陳 茜1 閆鵬飛1,2 李 峰1,3 袁啟榮1?

(1南京師范大學(xué)物理科學(xué)與技術(shù)學(xué)院南京210023) (2青島科技大學(xué)數(shù)理學(xué)院青島266061) (3常州大學(xué)數(shù)理學(xué)院常州213164)

星系群中活動(dòng)星系核的比例研究?

陳 茜1 閆鵬飛1,2 李 峰1,3 袁啟榮1?

(1南京師范大學(xué)物理科學(xué)與技術(shù)學(xué)院南京210023) (2青島科技大學(xué)數(shù)理學(xué)院青島266061) (3常州大學(xué)數(shù)理學(xué)院常州213164)

相對(duì)于大量X射線輻射顯著而無(wú)光學(xué)發(fā)射線的活動(dòng)星系核(AGN),已被光譜證認(rèn)了的X射線選AGN可能尚處于黑洞顯著增長(zhǎng)的高吸積率演化階段,因而具有明顯的光學(xué)發(fā)射線特征.利用COSMOS(Cosmological Evolution Survey)天區(qū)深場(chǎng)多波段測(cè)光和光譜數(shù)據(jù),在紅移范圍為0.1＜z＜1.0的星系群成員星系樣本中尋找具有光學(xué)發(fā)射線特征的X射線選AGN.研究發(fā)現(xiàn),星系群中的絕大多數(shù)這類AGN(約96%)是窄發(fā)射線AGN,星系群中AGN比例普遍低于1%,且隨著紅移有微弱的上升趨勢(shì).

星系:群:普通,星系:活動(dòng),星系:統(tǒng)計(jì),X射線:星系

1 引言

活動(dòng)星系核(Active Galactic Nucleus,簡(jiǎn)稱AGN)在星系形成和演化中起著不可或缺的作用.許多證據(jù)表明,超大質(zhì)量黑洞的生長(zhǎng)和星系中恒星形成之間存在著共同演化和物理聯(lián)系[1?2].最顯著的表現(xiàn)是,星系中的AGN和恒星形成活動(dòng)從z～2到現(xiàn)在具有相似的演化速率[3?6].星系中心超大質(zhì)量黑洞的質(zhì)量與核球的速度彌散之間存在著相關(guān)性,也支持共同演化模型[7?9].被普遍接受的觀點(diǎn)是,最亮的AGN和星暴活動(dòng)是由富含氣體的星系主并合觸發(fā)的[10?12].許多其他機(jī)制(例如大尺度棒結(jié)構(gòu)、引力勢(shì)中微弱的非軸對(duì)稱變化、次并合、盤的不穩(wěn)定性、星際介質(zhì)中的湍流等等[13?16])被提出,用來(lái)轉(zhuǎn)移角動(dòng)量,并以較低效率供燃(fuel)恒星形成活動(dòng)和黑洞增長(zhǎng).

眾所周知,冷氣體是星系中心黑洞的主要供燃來(lái)源[2].相比于場(chǎng)環(huán)境而言,星系團(tuán)環(huán)境存在著一些附加的物理過(guò)程(例如沖壓(ram-pressure)剝離[17]、熱的星際介質(zhì)蒸發(fā)[18]、星系與星系團(tuán)引力勢(shì)阱的潮汐效應(yīng)[19?22]、缺乏冷氣匯入導(dǎo)致的氣體饑荒(starvation)[23]等等),這些物理過(guò)程會(huì)影響冷氣體的存在和運(yùn)輸過(guò)程,被用來(lái)解釋星系團(tuán)中缺乏亮的恒星形成星系、缺少冷氣體庫(kù)、存在大比例的相對(duì)寧?kù)o的早型星系[24?27]等觀測(cè)事實(shí).星系團(tuán)環(huán)境中的AGN分布可以為研究供燃過(guò)程隨著光度和吸積率的變化情況,以及黑洞和星系共同演化提供額外的觀測(cè)限制.因此,開(kāi)展星系團(tuán)內(nèi)AGN的統(tǒng)計(jì)研究,可以對(duì)團(tuán)內(nèi)星系的中心超大質(zhì)量黑洞的增長(zhǎng)、AGN的供燃機(jī)制,以及AGN對(duì)團(tuán)內(nèi)介質(zhì)的長(zhǎng)期影響等方面給出重要的線索[1].

根據(jù)Butcher-Oemler效應(yīng)[28?29]以及星系內(nèi)恒星形成與黑洞吸積之間的密切聯(lián)系,可以預(yù)言高紅移星系團(tuán)內(nèi)應(yīng)包含更多比例的AGN.早在1983年,Dressler等[30]在高紅移星系團(tuán)3C295(z=0.46)中發(fā)現(xiàn)了3個(gè)AGN,預(yù)示著上述預(yù)言正確.隨著X射線衛(wèi)星Chandra的發(fā)射,其在遙遠(yuǎn)星系團(tuán)中觀測(cè)到了點(diǎn)源,后續(xù)的光譜觀測(cè)表明,這些點(diǎn)源與星系團(tuán)成員星系成協(xié)[31?32].Eastman等[33]對(duì)4個(gè)高紅移(z＞0.5)星系團(tuán)和10個(gè)低紅移(z＜0.32)星系團(tuán)開(kāi)展了對(duì)比研究,發(fā)現(xiàn)高紅移星系團(tuán)包含AGN(在硬X射線波段的光度滿足LX,H＞1043erg·s?1)的亮星系(即R波段絕對(duì)星等MR＜?20 mag)比例高出了1個(gè)數(shù)量級(jí),這是第1個(gè)表明星系團(tuán)中AGN比例隨紅移增長(zhǎng)的顯著定量證據(jù).隨后的一些研究利用射電光度、中紅外色指數(shù)、X射線光度等不同選擇判據(jù)獲得AGN樣本,研究了星系團(tuán)中不同截止光度下的AGN比例隨紅移的演化[1?2,34?36].

根據(jù)AGN吸積過(guò)程演化模型,AGN活動(dòng)性初始由星系并合觸發(fā),隨后進(jìn)入到高吸積率且光學(xué)輻射為主的薄盤吸積階段,該階段的AGN具有發(fā)射線光譜.當(dāng)吸積率隨著時(shí)間逐漸下降后,AGN逐步進(jìn)入一個(gè)以X射線輻射為主的演化階段,此時(shí)的AGN光學(xué)輻射很弱,且光學(xué)光譜中沒(méi)有顯著的發(fā)射線特征[35].因此,光學(xué)選和X射線選AGN可能是處于不同演化階段的同一類AGN.本文將利用COSMOS天區(qū)中紅移覆蓋范圍為0＜z＜1.0的星系群成員星系樣本,對(duì)已被光譜證認(rèn)了的X射線選AGN的比例進(jìn)行交叉證認(rèn),研究這類具有光學(xué)發(fā)射線的X射線選AGN在星系群中的比例,重點(diǎn)探討該比例隨紅移的演化趨勢(shì).

2 研究樣本

2.1 AGN樣本

COSMOS天區(qū)是哈勃空間望遠(yuǎn)鏡針對(duì)赤道附近2平方度天區(qū)的多波段巡天,旨在揭示宇宙大尺度結(jié)構(gòu)、星系、恒星形成及其與AGN之間的演化聯(lián)系.計(jì)劃探測(cè)2×106個(gè)星系和活動(dòng)星系核,對(duì)點(diǎn)源I波段曝光的深度為IAB=28,對(duì)星系的截止星等為IAB=26.地面和空間的主要觀測(cè)設(shè)備拍攝了具有高分辨的圖像和光譜,其波長(zhǎng)范圍覆蓋了X射線、紫外、光學(xué)、近紅外、中紅外和射電波段(詳見(jiàn)http://cosmos.astro.caltech.edu/).

本文采用的AGN樣本來(lái)源于COSMOS天區(qū)的XMM-Newton巡天觀測(cè).Brusa等[37]對(duì)XMM-Newton發(fā)現(xiàn)的X射線點(diǎn)源進(jìn)行了光學(xué)證認(rèn).XMM-Newton探測(cè)了1848個(gè)X射線點(diǎn)源,其中26個(gè)源出現(xiàn)在文獻(xiàn)[38]的XMM彌散源列表中,因此被剔除.剩下的源中有25個(gè)源的像是模糊的,也被剔除.最后在XMM-COSMOS樣本里包含1797個(gè)X射線點(diǎn)源,其中有流量限制(X射線軟、中、硬3個(gè)波段的流量下限分別為～5×10?16,～3×10?15,～7×10?15erg·cm?2·s?1)且被光學(xué)光譜證認(rèn)為AGN的共有730個(gè),其中403個(gè)(～55%)是寬線AGN,占大多數(shù),而窄線AGN有327個(gè).

2.2 星系群中的成員星系樣本

George等[39]研究了COSMOS巡天中被證認(rèn)為X射線展源的星系群[38].根據(jù)微引力透鏡效應(yīng),Leauthaud等[40]得到這些星系群的暈質(zhì)量的范圍1013≤M200/M⊙≤1014,其中M200是指在位力半徑R200內(nèi)的暈質(zhì)量,定義為M200≡200ρc(z)(4π/3)R00,ρc(z)是紅移為z時(shí)刻的宇宙臨界密度.在文獻(xiàn)[38]中星系群表的基礎(chǔ)上,根據(jù)更高精度紅移測(cè)量, George等[39]補(bǔ)充證認(rèn)了一些更暗的X射線展源,最終的星系群表一共包含了211個(gè)X射線延展源,分布在1.64平方度的天區(qū),紅移范圍為0＜z＜1,在0.1-2.4 keV內(nèi)的X射線光度滿足41.3＜lg(LX/(erg·s?1))＜44.1.其中的165個(gè)X射線展源有明確的光學(xué)對(duì)應(yīng)體,已被光學(xué)光譜觀測(cè)確認(rèn)為星系群.

基于30個(gè)波段的COSMOS天區(qū)深場(chǎng)測(cè)光數(shù)據(jù),Ilbert等[41]對(duì)所有滿足IAB＜25的星系的光譜能量分布進(jìn)行了χ2模板擬合,獲得了星系的測(cè)光紅移.對(duì)于IAB＜24且z＜1.2的星系樣本,測(cè)光紅移精度為σΔz/(1+z)=0.012.基于上述星系群樣本和星系的測(cè)光紅移估計(jì),George等[39]采用了一種嚴(yán)格的Bayesian概率分析算法,對(duì)所有滿足F814W波段的星等亮于24.2 mag,且在3σ顯著度水平上在Ks波段被探測(cè)到(對(duì)應(yīng)的典型極限星等為Ks=24)的星系計(jì)算其群成員概率(Pmem).任何群成員選擇判據(jù)都難免會(huì)混入一定比例的錯(cuò)選和漏選的成員星系.他們利用具有光譜紅移(zspec)的星系子樣本,對(duì)由于測(cè)光紅移(zphot)的不確定性導(dǎo)致的成員污染和不完備性進(jìn)行了檢驗(yàn).群成員星系樣本的純度(p)和完備度(c)分別定義如下:

其中Nselected為選擇的星系群成員數(shù),Ninterlopers為錯(cuò)選的成員數(shù),Ntrue為真實(shí)的成員數(shù), Nmissed為漏選的成員數(shù).當(dāng)然,Nselected?Ninterlopers=Ntrue?Nmissed,均表示選擇到的真實(shí)成員數(shù),由此可得Ntrue/Nselected=p/c.

群成員星系樣本的純度(p)和完備度(c)與群成員概率(Pmem)閾值的選取密切相關(guān): Pmem閾值越高,群成員星系樣本的純度越高,但完備度越低.當(dāng)Pmem＞0時(shí),成員星系樣本的純度不高(p＜0.60),但完備度高(c～0.98).當(dāng)Pmem＞0.5時(shí),樣本純度p=0.69,完備度c=0.92,在純度和完備度上達(dá)到了一個(gè)較好的平衡.

2.3 星系群成員AGN樣本

一旦給定了成員概率閾值,即可獲得群成員星系樣本,然后將上述被光譜證認(rèn)了的X射線選AGN樣本(含730個(gè)AGN)與之進(jìn)行交叉證認(rèn).通過(guò)二者的坐標(biāo)和紅移值,可以毫無(wú)懸念地證認(rèn)出群成員星系中的AGN,并獲得該AGN隸屬于哪個(gè)星系群.由于George等[39]在估計(jì)星系群成員概率時(shí)使用的是測(cè)光紅移估計(jì)值,如果AGN的光譜紅移與測(cè)光紅移偏差太大,該AGN的群成員概率則不可信.根據(jù)文獻(xiàn)[39]中定義,當(dāng)星系的投影距離超過(guò)3r200,且紅移之差|zAGN?zgroup|/(1+zgroup)＞0.01時(shí)則不屬于該星系群.對(duì)于z=1的星系群,紅移之差要求不超過(guò)0.02.實(shí)際操作中,我們要求與AGN匹配的星系位置偏離在1′′以內(nèi),而且星系的測(cè)光紅移與AGN的光譜紅移之差小于0.01(1+zgroup).為了考查后續(xù)的AGN比例統(tǒng)計(jì)對(duì)選取的成員概率閾值的選擇效應(yīng),我們指定了3種成員星系概率閾值(即0.1、0.3、0.5),分別獲得了3個(gè)成員星系樣本.

圖1給出了AGN和群成員星系的成員概率(Pmem)分布情況.可以看出,星系和AGN的概率峰值均出現(xiàn)在0.8＜Pmem＜0.9范圍內(nèi).在0.1＜Pmem＜0.5范圍內(nèi),沒(méi)有發(fā)現(xiàn)群成員AGN,而星系保持均勻的概率分布.在群成員星系中證認(rèn)出了27個(gè)AGN,其成員概率值(Pmem)普遍比較大,集中在0.7＜Pmem＜1.0.群成員AGN的另一個(gè)顯著特征是,這些AGN中只有1個(gè)寬線AGN,其余的都是窄線AGN.考慮到AGN整體樣本(即在2.1節(jié)中提及的730個(gè)已光譜證認(rèn)的X射線選AGN)中有半數(shù)以上是寬線AGN,這說(shuō)明星系群環(huán)境下存在窄線AGN的概率更高.

圖1 星系群成員AGN和星系的成員概率(Pmem)分布Fig.1 The distribution of membership probability(Pmem)for the AGNs and galaxies in groups

表1給出了3種概率閾值條件下分別獲得的成員星系樣本和成員AGN樣本的統(tǒng)計(jì)性質(zhì),包括了樣本的純度、完備度、成員星系和AGN計(jì)數(shù)、平均AGN比例等參數(shù).顯然,隨著概率閾值的上升,滿足條件的群成員星系數(shù)目明顯減少,但成員AGN的數(shù)目基本不變,導(dǎo)致樣本整體上的平均AGN比例增加.

表1 3個(gè)星系群中星系和AGN樣本的參數(shù)Table 1 The parameters for three samples of galaxies and AGNs in groups

圖2分別給出了3個(gè)群成員星系樣本中AGN和星系計(jì)數(shù)隨紅移的分布情況.成員星系和AGN的紅移峰值均出現(xiàn)在0.3＜z＜0.4范圍內(nèi).隨著成員概率閾值的抬升,成員星系樣本的數(shù)目下降,但其沿測(cè)光紅移(zphot)的分布基本維持不變.我們?nèi)芜x兩個(gè)樣本分別進(jìn)行了Kolmogorov-Smirnov檢驗(yàn),表明這些樣本的紅移分布高度一致,檢驗(yàn)顯著性水平均超過(guò)了86%.

圖2 星系群成員AGN和星系的計(jì)數(shù)隨紅移的分布Fig.2 The distribution of redshifts for three samples of AGNs and galaxies in groups

3 星系群中成員AGN比例統(tǒng)計(jì)

3.1 星系群中AGN比例估計(jì)

由于星系群中成員AGN樣本是通過(guò)AGN樣本與群成員星系樣本交叉證認(rèn)而來(lái),成員星系樣本的純度(p)和完備度(c)必然會(huì)傳遞給群成員AGN樣本.對(duì)于給定的成員概率閾值,設(shè)某星系群中的AGN和星系的計(jì)數(shù)分別為NAGN和Ngal,則AGN比例fAGN=NAGN/Ngal.假設(shè)成員AGN樣本與成員星系樣本的純度和完備度完全相同,樣本中真正AGN和星系的數(shù)目應(yīng)該乘以一個(gè)相同的修正因子(p/c),則fAGN仍然不變.通常情況下,星系和AGN計(jì)數(shù)可視為泊松變量.考慮計(jì)數(shù)修正后,AGN比例(fAGN)盡管不變,但其誤差值將放大倍.

COSMOS天區(qū)中滿足z＜1.0和Pmem＞0.1的X射線選星系群有198個(gè),只在其中的26個(gè)星系群中發(fā)現(xiàn)了AGN的存在,我們計(jì)算了這26個(gè)星系群中的AGN比例及其誤差.圖3是這些星系群中的AGN比例隨AGN光譜紅移(zspec)的分布,圖中給出了線性擬合的斜率(ΔfAGN/Δz)和Pearson相關(guān)系數(shù)(rs).可以看出,3個(gè)樣本的fAGN隨著紅移都有非常微弱的上升趨勢(shì),其線性相關(guān)系數(shù)也很低.對(duì)3個(gè)樣本中26個(gè)星系群的群成員AGN比例進(jìn)行biweight統(tǒng)計(jì),其biweight位置分別是3.5(±0.6)%、4.5(±0.9)%、4.6(±1.2)%,表明在這些星系群(z＜1)的平均AGN比例低于5%.

3.2 星系群成員AGN比例隨紅移的演化

我們注意到,在198個(gè)滿足z＜1和Pmem＞0.1的星系群中,只在26個(gè)星系群中發(fā)現(xiàn)了AGN,大部分星系群中并沒(méi)有發(fā)現(xiàn)AGN.對(duì)于某個(gè)沒(méi)有發(fā)現(xiàn)AGN的星系群,假設(shè)其成員星系數(shù)目是Ngal,則有fAGN＜1/Ngal.當(dāng)我們對(duì)給定紅移區(qū)間內(nèi)的星系群樣本的AGN比例進(jìn)行整體估計(jì)時(shí),這些沒(méi)有發(fā)現(xiàn)AGN的星系群無(wú)疑也應(yīng)該包括在統(tǒng)計(jì)樣本內(nèi).

圖3 26個(gè)至少包含1個(gè)AGN的星系群中的AGN比例與紅移的關(guān)系Fig.3 The AGN fraction as a function of redshift for these 26 groups containing at least one AGN

我們將z＜1的星系群分成10個(gè)紅移區(qū)間,每個(gè)區(qū)間的紅移寬度為Δz=0.1.通過(guò)對(duì)各紅移區(qū)間內(nèi)的星系群成員星系和AGN進(jìn)行計(jì)數(shù),我們獲得了星系群中AGN比例隨紅移的演化趨勢(shì).如圖4所示,對(duì)于3個(gè)群成員星系樣本,AGN比例隨紅移都表現(xiàn)出了微弱的上升趨勢(shì),其最佳線性擬合的斜率約0.004 5,并且其Pearson相關(guān)系數(shù)非常一致,處在0.35至0.40之間.

圖4 3個(gè)星系群成員樣本中整體AGN比例隨紅移的關(guān)系Fig.4 The overall AGN fraction as a function of redshift for three samples of group galaxies

由于星系群中AGN數(shù)目有限,如果紅移間隔Δz過(guò)小,可能會(huì)造成有些紅移區(qū)間中AGN比例為零,導(dǎo)致較大的統(tǒng)計(jì)不確定性.Martini等[1]統(tǒng)計(jì)了星系團(tuán)樣本中的亮AGN(即X射線光度LX,H＞1043erg·s?1)的比例.他們?cè)?7個(gè)低紅移(z＜0.4)星系團(tuán)中只發(fā)現(xiàn)了2個(gè)AGN,整體AGN比例只有0.134%.同時(shí),他們?cè)?5個(gè)高紅移(z＞0.4)的星系團(tuán)中尋找到了18個(gè)亮AGN,AGN比例有了顯著提高,達(dá)到了1%.類似地,我們也將COSMOS天區(qū)星系群成員星系樣本分成低紅移(z＜0.5)和高紅移(0.5＜z＜1.0)兩個(gè)子樣本,分別計(jì)算兩個(gè)子樣本的AGN比例.對(duì)于樣本1(即滿足Pmem＞0.1),低紅移子樣本的AGN比例為0.30(±0.11)%,高紅移子樣本的AGN比例為0.55(±0.17)%,顯示出fAGN隨紅移增加的趨勢(shì).對(duì)于樣本2(即滿足Pmem＞0.3),有fAGN(z＜0.5)= 0.35(±0.13)%,fAGN(0.5＜z＜1.0)=0.64(±0.19)%.對(duì)于樣本3(即滿足Pmem＞0.5),有fAGN(z＜0.5)=0.43(±0.15)%,fAGN(0.5＜z＜1.0)=0.78(±0.23)%.隨著成員概率閾值的上升,AGN比例隨紅移增加的趨勢(shì)更加顯著.當(dāng)然,該結(jié)論不能排除選擇效應(yīng)的影響.從圖2右圖可以看出,成員星系的紅移分布在0.3＜z＜0.4出現(xiàn)峰值,暗示COSMOS場(chǎng)在此紅移處有較大的結(jié)構(gòu).根據(jù)Oh等[34]的研究成果,星系團(tuán)中的AGN比例低于星系群中的比例.根據(jù)Finoguenov等[38]的X射線選星系團(tuán)表,在z＜0.1和z～0.4處確有星系團(tuán)的存在.一方面星系團(tuán)的AGN比例較低,另一方面星系團(tuán)的成員星系數(shù)目更大,最終將導(dǎo)致在z＜0.5區(qū)間內(nèi)的平均AGN比例顯著降低.

Tomczak等[36]對(duì)0＜z≤1.3的大質(zhì)量星系團(tuán)中的中紅外選AGN進(jìn)行了比例研究.他們利用Spitzer IRAC(3.6,4.5,5.8和8.0μm)4個(gè)波段的測(cè)光數(shù)據(jù),發(fā)現(xiàn)有949個(gè)團(tuán)成員星系至少在3個(gè)波段被探測(cè)到,并通過(guò)雙色圖搜索出了其中的12個(gè)中紅外選AGN,因此在z＜1的中紅外選AGN比例為fAGN～1%.他們將成員星系樣本分成低紅移(z＜0.5)和高紅移(0.5＜z＜1.0)兩個(gè)區(qū)間,發(fā)現(xiàn)其比例基本相同,均小于1%,沒(méi)有發(fā)現(xiàn)中紅外選AGN比例隨紅移增加的趨勢(shì).有趣的是,他們?cè)谝粋€(gè)高紅移(z=1.24)星系團(tuán)中發(fā)現(xiàn)中紅外選AGN的比例竟然高達(dá)～15%.

Martini等[2]估計(jì)了13個(gè)大質(zhì)量(M≥1014M⊙)高紅移(1＜z＜1.5)星系團(tuán)中AGN的比例.所有團(tuán)星系亮于M3?·6(z)+1(M3·6表示根據(jù)3.6μm波段估計(jì)出的恒星質(zhì)量),X射線選AGN的硬X射線光度亮于LX,H＞1044erg·s?1.作者估算星系團(tuán)中AGN比例在1＜z＜1.5時(shí)是fAGN=3.0%,是z～0.25處相似光度AGN比例的30倍,并且比z～0.75處的AGN比例高1個(gè)數(shù)量級(jí).Oh等[34]利用Chandra數(shù)據(jù)研究AGN的出現(xiàn)率和性質(zhì).他們的X射線選星系群樣本中包含16個(gè)星系群,紅移為0.5＜z＜1.1,質(zhì)量范圍為1012·7～1014·5M⊙.成員星系紅移要求落在星系群平均紅移的3倍速度彌散內(nèi),測(cè)出高紅移(zˉ～0.74)星系群中的AGN比例是低紅移星系群的3倍.

與前人的統(tǒng)計(jì)工作相比,本文獲得的AGN比例均小于1%,這是因?yàn)槲覀冞x擇AGN的條件比較苛刻,不僅對(duì)其X射線流量有限制,而且要求已經(jīng)被光學(xué)光譜證認(rèn)(即具有發(fā)射線光譜特征),這意味著這些AGN處在高吸積率且光學(xué)輻射為主的演化階段.Oh等[34]在25個(gè)滿足LX,H＞1041erg·s?1的X射線選AGN中只發(fā)現(xiàn)了4個(gè)發(fā)射線AGN.根據(jù)AGN吸積過(guò)程演化模型,只有進(jìn)入到高吸積率(即薄盤吸積)演化階段,此時(shí)的AGN活動(dòng)性將以光學(xué)輻射為主,具有顯著的發(fā)射線光譜.經(jīng)過(guò)一段時(shí)期后,隨著吸積率的下降,AGN的光學(xué)輻射趨弱,其光學(xué)發(fā)射線特征逐漸消失,進(jìn)入到以X射線輻射為主的演化階段[35].因此,不同的AGN選擇判據(jù)對(duì)應(yīng)著不同演化階段的AGN,其在星系群中的比例自然會(huì)有所區(qū)別.

4 結(jié)論

本文用COSMOS天區(qū)深場(chǎng)多波段測(cè)光和光譜數(shù)據(jù),在紅移范圍為0.1＜z＜1.0的星系群成員星系樣本中尋找已被光譜證認(rèn)了的X射線選活動(dòng)星系核.研究發(fā)現(xiàn),星系群成員AGN中絕大多數(shù)(約96%)是窄發(fā)射線AGN.當(dāng)選取不同的星系群成員概率閾值時(shí),星系群中AGN比例普遍低于1%.將成員星系樣本分成低紅移(z＜0.5)和高紅移(0.5＜z＜1.0)兩個(gè)子樣本,發(fā)現(xiàn)AGN比例有顯著的隨紅移增加的趨勢(shì).當(dāng)紅移區(qū)間Δz=0.1時(shí),AGN比例仍然表現(xiàn)出微弱的隨著紅移增加的趨勢(shì).

參考文獻(xiàn)

[1]Martini P,Sivako ffG R,Mulchaey J S.ApJ,2009,701:66

[2]Martini P,Miller E D,Brodwin M,et al.ApJ,2013,768:1

[3]Boyle B J,Georgantopoulos I,Blair A J,et al.MNRAS,1998,296:1

[4]Franceschini A,Hasinger G,Miyaji T,et al.MNRAS,1999,310:L5

[5]Merloni A,Rudnick G,Di Matteo T.MNRAS,2004,354:L37

[6]Silverman J D,Green P J,Barkhouse W A,et al.ApJ,2008,679:118

[7]Ferrarese L,Merritt D.ApJ,2000,539:L9

[8]Gebhardt K,Bender R,Bower G,et al.ApJ,2000,539:L13

[9]Tremaine S,Gebhardt K,Bender R,et al.ApJ,2002,574:740

[10]Sanders D B,Soifer B T,Elias J H,et al.ApJ,1988,325:74

[11]Barnes J E,Hernquist L E.ApJ,1991,370:L65

[12]Hopkins P F,Hernquist L,Cox T J,et al.ApJS,2006,163:1

[13]Simkin S M,Su H J,Schwarz M P.ApJ,1980,237:404

[14]Elmegreen B G,Elmegreen D M,Brinks E,et al.ApJ,1998,503:L119

[15]Genzel R,Burkert A,Bouch′e N,et al.ApJ,2008,687:59

[16]Hopkins P F,Quataert E.MNRAS,2011,415:1027

[17]Gunn J E,Gott III J R.ApJ,1972,176:1

[18]Cowie L L,Songaila A.Nature,1977,266:501

[19]Farouki R,Shapiro S L.ApJ,1981,243:32

[20]Merritt D.ApJ,1983,264:24

[21]Richstone D O.ApJ,1976,204:642

[22]Moore B,Katz N,Lake G,et al.Nature,1996,379:613

[23]Larson R B,Tinsley B M,Caldwell C N.ApJ,1980,237:692

[24]Gisler G R.MNRAS,1978,183:633

[25]Dressler A.ApJ,1980,236:351

[26]Giovanelli R,Haynes M P.ApJ,1985,292:404

[27]Dressler A,Smail I,Poggianti B M,et al.ApJS,1999,122:51

[28]Butcher H,Oemler A.ApJ,1978,226:559

[29]Butcher H,Oemler A.ApJ,1984,285:426

[30]Dressler A,Gunn J E.ApJ,1983,270:7

[31]Gilmour R,Best P,Almaini O.MNRAS,2009,392:1509

[32]Johnson O,Best P N,Almaini O.MNRAS,2003,343:924

[33]Eastman J,Martini P,Sivako ffG,et al.ApJ,2007,664:L9

[34]Oh S,Mulchaey J S,Woo J H,et al.ApJ,2014,790:43

[35]Shen Y,Mulchaey J S,Paychaudhury S,et al.ApJ,2007,654:L115

[36]Tomczak A R,Tran K H,Saintonge A.ApJ,2011,738:65

[37]Brusa M,Civano F,Comastri A,et al.ApJ,2010,716:348

[38]Finoguenov A,Guzzo L,Hasinger G,et al.ApJS,2007,172:182

[39]George M R,Leauthaud A,Bundy K,et al.ApJ,2011,742:125

[40]Leauthaud A,Finoguenov A,Kneib J P,et al.ApJ,2010,709:97

[41]Ilbert O,Capak P,Salvato M,et al.ApJ,2009,690:1236

Investigation on Active Galactic Nucleus Fraction in Galaxy Groups

CHEN Xi1YAN Peng-fei1,2LI Feng1,3YUAN Qi-rong1
(1 School of Physics Science and Technology,Nanjing Normal University,Nanjing 210023) (2 School of Mathematics and Physics,Qingdao University of Science and Technology,Qingdao 266061) (3 School of Mathematics and Physics,Changzhou University,Changzhou 213164)

Compared with numerous X-ray-dominant active galactic nuclei(AGNs) without emission-line signatures in their optical spectra,the spectroscopically identi fi ed, X-ray selected AGNs are likely in the high-accretion evolutional phase of black hole growth,thus they have obvious emission-line signatures.Using the multiwavelength photometric and spectral data in the COSMOS(Cosmological Evolution Survey)deep fi eld,we search the spectroscopically con fi rmed,X-ray selected AGNs in the samples of group member galaxies within a redshift range of 0.1＜z＜1.0.It is shown that majority(～96%)of AGNs in groups are narrow-line AGNs.Though overall AGN fraction in groups is likely to be less than 1%,a slight raising tendency with redshift is found in AGN fractions in groups.

galaxies:groups:general,galaxies:active,galaxies:statistics,X-rays: galaxies

P157;

:A

2014-12-29收到原稿,2015-03-24收到修改稿

?國(guó)家自然科學(xué)基金項(xiàng)目(11173016,11433005)及高等學(xué)校博士學(xué)科點(diǎn)專項(xiàng)科研基金項(xiàng)目(20133207110006)資助

?yuanqirong@njnu.edu.cn

10.15940/j.cnki.0001-5245.2015.04.002