[论文解读] Do blue compact galaxies have red halos?

Erik Zackrisson, Genoveva Micheva+2 more|ArXiv.org|Feb 26, 2009

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 2被引用 4

一句话总结

本文重新評估了藍緻密星系（BCGs）暗淡外圍中紅色過量的來源，顯示近期近紅外光譜合成模型的進步將標準初始質量函數（IMF）解釋下所需的金屬量從 Z ≈ 0.020 降低至 Z ≤ 0.008。主要發現為：具中等金屬量與輕微塵埃紅化的一般初始質量函數即可解釋觀測到的 V-K 與 B-V 色指數，從而質疑了需要採用底端重的 IMF 或類似盤星系周圍所見的奇特紅暈的必要性。

ABSTRACT

Red halos are faint, extended and extremely red structures that have been reported around various types of galaxies since the mid-1990s. The colours of these halos are too red to be reconciled with any hitherto known type of stellar population, and instead indicative of a very bottom-heavy stellar initial mass function (IMF). Due to the large mass-to-light ratios of such stellar halos, they could contribute substantially to the baryonic masses of galaxies while adding very little to their overall luminosities. The red halos of galaxies therefore constitute potential reservoirs for some of the baryons still missing from inventories in the low-redshift Universe. While most studies of red halos have focused on disk galaxies, a red excess has also been reported in the faint outskirts of blue compact galaxies (BCGs). A bottom-heavy IMF can explain the colours of these structures as well, but due to model degeneracies, stellar populations with standard IMFs and abnormally high metallicities have also been demonstrated to fit the data. Here, we show that due to recent developments in the field of spectral synthesis, the metallicities required in this alternative scenario may be less extreme than previously thought. This suggests that the red excess seen in the outskirts of BCGs may stem from a normal, intermediate-metallicity host galaxy rather than a red halo of the type seen around disk galaxies. The inferred host metallicity does, however, still require the host to be more metal-rich than the gas in the central starburst of BCGs, in contradiction with current simulations of how BCGs form.

研究动机与目标

• 重新評估藍緻密星系（BCGs）暗淡外圍中紅色過量的來源，此現象先前被歸因於具有底端重初始質量函數（IMFs）的紅暈。
• 研究近期近紅外光譜合成模型的改進是否會改變對 BCG 暈層觀測到的光學/近紅外色指數的解釋。
• 測試標準 IMF 搭配中等金屬量與塵埃紅化是否能再現觀測到的 V-K 與 B-V 色指數，從而避免使用極端恆星族群模型。
• 解決 BCG 中推斷的宿主金屬量與觀測到的中心星暴金屬量（Z ≈ 0.002）之間的矛盾，此矛盾與現行形成模擬結果不符。
• 透過確定這些暈層是否透過奇特 IMF 或標準恆星族群代表缺失的重子物質，評估其對低紅移星系重子質量預算的影響。

提出的方法

• 採用基於 Marigo 等人等齡線的更新恆星族群合成模型，其中包含對熱脈動漸近巨星支（TPAGB）星更完善的處理。
• 重新計算具有 Salpeter 類似 IMF、金屬量（Z = 0.0001 至 0.008）與星族形成歷史變化的恆星族群模型軌跡，以匹配觀測到的 BCG 外圍特徵。
• 在 V-K 與 B-V 色指數-星等空間中重新分析既有 BCG（包括 Haro 11）的光度數據，將新模型與帶有誤差棒的觀測數據點進行比較。
• 將塵埃紅化（E(B-V) ≤ 0.25）作為自由參數，評估其在標準 IMF 情境下降低所需金屬量的影響。
• 將新模型結果與舊的基於 PÉGASE.2 的模型進行比較，量化因 TPAGB 星處理改進所導致的 V-K 色指數預測變化。
• 評估推斷的宿主金屬量是否與質量-金屬量關係（Panter 等人）一致，並與觀測到的中心星暴金屬量（Z ≈ 0.002）進行比較。

实验结果

研究问题

• RQ1 BCGs 暗淡外圍中的紅色過量是否可由標準初始質量函數搭配中等金屬量與塵埃紅化來解釋，而非底端重的 IMF？
• RQ2 近期近紅外光譜合成模型的改進——特別是對 TPAGB 星的處理——如何影響對 BCG 暈層的推斷金屬量與 IMF？
• RQ3 對於標準 IMF 情境，使觀測色指數相符所需的金屬量是否顯著低於先前估計值（例如 Z ≤ 0.008 對比 Z ≥ 0.020）？
• RQ4 推斷的宿主金屬量（Z ≈ 0.004–0.008）是否與觀測到的中心星暴金屬量（Z ≈ 0.002）衝突？此衝突對 BCG 形成情景有何含義？
• RQ5 BCGs 暈層的觀測 V-K 色指數（特別是 Haro 11 等極端個案）是否可在不引入奇特恆星族群的情況下，與標準恆星族群模型相容？

主要发现

• 在光譜合成中納入更新的 TPAGB 星模型，顯著增加了中等年齡（數十億年）時的預測 V-K 色指數，從而降低了對高金屬量的需求。
• 當與中等程度的塵埃紅化（E(B-V) ≤ 0.25）結合時，標準 Salpeter 類似 IMF 搭配低至 Z = 0.004–0.008 的金屬量，現在可再現 BCG 外圍的觀測 V-K 與 B-V 色指數。
• 標準 IMF 情境下所需的金屬量現在顯著低於先前估計的 Z ≥ 0.020，減輕了與觀測到的中心星暴金屬量之間的張力。
• 推斷的宿主金屬量（Z ≈ 0.004–0.008）與恆星質量約為 10^10 M☉ 時的質量-金屬量關係一致，顯示與星系質量估計無本質衝突。
• 金屬量徑向梯度（暈層金屬量高於中心星暴區）與現行 BCG 形成模擬結果矛盾，支持低金屬量氣體雲坍縮至較老、中等金屬量宿主星系的場景。
• 對 Haro 11 的重新分析顯示，其 V-K 色指數可能被高估了約 1 等，這削弱了採用底端重 IMF 的論點，並支持標準 IMF 搭配中等金屬量的解釋。