星系團(tuán)的性質(zhì)與其最亮成員星系中的恒星形成活動(dòng)的相關(guān)性

李鼎鵬 李瑤 姜東飛

摘 要：基于哈勃空間望遠(yuǎn)鏡的CLASH巡天觀測(cè)數(shù)據(jù)，對(duì)其中23個(gè)大質(zhì)量的、紅移范圍在0.18

關(guān)鍵詞：星系團(tuán) 熵 星系形成與演化 恒星質(zhì)量 恒星形成率

中圖分類(lèi)號(hào)：P152 文獻(xiàn)標(biāo)識(shí)碼：A 文章編號(hào)：1672-3791（2015）09（c）-0207-03

星系團(tuán)是宇宙中最大的引力束縛系統(tǒng)，其最亮的成員星系（稱(chēng)為最亮團(tuán)星系；英文Brightest Cluster Galaxy-縮寫(xiě)為BCG）是星系形成與演化重要的研究對(duì)象之一。它們通常處在星系團(tuán)的中心（Smith et al.2005），大多由年老的恒星族主導(dǎo)，通常已沒(méi)有較強(qiáng)的恒星形成活動(dòng)，形態(tài)以棗型為主。由于最亮團(tuán)星系處在獨(dú)特的物理位置上（一般位于靠近星系團(tuán)引力勢(shì)阱的最低點(diǎn)）并具有區(qū)別于其他一般星系的性質(zhì)，普遍認(rèn)為它們的起源和演化與其宿主星系團(tuán)的形成與演化有著密切的聯(lián)系。盡管最亮團(tuán)星系通常是寧?kù)o的大橢圓星系，然而近期基于光譜觀測(cè)的研究表明一些低紅移最亮團(tuán)星系正經(jīng)歷著恒星形成活動(dòng)甚至星暴活動(dòng)（Liu et al.2012）。同時(shí)一些鄰近最亮團(tuán)星系具有較藍(lán)色的核和紫外超現(xiàn)象也表明了它們正經(jīng)歷著恒星形成過(guò)程（Hicks et al.2010）。在先前的研究工作中，具有明顯恒星形成活動(dòng)的最亮團(tuán)星系樣本大多數(shù)是基于X射線選擇的鄰近樣本，它們通常處在擁有致密核、高壓氣體、低熵的星系團(tuán)中—即“冷核星系團(tuán)”。這種星系團(tuán)中的最亮團(tuán)星系周?chē)臒釟怏w冷卻時(shí)間一般小于 1 Gyr。目前的研究表明：基于光學(xué)觀測(cè)數(shù)據(jù)選取的鄰近樣本中，10%～30%的最亮團(tuán)星系中存在強(qiáng)射電活動(dòng)星系核或恒星形成活動(dòng)，或者兩者同時(shí)存在（von der Linden et al.2007；Edwards et al.2007），而在基于X射線選取的鄰近星系團(tuán)樣本中其比例可達(dá)70%或更高（Donahue et al.2010）。最近對(duì)20個(gè)基于X射線選擇的，中等紅移（0.18

在這項(xiàng)工作中，利用CLASH巡天觀測(cè)的星系團(tuán)樣本，深入探討中等紅移星系團(tuán)的質(zhì)量、中心區(qū)域的熵等性質(zhì)與其最亮團(tuán)星系的恒星形成活動(dòng)之間的關(guān)系。下面將詳細(xì)介紹該項(xiàng)工作的樣本與數(shù)據(jù)，結(jié)果與分析，以及結(jié)論。

1 樣本與數(shù)據(jù)

CLASH（Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble）是2009年美國(guó)國(guó)家財(cái)政支持的一個(gè)針對(duì)星系團(tuán)的巡天項(xiàng)目。CLASH利用哈勃空間望遠(yuǎn)鏡全新的多波段成像設(shè)備對(duì)25個(gè)大質(zhì)量的、紅移從0.18～0.89的星系團(tuán)進(jìn)行深度觀測(cè)。CLASH星系團(tuán)樣本可分成兩大類(lèi)，其中20個(gè)星系團(tuán)是基于它們的X射線的表面亮度選擇的，其余5個(gè)星系團(tuán)是因它們具有相對(duì)較大的愛(ài)因斯坦半徑而選擇的（Postman et al.2012）。CLASH巡天耗時(shí)三年（2010—2013）利用哈勃空間望遠(yuǎn)鏡的第三代廣域照相機(jī)（WFC3）和先進(jìn)巡天照相機(jī)（ACS）的從紫外、可見(jiàn)光、至近紅外共16個(gè)波段對(duì)25個(gè)星系團(tuán)進(jìn)行深度觀測(cè)。

在這項(xiàng)工作中，由于星系團(tuán)MACS1931.8-2635和MACS0717.5+3745沒(méi)有測(cè)定的質(zhì)量，因此，把其它23個(gè)星系團(tuán)作為研究樣本（詳見(jiàn)Postman et al.2012）。樣本星系團(tuán)的紅移取自Postman et al.（2012）。星系團(tuán)的質(zhì)量是根據(jù)引力透鏡性質(zhì)計(jì)算得到的。星系團(tuán)中心區(qū)域的熵值選自ACCEPT（Cavanolo et al. 2009）。中心熵值K0用公式（1）計(jì)算：

（1）

其中：TX為溫度；ne為電子數(shù)密度。最亮團(tuán)星系的恒星形成率（SFR）是利用靜止參考系下紫外光度，采用Kennicutt關(guān)系（公式2；Kennicutt 1998）計(jì)算得到（Donahue et al.2015）。

（2）

其中：LUV為靜止參考系下的紫外光度。最亮團(tuán)星系的恒星質(zhì)量選自Burke et al.（2015），是基于對(duì)多波段觀測(cè)數(shù)據(jù)組成的光譜能量分布（Spectral Energy Distribution）做最佳擬合得到。

2 結(jié)果與分析

星系恒星形成率（SFR）間的關(guān)系，實(shí)心點(diǎn)的顏色表征最亮團(tuán)星系的恒星形成率的大小。圖1右幅：最亮團(tuán)星系的恒星形成率（SFR）與其恒星質(zhì)量（BCG mass）間的關(guān)系。

圖1左幅給出了23個(gè)樣本星系團(tuán)的質(zhì)量（cluster mass， Mcluster）、中心區(qū)域的熵（K0）及其最亮團(tuán)星系的恒星形成率（SFR）之間關(guān)系。其中實(shí)心點(diǎn)的顏色表征最亮團(tuán)星系的恒星形成率的大小，紅色的水平虛線標(biāo)明中心區(qū)域熵值K0=30 kev cm2，豎直虛線標(biāo)明星系團(tuán)質(zhì)量為Mcluster =1.5×1015M⊙，黑色的實(shí)線則是對(duì)星系團(tuán)的質(zhì)量與中心區(qū)域的熵的線性擬合（K0=1.29M-17.84， Spearman Rank Order相關(guān)分析給出的相關(guān)系數(shù)為0.63，表明相關(guān)性很強(qiáng)）。從圖1左幅圖中可以看出星系團(tuán)的質(zhì)量、中心區(qū)域的熵及最亮團(tuán)星系的恒星形成率彼此間具有很好的相關(guān)：統(tǒng)計(jì)上星系團(tuán)的質(zhì)量越小，其中心區(qū)域的熵也越低，而其中的最亮團(tuán)星系的恒星形成率也越高。圖1右幅給出了最亮團(tuán)星系的恒星形成率與其自身恒星質(zhì)量（BCG mass，M*，BCG）間的關(guān)系。Spearman Rank Order相關(guān)分析給出的相關(guān)系數(shù)為0.21，表明相關(guān)性較弱。這些研究結(jié)果表明：在中等紅移，具有明顯恒星形成活動(dòng)的最亮團(tuán)星系通常處在中心低熵、低溫的冷核星系團(tuán)中。這些造成這些最亮團(tuán)星系的恒星形成活動(dòng)的冷氣體來(lái)源于其宿主星系團(tuán)內(nèi)的熱氣體冷卻，而不是星系本身。這些中等紅移最亮團(tuán)星系的恒星形成性質(zhì)與鄰近最亮團(tuán)星系的性質(zhì)基本一致。

3 結(jié)語(yǔ)

該文利用哈勃空間望遠(yuǎn)鏡的CLASH巡天觀測(cè)數(shù)據(jù)，探討了中等紅移的、具有明顯恒星形成活動(dòng)的最亮團(tuán)型星系的冷氣體的可能來(lái)源。研究結(jié)果表明：最亮團(tuán)星系的恒星形成率與其宿主星系團(tuán)的質(zhì)量、中心區(qū)域的熵值存在明顯的相關(guān)性：質(zhì)量越小、中心區(qū)域熵值越低的星系團(tuán)中其最亮團(tuán)星系的恒星形成率越高，而與最亮團(tuán)星系本身的物理性質(zhì)（如恒星質(zhì)量）幾乎不存在相關(guān)。研究結(jié)果意味著：造成中等紅移最亮團(tuán)星系中的恒星形成活動(dòng)的冷氣體來(lái)源于其宿主星系團(tuán)內(nèi)的熱氣體冷卻，而不是星系本身。

參考文獻(xiàn)

[1] Smith G.P.，Kneib J.-P.，Smail I.，et al.A Hubble Space Telescope lensing survey of X-ray luminous galaxy clusters-IV.Mass， structure and thermodynamics of cluster cores at z=0.2[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，2005，359（2）：417-446.

[2] Liu F.S.，Mao S.，Meng X.M.Star formation activities in early-type brightest cluster galaxies[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，2012，423（1）：422-436.

[3] Hicks A.K.，Mushotzky R.，Donahue M.Detecting Star Formation in Brightest Cluster Galaxies with GALEX[J].The Astrophysical Journal，2010，719（2）：1844-1858.

[4] von der Linden，A.，Best，P.N.，Kauffmann，G.How special are brightest group and cluster galaxies[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，2007，379（3）：867-893.

[5] Edwards，L.O.V.，Hudson，M.J.，Balogh，M.L.，& Smith，R.J.Line emission in the brightest cluster galaxies of the NOAO Fundamental Plane and Sloan Digital Sky Surveys[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，2007，379（1）：100-110.

[6]Donahue，M.，Bruch，S.，Wang，E.，et al.Star Formation and UV colors of the Brightest Cluster Galaxies in the Representative XMM-Newton Cluster Structure Survey[J].The Astrophysical Journal.2010，715（2）：881-896.

[7] Fogarty K.，Postman M.，Connor T.，et al.Star Formation Activity in CLASH Brightest Cluster Galaxies[J]. The Astrophysical Journal.2015，813（2）：117-137.

[8] Postman，M.，Coe，D.，Ben韙ez， N.，et al.The Cluster Lensing and Supernova Survey with Hubble：An Overview[J].The Astrophysical Journal Supplement，2012，199（2）：25-48.

[9] Cavagnolo， K. W.， Donahue， M.， Voit， G. M.， & Sun， M. Intracluster Medium Entropy Profiles for a Chandra Archival Sample of Galaxy Clusters[J].The Astrophysical Journal Supplement，2009，182（1）：12-32.

[10] Kennicutt， Jr.，R.C.Star Formation in Galaxies Along the Hubble Sequence[J].Annual Review of Astronomy and Astrophysics.1998，36：189-232.

[11] Donahue， M.，Connor，T.，F(xiàn)ogarty，K.，et al.Ultraviolet Morphology and Unobscured UV Star Formation Rates of CLASH Brightest Cluster Galaxies[J].The Astrophysical Journal，2015，805（2）：177-191.

[12] Burke，C.，Hilton，M.，Collins， C.Coevolution of brightest cluster galaxies and intracluster light using CLASH[J]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，2015，449（3）：2353-2367.