陳 茜1 閆鵬飛1,2 李 峰1,3 袁啟榮1?

(1南京師范大學物理科學與技術學院南京210023) (2青島科技大學數(shù)理學院青島266061) (3常州大學數(shù)理學院常州213164)

星系群中活動星系核的比例研究?

陳 茜1 閆鵬飛1,2 李 峰1,3 袁啟榮1?

(1南京師范大學物理科學與技術學院南京210023) (2青島科技大學數(shù)理學院青島266061) (3常州大學數(shù)理學院常州213164)

相對于大量X射線輻射顯著而無光學發(fā)射線的活動星系核(AGN),已被光譜證認了的X射線選AGN可能尚處于黑洞顯著增長的高吸積率演化階段,因而具有明顯的光學發(fā)射線特征.利用COSMOS(Cosmological Evolution Survey)天區(qū)深場多波段測光和光譜數(shù)據(jù),在紅移范圍為0.1＜z＜1.0的星系群成員星系樣本中尋找具有光學發(fā)射線特征的X射線選AGN.研究發(fā)現(xiàn),星系群中的絕大多數(shù)這類AGN(約96%)是窄發(fā)射線AGN,星系群中AGN比例普遍低于1%,且隨著紅移有微弱的上升趨勢.

星系:群:普通,星系:活動,星系:統(tǒng)計,X射線:星系

1 引言

活動星系核(Active Galactic Nucleus,簡稱AGN)在星系形成和演化中起著不可或缺的作用.許多證據(jù)表明,超大質量黑洞的生長和星系中恒星形成之間存在著共同演化和物理聯(lián)系[1?2].最顯著的表現(xiàn)是,星系中的AGN和恒星形成活動從z～2到現(xiàn)在具有相似的演化速率[3?6].星系中心超大質量黑洞的質量與核球的速度彌散之間存在著相關性,也支持共同演化模型[7?9].被普遍接受的觀點是,最亮的AGN和星暴活動是由富含氣體的星系主并合觸發(fā)的[10?12].許多其他機制(例如大尺度棒結構、引力勢中微弱的非軸對稱變化、次并合、盤的不穩(wěn)定性、星際介質中的湍流等等[13?16])被提出,用來轉移角動量,并以較低效率供燃(fuel)恒星形成活動和黑洞增長.

眾所周知,冷氣體是星系中心黑洞的主要供燃來源[2].相比于場環(huán)境而言,星系團環(huán)境存在著一些附加的物理過程(例如沖壓(ram-pressure)剝離[17]、熱的星際介質蒸發(fā)[18]、星系與星系團引力勢阱的潮汐效應[19?22]、缺乏冷氣匯入導致的氣體饑荒(starvation)[23]等等),這些物理過程會影響冷氣體的存在和運輸過程,被用來解釋星系團中缺乏亮的恒星形成星系、缺少冷氣體庫、存在大比例的相對寧靜的早型星系[24?27]等觀測事實.星系團環(huán)境中的AGN分布可以為研究供燃過程隨著光度和吸積率的變化情況,以及黑洞和星系共同演化提供額外的觀測限制.因此,開展星系團內(nèi)AGN的統(tǒng)計研究,可以對團內(nèi)星系的中心超大質量黑洞的增長、AGN的供燃機制,以及AGN對團內(nèi)介質的長期影響等方面給出重要的線索[1].

根據(jù)Butcher-Oemler效應[28?29]以及星系內(nèi)恒星形成與黑洞吸積之間的密切聯(lián)系,可以預言高紅移星系團內(nèi)應包含更多比例的AGN.早在1983年,Dressler等[30]在高紅移星系團3C295(z=0.46)中發(fā)現(xiàn)了3個AGN,預示著上述預言正確.隨著X射線衛(wèi)星Chandra的發(fā)射,其在遙遠星系團中觀測到了點源,后續(xù)的光譜觀測表明,這些點源與星系團成員星系成協(xié)[31?32].Eastman等[33]對4個高紅移(z＞0.5)星系團和10個低紅移(z＜0.32)星系團開展了對比研究,發(fā)現(xiàn)高紅移星系團包含AGN(在硬X射線波段的光度滿足LX,H＞1043erg·s?1)的亮星系(即R波段絕對星等MR＜?20 mag)比例高出了1個數(shù)量級,這是第1個表明星系團中AGN比例隨紅移增長的顯著定量證據(jù).隨后的一些研究利用射電光度、中紅外色指數(shù)、X射線光度等不同選擇判據(jù)獲得AGN樣本,研究了星系團中不同截止光度下的AGN比例隨紅移的演化[1?2,34?36].

根據(jù)AGN吸積過程演化模型,AGN活動性初始由星系并合觸發(fā),隨后進入到高吸積率且光學輻射為主的薄盤吸積階段,該階段的AGN具有發(fā)射線光譜.當吸積率隨著時間逐漸下降后,AGN逐步進入一個以X射線輻射為主的演化階段,此時的AGN光學輻射很弱,且光學光譜中沒有顯著的發(fā)射線特征[35].因此,光學選和X射線選AGN可能是處于不同演化階段的同一類AGN.本文將利用COSMOS天區(qū)中紅移覆蓋范圍為0＜z＜1.0的星系群成員星系樣本,對已被光譜證認了的X射線選AGN的比例進行交叉證認,研究這類具有光學發(fā)射線的X射線選AGN在星系群中的比例,重點探討該比例隨紅移的演化趨勢.

2 研究樣本

2.1 AGN樣本

COSMOS天區(qū)是哈勃空間望遠鏡針對赤道附近2平方度天區(qū)的多波段巡天,旨在揭示宇宙大尺度結構、星系、恒星形成及其與AGN之間的演化聯(lián)系.計劃探測2×106個星系和活動星系核,對點源I波段曝光的深度為IAB=28,對星系的截止星等為IAB=26.地面和空間的主要觀測設備拍攝了具有高分辨的圖像和光譜,其波長范圍覆蓋了X射線、紫外、光學、近紅外、中紅外和射電波段(詳見http://cosmos.astro.caltech.edu/).

本文采用的AGN樣本來源于COSMOS天區(qū)的XMM-Newton巡天觀測.Brusa等[37]對XMM-Newton發(fā)現(xiàn)的X射線點源進行了光學證認.XMM-Newton探測了1848個X射線點源,其中26個源出現(xiàn)在文獻[38]的XMM彌散源列表中,因此被剔除.剩下的源中有25個源的像是模糊的,也被剔除.最后在XMM-COSMOS樣本里包含1797個X射線點源,其中有流量限制(X射線軟、中、硬3個波段的流量下限分別為～5×10?16,～3×10?15,～7×10?15erg·cm?2·s?1)且被光學光譜證認為AGN的共有730個,其中403個(～55%)是寬線AGN,占大多數(shù),而窄線AGN有327個.

2.2 星系群中的成員星系樣本

George等[39]研究了COSMOS巡天中被證認為X射線展源的星系群[38].根據(jù)微引力透鏡效應,Leauthaud等[40]得到這些星系群的暈質量的范圍1013≤M200/M⊙≤1014,其中M200是指在位力半徑R200內(nèi)的暈質量,定義為M200≡200ρc(z)(4π/3)R00,ρc(z)是紅移為z時刻的宇宙臨界密度.在文獻[38]中星系群表的基礎上,根據(jù)更高精度紅移測量, George等[39]補充證認了一些更暗的X射線展源,最終的星系群表一共包含了211個X射線延展源,分布在1.64平方度的天區(qū),紅移范圍為0＜z＜1,在0.1-2.4 keV內(nèi)的X射線光度滿足41.3＜lg(LX/(erg·s?1))＜44.1.其中的165個X射線展源有明確的光學對應體,已被光學光譜觀測確認為星系群.

基于30個波段的COSMOS天區(qū)深場測光數(shù)據(jù),Ilbert等[41]對所有滿足IAB＜25的星系的光譜能量分布進行了χ2模板擬合,獲得了星系的測光紅移.對于IAB＜24且z＜1.2的星系樣本,測光紅移精度為σΔz/(1+z)=0.012.基于上述星系群樣本和星系的測光紅移估計,George等[39]采用了一種嚴格的Bayesian概率分析算法,對所有滿足F814W波段的星等亮于24.2 mag,且在3σ顯著度水平上在Ks波段被探測到(對應的典型極限星等為Ks=24)的星系計算其群成員概率(Pmem).任何群成員選擇判據(jù)都難免會混入一定比例的錯選和漏選的成員星系.他們利用具有光譜紅移(zspec)的星系子樣本,對由于測光紅移(zphot)的不確定性導致的成員污染和不完備性進行了檢驗.群成員星系樣本的純度(p)和完備度(c)分別定義如下:

其中Nselected為選擇的星系群成員數(shù),Ninterlopers為錯選的成員數(shù),Ntrue為真實的成員數(shù), Nmissed為漏選的成員數(shù).當然,Nselected?Ninterlopers=Ntrue?Nmissed,均表示選擇到的真實成員數(shù),由此可得Ntrue/Nselected=p/c.

群成員星系樣本的純度(p)和完備度(c)與群成員概率(Pmem)閾值的選取密切相關: Pmem閾值越高,群成員星系樣本的純度越高,但完備度越低.當Pmem＞0時,成員星系樣本的純度不高(p＜0.60),但完備度高(c～0.98).當Pmem＞0.5時,樣本純度p=0.69,完備度c=0.92,在純度和完備度上達到了一個較好的平衡.

2.3 星系群成員AGN樣本

一旦給定了成員概率閾值,即可獲得群成員星系樣本,然后將上述被光譜證認了的X射線選AGN樣本(含730個AGN)與之進行交叉證認.通過二者的坐標和紅移值,可以毫無懸念地證認出群成員星系中的AGN,并獲得該AGN隸屬于哪個星系群.由于George等[39]在估計星系群成員概率時使用的是測光紅移估計值,如果AGN的光譜紅移與測光紅移偏差太大,該AGN的群成員概率則不可信.根據(jù)文獻[39]中定義,當星系的投影距離超過3r200,且紅移之差|zAGN?zgroup|/(1+zgroup)＞0.01時則不屬于該星系群.對于z=1的星系群,紅移之差要求不超過0.02.實際操作中,我們要求與AGN匹配的星系位置偏離在1′′以內(nèi),而且星系的測光紅移與AGN的光譜紅移之差小于0.01(1+zgroup).為了考查后續(xù)的AGN比例統(tǒng)計對選取的成員概率閾值的選擇效應,我們指定了3種成員星系概率閾值(即0.1、0.3、0.5),分別獲得了3個成員星系樣本.

圖1給出了AGN和群成員星系的成員概率(Pmem)分布情況.可以看出,星系和AGN的概率峰值均出現(xiàn)在0.8＜Pmem＜0.9范圍內(nèi).在0.1＜Pmem＜0.5范圍內(nèi),沒有發(fā)現(xiàn)群成員AGN,而星系保持均勻的概率分布.在群成員星系中證認出了27個AGN,其成員概率值(Pmem)普遍比較大,集中在0.7＜Pmem＜1.0.群成員AGN的另一個顯著特征是,這些AGN中只有1個寬線AGN,其余的都是窄線AGN.考慮到AGN整體樣本(即在2.1節(jié)中提及的730個已光譜證認的X射線選AGN)中有半數(shù)以上是寬線AGN,這說明星系群環(huán)境下存在窄線AGN的概率更高.

圖1 星系群成員AGN和星系的成員概率(Pmem)分布Fig.1 The distribution of membership probability(Pmem)for the AGNs and galaxies in groups

表1給出了3種概率閾值條件下分別獲得的成員星系樣本和成員AGN樣本的統(tǒng)計性質,包括了樣本的純度、完備度、成員星系和AGN計數(shù)、平均AGN比例等參數(shù).顯然,隨著概率閾值的上升,滿足條件的群成員星系數(shù)目明顯減少,但成員AGN的數(shù)目基本不變,導致樣本整體上的平均AGN比例增加.

表1 3個星系群中星系和AGN樣本的參數(shù)Table 1 The parameters for three samples of galaxies and AGNs in groups

圖2分別給出了3個群成員星系樣本中AGN和星系計數(shù)隨紅移的分布情況.成員星系和AGN的紅移峰值均出現(xiàn)在0.3＜z＜0.4范圍內(nèi).隨著成員概率閾值的抬升,成員星系樣本的數(shù)目下降,但其沿測光紅移(zphot)的分布基本維持不變.我們?nèi)芜x兩個樣本分別進行了Kolmogorov-Smirnov檢驗,表明這些樣本的紅移分布高度一致,檢驗顯著性水平均超過了86%.

圖2 星系群成員AGN和星系的計數(shù)隨紅移的分布Fig.2 The distribution of redshifts for three samples of AGNs and galaxies in groups

3 星系群中成員AGN比例統(tǒng)計

3.1 星系群中AGN比例估計

由于星系群中成員AGN樣本是通過AGN樣本與群成員星系樣本交叉證認而來,成員星系樣本的純度(p)和完備度(c)必然會傳遞給群成員AGN樣本.對于給定的成員概率閾值,設某星系群中的AGN和星系的計數(shù)分別為NAGN和Ngal,則AGN比例fAGN=NAGN/Ngal.假設成員AGN樣本與成員星系樣本的純度和完備度完全相同,樣本中真正AGN和星系的數(shù)目應該乘以一個相同的修正因子(p/c),則fAGN仍然不變.通常情況下,星系和AGN計數(shù)可視為泊松變量.考慮計數(shù)修正后,AGN比例(fAGN)盡管不變,但其誤差值將放大倍.

COSMOS天區(qū)中滿足z＜1.0和Pmem＞0.1的X射線選星系群有198個,只在其中的26個星系群中發(fā)現(xiàn)了AGN的存在,我們計算了這26個星系群中的AGN比例及其誤差.圖3是這些星系群中的AGN比例隨AGN光譜紅移(zspec)的分布,圖中給出了線性擬合的斜率(ΔfAGN/Δz)和Pearson相關系數(shù)(rs).可以看出,3個樣本的fAGN隨著紅移都有非常微弱的上升趨勢,其線性相關系數(shù)也很低.對3個樣本中26個星系群的群成員AGN比例進行biweight統(tǒng)計,其biweight位置分別是3.5(±0.6)%、4.5(±0.9)%、4.6(±1.2)%,表明在這些星系群(z＜1)的平均AGN比例低于5%.

3.2 星系群成員AGN比例隨紅移的演化

我們注意到,在198個滿足z＜1和Pmem＞0.1的星系群中,只在26個星系群中發(fā)現(xiàn)了AGN,大部分星系群中并沒有發(fā)現(xiàn)AGN.對于某個沒有發(fā)現(xiàn)AGN的星系群,假設其成員星系數(shù)目是Ngal,則有fAGN＜1/Ngal.當我們對給定紅移區(qū)間內(nèi)的星系群樣本的AGN比例進行整體估計時,這些沒有發(fā)現(xiàn)AGN的星系群無疑也應該包括在統(tǒng)計樣本內(nèi).

圖3 26個至少包含1個AGN的星系群中的AGN比例與紅移的關系Fig.3 The AGN fraction as a function of redshift for these 26 groups containing at least one AGN

我們將z＜1的星系群分成10個紅移區(qū)間,每個區(qū)間的紅移寬度為Δz=0.1.通過對各紅移區(qū)間內(nèi)的星系群成員星系和AGN進行計數(shù),我們獲得了星系群中AGN比例隨紅移的演化趨勢.如圖4所示,對于3個群成員星系樣本,AGN比例隨紅移都表現(xiàn)出了微弱的上升趨勢,其最佳線性擬合的斜率約0.004 5,并且其Pearson相關系數(shù)非常一致,處在0.35至0.40之間.

圖4 3個星系群成員樣本中整體AGN比例隨紅移的關系Fig.4 The overall AGN fraction as a function of redshift for three samples of group galaxies

由于星系群中AGN數(shù)目有限,如果紅移間隔Δz過小,可能會造成有些紅移區(qū)間中AGN比例為零,導致較大的統(tǒng)計不確定性.Martini等[1]統(tǒng)計了星系團樣本中的亮AGN(即X射線光度LX,H＞1043erg·s?1)的比例.他們在17個低紅移(z＜0.4)星系團中只發(fā)現(xiàn)了2個AGN,整體AGN比例只有0.134%.同時,他們在15個高紅移(z＞0.4)的星系團中尋找到了18個亮AGN,AGN比例有了顯著提高,達到了1%.類似地,我們也將COSMOS天區(qū)星系群成員星系樣本分成低紅移(z＜0.5)和高紅移(0.5＜z＜1.0)兩個子樣本,分別計算兩個子樣本的AGN比例.對于樣本1(即滿足Pmem＞0.1),低紅移子樣本的AGN比例為0.30(±0.11)%,高紅移子樣本的AGN比例為0.55(±0.17)%,顯示出fAGN隨紅移增加的趨勢.對于樣本2(即滿足Pmem＞0.3),有fAGN(z＜0.5)= 0.35(±0.13)%,fAGN(0.5＜z＜1.0)=0.64(±0.19)%.對于樣本3(即滿足Pmem＞0.5),有fAGN(z＜0.5)=0.43(±0.15)%,fAGN(0.5＜z＜1.0)=0.78(±0.23)%.隨著成員概率閾值的上升,AGN比例隨紅移增加的趨勢更加顯著.當然,該結論不能排除選擇效應的影響.從圖2右圖可以看出,成員星系的紅移分布在0.3＜z＜0.4出現(xiàn)峰值,暗示COSMOS場在此紅移處有較大的結構.根據(jù)Oh等[34]的研究成果,星系團中的AGN比例低于星系群中的比例.根據(jù)Finoguenov等[38]的X射線選星系團表,在z＜0.1和z～0.4處確有星系團的存在.一方面星系團的AGN比例較低,另一方面星系團的成員星系數(shù)目更大,最終將導致在z＜0.5區(qū)間內(nèi)的平均AGN比例顯著降低.

Tomczak等[36]對0＜z≤1.3的大質量星系團中的中紅外選AGN進行了比例研究.他們利用Spitzer IRAC(3.6,4.5,5.8和8.0μm)4個波段的測光數(shù)據(jù),發(fā)現(xiàn)有949個團成員星系至少在3個波段被探測到,并通過雙色圖搜索出了其中的12個中紅外選AGN,因此在z＜1的中紅外選AGN比例為fAGN～1%.他們將成員星系樣本分成低紅移(z＜0.5)和高紅移(0.5＜z＜1.0)兩個區(qū)間,發(fā)現(xiàn)其比例基本相同,均小于1%,沒有發(fā)現(xiàn)中紅外選AGN比例隨紅移增加的趨勢.有趣的是,他們在一個高紅移(z=1.24)星系團中發(fā)現(xiàn)中紅外選AGN的比例竟然高達～15%.

Martini等[2]估計了13個大質量(M≥1014M⊙)高紅移(1＜z＜1.5)星系團中AGN的比例.所有團星系亮于M3?·6(z)+1(M3·6表示根據(jù)3.6μm波段估計出的恒星質量),X射線選AGN的硬X射線光度亮于LX,H＞1044erg·s?1.作者估算星系團中AGN比例在1＜z＜1.5時是fAGN=3.0%,是z～0.25處相似光度AGN比例的30倍,并且比z～0.75處的AGN比例高1個數(shù)量級.Oh等[34]利用Chandra數(shù)據(jù)研究AGN的出現(xiàn)率和性質.他們的X射線選星系群樣本中包含16個星系群,紅移為0.5＜z＜1.1,質量范圍為1012·7～1014·5M⊙.成員星系紅移要求落在星系群平均紅移的3倍速度彌散內(nèi),測出高紅移(zˉ～0.74)星系群中的AGN比例是低紅移星系群的3倍.

與前人的統(tǒng)計工作相比,本文獲得的AGN比例均小于1%,這是因為我們選擇AGN的條件比較苛刻,不僅對其X射線流量有限制,而且要求已經(jīng)被光學光譜證認(即具有發(fā)射線光譜特征),這意味著這些AGN處在高吸積率且光學輻射為主的演化階段.Oh等[34]在25個滿足LX,H＞1041erg·s?1的X射線選AGN中只發(fā)現(xiàn)了4個發(fā)射線AGN.根據(jù)AGN吸積過程演化模型,只有進入到高吸積率(即薄盤吸積)演化階段,此時的AGN活動性將以光學輻射為主,具有顯著的發(fā)射線光譜.經(jīng)過一段時期后,隨著吸積率的下降,AGN的光學輻射趨弱,其光學發(fā)射線特征逐漸消失,進入到以X射線輻射為主的演化階段[35].因此,不同的AGN選擇判據(jù)對應著不同演化階段的AGN,其在星系群中的比例自然會有所區(qū)別.

4 結論

本文用COSMOS天區(qū)深場多波段測光和光譜數(shù)據(jù),在紅移范圍為0.1＜z＜1.0的星系群成員星系樣本中尋找已被光譜證認了的X射線選活動星系核.研究發(fā)現(xiàn),星系群成員AGN中絕大多數(shù)(約96%)是窄發(fā)射線AGN.當選取不同的星系群成員概率閾值時,星系群中AGN比例普遍低于1%.將成員星系樣本分成低紅移(z＜0.5)和高紅移(0.5＜z＜1.0)兩個子樣本,發(fā)現(xiàn)AGN比例有顯著的隨紅移增加的趨勢.當紅移區(qū)間Δz=0.1時,AGN比例仍然表現(xiàn)出微弱的隨著紅移增加的趨勢.

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[41]Ilbert O,Capak P,Salvato M,et al.ApJ,2009,690:1236

Investigation on Active Galactic Nucleus Fraction in Galaxy Groups

CHEN Xi1YAN Peng-fei1,2LI Feng1,3YUAN Qi-rong1
(1 School of Physics Science and Technology,Nanjing Normal University,Nanjing 210023) (2 School of Mathematics and Physics,Qingdao University of Science and Technology,Qingdao 266061) (3 School of Mathematics and Physics,Changzhou University,Changzhou 213164)

Compared with numerous X-ray-dominant active galactic nuclei(AGNs) without emission-line signatures in their optical spectra,the spectroscopically identi fi ed, X-ray selected AGNs are likely in the high-accretion evolutional phase of black hole growth,thus they have obvious emission-line signatures.Using the multiwavelength photometric and spectral data in the COSMOS(Cosmological Evolution Survey)deep fi eld,we search the spectroscopically con fi rmed,X-ray selected AGNs in the samples of group member galaxies within a redshift range of 0.1＜z＜1.0.It is shown that majority(～96%)of AGNs in groups are narrow-line AGNs.Though overall AGN fraction in groups is likely to be less than 1%,a slight raising tendency with redshift is found in AGN fractions in groups.

galaxies:groups:general,galaxies:active,galaxies:statistics,X-rays: galaxies

P157;

:A

2014-12-29收到原稿,2015-03-24收到修改稿

?國家自然科學基金項目(11173016,11433005)及高等學校博士學科點專項科研基金項目(20133207110006)資助

?yuanqirong@njnu.edu.cn

10.15940/j.cnki.0001-5245.2015.04.002