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[红移在5.7的暗端Lya Emitters 的探测]

(本文为AstroLeaks试稿第十篇,其中,所介绍之原文是由中国科学技术大学董小波副教授强力推荐。此文重要在于文章作者就这个工作的努力始于2004年,为了探测红移5.7暗端的Lya emitter这个科学目标,作者老哥儿几个仗着全是tenure没压力,从仪器到观测技术都做了很长时间的努力和改进,又利用卡耐基天文台无与伦比的50% Magellan的观测时间,做到了前人从未达到的深度,是第一个直接并且扎实地对红移~6左右星系暗端的巡天观测,可以说推进了人类对这一方向的认识。希望大家也能积极交流在arxiv上看到的好文章,踊跃投稿;并就文章形式,难度,排版等各种问题发表意见!)

标题:   Detection of Faint Lyman Alpha Emitter  at z = 5.7: Galaxy Building Blocks and Engines of Reionization
作者: Alan Dressler, Crystal L. Martin, Alaina Henry, Marcin Sawicki, Patrick McCarthy
论文索引: asrto-ph:1104.2900
编辑供稿: 蔡峥 ( University of Arizona )


chara

Fig.1: 一个高红移Lya emitter的光谱

背景介绍:

前面AstroLeaks的文章已经对再电离有了非常好的较为全面详细的介绍,参看第六篇和第六篇给的链接。这里,只想再强调两点,第一,目前对于再电离最强的限制还是主要来源于CMB(Dunkley et al. 2009; Komatsu et al. 2009),和对类星体的观测(樊晓辉 et al. 2002)。第二,樊晓辉2006年ARAA的综述文章用19颗>5.7的类星体非常系统地论证了再电离结束时期应该在z~6左右(樊晓辉 et al. 2006)。但是,一直以来,人们就到底星系能否提供足够多的电离光子去完成再电离过程这个问题争论不休,关键是找到足够多的z~6的星系,其中早期的工作找到比较亮的z~6星系(包括严皞景 & Windhorst 2004, Dickinson et al. 2004, Bouwens et al. 2004)。但很快,大家发现已经观测到的z~6的比较亮的星系不足以提供足够多的电离光子去完成再电离过程,并且来自这些星系的光子电离的速度小于星系际介质(IGM)再结合。然而,可能还有巨多无比的在光度函数暗端的z~6星系,由于小于探测极限流量没被发现,这些暗端的星系有可能提供再电离光子的主要的源,关键是确定到底有多少数密度的暗端星系,也就是确定暗端的光度函数。一个有效的方法是用narrowband去寻找有强Ly\alpha 的正在形成恒星的星系(star-forming galaxies)。这些星系连续谱的辐射和其他星系差不多,都很暗,所以并没有被最深的哈勃望远镜的broadband探测到。这篇文章,就是用narrowband去做Ly\alpha emitter的巡天,Ly\alpha 移到他们的narrowband里所对应的红移是5.7,正好对应再电离结束的时期的红移。值得一提的是这些人由于有超多时间,把探测极限流量延伸到了 2 \times 10^{-18}ergs/cm^2/s , 比前人类似的工作要深5倍,而且要知道我们现在所探测到的z~7的星系Lya 的流量都有10^{-17}ergs/cm^2/s , 所以这样的深度保证了探测到的是暗端的z~5.7的星系。


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Fig.2: 一中性氢在宇宙星系际介质中所占比例随红移的演化,可以看出,在z>5.7,中性氢的比例急剧上升,表明再电离在这一时期结束

观测方法

这些人用的仪器是Magellan望远镜上的IMACS, 方法是”multislit narrow-band spectroscopy”,现在全世界的望远镜也没有多少装配可以做这个事的仪器。就是做得是narrowband,一次曝光可以在一个相对大的视场中得到多个源的光谱,大大提高了观测效率。现在很多望远镜有broadband的multislit装置,但有narrowband的没有多少。这几位作者都是早年(2004)参与做并且测试这种narrowband multislit仪器的人。现在的仪器能工作的这么好都是他们这帮人多年反复测试、调整的结果。文章列出了以前仪器出过的一些问题和一步一步解决的主要方法和结果,这些细节都可以在第二节找到,能做这样的工作必须对观测和仪器都十分了解,观测的经验更是尤为重要。 有一个问题值得注意,就是narrowband里只有一根线,怎么就能说明就是Lya而不是别的前景星系呢? Astroleaks第一篇介绍了用dropout的方法可以一定程度上进行认证,但如果没有broadband的信息怎么办呢?这就是平时观测为什么都喜欢选择研究得清楚的天区里观测了(此天区被各种波段观测覆盖,只是没这次观测的这么深)。这篇文章选择在cosmos的天区里,简单说,可以利用已有的稍浅的数据所得到的统计结果去估计到底有多少我们观测到的星系是真正z=5.7的Lya emitter (文章第5部分)


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Fig.3: COSMOS 巡天中已经被narrowband(中心波长在816nm)探测到的前景星系,主要的线有OII/3727A, OIII/5007A,Ha/6560A,这些前景星系的线经过统计方法的处理,都将对后文确定多少比例的星系是z=5.7 Lya emitter 产生影响。如果工作在别的天区,就没有这种前景星系的性质,就无法做相应的统计,这就是为什么观测总喜欢在一个天区里凑热闹的原因之一

结果讨论:

本文的重要结论就是下图,一个暗端z~5.7 Lya emitter 的光度函数,从这个图,我们看到暗端光度函数的斜率近似为-2.0,文章计算表明,如果光度函数斜率小于2.0,就会有足够多的电离光子从星系中出来,让再电离过程进行。也就是,这篇文章第一次对z~6暗端星系的观测,估计了光度函数,限制了暗端,从而提出了很强的对于再电离的限制--从星系、特别是光度函数暗端星系发出的光子是再电离结束时期主要贡献者。相信此文章的结果会在今后的几年得到高红移领域广泛引用,也会对JWST的观测设计有一定意义。


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Fig.4: 紫线是此工作得到的Lya emitter光度函数,蓝线是所有在narrowband中探测到的星系,绿线是根据统计信息确定前景星系的对于光度函数的贡献,紫线就等于蓝线减去绿线


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讨论

27 thoughts on “[红移在5.7的暗端Lya Emitters 的探测]

  1. 突然不明白为什么要用Narrowband spectroscopy,Narrowband imaging不行吗?这样的话sky coverage不也就大了,而且也能缩短曝光时间。难道只是为了得到精确红移?Narrowband可不可以做得很窄很窄?比如10A的量级?

    Posted by Zheng Cai | 四月 26, 2011, 10:53 上午
    • 不明白铮哥你的意思……不做光谱怎么观测lyman alpha

      Posted by Hou, Lei | 四月 26, 2011, 11:00 上午
      • 但如果能在narrowband里有图像,又去掉前景的源(这是well known的field)难道剩下的不就是Lya红移到narrowband里的图像了吗?

        Posted by Zheng Cai | 四月 26, 2011, 11:04 上午
      • 是不是如果是narrowband imaging,啥线没有,连续谱比较强的话也可以detect到,就不知道到底是线的贡献还是连续谱的贡献了。应该是这样吧。我又犯糊涂了。。。

        Posted by Zheng Cai | 四月 26, 2011, 11:08 上午
      • 不过我所知道的narrowband,怎么着也有100A, 有没有更窄的,比如10A的narrowband,这个就能做imaging,而一般高红移星系连续谱都是10^-20 ergs/cm^2/s的量级,那么线的强度是10^-18还是可以排除连续谱干扰的,反正红外不就是那么Lya, OII, OIII, H_alpha这么几根线?所以问题还是有没有10A 的narrowband filter?

        Posted by Zheng Cai | 四月 26, 2011, 11:12 上午
        • 现在的Tuable Filter技术可以把带宽做的很窄的,其实Magellan上就有这个设备,而且就是用在IMACS上的,叫MMTF:http://www.astro.umd.edu/~veilleux/mmtf/,在光学波段可以在5-25埃之间调整带宽。至于为啥不用这个,我觉得区分连续谱和发射线源是个原因吧,不过具体的我也说不好,有时间我问问Alan得了

          Posted by astroleaks | 四月 26, 2011, 11:34 上午
        • 10A的窄带有一个问题就是你的survey volume会比较小。其实在容易混的线是Lyalpha 和OII,因为这OII附近也有个break。但是拍光谱的话通过线宽其实可以大致的区分开lyman alpja 和 OII的。

          Posted by 边福彦 | 四月 26, 2011, 3:00 下午
          • Thanks Fuyan! 不过为啥10A的窄带会对 survey volume 有影响呢?

            Posted by Zheng Cai | 四月 26, 2011, 3:07 下午
          • 如果你只能探测大约10/8000这么多红移间隔范围内的源。而如果你用个比如100A的窄带就是100/8000这么大红移间隔的源。

            Posted by 边福彦 | 四月 26, 2011, 3:14 下午
        • narrowband 选oII和H_alpha星系还可以,但做这么高红移的Lya比较困难,因为一般narrowband选还是要有broadband作为对比,这样才知道到底有没有excess。而且还要做photo-z,才知道是OII还是H-alpha抑或是Lya。因为这个红移处的Lya星系broadband肯定是比较暗的,这样实际选出来大都是低红移的OII和H_alpha了,我想这可能也是这个工作相对于其他比较出色的地方

          Posted by wangtao | 四月 27, 2011, 6:01 上午
    • 因为窄带测出来的最多也就叫candidates。
      还是要光谱认证的。

      Posted by 边福彦 | 四月 26, 2011, 2:52 下午
  2. 收到XB的email,上来评论两句.

    这种blank sky multislit narrow-band spectroscopy (在mask上开很多狭缝,无需事先知道源的位置,如果mask强度足够,可以开几千条狭缝),得到的样本很难做大尺度结构分析,因为它的sky coverage远小于1.平行的狭缝之间要有足够的间隔,一是防止不同狭缝的谱重叠(加narrow band filter也是基于这个原因,缩短谱的范围),二是mask的强度.只有碰巧落到狭缝里的源才能得到光谱.

    另外关于这种方法的优势,这种方法确实有自己的优点,但需要辩证的看问题. 它的sky coverage小,而且不连续,是一个显著的弱点,光谱仪的效率小于直接成像的效率是另一个问题,需要更长的曝光时间,它获得的光谱波长范围太窄,给排除其它线的也带来困难.

    给一些对观测有所畏惧的同学: 其实观测这个东西并不难,只是需要足够的积累. 这个定理适用于其他领域. 中国有句古话:世上无难事, 只怕有心人. 记住这句话,你们的成就只会比前辈更高.

    Posted by jxw | 四月 24, 2011, 9:45 上午
  3. 牛啊,卡耐基天文台,看着都羡慕。。。学习来的~

    Posted by Leonardo | 四月 24, 2011, 1:07 上午
  4. 赞,这个工作的确是非常的值得称赞,我有幸在Carnegie听Dressler讲了这个工作的报告,Dressler本人是当年七武士之一,功成名就多年,不过按他自己的话讲,已然忍不住挑战一下自我;这个工作的观测难度之大真的是难易轻易描述的

    我自己对高红移了解不够多,不过报告的时候我倒是问了一个问题,就是关于高红移星系成团的问题,有没有看到的LAE和已经认证的SMG,LBG空间上距离较近的情况,得到的回答是对这个场里的情况了解的还不是很清楚,但确实里面是有几个SMG的,不过红移似乎都在3左右

    Posted by astroleaks | 四月 23, 2011, 4:01 下午
    • SMG和LBG可能都不会跟这个红移处的LAE有相关性。SMG平均红移在2.3左右,现在最远的也只有4点几,传统的LBG方法选出来的是红移在3左右的UV-bright SFGs。关于LAE本身的成团性大概可以从文章里LAE的空间密度了解一些信息, comoving volume density 达到了4×10^-3 Mpc^-3,因此推测会是那些宇宙早期的质量为10^8-10^9Msun的星系前身。当然相当一部分都会在以后的日子里发生并和之类的(e.g.,触发SMG).

      Posted by WANGTAO | 四月 23, 2011, 11:50 下午
      • 恩,确实是,但是如果有类似的相关会很有意思;记得一批日本人找到几个高红移LAE和LBG的相关以大尺度结构形成为题发了一篇Science还是Nature;Carnegie有个博后姐姐用APEX观测找到了几个很有意思的LBG和SMG的成团候选。

        Posted by astroleaks | 四月 24, 2011, 2:18 下午
    • 其实LAE,SMG,LBG这三类东西只不过是观测方法上的分类,物理上其实还是有可以有很多重叠的,比如LBG中有部分Lyalpha线比较强的其实被LAE的方法探测到。要说不同,Shapley et al. 2001提到LBG中Lyman线比较强的可能比较年轻。所以统计上说LAE可能比LBG年轻,而且在IRAC对红移6的LAE的观测也基本上证实了这点,很多LAE都没有被IRAC探测到,说明Balmer break不强,星系都比较年轻。另外SMG也有些于LBG重叠的,chapman et al.2005对SMG的光学观测,发现有部分SMG完全可以用Steidel选LBG的方法选出来。SMG的问题是消光太强,所以做光学/近红外的followup太难了。做亚毫米波的的人总在说拿负k改正的事情说事儿,当然这可以保证我们可以探测到红移很高的星系,但是问题是怎么确定这些星系的红移呢

      Posted by 边福彦 | 四月 24, 2011, 3:27 下午
      • 赞啊!早就想到这个问题Fuyan肯定是专家:)

        Posted by Zheng Cai | 四月 24, 2011, 3:57 下午
      • 确定这些星系的红移这个事情在毫米波亚毫米波波段有些新举动. 最主要的是几个大望远镜上新一代的超宽带接收机和频谱仪的研发. 例如IRAM 30m 的EMIR, LMT(还没完工)的 redshift receiver等. 通过在很低的速度(频率)分辨率下, 利用高带宽(20-40 GHz), 同时测量2条或多条CO 转动跃迁谱线, 通过测到不同能级CO谱线之间的频率差, 可以在很短的积分时间内 (10-30 min) 快速得到星系的红移.

        Posted by ZhiyuZhang | 四月 26, 2011, 10:48 下午

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  1. Pingback引用通告: 对于z=3光度大于标准z=3星系光度的Lyman break星系,跑到星系外面的光子比较少 « 天文理科人 ~ AstroLeaks - 五月 7, 2011

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