2024, Vol. 41 
2. 西藏大学理学院物理系, 拉萨 850000;
3. 中国科学院国家天文台, 北京 100101;
4. 中国科学院大学天文与空间科学学院, 北京 101408;
5. 中国科学院FAST重点实验室, 北京 100101;
6. 北京大学科维理天文与天体物理研究所, 北京 100871
2. Department of Physics, College of Science, Tibet University, Lhasa 850000, China;
3. National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100101, China;
4. School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 101408, China;
5. CAS Key Laboratory of FAST, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100101, China;
6. Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University, Beijing 100871, China
星系之间的相互作用对星系演化有非常重要的影响，会导致星系形态转变，星系气体介质重新分布，以及恒星形成活动加剧等现象，是宇宙中重子分布演化进程中重要的环节之一。星系环境中，气体介质的分布及其运动学变化的分析，一直是星系演化动力学研究的关键。邻近宇宙的矮星系因其较小的质量及尺寸而易受到附近大质量星系及其暗物质晕的拉扯，并最终落入暗物质晕中心，与大质量星系发生并合。在此过程中，矮星系内及其环境里的气体介质分布剧烈的变化，可以激发矮星系里的恒星形成活动，有时会形成超星团。矮星系相关气体的动力学性质对超星团的形成有着至关重要的作用。
过去的研究发现，星暴矮星系NGC 5253(赤经：13h39m56s，赤纬：-31d38m24s)和旋涡星系M 83(赤经：13h37m01s，赤纬：-29d51m56s)在约109年前经历了密近的相互作用[1]，其中的星暴活动处于早期的演化阶段。NGC 5253距离银河系约为3.6 Mpc[2]，NGC 5253与M 83之间的投影距离则约为150 kpc[3]。M 83周围存在离散的中性氢(HI)云团，被认为是M 83系统内的高速云[4]，其质量低至~7×105 M⊙。NGC 5253的恒星形成活动非常高效，并显示有高金属丰度的致密气体流，这气体流或许可演化成为NGC 5253极环形结构的起源，亦可为星暴提供原料[5-6]。在过去的观测研究中，Sardone等[7]发现NGC 5253周围存在HI柱密度升高的现象，探测到的HI柱密度低至6.3×1017 cm-2，可能为被吸积着的星系周围的HI气体。
为了更具体地研究NGC 5253演化的气体动力学特征，López-Sánchez等[8]通过使用Australia Telescope Compact Array(ATCA)观测研究了该星系的HI气体，解析出NGC 5253中受动力学扰动的HI气体形态。结合X射线、远紫外、光学、近红外，以及远红外等多波段的观测数据，他们认为沿着NGC 5253的副轴(西北-东南向)，有一团弥散的贫金属HI云团正在内落，且其中的部分内落星际介质触发了该星系的剧烈星暴。
以往的研究结果暗示，NGC 5253的环境很大可能存在一定量延展、弥散、且暗弱的HI气体团块。因此，需要使用具有高灵敏度的望远镜，获取低噪声水平的HI观测数据，才有可能探测到在NGC 5253周围的延展且暗弱的HI气体。本文所述研究工作主要内容，即为使用The Robert C. Byrd Green Bank Telescope(GBT)对NGC 5253的HI观测数据，搜寻该星系附近的HI信号源，从中最终选取出HI云团候选体，最后计算分析其搜寻结果的可靠性，及这些HI云团候选体相应的性质和特征。
1 观测与数据处理 1.1 数据获取本文所使用的NGC 5253星系的HI观测数据，由GBT的公开数据库下载所得，其观测项目号为AGBT04A_017。GBT是世界上最大的可移动单天线射电望远镜，位于北纬38°25′59.236″，西经79°50′23.406″。望远镜直径约为100 m，且其面板具备可移动焦点及高表面精度等特点。NGC 5253星系的HI数据的观测日期为2004年8月5日至7日，3天的观测积分时间分别为6.4、4.8和3.2 h，共计14.4 h，原始数据大小为1.9 GB。GBT在L波段的波束大小为9.1′，观测采用on-the-fly(OTF)模式，覆盖了2°×2°的天区(赤经范围：13h34m~13h44m，赤纬范围：-32d30m~-30d30m)，进行HI发射线的成图扫描。观测的中心频率是1 420 MHz，带宽设置为50 MHz，通道数为8 192，频率分辨率为6.1 kHz，相对应的速度分辨率为1.29 km·s-1。在观测过程中，每3 s采样一次，赤经和赤纬方向的扫描速度分别为0.52′/s和1′/s。观测开始时，对流量校准源3C 286进行跟踪观测5 min，作为OTF观测的流量定标参考。
1.2 数据处理GBT对NGC 5253的HI发射线OTF成图扫描数据，是使用该望远镜提供的数据处理程序GBT Pipeline(https://safe.nrao.edu/wiki/bin/view/GB/Gbtpipeline/PipelineRelease)，将原始观测数据处理、定标、成图，转变成为可供科学研究分析所需的数据块(data cube)。数据处理过程分为以下步骤：1)去除不良数据样本：沿着观测采样方向搜索出原始数据中存在的异常采样点，并将其删除。2)数据流量定标：选取当天观测数据中40条远离观测源的采样谱线，计算中值并平滑，将其作为流量定标的参考谱线。与此同时，结合望远镜天线效率η=0.71，天顶大气不透明度τ0=0.009，同时输入至GBT Pipeline中的定标命令，运行获得完成定标的谱线。3)基线扣除：使用中值滤波的方法对距观测源潜在发射信号所在频率较远的数据基线进行扣除，同时，使用插值的方法扣除观测源附近的基线，并将XX和YY两个偏振数据进行平均获得谱线数据。4)网格化成图：使用GBT Pipeline中的gbtgridder程序对谱线数据进行网格化并成图。网格化过程中，设置像素点大小为1/4波束面积，即4.32′，并考虑了为每个像素点中所含采样点的高斯权重。我们合并平均每3个通道所对应的流量密度值至一个分辨率为3.87 km·s-1的通道速度，以提升通道间信噪，有益于后期数据分析。最后获得60×60×160个体像素点所组成的数据块，覆盖赤经范围：13h33m~13h45m，赤纬范围：-32d47m~-30d12m，以及速度范围：220~840 km·s-1。同时，扫描观测区域边缘的数据信噪比较低，在之后的数据分析中，将约为9.1′的边区减除，以使分析结果更加真实和可靠。
1.3 HI云团候选体的搜索方法为搜寻NGC 5253星系附近潜在的弥散HI云，用Python[9-11]语言编写了自建的HI云团搜索程序，程序算法的主要思路和搜寻手段如下所述。
NGC 5253和M 83的系统速度分别为407和513 km·s-1，而在Thilker等[12]的研究中，M 31星系附近HI气体云的速度，与星系系统速度相差小于±270 km·s-1。因此，我们选取分析数据块的速度范围为220~840 km·s-1的数据块进行分析。由于矮星系附近的HI气体信号相较于星系本身的信号更为微弱，且易于与谱线噪声混淆，若高于一定信噪比条件的HI信号满足在速度方向及空间范围内连续出现，这些信号是来自真实的弥散HI云团的可能性便会较高。依据上述考量，HI云团的搜寻过程如下：首先，选取数据块中噪声较为均匀且无明显信号的一块区域，计算该区域在每个速度通道上的rms噪声水平。之后，取数据块中一个3×3×3的子数据块，设该子数据块内的中心体像素点为i，它所对应的坐标为(xi, yi, zi)，分别对应赤经、赤纬和速度。若i点的流量密度值大于i点所在通道的rms的2倍(即>2σ)，则标记i点; 判断周围26个点所对应流量密度值的大小是否大于2σ, 若其中有任意一个点满足条件，则也标记该点，并以其为新的数据块的中心点。重复上述判断搜寻，直至所有在子数据块中无任何其他数据点满足判断条件。最终对HI云团候选体进行3组相互独立的目视检查确定，所有被标记的点即被认为是HI云团候选体。以上过程除第一次标记以外，每一次标记之前都需判断该点是否被重复标记，以避免混淆。最后，对所获得的搜索结果，列入表 1。
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表 1 HI气体云团候选体 Table 1 HI gas cloud candidates |
从数据块中提取出NGC 5253相关的HI谱线，在空间上积分得到NGC 5253的总HI谱线如图 1所示。通过高斯拟合，得到HI谱线的中心速度约为406 km·s-1，此结果与之前相关研究中发表的NGC 5253的系统速度相一致[13]。HI谱线积分总流量为45.6 Jy·km·s-1，与Parkes望远镜数据所得44.4 Jy·km·s-1相差3 % [13]。在使用不同仪器观测河外天体时，这样的总流量差距，多由望远镜系统及流量定标误差传递所致，其差值不会对本研究的结论造成影响。由Roberts[14]中的HI气体质量计算公式估算NGC 5253的HI质量
| $ \frac{M_{\mathrm{HI}}}{M_{\odot}}=2.36 \times 10^5\left(\frac{D}{\mathrm{Mpc}}\right)^2 \int\left(\frac{S}{\mathrm{Jy}} \frac{\delta V}{\mathrm{~km} \cdot \mathrm{s}^{-1}}\right), $ | (1) |
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| 蓝色线代表GBT观测的NGC 5253的HI光谱，橙色线是HIPASS的数据，灰色虚线是流量为零的参考线。HIPASS的速度通道宽度是GBT的4倍。 图 1 GBT观测数据和HIPASS的HI谱线对比图 Fig. 1 Comparison diagram of HI spectrum between GBT observation data and HIPASS | |
其中: D为NGC 5253星系的光度距离3.6 Mpc，∫SδV为谱线的积分流量。计算得到NGC 5253的HI质量MHI为1.39×108 M⊙，略高于Koribalski等[13]发表的结果1.35×108 M⊙。
2.2 HI云团候选体的分析使用1.3节所述搜索方法，在NGC 5253环境里探测到23个HI信号源。在考虑数据边界效应可能带来的干扰信号，以及排除M 83星系的外围HI气体流之后，确认属于NGC 5253环境里的HI云团候选体的信号源总共7个。它们对应的空间分布如图 2所示。图 2显示了GBT观测NGC 5253环境有效HI发射谱线数据区域，底图来自Infrared Astronomical Satellite(IRAS)60 μm的数据。相关的坐标、距离，以及谱线参数等信息如表 1所列。由图 2可见，这7个云团候选体分布于NGC 5253的北边和西南边，与NGC 5253之间的投影距离范围为25~71 kpc，速度范围约为236~831 km·s-1，HI质量为1.0×105~11.2×105 M⊙不等。选择Cloud B和Cloud D两个云团候选体作为代表源，其积分强度图和速度通道图如图 3和图 4所示。
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| 等高线表示的柱密度从2σ开始，分别代表 2.1×1017，4.2×1017，8.4×1017，16.8×1017，33.6×1017，67.2×1017 cm-2。积分的速度范围是220~840 km·s-1。黑色十字代表HI气体云团候选体的几何中心。右下角圆形阴影代表GBT在1 420 MHz的波束大小。子图(左下角)中灰色虚线表示观测区域，黑色十字与主图一致，圆圈显示M 83及NGC 5253的光学影像位置，其直径为该星系光学B滤镜影像中面亮度为27 mag/arcsec2处所对应的投影直径[15]。 图 2 HI柱密度及候选HI云团分布图 Fig. 2 HI column density and cloud candidate distribution | |
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| 图 3 候选HI云团的流量积分图 Fig. 3 Flux integration of HI cloud candidates | |
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| 每个通道图的左下角标注了HI气体的切片速度，底图是该通道的流量强度，等高线由其速度通道的1.5σ值开始。 图 4 候选HI云团的速度通道图 Fig. 4 Velocity channel of HI cloud candidate | |
Cloud B位于NGC 5253的东北方向，投影距离为49 kpc，相对于NGC 5253的速度是+253 km·s-1，质量为2.8×105 M⊙。其系统速度高于NGC 5253，且HI气体速度沿着西北向东南的方向降低。Cloud D为距离NGC 5253最近的云团，投影距离为25 kpc，相对NGC 5253的速度是+99 km·s-1，质量为11.2×105 M⊙，是考虑天区及速度范围里所发现云团中HI质量最高的源。此外，在积分强度图中，Cloud D的东北和西南2个区域均具有HI信号峰值。所对应的速度通道图中，在速度为515.0~526.6 km·s-1处也呈现出同样的特征。因此，Cloud D可能为存在2个互相关联的云团所组成。
2.3 HI云团候选体搜索结果的可信度分析由于本研究搜索NGC 5253的L band数据块里的HI信号源，其体像素点以4.32′×4.32′×3.87 km·s-1为单位，共50×50×160=400 000个数据点。假设数据块内噪声符合高斯分布，则流量强度大于2σ 所对应的单边置信区间是3 %。候选云团的选取要求HI信号连续出现在至少3个速度通道，且每个通道有1个体像素点对应的数值大于2σ，则在选取源里为噪声造成对假源预估有少于400 000×(3 %)3=10.8个。本研究工作所探测到的7个HI信号源均满足连续出现在至少3个速度通道，并且至少有8个体像素点的条件，积分流量强度超过3.9σ，因此可以确保选取的HI云团候选体的可信度。
3 讨论在以往的研究中，Kobulnicky和Skillman[6]通过使用Very Large Array(VLA)观测星暴矮星系NGC 5253及其周围的HI气体分布，发现成团的HI气体围绕着星系主轴旋转，而副轴周围也存在微弱的HI气体动力学证据，这些现象表明NGC 5253可能演化成极环星系，但同时NGC 5253又缺少一些如恒星环的极环星系所特有性质。然而，若此星系在约108年前爆发大规模的恒星形成活动[16]，与观测到的HI动力学时标相一致，那么，根据星系的极轨气体(polar orbiting gas)周期1.2×108/sin i推测，星系的力矩耗散还未能有足够的时间使气体进入极环或赤道轨道，形成一个特征完整的极环星系。本研究工作所探测到的Cloud A和Cloud B位于NGC 5253的主轴旋转气体附近，有很大可能是属于Kobulnicky和Skillman[6]所探测到HI气体向外延展的一部分，也是支持NGC 5253附近可能存在暗弱HI云团的佐证。
此外，Sardone等[7]通过另一次的GBT对NGC 5253环境的HI观测，探测到柱密度NHI低至1.8×1017 cm-2(1σ)的HI信号，且具有线宽W50=63.4 km·s-1。同时，在与NGC 5253中心轴向距离为25 kpc处，存在HI柱密度平均值对轴向距离反向增加的情况，这或许与积分强度图上存在的一个峰值区域有关，且该区域并无任何相关光学对应体及之前探测到或认证出的HI云团，作者表明这或许是一个正在被星系吸积的HI云团候选体。与之相比，本文探测到的7个HI云团候选体中，有2个源，Cloud D和Cloud E与NGC 5253之间的投影距离分别为25和29 kpc，且均没有光学对应体，应与Sardone等[7]所探测到的HI气体信号相关。
López-Sánchez等[8]使用ATCA干涉阵列望远镜观测研究了NGC 5253中受扰动的HI气体分布的形态，其中包括尾状、羽状，以及分离于星系的云团。结合多波段的数据研究发现，一个弥散的贫金属HI云团，可能正在沿着NGC 5253的副轴内落，且这个内落的HI云团可能触发了所当前观测到的强烈星暴现象。同时，HI气体在矮星系在东侧和北侧所呈现的扰动特征，或许是由约108年前NGC 5253与M 83星系之间发生的强烈相互作用遗留造成的。虽然本文的HI数据灵敏度与空间分辨率皆不足以认证这些特征并进行动力学分析，但NGC 5253的独特气体动力学状态和恒星形成活动很可能与我们探测到的HI云团候选体密切相关。
4 结论与展望本文通过使用GBT的HI观测数据，研究星暴矮星系NGC 5253附近区域的弥散HI气体分布。利用自建的程序搜索到7个HI云团候选体。这些云团候选体的存在可能是NGC 5253和M 83之间相互作用所致，也或许是由NGC 5253附近存在HI气体的内落现象所引起。为获取更加可靠的研究结果，本研究课题拟获取更高分辨率和更高灵敏度的观测数据，以更加深入和具体地研究NGC 5253/M 83星系群的气体动力学性质和演化特征。
感谢汤宁宇博士和张凯博士对本工作的帮助。此研究使用了美国GBT的观测数据，GBT属于美国射电天文台(NRAO)，由美国联合大学管理，由美国国家自然科学基金(NSF)资助。在数据处理过程中使用了软件包gbtpipeline，由美国国立射电天文台提供。本研究也使用了NASA/IPAC河外数据库(NED)。NED由美国国家航天局资助，由加州理工学院运营。| [1] |
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