（天体物理专业论文）基于斯隆数字巡天的大样本沃尔夫拉叶星系研究.pdf

中文摘要 摘要 沃尔夫- 拉叶( w o l f - r a y e t ，w r ) 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w r 星的宽发射线。由于嗍的寿命非常短，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w r 星系的样本，对其进行统计方面的探讨。由于在s d s s 数据释放之 前，w r 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s d s s 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y w r 星的一些基本性质以及分类方法等，然后着重介绍 t w a 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s d s sd r 3 数据的w 蹦基系样本的选取、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1 7 4 个w r 星系，当将观测到 的w i t 特征和h b 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w r 星系独特的性质，同时也为以后研 究w r 星系的成团性，我们将w r 星系的样本升级到s d s sd r 4 ，这个新的样 本由8 6 6 个w r 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( s m l ) 。一个是蓝包处连 续谱的斜率较陡的恒星形成星系的样本( s f g 2 ) 。结果表明，眦系与恒星 形成星系之闻即有共性又有差异，与s f g l 相比，w 腥系和s f g 2 的红移都较 低、d 4 0 0 0 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s f g 2 ，w r 星系的d 4 0 0 0 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b p t 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。 中文摘要 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w r 星系的 成团性质，这是首次对w r 星系成团性的研究。在中等以及大尺度上，w r 星 系的成团性比d r 4 中高信噪比的恒星形成星系以及d r 4 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w r 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 偏袒韵原因，并认为这是由于w 腥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。 - 1 1 英文摘要 a b s t r a c t w o l f - r a y e tf w r ) g a l a x i e sa r eaf l u b 6 e to fe m i s s i o nl i n eg a l a x i e sw h o s ei n - t e g r a t e d e e t r as h o wb r o a de m i 鹅i o nl i n e sf r o mw rs t a r s a sl i f e t i m eo fw r s t a r sa r ev e r ys h o r t t h e i ra p p e a r a n c ei m p l yt h a tt h ew r g a l a x i e sa r eu n d e r g o i n g p r e s e n to rv e r yr e c e n ts t a rf o r m a t i o n ，8 0t h e ya r ei d e a lo b j e c t sf o rs t u d i n gt h e e a r l yp h a s e so fs t a r b u r s l ；s ，d e t e r m i n i n gb u r s tp r o p e r t i e s ，t h es h a p eo ft h ei m fa t h i 啦m 娜e n d ，a n dt h em e c h a n i s mt r i g g e r i n gt h eb u r s te ta 1 t od ot h i s ，t h e r e i sag o o dw a yt h a tc o n s t r u c t i n gaw rg a l a x i e ss a m p l e ，a n da n a l y s i n gt h e ms t a - t i s t i c a l l y b e f o r er e l e a s eo ft h ed a t ao ft h es d s s ，t h es a m p l e so r e1 1 8 1 1 a l l ys m a l l a n da r cl a c ko fc o m p l e t e n e s sa n dc o n s i s t e n c y , t h e r e f o r ei ti sh a r dt og i v ear e l i a b l e c o n c l u s i o n i nt h i st h e s i s ，u s i n gt h ed a t ar e l e a o ft h es d s s w ec o n s t r u c tt w o l a r g ew rg a l a x i e ss a m p l e sa n dg i v es o m ei n t e r e s t i n gr e s u l t s t h et h e s i sc o i i s i s t s o ff i v ec h a p t e r s i nc h a p t e r1 w ef i r s t l yi n t r o d u c es o m eb a s i cp r o p e r t i e sa n dm e t h o do fc l a s - s i f i c a t i o r , o ft h ew rs t a r s ，t h e nt h eb a s i cp r o p e r t i e sa n dt h er e c e n ts t u d i e so fo f w r g a l a x i e s ，a n da l s oo u rp r o g r e s so nt h i st o p i c i nc h a p t e r2 。w ef i r s ti n t r o d u e ep r e v i o u sr e s u l t so fi n i t i 8 1m a f l 8f u n c t i o n ( i m f ) ，a n dt h e ni n t r o d u c et h es a m p l es e l e c t i o na n da n a l y s e sb a s e do i ls d s sd r 3 ， a n do u rs t u d y i n g0 1 1t h em e t a l l i e i t yd e p e n d e n c eo ft h ei m f t h es a m p l ec o n s i s t s o f1 7 4o b j e c t s b yc o m p a r i n gt h e s eo b r v e dw rf e a t u r e sa n dh 口e m i s s i o nl i n e s w i t hp r e d i c l ；i o n sb ye v o l u t i o n a r ys y n t h e s i s , w eh a v ef o u n d8e l e a rd e p e n d e n c eo f t h ei m fs l o p e0 1 1m e t a l l i c i t yi nt h a tt h ei m fs l o p ei l l c r e a 8 e 8w i t hi n c r e a s i n gm e t a l - l i c i t y w eh a v ec a r e f u l l ye x a m i n et h ep o s s i b l es o u r c e so fs y s t e m a t i ce r r o re i t h e r i nm o d e i so ri no u ro b s e r v a t i o n a lm e l k “l r e m e n t sa n ds h o w nt h a tt h e s e8 0 u r c e 8d o n o te h a n g e0 1 1 1 m a i nr e s u l t s s u c hd e p e n d e n c eh a sb e e np r o b e db ym a n yp r e v i o u s s t u d i e s ，b u ti ti sm u c hm o r ep r o n o t m c e di nt h i sp a p e rd u et ot h ei m p r o v e m e n ti n t h eo b s e r v a t i o n a ld a t a i nc h a p t e r3 ，i no r d e rt ob e t t e ru n d e r s t a n dt h ep a r t i c u l a rp r o p e r t i e so fw r g a l a x i e s a n da l s ot oc o n s t r u c tal a r g ee n o u g hs a m p l ef o ra n a l y s i s i n gt h ec l u s t e r i n g o f w r g a l a x l e s ，w e u p d a t e t h e d a t a t o s d s s d r 4 t h e n e ws a m p l ec o n s i s t s o f 8 6 6 0 b j e c t s w ec o m p a r et h e i rp h y s i c a lp a r a m e t e r sw i t ht w os a m p l e so fs t a rf o r m i n g g a l a x l e s ，o l l ec o n s i s t so fa l ls t a rf o r m i n gg a l a x i e s ( s f g l ) a n dt h eo t h e rc o n s i s t s o fs t a rf o r m i n gg a l a x i e sw h o s ea ( 4 6 5 0 ) a r es t e e p e r w ef i n dt h a t ，c o m p a r e dw i t h s f g l ，w rg a l a x i e sa n ds f g 2a r el o w e ri nr e d s h i f t ，s m a l l e ri nd 4 0 0 0 ，b l t i e ri n m 一 英文摘要 c o l o r ，h i g h e ri nm e a ns t a rf o r m a t i o nr a t e ( s f r m ) ，p o o r e ri nm e t a u i c i t ya n d l e s sd u s t y c o m p a r e dw i t hs f g 2 ，w rg a l a x i e sa r es t i us m a l l e ri nd 4 0 0 0 ，b l u e r i nc o l o ra n dh i g h e ri ns f r m ，w h i l eq u i t es i m i l a rd i s t r i b u t i o n so fm e t a l l i e i t y , c o n c e n t r a t i o na n dd u s t y , a n dq u i t es i m i l a rp o s i t i o ni nt h eb p td i a g r a m ，t h e s e c o m p a r i s o n sm a yp u ts o m er e s t r i c t i o n so i lt h e o r e t i c a lm o d e l s i nc h a p t e r4 ，w eh a v ea n a l y s e d ，f o rt h ef i r s tt i m e ，t h ec l u s t e r i n gp r o p e r t i e so f w rg a l a x i e s u s i n gt h es a m p l ec o n s t r u c t e di nc h a p t e r3 体盈e nc o m p a r e dt ot h e u n d e r l y i n gs t a r - f o r m i n gg a l a x i e sa n dt h er e f e r e n c eg a l a x i e s 、v - rg a l a x i e sa r et h e l e a s ts t r o n g l yc l u s t e r e d0 1 18 c a l e sl a r g e rt h a n 一0 。1h - 1 m p c w ew i s ht oi s o l a t et h e e f f e c to ft h ew rf e a t u r e s a n d8 0w ec o m p a r et h em e a s u r e m e n tt ot h a to fc o n t r o l s a m p l e so fn o n - 、rs t a r - f o r m i n gg a l a x i e st h a ta r ec l o s e l ym a t c h e di nr e d s h i f t ， l u m i n c e i t y , c o n c e n t r a t i o n s t a rf o r m a t i o nr a t ea n dm e a ns t e l l a ra g e ，a sm e a s u r e d b yt h e4 0 0 0 - ab r e a ks t r e n g t h ( d 4 0 0 0 ) t h i sc l o s em a t c h i n gi si m p o r t a n tb e c a u s e p r e v i o n sw o r kh a se s t a b l i s h e dt h a tt h ec l u s t e r i n go fg a l a x i e sd e p e n d ss t r o n g i yo n t h e s ep r o p e r t i e s o n ec a ns e et h a t ，o ns c a l e sl a r g e rt h a naf e wm p c ，t h ec l u s t e r i n g a m p f i t u d eo f 、- rg a l a x i e sd o e sn o td i f f e rs i g n i f i c a n t l ya n ym o r ef r o mt h a to f s i m i l a rb u td d i i - 、rg a l a x i e s i nc o n t r a s t t h ed i f f e r e n c eo ni n t e r m e d i a t es c a l e s s t i l le x i s t s 。i nt h es e n s et h a tt h er a t i ob e t w e e nt h et w oe r o s w c o r r e l a t i o n sa p p e a r s t oe x h i b i tap r o n o u n c e d d i p a ts c a l e sb e t w e e n1 0 0h - - 1 k p ca n d1h m p e w j h a v ed o n eal o to fc h e c ka n db e l i e v et h i sa n t i - b i a si st r u e b a s e do nt h ef o l l o w i n g o b s e r v a t i o n a la n dt h e o r e t i c a lc o n s i d e r a t i o n 8 w es p e c u l a t et h a tt h i sa n t i - b i a sc 阻 b ei n t e r p r e t e db vw rg a l a x i e sr e s i d i n gp r e f e r e n t i a l l ya tt h ee e n t e r so ft h e i rd a r k m a t t e rh a l o e s t h e8 l l 】n m 棚了a n df u t u r ed i s c u s s i o n sa r ep r e s e n t e di nt h el a s tc h a p t e r - w - 插图目录 插图目录 1 - 1 从o 型星到、 ，r 星光谱的演化( 取自互联网) 3 1 - 2 左图为光学波段拍摄的n g c 2 3 5 9 中的一颗w r 星( 箭头所指位 置) ，右图为人马座( s a g i t t a x i u s ) 的一颗w r 星在红外波段的图 像( 取自互联网) 5 1 - 3w r 星系的光谱。在小图中可以明显地看到，来自帅星的宽发 射线混合在一起形成的“蓝包”，而在此蓝包上面又叠加有窄的星 云发射线7 2 - 1 氢发射线的强度比随电子温度z 的变化，所显示的源为我们样本 中已经进行了星系内红化改正的w 腥系。观测得到的比值由叉 号显示，而实心圈代表已经进行内红化改正后的结果，所用的方 法在正文中进行了描述。曲线为这些比值的理论值。3 2 2 - 2 具有不同金属丰度的w 腥系子样本的的平均谱。从上向下分别 对应不同的金属丰度，金属丰度的值以及每个子样本所包含的 源的数目在左边的图中做了标识。左边的几幅图为观测的结果， 对它们只是进行了银河消光，而右边的几幅图除银河消光外还 进行了内红化改正每幅图中的小窗口中显示的是4 6 5 0 a 附近 的w r 蓝包3 6 2 - 3 金属丰度与4 6 5 0a 附近的w r 蓝包的等值宽度( 顶图) 、h p 发射 线的等值宽度( 中图) 以及w r 包与h p 的强度比( 底图) 之间的关 系。叉号代表着我们样本中的所有的w r 星系，而实心圈为“安 全”的源，即五个p e t r o s i a n 半径中至少有一个小于s d s s 光纤的半 径f 1 5 ，1 。如顶图所标示的，带误差棒的符号为不同初始质量函 数的模型所预言的平均值以及1 - 口的误差。垂直的虚线表示不同 的氧元素丰度范围，模型的预言结果显示在每个区间的中间位 置。为了更清楚地显示，三角、方块以及五角形沿水平方向稍微 错开了一点3 8 一 插图目录 2 - 4 具有不同金属丰度的w r 星系子样本在e w ( 4 6 5 0 ) 与e w ( h b ) 空间 中的分布( 黑点) 。如最上面的小图中标出的，从左向右对应着 不同的金属丰度。最上面的四幅小图为整个的w r 星系样本，中 间的四幅对应着五个p e t r o s i a n 半径中至少有一个小于s d s s 光纤 半径的源，最下面的四幅为金属丰度是由e 方法得到的源。对 于每幅小图的源，其平均位置由绿点来表示，误差棒为1 一口的 弥散。实线为三种瞬时爆发模型的预言结果，它们由红色、红 紫色以及蓝色来区分开，并分别对应着初始质量函数的幂指 数为d = l ，0 0 ，2 3 5 和3 3 0 的情况。紫红色的其它形式的线为初始 质量函数的幂指数为8 = 2 3 5 但具有持续星暴的爆发的模型的 预言结果，爆发持续时间分别为：a t = 1 m y r ( 点线】，2 m y r ( 虚 线) ，4 m y r ( 长虚线) 以及1 0 m y r ( 点虚线) 。 2 5 具有不同金属丰度的w 腥系子样本在w rb u m p h p 与 e w ( h 3 ) 空间中的分布符号以及各条线所代表的意义与图2 4 相 同。 2 - 6 通过正方法得到氧元素丰度的1 5 2 个w r 星系的n e o ，s o ， 和a r o 的丰度比 3 - 1 恒星形成星系( 黑点，共1 9 8 ，0 9 1 个源) 和w r 星系( 红色加 号，8 6 6 个源1 在d 4 0 0 0 和o ( 4 6 5 0 ) 空间中的分布。 3 - 2w e 涅系与恒星形成星系的红移分布比较。绿线为d r 4 中所有 的恒星形成星系( s f g l l ，黑线为a ( 4 6 5 0 1 5 0 0 0 0 k ) 和非常高的光 度( l 一1 0 s - 6 l o ) 以及高质量损失率的特征( 一1 0 一一1 0 - 4 m o ) r r ，目前太阳的 质量损失率一1 0 - - 1 4 m o y r - 1 ) ，但是如此强的星风的起源机制仍然不是十分清 3 hnl一丐n互已星 1 1 w r 星 楚嘲。 、 佩星被认为以超新星爆发终结自己的生命，在某些情况下会形成中子 星，而质量更大的将形成黑洞。银河系中w 剐亘星所经历的演化序列最初是 i 1 c o n t i1 9 7 6 1 2 5 1 年提出的一种十分简单的形式： o _ o f w r ( 1 1 ) 后来，随着观测数据的积累以及理论工作的发展，该演化序列己经变成了 更为详细的形式删： 1 1 3w r 星对周围物质的影响 正如前面所提到的，w r 星具有很强的星风，所以当一个星团表现有w r 特 征时，该星团肯定是富含大质量恒星的，而这些大质量恒星会对周围的物 质产生重要的影响。首先，大量的能量( 星风的能量大约占w r 星总光度 的1 0 1 在超新星爆发前就被注入到星际介质中，在w r 星的生命中所释放的 总能量与超新星爆发一次所释放的相当，强有力的星风可以将周围的中性 气体吹开，而形成一个没有气体和尘埃的空腔。另外，当演化到w r 阶段 时，非常高温( 1 0 0 ，0 0 0 k ) 的h e 核裸露出来，而成为一个比普通的o b 主序 星( 一5 0 0 0 0 k ) 硬得多的电离辐射源。如此硬的电离辐射可以产生一般的h i i 区 内不常见的发射线。s c h a e f e r ( 1 9 9 6 ) 提出一些w r 星可以产生很硬的电离光 子，这在一定程度上能够解释些星暴星系表现有h e i i 发射线的现象。 最后，w r 的星风将h 燃烧或h e 燃烧的产物释放到星际介质中，通过这种方 式，银河系中相当一部分4 h e ，”c ，h o 和2 2 n e 来自于w r 星的贡献，也有一部 分1 4 n ，邪m g ，筇m g 和1 6 0 来自于w r 星。 一4 畿删小w 州鼗 蠹 第一章引言 图i - 2 左图为光学波段拍摄的n g c 2 3 5 9 中的一颗w r 星( 箭头所指位置) ， 右图为人 马座( s a 西t t a r i m ) 中的一颗w r 星在红外波段的图像。( 取自互联网) 1 1 4w r 星的数目 由于、r 星具有强的发射线，我们可以比较容易地在银河系或者河外星系 中找到它们。比较典型的探测办法是利用两块滤光片进行测光观测，一块放在 强发射线的区域( 蓝包附近，覆盖范围为大约为4 6 4 0 - 4 6 9 0a ) ，另一块放在连续 谱的位置上。如果一个星体的发射线滤光片探测到的流量高于连续谱的滤光 片，那么它就有可能是w r 星“。 到目前为止，在银河系中总共发现了大约2 2 0 颗w r 星，但是这个数目是不 完备的，因为绝大部分w r 星被尘埃遮蔽住了。估计银河系中w r 星的数目大约 为1 0 0 0 - - 2 0 0 0 。w r 屋数目很少是因为初始质量函数偏向于产生小质量星，同时 也是因为w r 的演化寿命相对于一般的主序星来说实在是太短了。 人们在大麦哲仑云和小麦哲仑云中也仔细地找过w r 星的身影。到目前为 止，在大麦哲仑云中共发现了1 3 4 颗w r 星，而在小麦哲仑云中只发现了1 2 颗。 如此大的差别，是由于恒星形成率以及小麦哲仑云的低金属丰度共同作用的结 果。 另外在很多的近邻星系如，m 3 1 ，m 3 3 、i c l 6 1 3 和n g c 6 8 2 2 中也发现 了w 腥。 一5 一 1 2 w r 星系 1 2w r 星系 1 2 1w r 星系的定义及基本性质 啦系为发射线星系( 或h i i 星系) 的一个子类，在其光谱中表现有 来自w 腥的宽发射线，最常见的发射线为h e i ia 4 6 8 6 8 ”。在绝大多 数w r 星系中，这条发射线与附近的来自于晚型的w n 型星或者早型 的w c 点t ( 有时也会有来自早型的w n 型的贡献) 的 n i i i 】a a 4 6 3 4 ，4 6 4 0 ，i nv i , a 4 6 0 5 4 6 2 0 。f c m l f c i v la a 4 6 5 0 ，4 6 5 8 混合在一起，两最终在4 6 5 0a 处形成 一“蓝包”忡。”“。在蓝包之上，经常又叠加有窄的星云发射线，如 f e r a l a 4 6 5 8 ，h e i ia 4 6 8 6 ，和f a rr v l ) a 4 7 1 1 ，4 7 4 0 。另外在某些w r 星系中，主 要来自于晚型的w c 星的较弱的宽【g t v l , x 5 8 0 8 线( “红包”) 也会被探测到”。 根据这种定义，w l 渥系具有多种多样的形态也就不足为奇了。事实 上，w r 星系被发现具有很多的形态，从低质量的蓝致密星系和不规则星系， 到大质量的旋涡星系和亮红星系。近期的研究表明在有些s e y f e r t2 和l i n e p j 星 系中也具有w r 星的特征”“。 w r 屋系被认为是正在经历或者剐刚经过恒星形成过程的星系。在这个过 程中产生了大量的正在演化到w r 阶段的大质量恒星。所以w r 星系是研究 星暴特性，比如是什么引起了如此剧烈的星暴、与普通星系的区别、初始质量 函数的高质量端的性质，以及研究最年轻星族的理想实验室“。w r 星系之所 以十分重要的另一个原因是因为它们使得我们可以通过恒星谱特征来研究恒星 形成星系，而不仅仅只是利用气体或尘埃发射线。w i 渥是唯一一类可以在光 学波段进行验证的炽热、大质量星，这是因为它们很强的星风以及它们的高 温，产生了不与来自h i i 区的发射线重合的宽发射线，其宽度可达一1 0 0 0k m 8 - 1 岬l 。与考虑到w r 发射特征强度的最新的模型相结合，我们可以检验最新的 大质量星演化和大气理论，也可以研究星族特性与金属丰度关系”1 。 1 2 2 如何寻找w r 星系 从第一个被发现的w 刚星系b c gh e2 - 1 0 开始”，蛩j 1 9 9 9 年为止已经发现 t 1 3 0 多个v v r i t 系“。寻找w r 星系的方法主要有两种，一是通过光谱的方 法，另一种是用窄波段的图像的方法。 首次系统地在巨h i i 区中寻找w r 特征的工作是由d o d o r i c o 等人 于1 9 8 3 年进行的。他们的工作最新的进展由r o s a d o d o d c o ”“1 在1 9 8 6 年做 一6 4 3 2 4 0 0 04 5 0 05 0 0 05 5 0 0 ( a ) 图1 - 3w r 星系的光谱。在小图中可以明显地看到，来自w r 星的宽发射线混合在一 起形成的“蓝包”，而在此篮包上面又叠加有窄的星云发射线。 了总结。更细致的搜寻工作是由k u n t h & j o u b e r t ”1 于1 9 8 5 年进行的，他们所 采用的母样本包括4 5 个“l a z y 星系，也就是通过间歇的短暴形成恒星的蓝发 射线星系。他们首先剔除了星云发射线的污染，然后系统地测量了静止波长 在4 6 0 0 - 4 7 1 1a 之间的过剩的发射，最终有1 9 个区域( 对应1 5 个不同的天体) 剩余 发射超过o 勖。 m a 8 e g o d “等人于1 9 9 1 年在t e r l e v i c h l ”的列表所包含的所有h i i 星系中 系统地对宽的w 胞做了搜寻。在此之前，利用相同的数据，c 哪p b e n & s m i t h ( 1 9 8 6 ) ”“；c m p b e l le ta 1 ( 1 9 8 6 ) ”也曾报道发现了一些w r 特征 及h e i la 4 6 8 6 星云发射线。m 龋靴等人考虑了正的探测。也就是蓝包至少 超过连续谱1 口，而且可以明显地与h e i i 入4 6 8 6 星云发射线区别开来。他们最终 找出y 3 7 个符合该条件的源( 约点总样本的1 0 ) ，其中有1 4 个源的谱分辨率可以 达至蟋5a ( n v h m ) ，他们认为在这些源中足够吾，倍地探测到了w r 星的存在。 p i n d a o ”在1 9 9 8 年和1 9 9 9 年重新分析了t e 订e 、r i c l l ”列表以及其它的1 0 0 多 个星系的光谱。在p i n d a o ( 1 9 9 8 ) 的工作中，明显地探测到宽的h e i 蛾的源被 认为是w r 星系。r 0 b l e d o - r e n a & c o n t i i l ”于1 9 9 3 年在一个北天的h i i 星系样本 中搜寻了w r 星系。h u n ge ta 1 ( 1 9 9 8 ) 也找到两个新的w r 星系。g 1 | s e e ta 1 ( 1 9 9 8 ) 和i z o t o ve ta 1 ( 1 9 9 8 ) 共发现了4 1 个啾系，其选择标准为 在一4 6 2 0 一4 7 0 0a 之间表现有宽的发射线一般情况下探测到的宽发射 7 一。9一6 1 3w r 星系研究现状 线为h e i ia 4 6 8 6 和【n i i l lm 6 4 0 ，但有时也有其它的宽发射线被认证出来，比 如n l l l la 4 5 1 0 ，i n l nm 5 6 5 ，f n , v la 4 6 0 5 ，4 6 2 0 ， c 1m 6 5 8 。根据他们的研 究，有2 8 个源探测到了宽的f c 】a 5 8 0 8 最后，在有的源中还探测到了h e i i a 5 4 1 2 ，f c1 1 1a 5 6 9 6 以及l ci da 4 2 6 7 1 9 9 9 年，s c h a e f e r l l ”等人搜集了以往所发现的w r 星系，数据的来源有各 种文献、天体物理数据系统( a s t r o p h y m c sd a t as y s t e m 。a d s ) 以及天文年会文 集6 7 ，8 0 ，8 3 ，8 8 ，9 9 ，1 0 5 ，1 1 6 ，1 2 2 ，1 4 3 ，1 4 9 ，1 6 3 。其中符合下列条件 的源被选入w r 星系列表：1 ) 表现有宽的h e ua 4 6 8 6a 发射线，2 ) 4 6 6 0a 附近的 宽的w r 包，3 ) 其它来自于w 嘘的宽发射线。最终共选出了1 3 9 个w r 星系。 在s d s s 数据释放之后。系统地搜寻w r 特征并最终建立一个w r 星系大样 本成为可能2 0 0 4 年，基于s d s sd r l 的数据，k n i a z e v t * ”等人首先根据强h 发 射线的等值宽度选出了约5 0 0 0 条强发射线星系的光谱。然后再根据恒星形成星 系和活动星系分类的诊断图挑选出恒星形成星系，并从中找到了1 0 9 个w r 星 系。2 0 0 6 年，基于s d s sd r 3 ，我们首先挑选出具有明显的h e 发射线的恒星形 成星系，然后肉眼检查每条光谱，最终选出了包含1 7 4 条光谱的w r 样本。后 来，为了计算w e 涅系的成团性，我们将该样本扩充到s d s sd r 4 ，选择的方 法与上一个样本有所不同，这次我们系统地测量了所有发射线星系的4 6 5 0 a 处 的等值宽度，然后将等值宽度大于2 的源做为候选者。肉眼检查其光谱而选出 了8 6 6 个w r 星系”。 1 3w r 星系研究现状 1 3 1 测光研究 到目前为止，对w r 星系的研究绝大部分集中在分光研究，即根据其积分 光谱进行分析。利用测光数据对w r 星系的研究主要有以下几个工作。 m 6 n d e z f 妣b a n ( 2 0 0 0 ) 从c o n t i ( 1 9 9 1 ) l ”的w r 星系样本中挑出b 波段绝 对星等在一1 4 到2 2 、孤立的1 3 个源来进行测光研究，他们得到了窄带( h a 以及 邻近的连续谱) 以及宽带( u ，b 。v 1 的光学图像结果表明这些w r 星系中的 近期的恒星形成分布在不同的节点中。这些节点是由星团中的大质量星所 电离的h i i 区，有时候它们要比本星系群中的最大的以及最亮的h i i 区比如3 0 d o r a d u s 或者n g c6 0 4 还要大还要亮这些节点有点类似于在w r 星系或者相互 作用星系的h s t 图像中发现的超星团。由u - b 颜色或由旧a ) 两种方法得到的 一8 第一章引言 年龄是一致的，通过与b - v i 颏色得到的年龄比较，以及相对于h a 图像而言，其 宽带图像表现有更延展、弥散的形态，意味着很多w r 星系表现有本底星族 通过图像研究最重要的结论是，很多在以前被认为是孤立的矮星系，其实是具 有低表面亮度的伴星系的这说明除亮星系外低表面亮度的伴星系也能触发 这些小质量的w r 星系的剧烈的星暴。另外很多w r 星系的h a 图像表现出类似 于b u b b l e 以及低表面亮度的纤维状结构。 s u l l i v a n 等人”。在2 0 0 0 年发表了一个紫外流量限星系样本，观测的中心波 长为2 0 1 5a 。通带的半高全宽为1 8 8a 。在1 7 6 个紫外选的星系样本中，他们发 现有2 4 的源其u v - b 颜色太蓝而不能由星暴星系的谱合成模型来解释。而这 些极蓝的星系其光学v - r 是与观测到的星暴星系相一致的。所以b r o w ne ta 1 ( 2 0 0 0 ) 认为这些星系可以通过具有恒星发射线的源被红移到u v 波段来解释。他 们证明了。高红移的w r 发射被红移到u v 波段后可以使流量增加一倍或者二 倍。因此一个w r 星系在商红移处其颜色可以交蓝1 3 个星等”4 ， 为了研究触发w r 星系中剧烈星暴的原因，同时也为了研究这类星系在中 红外及远红外的特征，o h a l l o r a ne ta 1 ( 2 0 0 5 ) 利用i s o 望远镜观测了四个w r 星 系，即n g c 5 4 3 0 、n g c6 7 6 4 、m r k3 0 9 、以及iz w1 9 i s o c a m 拍摄的图像 显示了前三个星系中恒星形成区域的位置，i s o p h o t 在4 到1 2 t m 的光谱表明在 这些源的核心区域以及几个盘恒星形成区域都探测到了p a h 带，而l w s 光谱探 测到了n g c5 4 3 0 和n g c6 7 6 中的f o l l 和【c i i 】发射线。将i s o 的观测与i r a s 的数 据相结合。他们建立了一个可以很好地与观测数据相吻合的尘埃模型，并且根 据这个模型来计算这些星系总的红外光度、不同尘埃族的大小以及总体的恒星 形成率。结果表明除n g c6 7 6 4 之外，其它三个星系仅用一个致密的星暴就可以 解释了。而对于n g c6 7 6 4 ，它的p a h 与连续谱在7 7 弘m 处的流量和与a g n 的情 况相一致，而在1 2 2 “m 处的比值更接近于星暴的情况，综合起来这个源可能是 一个由星暴主导的致密的低光度的a g n t m 。 利用光学、近红外波段的图像以及光学谱，b u c k a l e wx - k o b u l n i c k y ( 2 0 0 5 ) 将含有w r 星和不含有w r 星的年轻星团的性质做了比较。他们发现宙 有嗍的星团要系统地年轻、颜色较蓝。含有w 剐要的星团，具有斯特龙 根球状的气体轮廓，其h k 颜色要比理论模型红一些，这种h k 过剩可以由 热尘埃、星云发射以及分子发射来解释。丽对于没有w r 星的星团，则具 有8 l l p e r b u b b l e 的气体轮廓，这样的轮廓是由星风和超新星长时间的影响造成 的，另外其h k 没有过剩的迹象”w 。 9 1 3w r 星系研究现状 1 3 2 从积分光谱得到大质量星族 w r 星系的光谱中所表出的w r 特征经常被局限在晚型的w n 型星和早型 的w c 型星上，所以对于这两类w r 星的数目的计算最为普遍。丽且在计算过程 一般取w n l 7 和w c 4 分别做为w n l 和w c e 的代表类型 由于红包的流量只包括圈l v 】a 5 8 0 8 宽发射线，所以w c 型星的数目可以很 容易地进行估算： n w o 2 7 l 5 矿8 0 一8 1 矿c ( 1 3 ) 其中二5 蝴是红包的光度，丽i 品c 为单个w c 4 型星的红包的光度，其值可取 为3 0 ) ( 1 0 ”e r g8 计算w n 型数目的方法主要有两种：一是根据w r 星系以及单个w n 型的 的h e i i ) , 4 6 8 6 发射线的光度进行估计，另一种是根据w r 星系以及单个w n 型的 的蓝包的光度进行估计。在此我们只介绍第二种方法。 当我们用蓝包来估计w n 型星的数目时，w c e 型星对蓝包的贡 献( k l w e 4 ( 5 8 0 8 ) ) 丝, 需扣除掉，基中k 一般取值为1 7 1 “” 蜥n = l 4 6 5 o - 面k l w - c 4 ( 5 8 0 8 ) ( 1 4 ) 其中l 4 8 5 0 为星系的蓝包的光度，而i 氍为单个w n 7 型星的蓝包的光度， 对于不同的金属丰度，其数值是有一定差异的：当金属丰度小于太阳金属 丰度时，其值为2 0 l o ”e r g8 ，当金属丰度大于太阳金属丰度时，其值 为2 6 xl o 嬲e r gs 。 而对于o 型的数目的估计也有两种方法： 将观测的所有u v 连续谱光度与演化的合成模型( 比如l e i t h e r e r & t i e & m a n 1 9 9 5 ) 预言结果相比较。 将观测到的h 复合线的强度与恒星大气模型( 比如o s t e r b r o c l 【1 9 8 9 ) 删的电 离流量的预言结果相比较。 1 0 第一章引言 在此我们介绍第二种。 首先，我们可以得到h 电离光子的总数目q 字埘： q 挈硼= l 4 7 6 1 0 1 3 l ( h f l ) ( 1 5 ) 其中l ( h f l ) 为已经做了红化改正的日卢发射线的光度，这个方程中假设所观测 的区域为一个理想的h i i 区，也就是没有尘埃以及对于l y m a n 连续谱辐射( c a 鸵 b 电离边) 是完全光学厚的。 对于w r 星系可以描述如下： q 产= n w n q w 兄+ 。q ( 1 6 ) 其