一對近鄰大質量早型星系的并合性質

曹 霄，郝彩娜，郭 蕊，賀艷琴

（天津師范大學天體物理中心，天津300387）

在標準的冷暗物質宇宙學模型框架下，星系形成的等級成團模型預言星系是通過并合形成的[1].這些并合事件會使星系的外圍呈現不規則的形態特征，如潮汐流（tidal streams）、潮汐尾（tidal tails）、恒星環（stellar rings）或恒星殼（stellar shells）等[2-6].對這些形態特征進行詳細研究有助于人們理解星系的并合和吸積歷史[7-10].然而，這些結構的表面亮度通常很低，探測起來非常困難.盡管在過去的40年中，隨著大口徑望遠鏡和自適應光學技術的使用，探測高紅移暗弱天體的能力得到了大幅度的提升，如極限星等提高了約7個星等，但對低表面亮度星系結構的探測進展十分緩慢[11].

為了理解大質量早型星系的外圍結構性質和形成機制，研究人員對加拿大-法國-夏威夷望遠鏡遺珍巡天（Canada-France-Hawaii telescope legacy survey，CFHTLS）u*、g、r、i和z五個波段深場數據[12]中的大質量近鄰早型星系展開研究，發現了一對處于主干并合（major dry merger）的大質量早型星系.更為有趣的是，其中一個星系具有殼狀結構（shell）.近鄰宇宙（紅移z＜0.3）中處于主干并合的星系比例很小[13-14]，而其中一個星系又具有近期并合留下的殼狀結構特征.因此，這個星系對是探究大質量星系形成和演化歷史的絕佳研究對象.

目前，星系外圍的殼狀結構被普遍認為是星系并合的遺跡，但關于并合的本質尚無定論.有研究認為殼狀結構可以通過星系間的次并合（minor merger）形成[4，15-17].在這個物理圖像中，一個低質量的衛星星系沿徑向軌道（低角動量軌道）進入較大質量星系的勢阱中并被瓦解，從而形成殼狀結構.同時也有研究認為殼狀結構產生于星系主并合事件[5，18].這2種不同的星系并合機制可以通過星系的觀測性質進行限制，對比顏色是最簡單的方法.這種方法假設顏色可以示蹤星系的恒星金屬豐度，由于星系的恒星質量與星系中恒星成分的金屬豐度正相關[19]，因此產生于次并合的殼狀結構應具有比星系內部更藍的顏色，而產生于主并合的殼狀結構與星系內部顏色相近.文獻[20]通過對比星系的殼狀結構與星系內部一倍有效半徑內g-i的顏色發現，大部分星系的殼狀結構來自于星系間的次并合，只有一小部分星系（約15%）的殼狀結構為主并合起源.

雖然星系的兩波段顏色可以提供對殼狀結構并合起源的限制，但星系顏色還受到恒星年齡和金屬豐度簡并的影響，更準確的方法是直接對比殼狀結構與星系內部的金屬豐度.但測量星系中恒星成分的金屬豐度需要高信噪比的光譜觀測數據，這對于暗弱的殼狀結構非常困難.一個優于兩波段顏色而又比光譜觀測簡便易行的方法是利用星系的多波段能譜數據進行研究.CFHTLS的五波段深度巡天數據為研究提供了這種可能.本研究將利用CFHTLS深度曝光場中u*、g、r、i、z五波段的圖像對處于主干并合的大質量早型星系對進行細致的測光研究，進而解釋這個星系對的形成和演化歷史.本研究采用的宇宙學參數為H0=70 km/（s·Mpc），Ωm=0.3，ΩΛ=0.7.

1 研究對象

本文的研究對象是一對正在進行相互作用或并合的星系，它們的恒星質量比為1∶1.4，視向速度之差為419.4 km/s.圖1為這對星系r波段的圖像，分別用Galaxy A和Galaxy B表示.由圖1可以清楚地看到Galaxy A外圍的殼狀結構.表1為這對星系的基本信息，包括星系的名稱、赤經、赤緯、紅移和恒星質量.Galaxy A和Galaxy B分別對應SDSS DR12中的源1237653665258995888和1237653665258995889，其中恒星質量為靈活星族合成模型（flexible stellar population synthesis，FSPS）對SDSS在u、g、r、i和z波段的測光數據進行能譜擬合所得[21-22].

圖1 來自CFHTLS的并合星系對的r波段圖像Fig.1 r-band image of galaxy pair from CFHTLS

表1 來自CFHTLS的并合星系對的信息Tab.1 Information of galaxy pair from CFHTLS

2 數據處理與分析

本研究使用的圖像來自CFHTLS最終釋放的數據CFHTLS-T0007，由CFHT望遠鏡上的MegaCa設備觀測所得，并經Terapix[12]處理，包括扣除天光背景、天體測量校準和圖像疊加等.本研究所使用的圖像為“CFHTLS Deep”場中u*、g、r、i和z五個波段前85%具有最佳大氣視寧度的原始圖像的中值疊加結果.大氣視寧度為0.6～0.9角秒，圖像分辨率為0.186角秒/像素.

2.1 一維表面亮度輪廓的測量

本研究通過等光強擬合獲取各波段的一維表面亮度輪廓，進而以測光結果為依據得到顏色輪廓和能譜擬合結果.從CFHTLS-T0007獲取的圖像需要進行進一步的圖像處理，而后進行等光強測光，并對測光結果進行銀河系消光改正[23-24].圖像處理和等光強測光的原理以及具體采用的方法已在文獻[25]中進行介紹，這里僅就幾個關鍵點簡要描述.

圖像處理包括進一步仔細扣除天光背景以及不同波段間的點擴散函數（point spread function，PSF）匹配，其中需要強調的是背景區域的選取方法和PSF致寬模型的確定.進一步扣除天光背景能夠避免或降低Terapix數據處理中背景過減問題對測光結果的影響.IRAF的imsurfit命令根據所選背景區域的流量值擬合背景平面，本研究利用將所有源遮擋（mask）的圖像來選取天光背景區域：把圖像劃分成像素大小為11×11、間隔為2個像素的矩形框陣列，從中挑選出沒有被mask圖像標記的區域作為天光背景區域.這種選取背景區域的方法能夠確保所選背景區域盡可能大且均勻地分布在圖像中.在扣除天光背景后，對不同波段圖像進行PSF匹配，從而進一步根據測光結果得到顏色輪廓和能譜信息.不同于已有研究[26]中通過卷積固定二維模型（如高斯）來實現PSF致寬的方法，本研究利用IRAF的psfmatch命令結合由不同波段圖像中恒星構建的各自的PSF圖像來獲取二維模型，采用此方法所得二維模型更接近真實的PSF致寬圖像.

此外，本研究利用IRAF的ellipse命令進行等光強擬合[27]的同時，對除目標源外的天體進行遮擋（mask）.等光強測光時需強調的是設置等光強測光參數的方法，由于圖像信噪比在星系外圍較低，所以此處擬合的等光強橢圓形狀誤差較大.為了避免這種情況的發生，對等光強測光橢圓形狀參數的確定采用文獻[28]的方法.首先不固定位置參數，通過ellipse自由擬合一系列等光強輪廓，從擬合結果中計算流量加權的中心坐標.固定此坐標，同時依然不固定橢率和方位角，再次運行ellipse，取所得輪廓的橢率和方位角的平均值作為最終測光輪廓的形狀參數.固定中心坐標和形狀參數后，半主軸長的變化采用非線性、步長為0.1的方式確定，測量擬合輪廓與前一個和后一個輪廓間距各一半處所圍“橢圓環孔徑”內單位像素的平均流量，保留信噪比大于1的測光結果，其中被mask圖像標記的像素點不進行統計.根據文獻[12]可知，r波段能夠在保持大氣視寧度良好的同時實現較深的觀測.因此，本研究以r波段圖像經等光強擬合所得等光強輪廓為基準對其余波段進行等光強測光.

圖2為Galaxy A和Galaxy B的表面亮度輪廓以及顯示在r波段mask圖像中的部分等光強輪廓，其中，圖2（a）和圖2（c）分別為Galaxy A和Galaxy B在u*、g、r、i、z波段的表面亮度輪廓，沿徑向相同位置處表面亮度隨波長變長而變亮；圖2（b）和圖2（d）分別為Galaxy A和Galaxy B的等光強輪廓的測光位置，紅色實線表示等光強輪廓，最外圍的輪廓為r波段的測量極限.Galaxy A中紫色虛線所示等光強輪廓所圍區域為殼狀結構區域，靛藍色“月牙”形狀所圍區域是殼狀結構較顯著的區域.

圖2 表面亮度輪廓和部分等光強輪廓在r波段mask圖像中的顯示Fig.2 Surface brightness profile and some isophotes overlaid on the r-band mask images

2.2 能譜擬合

本研究對星系的3種不同區域進行了5個波段的測光并建立了能譜，而后進行能譜擬合.一是對星系中心直徑為3角秒的圓孔徑區域進行能譜擬合，以將擬合結果與SDSS中心3角秒直徑內的光譜擬合結果進行對比；二是對Galaxy A不同區域的孔徑測光結果進行能譜擬合，以分析殼狀結構和星系中心星族的差異；三是對星系整體進行能譜擬合，以獲得星系總體的星族信息.根據第3.1節對g-r顏色輪廓的分析，本研究將星系外圍到中心方向第2圈等光強輪廓所圍范圍定義為星系整體區域.

利用星族合成模型的擬合與評估程序[29]（fitting assessment of synthetic template，FAST）進行能譜擬合.FAST可以根據人為設置的參數生成星族模型庫，然后通過對比模型與觀測數據得到最佳星族參數信息及相應的置信區間.以χ2最小作為最佳擬合的依據，結合流量誤差，利用蒙特-卡洛模擬獲得輸出參數在1σ的誤差范圍.本研究采用FSPS星族合成模型和Chabrier初始質量函數[30]，延遲的指數下降式恒星形成歷史為SFR～t×e-t/τ（6.5≤τ≤9.5）.設定年齡范圍為8.0≤lgAge≤10.2，消光值的變化區間為0 mag≤Av≤3 mag，金屬豐度為Z=0.019，即太陽金屬豐度Z⊙.

3 結果與討論

3.1 顏色輪廓

為了與之前已有研究結果進行對比，對g-r和g-i顏色進行分析.圖3為Galaxy A和Galaxy B的g-r顏色輪廓.g-r顏色輪廓與文獻[31]中高聚集度樣本疊加所得顏色輪廓基本一致，符合早型星系的顏色輪廓分布特征.值得注意的是，本研究的星系質量也與文獻[31]樣本的質量區間符合.因此，盡管星系外圍輻射暗弱，本研究所得顏色輪廓是可靠的.顏色在外圍逐漸變紅，這可能與扣除背景和不同波段間PSF匹配的好壞程度有關.

圖4 為Galaxy A和Galaxy B的g-i顏色輪廓.圖4（a）中紫色陰影標注部分為殼狀結構區域，對應于圖2（b）紫色虛線所圍區域.由圖4（a）可以看出，殼狀結構的顏色相對于星系中心稍微偏藍.為了研究殼狀結構形成的機制，本研究采用文獻[20]的方法，將一倍有效半徑Re以內區域定義為星系核心區域.測光結果表明殼狀結構的顏色與星系核心的顏色相差Δ（g-i）=-0.17±0.001.文獻[20]利用來自HSC-SSP的78個含有殼狀結構的樣本統計出殼狀結構與星系核心顏色變化的平均值Δ（g-i）HSC=-0.15±0.02.這表明衛星星系的恒星質量顯著小于主星系，即殼狀結構形成于次并合（并合星系的質量之比＞4∶1）.而2個質量相當的星系并合所形成的殼狀結構的顏色與主星系核心區域的顏色近似或相同，因此Galaxy A外圍的殼狀結構可能是次并合的產物.

圖3 g-r顏色輪廓Fig.3 g-r color profile

圖4 g-i顏色輪廓Fig.4 g-i color profile

3.2 能譜擬合結果

3.2.1 能譜擬合的可靠性

為了檢驗能譜擬合結果的可靠性，首先比較星系中心3角秒以內區域的能譜擬合結果與FIREFLY星族擬合程序[32]對SDSS中心3角秒光譜的擬合結果.對SDSS光譜的擬合能夠同時得到年齡和金屬豐度信息.但對于能譜擬合的情況，由于能譜分布缺乏譜線信息，所以不能解除星族年齡和金屬豐度的簡并.對此本研究采用固定太陽金屬豐度Z⊙的方法.利用FIREFLY星族擬合程序對SDSS光譜進行擬合得到Galaxy A的金屬豐度為～0.5Z⊙，Galaxy B的金屬豐度為～Z⊙.當采用0.5Z⊙對Galaxy A的不同區域進行擬合時，星族年齡沒有變化，只是消光會稍微變大.因此，本研究只對擬合所得年齡信息進行比較.五波段能譜擬合所得Galaxy A和Galaxy B中心3角秒以內區域星族年齡分別為lgAge/yr=9.9和lgAge/yr=10.0.FIREFLY利用文獻[33]的星族模型對SDSS中心光譜進行擬合得到Galaxy A和Galaxy B中心光纖內的星族年齡分別為lgAge/yr=9.59和lgAge/yr=9.59.考慮到CFHTLS和SDSS觀測數據的PSF不同，對CFHTLS圖像測光所得中心3角秒的能譜分布可能與SDSS中心3角秒光譜覆蓋的星系中心范圍存在差異.此外，能譜分布缺少吸收線信息，因而誤差較大.但從對比結果來看，對能譜擬合結果的相對比較是可信的，即光譜擬合和能譜擬合均表明Galaxy A與Galaxy B中心3角秒以內區域的年齡基本相同.因此，雖然能譜擬合結果的絕對值可靠性不高，但擬合結果之間的相對比較是可信的.

3.2.2 能譜擬合對Galaxy A殼狀結構形成機制的限制

為了對殼狀結構的形成給出更強的限制，對能譜進行擬合，結果如圖5所示，其中圖5（a）～圖5（c）分別為Galaxy A的核心區域（定義為一倍有效半徑內）、殼狀結構區域（圖2（b）紫色虛線所圍區域）和月牙形區域（圖2（b）靛藍色月牙形狀所圍區域）的能譜分布.圖5中彩色六邊形為觀測數據，灰色實線為最佳擬合能譜，黑色方框為對應觀測波段的最佳擬合能譜的合成測光結果.圖5中標出了能譜表示的區域和星族參數，包括τ、金屬豐度、年齡、消光和質量.殼狀結構的星族年齡約為3～5 Gyr，比核心區域（8 Gyr）年輕.由于星族年輕與金屬豐度低均會造成能譜變藍，且寬帶測光數據不能解決年齡和金屬豐度的簡并問題，因此，殼狀結構的星族年輕也可能是由金屬豐度低造成的.

為了更直接地比較多波段能譜信息，圖5（d）對比了3個區域的能譜觀測數據.為了更加清晰地對比能譜的異同，將殼狀結構區域和月牙形區域的觀測數據以r波段（中心波長為627.649 nm）為基準向核心區域的觀測數據平移，平移后的數據用虛線和空心六邊形表示.通過對比能譜分布可以看到，殼狀結構區域與其更顯著的月牙形區域能譜分布十分接近，比核心區域在u*波段顯著變藍.這驗證了前文對能譜擬合結果的分析，比僅用2個波段的g-i顏色給出了進一步的限制，即衛星星系比主星系的年齡更輕或金屬豐度更低，因此質量更小.進一步通過擬合所得恒星質量對衛星星系的質量進行估計，得到殼狀結構的恒星質量為1010.02M⊙，占Galaxy A總恒星質量的14.1%.根據文獻[6]的模擬結果，殼狀結構的壽命約為4 Gyr，即在～4 Gyr之前，一個比Galaxy A質量小的星系沿接近徑向的軌道落入Galaxy A的勢阱中被瓦解，形成了殼狀結構.

圖5 Galaxy A不同區域的能譜擬合結果Fig.5 Spectral energy distribution with different regions from Galaxy A

3.2.3星系對的演化

基于形態信息和能譜擬合結果，對Galaxy A和Galaxy B的演化進行分析.圖6為星系整體的能譜擬合結果，顯示出Galaxy A和Galaxy B具有相似的星族性質.圖6中，藍色六邊形表示觀測數據點，灰色實線為能譜分布，橘紅色方框表示對應觀測波段的最佳擬合能譜的合成測光結果，星族信息標注在各自的能譜分布圖上.

圖6 Galaxy A和Galaxy B整體的能譜擬合結果Fig.6 Spectral energy distribution fitting of Galaxy A and Galaxy B

本研究擬合所得星系總體恒星質量與SDSS給出的結果（表1）略有差異，這可能是因為定義的星系整體區域以及使用的星族模型不同.但二者均表明Galaxy A和Galaxy B是一對質量相當的星系.此外，能譜擬合得到它們的年齡分別為～5 Gyr和～10 Gyr.且它們沒有被阿雷西沃遺珍快速ALFA巡天（arecibo legacy fast ALFA survey，ALFALFA）探測到中性氫輻射，表明它們的貧氣體特性.因此，Galaxy A和Galaxy B是正處于主干并合（major dry merger）的一對星系.

根據文獻[34]中并合時標的計算方法，對這對星系的并合時標進行估計.基于表1中星系對的恒星質量、位置和紅移等信息，估計出它們的并合時標為～1.4 Gyr.即1.4 Gyr以后，如果沒有新的并合事件發生，Galaxy A和Galaxy B將并合成為一個恒星質量為～2×1011M⊙的貧氣體星系.然而，圖1顯示這個星系對的周圍有3～4個星系，如果這些星系不是前景或背景星系，那么它們將來可能與這個星系對發生相互作用或并合，這將使最終并合產物無法確定.遺憾的是，由于沒有這幾個星系的紅移信息，本研究無法確定它們是否為相近紅移處的星系.

4 結論

本研究利用CFHTLS-T0007的深度曝光圖像數據，對一對處于相互作用的星系進行測光研究，其中一個星系具有前一次并合遺留下的殼狀結構.通過分析顏色輪廓和能譜分布，研究了殼狀結構的形成機制和星系對的演化，得到以下結論：

（1）根據Galaxy A的顏色輪廓（圖3a和圖4a）以及星系核心區域（定義為一倍有效半徑內）、殼狀結構（環狀區域）和顯著殼狀結構（月牙形區域）的5個波段能譜分布（圖5）可知，殼狀結構的顏色比星系中心處更藍，這可能是由星族年齡年輕或金屬豐度低造成的.因此，本研究推斷殼狀結構是在Galaxy A與Galaxy B并合前由較小質量的衛星星系與Galaxy A次并合形成的.能譜擬合給出的恒星質量信息表明殼狀結構的恒星質量占星系總質量的14.1%.

（2）能譜擬合結果和中性氫數據表明Galaxy A和Galaxy B是質量相當的處于主干并合中的星系對.在沒有新的并合事件發生的情況下，它們將于1.4 Gyr后并合為一個質量大概為2×1011M⊙的貧氣體星系.