【摘要】： 沃爾夫-拉葉(Wolf-Rayet，WR)星系是發(fā)射線星系的一個(gè)子類。與普通的恒星形成星系所不同的是，在它們的積分光譜中可以探測(cè)到來自于大質(zhì)量的WR星的寬發(fā)射線。由于WR星的壽命非常短，它們的出現(xiàn)意味著這類星系正在經(jīng)歷或者剛剛經(jīng)歷過劇烈的星暴過程。因此這類星系非常適合用來研究星暴的早期階段、星暴的物理特性、高質(zhì)量端的初始質(zhì)量函數(shù)形式、以及星暴的觸發(fā)機(jī)制等問題。而研究這些問題，一個(gè)十分有效的途徑就是通過構(gòu)建一個(gè)WR星系的樣本，對(duì)其進(jìn)行統(tǒng)計(jì)方面的探討。由于在SDSS數(shù)據(jù)釋放之前，WR星系的樣本一是數(shù)目比較少，另外就是完備性、一致性比較差，以致于不能給出一個(gè)可信的結(jié)果。在本文中，利用SDSS數(shù)據(jù)可以比較好地彌補(bǔ)這些不足，并得出了一些有意義的結(jié)論。全文共分為五部分。 第一章首先介紹了WR星的一些基本性質(zhì)以及分類方法等，然后著重介紹了WR星系的基本性質(zhì)以及觀測(cè)和理論方面的研究現(xiàn)狀，最后簡(jiǎn)單介紹了我們?cè)谶@方面取得的一些進(jìn)展。 第二章中，首先簡(jiǎn)單介紹了初始質(zhì)量函數(shù)的研究現(xiàn)狀，然后著重介紹了基于SDSS DR3數(shù)據(jù)的WR星系樣本的選取、分析以及與理論模型相結(jié)合來研究初始質(zhì)量函數(shù)對(duì)金屬豐度的依賴性。該樣本共包含有174個(gè)WR星系，當(dāng)將觀測(cè)到的WR特征和Hβ發(fā)射線與理論模型相比較時(shí)，可以看到初始質(zhì)量函數(shù)對(duì)金屬豐度有一明顯的依賴性，即隨著金屬豐度的增大初始質(zhì)量函數(shù)開始變陡。我們認(rèn)真地檢查了模型或者觀測(cè)量的測(cè)量上可能存在的系統(tǒng)誤差，結(jié)果表明這些效應(yīng)不會(huì)改變此結(jié)論。這種依賴性也曾在以前的研究中提到過，但由于本文觀測(cè)數(shù)據(jù)在質(zhì)量以及數(shù)量上都有很大改觀，從而使得這種結(jié)論更為明確。 在第三章中，為了更好地理解WR星系獨(dú)特的性質(zhì)，同時(shí)也為以后研究WR星系的成團(tuán)性，我們將WR星系的樣本升級(jí)到SDSS DR4，這個(gè)新的樣本由866個(gè)WR星系組成，我們將它們的物理參數(shù)與兩個(gè)恒星形成星系的樣本做了比較，一個(gè)是所有的恒星形成星系組成的樣本(SFG1)，一個(gè)是藍(lán)包處連續(xù)譜的斜率較陡的恒星形成星系的樣本(SFG2)。結(jié)果表明，WR星系與恒星形成星系之間即有共性又有差異，與SFG1相比，WR星系和SFG2的紅移都較低、D4000較小、顏色較藍(lán)、平均恒星形成率較高、豐度較低、塵埃較少。相對(duì)于SFG2，WR星系的D4000值更小，顏色更藍(lán)以及平均恒星形成率更高，但金屬豐度、致密度、塵埃的分布以及在BPT論斷圖中的位置都十分相似。通過這樣的比校，可以對(duì)以后的理論模型做出一定的限制。 基于第三章的樣本，我們?cè)诘谒恼轮欣脙牲c(diǎn)相關(guān)函數(shù)研究了WR星系的成團(tuán)性質(zhì)，這是首次對(duì)WR星系成團(tuán)性的研究。在中等以及大尺度上，WR星系的成團(tuán)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，星系的成團(tuán)性是與紅移、光度、致密度以及星族的平均年齡等參量相關(guān)的。為了扣除這些因素的影響，我們利用這些參量構(gòu)建了兩組控制樣本，并計(jì)算了其兩點(diǎn)相關(guān)函數(shù)，結(jié)果表明大尺度上WR星系與恒星形成星系之間的差異消失了，而在中等尺度上的反偏袒依然存在。對(duì)此我們做了一系列的檢驗(yàn)，并認(rèn)定這種結(jié)果是真實(shí)的。進(jìn)而我們從觀測(cè)以及理論的角度分析了該反偏袒的原因，并認(rèn)為這是由于WR星系優(yōu)先處于暗物質(zhì)暈的中央所引起的。 最后一章是全文的總結(jié)和一些展望。
【學(xué)位授予單位】：中國科學(xué)技術(shù)大學(xué)
【學(xué)位級(jí)別】：博士
【學(xué)位授予年份】：2007
【分類號(hào)】：P152
【圖文】：

圖1一1從O型星到wR星光譜的演化(取自互聯(lián)網(wǎng))位于旋臂以及鄰近的Hll區(qū)中。由于WR星在空間上與O型星成協(xié)，而且由于其特殊的表面豐度，它們一般被認(rèn)為是由主序的O型星(單星或雙星)演化過來的大質(zhì)量恒星回。恒星殼層中的物質(zhì)可以通過星風(fēng)損失掉或者雙星之間的物質(zhì)轉(zhuǎn)移損失掉。對(duì)于單星來說，要想演化成wR星，其質(zhì)量應(yīng)至少大于20M。，因?yàn)橹挥羞@樣物質(zhì)損失率才足夠高以便丟掉外層中的氫。如果一個(gè)O型星處于密近雙星中，那么氫富外殼的損失除了與恒星的初始質(zhì)量有關(guān)外，還與物質(zhì)轉(zhuǎn)移的過程有關(guān)。wR星具有極高的表面溫度(Tejj>50000K)和非常高的光度(L、10”一“L。)以及高質(zhì)量損失率的特征(、10一”一10一4Moyr一‘，目前太陽的質(zhì)量損失率、10一‘4Moyr一，)，但是如此強(qiáng)的星風(fēng)的起源機(jī)制仍然不是十分清

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據(jù)Kau任manne七al.(2003)的判據(jù)‘56!，選出恒星形成星系:109(【0111」/H口)<0.61/(l吧(【N11}/Ha)一0.05)+1.3.(3一1)結(jié)果共選出了198，091個(gè)恒星形成星系。對(duì)于4650人處發(fā)射線的測(cè)量，其方法與前文所描述的類似:首先，對(duì)于每一個(gè)恒星形成星系，我們用SDSS提供的連續(xù)譜來得到我們自己的連續(xù)譜。具體操作起來就是，在SDSS連續(xù)譜上選取七個(gè)不受星云發(fā)射線和恒星吸收線影響的窗口(Ko鰓et缸.2002)15，]，中心波長(zhǎng)分別為4020，4510，5313，5500，6080，6630，7043人，左右各取10人，對(duì)它們進(jìn)行多項(xiàng)式擬合。接下來，我們用窄高斯擬合四條星云發(fā)射線[凡111]久4658，He11久4686，Hel+陣r‘v}從711，隊(duì)rw」從740，并將它們從觀測(cè)譜中剔除掉。最后，我們?cè)陟o止波長(zhǎng)4600一4750人范圍內(nèi)測(cè)量4650處過剩發(fā)射的等值寬度，與此同時(shí)，我們對(duì)此區(qū)間的連續(xù)譜流量進(jìn)行簡(jiǎn)單的線性擬合，由此得到該區(qū)間內(nèi)連續(xù)譜的斜率a(4650)。接下來，我們就以這兩個(gè)參數(shù)來選擇wR星系的候選者。0.01___11!l川川l件:氣訣少愧方刃:5.夕:魷粉人卜.二一士士

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本文編號(hào)：2747239