一对近邻大质量早型星系的并合性质

曹 霄，郝彩娜，郭 蕊，贺艳琴

（天津师范大学天体物理中心，天津300387）

在标准的冷暗物质宇宙学模型框架下，星系形成的等级成团模型预言星系是通过并合形成的[1].这些并合事件会使星系的外围呈现不规则的形态特征，如潮汐流（tidal streams）、潮汐尾（tidal tails）、恒星环（stellar rings）或恒星壳（stellar shells）等[2-6].对这些形态特征进行详细研究有助于人们理解星系的并合和吸积历史[7-10].然而，这些结构的表面亮度通常很低，探测起来非常困难.尽管在过去的40年中，随着大口径望远镜和自适应光学技术的使用，探测高红移暗弱天体的能力得到了大幅度的提升，如极限星等提高了约7个星等，但对低表面亮度星系结构的探测进展十分缓慢[11].

为了理解大质量早型星系的外围结构性质和形成机制，研究人员对加拿大-法国-夏威夷望远镜遗珍巡天（Canada-France-Hawaii telescope legacy survey，CFHTLS）u*、g、r、i和z五个波段深场数据[12]中的大质量近邻早型星系展开研究，发现了一对处于主干并合（major dry merger）的大质量早型星系.更为有趣的是，其中一个星系具有壳状结构（shell）.近邻宇宙（红移z＜0.3）中处于主干并合的星系比例很小[13-14]，而其中一个星系又具有近期并合留下的壳状结构特征.因此，这个星系对是探究大质量星系形成和演化历史的绝佳研究对象.

目前，星系外围的壳状结构被普遍认为是星系并合的遗迹，但关于并合的本质尚无定论.有研究认为壳状结构可以通过星系间的次并合（minor merger）形成[4，15-17].在这个物理图像中，一个低质量的卫星星系沿径向轨道（低角动量轨道）进入较大质量星系的势阱中并被瓦解，从而形成壳状结构.同时也有研究认为壳状结构产生于星系主并合事件[5，18].这2种不同的星系并合机制可以通过星系的观测性质进行限制，对比颜色是最简单的方法.这种方法假设颜色可以示踪星系的恒星金属丰度，由于星系的恒星质量与星系中恒星成分的金属丰度正相关[19]，因此产生于次并合的壳状结构应具有比星系内部更蓝的颜色，而产生于主并合的壳状结构与星系内部颜色相近.文献[20]通过对比星系的壳状结构与星系内部一倍有效半径内g-i的颜色发现，大部分星系的壳状结构来自于星系间的次并合，只有一小部分星系（约15%）的壳状结构为主并合起源.

虽然星系的两波段颜色可以提供对壳状结构并合起源的限制，但星系颜色还受到恒星年龄和金属丰度简并的影响，更准确的方法是直接对比壳状结构与星系内部的金属丰度.但测量星系中恒星成分的金属丰度需要高信噪比的光谱观测数据，这对于暗弱的壳状结构非常困难.一个优于两波段颜色而又比光谱观测简便易行的方法是利用星系的多波段能谱数据进行研究.CFHTLS的五波段深度巡天数据为研究提供了这种可能.本研究将利用CFHTLS深度曝光场中u*、g、r、i、z五波段的图像对处于主干并合的大质量早型星系对进行细致的测光研究，进而解释这个星系对的形成和演化历史.本研究采用的宇宙学参数为H0=70 km/（s·Mpc），Ωm=0.3，ΩΛ=0.7.

1 研究对象

本文的研究对象是一对正在进行相互作用或并合的星系，它们的恒星质量比为1∶1.4，视向速度之差为419.4 km/s.图1为这对星系r波段的图像，分别用Galaxy A和Galaxy B表示.由图1可以清楚地看到Galaxy A外围的壳状结构.表1为这对星系的基本信息，包括星系的名称、赤经、赤纬、红移和恒星质量.Galaxy A和Galaxy B分别对应SDSS DR12中的源1237653665258995888和1237653665258995889，其中恒星质量为灵活星族合成模型（flexible stellar population synthesis，FSPS）对SDSS在u、g、r、i和z波段的测光数据进行能谱拟合所得[21-22].

图1 来自CFHTLS的并合星系对的r波段图像Fig.1 r-band image of galaxy pair from CFHTLS

表1 来自CFHTLS的并合星系对的信息Tab.1 Information of galaxy pair from CFHTLS

2 数据处理与分析

本研究使用的图像来自CFHTLS最终释放的数据CFHTLS-T0007，由CFHT望远镜上的MegaCa设备观测所得，并经Terapix[12]处理，包括扣除天光背景、天体测量校准和图像叠加等.本研究所使用的图像为“CFHTLS Deep”场中u*、g、r、i和z五个波段前85%具有最佳大气视宁度的原始图像的中值叠加结果.大气视宁度为0.6～0.9角秒，图像分辨率为0.186角秒/像素.

2.1 一维表面亮度轮廓的测量

本研究通过等光强拟合获取各波段的一维表面亮度轮廓，进而以测光结果为依据得到颜色轮廓和能谱拟合结果.从CFHTLS-T0007获取的图像需要进行进一步的图像处理，而后进行等光强测光，并对测光结果进行银河系消光改正[23-24].图像处理和等光强测光的原理以及具体采用的方法已在文献[25]中进行介绍，这里仅就几个关键点简要描述.

图像处理包括进一步仔细扣除天光背景以及不同波段间的点扩散函数（point spread function，PSF）匹配，其中需要强调的是背景区域的选取方法和PSF致宽模型的确定.进一步扣除天光背景能够避免或降低Terapix数据处理中背景过减问题对测光结果的影响.IRAF的imsurfit命令根据所选背景区域的流量值拟合背景平面，本研究利用将所有源遮挡（mask）的图像来选取天光背景区域：把图像划分成像素大小为11×11、间隔为2个像素的矩形框阵列，从中挑选出没有被mask图像标记的区域作为天光背景区域.这种选取背景区域的方法能够确保所选背景区域尽可能大且均匀地分布在图像中.在扣除天光背景后，对不同波段图像进行PSF匹配，从而进一步根据测光结果得到颜色轮廓和能谱信息.不同于已有研究[26]中通过卷积固定二维模型（如高斯）来实现PSF致宽的方法，本研究利用IRAF的psfmatch命令结合由不同波段图像中恒星构建的各自的PSF图像来获取二维模型，采用此方法所得二维模型更接近真实的PSF致宽图像.

此外，本研究利用IRAF的ellipse命令进行等光强拟合[27]的同时，对除目标源外的天体进行遮挡（mask）.等光强测光时需强调的是设置等光强测光参数的方法，由于图像信噪比在星系外围较低，所以此处拟合的等光强椭圆形状误差较大.为了避免这种情况的发生，对等光强测光椭圆形状参数的确定采用文献[28]的方法.首先不固定位置参数，通过ellipse自由拟合一系列等光强轮廓，从拟合结果中计算流量加权的中心坐标.固定此坐标，同时依然不固定椭率和方位角，再次运行ellipse，取所得轮廓的椭率和方位角的平均值作为最终测光轮廓的形状参数.固定中心坐标和形状参数后，半主轴长的变化采用非线性、步长为0.1的方式确定，测量拟合轮廓与前一个和后一个轮廓间距各一半处所围“椭圆环孔径”内单位像素的平均流量，保留信噪比大于1的测光结果，其中被mask图像标记的像素点不进行统计.根据文献[12]可知，r波段能够在保持大气视宁度良好的同时实现较深的观测.因此，本研究以r波段图像经等光强拟合所得等光强轮廓为基准对其余波段进行等光强测光.

图2为Galaxy A和Galaxy B的表面亮度轮廓以及显示在r波段mask图像中的部分等光强轮廓，其中，图2（a）和图2（c）分别为Galaxy A和Galaxy B在u*、g、r、i、z波段的表面亮度轮廓，沿径向相同位置处表面亮度随波长变长而变亮；图2（b）和图2（d）分别为Galaxy A和Galaxy B的等光强轮廓的测光位置，红色实线表示等光强轮廓，最外围的轮廓为r波段的测量极限.Galaxy A中紫色虚线所示等光强轮廓所围区域为壳状结构区域，靛蓝色“月牙”形状所围区域是壳状结构较显著的区域.

图2 表面亮度轮廓和部分等光强轮廓在r波段mask图像中的显示Fig.2 Surface brightness profile and some isophotes overlaid on the r-band mask images

2.2 能谱拟合

本研究对星系的3种不同区域进行了5个波段的测光并建立了能谱，而后进行能谱拟合.一是对星系中心直径为3角秒的圆孔径区域进行能谱拟合，以将拟合结果与SDSS中心3角秒直径内的光谱拟合结果进行对比；二是对Galaxy A不同区域的孔径测光结果进行能谱拟合，以分析壳状结构和星系中心星族的差异；三是对星系整体进行能谱拟合，以获得星系总体的星族信息.根据第3.1节对g-r颜色轮廓的分析，本研究将星系外围到中心方向第2圈等光强轮廓所围范围定义为星系整体区域.

利用星族合成模型的拟合与评估程序[29]（fitting assessment of synthetic template，FAST）进行能谱拟合.FAST可以根据人为设置的参数生成星族模型库，然后通过对比模型与观测数据得到最佳星族参数信息及相应的置信区间.以χ2最小作为最佳拟合的依据，结合流量误差，利用蒙特-卡洛模拟获得输出参数在1σ的误差范围.本研究采用FSPS星族合成模型和Chabrier初始质量函数[30]，延迟的指数下降式恒星形成历史为SFR～t×e-t/τ（6.5≤τ≤9.5）.设定年龄范围为8.0≤lgAge≤10.2，消光值的变化区间为0 mag≤Av≤3 mag，金属丰度为Z=0.019，即太阳金属丰度Z⊙.

3 结果与讨论

3.1 颜色轮廓

为了与之前已有研究结果进行对比，对g-r和g-i颜色进行分析.图3为Galaxy A和Galaxy B的g-r颜色轮廓.g-r颜色轮廓与文献[31]中高聚集度样本叠加所得颜色轮廓基本一致，符合早型星系的颜色轮廓分布特征.值得注意的是，本研究的星系质量也与文献[31]样本的质量区间符合.因此，尽管星系外围辐射暗弱，本研究所得颜色轮廓是可靠的.颜色在外围逐渐变红，这可能与扣除背景和不同波段间PSF匹配的好坏程度有关.

图4 为Galaxy A和Galaxy B的g-i颜色轮廓.图4（a）中紫色阴影标注部分为壳状结构区域，对应于图2（b）紫色虚线所围区域.由图4（a）可以看出，壳状结构的颜色相对于星系中心稍微偏蓝.为了研究壳状结构形成的机制，本研究采用文献[20]的方法，将一倍有效半径Re以内区域定义为星系核心区域.测光结果表明壳状结构的颜色与星系核心的颜色相差Δ（g-i）=-0.17±0.001.文献[20]利用来自HSC-SSP的78个含有壳状结构的样本统计出壳状结构与星系核心颜色变化的平均值Δ（g-i）HSC=-0.15±0.02.这表明卫星星系的恒星质量显著小于主星系，即壳状结构形成于次并合（并合星系的质量之比＞4∶1）.而2个质量相当的星系并合所形成的壳状结构的颜色与主星系核心区域的颜色近似或相同，因此Galaxy A外围的壳状结构可能是次并合的产物.

图3 g-r颜色轮廓Fig.3 g-r color profile

图4 g-i颜色轮廓Fig.4 g-i color profile

3.2 能谱拟合结果

3.2.1 能谱拟合的可靠性

为了检验能谱拟合结果的可靠性，首先比较星系中心3角秒以内区域的能谱拟合结果与FIREFLY星族拟合程序[32]对SDSS中心3角秒光谱的拟合结果.对SDSS光谱的拟合能够同时得到年龄和金属丰度信息.但对于能谱拟合的情况，由于能谱分布缺乏谱线信息，所以不能解除星族年龄和金属丰度的简并.对此本研究采用固定太阳金属丰度Z⊙的方法.利用FIREFLY星族拟合程序对SDSS光谱进行拟合得到Galaxy A的金属丰度为～0.5Z⊙，Galaxy B的金属丰度为～Z⊙.当采用0.5Z⊙对Galaxy A的不同区域进行拟合时，星族年龄没有变化，只是消光会稍微变大.因此，本研究只对拟合所得年龄信息进行比较.五波段能谱拟合所得Galaxy A和Galaxy B中心3角秒以内区域星族年龄分别为lgAge/yr=9.9和lgAge/yr=10.0.FIREFLY利用文献[33]的星族模型对SDSS中心光谱进行拟合得到Galaxy A和Galaxy B中心光纤内的星族年龄分别为lgAge/yr=9.59和lgAge/yr=9.59.考虑到CFHTLS和SDSS观测数据的PSF不同，对CFHTLS图像测光所得中心3角秒的能谱分布可能与SDSS中心3角秒光谱覆盖的星系中心范围存在差异.此外，能谱分布缺少吸收线信息，因而误差较大.但从对比结果来看，对能谱拟合结果的相对比较是可信的，即光谱拟合和能谱拟合均表明Galaxy A与Galaxy B中心3角秒以内区域的年龄基本相同.因此，虽然能谱拟合结果的绝对值可靠性不高，但拟合结果之间的相对比较是可信的.

3.2.2 能谱拟合对Galaxy A壳状结构形成机制的限制

为了对壳状结构的形成给出更强的限制，对能谱进行拟合，结果如图5所示，其中图5（a）～图5（c）分别为Galaxy A的核心区域（定义为一倍有效半径内）、壳状结构区域（图2（b）紫色虚线所围区域）和月牙形区域（图2（b）靛蓝色月牙形状所围区域）的能谱分布.图5中彩色六边形为观测数据，灰色实线为最佳拟合能谱，黑色方框为对应观测波段的最佳拟合能谱的合成测光结果.图5中标出了能谱表示的区域和星族参数，包括τ、金属丰度、年龄、消光和质量.壳状结构的星族年龄约为3～5 Gyr，比核心区域（8 Gyr）年轻.由于星族年轻与金属丰度低均会造成能谱变蓝，且宽带测光数据不能解决年龄和金属丰度的简并问题，因此，壳状结构的星族年轻也可能是由金属丰度低造成的.

为了更直接地比较多波段能谱信息，图5（d）对比了3个区域的能谱观测数据.为了更加清晰地对比能谱的异同，将壳状结构区域和月牙形区域的观测数据以r波段（中心波长为627.649 nm）为基准向核心区域的观测数据平移，平移后的数据用虚线和空心六边形表示.通过对比能谱分布可以看到，壳状结构区域与其更显著的月牙形区域能谱分布十分接近，比核心区域在u*波段显著变蓝.这验证了前文对能谱拟合结果的分析，比仅用2个波段的g-i颜色给出了进一步的限制，即卫星星系比主星系的年龄更轻或金属丰度更低，因此质量更小.进一步通过拟合所得恒星质量对卫星星系的质量进行估计，得到壳状结构的恒星质量为1010.02M⊙，占Galaxy A总恒星质量的14.1%.根据文献[6]的模拟结果，壳状结构的寿命约为4 Gyr，即在～4 Gyr之前，一个比Galaxy A质量小的星系沿接近径向的轨道落入Galaxy A的势阱中被瓦解，形成了壳状结构.

图5 Galaxy A不同区域的能谱拟合结果Fig.5 Spectral energy distribution with different regions from Galaxy A

3.2.3星系对的演化

基于形态信息和能谱拟合结果，对Galaxy A和Galaxy B的演化进行分析.图6为星系整体的能谱拟合结果，显示出Galaxy A和Galaxy B具有相似的星族性质.图6中，蓝色六边形表示观测数据点，灰色实线为能谱分布，橘红色方框表示对应观测波段的最佳拟合能谱的合成测光结果，星族信息标注在各自的能谱分布图上.

图6 Galaxy A和Galaxy B整体的能谱拟合结果Fig.6 Spectral energy distribution fitting of Galaxy A and Galaxy B

本研究拟合所得星系总体恒星质量与SDSS给出的结果（表1）略有差异，这可能是因为定义的星系整体区域以及使用的星族模型不同.但二者均表明Galaxy A和Galaxy B是一对质量相当的星系.此外，能谱拟合得到它们的年龄分别为～5 Gyr和～10 Gyr.且它们没有被阿雷西沃遗珍快速ALFA巡天（arecibo legacy fast ALFA survey，ALFALFA）探测到中性氢辐射，表明它们的贫气体特性.因此，Galaxy A和Galaxy B是正处于主干并合（major dry merger）的一对星系.

根据文献[34]中并合时标的计算方法，对这对星系的并合时标进行估计.基于表1中星系对的恒星质量、位置和红移等信息，估计出它们的并合时标为～1.4 Gyr.即1.4 Gyr以后，如果没有新的并合事件发生，Galaxy A和Galaxy B将并合成为一个恒星质量为～2×1011M⊙的贫气体星系.然而，图1显示这个星系对的周围有3～4个星系，如果这些星系不是前景或背景星系，那么它们将来可能与这个星系对发生相互作用或并合，这将使最终并合产物无法确定.遗憾的是，由于没有这几个星系的红移信息，本研究无法确定它们是否为相近红移处的星系.

4 结论

本研究利用CFHTLS-T0007的深度曝光图像数据，对一对处于相互作用的星系进行测光研究，其中一个星系具有前一次并合遗留下的壳状结构.通过分析颜色轮廓和能谱分布，研究了壳状结构的形成机制和星系对的演化，得到以下结论：

（1）根据Galaxy A的颜色轮廓（图3a和图4a）以及星系核心区域（定义为一倍有效半径内）、壳状结构（环状区域）和显著壳状结构（月牙形区域）的5个波段能谱分布（图5）可知，壳状结构的颜色比星系中心处更蓝，这可能是由星族年龄年轻或金属丰度低造成的.因此，本研究推断壳状结构是在Galaxy A与Galaxy B并合前由较小质量的卫星星系与Galaxy A次并合形成的.能谱拟合给出的恒星质量信息表明壳状结构的恒星质量占星系总质量的14.1%.

（2）能谱拟合结果和中性氢数据表明Galaxy A和Galaxy B是质量相当的处于主干并合中的星系对.在没有新的并合事件发生的情况下，它们将于1.4 Gyr后并合为一个质量大概为2×1011M⊙的贫气体星系.