主要是通过近红外窄带巡天，探测红移2.24处的Hα发射线星系，结合ECDFS场中的多波段数据对处于宇宙恒星形成顶峰时期的Hα发射线星系的形态、消光、质量、恒星形成率等性质进行比较细致的研究，同时给出了红移2.24处的Hα光度函数(Hα Luminosity function)。

图1 窄带探测发射线星系的原理图。图中黑色的曲线代表的是宽带的透射曲线，红色的是窄带的。背景是不同红移处的典型的恒星形成星系的光谱模板。在这里简单介绍一下窄带巡天的原理，如图1所示，由于窄波段的带宽较窄，所以如果有发射线移入时会显著提高窄带探测到的流量，而宽带由于带宽较大这一影响就会被平滑掉。这样我们比较同一中心波长处窄带和宽带的流量就可以选出窄带超出的源，进而证认发射线星系。

在过去的15年中，随着地面望远镜上大视场近红外探测器的发展，近红外窄带Hα巡天得以开展，在众多的恒星形成示踪物中，Hα被广泛选择的原因是：

一、Hα是由大质量的年青星（3-10Myr）电离其周围的氢原子产生的，示踪的是几乎即时的恒星形成；

二、Hα在恒星形成星系中是除去Lyα之外最强的一条发射线且其相对诸如紫外光度、Lyα之类的更短波的示踪物来说对尘埃消光不是那么敏感；

三、Hα 示踪恒星形成已经有了很好的定标。而近红外探测到的Hα发射线对应的红移z~2，即宇宙恒星形成的巅峰时期，所以利用近红外窄带Hα巡天可以证认出这一恒星形成巅峰时期的发射线星系，进而研究其物理性质。

我们的样本中三个源被证认为是X-ray 源。我们注意到这三个源是我们样本中Hα发射线光度最强的源，同时也是质量最大的三个源。这三个源中，根据其X-ray (静止的0.5-8Kev) 的光度，其中有两个可以被认证为是活动星系核(AGN)。

2.2形态学

结合HST高分辨率的图像，我们对56个Hα发射线星系的静止的紫外和光学波段的形态学进行了研究，如图3所示，我们发现在我们样本中有一半的星系是处于并合系统或是有伴源的，这说明并合和相互作用对于红移2-3宇宙时期的恒星形成有有着关键的作用。

图3 z=2.24 处的Hα发射线星系的HST/ACS的图像。颜色是由V606（606是下标）和 z850（850是下标）两个波段的数据得到的。

2.3 尘埃消光我们用SED拟合的方法去估算我们样本的尘埃消光。如图4所示，我们得到的尘埃消光与星系的恒星形成率有着很好的相关性。一般而言，恒星是形成于尘埃气体之中的，所以越高的恒星形成率有着越严重的尘埃消光是完全可以理解的。

2.4 星系的恒星质量我们用FAST通过拟合Hα发射线星系的SED去估算星系的恒星质量。如图5所示，Hα发射线星系的恒星质量与星系的恒星形成率之间存在着明显的相关关系，这便是我们熟知的恒星形成星系的“主序“。这说明通过Hα发射线选出来的星系是典型的恒星形成星系。

2.5 z=2.24处的Hα光度函数我们改正了[N II]线对Hα发射线的污染以及样本的不完备性。同时根据SED拟合估算出的消光对每一个星系进行了单独的消光改正后我们确定出了z=2.24处的Hα光度函数，如图6左图所示，我们的结果与之前的一些窄带巡天得到的Hα光度函数有着非常明显的差异：我们的暗端较平，亮端比较高。但我们注意到之前的这些工作都是用一个常数去改正消光的，为此我们也用常数去改正我们样本的消光，如图6右图所示，我们的结果和之前工作的结果是很一致的。说明左图中的差异主要是由不同的尘埃消光的改正引起的，由此可见合理的尘埃消光的改正对于确定 Hα光度函数是非常重要的。

现有的做Hα消光（或者高红移恒星形成星系消光）的工作表明，星系的消光是与星系的恒星质量、恒星形成率或是发射线的等值宽度相关的，所以常数的消光改正并不是一个很好的近似。此外，图6左图中还给出了相近红移处的星系恒星质量函数（Stellar Mass Function），我们发现我们的Hα 光度函数和相近红移处的恒星形成星系的恒星质量函数吻合的很好，这恰恰是恒星形成星系“主序”的反映。

图4 56个Hα发射线星系的恒星形成率与消光之间的关系。红色的正方形标记的是三个X-ray源。

图5 56个Hα发射线星系的恒星质量与恒星形成率之间的关系。

图6 z=2.24处的Hα光度函数。左图：蓝色的菱形是对每个星系做单独的尘埃消光改正得到的Hα光度函数。图中也给出了之前工作得到的Hα光度函数以及相近红移处的恒星形成星系的恒星质量函数以作对比。右图：常数改正消光的Hα光度函数。

3.总结与讨论我们的工作表明利用近红外窄带选出的Hα发射线星系是典型的恒星形成星系。Hα发射线星系静止的紫外和光学的形态学表明并合和相互作用对于红移z~2宇宙时期的恒星形成有着非常重要的影响。我们通过SED拟合的方法得到的尘埃消光与星系的恒星形成率是相关的，但对于如此高红移星系的尘埃消光的估计，更为精准的估算方法还是有待发展的。

尘埃消光的改正对于确定Hα光度函数是很关键的。我们对每个星系单独的进行消光改正得到的Hα光度函数能够反映同一宇宙时期的恒星形成星系的恒星质量函数。这也正是恒星形成星系“主序”的反映，然而我们的样本比较小，只能比较可靠地确定光度函数的暗端，对于亮端的限制则需要更大的样本。