EGS场中高红移极亮红外星系的形态与结构∗

方官文 马仲阳陈 洋孔 旭

(1大理学院天文与科技史研究所大理671003)(2中国科学院星系与宇宙学重点实验室合肥230026)(3中国科学技术大学天体物理中心合肥230026)

EGS场中高红移极亮红外星系的形态与结构∗

方官文1,2†马仲阳2,3陈 洋2,3孔 旭2,3‡

(1大理学院天文与科技史研究所大理671003)(2中国科学院星系与宇宙学重点实验室合肥230026)(3中国科学技术大学天体物理中心合肥230026)

通过利用CANDELS-EGS(Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey-Extended Groth Strip)场中HST WFC3(Hubble Space Telescope Wide Field Camera 3)F160W高分辨率的观测图像,研究了9个光谱红极亮红外星系的形态结构特征.发现这些星系的形态表现出多样性(从椭圆到多个亮核或弥散的结构),如:双核,气体桥,双不对称体,不规则或椭圆结构.为了定量地研究这些极亮红外星系的形态,测量了它们在静止光学波段的形态参数(基尼系数G和矩指数M20).与近邻极亮红外星系相比,高红移极亮红外星系的G偏小而M20偏大,表明这些星系的星族分布聚集度小且不对称性大.基于对样本中极亮红外星系2维面亮度轮廓的拟合,得到这些星系的有效半径分布在2.4 kpc到5.8 kpc之间,其平均值是(3.9±1.1)kpc.相比较于近邻相似质量的恒星形成星系来说,高红移极亮红外星系的平均大小要小1到2倍.在类似红移和红外光度条件下,得出的这些结果也与其它文献中给出的结论相一致.

星系:演化,星系:基本参数,星系:结构,星系:高红移

1 引言

极亮红外星系(ULtraluminous InfraRed Galaxies,ULIRGs)的红外(IR,8～1000µm)光度分布在1013L⊙＞LIR＞1012L⊙范围内,它们首次被IRAS[1](InfraRed Astronomical Satellite)红外巡天探测到.在过去的数十年研究工作中,观测已经证明了高红移极亮红外星系是大质量(M∗＞1011M⊙)、极高红外对光学流量密度比(F(24µm)/F(R)＞1000)和强恒星形成(100～1000M⊙·yr−1)的特殊星系[2−8].在高红移处有很多方法用来预选ULIRGs样本,如富尘埃遮蔽星系(Dusty-Obscured Galaxies,DOGs,(R−[24])Vega＞24[3])、亚毫米星系(SubMillimeter Galaxies,SMGs,F(850µm)＞0.5 mJy[2])以及MIPS(Multiband Imaging Photometer for Spitzer)24µm选择的源[4].从这些预选样本中进而挑选出真正的极亮红外星系进行分析研究.

自从ULIRGs被发现之后,天文研究者认为它们可能是近邻大质量早型星系的前身星系[9−11].但在红移z≈2～3处存在大量大质量星系(M∗＞1011M⊙)的观测事实与星系形成的并合理论预言相矛盾[12].该理论认为大质量星系的形成来自小质量星系间的并合,而且这种并合过程是发生在红移z＜2处.在富气体星系间的主并合期间,强恒星形成被触发,尘埃遮蔽的星系被证认为极亮红外星系.与此同时,星系在并合时,气体也有可能通过吸积进入星系中央大质量黑洞形成类星体.星系在并合过程中表现出多样的结构特征,如存在多个亮核、蝌蚪状、不规则形态以及取决于并合类型或阶段的星系对.因此,高红移极亮红外星系是否带有并合特征的形态研究,对于理解大质量星系的形成和演化有很重要的意义[13−19].

对于红移分布在2附近的星系来说,HST WFC3近红外(NIR)图像能提供这些源在静止光学波段的重要形态信息.在z≈2处,HST WFC3近红外观测对应的静止波长已经超出了巴耳末跳跃(λrest≥4000˚A)到了更红的波段,而且探测到的流量来自星系中主导星族的辐射.这有利于我们研究高红移ULIRGs在静止光学波段的形态和结构性质.通过利用HST近红外图像(来自NICMOS或WFC3),很多研究小组[20−26]发现ULIRGs有着多样化的形态特征,如盘状、核球、多种子结构、不规则结构.这表明不同形态的极亮红外星系可能有不同的形成过程,如星系并合和无并合的星系长期本征演化.相比较于前人的工作(基于HST NICMOS F160W观测数据,对应0.09′′pixel−1),我们将利用HST WFC3近红外图像(0.06′′pixel−1)研究高红移ULIRGs形态的差异,并首次计算它们的非模型化形态参数.另外,通过GALFIT[27]拟合程序,利用单一2维S´ersic面亮度分布函数拟合带有光谱红移ULIRGs的面亮度轮廓.本文采用了标准宇宙学模型参数H0=70 km·s−1·Mpc−1,ΩΛ=0.7,以及ΩM=0.3.除了特殊说明,文中所有星等对应的是AB星等.

2 样本选择和数据

在过去的十几年里,有很多工作已经提出了选取红移2附近大质量星系的具体方法,并且对所选样本(如亚毫米星系、远距离红色星系、BzKs星系等)进行了一系列有意义的研究[2,5,7−8,19,28−29].通过利用Spitzer IRAC(InfraRed Array Camera)4个红外波段观测数据(3.6µm,4.5µm,5.8µm和8.0µm),Huang等[7]和Fang等[8]介绍了一种新的测光技术,能有效选取红移2附近大质量且红外极亮的恒星形成星系.其物理依据是静止1.6µm处恒星辐射的“包”红移到IRAC 4.5µm和5.8µm之间,这样通过测量IRAC不同波段的星等,给出相应的颜色判据.基于这些颜色标准,Huang等[7]和Fang等[8]从EGS(Extended Groth Strip)场[30]中,分别选出了12个(24µm流量密度F(24µm)＞0.5 mJy)和14个(0.2 mJy＜F(24µm)＜0.5 mJy)ULIRGs.我们的极亮红外星系样本中包含9个源,它们在CANDELS[31−32](Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey)巡天中都被F160W(H)波段探测到.正如表1所示,EGS11、EGS12、EGS14、EGS24和 EGS24a来自 Huang 等[7]样本,而 EGS22、EGS25、EGS27和EGS34选自Fang等[8]样本.

表1 EGS场中红移为2附近ULIRGs的观测样本Table 1 The observational sample of ULIRGs at z≈2 in the EGS field

我们样本中所有ULIRGs的中红外光谱观测是利用SpitzerIRS(Intensi fied Reticon Spectrograph)LL(Long-Low,λ/Δλ=60～120)观测模式,该模式有效观测波长范围是20～40µm.对于红移z≈2的星系来说,这样的波长范围在静止坐标系中对应7～13µm.Huang等[7]图3和Fang等[8]图4提供了我们样本中9个ULIRGs的IRS中红外光谱.所有的源都有7.7µm、8.6µm和11.3µm的PAH(Polycyclic Aromatic Hydrocarbon)辐射特征,这表明我们的ULIRGs样本红移分布比较窄(1.6＜z＜2.4).每个源的光谱红移已经列在表1中.

EGS是天空特定区域多波段深度巡天场,它吸引了世界上各种天文望远镜对其进行了观测研究,这些天文观测设备既有空间的(Chandra,GALEX,HST,Spitzer),也有地面的(CFHT,MMT,Palomar,VLA),其观测波长涵盖的范围从X射线到射电波段[30].除了这些多波段观测之外,EGS场中还包括Keck II DEIMOS(DEep Imaging Multi-Object Spectrograph)的光谱观测.我们样本中ULIRGs的多波段观测和数据处理可参考Huang等[7]和Fang等[8]文献.我们的ULIRGs形态研究工作,基于CANDELS-EGS场中最新释放的HST WFC3 F160W高分辨率图像.该巡天场涵盖的天区有效面积约210 arcmin2(J和H波段观测的天区大小),F160W波段图像观测对应的5σ极限星等是26.8 mag,且图像重建后对应0.06′′pixel−1.关于CANDELS-EGS场观测和数据处理结果的详细信息可参考Grogin等[31]和Koekemoer等[32]文献.

3 极亮红外星系的形态和结构

利用哈勃空间望远镜的广角相机(WFC3),CANDELS巡天提供了高分辨率F160W观测图像.在我们的工作中,将利用CANDELS-EGS场中HST WFC3 F160W数据研究高红移ULIRGs的形态和结构性质.我们样本中的9个极亮红外星系都有相应的H波段观测图像(见表1).

3.1 极亮红外星系的形态

早期关于红移2附近极亮红外星系的形态研究结果[9,20−26]表明,星系间的并合在这些源的形成和演化过程中扮演着至关重要的角色.图1显示了EGS场中9个极亮红外星系的F160W波段图像,这些星系在H波段的视星等都亮于23 mag(见表1).从图1我们发现,高红移ULIRGs有很宽的形态分布,它们的结构呈现出多样化(从椭球状到多个亮核或弥散结构).EGS11和EGS12在外表上显示出双核或气体桥的并合特征.EGS14和EGS24呈现出潮汐作用的结构(存在双不对称体).EGS22、EGS24a和EGS27有不规则或弥散的形态.EGS34被分类为典型的椭圆星系.EGS25显示出椭球和盘的结构特征.这些极亮红外星系的形态体现出星系并合的早期和晚期(或并合遗迹)特征.因此,ULIRGs被看作富气体晚型星系与大质量早型星系以及类星体(Quasi-Stellar Objects,QSOs)之间演化的过渡阶段.

图1 9个ULIRGs的HST WFC3 H波段图像.每个小图像的尺寸是6′′×6′′.源的名称被标注在图像上.关于这些源的详细信息可参考表1.Fig.1The HST WFC3 H-band images of 9 ULIRGs.The size of each image is 6′′×6′′.The source nicknames are shown in each image.The more details of objects can be found in Table 1.

为了定量研究样本中极亮红外星系的形态性质,我们也测量了这些星系的非模型化形态参数,如基尼系数(G,用于定量描述一个星系中各像元的流量相对分布情况)和矩指数(M20,贡献星系20%总流量的所有最亮像元的归一化二阶矩).G和M20的计算公式分别由Abraham等[33]和Lotz等[34]给出:

其中N是星系包含的像元数,

F对应所有像元流量Fl的平均值.

其中(xo,yo)和(xl,yl)分别对应星系中心坐标和第l个像元坐标.

在图2中,五角星代表我们样本中9个ULIRGs,这些源形态参数的测量对应静止波长约5 500˚A.73个近邻的ULIRGs(z＜0.2,空心圆)来自Lotz等[34]样本.他们测量的G和M20是利用HST WFPC2(Wide Field Planetary Camera 2)F814W波段观测图像.实圆(Bussmann等[24]样本)和正方形(F¨orster Schreiber等[35]样本)对应z≈2的星暴星系(形态参数的测量基于HST NICMOS F160W波段图像).Wiklind等[36]测量亚毫米星系(z≈1.65～4.76,图中实三角形)的G和M20是利用HST WFC3 F160W图像.与此同时,图2也给出了选择带有并合特征星系的两种方法,实线和虚线分别对应Lotz等[34]和Bussmann等[24]定义的判据.当星系的结构表现出并合特征时,其在静止光学波段的形态参数(G和M20)值满足G＜0.4M20+0.9或G＞−0.1M20+0.4.反之,若源的形态参数值符合G＞0.4M20+0.9或G＜−0.1M20+0.4判据,则星系呈现出致密的结构.通过图1显示的图像并结合图2中相关文献数据,我们发现以上两种选择判据并不能有效选取z≈2并合星系.另外,相比较于近邻的极亮红外星系,高红移ULIRGs有着较低的G值和较高的M20值.这表明近邻极亮红外星系的星族分布有着更高的聚集度和对称性.

3.2 极亮红外星系的结构

为了分析样本中ULIRGs的结构性质,我们利用GALFIT[27]程序提供的2维面亮度轮廓函数拟合星系中恒星质量的分布.类似于我们以前工作中所采用的经验方法[37−38],通过PSFEx[39]程序并利用CANDELS-EGS场中50个恒星(信噪比高于50)的观测数据,我们抽取出观测图像的点扩散函数(PSF).基于HST WFC3 F160W观测图像,采用单一2维S´ersic面亮度分布函数拟合ULIRGs的面亮度轮廓.在运行GALFIT程序时,允许S´ersic指数n变化的区间为0.2＜n＜8.最终我们得到样本中极亮红外星系的有效半径分布在2.4 kpc到5.8 kpc范围内.其平均值是(3.9±1.1)kpc(图3中蓝色实五角星).

图3给出了我们样本中极亮红外星系的有效半径re随红移的演化关系.实的正方形、三角形和圆分别对应来自Guo等[40]、Patel等[41]和Morishita等[42]的恒星形成星系(Star-Forming Galaxies,SFGs).Swinbank等[43]测量的25个亚毫米星系[44](z≈0.6～3.0)大小是利用HST NICMOS F160W图像.这些源在静止光学波段的平均大小是(2.8±0.4)kpc(图3中灰色实五角星).基于HST NICMOS H波段图像,Dasyra等[20]计算了33个z≈2 ULIRGs(来自Spitzer巡天24µm选择样本)的大小,他们发现这些源的有效半径分布在1.4 kpc＜re＜4.9 kpc区间内,对应的平均值和标准偏差分别为2.7 kpc和0.8 kpc(图3中青色三角形).利用来自CANDELS-GOODS-South场的HST WFC3近红外图像,Kartaltepe等[26]详细研究了52个z≈2 ULIRGs的形态,这些极亮红外星系有效半径的平均值对应(3.7±1.7)kpc(图3中黑色五角星).正如图3所显示的那样,在相似红移和红外光度的条件下,我们样本中极亮红外星系的结构性质与来自其它文献的结果一致.而且我们发现相比较于近邻相似质量的恒星形成星系来说,高红移极亮红外星系的平均大小要小1到2倍.

图2 ULIRGs在M20−G图上的分布.实线(G=−0.1M20+0.4)和虚线(G=0.4M20+0.9)分别对应Lotz等[34]和Bussmann等[24]判据.五角星代表的是我们样本中9个ULIRGs.实圆(Bussmann等[24]样本)和正方形(F¨orster Schreiber等[35]样本)表示的是红移2附近星暴星系(形态参数的测量基于HST NICMOS H波段图像).Wiklind等[36]测量亚毫米星系(z≈1.65～4.76,图中实三角形)的G和M20是利用HST WFC3 F160W图像.Fig.2The distribution of ULIRGs in the M20vs.G plane.The solid and dashed lines represent the de fined criteria of Lotz et al.[34](G=−0.1M20+0.4)and Bussmann et al.[24](G=0.4M20+0.9),respectively.The stars represent the morphological distribution of 9 ULIRGs in our sample.The filled circles and squares correspond to the starburst-dominated galaxies at z≈2 from Bussmann et al.[24]and F¨orster Schreiber et al.[35](HST NICMOS H-band imaging),respectively.Wiklind et al.[36]measured the G and M20of SMGs spanning z≈1.65～4.76 using the HST WFC3 F160W images( filled triangles).

图3 大质量(M∗＞1010.5M⊙)星系的有效半径re随红移的演化关系.蓝色五角星代表的是我们样本中9个ULIRGs.实的正方形、三角形和圆分别对应来自Guo等[40]、Patel等[41]和Morishita等[42]的恒星形成星系(Star-Forming Galaxies,SFGs).Swinbank等[43]测量亚毫米星系(＜z＞=2.1,图中灰色实五角星)的大小是利用HST NICMOS F160W图像.青色三角形(Dasyra等[20]样本,re的测量基于HST NICMOS H波段图像)和黑色五角星(Kartaltepe等[26]样本,re的测量基于HST WFC3近红外图像)对应的是红移2附近极亮红外星系.Fig.3 Evolution of the effective radius rewith redshift for the galaxies with estimated stellar masses M∗＞1010.5M⊙.The blue stars represent the structural distribution of 9 ULIRGs in our sample.The solid square,triangles,and circles represent the star-forming galaxies(SFGs)from Guo et al.[40],Patel et al.[41],and Morishita et al.[42],respectively.Swinbank et al.[43]measured the sizes of SMGs(＜z＞=2.1)using the HST NICMOS F160W images(gray filled star).The cyan triangles and black star correspond to the ULIRGs at z≈2 from Dasyra et al.[20](HST NICMOS H-band imaging)and Kartaltepe et al.[26](HST WFC3 NIR imaging),respectively.

4 总结

在EGS场中,我们构建了一个包含9个源的极亮红外星系样本.利用来自CANDELS-EGS巡天的HST WFC3 F160W图像,研究了这些星系的形态和结构差异.为了能清晰分析它们的形态性质,我们测量了星系的非模型化形态参数.与此同时,基于GALFIT程序,采用单一2维S´ersic面亮度分布函数拟合了ULIRGs的面亮度轮廓.

我们发现z≈2极亮红外星系的形态表现出多样性(从椭圆到多个亮核或弥散的结构),如:双核,气体桥,双不对称体,不规则和椭圆结构.它们的形态性质体现出星系并合的早期和晚期特征,以及无并合的长期本征演化过程.相比较于近邻的极亮红外星系,高红移ULIRGs有着较低的G值和较高的M20值.这表明近邻极亮红外星系的星族分布有着更高的聚集度和对称性.基于对样本中极亮红外星系2维面亮度轮廓的拟合,我们得到这些星系的有效半径分布在2.4 kpc到5.8 kpc之间,其平均值是(3.9±1.1)kpc.相比较于近邻相似质量的恒星形成星系来说,高红移极亮红外星系的平均大小要小1到2倍.在类似红移和红外光度条件下,我们得出的这些结果与其它文献中给出的结论相一致.

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Morphology and Structure of Ultraluminous Infrared Galaxies atz≈2 in the EGS Field

FANG Guan-wen1,2MA Zhong-yang2,3CHEN Yang2,3KONG Xu2,3

(1 Institute for Astronomy and History of Science and Technology,Dali University,Dali 671003)(2 Key Laboratory for Research in Galaxies and Cosmology,Chinese Academy of Sciences,Hefei 230026)(3 Center for Astrophysics,University of Science and Technology of China,Hefei 230026)

Using high-resolution HST WFC3(Hubble Space Telescope Wide Field Camera 3)F160W imaging from the CANDELS-EGS(Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey-Extended Groth Strip) field,we present the morphology analysis of 9 ultraluminous infrared galaxies(ULIRGs)atz≈2.We find a wide range of morphological diversities for these ULIRGs,from spheroid to multiple bright nuclei or diffuse structures,e.g.,double nuclei,bridges,dual asymmetries,irregular,or elliptical structures.In quantitative,these sources show a lower Gini coefficient(G)and a higher moment(M20)in the rest-frame optical morphology,compared to the lower redshift counterparts,indicating less concentrated and symmetric spatial distribution of the stellar mass of ULIRGs atz≈2.Moreover,we derive accurate effective radii of these ULIRGs through 2-D profile fitting,which range from 2.4 to 5.8 kpc,with a mean value of(3.9±1.1)kpc.We find that the sizes of these ULIRGs atz≈2 are on average one to two times smaller than those of the local star-forming galaxies with analogous stellar mass.Our results are consistent with those studies at similar redshift and infrared luminosity.

galaxies:evolution,galaxies:fundamental parameters,galaxies:structure,galaxies:high-redshift

P157;

A

2014-05-28收到原稿,2014-07-11收到修改稿

∗国家自然科学基金项目(11303002,11225315,11320101002)、云南省应用基础研究计划项目(2014FB155)、中国科学院战略性先导科技专项(XDB09000000)资助

†wen@mail.ustc.edu.cn

‡xkong@ustc.edu.cn