COSMOS場中星系恒星形成的演化研究?

方官文12 馬仲陽23 陳 洋23 孔 旭23

(1大理學(xué)院天文與科技史研究所大理671003)

(2中國科學(xué)院星系宇宙學(xué)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室合肥230026)

(3中國科學(xué)技術(shù)大學(xué)天體物理中心合肥230026)

COSMOS場中星系恒星形成的演化研究?

方官文1,2?馬仲陽2,3 陳 洋2,3 孔 旭2,3?

(1大理學(xué)院天文與科技史研究所大理671003)

(2中國科學(xué)院星系宇宙學(xué)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室合肥230026)

(3中國科學(xué)技術(shù)大學(xué)天體物理中心合肥230026)

基于COSMOS(Cosmic Evolution Survey)/UltraVISTA(Ultra-deep Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy)場中多波段測光數(shù)據(jù),利用質(zhì)量限選取了紅移分布在0＜z＜3.5的星系樣本.通過UVJ(U?V和V?J)雙色圖分類判據(jù)將星系分類成恒星形成星系(SFGs)和寧靜星系(QGs).對于紅移分布在0＜z＜1.5范圍內(nèi)且M?＞1011M⊙的QGs來說,該星系在樣本中所占比例高于70%.在紅移0＜z＜3.5范圍內(nèi),恒星形成星系的恒星形成率(SFR)與恒星質(zhì)量(M?)之間有著很強(qiáng)的主序(MS)關(guān)系.對于某一固定的恒星質(zhì)量M?來說,星系的SFR和比恒星形成率(sSFR)會(huì)隨著紅移增大而增大,這表明在高紅移處恒星形成星系更加活躍,有激烈的恒星形成.相對于低質(zhì)量的星系來說,高質(zhì)量的SFGs有較低的sSFR,這意味著低質(zhì)量星系的增長更多的是通過星系本身的恒星形成.通過結(jié)合來自文獻(xiàn)中數(shù)據(jù)點(diǎn)信息,發(fā)現(xiàn)更高紅移(2＜z＜8)星系的sSFR隨紅移的演化趨勢變?nèi)?其演化關(guān)系是sSFR∝(1+z)0.94±0.17.

星系:恒星形成,星系:基本參數(shù),星系:演化,方法:數(shù)據(jù)分析

1 引言

星系的形成和演化是觀測天文學(xué)的研究熱點(diǎn).研究星系的形成和演化,就必須觀測和研究不同紅移處星系的各種物理特征(例如:星系的光度、光譜、形態(tài)、恒星形成率、恒星質(zhì)量、塵埃消光等),并與星系形成和演化的模型預(yù)言相比較,從而了解星系的形成和演化,同時(shí)為各種理論模型提供觀測上的約束.探索星系質(zhì)量聚集的歷史需要測量3個(gè)基本參數(shù):恒星質(zhì)量(M?)、恒星形成率(SFR)和比恒星形成率(sSFR).(1)恒星質(zhì)量(M?):星系中那些年齡、化學(xué)成分、空間分布和運(yùn)動(dòng)性質(zhì)等方面十分相近的大量天體質(zhì)量.利用星族合成方法[1]將星系的積分特性與所研究星系的光度和光譜進(jìn)行比較,進(jìn)而定量確定星系的恒星質(zhì)量以及其它物理量.(2)恒星形成率(SFR):星系單位時(shí)間內(nèi)將氣體轉(zhuǎn)化成恒星的速率稱為恒星形成率.計(jì)算星系的恒星形成率有很多方法,主要是基于星系多波段測光和光譜信息.對于早型星系來說,當(dāng)前的SFR非常低,而晚型星系則相反,特別是那些星暴星系、極亮紅外星系、濕并合星系有著很高的恒星形成. (3)比恒星形成率(sSFR):星系當(dāng)前的恒星形成率(SFR)除以星系恒星質(zhì)量(M?),即sSFR=SFR/M?.該量反映的是一個(gè)星系中能在給定的時(shí)間內(nèi)轉(zhuǎn)化為恒星的氣體質(zhì)量,它常用來表征星系的恒星形成歷史,因此,越高的比恒星形成率表明該星系中有更多恒星最近才形成.

基于SDSS(Sloan Digital Sky Survey)巡天數(shù)據(jù),Brinchmann等[2]發(fā)現(xiàn)近鄰恒星形成星系(Star-Forming Galaxies,SFGs)的恒星質(zhì)量和恒星形成率有很強(qiáng)的相關(guān)性,這樣的關(guān)系被稱為主序(Main Sequence,MS).類似的研究結(jié)果在Peng等[3]工作中也被證實(shí).隨著高紅移多波段星系巡天計(jì)劃的開展和實(shí)施,如今的天文研究者能準(zhǔn)確測量遠(yuǎn)距離星系(z＜7)的恒星質(zhì)量和恒星形成率[4?17].利用這些觀測數(shù)據(jù),很多研究工作已經(jīng)發(fā)現(xiàn)在紅移0.5＜z＜3處也存在MS關(guān)系[4?8].另外,他們也發(fā)現(xiàn)星系的比恒星形成率隨著紅移增大而增大(z＜2),但在更高紅移(z＞2)處,星系的sSFR隨紅移演化趨勢不明顯[10,17].對于相同紅移區(qū)間內(nèi)的星系來說,低質(zhì)量星系的sSFR高于大質(zhì)量星系的sSFR[8?10].這些研究結(jié)果支持星系形成和演化的“downsizing”模型[18],即相對于大質(zhì)量星系來說,低質(zhì)量星系的恒星形成更加活躍,而且星系中這種恒星形成的劇烈程度隨著紅移減小而變?nèi)?

恒星形成星系的主序(MS,SFR∝Mβ?)關(guān)系,對于不同的研究工作和不同的星系紅移分布區(qū)間,有著不同的斜率β(≈0.5～1.0).出現(xiàn)這種現(xiàn)象,主要原因有以下幾個(gè)方面:(1)研究樣本選擇性差異.例如,星等限選樣本、質(zhì)量限選樣本、多波段顏色選樣本等;(2)星系紅移測量方式差異.在沒有光譜紅移信息情況下,不同的研究者采用不同的測光紅移技術(shù)和參數(shù)設(shè)置;(3)選取恒星形成星系(SFGs)的判據(jù)不同;(4)計(jì)算星系的恒星形成率方法不一致;(5)星系恒星質(zhì)量測量技術(shù)的差異.

在本文中,我們將基于COSMOS(Cosmic Evolution Survey)/UltraVISTA(Ultradeep Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy)場中多波段測光星表,以及精確測量的星系紅移、恒星質(zhì)量和恒星形成率數(shù)據(jù),利用質(zhì)量限選取完備性高于90%的星系樣本.相比較于前人的工作,我們通過UVJ(U?V和V?J)雙色圖將星系分類成恒星形成星系(SFGs)和寧靜星系(Quiescent Galaxies,QGs).與此同時(shí),采用24μm流量限進(jìn)一步剔除恒星形成星系樣本中的寧靜星系.基于這樣的星系樣本,研究不同紅移區(qū)間內(nèi)星系的恒星形成率、比恒星形成率與恒星質(zhì)量的關(guān)系.另外,我們也分析不同恒星質(zhì)量區(qū)間內(nèi)恒星形成星系的比恒星形成率隨紅移的演化趨勢.通過結(jié)合來自文獻(xiàn)中不同紅移處(z≈0～8)恒星形成星系的sSFR觀測數(shù)據(jù),研究星系的比恒星形成率與紅移之間的演化關(guān)系.

2 觀測和數(shù)據(jù)處理

COSMOS巡天主要是用來探測星系的形成和演化隨紅移的變化,以及與大尺度結(jié)構(gòu)環(huán)境的關(guān)系[19].該天區(qū)包括了多波段圖像和光譜觀測,其天區(qū)有效覆蓋面積約2 deg2,中心位置為RA(2000)=10h00m28s.6,DEC(2000)=+02°12′21′′.0,即它是處在天赤道附近,而且有較低的銀河前景消光,E(B?V)≈0.02.所用的觀測儀器有空間HST (Hubble Space Telescope)、Spitzer、GALEX(Galaxy Evolution Explorer)、XMM(X-ray Multi-Mirror Mission)和Chandra,以及地面Subaru、VLA(Very Large Array)、VLT(Very Large Telescope)、CFHT(Canada France Hawaii Telescope)、VISTA等望遠(yuǎn)鏡.涵蓋的觀測波長范圍從X射線到射電波段.相比較早期的一些巡天,如SDSS、2dF (Two-degree-Field)、6dF(Six-degree-Field)、2MASS(Two Micron All Sky Survey)、DEEP2(Deep Extragalactic Evolutionary Probe 2)等,COSMOS提供了對較高紅移處(1＜z＜3)星系研究的大量觀測數(shù)據(jù).在COSMOS/UltraVISTA場中,我們的研究工作是基于Muzzin等[20]提供的星表,該星表不僅包括多波段測光數(shù)據(jù),而且提供了星系各種物理參數(shù)測量.例如,測光紅移(如果星系沒有對應(yīng)的光譜紅移),恒星質(zhì)量,恒星形成率,靜止坐標(biāo)系中的顏色(U?V和V?J),等.通過采用Muzzin等[20]建議的顏色判據(jù):[J?K＜0.18(u?J)?0.75,u?J＜3.0]和[J?K＜0.08(u?J)?0.45, u?J＞3.0],我們從星表中剔除了恒星,其中u波段數(shù)據(jù)來自Subaru/SuprimeCam (Subaru Prime Focus Camera),而J和K是由VISTA/VIRCAM(VISTA InfraRed CAMera)提供.

基于從遠(yuǎn)紫外到中紅外多波段觀測數(shù)據(jù),Muzzin等[20]利用EAZY[21](Easy and Accurate Zphot from Yale)測光紅移程序獲取了星系測光紅移信息.同時(shí),來自zCOSMOS[22](COSMOS場中紅移巡天)的光譜紅移和NMBS[23](NEWFIRM Medium-Band Survey)的測光紅移被用來檢驗(yàn)星系已測紅移的精度.通過已知星系的紅移值并結(jié)合多波段測光數(shù)據(jù),采用FAST[24](Fitting and Assessment of Synthetic Templates)擬合軟件,進(jìn)而計(jì)算出星系的恒星質(zhì)量.擬合過程中利用了Calzetti等[25]的塵埃消光律、Chabrier[26]初始質(zhì)量函數(shù)(IMF)、指數(shù)衰減的恒星形成模式,以及太陽金屬豐度.至于星系恒星形成率的計(jì)算考慮了紫外(UV)和紅外(IR)兩個(gè)部分,即SFRtot=SFRUV,uncorr+SFRIR.其中SFRUV,uncorr=3.234×10?10L2800[27](L2800對應(yīng)靜止波段2 800?A處光度),SFRIR=0.98×10?10LIR[27],LIR是星系的總紅外光度.關(guān)于COSMOS/UltraVISTA場中數(shù)據(jù)處理和分析的詳細(xì)信息可參考文獻(xiàn)McCracken等[28]和Muzzin等[20].

3 星系樣本選取和分類

為了使質(zhì)量限選取樣本的完備性高于90%,我們利用類似于Patel等[29]和Ilbert等[30]定義的質(zhì)量選擇判據(jù),lg(M?/M⊙)=9.5+0.8lnz(圖1中黑色虛線),選取星系樣本.如圖1所示,星系K波段總星等暗于23.4 mag的源(黑色點(diǎn))完備性低于90%.我們的研究對象是紅移分布在0＜z＜3.5中的星系.

圖1 COSMOS/UltraVISTA場中星系恒星質(zhì)量隨紅移分布.黑色點(diǎn)對應(yīng)星系Ktot＞23.4 mag(AB星等),表示完備性低于90%.虛線Y=9.5+0.8lnz(Y=lg(M?/M⊙))對應(yīng)的是質(zhì)量限選擇標(biāo)準(zhǔn).Fig.1 The distribution of stellar masses(M?)vs.redshifts(z)for the galaxies in the COSMOS/UltraVISTA fi eld.The black dots represent galaxies with Ktot＞23.4 mag(AB),which means the completeness is below 90%.The dashed line(Y=9.5+0.8lnz,Y=lg(M?/M⊙))corresponds to the mass limited criterion.

為了研究SFGs的恒星形成歷史隨紅移的演化關(guān)系,我們需要對星系的形態(tài)類型進(jìn)行有效分類.這里我們采用Muzzin等[31]給出的在靜止坐標(biāo)系中顏色判據(jù):

利用UVJ雙色分類方法,星系被分類成恒星形成星系(SFGs)和寧靜星系(QGs).圖2顯示了我們的星系樣本在UVJ雙色圖上的分布.依據(jù)星系紅移的大小,我們將星系樣本分成7個(gè)紅移區(qū)間,每個(gè)紅移區(qū)間大小是0.5.圖2中的黑色實(shí)線對應(yīng)的是顏色判據(jù),有關(guān)每個(gè)紅移區(qū)間內(nèi)星系總數(shù)目,以及SFGs和QGs所占的比例都已經(jīng)顯示在該圖中.通過進(jìn)一步分析我們發(fā)現(xiàn),當(dāng)采用的星系恒星質(zhì)量下限越大時(shí),不同紅移區(qū)間內(nèi)QGs所占的比例就越高.對于M?＞1011M⊙來說,依據(jù)紅移區(qū)間從小到大順序, QGs所占的比例分別對應(yīng)的是:80%,78%,70%,48%,23%,16%,11%.這說明在近鄰宇宙(0＜z＜0.5)中,那些大質(zhì)量星系主要是早型的寧靜星系(約80%),而且在紅移0＜z＜1.5范圍內(nèi),QGs都占主導(dǎo)地位(高于70%).隨著紅移的增大,QGs所占的比例越來越小,這表明高紅移處星系中還存在大量氣體,而且恒星形成的抑制機(jī)制還沒有充分體現(xiàn)出它們的作用,此時(shí)的星系更多是SFGs.

圖2 星系在UVJ雙色圖上的分布(0＜z＜3.5,7個(gè)紅移區(qū)間).每個(gè)紅移區(qū)間內(nèi)星系的數(shù)目,以及QGs和SFGs所占的比例也標(biāo)記在該圖中.圖中的實(shí)線是來自Muzzin等[31]提供的顏色判據(jù).Fig.2 The distribution of galaxies in the(U-V)restvs.(V-J)restdiagram(0＜z＜3.5,with seven redshift bins).The number of galaxies,and the fractions of QGs and SFGs in each redshift bin are respectively shown in this fi gure.The solid lines correspond to the color criteria from Muzzin et al.[31].

4 星系(比)恒星形成率與恒星質(zhì)量關(guān)系

為了研究不同紅移范圍內(nèi)恒星形成星系的(比)恒星形成率與恒星質(zhì)量關(guān)系,我們利用圖2中相同的紅移區(qū)間劃分方法,將樣本分成7個(gè)紅移區(qū)間.圖3和圖4分別顯示了樣本中星系的恒星質(zhì)量與恒星形成率、比恒星形成率之間的關(guān)系,圖中黑色點(diǎn)代表的是Spitzer MIPS(Multiband Imaging Photometer for Spitzer)24μm探測高于2σ的SFGs,不同紅移區(qū)間內(nèi)擬合的函數(shù)表達(dá)式也被標(biāo)示在圖中的右下角.圖5進(jìn)一步比較了不同紅移范圍內(nèi)星系的SFR和sSFR隨紅移變化的趨勢.作為參考比較,QGs的擬合曲線也被顯示在圖3、圖4和圖5中,但這里我們并不對QGs的SFR和sSFR相關(guān)性質(zhì)進(jìn)行討論,我們的研究對象是SFGs.與此同時(shí),圖3和圖4給出了來自Elbaz等[5]、Daddi等[4]和Rodighiero等[7]研究結(jié)果.圖3(a)顯示我們計(jì)算的恒星質(zhì)量與恒星形成率相關(guān)性高于Elbaz等[5]標(biāo)準(zhǔn),這是由于他們的SFGs主要分布在z≈0處.而在圖3(b)中,Elbaz等[5]標(biāo)準(zhǔn)高于我們擬合的結(jié)果,其原因是他們擬合出的關(guān)系是基于紅移分布在0.8＜z＜1.2范圍內(nèi)的恒星形成星系.圖3(d)中我們的恒星質(zhì)量與恒星形成率相關(guān)性低于Daddi等[4]和Rodighiero等[7]標(biāo)準(zhǔn).這主要是來自兩個(gè)方面影響:(1)他們擬合的SFGs紅移分布在1.5＜z＜2.5范圍內(nèi);(2)他們依據(jù)SFRIR=1.72×10?10LIR公式計(jì)算星系紅外的恒星形成率,而在我們的樣本中,SFRIR=0.98×10?10LIR,而且SFRUV,uncorr的計(jì)算他們是利用光度L1500(對應(yīng)靜止波段1 500?A光度).

圖3 不同紅移區(qū)間內(nèi)星系的恒星形成率與恒星質(zhì)量關(guān)系.圖中青色線和方程(Y=lg SFR,X=lg(M?/M⊙))是對星系線性擬合的結(jié)果(SFGs擬合的曲線來自24μm探測高于2σ的源,而QGs對應(yīng)24μm探測低于2σ的星系).只有24μm探測高于2σ的星系被顯示在該圖中.來自文獻(xiàn)(Elbaz等[5],Daddi等[4],Rodighiero等[7])結(jié)果也被顯示在該圖中.Fig.3 The relation between stellar mass and SFR in di ff erent redshift bins for SFGs.The cyan lines and the equations(Y=lg SFR,X=lg(M?/M⊙))in each panel show the linear fi tting results for galaxies (SFGs:24μm detected at the＞2σ level,QGs:24μm detected at the＜2σ level).Only the SFGs that have a detection＞2σ at 24μm are shown(black dots).The results from the literatures(Elbaz et al.[5], Daddi et al.[4],and Rodighiero et al.[7])are also plotted in this fi gure.

圖4 不同紅移區(qū)間內(nèi)星系的比恒星形成率與恒星質(zhì)量關(guān)系.圖中青色線和方程(Y=lg sSFR,X=lg(M?/M⊙))是對星系線性擬合的結(jié)果.只有24μm探測高于2σ的星系被顯示在該圖中.來自文獻(xiàn)結(jié)果也被顯示在該圖中.Fig.4The relation between stellar mass and sSFR in di ff erent redshift bins for SFGs.The cyan lines and the equations(Y=lg sSFR,X=lg(M?/M⊙))in each panel show the linear fi tting results for galaxies. Only the SFGs that have a detection＞2σ at 24μm are shown(black dots).The results from the literatures are also plotted in this fi gure.

圖5 比較不同紅移區(qū)間內(nèi)星系的恒星形成率、比恒星形成率與恒星質(zhì)量關(guān)系Fig.5 The comparison of SFR(sSFR)vs.M?in di ff erent redshift bins for galaxies

從圖3、圖4和圖5中,我們可以總結(jié)出如下結(jié)論:(1)恒星形成星系的恒星形成率、比恒星形成率與恒星質(zhì)量的相關(guān)性在7個(gè)紅移區(qū)間內(nèi)都存在(0＜z＜3.5).(2)在相同紅移區(qū)間內(nèi)和類似恒星質(zhì)量的條件下,相比較于寧靜星系來說,恒星形成星系表現(xiàn)出更高的SFR和sSFR.(3)恒星形成星系的主序關(guān)系有著相似的斜率(β≈0.5～0.7),而且對于某一固定的恒星質(zhì)量M?來說,星系的恒星形成率SFR會(huì)隨著紅移增大而增大.當(dāng)紅移從z≈0變?yōu)閦≈3.5時(shí)，對應(yīng)的SFR會(huì)增大約100倍,這表明在高紅移處恒星形成星系更加活躍,有激烈的恒星形成.(4)對于某一固定的星系恒星質(zhì)量來說,星系的比恒星形成率隨著紅移增大而增大,相對于高質(zhì)量的星系,低質(zhì)量星系的增長更多的是通過星系本身的恒星形成.(5)與低質(zhì)量的恒星形成星系相比,大質(zhì)量的SFGs有很低的sSFR,這表明它們的恒星形成更早而且比較快速,該點(diǎn)與“downsizing”模型預(yù)言一致.

5 星系比恒星形成率演化

為了研究我們樣本中恒星形成星系的比恒星形成率隨紅移的演化關(guān)系,我們將星系的恒星質(zhì)量M?劃分成6個(gè)區(qū)間,如圖6所示.在7個(gè)紅移區(qū)間內(nèi),我們分別計(jì)算了不同質(zhì)量范圍內(nèi)星系的平均比恒星形成率sSFR.計(jì)算的結(jié)果都已經(jīng)畫在圖6中,為了不影響數(shù)據(jù)點(diǎn)的顯示效果,我們在圖中(“+”)只提供了sSFR的統(tǒng)計(jì)平均誤差以及紅移區(qū)間的大小(0.5).另外,來自不同文獻(xiàn)中恒星形成星系的研究結(jié)果也呈現(xiàn)在該圖中,這些星系的恒星質(zhì)量分布在9.5＜lg(M?/M⊙)＜11.0.

圖6 星系的平均比恒星形成率隨紅移演化關(guān)系.不同顏色的五角星代表來自COSMOS/UltraVISTA場中SFGs的不同質(zhì)量區(qū)間.誤差棒(“+”)對應(yīng)的是sSFR 1σ置信間隔.來自文獻(xiàn)的數(shù)據(jù)點(diǎn)也被畫在該圖中.基于Daddi等[4], Gonzlez等[17],Reddy等[14],以及我們的數(shù)據(jù)點(diǎn)(z＞2),我們擬合出一個(gè)最佳曲線:sSFR∝(1+z)0.94±0.17(虛線).Fig.6 The mean sSFR as a function of redshift for SFGs.The stars with di ff erent colors represent di ff erent M?bins for SFGs from the COSMOS/UltraVISTA fi eld.The error bar(“+”)is based on the 1σ con fi dence interval of sSFR.The data points from the literatures are also plotted in this fi gure.The dashed line(sSFR∝(1+z)0.94±0.17)corresponds to the best fi t of our measured sSFR,Daddi et al.[4], Gonz′alez et al.[17],and Reddy et al.[14]as a function of redshift at z＞2.

在圖6中,首先我們發(fā)現(xiàn)在相同質(zhì)量區(qū)間內(nèi),比恒星形成率sSFR隨著紅移增大而增大,這種增長的趨勢幾乎是不依賴于星系恒星質(zhì)量的選擇.其次我們看到在相同紅移范圍內(nèi)的恒星形成星系,低質(zhì)量星系有更高的比恒星形成率sSFR.通過結(jié)合來自文獻(xiàn)的數(shù)據(jù)結(jié)果,我們發(fā)現(xiàn)相對于z＜2的恒星形成星系來說,更高紅移(2＜z＜8)星系的sSFR隨紅移的演化趨勢變?nèi)?即恒星形成星系的比恒星形成率在紅移2附近發(fā)生顯著的變化.基于Daddi等[4],Gonz′alez等[17],Reddy等[14],以及我們的數(shù)據(jù)點(diǎn)(圖6中黑色五角星且2＜z＜3.5),我們擬合出一個(gè)最佳曲線:sSFR∝(1+z)0.94±0.17.該曲線反映了在紅移2＜z＜8的范圍內(nèi),恒星形成星系的sSFR與紅移之間的關(guān)系.對于出現(xiàn)在圖6中的觀測現(xiàn)象,當(dāng)前的物理解釋還沒完全搞清楚.有可能是在高紅移低金屬豐度的恒星形成星系中,分子氫的形成效率很低,這樣就導(dǎo)致星系的sSFR不高.也有可能是由于某種物理機(jī)制使得星系中的大量冷氣體外流,結(jié)果導(dǎo)致星系中比恒星形成率變低.另一個(gè)潛在的原因是靜止坐標(biāo)系中光學(xué)波段星云發(fā)射線(例如,[OII],[OIII],Hα)影響到寬波段觀測流量,從而導(dǎo)致星系恒星質(zhì)量估算偏高,最終使得這些更高紅移星系的sSFR變低.

6 總結(jié)

在本工作中,我們利用COSMOS/UltraVISTA場中多波段測光數(shù)據(jù)以及相應(yīng)的物理參數(shù),通過質(zhì)量限選取了星系樣本.基于UVJ雙色圖分類判據(jù)將星系分類成恒星形成星系(SFGs)和寧靜星系(QGs).研究了不同紅移區(qū)間內(nèi)星系的恒星形成率、比恒星形成率與恒星質(zhì)量的關(guān)系.另外,我們也分析了不同恒星質(zhì)量區(qū)間內(nèi)恒星形成星系的比恒星形成率隨紅移的演化趨勢.通過結(jié)合來自文獻(xiàn)中不同紅移處(z≈0～8)恒星形成星系的sSFR觀測數(shù)據(jù),研究了星系的比恒星形成率與紅移之間的演化關(guān)系.我們的主要研究結(jié)論如下:

(1)星系恒星質(zhì)量下限取得越大,不同紅移區(qū)間內(nèi)QGs所占的比例就越高.對于M?＞1011M⊙來說,在近鄰宇宙中(0＜z＜0.5)那些大質(zhì)量星系主要是早型的寧靜星系(約80%),而且在紅移0＜z＜1.5范圍內(nèi),QGs都占主導(dǎo)地位(＞70%).

(2)SFGs的SFR、sSFR與M?的相關(guān)性在7個(gè)紅移區(qū)間內(nèi)都存在(0＜z＜3.5).對于某一固定的恒星質(zhì)量M?來說,星系的恒星形成率SFR會(huì)隨著紅移增大而增大.當(dāng)紅移從z≈0變?yōu)閦≈3.5時(shí)，對應(yīng)的SFR會(huì)增大約100倍,這表明在高紅移處恒星形成星系更加活躍,有激烈的恒星形成.

(3)對于某一固定的星系恒星質(zhì)量M?來說,SFGs的sSFR隨著紅移增大而增大,相對于高質(zhì)量的星系,低質(zhì)量星系的增長更多的是通過星系本身的恒星形成.

(4)相比較于低質(zhì)量的星系來說,大質(zhì)量的恒星形成星系有很低的sSFR,這表明它們的恒星形成更早而且經(jīng)歷的時(shí)標(biāo)較短,這與“downsizing”模型預(yù)言一致.

(5)我們發(fā)現(xiàn)相對于z＜2的SFGs來說,更高紅移(2＜z＜8)星系的sSFR隨紅移的演化趨勢變?nèi)?即恒星形成星系的sSFR在z≈2附近發(fā)生顯著的變化.在紅移2＜z＜8區(qū)間內(nèi),通過結(jié)合來自文獻(xiàn)中數(shù)據(jù)點(diǎn)信息,我們擬合出一個(gè)最佳曲線: sSFR∝(1+z)0.94±0.17.

[1]Bruzual G,Charlot S.MNRAS,2003,344:1000

[2]Brinchmann J,Charlot S,White S D M,et al.MNRAS,2004,351:1151

[3]Peng Y,Lilly S J,Kovac K,et al.ApJ,2010,721:193

[4]Daddi E,Dickinson M,Morrison G,et al.ApJ,2007,670:156

[5]Elbaz D,Daddi E,Le Borgne D,et al.A&A,2007,468:33

[6]Noeske K G,Weiner B J,Faber S M,et al.ApJ,2007,660:L43

[7]Rodighiero G,Daddi E,Baronchelli I,et al.ApJ,2011,739:40

[8]Fang G W,Kong X,Chen Y,et al.ApJ,2012,751:109

[9]Zheng X Z,Bell E F,Papovich C,et al.ApJ,2007,661:L41

[10]Dunne L,Ivison R J,Maddox S,et al.MNRAS,2009,394:3

[11]Bouwens R J,Illingworth G D,Oesch P A,et al.ApJ,2012,754:83

[12]Damen M,F¨orster Schreiber N M,Franx M,et al.ApJ,2009,705:617

[13]Gonz′alez V,Labb′e I,Bouwens R J,et al.ApJ,2010,713:115

[14]Reddy N A,Pettini M,Steidel C C,et al.ApJ,2012,754:25

[15]Stark D P,Ellis R S,Bunker A,et al.ApJ,2009,697:1493

[16]Stark D P,Schenker M A,Ellis R,et al.ApJ,2013,763:129

[17]Gonz′alez V,Bouwens R,Illingworth G,et al.ApJ,2014,781:34

[18]Cowie L L,Songaila A,Hu E M,et al.AJ,1996,112:839

[19]Scoville N,Aussel H,Brusa M,et al.ApJS,2007,172:1

[20]Muzzin A,Marchesini D,Stefanon M,et al.ApJS,2013,206:8

[21]Brammer G B,van Dokkum P G,Coppi P.ApJ,2008,686:1503

[22]Lilly S J,Le F`evre O,Renzini A,et al.ApJS,2007,172:70

[23]van Dokkum P G,Labb′e I,Marchesini D,et al.PASP,2009,121:2

[24]Kriek M,van Dokkum P G,Labb′e I,et al.ApJ,2009,700:221

[25]Calzetti D,Armus L,Bohlin R C,et al.ApJ,2000,533:682

[26]Chabrier G.PASP,2003,115:763

[27]Kennicutt R C.ARA&A,1998,36:189

[28]McCracken H J,Milvang-Jensen B,Dunlop J,et al.A&A,2012,544:156

[29]Patel S G,van Dokkum P G,Franx M,et al.ApJ,2013,766:15

[30]Ilbert O,McCracken H J,Le F`evre O,et al.A&A,2013,556:55

[31]Muzzin A,Marchesini D,Stefanon M,et al.ApJ,2013,777:18

The Star-forming Evolution of Galaxies with Redshift in the COSMOS Field

FANG Guan-wen1,2MA Zhong-yang2,3CHEN Yang2,3KONG Xu2,3
(1 Institute for Astronomy and History of Science and Technology,Dali University,Dali 671003)
(2 Key Laboratory for Research in Galaxies and Cosmology,Chinese Academy of Sciences,Hefei
230026)
(3 Center for Astrophysics,University of Science and Technology of China,Hefei 230026)

Utilizing the multi-band photometry catalog of the COSMOS(Cosmic Evolution Survey)/UltraVISTA(Ultra-deep Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) fi eld,we have constructed a mass-limited sample of galaxies at redshiftz～0?3.5.Based on the rest-frame UVJ(U?V vs.V?J)color criteria,we classify the sample of galaxies into the star-forming galaxies(SFGs)and the quiescent galaxies (QGs)in di ff erent redshift bins.In the redshift range 0＜z＜1.5,the fraction of QGs withM?＞1011M⊙is more than 70%.We fi nd the star formation rate(SFR) and the stellar mass of SFGs show main sequence(MS)relations in all redshift bins. Moreover,the SFR and speci fi c SFR(sSFR)of SFGs increase with redshift at all masses, indicating that the SFGs were much more active on average in the high-redshift universe. Meanwhile,the sSFR of massive SFGs is lower at redshiftz～0?3.5,implying that the star formation contributes more to the mass growth of low-mass SFGs than to high-mass SFGs.By combining with data from literatures,we fi nd that the evolution of the sSFR with redshift at redshiftz～2?8 follows sSFR∝(1+z)0.94±0.17.

galaxies:star formation,galaxies:fundamental parameters,galaxies: evolution,methods:data analysis

P157;

A

10.15940/j.cnki.0001-5245.2015.01.002

2014-08-01收到原稿,2014-09-09收到修改稿

?國家自然科學(xué)基金項(xiàng)目(11303002,11225315,11320101002)、中國科學(xué)院戰(zhàn)略性先導(dǎo)科技專項(xiàng)(XDB09000000)和云南省應(yīng)用基礎(chǔ)研究計(jì)劃項(xiàng)目(2014FB155)資助

?wen@mail.ustc.edu.cn

?xkong@ustc.edu.cn