高红移 (z~1-3) 恒星形成星系中的分子气体

文章:PHIBSS: Molecular Gas content and Scaling Relations in z~1-3 Normal Star Forming Galaxies

  • 文章作者:L. J. Tacconi, R. Neri, R. Genzel, et al.
  • 论文索引:arXiv: 1211.5743
  • 编辑整理:北京师范大学/紫金山天文台  杨辰涛

 

背景介绍:

bathtub图1 星系演化的“bathtub”模型 (Credit: Bouché)

尽管星系的演化涉及到很多极为复杂的物理化学过程。其中包括星系从晕中吸积气体,巨分子云中的恒星形成,金属随着恒星形成活动的增丰,大质量恒星星风抛射气体,星系中心黑洞吸积气体以及星系中心活动星系核的反馈等等。但在整个宇宙的历史中,星系的一些性质又存在着简洁漂亮的相关关系,比如气体面密度和恒星形成面密度的相关 (Kennicutt-Schmidt Relation,简称 KS Relation),\Sigma_{SFR} \propto \Sigma_{H_2}^N, N=1-1.4 (Bigiel+2011Kennicutt & Evans 2012)。尤其对于恒星形成星系 (Star Forming Galaxies,以下简写为SFGs,可以简单的理解为恒星形成率 (SFR) 高于某个阈值的一类星系,当把所有星系按照恒星质量 – 紫外颜色画在一张图上的时候,你可以看到所有的星系分成两块,一块是偏蓝色且质量较小的星系,我们称为Blue Cloud,另一类颜色偏红且质量较大的,我们称为Red Sequence) ,即落入 Blue Cloud 星系来说,其质量和对应的 SFR 之间存在很好的相关:SFR \propto (M_*)^{\rho}, \rho=0.6-0.9 (Daddi+2007)。 在 SFR-M_* 平面上,落在上述这个相关关系上的星系,我们称之为Main Sequence SFGs (以下简写为 MS SFGs)。近来的观测结果表明,这些恒星形成星系大多属于盘星系 (Wuyts+2011) 。

对于 MS SFGs 来说,我么可以用一个简单的解析模型来描述其主要的特征成份:恒星、气体以及金属丰度。Davé+2012 提出了这样一个模型。其大致原理如上图,即这些 MS SFGs 中的气体可以看作浴缸里的水,而这些气体通过恒星形成,星风等物理过程耗散;同时星系又通过从晕中吸积气体而增加其气体含量;此外通过星风抛射出去被增丰过的气体(因为这些气体经历过恒星形成,金属丰度已有所增加)又可以重新吸积到星系里。这三个过程达到动态平衡,使得我们观测到的星系处在一个动态平衡的状态。其气体含量,恒星质量等等物理量之间具备了一定的相关关系。根据这个动态平衡的特点,人们又把这个模型形象的称为“bathtub”模型这个模型在 Cai Zheng 的 Astroleaks 文章中有详细介绍 (详细查看这里),在这里就不再赘述。

 

观测,分析和结论:

作者用 EGS survey 中的星系作为母样本,然后挑选出其中具有 DEEP2/KECK(保证星系有光学光谱红移),WFC3/HST J-H-band (HST),3D-HST 以及 DEEP3 覆盖的源。作为红移范围在z=1-1.5的样本。同时作者选取了 Erb+2006 (具有H_{\alpha} 观测的,从紫外巡天样本中挑出的子样本) 中 z~2 的样本。最终,得到了一个总数为55的星系样本。然后通过 PdBI (Plateau de Bure Interferometer) 的观测,直接观测这些星系中的 CO(3-2) 谱线。

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图2  HST观测的静止波段为 R-band 或者 B-band 的图像以及对应的 CO(3-2) 谱线观测结果

接着我们利用一个分子气体质量的换算系数 (\alpha, conversion factor) ,就可以把观测到的 CO 光度换算成分子气体总质量。同时利用近红外以及 H_{\alpha} 的观测结果,加上分子气体谱线的速度信息,可以得到这些 SFGs 的形态学参数,以及动力学信息。利用光谱拟合的方法,在假设一定的恒星形成历史以及初始质量函数之后,就可以得到星系的总恒星质量,同时 IR+UV 还有 H_{\alpha} 的观测结果可以得到 SFR。最红基于光学和 CO 的图像,经过拟合,还可以得到其半光半径(光度降到1/2处的半径)。

接着作者通过分析上述此样本中的观测得到的物理量,给出了一些有趣的结论:

KS-law图 3 PHIBSS样本拟合出来的KS Relation斜率N=1,线性.
  • 星系的气体大小和恒星成分类似。作者通过比较观测到的CO图像的半光半径以及星系 H-band 图像 (对应静止波段为 B-band ) 的半光半径,发现他们近似相等。从统计上来说,所有的样本的比值接近1,在1左右浮动。
  • 通过分析这些气体的动力学信息 (是否有速度梯度)以及光学/近红外的图像 (盘状结构与否),作者得到样本中74%的星系都具有盘状结构,只有14%是并合或者强相互作用星系。说明在 z=1-3 时MS SFGs 主要由旋转的盘星系或者漩涡星系主导,与近邻宇宙 SFGs 的性质类似。
  • 这些 SFGs 具有一个斜率接近1的KS Relation,即 \Sigma_{SFR} \propto \Sigma_{H_2}^{1}。如左图,黑点和红点分别代表z=1-1.5和z=2-2.5的样本。如果我们定义气体的耗散时标为t_{dep}=M_{gas}/SFR,那么可以推论,这些星系具有一个相对固定的耗散时标 t_{dep}~0.7 Gyr 。
  • 另外,作者分析了对于不同星系,在不同情况下 (辐射场强度,星系是否受到引力扰动),他们的 KS relation 是否会收到影响。结果发现具有并合或者强烈相互作用星系都普遍偏离线性关系,分布偏上方,这说明这些系统具有较小的气体耗散时标。从左图可以看到有两条虚线,对应都是取 KS relation 中 N=1的情况,此时t_{dep} 只取决于斜率 N,如果我们画很多 N=1 的平行线,那么越往上的直线对应的 t_{dep} 越小。因此我们说那些偏离直线之上的强相互作用/并合系统具有更小的气体耗散时标。
  • 如果定义气体质量比为 f_{gas}=M_{gas}/(M_{gas}+M_*),那么得到的PHIBSS样本中星系的 f_{gas}~0.4,而对于同等质量的近邻 SFGs 来说,这个值大概是0.08。说明在红移较高的地方 (至少到z~2.5),其 f_{gas} 较大。
  • 另外作者通过”bathtub”的模型,推出气体质量比例 f_{gas}=M_{gas}/(M_{gas}+M_*)。接着可以用一个常数 t_{dep}~0.7 Gyr 拟合得到 f_{gas} 随着sSFR (sSFR=SFR/M_*) 的演化关系。观测拟合的结果表明 sSFR 和f_{gas} 的相关性十分好。

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图 4 观测得到的sSFR和”bathtub”模型计算的结果吻合

  • 此外,随着星系的恒星总质量的增加,在 \log M_*=10-11.5 的区域内,作者发现 f_{gas} 有一个急剧的下降。这也是被之前观测所证明的。在 z=0 处的SFGs,也有同样的趋势。同时作者发现,利用 Davé+2012 的模型,结合前面观测到的 KS relation,可以很好的从理论给出这个趋势。
  • 最后作者研究了 sSFR 随着红移的演化。结果如右图所示。黑色的数据点是通过模型算出的结果,而红色的点以及灰色的点是直接通过观测得到的结果。不难发现,他们吻合的比较好。这个模型告诉我们,sSFR 随着红移的主要取决于星系的气体贮存量(类似图 1中,澡盆里面的水),也可以说是取决于气体质量和恒星质量的比。而气体的质量又取决于“bathtub”模型中输入气体,排除气体以及回收气体这三个过程之间的动态平衡。

作者通过对红移为 1-3 之间的一个相对较大的 MS SFGs 中 CO(3-2) 谱线的观测,得到了在宇宙恒星形成活动最剧烈的时刻 (z~2-3) 的MS SFGs 的一些基本物理性质。同时用模型计算得到的结果和直接观测量进行比对,验证了“bathtub”模型的有效性。

 

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6 Replies to “高红移 (z~1-3) 恒星形成星系中的分子气体”

  1. hui liu

    Chrome 22.0.1229.96 Windows 7

    请问作者那个分子气体质量的换算系数alpha,这篇文章里具体用的是什么值,或者是什么情况下怎么用?我在做一个课程报告急需用,谢谢!

  2. lei wang

    MSIE 7.0 Windows 7

    你好,请问为什么随着星系的恒星总质量的增加,在 logM*=10-11.5 的区域内,fgas有一个急剧的下降?

    • chentao yang

      Chromium 23.0.1271.97 Linux

      @lei wang: 我按照我的理解说,不知道对不对。具体的图是下面的这个。图中所有的数据都是我们观测到的,大致在这个质量范围内,随着星系中恒星质量的增加,气体质量比例有个明显的减小。如果从星系演化的角度来看,随着通过恒星形成活动,恒星质量越来越大(先不考虑并和),同时气体被消耗致使其比重越来越小。气体所占比重和恒星形成活动之间关联,更准确的说,气体质量和恒星形成率之间关联。随着气体的耗散,其转化成恒星质量的同时,这个f_{gas}的分子在减小,所以如果经历了其演化历史中主要的恒星形成活动,星系积累了恒星质量,f_{gas}相应的减小。也有人用模型解释了这个,Davé+2012 的那个模型就可以拟合出这个观测结果。我的理解就这么多……具体为什么急剧?怎么才算急剧?为什么又是这个质量范围?我也说不清楚~或许你看看Davé+2012 会有所启发?

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