第38卷第2期 天文学进展 38,No.2 2020年7月 PROGRESS IN ASTRONOMY July.,2020 doi:10.3969/ J.Issn.10008349.2020.02.01 星系中分子气体与恒星形成的研究进展 高扬123,肖婷 (1.中国科学院上海天文台星系与宇宙学重点实验室,上海2000302.中国科学院大学,北京100049 3.中国科学院紫金山天文台射电天文重点实验室,南京210034:4.浙江大学物理学系,杭州310027) 摘要:星系中气体转化为恒星的过程决定了星系的结构和演化,因此研究恒星形成最直接的原 料——分子气体的含量、分子气体形成恒星的规律以及会受哪些物理机制的影响,对于理解星系 的形成和演化具有重要意义。近年来,随着观测技术和设备(尤其是射电望远镜)的发展,天文 学家可以在不同尺度上探测到越来越多星系的多种分子多种能级跃迁的谱线。首先,介绍了探测 分子气体的多种方法和新的发现:然后基于CO巡天数据和致密分子气体数据,分别在统计上 讨论了分子气体分布及分子气体含量与恒星形成率之间的紧密关系,并与小尺度上的恒星形 理论进行了比较:最后,结合影响星系演化的物理过程,讨论活动星系核、星系形态以及星系所 处环境对分子气体的影响 关键词:星系形成和演化:星际介质:恒星形成:分子气体:星系形态 中图分类号:P152 文献标识码:A 1引言 在冷暗物质(△CDM)标准宇宙学框架下,宇宙的结构是自下而上形成的:宇宙中的暗 物质由于引力的不稳定性,慢慢聚集成越来越大的暗晕",暗晕中的重子物质经过冷却后坍 缩形成星系。这个过程中所产生的激波会把其中的气体加热到暗晕的位力温度,然后这些 气体会通过逆康普顿散射和轫致辐射冷却并下落到星系盘上,再形成冷气体:冷气体在小尺 度上凝聚成团(旧巨分子云,GMC),然后恒星在其中诞生,之后恒星累积形成了星系。所 以恒星在形成过程中通过释放宇宙大爆炸后残留气体中的核能,导致了宇宙的再电离,并决 定了星系的结构和演化:;气体如何转化为恒星成为当代天体物理学的重要研究领域。 恒星之间的星际介质(ISM)包含了99%的气体和1%的尘埃,而银河系中星际气体中 的元素组成与整个宇宙中的基本一致:按质量计算,70%为H元素,28%为He元素,2% 收稿日期:2019-09-26:修回日期:2019-11-25 资助项目:国家自然科学基金(11973030):国家重点研发计划(2017YFAO402704 讯作者:高扬, gaoyang shaoaccn
第 38 卷 第 2 期 天 文 学 进 展 Vol. 38, No. 2 2020 年 7 月 PROGRESS IN ASTRONOMY July., 2020 doi: 10.3969/j.issn.1000-8349.2020.02.01 星系中分子气体与恒星形成的研究进展 高 扬1,2,3，肖 婷1,4 (1. 中国科学院 上海天文台 星系与宇宙学重点实验室，上海 200030； 2. 中国科学院大学，北京 100049； 3. 中国科学院 紫金山天文台 射电天文重点实验室，南京 210034； 4. 浙江大学 物理学系，杭州 310027) 摘要： 星系中气体转化为恒星的过程决定了星系的结构和演化，因此研究恒星形成最直接的原 料——分子气体的含量、分子气体形成恒星的规律以及会受哪些物理机制的影响，对于理解星系 的形成和演化具有重要意义。近年来，随着观测技术和设备 (尤其是射电望远镜) 的发展，天文 学家可以在不同尺度上探测到越来越多星系的多种分子多种能级跃迁的谱线。首先，介绍了探测 分子气体的多种方法和新的发现；然后基于 CO 巡天数据和致密分子气体数据，分别在统计上 讨论了分子气体分布及分子气体含量与恒星形成率之间的紧密关系，并与小尺度上的恒星形成 理论进行了比较；最后，结合影响星系演化的物理过程，讨论活动星系核、星系形态以及星系所 处环境对分子气体的影响。 关 键 词： 星系形成和演化；星际介质；恒星形成；分子气体；星系形态 中图分类号： P152 文献标识码： A 1 引 言 在冷暗物质 (ΛCDM) 标准宇宙学框架下，宇宙的结构是自下而上形成的：宇宙中的暗 物质由于引力的不稳定性，慢慢聚集成越来越大的暗晕[1]，暗晕中的重子物质经过冷却后坍 缩形成星系。这个过程中所产生的激波会把其中的气体加热到暗晕的位力温度[2]，然后这些 气体会通过逆康普顿散射和轫致辐射冷却并下落到星系盘上，再形成冷气体；冷气体在小尺 度上凝聚成团 (巨分子云，GMC)[3]，然后恒星在其中诞生，之后恒星累积形成了星系。所 以恒星在形成过程中通过释放宇宙大爆炸后残留气体中的核能，导致了宇宙的再电离，并决 定了星系的结构和演化；气体如何转化为恒星成为当代天体物理学的重要研究领域。 恒星之间的星际介质 (ISM) 包含了 99% 的气体和 1% 的尘埃，而银河系中星际气体中 的元素组成与整个宇宙中的基本一致：按质量计算，70% 为 H 元素，28% 为 He 元素，2% 收稿日期：2019-09-26 ； 修回日期：2019-11-25 资助项目：国家自然科学基金(11973030)；国家重点研发计划 (2017YFA0402704) 通讯作者：高扬，gaoyang@shao.ac.cn
天文学进展 38卷 为金属元素(比He重的元素)。其中大多数星系中H元素主要以H状态存在,而随着气 体的不断积累和冷却,H达到饱和(饱和的表面密度Emmt≈9M。p-2),只有通过尘 埃颗粒的吸附作用形成分子(H2)后,再通过原子精细结构辐射进一步冷却到T≈50K,最 后坍缩形成恒星。所以恒星形成发生在只占星际介质一小部分(尤其是体积)的分子气体 中, bigiel等人基于对7个由H2主导的旋涡星系的空间分辨的观测,发现恒星形成率面 密度(∑sFR)与分子气体表面密度(∑H2)有很好的相关性:∑sFB∝∑002。过去20年的 大型光学成像和光谱测量已经很好地证实,恒星形成的停止是过去8~10Ga星系演化的主 甲相形成幸和有根数的红关°明乙表明系的气体含最号的 分子气体形成恒星的过程会受到如分子气体的温度和密度、星系的金属丰度、星系内 部结构等因素的影响,所以对于星系系统,恒星形成过程依然还有很多需要研究的地方: 为什么只有一小部分分子气体形成了恒星?什么因素决定了形成恒星的质量分布(初始质量 函数IMF)?新形成恒星及AGN所释放的巨大辐射对分子气体的影响和对恒星形成的反馈 机制是什么?另一方面,这些问题都与星系所处环境及星系之间的相互作用密切相关。因为 有大量的理论和观测工作发现,星系间的相互作用能够使星系盘上的气体坍缩,促 进恒星形成,并进一步影响星系的形态。然而,对于星系间的相互作用具体影响气体形成恒 星的一些细节仍不清楚。要研究这些因素是怎样促进或抑制气体形成恒星的,就需要比较 不同星系的分子气体的物理状态及其中形成恒星的效率。随着近几年来一些大规模分子气 体巡天(如HRs, XCOLDGASS),对分子气体和恒星空间分辨观测(如 HERACLES21 EDGE, MaNga)的完成,以及一系列基于多种发射线的星际介质性质的分析,人们 对分子气体转化为恒星过程的研究有了新的进展。 在这样的背景下,我们总结了一些星系分子气体新的观测结果,并介绍了分子气体在 恒星形成和星系演化中所起作用等前沿研究的现状。第2章简单介绍了恒星形成的规律和 理论:第3章综述了测量星系中分子气体常用的方法和新进展;第4章基于近几年的观测 数据,分析恒星形成与分子气体之间的统计关系,并介绍了气体形成恒星过程的研究进展 第5章讨论了分子气体与星系演化的关系,其中包括星系形态和所处环境等对这个关系的影 响:第6章是对全文的总结和未来关于星系内部气体研究方向的一些展望。 2恒星形成的观测性质和理论 随着巨分子云中密度分布不均匀性的增加,分子团块核心的温度和密度不断上升,达 到流体静力学平衡,原恒星逐渐形成:周围气体下落使得原恒星质量增加,当中心温度达 到H的聚变温度,恒星就进入了主序阶段。对于一般的河外星系,观测上极难分辨单个恒 星,所以描述星系整体的恒星形成活动主要基于两个重要的参量:初始质量函数(IMF)和 恒星形成率( (SFR)o IM描述的是质量不同的零龄主序星的相对数目:()=aN 般先从观测得到当前的恒星质量函数,再基于恒星演化理论反推得到。通过特定波段或星
122 天 文 学 进 展 38 卷 为金属元素 (比 He 重的元素) [4]。其中大多数星系中 H 元素主要以 HI 状态存在，而随着气 体的不断积累和冷却，HI 达到饱和 (饱和的表面密度 ΣHI,sat ≈ 9 M⊙·pc−2 ) [5]，只有通过尘 埃颗粒的吸附作用形成分子 (H2) 后，再通过原子精细结构辐射进一步冷却到 T ≈ 50 K，最 后坍缩形成恒星[6]。所以恒星形成发生在只占星际介质一小部分 (尤其是体积) 的分子气体 中，Bigiel 等人[5]基于对 7 个由 H2 主导的旋涡星系的空间分辨的观测，发现恒星形成率面 密度 (ΣSFR) 与分子气体表面密度 (ΣH2 ) 有很好的相关性：ΣSFR ∝ Σ 1.0±0.2 H2 。过去 20 年的 大型光学成像和光谱测量已经很好地证实，恒星形成的停止是过去 8 ∼ 10 Ga 星系演化的主 要过程之一[7–9]。而基于一些高红移的 CO 观测[10–12]，研究表明星系内的气体含量与宇宙的 平均恒星形成率和密度有很好的相关性[13–15]。 分子气体形成恒星的过程会受到如分子气体的温度和密度、星系的金属丰度、星系内 部结构等因素的影响，所以对于星系系统，恒星形成过程依然还有很多需要研究的地方[16]： 为什么只有一小部分分子气体形成了恒星？什么因素决定了形成恒星的质量分布 (初始质量 函数 IMF)？新形成恒星及 AGN 所释放的巨大辐射对分子气体的影响和对恒星形成的反馈 机制是什么？另一方面，这些问题都与星系所处环境及星系之间的相互作用密切相关。因为 有大量的理论[17]和观测工作[18, 19]发现，星系间的相互作用能够使星系盘上的气体坍缩，促 进恒星形成，并进一步影响星系的形态。然而，对于星系间的相互作用具体影响气体形成恒 星的一些细节仍不清楚。要研究这些因素是怎样促进或抑制气体形成恒星的，就需要比较 不同星系的分子气体的物理状态及其中形成恒星的效率。随着近几年来一些大规模分子气 体巡天 (如 HRS[20] , xCOLDGASS[14] )，对分子气体和恒星空间分辨观测 (如 HERACLES[21] , EDGE[22] , MaNGA[23] ) 的完成，以及一系列基于多种发射线的星际介质性质的分析，人们 对分子气体转化为恒星过程的研究有了新的进展。 在这样的背景下，我们总结了一些星系分子气体新的观测结果，并介绍了分子气体在 恒星形成和星系演化中所起作用等前沿研究的现状。第 2 章简单介绍了恒星形成的规律和 理论；第 3 章综述了测量星系中分子气体常用的方法和新进展；第 4 章基于近几年的观测 数据，分析恒星形成与分子气体之间的统计关系，并介绍了气体形成恒星过程的研究进展； 第 5 章讨论了分子气体与星系演化的关系，其中包括星系形态和所处环境等对这个关系的影 响；第 6 章是对全文的总结和未来关于星系内部气体研究方向的一些展望。 2 恒星形成的观测性质和理论 随着巨分子云中密度分布不均匀性的增加，分子团块核心的温度和密度不断上升，达 到流体静力学平衡，原恒星逐渐形成；周围气体下落使得原恒星质量增加，当中心温度达 到H的聚变温度，恒星就进入了主序阶段。对于一般的河外星系，观测上极难分辨单个恒 星，所以描述星系整体的恒星形成活动主要基于两个重要的参量：初始质量函数 (IMF) 和 恒星形成率 (SFR)。IMF 描述的是质量不同的零龄主序星的相对数目：Φ0(M) = dN dm ，一 般先从观测得到当前的恒星质量函数，再基于恒星演化理论反推得到。通过特定波段或星
2期 高扬,等:星系中分子气体与恒星形成的研究进展 123 云复合线的光度来估计大质量恒星的质量,再通过恒星质量函数就可以得到某些时标内的 SFR(如FUV光度反映SFR的典型时标ruv≈20Ma,Ha发射线Ta≈10Ma)。但由于 波长越短受到的尘埃消光越严重,所以研究大样本的SFR有两种常用的探针:(1)尘埃吸收 大质量恒星辐射后发出的红外光度;(2)将被尘埃再辐射出的中远红外光度与直接测得的 UV或Ha等光度结合起来。而大质量恒星演化到后期,会通过星风或超新星爆发的形 式抛射大量物质,使星际介质的金属丰度增加,这样又反过来对其他分子云(新的恒星形成 过程)产生两方面的影响:一方面,产生的能量可以加热冷气体,抑制之后的恒星形成,其 中超新星反馈对小质量矮星系的演化作用明显;另一方面,抛射的尘埃物质可以加速气体的 冷却,产生的辐射激波使分子云扰动而坍缩,促进了恒星的形成 21恒星形成定律 恒星形成是持续将气体转化为恒星的过程,所以理论学家就提出恒星形成率面 密度(EsFB)与冷气体面密度(E)之间的关系—恒星形成定律:EsER=A∑k Kennicutt分析了97个近邻旋涡星系和星暴星系中的总气体(H+H2)面密度与恒星形成 所示)。KS关系被广泛应用在星系形成和演化的理论研究以及数值模拟和半解析模型中今 率面密度的关系( Kennicutt-Schmidt,K-S关系),拟合得到的斜率N为1.4±0.15(如图 而由于恒星形成发生在分子云中,SFR与分子气体之间的相关性更强,这已经被一些观测 结果证实。人们还发现,通过测量CO辐射所得的分子气体表面密度与恒星形成率面 密度的相关性更接近线性(斜率N接近于1),所以近几年的星系形成与演化的理论研究工 作开始采用与分子气体有关的恒星形成定律 从小尺度上看,由于现在对河外星系的分子气体观测最好也只能分辨100pc物理尺度 上的平均信息,比典型的巨分子云的尺度(20~100pc)要大很多,更不用说真正转化成恒 星的中央分子核心(小于0.1pc);所以,观测到的面密度并不是望远镜观测区域中物质的物 理密度,而是所谓的填充因子(即在单位区域中巨分子云的数目或单个分子云尺度相对观测 区域的比值)。为了更好地理解气体形成恒星的过程,很多观测和理论研究了不同分子气体 示踪物与恒星形成率的关系。过去20年对银河系内巨分子云、河外星系、高红移星 系中最致密的气体环境(n(H2)>l0°cm-3)进行观测和分析发现,恒星形成环境中的红 外光度与表征致密气体的分子谱线光度之间存在非常强的线性相关(如图2所示)。所以推测 恒星只形成于最致密的分子气体中,而且形成效率几乎不受周围气体性质的影响,因 此恒星形成效率的变化主要由分子气体中致密气体的含量决定 22恒星形成理论 这些河外星系观测结果与基于银河系观测得到的超音速湍流的恒星形成理论一致。 弥散的ISM中由于重力不稳定性而形成了巨分子云,其通过湍流和磁场等来抵抗重力坍缩, 所以巨分子云具有致密的纤维状结构以及自引力束缚的核。接下来云核部分开始进行坍 缩并变成光学厚的、压力支撑的原恒星,然后原恒星通过吸积盘开始吸积周围物质而使质量 增加,同时也通过双极外向流和/或准直喷流吹出部分质量:而大质量原恒星会在吸积停止 前即开始H燃烧,产生的辐射和星风会抑制或中断大质量原恒星吸积气体,所以大质量原
2 期 高扬，等：星系中分子气体与恒星形成的研究进展 123 云复合线的光度来估计大质量恒星的质量，再通过恒星质量函数就可以得到某些时标内的 SFR (如 FUV 光度反映 SFR 的典型时标 τFUV ≈ 20 Ma，Hα 发射线 τHα ≈ 10 Ma)。但由于 波长越短受到的尘埃消光越严重，所以研究大样本的 SFR 有两种常用的探针：(1) 尘埃吸收 大质量恒星辐射后发出的红外光度[24] ；(2) 将被尘埃再辐射出的中远红外光度与直接测得的 UV 或 Hα 等光度结合起来[25, 26]。而大质量恒星演化到后期，会通过星风或超新星爆发的形 式抛射大量物质，使星际介质的金属丰度增加，这样又反过来对其他分子云 (新的恒星形成 过程) 产生两方面的影响：一方面，产生的能量可以加热冷气体，抑制之后的恒星形成，其 中超新星反馈对小质量矮星系的演化作用明显；另一方面，抛射的尘埃物质可以加速气体的 冷却，产生的辐射激波使分子云扰动而坍缩，促进了恒星的形成。 2.1 恒星形成定律 恒星形成是持续将气体转化为恒星的过程，所以理论学家就提出恒星形成率面 密度 (ΣSFR) 与冷气体面密度 (Σgas) 之间的关系——恒星形成定律[27]：ΣSFR = AΣN gas。 Kennicutt[28]分析了 97 个近邻旋涡星系和星暴星系中的总气体 (HI+H2) 面密度与恒星形成 率面密度的关系 (Kennicutt-Schmidt，K-S 关系)，拟合得到的斜率 N 为 1.4 ± 0.15 (如图 1 所示)。K-S 关系被广泛应用在星系形成和演化的理论研究以及数值模拟和半解析模型中[29]。 而由于恒星形成发生在分子云中，SFR 与分子气体之间的相关性更强，这已经被一些观测 结果证实[30, 31]。人们还发现，通过测量 CO 辐射所得的分子气体表面密度与恒星形成率面 密度的相关性更接近线性 (斜率 N 接近于1)[5]，所以近几年的星系形成与演化的理论研究工 作开始采用与分子气体有关的恒星形成定律[32, 33]。 从小尺度上看，由于现在对河外星系的分子气体观测最好也只能分辨 100 pc 物理尺度 上的平均信息，比典型的巨分子云的尺度 (20 ∼ 100 pc) 要大很多，更不用说真正转化成恒 星的中央分子核心 (小于 0.1 pc)；所以，观测到的面密度并不是望远镜观测区域中物质的物 理密度，而是所谓的填充因子 (即在单位区域中巨分子云的数目或单个分子云尺度相对观测 区域的比值)。为了更好地理解气体形成恒星的过程，很多观测和理论研究了不同分子气体 示踪物与恒星形成率的关系。过去 20 年对银河系内巨分子云[34]、河外星系[35–37]、高红移星 系 [38]中最致密的气体环境 (n(H2) > 105 cm−3 ) 进行观测和分析发现，恒星形成环境中的红 外光度与表征致密气体的分子谱线光度之间存在非常强的线性相关 (如图 2 所示)。所以推测 恒星只形成于最致密的分子气体中[39]，而且形成效率几乎不受周围气体性质的影响[40]，因 此恒星形成效率的变化主要由分子气体中致密气体的含量决定。 2.2 恒星形成理论 这些河外星系观测结果与基于银河系观测得到的超音速湍流的恒星形成理论[16]一致。 弥散的ISM中由于重力不稳定性而形成了巨分子云，其通过湍流和磁场等来抵抗重力坍缩， 所以巨分子云具有致密的纤维状结构[41]以及自引力束缚的核。接下来云核部分开始进行坍 缩并变成光学厚的、压力支撑的原恒星，然后原恒星通过吸积盘开始吸积周围物质而使质量 增加，同时也通过双极外向流和/或准直喷流吹出部分质量；而大质量原恒星会在吸积停止 前即开始 H 燃烧，产生的辐射和星风会抑制或中断大质量原恒星吸积气体，所以大质量原
天文学进展 38卷 ·正常旋涡和 近邻的低表 星星系一 楼颇星根丰度的不短则或星暴星系2 注:此图是 Kennicutt(1998)的更新版本(增加了数据点)。红色代表的主要是亮红外星系 LIRGS和极亮红外 星系( ultraluminous infrared galaxies, ULIRGS),黑色方形代表银河系,浅蓝色的线表示斜率N为1.4的 基准关系(而不是拟合线) 图1KS关系 银河系内的气团 x高红移类星体 12F. NGC 1068 10·NcC69 Ig[L HCNA-3/K." pc2 注:彩色符号是近邻星系空间分辨(亚千秒差距尺度)的观测结果。数据点的相关性系数为094,最佳拟合为 gLm=1.03(±0.01)gLs4-3+358(实线)。 图2示踪致密气体的HCN4-3与红外光度之间的关系
124 天 文 学 进 展 38 卷 注：此图是 Kennicutt(1998) 的更新版本 (增加了数据点)。红色代表的主要是亮红外星系 LIRGs 和极亮红外 星系 (ultraluminous infrared galaxies, ULIRGs)，黑色方形代表银河系，浅蓝色的线表示斜率 N 为 1.4 的 基准关系 (而不是拟合线)。 图 1 K-S 关系[29] 注：彩色符号是近邻星系空间分辨 (亚千秒差距尺度) 的观测结果。数据点的相关性系数为 0.94，最佳拟合为 lg LIR = 1.03(±0.01)lg L ′ HCN 4−3 + 3.58 (实线)。 图 2 示踪致密气体的 HCN 4−3 与红外光度之间的关系[40]
2期 高扬,等:星系中分子气体与恒星形成的研究进展 恒星的吸积模型还没有统一的理论。最后,恒星形成区中的环境会被星风、外向流、紫 外辐射,以及最终的超新星爆发等反馈瓦解,而存留在分子云遗迹中的一般是OB型大质 量恒星团或者星协,以及相伴的一系列小质量恒星。其中大质量恒星一般成团形成于比较 密集的区域,使得同一云核内的不同成员星之间的相互作用在大质量恒星的演化历史中产 生比较重要的影响,所以能看到在同一个星系内致密气体形成恒星的效率会受恒星形成的 影响。而湍流的作用是复杂的,既可以在 ULIRGS中增加气体密度导致致密气体比例增 ,也可以在普通星系中驱动气体小尺度上坍缩成致密气体的同时,抑制巨分子云在大 尺度上的坍缩。所以为了充分了解星系内部的恒星形成过程,需要研究从星系整体到单 个分子云的各种尺度上星际物质的分布与运动(如银河系星际介质距离可分辨的速度场) 虽然受到了观测数据和观测方法的限制,研究仍比较初步,但越来越多的研究者在做不同的 尝试 3星系中的分子气体 冷的分子气体在小尺度上分布高度不规则,主要以巨分子云的形式存在;在这些分子 云中心(分子核心),人们通过天文观测已经发现了约200种气体和尘埃分子(如H2O,NH3, 多环芳香烃PAH和C2H等)“。虽然这些分子种类众多,但所占质量很少,一般计算分 子气体总质量时只需要基于H2的质量修正He的部分(修正因子为1.36)。虽然H2在星际 分子中丰度最大,但由于H2是对称分子,没有偶极矩,同时由于质量小,它的转动跃迁也 需要非常高的温度才能激发:所以H2在射电和光学窗口都没有可直接观测的谱线,而在红 外波段的转动能级谱线是禁线,不能用来示踪冷的分子气体。而通过观测吸收线(在紫外波 段)来研究H2则需要依赖于一些物理上的近似,且观测困难,一般只用来观测银河系内的 云团。不过很多其他分子的发射线也主要是由H2热运动碰撞所激发,因此可通过观测这些 气体或尘埃分子的某些发射线来研究H2云的质量和物理状态。以下将介绍这些方法在观测 上的应用以及发展 31CO低阶跃迁作为总分子气体质量的示踪剂 对于河外星系,探测冷分子气体最常用的是CO的(亚)毫米波发射线,CO是丰度仅次 于H2和He的分子,并且偶极矩也比较低,因而自发的转动跃迁几率比较低,主要是与H2 分子碰撞所激发。而且CO分子的第一转动激发态只比基态高5K,COJ=1-0的跃迁 在分子气体平均密度大于3×103cm-3(临界密度)的环境中就容易发生,所以现在大样 本的分子气体观测主要是基于这种方法: Boselli等人对一个基于K波段选源,限制大小 15≤D≤25Mpc)的HRS中59个近邻晚型星系进行了12CO1-0的观测; XCOLDGASS 项目中使用毫米波射电(IRAM)30m望远镜,完成了对532个星系的CO1-0和其中部 分(68%)星系的CO2-1的探测: Yamashita等人使用 Nobeyama45m射电望远镜对处 于亮红外或极亮红外系统中的79个近邻星系进行了CO1-0的探测。同时也有一些较大规 模的空间分辨观测: HERACLES给出了18个近邻星系CO2-1发射图像; EMPIRE巡
2 期 高扬，等：星系中分子气体与恒星形成的研究进展 125 恒星的吸积模型还没有统一的理论[42]。最后，恒星形成区中的环境会被星风、外向流、紫 外辐射，以及最终的超新星爆发等反馈瓦解，而存留在分子云遗迹中的一般是 OB 型大质 量恒星团或者星协，以及相伴的一系列小质量恒星。其中大质量恒星一般成团形成于比较 密集的区域，使得同一云核内的不同成员星之间的相互作用在大质量恒星的演化历史中产 生比较重要的影响，所以能看到在同一个星系内致密气体形成恒星的效率会受恒星形成的 影响[40]。而湍流的作用是复杂的，既可以在 ULIRGs 中增加气体密度导致致密气体比例增 加 [43]，也可以在普通星系中驱动气体小尺度上坍缩成致密气体的同时，抑制巨分子云在大 尺度上的坍缩[44]。所以为了充分了解星系内部的恒星形成过程，需要研究从星系整体到单 个分子云的各种尺度上星际物质的分布与运动 (如银河系星际介质距离可分辨的速度场[45] )， 虽然受到了观测数据和观测方法的限制，研究仍比较初步，但越来越多的研究者在做不同的 尝试[46–49]。 3 星系中的分子气体 冷的分子气体在小尺度上分布高度不规则，主要以巨分子云的形式存在；在这些分子 云中心 (分子核心)，人们通过天文观测已经发现了约 200 种气体和尘埃分子 (如 H2O, NH3, 多环芳香烃 PAH 和 C2H 等) [4, 50]。虽然这些分子种类众多，但所占质量很少，一般计算分 子气体总质量时只需要基于 H2 的质量修正 He 的部分 (修正因子为 1.36)。虽然 H2 在星际 分子中丰度最大，但由于 H2 是对称分子，没有偶极矩，同时由于质量小，它的转动跃迁也 需要非常高的温度才能激发；所以 H2 在射电和光学窗口都没有可直接观测的谱线，而在红 外波段的转动能级谱线是禁线，不能用来示踪冷的分子气体。而通过观测吸收线 (在紫外波 段) 来研究 H2 则需要依赖于一些物理上的近似，且观测困难，一般只用来观测银河系内的 云团。不过很多其他分子的发射线也主要是由 H2 热运动碰撞所激发，因此可通过观测这些 气体或尘埃分子的某些发射线来研究 H2 云的质量和物理状态。以下将介绍这些方法在观测 上的应用以及发展。 3.1 CO 低阶跃迁作为总分子气体质量的示踪剂 对于河外星系，探测冷分子气体最常用的是 CO 的 (亚) 毫米波发射线，CO 是丰度仅次 于 H2 和 He 的分子，并且偶极矩也比较低，因而自发的转动跃迁几率比较低，主要是与 H2 分子碰撞所激发。而且 CO 分子的第一转动激发态只比基态高 5 K，CO J = 1−0 的跃迁 在分子气体平均密度大于 3 × 103 cm−3 (临界密度) 的环境中就容易发生[51]，所以现在大样 本的分子气体观测主要是基于这种方法：Boselli 等人[20]对一个基于 K 波段选源，限制大小 (15 . D .25 Mpc) 的 HRS 中 59 个近邻晚型星系进行了 12CO 1−0 的观测；xCOLDGASS 项目中[14]使用毫米波射电 (IRAM) 30 m 望远镜，完成了对 532 个星系的 CO 1−0 和其中部 分 (68%) 星系的 CO 2−1 的探测；Yamashita 等人[52] 使用 Nobeyama 45 m 射电望远镜对处 于亮红外或极亮红外系统中的 79 个近邻星系进行了 CO 1−0 的探测。同时也有一些较大规 模的空间分辨观测：HERACLES 给出了 18 个近邻星系 CO 2−1 发射图像[21] ；EMPIRE 巡
天文学进展 38卷 天给出9个近邻旋涡星系整个盘上(分辨率达到15kpc)13Co1-0图像:EDGE使用 毫米波阵列干涉仪( CARMA),对126个有空间分辨光学光谱( CALIFA)数据的星系进行 了高空间分辨率(约1.4kpc)的CO观测 基于CO转动跃迁谱的积分强度(I(CO)=∫Td)可以推算出H2的柱密度,N(H2)= X(CO)(CO);同样基于CO光度能得到分子气体质量,M12=aCoL(CO)。不过 本质上由于CO分子的转动跃迁在很多情况下不是光学薄的,CO分子谱线只探测了分 子云表面的情况,但理论上基于两个假设:(1)CO辐射是多个独立的分子云发射的总 和,并且相互不遮挡;(2)分子云处于位力平衡,可以证明在大尺度上转化因子是常数 而这也被银河系及近邻星系内分子云位力质量的测量所证实,所以一般在观测中取 X(CO)=2×1020cm-2.(K·kms-1)-1,即aco=43M·(Kkm·s-1.pc2)-1(包括 对He的质量修正)。对于星暴星系和极亮红外星系而言,由于很大一部分CO辐射可能来 自密度较低的非位力平衡的云际介质,所以采用银河系中的标准转换因子会使得这些星系 中总的分子气体质量被高估3~5倍,。。而且越来越多的观测表明,转化因子会受UV辐 射和金属丰度的影响(在第3.4节中进一步讨论)〉。此外,CO需要一定的密度来激发,所以 可能会低估一些极低密度分子气体中的气体质量:同时由于是碰撞激发所致,气体的密度和 温度也会影响转化因子,具体的影响还在研究中。尽管存在这些问题,CO低阶转动跃迁 依然是最好的推算总分子气体密度或质量的方法,尤其对于河外星系,其他示踪物的观测仍 然比较困难。 32致密分子气体示踪剂:多种分子谱线 如第21节中所述,恒星形成的速率强烈依赖于致密气体的质量,由此推测这些致密 分子云团可能是恒星形成的基本单元。越来越多的研究者尝试使用临界密度更高的分子探 针CS,HCN,HCO+的发射线以及CO的高阶发射线2m)对更致密的气体进行观测 不同致密分子气体探针及不同跃迁,对应的临界密度不同,各自的化学性质也有所不 同,所以有各自不同的优势,并可以用来分析物理和化学性质。如作为星际分子云中丰度最 高的硫化分子之一的CS及其同位素分子,其多条转动谱线都落在亚毫米波段且容易被观测 到,而且光深不大,有利于进行模型分析。一般测量的HCN是HCNJ=1-0F=1-1 (88630GHz),HCNJ=1-0F=2-1(88.632GHz),HCNJ=1-0F=0-1(88.634 GHz)的3条超精细结构线流量和,在星系中是仅次于CO的最强星际分子谱线之一;HCN J=1-0的临界密度要比COJ=1-0高3个量级,两者之间的光度比可以示踪星暴活动, 在 ULIRGS中HCN/CO为1/8~1/4,而在正常恒星形成星系中为1/40~1/25。作为 个线性离子分子,HCO+的存在证明了离子分子反应的重要性;此外,在分子云核的最 深层,HCO+可能是主要的电离态示踪器,因此它可以提供关于电离程度的信息:同时在 冲击波区域,由于分子气相増丰使得HCO丰度增加,所以可以通过观测它的谱线来研究 这些冲击波区域的物理和化学性质。需要注意的是,虽然这些分子能很好地示踪高密度 的气体,但其中一些也更容易被光子破坏,所以也需要考虑金属丰度的影响
126 天 文 学 进 展 38 卷 天给出 9 个近邻旋涡星系整个盘上 (分辨率达到 1.5 kpc) 13CO 1−0 图像[53] ；EDGE[22]使用 毫米波阵列干涉仪 (CARMA)，对 126个有空间分辨光学光谱 (CALIFA[54] ) 数据的星系进行 了高空间分辨率 (约 1.4 kpc) 的 CO 观测。 基于 CO 转动跃迁谱的积分强度 (I(CO) = ∫ Tdv) 可以推算出 H2 的柱密度，N(H2) = X(CO)I(CO)[30]；同样基于 CO 光度能得到分子气体质量，MH2 = αCOL(CO)[55]。不过 本质上由于 CO 分子的转动跃迁在很多情况下不是光学薄的，CO 分子谱线只探测了分 子云表面的情况，但理论上基于两个假设：(1) CO 辐射是多个独立的分子云发射的总 和，并且相互不遮挡；(2) 分子云处于位力平衡，可以证明在大尺度上转化因子是常数， 而这也被银河系及近邻星系内分子云位力质量的测量所证实[56]，所以一般在观测中取 X(CO) = 2 × 1020 cm−2 · (K · km · s −1 ) −1，即 αCO = 4.3 M⊙ · (K · km · s −1 · pc2 ) −1 [55] (包括 对 He 的质量修正)。对于星暴星系和极亮红外星系而言，由于很大一部分 CO 辐射可能来 自密度较低的非位力平衡的云际介质，所以采用银河系中的标准转换因子会使得这些星系 中总的分子气体质量被高估 3 ∼ 5 倍 [57, 58]。而且越来越多的观测表明，转化因子会受 UV 辐 射和金属丰度的影响 (在第 3.4 节中进一步讨论)。此外，CO 需要一定的密度来激发，所以 可能会低估一些极低密度分子气体中的气体质量；同时由于是碰撞激发所致，气体的密度和 温度也会影响转化因子，具体的影响还在研究中[59]。尽管存在这些问题，CO 低阶转动跃迁 依然是最好的推算总分子气体密度或质量的方法，尤其对于河外星系，其他示踪物的观测仍 然比较困难[29]。 3.2 致密分子气体示踪剂：多种分子谱线 如第 2.1 节中所述，恒星形成的速率强烈依赖于致密气体的质量[35]，由此推测这些致密 分子云团可能是恒星形成的基本单元。越来越多的研究者尝试使用临界密度更高的分子探 针 (CS, HCN, HCO+ 的发射线以及 CO 的高阶发射线[12, 60–63] )对更致密的气体进行观测。 不同致密分子气体探针及不同跃迁，对应的临界密度不同，各自的化学性质也有所不 同，所以有各自不同的优势，并可以用来分析物理和化学性质。如作为星际分子云中丰度最 高的硫化分子之一的 CS 及其同位素分子，其多条转动谱线都落在亚毫米波段且容易被观测 到，而且光深不大，有利于进行模型分析[64]。一般测量的 HCN 是 HCN J = 1−0 F = 1−1 (88.630 GHz), HCN J = 1−0 F = 2−1 (88.632 GHz), HCN J = 1−0 F = 0−1 (88.634 GHz) 的 3 条超精细结构线流量和，在星系中是仅次于 CO 的最强星际分子谱线之一；HCN J = 1−0 的临界密度要比 CO J = 1−0 高 3 个量级，两者之间的光度比可以示踪星暴活动， 在 ULIRGs 中 HCN/CO 为 1/8 ∼ 1/4，而在正常恒星形成星系中为 1/40 ∼ 1/25[62]。作为 一个线性离子分子，HCO+ 的存在证明了离子-分子反应的重要性；此外，在分子云核的最 深层，HCO+ 可能是主要的电离态示踪器，因此它可以提供关于电离程度的信息；同时在 冲击波区域，由于分子气相増丰使得 HCO+ 丰度增加，所以可以通过观测它的谱线来研究 这些冲击波区域的物理和化学性质[65]。需要注意的是，虽然这些分子能很好地示踪高密度 的气体，但其中一些也更容易被光子破坏，所以也需要考虑金属丰度的影响
2期 高扬,等:星系中分子气体与恒星形成的研究进 27 33其他估计分子气体质量的方法 虽然一些高红移星系中致密分子谱线被观测到,但是这些致密分子谱线不能用来 探测分子气体的总质量:因为在此情况下,CO低阶转动跃迁的测量会由于大气透过率和 宇宙微波背景(CMB)的原因变得困难,同时CMB等宇宙射线对分子气体的加热也会影响 aco。所以找到一些替代低阶CO发射线示踪分子气体的方法就变得十分重要和紧迫 由于分子气体主要形成于尘埃表面,而且尘埃能保护分子不被辐射电离,所以可 以通过研究尘埃的性质来推算分子气体的质量。 Leroy等人叫提出基于气尘比利用尘埃 质量来估计总气体质量的方法,即bcDR∑nt=Eh2+∑m,其中,∑anst,EH2,∑m分 别为尘埃、H2、H的质量面密度,bDR为转化因子,可通过金属丰度估计: Igor (94±1.1)-(0.85±0.13)[12+lg(O/H。虽然这种方法不能用来研究分子气体的运动学性 质和物理状态,但由于尘埃辐射的红外数据远多于气体的,大大节省了观测时间,并且可以 测量CO探测不到的气体云外壳上的分子气体(第34节),而且在极端贫金属星系中δcDR 比aco变化更小。 Bertemes等人将基于尘埃质量估计的气体质量与CO探测的分子气 体质量进行比较,发现两者有很强的线性相关(弥散为0.17dex),但基于尘埃估计的质量会 高0.05dex,而且残差与金属丰度有弱的负相关。之后 Bertemes等人继续通过比较模型推 测:尘埃不仅示踪了H2,还示踪了H2主导的分子气体盘上的Hr。 此外,还有一些工作尝试利用其他分子(原子)气体发射来示踪总分子气体质量,如多 环芳香烃(PAH)和碳原子(C)。PAH是在宇宙中非常常见的分子,通常认为处于光致离解 区(PDRs,在HⅡ区外围H2离解为H的区域),主导着中性气体的光电加热速率和分子云 内的电离平衡过程;它会被来自新形成的恒星的紫外UV)光子加热引起C=C和C-H键 的伸缩和弯曲振动,再辐射到中红外波段,所以有33,6.2,7,8.6,1.3.12.7,17mm这 些发射线。十几年来,越来越多的观测发现,小尺度与星系尺度上PAH辐射与CO辐射 有很好的关系(见图3),而且PAH与冷尘埃辐射也存在相关性。这些发射线中3.3,7.7,8.6 113um四条已经被全天红外巡天WSE( the Wide-field Infrared Survey explorer)的1, 3波段所覆盖,即将要发射的詹姆斯韦伯太空望远镜(JWST)可以对红移小于3.5的星系的 PAH发射线进行空间分辨的观测 现在越来越多的观测表明,碳原子与CO在气体内部共存并具有非常恒定的柱密度比 CI)/N(CO)m,所以[CP1-3P(C1-0,492.16GHz)和[CI3P2-3P(C]2-1 809.34GHz)精细结构跃迁线可作为潜在的总分子气体示踪剂,近年来越来越受到关注。大 样本观测数据的统计研究证实,CI的跃迁线可以很好地示踪近邻( ULIRGS、高红移亚 毫米波星系(SMG)、恒星形成星系和星暴星系中的分子气体质量。Jao等人通 过分析近邻的1个HⅡ星系、6个低电离核星系( LINER)、3个赛弗特星系和5个星暴星系, 发现在亚千秒差距尺度[1-0、(2-1光度与CO1-0的光度也有很好的相关。而且理 论模型表明,即使在(高红移的)贫金属"“、高宇宙线辐射的情况下,CI的跃迁线也是 良好的分子气体示踪剂
2 期 高扬，等：星系中分子气体与恒星形成的研究进展 127 3.3 其他估计分子气体质量的方法 虽然一些高红移星系中致密分子谱线被观测到[12]，但是这些致密分子谱线不能用来 探测分子气体的总质量；因为在此情况下，CO 低阶转动跃迁的测量会由于大气透过率和 宇宙微波背景 (CMB) 的原因变得困难，同时CMB等宇宙射线对分子气体的加热也会影响 αCO [66]。所以找到一些替代低阶 CO 发射线示踪分子气体的方法就变得十分重要和紧迫。 由于分子气体主要形成于尘埃表面，而且尘埃能保护分子不被辐射电离，所以可 以通过研究尘埃的性质来推算分子气体的质量。Leroy 等人[67]提出基于气尘比利用尘埃 质量来估计总气体质量的方法，即 δGDRΣdust = ΣH2 + ΣHI，其中，Σdust, ΣH2 , ΣHI 分 别为尘埃、H2、HI 的质量面密度，δGDR 为转化因子，可通过金属丰度估计：lgδGDR = (9.4 ± 1.1) − (0.85 ± 0.13)[12 + lg(O/H)] 。虽然这种方法不能用来研究分子气体的运动学性 质和物理状态，但由于尘埃辐射的红外数据远多于气体的，大大节省了观测时间，并且可以 测量 CO 探测不到的气体云外壳上的分子气体 (第 3.4 节)，而且在极端贫金属星系中 δGDR 比 αCO 变化更小[68]。Bertemes 等人[69]将基于尘埃质量估计的气体质量与 CO 探测的分子气 体质量进行比较，发现两者有很强的线性相关 (弥散为 0.17 dex)，但基于尘埃估计的质量会 高 0.05 dex，而且残差与金属丰度有弱的负相关。之后 Bertemes 等人继续通过比较模型推 测：尘埃不仅示踪了 H2，还示踪了 H2 主导的分子气体盘上的 HI[69]。 此外，还有一些工作尝试利用其他分子 (原子) 气体发射来示踪总分子气体质量，如多 环芳香烃 (PAH) 和碳原子 (CI)。PAH 是在宇宙中非常常见的分子，通常认为处于光致离解 区 (PDRs，在 HⅡ区外围 H2 离解为 HI 的区域)，主导着中性气体的光电加热速率和分子云 内的电离平衡过程[70]；它会被来自新形成的恒星的紫外 (UV) 光子加热引起 C=C 和 C–H 键 的伸缩和弯曲振动[71]，再辐射到中红外波段，所以有 3.3, 6.2, 7.7, 8.6, 11.3, 12.7, 17 µm 这 些发射线[72]。十几年来，越来越多的观测发现，小尺度与星系尺度上 PAH 辐射与 CO 辐射 有很好的关系 (见图 3)，而且 PAH 与冷尘埃辐射也存在相关性。这些发射线中 3.3, 7.7, 8.6, 11.3 µm 四条已经被全天红外巡天 WISE (the Wide-field Infrared Survey Explorer[73] ) 的 1, 3 波段所覆盖，即将要发射的詹姆斯·韦伯太空望远镜 (JWST) 可以对红移小于 3.5 的星系的 PAH 发射线进行空间分辨的观测[74]。 现在越来越多的观测表明，碳原子与 CO 在气体内部共存并具有非常恒定的柱密度比 (N(CI)/N(CO)) [75–77]，所以 [CI]3P1 −3 P0([CI] 1−0, 492.16 GHz) 和 [CI]3P2 −3 P1([CI] 2−1, 809.34 GHz) 精细结构跃迁线可作为潜在的总分子气体示踪剂，近年来越来越受到关注。大 样本观测数据的统计研究证实，CI 的跃迁线可以很好地示踪近邻 (U)LIRGs[78]、高红移亚 毫米波星系 (SMG)[79]、恒星形成星系[80]和星暴星系[81]中的分子气体质量。Jiao 等人[82]通 过分析近邻的 1 个 H II星系、6 个低电离核星系 (LINER)、3 个赛弗特星系和 5 个星暴星系， 发现在亚千秒差距尺度 [CI] 1−0、[CI] 2−1 光度与 CO 1−0 的光度也有很好的相关。而且理 论模型表明，即使在 (高红移的) 贫金属[83, 84]、高宇宙线辐射的情况下[85]，CI 的跃迁线也是 良好的分子气体示踪剂
天文学进展 38卷 10.0 1.0 等来 1.0 10 5MUSES(SE 5MUSES(SF) 5MUSES(AGN+comp), SMUSES(AGN+comp)it 10°◆近邻UIG IRG 红移MS 高红移MS SMGs B SMG 101 ▲高红移SB 10P 10 10 10 10 =1.03.c=0.26dex x=1.04,o=0.23dex 10°10710109101010 K- kms L colt/Kkms 注:上图是PAH与CO光度的比值随CO光度的变化,即假定斜率为1时的观测弥散。下图中的紫线和阴影 区表示了最佳拟合和弥散。 3CO光度与PAH6.2um、7.7um光度之间的相关性 34转化因子aco的修正 观测中发现,在金属丰度低(Z/z。≤01)的星系中很难探测到CO““。与此同时 大量的研究表明,CO依赖于尘埃的遮蔽来避免紫外辐射导致的光致离解,所以在低金属丰 度的云中,来自大质量恒星的紫外辐射将破坏大部分的CO气体,而H2能够自屏蔽而 不被破坏。因此,在低金属丰度的恒星形成星系中存在着大量无法通过CO来追踪的H2。 这部分被称为暗气体,处在气体云的外围,气体中的CO被光致分离为C+和O0吗 所以C+在158um的精细结构跃迁(cm2P2-2P1/2)辐射可以用来探测这些暗气体 而且CⅡ激发的临界密度只有CO的几十分之一,所以(CⅢ能探测到中低密度的分子气 体;C辐射作为ⅠSM最强的冷却机制之一,可以贡献一个星系远红外光度总量的百分之 几,所以用C来研究高红移星系中的分子气体也是可行的。由于CI的电离能只有 1.3eV,比H的(13.6eV)低,CⅡ可以由原子气体、分子气体、电离气体中的CI电离产 生。一般基于星系的性质(主要是比恒星形成率sSFR)来估算分子气体中(PDRs)的CⅡ占 总CⅡ辐射的比例,再结合PDRs中的CⅡ和CO的测量,研究一个星系中总的H2含量。 Accurso等人圆基于对30个星系CⅡ和CO的观测数据,完全参数化地给出了Lcm/Leo 的估计公式,再基于云团模拟的结果量化了转化因子(aco)对环境(UV辐射强度和金属
128 天 文 学 进 展 38 卷 注：上图是 PAH 与 CO 光度的比值随 CO 光度的变化，即假定斜率为 1 时的观测弥散。下图中的紫线和阴影 区表示了最佳拟合和弥散。 图 3 CO 光度与 PAH 6.2 µm、7.7 µm 光度之间的相关性[74] 3.4 转化因子 αCO 的修正 观测中发现，在金属丰度低 (Z/Z⊙ . 0.1) 的星系中很难探测到 CO[21, 86, 87]。与此同时 大量的研究表明，CO 依赖于尘埃的遮蔽来避免紫外辐射导致的光致离解，所以在低金属丰 度的云中，来自大质量恒星的紫外辐射将破坏大部分的 CO 气体[88]，而 H2 能够自屏蔽而 不被破坏。因此，在低金属丰度的恒星形成星系中存在着大量无法通过 CO 来追踪的 H2。 这部分被称为暗气体[55, 89]，处在气体云的外围，气体中的 CO 被光致分离为 C + 和 O [90–93]， 所以 C + 在 158 µm 的精细结构跃迁 ([CⅡ] 2P3/2 −2 P1/2) 辐射可以用来探测这些暗气体。 而且 CⅡ激发的临界密度只有 CO 的几十分之一，所以 [CⅡ] 能探测到中低密度的分子气 体；[CⅡ] 辐射作为 ISM 最强的冷却机制之一，可以贡献一个星系远红外光度总量的百分之 几 [94]，所以用 [CⅡ] 来研究高红移星系中的分子气体也是可行的[95]。由于 CI 的电离能只有 11.3 eV，比 HI 的 (13.6 eV) 低，CⅡ可以由原子气体、分子气体、电离气体中的 CI 电离产 生。一般基于星系的性质 (主要是比恒星形成率 sSF R) 来估算分子气体中 (PDRs) 的 CⅡ占 总 CⅡ辐射的比例[96]，再结合 PDRs 中的 CⅡ和 CO 的测量，研究一个星系中总的 H2 含量。 Accurso 等人[96]基于对 30 个星系 CⅡ和 CO 的观测数据，完全参数化地给出了 L[C II]/LCO 的估计公式，再基于云团模拟[97]的结果量化了转化因子(αCO) 对环境 (UV 辐射强度和金属
2期 高扬,等:星系中分子气体与恒星形成的研究进展 丰度)的依赖: Ig aco(±0.165dex)=14.752-1.62312+lg(O/H)+0.0621g△(MS)。图 4和图5展示了aco的修正对之前基于CO观测的一些标度关系的影响,我们会在第4章结 合恒星形成过程进行说明 OXCOLD GA 1.0 0.0 0.0 P0.74 =0.231 lg m b) 10岛计 1.0 0.0 0.0 1.0 r=0.549 U204 11-10-9-8 Ig SSFR g(△MS) d 注:a),b),c)基于银河系内的aco,d),e),f)是用修正后的aco估计的。红色曲线是对 XCOLD GASS样 本的最佳二次拟合,各图都给出了相关性系数和离散 图4星系的分子气体恒星质量比例(2)与恒星质量M,、比恒星形成率sSFR和△(MS)之间的标度关 4分子气体和恒星形成 基于 HERACLES的数据, Leroy等人发现CO2-1辐射与SFR的分布一致,都是随 半径幂指数下降,并且CO的特征长度与星系B波段25mag:(")-2处的半径强相关:lco= (0.2±0.05)725。在H2主导的旋涡星系中,分子气体的耗散时标(tdp(H2)=MB2/SFR) 近似于常数(1.9×109a,0.3dex) 由于早期每次巡天观测的样本不大,很难对星系中的分子气体进行没有偏差的统计研 究。近10年随着样本的扩大(星系种类的增加),分子气体耗散时标tdep(H2)被发现与比恒 星形成率(sSFR)有很强的负相关 但它们之间的线性相关(对数空间)的斜率会随
2 期 高扬，等：星系中分子气体与恒星形成的研究进展 129 丰度) 的依赖：lg αCO(±0.165 dex) = 14.752 − 1.623[12 + lg (O/H)] + 0.062 lg ∆(MS)。图 4 和图 5 展示了 αCO 的修正对之前基于 CO 观测的一些标度关系的影响，我们会在第 4 章结 合恒星形成过程进行说明。 注：a), b), c) 基于银河系内的 αCO，d), e), f) 是用修正后的 αCO 估计的。红色曲线是对 xCOLD GASS 样 本的最佳二次拟合，各图都给出了相关性系数和离散。 图 4 星系的分子气体恒星质量比例(fH2 )与恒星质量M∗、比恒星形成率sSF R 和∆(MS)之间的标度关 系 [96] 4 分子气体和恒星形成 基于 HERACLES 的数据，Leroy 等人发现 CO 2−1 辐射与 SFR 的分布一致，都是随 半径幂指数下降，并且 CO 的特征长度与星系 B 波段 25 mag·( ′′) −2 处的半径强相关：lCO = (0.2 ± 0.05)r25 [21]。在 H2 主导的旋涡星系中，分子气体的耗散时标 (tdep(H2) = MH2 /SF R) 近似于常数 (1.9 × 109 a, 0.3 dex)[98]。 由于早期每次巡天观测的样本不大，很难对星系中的分子气体进行没有偏差的统计研 究。近 10 年随着样本的扩大 (星系种类的增加)，分子气体耗散时标 tdep(H2) 被发现与比恒 星形成率 (sSF R) 有很强的负相关[99, 100]，但它们之间的线性相关 (对数空间) 的斜率会随
天文学进展 38卷 10.0 10.0 XCOLD GASS Z- 9,5 3 9.0 90° 9.0 85s 0.479 r=0.721 r=0.65 =0.241 lg m lg sSFR lg(△MS b) 0.0 e PHIBSSI 9.0 8.5 8.5 r=0.288 r=0693∴"020 =0.688·0.205 lg m lg sSFR lg(△MS e) 图5星系的分子气体耗散时标与恒星质量M、比恒星形成率sSFR和△(MS)之间的标度关系 星系的种类变化,甚至不可以简单用线性关系描述:在一些相互作用星系和棒星系中,分 子气体和SFR的分布也会出现差异。与此同时,描述气体的两个重要参数(分子气体 恒星质量比f2=MH2/M,及H2与H的质量比rgas=M2/Mm)也与星系性质相关, 但与之相关的一些标度关系会受到aco取值的影响。 Accurso等人将34节中所介绍的 修正后的aco应用到较完备的低红移样本 XCOLD GASS和高红移大质量恒星形成样本 PHIBSS1上,来分析转换因子对气体标度关系的影响。我们基于 Accurso等人的结果来 研究分子气体恒星质量比例(f12)与耗散时标(tdep(H2))的一些标度关系 在图4中,由于在恒星质量小于1010M。的星系中金属丰度较低,当使用新的aco后, f,-M.在109M。~1010M。之间变得很平:这与 Krumholz恒星形成模型的结果 致,说明SFR与分子云的性质直接相关,因而tap(H2)和sSFR不受星系质量的影响 同时,又由于在同样质量范围的星系中H气体恒星质量比随M,减小而增加,所以也说 明小质量星系把H转换为H2的效率更低。而在不同红移大质量星系中,f2与M的负相 关也与SFRM,在大质量星系中的变平一致,被认为是由强烈的恒星形成反馈导致。因此, 所有星系(不同红移,不同质量)在后,sSFR的图上都符合一条紧密的线性关系,而高红
130 天 文 学 进 展 38 卷 图 5 星系的分子气体耗散时标与恒星质量M∗、比恒星形成率sSF R 和∆(MS)之间的标度关系[96] 星系的种类变化，甚至不可以简单用线性关系描述；在一些相互作用星系和棒星系中，分 子气体和 SF R 的分布也会出现差异[22]。与此同时，描述气体的两个重要参数 (分子气体 恒星质量比 fH2 = MH2 /M∗，及 H2 与 HI 的质量比 rgas = MH2 /MHI) 也与星系性质相关， 但与之相关的一些标度关系会受到 αCO 取值的影响。Accurso 等人[96]将 3.4 节中所介绍的 修正后的 αCO 应用到较完备的低红移样本 xCOLD GASS[14]和高红移大质量恒星形成样本 PHIBSS1[101]上，来分析转换因子对气体标度关系的影响。我们基于 Accurso 等人的结果来 研究分子气体恒星质量比例 (fH2 ) 与耗散时标 (tdep(H2)) 的一些标度关系。 在图 4 中，由于在恒星质量小于 1010M⊙ 的星系中金属丰度较低，当使用新的 αCO 后， fH2 -M∗ 在 109 M⊙ ∼ 1010 M⊙ 之间变得很平；这与 Krumholz 恒星形成模型[102, 103]的结果一 致 [104]，说明 SF R 与分子云的性质直接相关，因而 tdep(H2) 和 sSF R 不受星系质量的影响。 同时，又由于在同样质量范围的星系中 HI气体恒星质量比随 M∗ 减小而增加[105]，所以也说 明小质量星系把 HI转换为 H2 的效率更低。而在不同红移大质量星系中，fH2 与 M∗ 的负相 关也与 SF R-M∗ 在大质量星系中的变平一致，被认为是由强烈的恒星形成反馈导致。因此， 所有星系 (不同红移，不同质量) 在 fH2 -sSF R 的图上都符合一条紧密的线性关系，而高红
