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               旋涡星系的多色测光研究

一.对旋涡星系整体的多色研究

1.对旋涡星系M81和星暴星系M82的多色研究

2.旋涡星系M33的多色观测研究

3.M33演化历史的研究

二.对旋涡星系中星团和HII区的研究

三、对未来工作的展望

 

 

星系是构成宇宙的基石。通过对星系(形成、结构和演化)的研究,我们可以了解宇宙的起源、结构和演化。对星系的研究一方面集中在对其整体的研究;另一方面集中在对其构成成分的研究:如星团和HII区等的研究。下面就这两方面对我们的工作进行总结和展望。

一.对旋涡星系整体的多色研究

基于BATC大视场多色测光系统的优势,我们可以在一个图像天区内覆盖整个近邻星系,得到高精度的面源测光结果,进而深入地研究星系的形成和演化。BATC观测了大量的近邻星系。目前已经进行研究的近邻星系包括M81M33等。

1.对旋涡星系M81和星暴星系M82的多色研究

M81(NGC3031)是第一个发现有自转的旋涡星系,也是一个壮观近邻的Sab型旋涡星系,还是一个亮星系群中的主要星系。该星系群的大小和本星系群类似,包含10-12个成员星系。其中只有3个是旋涡星系,其余的都是椭圆星系或不规则星系。其中一个不规则星系是M82,另一个是M81的伴星系NGC3077

 

M81是离我们最近的兼有LINERSeyfert 1特征的星系(Peimbert & Torres-Peimbert 1981; Filippenko & Sargent 1988)。哈勃望远镜发现星系核的晕上也叠加有发射线的条纹(Devereux, Jacoby, & Ciardullo 1995; Kaufman et al. (1996)。在照片上M81的旋臂被一些尘埃暗条分开,暗条通到距核35秒以内的范围。和活动星系核及类星体相似,用哈勃望远镜光谱观测发现M81星系核的Hα和Hβ呈双峰结构(Bower et al. 1996)。通过对M81的图像观测得到M81Hα总流量为1.7±0.5 x 10Lθ. 其中17%集中在星系核上(Devereux et al1995 M81也是个射电星系。在158兆赫频率上其射电星等为6.8等。通过VLA ll6cm and ll20cm射电观测发现M81mini-Sefert核外有扩展的弧状结构(Kaufman et al. 1996)。 M81中有一个巨大的氢冕,发出21厘米波长的射电辐射。在M81中曾发现25个新星,7个不规则变星和3颗造父变星。

 

M82(NGC3034)是一个不规则星系。自从1871年英国的罗斯用他的望远镜观测到M82的奇异的不规则形状后,M82就一直成为人们关注的对象。在M82星系的基本面的上下有几组延伸达3000-4000秒差距的纤维状物质,他们以超过1000千米/秒的速度朝与星系主轴成直角的方向膨胀, 这表明M82在约150万年前曾发生过一次大规模的爆发,一直延伸到现在。纤维可分解成一些小弧线。并且,M82所发出的光是强偏振化的同步辐射。这些事实说明M82中存在强磁场。M82是探测到其中有大尺度磁场的第一个星系。因爆发过程而从M82中抛出的物质量约为500万个太阳质量。观测还表明M82的光有明显的红化,这可能是由于星系外层大量的尘埃物质所造成的。

根据红移可以知道M81M82同存在于一个星系群中(其他还有Sc型旋涡星系NGC2976和不规则星系NGC3077)。两者的距离约为200-300万秒差距。 1964H.G.阿普博士在美国帕洛玛山天文台用口径120厘米的施密特望远镜发现在M81旋臂的一端附近有一个暗的环,它在M82方向上最亮。阿普认为这是从M82发出的高能电子撞击M81的外围磁场而偏转并辐射能量,这需假设M82的爆发必须发生在40万年以前。近年来,人们认为M82是一个剧烈的“超活动”星系。在星系核附近的许多射电源都有很强的辐射。这可能是由于近期II型超新星爆发造成的。它们还伴有一些强的X射线辐射。中性氢观测表明,在M81M82之间存在强大的潮汐作用,它可能是M82超高水平活动的驱动机制。红外观测和射电观测也发现有40多个致密源,它们可能是爆发前期的超新星,这些都证明M82是一个典型的星暴星系。

 

我们利用国家天文台施密特望远镜的大视场、多色测光系统得到了覆盖M81+M82天区的多色观测图像。经过图像数据的处理和定标,我们得到了这两个星系的二维的光谱能量分布的Ha发射线强度。将这些结果与其它波段、磁场和视向速度的方面的观测结果比较,我们开展了对M81M82的星族成分结构,形成和演化方面的也开始研究这两个星系之间的相互关系.

我们利用BATC 系统对M81+M82    天区进行了13个颜色的观测。1平方度图像视场的中心位于赤经:9小时55分35秒,赤纬:69度21分50秒。数据处理采用BATC专用常规程序Pipeline和侧向星系研究中使用的图像背景扣除方法,这里就不赘述。5图给出了M81M82所在天区T528的观测时间统计。

横轴为BATC滤光片序列号,纵坐标为曝光积分小时数。

 

除已得到Hα窄带观测图像外,我们还观测得到了从3800埃到10000 13 个颜色的图像。经过数据处理,我们得到了星系M81上的光谱能量分布(SED)。利用这种二维的SED,我们对M81的恒星成分进行了分析。

 

根据恒星演化理论和恒星大气模型,在假定了初始质量函数,初始金属丰度和恒星形成率后,人们就可以得到一个恒星体系在不同演化时期(时间)的状态(SSP)。我们将这样的理论与我们观测得到的结果相比较,进而对星系的物理状况进行了分析。

 

通过仔细研究了意大利Padova小组和Gissel最近发表的SSP。将他们给出的理论光谱与BATC的滤光片透过率曲线卷积,我们得到了可与BATC观测数据相比较的13个颜色的理论SED

为了确定星系的年龄和金属丰度, 我们对13个颜色的变化进行分析,发现它们的变化都与恒星组合的年龄和金属丰度有关。进一步研究表明,当年龄大于1Gyr时,中心位于848nm的覆盖近红外CaII三重线的颜色与红端相邻颜色的流量比值与金属丰度有着很好的相关而与年龄的关系不大。因此,这个比值可以用来估计金属丰度的大小。

 

这样,我们就可以首先确定并得到星系M81的金属丰度的分布,然后确定年龄,最后得到星系上尘埃消光的情况。

 

通过使用不同作者的理论模型,比较结果,讨论了所使用的方法的可靠性。围绕这个课题,孔旭已经合作发表了数篇研究论文[1,2,3], A&A, AJ, MNRAS等多家刊物引用。他的博士论文获中国科技大学2000年博士论文一等奖。

 

我们所得到的主要是M81的三个物理参数分布图。一个是金属丰度二维强度分布图;一个是年龄大小分布图;另一个是在确定了年龄和金属丰度后,通过观测与理论比较得到的尘埃消光的强度。

 

参考文献

[1] Kong, X., Cheng, F. Z., 1999, A&A, 351, 477

[2] Kong, X., Zhou, X., 2000, AJ, 119, 2745

[3] Kong. X, Cheng, F. Z., 2001, MNRAS, 323, 1035

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2.旋涡星系M33的多色观测研究

旋涡星系M33是本星系群的一个重要成员,虽然它比另两个成员-M31和银河系小,但却比宇宙中旋涡星系的平均尺度大。自从哈勃于1926年第一次确定M33位于银河系之外以来,M33    以其自身的显著特点(邻近我们(840 kpc)和相对面向我们),成为研究星系结构的理想目标。同时,作为邻近的小型Scd本星系群成员,由于其形态介于最大的早型旋涡星系和星系群不规则矮星系之间,M33一直是众多天文学家关注的目标

M33是一个富含HII区的星系。最近刚被证实的发射区就已达1272个,加上已经确认的1066HII区和超新星遗迹,M33内的发射区共有2338个,其中著名的大型HII区有NGC604NGC592NGC588NGC595等。NGC604是已知的最大的HII区之一,它的直径达1500光年。由哈勃空间望远镜拍摄的NGC604的图像,可以分辩出约200颗年轻的大质量热星。我们知道,大质量星对于星际介质的化学演化起着重要作用,所以河外星系HII区的观测可以对大质量星形成物理机制加以限制,而M33丰富的光学信息更使其成为理想的候选体。M33中的HII区,尤其是很亮的HII区,已经成为研究星系组成,金属丰度梯度,恒星形成率和恒星形成模式的有效途径

利用国家天文台施密特望远镜的大视场、多色测光系统得到了覆盖了整个M33所在天区的可见光波段的多色图像观测。经过图像数据的处理和定标,我们可以得到M33的二维的光谱能量分布(SED)。利用这些观测数据,结合最新的星系形成和演化模型PEGASE2.0,我们开展了对M33演化历史的研究。

 

我们利用BATC测光系统对M33天区进行了13个颜色的观测。1平方度图像视场的中心位于赤经:1小时3351秒,赤纬:30398秒。数据处理采用BATC专用常规程序PipelineI 和侧向星系研究中使用的图像背景扣除方法,这里就不赘述。下图给出了M33所在天区T524的观测时间统计。

横轴为BATC滤光片序列号,纵坐标为曝光积分小时数。

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3.对M33演化历史的研究

       我们利用二维的SED和演化合成模型PEGASE,对M33的恒星成分和演化历史进行了研究。由观测得到的13个颜色的图像,经过数据处理,我们得到了M33SED。利用PEGASE2.0,我们可以得到星系从0-20Gyr的演化光谱及其它物理量。通过和BATC的滤光片透过率曲线卷积,得到了可与BATC观测数据相比较的13个颜色的理论SED。将观测得到的二维SEDPEGASE生成的理论SED相比较,可以得到M33的年龄分布和演化历史以及其它性质。 

 

国际上也有用简单星族(SSP)方法描述星系的演化历史的。所谓SSP是指同时产生的具有一些相同参数(如金属丰度、初始质量函数等)恒星集合。作为构成星族合成的基本元素,当然可以通过分析简单星族的特性来了解星系的形成和演化特性,但星系本身是不同代星族演化的共同结果,因此把星系假设成由SSP组成虽容易理解但略显粗糙。PEGASE中假设星系的演化是许多SSP共同演化的结果,因此也更接近星系演化的真实情况。

 

 

*   关于PEGASE2.0

PEGASE2.0法国天体物理中心RoccaVolmerange等人开发的星系演化合成模型。该模型主要是针对哈勃序列上的星暴星系和其它星系。它是RoccaVolmerangeGuiderdoni1988)在他们近红外合成光谱的基础上,结合可见光和红外的合成光谱形成的,所以模型所从20nm5um的巨大范围内都是连续的。即使对于红超巨星和AGNPEGASE也可以精确的计算其快速的演化过程。对于消光问题,模型中也进行了细致的考虑,不仅可以计算旋涡星系和椭圆星系的内消光,而且还考虑了由于气体和尘埃引起的消光。在PEGASE选用了Kurucz恒星光谱库,采用的是应用最为广泛的Kurucz1992)恒星大气模型。但由于Kurucz恒星光谱库中对温度特别高或特别低的恒星进行的计算结果并不很好,PEGASE还采用了Lejeune19971998)的LCB恒星光谱库,其中应用了最新的冷星和热星的恒星大气模型。 

 

PEGASE中使用了等时合成方法。利用插值的方法计算等年龄线,即寻找质量不同的各恒星演化轨迹上年龄相同的点进行插值。等年龄线上给定质量的恒星数目由初始质量函数确定。

 

利用该方法计算得到的积分颜色和星等变化是平滑的。

 

PEGASE2.0中应用的是Padova恒星演化轨迹(Padova tracks)。Padova tracksGeneva tracks都是目前应用最为广泛的恒星演化轨迹。这两个恒星库的金属丰度和恒星的质量范围都较宽,而且都是基于最新的恒星物理参数,包括不透明度、恒星质量损失、混合和对流超射。同Geneva的恒星演化轨迹相比,Padova tracks 在质量和演化时间上更细致,而且演化时标可以延长至1620Gyr Padova tracks 包括7种金属丰度的恒星演化模型:

 

Z0.0001,   Y=0.23;

Z0.0004,  Y=0.23;

Z0.004,     Y=0.24;

Z0.008,     Y=0.25;

Z0.02,       Y=0.28;

Z0.25,       Y0.02;

Z0.05,       Y0.352;

Z0.1,         Y0.475.

 He与重金属丰度的关系为。对于中等质量和小质量的恒星演化阶段包扩从零龄主

序(ZMAS)到热脉动的AGBTPAGB)阶段;对大质量恒星的计算包括ZAMS到中心C核点燃

 

 

*   PEGASE模型的给出的SED

*  

PEGASE2.0中,最重要的两个参数是恒星形成率(SFR)和初始质量函数(IMF)。我们采用的是Salpeter1955)形式的IMF:

其中规一化常数A1,恒星质量的范围是0.1-125。在该模型中,我们分别考虑了星暴,常数和e指数增加(或减少)等3种恒星形成率模型,但只有常数恒星形成率的计算最令人满意,而且对M33中大量发射区中的发射线拟合也取得了很好的结果。我们的结论与Diaz1984)的观点是一致的。

 

给定IMFSFR和其它初始条件如星云发射线、星系的消光和气体的内落等,PEGASE就可以给出M33的演化光谱和其它重要的物理参数。本文中考虑的主要参数

 

 

IMF:Salpeter(1955)

Evolutionary tracks: ”Padova”

Fraction of close binary systems:0.50000E-01

Initial metallicity: 0.00000E+00

No infall

Type of star formation: constant star formation

SFR:0.50000E-04

Consistent evolution of the stellar metallicity

Mass fraction of substellar objects:0.00000E+00

No galactic winds

Nebular emission

Extinction for a disk geometry:

specific inclination Inclination: 56

通过计算,我们可以得到从22nm5μm的连续谱。因为观测数据是积分光度,为了进行比较,我们首先将其与BATC的滤光片的透过率曲线进行卷积,得到PEGASE的光学和近红外光度。年龄为tPEGASE SED通过第i个滤光片的积分光度 可由下面的公式计算得到

式中 是年龄为tPEGASE的光谱能量分布, 代表BATC滤光片中第i个滤光片的透过率函数, 是第i个滤光片的最小和最大的有效波长(i34…15)。

 

如果我们知道星系的距离和沿着视线方向的星际消光值,我们将可以得到星系的绝对光度。既然我们不知道M33与我们之间的精确距离,我们将利用与距离无关的量——颜色,作为观测数据与PEGASE模板的比较量。我们计算PEGASE的颜色(相对积分颜色)为其它滤光片的光度与BATC08 607.5nm)滤光片光度的相对值:

 

l        拟合方法和结果分析

为了对观测数据和理论模型进行比较,我们采用最小二乘法进行拟合,可以得到常数恒星形成率下最佳的年龄分布,方法如下:

 

PEGASE模型在时刻t时的相对积分颜色, M33的观测积分颜色; 是第i个滤光片的观测误差; 相对系数,可以使两套数据的13个点都非常接近;d是拟合中自由度的数目,因为有 t两个变量,所以

 

我们的观测受到两个方面消光的影响:1.银河系内的消光;2.M33的盘内消光。因此在拟合之前,对于模型,我们在初始参数中考虑了星系的盘内消光,得到了经过盘内消光改正的相对积分颜色;对于观测数据,我们通过Zombeck1990)消光曲线对其进行银河系的逆消光改正,这样拟合就在相同的消光情况下(相当于都在银河系外)进行。

 

1显示了一些最好的PEGASE模型中相对积分颜色和M33观测积分颜色的拟合结果。实线代表了PEGASE模型的相对积分颜色,圆圈表示M33的观测积分颜色。从图中可以看出,i滤光片有很强的发射线通过,我们的观测数据和模型拟和的很好。

 

2显示了常数恒星形成率下M33的年龄分布。直方图表明M33几乎是连续形成的,主要在413Gyr区间内形成。在7Gyr时有个恒星形成高峰。

 

3显示了M33中年龄的二维分布。我们将每个区域的积分光度用相应的最佳拟合年龄替代,就可以得到年龄的二维分布图。我们基本上可以分辨出星系的核球、旋臂以及盘区部分。图中清楚地表明星系M33的中心区星族的年龄要高于其外部区域星族的年龄。从星系中心到边缘,存在一个明显的年龄梯度。星系中心区星族的年龄9Gyr;环绕中心区外围的星族年龄约为8Gyr;核球边缘区的星族年龄约为7Gyr;星系盘区的星族比内部区域的要年轻,平均年龄约为6Gyr。旋臂上的星族更年轻,年龄5Gyr

 

2.常数恒星形成率下M33的年龄分布

 

 

 

3. M33中年龄的二维分布。浅灰色区域代表年老星,深灰色区域代表年轻星


 

参考文献

 

Charlot, S., & Bruzual, G. 1991, APJ , 367, 126

Diaz, A.I.,& Tosi, M. 1984, MNRS, 208, 365

Fioc, M., & Rocca-Volmerange, B. 1997, A&A, 326,950

Freedman, W. L., Wilson, C. D., & Madore, B. F. 1991, ApJ, 372, 455

Guiderdoni B., & Rocca-Volmerange, B. 1990, A&A, 227,362

Hodge, P.W., Balsley, J., Wyder, T.K. & Skelton, B.P. 1999, PASP, 111, 685

Kennicutt, R. C. 1998, A&A Rev., 36, 189

Kewley, L.j. et al. 2001, AJ, 556, 121

Kong, X.ZHOU Xu, et al. 2000, AJ, 119, 2745

Kurucz, R.L., Model Atmospheres for Population Synthesis, ed.Barbuy, B. & Renzini, A. The stellar population of Galaxies, IAU Symp. 149 (Reidel, Dordrecht),225

Leitherer, C., et al. 1999, APJS, 123, 3

Ma, J., et al. 2001, AJ, 122, 1796

Searle, L., Sargent, W. L. W., & Bagnuolo, W. G. 1973, APJ, 179, 427

Salpeter, E. E. 1955, APJ, 121, 161

Tinsley, B. M. 1972, A&A, 20, 382

Zombeck, M. V. 1990, Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (2nd. ed; Cambrigde: Cambrigde Univ. Press) p. 104

 

 

通过计算,我们可以得到从22nm5μm的连续谱。因为观测数据是积分光度,为了进行比较,我们首先将其与BATC的滤光片的透过率曲线进行卷积,得到PEGASE的光学和近红外光度。年龄为tPEGASE SED通过第i个滤光片的积分光度 可由下面的公式计算得到

式中 是年龄为tPEGASE的光谱能量分布, 代表BATC滤光片中第i个滤光片的透过率函数, 是第i个滤光片的最小和最大的有效波长(i34…15)。

 

如果我们知道星系的距离和沿着视线方向的星际消光值,我们将可以得到星系的绝对光度。既然我们不知道M33与我们之间的精确距离,我们将利用与距离无关的量——颜色,作为观测数据与PEGASE模板的比较量。我们计算PEGASE的颜色(相对积分颜色)为其它滤光片的光度与BATC08 607.5nm)滤光片光度的相对值:

 

l        拟合方法和结果分析

为了对观测数据和理论模型进行比较,我们采用最小二乘法进行拟合,可以得到常数恒星形成率下最佳的年龄分布,方法如下:

 

PEGASE模型在时刻t时的相对积分颜色, M33的观测积分颜色; 是第i个滤光片的观测误差; 相对系数,可以使两套数据的13个点都非常接近;d是拟合中自由度的数目,因为有 t两个变量,所以

 

我们的观测受到两个方面消光的影响:1.银河系内的消光;2.M33的盘内消光。因此在拟合之前,对于模型,我们在初始参数中考虑了星系的盘内消光,得到了经过盘内消光改正的相对积分颜色;对于观测数据,我们通过Zombeck1990)消光曲线对其进行银河系的逆消光改正,这样拟合就在相同的消光情况下(相当于都在银河系外)进行。

 

1显示了一些最好的PEGASE模型中相对积分颜色和M33观测积分颜色的拟合结果。实线代表了PEGASE模型的相对积分颜色,圆圈表示M33的观测积分颜色。从图中可以看出,i滤光片有很强的发射线通过,我们的观测数据和模型拟和的很好。

 

2显示了常数恒星形成率下M33的年龄分布。直方图表明M33几乎是连续形成的,主要在413Gyr区间内形成。在7Gyr时有个恒星形成高峰。

 

3显示了M33中年龄的二维分布。我们将每个区域的积分光度用相应的最佳拟合年龄替代,就可以得到年龄的二维分布图。我们基本上可以分辨出星系的核球、旋臂以及盘区部分。图中清楚地表明星系M33的中心区星族的年龄要高于其外部区域星族的年龄。从星系中心到边缘,存在一个明显的年龄梯度。星系中心区星族的年龄9Gyr;环绕中心区外围的星族年龄约为8Gyr;核球边缘区的星族年龄约为7Gyr;星系盘区的星族比内部区域的要年轻,平均年龄约为6Gyr。旋臂上的星族更年轻,年龄5Gyr

 

2.常数恒星形成率下M33的年龄分布

 

 

 

3. M33中年龄的二维分布。浅灰色区域代表年老星,深灰色区域代表年轻星


 

参考文献

 

Charlot, S., & Bruzual, G. 1991, APJ , 367, 126

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Fioc, M., & Rocca-Volmerange, B. 1997, A&A, 326,950

Freedman, W. L., Wilson, C. D., & Madore, B. F. 1991, ApJ, 372, 455

Guiderdoni B., & Rocca-Volmerange, B. 1990, A&A, 227,362

Hodge, P.W., Balsley, J., Wyder, T.K. & Skelton, B.P. 1999, PASP, 111, 685

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Kewley, L.j. et al. 2001, AJ, 556, 121

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Kurucz, R.L., Model Atmospheres for Population Synthesis, ed.Barbuy, B. & Renzini, A. The stellar population of Galaxies, IAU Symp. 149 (Reidel, Dordrecht),225

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Searle, L., Sargent, W. L. W., & Bagnuolo, W. G. 1973, APJ, 179, 427

Salpeter, E. E. 1955, APJ, 121, 161

Tinsley, B. M. 1972, A&A, 20, 382

Zombeck, M. V. 1990, Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (2nd. ed; Cambrigde: Cambrigde Univ. Press) p. 104

   

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二.对旋涡星系中星团和HII区的研究

星团一直是天文研究的热点,银河系内球状星团和疏散星团的研究起源于二十世纪初,即1918Shapley就对银河系内球状星团进行了经典的研究。更远还可以追述到1784年法国天文学家梅西叶编的星表和1888年丹麦天文学家德雷耶尔编的星表,有一些就是银河系中的球状星团。星团的研究对于我们理解其寄主星系乃至宇宙的性质有着至关重要的作用,如我们银河系中的大部分球状星团被认为是宇宙中最老的成员,它们几乎是同时形成的,它们的年龄可以比较强地限定出宇宙年龄的下限,不过银河系中也发现了一些较年轻的球状星团,它们被认为是在矮椭球星系(dwarf spheroidal galaxies)中形成的,这些矮椭球星系被银河系的潮汐力所破坏,使这些年轻的球状星团暴露在银河系中;星团的年龄还可以提供其寄主星系早期形成的很多有用信息,我们对M33中星团的研究表明:M33中的年轻星团很多而且一直在形成,从一百多亿年前开始一直延续到几百万年前 [1][2][3] M31中的年轻星团则很少,目前探测到的大部分都是老的球状星团,这些球状星团几乎都老于十亿年,且形成的峰值是在一百亿年[8],这说明星系M31M33的形成过程也许是不一样的,导致它们的构成成份的差异;星团的金属丰度可以提供其寄主星系的化学演化以及形成的特性等,如星团的金属丰度是否与其在主星系中的径向位置有关,在一定程度上也能限制单个星系形成的过程,如果星系是由原始星云逐渐塌缩形成的,那么它是一个增丰过程,星团的金属丰度应该与其在主星系中的径向位置有关,如果星系是逐级成团形成或并合来的,星团的金属丰度与其在主星系中的径向位置的关系不会很大,所以对星团的研究是认识星系乃至整个宇宙的基础性工作。 

 

        现在,随着观测技术的不断发展,天文学家们正在试图通过利用星系的积分特性,如光度特性和光谱特性来了解星系内部的星族特性和恒星形成历史。其中星族合成方法就是运用于研究星系中的星族组成的一种很有效的方法,这种方法是利用理论或观测得到的恒星积分谱去拟合星系的观测结果,从而推测星系中星族的组成以及它们的年龄和金属丰度的分布。由于TinsleySearle et al.开创性的工作,演化的星族合成方法已经成为研究星系中星族成分的一个重要方法,并随着星系化学演化理论、恒星形成和恒星大气模型的发展、合成算法的改进和计算能力的提高,已经发展为多种不同的模型,被广泛地运用于各种形态的星系中。

 

    河外星团的研究相对晚一些,原因是小设备看不到。Hubble1932年开始注意M31中的球状星团,并列出了140个球状星团的候选体,这些星团亮于18等(照相底片),现在M31中球状星团的候选体已有800多个。M33中星团的研究更晚一些,1956Sandage才注意到M33中的球状星团,随后有些作者零散地证认过一些,直到1982ChristianSchommer才比较系统地在底片上证认M33中的非恒星成员,但位置很不准确,测光资料也很不完备,以后十几年几乎无人再做这方面的工作。到1999年,Chandar 等利用Hubble的资料才开始发现了100多个新的星团,这些星团在Hubble图像上可以清晰地分辩出成员星。但Hubble望远镜的视场太小了,而M33又是个非常大的近邻星系,所以Hubble的观测资料到目前为止还不足一半。

 

    星团一般被认为由相同初始质量函数、年龄和金属丰度的一群星构成的,很适合于研究其星族特性和恒星形成历史,即它的谱能量分布具有简单星族合成模型的特点。对于较老的星团(年龄大于几亿年),年龄虽有简并问题,但我们可以给出其主要星族的谱能量分布和年龄特性。

 

 2000年开始,我们着手近邻星系中星团和HII区的研究,目的是建立一个河外星系中星团和HII区的多色测光资料库,其中包括星团的精确位置,中波段13颜色的测光数据,用简单星族合成模型得到的星团和HII区年龄,以及老年星团(老于8.5亿年)的金属丰度(用我们的测光资料可以得到,请参阅文献[4])。BATC60/90施密特望远镜采用的是大视场CCD和独特的多色中带滤光片,已经对几个亮的近距离星系,如M31M33M81等投入了大量的观测时间,首次在国际上取得了这些星系完整的、深度的多色嚗光资料。

 

 我们目前主要集中在得到M31M33中已知星团和HII区(其他作者已经证认出并给出初步位置的星团和HII区)的多色测光资料。已经取得一些成果[12345678],初步查阅,已被A&A 2002, 390, 449引用一次,我们的结果“几百万年前M33经历过一次星团形成的峰值,以及大部分星团都是贫金属的”被运用于大麦哲伦云,得到了M33中新星的寄主星族和大麦哲伦云中的一样的结论。尤其是,最近的一次国际会议上,做球状星团实测方面的一个专家在特邀报告中也提到了我们的工作(astro-ph/0210629)。

 

M33上有大量的恒星形成区。对其进行全面的研究也是人们普遍感兴趣的问题。目前我们已经开展了这个工作。我们首先确定M33恒星形成区在星系中的位置分布。 BATCi滤光片位于波长666nm处,覆盖了Ha的发射线(656.3nm)。发射线强的区域表示那里正有大量的恒星形成。于是我们由i波段两边的hk流量进行内插,得到发射线所在的i波段流量连续谱。i波段图像减去连续谱图像后,我们就得到了Ha发射线的分布图。把强度亮于某一值地区域规定为恒星形成区,这样就可以确定恒星形成区的位置。M33恒星形成区的图像如下左图所示。右图是M33恒星形成区积分光度强度轮廓图,这里我们只显示了发射最强的一些区域。从图中我们可以很清楚的M33的旋臂结构以及其中大型的HII区,如NGC 604NGC 595NGC 592NGC 588等。

 

M33恒星形成区的分布              .M33恒星形成区的轮廓图

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

常数恒星形成率下M33恒星形成区的年龄分布

确定了M33恒星形成区的位置,我们同样可以得到该区域的SED。在经过银河系内的逆消光改正后,仍然用PEGASE的模型SED进行拟合。通过比较,我们可以确定M33上恒星形成区的年龄分布,如右图所示。该图表明,该区域的恒星都很年轻,年龄分布为06Gyr,其中有一些极为年轻的恒星,正处在形成期。除此之外,我们还开展了对M81恒星形成区的研究,利用BATC观测资料,我们测量了M81HIIHα的绝对流量,分析了HII区以外星族的年龄和金属丰度。在此基础上,我们目前正在开展对HII区星族成分的分析。首先根据HII的大小确定测光孔径的半径,然后将孔径内的流量减去该HII区周围星系的平均背景。由此,我们得到了HII区内新一代星族的光谱能量分布(SED)。在对所得到的SED进行红化改正后,可以通过年轻单星族演化模型对SED进行拟合。通过SED与理论模型的比较,我们确定了旋涡星系M81上百个恒星形成区星族的年龄和金属丰度。这个工作已经基本完成,正在完成有关研究论文。下左图为恒星形成区(HII)在星系上的位置及测光孔径的大小。右图为部分HII区的SEDSSP拟合曲线。

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

  几个HII区的SED及理论模型拟合          星系M81HII区的分布                                 

 

 

参考文献

[1]   Ma J. , Zhou X. et al., 2001, AJ, 122, 1796

[2]  Ma J. , Zhou X. et al., 2002, AJ, 123, 3141

[3]  Ma J. , Zhou X. et al., 2002, A&A, 385, 404

[4]  Ma J. , Zhou X. et al., 2002, ChJAA, 2, 127

[5]  Ma J. , Zhou X. et al., 2002, ChJAA, 2, 197

[6]  Ma J. , Zhou X. et al., 2002, Acta Astron., in press

[7]  Jiang L., Ma J. et al., 2002, AJ, 124,3179

[8]  Jiang L., Ma J. et al., 2002, AJ, Accepted  

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三、对未来工作的展望

BATC所观测的近邻旋涡星系还包括NGC7469NGC2403NGC3031NGC3628NGC4244NGC4565NGC5194NGC5457NGC5907NGC628NGC891等。这些星系各有其特殊的形态和SED特征。 我们正按计划对它们进行整体和其构成成份的研究。