一种识别再 rejuvenation 星系的简单光谱技术

再 rejuvenation 星系是一类特殊星系，它们完全熄火后经历“再 rejuvenation”事件再次成为恒星形成星系。在星系形成模型中，再 rejuvenation 率差异显著：预计到 z = 0 时 10%-70% 的大质量星系会经历再 rejuvenation。因此，测量再 rejuvenation 率对于标定恒星形成反馈机制的强度十分重要。然而，这些观测具有挑战性，因为再 rejuvenation 系统在宽带测光中与正常恒星形成星系难以区分。本文中，我们使用星系光谱能量分布（SED）拟合代码 Prospector 寻找区分正常恒星形成星系与再 rejuvenation 星系的观测标记。我们发现再 rejuvenation 星系的 Balmer 吸收线等效宽度（EWs）小于恒星形成星系。这类似于众所周知的“K + A”或后星暴星系，后者因 A 型星主导光度而具有强 Balmer 吸收：而此处再 rejuvenation 系统缺乏 A 型星，反而类似“O - A”系统。我们发现具有 H$\beta$、H$\gamma$ 和/或 H$\delta$ 吸收 EWs $\lesssim 3${\AA} 的恒星形成星系对应于高纯度的再 rejuvenation 系统选择。有趣的是，尽管该技术在识别温和再 rejuvenation 时非常有效，但由于众所周知的恒星掩盖效应，“强烈”再 rejuvenation 系统仍几乎无法与恒星形成星系区分。我们得出结论：在恒星形成星系族中测量 Balmer 吸收线 EWs 是识别再 rejuvenation 族群的有效方法，并讨论了若干去除或分辨通常位于这些吸收线上的星云发射的技术。