近邻星系气体金属丰度的研究

发布时间：2020-08-08 01:21

【摘要】：近邻星系是研究星系形成与演化的理想天体。从形态上近邻星系可以分为椭圆星系,透镜星系(S0星系),旋涡星系和不规则星系。星系主要成分包含恒星、不同物态的气体、尘埃以及暗物质。星系的恒星质量和气体金属丰度是研究星系形成与演化的两个重要物理参数。以往的研究主要根据一维光学光谱获得星系的物理参数研究星系的形成与演化。最近,随着积分光谱仪(IFU)的普遍使用,我们能够得到星系不同位置处的光学光谱,能更好地理解星系的形成与演化。本论文主要包括以下两个部分:论文的第一部分我们利用斯隆数字巡天二维光谱(MaNGA)研究了107个中心有年轻星族星系(blue-core galaxies)的形态、动力学和气体金属丰度。主要结论如下:(ⅰ)通过恒星和气体的速度场,测量了这类星系气体和恒星速度场的动力学角度,发现26%的星系气体和恒星的动力学角度之差大于30°,表明它们可能有不同来源气体的吸积:根据Galaxy ZOO2的形态分类,我们发现15%星系具有棒结构,8%星系显示了并合的特征。棒结构和并合能够导致外部气体流入星系中心形成恒星,使得这类星系中心有年轻的星族。(ⅱ)根据近邻恒星形成星系的恒星质量和气体金属丰度之间关系,发现这类blue-core星系具有高的气体金属丰度。我们进一步研究了这类blue-core星系具有高气体金属丰度的原因,发现它们可能具有较低的红移和较红的颜色。论文的第二部分利用斯隆数字巡天(SDSS)观测数据研究了 1221个具有异常高气体金属丰度星系的物理特性。为了更好地理解这些星系高气体金属丰度的起源,我们选择了具有类似红移和恒星质量的对照样本。我们的主要结论如下:(ⅰ)高气体金属丰度星系和对照样本在电子密度和电离参数的分布上具有显著的差异。高气体金属丰度的星系有较高的电子密度和较低的电离参数。(ⅱ)通过比较高气体金属丰度星系和对照样本的光学,近紫外和中红外的颜色,发现高金属丰度星系有相对红的颜色。(ⅲ)通过比较星系中恒星星族的物理性质,发现高气体金属丰度星系具有年老的富金属星族,我们发现对照样本有低的Dn4000和高的HδA值,这表明这些对照样本可能经历了最近的恒星形成活动。(ⅳ)高气体金属丰度的星系具有高的[α/Fe],表明它们可能经历了 α元素的增丰以及短的恒星形成时标。(ⅴ)高气体金属丰度的星系和对照样本在气体成分具有显著差异,而星系环境没有显著差异。通过本论文的研究,我们发现除了以前我们所熟知棒结构、相互作用或者并合能够使得气体流入星系中心形成恒星外,星系内部的气体和恒星速度场的动力学差异也可能导致气体流入星系中心,从而触发星系中心区域的恒星形成活动。另一方面,对高气体金属丰度星系的研究,我们发现气体金属丰度与电离参数、电子密度、恒星形成率、尘埃、气体以及[a/Fe]有关。
【学位授予单位】：南京大学
【学位级别】：博士
【学位授予年份】：2019
【分类号】：P152
【图文】：

理论模型,星系形成,物理过程,近邻星系

主流的星系形成理论模型。宇宙大爆炸产生了空间与时间，充满了定量的物质与逡逑能量。在星系演化的历史进程中，星系的自演化，以及它们和周围的物质相互作逡逑用，进一步形成了我们今天所观测的各种各样不同形态的近邻星系。如图１．１所逡逑示，在星系形成与演化中，包含了各种各样的物理过程。我们通常用恒星质量、逡逑恒星形成率、形态结构参数、金属丰度、恒星的星族年龄以及气体的成分等物理逡逑参数去描述这些物理过程。逡逑ｃｏｓｍｏｌｏｇｉｃａｌ邋ｉｎｉｔｉａｌ邋ａｎｄ邋ｂｏｕｎｄａｒｙ邋ｃｏｎｄｉｔｉｏｎｓ逡逑＊邋￣￣逡逑ｇｒａｖｉｔａｔｉｏｎａｌ邋ｉｎｓｔａｂｉｌｉｔｙ逡逑ｄａｒｋ邋ｈａｌｏ邋（ｄａｒｋ邋ｍａｔｔｅｒ邋４邋ｇａｓ）邋？逦逡逑ｒ￣＾＾＜Ｃｃｏｏｌ＾ｉｇ邋ｅｆｆｅｃｌｉｗ？＾＞＾—ｊ逡逑ｎｏ邋＾ｚ＂Ｉ＾ｒｇｃ邋ａｎｇｕｌａｒ＾－＾ｙ＾９逦ｎｏ邋＾－＾ｆｕｒｔｈｃｒ邋ｍｅｒｇｅｒ＾－逡逑＾＼４ｗｍｅｎｔｕｍ？，＾＾逦＾＼ａｎｄ邋ａｃｃｒｅＵｏｎ？＾－－＾逡逑逦逦邋逦逦邋逦ｌ逦逡逑ｄｉｓｓｉｐａｔｉｖｅ逦ｇａｓｅｏｕｓ邋ｄｉｓｋ逦ｈｏｔ邋ｈａｌｏ邋Ｉ逡逑ｃｏｌｌａｐｓｅ：逦逦ｒ逦邋１逦１逡逑－ｊ抑ｒｂｕｒｓｌ—逦ｓｔａｒ邋ｆｏｒｍａｔｉｏｎ逡逑ｄｉｓｋ邋ｇａｌａｘｙ逡逑ｒ—逦逡逑１邋Ｕｄ°ＩＵ，ｉｌ邋１邋ＡＣｒｆｉａＵａｉｌＨ逡逑ｉ—邋＊邋—逦——ＡＧＮ逡逑＾邋ｓｐｈｅｒｏｉｄａｌ邋ｓｙｓｔｅｍ逦逦逦逦逡逑ｎｏ逦ｙｅｓ逦ｃｅｎｔｒａｌ邋ｂｕｌｇｅ逡逑Ｉ逦丨邋ａｃｃｒｅｌｉｏｎ２＿＞￣—逦逦逦逡逑

哈勃,音叉,图片,星系

根据不同的形态，星系主要分为椭圆星系、透镜星系（ｓｏ星系）以及旋涡星系逡逑等三种类型。Ｋｏｒｍｅｎｄｙ邋＆邋Ｂｅｎｄｅｒ邋ｅｔ邋ａｌ．邋（２０１２）［１３２］对哈勃序列里面的邋Ｓａ－Ｓｂ－Ｓｃ逡逑的系列进行了更新，提出了一个现代版的哈勃音叉图，如图１．２所示。这些仅从逡逑星系图片对星系进行分类存在一定的极限性。例如，对于高红移星系，很难从图逡逑片去辨认星系的形态。因为我们不知道这些高红移星系是由于它们不同红移导逡逑致它们形态不一样，还是它们本身就存在物理上的演化。人们试图用定量的方逡逑法去研究不同星系的形态特征。最早应用定量的方法是星系形态的结构参数法，逡逑即一维面亮度轮廓的拟合。通过测光的方法，得到星系不同半径出的平均面亮逡逑度随半径的一个变化关系。ＤｅＶａｕｃｏｕｌｅｕｒｓ（１９８４）［４４］首先用这种方法来拟合了逡逑椭圆星系的面亮度。Ｓ６ｒｓｉｃ（１９６３）［１７１］提出来一个更普遍的函数去拟合不同星系逡逑的面亮度轮廓，逡逑图１．２：现代版的哈勃音叉图（ＨｕｂｂｌｅＴｕｎｉｎｇＦｏｒｋｄｉａｇｒａｍ），图片来源于Ｋｏｒｍｅｎｄｙ＆Ｂｅｎｄｅｒ逡逑ｅｔａｌ．邋（２０１２）0逡逑Ｉ（Ｒ）＝ＩＱｅｘｐ邋—Ｐｎ（＾Ｙ邋＝Ｉｅｅｘｐ邋｜邋＾邋＇邋－ｌ｜逦（１．１）逡逑式中的ｂ是一个常数。我们通常用ｉｉ值来描述星系的形态。当ｎ＞ｌ的时候，ｂ逡逑＝邋２ｎ－０．３２７。当ｎ＝ｌ时

数形,实线,星系,虚线

贫气体星系；通过恒星形成的活动，星系可以分为ｑｕｉｅｓｃｅｎｔ星系和ｓｔａｒｂｕｒｓｔ星逡逑系；通过判断星系中心是否有活动星系核，分为正常星系和活动星系等等。不逡逑同形态的星系，它们的光谱是有差异的，如图１．４所示。从椭圆星系到旋涡星系，逡逑光谱蓝端的连续谱和发射线变得越来越强。对于椭圆星系来说，它们缺乏热的，逡逑年轻的恒星，具有很强的金属吸收线（例如Ｃａｌｌ邋Ｈ和Ｋ线），强的４０００Ａｂｒｅａｋ。逡逑而旋涡星系的这些特征恰好与椭圆星系相反。旋涡星系和星爆星系的发射线大逡逑多数都在蓝端和近紫外，这些发射线主要产生于年轻热的恒星。逡逑｜逡逑ＩＴＩ邋Ｉ邋Ｉ邋Ｉ邋｜邋Ｉ邋Ｉ邋Ｉ邋Ｉ邋｜邋Ｉ邋Ｉ邋Ｉ邋Ｉ邋｜邋Ｉ邋Ｉ邋Ｉ邋Ｉ邋｜邋Ｉ邋Ｉ邋Ｉ邋Ｉ邋｜邋Ｉ邋Ｉ邋Ｉ邋Ｆ－Ｊ邋ｆｌ逡逑１逦２２逦＾邋＝邋４逦ｉ逦Ｉ逡逑２３逦ｒ．邋＼逦—逡逑＾逦２４逦ｒ＊逦—逡逑Ｅ逦２５逦ｒ逦二逡逑＾逦２７逦ｒ逦；逡逑＾邋２８邋－邋ｎ＝１邋？逡逑￣邋ｉ邋ｉ邋ｉ邋ｉ邋Ｉ邋ｉ邋ｉ邋ｉ邋ｉ邋Ｉ邋ｉ邋ｉ邋ｉ邋ｉ邋Ｉ邋ｉ邋ｉ邋ｉ邋ｉ邋Ｉ邋ｉ邋ｉ邋ｉ邋ｉ邋ｉ邋ｉ邋ｉ邋ｉ邋Ｉ邋ｒ逡逑０逦１０逦２０逦３０逦４０逦５０逦６０逡逑ｒａｄｉｕｓ邋Ｒ邋（ａｒｃｓｅｃ）逡逑图１．３：图中的实线是ｄｅＶａｕｃｏｕｌｅｕｒｓ律

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