Astroph更新

[利用红移等于6.4的类星体做Gunn-Peterson检验]

(本文为AstroLeaks试稿第六篇,本文尝试在背景知识上更下功夫,以迎合本科生及对观测宇宙学不熟悉的同学;欢迎就文章形式,难度,排版等各种问题发表您的意见!)

标题: A Gunn-Peterson test with a QSO at z=6.4
作者: Goto, Tomotsugu; Utsumi, Yousuke; Hattori, Takashi; Miyazaki, Satoshi; Yamauchi, Chisato
论文索引: astro-ph: 1104.1636
编辑供稿: 黄崧 ( 南京大学 )

背景介绍:
高红移星系和类星体的研究作为观测宇宙学的一大持续热点有着两个相辅相成的主要应用:对星系形成演化和宇宙再电离历史的限制。我们首先简单的介绍一下再电离和Gunn-Peterson检验的背景知识:

1. 宇宙再电离: 参照我们现在对宇宙演化的认识,在宇宙形成早期,有两次显著的物质状态的重大改变,第一个是发生在红移等于1100左右的“复合阶段” ( recombination ), 随着宇宙的冷却,电子与质子复合为中性的氢原子的速率首次超过了相反的电离过程,宇宙缓缓的变为接近中性,进入了不那么漫长的“黑暗时代”( Dark Ages ),在这个时刻,宇宙中除了逐渐冷却的宇宙微波背景辐射之外,没有其他的电离源存在;然后,随着宇宙演化到一定阶段,一些能够提供足够电离光子的天体逐渐形成,宇宙中的中性介质又随之被电离,这就是所谓的宇宙再电离阶段;目前对再电离的估计是发生在红移等于20到6之间,其始作俑者可能是大质量恒星,原初的星系和高红移类星体。(注意:这里的再电离指的是中性氢的再电离,这是一种约定俗成的指代,虽然原初氦气体也会经历相似的过程,但发生的红移要显著的低于氢再电离,一般用He再电离专指)


GP

Fig.1: 高红移类星体光谱中Gunn-Peterson检验的示意图,由加州理工大学天文系的George Djorgovski教授绘制:原链接

2. Gunn-Peterson检验:作为上个世纪60年代的四大天体物理发现之一,类星体从一出现就被热衷于宇宙学研究的天文学家看好;1963年,Maarten Schmidt首次确认了3C 273 ( 3C是第三剑桥射电源表的缩写,其红移只有 0.16 ) 作为类星体的存在,并在1965年就将类型体的红移推进到了z=2(3C 9);在加州理工大学的一次报告中,Schmidt展示了这个但是最高红移天体的光谱,听众当中,两位年轻的研究生不约而同的想到了这个神秘天体的宇宙学应用,这两个人是James Gunn和Bruce Peterson,他们合作的文章在同年发表,首次提出了利用高红移类星体光谱中的Lya共振吸收线,可以探测中性星系际介质的柱密度;结合一点儿简单的辐射转移光学深度的概念,不难理解Gunn&Peterson文章中给出光学深度的公式:(结合上图理解):

其中,f_{\alpha}振子强度,H为哈勃常数,n_{HI}为中性氢柱密度。虽然理论早早成型,但一直到了2001年,SDSS为我们带来了高红移类星体的发现之后,Gunn-Peterson检验才带来了关于再电离检验的第一个有力的证据:Becker等人在一个红移等于6.28的类星体中首次看到了被称为Gunn-Peterson Trough (吸收槽或吸收沟?)的光谱特征,在波长短于Lya发射线的区域内看到了由中性氢产生的一段连续的吸收区域,结合红移稍低的(z=5.9) 的类星体中相应特征的消失,这个观测帮助我们有效的限制了再电离的结束时间;值得一提的是,华人天文学家樊晓晖在高红移类星体和宇宙再电离方面做出了重大的贡献 ( Fan et al. 2000, 2001, 2003, 2004, 2006), 其中 Fan et al. 2006的工作利用了19颗红移在5.7到6.4之间的高红移类星体,对再电离结束时间给出了更可靠的限制。

但从统计角度上讲,现有样本依然有些小,加之不同视线方向上的QSO给出的限制可能也会有差别,这也使得更多的高红移类星体中的Gunn-Peterson检验依然很有意义。


FluxDensityIncrease

Fig.2: 高红移类星体的一维观测光谱,蓝色虚线为按照Power-law拟合得到的最佳连续谱;蓝绿线指示出的是显著的天光线;图下方的绿色光谱为归一化之后的大气光谱;灰色线段指示出了流量接近零的区域。

观测检验:

这篇文章中观测的星系叫CFHQSJ2329-0301,红移6.417,是我们已知的类星体中红移第三高的,并且,观测显示这个类星体位于一个相对“热闹”的成长环境中,被7个相近红移的Lyman Break Galaxy(利用Lyman Break发现的高红移星系)围绕着,且本文第一作者在2009年的工作揭示了这个类星体还有着延展的辐射。

观测使用了Keck望远镜上的DEIMOS光谱仪,得到的中等分辨率(2.5埃)的一维光谱如上图,图中灰色线段标注出的三段区域对应了流量基本为0的区域。这个类型体的一个特殊之处在于和另两个红移大于6.4的类星体相比,其光度低了两个星等,这也意味着类星体本身的电离范围更小(Stromgren球半径更小 ),从而留给了天文学家更多的空间来研究高红移的中性介质。

结果讨论:

本文的主要结论与以往工作并无太大差别,通过光谱分析给出的光深下限支持了在z > 5.7 的地方,中性氢柱密度发生了剧烈改变的论点。(参见下图)


FluxDensityIncrease

Fig.3: 结合其他工作给出的Lya辐射透过率和有效光学深度随红移的演化,注意右图中红移大于6处的光学深度的显著增高。

不过依然有几个值得讨论的地方:

  • 1. 虽然Gunn-Peterson检验简单有效,但也有其显著的不足之处:对于均匀的星系际介质,很小的中性氢比例(10^-4)就可以让Lya线的Gunn-Peterson检验“饱和”,这也是为什么GP检验只能够用来限制再电离的结束时刻,而不像宇宙微波辐射的偏振和被给予厚望的21cm中性氢发射线那样可以探测再电离的开始与进行;不过GP检测也并非没有用武之地,另外两条Lyman线系的吸收线,Lyman-beta和Lyman-gamma线对应的光学深度比Lya线要低的多(不容易饱和,可以探测更高的光学深度),这也是为什么本文作者也讨论了Lyman-beta线给出的限制的原因;事实上,已经有人指出,某些金属线 ( 如[OI] 1302埃 )甚至可以探测到更高的光学深度处( 参考:Becker et al. 2006, 2011 )。
  • 2. 连续谱的拟合估计依然有一定的不确定度,加上在这个波段(静止系波长>8000埃)的观测,受到了很多大气发射线的干扰,使得观测结论的可能误差增加。作者在文中讨论了利用不同谱指数的Power-law拟合连续谱的结果,发现连续谱拟合的不确定性的影响甚至高过了光谱流量测量的误差本身。稍稍有些讽刺意味的是,连续谱测量的困难中,有一部分原因恰恰是本文想要测量的强烈吸收造成的。
  • 3. 此外,对光深的红移演化的理解也存在争议,如果像Fan et al. 2006的工作中使用Power-Law来拟合这个关系,可以看到红移大于6处的光深估计显著的偏离最佳拟合曲线,这也是再电离结束的证据;但也有其他的工作,如Becker, Rauch, & Sargent 2007,转而使用Lognormal曲线拟合,发现对于红移大于5.8的类星体也可以给出很好的拟合。
  • 高红移类星体和宇宙再电离的观测限制虽然在近10年取得了长足的进步,但依然处于起步阶段,本文试图展示的恰恰就是高红移星系和类星体研究中,惊喜与困惑共存的局面;此外,Gunn-Peterson检验本身,作为预测在观测发现之前的最好实例也为我们展示了天体物理研究中理论与观测互动的成功。

    延伸阅读:

  • 1. SDSS关于首次发现Gunn-Peterson Trough的报道
  • 2. William Keel关于类星体研究40年的综述,包括GP检测的部分
  • 3. Gunn&Peterson 1965年提出GP检验的理论工作
  • 4. Becker关于首次Gunn-Peterson探测的工作
  • 5. Djorgovski关于再电离时期限制的工作
  • 6. 关于Gunn-Peterson检测和近期主要相关工作的总结
  • 7. 樊晓晖关于宇宙再电离的观测限制的ARAA综述文章
  • Advertisements

    About astroleaks

    blog for Chinese astronomy and astrophysics students to share their interest, idea and experience.

    讨论

    19 thoughts on “[利用红移等于6.4的类星体做Gunn-Peterson检验]

    1. 有一个小小的地方,我记得氦的一次电离(HeI–>HeII)发生的时间跟氢的电离是差不多的,氦的二次电离(HeII–>HeIII)需要类星体的参与,才发生的比较晚些(红移3左右).

      Posted by Yue Bin | 五月 16, 2011, 10:07 下午
    2. 外行问题:
      辐射与物质退耦之后宇宙进入黑暗时期。请问,这个黑暗时期的存在有直接证据吗?

      小建议:
      1. 正文页面似乎过宽。
      2. 也许可以尝试把背景知识和一些细致技术问题的介绍放到文后作为附录,而正文只包含“观其大略”的内容。

      Posted by astrolemei | 四月 20, 2011, 10:29 下午
      • 本文介绍的其实也算是所谓黑暗时期的一个证据吧,另外微波背景辐射的偏振测量给出了一个更接近再电离开始的限制,也算是另一个证据吧

        建议很好,实际上我们一直在尝试各种方法既迎合研究生的需要,又能让对天文有兴趣没基础的本科生有所收获,让正文更精炼是个很好的意见,不过对于很多第一次尝试写作的同学,未必能一下子掌握的这么好,所以我们现在的策略基本是让投稿人发挥,我们几个管理员根据我们自身的理解补充背景知识的东西。‘

        关于页面,我们会在过几天统一征求大家的意见,在5月1日前做出调整

        Posted by astroleaks | 四月 21, 2011, 5:51 上午
    3. 不同视线方向上QSO会有什么差别?出现那个吸收槽的红移会不同吗?

      Posted by TrekLu | 四月 19, 2011, 8:58 下午
    4. 樊晓晖的名字写错了

      Posted by 边福彦 | 四月 19, 2011, 11:59 上午
    5. 图3中实线是什么

      Posted by 2MBLPing | 四月 19, 2011, 10:46 上午
    6. 为啥Fig.2 8400A-8900A的流量小于天光线还能被测到

      Posted by NGC2264 | 四月 19, 2011, 10:27 上午

    Trackbacks/Pingbacks

    1. Pingback引用通告: [红移在5.7的暗端Lya Emitters 的探测] « 天文理科人 ~ AstroLeaks - 四月 23, 2011

    2. Pingback引用通告: 红移在5.7的暗端Lya Emitters 的探测 « 天文理科人 ~ AstroLeaks - 四月 23, 2011

    发表评论

    Please log in using one of these methods to post your comment:

    WordPress.com Logo

    You are commenting using your WordPress.com account. Log Out / 更改 )

    Twitter picture

    You are commenting using your Twitter account. Log Out / 更改 )

    Facebook photo

    You are commenting using your Facebook account. Log Out / 更改 )

    Google+ photo

    You are commenting using your Google+ account. Log Out / 更改 )

    Connecting to %s

    %d 博主赞过: