HI 吸收线星系中的射电连续谱研究

宋 文，吴忠祖，顾敏峰，朱 明，米立功,4，彭 毫

(1.贵州大学 物理学院，贵阳 550025；2.中国科学院 上海天文台 星系与宇宙学重点实验室，上海 200030；3.中国科学院 国家天文台，北京 100012；4.黔南民族师范学院 物理与电子科学学院，都匀 558000)

1 引言

H 是星系中最重要的一种元素，21cm HI 谱线的研究对于星系的结构和演化，具有非常重要的作用[1]。H 元素广泛存在于宇宙大尺度到毫角秒尺度的星系核区[2]。21cm HI 吸收线已经广泛应用于高红移河外星系射电噪背景源周围的HI 气体环境的研究，根据吸收气体的位置不同可以分为本征吸收和类Lyman-α 吸收[3]。与HI 发射线相比，河外星系HI 吸收线的探测依赖于星系中的射电连续谱与HI 气体的分布，可以用来探测不同分辨率下的HI 气体的性质。一般只要射电连续谱在高分辨率观测下有足够的射电亮度，就可以在高分辨率下探测到HI 吸收线，包括毫角秒尺度的VLBI 观测[2]。星系中的射电连续谱来源主要包括射电喷流、星暴活动或者两者共存，目前在射电波段确定河外星系中央性质的方法，主要是通过高分辨率VLBI 观测得到核区结构、亮温度(AGN 亮温度高、致密，而星暴星系则反之)。Condon 等人研究了整体UGC (Uppsala Galaxy Catalog)样本中各星系的射电辐射和恒星形成活动，利用亮温度TB和q值来区分这些射电源的射电辐射的能量主要来自AGN 还是星暴[4]。

Arecibo 的ALFALFA(Arecibo Legacy Fast ALFA)HI 21 cm 谱线巡天与之前的巡天(如HI Parkes ALL-Sky Survey)相比，在灵敏度和探测深度方面均具有很大的进步，这使得ALFALFA 巡天更适合寻找HI 吸收源[3]。Darling 等人[5]对7% 的ALFALFA 巡天数据进行HI 吸收线搜寻，仅探测到1 个已知的本征HI 吸收线星系UGC 6081。Wu 等人在40%的ALFALFA 巡天中(α.40 天区)探测到10 个HI 吸收星系，都为本征吸收线[6]。其中5 个是其他望远镜之前观测确认的星系，包括NGC 315[7],IC 860[8],NGC 5363[9],CGCG 049-057[10],UGC 6081[11]。本文利用档案VLBI 数据和红外数据对这5 个源进行了系统性的研究，主要目的是研究这类源的中央核心区的射电连续谱辐射性质，分别从射电的亮温度TB和红外波段q值及WISE 类型等角度分析了这些源的物理属性。本文第2 章简要介绍了数据搜集和数据处理过程；第3 章对这5 个源的属性进行分析讨论；第4 章对本文内容进行总结。本文使用的宇宙参数为：H0=70 km·s−1·Mpc−1,Ωm=0.3,ΩΛ=0.7。

2 数据搜集和数据处理

在本文中，我们搜集了这5 个源的VLBA,EVN 以及红外波段数据。其中VLBA 数据来自Astrogeo VLBI 数据库①http://astrogeo.org/vlbi-images/，EVN 的数据来自EVN 档案数据库②http://archive.jive.nl/scripts/avo/fitsfinder.php。VLBA 和EVN 数据均已进行过初步相位校正、幅度校正等处理。我们对数据进行编辑等处理，将数据导入到DIFMAP (difference mapping)软件包，进行成图和模型拟合[12]。通过这些处理后，获取到这5 个源在pc 尺度下的射电连续谱图像，得到各成分的流量、成分与核心的距离以及模型成分的角直径等参数。数据拟合结果见表2，数据连续谱图像见图1，图像参数见表2。为了进一步了解这5 个源的属性，我们使用红外手段对其进行分析和分类。其中红外天文卫星数据(infrared astronomical satellite,IRAS) 来自美国航天局河外数据库(NASA/IPAC Extragalactic Database,NED)③https://ned.ipac.caltech.edu/，WISE 数据来自斯隆数字化巡天(Sloan Digital Sky Survey,SDSS)④http://skyserver.sdss.org/dr12/en/tools/chart/navi.aspx。样本源的红外属性见表3。

表1 数据模型成分参数

表2 射电连续谱图像参数

表3 样本源的射电和红外属性

图1 HI 吸收线星系NGC 315,IC 860,NGC 5363,CGCG 049-057,UGC 6081 在pc 尺度下的射电连续谱图像

3 结果与讨论

3.1 毫角秒尺度射电结构

如图1 所示，我们给出了这5 个源的射电连续谱图像。NGC 315 与NGC 5363 这2 个源存在明显的射电喷流：NGC 315 在15.36 GHz 的VLBA 数据中显示东南(SE)方向也有微弱的喷流，这与前人研究的高分辨率射电结构一致[13]；NGC 5363 在8.6 GHz 的VLBA图像中能明显看到在东北和西南方向都有喷流，大尺度下(kpc)有一个弯曲的喷流[14]。IC 860 和CGCG 049-057 都属于 亮红外星系[8,15]，其中IC 860 还是一个具有星暴后期光谱的星系[16]。从射电结构图中可以看出这些源在毫角秒尺度下均存在致密的核，其中CGCG 049-057 只存在1 个成分，而IC 860 存在2 个成分，其中东北方向(N E)的成分流量变化剧烈，在5 GHz 波段，该成分的射电流量从2006 年的0.9 mJy 变为2019 年的7.1 mJy。这2 个源核区结构致密，亮温度高于107K，说明射电辐射很可能来自于活动星系核的射电喷流。另外我们发现这2 个源的毫角秒尺度的流量(见表2)不超过各自NVSS 总流量(见表2)的20%，说明这2 个源在VLBI 尺度上的射电连续谱流量大部分都分解了，这些分解的流量很可能来自星暴活动。UGC 6081 在pc 尺度下完全分解，没有明显的射电结构，说明射电辐射可能主要来自于星暴活动。

3.2 喷流的亮温度

通常认为AGN 射电喷流占主导的射电源具有明显的射电结构，或者在1.4 GHz 波段的亮温度大于105K[4]。为了了解这些源的亮温度情况，本文通过高斯拟合得到射电成分模型参数，并利用式(1)计算得到亮温度TB[17](结果见表2)：

其中，Sν为成分的流量密度，以Jy 为单位，ν为相应的观测频率，以GHz 为单位，θd为成分的角直径，以mas 为单位，z为源的红移。AGN 主导的射电源的亮温度在频率大于0.03 GHz 的情况下，亮温度超过106K；在频率超过1 GHz 时，亮温度超过105K[18,19]。这些源的亮温度都来自小尺度的核区，如果亮温度低于106K，射电源的核区可能就不是AGN。我们发现其中4 个源在小尺度的亮温度均大于106K，这表明这些星系的内部很可能存在AGN 射电喷流成分。在1.66 GHz 的EVN 数据中，UGC 6081 的亮温度为104.89K，这说明UGC 6081 可能是星暴星系。由表2 可知，这些源的亮温度在104.89～1010.1K 之间，均小于能量均分亮温度5×1010K[20]。因此，在我们的样本中，喷流集束效应并不显著。

3.3 q 值

对于高分辨率下的连续谱图像只存在致密核的星系，通常可以利用FIR 流量与射电流量密度之比(一般称为q值)[21]来分析射电连续谱的起源。星暴星系的远红外流量远大于射电流量，这是由年轻的大质量恒星产生的尘埃加热所造成。研究发现星暴核区的远红外和非热射电亮度之间存在很强的相关性，所以远红外波段观测是研究恒星形成率的一个合适的工具[22]。AGN成分的贡献与q值的大小成反比，q值越小，则星系中的辐射更偏向AGN 为主导。q值的计算方法如下[22,23]：

其中，FIR=1.26×10−14(2.58S60µm+S100µm)。这里S60µm,S100µm分别为IRAS 在波长为60 µm 和100 µm 的流量密度(见表2)。本文中的5 个源，只有NGC 315,IC 860,NGC 5363 和CGCG 049-057 这4 个源存在IRAS 流量密度(见表2)。当大部分射电辐射能量由AGN 提供时，辐射受FIR 的影响较小，因此q值偏低，所以AGN 辐射占主导星系的q值小于2[19]。利用公式(2)我们计算得到其中4 个源的q值(见表2)，结果表明IC 860 的q值2.86 和CGCG 049-057 的q值2.74 均在2.2～3.0 之间，所以从这一角度来看可以知道这2个星系的NVSS 尺度射电辐射主要来自星暴成分；而NGC 315 与NGC 5363 这2 个源的q值都远小于2.0，这表明这2 个源的射电辐射主要来自射电喷流。这与我们在3.1 节中利用射电结构，VLBI 尺度和NVSS 尺度的射电流量的比值对这4 个源分析得到的结果一致。

3.4 5 个源的WISE 分类

通过WISE 红外卫星四个不同波段数据W1,W2,W3,W4，可把星系分成4 种不同的类型[24,25]：(1)W1 −W2>0.5，周围存在大量热尘埃的活动星系核；(2)W1 −W2<0.5且W2 −W3<1.6，贫尘源，一般存在于低激发态射电星系；(3)W1 −W2<0.5 且1.63.4，富含尘埃的星暴星系，一般见于恒星形成率高的星系和窄线射电星系。我们收集了这5 个源的4 种WISE 波段数据(见表2)。我们发现NGC 315 和NGC 5363 符合第3 种情况，被称为12 µm 亮星系[24]。UGC 6081 满足第1 个标准，属于周围存在大量热尘埃的活动星系核。IC 860 和CGCG 049-057 满足第4 个标准，属于富含尘埃的星暴星系，与我们在射电角度上的分析一致。UGC 6081,IC 860 和CGCG 049-057 这3 个源分别符合第1 和第4 种情况，由于这些星系在4.6 µm 波段会有增亮现象，因此该类星系被称为4.6 µm 亮星系[24]。这5 个源都没有满足第2 个标准即没有贫尘源，说明贫尘源可能在α.40天区较少，或者这类源HI 吸收深度较低。

4 总结

本文通过使用EVN 和VLBA 多历元、多波段的数据，研究了NGC 315,IC 860,NGC 5363,CGCG 049-057 和UGC 6081 这5 个α.40 天区发现的HI 吸收星系的射电结构、亮温度TB和q值等性质，并基于WISE 数据进行分类。通过研究发现，从射电结构和亮温度上看，这5 个源的射电辐射来源可以分为3 种类型：(1)主要来自活动星系核的喷流。NGC 315 和NGC 5363 在pc 尺度都具有双向喷流，且射电亮温度较高，这说明射电连续谱辐射主要来自于喷流。(2)主要贡献来自星暴活动，但可能有射电喷流的贡献。IC 860 与CGCG 049-057 在pc 尺度有致密射电结构且射电亮温度大于106K，但是NVSS 大部分流量已经分解说明这两个源的射电连续谱主要来自星暴活动。(3)完全来自星暴活动。UGC 6081 在pc尺度的射电连续谱几乎完全分解，不存在致密成分，说明这个星系核心区的射电辐射应该没有射电喷流的贡献。通过计算4 个源的q值，确定了NGC 315 与NGC 5363 应为AGN，而IC 860 与CGCG 049-057 应为星暴星系，这与通过射电结构和亮温度得到的结果一致。利用红外WISE 数据分类发现，5 个源中2 个为12 µm 亮星系，3 个为4.6 µm 亮星系，不存在贫尘星系，说明贫尘星系可能在40% ALFALFA 天区较少，或者HI 吸收深度较低。