基于积分场光谱数据的近邻星系恒星形成区多波段恒星形成率定标研究

于 洵，郝彩娜

（天津师范大学天体物理中心，天津300387）

在对星系物理的研究中，恒星形成率是表征星系物理特性的一个关键参数.作为理解星系形成和演化的重要组成部分，人们对恒星形成率精确指示器的寻找以及恒星形成率的定标已有几十年的研究历史.在整个发展过程中，研究者们的探索范围几乎涵盖了整个电磁波谱，包括X射线、紫外、光学、红外和射电波段[1-3]，研究对象兼顾了连续谱和发射线.根据恒星寿命与质量的物理关系，相比小质量恒星的寿命，大质量恒星的寿命极其短暂.因此，有大质量恒星的存在便是星系正在进行恒星形成活动的直接证据.探测星系的恒星形成活动本质上是对大质量年轻恒星进行探测.常用的恒星形成率指示器有紫外连续谱、星云发射线、中远红外连续谱和射电连续谱.其中，紫外连续谱是直接探测大质量恒星本身的辐射[4-5]；星云发射线则是探测受大质量恒星辐射的高能光子激发的氢原子复合线Hα或与Hα光度直接相关的[OII]禁线[6]；中远红外波段探测的是恒星形成区附近尘埃将星光吸收后在中远红外波段的再发射[7]；射电波段的研究则是基于其对超新星活动的示踪[8].以上单一波段的恒星形成率指示器存在着自身的应用局限，如光学复合线和紫外连续谱均会受到尘埃消光的影响，中远红外光度则会受到来自老年恒星辐射的影响等[9-10].因此，为了得到高精度的恒星形成率，仅使用单一波段的数据是不够的.

于是人们诉诸多波段数据相结合的方法进行恒星形成率定标.2009年，Kennicutt等[11]基于能量守恒原理，即光学波段辐射被尘埃吸收后会在中远红外波段再发射，以Hα/Hβ改正消光后的Hα光度为基准，对近邻恒星形成星系样本进行Hα光学复合线分别与25μm中红外和总红外光度相结合的恒星形成率定标研究.2011年，Hao等[12]基于相似原理更新了紫外连续谱分别与25μm中红外和总红外光度相结合的恒星形成率计算方法.结果表明，对比于使用单一波段计算恒星形成率的方法，基于能量守恒原理的计算方法可以更好地示踪恒星形成率，精度达到0.1dex（dex是在对数空间中常用的表述数值差异的方法，相差1dex即为相差10倍，相差2dex即相差100倍）.但由于上述研究中恒星形成率定标的研究对象是整个近邻恒星形成星系，因此定标结果可能无法应用于高红移恒星形成星系的恒星形成率计算.相比于近邻恒星形成星系的整体，恒星形成区的物理环境很可能与高红移恒星形成星系更为接近，因此将多波段数据相结合的恒星形成率定标方法应用于星系中的恒星形成区十分必要.2007年，Calzetti等[13]以 Hα/Paα 改正消光的Hα光度为基准，利用Spitzer MIPS 24μm红外与Hα相结合的方法对33个近邻恒星形成星系及星暴星系中的恒星形成区进行了恒星形成率定标工作.由于24μm辐射只占星系总红外辐射能量的10%左右[14]，Li等[15]在2013年利用Herschel空间天文台PACS 70μm红外数据，以Hα/Brγ改正的Hα光度作为基准，对2个近邻恒星形成星系NGC5055和NGC6946的恒星形成区进行Hα与70μm相结合作为恒星形成率的定标研究.值得强调的是Herschel空间天文台的70μm红外成像数据的空间分辨率远高于Spitzer望远镜所拍摄的70μm成像数据，与Spitzer 24μm成像数据分辨率可比.高空间分辨率的数据使此项研究在远红外波段得以进行.然而，其研究对象只有2个恒星形成星系，研究结果缺乏统计意义.

为了得到更有统计意义的结果，并把定标扩展到100μm和160μm等波段，本研究延续2009年Kennicutt等[11]的研究思路，利用PINGS（PPAK IFS nearby galaxies survey）积分场光谱数据[16-17]、KINGFISH（key insights on nearby galaxies：a far-infrared survey with Herschel）[18]巡天项目高空间分辨率红外成像数据、Spitzer红外空间望远镜的24μm红外成像数据以及CTIO、KPNO等地面天文台的 Hα窄带成像对NGC628、NGC2976、NGC3184、NGC4625和 NGC5474共5个近邻恒星形成星系的恒星形成区进行Hα与中远红外相结合的恒星形成率定标研究.

1 样本选择和数据收集

1.1 样本选取与IFS数据

为了得到消光信息，需要各星系的光学波段光谱.因此将KINGFISH与PINGS的观测源表进行交叉，得到 5个星系 NGC628、NGC2976、NGC3184、NGC4625和NGC5474.所选5个近邻恒星形成星系的Hα窄带光学成像如图1所示.

图1 目标星系Hα窄带光学成像Fig.1 Hα narrow band images of target galaxies

如前文提到，PINGS项目是Rosales-Ortega等[16]进行的对17个近邻恒星形成星系的二维光学谱嵌拼巡天项目，数据为西班牙CAHA天文台3.6m口径光学望远镜拍摄所得.拍摄得到的光谱波长范围为370～710nm，光谱分辨率约为1nm，相邻光纤采用六角密排布局，单次曝光可在六边形视场中拍摄331条独立光谱，视场覆盖率为65%，天区覆盖范围为74”×65”.由于近邻星系天区覆盖范围较大，该设备单次曝光所拍摄的光谱通常不足以覆盖整个星系，因此该项目大多数星系的观测数据是将多次定位拍摄的数据进行嵌拼后所得.如其中旋涡星系NGC628的拍摄次数最多，其嵌拼光谱合成成像是由先后34次单独曝光所得数据拼接而成，如图2所示.

图2 NGC628PINGS IFU成像Fig.2 PINGS IFU image of NGC628

1.2 光学及红外多波段成像数据

本研究中，恒星形成区选取和测光所采用的Hα成像数据是KPNO和CTIO两地面天文台拍摄的Hα窄带光学成像数据及其连续谱R波段成像.Hα测光并未采用从PINGS的IFS中提取出的Hα数据是由于其每条光纤之间都存在着光谱覆盖不到的区域，二维图像上表现为圆点之间的空隙（由图2可见），这会导致恒星形成区的Hα流量遗失.因此，本研究采用Hα窄带成像作为测光数据源，而PINGS数据只用于改正窄带成像中[NII]对Hα的流量污染以及计算消光.

本研究所用远红外成像数据来源于KINGFISH，为2011年Kennicutt等[18]发表的对61个近邻星系的红外成像巡天项目.该项目利用2009年发射升空的Herschel红外空间天文台对61个近邻星系在70、100、160、250、350和 500μm 波段进行了成像观测.本研究使用了其中PACS设备观测的70、100和160μm波段的成像数据，空间分辨率分别为5”、7”和 11”.采用的数据中亦包括由Spitzer红外空间望远镜所拍摄的24μm中红外数据，旨在与Calzetti等[13]的研究结果进行对比，以验证本研究结果的正确性.

2 数据处理

2.1 IFS数据处理过程

PINGS项目的IFS数据提供了整个星系的光学波段积分场光谱，为了计算消光，需要从中提取星系每一部分的Hα和Hβ流量，然后根据巴尔末减缩原理计算消光.此外，由于[NII]双发射线（658.4nm和654.8nm）与Hα发射线波长相近，Hα窄带成像中包含了[NII]双线辐射，为了从Hα窄带成像中扣除[NII]辐射，需要从IFS数据中提取出[NII]的发射流量.

首先由BC03[19]演化星族合成模型生成15组处于不同年龄演化阶段的单一星族（SSP）光谱.根据MK06[20]的谱分析方法，认为观测光谱的恒星连续谱成分是不同单一星族光谱的线性组合，利用生成的15组SSP对非发射线区域IFS数据的恒星连续谱成分进行最小二乘拟合.将观测光谱数据减去最佳拟合谱即可得到只含有发射线信息的残差谱.随后对残差谱进行发射线高斯轮廓拟合，提取出Hα、Hβ和[NII]发射线流量.

然后，将上述3组发射线数据图像化.PINGS项目给出了每条IFU光纤对应的天区位置，参照这些数据，将每条发射线强度与光纤位置和覆盖天区范围进行一一对应，对每个对象星系分别生成Hα、Hβ和[NII]发射线的模拟成像数据.图3为基于由NGC628的IFS数据中提取出的Hα发射线数据（共4705条）生成的模拟成像，图中每条光纤位置对应的颜色深度与Hα发射线强度相关.将图3与图1（a）进行对比可以明显看出，由IFS数据生成的Hα图像在各条相邻光纤之间存在着覆盖缺失，因而如前文所述，由IFS数据生成的Hα图像不能用于探测恒星形成区并进行Hα发射线实际测光.

图3 NGC628的Hα模拟成像Fig.3 Hα simulating map of NGC628

2.2 恒星形成区的选取、探测和测光

使用有极高通用性的天文专用选源程序Source Extractor[21]进行恒星形成区的探测工作.该程序的优势在于内置的Dual Mode模式，可完成对一幅成像数据进行选源，并同时在另一成像数据上对选源区域进行测光.这一功能大大简化了本研究的测光操作，可以简便地完成对同一星系在Hα窄带成像选源，并在其他波段成像中对所选区域进行测光这一关键步骤.

首先将Hα窄带成像与连续谱R波段光学成像相减，以去除Hα窄带成像中来自恒星连续谱辐射的影响.由于Hα窄带成像与红外各波段成像的像素比例尺、视场大小和空间分辨率不同，因此在进行恒星形成区探测前，对Hα窄带成像数据进行与红外各波段成像的视场和像素尺度的匹配，然后对所得图像进行高斯卷积，以与红外各波段成像匹配空间分辨率.再由匹配后的Hα窄带成像数据作为探测图像进行恒星形成区探测选源，同时对选取的恒星形成区在Hα窄带图像及与其匹配的红外波段图像以及由IFS所得的Hα、Hβ和[NII]图像进行测光.

2.3 消光计算及数据拟合

进行消光计算之前，首先根据IFS模拟成像数据测得的Hα及[NII]发射强度测定各恒星形成区[NII]与Hα流量比值，并将这个比值应用于减过连续谱的Hα窄带成像，以去除 [NII]发射成分的污染.然后根据1994年O′Donnell[22]的银河系消光率进行Hα的银河系消光改正：

式（1）和式（2）中：V 波段消光曲线取值 RV=3.1[9]；为V波段消光星等数；AHα为Hα发射线的消光星等数；色余值E（B-V）可从Schlegel[23]的银河系尘埃图上得到.

再利用巴尔末减缩-色余关系，进行星系恒星形成区内部消光改正：

式（3）中：Rαβ=（fHα/fHβ）/2.85，其中 fHα和 fHβ是 IFS 数据生成的发射线模拟成像中测得的各恒星形成区Hα和Hβ发射线流量；κHα和κHβ分别是消光曲线对Hα和 Hβ 发射线处的取值，κHβ- κHα=0.16，由 1994年O’Donnell[22]研究给出.

结合式（2）即可根据巴尔末减缩计算Hα的星系内部消光，从而得到改正消光后真实的Hα光度.随后，利用恒星形成区红外各波段的光度和改正内部消光前的Hα光度对Hα真实光度进行线性拟合[11，13]

式（4）中：LHα为未改正内部消光的Hα光度；LIR(band)=νLν为红外各波段的光度；ν为所选探测波段的电磁波频率；LHα(corr)是利用巴尔末减缩改正消光后的Hα光度；a为线性拟合系数.

3 结果与讨论

首先对各星系进行单独拟合，拟合结果列于表1.

表1 红外各波段光度和Hα未改正内部消光光度对Hα真实光度的拟合结果Tab.1 Fitting results：LHα &LIR(band)vs.LHα(corr)

表1中a为式（5）中线性拟合系数，表最下方两行为2013年Li等[15]给出对NGC5055和NGC6946两星系恒星形成区的研究结果.需要指明的是，Li等的研究是以Hα/Brγ计算消光，将Hα与70μm相结合进行定标.对比两项研究的结果发现，NGC628、NGC4625、NGC5474和NGC3184星系所得的拟合结果与Li等对NGC6946的研究结果一致.两项研究基于不同消光计算方法和研究对象，但得到一致结果，由此验证本项研究结果的正确性.

结果中NGC2976的参数拟合结果较其他星系偏大.Li等研究中NGC5055的拟合系数也较大，他们将此归因于NGC5055有较大的观测倾角.类似地，本研究推断NGC2976拟合系数偏大的原因也是由于其较大的观测倾角所致，因为有倾角的星系比正向星系更难扣除与恒星形成无关的红外辐射，见图1（b）.

为了减小由于星系中恒星形成区过少导致的误差，将所有星系的恒星形成区数据整体作为拟合数据点再次进行拟合，结果列于表2.图4为根据表2中拟合结果分别按照4个不同红外波段绘制的“Hα真实光度-Hα未改正内部消光光度+a×红外波段光度”关系图.

表2 综合所有恒星形成区数据的拟合结果Tab.2 Fitting results by combining all star forming regions

图4中选自不同星系的恒星形成区数据用不同形状标出，图中实线均为横纵轴光度相等线.由图4可以看出，在1034～1039erg/s 5个数量级的光度跨度范围内（1erg=10-7J），24、70、100和 160μm 4个红外波段与未作内部消光改正的Hα光度的结合均与通过巴尔末减缩改正内部消光的Hα光度紧密相关.除了使用24μm数据拟合结果弥散度稍大（可能是24μm光度所占总红外光度比例较小所致），其余波段数据弥散均为 σ～0.2dex 左右.与 Kennicutt等[11]及 Hao[12]等σ～0.1dex的结果相比，本研究的数据弥散略高，这是由于各恒星形成区物理性质不尽相同所致.而Kennicutt等及Hao等的研究对象是整个星系，故星系各部分物理性质的差异被平均了，因而数据弥散度更小.

Calzetti等[13]和Li等[15]研究中所选取恒星形成区具有2个数量级的光度跨度（约为1036～1038erg/s），而本研究中选取的恒星形成区延伸到更大的光度范围（1034～1039erg/s），可见在更广泛的光度范围内（特别是在低光度端），红外波段对于Hα发射线消光均具有良好的改正效果.

图4 中远红外和未改正消光Hα光度的线性组合vs.巴尔末减缩改正消光的Hα光度Fig.4 Linear combinations of uncorrected Hα and IR luminosities vs.Balmer corrected Hα luminosities

由于本项研究中旋涡星系NGC628中选取的恒星形成区约占总数的68%，且其恒星形成区光度变化范围也是2个星系中最大的，因此拟合结果由NGC628主导.但本研究利用24μm数据与Hα相结合，拟合所得的系数a=0.033与2007年Calzetti等[13]的研究中所给出的系数a=0.031十分接近.值得强调的是Calzetti等的研究是基于33个星系中的220个恒星形成区进行的，且消光改正使用的是Hα/Paα，不同于本研究所采用的Hα/Hβ方法.此外，70μm的定标结果亦与2013年Li[15]等对NGC6946采用Ha/Brγ计算消光所得结果一致.这些均表明本研究所用星系虽少且结果可能由个别星系主导，但仍具有统计和实用意义.

4 结论

利用PINGS项目的IFS数据、KINGFISH项目由Herschel空间天文台拍摄的70、100、160μm波段红外成像数据、Spitzer空间望远镜24μm成像数据以及地面望远镜的Hα窄带成像数据，依据能量守恒原理，以巴尔末减缩改正消光后的Hα光度为基准，对NGC628、NGC2976、NGC3184、NGC4625和 NGC5474共5个近邻恒星形成星系中的119个恒星形成区进行Hα与中远红外波段相结合作为恒星形成率指示器的定标研究.主要结论如下：

（1）在1034～1039erg/s光度范围内，定标得到的Hα 光度与各中远红外波段（24、70、100和 160μm）光度的结合均与由Hα/Hβ根据巴尔末减缩原理改正消光的Hα光度紧密相关，RMS弥散约为0.2dex，24μm与Hα的结合弥散稍大，为0.27dex.

（2）对于Hα与24μm相结合、Hα与70μm相结合的定标结果分别与2007年Calzetti等[13]对33个近邻星系中220个恒星形成区的定标结果以及2013年Li等[15]对NGC6946的定标结果一致，表明本研究虽然只用了5个星系样本进行恒星形成率定标研究，但结果仍然具有统计意义.

（3）有明显观测倾角的星系比“正向星系”（faceon）的线性拟合系数偏大，与2013年Li等[15]对NGC5055的研究结果十分相似.这可能是较大的倾角使得与恒星形成无关的尘埃辐射不能被很好扣除导致的.

为了得到更有统计意义的结果，仍需要更大的具有多波段数据尤其是IFS数据的样本进行进一步研究.

[1]KENNICUTTRCJ.StarformationingalaxiesalongtheHubblesequence[J].Annual Review of Astronomy and Astrophysics，1998，36：189-232.

[2]KENNICUTT R C J，EVANS N J.Star formation in the Milky Way and nearbygalaxies[J].AnnualReviewofAstronomyandAstrophysics，2012，50：531-608.

[3]CALZETTI D，KENNICUTT R C J，BIANCHI L，et al.Star formation in NGC 5194（M51a）：the panchromatic view from GALEX to Spitzer[J].The Astrophysical Journal，2005，633（2）：871-893.

[4] PERSIC M，REPHAELI Y.Galactic star formation rates gauged by stellar end-products[J].Astronomy and Astrophysics，2007，463（2）：481-492.

[5]SALIM S，RICH R M，CHARLOT S，et al.UV star formation rates in the local universe[J].The Astrophysical Journal Supplement Series，2007，173（2）：267-292.

[6]KEWLEY L J，Geller M J，JANSEN R A，et al.The Hα and infrared star formation rates for the nearby field galaxy survey[J].The Astronomical Journal，2002，124（6）：3135-3143.

[7]LI Y，CALZETTI D，KENNICUTT R C J，et al.Spitzer 70μm emission as a star formation rate indicator for sub-galactic regions[J].The Astrophysical Journal，2010，725（1）：677-691.

[8]MURPHY E J，CONDON J J，SCHINNERER E，et al.Calibrating extinction-free star formation rate diagnostics with 33 GHz free-free emission in NGC 6946[J].The Astrophysical Journal，2011，737（2）：67-83.

[9]CARDELLI J A，CLAYTON G C，MATHIS J S.The relationship between infrared，optical，and ultraviolet extinction[J].The Astrophysical Journal，1989，345：245-256.

[10]BOQUIEN M，CALZETTI D，COMBES F，et al.Dust heating sources in galaxies：the case of M33（HERM33ES）[J].The Astronomical Journal，2011，142（4）：111-124.

[11]KENNICUTT R C J，HAO C N，CALZETTI D，et al.Dust-corrected star formation rates of galaxies.I.combinations of Hα and infrared tracers[J].The Astrophysical Journal，2009，703（2）：1672-1695.

[12]HAO C N，KENNICUTT R C J，JOHNSON B D，et al.Dust-corrected star formation rates of galaxies.II.combinations of ultraviolet and infrared tracers[J].The Astrophysical Journal，2011，741（2）：124-145.

[13]CALZETTI D，KENNICUTT R C J，ENGELBRACHT C W，et al.The calibration of mid-infrared star formation rate indicators[J].The Astrophysical Journal，2007，666（2）：870-895.

[14]ZHU Y N，WU H，CAO C，et al.Correlations between mid-infrared，far-infrared，Hα，and FUV luminosities for Spitzer SWIRE field galaxies[J].The Astrophysical Journal，2008，686（1）：155-171.

[15]LI Y，CROCKER A F，CALZETTI D，et al.Star formation rates in resolved galaxies：calibrations with near and far-infrared data for NGC 5055and NGC 6946[J].The Astrophysical Journal，2013，768（2）：180-197.

[16]ROSALES-ORTEGA F F，KENNICUTT R C J，SÁNCHEZ S F，et al.PINGS：the PPAK IFS nearby galaxies survey[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，2010，405（2）：735-758.

[17]SÁNCHEZ S F，ROSALES-ORTEGA F F，KENNICUTT R C J，et al.PPAK wide-field integral field spectroscopy of NGC 628-I.the largest spectroscopic mosaic on a single galaxy[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，2011，410（1）：313-340.

[18]KENNICUTT R C，CALZETTI D，ANIANO G，et al.KINGFISH-key insights on nearby galaxies：a far-infrared survey with Herschel：survey description and image atlas[J].Publications of the Astronomical Society of the Pacific，2011，123（910）：1347-1369.

[19]BRUZUAL G，CHARLOT S.Stellar population synthesis at the resolution of 2003[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，2003，344（4）：1000-1028.

[20]MOUSTAKAS J，KENNICUTT R C J.An integrated spectrophotometric survey of nearby star-forming galaxies[J].The Astrophysical Journal Supplement Series，2006，164（1）：81-98.

[21]BERTIN E，AMOUTS S.SExtractor：software for source extraction[J].Astronomy and Astrophysics Supplement，1996，117：393-404.

[22]O′DONNELL J E.Rnu-dependent optical and near-ultraviolet extinction[J].The Astrophysical Journal，1994，422：158-163.

[23]SCHLEGEL D J，FINKBEINER D P，DAVIS M.Maps of dust infrared emission for use in estimation of reddening and cosmic microwave background radiation foregrounds[J].The Astrophysical Journal，1998，500：525-553.