Tully-Fisher关系与重子Tully-Fisher关系的研究进展.pdf
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1、第 41 卷第 3 期天文学进展Vol.41,No.32023 年 9 月PROGRESS IN ASTRONOMYSept.,2023doi:10.3969/j.issn.1000-8349.2023.03.02Tully-Fisher 关关关系系系与与与重重重子子子 Tully-Fisher关关关系系系的的的研研研究究究进进进展展展郭铭谕1,2,胡慧杰1,2,谷 青1,2,杨 航1,2,郭 琦1,2(1.中国科学院 国家天文台,北京100101;2.中国科学院大学,北京100049)摘要:Tully-Fisher 关系和重子 Tully-Fisher 关系(简称 TFR 和 BTFR)反映
2、盘星系光度(重子物质质量)与气体旋转速度之间的关系。TFR 和 BTFR 不仅是宇宙中重要测距工具,还是检验宇宙学模拟正确性的重要标尺。早期人们用各种波段的光度研究 TFR,其中 I 与 R 波段弥散最小;后来的工作也采用星系恒星质量与旋转速度的关系。相比于 TFR,BTFR 具有弥散更小、适用范围更广的优点。星系旋转速度研究上,干涉阵望远镜相对于单天线的主要优势包括能得到更高的空间分辨率和速度场,再借助倾斜环模型能将中性氢运动特征参数化;而像 FAST 这样的大口径单天线望远镜,由于灵敏度高,在探测超弥散星系(UDG)等暗弱源候选体方面有优势。除综述研究进展以外,还初步研究了大质量星系 BT
3、FR 受气体含量的影响。关键词:Tully-Fisher 关系;旋涡星系;中性氢中中中图图图分分分类类类号号号:P157文文文献献献标标标识识识码码码:A1引言在星系形成和演化的研究中,星系的质量(恒星质量或重子物质质量)和气体旋转速度都是基本的物理量,它们之间的关系由 Tully-Fisher 关系(Tully-Fisher relation,TFR)和重子 Tully-Fisher 关系(baryonic Tully-Fisher relation,BTFR)给出。Tully-Fisher 关系是星系的光度(恒星质量)与旋转速度(rotation velocity)之间的经验关系,在恒星质
4、量-旋转速度双对数坐标系下,星系样本点近于直线分布,且直线的斜率为 3 41。重子 Tully-Fisher 关系则是星系的重子物质质量与旋转速度(或发射线宽)之间的经验关系;同样,双对数坐标系下接近直线分布,且星系样本点的弥散(尤其在小质量端)相比于传统的 Tully-Fisher 关收稿日期:2022-09-30;修回日期:2022-10-24资助项目:国家自然科学基金(11988101);国家重点研发计划(2018YFA0404503);中国载人航天项目科学研究基金(CMS-CSST 2021-A03,CMS-CSST 2021-A07);王宽诚教育基金通讯作者:郭铭谕,3 期郭铭谕:T
5、ully-Fisher 关系与重子 Tully-Fisher 关系的研究进展3153 期郭铭谕:Tully-Fisher 关系与重子 Tully-Fisher 关系的研究进展3153 期郭铭谕:Tully-Fisher 关系与重子 Tully-Fisher 关系的研究进展315系更小。无论是 Tully-Fisher 关系还是重子 Tully-Fisher 关系,都是行之有效的测距工具,是“宇宙距离阶梯”的重要一环。此外,它们还能用于限制和检验星系宇宙学模型。Tully-Fisher 关系可以在所有星系有相同的质量轮廓和旋转曲线,所有星系有相同的中心面亮度,以及所有星系有相同的平均质光比 M/
6、L 这三个条件下,用基本物理规律推导而得2。气体在引力作用下作圆周运动,有M rdv2,(1)面亮度表达式为:I(r)=I0er/rd,(2)总光度表达式为L=+02rI(r)dr,(3)由上两式得到:L=2I0rd2,(4)式(1)的平方与式(4)相除,得到:M2L2L v42I0.(5)由前提条件“所有星系有相同的平均质光比”可知式(5)左侧M2L2为常数,即得L v4.(6)但是星系的质光比、中心面亮度以及密度轮廓显然具有多样性,因此这仅作为对 Tully-Fisher 关系的理解的简单推导。Tully-Fisher 关系最早由 Tully 和 Fisher 在 1977 年提出(见图
7、1),他们从当时已有可靠观测数据的盘星系样本(包括本星系群(local group)、M81、M101 等)中发现星系 HI 谱线宽度与绝对星等(B 波段测光)有很好的幂律关系。HI 谱线宽度是星系旋转速度的反映,与距离无关。而星系的视星等很容易测量,视星等一定时,绝对星等就是距离的单一变量函数。因此,Tully-Fisher 关系成为河外盘星系的测距工具,并且 Tully 和 Fisher 尝试用该关系计算 Virgo 星系团、Ursa Major 星系团的距离3。不久,人们发现近红外测光比光学测光更有优势。1980 年,Mould 等人4对 M81、M101 等采用 H 波段(1.65 m
8、)测光。1983年 Aaronson 和 Mould5发现,与 B 波段(蓝光)测光相比,红外测光得出的 TFR 不依赖于星系形态特征,且星系样本点弥散更小,说明红外测光所得的 TFR 是更好的测距工具。1984 年 Sandage 和 Tammann6发现,在孤立环境和星系团中 TFR 的斜率是不一样的,说明 TFR 是受环境影响的。随着电荷耦合器件(charge coupled device,CCD)的发展,TFR 的研究在 19852000年进展快速。Willick7和 Courteau8分别用 21 cm-线宽和光学旋转曲线确定星系旋转速度,316天 文 学 进 展41 卷316天 文
9、 学 进 展41 卷316天 文 学 进 展41 卷注:图中横轴为旋转速度。样本点包括不同类别近邻盘星系,大致呈直线分布。图 1Tully 和 Fisher 的 Tully-Fisher 关系3同时 Han9在 1991 年对 Aaronson 20 世纪 80 年代初做过 H 波段测光的星系样本进行 I 波段 TFR 巡天。1995 年,Hendry 等人10测量了南天部分星系团中 星系的 Tully-Fisher 距离。1997 年,Haynes 等人11对团簇星系进行大规模 I 波段巡天,最远的样本线芯速度达到约 1104km s1。1999 年 Dale 等人12分别利用 R、I 波段
10、巡天研究星系旋转速度,最终计算出线芯速度为 2.5 104km s1。2003 年,Courteau 等人利用积分场光谱(integral field spectroscopy,IFS)和 V、I 波段CCD 图像的数据探究星系棒对 TFR 的影响,结果发现不仅星系结构和动力学参数基本不受棒存在与否影响,而且星系样本点在 TFR 上的分布与棒的存在无关13。2006 年 Bedregal等人14构建了当时最大的 S0 星系样本,研究发现无论用光学还是红外的数据,得出的 TFR(绝对星等-最大旋转速度)拟合线整体在近邻盘星系 TFR 拟合线下方,且样本点弥散更大。随着观测技术和望远镜探测能力的提
11、高,越来越多小质量、富含气体的星系被观测到,这些小质量星系样本在 TFR 上基本分布于大质量星系 TFR 拟合线下方,这种偏离在旋转速度小于 90 km s1的孤立星系中表现更明显。2000 年,McGaugh 等人15提出,重子物质质量是比光度更基本的物理量,提出了重子Tully-Fisher 关系,BTFR 的纵轴用星系的重子质量(恒星质量与气体质量的总和)代替了TFR 的星等或恒星质量,他们发现 BTFR 的线性关系相比于 TFR 更为紧致,并且 BTFR的线性关系在五个量级的重子物质质量范围都保持得很好16,17。重子 Tully-Fisher 关系相比于传统的 Tully-Fishe
12、r 关系不仅有很多优点,而且是宇宙中更基本的标度关系(scaling relation)。Verheijen 和 Sancisi18在 2001 年首次讨论了高空间分辨率的 HI 旋转曲线对于 BTFR 研究的重要性,他们指出:在最大可测量半径处,旋转曲线仍处于上升段的星系整体分布在低速一侧;而对于已经达到水平段的星系,若用最大3 期郭铭谕:Tully-Fisher 关系与重子 Tully-Fisher 关系的研究进展3173 期郭铭谕:Tully-Fisher 关系与重子 Tully-Fisher 关系的研究进展3173 期郭铭谕:Tully-Fisher 关系与重子 Tully-Fishe
13、r 关系的研究进展317速度作旋转速度,则这些星系都分布在高速一侧。当用水平段速度代替最大速度作旋转速度(此后 McQuinn 等人19指出,对于测不到水平段速度的星系,用拟合 HI 旋转曲线的办法),这种整体偏移就消失了。2007 年,Noordermeer 等人20通过研究大质量星系样本,进一步确认了 BTFR 的基础性地位,并论述 CDM 下 BTFR 反映了星系中重子物质与暗物质晕的联系,不过他们也发现,非常大质量星系样本数量少会导致结果偏差(非常大质量星系样本点偏离中等质量星系样本的拟合线),2012 年 Desmond21得到了同样的结论。同在2012 年,McGaugh 发现用水
14、平速度作横轴的 BTFR 拟合线斜率 3.94,高于基本标准宇宙学模型(CDM)的预测值,这是他们提出修改牛顿动力学(Modified Newtonian Dynamics,MOND)的原因之一16。Lelli 等人22在 2019 年研究 153 个 SPARC 低红移星系样本时发现,由旋转曲线水平段的平均速度得出的 BTFR 最为紧致,他们认为 BTFR 可以作为盘星系的“基本面”(fundamental plane),并且之前 2016 年 Lelli 等人17发现 BTFR 不仅适用于旋涡星系,对一些不规则星系(irregulars)同样适合。虽然 BTFR 有广泛性,但 Mancer
15、a 等人23发现了超弥散星系(ultra diffuse galaxies,UDG)是唯一偏离BTFR的例子。最近,许多工作已经开始关注更高红移星系的BTFR。Topal 等人24在 2018 年用 CO 研究红移 0.050.3 的 BTFR,发现没有演化特征;Ubler 等人25和 Tiley 等人26用光学 H 发射线研究红移约为 1 的 BTFR 甚至得到矛盾的结果。相较 CO 和光学波段,HI 测量的旋转曲线一般被认为更加接近暗物质晕的旋转曲线,因为 HI的分布相较于恒星的分布更广;另外,用不同方法处理不同红移处的星系样本,也不适合相互比较。因此,只有在未来干涉阵射电望远镜进一步发展
16、的时候,我们能得到更高红移星系高空间分辨率的速度场信息,才能更好地研究 BTFR 的演化27。本文第 2 章介绍 TFR 和 BTFR 的特点和各种应用;第 3 章中,我们利用 Arecibo 望远镜的 ALFALFA 100 中性氢巡天光谱数据,探究大质量星系 BTFR 的气体比例依赖性;第4 章是总结与展望。2TFR 和 BTFR2.1各种形式 Tully-Fisher 关系的测距准确性Tully-Fisher 关系(TFR)从 1977 年被提出开始,就对旋涡星系的研究产生了重要的影响,最基本的就是作为遥远星系的测距工具,是宇宙距离阶梯(cosmic distance ladder)的一
17、环。最开始Tully 和Fisher 用绝对星等(B 波段测光)作TFR 的纵轴,并以这种Tully-Fisher关系拟合线估测 Virgo 和 Ursa Major 星系团的距离。这有很大的缺点,因为 B 波段只能探测到年轻的恒星。对于年老的大星系而言,恒星颜色整体偏红,红色到近红外波段测光才能探测到它们的大部分。因此,TFR 纵轴很快就被 IR 光度取代(当时称“IR/HI 关系”)。不同波段的比较:1980 年代以后,随着 CCD 技术不断发展,光学、红外各波段都被用于TFR 研究,通过比较28可以发现,R 和 I 波段 CCD 测光得到的 TFR 比其他波段弥散更318天 文 学 进
18、展41 卷318天 文 学 进 展41 卷318天 文 学 进 展41 卷小,是更准确的测距工具。后来,TFR 的纵轴绝对星等逐渐被星系中的恒星质量取代。星系中的恒星质量是比光度更基本的物理量,因为恒星质量不仅综合考虑了各个波段星光,且不像光度那样取决于星系的恒星年龄分布以及金属丰度分布。这里介绍两类常见的得到星系中恒星质量的办法。第一类是宽波段测光方法即 SED 方法。(1)Bell 方法3。首先对于每一个星系都要建立 2 个网格:一个在星系的真实红移处,一个在红移 0 处。二维网格的第一维度是用 PEGASE 模型产生出的一系列金属丰度;另一维度是一系列不同的恒星形成历史,一般用带参数(一
19、系列梯度变化的参数)的恒星形成率函数(star formation rate,SFR)表征,例如 =1(1eT0/)1et/,其中 取一系列不同的值。网格应相对均匀地填充颜色空间。把观测到星系与网格中不同颜色的星系模型做对比,在最小二乘法意义下取与真实观测星系最相近的模型作为星系模板。然后进行 k 改正、演化改正,其中,作演化改正时假定星系的颜色随演化过程稳定连续改变。最后,估计恒星质量:根据星系的初始质量函数(initial mass function,IMF)及星族合成模型,可以推出恒星总质量、光度信息。(2)更新的 SED 拟合方法。SED 全称 spectral energy dist
20、ribution,即光谱能量分布,是流量(强度)随着波长变化的关系。包括 Salim 等人29,Ponomareva 等人30都是使用SED 拟合得到星系的恒星质量。SED 方法与 Bell 方法的共同之处是都要与模版库对比,但SED 方法至少考虑到更多的波段和消光效应。在取得光学观测数据的情况下,一般用最大似然估计法(maximum likelihood method)来决定何种模板与观测数据匹配得最好。具体做法是:对于每一个模板 SED,计算2=n(Fgalaxy,n sFtemplate,nn)2,(7)其中,Fgalaxy,n和 Ftemplate,n分别是观测星系和模板的流量,s 是
21、归一化参数,n是观测星系第 n 个波段的流量 1 误差值。使对每一个模板 SED,2都取得最小值,s 的计算采用如下公式:s=m(Fgalaxy,mFtemplate,mm2)m(Ftemplate,mm)2.(8)计算出 s 和 2就相当于选择了一种似然分布的模式。恒星质量近似于最佳拟合模板的恒星质量乘以 s。这里再以 CIGALE 软件包31,32为例通过输入 u、g、r、i、z 等多波段流量(如果是星等,可用其附带程序转换成 mJy 为单位的流量值)及红移,可以产生每个星系的光谱能量分布,并在生成这种分布的过程中,通过最佳拟合找到星系中恒星质量的估计值。CIGALE 的原理简单,基本准则
22、就是能量守恒,即紫外(UV)-近红外被尘埃吸收的能量等于中红外-远红外再发射的能量。CIGALE 考虑的波段非常广,尤其是新版 CIGALE 加入了X 射线目前在拟合中已经考虑 X 射线到射电各个波段,并且运行时各波段的模型是并3 期郭铭谕:Tully-Fisher 关系与重子 Tully-Fisher 关系的研究进展3193 期郭铭谕:Tully-Fisher 关系与重子 Tully-Fisher 关系的研究进展3193 期郭铭谕:Tully-Fisher 关系与重子 Tully-Fisher 关系的研究进展319行运行的模块,恒星形成历史、恒星质量、电离气体、尘埃消光、再发射、活动星系核等
23、可同时完成计算。这种方法的优点不仅快速,而且能够修正 Bell 方法中因为缺乏考虑消光而导致 TFR(包括 BTFR)样本点弥散偏大的问题。第二类方法是光谱测光方法,例如 Kauffmann 等人33和 Gallazzi 等人34。这种方法基于 D4000,H,HA+HA,Mg2,Fe 等多种谱线的模型。首先根据所观测星系的 z 波段光度估算尘埃消光改正,可以通过比较星系经发射线改正的(r i)颜色和无尘埃消光而有红移的模型所得之(r i)颜色来得出消光指数 Az;对于给出(r i)颜色红于观测到星系颜色的模型,予以排除,以避免消光指数为无物理意义的负数,只留下有物理意义(有用)的模型;接下来
24、在考虑消光的情况下计算有用模型的质光比 M/Lz;然后对于任何一种有用模型,恒星质量等于模型所得质光比与经过尘埃消光改正星系光度的乘积;最后求取恒星质量最佳估计,可以采用对各个有用模型结果加权求和的方式,其中 Kauffmann 等人33用的是贝叶斯似然估计法。1977 年以来测光 TFR 主要工作及其误差列于表 1。表 11977 年以来测光 TFR 主要工作比较波段误差/mag年份参考文献B0.50.619773近红外0.4519835I0.200.25198735R 和 I0.25198836R0.301990,19917R0.3219928I0.10199437I0.42199438I
25、、H0.350.40(I),0.45(H)199539I、R 和 H0.4199640R0.34200041B、Ks0.88(B),0.98(Ks)200614g、r、i 和 z0.4200742g、r 和 i0.322018432.2BTFR作为重子质量与气体旋转速度重要标度关系的 BTFR,在具体的宇宙学模型下有着相应的物理意义。CDM 宇宙学模型中,星系旋转曲线(Hernquist 模型)在大半径处收敛于非零值,这是因为旋转速度表征星系的总质量(重子物质+暗物质),BTFR 反映了重子质量与动力学质量的关系,或者说是重子物质质量与总质量的关系。相比 TFR,BTFR 有以下两大优势。(1
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