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基于斯隆数字巡天的大样本沃尔夫—拉叶星系研究

作　者: 张伟
导　师: 程福臻；孔旭
学　校: 中国科学技术大学
专　业: 天体物理
关键词: 星系金属丰度发射线成团性等值宽度连续谱两点相关函数随机样本暗物质晕子样本
分类号: P152
类　型: 博士论文
年　份: 2007年
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内容摘要

沃尔夫-拉叶(Wolf-Rayet，WR)星系是发射线星系的一个子类。与普通的恒星形成星系所不同的是，在它们的积分光谱中可以探测到来自于大质量的WR星的宽发射线。由于WR星的寿命非常短，它们的出现意味着这类星系正在经历或者刚刚经历过剧烈的星暴过程。因此这类星系非常适合用来研究星暴的早期阶段、星暴的物理特性、高质量端的初始质量函数形式、以及星暴的触发机制等问题。而研究这些问题，一个十分有效的途径就是通过构建一个WR星系的样本，对其进行统计方面的探讨。由于在SDSS数据释放之前，WR星系的样本一是数目比较少，另外就是完备性、一致性比较差，以致于不能给出一个可信的结果。在本文中，利用SDSS数据可以比较好地弥补这些不足，并得出了一些有意义的结论。全文共分为五部分。第一章首先介绍了WR星的一些基本性质以及分类方法等，然后着重介绍了WR星系的基本性质以及观测和理论方面的研究现状，最后简单介绍了我们在这方面取得的一些进展。第二章中，首先简单介绍了初始质量函数的研究现状，然后着重介绍了基于SDSS DR3数据的WR星系样本的选取、分析以及与理论模型相结合来研究初始质量函数对金属丰度的依赖性。该样本共包含有174个WR星系，当将观测到的WR特征和Hβ发射线与理论模型相比较时，可以看到初始质量函数对金属丰度有一明显的依赖性，即随着金属丰度的增大初始质量函数开始变陡。我们认真地检查了模型或者观测量的测量上可能存在的系统误差，结果表明这些效应不会改变此结论。这种依赖性也曾在以前的研究中提到过，但由于本文观测数据在质量以及数量上都有很大改观，从而使得这种结论更为明确。在第三章中，为了更好地理解WR星系独特的性质，同时也为以后研究WR星系的成团性，我们将WR星系的样本升级到SDSS DR4，这个新的样本由866个WR星系组成，我们将它们的物理参数与两个恒星形成星系的样本做了比较，一个是所有的恒星形成星系组成的样本(SFG1)，一个是蓝包处连续谱的斜率较陡的恒星形成星系的样本(SFG2)。结果表明，WR星系与恒星形成星系之间即有共性又有差异，与SFG1相比，WR星系和SFG2的红移都较低、D4000较小、颜色较蓝、平均恒星形成率较高、丰度较低、尘埃较少。相对于SFG2，WR星系的D4000值更小，颜色更蓝以及平均恒星形成率更高，但金属丰度、致密度、尘埃的分布以及在BPT论断图中的位置都十分相似。通过这样的比校，可以对以后的理论模型做出一定的限制。基于第三章的样本，我们在第四章中利用两点相关函数研究了WR星系的成团性质，这是首次对WR星系成团性的研究。在中等以及大尺度上，WR星系的成团性比DR4中高信噪比的恒星形成星系以及DR4中所有星系都要低。以前的工作表明，星系的成团性是与红移、光度、致密度以及星族的平均年龄等参量相关的。为了扣除这些因素的影响，我们利用这些参量构建了两组控制样本，并计算了其两点相关函数，结果表明大尺度上WR星系与恒星形成星系之间的差异消失了，而在中等尺度上的反偏袒依然存在。对此我们做了一系列的检验，并认定这种结果是真实的。进而我们从观测以及理论的角度分析了该反偏袒的原因，并认为这是由于WR星系优先处于暗物质晕的中央所引起的。最后一章是全文的总结和一些展望。

全文目录

中文摘要  4-6
英文摘要  6-14
第一章引言  14-30
  1.1 WR星  14-19
    1.1.1 WR星的分类  14-15
    1.1.2 WR星的形成及演化  15-17
    1.1.3 WR星对周围物质的影响  17-18
    1.1.4 WR星的数目  18-19
  1.2 WR星系  19-21
    1.2.1 WR星系的定义及基本性质  19
    1.2.2 如何寻找WR星系  19-21
  1.3 WR星系研究现状  21-28
    1.3.1 测光研究  21-23
    1.3.2 从积分光谱得到大质量星族  23-24
    1.3.3 理论模型  24-28
  1.4 我们对WR星系的研究  28-30
第二章 WR星系的初始质量函数  30-60
  2.1 简介  30-34
    2.1.1 初始质量函数的几种常见形式  30-31
    2.1.2 如何得到初始质量函数的形式  31-32
    2.1.3 理论模型  32
    2.1.4 我们的工作动机  32-34
  2.2 样本的选取  34-43
    2.2.1 SDSS分光样本  34-35
    2.2.2 选取方法  35
    2.2.3 扣除恒星吸收以及发射线的测量  35-36
    2.2.4 选取WR星系样本  36-43
  2.3 观测值的测量  43-47
    2.3.1 内红化改正  43-44
    2.3.2 氧元素丰度  44-46
    2.3.3 WR包和Hβ发射线  46-47
  2.4 与模型预言相比较  47-52
    2.4.1 演化的族合成模型的预言  47-48
    2.4.2 初始质量函数对金属丰度的依赖性  48-52
  2.5 系统误差的来源  52-57
    2.5.1 孔径效应  53-54
    2.5.2 氧元素丰度  54-56
    2.5.3 恒星谱的模拟  56
    2.5.4 合成模型  56-57
  2.6 小结  57-60
第三章 WR星系的统计性质  60-70
  3.1 简介  60
  3.2 样本的选取  60-62
    3.2.1 MPA数据  60
    3.2.2 选取WR星系样本  60-62
  3.3 WR星系的物理特性  62-67
  3.4 小结  67-70
第四章 WR星系的成团性  70-82
  4.1 简介  70
  4.2 成团计算及结果  70-77
    4.2.1 控制样本,参考样本以及随机样本  70-71
    4.2.2 两点相函数  71-77
  4.3 讨论  77-82
    4.3.1 结果  81-82
第五章总结与展望  82-86
  5.1 总结  82-83
  5.2 展望  83-86
参考文献  86-92
致谢  92-94
攻读学位期间的论文发表情况  94

基于斯隆数字巡天的大样本沃尔夫—拉叶星系研究

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