星系的累积恒星初始质量函数

发布时间：2020-09-15 08:30

　　星系的累积恒星初始质量函数(IGIMF)描述了星系中恒星质量的分布情况,研究它有利于理解星系中的恒星遗迹分布、超新星数目、化学增丰历史及光度演化等信息。本文首先对恒星、星团和星系的特征、分类及星团内的恒星分布情况进行简单的描述。然后利用一个简单但与观测符合较好的M_(ecl)-m_(max)半解析关系,并引入不同的具体的星团内恒星初始质量函数函数(IMF),系统地研究IGIMF及影响IGIMF的各种因素。结果表明,星系的累积初始质量函数与星团内普适的恒星初始质量函数并不一致,在恒星的大质量端(≥≈1M_⊙),星系的累积初始质量函数相比星团内的恒星初始质量函数具有更陡的斜率,而在恒星的低质量端(≤≈1M_⊙),两者的形式基本一致。此外,研究还表明,星系内星团的质量分布函数(ECMF)形式、星系的总恒星形成率(SFR)及星系中星团的恒星初始质量函数形式等因素对星系的累积恒星初始质量函数都具有一定的影响。
【学位单位】：江西师范大学
【学位级别】：硕士
【学位年份】：2009
【中图分类】：P152
【部分图文】：

赫罗图,恒星,主序

到恒星的光度以及恒星的有效温度。用来表示恒星的光度和有效温度之间关系的图就称为赫罗图。如图1-1，是恒星的赫罗图。从图中可以看出大部分恒星都处在从左上到右下的一条线上。这条线上的恒星就叫做主序星。恒星一生的大部分时间都在主序阶段上。在主序阶段，恒星燃烧外壳的氢，并生成氦。图中左下区域的恒星是白矮星。图中右上区域的恒星是巨星和超巨星，它们都是主序后的阶段，属于老年时期的恒星。在图中的主序星，从左上到右下，恒星的质量变小，寿命变长。大质量恒星的寿命短，停留在主序的时间短，小质量恒星的寿命长停留在主序的时间长，这也可以解释图中主序上，从左上到右下恒星数目逐渐增多的原因。众多小质量的恒星由于光度小，无法被观测到，所以在主序的右下部分，恒星的数目没有明显增加

星团,星云,球状星团

图1－2 Lagoon 星云中内埋星团中心最亮部分。该图来自 http://www.amateurastronomy.co.uk/constels/sagit/m8.Jpg第二类是一般的星团(即 Exposed Cluster)。这类星团内部没有或只有少量气体、尘埃等星际介质。如果根据外部形态、成员的数目和大小，还可以将星团分为三类[5][6]。一，球状星团。球状星团是一种恒星向中心聚集的球状体系，呈现比较规则的球对称结构。球状星团的成员星在中心处十分密集，通常无法分辨出单颗恒星；在边缘处成员星的密度非常低。球状星团大多数位于星系的晕中，金属度很低，年龄约为10G年以上，线直径大多在40pc 到150pc 之间。球状星团包含的恒星数目从数千颗到数百万颗，质量从104M⊙到106M⊙之间。从图1－3中可以看出

球状星团,疏散星团

在银河系内，疏散星团高度集中于银道面附近，距离银道面的距离一般小于200pc。所以，又称疏散星团为银河星团。从图1－4中可以看出，疏散星团的成员星空间分布呈比较松散的结构，并没有球状星团那样明显的结构。在疏散星团的中心区域，恒星密度没有非常明显的增加；而在疏散星团的边缘区域，恒星密度也没有非常明显的减小。疏散星团成员星的数目比球状星团要少。6

【参考文献】