陳培彬，劉家旻，趙應(yīng)和

(1.中國科學(xué)院 云南天文臺 昆明 650011；2.中國科學(xué)院大學(xué)，北京 100049；3.中國科學(xué)院天體結(jié)構(gòu)與演化重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，昆明 650011)

1 引言

在天體物理環(huán)境中，(亞)毫米波段觀測包含了大量可探測的譜線發(fā)射，例如簡單分子(如CO,H2O 等)的轉(zhuǎn)動發(fā)射以及原子(如C,O 等)和離子(如C+,N+等)的基態(tài)精細(xì)結(jié)構(gòu)躍遷。這些譜線是ISM 的重要冷卻劑，可用于研究氣體的物理性質(zhì)和化學(xué)組成以及氣體發(fā)射的能量來源。在(亞)毫米波段進(jìn)行的研究不但對理解近鄰星系中ISM 的物理性質(zhì)有重要意義，還可以為研究高紅移星系提供重要的參照對比，并且能為我們理解星系的形成和演化提供關(guān)鍵信息。隨著赫歇爾空間天文臺(Herschel Space Observatory)以及地面大型(亞)毫米波望遠(yuǎn)鏡(如阿塔卡馬大型毫米/亞毫米陣列(Atacama Large Millimeter/submillimeter Array,ALMA)等)的投入使用，星系(亞)毫米波段的數(shù)據(jù)儲備越來越多，為星系中的恒星形成性質(zhì)(SFR的測量、恒星形成模式)、分子氣體(質(zhì)量示蹤、物理環(huán)境)以及星系中心能源診斷的深入研究提供了可能。

了解恒星形成的瞬時(shí)水平(如SFR)，不僅可以揭示ISM 的狀態(tài)，而且可以揭示星系的演化及其形成過程。所以對星系中SFR與形成恒星的氣體間關(guān)系的正確理解，是研究與恒星形成(star formation,SF)相關(guān)的過程及規(guī)律的關(guān)鍵，也是進(jìn)一步研究高紅移星系甚至第一代星系中與SF 有關(guān)的天體物理過程的基礎(chǔ)。目前，SFR已經(jīng)通過連續(xù)譜或者發(fā)射譜線在一個(gè)很廣的波長范圍中測量出來。然而，常用的光學(xué)或者紅外連續(xù)譜發(fā)射很難應(yīng)用到高紅移星系中，因?yàn)椋?1)這些譜線紅移到了地面設(shè)備難以探測的波段；(2)很難或者需要耗費(fèi)很大的代價(jià)才能獲得完整的紅外連續(xù)譜。幸運(yùn)地是，隨著地面大型(亞)毫米波望遠(yuǎn)鏡(如ALMA)的使用，我們可以通過星系(亞)毫米波譜線來進(jìn)行相關(guān)的工作。

宇宙中C,N 是繼O 之后豐度最高的金屬元素，且C,C+以及N+的基態(tài)精細(xì)結(jié)構(gòu)都能夠在(亞)毫米波段(0.1～10 mm)發(fā)射相應(yīng)頻率的光子，與星際塵埃大小(約0.1 μm)相比，它們的輻射波長要大很多，因此這些譜線基本不受塵埃消光的影響。同時(shí)，由于愛因斯坦受激激發(fā)系數(shù)很小，所以它們的自吸收通常都很弱(即光學(xué)薄)，發(fā)射的光子基本都能逃離所在的氣體云。另外，因?yàn)檫@些譜線所需要的激發(fā)能量都在幾百開爾文以內(nèi)，所以它們很容易與電子、氫原子以及氫分子發(fā)生碰撞激發(fā)過程，使得它們成為多種狀態(tài)ISM 的重要冷卻劑，以及氣體云物理環(huán)境的極佳探針。隨著越來越多的其他原子或離子的精細(xì)結(jié)構(gòu)躍遷被探測到(如[CII],[OI],[OIII]以及[NII)，對這些譜線的聯(lián)合觀測提供了關(guān)于星系中ISM 原子和電離氣體物理性質(zhì)的關(guān)鍵診斷(如紫外(ultraviolet,UV)輻射場的硬度、氣體的溫度密度和質(zhì)量以及金屬豐度)[1,2]。例如，中性氣體冷卻線(主要是[OI]和[CII])的相對強(qiáng)度與遠(yuǎn)紅外連續(xù)譜的對比提供了對氣體加熱效率的測量[2,3]。

基于(亞)毫米波譜線的各種優(yōu)勢，以及文獻(xiàn)中利用它們所做的大量工作(測量星系的SFR、描述星系中的SF 模式以及分子氣體質(zhì)量的測量等)，我們對這些工作進(jìn)行了簡單的總結(jié)以及比較。第2 章簡單總結(jié)并比較了利用(亞)毫米波譜線測量星系SFR的方法和它們的優(yōu)缺點(diǎn)，以及利用此波段譜線來示蹤兩種SF 模式；第3 章綜述了星系中分子氣體質(zhì)量的測量方法；第4 章基于多條CO 譜線(CO 譜線能量分布以及CO 譜線與連續(xù)譜的比值)以及其他譜線的研究，介紹了如何利用(亞)毫米波段譜線診斷星系中主導(dǎo)譜線激發(fā)的三種能量來源；第5 章對全文內(nèi)容進(jìn)行簡單的總結(jié)以及對(亞)毫米波段譜線研究進(jìn)行展望。

2 恒星形成性質(zhì)的示蹤

2.1 恒星形成率的測量

星系中新形成的大質(zhì)量恒星輻射出UV 光子，然而星系中的塵埃會吸收這些UV 光子。幸運(yùn)的是，當(dāng)塵埃吸收UV 光子后，將在紅外(infrared,IR)/遠(yuǎn)紅外波段重新產(chǎn)生輻射，使得我們能夠利用再次輻射出的IR 流量來示蹤星系中的SFR[4,5]。Kennicutt[6]提出了基于IR 光度的SFR定標(biāo)(以下稱K98)，表示為：

其中，LIR表示紅外光度，L⊙表示太陽光度。

前人的研究表明：如果星系中有效的SF 區(qū)域是固定的，那么逐漸增加的IR 光度則表示更高的恒星形成率面密度(ΣSFR)，這會導(dǎo)致在正常星系和(超) 亮紅外星系((ultra)luminous infrared galaxies,(U)LIRGs) 中更加溫暖的遠(yuǎn)紅外顏色或者更高的60～100 μm流量密度比，C(60/100)[7–9]。由上述結(jié)論可知C(60/100)能夠探測塵埃加熱輻射場的平均密度[4](即間接示蹤ΣSFR)，因此為了更加全面的描述星系的SF 活動，需要知道星系的SFR以及C(60/100)。傳統(tǒng)的方法是根據(jù)完整的塵埃譜能量分布(dust spectrum energy distribution,Dust SED)推導(dǎo)出SFR以及C(60/100)，但是對于高紅移星系而言這需要覆蓋較寬波長范圍的多次測光測量，如果此時(shí)紅移較高且背景相對明亮，那么精確連續(xù)的測光將會變得非常困難[9]，所以必須尋找可以替代的方法。

2.1.1 C+的基態(tài)精細(xì)結(jié)構(gòu)線

近鄰星系中，傳統(tǒng)的光學(xué)/紫外譜線是最常用的ISM 物理性質(zhì)的診斷劑[1]。然而，這些診斷在高紅移時(shí)無法使用，因?yàn)樗鼈冊谥屑t外范圍內(nèi)會發(fā)生紅移，而這需要的光譜靈敏度是目前設(shè)備無法達(dá)到的。在紅移大于4 時(shí)探測到的光學(xué)/紫外發(fā)射線僅是H 的α(Lyα)譜線，但是由于其共振特性，它無法用于解釋ISM 的物理特性[10]。那么在這種情況下，原子的精細(xì)結(jié)構(gòu)躍遷線就是研究高紅移時(shí)ISM 特性的關(guān)鍵工具。因?yàn)樵陟o止坐標(biāo)50～500 μm 的波長范圍內(nèi)，紅移大于4 時(shí)這些譜線已經(jīng)紅移到了大氣(亞)毫米透明窗口。

在大多數(shù)恒星形成星系(star formation galaxies,SFGs) 中觀測到的最明亮的發(fā)射線為[CII] 158μm 譜線，在紅移為7 時(shí)也能觀測到[11]。這是由于碳的普遍存在，而且[CII]158μm 譜線幾乎沒有塵埃消光，所以它自然成為示蹤ISM 物理特性(如SFR)的一個(gè)令人感興趣的目標(biāo)。同時(shí)，它是光致解離區(qū)域(photo-dissociation regions,PDRs)主要的冷卻劑，冷卻效率高達(dá)33.6%[3]，所以[CII] 158 μm 可以示蹤星系中的SF 活動。并且它的總光度可達(dá)星系總紅外光度的0.1%～1%[12]，這使得它成為探測遙遠(yuǎn)星系的ISM 和近鄰星系盤內(nèi)較暗區(qū)域的寶貴工具。對于高紅移星系，由于其超高光度，地面的設(shè)備也能容易探測到。

因?yàn)橹行蕴嫉碾婋x勢為11.3 eV，略低于氫原子的電離勢，所以大部分[CII] 158 μm 發(fā)射線被認(rèn)為來自PDRs[12]，剩余部分來自X 射線主導(dǎo)區(qū)域(X-ray dominant regions,XDRs)、宇宙射線主導(dǎo)區(qū)域(cosmic-ray dominant regions,CRDRs)、電離氫區(qū)域(HII 區(qū))[13]、低密度的溫暖氣體或彌漫的中性氫氣體云。由于強(qiáng)烈的大氣吸收，近鄰星系中的[CII] 158 μm精細(xì)結(jié)構(gòu)線不能在地面觀測，只能在機(jī)載平臺或者空間觀測站觀測[14]。但是，(亞)毫米大氣窗口提供了紅移大于1時(shí)地面可以探測的一些譜線，聯(lián)合大氣不透明度向更高紅移(更長波長)發(fā)展。10 年前在紅移為6.42 的類星體寄主星系中就首次探測到了[CII] 158 μm 的發(fā)射[15]，繼這之后[CII] 158 μm 的探測呈穩(wěn)步上升趨勢，當(dāng)然這得感謝如加州理工亞毫米波天文臺(Caltech submillimeter observatory,CSO),Hercshel 以及ALMA 的使用。如在紅移為1～2 時(shí)，使用CSO 探測到了[CII] 158 μm 的發(fā)射[16]，并且Herschel 在紅移為1.5～3范圍內(nèi)也探測到[CII] 158 μm 的發(fā)射[17]。

雖然[CII] 158 μm 譜線有多種來源，但仍然有一些團(tuán)體使用[CII] 158 μm 譜線進(jìn)行SFR的定標(biāo)。比如Stacey 等人[12]對14 個(gè)富氣體星系的研究，以及Sargsyan 等人[18]對來自Herschel 的112 個(gè)星系的研究。而后，De Looze 等人[19]基于Herschel Dwarf Galaxy Survey的50 個(gè)矮星系，得到了SFR與[CII] 158 μm 之間的相關(guān)性(詳見De Looze 等人[19]文中的圖6)。類似地，Sutter 等人[11]對來自KINGFISH (key insights in nearby galaxies:a far infrared survey with Herschel)的61 個(gè)近鄰宇宙星系的研究中，也得到了相似的結(jié)果：

其中，L[CII]表示[CII] 158 μm 譜線光度。

如圖1 所示。這些研究雖然證實(shí)了[CII] 158 μm 譜線確實(shí)能夠用于SFR的定標(biāo)，但是觀測到的[CII] 158 μm 光度與其他SF 示蹤劑之間的關(guān)系通常表現(xiàn)出很大的彌散[20]。并且，在極端情況下(精細(xì)結(jié)構(gòu)線的匱乏現(xiàn)象)示蹤SFR的能力很差[18,19]。

圖1 a),b),c)為SFR 與3 中不同氣相的[CII]之間的相關(guān)性；d),e),f)為由far-ultraviolet (FUV) +24 μm 混合恒星形成指示器測量的SFR 與使用[CII] 158 μm 的光度關(guān)系確定的SFR 之間的差異[11]

通過包含額外的光譜信息，我們?nèi)匀豢梢源_定一個(gè)具有良好約束的[CII] 158 μm-SFR的關(guān)系，例如，利用[CII] 158 μm 的光度和IR 顏色修正，能夠探測除大多數(shù)紅外發(fā)光系統(tǒng)外所有系統(tǒng)的SFR[21]。為了更好地理解和量化[CII] 158 μm 發(fā)射線作為SF 示蹤劑，可以將[CII] 158 μm 發(fā)射按照不同ISM 的來源進(jìn)行區(qū)分。由于中性N 的電離勢比H 的略高，即[NII]只來源于HII 區(qū)以及其他ISM 的電離氣體，并且[CII] 158 μm/[NII] 205 μm 的比值近乎常數(shù)，不依賴于氣體的電子密度；同時(shí)，[NII] 205 μm 的臨界密度約為44 cm?3，與[CII]158 μm 的臨界密度近似[22]，所以[NII] 205 μm 能夠很好地區(qū)分[CII] 158 μm 中來自ISM中性和電離氣體的比例。

因此，Sutter 等人[11]利用[NII] 205 μm 很好地測量了[CII] 158 μm 發(fā)射線中來自電離和中性ISM 的比例，得到了僅來自中性ISM 的[CII] 158 μm 與SFR之間的相關(guān)性：

式中，RIonized代表預(yù)期的[CII] 158 μm 和[NII] 205 μm 的比值，L[NII]205表示[NII] 205μm譜線光度。這個(gè)結(jié)果與De Looze 等人[19]的結(jié)果及Pineda 等人[23]的結(jié)果一致，前者的樣本包括矮星系、超亮紅外星系(ultra-luminous infrared galaxies,ULIRGs)、活動星系核(active galactic nucleus,AGNs) 主導(dǎo)星系和星暴星系(斜率為1.01)，后者樣本為銀河系(斜率為0.98)。

這里，他們也發(fā)現(xiàn)了[CII] 158 μm 的匱乏現(xiàn)象，但卻存在著差異，這可能是由于大多數(shù)[CII] 158 μm 來源于彌漫電離的ISM。在溫暖且匱乏嚴(yán)重的區(qū)域，用于彌漫電離ISM 加熱的FUV 輻射更容易被塵埃吸收，從而導(dǎo)致無法電離碳，因此減少了觀測到的[CII]158 μm。并且，他們發(fā)現(xiàn)來自中性ISM 的[CII] 158 μm 發(fā)射所示蹤的SFR的彌散為0.23 dex，而來自電離成分所示蹤的SFR的彌散為0.33 dex，表明中性成分中不存在匱乏現(xiàn)象。此外，Rosenberg 等人[3]和Herrera-Camus 等人[2]，發(fā)現(xiàn)對于精細(xì)結(jié)構(gòu)線來說，當(dāng)考慮較高的FIR光度時(shí)，它們都存在這樣的匱乏現(xiàn)象(詳見Herrera-Camus 等人[2]文中的圖3)，但是對于CO 躍遷不存在匱乏現(xiàn)象(詳見Rosenberg 等人[3]文中的圖7)。他們認(rèn)為這是由于分子發(fā)射與精細(xì)結(jié)構(gòu)線之間的加熱機(jī)制的不同造成的。精細(xì)結(jié)構(gòu)線源于PDR 邊緣，受UV 光子的嚴(yán)重影響，根據(jù)Kaufman 等人[24]提出的PDR 模型，認(rèn)為隨著輻射場和密度的增加，與FIR流量相比，精細(xì)結(jié)構(gòu)線的發(fā)射會減弱。

2.1.2 N+的基態(tài)精細(xì)結(jié)構(gòu)線

[NII] 205 μm 發(fā)射線是由O 型和早B 型恒星電離的氣體組成的，提供了對電離光子產(chǎn)生速率的直接測量，而電離光子產(chǎn)生速率與SFR直接相關(guān)[22]，即此條發(fā)射線可能適用于SFR的示蹤。除此之外(測量電離光子產(chǎn)生速率以及分離[CII] 158 μm)，對[NII] 205 μm感興趣的原因還有：(1)由于它較低的臨界密度(44 cm?3)和激發(fā)溫度(70 K)，因此它很容易通過碰撞激發(fā)；(2)與光學(xué)/近紅外波段譜線相比，它通常是光學(xué)薄且受塵埃消光的影響更??；(3)[NII] 122 μm/[NII] 205 μm的比值由于碰撞激發(fā)的臨界密度不同，但它們又處于相同的電離水平，所以是低密度電離氣體杰出的探針。在電子溫度為8 000 K 時(shí)，它們的臨界密度分別為293 cm?3,44 cm?3，因此它們的線比在電子密度為10～300 cm?3時(shí)非常敏感[22](詳見Herrera-Camus 等人[22]文中圖2)。

銀河系中，[NII] 122 μm 和[NII] 205 μm 譜線是繼[CII] 158 μm 譜線之后在FIR/submm 波段最強(qiáng)的發(fā)射線[25]，光度約為整個(gè)FIR 光度的0.05%；而在星暴和正常星系中，這兩條發(fā)射線可占總紅外光度的0.1%左右[26,27]。由于其如此高的亮度，它們?yōu)檠芯扛呒t移星系中的SFR 以及電離氣體特性提供了非常好的方法。[NII] 205 μm 發(fā)射線與其他的FIR 譜線(如[CII] 158 μm,[NII] 122 μm,[OIII] 88 μm 等)相比，它的優(yōu)點(diǎn)是：有更長的波長，因此可以在更低紅移下，紅移到大氣(亞)毫米透明窗口。[NII] 205 μm 發(fā)射線的探測率和在高紅移天文學(xué)中的應(yīng)用潛能，已經(jīng)由ALMA 在紅移為4.407 和4.7 處的觀測證明[28,29]。

Zhao 等人[26]利用Herschel 的70 個(gè)(U)LIRGs 的數(shù)據(jù)，結(jié)合紅外空間天文臺(infrared space observatory,ISO)的觀測(30 個(gè)星系的[NII] 122 μm)以及M82 的[NII] 205 μm 的結(jié)果，統(tǒng)計(jì)研究了[NII] 205 μm 的光度與星系總紅外光度之間的關(guān)系。他們發(fā)現(xiàn)L[NII]205μm-LIR之間有著幾乎線性的關(guān)系，說明[NII] 205 μm 發(fā)射線可以作為SFR 的定標(biāo)，其擬合結(jié)果表示如下：

這表明[NII] 205 μm 線光度增加的同時(shí)紅外光度也在上升，雖然在高紅外光度時(shí)彌散會變大。事實(shí)上，如果只考慮SF 星系，那么在高IR 段彌散就會變小。同時(shí)，利用SFR-IR 定標(biāo)[30]建立了SFR-L[NII]之間的相關(guān)性，表示如下：

隨后，Zhao 等人[27]利用更大的樣本(約120 個(gè)星系)，進(jìn)一步研究了L[NII]與SFR 之間的關(guān)系，證實(shí)了他們2013 年[26]的研究結(jié)果，即[NII] 205 μm 發(fā)射線可以作為SFR 的定標(biāo)，表示如下：

其中，此公式中的b,k代表擬合時(shí)的截距和斜率。

結(jié)果如圖2 所示，圖中菱形是通過[NII] 122 μm 轉(zhuǎn)換的[NII] 205 μm 光度，雖然兩者基本呈線性關(guān)系，但是對星系紅外顏色具有較大的依賴性。值得注意的是該SFR 定標(biāo)有較大的彌散(約0.4 dex)，這個(gè)彌散可能有幾個(gè)不同的來源(星系金屬豐度的變化、不同星系中電離狀態(tài)的不同等)。

圖2 恒星形成率與[NII]光度之間的相關(guān)性[27]

相對于其他FIR 發(fā)射線(如[CII]158μm,[OI]63μm 等)，基于[NII]205μm 的SFR 定標(biāo)在總體不確定性和對C(60/100)的依賴性方面表現(xiàn)良好[27]，即這些精細(xì)結(jié)構(gòu)線里面[NII]205 μm 發(fā)射線是最可靠的SFR 示蹤劑之一。通過對近鄰(U)LIRGs 的研究，得出的[NII]205 μm-SFR 之間定量的相關(guān)性表明，[NII] 205 μm 發(fā)射線在高紅移時(shí)是一個(gè)特別有用的SFR 示蹤劑。在對高紅移的研究中，值得進(jìn)一步探討的就是所使用的SFR 示蹤劑與金屬豐度之間的關(guān)系，因?yàn)橐恍└呒t移的源可能有明顯的低金屬豐度。

Zhao 等人[27]的樣本中，[NII]205μm 發(fā)射線對金屬豐度的敏感性較低，這可能只是UV輻射場對[NII] 205 μm 的發(fā)射影響比金屬豐度更強(qiáng)，因?yàn)榈徒饘儇S度會導(dǎo)致較強(qiáng)的UV 輻射場[22]。除此之外，Cormier 等人[31]對矮星系樣本的研究，發(fā)現(xiàn)平均的[NII] 122 μm/IR 的比值，與Brauher 等人[32]的富金屬樣本的值只差兩倍。那么低于太陽金屬豐度的1/15 時(shí)，認(rèn)為[NII] 205 μm 發(fā)射線與金屬豐度沒有強(qiáng)烈的依賴性。所以，[NII] 205 μm 發(fā)射線是FIR示蹤劑中受金屬豐度影響最小的線，并且可以作為高紅移星系一個(gè)有用的SFR 示蹤劑。但同樣地，它也存在匱乏現(xiàn)象(當(dāng)考慮IR 光度較大的星系時(shí)，其他來自PDR 和HII 區(qū)的精細(xì)結(jié)構(gòu)線都表現(xiàn)出這種匱乏現(xiàn)象[3])。對IR 光度低于1011.5L⊙的SFGs，利用[NII] 205 μm 定標(biāo)估計(jì)的SFR 變化為3 倍，但是對光度更大的星系，變化上升到10 倍[22]，這是利用精細(xì)結(jié)構(gòu)發(fā)射線作為SF 示蹤劑的一個(gè)重要的限制。

2.1.3 中J CO 躍遷譜線

了解SF 與星系中分子氣體的關(guān)系，能為理解星系的形成與演化提供關(guān)鍵信息，而分子氣體通常是使用其最明亮的CO 躍遷來示蹤的。通過觀測CO 的多條轉(zhuǎn)動躍遷(J 為CO譜線的轉(zhuǎn)動能級)，可以建立CO 譜線能量分布(CO spectral lines energy distribution,CO SLED)。利用Herschel 觀測獲得的CO SLED 進(jìn)行的多項(xiàng)研究[33–35]表明，CO SLED 是研究溫分子氣體性質(zhì)強(qiáng)有力的工具。雖然CO(1-0)已經(jīng)被廣泛應(yīng)用于總分子氣體含量的示蹤，但是SF 發(fā)生在分子氣體較密集的部分，這已經(jīng)通過IR 光度和致密分子示蹤劑之間的相關(guān)性證明[36]。普遍認(rèn)為SF 會讓分子氣體大幅度升溫，由此產(chǎn)生的溫氣體可以通過中J CO 躍遷很好地示蹤，比如CO(6-5)(臨界密度為3×105cm?3，激發(fā)溫度為116 K)。最近的研究表明，SF 活動與分子云中氣體總量沒有直接的關(guān)系[37]，Mao 等人[38]研究發(fā)現(xiàn)CO(3-2)與SFR 的相關(guān)性確實(shí)要比CO(1-0)更好，Bayet 等人[39]的工作表明，中高J CO(J=3-2 到7-6)發(fā)射線的光度與總紅外光度基本上呈線性相關(guān)。并且，對塵埃連續(xù)譜的觀測，表明大多數(shù)(U)LIRGs 的核區(qū)塵埃溫度為50 K 甚至更高，與這個(gè)溫度最佳的匹配則是中高J CO 發(fā)射線(J=4-3 到9-8)。結(jié)合CO SLED，Lu 等人的工作表明[28,34]：在SF 主導(dǎo)的星系中，CO SLED 的峰值出現(xiàn)在J=6-8處；而對于AGN 或者激波有顯著貢獻(xiàn)的星系中，CO SLED 將在J=6-8 之后繼續(xù)維持峰值水平甚至上升，這是因?yàn)锳GN 發(fā)射的X 射線或者激波能夠把氣體加熱到更高的溫度，從而激發(fā)更高J CO 輻射(星系中心能源的診斷將在第4 章討論)。

Lu 等人[34]研究發(fā)現(xiàn)，單一成分的氣體模型不能解釋這些觀測，至少需要兩種氣體成分：(1)溫暖致密成分，CO 譜線發(fā)射主要為中J 成分(5-10)并且在J=6 或7 處有一個(gè)峰值，這與當(dāng)前的SF 活動相關(guān)；(2)密度適中的冷成分，CO 譜線主要為低J 成分(J<4)，與當(dāng)前的SF 沒有直接的關(guān)系。在這項(xiàng)工作中，他們基于(Herschel great observatories all-sky LIRG survey,GOALS)的65 個(gè)LIRGs，發(fā)現(xiàn)在(U)LIRGs 中，隨著遠(yuǎn)紅外顏色C(60/100)的增加，CO SLED 的峰值逐漸出現(xiàn)在J=6 到7 附近。并且，中高J(J=5-10)CO 發(fā)射線的總光度與IR 光度之比(RmidCO)在很大程度上與遠(yuǎn)紅外顏色C(60/100)無關(guān)，如圖3 所示。圖3 表明除圖中明顯的離群星系外(第4 章會討論)，中J CO 躍遷確實(shí)與星系的IR 光度線性相關(guān)，即它可以作為星系SFR的示蹤劑。

圖3 Rmid CO 的對數(shù)圖，作為FIR 顏色的函數(shù)[34]

隨后，Lu 等人[9]研究了包含GOALS 中125 個(gè)LIRGs 的更大的樣本，基于他們2014 年工作的結(jié)果[34]，發(fā)現(xiàn)在中J CO 躍遷譜線中，CO(7-6)與總紅外光度(根據(jù)K98，即為SFR)的線性關(guān)系是最好的，彌散僅為0.12 dex 且基本不隨C(60/100)的改變而改變，如圖4 所示。這表明在中J CO 躍遷譜線中CO(7-6)可能是一個(gè)良好的SFR 示蹤劑，根據(jù)K98，Lu等人[9]給出了基于CO(7-6)定標(biāo)的SFR，表示如下：

圖4 CO(7-6)光度與總紅外光度之比與遠(yuǎn)紅外顏色C(60/100)之間的關(guān)系[9]

同時(shí)，Liu 等人[8]基于(Herschel spectral and photometric imaging receiver,SPIRE)和(photodetector array camera and spectrometer,PACS)的數(shù)據(jù)，研究了167 個(gè)近鄰星系的9條CO 躍遷譜線(J=4-3 到12-11)和FIR 光度之間的相關(guān)性，如圖5 所示，表明這些CO 躍遷譜線光度與FIR 光度之間都呈現(xiàn)出線性相關(guān)，而且中J CO 躍遷與FIR 光度之間的相關(guān)性最好。他們的結(jié)果與Lu 等人于2014[34],2015[9]年所得到的結(jié)果一致。

圖5 近鄰星系(藍(lán)色正方形和綠色三角形)和近鄰星系空間分辨區(qū)域(橙色圓圈)中9 條CO 躍遷譜線的光度與FIR 光度之間的相關(guān)性[8]

總而言之，可以發(fā)現(xiàn)中J CO 躍遷能夠示蹤星系中溫暖、致密的分子氣體，而這接近當(dāng)前或者最近的SF 活動的位置。并且，從CO SLED 中可以看出，它的峰值通常接近于CO(7-6)附近，而且如Rosenberg 等人[3]2015 年發(fā)現(xiàn)的那樣，在CO 譜線中不存在所謂的匱乏現(xiàn)象，所以認(rèn)為該條譜線是中J CO 譜線中示蹤SFR 最好的一條。因此中J CO 譜線和[CII] 158 μm,[NII]等構(gòu)成了寶貴的星系SFR 示蹤劑，特別是在高紅移天體中。

2.1.4 水線

在溫暖的星際氣體中，除CO 外，H2O 可能是最豐富的O2載體之一，但它大多數(shù)都被限制在星系寒冷區(qū)域的塵埃顆粒中[40]。最近的觀測研究表明，在紅外星系中，亞毫米波段H2O 線是無處不在的，包括在近鄰和早期宇宙中[41]。由于H2O 的高偶極矩、極其豐富的光譜和高的能級間距(與其他在毫米波段有低能級躍遷的分子相比)，它與FIR 溫暖區(qū)域強(qiáng)烈的輻射場耦合得很好。對H2O 線的建模分析已經(jīng)證明，H2O 線能夠吸收塵埃發(fā)射的FIR光子，因此為在溫暖、致密區(qū)域研究FIR 場的強(qiáng)度提供了有效的方法[41]。但是，在低紅移時(shí)研究H2O 線比CO 更具挑戰(zhàn)性，最大的困難就是地球大氣對H2O 線的污染。然而，利用ISO(λ=2～200 μm)對SF 區(qū)域的一些研究，如Arp 220,NGC 1068,Orion 等，表明H2O 線可能直接示蹤局部IR 輻射場，因此為探測物理和化學(xué)過程提供了獨(dú)特的診斷。隨著Herschel 靈敏度、角分辨率和波帶覆蓋范圍的提高，為研究無大氣污染的亞毫米區(qū)域星系提供了前所未有的機(jī)會，從而為觀測SPIRE 頻帶(λ=194～672 μm)中的H2O 線提供了獨(dú)特的機(jī)會。Herschel 在Orion 以及近鄰星系中觀測到了大量的亞毫米H2O 線，并且還包括了一些從地面觀測到的高紅移ULIRGs。在這些研究中，發(fā)現(xiàn)H2O 線的強(qiáng)度與相鄰的高J CO 譜線(J=8-7 到13-12)強(qiáng)度相當(dāng)[43]。

通過對Mrk 231 中H2O 線和塵埃連續(xù)譜的建模，Gonz′alez-Alfonso 等人[42](簡稱為G-A10)解釋了來自冷擴(kuò)展區(qū)域的碰撞，對H2O 線的部分低激發(fā)態(tài)能級線的激發(fā)，而負(fù)責(zé)H2O 高激發(fā)態(tài)能級線和一部分激發(fā)態(tài)能級線激發(fā)的則是紅外抽運(yùn)，如圖6 所示。這表明在Mrk 231 中H2O 分子的激發(fā)是碰撞和IR 抽運(yùn)相結(jié)合的結(jié)果，因此H2O 線的激發(fā)自然與局部IR 輻射場相關(guān)，并且對亞毫米H2O 線進(jìn)行系統(tǒng)性的研究是有必要的。通過他們提出的譜能量分布(spectrum energy distribution,SED)分解(詳見Gonz′alez-Alfonso 等人[42]文中圖3)。確定了三個(gè)成分：(1)塵埃溫度150～400 K 的熱成分，主導(dǎo)波長小于20 μm 的發(fā)射；(2)溫暖致密成分(95 K,120 pc)主導(dǎo)波長20～70 μm 的發(fā)射；(3)延展1 kpc 成分，塵埃溫度為40 K，主導(dǎo)波長大于70 μm 的發(fā)射。H2O 線流量大部分由強(qiáng)烈的輻射場主導(dǎo)，溫暖致密成分對高激發(fā)態(tài)譜線進(jìn)行重現(xiàn)，但是低激發(fā)態(tài)譜線存在模型匱乏。這種匱乏表明成分(3)對低激發(fā)態(tài)譜線的貢獻(xiàn)，模型包括輻射激發(fā)和碰撞激發(fā)，而碰撞激發(fā)對能級小于200 K 的譜線有顯著的影響。

圖6 H2O 線的能級圖[42]

隨后基于Herschel SPIRE 的(fourier transform spectrometer,FTS) 數(shù)據(jù)，Yang 等人[40]第一次系統(tǒng)性地研究了紅外星系中亞毫米H2O 線的發(fā)射，證實(shí)了G-A10 的解釋。Yang等人的研究[40]發(fā)現(xiàn)H2O 線的光度與IR 光度之間存在近乎線性的相關(guān)性，如圖7 所示。這種關(guān)系可能是通過IR 抽運(yùn)產(chǎn)生的非常強(qiáng)烈的FIR 輻射的結(jié)果，雖然詳細(xì)的激發(fā)模型是必要的，但是這個(gè)關(guān)系已經(jīng)證實(shí)了在H2O 分子的激發(fā)中IR 抽運(yùn)的重要性，圖7 中兩個(gè)子樣本相似的相關(guān)性表明H2O 線激發(fā)的主要能源可能不是AGN。并且，還發(fā)現(xiàn)H2O 線與IR 光度的比值隨著星系25～60 μm 整體流量密度比(f25/f60)的增加而下降，但是與C(60/100)之間不存在相關(guān)性；這個(gè)結(jié)果表明非常溫暖的塵埃對亞毫米H2O 線的激發(fā)貢獻(xiàn)與溫暖塵埃的貢獻(xiàn)相比要小。雖然他們對樣本使用了不同的擬合方法，但是在對數(shù)空間中都產(chǎn)生了相似的結(jié)果，具體表示如下：

其中，α和β分別為擬合時(shí)的斜率與截距。

相同的結(jié)果也可以在Omont 等人[43]，對6 個(gè)新的具有引力透鏡效應(yīng)的高紅移ULIRGs的研究中發(fā)現(xiàn)，但這些源只探測到圖7 中的H2O(202?111)或者H2O(211?202)發(fā)射線。通過對透鏡放大的修正，使用現(xiàn)有的透鏡模型，他們也發(fā)現(xiàn)了H2O 線光度與紅外光度之間存在很強(qiáng)的依賴性，考慮到文中的源以及Yang 等人[40]中的ULIRGs，H2O 線光度與IR 光度之間關(guān)系表示為(詳見Omont 等人[43]文中的圖4)：

圖7 不同躍遷能級H2O 線光度與紅外光度的相關(guān)性[40]

需要重點(diǎn)強(qiáng)調(diào)的是，如G-A10 對Mrk 231 中H2O 線的激發(fā)建模那樣，光學(xué)厚的H2O 線的強(qiáng)度是由氣體的密度和溫度、H2O 分子豐度、紅外輻射場以及H2O 分子和塵埃的空間分布等多種參數(shù)相互作用的結(jié)果。對高紅移ULIRGs 的研究，強(qiáng)調(diào)了H2O 線在探測它們溫暖致密的塵埃星際核心以及強(qiáng)烈的局部紅外輻射場的重要性。所以說，亞毫米H2O 線確實(shí)構(gòu)成了一個(gè)完全不同的診斷。

2.1.5 其他的精細(xì)結(jié)構(gòu)線

ISM 包含多種成分：冷分子氣體、溫暖中性氣體和電離氣體。其中，溫暖中性氣體是星系ISM 的重要組成部分，它能夠通過離子和原子的精細(xì)結(jié)構(gòu)線探測，如[CII] 158 μm,[OI] 63 μm 以及[OI] 145 μm[44]。因此，中性原子氣體的另一個(gè)主要的冷卻劑是[OI] 63 μm譜線[19,45]。且在C(60/100)大于0.7 時(shí)，[OI] 63 μm 譜線變得比[CII] 158 μm 譜線更亮[32]。實(shí)際上，由于它較高的激發(fā)溫度和臨界密度，[OI] 63 μm 譜線能夠成為溫暖致密氣體環(huán)境(如在星暴區(qū)域或者星系中心[32,46])的主要冷卻劑。另外，[OI] 145 μm 譜線的發(fā)射強(qiáng)度則比[OI] 63 μm 譜線要弱很多[32]，但是受到的吸收可能更小。

Farrah 等人[47]針對Herschel 觀測的25 個(gè)ULIRGs，對6 條精細(xì)結(jié)構(gòu)線進(jìn)行了研究，發(fā)現(xiàn)[OI]和[NII] 122 μm 對于ULIRGs 是最可靠的SFR 示蹤劑?？梢钥闯觯瑢λ麄兊臉颖径?，[OI]以及[OIII] 88 μm 精細(xì)結(jié)構(gòu)線光度與IR 光度的相關(guān)性甚至優(yōu)于[CII] 158 μm 譜線光度，這表明后者示蹤IR 光度的準(zhǔn)確性最多約為一個(gè)數(shù)量級。這一結(jié)果與Sargsyan 等人[18]的發(fā)現(xiàn)一致，他們發(fā)現(xiàn)在更大的光度范圍內(nèi)兩者之間存在粗略的相關(guān)性。同樣地，De Looze 等人[19]發(fā)現(xiàn)，對于[CII],[OI] 63 μm,[OIII] 88 μm 譜線光度與SFR 相關(guān)性的彌散分別為0.38,0.25 和0.30 dex(詳見De Looze 等人[19]文中的圖6)。且[OI] 63 μm 譜線和[OIII]88 μm 譜線隨金屬豐度的變化不大。這表明在該樣本中(低金屬豐度的矮星系)，與[CII]158μm 譜線相比，[OI] 63 μm 譜線和[OIII] 88 μm 譜線可能是星系SF 更好的示蹤替代。

總而言之，在(亞)毫米精細(xì)結(jié)構(gòu)線中除了[CII] 158 μm 和[NII]譜線以外，基于O 的示蹤劑可能也是星系SFR 一個(gè)良好的探針。

2.2 恒星形成模式

繼Kennicutt[5]1998 年對星系中氣體含量與SF 之間的相關(guān)性(氣體面密度與ΣSFR之間的關(guān)系，簡稱為KS 關(guān)系) 研究之后，許多人進(jìn)一步研究了這個(gè)相關(guān)性，如Genzel等人(2010)[48]、Daddi 等人(2010)[49]、Liu 等人(2015)[50]以及Lutz 等人(2016)[51]等。其中，Genzel 等人[48]首次使用紅移為1～3 的SFGs 中的CO 發(fā)射線，比較了處于低紅移和高紅移下，以及不同星系環(huán)境中SFR 與分子氣體質(zhì)量的依賴性，發(fā)現(xiàn)SFGs 和并合星系的KS 關(guān)系顯示了一種雙序列現(xiàn)象(詳見Genzel 等人[48]文中的圖4)。在動力學(xué)時(shí)間尺度上，這種雙序列現(xiàn)象如圖8 所示，圖中零點(diǎn)偏移量為?1.76 ± 0.18，這相當(dāng)于恒星形成效率(star formation efficiency,SFE)為單位動力學(xué)時(shí)間尺度上的1.7%。在物理上，這種關(guān)系的解釋是，恒星形成關(guān)系在某種程度上是由系統(tǒng)中的大尺度動力學(xué)時(shí)間所驅(qū)動的，即并合星系具有較小的尺寸和動力學(xué)時(shí)間，以及在動力學(xué)時(shí)間尺度上更高的SFE。這個(gè)結(jié)果與Kennicutt[5]1998 年的結(jié)果一致。同樣地，Daddi 等人[49]進(jìn)一步研究了IR 光度與氣體質(zhì)量，以及IR 光度和氣體質(zhì)量比值與IR 光度之間的相關(guān)性，發(fā)現(xiàn)盤星系和星暴系統(tǒng)的KS 關(guān)系也存在著雙序列現(xiàn)象(詳見Daddi 等人[49]文中的圖2)。

雖然這種雙序列現(xiàn)象的出現(xiàn)非常依賴于計(jì)算氣體質(zhì)量時(shí)選擇的轉(zhuǎn)換因子(見第3 章)，但是明顯看到存在兩個(gè)彼此分離的序列，即兩種不同的SF 體系：一種是與盤相關(guān)的SFE 較低的模式，另一種是與星暴相關(guān)的SFE 更高的模式，后者可能發(fā)生在主并合期間或者發(fā)生在致密的核SF 區(qū)域，并且這兩種模式都可以在大范圍的SFRs 中觀測到。

而后，在Liu 等人[50]的研究中發(fā)現(xiàn)星系ΣSFR與C(60/100)之間存在著較緊密的相關(guān)性，即后者能夠間接地示蹤ΣSFR，如圖9 所示。因此，Lu 等人[9]基于Herschel 的CO(7-6)和[NII]205μm 的數(shù)據(jù)，研究了高紅移星系中SFR 以及C(60/100)的測量。紅移為1～3 時(shí)，他們樣本中的(U)LIRGs 基于普遍的SF 模式，由兩種不同的星系類型組成：(1)核星暴主導(dǎo)的并合，具有溫暖的FIR 顏色(C(60/100))以及與近鄰ULIRGs 相似的較高的SFE；(2)富氣體的盤星系，盤的SF 以及SFE 與近鄰旋渦星系相似。這與Daddi 等人[49]的結(jié)果一致。也就是說對于所有正常星系以及(U)LIRGs，如果有效的SF 區(qū)域固定，隨著IR 光度的增加將具有更加高效的ΣSFR，這將導(dǎo)致更加溫暖的C(60/100)。

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圖8 并合星系和亞毫米星系在動力學(xué)時(shí)間尺度下的KS 關(guān)系[48]

圖9 ΣSFR 與C(60/100)之間的相關(guān)性[50]

同時(shí)，他們得出了譜線([CII] 158 μm,[NII] 以及CO(7-6)) 光度的比值與C(60/100)之間的相關(guān)性，發(fā)現(xiàn)譜線比值與C(60/100) 之間都呈反比，其中[NII]/CO(7-6) 的比值與C(60/100)之間最為緊密，如圖10 所示。相似地，在Lutz 等人[51]的研究中，也發(fā)現(xiàn)[CII]158 μm/FIR 的光度比與S70/S160之間存在相關(guān)性(詳見Lutz 等人[51]文中圖8)。這個(gè)結(jié)果在Lu 等人[28,29]以及Cheng 等人[52]的研究中也能看到(詳見Lu 等人[28]文中的圖3 以及Lu等人[29]文中的圖6 和圖7)。

圖10 3 個(gè)線比與C(60/100)之間的相關(guān)性[9]

綜上，對經(jīng)典KS 關(guān)系的研究都發(fā)現(xiàn)了明顯存在的雙序列現(xiàn)象，即對于SFE 較低的系統(tǒng)和SFE 較高的系統(tǒng)而言，它們雖然都遵循相似的KS 關(guān)系，但是兩者存在明顯的偏離。它們之間形成了兩個(gè)彼此分離的序列，稱為兩種不同的SF 模式。同時(shí)，由于FIR/Sub-mm波段譜線之間的比值能夠估算C(60/100)[9]，而后者又能夠示蹤星系的ΣSFR[50]。因此，通過這些比值能夠間接地示蹤星系的ΣSFR，從而很好地研究兩種不同的SF 模式。

3 分子氣體質(zhì)量的測量

3.1 低J CO 躍遷譜線

正確理解星系中SFR 與形成恒星氣體之間的關(guān)系，是研究與SF 相關(guān)的過程以及規(guī)律的關(guān)鍵，也是進(jìn)一步研究高紅移星系乃至第一代星系中與SF 有關(guān)的過程以及規(guī)律的基礎(chǔ)。研究發(fā)現(xiàn)，SF 活動與分子云中分子氣體的總量沒有直接的關(guān)系，而是與云中高密度的分子云核密切相關(guān)[36,37]。根據(jù)KS 關(guān)系，表明探索星系中的分子氣體，對于理解SF 的性質(zhì)、調(diào)節(jié)它的參數(shù)，以及它對局部和整體的星系性質(zhì)之間可能存在的依賴關(guān)系是必須的。雖然H2是構(gòu)成銀河系的主要星際氣體，分布在銀河盤的大部分區(qū)域上，但是H2分子的四極旋轉(zhuǎn)躍遷存在于紅外線之中，因此必須使用間接的方法來估計(jì)它在冷致密云中的質(zhì)量。13CO 分子經(jīng)常用于這一目的。在銀河系外，即使人們愿意假定在如此遙遠(yuǎn)的天體中13CO/H2比值是典型的太陽臨近值，但還需要作出關(guān)于兩種元素同位素的相對波束填充因子的額外假設(shè)[53]。更重要的是，13CO 發(fā)射微弱，通常比CO 的強(qiáng)度低約1 個(gè)數(shù)量級，使得利用它來示蹤氣體質(zhì)量在實(shí)踐和理論上都沒有什么實(shí)質(zhì)性進(jìn)展?？赡苷怯捎谶@些困難，使得單獨(dú)利用速度積分的J=1 →0 CO 強(qiáng)度(ICO)作為河外星系中分子氣體柱密度的線性示蹤已經(jīng)變得普遍[53]。

到目前為止，使用CO 及其躍遷譜線來測量星系中分子氣體質(zhì)量和探索其物理性質(zhì)的方法已得到驗(yàn)證[53,54]，并成功應(yīng)用到整個(gè)近鄰宇宙(z <0.3)[55]和越來越高的紅移之上[56–58]。Yao 等人[59]首次研究了選自SLUGS(SCUBA local universe galaxy survey)中的60 個(gè)近鄰紅外發(fā)光星系中CO(1-0)和CO(3-2)譜線的統(tǒng)計(jì)性質(zhì)，在假設(shè)CO 相對于H2的豐度ZCO為10?4cm?3時(shí)，他們樣本中CO-H2轉(zhuǎn)換因子XCO的平均值比從銀河系推導(dǎo)的常規(guī)值低了一個(gè)量級?；诖笏俣忍荻?large velocity gradient,LVG)模型他們得到了轉(zhuǎn)化因子的表達(dá)式：

式中，n(H2)為分子氣體密度，Trad為CO(1-0)躍遷譜線的輻射溫度，Λ=ZCO/[d(v/r)]，d(v/r)為云的速度梯度。Kenney 和Young[60]1989 年的結(jié)果，分子氣體質(zhì)量M(H2)表示為：

式中，DL為光度距離，SCO為在15′′下測量的CO(1-0)的流量，且它可以寫為：

因此，可以簡單地推導(dǎo)出測量的分子氣體質(zhì)量，表示為：

3.2 [CI]精細(xì)結(jié)構(gòu)線

Jiao 等人[66]對(U)LIRGs 中[CI](1-0),[CI](2-1) 以及CO(1-0) 譜線的統(tǒng)計(jì)研究，表明CO 譜線光度總是與[CI] 兩條譜線的光度呈線性相關(guān)，如圖11 所示。并且，她們采用Papadopoulos 等人[61]的工作中利用[CI]譜線強(qiáng)度推導(dǎo)的分子氣體質(zhì)量公式：

圖11 CO(1-0)光度與[CI]兩條譜線光度間的相關(guān)性[66]

式中，Qul為依賴于氣體溫度(Tkin)、密度(n)以及輻射場的激發(fā)因子，Aul為愛因斯坦系數(shù)。最終在n和Tkin取不同值的兩種情況下得到擬合結(jié)果，如圖12 所示。

圖12 分子氣體質(zhì)量與中性碳兩條精細(xì)結(jié)構(gòu)譜線光度之間的相關(guān)性[66]

考慮到低J CO 譜線發(fā)射通常用于示蹤總分子氣體，因此[CI](1-0)和[CI](2-1)譜線至少可以成為在(U)LIRGs 中示蹤總分子氣體的新途徑，這對于測量高紅移星系的總分子氣體質(zhì)量可能特別有用。因?yàn)楦呒t移星系中CO(1-0)譜線很難利用地面設(shè)備觀測，而來自遙遠(yuǎn)天體的[CI]譜線則可以利用地面的毫米/亞毫米望遠(yuǎn)鏡觀測。結(jié)合圖12，可以看出[CI](1-0)推導(dǎo)的氣體質(zhì)量具有更小的彌散，這是因?yàn)镼21與Q10相比對氣體的溫度和密度更加敏感。因此，若對氣體的溫度和密度沒有限制的話，[CI](1-0)與[CI](2-1)相比是更好的總分子氣體示蹤劑。然而，在實(shí)際中[CI]豐度的變化或[CI]發(fā)射光學(xué)薄假設(shè)的違背可能會掩蓋這種效應(yīng)，最終導(dǎo)致這兩條線相似的彌散度，如圖11。并且，在Papadopoulos 和Greve[67]對NGC 6240 以及Arp 220 的研究中，也發(fā)現(xiàn)利用[CI]譜線所算出的分子氣體質(zhì)量與使用CO的標(biāo)準(zhǔn)方法得到的一致。也就是說充分利用[CI]發(fā)射示蹤分子質(zhì)量能力的最好的地方不是在低紅移宇宙，而是在高紅移中(z >1)[61]。

然而，上述研究是對星系的整體平均特征而言，為了進(jìn)一步理解[CI]發(fā)射的特征，需要更高空間分辨率和靈敏度的觀測。在Herschel 投入使用之前，只有少部分空間分辨的河外[CI]觀測，如Krips 等人[68]首次研究了關(guān)于河外源NGC 253 的高分辨率(約3′′)的[CI]發(fā)射，發(fā)現(xiàn)[CI]與CO 之間類似的分布。Jiao 等人[69]研究了Herschel 的15 個(gè)在亞kpc 尺度上空間分辨的近鄰旋渦星系中[CI]的發(fā)射。她們通過比較兩條[CI]譜線與CO(1-0)譜線的空間分布和光度，發(fā)現(xiàn)[CI]譜線與CO(1-0)譜線之間有相似的分布，并且光度之間緊密的線性關(guān)系表明[CI]譜線與CO(1-0)一樣能夠在星系kpc 尺度上示蹤總分子氣體，這與她們2017 年的工作結(jié)果[66]一致。她們將[CI]譜線作為分子探針的能力與其他探針(如CO(1-0))進(jìn)行比較，表明在除(U)LIRGs 以外的其他星系中[CI]與CO(1-0)一樣，都能夠示蹤總分子氣體。然而，高紅移系統(tǒng)中CMB 將會對CO(1-0)譜線的示蹤能力造成明顯的影響，而與CO(1-0)相比，[CI]將會保持更大的對比度[70]，即在高紅移系統(tǒng)中[CI]譜線更容易被地基毫米/亞毫米望遠(yuǎn)鏡俘獲。在Jiao 等人[69]2019 年的工作中，她們還研究了兩條[CI]譜線的光度與CO(1-0)譜線的光度之比與塵埃溫度之間的相關(guān)性(詳見Jiao 等人[69]文中圖4)，發(fā)現(xiàn)僅使用一條[CI]譜線會對總分子氣體質(zhì)量的估計(jì)造成不確定性，最好的方法是覆蓋兩條[CI]譜線。

同樣地，Crocker 等人[71]基于Herschel 觀測的18 個(gè)近鄰星系，利用這些星系中的[CI]譜線強(qiáng)度以及分辨的CO 譜線強(qiáng)度，研究了在典型近鄰星系中[CI]譜線示蹤的ISM 的成分。他們發(fā)現(xiàn)[CI]譜線與CO(4-3)之間存在緊致的線性相關(guān)性，對[CI]確定的分子氣體質(zhì)量轉(zhuǎn)換因子α[CI]分別為7.3M⊙·K?1·km?1·s·pc?2([CI](1-0))和34M⊙·K?1·km?1·s·pc?2([CI](2-1))，這些值與Jiao 等人[66]中的不同，后者的調(diào)整系數(shù)為1.36，且包含He 分子對總分子氣體質(zhì)量的貢獻(xiàn)。雖然兩者推導(dǎo)出的轉(zhuǎn)換因子有很大的不同，但是最終都表明[CI]可能是一個(gè)很好的分子氣體質(zhì)量示蹤劑，且示蹤能力在高紅移天體中更加突出。

綜合以上研究能夠發(fā)現(xiàn)，利用[CI]發(fā)射線作為分子氣體的探針與利用CO 的標(biāo)準(zhǔn)方法相比具有以下優(yōu)勢：(1)[CI]的兩條光學(xué)薄的發(fā)射線與CO 很好地成協(xié)，并且基本與星系的物理環(huán)境無關(guān)，對有無AGN 并不敏感[72]。因?yàn)橹行蕴嫉木?xì)結(jié)構(gòu)是簡單的三能級系統(tǒng)，在LTE 下使用這兩條發(fā)射線可以準(zhǔn)確地測量分子氣體的激發(fā)溫度、柱密度以及質(zhì)量，而不需要額外附加的假設(shè)。(2)[CI](1-0)和CO(1-0)具有相似的臨界密度(約103cm?3)，以及類似的激發(fā)溫度，這表明它們可能來自同樣的分子氣體環(huán)境，因此在C 相對于H2豐度已知的情況下，[CI](1-0)可以用來代替CO 示蹤冷分子氣體的質(zhì)量。(3)在致密的星系中使用低J CO 譜線示蹤分子氣體質(zhì)量的方法，如在(U)LIRGs 中，極大地受到轉(zhuǎn)換因子αCO的限制，無法準(zhǔn)確地示蹤總分子氣體質(zhì)量[62]。同時(shí)，利用近鄰[65,73]和高紅移[74]的地基設(shè)施對[CI]發(fā)射線的有限觀測，確實(shí)表明[CI]可能示蹤遠(yuǎn)近星系中的H2分子氣體，類似于低J CO 譜線[72]。因此，[CI]譜線可能是更合適的分子氣體探針[56,61,66,69,71,75]

3.3 [CII] 158 μm 譜線

正如3.1 節(jié)和3.2 節(jié)中所討論的那樣，無論是CO 譜線還是[CI]譜線，單獨(dú)用于示蹤星系中的分子氣體，雖然都各具優(yōu)勢，但是總會存在各種各樣的問題。主要問題如下：(1)13CO 分子不僅發(fā)射線非常微弱，而且通常都需要額外的假設(shè)[53]；(2)CO 作為分子氣體探針時(shí)，其轉(zhuǎn)換因子XCO依賴于金屬豐度和氣體密度[57]，以及在高紅移環(huán)境中CMB 顯著的影響[70]和在示蹤貧金屬H2氣體時(shí)的局限性；(3)對于[CI]譜線，在其靜止頻率下，較低的大氣傳輸嚴(yán)重影響了[CI]譜線的大規(guī)模巡天。同時(shí)，還有傳統(tǒng)PDR 模型對[CI]譜線分布的預(yù)測[61]，以及[CI]譜線對碳豐度的依賴性[69]。雖然塵埃也是另一種使用廣泛的氣體示蹤劑(在假設(shè)氣塵比的情況下)[75]，但是在低頻時(shí)將很難測量，因?yàn)楦呒t移下固有的塵埃發(fā)射與CMB 輻射的對比急劇下降[70,76]。雖然[CI]譜線比大多的CO 躍遷都弱，但是從上文中可以看出[CI]譜線是一個(gè)更合適的分子氣體探針，不過這個(gè)方法仍然是一個(gè)開放性的研究。另一個(gè)可能性是使用[CII] 158 μm 譜線來研究遙遠(yuǎn)宇宙中的氣體物理?xiàng)l件，這是一個(gè)有前景的方法[77]。

已經(jīng)證實(shí)[CII] 158 μm 譜線是SF 星系中最亮的精細(xì)結(jié)構(gòu)發(fā)射線之一，同時(shí)有理論和觀測認(rèn)為[CII] 158 μm 譜線是假設(shè)的CO 暗氣體良好的示蹤劑[77]。這主要是因?yàn)樵诖罅緾 存在的分子云外部區(qū)域中，分子氣體被塵埃遮蔽或者UV 自屏蔽，但是CO 卻很容易被離解為C 和C+。因此，CO 不再示蹤分子氣體，但此時(shí)氣體主要發(fā)射[CII][12,78,79]。另一個(gè)使用[CII] 158 μm 譜線的優(yōu)勢是它可能示蹤中等密度的分子氣體。事實(shí)上，通過電子碰撞來激發(fā)[CII] 158 μm 譜線的臨界密度大于5～10 cm?3。作為對比，CO 躍遷需要的臨界密度更高(約幾百cm?3)。因此，低密度的分子氣體能夠發(fā)射[CII]，而不是CO[80,81]。

Zanella 等人[77]利用GOODS-S 中10 個(gè)紅移為2 的主序(main sequence,MS)星系，聯(lián)合其他文獻(xiàn)中的樣本研究了[CII]譜線的發(fā)射，發(fā)現(xiàn)[CII]譜線的光度與星系的分子氣體質(zhì)量呈線性相關(guān)，而不依賴于MS 星系或者星暴星系的本質(zhì)，表示為：

其中，Mmol為分子氣體質(zhì)量。

彌散為0.3 dex，平均絕對偏差為0.2 dex，P檢驗(yàn)值為0.97，[CII]譜線光度與分子氣體質(zhì)量的相關(guān)性如圖13 所示。結(jié)合圖13，可以看出這兩個(gè)參數(shù)在統(tǒng)計(jì)上明顯相關(guān)，雖然樣本中[CII]譜線/IR 光度比的平均值比近鄰MS 星系的平均值小2/3，但是這與紅移從0 到2 的過程中星系氣體消耗時(shí)間的變化一致[48,82,83]。

對于樣本中的MS 星系，他們得到[CII]-H2轉(zhuǎn)換因子α[CII]的平均值為31M⊙/L⊙，并且文中分別計(jì)算了在低紅移和高紅移時(shí)平均的α[CII](詳見Zanella 等人[77]文中的表4)，得到的估計(jì)值幾乎一致表明該轉(zhuǎn)換因子可能不隨紅移發(fā)生改變(如圖13 所示)。同時(shí)，圖13 中單獨(dú)標(biāo)記的源(綠色符號)的平均值之間的差異很小，所有的估計(jì)值都接近30M⊙/L⊙。而對于他們所考慮的星暴星系而言，得到α[CII]的平均值為M⊙/L⊙，這與低紅移和高紅移時(shí)MS星系的值一致，即[CII]-H2轉(zhuǎn)換因子α[CII]是唯一的，不隨星系種類的改變而發(fā)生變化。

由于αCO在不同的物理環(huán)境下的變化高達(dá)10 倍[57,62]，研究[CII]-H2轉(zhuǎn)換因子對金屬豐度的依賴性，了解[CII]在低金屬豐度星系中能否示蹤分子氣體，這對于高紅移星系的觀測是有意義的，因?yàn)樵诟呒t移時(shí)認(rèn)為星系將是貧金屬的[84,85]。Zanella 等人[77]綜合文獻(xiàn)樣本中可利用的數(shù)據(jù)，假設(shè)αCO-金屬豐度相關(guān)性符合以下關(guān)系：

得到了如圖14 所示的結(jié)果。擬合后得到的斜率為?0.2±0.2，標(biāo)準(zhǔn)差為0.3 dex，表明[CII]光度與分子氣體質(zhì)量之比似乎并不依賴于金屬豐度，并且基本保持常數(shù)關(guān)系。在金屬豐度很低的情況下，[CII]光度預(yù)計(jì)將會變得很弱，因?yàn)榇藭r(shí)C 的含量較低[31]。然而他們樣本的金屬豐度的范圍為(12+lg(O/H)=7.8～9)，所以這種影響可以忽略不計(jì)。

圖14 具有金屬豐度估計(jì)的多個(gè)樣本的α[CII] 與金屬豐度的依賴關(guān)系[77]

總之，發(fā)現(xiàn)[CII]光度與星系的分子氣體質(zhì)量之間呈線性相關(guān)，并且[CII]-H2轉(zhuǎn)換因子α[CII]是不隨星系的紅移、氣體消耗時(shí)間以及氣相金屬豐度改變的。因此，[CII]是星系氣體探針中較為便利的發(fā)射線，因?yàn)樵谑褂闷渌结槙r(shí)(如CO 和塵埃)很難對轉(zhuǎn)換因子進(jìn)行很好的約束，使得對結(jié)果造成很大的不確定性。同時(shí)，由于α[CII]不依賴于金屬豐度，以及[CII]譜線超高的亮度，使得這條發(fā)射線成為在高紅移時(shí)限制星系氣體質(zhì)量的一個(gè)有用的工具。然而，Zanella 等人[77]的工作中，氣體質(zhì)量是通過SFR推導(dǎo)出來的。由第2.1.1.節(jié)可知，[CII] 158 μm 與SFR相關(guān)性較好。因此，我們認(rèn)為[CII] 158 μm 本質(zhì)上應(yīng)該還是與SFR的關(guān)系更加緊密。所以，[CII] 158 μm 作為總分子氣體示蹤劑的潛力還需要進(jìn)一步探討和研究。

4 星系中心能源的診斷

如上所述，分子氣體通常使用其最明亮的CO 譜線示蹤[53,54,56,57]。利用多條CO 譜線(CO SLED 以及CO 譜線與連續(xù)譜的比值)，以及與其他譜線(OH+和H2O+等)之間的聯(lián)合，不僅可以得到ISM 的物理狀態(tài)(氣體的密度、溫度以及質(zhì)量等)，還可以提供對星系中心能源的關(guān)鍵診斷。通常，氣體能夠通過輻射(UV 光子和X 射線光子)、高能粒子(宇宙射線)或者機(jī)械過程(湍流、恒星風(fēng)、外流以及超新星)加熱[3]。比如，我們在圖3 中可以看到存在的幾個(gè)明顯偏離的天體：NGC 6240,NGC 1068 以及Mrk 231 等，綜合文獻(xiàn)中對CO譜線所討論的各種加熱機(jī)制，發(fā)現(xiàn)星系中主導(dǎo)譜線發(fā)射的機(jī)制(即能量來源)有：(1)由于SF 產(chǎn)生的來自大質(zhì)量恒星的FUV 光子加熱(PDR)[34]；(2)來自AGN 的X 射線光子加熱(XDR)[33,88]；(3)來自超新星增強(qiáng)的宇宙射線加熱以及激波[89]，Lu 等人[34]將激波分為與當(dāng)前SF 相關(guān)的激波以及與當(dāng)前SF 無關(guān)的激波。

4.1 多條CO 譜線

4.1.1 CO 譜線能量分布

如上文所述，CO 譜線是星際分子氣體基本的探針。然而，由于只有最低J 的3 條旋轉(zhuǎn)躍遷譜線能相對容易地通過地面望遠(yuǎn)鏡獲得，使用較高J 的旋轉(zhuǎn)躍遷來示蹤是不成熟的[33]。Spaans 和Meijerink[90]通過探測高紅移黑洞中CO 和H2的發(fā)射，發(fā)現(xiàn)氣體的X 射線激發(fā)(如通過AGN)和來自年輕大質(zhì)量恒星的UV 照射(SF)，對CO 譜線的光度分布產(chǎn)生了不同影響(詳見Spaans 和Meijerink[90]文中的圖3)。從物理上講，之所以出現(xiàn)這樣的差異，是因?yàn)閄 射線與UV 光子相比，它能夠穿透更大的氣體柱密度，并且在分離氣體分子方面效果較差。除此之外，因?yàn)樵赑DR 中氣體的加熱效率小于1%，而在XDR 中效率則達(dá)到了10%～15%。因此，在同等輻照能量下，XDRs 的熱分子氣體柱密度比PDRs 更大，在高J CO 譜線中產(chǎn)生更強(qiáng)更明亮的發(fā)射線。相比之下，PDRs 在加熱塵埃方面比XDRs 更有效。并且，X 射線還會在分子氣體中產(chǎn)生顯著的電離作用，導(dǎo)致它們之間明顯的化學(xué)差異[91]。

Mrk 231 是一個(gè)典型的AGN，從光學(xué)到X 射線波段都有輻射[92]。Braito 等人[93]通過觀測發(fā)現(xiàn)Mrk 231 中有較高吸收的冪律X 射線光譜，在2～10 keV 時(shí)流量為×1036J·s?1。然而，根據(jù)Taylor 等人[94]的研究，發(fā)現(xiàn)Mrk 231 中有一個(gè)kpc 尺寸的盤，它包含了高分辨率射電圖像所顯示的強(qiáng)烈的SF。同時(shí)，CO(1-0)和CO(2-1)的干涉成像顯示一個(gè)半徑約為520 pc 的內(nèi)部盤，包含總分子氣體質(zhì)量的45%，而總分子氣體質(zhì)量為5×109L⊙[95]。并且，Aalto 等人[96]通過對HNC 和HCN 譜線比值進(jìn)行研究，也發(fā)現(xiàn)了X 射線驅(qū)動的證據(jù)。在ULIRGs 和低紅移類星體(quasistellar objects,QSOs)的全面研究中，Veilleux 等人[97]推導(dǎo)出Mrk 231 中AGN 對FIR 光度的貢獻(xiàn)約為70%，其余的則來自SF。Van der Werf 等人[33]提供了Mrk 231 完整的高分辨率的光譜，包括了很多種類的分子旋轉(zhuǎn)躍遷以及離子譜線，結(jié)合CO 譜線和地基測量的低激發(fā)態(tài)譜線，得到了如圖15 所示的CO 旋轉(zhuǎn)激發(fā)圖。可以看出，在J=5 以上，得到基本平坦的光度分布，這種分布表明一定存在多個(gè)激發(fā)成分。他們采用Meijerink 等人[98]提出的一維PDR/XDR 模型對這些成分進(jìn)行建模(見圖15)，發(fā)現(xiàn)兩個(gè)PDRs 的組合可以產(chǎn)生J=8-7 的CO 譜線，在定性上與Papadopoulos 等人[99]的分析一致。

因此，J=0-8 的CO 轉(zhuǎn)動能級的激發(fā)是由SF 的UV 輻射造成，然而在J=8 以上的CO譜線近似平坦的光度分布要求存在一個(gè)單獨(dú)的激發(fā)源來產(chǎn)生高J CO 譜線。Van der Werf 等人[33]認(rèn)為Mrk 231 中超大質(zhì)量黑洞吸積形成X 射線加熱的結(jié)果(圖15 給出一個(gè)與XDR 擬合相符的最高J CO 譜線的模型)，所需的X 射線可以由Mrk 231 中的AGN 產(chǎn)生[93]，它距核有160 pc。也就是說來自超大質(zhì)量黑洞的X 射線主導(dǎo)著半徑為160 pc 的內(nèi)盤的激發(fā)和化學(xué)反應(yīng)，這與Mrk 231 中AGN 的X 射線功率一致。

圖15 Mrk 231 中CO 譜線的光度[33]

然而對于近鄰亮紅外星系NGC 6240 而言，雖然它的CO 譜線與Mrk 231 中的非常相似，但是NGC 6240 中的物理、幾何特性與Mrk 231 的不同。NGC 6240 中CO 譜線與連續(xù)譜的光度比是Mrk 231 中的10 倍，所以NGC 6240 中SF 或AGN 不太可能會引起氣體激發(fā)[89]。因?yàn)橥茖?dǎo)得到的NGC 6240 的紅外光度(8～1 000 μm)為LIR=7.5 × 1011L⊙，使得大家提出了不同的能量源，讓對觀測結(jié)果的解釋變得復(fù)雜。并合系統(tǒng)中兩個(gè)H 之間H 的復(fù)合譜線[100]以及明亮的多環(huán)芳烴(polycyclic aromatic hydrocarbons,PAH)發(fā)射暗含最近的SF[101]活動，H2的發(fā)射延展到幾kpc，并且表現(xiàn)出復(fù)雜的形態(tài)。Meijerink 等人[89]認(rèn)為核間明亮的H2發(fā)射是由星系中處于并合的ISM 之間碰撞產(chǎn)生的激波引起的，并且Engel 等人[102]給出的CO(2-1)的干涉圖，也認(rèn)為H2與CO 的發(fā)射是有相同延展的。

Meijerink 等人[89]基于上述推導(dǎo)出的NGC 6240 的紅外光度、觀測上OH+譜線和H2O+譜線的缺失、CO 譜線與紅外光度之間較高的比值，以及C 型激波激發(fā)了NGC 6240 中的H2譜線的研究結(jié)果[103,104]，使用激波模型對CO 譜線能量分布(CO SLED)進(jìn)行擬合，如圖16 所示。使用的兩種激波模型為磁連續(xù)(C 型)的和非磁跳躍(J 型)的激波模型。文中得到的CO 譜線光度與紅外光度的比值非常高，為7×10?4，大約比Mrk 231[33]和Arp 220[105]的比值高一個(gè)數(shù)量級。PDR 中大部分被吸收的光子會加熱塵埃，AGN 產(chǎn)生一個(gè)UV 連續(xù)譜，包含的能量大約是輻射場的10 倍，而且還能有效地加熱塵埃。相反，在激波中氣體通過機(jī)械壓縮過程，被有效的加熱(與加熱塵埃相比)。他們假設(shè)激波不加熱塵埃，所有的紅外光度都來自AGN，得到最大的AGN 貢獻(xiàn)為10%～15%。因此，激波主導(dǎo)的ISM 可以產(chǎn)生比PDRs 和XDRs 更大的譜線與連續(xù)譜的比值，這正是我們在NGC 6240 中看到的。

圖16 NGC 6240 中C 型激波模型(實(shí)線)[89]

綜上所述，在現(xiàn)有的模型(PDR,XDR 或者激波)下對CO SLED 進(jìn)行建模，并結(jié)合其他多條譜線，不僅能夠區(qū)分星系中主導(dǎo)譜線發(fā)射的加熱機(jī)制，還能夠得到相應(yīng)加熱機(jī)制的貢獻(xiàn)比例。因此，CO SLED 與其他多條譜線一起，為星系中主導(dǎo)譜線發(fā)射的機(jī)制提供了良好的診斷。

4.1.2 CO 譜線與連續(xù)譜的比值

上述對高紅移黑洞[90]、Mrk 231[33]以及NGC 6240[89]的研究，是在現(xiàn)有的模型(PDR,XDR 或者激波)下對CO SLED 進(jìn)行建模，且往往需要結(jié)合其他多條譜線，實(shí)現(xiàn)起來可能比較困難，并且分析結(jié)果可能對模型的依賴很大。因此，Lu 等人[34]基于Herschel 觀測的65 個(gè)亮紅外星系，研究了CO 躍遷與C(60/100)的相關(guān)性，發(fā)現(xiàn)RmidCO整體上不隨C(60/100)的變化而變化，如圖3 所示；并且，發(fā)現(xiàn)隨著C(60/100)的增加，CO SLED 的峰值逐漸出現(xiàn)在中J 區(qū)域，即整體的CO 氣體變得越來越溫暖。Lu 等人[34]通過對圖3 中Mrk 231 以及NGC 6240 中加熱機(jī)制的討論，發(fā)現(xiàn)在Mrk 231 中的加熱機(jī)制是AGN 主導(dǎo)的，而NGC 6240 中則是激波(在這篇文章中激波分為兩類，詳見Lu 等人[34]文中第3.2 節(jié))主導(dǎo)的；這些結(jié)果與Van der Werf 等人[33]以及Meijerink 等人[89]的研究結(jié)果一致。在AGN/XDR 結(jié)果的假設(shè)下，我們能夠利用Lu 等人[34]的公式來計(jì)算在典型的AGN 下星系IR 光度中AGN 的貢獻(xiàn)，如下所示：

在圖3 中，很明顯可以看出激波加熱主導(dǎo)的星系(如NGC 1266 和NGC6240)分布在平均值(虛線)以上的區(qū)域，這是因?yàn)榧げㄔ诩訜釟怏w方面更加有效(與加熱塵埃相比)，從而對中高J CO 發(fā)射的貢獻(xiàn)較大，使得這個(gè)值比大。而AGN 加熱主導(dǎo)的星系(如Mrk 231)則分布在平均值以下的區(qū)域，這是由于AGN 對塵埃連續(xù)譜(IR 光度)的貢獻(xiàn)較大，但對中J CO 發(fā)射的貢獻(xiàn)較小，所以使得這個(gè)比值低于。因此，與第4.1.1 節(jié)所述相同，Lu 等人[34]定義的RmidCO提供了星系中主導(dǎo)譜線發(fā)射的加熱機(jī)制的良好診斷。

4.2 其他譜線與多條CO 譜線的結(jié)合

在研究星系中的能量來源時(shí)，除了利用多條CO 譜線(CO SLED 以及CO 譜線與連續(xù)譜的比值)，通常還會結(jié)合其他分子旋轉(zhuǎn)躍遷線(如H2O)以及分子離子譜線(如OH+和H2O+)。比如，Meijerink 等人[89]對NGC 6240 研究后發(fā)現(xiàn)，在觀測上OH+和H2O+的缺失，也暗示著大部分的氣體并沒有暴露在由AGN 或星暴/超新星活動產(chǎn)生的高電離率的環(huán)境之下。這個(gè)結(jié)果結(jié)合NGC 6240 中CO 譜線與連續(xù)譜之間的光度比，更進(jìn)一步證明了它的氣體激發(fā)由激波主導(dǎo)，這與其他人的分析是一致的[3,34]。同時(shí)，Spinoglio 等人[88]在對NGC 1068 的亞毫米光譜的研究中，將探測到的H2O 譜線與Mrk 231 中的水線相比，發(fā)現(xiàn)在NGC 1068 中碰撞是H2O 譜線的主要激發(fā)機(jī)制。而探測到的分子離子譜線OH+和H2O+，表明了與CO SLED 分析一致的能量來源。并且，Van der Werf 等人[33]在Mrk 231 中發(fā)現(xiàn)的OH+譜線和H2O+譜線的不尋常的光度(比CO 躍遷稍弱)，也揭示了來自AGN 的X 射線驅(qū)動的氣體激發(fā)和這個(gè)區(qū)域的化學(xué)特征，這個(gè)結(jié)果與利用CO SLED 的分析結(jié)果一致。

總之，在研究星系中能量來源時(shí)，其他的譜線(H2O,OH+,H2O+等)與多條CO 譜線特征提供了非常好的診斷方式。

5 總結(jié)與展望

恒星形成，是貫穿宇宙起源和天體演化的核心問題，是驅(qū)動星系的形成與演化的關(guān)鍵因素之一。在(亞)毫米波段已經(jīng)探測到了大量的譜線發(fā)射，這些譜線是ISM 的重要冷卻劑，可為研究氣體的物理性質(zhì)和化學(xué)組成以及氣體發(fā)射的能量來源提供重要的診斷方式。利用(亞)毫米波段譜線進(jìn)行的研究不但對理解近鄰星系中ISM 的物理性質(zhì)具有重要意義，而且還能為研究高紅移星系提供重要的參考和對比，能為我們理解星系的形成和演化提供關(guān)鍵的信息。本文總結(jié)了(亞)毫米波段譜線的相關(guān)用途，分別討論了它們作為不同星系性質(zhì)探針的優(yōu)缺點(diǎn)和標(biāo)度關(guān)系，在示蹤分子氣體質(zhì)量中扮演的角色，以及基于它們的觀測特性等得到的氣體發(fā)射能量來源的診斷。本文能夠?yàn)橄嚓P(guān)工作的開展提供一定的參考。全文主要內(nèi)容如下：

(1)結(jié)合(亞)毫米波段譜線的觀測，簡單地總結(jié)了利用它們測量星系SFR的方法，分析了利用它們測量SFR時(shí)存在的一些問題(如對金屬豐度的依賴等)。同時(shí)，基于前人對星系KS 關(guān)系的研究，介紹了利用此波段譜線對星系中存在的兩種SF 模式的示蹤。

(2)由于分子氣體中占比最高的H2很難直接探測，進(jìn)而發(fā)展出了多種研究分子氣體性質(zhì)(如質(zhì)量示蹤等)的方法。這些方法都有各自的優(yōu)缺點(diǎn)和側(cè)重點(diǎn)，然而隨著近些年來觀測技術(shù)的發(fā)展和觀測數(shù)據(jù)的增加，使得可以結(jié)合多種方法同時(shí)進(jìn)行探索，為進(jìn)一步研究星系中的分子氣體提供很大的幫助。

(3)基于前人利用多條CO 譜線，并結(jié)合其他多條譜線的研究，介紹了星系中主導(dǎo)譜線發(fā)射的三種激發(fā)機(jī)制，和如何利用(亞)毫米波段譜線來診斷激發(fā)機(jī)制，以及這些激發(fā)機(jī)制對星系的形成與演化的影響。這些能量來源主要包括：星系中的SF，由黑洞吸積形成的X射線(這與其AGN 的功率一致)，星際激波。

需要指出的是由于觀測技術(shù)和條件的限制，任何一條譜線單獨(dú)地用于SFR示蹤、分子氣體質(zhì)量示蹤以及能量來源診斷時(shí)，雖然都各具優(yōu)勢，但是總會存在各種各樣的問題。近年來，隨著如ALMA 這種先進(jìn)望遠(yuǎn)鏡的投入使用，以及多分子多譜線相結(jié)合方法的普遍應(yīng)用，新的研究進(jìn)展正在不斷涌現(xiàn)，為人們進(jìn)一步理解與星系的形成與演化相關(guān)的過程提供了很大的幫助(表1 簡單總結(jié)了前人利用這些譜線所做的工作)。未來隨著越來越多的更加先進(jìn)設(shè)備的投入使用，人們對星系的形成與演化的理解必定會更加的透徹。

表1 文中所述譜線的主要用途以及相關(guān)工作信息