红移2.24处的Hα发射线星系的性质

卖一下瓜,介绍一下我们最近发表的一篇工作。主要是通过近红外窄带巡天,探测红移2.24处的H\alpha发射线星系,结合ECDFS场中的多波段数据对处于宇宙恒星形成顶峰时期的H\alpha发射线星系的形态、消光、质量、恒星形成率等性质进行比较细致的研究,同时给出了红移2.24处的H\alpha光度函数(H\alpha Luminosity function)。

文章的链接: http://adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ…784..152X

作者: 安芳霞
单位: 紫金山天文台

1.背景:宇宙的恒星形成历史一直是星系物理研究中的热点问题。最近大牛Madau 和 Dickinson写了一篇Annual Review ‘Cosmic Star Formation History’(链接: http://arxiv.org/abs/1403.0007v2),根据现有的几乎覆盖了全波段的恒星形成示踪物的观测数据,宇宙恒星形成历史的大致图景是:在红移3以前,宇宙的恒星形成随着宇宙的演化而增加(a rising phase),在红移3~1.5之间,达到其顶峰,在红移1至今,又随着宇宙的演化以近乎指数的形式衰减。研究宇宙恒星形成巅峰时期恒星形成星系的性质对于我们理解宇宙的恒星形成历史、星系的形成与演化是至关重要的。但是在z>1.5时,恒星形成星系光谱中在光学窗口最蓝端的发射线,即[O II] \lambda3727 移到了近红外波段,而紫外波段的发射线Ly\alpha要到z~3时才会红移到光学波段。所以对于1.5<z<3的恒星形成星系很难确定其准确的红移信息。天文学上将z=1.5-3这一时期称为“红移沙漠(Redshit desert)”。然而天文学家已经发展出了一系列证认这一宇宙时期恒星形成星系的方法,如利用恒星形成星系中A型星的Balmer跃变导致的B-zz-K的颜色特点来选出z~2的恒星形成星系,即BzK方法,利用射电—远红外关系,即选出有射电对应体的亚毫米波段的亮源(SMG)以及基于探测恒星形成星系发射线的近红外窄带巡天的技术等。在这些方法中,利用近红外窄带巡天来探测发射线星系的主要的优势有:1)z=1.5-3时近红外的观测对应的是静止的光学波段,主要是年老恒星的贡献,即反应的是恒星质量。2)窄带巡天不仅可以覆盖相当大的天区面积而且还可以比较精确地定出发射线星系的测光红移。

图1 窄带探测发射线星系的原理图。图中黑色的曲线代表的是宽带的透射曲线,红色的是窄带的。背景是不同红移处的典型的恒星形成星系的光谱模板。
图1 窄带探测发射线星系的原理图。图中黑色的曲线代表的是宽带的透射曲线,红色的是窄带的。背景是不同红移处的典型的恒星形成星系的光谱模板。

在这里简单介绍一下窄带巡天的原理,如图1所示,由于窄波段的带宽较窄,所以如果有发射线移入时会显著提高窄带探测到的流量,而宽带由于带宽较大这一影响就会被平滑掉。这样我们比较同一中心波长处窄带和宽带的流量就可以选出窄带超出的源,进而证认发射线星系。

在过去的15年中,随着地面望远镜上大视场近红外探测器的发展,近红外窄带H\alpha巡天得以开展,在众多的恒星形成示踪物中,H\alpha被广泛选择的原因是:一、H\alpha 是由大质量的年青星(3-10Myr)电离其周围的氢原子产生的,示踪的是几乎即时的恒星形成;二、H\alpha在恒星形成星系中是除去Ly\alpha之外最强的一条发射线且其相对诸如紫外光度、Ly\alpha之类的更短波的示踪物来说对尘埃消光不是那么敏感;三、H\alpha 示踪恒星形成已经有了很好的定标。而近红外探测到的H\alpha发射线对应的红移z~2,即宇宙恒星形成的巅峰时期,所以利用近红外窄带H\alpha巡天可以证认出这一恒星形成巅峰时期的发射线星系,进而研究其物理性质。 

2.观测,分析和主要结论

我们通过中心波长\lambda=2.130\,\mu m,带宽为0.0293 \mu m的H_{2}S1这个滤光片,利用CFHT(Canada-France-Hawaii Telescope)上的WIRCam探测器对ECDFS场进行了窄带的深场观测。最后处理得到的H_{2}S1波段图像的5\,\sigma极限星等是22.8等(AB),结合已有的5\,\sigma极限星等为24.8等的宽波段即K_s波段的数据,我们证认出了138个发射线星系,如图2中左图红色正号所示。结合ECDFS场的多波段数据,通过拟合这些发射线星系的能谱分布(spectral energy distribution, SED),我们证认出了56个红移为2.24的H\alpha发射线星系如图二中右图所示。

图2 左图:选择窄带流量超出的源的颜色图。黑色的点代表窄带探测到的所有的源,红色的正号表示的是138个发射线星系,蓝色的方框标记的是有光谱红移证认的H_alpha发射线星系。右图:138个发射线星系的测光红移分布图。其中红色的阴影区域表示的是33个光谱红移的分布。点线标记的是通过H_2S1这个滤光片可以探测到的对应的红移处的发射线。
图2 左图:选择窄带流量超出的源的颜色图。黑色的点代表窄带探测到的所有的源,红色的正号表示的是138个发射线星系,蓝色的方框标记的是有光谱红移证认的H\alpha发射线星系。右图:138个发射线星系的测光红移分布图。其中红色的阴影区域表示的是33个光谱红移的分布。点线标记的是通过H_{2}S1这个滤光片可以探测到的对应的红移处的发射线。

我们的样本中三个源被证认为是X-ray 源。我们注意到这三个源是我们样本中H\alpha发射线光度最强的源,同时也是质量最大的三个源。这三个源中,根据其X-ray (静止的0.5-8Kev) 的光度,其中有两个可以被认证为是活动星系核(AGN)。

2.2形态学

结合HST高分辨率的图像,我们对56个H\alpha发射线星系的静止的紫外和光学波段的形态学进行了研究,如图3所示,我们发现在我们样本中有一半的星系是处于并合系统或是有伴源的,这说明并合和相互作用对于红移2-3宇宙时期的恒星形成有有着关键的作用。

图4 z=2.24 处的H_alpha发射线星系的HST/ACS的图像。颜色是由V_606和z_850两个波段的数据得到的。
图3 z=2.24 处的H\alpha发射线星系的HST/ACS的图像。颜色是由V_{606}z_{850}两个波段的数据得到的。

2.3 尘埃消光

我们用SED拟合的方法去估算我们样本的尘埃消光。如图4所示,我们得到的尘埃消光与星系的恒星形成率有着很好的相关性。一般而言,恒星是形成于尘埃气体之中的,所以越高的恒星形成率有着越严重的尘埃消光是完全可以理解的。

2.4 星系的恒星质量

我们用FAST通过拟合H\alpha发射线星系的SED去估算星系的恒星质量。如图5所示,H\alpha发射线星系的恒星质量与星系的恒星形成率之间存在着明显的相关关系,这便是我们熟知的恒星形成星系的“主序“。这说明通过H\alpha发射线选出来的星系是典型的恒星形成星系。

图5 56个H_alpha发射线星系的恒星形成率与消光之间的关系。红色的正方形标记的是三个X-ray源。
图4 56个H\alpha发射线星系的恒星形成率与消光之间的关系。红色的正方形标记的是三个X-ray源。
图6 56个H_alpha发射线星系的恒星质量与恒星形成率之间你的关系。
图5 56个H\alpha发射线星系的恒星质量与恒星形成率之间你的关系。

 

2.5 z=2.24处的H\alpha光度函数

我们改正了[N II]线对H\alpha发射线的污染以及样本的不完备性。同时根据SED拟合估算出的消光对每一个星系进行了单独的消光改正后我们确定出了z=2.24处的H\alpha光度函数,如图6左图所示,我们的结果与之前的一些窄带巡天得到的H\alpha光度函数有着非常明显的差异:我们的暗端较平,亮端比较高。但我们注意到之前的这些工作都是用一个常数去改正消光的,为此我们也用常数去改正我们样本的消光,如图6右图所示,我们的结果和之前工作的结果是很一致的。说明左图中的差异主要是由不同的尘埃消光的改正引起的,由此可见合理的尘埃消光的改正对于确定 H\alpha光度函数是非常重要的。现有的做H\alpha消光(或者高红移恒星形成星系消光)的工作表明,星系的消光是与星系的恒星质量、恒星形成率或是发射线的等值宽度相关的,所以常数的消光改正并不是一个很好的近似。此外,图6左图中还给出了相近红移处的星系恒星质量函数(Stellar Mass Function),我们发现我们的H\alpha 光度函数和相近红移处的恒星形成星系的恒星质量函数吻合的很好,这恰恰是恒星形成星系“主序”的反映。

图7 z=2.24处的H_alpha光度函数。左图:蓝色的菱形是对每个星系做单独的尘埃消光改正得到的H_alpha光度函数。图中也给出了之前工作得到的H_alpha光度函数以及相近红移处的恒星形成星系的恒星质量函数以作对比。右图:常数改正消光的H_alpha光度函数。
图6 z=2.24处的H\alpha光度函数。左图:蓝色的菱形是对每个星系做单独的尘埃消光改正得到的H\alpha光度函数。图中也给出了之前工作得到的H\alpha光度函数以及相近红移处的恒星形成星系的恒星质量函数以作对比。右图:常数改正消光的H\alpha光度函数。

3.总结与讨论

我们的工作表明利用近红外窄带选出的H\alpha发射线星系是典型的恒星形成星系。H\alpha发射线星系静止的紫外和光学的形态学表明并合和相互作用对于红移z~2宇宙时期的恒星形成有着非常重要的影响。我们通过SED拟合的方法得到的尘埃消光与星系的恒星形成率是相关的,但对于如此高红移星系的尘埃消光的估计,更为精准的估算方法还是有待发展的。我们的工作表明尘埃消光的改正对于确定H\alpha光度函数是很关键的。我们对每个星系单独的进行消光改正得到的H\alpha光度函数能够反映同一宇宙时期的恒星形成星系的恒星质量函数。这也正是恒星形成星系“主序”的反映,然而我们的样本比较小,只能比较可靠地确定光度函数的暗端,对于亮端的限制则需要更大的样本。

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6 Replies to “红移2.24处的Hα发射线星系的性质”

  1. twang

    Safari MacIntosh

    写得不错,TAP的钱没有白花~
    针对原文有2个小问题就在这儿顺便问了
    1是Ha的消光改正的问题。Erb的文章算比较早的工作了,而且Erb的样本基本是UV选的,可能会引入bias。这两年的一些针对z=2星系Ha的测量,比如Wuyts+11(ApJ, 738,106),似乎是比较支持Ha的消光相对连续谱是有excess的。
    2是有关24um探测到的源,提到它们是“dusty starburst”,但实际上后面就没说了,很好奇这些源在Av-M, 和SFR-M上的分布以及形态特征。如果它们是在这批源SFR的顶端的话,那对于main-sequence星系来说24um流量似乎有些太低了。

    • fangxia

      Chromium 27.0.1453.110 Linux

      @twang: 谢谢师兄,拖了好久的文章,^_^。
      第一个问题,我和Wuyts关于Ha的消光改正有过交流,他有一篇13年的paper,是用3D-HST测Ha的流量的。Wuyts在Email中说,对于大质量的(> 1e10 Msun)的Ha发射线星系,他们确实发现对于HII regions 有extra extinction compared to the continuum,但是并木有像Calzetti+2000 中给出的Av_Ha = Av_continuum / 0.44 那么大,而在11年的工作中他直接用的是Calzetti+2000中的结果。当然,13年的工作的红移范围是0.7-1.5,而且specific SFR要比我们工作中的小,所以Wuyts说我们假设Av_Ha = Av_continuum may indeed be more appropriate。当然消光改正确实是我们工作中还有待提高但确实也是比较难做的一块工作。
      第二个问题,24um探测到的源的确是我们样本中SFR最高的一批源,质量也偏大,消光都在1个星等以上,因为只有12个源,所以就只是在catalog中列了一下他们的24um的星等,没怎么仔细分析他们的特性。“如果它们是在这批源SFR的顶端的话,那对于main-sequence星系来说24um流量似乎有些太低了”这句的意思是他们应该在main-sequence的右上么?求解释。

          • twang

            Safari MacIntosh

            @fangxia: 所以我觉得,可能这些源更偏向于starburst而不是main-sequence galaxy(同样的SFR换算成24um流量的话, starburst要比main-sequence低一些)这也能解释为什么有如此高的merger rate。另外本身窄波段选星系就容易选starburst。 区分这两类的关键应该是远红外和radio波段的流量,可以尝试一下stacking

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