具有后星暴活動的類星體?

褚張虎 顧秋生

(南京大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院南京210046)

具有后星暴活動的類星體?

褚張虎 顧秋生?

(南京大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院南京210046)

利用星族合成和合成譜能量分布的方法,對10顆新的紅移在0.3附近的后星暴類星體的宿主星系的星族年齡、黑洞質(zhì)量以及愛丁頓比率的研究表明:這些后星暴類星體的黑洞質(zhì)量約108M⊙,熱光度為愛丁頓光度的百分之幾,宿主星系的年齡介于幾百Myr到幾Gyr之間.這一結(jié)果表明在并合觸發(fā)的星暴活動和類星體被觸發(fā)(或光學(xué)可見)之間存在著時間延遲.后星暴類星體的合成譜能量分布顯示其和極亮紅外星系的聯(lián)系密切,推算出的紅外光度也已經(jīng)達到了亮紅外星系的級別,暗示這些光學(xué)光譜選擇的類星體很有可能處于極亮紅外星系向光學(xué)類星體演化的過程中.

星系:星暴,星系:測光,星系:演化,類星體:普通

1 引言

近年來隨著多個大規(guī)模的多波段巡天項目(例如最著名的地面斯隆數(shù)字化巡天項目,簡稱SDSS)以及多波段空間望遠鏡深場觀測的開展,我們對星系形成和演化的了解不斷深入.Toomre等人第1次提出了兩個質(zhì)量相近的旋渦星系通過并合可以形成橢圓星系[1].在這一過程中,極亮紅外星系(ULIRGs)向光學(xué)類星體的演化一直是其中的一項重要研究課題.自從紅外天文衛(wèi)星(IRAS)發(fā)現(xiàn)極亮紅外星系以來[2],Sanders等人發(fā)現(xiàn)大多數(shù)的極亮紅外星系具有和賽弗特星系相似的光學(xué)光譜,并且在形態(tài)上觀測到最近發(fā)生并合的跡象,他們第1次提出ULIRGs也許是從星系并合向類星體演化的一個過渡階段[3].ULIRGs向類星體演化的具體過程一直是一個未解之謎.星暴活動和星系中心的黑洞活動都需要吸積物質(zhì)來保持他們的活動性,而且都需要這些物質(zhì)從星系盤轉(zhuǎn)移到星系中心區(qū)域.無論是這些物質(zhì)形成吸積盤來使得中心的黑洞質(zhì)量增長,還是作為分子云的一部分來觸發(fā)星暴活動,星系并合對他們的重要性不言而喻,雖然其中的細致過程目前還不是很清楚.星暴星系中的并合的高發(fā)生率表明并合是觸發(fā)星暴活動的一個必要條件,但是Bergvall等人提出星系并合往往只產(chǎn)生中等規(guī)模的恒星形成活動[4].

數(shù)值模擬的研究結(jié)果表明富氣體的主并合,像ULIRGs中發(fā)生的那樣,將引起氣體內(nèi)流到核區(qū),觸發(fā)恒星形成活動和黑洞吸積.隨后活動星系核(AGN)的反饋(通過輻射形成外流)可能使周圍的氣體外流同時停止恒星形成和黑洞的吸積,最后整個系統(tǒng)將完全弛豫成一個橢圓星系.模擬結(jié)果表明星系并合以及隨后的恒星形成活動和黑洞吸積可以再現(xiàn)觀測中的黑洞質(zhì)量和核球的速度彌散之間的相關(guān)關(guān)系;同時,這些模擬也再現(xiàn)了從晚型星系到早型星系的過渡過程.然而這些模擬中的各種假設(shè)需要未來的觀測來限制他們的參數(shù)空間,并合主導(dǎo)的從ULIRGs到類星體(QSOs)的演化圖景由Sanders第1次提出來,到現(xiàn)在為止,已經(jīng)積累了大量的觀測證據(jù),包括在從ULIRGs到QSOs的演化中間形態(tài)的發(fā)現(xiàn),例如一類同時顯示出類星體和后星暴星族特征的天體(后星暴類星體, PSQs)的發(fā)現(xiàn)[5].

在低紅移的星系中尋找寄宿著的年輕星族和AGN活動為我們提供了一個機會去尋找在類星體階段由并合觸發(fā)的系統(tǒng).Canalizo等人選擇了一個包含9個低紅移的類星體樣本[6?7],這些源在遠紅外的顏色-顏色圖上正好位于ULIRGs和QSOs的中間位置,這些源在最近的300 Myr都有很強的恒星形成活動.他們提出這類天體的核區(qū)被塵埃像蟲繭一樣包裹著,這樣可以解釋這些天體觀測到的和推測出來的性質(zhì),而這一想法和Sanders的想法不謀而合[3];而且表明至少有些ULIRGs會演化成光學(xué)類星體,或者有些類星體在ULIRGs的環(huán)境下形成,但是他們的存在時標小于300 Myr,所以將不會觀測到類星體活動.Kawakatu等人發(fā)現(xiàn)I型的ULIRGs是黑洞開始快速增長的時期,同時中心類星體的活動正在被觸發(fā)[8].

Colina等人認為高光度類星體是大質(zhì)量盤星系并合的結(jié)果,小質(zhì)量的盤星系的并合會產(chǎn)生冷ULIRGs,而這些冷ULIRGs不會演化成QSOs[9].Cales等人通過哈勃空間望遠鏡(HST)的圖像研究了后星暴類星體的形態(tài)[10],這些明亮的低紅移的后星暴類星體來自于一個光譜選擇的后星暴類星體的更大樣本[11],并且他們的結(jié)果表明星系之間的相互作用或者本身的不穩(wěn)定性是促使這些星系演化到后星暴星系的重要原因.

本文主要研究一類后星暴類星體,包括宿主星系星族性質(zhì)以及紅外性質(zhì).我們采用一種全新的方法挑選出10個新的后星暴類星體,這些后星暴類星體具有類星體的光度以及后星暴星系才具有的光譜特征(高階巴耳末吸收線),表明這些星系在最近的一段時間內(nèi)沒有恒星形成.這些特征使得我們相信這些源很可能就是從超亮紅外星系向類星體演化過程中的過渡階段.

2 樣本的選取

SDSS是最成功的地面大型測光和光譜巡天項目[12?13].基于SDSS第7次數(shù)據(jù)發(fā)布(DR7)[14],Schneider等人挑選出一個包含105783個光譜認證的類星體樣本[15],這一樣本在過去的5 yr時間里被國際同行大量地研究和使用.

因為類星體比其宿主星系明亮許多,所以一般很難從類星體的光譜中發(fā)現(xiàn)后星暴星族的吸收特征.為了解決這個難題,我們采取以下的方法從SDSS的類星體樣本中挑選出具有后星暴特征的類星體.首先我們使用該樣本中給出的類星體發(fā)射線紅移作為系統(tǒng)紅移,挑選出那些紅移小于0.4的類星體,得到的類星體總數(shù)目是5188.然后我們使用Schneider等人的工作中的發(fā)射線紅移[15]將類星體光譜修正到靜止系,并挑選出靜止波長范圍在4150～4250的連續(xù)譜信噪比大于10的類星體.最后,我們選擇PSQ SDSS J074621+335040作為后星暴類星體的模板,并計算該模板與我們將要選擇的類星體在靜止波長范圍在3740～4000的皮爾遜積矩相關(guān)系數(shù)(Pearson product-moment correlation coefficient,又稱作PPMCC或PCC),選取互相關(guān)系數(shù)大于0.6的類星體.

按照上述方法,經(jīng)過逐條光譜仔細的確認,我們發(fā)現(xiàn)了10個新的后星暴類星體,圖1給出了我們選出的樣本中的一個示例.

圖1 我們樣本中的一個源的SDSS圖像和SDSS光學(xué)光譜,光學(xué)光譜中可以看到明顯的后星暴星族的特征.Fig.1The SDSS image and spectrum of one PSQ sample,from which we can clearly see the feature of post-starburst stellar population.

3 數(shù)據(jù)處理

3.1 使用STARLIGHT程序進行星族合成

starlight是目前為止最成功和使用最多的通過擬合河外星系光學(xué)光譜獲得星系星族組成的方法.Cid Fernandes等[16]首次提出了該方法并提出了一個優(yōu)化版本,應(yīng)用于SDSS光譜分析中[17].該方法通過一系列的星族組合向量(?x)、塵埃消光(AV)、速度偏離(v?)和速度彌散(σ?)來尋找符合觀測光譜(Oλ)的最優(yōu)解.需要了解更詳細的信息可以訪問www.starlight.ufsc.br.

我們決定使用該方法 (starlight)獲得這些后星暴類星體的恒星形成歷史.從最新的恒星光譜庫中[18],我們選取了星族年齡從1 Myr到18 Gyr和金屬豐度Z= 0.0001,0.0004,0.004,0.008,0.02,0.05的150個星族模板,并且加上了一個冪指數(shù)分布(αλ=?0.5).Bruzual和Charlot的研究表明這些恒星模板可以很好地重現(xiàn)SDSS中的星系屬性,比如恒星質(zhì)量、年齡以及金屬豐度等[18].

圖2給出了我們其中一個源(SDSS J111147.47+191750.4)的擬合結(jié)果.

圖2 后星暴類星體(SDSS J111147.47+191750.4)的星族合成結(jié)果.頂部圖:觀測值(黑色粗實線)和模型擬合結(jié)果(紅色細實線).底部圖:殘差譜 (黑色)和不參與擬合的區(qū)域(紅色).Fig.2Spectral synthesis of the PSQ(SDSS J111147.47+191750.4)in our sample.Top panel:observed (thick black line)and model fitting(thin red line)spectra.Bottom panel:the residual spectrum(black) and the masked regions(red).

3.2 發(fā)射線擬合

當我們從類星體的光譜中扣除掉恒星成分以及冪指數(shù)分布的連續(xù)譜后,可以比較準確地測量各種發(fā)射線性質(zhì).本次研究中,我們的關(guān)注點主要集中在Hα和Hβ以及他們周圍的那些發(fā)射線.對于Hα和[N ii],我們的擬合波長范圍是6450～6670,而對于Hβ和[O iii]λ4959,5007,我們采用的方法類似于Hα,擬合的波長范圍是4810～5050.測量發(fā)射線參數(shù)最普遍的方法是采用簡單的高斯函數(shù)來擬合發(fā)射線,我們采用一個高斯函數(shù)來擬合半高全寬在800 km/s以下的窄發(fā)射線,對于[O iii]λ4959,5007的延展部分,我們采用Greene等人的建議,用兩個高斯成分來擬合[19].對于[O iii]和[N ii],我們在擬合過程中依照理論值固定了中心波長的比值、流量比和線寬比.對于Hα,我們采用了一個窄的和一個寬高斯.雖然采用一個高斯也可以擬合我們樣本中的一部分,但是為了更好地描述寬線的性質(zhì)和得到更準確的物理參數(shù),我們采用了兩個高斯成分來擬合Hα以及Hβ發(fā)射線.

3.3 AGN的性質(zhì)

我們可以從發(fā)射線的擬合結(jié)果中估算AGN的兩個基本物理性質(zhì):黑洞質(zhì)量和愛丁頓比率.我們的光譜在5100處都有覆蓋,所以我們可以用冪指數(shù)分布擬合得到的5100處的單色光度來推算出AGN光度.我們采用Hα寬成分的線寬和5100處估算的AGN光度,利用文獻[20]中的關(guān)系:

推算黑洞的質(zhì)量,這個關(guān)系的不確定度約為0.4～0.5 dex.

我們就可以推算出總的熱光度.

表1整理了后星暴類星體的光學(xué)性質(zhì)(第2列到第8列分別是紅移、SDSS i波段的絕對星等、熱光度、 [O iii]光度、黑洞質(zhì)量、Hα發(fā)射線的半高全寬和愛丁頓比率).根據(jù)星族擬合得到的星族組合向量,我們采用光度加權(quán)的方法得到了它們的宿主星系的星族年齡和金屬豐度,同時測量了D4000和Hδ的等值寬度,并將結(jié)果整理在表2中.

3.4 合成的光譜能量分布

高質(zhì)量的合成光譜能量分布(以下簡稱SED)可以幫助我們理解經(jīng)典的類星體和后星暴類星體樣本之間的聯(lián)系.利用廣域紅外線巡天探測衛(wèi)星(WISE)的紅外數(shù)據(jù),可以幫助我們更好地了解后星暴類星體的紅外特征.我們從SDSS、2μm全天巡天(2MASS)和WISE測光數(shù)據(jù)構(gòu)造我們樣本的合成光譜能量分布.

Wei等人的工作表明在中紅外波段的后星暴類星體SED介于ULIRGs和光學(xué)類星體之間[23],這很好地表明了后星暴類星體是ULIRGs向光學(xué)類星體演化過程中的一個重要階段.我們希望通過研究從光學(xué)到中紅外的整體SED,尋找到相似的演化跡象.圖3給出了我們樣本和其他樣本的對比.

類星體的SED中重要特征是在光學(xué)-紫外和紅外波段都有谷峰,我們將后星暴類星體的SED在1μm處歸一化,并采用算術(shù)平均的方法進行合成.在圖3中我們將這10個后星暴類星體的合成SED,同Cales等人的樣本[10]、Shang等人工作中的射電寧靜的類星體合成SED[24]以及Donley等人的工作中的Arp220的SED[25]相比較.我們發(fā)現(xiàn)我們的樣本同文獻[10]樣本中SED非常相似,同經(jīng)典的類星體的SED相比較來看,差異很大.尤其在光學(xué)波段,我們的樣本同Arp220這樣的極亮紅外星系很相似,同時和經(jīng)典類星體在SED的形狀上差別很大.同時我們比較了Wei等人工作中的合成中紅外光譜,發(fā)現(xiàn)這些中紅外光譜和我們的樣本在紅外波段符合得很好,間接證明了我們找到的這些后星暴類星體在紅外的性質(zhì)上和之前的研究中存在相同的地方.

由于我們的樣本在合成 SED上同極亮紅外星系 (Arp220)有很多相似的地方,所以我們想知道這些后星暴類星體的紅外光度處于一個怎樣的水平.為此我們將WISE第4個波段(22μm)的測光數(shù)據(jù)k改正到靜止波長24μm,然后通過文獻中提供的方法,將24μm的光度轉(zhuǎn)化成為紅外總的輻射光度[26]:

結(jié)果發(fā)現(xiàn)這些后星暴類星體的總的紅外光度都大于1011L⊙.這么高的紅外光度可能是極亮紅外星系向光學(xué)類星體演化過程中,紅外光度逐漸降低,光學(xué)紫外波段的能量逐漸增加,最終將變成光學(xué)類星體,而后星暴類星體則是極亮紅外星系向光學(xué)類星體演化的過程中的一個過渡階段.這一圖景可以很好地解釋后星暴類星體不同尋常的紅外光度.這么高的紅外光度同Canalizo等人的結(jié)果[27]互相印證.

圖3 多個樣本的合成譜能量分布:我們的樣本(紅色的點),Cales等的樣本[10](青色的點),藍色的實線為Shang等人工作中的射電寧靜的類星體樣本[24],紫色的實線為Arp220的譜能量分布[25],紅色的實線為后星暴類星體的中紅外合成光譜.Fig.3Composite SED of PSQs from our sample(red circles),Cales et al.[10](cyan circles),the QSO templates from the Shang et al.[24](blue line),the SED of the Arp220[25](purple line),and the composite MIR spectrum of PSQs(red line).

4 結(jié)果與討論

圖4給出了類星體的星族平均年齡的光度加權(quán)分布和質(zhì)量加權(quán)分布.從圖中可以得到中等年齡的星族貢獻了后星暴類星體光度的絕大部分.從質(zhì)量分布上看,年輕星族的質(zhì)量分布所占的比例很小,與光譜中有很強的高階巴耳末吸收線(A型星的特征)相對應(yīng),表明這些源在最近1 Gyr已經(jīng)沒有新的恒星形成.

Hao等人給出了紅外類星體和光學(xué)類星體的統(tǒng)計上的黑洞質(zhì)量的平均值分別是4.9×107M⊙和2.1×108M⊙[28],我們得到的后星暴類星體的黑洞質(zhì)量MBH約為107.5～108.5M⊙.這證明了后星暴類星體可能是極亮紅外星系向光學(xué)類星體演化的一個過渡階段.

表1 后星暴類星體的光學(xué)性質(zhì)和總紅外光度Table 1 The optical properties and total IR luminosity of PSQs

表2 后星暴類星體的星族性質(zhì)Table 2 The properties of stellar population of PSQs in our sample

圖4 后星暴類星體的平均年齡的光度加權(quán)分布和質(zhì)量加權(quán)分布Fig.4 The flux-weighted and mass-weighted distributions of the average ages of the host stellar populations

我們樣本的星族年齡分布介于200～ 2000 Myr.假設(shè)類星體的壽命在1～100 Myr[29],那么在并合觸發(fā)的恒星形成和類星體被觸發(fā)或者變得可見之間存在很明顯的時間延遲,我們的結(jié)果和前人研究保持一致.例如Canalizo和Stockton發(fā)現(xiàn)了光學(xué)選擇類星體星族年齡介于0.3～2.4 Gyr的中等年齡星族[27],同樣地Cales等也在光學(xué)上活動的星系中發(fā)現(xiàn)了中等年齡的星族[30].

我們認為該結(jié)果對理解星系的演化圖像有很大幫助.Sanders等提出的星系并合產(chǎn)生ULIRGs隨后變成光學(xué)可見的類星體[3],這些模型預(yù)測當恒星形成的活動性達到峰值的時候[31?33],我們應(yīng)該觀測到一個塵埃包裹著的系統(tǒng),這個系統(tǒng)中孕育著被塵埃遮掩著的年輕星族(ULIRGs階段).在這一期間,類星體的活動性也許已經(jīng)被觸發(fā),但是由于處于塵埃的層層包裹中,我們還無法直接觀測到類星體.當AGN的活動變得顯著的時候,伴隨著AGN的反饋過程也將發(fā)揮作用,這一過程的主要作用是移除周圍的氣體和塵埃,最終緩慢地停掉恒星形成.因此在Sanders等的演化圖象中[3],當類星體變得可以直接探測時,類星體的宿主星系應(yīng)該是以正在變老的星族(例如中等年齡的星族)為主.

一些前人研究[34?36]同樣發(fā)現(xiàn)在并合觸發(fā)的恒星形成和AGN的活動性變得可見之間存在一個幾百Myr到幾Gyr之間的時間延遲,而另外一些人的研究[37?38]在SDSS光學(xué)AGN樣本中發(fā)現(xiàn)了年輕的星族,表明恒星活動和AGN的活動性是被同時觸發(fā)的.

觸發(fā)機制依賴于AGN光度可能是產(chǎn)生這些不一致結(jié)果的主要原因.Tadhunter等人在那些具有類星體光度(L[OIII]>1035W)的樣本中找到了年齡小于0.1 Gyr的年輕星族,亮度沒有達到這一值的AGN中[34,36]則發(fā)現(xiàn)了年齡介于0.2～2 Gyr之間的中等年齡的星族.我們的研究表明我們的樣本的[O iii]光度低于這個標準,再加上明顯的中等年齡星族的貢獻,我們的結(jié)論支持星族的年齡同[O iii]的光度之間的關(guān)系.在這些后星暴類星體中沒有發(fā)現(xiàn)大量的年輕星族也不是那么令人奇怪的事情.

將我們的樣本同Cales等的樣本[10]結(jié)合起來,將形成一個目前最大的后星暴類星體樣本,但是我們?nèi)耘f沒有發(fā)現(xiàn)AGN和恒星形成活動性之間的相關(guān)性.這也許令人很困惑,如果星系并合觸發(fā)恒星形成的機制同樣也在觸發(fā)類星體的活動性,那么必然將會在兩者之間產(chǎn)生某種聯(lián)系.這一明顯的時間延遲也許表明AGN并沒有直接影響恒星形成.近期的理論工作[39?42]提出:在并合到后星暴演化過程中,AGN在停止恒星形成活動上也許不像我們之前認為的那樣重要.這些工作認為恒星形成活動的停止主要來自于恒星自身的反饋過程,AGN相關(guān)的反饋只是起到抑制低水平的恒星形成.

值得一提的是,Cen提出了一個新的星系和超大質(zhì)量黑洞的協(xié)同演化圖景[41].在這一模型中,星暴活動和AGN不是協(xié)同演化,AGN不再是停止恒星形成的主要原因.他們認為,超大質(zhì)量黑洞的主要增長發(fā)生在后星暴時期,黑洞增長的物質(zhì)供給則來自于恒星老化后所產(chǎn)生的氣體[43?44].我們計算出的愛丁頓比率和這一模型預(yù)測出來的很接近,這使得我們相信這一模型也許可以解釋后星暴類星體.

Sanmartim等人使用雙子望遠鏡(Gemini)研究了PSQ J0330–0532的中心區(qū)域的恒星形成歷史以及這一區(qū)域的氣體動力學(xué)[45].他們發(fā)現(xiàn)AGN相關(guān)的反饋活動并沒有到達后星暴星族被觀測到的區(qū)域,于是他們認為在這個類星體中AGN并沒有對恒星形成的停止產(chǎn)生影響.

Kriek等人通過對他們的62個后星暴星系的合成SED采用Bruzual和Charlot的簡單星族模型進行擬合[46],推算出來的塵埃消光值(AV)為0.16.我們的星族擬合結(jié)果得到的塵埃消光的平均值為0.47,這表明后星暴類星體的塵埃要多于后星暴星系.從星暴星系向后星暴星系演化的過程中,塵埃的消光是隨著演化的進行而逐步降低的.我們認為這一被塵埃包裹著的中等年齡的星族來源于高度紅化的年輕星族(例如ULIRGs),這解釋了為什么這些后星暴類星體的塵埃消光高于普通的后星暴星系.同時,我們發(fā)現(xiàn)這些低紅移的后星暴類星體的愛丁頓比率同半解析模型預(yù)測的值符合得很好,使得后星暴類星體在ULIRGs向類星體演化的過程中的地位愈發(fā)顯得重要[47?48].

5 總結(jié)

后星暴類星體的光譜性質(zhì)表明這些星系在最近的一段時間內(nèi)已經(jīng)停止了恒星形成,我們發(fā)現(xiàn)這部分的中等年齡的星族占了宿主星系質(zhì)量的很大一部分.我們在本篇文章中對10個后星暴類星體的光譜進行了星族合成研究,并計算了宿主星系的星族年齡、黑洞質(zhì)量以及愛丁頓比率,這些都有助于我們更好地了解AGN和宿主星系之間的演化.

本文主要結(jié)論總結(jié)如下:

(1)我們發(fā)現(xiàn)了10個新的后星暴類星體.

(2)我們的研究表明這些光學(xué)選出的后星暴類星體,在紅外具有很高的發(fā)射,這同之前的研究互相印證.同時也表明了后星暴類星體是連接ULIRGs和光學(xué)類星體的重要階段.

(3)我們的樣本的黑洞質(zhì)量MBH約為107.5～108.5M⊙,愛丁頓吸積效率大概在1%～10%.

(4)這些類星體的樣本中缺少大量的年輕星族,很有可能是這些年輕星族的形成受到AGN的光度的影響.

(5)后星暴類星體的星族中中等年齡的星族占主導(dǎo)地位,年輕星族的質(zhì)量比例處于很低的水平,表明這些類星體的宿主星系已經(jīng)沒有新的恒星形成.

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The Stellar Population of Post-starburst Quasars

CHU Zhang-hu GU Qiu-sheng
(School of Astronomy and Space Science,Nanjing University,Nanjing 210046)

We present a stellar population synthesis study of a sample of 10 poststarburst quasars(PSQs)atz～0.3.These broad-lined active galactic nuclei(AGNs) possess the spectral signatures of massive intermediate-aged stellar populations,making them potentially useful for studying the connections between nuclear activity and host galaxy evolution.With the help of the stellar synthesis code starlight,we determine the ages of the host stellar populations,the black hole masses,and Eddington fractions of the AGNs.We find that the PSQs haveMBH～ 108M⊙accreting at a few percent of Eddington luminosity,and the ages of host stellar populations are several hundred Myr to a few Gyr old.The result may support a delay between the merger-induced starburst and the quasar being triggered/becoming visible.And the estimated total IR luminosity is greater than 1011L⊙,which may reveal the connection between the Ultra Luminous Infrared Galaxies(ULIRGs)and the PSQs.We still find no significant correlations between AGN and starburst properties.It’s very strange,especially if the triggering mechanism of starburst also triggered the AGN activity,bringing a kind of correlations between them.Maybe the selection e ff ects limit our ability to see the correlations or there could be multiple types of triggering events.The unique spectral properties of PSQs hint that these objects are recently quenched starbursts.We find that virtually all of them have intermediate-age population comprising a significant fraction of the total mass of the host galaxies.

galaxies:starburst,galaxies:photometry,galaxies:evolution,quasars: general

P158;

A

10.15940/j.cnki.0001-5245.2015.05.003

2015-04-01收到原稿,2015-04-13收到修改稿

?國家自然科學(xué)基金項目(11273015和11133001)、973項目(2013CB834905)資助

?qsgu@nju.edu.cn