基于積分場光譜數(shù)據(jù)的近鄰星系恒星形成區(qū)多波段恒星形成率定標(biāo)研究

于 洵，郝彩娜

（天津師范大學(xué)天體物理中心，天津300387）

在對星系物理的研究中，恒星形成率是表征星系物理特性的一個關(guān)鍵參數(shù).作為理解星系形成和演化的重要組成部分，人們對恒星形成率精確指示器的尋找以及恒星形成率的定標(biāo)已有幾十年的研究歷史.在整個發(fā)展過程中，研究者們的探索范圍幾乎涵蓋了整個電磁波譜，包括X射線、紫外、光學(xué)、紅外和射電波段[1-3]，研究對象兼顧了連續(xù)譜和發(fā)射線.根據(jù)恒星壽命與質(zhì)量的物理關(guān)系，相比小質(zhì)量恒星的壽命，大質(zhì)量恒星的壽命極其短暫.因此，有大質(zhì)量恒星的存在便是星系正在進(jìn)行恒星形成活動的直接證據(jù).探測星系的恒星形成活動本質(zhì)上是對大質(zhì)量年輕恒星進(jìn)行探測.常用的恒星形成率指示器有紫外連續(xù)譜、星云發(fā)射線、中遠(yuǎn)紅外連續(xù)譜和射電連續(xù)譜.其中，紫外連續(xù)譜是直接探測大質(zhì)量恒星本身的輻射[4-5]；星云發(fā)射線則是探測受大質(zhì)量恒星輻射的高能光子激發(fā)的氫原子復(fù)合線Hα或與Hα光度直接相關(guān)的[OII]禁線[6]；中遠(yuǎn)紅外波段探測的是恒星形成區(qū)附近塵埃將星光吸收后在中遠(yuǎn)紅外波段的再發(fā)射[7]；射電波段的研究則是基于其對超新星活動的示蹤[8].以上單一波段的恒星形成率指示器存在著自身的應(yīng)用局限，如光學(xué)復(fù)合線和紫外連續(xù)譜均會受到塵埃消光的影響，中遠(yuǎn)紅外光度則會受到來自老年恒星輻射的影響等[9-10].因此，為了得到高精度的恒星形成率，僅使用單一波段的數(shù)據(jù)是不夠的.

于是人們訴諸多波段數(shù)據(jù)相結(jié)合的方法進(jìn)行恒星形成率定標(biāo).2009年，Kennicutt等[11]基于能量守恒原理，即光學(xué)波段輻射被塵埃吸收后會在中遠(yuǎn)紅外波段再發(fā)射，以Hα/Hβ改正消光后的Hα光度為基準(zhǔn)，對近鄰恒星形成星系樣本進(jìn)行Hα光學(xué)復(fù)合線分別與25μm中紅外和總紅外光度相結(jié)合的恒星形成率定標(biāo)研究.2011年，Hao等[12]基于相似原理更新了紫外連續(xù)譜分別與25μm中紅外和總紅外光度相結(jié)合的恒星形成率計算方法.結(jié)果表明，對比于使用單一波段計算恒星形成率的方法，基于能量守恒原理的計算方法可以更好地示蹤恒星形成率，精度達(dá)到0.1dex（dex是在對數(shù)空間中常用的表述數(shù)值差異的方法，相差1dex即為相差10倍，相差2dex即相差100倍）.但由于上述研究中恒星形成率定標(biāo)的研究對象是整個近鄰恒星形成星系，因此定標(biāo)結(jié)果可能無法應(yīng)用于高紅移恒星形成星系的恒星形成率計算.相比于近鄰恒星形成星系的整體，恒星形成區(qū)的物理環(huán)境很可能與高紅移恒星形成星系更為接近，因此將多波段數(shù)據(jù)相結(jié)合的恒星形成率定標(biāo)方法應(yīng)用于星系中的恒星形成區(qū)十分必要.2007年，Calzetti等[13]以 Hα/Paα 改正消光的Hα光度為基準(zhǔn)，利用Spitzer MIPS 24μm紅外與Hα相結(jié)合的方法對33個近鄰恒星形成星系及星暴星系中的恒星形成區(qū)進(jìn)行了恒星形成率定標(biāo)工作.由于24μm輻射只占星系總紅外輻射能量的10%左右[14]，Li等[15]在2013年利用Herschel空間天文臺PACS 70μm紅外數(shù)據(jù)，以Hα/Brγ改正的Hα光度作為基準(zhǔn)，對2個近鄰恒星形成星系NGC5055和NGC6946的恒星形成區(qū)進(jìn)行Hα與70μm相結(jié)合作為恒星形成率的定標(biāo)研究.值得強調(diào)的是Herschel空間天文臺的70μm紅外成像數(shù)據(jù)的空間分辨率遠(yuǎn)高于Spitzer望遠(yuǎn)鏡所拍攝的70μm成像數(shù)據(jù)，與Spitzer 24μm成像數(shù)據(jù)分辨率可比.高空間分辨率的數(shù)據(jù)使此項研究在遠(yuǎn)紅外波段得以進(jìn)行.然而，其研究對象只有2個恒星形成星系，研究結(jié)果缺乏統(tǒng)計意義.

為了得到更有統(tǒng)計意義的結(jié)果，并把定標(biāo)擴展到100μm和160μm等波段，本研究延續(xù)2009年Kennicutt等[11]的研究思路，利用PINGS（PPAK IFS nearby galaxies survey）積分場光譜數(shù)據(jù)[16-17]、KINGFISH（key insights on nearby galaxies：a far-infrared survey with Herschel）[18]巡天項目高空間分辨率紅外成像數(shù)據(jù)、Spitzer紅外空間望遠(yuǎn)鏡的24μm紅外成像數(shù)據(jù)以及CTIO、KPNO等地面天文臺的 Hα窄帶成像對NGC628、NGC2976、NGC3184、NGC4625和 NGC5474共5個近鄰恒星形成星系的恒星形成區(qū)進(jìn)行Hα與中遠(yuǎn)紅外相結(jié)合的恒星形成率定標(biāo)研究.

1 樣本選擇和數(shù)據(jù)收集

1.1 樣本選取與IFS數(shù)據(jù)

為了得到消光信息，需要各星系的光學(xué)波段光譜.因此將KINGFISH與PINGS的觀測源表進(jìn)行交叉，得到 5個星系 NGC628、NGC2976、NGC3184、NGC4625和NGC5474.所選5個近鄰恒星形成星系的Hα窄帶光學(xué)成像如圖1所示.

圖1 目標(biāo)星系Hα窄帶光學(xué)成像Fig.1 Hα narrow band images of target galaxies

如前文提到，PINGS項目是Rosales-Ortega等[16]進(jìn)行的對17個近鄰恒星形成星系的二維光學(xué)譜嵌拼巡天項目，數(shù)據(jù)為西班牙CAHA天文臺3.6m口徑光學(xué)望遠(yuǎn)鏡拍攝所得.拍攝得到的光譜波長范圍為370～710nm，光譜分辨率約為1nm，相鄰光纖采用六角密排布局，單次曝光可在六邊形視場中拍攝331條獨立光譜，視場覆蓋率為65%，天區(qū)覆蓋范圍為74”×65”.由于近鄰星系天區(qū)覆蓋范圍較大，該設(shè)備單次曝光所拍攝的光譜通常不足以覆蓋整個星系，因此該項目大多數(shù)星系的觀測數(shù)據(jù)是將多次定位拍攝的數(shù)據(jù)進(jìn)行嵌拼后所得.如其中旋渦星系NGC628的拍攝次數(shù)最多，其嵌拼光譜合成成像是由先后34次單獨曝光所得數(shù)據(jù)拼接而成，如圖2所示.

圖2 NGC628PINGS IFU成像Fig.2 PINGS IFU image of NGC628

1.2 光學(xué)及紅外多波段成像數(shù)據(jù)

本研究中，恒星形成區(qū)選取和測光所采用的Hα成像數(shù)據(jù)是KPNO和CTIO兩地面天文臺拍攝的Hα窄帶光學(xué)成像數(shù)據(jù)及其連續(xù)譜R波段成像.Hα測光并未采用從PINGS的IFS中提取出的Hα數(shù)據(jù)是由于其每條光纖之間都存在著光譜覆蓋不到的區(qū)域，二維圖像上表現(xiàn)為圓點之間的空隙（由圖2可見），這會導(dǎo)致恒星形成區(qū)的Hα流量遺失.因此，本研究采用Hα窄帶成像作為測光數(shù)據(jù)源，而PINGS數(shù)據(jù)只用于改正窄帶成像中[NII]對Hα的流量污染以及計算消光.

本研究所用遠(yuǎn)紅外成像數(shù)據(jù)來源于KINGFISH，為2011年Kennicutt等[18]發(fā)表的對61個近鄰星系的紅外成像巡天項目.該項目利用2009年發(fā)射升空的Herschel紅外空間天文臺對61個近鄰星系在70、100、160、250、350和 500μm 波段進(jìn)行了成像觀測.本研究使用了其中PACS設(shè)備觀測的70、100和160μm波段的成像數(shù)據(jù)，空間分辨率分別為5”、7”和 11”.采用的數(shù)據(jù)中亦包括由Spitzer紅外空間望遠(yuǎn)鏡所拍攝的24μm中紅外數(shù)據(jù)，旨在與Calzetti等[13]的研究結(jié)果進(jìn)行對比，以驗證本研究結(jié)果的正確性.

2 數(shù)據(jù)處理

2.1 IFS數(shù)據(jù)處理過程

PINGS項目的IFS數(shù)據(jù)提供了整個星系的光學(xué)波段積分場光譜，為了計算消光，需要從中提取星系每一部分的Hα和Hβ流量，然后根據(jù)巴爾末減縮原理計算消光.此外，由于[NII]雙發(fā)射線（658.4nm和654.8nm）與Hα發(fā)射線波長相近，Hα窄帶成像中包含了[NII]雙線輻射，為了從Hα窄帶成像中扣除[NII]輻射，需要從IFS數(shù)據(jù)中提取出[NII]的發(fā)射流量.

首先由BC03[19]演化星族合成模型生成15組處于不同年齡演化階段的單一星族（SSP）光譜.根據(jù)MK06[20]的譜分析方法，認(rèn)為觀測光譜的恒星連續(xù)譜成分是不同單一星族光譜的線性組合，利用生成的15組SSP對非發(fā)射線區(qū)域IFS數(shù)據(jù)的恒星連續(xù)譜成分進(jìn)行最小二乘擬合.將觀測光譜數(shù)據(jù)減去最佳擬合譜即可得到只含有發(fā)射線信息的殘差譜.隨后對殘差譜進(jìn)行發(fā)射線高斯輪廓擬合，提取出Hα、Hβ和[NII]發(fā)射線流量.

然后，將上述3組發(fā)射線數(shù)據(jù)圖像化.PINGS項目給出了每條IFU光纖對應(yīng)的天區(qū)位置，參照這些數(shù)據(jù)，將每條發(fā)射線強度與光纖位置和覆蓋天區(qū)范圍進(jìn)行一一對應(yīng)，對每個對象星系分別生成Hα、Hβ和[NII]發(fā)射線的模擬成像數(shù)據(jù).圖3為基于由NGC628的IFS數(shù)據(jù)中提取出的Hα發(fā)射線數(shù)據(jù)（共4705條）生成的模擬成像，圖中每條光纖位置對應(yīng)的顏色深度與Hα發(fā)射線強度相關(guān).將圖3與圖1（a）進(jìn)行對比可以明顯看出，由IFS數(shù)據(jù)生成的Hα圖像在各條相鄰光纖之間存在著覆蓋缺失，因而如前文所述，由IFS數(shù)據(jù)生成的Hα圖像不能用于探測恒星形成區(qū)并進(jìn)行Hα發(fā)射線實際測光.

圖3 NGC628的Hα模擬成像Fig.3 Hα simulating map of NGC628

2.2 恒星形成區(qū)的選取、探測和測光

使用有極高通用性的天文專用選源程序Source Extractor[21]進(jìn)行恒星形成區(qū)的探測工作.該程序的優(yōu)勢在于內(nèi)置的Dual Mode模式，可完成對一幅成像數(shù)據(jù)進(jìn)行選源，并同時在另一成像數(shù)據(jù)上對選源區(qū)域進(jìn)行測光.這一功能大大簡化了本研究的測光操作，可以簡便地完成對同一星系在Hα窄帶成像選源，并在其他波段成像中對所選區(qū)域進(jìn)行測光這一關(guān)鍵步驟.

首先將Hα窄帶成像與連續(xù)譜R波段光學(xué)成像相減，以去除Hα窄帶成像中來自恒星連續(xù)譜輻射的影響.由于Hα窄帶成像與紅外各波段成像的像素比例尺、視場大小和空間分辨率不同，因此在進(jìn)行恒星形成區(qū)探測前，對Hα窄帶成像數(shù)據(jù)進(jìn)行與紅外各波段成像的視場和像素尺度的匹配，然后對所得圖像進(jìn)行高斯卷積，以與紅外各波段成像匹配空間分辨率.再由匹配后的Hα窄帶成像數(shù)據(jù)作為探測圖像進(jìn)行恒星形成區(qū)探測選源，同時對選取的恒星形成區(qū)在Hα窄帶圖像及與其匹配的紅外波段圖像以及由IFS所得的Hα、Hβ和[NII]圖像進(jìn)行測光.

2.3 消光計算及數(shù)據(jù)擬合

進(jìn)行消光計算之前，首先根據(jù)IFS模擬成像數(shù)據(jù)測得的Hα及[NII]發(fā)射強度測定各恒星形成區(qū)[NII]與Hα流量比值，并將這個比值應(yīng)用于減過連續(xù)譜的Hα窄帶成像，以去除 [NII]發(fā)射成分的污染.然后根據(jù)1994年O′Donnell[22]的銀河系消光率進(jìn)行Hα的銀河系消光改正：

式（1）和式（2）中：V 波段消光曲線取值 RV=3.1[9]；為V波段消光星等數(shù)；AHα為Hα發(fā)射線的消光星等數(shù)；色余值E（B-V）可從Schlegel[23]的銀河系塵埃圖上得到.

再利用巴爾末減縮-色余關(guān)系，進(jìn)行星系恒星形成區(qū)內(nèi)部消光改正：

式（3）中：Rαβ=（fHα/fHβ）/2.85，其中 fHα和 fHβ是 IFS 數(shù)據(jù)生成的發(fā)射線模擬成像中測得的各恒星形成區(qū)Hα和Hβ發(fā)射線流量；κHα和κHβ分別是消光曲線對Hα和 Hβ 發(fā)射線處的取值，κHβ- κHα=0.16，由 1994年O’Donnell[22]研究給出.

結(jié)合式（2）即可根據(jù)巴爾末減縮計算Hα的星系內(nèi)部消光，從而得到改正消光后真實的Hα光度.隨后，利用恒星形成區(qū)紅外各波段的光度和改正內(nèi)部消光前的Hα光度對Hα真實光度進(jìn)行線性擬合[11，13]

式（4）中：LHα為未改正內(nèi)部消光的Hα光度；LIR(band)=νLν為紅外各波段的光度；ν為所選探測波段的電磁波頻率；LHα(corr)是利用巴爾末減縮改正消光后的Hα光度；a為線性擬合系數(shù).

3 結(jié)果與討論

首先對各星系進(jìn)行單獨擬合，擬合結(jié)果列于表1.

表1 紅外各波段光度和Hα未改正內(nèi)部消光光度對Hα真實光度的擬合結(jié)果Tab.1 Fitting results：LHα &LIR(band)vs.LHα(corr)

表1中a為式（5）中線性擬合系數(shù)，表最下方兩行為2013年Li等[15]給出對NGC5055和NGC6946兩星系恒星形成區(qū)的研究結(jié)果.需要指明的是，Li等的研究是以Hα/Brγ計算消光，將Hα與70μm相結(jié)合進(jìn)行定標(biāo).對比兩項研究的結(jié)果發(fā)現(xiàn)，NGC628、NGC4625、NGC5474和NGC3184星系所得的擬合結(jié)果與Li等對NGC6946的研究結(jié)果一致.兩項研究基于不同消光計算方法和研究對象，但得到一致結(jié)果，由此驗證本項研究結(jié)果的正確性.

結(jié)果中NGC2976的參數(shù)擬合結(jié)果較其他星系偏大.Li等研究中NGC5055的擬合系數(shù)也較大，他們將此歸因于NGC5055有較大的觀測傾角.類似地，本研究推斷NGC2976擬合系數(shù)偏大的原因也是由于其較大的觀測傾角所致，因為有傾角的星系比正向星系更難扣除與恒星形成無關(guān)的紅外輻射，見圖1（b）.

為了減小由于星系中恒星形成區(qū)過少導(dǎo)致的誤差，將所有星系的恒星形成區(qū)數(shù)據(jù)整體作為擬合數(shù)據(jù)點再次進(jìn)行擬合，結(jié)果列于表2.圖4為根據(jù)表2中擬合結(jié)果分別按照4個不同紅外波段繪制的“Hα真實光度-Hα未改正內(nèi)部消光光度+a×紅外波段光度”關(guān)系圖.

表2 綜合所有恒星形成區(qū)數(shù)據(jù)的擬合結(jié)果Tab.2 Fitting results by combining all star forming regions

圖4中選自不同星系的恒星形成區(qū)數(shù)據(jù)用不同形狀標(biāo)出，圖中實線均為橫縱軸光度相等線.由圖4可以看出，在1034～1039erg/s 5個數(shù)量級的光度跨度范圍內(nèi)（1erg=10-7J），24、70、100和 160μm 4個紅外波段與未作內(nèi)部消光改正的Hα光度的結(jié)合均與通過巴爾末減縮改正內(nèi)部消光的Hα光度緊密相關(guān).除了使用24μm數(shù)據(jù)擬合結(jié)果彌散度稍大（可能是24μm光度所占總紅外光度比例較小所致），其余波段數(shù)據(jù)彌散均為 σ～0.2dex 左右.與 Kennicutt等[11]及 Hao[12]等σ～0.1dex的結(jié)果相比，本研究的數(shù)據(jù)彌散略高，這是由于各恒星形成區(qū)物理性質(zhì)不盡相同所致.而Kennicutt等及Hao等的研究對象是整個星系，故星系各部分物理性質(zhì)的差異被平均了，因而數(shù)據(jù)彌散度更小.

Calzetti等[13]和Li等[15]研究中所選取恒星形成區(qū)具有2個數(shù)量級的光度跨度（約為1036～1038erg/s），而本研究中選取的恒星形成區(qū)延伸到更大的光度范圍（1034～1039erg/s），可見在更廣泛的光度范圍內(nèi)（特別是在低光度端），紅外波段對于Hα發(fā)射線消光均具有良好的改正效果.

圖4 中遠(yuǎn)紅外和未改正消光Hα光度的線性組合vs.巴爾末減縮改正消光的Hα光度Fig.4 Linear combinations of uncorrected Hα and IR luminosities vs.Balmer corrected Hα luminosities

由于本項研究中旋渦星系NGC628中選取的恒星形成區(qū)約占總數(shù)的68%，且其恒星形成區(qū)光度變化范圍也是2個星系中最大的，因此擬合結(jié)果由NGC628主導(dǎo).但本研究利用24μm數(shù)據(jù)與Hα相結(jié)合，擬合所得的系數(shù)a=0.033與2007年Calzetti等[13]的研究中所給出的系數(shù)a=0.031十分接近.值得強調(diào)的是Calzetti等的研究是基于33個星系中的220個恒星形成區(qū)進(jìn)行的，且消光改正使用的是Hα/Paα，不同于本研究所采用的Hα/Hβ方法.此外，70μm的定標(biāo)結(jié)果亦與2013年Li[15]等對NGC6946采用Ha/Brγ計算消光所得結(jié)果一致.這些均表明本研究所用星系雖少且結(jié)果可能由個別星系主導(dǎo)，但仍具有統(tǒng)計和實用意義.

4 結(jié)論

利用PINGS項目的IFS數(shù)據(jù)、KINGFISH項目由Herschel空間天文臺拍攝的70、100、160μm波段紅外成像數(shù)據(jù)、Spitzer空間望遠(yuǎn)鏡24μm成像數(shù)據(jù)以及地面望遠(yuǎn)鏡的Hα窄帶成像數(shù)據(jù)，依據(jù)能量守恒原理，以巴爾末減縮改正消光后的Hα光度為基準(zhǔn)，對NGC628、NGC2976、NGC3184、NGC4625和 NGC5474共5個近鄰恒星形成星系中的119個恒星形成區(qū)進(jìn)行Hα與中遠(yuǎn)紅外波段相結(jié)合作為恒星形成率指示器的定標(biāo)研究.主要結(jié)論如下：

（1）在1034～1039erg/s光度范圍內(nèi)，定標(biāo)得到的Hα 光度與各中遠(yuǎn)紅外波段（24、70、100和 160μm）光度的結(jié)合均與由Hα/Hβ根據(jù)巴爾末減縮原理改正消光的Hα光度緊密相關(guān)，RMS彌散約為0.2dex，24μm與Hα的結(jié)合彌散稍大，為0.27dex.

（2）對于Hα與24μm相結(jié)合、Hα與70μm相結(jié)合的定標(biāo)結(jié)果分別與2007年Calzetti等[13]對33個近鄰星系中220個恒星形成區(qū)的定標(biāo)結(jié)果以及2013年Li等[15]對NGC6946的定標(biāo)結(jié)果一致，表明本研究雖然只用了5個星系樣本進(jìn)行恒星形成率定標(biāo)研究，但結(jié)果仍然具有統(tǒng)計意義.

（3）有明顯觀測傾角的星系比“正向星系”（faceon）的線性擬合系數(shù)偏大，與2013年Li等[15]對NGC5055的研究結(jié)果十分相似.這可能是較大的傾角使得與恒星形成無關(guān)的塵埃輻射不能被很好扣除導(dǎo)致的.

為了得到更有統(tǒng)計意義的結(jié)果，仍需要更大的具有多波段數(shù)據(jù)尤其是IFS數(shù)據(jù)的樣本進(jìn)行進(jìn)一步研究.

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