陳培彬，劉家旻，趙應(yīng)和

(1.中國科學(xué)院 云南天文臺 昆明 650011；2.中國科學(xué)院大學(xué)，北京 100049；3.中國科學(xué)院天體結(jié)構(gòu)與演化重點實驗室，昆明 650011)

1 引言

在天體物理環(huán)境中，(亞)毫米波段觀測包含了大量可探測的譜線發(fā)射，例如簡單分子(如CO,H2O 等)的轉(zhuǎn)動發(fā)射以及原子(如C,O 等)和離子(如C+,N+等)的基態(tài)精細結(jié)構(gòu)躍遷。這些譜線是ISM 的重要冷卻劑，可用于研究氣體的物理性質(zhì)和化學(xué)組成以及氣體發(fā)射的能量來源。在(亞)毫米波段進行的研究不但對理解近鄰星系中ISM 的物理性質(zhì)有重要意義，還可以為研究高紅移星系提供重要的參照對比，并且能為我們理解星系的形成和演化提供關(guān)鍵信息。隨著赫歇爾空間天文臺(Herschel Space Observatory)以及地面大型(亞)毫米波望遠鏡(如阿塔卡馬大型毫米/亞毫米陣列(Atacama Large Millimeter/submillimeter Array,ALMA)等)的投入使用，星系(亞)毫米波段的數(shù)據(jù)儲備越來越多，為星系中的恒星形成性質(zhì)(SFR的測量、恒星形成模式)、分子氣體(質(zhì)量示蹤、物理環(huán)境)以及星系中心能源診斷的深入研究提供了可能。

了解恒星形成的瞬時水平(如SFR)，不僅可以揭示ISM 的狀態(tài)，而且可以揭示星系的演化及其形成過程。所以對星系中SFR與形成恒星的氣體間關(guān)系的正確理解，是研究與恒星形成(star formation,SF)相關(guān)的過程及規(guī)律的關(guān)鍵，也是進一步研究高紅移星系甚至第一代星系中與SF 有關(guān)的天體物理過程的基礎(chǔ)。目前，SFR已經(jīng)通過連續(xù)譜或者發(fā)射譜線在一個很廣的波長范圍中測量出來。然而，常用的光學(xué)或者紅外連續(xù)譜發(fā)射很難應(yīng)用到高紅移星系中，因為：(1)這些譜線紅移到了地面設(shè)備難以探測的波段；(2)很難或者需要耗費很大的代價才能獲得完整的紅外連續(xù)譜。幸運地是，隨著地面大型(亞)毫米波望遠鏡(如ALMA)的使用，我們可以通過星系(亞)毫米波譜線來進行相關(guān)的工作。

宇宙中C,N 是繼O 之后豐度最高的金屬元素，且C,C+以及N+的基態(tài)精細結(jié)構(gòu)都能夠在(亞)毫米波段(0.1～10 mm)發(fā)射相應(yīng)頻率的光子，與星際塵埃大小(約0.1 μm)相比，它們的輻射波長要大很多，因此這些譜線基本不受塵埃消光的影響。同時，由于愛因斯坦受激激發(fā)系數(shù)很小，所以它們的自吸收通常都很弱(即光學(xué)薄)，發(fā)射的光子基本都能逃離所在的氣體云。另外，因為這些譜線所需要的激發(fā)能量都在幾百開爾文以內(nèi)，所以它們很容易與電子、氫原子以及氫分子發(fā)生碰撞激發(fā)過程，使得它們成為多種狀態(tài)ISM 的重要冷卻劑，以及氣體云物理環(huán)境的極佳探針。隨著越來越多的其他原子或離子的精細結(jié)構(gòu)躍遷被探測到(如[CII],[OI],[OIII]以及[NII)，對這些譜線的聯(lián)合觀測提供了關(guān)于星系中ISM 原子和電離氣體物理性質(zhì)的關(guān)鍵診斷(如紫外(ultraviolet,UV)輻射場的硬度、氣體的溫度密度和質(zhì)量以及金屬豐度)[1,2]。例如，中性氣體冷卻線(主要是[OI]和[CII])的相對強度與遠紅外連續(xù)譜的對比提供了對氣體加熱效率的測量[2,3]。

基于(亞)毫米波譜線的各種優(yōu)勢，以及文獻中利用它們所做的大量工作(測量星系的SFR、描述星系中的SF 模式以及分子氣體質(zhì)量的測量等)，我們對這些工作進行了簡單的總結(jié)以及比較。第2 章簡單總結(jié)并比較了利用(亞)毫米波譜線測量星系SFR的方法和它們的優(yōu)缺點，以及利用此波段譜線來示蹤兩種SF 模式；第3 章綜述了星系中分子氣體質(zhì)量的測量方法；第4 章基于多條CO 譜線(CO 譜線能量分布以及CO 譜線與連續(xù)譜的比值)以及其他譜線的研究，介紹了如何利用(亞)毫米波段譜線診斷星系中主導(dǎo)譜線激發(fā)的三種能量來源；第5 章對全文內(nèi)容進行簡單的總結(jié)以及對(亞)毫米波段譜線研究進行展望。

2 恒星形成性質(zhì)的示蹤

2.1 恒星形成率的測量

星系中新形成的大質(zhì)量恒星輻射出UV 光子，然而星系中的塵埃會吸收這些UV 光子。幸運的是，當(dāng)塵埃吸收UV 光子后，將在紅外(infrared,IR)/遠紅外波段重新產(chǎn)生輻射，使得我們能夠利用再次輻射出的IR 流量來示蹤星系中的SFR[4,5]。Kennicutt[6]提出了基于IR 光度的SFR定標(以下稱K98)，表示為：

其中，LIR表示紅外光度，L⊙表示太陽光度。

前人的研究表明：如果星系中有效的SF 區(qū)域是固定的，那么逐漸增加的IR 光度則表示更高的恒星形成率面密度(ΣSFR)，這會導(dǎo)致在正常星系和(超) 亮紅外星系((ultra)luminous infrared galaxies,(U)LIRGs) 中更加溫暖的遠紅外顏色或者更高的60～100 μm流量密度比，C(60/100)[7–9]。由上述結(jié)論可知C(60/100)能夠探測塵埃加熱輻射場的平均密度[4](即間接示蹤ΣSFR)，因此為了更加全面的描述星系的SF 活動，需要知道星系的SFR以及C(60/100)。傳統(tǒng)的方法是根據(jù)完整的塵埃譜能量分布(dust spectrum energy distribution,Dust SED)推導(dǎo)出SFR以及C(60/100)，但是對于高紅移星系而言這需要覆蓋較寬波長范圍的多次測光測量，如果此時紅移較高且背景相對明亮，那么精確連續(xù)的測光將會變得非常困難[9]，所以必須尋找可以替代的方法。

2.1.1 C+的基態(tài)精細結(jié)構(gòu)線

近鄰星系中，傳統(tǒng)的光學(xué)/紫外譜線是最常用的ISM 物理性質(zhì)的診斷劑[1]。然而，這些診斷在高紅移時無法使用，因為它們在中紅外范圍內(nèi)會發(fā)生紅移，而這需要的光譜靈敏度是目前設(shè)備無法達到的。在紅移大于4 時探測到的光學(xué)/紫外發(fā)射線僅是H 的α(Lyα)譜線，但是由于其共振特性，它無法用于解釋ISM 的物理特性[10]。那么在這種情況下，原子的精細結(jié)構(gòu)躍遷線就是研究高紅移時ISM 特性的關(guān)鍵工具。因為在靜止坐標50～500 μm 的波長范圍內(nèi)，紅移大于4 時這些譜線已經(jīng)紅移到了大氣(亞)毫米透明窗口。

在大多數(shù)恒星形成星系(star formation galaxies,SFGs) 中觀測到的最明亮的發(fā)射線為[CII] 158μm 譜線，在紅移為7 時也能觀測到[11]。這是由于碳的普遍存在，而且[CII]158μm 譜線幾乎沒有塵埃消光，所以它自然成為示蹤ISM 物理特性(如SFR)的一個令人感興趣的目標。同時，它是光致解離區(qū)域(photo-dissociation regions,PDRs)主要的冷卻劑，冷卻效率高達33.6%[3]，所以[CII] 158 μm 可以示蹤星系中的SF 活動。并且它的總光度可達星系總紅外光度的0.1%～1%[12]，這使得它成為探測遙遠星系的ISM 和近鄰星系盤內(nèi)較暗區(qū)域的寶貴工具。對于高紅移星系，由于其超高光度，地面的設(shè)備也能容易探測到。

因為中性碳的電離勢為11.3 eV，略低于氫原子的電離勢，所以大部分[CII] 158 μm 發(fā)射線被認為來自PDRs[12]，剩余部分來自X 射線主導(dǎo)區(qū)域(X-ray dominant regions,XDRs)、宇宙射線主導(dǎo)區(qū)域(cosmic-ray dominant regions,CRDRs)、電離氫區(qū)域(HII 區(qū))[13]、低密度的溫暖氣體或彌漫的中性氫氣體云。由于強烈的大氣吸收，近鄰星系中的[CII] 158 μm精細結(jié)構(gòu)線不能在地面觀測，只能在機載平臺或者空間觀測站觀測[14]。但是，(亞)毫米大氣窗口提供了紅移大于1時地面可以探測的一些譜線，聯(lián)合大氣不透明度向更高紅移(更長波長)發(fā)展。10 年前在紅移為6.42 的類星體寄主星系中就首次探測到了[CII] 158 μm 的發(fā)射[15]，繼這之后[CII] 158 μm 的探測呈穩(wěn)步上升趨勢，當(dāng)然這得感謝如加州理工亞毫米波天文臺(Caltech submillimeter observatory,CSO),Hercshel 以及ALMA 的使用。如在紅移為1～2 時，使用CSO 探測到了[CII] 158 μm 的發(fā)射[16]，并且Herschel 在紅移為1.5～3范圍內(nèi)也探測到[CII] 158 μm 的發(fā)射[17]。

雖然[CII] 158 μm 譜線有多種來源，但仍然有一些團體使用[CII] 158 μm 譜線進行SFR的定標。比如Stacey 等人[12]對14 個富氣體星系的研究，以及Sargsyan 等人[18]對來自Herschel 的112 個星系的研究。而后，De Looze 等人[19]基于Herschel Dwarf Galaxy Survey的50 個矮星系，得到了SFR與[CII] 158 μm 之間的相關(guān)性(詳見De Looze 等人[19]文中的圖6)。類似地，Sutter 等人[11]對來自KINGFISH (key insights in nearby galaxies:a far infrared survey with Herschel)的61 個近鄰宇宙星系的研究中，也得到了相似的結(jié)果：

其中，L[CII]表示[CII] 158 μm 譜線光度。

如圖1 所示。這些研究雖然證實了[CII] 158 μm 譜線確實能夠用于SFR的定標，但是觀測到的[CII] 158 μm 光度與其他SF 示蹤劑之間的關(guān)系通常表現(xiàn)出很大的彌散[20]。并且，在極端情況下(精細結(jié)構(gòu)線的匱乏現(xiàn)象)示蹤SFR的能力很差[18,19]。

圖1 a),b),c)為SFR 與3 中不同氣相的[CII]之間的相關(guān)性；d),e),f)為由far-ultraviolet (FUV) +24 μm 混合恒星形成指示器測量的SFR 與使用[CII] 158 μm 的光度關(guān)系確定的SFR 之間的差異[11]

通過包含額外的光譜信息，我們?nèi)匀豢梢源_定一個具有良好約束的[CII] 158 μm-SFR的關(guān)系，例如，利用[CII] 158 μm 的光度和IR 顏色修正，能夠探測除大多數(shù)紅外發(fā)光系統(tǒng)外所有系統(tǒng)的SFR[21]。為了更好地理解和量化[CII] 158 μm 發(fā)射線作為SF 示蹤劑，可以將[CII] 158 μm 發(fā)射按照不同ISM 的來源進行區(qū)分。由于中性N 的電離勢比H 的略高，即[NII]只來源于HII 區(qū)以及其他ISM 的電離氣體，并且[CII] 158 μm/[NII] 205 μm 的比值近乎常數(shù)，不依賴于氣體的電子密度；同時，[NII] 205 μm 的臨界密度約為44 cm?3，與[CII]158 μm 的臨界密度近似[22]，所以[NII] 205 μm 能夠很好地區(qū)分[CII] 158 μm 中來自ISM中性和電離氣體的比例。

因此，Sutter 等人[11]利用[NII] 205 μm 很好地測量了[CII] 158 μm 發(fā)射線中來自電離和中性ISM 的比例，得到了僅來自中性ISM 的[CII] 158 μm 與SFR之間的相關(guān)性：

式中，RIonized代表預(yù)期的[CII] 158 μm 和[NII] 205 μm 的比值，L[NII]205表示[NII] 205μm譜線光度。這個結(jié)果與De Looze 等人[19]的結(jié)果及Pineda 等人[23]的結(jié)果一致，前者的樣本包括矮星系、超亮紅外星系(ultra-luminous infrared galaxies,ULIRGs)、活動星系核(active galactic nucleus,AGNs) 主導(dǎo)星系和星暴星系(斜率為1.01)，后者樣本為銀河系(斜率為0.98)。

這里，他們也發(fā)現(xiàn)了[CII] 158 μm 的匱乏現(xiàn)象，但卻存在著差異，這可能是由于大多數(shù)[CII] 158 μm 來源于彌漫電離的ISM。在溫暖且匱乏嚴重的區(qū)域，用于彌漫電離ISM 加熱的FUV 輻射更容易被塵埃吸收，從而導(dǎo)致無法電離碳，因此減少了觀測到的[CII]158 μm。并且，他們發(fā)現(xiàn)來自中性ISM 的[CII] 158 μm 發(fā)射所示蹤的SFR的彌散為0.23 dex，而來自電離成分所示蹤的SFR的彌散為0.33 dex，表明中性成分中不存在匱乏現(xiàn)象。此外，Rosenberg 等人[3]和Herrera-Camus 等人[2]，發(fā)現(xiàn)對于精細結(jié)構(gòu)線來說，當(dāng)考慮較高的FIR光度時，它們都存在這樣的匱乏現(xiàn)象(詳見Herrera-Camus 等人[2]文中的圖3)，但是對于CO 躍遷不存在匱乏現(xiàn)象(詳見Rosenberg 等人[3]文中的圖7)。他們認為這是由于分子發(fā)射與精細結(jié)構(gòu)線之間的加熱機制的不同造成的。精細結(jié)構(gòu)線源于PDR 邊緣，受UV 光子的嚴重影響，根據(jù)Kaufman 等人[24]提出的PDR 模型，認為隨著輻射場和密度的增加，與FIR流量相比，精細結(jié)構(gòu)線的發(fā)射會減弱。

2.1.2 N+的基態(tài)精細結(jié)構(gòu)線

[NII] 205 μm 發(fā)射線是由O 型和早B 型恒星電離的氣體組成的，提供了對電離光子產(chǎn)生速率的直接測量，而電離光子產(chǎn)生速率與SFR直接相關(guān)[22]，即此條發(fā)射線可能適用于SFR的示蹤。除此之外(測量電離光子產(chǎn)生速率以及分離[CII] 158 μm)，對[NII] 205 μm感興趣的原因還有：(1)由于它較低的臨界密度(44 cm?3)和激發(fā)溫度(70 K)，因此它很容易通過碰撞激發(fā)；(2)與光學(xué)/近紅外波段譜線相比，它通常是光學(xué)薄且受塵埃消光的影響更?。?3)[NII] 122 μm/[NII] 205 μm的比值由于碰撞激發(fā)的臨界密度不同，但它們又處于相同的電離水平，所以是低密度電離氣體杰出的探針。在電子溫度為8 000 K 時，它們的臨界密度分別為293 cm?3,44 cm?3，因此它們的線比在電子密度為10～300 cm?3時非常敏感[22](詳見Herrera-Camus 等人[22]文中圖2)。

銀河系中，[NII] 122 μm 和[NII] 205 μm 譜線是繼[CII] 158 μm 譜線之后在FIR/submm 波段最強的發(fā)射線[25]，光度約為整個FIR 光度的0.05%；而在星暴和正常星系中，這兩條發(fā)射線可占總紅外光度的0.1%左右[26,27]。由于其如此高的亮度，它們?yōu)檠芯扛呒t移星系中的SFR 以及電離氣體特性提供了非常好的方法。[NII] 205 μm 發(fā)射線與其他的FIR 譜線(如[CII] 158 μm,[NII] 122 μm,[OIII] 88 μm 等)相比，它的優(yōu)點是：有更長的波長，因此可以在更低紅移下，紅移到大氣(亞)毫米透明窗口。[NII] 205 μm 發(fā)射線的探測率和在高紅移天文學(xué)中的應(yīng)用潛能，已經(jīng)由ALMA 在紅移為4.407 和4.7 處的觀測證明[28,29]。

Zhao 等人[26]利用Herschel 的70 個(U)LIRGs 的數(shù)據(jù)，結(jié)合紅外空間天文臺(infrared space observatory,ISO)的觀測(30 個星系的[NII] 122 μm)以及M82 的[NII] 205 μm 的結(jié)果，統(tǒng)計研究了[NII] 205 μm 的光度與星系總紅外光度之間的關(guān)系。他們發(fā)現(xiàn)L[NII]205μm-LIR之間有著幾乎線性的關(guān)系，說明[NII] 205 μm 發(fā)射線可以作為SFR 的定標，其擬合結(jié)果表示如下：

這表明[NII] 205 μm 線光度增加的同時紅外光度也在上升，雖然在高紅外光度時彌散會變大。事實上，如果只考慮SF 星系，那么在高IR 段彌散就會變小。同時，利用SFR-IR 定標[30]建立了SFR-L[NII]之間的相關(guān)性，表示如下：

隨后，Zhao 等人[27]利用更大的樣本(約120 個星系)，進一步研究了L[NII]與SFR 之間的關(guān)系，證實了他們2013 年[26]的研究結(jié)果，即[NII] 205 μm 發(fā)射線可以作為SFR 的定標，表示如下：

其中，此公式中的b,k代表擬合時的截距和斜率。

結(jié)果如圖2 所示，圖中菱形是通過[NII] 122 μm 轉(zhuǎn)換的[NII] 205 μm 光度，雖然兩者基本呈線性關(guān)系，但是對星系紅外顏色具有較大的依賴性。值得注意的是該SFR 定標有較大的彌散(約0.4 dex)，這個彌散可能有幾個不同的來源(星系金屬豐度的變化、不同星系中電離狀態(tài)的不同等)。

圖2 恒星形成率與[NII]光度之間的相關(guān)性[27]

相對于其他FIR 發(fā)射線(如[CII]158μm,[OI]63μm 等)，基于[NII]205μm 的SFR 定標在總體不確定性和對C(60/100)的依賴性方面表現(xiàn)良好[27]，即這些精細結(jié)構(gòu)線里面[NII]205 μm 發(fā)射線是最可靠的SFR 示蹤劑之一。通過對近鄰(U)LIRGs 的研究，得出的[NII]205 μm-SFR 之間定量的相關(guān)性表明，[NII] 205 μm 發(fā)射線在高紅移時是一個特別有用的SFR 示蹤劑。在對高紅移的研究中，值得進一步探討的就是所使用的SFR 示蹤劑與金屬豐度之間的關(guān)系，因為一些高紅移的源可能有明顯的低金屬豐度。

Zhao 等人[27]的樣本中，[NII]205μm 發(fā)射線對金屬豐度的敏感性較低，這可能只是UV輻射場對[NII] 205 μm 的發(fā)射影響比金屬豐度更強，因為低金屬豐度會導(dǎo)致較強的UV 輻射場[22]。除此之外，Cormier 等人[31]對矮星系樣本的研究，發(fā)現(xiàn)平均的[NII] 122 μm/IR 的比值，與Brauher 等人[32]的富金屬樣本的值只差兩倍。那么低于太陽金屬豐度的1/15 時，認為[NII] 205 μm 發(fā)射線與金屬豐度沒有強烈的依賴性。所以，[NII] 205 μm 發(fā)射線是FIR示蹤劑中受金屬豐度影響最小的線，并且可以作為高紅移星系一個有用的SFR 示蹤劑。但同樣地，它也存在匱乏現(xiàn)象(當(dāng)考慮IR 光度較大的星系時，其他來自PDR 和HII 區(qū)的精細結(jié)構(gòu)線都表現(xiàn)出這種匱乏現(xiàn)象[3])。對IR 光度低于1011.5L⊙的SFGs，利用[NII] 205 μm 定標估計的SFR 變化為3 倍，但是對光度更大的星系，變化上升到10 倍[22]，這是利用精細結(jié)構(gòu)發(fā)射線作為SF 示蹤劑的一個重要的限制。

2.1.3 中J CO 躍遷譜線

了解SF 與星系中分子氣體的關(guān)系，能為理解星系的形成與演化提供關(guān)鍵信息，而分子氣體通常是使用其最明亮的CO 躍遷來示蹤的。通過觀測CO 的多條轉(zhuǎn)動躍遷(J 為CO譜線的轉(zhuǎn)動能級)，可以建立CO 譜線能量分布(CO spectral lines energy distribution,CO SLED)。利用Herschel 觀測獲得的CO SLED 進行的多項研究[33–35]表明，CO SLED 是研究溫分子氣體性質(zhì)強有力的工具。雖然CO(1-0)已經(jīng)被廣泛應(yīng)用于總分子氣體含量的示蹤，但是SF 發(fā)生在分子氣體較密集的部分，這已經(jīng)通過IR 光度和致密分子示蹤劑之間的相關(guān)性證明[36]。普遍認為SF 會讓分子氣體大幅度升溫，由此產(chǎn)生的溫氣體可以通過中J CO 躍遷很好地示蹤，比如CO(6-5)(臨界密度為3×105cm?3，激發(fā)溫度為116 K)。最近的研究表明，SF 活動與分子云中氣體總量沒有直接的關(guān)系[37]，Mao 等人[38]研究發(fā)現(xiàn)CO(3-2)與SFR 的相關(guān)性確實要比CO(1-0)更好，Bayet 等人[39]的工作表明，中高J CO(J=3-2 到7-6)發(fā)射線的光度與總紅外光度基本上呈線性相關(guān)。并且，對塵埃連續(xù)譜的觀測，表明大多數(shù)(U)LIRGs 的核區(qū)塵埃溫度為50 K 甚至更高，與這個溫度最佳的匹配則是中高J CO 發(fā)射線(J=4-3 到9-8)。結(jié)合CO SLED，Lu 等人的工作表明[28,34]：在SF 主導(dǎo)的星系中，CO SLED 的峰值出現(xiàn)在J=6-8處；而對于AGN 或者激波有顯著貢獻的星系中，CO SLED 將在J=6-8 之后繼續(xù)維持峰值水平甚至上升，這是因為AGN 發(fā)射的X 射線或者激波能夠把氣體加熱到更高的溫度，從而激發(fā)更高J CO 輻射(星系中心能源的診斷將在第4 章討論)。

Lu 等人[34]研究發(fā)現(xiàn)，單一成分的氣體模型不能解釋這些觀測，至少需要兩種氣體成分：(1)溫暖致密成分，CO 譜線發(fā)射主要為中J 成分(5-10)并且在J=6 或7 處有一個峰值，這與當(dāng)前的SF 活動相關(guān)；(2)密度適中的冷成分，CO 譜線主要為低J 成分(J<4)，與當(dāng)前的SF 沒有直接的關(guān)系。在這項工作中，他們基于(Herschel great observatories all-sky LIRG survey,GOALS)的65 個LIRGs，發(fā)現(xiàn)在(U)LIRGs 中，隨著遠紅外顏色C(60/100)的增加，CO SLED 的峰值逐漸出現(xiàn)在J=6 到7 附近。并且，中高J(J=5-10)CO 發(fā)射線的總光度與IR 光度之比(RmidCO)在很大程度上與遠紅外顏色C(60/100)無關(guān)，如圖3 所示。圖3 表明除圖中明顯的離群星系外(第4 章會討論)，中J CO 躍遷確實與星系的IR 光度線性相關(guān)，即它可以作為星系SFR的示蹤劑。

圖3 Rmid CO 的對數(shù)圖，作為FIR 顏色的函數(shù)[34]

隨后，Lu 等人[9]研究了包含GOALS 中125 個LIRGs 的更大的樣本，基于他們2014 年工作的結(jié)果[34]，發(fā)現(xiàn)在中J CO 躍遷譜線中，CO(7-6)與總紅外光度(根據(jù)K98，即為SFR)的線性關(guān)系是最好的，彌散僅為0.12 dex 且基本不隨C(60/100)的改變而改變，如圖4 所示。這表明在中J CO 躍遷譜線中CO(7-6)可能是一個良好的SFR 示蹤劑，根據(jù)K98，Lu等人[9]給出了基于CO(7-6)定標的SFR，表示如下：

圖4 CO(7-6)光度與總紅外光度之比與遠紅外顏色C(60/100)之間的關(guān)系[9]

同時，Liu 等人[8]基于(Herschel spectral and photometric imaging receiver,SPIRE)和(photodetector array camera and spectrometer,PACS)的數(shù)據(jù)，研究了167 個近鄰星系的9條CO 躍遷譜線(J=4-3 到12-11)和FIR 光度之間的相關(guān)性，如圖5 所示，表明這些CO 躍遷譜線光度與FIR 光度之間都呈現(xiàn)出線性相關(guān)，而且中J CO 躍遷與FIR 光度之間的相關(guān)性最好。他們的結(jié)果與Lu 等人于2014[34],2015[9]年所得到的結(jié)果一致。

圖5 近鄰星系(藍色正方形和綠色三角形)和近鄰星系空間分辨區(qū)域(橙色圓圈)中9 條CO 躍遷譜線的光度與FIR 光度之間的相關(guān)性[8]

總而言之，可以發(fā)現(xiàn)中J CO 躍遷能夠示蹤星系中溫暖、致密的分子氣體，而這接近當(dāng)前或者最近的SF 活動的位置。并且，從CO SLED 中可以看出，它的峰值通常接近于CO(7-6)附近，而且如Rosenberg 等人[3]2015 年發(fā)現(xiàn)的那樣，在CO 譜線中不存在所謂的匱乏現(xiàn)象，所以認為該條譜線是中J CO 譜線中示蹤SFR 最好的一條。因此中J CO 譜線和[CII] 158 μm,[NII]等構(gòu)成了寶貴的星系SFR 示蹤劑，特別是在高紅移天體中。

2.1.4 水線

在溫暖的星際氣體中，除CO 外，H2O 可能是最豐富的O2載體之一，但它大多數(shù)都被限制在星系寒冷區(qū)域的塵埃顆粒中[40]。最近的觀測研究表明，在紅外星系中，亞毫米波段H2O 線是無處不在的，包括在近鄰和早期宇宙中[41]。由于H2O 的高偶極矩、極其豐富的光譜和高的能級間距(與其他在毫米波段有低能級躍遷的分子相比)，它與FIR 溫暖區(qū)域強烈的輻射場耦合得很好。對H2O 線的建模分析已經(jīng)證明，H2O 線能夠吸收塵埃發(fā)射的FIR光子，因此為在溫暖、致密區(qū)域研究FIR 場的強度提供了有效的方法[41]。但是，在低紅移時研究H2O 線比CO 更具挑戰(zhàn)性，最大的困難就是地球大氣對H2O 線的污染。然而，利用ISO(λ=2～200 μm)對SF 區(qū)域的一些研究，如Arp 220,NGC 1068,Orion 等，表明H2O 線可能直接示蹤局部IR 輻射場，因此為探測物理和化學(xué)過程提供了獨特的診斷。隨著Herschel 靈敏度、角分辨率和波帶覆蓋范圍的提高，為研究無大氣污染的亞毫米區(qū)域星系提供了前所未有的機會，從而為觀測SPIRE 頻帶(λ=194～672 μm)中的H2O 線提供了獨特的機會。Herschel 在Orion 以及近鄰星系中觀測到了大量的亞毫米H2O 線，并且還包括了一些從地面觀測到的高紅移ULIRGs。在這些研究中，發(fā)現(xiàn)H2O 線的強度與相鄰的高J CO 譜線(J=8-7 到13-12)強度相當(dāng)[43]。

通過對Mrk 231 中H2O 線和塵埃連續(xù)譜的建模，Gonz′alez-Alfonso 等人[42](簡稱為G-A10)解釋了來自冷擴展區(qū)域的碰撞，對H2O 線的部分低激發(fā)態(tài)能級線的激發(fā)，而負責(zé)H2O 高激發(fā)態(tài)能級線和一部分激發(fā)態(tài)能級線激發(fā)的則是紅外抽運，如圖6 所示。這表明在Mrk 231 中H2O 分子的激發(fā)是碰撞和IR 抽運相結(jié)合的結(jié)果，因此H2O 線的激發(fā)自然與局部IR 輻射場相關(guān)，并且對亞毫米H2O 線進行系統(tǒng)性的研究是有必要的。通過他們提出的譜能量分布(spectrum energy distribution,SED)分解(詳見Gonz′alez-Alfonso 等人[42]文中圖3)。確定了三個成分：(1)塵埃溫度150～400 K 的熱成分，主導(dǎo)波長小于20 μm 的發(fā)射；(2)溫暖致密成分(95 K,120 pc)主導(dǎo)波長20～70 μm 的發(fā)射；(3)延展1 kpc 成分，塵埃溫度為40 K，主導(dǎo)波長大于70 μm 的發(fā)射。H2O 線流量大部分由強烈的輻射場主導(dǎo)，溫暖致密成分對高激發(fā)態(tài)譜線進行重現(xiàn)，但是低激發(fā)態(tài)譜線存在模型匱乏。這種匱乏表明成分(3)對低激發(fā)態(tài)譜線的貢獻，模型包括輻射激發(fā)和碰撞激發(fā)，而碰撞激發(fā)對能級小于200 K 的譜線有顯著的影響。

圖6 H2O 線的能級圖[42]

隨后基于Herschel SPIRE 的(fourier transform spectrometer,FTS) 數(shù)據(jù)，Yang 等人[40]第一次系統(tǒng)性地研究了紅外星系中亞毫米H2O 線的發(fā)射，證實了G-A10 的解釋。Yang等人的研究[40]發(fā)現(xiàn)H2O 線的光度與IR 光度之間存在近乎線性的相關(guān)性，如圖7 所示。這種關(guān)系可能是通過IR 抽運產(chǎn)生的非常強烈的FIR 輻射的結(jié)果，雖然詳細的激發(fā)模型是必要的，但是這個關(guān)系已經(jīng)證實了在H2O 分子的激發(fā)中IR 抽運的重要性，圖7 中兩個子樣本相似的相關(guān)性表明H2O 線激發(fā)的主要能源可能不是AGN。并且，還發(fā)現(xiàn)H2O 線與IR 光度的比值隨著星系25～60 μm 整體流量密度比(f25/f60)的增加而下降，但是與C(60/100)之間不存在相關(guān)性；這個結(jié)果表明非常溫暖的塵埃對亞毫米H2O 線的激發(fā)貢獻與溫暖塵埃的貢獻相比要小。雖然他們對樣本使用了不同的擬合方法，但是在對數(shù)空間中都產(chǎn)生了相似的結(jié)果，具體表示如下：

其中，α和β分別為擬合時的斜率與截距。

相同的結(jié)果也可以在Omont 等人[43]，對6 個新的具有引力透鏡效應(yīng)的高紅移ULIRGs的研究中發(fā)現(xiàn)，但這些源只探測到圖7 中的H2O(202?111)或者H2O(211?202)發(fā)射線。通過對透鏡放大的修正，使用現(xiàn)有的透鏡模型，他們也發(fā)現(xiàn)了H2O 線光度與紅外光度之間存在很強的依賴性，考慮到文中的源以及Yang 等人[40]中的ULIRGs，H2O 線光度與IR 光度之間關(guān)系表示為(詳見Omont 等人[43]文中的圖4)：

圖7 不同躍遷能級H2O 線光度與紅外光度的相關(guān)性[40]

需要重點強調(diào)的是，如G-A10 對Mrk 231 中H2O 線的激發(fā)建模那樣，光學(xué)厚的H2O 線的強度是由氣體的密度和溫度、H2O 分子豐度、紅外輻射場以及H2O 分子和塵埃的空間分布等多種參數(shù)相互作用的結(jié)果。對高紅移ULIRGs 的研究，強調(diào)了H2O 線在探測它們溫暖致密的塵埃星際核心以及強烈的局部紅外輻射場的重要性。所以說，亞毫米H2O 線確實構(gòu)成了一個完全不同的診斷。

2.1.5 其他的精細結(jié)構(gòu)線

ISM 包含多種成分：冷分子氣體、溫暖中性氣體和電離氣體。其中，溫暖中性氣體是星系ISM 的重要組成部分，它能夠通過離子和原子的精細結(jié)構(gòu)線探測，如[CII] 158 μm,[OI] 63 μm 以及[OI] 145 μm[44]。因此，中性原子氣體的另一個主要的冷卻劑是[OI] 63 μm譜線[19,45]。且在C(60/100)大于0.7 時，[OI] 63 μm 譜線變得比[CII] 158 μm 譜線更亮[32]。實際上，由于它較高的激發(fā)溫度和臨界密度，[OI] 63 μm 譜線能夠成為溫暖致密氣體環(huán)境(如在星暴區(qū)域或者星系中心[32,46])的主要冷卻劑。另外，[OI] 145 μm 譜線的發(fā)射強度則比[OI] 63 μm 譜線要弱很多[32]，但是受到的吸收可能更小。

Farrah 等人[47]針對Herschel 觀測的25 個ULIRGs，對6 條精細結(jié)構(gòu)線進行了研究，發(fā)現(xiàn)[OI]和[NII] 122 μm 對于ULIRGs 是最可靠的SFR 示蹤劑?？梢钥闯觯瑢λ麄兊臉颖径?，[OI]以及[OIII] 88 μm 精細結(jié)構(gòu)線光度與IR 光度的相關(guān)性甚至優(yōu)于[CII] 158 μm 譜線光度，這表明后者示蹤IR 光度的準確性最多約為一個數(shù)量級。這一結(jié)果與Sargsyan 等人[18]的發(fā)現(xiàn)一致，他們發(fā)現(xiàn)在更大的光度范圍內(nèi)兩者之間存在粗略的相關(guān)性。同樣地，De Looze 等人[19]發(fā)現(xiàn)，對于[CII],[OI] 63 μm,[OIII] 88 μm 譜線光度與SFR 相關(guān)性的彌散分別為0.38,0.25 和0.30 dex(詳見De Looze 等人[19]文中的圖6)。且[OI] 63 μm 譜線和[OIII]88 μm 譜線隨金屬豐度的變化不大。這表明在該樣本中(低金屬豐度的矮星系)，與[CII]158μm 譜線相比，[OI] 63 μm 譜線和[OIII] 88 μm 譜線可能是星系SF 更好的示蹤替代。

總而言之，在(亞)毫米精細結(jié)構(gòu)線中除了[CII] 158 μm 和[NII]譜線以外，基于O 的示蹤劑可能也是星系SFR 一個良好的探針。

2.2 恒星形成模式

繼Kennicutt[5]1998 年對星系中氣體含量與SF 之間的相關(guān)性(氣體面密度與ΣSFR之間的關(guān)系，簡稱為KS 關(guān)系) 研究之后，許多人進一步研究了這個相關(guān)性，如Genzel等人(2010)[48]、Daddi 等人(2010)[49]、Liu 等人(2015)[50]以及Lutz 等人(2016)[51]等。其中，Genzel 等人[48]首次使用紅移為1～3 的SFGs 中的CO 發(fā)射線，比較了處于低紅移和高紅移下，以及不同星系環(huán)境中SFR 與分子氣體質(zhì)量的依賴性，發(fā)現(xiàn)SFGs 和并合星系的KS 關(guān)系顯示了一種雙序列現(xiàn)象(詳見Genzel 等人[48]文中的圖4)。在動力學(xué)時間尺度上，這種雙序列現(xiàn)象如圖8 所示，圖中零點偏移量為?1.76 ± 0.18，這相當(dāng)于恒星形成效率(star formation efficiency,SFE)為單位動力學(xué)時間尺度上的1.7%。在物理上，這種關(guān)系的解釋是，恒星形成關(guān)系在某種程度上是由系統(tǒng)中的大尺度動力學(xué)時間所驅(qū)動的，即并合星系具有較小的尺寸和動力學(xué)時間，以及在動力學(xué)時間尺度上更高的SFE。這個結(jié)果與Kennicutt[5]1998 年的結(jié)果一致。同樣地，Daddi 等人[49]進一步研究了IR 光度與氣體質(zhì)量，以及IR 光度和氣體質(zhì)量比值與IR 光度之間的相關(guān)性，發(fā)現(xiàn)盤星系和星暴系統(tǒng)的KS 關(guān)系也存在著雙序列現(xiàn)象(詳見Daddi 等人[49]文中的圖2)。

雖然這種雙序列現(xiàn)象的出現(xiàn)非常依賴于計算氣體質(zhì)量時選擇的轉(zhuǎn)換因子(見第3 章)，但是明顯看到存在兩個彼此分離的序列，即兩種不同的SF 體系：一種是與盤相關(guān)的SFE 較低的模式，另一種是與星暴相關(guān)的SFE 更高的模式，后者可能發(fā)生在主并合期間或者發(fā)生在致密的核SF 區(qū)域，并且這兩種模式都可以在大范圍的SFRs 中觀測到。

而后，在Liu 等人[50]的研究中發(fā)現(xiàn)星系ΣSFR與C(60/100)之間存在著較緊密的相關(guān)性，即后者能夠間接地示蹤ΣSFR，如圖9 所示。因此，Lu 等人[9]基于Herschel 的CO(7-6)和[NII]205μm 的數(shù)據(jù)，研究了高紅移星系中SFR 以及C(60/100)的測量。紅移為1～3 時，他們樣本中的(U)LIRGs 基于普遍的SF 模式，由兩種不同的星系類型組成：(1)核星暴主導(dǎo)的并合，具有溫暖的FIR 顏色(C(60/100))以及與近鄰ULIRGs 相似的較高的SFE；(2)富氣體的盤星系，盤的SF 以及SFE 與近鄰旋渦星系相似。這與Daddi 等人[49]的結(jié)果一致。也就是說對于所有正常星系以及(U)LIRGs，如果有效的SF 區(qū)域固定，隨著IR 光度的增加將具有更加高效的ΣSFR，這將導(dǎo)致更加溫暖的C(60/100)。

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圖8 并合星系和亞毫米星系在動力學(xué)時間尺度下的KS 關(guān)系[48]

圖9 ΣSFR 與C(60/100)之間的相關(guān)性[50]

同時，他們得出了譜線([CII] 158 μm,[NII] 以及CO(7-6)) 光度的比值與C(60/100)之間的相關(guān)性，發(fā)現(xiàn)譜線比值與C(60/100) 之間都呈反比，其中[NII]/CO(7-6) 的比值與C(60/100)之間最為緊密，如圖10 所示。相似地，在Lutz 等人[51]的研究中，也發(fā)現(xiàn)[CII]158 μm/FIR 的光度比與S70/S160之間存在相關(guān)性(詳見Lutz 等人[51]文中圖8)。這個結(jié)果在Lu 等人[28,29]以及Cheng 等人[52]的研究中也能看到(詳見Lu 等人[28]文中的圖3 以及Lu等人[29]文中的圖6 和圖7)。

圖10 3 個線比與C(60/100)之間的相關(guān)性[9]

綜上，對經(jīng)典KS 關(guān)系的研究都發(fā)現(xiàn)了明顯存在的雙序列現(xiàn)象，即對于SFE 較低的系統(tǒng)和SFE 較高的系統(tǒng)而言，它們雖然都遵循相似的KS 關(guān)系，但是兩者存在明顯的偏離。它們之間形成了兩個彼此分離的序列，稱為兩種不同的SF 模式。同時，由于FIR/Sub-mm波段譜線之間的比值能夠估算C(60/100)[9]，而后者又能夠示蹤星系的ΣSFR[50]。因此，通過這些比值能夠間接地示蹤星系的ΣSFR，從而很好地研究兩種不同的SF 模式。

3 分子氣體質(zhì)量的測量

3.1 低J CO 躍遷譜線

正確理解星系中SFR 與形成恒星氣體之間的關(guān)系，是研究與SF 相關(guān)的過程以及規(guī)律的關(guān)鍵，也是進一步研究高紅移星系乃至第一代星系中與SF 有關(guān)的過程以及規(guī)律的基礎(chǔ)。研究發(fā)現(xiàn)，SF 活動與分子云中分子氣體的總量沒有直接的關(guān)系，而是與云中高密度的分子云核密切相關(guān)[36,37]。根據(jù)KS 關(guān)系，表明探索星系中的分子氣體，對于理解SF 的性質(zhì)、調(diào)節(jié)它的參數(shù)，以及它對局部和整體的星系性質(zhì)之間可能存在的依賴關(guān)系是必須的。雖然H2是構(gòu)成銀河系的主要星際氣體，分布在銀河盤的大部分區(qū)域上，但是H2分子的四極旋轉(zhuǎn)躍遷存在于紅外線之中，因此必須使用間接的方法來估計它在冷致密云中的質(zhì)量。13CO 分子經(jīng)常用于這一目的。在銀河系外，即使人們愿意假定在如此遙遠的天體中13CO/H2比值是典型的太陽臨近值，但還需要作出關(guān)于兩種元素同位素的相對波束填充因子的額外假設(shè)[53]。更重要的是，13CO 發(fā)射微弱，通常比CO 的強度低約1 個數(shù)量級，使得利用它來示蹤氣體質(zhì)量在實踐和理論上都沒有什么實質(zhì)性進展。可能正是由于這些困難，使得單獨利用速度積分的J=1 →0 CO 強度(ICO)作為河外星系中分子氣體柱密度的線性示蹤已經(jīng)變得普遍[53]。

到目前為止，使用CO 及其躍遷譜線來測量星系中分子氣體質(zhì)量和探索其物理性質(zhì)的方法已得到驗證[53,54]，并成功應(yīng)用到整個近鄰宇宙(z <0.3)[55]和越來越高的紅移之上[56–58]。Yao 等人[59]首次研究了選自SLUGS(SCUBA local universe galaxy survey)中的60 個近鄰紅外發(fā)光星系中CO(1-0)和CO(3-2)譜線的統(tǒng)計性質(zhì)，在假設(shè)CO 相對于H2的豐度ZCO為10?4cm?3時，他們樣本中CO-H2轉(zhuǎn)換因子XCO的平均值比從銀河系推導(dǎo)的常規(guī)值低了一個量級?；诖笏俣忍荻?large velocity gradient,LVG)模型他們得到了轉(zhuǎn)化因子的表達式：

式中，n(H2)為分子氣體密度，Trad為CO(1-0)躍遷譜線的輻射溫度，Λ=ZCO/[d(v/r)]，d(v/r)為云的速度梯度。Kenney 和Young[60]1989 年的結(jié)果，分子氣體質(zhì)量M(H2)表示為：

式中，DL為光度距離，SCO為在15′′下測量的CO(1-0)的流量，且它可以寫為：

因此，可以簡單地推導(dǎo)出測量的分子氣體質(zhì)量，表示為：

3.2 [CI]精細結(jié)構(gòu)線

Jiao 等人[66]對(U)LIRGs 中[CI](1-0),[CI](2-1) 以及CO(1-0) 譜線的統(tǒng)計研究，表明CO 譜線光度總是與[CI] 兩條譜線的光度呈線性相關(guān)，如圖11 所示。并且，她們采用Papadopoulos 等人[61]的工作中利用[CI]譜線強度推導(dǎo)的分子氣體質(zhì)量公式：

圖11 CO(1-0)光度與[CI]兩條譜線光度間的相關(guān)性[66]

式中，Qul為依賴于氣體溫度(Tkin)、密度(n)以及輻射場的激發(fā)因子，Aul為愛因斯坦系數(shù)。最終在n和Tkin取不同值的兩種情況下得到擬合結(jié)果，如圖12 所示。

圖12 分子氣體質(zhì)量與中性碳兩條精細結(jié)構(gòu)譜線光度之間的相關(guān)性[66]

考慮到低J CO 譜線發(fā)射通常用于示蹤總分子氣體，因此[CI](1-0)和[CI](2-1)譜線至少可以成為在(U)LIRGs 中示蹤總分子氣體的新途徑，這對于測量高紅移星系的總分子氣體質(zhì)量可能特別有用。因為高紅移星系中CO(1-0)譜線很難利用地面設(shè)備觀測，而來自遙遠天體的[CI]譜線則可以利用地面的毫米/亞毫米望遠鏡觀測。結(jié)合圖12，可以看出[CI](1-0)推導(dǎo)的氣體質(zhì)量具有更小的彌散，這是因為Q21與Q10相比對氣體的溫度和密度更加敏感。因此，若對氣體的溫度和密度沒有限制的話，[CI](1-0)與[CI](2-1)相比是更好的總分子氣體示蹤劑。然而，在實際中[CI]豐度的變化或[CI]發(fā)射光學(xué)薄假設(shè)的違背可能會掩蓋這種效應(yīng)，最終導(dǎo)致這兩條線相似的彌散度，如圖11。并且，在Papadopoulos 和Greve[67]對NGC 6240 以及Arp 220 的研究中，也發(fā)現(xiàn)利用[CI]譜線所算出的分子氣體質(zhì)量與使用CO的標準方法得到的一致。也就是說充分利用[CI]發(fā)射示蹤分子質(zhì)量能力的最好的地方不是在低紅移宇宙，而是在高紅移中(z >1)[61]。

然而，上述研究是對星系的整體平均特征而言，為了進一步理解[CI]發(fā)射的特征，需要更高空間分辨率和靈敏度的觀測。在Herschel 投入使用之前，只有少部分空間分辨的河外[CI]觀測，如Krips 等人[68]首次研究了關(guān)于河外源NGC 253 的高分辨率(約3′′)的[CI]發(fā)射，發(fā)現(xiàn)[CI]與CO 之間類似的分布。Jiao 等人[69]研究了Herschel 的15 個在亞kpc 尺度上空間分辨的近鄰旋渦星系中[CI]的發(fā)射。她們通過比較兩條[CI]譜線與CO(1-0)譜線的空間分布和光度，發(fā)現(xiàn)[CI]譜線與CO(1-0)譜線之間有相似的分布，并且光度之間緊密的線性關(guān)系表明[CI]譜線與CO(1-0)一樣能夠在星系kpc 尺度上示蹤總分子氣體，這與她們2017 年的工作結(jié)果[66]一致。她們將[CI]譜線作為分子探針的能力與其他探針(如CO(1-0))進行比較，表明在除(U)LIRGs 以外的其他星系中[CI]與CO(1-0)一樣，都能夠示蹤總分子氣體。然而，高紅移系統(tǒng)中CMB 將會對CO(1-0)譜線的示蹤能力造成明顯的影響，而與CO(1-0)相比，[CI]將會保持更大的對比度[70]，即在高紅移系統(tǒng)中[CI]譜線更容易被地基毫米/亞毫米望遠鏡俘獲。在Jiao 等人[69]2019 年的工作中，她們還研究了兩條[CI]譜線的光度與CO(1-0)譜線的光度之比與塵埃溫度之間的相關(guān)性(詳見Jiao 等人[69]文中圖4)，發(fā)現(xiàn)僅使用一條[CI]譜線會對總分子氣體質(zhì)量的估計造成不確定性，最好的方法是覆蓋兩條[CI]譜線。

同樣地，Crocker 等人[71]基于Herschel 觀測的18 個近鄰星系，利用這些星系中的[CI]譜線強度以及分辨的CO 譜線強度，研究了在典型近鄰星系中[CI]譜線示蹤的ISM 的成分。他們發(fā)現(xiàn)[CI]譜線與CO(4-3)之間存在緊致的線性相關(guān)性，對[CI]確定的分子氣體質(zhì)量轉(zhuǎn)換因子α[CI]分別為7.3M⊙·K?1·km?1·s·pc?2([CI](1-0))和34M⊙·K?1·km?1·s·pc?2([CI](2-1))，這些值與Jiao 等人[66]中的不同，后者的調(diào)整系數(shù)為1.36，且包含He 分子對總分子氣體質(zhì)量的貢獻。雖然兩者推導(dǎo)出的轉(zhuǎn)換因子有很大的不同，但是最終都表明[CI]可能是一個很好的分子氣體質(zhì)量示蹤劑，且示蹤能力在高紅移天體中更加突出。

綜合以上研究能夠發(fā)現(xiàn)，利用[CI]發(fā)射線作為分子氣體的探針與利用CO 的標準方法相比具有以下優(yōu)勢：(1)[CI]的兩條光學(xué)薄的發(fā)射線與CO 很好地成協(xié)，并且基本與星系的物理環(huán)境無關(guān)，對有無AGN 并不敏感[72]。因為中性碳的精細結(jié)構(gòu)是簡單的三能級系統(tǒng)，在LTE 下使用這兩條發(fā)射線可以準確地測量分子氣體的激發(fā)溫度、柱密度以及質(zhì)量，而不需要額外附加的假設(shè)。(2)[CI](1-0)和CO(1-0)具有相似的臨界密度(約103cm?3)，以及類似的激發(fā)溫度，這表明它們可能來自同樣的分子氣體環(huán)境，因此在C 相對于H2豐度已知的情況下，[CI](1-0)可以用來代替CO 示蹤冷分子氣體的質(zhì)量。(3)在致密的星系中使用低J CO 譜線示蹤分子氣體質(zhì)量的方法，如在(U)LIRGs 中，極大地受到轉(zhuǎn)換因子αCO的限制，無法準確地示蹤總分子氣體質(zhì)量[62]。同時，利用近鄰[65,73]和高紅移[74]的地基設(shè)施對[CI]發(fā)射線的有限觀測，確實表明[CI]可能示蹤遠近星系中的H2分子氣體，類似于低J CO 譜線[72]。因此，[CI]譜線可能是更合適的分子氣體探針[56,61,66,69,71,75]

3.3 [CII] 158 μm 譜線

正如3.1 節(jié)和3.2 節(jié)中所討論的那樣，無論是CO 譜線還是[CI]譜線，單獨用于示蹤星系中的分子氣體，雖然都各具優(yōu)勢，但是總會存在各種各樣的問題。主要問題如下：(1)13CO 分子不僅發(fā)射線非常微弱，而且通常都需要額外的假設(shè)[53]；(2)CO 作為分子氣體探針時，其轉(zhuǎn)換因子XCO依賴于金屬豐度和氣體密度[57]，以及在高紅移環(huán)境中CMB 顯著的影響[70]和在示蹤貧金屬H2氣體時的局限性；(3)對于[CI]譜線，在其靜止頻率下，較低的大氣傳輸嚴重影響了[CI]譜線的大規(guī)模巡天。同時，還有傳統(tǒng)PDR 模型對[CI]譜線分布的預(yù)測[61]，以及[CI]譜線對碳豐度的依賴性[69]。雖然塵埃也是另一種使用廣泛的氣體示蹤劑(在假設(shè)氣塵比的情況下)[75]，但是在低頻時將很難測量，因為高紅移下固有的塵埃發(fā)射與CMB 輻射的對比急劇下降[70,76]。雖然[CI]譜線比大多的CO 躍遷都弱，但是從上文中可以看出[CI]譜線是一個更合適的分子氣體探針，不過這個方法仍然是一個開放性的研究。另一個可能性是使用[CII] 158 μm 譜線來研究遙遠宇宙中的氣體物理條件，這是一個有前景的方法[77]。

已經(jīng)證實[CII] 158 μm 譜線是SF 星系中最亮的精細結(jié)構(gòu)發(fā)射線之一，同時有理論和觀測認為[CII] 158 μm 譜線是假設(shè)的CO 暗氣體良好的示蹤劑[77]。這主要是因為在大量C 存在的分子云外部區(qū)域中，分子氣體被塵埃遮蔽或者UV 自屏蔽，但是CO 卻很容易被離解為C 和C+。因此，CO 不再示蹤分子氣體，但此時氣體主要發(fā)射[CII][12,78,79]。另一個使用[CII] 158 μm 譜線的優(yōu)勢是它可能示蹤中等密度的分子氣體。事實上，通過電子碰撞來激發(fā)[CII] 158 μm 譜線的臨界密度大于5～10 cm?3。作為對比，CO 躍遷需要的臨界密度更高(約幾百cm?3)。因此，低密度的分子氣體能夠發(fā)射[CII]，而不是CO[80,81]。

Zanella 等人[77]利用GOODS-S 中10 個紅移為2 的主序(main sequence,MS)星系，聯(lián)合其他文獻中的樣本研究了[CII]譜線的發(fā)射，發(fā)現(xiàn)[CII]譜線的光度與星系的分子氣體質(zhì)量呈線性相關(guān)，而不依賴于MS 星系或者星暴星系的本質(zhì)，表示為：

其中，Mmol為分子氣體質(zhì)量。

彌散為0.3 dex，平均絕對偏差為0.2 dex，P檢驗值為0.97，[CII]譜線光度與分子氣體質(zhì)量的相關(guān)性如圖13 所示。結(jié)合圖13，可以看出這兩個參數(shù)在統(tǒng)計上明顯相關(guān)，雖然樣本中[CII]譜線/IR 光度比的平均值比近鄰MS 星系的平均值小2/3，但是這與紅移從0 到2 的過程中星系氣體消耗時間的變化一致[48,82,83]。

對于樣本中的MS 星系，他們得到[CII]-H2轉(zhuǎn)換因子α[CII]的平均值為31M⊙/L⊙，并且文中分別計算了在低紅移和高紅移時平均的α[CII](詳見Zanella 等人[77]文中的表4)，得到的估計值幾乎一致表明該轉(zhuǎn)換因子可能不隨紅移發(fā)生改變(如圖13 所示)。同時，圖13 中單獨標記的源(綠色符號)的平均值之間的差異很小，所有的估計值都接近30M⊙/L⊙。而對于他們所考慮的星暴星系而言，得到α[CII]的平均值為M⊙/L⊙，這與低紅移和高紅移時MS星系的值一致，即[CII]-H2轉(zhuǎn)換因子α[CII]是唯一的，不隨星系種類的改變而發(fā)生變化。

由于αCO在不同的物理環(huán)境下的變化高達10 倍[57,62]，研究[CII]-H2轉(zhuǎn)換因子對金屬豐度的依賴性，了解[CII]在低金屬豐度星系中能否示蹤分子氣體，這對于高紅移星系的觀測是有意義的，因為在高紅移時認為星系將是貧金屬的[84,85]。Zanella 等人[77]綜合文獻樣本中可利用的數(shù)據(jù)，假設(shè)αCO-金屬豐度相關(guān)性符合以下關(guān)系：

得到了如圖14 所示的結(jié)果。擬合后得到的斜率為?0.2±0.2，標準差為0.3 dex，表明[CII]光度與分子氣體質(zhì)量之比似乎并不依賴于金屬豐度，并且基本保持常數(shù)關(guān)系。在金屬豐度很低的情況下，[CII]光度預(yù)計將會變得很弱，因為此時C 的含量較低[31]。然而他們樣本的金屬豐度的范圍為(12+lg(O/H)=7.8～9)，所以這種影響可以忽略不計。

圖14 具有金屬豐度估計的多個樣本的α[CII] 與金屬豐度的依賴關(guān)系[77]

總之，發(fā)現(xiàn)[CII]光度與星系的分子氣體質(zhì)量之間呈線性相關(guān)，并且[CII]-H2轉(zhuǎn)換因子α[CII]是不隨星系的紅移、氣體消耗時間以及氣相金屬豐度改變的。因此，[CII]是星系氣體探針中較為便利的發(fā)射線，因為在使用其他探針時(如CO 和塵埃)很難對轉(zhuǎn)換因子進行很好的約束，使得對結(jié)果造成很大的不確定性。同時，由于α[CII]不依賴于金屬豐度，以及[CII]譜線超高的亮度，使得這條發(fā)射線成為在高紅移時限制星系氣體質(zhì)量的一個有用的工具。然而，Zanella 等人[77]的工作中，氣體質(zhì)量是通過SFR推導(dǎo)出來的。由第2.1.1.節(jié)可知，[CII] 158 μm 與SFR相關(guān)性較好。因此，我們認為[CII] 158 μm 本質(zhì)上應(yīng)該還是與SFR的關(guān)系更加緊密。所以，[CII] 158 μm 作為總分子氣體示蹤劑的潛力還需要進一步探討和研究。

4 星系中心能源的診斷

如上所述，分子氣體通常使用其最明亮的CO 譜線示蹤[53,54,56,57]。利用多條CO 譜線(CO SLED 以及CO 譜線與連續(xù)譜的比值)，以及與其他譜線(OH+和H2O+等)之間的聯(lián)合，不僅可以得到ISM 的物理狀態(tài)(氣體的密度、溫度以及質(zhì)量等)，還可以提供對星系中心能源的關(guān)鍵診斷。通常，氣體能夠通過輻射(UV 光子和X 射線光子)、高能粒子(宇宙射線)或者機械過程(湍流、恒星風(fēng)、外流以及超新星)加熱[3]。比如，我們在圖3 中可以看到存在的幾個明顯偏離的天體：NGC 6240,NGC 1068 以及Mrk 231 等，綜合文獻中對CO譜線所討論的各種加熱機制，發(fā)現(xiàn)星系中主導(dǎo)譜線發(fā)射的機制(即能量來源)有：(1)由于SF 產(chǎn)生的來自大質(zhì)量恒星的FUV 光子加熱(PDR)[34]；(2)來自AGN 的X 射線光子加熱(XDR)[33,88]；(3)來自超新星增強的宇宙射線加熱以及激波[89]，Lu 等人[34]將激波分為與當(dāng)前SF 相關(guān)的激波以及與當(dāng)前SF 無關(guān)的激波。

4.1 多條CO 譜線

4.1.1 CO 譜線能量分布

如上文所述，CO 譜線是星際分子氣體基本的探針。然而，由于只有最低J 的3 條旋轉(zhuǎn)躍遷譜線能相對容易地通過地面望遠鏡獲得，使用較高J 的旋轉(zhuǎn)躍遷來示蹤是不成熟的[33]。Spaans 和Meijerink[90]通過探測高紅移黑洞中CO 和H2的發(fā)射，發(fā)現(xiàn)氣體的X 射線激發(fā)(如通過AGN)和來自年輕大質(zhì)量恒星的UV 照射(SF)，對CO 譜線的光度分布產(chǎn)生了不同影響(詳見Spaans 和Meijerink[90]文中的圖3)。從物理上講，之所以出現(xiàn)這樣的差異，是因為X 射線與UV 光子相比，它能夠穿透更大的氣體柱密度，并且在分離氣體分子方面效果較差。除此之外，因為在PDR 中氣體的加熱效率小于1%，而在XDR 中效率則達到了10%～15%。因此，在同等輻照能量下，XDRs 的熱分子氣體柱密度比PDRs 更大，在高J CO 譜線中產(chǎn)生更強更明亮的發(fā)射線。相比之下，PDRs 在加熱塵埃方面比XDRs 更有效。并且，X 射線還會在分子氣體中產(chǎn)生顯著的電離作用，導(dǎo)致它們之間明顯的化學(xué)差異[91]。

Mrk 231 是一個典型的AGN，從光學(xué)到X 射線波段都有輻射[92]。Braito 等人[93]通過觀測發(fā)現(xiàn)Mrk 231 中有較高吸收的冪律X 射線光譜，在2～10 keV 時流量為×1036J·s?1。然而，根據(jù)Taylor 等人[94]的研究，發(fā)現(xiàn)Mrk 231 中有一個kpc 尺寸的盤，它包含了高分辨率射電圖像所顯示的強烈的SF。同時，CO(1-0)和CO(2-1)的干涉成像顯示一個半徑約為520 pc 的內(nèi)部盤，包含總分子氣體質(zhì)量的45%，而總分子氣體質(zhì)量為5×109L⊙[95]。并且，Aalto 等人[96]通過對HNC 和HCN 譜線比值進行研究，也發(fā)現(xiàn)了X 射線驅(qū)動的證據(jù)。在ULIRGs 和低紅移類星體(quasistellar objects,QSOs)的全面研究中，Veilleux 等人[97]推導(dǎo)出Mrk 231 中AGN 對FIR 光度的貢獻約為70%，其余的則來自SF。Van der Werf 等人[33]提供了Mrk 231 完整的高分辨率的光譜，包括了很多種類的分子旋轉(zhuǎn)躍遷以及離子譜線，結(jié)合CO 譜線和地基測量的低激發(fā)態(tài)譜線，得到了如圖15 所示的CO 旋轉(zhuǎn)激發(fā)圖。可以看出，在J=5 以上，得到基本平坦的光度分布，這種分布表明一定存在多個激發(fā)成分。他們采用Meijerink 等人[98]提出的一維PDR/XDR 模型對這些成分進行建模(見圖15)，發(fā)現(xiàn)兩個PDRs 的組合可以產(chǎn)生J=8-7 的CO 譜線，在定性上與Papadopoulos 等人[99]的分析一致。

因此，J=0-8 的CO 轉(zhuǎn)動能級的激發(fā)是由SF 的UV 輻射造成，然而在J=8 以上的CO譜線近似平坦的光度分布要求存在一個單獨的激發(fā)源來產(chǎn)生高J CO 譜線。Van der Werf 等人[33]認為Mrk 231 中超大質(zhì)量黑洞吸積形成X 射線加熱的結(jié)果(圖15 給出一個與XDR 擬合相符的最高J CO 譜線的模型)，所需的X 射線可以由Mrk 231 中的AGN 產(chǎn)生[93]，它距核有160 pc。也就是說來自超大質(zhì)量黑洞的X 射線主導(dǎo)著半徑為160 pc 的內(nèi)盤的激發(fā)和化學(xué)反應(yīng)，這與Mrk 231 中AGN 的X 射線功率一致。

圖15 Mrk 231 中CO 譜線的光度[33]

然而對于近鄰亮紅外星系NGC 6240 而言，雖然它的CO 譜線與Mrk 231 中的非常相似，但是NGC 6240 中的物理、幾何特性與Mrk 231 的不同。NGC 6240 中CO 譜線與連續(xù)譜的光度比是Mrk 231 中的10 倍，所以NGC 6240 中SF 或AGN 不太可能會引起氣體激發(fā)[89]。因為推導(dǎo)得到的NGC 6240 的紅外光度(8～1 000 μm)為LIR=7.5 × 1011L⊙，使得大家提出了不同的能量源，讓對觀測結(jié)果的解釋變得復(fù)雜。并合系統(tǒng)中兩個H 之間H 的復(fù)合譜線[100]以及明亮的多環(huán)芳烴(polycyclic aromatic hydrocarbons,PAH)發(fā)射暗含最近的SF[101]活動，H2的發(fā)射延展到幾kpc，并且表現(xiàn)出復(fù)雜的形態(tài)。Meijerink 等人[89]認為核間明亮的H2發(fā)射是由星系中處于并合的ISM 之間碰撞產(chǎn)生的激波引起的，并且Engel 等人[102]給出的CO(2-1)的干涉圖，也認為H2與CO 的發(fā)射是有相同延展的。

Meijerink 等人[89]基于上述推導(dǎo)出的NGC 6240 的紅外光度、觀測上OH+譜線和H2O+譜線的缺失、CO 譜線與紅外光度之間較高的比值，以及C 型激波激發(fā)了NGC 6240 中的H2譜線的研究結(jié)果[103,104]，使用激波模型對CO 譜線能量分布(CO SLED)進行擬合，如圖16 所示。使用的兩種激波模型為磁連續(xù)(C 型)的和非磁跳躍(J 型)的激波模型。文中得到的CO 譜線光度與紅外光度的比值非常高，為7×10?4，大約比Mrk 231[33]和Arp 220[105]的比值高一個數(shù)量級。PDR 中大部分被吸收的光子會加熱塵埃，AGN 產(chǎn)生一個UV 連續(xù)譜，包含的能量大約是輻射場的10 倍，而且還能有效地加熱塵埃。相反，在激波中氣體通過機械壓縮過程，被有效的加熱(與加熱塵埃相比)。他們假設(shè)激波不加熱塵埃，所有的紅外光度都來自AGN，得到最大的AGN 貢獻為10%～15%。因此，激波主導(dǎo)的ISM 可以產(chǎn)生比PDRs 和XDRs 更大的譜線與連續(xù)譜的比值，這正是我們在NGC 6240 中看到的。

圖16 NGC 6240 中C 型激波模型(實線)[89]

綜上所述，在現(xiàn)有的模型(PDR,XDR 或者激波)下對CO SLED 進行建模，并結(jié)合其他多條譜線，不僅能夠區(qū)分星系中主導(dǎo)譜線發(fā)射的加熱機制，還能夠得到相應(yīng)加熱機制的貢獻比例。因此，CO SLED 與其他多條譜線一起，為星系中主導(dǎo)譜線發(fā)射的機制提供了良好的診斷。

4.1.2 CO 譜線與連續(xù)譜的比值

上述對高紅移黑洞[90]、Mrk 231[33]以及NGC 6240[89]的研究，是在現(xiàn)有的模型(PDR,XDR 或者激波)下對CO SLED 進行建模，且往往需要結(jié)合其他多條譜線，實現(xiàn)起來可能比較困難，并且分析結(jié)果可能對模型的依賴很大。因此，Lu 等人[34]基于Herschel 觀測的65 個亮紅外星系，研究了CO 躍遷與C(60/100)的相關(guān)性，發(fā)現(xiàn)RmidCO整體上不隨C(60/100)的變化而變化，如圖3 所示；并且，發(fā)現(xiàn)隨著C(60/100)的增加，CO SLED 的峰值逐漸出現(xiàn)在中J 區(qū)域，即整體的CO 氣體變得越來越溫暖。Lu 等人[34]通過對圖3 中Mrk 231 以及NGC 6240 中加熱機制的討論，發(fā)現(xiàn)在Mrk 231 中的加熱機制是AGN 主導(dǎo)的，而NGC 6240 中則是激波(在這篇文章中激波分為兩類，詳見Lu 等人[34]文中第3.2 節(jié))主導(dǎo)的；這些結(jié)果與Van der Werf 等人[33]以及Meijerink 等人[89]的研究結(jié)果一致。在AGN/XDR 結(jié)果的假設(shè)下，我們能夠利用Lu 等人[34]的公式來計算在典型的AGN 下星系IR 光度中AGN 的貢獻，如下所示：

在圖3 中，很明顯可以看出激波加熱主導(dǎo)的星系(如NGC 1266 和NGC6240)分布在平均值(虛線)以上的區(qū)域，這是因為激波在加熱氣體方面更加有效(與加熱塵埃相比)，從而對中高J CO 發(fā)射的貢獻較大，使得這個值比大。而AGN 加熱主導(dǎo)的星系(如Mrk 231)則分布在平均值以下的區(qū)域，這是由于AGN 對塵埃連續(xù)譜(IR 光度)的貢獻較大，但對中J CO 發(fā)射的貢獻較小，所以使得這個比值低于。因此，與第4.1.1 節(jié)所述相同，Lu 等人[34]定義的RmidCO提供了星系中主導(dǎo)譜線發(fā)射的加熱機制的良好診斷。

4.2 其他譜線與多條CO 譜線的結(jié)合

在研究星系中的能量來源時，除了利用多條CO 譜線(CO SLED 以及CO 譜線與連續(xù)譜的比值)，通常還會結(jié)合其他分子旋轉(zhuǎn)躍遷線(如H2O)以及分子離子譜線(如OH+和H2O+)。比如，Meijerink 等人[89]對NGC 6240 研究后發(fā)現(xiàn)，在觀測上OH+和H2O+的缺失，也暗示著大部分的氣體并沒有暴露在由AGN 或星暴/超新星活動產(chǎn)生的高電離率的環(huán)境之下。這個結(jié)果結(jié)合NGC 6240 中CO 譜線與連續(xù)譜之間的光度比，更進一步證明了它的氣體激發(fā)由激波主導(dǎo)，這與其他人的分析是一致的[3,34]。同時，Spinoglio 等人[88]在對NGC 1068 的亞毫米光譜的研究中，將探測到的H2O 譜線與Mrk 231 中的水線相比，發(fā)現(xiàn)在NGC 1068 中碰撞是H2O 譜線的主要激發(fā)機制。而探測到的分子離子譜線OH+和H2O+，表明了與CO SLED 分析一致的能量來源。并且，Van der Werf 等人[33]在Mrk 231 中發(fā)現(xiàn)的OH+譜線和H2O+譜線的不尋常的光度(比CO 躍遷稍弱)，也揭示了來自AGN 的X 射線驅(qū)動的氣體激發(fā)和這個區(qū)域的化學(xué)特征，這個結(jié)果與利用CO SLED 的分析結(jié)果一致。

總之，在研究星系中能量來源時，其他的譜線(H2O,OH+,H2O+等)與多條CO 譜線特征提供了非常好的診斷方式。

5 總結(jié)與展望

恒星形成，是貫穿宇宙起源和天體演化的核心問題，是驅(qū)動星系的形成與演化的關(guān)鍵因素之一。在(亞)毫米波段已經(jīng)探測到了大量的譜線發(fā)射，這些譜線是ISM 的重要冷卻劑，可為研究氣體的物理性質(zhì)和化學(xué)組成以及氣體發(fā)射的能量來源提供重要的診斷方式。利用(亞)毫米波段譜線進行的研究不但對理解近鄰星系中ISM 的物理性質(zhì)具有重要意義，而且還能為研究高紅移星系提供重要的參考和對比，能為我們理解星系的形成和演化提供關(guān)鍵的信息。本文總結(jié)了(亞)毫米波段譜線的相關(guān)用途，分別討論了它們作為不同星系性質(zhì)探針的優(yōu)缺點和標度關(guān)系，在示蹤分子氣體質(zhì)量中扮演的角色，以及基于它們的觀測特性等得到的氣體發(fā)射能量來源的診斷。本文能夠為相關(guān)工作的開展提供一定的參考。全文主要內(nèi)容如下：

(1)結(jié)合(亞)毫米波段譜線的觀測，簡單地總結(jié)了利用它們測量星系SFR的方法，分析了利用它們測量SFR時存在的一些問題(如對金屬豐度的依賴等)。同時，基于前人對星系KS 關(guān)系的研究，介紹了利用此波段譜線對星系中存在的兩種SF 模式的示蹤。

(2)由于分子氣體中占比最高的H2很難直接探測，進而發(fā)展出了多種研究分子氣體性質(zhì)(如質(zhì)量示蹤等)的方法。這些方法都有各自的優(yōu)缺點和側(cè)重點，然而隨著近些年來觀測技術(shù)的發(fā)展和觀測數(shù)據(jù)的增加，使得可以結(jié)合多種方法同時進行探索，為進一步研究星系中的分子氣體提供很大的幫助。

(3)基于前人利用多條CO 譜線，并結(jié)合其他多條譜線的研究，介紹了星系中主導(dǎo)譜線發(fā)射的三種激發(fā)機制，和如何利用(亞)毫米波段譜線來診斷激發(fā)機制，以及這些激發(fā)機制對星系的形成與演化的影響。這些能量來源主要包括：星系中的SF，由黑洞吸積形成的X射線(這與其AGN 的功率一致)，星際激波。

需要指出的是由于觀測技術(shù)和條件的限制，任何一條譜線單獨地用于SFR示蹤、分子氣體質(zhì)量示蹤以及能量來源診斷時，雖然都各具優(yōu)勢，但是總會存在各種各樣的問題。近年來，隨著如ALMA 這種先進望遠鏡的投入使用，以及多分子多譜線相結(jié)合方法的普遍應(yīng)用，新的研究進展正在不斷涌現(xiàn)，為人們進一步理解與星系的形成與演化相關(guān)的過程提供了很大的幫助(表1 簡單總結(jié)了前人利用這些譜線所做的工作)。未來隨著越來越多的更加先進設(shè)備的投入使用，人們對星系的形成與演化的理解必定會更加的透徹。

表1 文中所述譜線的主要用途以及相關(guān)工作信息