用新的测光红移方法研究星系团Abell 2199

用新的测光红移方法研究星系团Abell 2199

李 峰¹， 袁启荣²， 江兴方¹，杨雁宾³

（1. 江苏工业学院数理学院，江苏 常州 213164；2. 袁启荣，南京师范大学物理科学与技术学院，江苏 南京 210097；3. 杨雁宾，中国科学院国家天文台， 北京 100012）

摘要: Sloan数字巡天第四批数据的释放（SDSS DR4）提供了新的星系团观测数据。采用最新研究的测光红移技术对Abell 2199没有光谱红移的星系进行了测光红移估计，挑选出了一批暗的成员星系候选体，使得样本的数量比单独用NED的样本增加了近1/4。通过对样本中470个成员星系运用-test所得到的结果分析得出，原来确定的各子团星系的数目有所增加，但biweight位置和尺度与原来研究的各子团biweight位置和尺度值相比没有太大的变化，这和单独用NED数据得到的分析是一致的。通过对团星系的空间分布和方位角的估算，可看出从核区～30″以内到～5.5°的特大尺度，由于引力作用而显示出线性排列方式，揭示了一个延展到8.0 h^-1Mpc由星系或暗物质组成的纤维状结构，进一步支持了星系形成的等级结构模型。

关键词: 星系团，Abell 2199，cD星系，动力学子结构，形态

中图分类号: P157.8    文献标识码：A

星系团是宇宙中较大的引力束缚系统，是宇宙大尺度结构的重要示踪物，也是星系和星系、星系和环境之间相互作用的重要场所，常被视为河外天文学和宇宙学研究的“实验室”。根据宇宙大尺度结构的等级模型理论，大的星系团是由诸多较小的星系团并合形成。而对星系团的子结构特征和动力学演化的分析，有助于进一步认识星系在高密环境下的形成和演化问题，对富星系团系统的动力学研究还可为大尺度的形成和演化提供观测依据^[1]。Abell 2199是典型的邻近富星系团，其中心星系的红移～0.030，中心主导星系NGC 6166是一颗巨椭圆星系（中心是射电源3C 338），属于RS分类^[2]的cD星系团，BM分类^[3]的Ⅰ型星系团，并且其周围存在着红移相近的星系团（如Abell 2197）和一些X-ray辐射源(如NRGs 396，NRGs388和NRGs385)，因此Abell 2199一直是进行近邻星系团的多波段观测的重要目标^[5-8]。Oegerle和Hill近年来对25个近邻cD星系团（z<0.095）进行的光谱巡天测量了这些星系团中心的cD星系相对于星系团整体的本动速度^[9]。他们挑选出Abell 2199 的139个成员星系，测得该星系团的中心cD星系具有最大的相对本动速度，这意味着该星系团尚未达到动力学平衡，且中心cD星系在子团并合时期已经形成了^[6]。近期基于美国的河外星系数据库（NED；NASA/IPAC Extragalactic Database）中有关Abell2199观测数据进行的研究表明，在距离该星系团系统中心一个Abell半径范围内（即1.5 h^-1Mpc，在Abell 2199的距离上对应着59.13 arcmin的天区范围）发现了三个子团。通过对这三个子团的视向速度进行分析，发现这些子团正在并合^[10]。但是对星系团动力学研究的结论是否准确，就必须知道更多的成员星系的样本。可是由于极限星等的限制，很多较暗星系的光谱暂时还得不到。因此，测光红移（PR，Photometric Redshift）方法就成为获得较大较深的星系团成员星系样本的一个可行方法。Sloan数字巡天（SDSS；Sloan Digital Sky Survey）第四批数据的释放（DR4）提供了新的星系团测光数据^[11]，于是采用Yang和Yuan等人^[12]最新研究的测光红移技术对Abell 2199星等范围在、和的没有光谱红移的星系进行了测光红移估计，对该星系团的形态和动力学进一步进行了研究。

本文旨在利用这一新增样本研究邻近富星系团Abell 2199的动力学结构和形态。本文使用的宇宙模型是,和，该星系团对应的距离模数是35.53,其空间比例尺为0.604 kpc/arcsec。

1 研究方法和成员星系的选取

尽管二十世纪八十年代以来光纤光谱技术的发展，使得对河外天体红移巡天样品的数目从几千个跃升到几百万个，但是光谱观测总要比测光耗费更多的观测时间，而且利用光谱观测获得的样本总是受到大望远镜观测时间的限制。为突破这一限制，利用新一代的大视场测光望远镜以及测光技术本身的发展，发展出了“测光红移（PR，Photometric Redshift）”新技术。早期PR研究可参考1999年Koo的综述^[12]。测光红移的基本方法是根据星系的光谱能量分布（Spectral Energy Distribution；SED）的特点，建立一系列的模板，通过适当选择的各种颜色波段上的测光数据估计出星系的红移及其它物理特性。但是测光红移样品的应用，取决于对其误差分布的深入了解，例如所选用的模板误差、所用颜色的滤光片的透过率曲线、测光的零点等误差，只有通过对这些误差的深刻了解，测光红移样品才可能在研究中发挥重要的作用。

Yang和Yuan等^[13] 从DR4下载了范围在和的天区亮于的1,347,009个星系，得到了459,584个星系的光谱表，加上NED里有图像观测的红移的1,586个星系，总共有461,170个已知光谱红移的星系的样本，利用SDSS五个波段的测光数据研究星系的测光红移。为提高测光红移的精确度，他们将几种方法综合使用，诸如模板拟合、颜色-星等-红移相关及二次改正等。通过对大约46,000个已知光谱红移（SRs）的星系的检验，PR的不确定度只有。

采用这一最新研究的测光红移技术对星系团Abell2199星等范围在、和而且没有光谱红移的星系进行了测光红移估计，图1、图2和图3 分别给出了这三个星等范围的星系的测光红移分布图。

且没有光谱红移的725个星系测光红移估计分布图

Fig. 2  Distribution of estimated photometric redshifts for 725 galaxies with  which have no spectroscopic redshifts.

且没有光谱红移的180个星系测光红移估计分布图

Fig. 1 Distribution of estimated photometric redshifts for 180 galaxies with  which have no spectroscopic redshifts.

且没有光谱红移的2310个星系测光红移估计分布图

Fig. 3 Distribution of estimated photometric redshifts for 2310 galaxies with  which have no spectroscopic redshifts.

 将Abell 2199天区内的503个已知光谱红移信息的星系进行测光红移估计，然后将两种红移测量值进行比较，可看到测光红移和光谱红移比较接近，但二者之间还是存在一定的差异（如图4所示）。为确定成员星系在测光红移中的范围，由已知光谱红移星系的红移分布范围可认为光谱红移在0.02～0.04之间的星系为成员星系，然后将测光红移小于0.1的星系按测光红移分成10个红移间隔，每一个红移间隔中成员星系的数目占该红移段所有星系的百分比如表1所示。图5给出了这几个星等段中已知光谱红移的成员星系个数占该段所有星系个数的比例图。

从表1和图5可以看出，当测光红移小于0.09时，各红移段成员星系所占的比例均超过50%。于是，将没有光谱红移测量值，且满足PR<0.09、的星系作为成员星系的候选体。图1中的180个星系测光红移小于0.09的星系有103个，说明其中相当大比例的星系是Abell 2199的成员星系；图2中的725个星系测光红移小于0.09的有251个；由于图3 中的星系较暗，且绝大多数星系的测光红移大于0.09，所以在星等范围的几乎没有什么成员星系，在新增样本中对的星系不予考虑。这样，加上原来的具有光谱红移的367个成员星系的样本（称为样本一），就分成两个样本分别进行研究：一个是的470（367＋103）个成员星系（称为样本二）；另一个是的721（367＋103＋251）个成员星系（称为样本三）。

表1 已知光谱红移的星系在各个测光红移段成员星系所占的比例

Table 1  Fraction of member galaxies in each photometric redshift span

2星系团的动力学子结构

采用宽度为2.5 角分的高斯平滑窗，画出样本二中470个星系的空间分布和面密度等强度图，图中的面密度轮廓对应的值为0.05, 0.09, 0.13, 0.17, 0.21和0.25 arcmin^-2。从图6可看到，样本二的星系二维分布和样本一没有太大的改变，依然是非球对称分布，其面密度梯度沿东北方向较小，且在距中心区域东北方向约32 arcmin有明显的面密度子结构。图6的星系空间分布和面密度等强度图似乎显示了几处明显的成团现象，但这种成团有可能是一种投影效应，而要判断其是否是真正意义上的物理成团，必须结合星系的视向速度分布中的子结构信息，可采用文[15]中的-test方法来量化速度分布的局域变化^[14-15]。该方法定义了统计量

其中、分别是居于星系数和星系团中的成员星系总数，是K-S（Kolmogorov-Smirnov）统计检验中D 大于其观测值D_obs的概率。越大，表明邻居数目为n的局域速度分布与整体速度分布的差异程度越大。

表2给出了对470个成员星系运用-test所得到的结果，在所有情形下用于模拟的星系数目均为1000。从表2可以看出，探测该星系子结构的有效尺度是8 。图7给出了由每个星系周围8个最邻近星系构成的局域视向速度分布与整体分布之间的偏离程度。由于每个星系处的泡泡大小正比于，因而，越大的泡表示该处的局域视向速度分布与整体分布之间的偏离越大^[15]。

表2  Abell2199 470个新挑成员星系-test表

Table 2  Results of -test for 470 new member Galaxies of Abell 2199.

通过对样本二的数据分析，子团A区域的星系增加到18个，Biweight位置和尺度分别是=8621±112 km s^-1和=498±104 km s^-1；子团B区域的星系增加了1个，Biweight位置和尺度分别是 =9564±180 km s^-1和=582±277 km s^-1；子团C区域的星系增加到18个，Biweight位置和尺度分别是=8623±138 km s^-1和=560±381 km s^-1。这和原先单独用NED数据列出的各子团Biweight位置和尺度值相比没有太大的变化，说明原来发现的子结构依然存在，只用NED数据得出的结果也是是可信的。

在星系空间面密度分布等强度图（图6）上的西偏南方向～60°、距离团中心～18 arcmin附近位置有星系的成团现象，在图7上却并没有显示出局域速度分布和整体分布的差异，说明该处的成团是一种投影效应，并不是真正意义上的物理成团。位于西偏南方向约～24°、距离团中心～54 arcmin附近位置有14个星系，这些星系显示了一定的局域速度和整体平均速度的差异，其最佳高斯拟合的中心值和速度弥散分别是＝14582 km s^-1和＝5809 km s^-1；Biweight位置（相当于中心值）和尺度(相当于弥散度)分别为=14158±1764 km s^-1和=6272±860 km s^-1。考虑到测光红移误差，这14个星系有一半的星系红移远远大于星系的中心红移，使得速度弥散很大，因此很难由此判定是真正意义上的成团，这有待于更深一步的光谱观测来弄清楚这个问题。

图8给出了样本三总共721星系的空间位置分布和面密度等强度图，可以看出Abell 2199的星系空间分布并没有偏离文[10]的分析结果。由于后来挑选的251个星等范围在，星系的测光红移误差较大，就没有对其进行-test检验。

3 星系团的形态

明显的子结构可能会影响星系团的形状^[16-18]。在此之前，好多天文学家对Abell 2199星系团的椭率和方位角问题进行过研究，从核区的小尺度到Siddiqui等人^[20]和Rines等人^[21]的超大尺度不等。Lauer等^[22]发现在～30″以内，光学等强度图方位角～30°；Owen和Eilek^[23]发现在～100″即对应～60kpc以内，平滑度为24.5 mag arcsec^-2的等光度图方位角也是～30°；Owen和Eilek给出X射线图像等照度拟合的椭率和方位角，在80″（～50kpc）的尺度，椭率和方位角大约保持得很稳定，分别是～0.2和～35°；Poter等^[24]得出的cD星系主轴的方位角(31±1)°；Dixon等^[25]研究的星系分布≈35°；Siddiqui等人^[26]构建了2°×2°大区域的X射线图像，他们计算出自核心0.07°以外区域的椭率是0.18±0.03，方位角是(45±15)°。为对Abell 2199团的形状进行定量分析，根据Carter & Metcalfe的方法^[19]对星系团的椭率和方位角进行了计算。首先将每个星系的位置（R.A. 和Dec.）转换成两维的笛卡尔坐标（X，Y），坐标原点定在星系团的中心。由此可以得出下面5个量：

，，

，

然后求解行列式

解出行列式的两个特征值和，此即星系分布椭圆的两个半轴。假设，则主半轴相对于正北方向的方位角为

椭率为

Carter & Metcalfe利用得到的极限星等达20.5m，范围是5.98Mpc区域的星系团Abell 2199的3775个星系的测光数据，对不同极限星等和不同有效半径的团星系的空间分布和方位角进行了估计。在～20″半径范围内，星系空间分布的方位角是（38±5）°，在～0.5Mpc半径，空间分布方位角是（42±15）°，椭率是0.36±0.14；在～1Mpc半径，空间分布方位角是（37±5）°，椭率是0.57±0.10；在～2Mpc半径，空间分布方位角是（34±5）°，椭率是0.54±0.09，看不出椭率随空间的变化。如果只考虑亮于18m的星系，在～1Mpc半径，空间分布方位角是（29±6）°；在～2Mpc半径，空间分布方位角是（47±7）°。他们通过对22个星系团的星系测光数据分析表明，团星系显然比椭圆星系更延展，同cD星系的比较显示了显著的线性排列。

将这些式子应用于Abell 2199一个Abell特征半径内（即区域）的所有星系。对样本一：椭率=0.21，方位角=2.08=29°；对样本二：椭率=0.227，方位角=2.17=34°；对样本三：椭率=0.202，方位角=2.25=39°。与X-ray热气体的大尺度形状相比，这一计算结果表明，Abell 2199的发光物质（即成员星系）和团内热气体的椭率和方位角是基本一致的，说明这两种物质形态是耦合在一起的，这是在星系团尺度上维里化的结果。另外还可以看到cD星系的这种“线形效应”，即cD星系的晕沿着星系大尺度结构方向的延展，说明了星系的空间分布是各向异性的，子团沿着星系空间分布密度较大的方向（即椭圆主轴方向）并合说明了cD星系形成于团的早期，星系围绕cD星系并合成现在看到的团。

特别需要指出的是，Rines等人^[21] 研究了Abell 2199（包括Abell 2197）的引力下落区域的X射线发射群问题，得到了95平方度的大面积红移巡天数据。将该文章中图2的NRGs396、Abell 2197E、Abell 2199、NRGs388和NRGs385的椭率和方位角进行了计算，发现由这些点所构成的分布椭圆的椭率是0.99，方位角～32°，说明这些星系团基本在同一条直线上，而且和Abell 2199的成员星系分布形态一致。方位角如此的相似似乎预示了从核区（～30″以内）到～5.5°的特大尺度由于引力作用而呈线性排列，其中Abell 2199是这个线性结构中质量较大的一个结点（knot）。两个X射线群NRGs385和NRGs388和Abell 2199基本上在一条直线上，可看出并不是像Rines等人指出的那样纯属分布上的巧合，而是与结构形成的等级理论一致，恰恰揭示了一个由星系、热气体和暗物质组成的延展的（～8.0 h^-1Mpc）纤维状结构的存在。

4 讨论与结论

本文采用Yang和Yuan等人^[13]最新研究的测光红移技术对星等范围在、和较暗的星系进行的测光红移估计，得出了的103个新增星系的测光红移样本和的251个新增星系的测光红移样本。通过对样本二中470个成员星系运用-test，原来确定的子团的数目有所增加，但biweight位置和尺度和原来研究的各子团biweight位置和尺度值相比没有太大的变化。

为探讨团内的子结构对星系团的形状的影响，对Abell 2199团的形状进行定量分析，对团星系空间分布的椭率和方位角进行了计算。发现在一个Abell特征半径内，团星系的分布椭率和方位角与以往研究的从核区到大尺度的椭率和方位角显著的一致。将这些数据和Rines等人研究的Abell 2199（包括Abell 2197）的引力下落区域的X射线发射群中星系团的椭率及方位角进行对比，发现这些星系团基本在同一条直线上。方位角如此的相似似乎预示了从核区（～30″以内）到特大尺度（～5.5°）由于引力作用而形成的线性排列方式，揭示了一个延展到8.0 h^-1Mpc的纤维状结构和暗物质的存在，从而进一步支持了星系形成的等级结构模型。

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Study of Galaxies Cluster Abell 2199 Using New Photometric Redshifts Technique

Li Feng¹， Yuan Qi-rong²， Jiang Xing-fang¹，Yang Yan-bin³

（1．Department of Information Science, Jiangsu Polytechnic University, Changzhou 213164, China； 2．School of Physical Science & Technology, Nanjing Normal University, Nanjing 210097, China； 3．National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100012, China）

Abstract:  With the fourth data of Sloan Digital Sky Survey ( SDSS DR4) being released, more and more data of galaxies of clusters become available. The photometric redshifts (PRs) estimation of galaxies cluster Abell 2199 which have no spectroscopic observation are performed using PR technique studied resently. A number of faint member galaxy candidates are selected. There is one fourth increase in number of member galaxies comparing with those only from NED. 470 newly selected galaxies are analyzed using -test. The number of three substructures have increased. However, There is no remarkable change between this analysis and formerly results for biweight location and scale of this cluster which is in agreement with formerly results based on NED only. From the spatial distribution and the shape of Abell 2199, the ellipticity and position angle coincides remarkably with those in previous studies from a very small core region (～30″) to a very large area (～5.5°). Some neighboring groups and clusters beyond the virial region of A2199 are roughly colinear, suggesting the presence of an extended (8.0 h^-1 Mpc) filament of galaxies and/or dark matter. The identification of this filament provides a direct support of hierarchical model of structure formation.

Keywords:  galaxies cluster, Abell 2199, cD galaxy, dynamics subcluster, morphology

天体物理论文选