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侧向星系的深度面源测光

. 研究背景

. BATC的侧向星系的面源测光

. 发现一个与NGC5907成协的极向环

. NGC5907的亮度轮廓

. 侧向星系NGC4565的面源测光

. 观测、数据处理与误差分析

. NGC4565的轮廓与两维拟合

. 结果与讨论

. 未来的工作计划

. 研究背景

长期以来,星系光度质量与动力学质量不相符的疑难一直困扰着天文学家。为了解决这个问题,人们提出了暗物质理论,认为在星系外围有一个由暗物质组成的大质量晕。由于宇宙内质量的多少决定了宇宙的时空特性,因此暗物质理论对宇宙学具有重大意义。

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图 1. BATC观测的NGC5907的深场图像。
1994年,Nature上发表了Sackett等对NGC5907观测的结果。他们得到晕的光度轮廓以-2.26的幂次下降,比银河系的-3.5M31-4要缓得多(一般认为组成晕的星族II星团密度以陡于-3的幂次下降)。拟合结果表明, 在取合适的质光比等参数下, 光度质量分布与旋转曲线反映的动力学质量分布相符合。据此认为星系可能都有一个由发光物质组成的大质量晕,只是因为太暗以前没有观测到。如果这一点被其它观测所证实,将使得对星系结构的认识有重大改变,质量缺失的疑难将以一种自然的方式解决而不需要暗物质的假设,以前关于暗物质的各种理论将被推翻。所以文章发表后立即引起强烈反响。Lequeux等在(1998VIB波段对NGC5907作了观测,发表结果称支持Sackett结论,并给出颜色梯度分布,认为亮物质晕只能由质量小于0.8太阳质量的恒星组成。但他们的曝光太浅,似不足以得到如此精确的光度轮廓。JamesCasali1996)在JK波段作了观测,得到J-K颜色近似于M8型星。但结合SackettR星等,则与M2-M3型星近似。Rudy等(1997)也在JK波段作了观测,与光学数据相结合得到的色指数非常奇怪,不能被现有的星族模型所解释,最好的近似是与太阳金属丰度相近且质量非常小的恒星。Fuchs1995)则发展了一个简单的动力学模型来拟合观测得到的光度轮廓,认为弱光度晕与星系中心的球状成分有密切关系,且示踪了暗物质的引力势。

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. BATC的侧向星系的面源测光

侧向星系的面源测光原本就是BATC巡天的一项计划之一,Sackett等人在Nature上的结果,促使我们加速了对侧向星系的观测与研究。实际上我们使用60/90厘米施密特望远镜、大视场CCD和独特的中带滤光片,在此课题的研究上有独具的优势。我们用666nm802nm两个滤光片对NGC5907NGC4565等近而亮的侧向星系投入大量的观测时间,取得比别人深得多的曝光资料; 独特设计的中带滤光片避开了天光发射线,极大地降低了天光背景噪声,对测光数据精度的提高极为有利;大视场CCD使得星系周围有足够多的天光像元,从而得到“干净”的天光; 尤其是我们现在独立发展了一套新的拟合天光背景的方法,大大提高了内插计算天光背景的准确度,在面源测光方法上有我们自己的创新。这为实测光度轮廓的精度提供了保证。实测结果表明我们达到了暗于天光千分之一的测光深度,测光结果比国外其它的观测结果要深1个多星等左右,可探测到距星系盘面近30kpc处的暗晕部分,得到了一些非常重要的结果,受到了国际同行的关注与承认。

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. 发现一个与NGC5907成协的极向环

图2、NGC5907的侧向星系环

以前发现的极向环系统中心成分都是E星系或S0星系,而旋涡星系的环都是在盘方向。NGC5907是一个Sc星系,所以这是第一次发现如此晚型的星系与极向环成协。ToomreLynds通过数值模拟提出极向环星系是由于两个星系碰撞导致外围物质剥离而形成。我们发现的NGC5907的极向环(图2)对这一理论提出了疑问。我们测出环的色指数与矮椭星系近似。据此推断环的起源为受NGC5907的引力作用而崩溃的一个矮椭星系,由于其质量与NGC5907相差很大,自身崩溃成环而NGC5907的旋臂结构未受破坏。这一假说的困难在于矮椭星系一般都很致密而难以被引力潮汐作用拉散。要证明这一假说还需要进步的观测和数值模拟计算。下图中显示出明显的环状结构。Combes (1999)在一个星系的会议上专门出示了此图并将其插入在其会议文集中。

为了检验这个环是气体环还是恒星环,我们申请了VLA的观测,图像上没有发现环的踪迹。这进一步说明环的恒星性质。另外观测还发现NGC5907中性氢的翘曲与其邻近星系PGC54419存在密切关系。以前NGC5907一直被当作一个“孤立”的翘曲星系的特例,认为它的翘曲是自身起源的。现在我们VLA的观测证明其翘曲与邻近星系有关从而消除了这个特例。另外中性氢的分布显示NGC5907除了侧向翘曲以外很可能还存在正向翘曲。VLA观测结果已经发表, Shang,Z.H. et al (1998)。在文章中我们还估计了环的倾角。

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. NGC5907的亮度轮廓

图3、NGC5907的侧向轮廓

 ZhangZ.Y. et al 1999)得到了高精度的NGC5907亮度轮廓(图3其结果与Sackett等人在Nature发表的数据在亮于26 mag时符合得很好。在暗于26 mag时星系盘左右的轮廓显示出不对称,星系盘东北方向的轮廓下降较为缓慢,明显高于西南方向轮廓。从图像上判断应该是受环的光度污染,可能的正向翘曲影响以及亮星PSF残余所造成。而Sackett等人的轮廓与我们较亮的东北方向的轮廓直到28 mag时都符合得相当好,明显亮于西南方向。西南方向轮廓下降幂次大约在3.5左右。

据此,我们的面源测光结果表明未受污染的光度轮廓与普通的星系晕内星族II星团的密度分布相一致(类似于银河系和M31)。NGC5907外围不存在大质量的发光晕。Sackett等人的结果由于深度不够,未发现影响轮廓的以上因素,因而是有问题的。这样一来我们的结果便消除了NGC5907外围色指数的奇异性,不存在Rudy提出的现有星族模型不能解释的结果。由于大质量光晕的被否认,光度质量与旋转曲线揭示的动力学质量不符合的问题依然需要用暗物质来解释。Trimble2000)对1999年天体物理的回顾中,专门提到了这一结果并予以高度评价。

从我们的光度轮廓出发拟合星系盘的参数,对NGC5907是否存在厚盘的问题进行了探讨。目前关于星系厚盘的形成主要有两派理论:一是自然形成说,认为每一个盘星系都存在演化过程中自然形成的厚盘,是普遍现象;二是异常事件说,认为厚盘是星系在演化过程中由于吸积等原因形成。我们的结果支持NGC5907不存在厚盘的异常事件理论。

 

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. 侧向星系NGC4565的面源测光

    尽管NGC5907的观测结果基本否定了星系晕中晚于M的矮星对暗物质的解释,但是由于其周围的极向环的污染,使我们无法更准确探测到星系晕的结构及其光度轮廓下降幂次,只能估计出下降幂律在3.5左右。因此,我们又选了一个离我们更近的高银纬的侧向星系NGC4565(距我们14.5Mpc)进行研究。NGC4565观测可以达到与NGC5907同样深的面亮度(图4

4. 侧向星系NGC4565的深场图像。

由于 NGC4565实际光学尺寸大于NGC5907且距离更近,因而其视尺寸大于20角分。对于一般望远镜78角分的视场而言,是很难进行研究的。因而,前人绝大多是基于大视场的照相底片观测,但由于底片的量子效率低,线性范围小,其深度和精度远不及CCD观测。  NäslundJörsäter(1997)用CCD对NGC4565 V波段进行观测,由于所用望远镜视场较小,图像只能是多次观测后拼接而成。最大的问题是对天光的估计。而我们的系统视场有近1平方度,有足够的区域用于背景天光的测量,这对于暗晕的测量是非常必要的。

 

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. 观测、数据处理与误差分析

我们采用BATC的666nm的中带滤光片有效地观测了150幅图像,有效时间为42.79小时,每幅积分时间在900秒至1200秒。为了减小减Bias和暗流所带来的噪声,我们用200-300幅Bias图像合并得到平均的bias图像,并从每幅观测图像中扣除。平场采用当天12幅圆顶平场的合并图像来改正。最后150幅改正过后的图像,合并成一幅具有42.8小时曝光的深度的NGC4565天区的图像,视场为50X50(如图)。

为了获得精确的星系轮廓,必须精确地减去天光背景,然而要获得精确的天光,要求扣除前景星和背景星系及其亮星星翼的影响。我们用不同大小的孔径(其半径由星及星系的亮度和大小决定)掩盖住这些区域,同时用几个大园遮盖住中心星系NGC4565,其剩余区域即为真正的天光。通过我们特有的一种天光拟合内插方式(见Zheng,Z.Y et al(1999),我们可以得到非常精确的天光图像,并从最终的深场图像中减去。

5. NGC4565垂直于盘面方向的轮廓。

 

因为我们的目标是探测到每平方角秒28至29星等的深度,对于误差的考虑是非常重要的,它决定了我们测量的可靠程度。 随机误差是可以通过增加平均的测量区域而减小的。但系统误差则不行。在面源测光中,随机误差有:CCD的读出噪声,通过背景的光子噪声,CCD暗流,平场的小尺度结构等。而系统误差有:平场的大尺度结构,天光背景扣除带来的误差以及减恒星星翼带来的误差。误差分析表明,我们的测量精度低于千分之一。对于NGC4565,我们得到在面亮度每平方角秒27.5星等时误差为0.25星等。在这种情况下,系统误差占主导。要想再提高精度,必须设法减小系统误差。

 

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. NGC4565的轮廓与两维拟合

  6.  NGC4565平行于盘面的轮廓。

 

5给出了我们测量的NGC4565垂直星系盘面至星系短轴不同距离(0角分至9角分)的轮廓。除了R=0角分外,其余每幅子图均含对称的四个轮廓组成。可以看到在误差棒之内,星系垂直轮廓的对称性可以延伸到距短轴6角分处。图中的箭头表明星系尘埃带的位置。测量的轮廓物理尺寸可以延伸到约30kpc处,这是以前观测所没有达到过的。

6给出平行于盘面不同位置的轮廓,可以看到星系盘在半径35kpc处有明显的截断。星系盘表现出一定的不对称性。

为了研究星系的结构,并定量地给出星系各成分的性质。我们对星系进行了二维模型拟合。采用薄盘,厚盘和幂律晕的三成分模型拟合星系核球以外的区域。薄盘和厚盘具有密度分布形式:

ρ(r,z)= ρ0 e-r/hr sech2(z/z0)

其中hr为标长,z0为标高。而晕采用以下形式:

ρ(r,z)= ρ0 /[1+(r2+(z/q)2)/r02]γ/2    其中r0为核半径,q为轴比,γ为幂指数。加上薄盘厚盘的截止半径和三成分的中心的面亮度。共有12个可变参数。我们采用最小χ2拟合。考虑到12维的参数空间存在着很多极小点,为了找到最小值,我们在有物理意义的初始值范围内,随机撒初始值点10000次,结果仅有3700次收敛。图7给出了每个参数的χ2图。可以看出存在一个χ2的最小值,在图中用星号标明。每个参数的最佳拟合值列于表1中。最佳模型及其各成分画于图5和图6中。拟合图中可见我们拟合的模型非常好(核球区域除外)。表一,模型拟合NGC4565各成分的基本参数。

 

             5. 各参数的χ2分布。

 

薄盘

厚盘

幂律晕

μ0  22.32 mag/

μ0  25.52 mag/

μ0  26.86 mag/

 z0  1.17 kpc

 z0  2.55 kpc

 r0  14.44 kpc

 Hr  8.05 kpc

 hr  11.03 kpc

 γ 3.88

 rmax 31.84 kpc

 rmax 36.93 kpc

 q  0.44

 

 

                                                                     

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. 结果与讨论

在我们观测NGC4565之前,仅有NäslundJörsäter用CCD观测过B和V波段的轮廓。而我们采用的是红滤光片(中心波长为666nm),星系晕本身是由矮的较红的星族构成,因而在同样深度的情况下,我们可以探测到更远的距离。我们的测量结果也证实了这点,观测到距星系盘近30kpc处晕的轮廓。而NäslundJörsäter的V波段仅延伸到12kpc。我们的拟合结果表明,NGC4565的确存在一个薄盘和一个厚盘,厚盘标高为薄盘的两倍。而NGC5907却不存在这样的厚盘。从NGC4565的图像中我们可以发现星系周围存在很多的星系,尽管目前我们无法断定是否为背景星系,但从与星系的相关程度上来看,一些很可能为与星系相互作用的矮星系或卫星星系。这对厚盘的异常形成说是很有利的。

 

模型还给出了晕的形态与结构,其轴比为0.44,可见NGC4565的晕为扁椭球。晕中光度轮廓是以幂指数-3.5下降,这介于银河系的-3.5M31-4.0之间。表明NGC4565不具有高光度晕。这支持星系中的暗物质存在。

 

从观测图中减去我们的最佳拟合模型,可以得到核球的图(图8)。对核球的短轴轮廓拟合表明,核球光度分布不是通常的R1/4率,而是指数率。在核球的图中,观察星系盘两边,我们发现上边暗源数目要多于下边。这很可能是星系面向我们盘向下翘曲的结果。如果真是如此,这将是我们首先发现星系盘的面向翘曲现象。

6. 减过模型盘和晕后的NGC4565核球图

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. 未来的工作计划

目前,除NGC5907NGC4565外,BATC还观测了其它的几个侧向星系,例如NGC4244等完成它们的面源测光工作。对NGC4565面向的星系盘翘曲的工作,也需要完成。此外,期望能得到NGC5907NGC4565其它一些颜色的深度曝光图,以便对它们星系盘晕和NGC5907环进行星族分析工作。

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参考文献

 

[1] Fuchs, B. 1995, A&A, 303, L13

[2] James, P. and Casali, M. M. 1996, Spectrum, March, 14

[3] Lequeux, J. et al. 1996, A&A, 312, L1

[4] Lequeux, J. et al. 1998, astro-ph/9804109

[5] Näslund, M., Jörsäter, S.,1997, A&A, 325,915

[6] Rudy, R. J. et al. 1997, Nature, 387, 159

[7] Sackett, P. D. et al. 1994, Nature, 370, 441

[8] Shang, Z.H., et al., 1998, ApJ, 504, L23

[9] Wu, H., et al., 2002, AJ, 123, 1364

[10]Zheng, Z.Y., et al., 1999, AJ, 117, 2757