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Herschel观测到ULIRGs中的大质量分子外流

标题:Massive molecular outflows and negative feedback in ULIRGs observed by Herschel-PACS
作者:E. Sturm, E. González-Alfonso, S. Veilleux, J. Fischer, J. Graciá-Carpio, S. Hailey-Dunsheath, A. Contursi, A. Poglitsch, A. Sternberg, R. Davies, R. Genzel, D. Lutz, L. Tacconi, A. Verma, R. Maiolino, J. A. de Jong
论文索引:astro-ph:1105.1731
编辑供稿: 黄崧 (南京大学)

背景介绍

为什么要寻找分子外流?

在星系形成演化的模型中,重要的一环是将我们看到的在质量,恒星形成活动,黑洞活动,气体含量都不同的各种类型星系在演化序列上如何串联起来;目前我们已经比较清楚的是在星系演化过程中,并合是非常重要的作用,而且并合可以引发恒星形成;恒星形成可以消耗气体并且通过星风引发气体外流(比如邻近的星暴星系M82观测到的那样);我们还知道在星系演化中,中心超大质量黑洞的形成演化和活动会对星系的性质产生很大的影响;除此之外,我们知道宇宙整体的恒星形成率密度在最近1-2个Gyr内持续的下降; 而且近邻的星系巡天表明, 星系的光学颜色呈现明显的双态分布,其中所谓的Red Sequence上多分布着恒星形成率低或者没有恒星形成活动,形态多为早型的较大质量的星系;这些方方面面的证据(远比上面提到的多)虽然看上去斩不断,理还乱,但在星系形成演化理论模型和数值模拟的不断帮助下,天文学家们大致梳理出了一个可能的星系演化序列. 这个序列的一个主要形式就是: 由富气体星系并合引发尘埃遮蔽的星暴活动,这时星系的主要辐射为经过尘埃处理过的恒星辐射,集中在红外波段,星系的表现形式就是我们标题中提到的ULIRG (Ultra-Luminous Infrared Galaxies: 极亮红外星系,红外总光度大于10^12倍太阳光度). 随着星系的演化,中心超大质量黑洞逐渐形成并开始活动,这时星系表现为 Obscured-QSO,这是AGN的整体贡献还不大,但进一步的恒星形成不断消耗气体,同时产生的星风和中心AGN的反馈活动逐渐清空了星系核附近的尘埃和可以用于恒星形成的分子气体,星系随之以暴露的类星体的形式展现出来. 在一定的时间内,供给QSO的燃料消耗殆尽,星系中残留的恒星形成活动也逐渐减弱,星系的形态也随着前身气体盘的瓦解而变成了早型星系的形态,进入了所谓的被动演化阶段 (具体细节可参见这个报告)。

这样的一个看似完整的序列其实在观测上显得是过于简单了,而且其中有一个重要的假定,就是AGN的活动产生的负反馈(一般说AGN Feedback,指的都是负反馈)会起到一个消耗,清除气体,减弱甚至终止恒星形成的作用. 这个作用的最简单的表现形式,就是由AGN活动(可能有几种具体物理机制,比如喷流)驱动的大质量外流,导致大量分子气体贮藏被消耗,在相当长的时间内不能被用于恒星形成。可能近20年来,天文学家们一直在反复寻找着这样外流的证据,但多数观测证据是间接的,或者是所谓的“Smoking Gun”,真正的“犯罪时刻”并没有被很好的挖掘出来。而最为直接的观测证据,无疑就是大质量分子外流的观测。


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Fig.1: 图片为高亮红外星系中AGN和恒星形成驱动大质量外流的艺术想象图,图片来自UniverseToday

如何通过谱线寻找外流证据?

最理想的条件下,如果我们可以使用分子谱线探针, 在几十个pc的尺度上分辨出星系的中心区域,构建动力学模型,可以对分子外流的速度,结构和质量损失率做出很好的估计,但可惜的是,在目前的观测下,即便是最为邻近的ULIRG,也很难做到分辨观测 (对 Arp 220 只能大概分辨出2个核, 而核区内部的情况无法分辨, 这也是我们为什么需要ALMA的原因之一),天文学家们只好从没有空间分辨的光谱中做出所有的测量。好在,很早我们就从一类特殊恒星的光谱中找到了钥匙,这是一类被称为亮蓝变星的大质量恒星,以天鹅座P星(P Cygni)为代表,这类恒星的光谱中展示了一种非常奇特的不对称结构,在某吸收线附近,展示出蓝移的吸收线和红移的发射线特征,这个奇怪的结构,可以用恒星周围一个膨胀的包层的来解释,具体的机制可以参照这幅图,简单的说,高温的恒星作为一个连续谱发射源,以其为背景,前景上向我们视线方向移动的气体产生蓝移的吸收线,蓝移程度取决于膨胀或者说外流的速度;而围绕着恒星,不在恒星背景上的气体产生一个略微红移的发射线结构,两者合并,产生了这样的一个非对称谱线轮廓。自此以后,这个轮廓就被命名为P-Cygni轮廓,而且被用来在不同的天体物理环境下寻找外流的证据。

在以往的星系外流研究中,常用的探测手段是光学波段的 Na ID 5890, 5896埃吸收双线,不过这两根线只能指示中性气体的吸收, 而我们苦苦寻找的分子气体外流的证据只能寄希望于其他的谱线。本文的观测就使用了位于远红外波段的79微米羟基(OH)吸收双线。

样本与观测

本文的观测来自ESA主导的Herschel空间红外望远镜,这架口径3.5米的望远镜已经超过了Hubble空间望远镜称为了空间中口径最大的天文仪器,不过它工作的波段与HST完全不同,为远红外波段。这个工作是Herschel关键项目之一的SHININGS巡天的一部分,这个巡天的目的是研究邻近的星暴星系,Seyfert活动星系和红外亮星系的星系际介质的远红外性质。本文使用的仪器是PACS (Photodetector Array Camera and Spectrometer) 设备上的光谱仪,这个仪器可以在主要关注的79微米处提供140 km/s的光谱分辨率。

SHININGS的完整观测列表在这里可以找到,本文只选择了一个很小的样本,虽然不具备很好的统计意义,但由于是精心选择的,每个星系都有一定的代表性。在这6个星系中,NGC 253是典型的无AGN贡献的近邻星暴星系;IRAS 17208-0014是一个Cold (指星际介质的温度)的星暴主导的ULIRG,也是基本没有AGN贡献;Mrk 231, IRAS 13120-5453, IRAS 14378-3651则是有着强烈AGN贡献的Warm ULIRGs;IRAS 08572+3915 属于一类被尘埃遮挡非常严重的ULIRG,其中同样有一个活动剧烈的AGN。SHININGS巡天本身除了本文的结果外还有着广阔的科学意义,包括区分红外星系中不同能源的贡献;了解金属丰度对恒星形成的作用;研究红移1到0之间的星系演化过程等等。

远红外的光谱在数据处理上,有一些特殊和困难的地方,比如流量定标和连续谱拟合等等,这里不做细致的介绍,请大家参考文章;稍微提一句的就是,FIR观测常用的流量定标源是海王星;还有就是,本文的6个星系中,除了NGC253,在Herschel眼中都属于点源。

主要结果

通过对谱线轮廓的测量,可以比较容易的得到外流对应的最大速度;结合一定的外流物理模型,使用一些自由参数,可以对谱线轮廓进行拟合,给出一些具体的物理参数,比如外流的密度轮廓和不同成分的速度等(具体请参考文章4.2节),可以估计出外流的质量损失速率;此外,通过红外的观测和SED拟合和一些经验关系,可以得到星系恒星形成率和AGN热光度的估计;基于上面的数据,本文得到了如下几个主要结果:

  • 1. 在所有样本星系中都观测到了分子外流的存在;其中含有AGN成分的星系,外流速度可以达到近1000km/s。 (见下图. 2)

  • fig2

    Fig.2: 本文样本中6个星系的OH吸收线轮廓,阴影为对连续谱做归一化后OH的光谱。实线为模型拟合结果,点线为分子气体低速成份, 虚线为高速外流成份, 实线为拟合结果;箭头指处为H2O吸收线的位置。

  • 2. 发现星系的分子外流最大速度和AGN光度呈现很好的相关,相比之下,恒星形成率和外流速度之间则基本没有相关,甚至有一些反相关的迹象。(见下图. 3)

  • fig3

    Fig.3: 观测外流的最大速度与星系的恒星形成率与AGN光度的关系,其中星号表示的是没有AGN贡献的星暴星系NGC253,三角表示的是另一个未在本文具体讨论的邻近ULIRG:Arp220

  • 3. 发现AGN光度和分子气体消耗时标之间存在一定的关系,AGN光度越强,气体消耗时标越短;且对于有显著AGN贡献的ULIRGs,分子气体耗尽所需要的时标普遍短于1亿年。(见下图. 4)

  • fig4

    Fig.4: AGN光度与气体消耗时标之间的关系。

    问题与思考

  • 1. 以往在中性气体外流的观测中,最有名的一个结果就是外流最大速度和恒星形成率的相关,然而在本文中却没有找到类似的结果,这个问题显然需要更多的观测来验证。
  • 2. 本文得到的恒星形成率和AGN光度其实都是来自于红外光度的观测,简单的说就是通过一些手段估计AGN的光度贡献比例,然后把红外光度中认为是属于恒星形成的部分根据一定的关系转化成恒星形成率;这里面还需要假定初始质量函数等,本文的估计还是比较靠谱的,此外,给出了4倍左右的误差估计;这里面只是提醒大家,这些关键物理量的测量有时候不是那么直观和确定的。
  • 3. 对外流质量速率进行模型拟合的时候也有很多物理问题在里面,文章的4.2节有详细的讨论,可以看到除了很多不确定性和困难,模型本身的自由参数数量也不少,其中包括了中心外流的张角和外围分子气体的覆盖因子(Covering Factor),这些量基本是没有观测估计的,从而给模型的拟合带来了很多任意性。此外,从OH分子转化成分子气体质量需要假定OH分子和H2分子的相对丰度,这个假定往往来自银河系内一些特定源的测量值,比如本文就使用了银河系中心巨分子云的测量,因为那里的环境可能接近这些ULIRG的情况,但同样,这样的估计也是有相应的风险的。
  • 4. 本文最后的讨论也介绍了,这是一个正在进行的观测项目,随着样本的不断扩大,和覆盖更多不同性质的ULIRG,观测结果应该会越来越清晰;但最终的”决定性”的观测可能还是要指望毫米波干涉阵的空间分辨观测。
  • 延伸阅读

  • 1. Herschel 在ESA的科学主页,可以看到本文工作的一般介绍
  • 2. Herschel SHININGS key project的项目主页,有很好的科学目标的介绍
  • 3. van der Wel主页上关于ULIRGs观测结果的介绍,图文并茂
  • 4. Henrik Spoon主页上关于ULIRGs的观测结果总结,图文并茂
  • 5. 一些著名的邻近ULIRGs的紫外观测结果
  • 6. 2000年以前的关于ULIRGs的不同角度的文章总结
  • 7. Herschel早期科学成果会议上SHININGS小组关于Mrk231中ISM的PACS观测的报告,包含本文的OH外流观测
  • 8. Veilleux, Cecil & Bland-Hawthorn 2005在ARA&A上关于星系尺度外流的综述
  • 9. 未来E-ELT望远镜设计仪器HARMONI整场光谱仪下的ULIRG空间分辨观测
  • 10. 毫米波干涉仪观测下的类星体大质量分子外流
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    讨论

    11 thoughts on “Herschel观测到ULIRGs中的大质量分子外流

    1. 问下LBV的轮廓问题,为什么不在恒星背景的气体会有一个微小的红移?

      Posted by Hou, Lei | 五月 11, 2011, 12:03 下午
    2. 赞!两个问题--
      1. “同时产生的星风和中心AGN的反馈活动逐渐清空了星系核附近的尘埃和可以用于恒星形成的分子气体,星系随之以暴露的类星体的形式展现出来. 在一定的时间内,供给QSO的燃料消耗殆尽,星系中残留的恒星形成活动也逐渐减弱,星系的形态也随着前身气体盘的瓦解而变成了早型星系的形态,进入了所谓的被动演化阶段” 这个图像可以参见Phil Hopkins (2008), 但一直不明白为什么QSO把冷气体都吹走了,残留被动演化的恒星还有那么多(椭圆星系的连续谱亮度还是最大的)?
      2. Fig 2 是咋把各个成分拟和出来的?用眼看不出来啊。

      Posted by Zheng Cai | 五月 11, 2011, 5:42 上午
      • 1. 气体没了,中老年恒星还在.而且尘埃少了消光也小.
        2. 文中没有非常具体说拟合的细节, 但是似乎是用Arp220 和 NGC4418作为模版, 前者作为starburst的典型, 后者可以认为是AGN dominate的典型, 虽然 NGC 4418 也有不弱的恒星形成.

        Posted by ZhiyuZhang | 五月 11, 2011, 6:08 上午
      • 1. 恒星吹不走是因为它的截面太小,密度又高。
        2. 红外现在基本都靠模板来拟合,对P Cygni型轮廓局域拟合的话用连续谱加两个高斯应该是可以的,大范围恐怕就不行了

        Posted by kk | 五月 11, 2011, 2:50 下午
    3. OH是最早被发现的星际分子之一, 但是直到CO分子被发现后, 分子天文学才真正活跃起来.

      因为OH分子的丰度在不同化学环境变化很大, OH分子的激发, 不仅仅来自碰撞激发, 还可以来自pumping, 还有萤光辐射等, OH分子还有多条脉泽线, 有些示踪恒星形成, 有些示踪激波和分子气体的相互作用.

      在红外波段的OH, 依然难以示踪H2分子的整体情况, 但是起码可以证明存在有这样的高速分子气体外流成份的存在.

      另外NGC 253 整个星系红外光度才3×10^10 Lsun, 距离ULIRG的光度差的很远, 它只是一个非常近邻的核区星暴星系.

      Posted by ZhiyuZhang | 五月 11, 2011, 5:12 上午
      • NGC 253个头就不大… 似乎在这样小质量的星暴星系里面引力拉不住才更容易看到outflow,so do M82.

        Posted by sunway | 五月 11, 2011, 8:36 下午
        • 星系本身的质量差别不大吧, 毕竟星系的重子物质质量主要集中于恒星. 我个人的理解是, 除了椭圆星系的恒星质量可能明显偏大外, ULIRGs和近邻星系在整个星系质量尺度上应该没有明显的差别.

          等会我找找文献.

          Posted by ZhiyuZhang | 五月 11, 2011, 10:54 下午
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