[论文解读] The MUSE Hubble Ultra Deep Field Survey: VII. FeII* Emission in Star-Forming Galaxies

H. Finley, N. Bouché+16 more|Leiden Repository (Leiden University)|Oct 25, 2017

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 71被引用 15

一句话总结

本研究利用MUSE积分场光谱法，在哈勃极深空场中识别出40个Fe II*发射体和50个Mg II发射体，揭示了红移z ≈ 0.85–1.50的星系中Fe II*与Mg II发射之间存在强烈的双峰关系。主要发现表明，Fe II*发射追踪的是大质量、高恒星形成率的星系（>10^10 M⊙，>10 M⊙ yr⁻¹），而纯Mg II发射则出现在低质量、低恒星形成率系统中，表明其物理起源不同：Fe II*发射源于连续谱荧光，而Mg II发射可能起源于H II区。

ABSTRACT

Non-resonant FeII* 2365, 2396, 2612, 2626 emission can potentially trace galactic winds in emission and provide useful constraints to wind models. From the 3'x3' mosaic of the Hubble Ultra Deep Field (UDF) obtained with the VLT/MUSE integral field spectrograph, we identify a statistical sample of 40 FeII* emitters and 50 MgII 2796, 2803 emitters from a sample of 271 [OII] 3726, 3729 emitters with reliable redshifts from z = 0.85 - 1.5 down to 2E-18 (3 sigma) ergs/s/cm^2 (for [OII]), covering the stellar mass range 10^8 - 10^11 Msun. The FeII* and MgII emitters follow the galaxy main sequence, but with a clear dichotomy. Galaxies with masses below 10^9 Msun and star formation rates (SFRs) of <1 Msun/year have MgII emission without accompanying FeII* emission, whereas galaxies with masses above 10^10 Msun and SFRs >10 Msun/year have FeII* emission without accompanying MgII emission. Between these two regimes, galaxies have both MgII and FeII* emission, typically with MgII P-Cygni profiles. Indeed, the MgII profile shows a progression along the main sequence from pure emission to P-Cygni profiles to strong absorption, due to resonant trapping. Combining the deep MUSE data with HST ancillary information, we find that galaxies with pure MgII emission profiles have lower star formation rate surface densities than those with either MgII P-Cygni profiles or FeII* emission. These spectral signatures produced through continuum scattering and fluorescence, MgII P-Cygni profiles and FeII* emission, are better candidates for tracing galactic outflows than pure MgII emission, which may originate from HII regions. We compare the absorption and emission rest-frame equivalent widths for pairs of FeII transitions to predictions from outflow models and find that the observations consistently have less total re-emission than absorption, suggesting either dust extinction or non-isotropic outflow geometries.

研究动机与目标

• 利用深度MUSE IFU数据，识别并表征红移z ≈ 0.85–1.50的星系中Fe II*和Mg II发射。
• 研究高红移星系中Fe II*和Mg II发射相关的物理条件及星风特征。
• 确定Fe II*发射是否比纯Mg II发射更可靠地作为星系外流的示踪剂。
• 探讨发射线轮廓、星系质量、恒星形成率与外流几何结构之间的关联。

提出的方法

• 利用哈勃极深空场的3.15′×3.15′ MUSE拼接图像，探测Fe II*和Mg II发射线（分别为静止波长2365、2396、2612、2626 Å和2796、2803 Å）。
• 选取具有[O II] λλ3726,3729发射线且红移可靠（z = 0.85–1.50）的星系，检测极限为2×10⁻¹⁸ erg s⁻¹ cm⁻²（3σ）。
• 应用置信度质量标志（qc > 1），筛选出25个Fe II*发射体和33个Mg II发射体，其中9个同时具有两种发射类型。
• 分析光谱轮廓（纯发射、P-Cygni、吸收），并与星风模型预测进行比较。
• 利用IFU数据映射Fe II*和Mg II发射的空间分布与表面亮度。
• 将观测到的Fe II跃迁等效宽度与星风模型预测值比较，以评估再发射效率和尘埃效应。

实验结果

研究问题

• RQ1 在红移z ≈ 0.85–1.50范围内，Fe II*和Mg II发射在星系中的分布如何？其随红移是否演化？
• RQ2 具有Fe II*发射的星系与具有Mg II发射的星系在物理性质上如何不同，特别是在恒星质量与恒星形成率方面？
• RQ3 Fe II*发射是否可作为比纯Mg II发射更可靠的星系外流示踪剂？
• RQ4 哪些物理机制——如连续谱荧光或电离气体发射——导致Fe II*和Mg II发射？
• RQ5 尘埃消光与外流几何结构如何影响观测到的Fe II*和Mg II线轮廓？

主要发现

• 在红移z = 0.85–1.50范围内，约10%的星系形成星系表现出Fe II*或Mg II发射，且该比例在该红移范围内无显著演化。
• Fe II*和Mg II发射体均遵循星系主序列，但表现出显著的二分性：质量低于10⁹ M⊙且恒星形成率≤1 M⊙ yr⁻¹的星系仅显示Mg II发射，而质量高于10¹⁰ M⊙且恒星形成率≥10 M⊙ yr⁻¹的星系仅显示Fe II*发射。
• 同时具有Fe II*和Mg II发射的星系通常显示Mg II P-Cygni轮廓，表明在致密、富含尘埃的星际介质中发生共振俘获。
• 仅具有纯Mg II发射的星系，其平均恒星形成率面密度（−1.1 M⊙ yr⁻¹ kpc⁻²）低于具有Mg II P-Cygni轮廓（−0.3 M⊙ yr⁻¹ kpc⁻²）或Fe II*发射（−0.5 M⊙ yr⁻¹ kpc⁻²）的星系，表明其外流潜力较弱。
• UV1 Fe II λ2600跃迁及其关联的Fe II* λ2626线比UV2 Fe II λ2374线对共振俘获和尘埃消光更敏感，导致观测发射低于光子守恒线。
• Fe II*发射始终与Fe II和Mg II吸收（包括P-Cygni轮廓）共存，而纯Mg II发射则不伴随Fe II吸收或Fe II*发射，表明其形成机制截然不同。