和初始质量函数形式,可以建立其恒星光谱的模型,从这个模型中也可以得到一个恒星成分的质光比的估计。运动学方式得到的是相对独立的恒星质光比估计,而星族方式得到的是基于一定形式(尤其考虑了被认为Univeral IMF的Salpeter形式)的IMF的,两者的差别恰恰反应了IMF的系统变化,而本文最主要的结论就是在早型星系中心区域,观测到了IMF形式随着星系的质量或者速度弥散度的系统的变化。这种变化反映了不同质量的早型星系中可能有着不同的恒星形成历史,从而星系的整体的初始质量函数存在这系统的变化。

虽然通过这种动力学测量还不能完全解除初始质量函数形式和其他性质的简并,但是IMF的系统变化已经指出了在利用星族模型估计星系恒星质量中的潜在问题,非常值得进一步的研究。


fig1

图二:对于不同的暗物质晕模型下,恒星成分质光比与简单的Salpeter IMF下给出的质光比的差别随质光比自身的变化,图中还用不同的颜色指出了星系的速度弥散度,不同颜色的线给出了不同的IMF形式。

Key Words:

  • Atlas3D巡天:是一个由之前的SAURON巡天演化而来的多波段临近早型星系的研究,其核心是利用SAURON整场光谱仪对临近的260个早型星系(椭圆星系和S0星系)有效半径以内的恒星和电离气体的运动学的观测,同时还利用了不同的射电望远镜观测这些星系中的中性和分子气体性质;这个巡天的结果已经在某种程度上革新了我们对于早型星系的认识,非常值得了解。
  • 初值质量函数:描述一族刚形成的恒星的质量分布的经验函数形式;理论上这个函数形式取决于决定恒星形成的关键内在物理过程(时标)以及形成恒星的环境(金属丰度,辐射场)等,还取决于用来得到IMF估计的恒星系统的采样完备程度,这个对于其大质量端更为关键;在观测上,估计IMF的函数形式有两种途径,第一种就是利用恒星形成区域的统计观测,这个方法比较直接,但观测难度不小且有前面的采样问题,估计单个恒星质量以及区分潜在的双星的影响也是关键;另一种方法是利用像本文这样的间接方法,对于恒星系统整体给出IMF形式的估计。对于想进一步了解IMF的同学,Kroupa的这个讲义是个很好的入门资料。
  • 恒星运动学建模:这是一个博大精深的领域了,早在IFU开始普及之前,就在长缝光谱观测中开始应用了;简单的说,得到了不同半径或者不同空间位置上的恒星光谱,通过恒星模板或者星族模板对光谱的模拟,可以通过一些关键谱线轮廓的拟合得到像径向速度,径向速度弥散度分量以及谱线轮廓的高阶展开(常用Hermite多项式)的参数;然后考虑由多个成分组成的质量分布的引力势下面的运动学,可以用不同的组合去拟合上面得到的参数的空间分布,最终得到星系的运动学模型;最简单的合理的模型也应该包含一个暗物质晕加上一个恒星成分,而星系的恒星成分也可以包含运动学特征完全不同的子成分,比如核球和盘;这些成分各自有自己的性质,对与恒星成分,常使用和其光度分布类似的轮廓,对于暗物质晕,则还有很多未知的地方,这也是为什么本文使用了6种不同的暗物质晕模型,从“最无知”的完全符合恒星分布的模型到从最近的数值模拟中得到的晕模型。这样的模型拟合是有很大的难度的,数值上的各种问题使得我们普遍还只能使用轴对称的质量分布的,此外,由于观测得到的只是带有各种误差的三维运动学的二维投影,一定程度的参数简并是不可避免的。关于本文使用的建模方法,请大家参考这篇文章

Discussion:

本文的结论对于研究临近星系的人显然是非常引人深思的,但对于研究高红移星系的人很可能是灾难性的,虽然早就有人提出随着恒星形成的典型环境和所处的演化阶段的不同,IMF会有系统的变化,但是当这样的证据越来越确凿的时候,所有基于简单的IMF估计,利用恒星辐射SED拟合得到的恒星质量都会变得扑朔迷离,虽然早就有人在文章中讨论了这个不确定性的影响,得到的是仅IMF形式一项就可以引入2-3倍的恒星质量误差,但这里的问题不仅是很大的误差,而是IMF的潜在的系统变化会不会让我们得到根本错误的认识?

文中在运动学建模上可说是仁至义尽的把各种模型都考虑到了,但是在利用演化星族模型得到恒星辐射拟合的问题上依然有很多的问题需要讨论,虽然文中使用了不同的星族模型来降低内在的不确定,但是建模的方式使用了简单星族的线性叠加;这样的方法虽然可以得到很好的拟合结果,但有可能得到错误的SFH信息,比如出现在星族拟合的“百慕大三角”区域(老年高金属丰度星族)的大量恒星比例就会导致对M/L估计的偏离,而文中并没有展示这样的具体信息。

从早型星系的IMF研究的角度看,其实本文的结论并不新鲜了,就在几个月前,就还有一篇文章(1111.2905: Dutton, Mendel & Simard) 讨论了这个问题。
而更早一些,来自于van Dokkum和Conroy对临近星系团中心最大质量椭圆星系中心恒星的NIR光谱观测也得到了可能的明显区别于Salpeter形式的IMF的证据。感兴趣的同学可以去看看。

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13 Replies to “早型星系中系统变化的初始质量函数?”

  1. Guang

    Chrome 17.0.963.56 MacIntosh

    是不是考虑加上这句?
    为了区分Kroupa, Chabrier 和Salpeter,我自己折腾了半天。如果这里能让人一下子明白就好了。
    但是不知道 astrobites上的解释是否可靠。
    —-
    As shown in the plot below, Cappellari et al. find that galaxies with low stellar mass-to-light ratios are best modeled by IMFs with fewer low-mass stars (i.e., Kroupa or Chabrier IMFs). As the stellar mass-to-light ratio of a galaxy increases, the galaxy is better described by an IMF with more low-mass stars (i.e., a Salpeter IMF).

        • 快乐中微子

          Firefox 8.0.1 Windows 7

          Kroupa 1993 和 Chabrier 2003 IMF 在低质量10M_{\odot}端比Salpeter 也少,但是 Chabrier 在高质量>1M_{\odot}端比Salpeter 多。

          从这文章给出的结果看, top heavy对M/L没影响。这是一个非常有意思的结果。因为我记得没错的话,很多作者为了拟合高光度或者高丰度,使用了Chabrier IMF.

          • 快乐中微子

            Firefox 8.0.1 Windows 7

            Kroupa 1993 和 Chabrier 2003 IMF 在低质量10 M_{\odot}比Salpeter 也少。 但是 Chabrier 在高质量>1M_{\odot}端比Salpeter 多。

          • 快乐中微子

            Firefox 8.0.1 Windows 7

            网站出现编辑问题?发言不让修改这点很不方便。。。

            Kroupa 1993 和 Chabrier 2003 IMF 在低质量
            10M_{\odot}端比Salpeter 也少,但是 Chabrier 在高质量>1M_{\odot}端比Salpeter 多。

  2. Song Huang

    Opera 11.61 MacIntosh

    我的理解是这里面直接和其他的IMF形式比较不是很直观,可以简单的理解成质量越大的早型星系质光比越高,因而需要逐渐不同的IMF,其形式如何不能确定,因为在小质量恒星和演化remnant之间在质量上存在简并

  3. cast

    Safari MacIntosh

    正好我也在看这个文章,有些地方不知道理解得对不对.
    1.文中除了用不同的星族模型(population codes),还考虑了经典的吸收线方法(可能是Lick Indices,文中没有清楚说明),结果他们发现得到的(M/L)_{pop}系统误差大约10%.这样的情况下,考虑谱型(full spectrum fitting)方法中可能会出现的“百慕大三角区域”的问题也得到了限制.
    2.top heavy的确对(M/L)_{pop}产生影响.图二中Kroupa和Chabrier的线表示,把Y轴中的变量(M/L)_{salp}换成(M/L)_{Kroupa}or
    (M/L)_{Chabrier}后,Y=1.0会移动相应的横线处. 因为(M/L)_{salp}>(M/L)_{Kroupa} or (M/L)_{Chabrier}.
    3.我觉得最惊讶的是, 图二中表明,速度弥散度小的早型星系(颜色较深的星系,速度弥散度小->光度小)更适合用Kroupa和Chabrier的IMF来拟合…..

    • 快乐中微子

      Firefox 8.0.1 Windows 7

      Kroupa 1993不是top heavy。
      Chabrier 2003 是top heavy。
      怎么解释
      (M/L)_{salp}>(M/L)_{Kroupa} or(M/L)_{Chabrier}.
      这个 or 直接忽视了是否top heavy, 难道是早型星系top heavy部分早就不存在(发光)了?

      • cast

        Safari MacIntosh

        我没有看具体看Kroupa或Chabrier的文章,不知道它们一个是top heavy,一个不是.
        但没有关系,其实我不应该扯进来什么top heavy的.(是看你用得多了,我引用了一下,结果还错了….)
        这篇文章中说,Kroupa和Chabrier IMF的共同点是缺少小质量恒星(deficient in low mass stars).
        而我们知道小质量恒星相比大质量恒星的M/L要大,这两个IMF缺少小质量恒星,所以M/L要小一些,对吧.
        而且我看图二中画的线也是这个意思,使用这两个IMF后, (M/L)_{star} / (M/L)_{pop}的值变大了, 所以相应Y=1.0的线下移了.

          • cast

            Safari MacIntosh

            Astrobites上好像某作者举了一个例子,2个太阳质量和0.5个太阳质量的M/L分别是多少. 但我也不知道这个数据怎么来的,可能的确存在恒星的(M/L)_{star} vs. M_{star}这样的图. (可能是不连续的?不是很清楚.)

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