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[远红外发射线对选择高红移星系的潜在影响]

(本文为AstroLeaks试稿第二篇,欢迎就文章形式,难度,排版等各种问题发表您的意见!我们这次尝试多加入一些文中基础概念的链接,不过仍以英文资源为主。)

标题: The potential influence of far-infrared emission lines on the selection of high-redshift galaxies
作者: Smail, Ian; Swinbank, A M; Ivison, R J; Ibar, E
论文索引: astro-ph: 1104.1758
编辑供稿: 黄崧 ( 南京大学 )

背景介绍:

随着Herschel卫星的上天,SCUBA-II这样新一代的亚毫米波地面成像设备以及ALMA的逐渐成型,利用远红外及亚毫米波观测研究星系形成和演化已经成为了河外天文的一大前沿热点。亚毫米波是指波长从 0.1-1毫米之间的电磁辐射波段,也称为THz波段,这个波段对于研究高红移星系和尘埃遮蔽的恒星形成活动具有重要的意义。由于恒星形成星系的谱能量分布 (SED) 在远红外波段有明显的峰值,亚毫米波段观测高红移星系有一个非常有利的性质:负的K改正 (negative K-correction) ,这使得越高红移处的星系在亚毫米波到毫米波段的流量密度反而越高 (这个现象有个好玩的名字叫做“1毫米奇迹”)。

本分主要探讨了远红外谱线对高红移观测的潜在影响。在远红外波段内,分布着很多重要的原子和分子谱线,这些谱线是星际介质的重要冷却机制,其中比较重要的有: [NIII]57μm, [OI]63μm, [OIII]88μm, [NII]122μm, [OI]145μm和 [CII]158μm,这里面又以 [CII]158μm线特别重要,这根谱线指示冷的星际介质光致离解区(Photo-Dissociation Region),在恒星形成星系中,其光度可以远超毫米波处的CO分子谱线,以至于对整个远红外波段的光度都能有一定的贡献 (0.01-1%),也正是因为这个原因,这根谱线被认为是研究高红移星系的手段之一。但是现在的远红外和压毫米观测主要属于宽波段测光观测,这些明显的谱线对测光观测中寻找,确认,研究高红移星系有怎样的作用却还不是很清楚,本文就简单的探讨了这个问题。


[CII]/L_FIR

Fig.1: 红移为2.33的亚毫米波星系SMMJ2135−0102的静止系下的谱能量分布,远红外的一系列谱线都已经在图中标出,长波处的CO阶梯也清晰可见。100 micron 以上的部分为观测结果,100 micron 以下的为利用PDR模型得到。SED下方的曲线为主要的远红外成像设备的滤光片透过函数

高红移远红外线的观测:

在研究对宽波段测光观测的具体贡献之前,作者首先选取了一个红移等于2.33的被引力透镜强烈放大的亚毫米波星系:SMM J2135−0102 作为典型例子,这个星系据估计正在以大约400太阳质量每年的速率形成恒星,且 [OIII]88微米线对远红外光度的贡献为 0.37%,[CII]158微米的贡献可以达到 0.27%。图1展示了这个星系的观测SED和短波段处由PDR模型预测的一系列谱线。这个星系最早由870微米的测光观测确认,由SED可知,这个波段并没有受到发射线的影响,因而这个星系并非是高红移的极端的情况,适合用来讨论一般情况。

结果与讨论:

SMM J2135-0102的SED作为模板,人为的“红移”到不同的距离处,再看不同设备在不同波段观测到的流量密度有什么变化,受到发射线的影响有多大。作者在这里主要考虑了 Herschel 空间望远镜的 160,250,350和500微米波段,JCMT(James Clerk Maxwell Telescope)上的SCUBA-2探测器的450和850微米波段。通过比较在特定红移处的测光观测流量密度的增加,就可以得到发射线影响随红移变化的函数(图2)。从图中我们可以看到,的确,随着明显的发射线红移进入不同的测光波段,观测到的流量密度会有比较显著的变化,尤其是在红移大于4的地方。需要特别注意的是,由于样板SED使用的是普通的亚毫米波星系,而高红移处恒星形成率更高,远红外线,如 [CII]158 微米的贡献可以达到 1%,发射线引起的变化会更大,对于一个 z > 4的星系,这个变化可以达到 20%-40%。这个结果的重要之处在于,现在的高红移星系亚毫米波观测一般的过程是,在宽波段测光下挑选候选源,考虑进不完备性等各种因素后,估计亚毫米波星系在某红移处的光度函数,从而能对星系恒星形成率密度等角度对早期星系演化进行限制,但如果这里面有一些源的宽波段光度受到了发射线的显著污染,使得红移分布,热光度(Bolometric Luminosity)的估计产生明显的偏差。


FluxDensityIncrease

Fig.1: 6 个不同波段观测下的流量密度的增加随红移的变化,注意到流量密度的增加只对应模板星系,随远红外谱线贡献的增加,流量密度的变化也随之线性增加

如果计入在高红移处,由于星际介质的金属丰度更低,线光度与连续谱光度的比值更大,发射线污染产生的各种偏差会更严重,尽管现在设备的远红外观测能力还有限,但考虑到ALMA在毫米波段的一个主要观测目标就是高红移恒星形成星系,本文讨论的问题可能需要做进一步认真的讨论。

延伸阅读:

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讨论

17 thoughts on “[远红外发射线对选择高红移星系的潜在影响]

  1. 还有一点小背景可能比较重要, 文章里面提到了近邻的ULIRGs的观测结果, 也就是[CII]比预期的发射要弱很多. 一种可能的原因是, [CII]被尘埃消光影响, 星系中间的发射出不来. 这样, 令人困惑的是, 高红移星系的金属丰度并不低, 那么假设高红移ULIRGs具有类似近邻ULIRG的尘埃, 这些高红移的星系的[CII]可能也出不来…
    另外一种解释就是, [CII]的激发机制或者丰度可能和原来理解的不一样, 毕竟这些理论也是较为复杂的, 化学网络还很不健全, 对早期宇宙更是所知甚少.

    这篇文章在这个角度, 从一个个例观测的结果展示, 似乎重新给高红移星系中的[CII]观测带来一点希望.

    另外提供一个图做参考(自 Papadopoulos et al. 2007, 668, 815):

    mrk 231 line ladder

    从Mrk 231作为ULIRG模版可以看出[CII] 谱线的光度实际上是比CO所有能级加在一起还要高, 这确定了它作为最重要的降温线的地位.

    我觉得不能理解的地方是, 这篇文章里面说[CII] 示踪cool gas? 差不多也只能说, 比电离气体冷一点吧? 毕竟是需要足够强的辐射场才能电离C 原子啊.

    Posted by ZhiyuZhang | 四月 17, 2011, 7:20 上午
  2. 外行问题:

    1. 关于Negative K correction,可否这么理解:
    在一个固定的频率处测量辐射强度。那么,源的红移越大,则所测辐射在源的本地参考系中频率越高。由于源的SED在这个波段是是频率的增函数,所以尽管红移越大源越远,但观测到的实际强度未必会减小。到底是增是减需要计算。

    2. 最后一段,为什么“由于星际介质的金属丰度更低,线光度与连续谱光度的比值更大”?

    Posted by astrolemei | 四月 16, 2011, 2:49 上午
    • 1. 对,就是这个意思,当然还要考虑到不同恒星形成率和不同其他性质的星系本身SED的差别,但整体上如你所说;2. 根据文章,这个是在邻近低金属丰度星系中的观测结果,参考Rubin et al. 2009,具体原因并未特别提及,我个人对这个也不是很了解;留给别人解答吧

      Posted by astroleaks | 四月 16, 2011, 3:58 上午
    • 又想了一下第二个问题,我的猜测是低金属丰度的环境中,尘埃形成困难,而远红外到亚毫米波波段的连续辐射主要来自尘埃再处理过的UV辐射大质量恒星的UV辐射经过尘埃处理(吸收后再发射)之后的红外发射,因而导致连续谱变弱,使得线发射与连续谱之比提高

      Posted by astroleaks | 四月 16, 2011, 4:08 上午
  3. 我记得的那个图是以Arp220作为模板,做出不同z处的SED,然后发现,在1mm处,大小几乎不变。
    不知道记得对不对。

    Posted by chentao | 四月 16, 2011, 12:56 上午
    • 由于负的K改正, 在1mm波段附近观测, 无论红移高低大小多少, 以Arp220作为模版的ULIRGs 的 flux 大小几乎不变. — 这应该也是SCUBA II 存在的意义之一.

      Posted by ZhiyuZhang | 四月 16, 2011, 3:59 上午
    • 恩:Arp220_z
      似乎这个图比我给的链接给明白一些

      Posted by astroleaks | 四月 16, 2011, 4:00 上午
      • 这个图好。但实际上用Arp220与否关系不大,因为基本上任何在亚毫米波段被观测到的星系这个波段都是由冷尘埃的黑/灰体谱主导,唯一影响谱形状的因素就是尘埃的温度了。也因此这个负的k改正实际上有一个“副作用”,就是会产生bias,会偏向于选择尘埃温度较低(辐射峰值偏向于更长波长)的亮红外星系,这也是现在对于SMG尘埃温度跟近邻的ULIRG相比偏低的解释。另外SMG还有个很好的应用,部分原因也来自于1mm奇迹,也就是1mm左右不同红移SMG的流量浮动很小。再加上SMG本身的性质:数密度在亮端急剧的下降,综合这两点,如果观测到很大流量的SMG,比如最新的Herschel的HSLS巡天,发现很多250um 500 um的流量高于100 mJy的SMG,那答案就只有一个,被引力透镜放大了。他们做了很多SMA的follow-up,基本一找一个准。

        Posted by wangtao | 四月 16, 2011, 10:57 上午
        • 恩,你的这个评论太及时了,观测的时候就结合实例学习了;这边就是做Hermes巡天的人,用500
          micron流量大于80mJy选源,然后筛选掉local spiral和AGN(似乎可以从测光红移加颜色星等图上选),剩下的根据他们的说法,98%都是lensed SMG;不过他们也找到了一些流量在80mJy一下,但也是lensed的源

          Posted by astroleaks | 四月 17, 2011, 12:11 上午
  4. 我希望可以从第一段关于K改正等与红移相关的知识延伸开来详细讨论,比如星系的谱分布的两个峰等,反正我自己对这个还是一知半解的。
    上周射电课上提到这个1mm奇迹,图和这个不太一样,意思好像是不同红移星系的1mm附近的流量密度是几乎不变的。不知道哪个说法更准确一些,也有可能是我理解不到位。

    Posted by 雪健 | 四月 15, 2011, 10:42 下午
    • 不同星系的能谱分布(SED)是不同的. 对于恒星形成星系(star forming galaxies), 星系辐射的能量–flux 或者 luminosity–大部分集中在UV和红外这2个峰值. 对于(极)亮红外星系((U)LIRGs), 整个星系辐射的绝大部分的能量都集中于红外波段, 因此红外的peak远远高于其他波段贡献. 对于射电星系(radio galaxies), 可能在射电波段(通常1.4GHz左右?)上还有一个峰值. 这里要注意的是SED的纵坐标是S_\nu还是\nu S_\nu, 前者是flux density (单位Jy), 后者是flux–能量.

      负的K改正, 常用有几种表达, 最常见的应该如下图: 把ULIRG Arp220作为模版, 假设它处于不同红移位置(从红移0 到10), 这时候从地面上观测得到的flux density变化. 最后发现, 在1 mm波段 (~ 300 GHz), 当红移到0.5以上, 无论红移多少, 观测到的流量都没有太大的变化.
      A SED model spectrum fitted to Arp 220 shifted to different wavelengths .
      另外还有一种常见的图像表述方式如下图. 这同样是一个arp 220 类似的 ULIRG作为模版, 但是使用地面不同波段进行观测, 看到同一个星系,在不同红移测到的flux density的变化, 可以发现, 对于1200 \mu m波段, 当红移大于1之后, 红移越大,测到的流量密度反而越高(当然变化有限), 而在850 \mu m波段, 基本上随红移变化是平直的直线. 由此也可以看出, 1mm左右, 基本上对各个红移来说, 观测ULIRGs都应该有基本相同的流量.
      The flux density of a ULIRG-like galaxy of given luminosity at different redshifts when observed at a fixed observing wavelength.

      这里有一个限定. 也就是现在大部分的估计都是使用ULIRG, 甚至就是使用Arp 220作为模版, 这当然是很吸引人的结果. 但是,需要注意的是, 如果模版变成其他类型的星系, 很可能这上面的结论–submm magic /1mm magic– 可能将不复存在.

      Posted by ZhiyuZhang | 四月 15, 2011, 11:34 下午
  5. 文字读起来比较拗口

    Posted by astrolemei | 四月 15, 2011, 10:38 下午
    • 感谢您的关注,我们也是在试稿中,肯定语言和组织会有各种问题,所以才需要大家的意见,如果能具体指出如何改进的话就更好了。现在的问题是,我们都不太有写这类文章的经验,以前自己讨论的时候,会有各种缩写,有些细节也会一笔带过,但现在写介绍文章,反而会觉得不是很顺手。还在努力中,请您保持关注吧

      Posted by astroleaks | 四月 16, 2011, 3:44 上午
  6. 我觉这篇可能还是需要有天文背景才能有比较好的理解。这个博客应该分为两部分,或者使用不同的标签。一部分可以供研究生或者本科生展示自己的工作或者专业兴趣,比如这篇。另一部分则可以用于讨论天文热点有有趣的问题,我想如果是打算做一个面向公众的站点的话,这样的区分是非常重要的。阅读者可以根据自己的目的阅读不同的文章,参与讨论。

    Posted by 李然 | 四月 15, 2011, 1:41 下午
    • 感谢您的关注和意见;网站的对象主要是天文和物理专业的高年级本科生及研究生,但是我们试稿的目的就是想掌握好文章的难度,我们目前的想法是在专业文章的介绍中插入基础知识介绍的链接,既可以帮助缺乏背景的同学理解,又鼓励他们主动寻找额外资源学习;我们确实也有打算在后面渐渐加入适合本科生或者是没有天文基础的理科生的内容,不过主题还是保持为科研工作的推介;如果您说的天文热点是指比较抢眼的科学发现,我们确实可以考虑比较应时的加入对热点的科学分析,供大家讨论

      Posted by astroleaks | 四月 15, 2011, 2:10 下午

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