（天体物理专业论文）星系金属丰度及化学演化的研究.pdf

摘要 本论文中，出于研究计算星系金属丰度方法之间存在的系统差异和氮元素起源 的目的，我们使用电子温度方法和强发射线线比方法计算了两个星系样本：一个是 观测自中国国家天文台兴隆观测站21 6r n 望远镜的包含7 2 个蓝致密星系的样本， 另外一个样本是选自s d s sd r 3 的星暴星系样本的氧元素和氮元素丰度然后，我 们以此为观测依据研究了星系的化学演化 7 2 个蓝致密星系的氧元素丰度的范围是1 2 + l o g ( o h ) = 71 5 到9 0 s d s s d r 3 中的星暴星系氧元素丰度的范围是1 2 + l o g ( o h ) = 7 5 8 到8 9 3 对于利用 电子温度方法得到的元素丰度，我们的计算结果和前人电子温度方法得到的结果符 合的较好，误差一般在一o 1d e x 另外，我们发现，利用电子温度方法和强发射线方 法计算得到的氧元素丰度的结果相差非常大，特别是在高金属丰度星系中为了研 究不同的计算氧元素丰度的方法得到的结果的差异，我们使用不同的方法( 咒2 h p ，2 _ ，以及0 3 n 2 方法) 计算氧元素丰度我们发现，在蓝致密星系样本中，经验 的强发射线方法一般比可靠性昂好的电子温度方法给出的结果系统偏高偏高的值 平均介于0 0 9 到o2 5d e x ；在s d s sd r 3 中的星暴星系样本中，r 2 3 方法给出的丰 度平均比电子温度方法给出的丰度偏高02d e x ，p 方法与电子温度方法符合的较 好，并且弥散很小；而n 2 以及0 3 n 2 方法与电子温度方法符合的比较好，但是弥散 很大 我们研究了蓝致密星系的光度一金属丰度关系结果表明蓝致密星系的光度一 金属丰度关系存在很好的线性正相关性同时，我们发现矮星系( m b 一1 8 ) 的 光度一金属丰度关系的斜率比亮星系( m b 8 2 ，氮元素主要是一个由各种质量恒星生产的s e c o n d a r y 元素， 在低金属丰度星系，1 2 + l o g ( o h ) 7 9 5 范围内，n ov so h 关系存在的较大 的弥散可以由小质量恒星对氮元素的贡献来解释 我们使用经过修改的( 恒星形成历史和恒星形成效率有所不同1 的l a r s e n e t a l ( 2 0 0 1 ) 的化学演化模型研究蓝致密星系和星暴星系的化学演化我们发 现闭盒模型可以同时拟合高金属丰度星系和低金属丰度星系的n ov so h h e h v so h 和肛v s o h 关系，和观测结果符合的很好e n r i c h e dw i n d 模型对高金属 丰度星系和低金属丰度星系和观测结果都不能很好的拟合，o r d i n a r yw i n d 模型和 同时包括内流 o o r d i n a r yw i n d 外流的模型只能拟合低金属丰度星系的化学演化 中文摘要 不能用于高金属丰度星系 l l 苤奎塑墨 a b s t r a c t t oa s s e s st h ep o s s i b l es y s t e m a t i cd i f f e r e n c e sa m o n gd i f i e r e n to x y g e na b u n d a n c e i n d i c a t o r sa n du n d e r s t a n dt h eo r i g i no fn i t r o g e na n dt h es t a rr e s p o n s i b l ef o rn i t r o g e np r o d u c t i o n ，w es t u d yt w os t a r f o r m i n gg a l a x ys a m p l e si nt h i st h e s i s ：o n ei s t h es t r o n ge m i s s i o nl i n eg a l m x ys a m p l e ，s e l e c t e df r o md t l 3o ft h es l o a nd i g i t a ls k y s u r v e y ( s d s s ) ，t h eo t h e ri s ab l u ec o m p a c tg a l a x ys a m p l e ( b c g s ) ，b a s i n go no u r h i g h q u a l i t yg r o u n d - b a s e ds p e c t r o s c o p i co b s e r v a t i o n sf r o m2 1 6mt e l e s c o p ea tt h e x i n g l o n gs t a t i o no ft h en a t i o n a la s t r o n o m i c a lo b s e r v a t o r yo fc h i n a f o re a c hs a m p l e ，t h ee l e c t r o nt e m p e r a t u r e ( 疋) a n de l e c t r o nd e n s i t ym ) ，a n d t h e nt h eo x y g e na b u n d a n c ef r o mb m e t h o da r ed e t e r m i n e dr e l i a b l y a tt h es a m e t i m e ，o x y g e na b u n d a n c ef r o ms t r o n gl i n em e t a l l i c i t yi n d i c a t o r s ，s u c ha sr 2 3 ，p ， 2 a n dd 3 2 a r ea l s oc a l c u l a t e dw ea l s oc o m p a r e do x y g e na b u n d a n c eo f s t a r f o r m i n gg a l a x i e so b t a i n e dw i t ht h e 正m e t h o d ，r 2 3 一m e t h o d ，p - m e t h o d ，n 2 m e t h o d w l d0 3 2 - m e t h o d f o rb l u ec o m p a c tg a l a x i e s w ef o u n dt h a tt h eo x y g e na b u n d a n c ec o v e r st h er a n g e 71 5 8 2 ，n i t r o g e ni sp r i m a r i l yas e c o n d a r ye l e m e n tp r o d u c e db ys t a r so fa l lm a s s e s b a s i n gt h eo b s e r v a t i o nr e s u l to fo u rb l u ec o m p a c tg a l a x i e sa n ds t a r b u r s t sf r o m s d s sd a t ar e l e a s e3 ，w er e v i s e dt h es t a rf o r m a t i o nh i s t o r yo ft h ec h e m i c a le v o l u t i o n m o d e lo fl a r s e ne ta lf 2 0 0 1 1t os i m u l a t et h ec h e m i c 出e v o l u t i o nh i s t o r yf o rb o t h d w a r fg a l a x i e sa n dm a s s i v eg a l a x i e s c o m p a r i n gw i t ht h eg a sf r a c t i o n ( 肼，h e h ， a n dn ov e r s u s1 2 + l o g ( o h 、r e l a t i o n sf r o mc h e m i c 出e v o l u t i o nm o d e l sa n do b s e r v a t i o nv a l u e s w ef o u n dt h a to n l yc l o s e dm o d e l sa r ev i a b l et o6 tt oo b s e r v a t i o ni u t h ew h o l em e t a l l i c i t ys c a l e ；m o d e l si n c l u d i n go r d i n a r yw i n d s ，a n dm o d e l si n c l u d i n g b o t hi n f l o w a n do r d i n a r yw i n d so n l ys u i tt o1 0 wm e t a l l i c i t yg a l a x l e s 1 v t h et h e s i sw a ss u p p o r t e db yt h en a t i o n a lf o u n d a t i o no fn a t u r a ls c i e n c e c h a p t e r1 绪论 c h a p t e r 绪论 1 1星系化学演化的观测证据 1 1 1介绍 天文学中，将除氢，氦以外的所有元素均称为金属。研究星系金属丰 度的重要性是不言而喻的。通过对恒星化学成分的分析，我们有可能获得 关于恒星一生中发生的核反应类型和其他物理过程的某些证据。星系的演 化可以部分的用其中恒星或其他物质形态在化学成分的差别加以探讨。将 来，有可能对星系团乃至整个宇宙的演化进行基于化学分析基础上的研 究。 星系按照质量和光度的大小可分为矮星系( l 1 0 9 l 0 1 ；按照形态可分为： 椭圆星系：e ，圆形或椭圆形，亮度是平滑的分布。 正常涡旋星系：s 或s a ，中央核球加平坦的盘，有漩涡结构。 棒旋星系：s b ，中央核球加棒再加盘，有漩涡结构。 不规则星系：几何形状不规则。规则星系( 正常漩涡和棒旋) 和椭圆 星系两者包含着可观测宇宙中的大部分质量，不规则星系仅占百分之 几。 涡旋星系与椭圆星系的主要差别如下： 椭圆星系中随机速度与旋转速度之比值较漩涡星系中的该比值大得 多。这一事实可认为是椭圆和平坦的漩涡之间形状的差别。 大部分椭圆星系中气体含量小，尘埃似乎亦小，大部分漩涡星系和富 有气体的不规则星系则相反。 大部分椭圆星系中没有存在年轻星的证据，可能是由于缺少形成年轻 星的气体和尘埃的缘故。 11 星系化学演化的观测证据 椭圆星系无旋臂结构，盘型星系几乎都有旋臂：但是，由椭圆星系向 旋涡星系的过渡型，如s o 和s b 0 亦缺少旋臂。 目前人们对宇宙化学丰度了解的主要结果可以概述如下：氢是占压倒优 势的最丰富的元素，占原子数的约9 0 ；其次是氦，占约1 0 ；其他元素 数量极少，但星系光谱中的大多数谱线却是由这些低丰度元素产生的。 银河系和河外星系的化学演化是指不同年龄星系内部恒星的化学成分的 不同观测表明，核合成过程产生的金属f 所有比氦元素重的元素都称之为金 属) 在恒星中的聚集程度随着恒星年龄的增加而降低( m a t t e u c c i2 0 0 1 ) ，这说 明在恒星的出生地一恒星际介质( i s m ) 中，金属存在着一个逐渐增加的过 程研究星系化学演化盼过程，其实就是研究星系气体化学组成随着时间演 变的历史在这个过程中，我们必须考虑星系的形成过程，恒星形成，恒星演 化，核合成以及可能存在的气体内流和外流目前宇宙学和星系演化的理论 已经很好的证明：所有的氘，大部分的氦元素，和一部分锂元素是由宇宙大 爆炸( b i gb a n g ) 产生的，而更重的一些元素是由恒星所生产的，以上就是我 们研究星系化学演化的出发点和基本概念下面我们首先对一些有特别重要 观测资料的元素进行一些总结和讨论，然后对研究星系化学演化非常重要的 恒星形成，恒星演化，核合成以及可能存在的气体内流和外流作一些简要的 介绍 1 1 2场恒星金属丰度的观测结果 碳元素随着总金属丰度的降低而增加，并且c f ev sf e h 有很好的相 关性( a n d e r s s o n e d v a r d s s o n1 9 9 4 ) 氮元素在整个金属丰度范围内和铁元素都有很好的相关性，但是这个 关系存在一定的弥散( c a r b o ne ta 1 a 9 8 7 ) a 元素是由若干h e 核反应生成的元素，如o ，n e ，m g ，s i ，s ，c a ，t i 元素，在晕恒星中相对于铁元素较为丰富没有广泛一致的证据证明 【o f e 】比值在这些恒星中保持常数值；反之，近来表明，对于氧元素和 其他一些。元素，陋f e l 比值随着金属丰度的降低而略有增加在非 常低的金属丰度下，不同的口元素的【a f e 随着金属丰度的变化的行 为也有所不同：比如，c a 和t i 元素在f f e h 】= 0 2 到一0 4 的范围内 与铁元素的比值比m g 元素的量更大对于其他的元素，还没有观测证 据显示这种明显的不同所有的a 元素在f e h 1 不超过0 的范围内 2 c h a p t e r1 绪论 随着【f e h 1 的增加而降低，但是氧元素表现出比其他元素更陡峭的变 化( f u l b r i g h t k r a f t1 9 9 9 ) s p r o c e 8 8 元素是指慢中子俘获过程合成的元素，比如y ，s r ，b a ，不象。 元素那样，在 f e h 】 一o2 5 范围内相对于铁元素丰度较低，而在更 高的金属丰度范围内变得跟太阳的值相同在低金属丰度下，这些关系 存在着非常大的弥散( p r i m a se ta 1 1 9 9 4 ) 铁峰元素是在不完全的s i 燃烧过程中生成的元素，比如n i 和f e ，它 们的丰度值总的来讲和太阳的值差不多，但是也有一些例外，比如c r 和m n 元素在【f e h 】 一o 4 0 范围内随着【f e h 】的增加而降低，而 c o 和m n 元素则在低金属丰度范围内是随着f f e h 1 的增加而增加 的( r y a ne t a l 1 9 9 6 ) 比铁蜂元素更重的元素，【c u f e 】随着【f e h 】几乎是线性的增 加( 【c u f e - 0 3 8 【f e h 】+ 01 5d e x ) ，而 z n f e j 在整个金属丰度范 围内都是与太阳差不多相同的丰度值( s n e d e ne t a l 1 9 9 1a n dr e f e r e n c e t h e r e i n ) 1 2 恒星分类和核合成 人们一般根据恒星质量的不同将恒星分成小质量恒星，中等质量恒星和 大质量恒星 小质量恒星，一般指质量小于m h 。f 的恒星，m h 。f 是电子简并氦核形 成的极限质量恒星进入主序星阶段以后电子简并氦核形成小质量恒 星爆炸式的燃烧氦元素，所以又称为氦闪 中等质量恒星，一般指质量大于m h 。f 但小于m 。的恒星，眠，是电 子简并c 一0 核形成的极限质量或者能够导致中心碳元素燃烧直至耗尽 的最小恒星初始质量中等质量恒星非电子简并的燃烧氦元素，当氦元 素耗尽时发展成为一个电子简并的c o 核 大质量恒星，一般指质量大于帆。的恒星，用另一句话来说就是不会 形成电子简并c 一0 核的恒星c ，0 会继续核合成，生成更重的元素 为了理解恒星演化和核合成，需要定义一些概念 m l ，点燃恒星核所需的最小的恒星质量 3 1 2 恒星分类和核合成 4 尬。，形成c 一0 白矮星所需的恒星质量 m s v s s ，能够发生i i 型超新星爆发的最小恒星质量质量大于m s v ， 的恒星要么演化成为w o l f - r a y e t 恒星，要么最终成为一个黑洞 p r m n r 9 元素，是指恒星内部核合成产出的元素产量与恒星出生时的 这种元素的量无关的元素 s e c o n d a r y 元素，是指恒星内部核合成产出的元素产量与恒星出生时的 这种元素的量成正比的元素 下面我们简单综述一下各种质量的恒星对恒星际介质金属种类的贡献 m1 o 0 8 m o 。假如这种极低质量的恒星确实存在的话，它的氢元素永 远不会燃烧，它的光度仅仅由微小的引力塌缩来贡献这种恒星称为褐 矮星这种恒星除了能将一些元素固定为自身的一部分而外，对星系的 化学元素的生产的贡献几乎为零它们的寿命一般超过若干个宇宙的 年龄 o0 8 m 尬j 0 5 ，这种质量的恒星能够使得中心的氢元素燃烧，但 是它们的氦核在达到能够燃烧的温度之前就变得电子简并了，因此它 们不会燃烧氦元素，最终变成h e 白矮星这种质量的恒星也只能将一 些元素固定为自身的一部分，对星系的化学元素的生产贡献几乎为零 它们的寿命一般远远超过1 5x1 0 ”y r s o 5 m o m m o 的恒星来说能够生产4 h e ，“以及s - p r o c e s s 元素，比如 b a 和s r 它们的寿命一般为1 0 0 到1 5 1 0 ”y r s m i t e f m m 。，这个质量的恒星在氦核中能燃烧，并最终变成一颗 电子简并的c 0 核，称为c 一0 白矮星这个过程中在氦壳中的核反应 能够产生如下的元素，比如4 h e ，”c ，”c ，“n ，1 7 0 以及s _ p r o c e s s 元 素 m 。 m m 。，在一定的条件下，这些恒星将会在质量到达c h a n d r a s e k h a x 极限的时候点燃它们简并核中的碳元素，最终发生热核爆 炸这些超新星爆发，假如存在的话，将会与通常意义上的s n ei i 和 i as n e 有所区别，一般称之为s n1 1 2 ( i b e n r e n z i n i ，1 9 8 3 ) 然而， 经验的估算给出m 。一8 m m ( w e i d e m a n n1 9 8 7 ) ，而根据质量损失和超 射( o v e r s h o o 恤g ) 估算出的尬一66 m e ( m a e d e r & m e y n e t1 9 8 9 ) 以及 c h a p t e r1 绪论 尬m 一4 5 m e ( m a r i g oe ta 1 1 9 9 6 ) ，而不是经典值 乱p 一8 9 m 。这 点意味着s nii 2 存在的可能性不大，它们会死亡最终成为一颗白矮 星这些质量恒星的寿命一般为1 0 7 到1 0 9 这些恒星通过星风损失质 量或者在p n 形成过程中将核台成的产物抛射到恒星际介质中，在恒 星内部结合处的对流将氢和氦元素燃烧生成的新元素输送到恒星表面 恒星表面的燃烧会将“g 进一步转化为n g ，1 4 这种情况称为1 3 e ， “的p m m a 珂起源这个质量范围的双星系统会引起一次i as n e ，生 产出大量的铁元素 m 。 m 1 0 一1 2 尬，这个质量范围内的恒星能够生产”e ，“，也 可能是氧元素的生产者它们最终会以s n ei i f 电子捕获方式的超新星 爆发) 的方式结束生命，留下一个n e ，o ，m g 元素为主的白矮星作为遗 迹，它们的寿命一般为若干个1 0 7y r l o 一1 2 m o m m s ，这个质量范围内的恒星能够生产”0 ，”n e ， “m g ，2 s s i ，3 2 s ，”c a ，以及各种r p r o c e s s 元素( 快中子捕获过程生产 的元素) 在它们死亡的时候( 一般是以s n ei i 的方式结束生命) ，它们 的表层仍然以氢元素为主导 m s ， l o o m e ，这个质量范围内的恒星以p a i r - c r e a t i o n 孙k 的方式，即 没有超新星遗迹的方式结束生命( h e g e r w o o s l e y2 0 0 2 ，u m e d a n o m o t o2 0 0 2 ，o b e r ，y r i c k e & e 1e i d1 9 8 3 ) 或者直接塌缩成为黑洞在 第一种情况下主要生产1 6 0 ，质量损失和超射( o v e r s h o o t i n g ) 模型指出 p a i r - c r e a t i o ns n e 能够发生的范围是1 0 0 2 0 0 m e 它们的寿命一般小 于1 0 6y r m 2 0 0 m e ，这个质量范围内的恒星在氢燃烧截止的时候，主要产物 是4 h e ，1 5 n ，7 l i ( w o o s l e ye ta 1 1 9 8 4 ) 简单综述了不同质量恒星的演化特点，产物，寿命之后，我们再反过来总 结一下各种化学元素是由如何生成的 5 51 2 恒星分类和核合成 6 h 是在宇宙大爆炸中产生的，星系演化的过程是一个不断的消耗氢元 素的过程 d ，3 h e ，4 h e ，7 l i 是在宇宙大捧炸中产生的，恒星也能生产部分的氦元 素和锂元素 d 在星系演化中不断的消耗掉 4 h e 产生自质量范围1 m o m 1 0 0 m o 的恒星，其产量强烈的依赖 于恒星的质量损失 7 助既有可能产生于a g b 恒星( 5 8 ) ，也可能产生于超新星爆发 一部分r l i 由元素的分裂产生但是还不清楚元素的分裂到底能产生多 大比率的7 血 ， 6 l i ，9b e ，”b ，“b 是由于宇宙射线与恒星际介质的撞击导致元素的分 裂产生的 1 2 c 是在大质量和中等质量恒星中平静的燃烧氦元素产生的 1 3 c 是在中等质量单星或者双星中的中等质量恒星经过安静或爆发 式的氢元素燃烧f 低温c n o 循环t 4 m o ) 在低温c n o 循环中 生产的高温c n o 循环也有少量的贡献 ”o 主要是在氦燃烧过程中由“元素的分解产生的，通过s ni i 储存 在恒星际介质中安静的和爆炸式的氢元素燃烧都能够完成“元素 的分解 ”n e ，2 4 m g 是由大质量恒星的碳元素燃烧过程中产生的，小部分也产 生自c 0 白矮星的碳元素的突然燃烧m g 元素是在安静的和爆发式 的n e 燃烧过程中产生的 2 8 3 2 s 是由大质量恒星的氧元素燃烧过程中产生的，c - o 白矮星的 碳元素的突然燃烧也有一定量的贡献 4 0 c a 是由大质量恒星的氧元素，硅元素燃烧过程中产生的，o o 白矮 星的碳元素的突然燃烧也有一定量的贡献 c h a p t e r1 绪论 ”f e 是由大质量恒星的硅元素燃烧过程中产生的，c 0 白矮星的碳元 素的突然燃烧也有贡献，而且c ，0 白矮星对宇宙中铁元素的贡献是主 要的 s p r o c e s s 元素是由大质量叵星的氦元素燃烧过程中产生的小质量 恒星的氦壳层闪耀也有一定量的贡献 r p r o c e s s 元素是由s n ei i 在h e ，c ，o ，s i 元素的剧烈燃烧过程中 产生的此外，宇宙中的部分r p r o c e s s 元素也可来源于中子星的富 中子物质 本文研究的主要对象是氧元素和氮元素，这是因为在星系光谱中包含易 于观测的大量的氧线和氮线，而且这两种元素相比其他的重金属占压倒多数， 对研究星系化学演化有重要意义鉴于研究恒星的化学组成是研究星系金属 丰度的基础，下面我们讨论一下对恒星化学组成的分析方法 1 3 恒星的化学成分分析 1 3 1 大气模型法 一、局部热动平衡大气模型法 k u r u c zf 1 9 7 9 ) 发展了将辐射转移方程和约束方程分开求解并有温度校 正的l t e 大气模型，当然，也可以采用完全线性化方法或线性化分离求解 法计算l t e 大气模型。k u r u c z 发展的方法的基本点是：给定恒星的有效 温度t 伊表面重力加速度g 和大气的化学组成x ；( 元素丰度) 后，按咀下 步骤计算l t e 大气模型： ( 1 ) 假设温度分布为t ( r 1 、例如可假设大气温度分布分布，利用假设 的温度分布解流体静力学平衡方程，波尔茨曼方程，萨哈方程以及各种粒 子数守恒方程，从而得到大气层的压强分布，密度分布，以及物质的吸收 系数，光学厚度等，即得到p ( r ) ，p ( r ) ，枷( r ) ，r u ( r ) ， ( 2 ) 利用以上得到的结果解辐射转移方程，并计算出总辐射流分布 n f ( 7 ) ( 3 ) 以上所得的总辐射流一般是不满足能量定理_ 7 r f ( t ) = a t or ，的， 这是因为假设的灰大气温度分布只是近似的温度分布，于是要对温度分布 进行改正，即求a t ( - r ) ，利用改正的温度分布t ( t ) + a t ( - r ) ，重复以上 7 51 3 恒星的化学成分分析 ( 1 ) 至( 3 ) 的计算，这样反复迭代计算，直到得到的7 rf ( 7 - ) 满足能量定 律。 以上得到的7 rf 一) ，z = 0 ) 应该与观测得到的恒星光谱中的能量流 分布相符合。如果不符合，则必须修正原来选取的参量疋，9 ，五，然 后重新计算大气模型，直到理论结果与观测结果相符合。这时所得的 p ( r ) ，t ( r ) ，ku ( r ) ，p ( r ) ，疋，g ，恐，就是该恒星大气层的物理和 化学结构。 在恒星的连续谱中还夹杂着许多吸收线，这些吸收线的存在，无论对于 连续谱的能量流分布，或是对于大气层的温度分布都会产生严重影晌，成 为谱线覆盖效应。在大气模型计算中必须考虑谱线覆盖效应才能得到和真 实光谱性质相接近的结果。 二、非局部热动平衡( n o t l t e ) 大气模型法 有些恒星，或者由于它们的大气层的密度很低，或者由于它们的有效温 度很高，使得这些恒星的大气层出现了严重偏离局部热动平衡状态。对于 这些恒星进行大气模型计算时，必须采用非局部热动平衡( n o t l t e ) 大 气模型。 非局部热动平衡( n o t 。l t e ) 大气模型和l t e 大气模型的根本不同点在 于计算原子能级占据数时不采用伯尔茨曼公式与萨哈公式，而采用统计平 衡方程。1 9 6 9 年，a u e r 和m i h a l a s 发展了完全线性化方法计算n o t l t e 大 气模型：此外，w u ( 1 9 9 2 ) ，z h a u ( 1 9 9 5 ) 提出了线性化分离法计算n o t l t e 大气模型 1 3 2 生长曲线法 目前，采用大气模型进行恒星物理化学分析时最可靠的方法，但他的 缺点也是显而易见的，那就是及其繁杂的运算。对于距我们最近的星系， 可以直接观测其中的恒星。虽然这样可以得到精确的金属丰度值，但由于 星系中数目巨大，导致已观测的恒星数目相对较小，而且统计规律也很粗 糙，恒星之间的金属丰度差别也很大，要想直接得到星系总的金属丰度还 很不现实。生长曲线法虽然精度远不如大气模型法，但由于其简单性，他 还是得到了广泛的应用。 8 c h a p t e r l 绪论 从概念上讲，最简单的方法是忽略所有的标度规则，利用一个考虑到 谱线吸收子数目和总丰富度之间关系的光球模型，对每一条被测谱线计 算出生长曲线；也就是说，模型计算显然要考虑电离平衡，激发，阻尼 常数与深度的依赖关系，以及转移方程的数值积分。利用表示l o g ( 与l o g a 关系( w 为丰度为a ，谱线波长为a 的元素的等值宽度) 的理论生 长曲线，以观测的w 值为引数，就可以简单的反过来得出金属丰度( c o w l e y & c o w l e y1 9 6 4 1 。 1 3 3 星族合成法 星族合成方法是利用星系的积分特性，如光谱特性，光度特性，来研究 星系内部恒星组分的一种很有效的手段，它通过比较星系等复合恒星体系 和各种年龄，金属丰度的恒星，星囝的光谱或光度特征，并在一些假设的 前提下，给出复合体系的星族组成的定量信息的一种方法。它可以用来确 定每个复合体系中各种谱型，光度的恒星所占的比例，进而导出不同复合 体系的颜色，线强度与绝对星等的关系，结果给出复合体系的年龄，平均 金属丰度，其内部最近恒星形成发生的时间和其质光比。另外对大红移 星系研究时，可以给出不同年龄和金属丰度的恒星代的演化关系。 星族合成技术具体的讲可分为两种，经验的星族合成方法和演化的星 族合成方法( e p s ) 。经验的星族合成方法是根据光度，有效温度和金属 丰度将样本谱分为不同类，再将它们按照各种百分比混合，以期找到对特 定星系的光度或光谱特性做最佳拟合的组合，并认为这种最佳拟合的组合 真实的反映了星系中的恒星分布。知道了各组分，平均金属丰度等信息就 不难得到了( c i df e r n a n d e se t 柏2 0 0 1 1 。经验的星族合成方法按参考样本 的不同又可分为恒星谱样本的星族合成方法( s p s l 和星团谱样本的星族合 成方法( c p s ) 。s p s 方法首先需要大量的恒星样本谱，使得观测和计算 比较困难：另外，合成结果在很大程度上依赖于约束条件的选择，受人 为因素影响较明显：所以这种方法限制因素较多，有待进一步发展完善。 而c p s 所需的星团谱样本数种类远少于s p s 方法所需的恒星谱样本数，而 且，它的自由变量数很少，仅有年龄和金属丰度两个参量。 经验的星族合成方法的优点是一种纯经验方法，不须输入任何理论参 数和假设；缺点是不能给出星系中恒星形成的历史和i m f ( 初始质量函 数) ；e p s 克服了实验的星族合成方法的缺点，他假定我们对恒星形成演 9 1 4 恒星形成过程 化等已有全面了解，对年龄，金属丰度，恒星形成率不同的星系，由演化 方法可直接给出其中的各种恒星组分( b r u z u a la c h a r i o t1 9 9 3 ) ：可惜直 到现在我们对恒星演化的理解还不全面，特别是大质量恒星演化过程。同 时，对要输入的几个参数对合成模型结果的独立影响也不清楚。两种方法 各有优缺点，应用时应不同问题具体采用不同的方法。 1 4 恒星形成过程 星系的恒星形成的原因，物理机制是研究星系化学演化的一个重要方面 尽管目前人们对此知之甚少，但恒星形成的基本图像已经比较清晰、我们可 以简要概括如下： 处于分子氢云中的发光恒星在其周围电离出一个h i i 区域o 这个h i i 区的温度和密度远大于星际介质，这样导致的巨大辐射压力使 得h i i 气体热运动的速度向外膨胀这样的膨胀引起邻近区域引力的不稳 定从而形成了新的o b 恒星所以说，恒星形成的过程实际上是一个自我 繁殖的过程小质量恒星和大质量恒星的形成过程之间的差异在于前者比 较孤立，说明它们不是通过等级式碎裂过程( h i e r a r c h i c a lf r a g m e n t a t i o n l 形成 的另一个方面，大质量恒星只能在星系群和超大分子云中形成虽然大多 数关于星系形成的物理仍然未知，现在人们一般认为小质量恒星通过星云碎 裂而直接塌缩形成恒星是一个主要的过程；另一方面，大质量恒星的形成是 通过了两个过程，第二个过程是在高密度环境中经历吸积过程后发生的 恒星的初始质量函数和恒星形成率是两个与观测紧密相关并且同时定量 决定恒星形成过程的参量由初始质量函数和恒星形成率通过下面的公式可 以计算恒星出生率函数，s ( m ，t ) ，即在单位质量和单位时间内形成的恒星的 数量 b ( m ，f ) = c d m d t( 1 - 1 ) 所谓h i i 区域，是指h 离子占主导的区域主要有： - 河外星系 银河系的球状星团 超新星遗迹 反射星云( 冷的尘埃，气体反射临近恒星的光) 行星状星云：热的气体从中心星膨胀离开并形成壳式结构。亮的弥漫星云凝聚的热 气体，通常非对称的围绕在早型星的周围，如o ，b 星等 1 0 c h a p t e r1 绪论 其中，为初始质量函数，代表单位质量单位空间形成的恒星数目；穆为恒星 形成率( s f r ) ，代表单位时间单位空间形成的恒星的质量( 以太阳质量为单 位1 大量的观测表明，星系的初始质量函数是一个幂律函数，现在最常使用的 是s a l p e t e r 初始质量函数( s a l p e t e r1 9 5 5 ) ； m e = 0 1 7 m 一1 3 5 ( 1 - 2 ) 与初始质量函数不同，星系的恒星形成率与观测的联系非常紧密，许多观 测量都可以用来计算恒星形成率，比如，h a ，日卢发射线流量，紫外，红外，射 电波段流量，s ni i 的发生频率，超新星的遗迹，分子云和中子星的分布等等 1 5星系气体内流和外流 1 5 1介绍 星系的内流和外流是一个研究星系化学演化时候必须考虑的问题内流 和外流与星系的很多性质都密切相关，比如太阳附近g 一矮星的金属丰度分 布问题，星系盘的金属丰度的梯度问题，以及星系际介质的金属丰度问题 1 5 2星系气体内流 o o r t ( 1 9 7 0 ) 首次讨论了物质内流到漩涡星系的盘上；他描述了一幅星系 际中性气体进入星系，当它们与星系物质相作用的时候就导致高速云形成的 图像，他提出现在进入银河系的内流率是1m 。妒 m i r a b e l & m o r r a s ( 1 9 8 4 ，1 9 9 0 ) 从h i2 1 c m 观测中发现，有股高速星云 已经到达银河系外部并和星系物质相互作用他们的观测结果提供了气体以 极高速度吸积到银河系的证据应该注意的是计算星系的内流率依赖于若干 个未知的参数，比如云的距离，云的运动特征，他们的在空间中的分布等所 以说，现在的星系的内流率在观测上仍然是一个未知量m i r a b e l m o r r a s 从高速云的观测中得到的总内流率是0 2 0 5m 。r 高速云的起源是一个未知的问题高速云很可能是由星系际气体组成，但 0 0 r t 认为高速云起源于星系 对中等速度云和高速云、极高速云在紫外，可见光和射电波段的观测分析 表明所有的云都在3 0 0p c 以外这个观测事实说明云并不是在本星系中产 51 5 星系气体内流和外流 生的，否则这些气体应该在低银纬被发现并且至少5 0 的气体的速度方向 是向星系外的d a n l y ( 1 9 8 9 ) 发现北天区有很多的正在逼近的云，而南天区 几乎是空的这个观测结果指明气体是起源自星系际气体，这些星系际气体 被银河系运动的前导面( v i r g o 星团方向) 所捕捉从观测外推得到的内流率 是1 2m o y r ，这个内流率大于仅由高速气体云的估算 为了确定这些星云的起源，测量它们的化学组成是非常重要的，但现在还 没有这方面好的观测数据 b r a u n b u r t o n ( 1 9 9 9 ) 证认出一种高速云的子样本这些云比较孤立并 且致密，内流速度大约是1 0 0k m8 e c 这项研究有趣的方面在于这些致密 的高速云来自于银河系外，它们代表着内部没有恒星形成的塌缩原始气体， 是等级结构形成模型中形成星系的成分( s e ea l s ob l i t ze t a l 1 9 9 9 1 过去，o s t r i k e r 认为如果内流气体与星系盘剧烈碰撞的话，应该在x 波段 发射出能量，因此他对于银河系的内流是否存在表示怀疑碰撞加热的气体 温度对于速度在1 0 0 3 0 0k m5 e c _ 1 范围内的气体云应该在1 0 6 到1 0 7k ， 对应于o 2 5 2 5k e v 的辐射另一方面，m i r a b e l m o r r a s 却提出这些软x 射线在通过星系盘的运动过程中会被恒星际介质中的中性氢所吸收，这样就 没有机会在x 波段探测到碰撞激发的辐射 从理论上讲引入星系盘的内流是为了解决太阳邻域的g d w a r f 问 题( l a r s o n1 9 7 2 ：l y n d e n - b e l l1 9 7 5 ) ，此外引入星系盘的内流也会延缓漩涡 星系的气体消耗速度( t i n s l e y1 9 8 0 ) 太阳邻域内的内流是一个小量，但却是 不可忽略的效应 不幸的是，现在我们对于银河系内流率还知之甚少，原则上讲，内流率应 该从星系的形成模型中得到最简单的模型是假设银河系由自由落体的气体 吸积所形成，但现在我们知道这样的简单假设不能够解释星系盘的形成 一个更好的内流模型是银河系形成的动力学模型l a r s o n 在此作了基础 性的工作，他计算了盘星系的形成过程，在他的流体动力学计算模型中考虑 了星系的旋转和轴对称他发现球成分的形成比盘成分的形成需要的时间 短计算中用到的主要参数是塌缩和恒星形成率他指出形成球成分需要较 高的恒星形成率，形成盘成分仅需要较低的恒星形成率使得气体在恒星形成 之前进入到盘上具体的讲，在薄盘形成的过程中，应该有一个阶段恒星形 成过程被抑制了观测结果也证实了这一点，观测得到的【f e o 】v 8 【0 h 】关 系表明在厚盘即将形成完毕薄盘即将开始形成的时候，存在着一个恒星形成 的中断阶段此外，l a x s o n 发现盘的形成要比球成分( h a l o 和b u l g e ) 的形成 1 2 c h a p t e r1 绪论 慢得多，并且随着盘半径的增加越来越慢；盘的中心成分首先形成，外部的成 分随着拥有越来越高角动量的气体进入半径越来越大的赤道盘而逐渐形成 如果我们仅仅考虑星系的化学演化，我们不得不在缺少动力学处理的前 提下对内流进行研究对于星系内流，现在一般有以下几种模型： 随时间和空间不变的内流，这种模型不太符合观测结果，一般很少使用 内流率随时间指数降低，但是随空间不变 内流率随时间指数降低、随空间的变化也变化( l a c e y & f a l l1 9 8 5 ) c h i a p p i n ie t a l ( 1 9 9 7 ) 提出双内流的概念来分别研究盘星系的薄盘和 厚盘的内流 1 5 3星系气体外流 星系风( 外流) 在星系演化中扮演着重要的角色，许多观测证据指明了它们 的存在在矮不规则星爆星系中可以观测到星系风的存在；x 射线观测得到 的i c m 的化学组成表现出近似于太阳的铁元素的丰度，表明星系团中的星 系应该损失一部分它们的恒星际介质 星系风主要是由超新星爆发加热气体，当气体温度超过气体的束缚能的 时候就会导致气体外流这是外流形成的必要条件，但不是充分条件，因为 气体收到的超新星爆发的能量可能也以辐射的方式散发出星系出于这个目 的，一个好的条件是所有的超新星遗迹应该重叠，或者说填充因子应该是常 数在这种条件下，由于辐射正比于气体密度的平方，第二代超新星应该在稀 薄的热气体中爆发并且转化其最大的能量 大质量恒星的星风也可以加热恒星际介质，但是在大多数天体物理条件 下它们的贡献相对于超新星的贡献非常小，除了在星爆的极早期( l e i t h e r e r e ta 1 1 9 9 2 ) 从理论的角度讲，m a t h e w s b a k e r ( 1 9 7 1 ) 和l a r s o n ( 1 9 7 4 ) 引入星系 外流是为了解释观测到的椭圆星系铁元素的量，质量一金属丰度关系及蓝 致密星系和矮不规则星系的质量一金属丰度关系表现出的弥散( m a t t e u c c i v e t t o l a n i1 9 8 81 目前还不清楚星系外流对星系盘的演化是否有重要的影响 对于银河系的演化，星系外流是不太重要的过程事实上，存在星系外流的盘 化学演化模型不能很好地拟合金属丰度和金属丰度比值( t o s ie ta 1 1 9 9 8 ) 由于能够很好地同时模拟椭圆星系的化学光度演化和i c m 的金属丰度， 超新星导致的星风模型现在得到了广泛的应用( g i b s o n1 9 9 7 ) 普通风由恒 1 3 1 6 星系化学演化的模型 星际介质组成，它们是恒星抛射出来的，与先前的介质进行了很好的混合 所以说，总体上讲，星风的元素丰度应该反映恒星际介质的金属丰度然而， 超新星爆发会将大多数金属抛射出星系，这种