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晚型星系金属丰度与自转速度的关系 总被引：1，自引：0，他引：1
星系物质化学组成的研究不仅对于理解有关星系形成和演化的各种物理过程具有重要意义，而且还可以对星系形成和演化的各种理论模型提供重要的约束。随着观测技术及理论工作水平的不断提高，利用星系的大量观测资料来系统地研究星系化学组成与星系宏观性质之间的关系将成为可能。星系金属丰度与光度之间的强相关性以及晚型星系金属丰度与自转速度的关系即是其中最有意义的内容之一。全面回顾了星系金属丰度与星系宏观观测性质间关系的研究历史，重点评述了晚型星系金属丰度与自转速度关系的最新研究进展，详细讨论了目前对此类关系的物理解释及其对星系形成和演化模型的影响。 相似文献
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金属丰度是表征星系特征的重要参量，对于理解星系的形成与演化具有重要意义．随着观测设备的不断完善与发展，已经获得越来越多的星系（包括近邻星系、中等红移及高红移星系）金属丰度的观测资料。在光致电离模型方面也取得了很大进展．这些对于理解星系中金属及恒星成分的累积历史有非常重要的作用．有多种方法可以用来估计星系的金属丰度（主要是星际介质中气相的O丰度），介绍和评述了估计星系的O丰度的多种方法，包括电子温度的方法、R23方法以及其他一些“强线”比值的方法，并给出了相应的解析公式，同时介绍了电离星云的物理本质及由光致电高模型估计星系金属丰度的方法．还给出了估计星系的C和N元素丰度的方法． 相似文献
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金属丰度是表征星系特征的重要参量,对于理解星系的形成与演化具有重要意义。随着观测设备的不断完善与发展,已经获得越来越多的星系(包括近邻星系、中等红移及高红移星系)金属丰度的观测资料。在光致电离模型方面也取得了很大进展．这些对于理解星系中金属及恒星成分的累积历史有非常重要的作用。有多种方法可以用来估计星系的金属丰度(主要是星际介质中气相的O丰度),介绍和评述了估计星系的O丰度的多种方法,包括电子温度的方法、R23方法以及其他一些“强线”比值的方法,并给出了相应的解析公式,同时介绍了电离星云的物理本质及由光致电离模型估计星系金属丰度的方法,还给出了估计星系的C和N元素丰度的方法。 相似文献
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整理汇集了同时具备距离、年龄与金属丰度数据的疏散星团样本，共计118个。利用这些资料，对银河系疏散星团的金属丰度分布性质进行了若干统计分析，进一步研究了银盘径向金属丰度梯度随时间和空间的演化情况，并对银盘年龄-金属丰度关系作了讨论。 相似文献
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银河系的银盘、银晕、核球的平均金属丰度为－０．２,－１．６,－０．２。年龄－金属丰度关系给出了银河系形成和演化的线索。为了解释观测的年龄－金属丰度关系及其弥散,银河系化学演化模型必须考虑恒星轨道运动、非瞬时混合等机制。 相似文献
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贫金属星重元素平均丰度的金属丰度分区研究 总被引：2，自引：0，他引：2
将「Ｆｅ／Ｈ」从－３．０到０．０等分成１０个区间,利用三种中子俘获过程的典型元素的观测丰度平均值,研究各核合成过程在各区间对重元素丰度的平均贡献,以及其它重元素的平均丰度,并与观测平均丰度进行比较,结果表明,在「Ｆｅ／Ｈ」〉－２．２范围内,各重元素核合成过程产生的重元素平均丰度分布与太阳系相似,但不同核合成过程的平均贡献献比例与太阳系不相同。 相似文献
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将[Fe／H]从-3．0到0．0等分成10个区间,利用三种中子俘获过程的典型元素的观测丰度平均值,研究各核合成过程在各区间对重元素丰度的平均贡献,以及其它重元素的平均丰度,并与观测平均丰度进行比较．结果表明,在[Fe／H]＞－2．2范围内,各重元素核合成过程产生的重元素平均丰度分布与太阳系相似,但不同核合成过程的平均贡献比例与太阳系不相同． 相似文献
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银盘恒星的年龄-金属丰度关系研究 总被引：1，自引：0，他引：1
该文回顾了恒星的AMR(年龄-金属丰度关系)研究的历史,评述了研究的现状;介绍和比较了确定恒星年龄和金属丰度的有关方法;分析和讨论了最近有关AMR研究的4个大样本工作,分别利用每两样本之间的共同样本星,详细比较了它们分别给出的恒星年龄、金属丰度和AMR;结果表明样本的选择效应以及确定恒星年龄和金属丰度的方法或采用参数的不同都会影响AMR.通过比较选取了恒星年龄比较一致且金属丰度精度相对较高的2个样本,分别包括4 007和1 042颗恒星,用纯运动学标准确定了各自的星族成分,分别讨论了薄盘和厚盘恒星的AMR,结果显示厚盘恒星的存在明显的AMR,而薄盘恒星的A:MR不如厚盘那么明显,也提出了进一步研究AMR需要开展的几项工作. 相似文献
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一种研究贫金属星重元素丰度分布的方法 总被引：3，自引：0，他引：3
以重元素核合成理论及星系化学演化理论所得结论为基础,提出了一种利用３ 种中子俘获过程的典型元素丰度观测值,研究在不同金属度下不同核合成过程对重元素丰度的贡献的方法．由此可以确定ｒ过程与ｓ过程的贡献比例,并可用此方法来计算其余重元素丰度,得到关于重元素核合成的重要信息．利用这种方法计算了贫金属星ＨＤ６２６４４ 、ＨＤ１２６２３８和ＨＤ１８４７１１ 的重元素丰度,并将计算结果与观测结果进行了比较、分析和讨论了计算结果的物理意义 相似文献
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银晕中天琴RR变星金属丰度的测定对于研究银河系晕的形成和演化具有重要的意义．在当前的技术条件下,高分辨光谱的方法难以测量银晕中较暗的天琴RR变星的金属丰度．高分辨光谱测定金属丰度的方法对恒星大气模型的依赖性较高,而恒星脉动引起的复杂大气状况对于建立正确的大气模型本身就是挑战．△S光谱方法、Caby测光方法和光变曲线的参数方法则弥补了高分辨光谱方法的不足,将能测量更远距离上的天琴RR变星的金属丰度．着重介绍了这3种方法发展的历史、具体的观测流程以及需要注意的问题。通过比较这3种方法的优劣,为实际观测时方法的选用提供借鉴。 相似文献
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星流在星系形成与演化过程中扮演了重要的角色,对银河系中星流的研究将有助于进一步探究银河系的合并历史.将LAMOST(Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope)DR6光谱数据以及SDSS(Sloan Digital Sky Survey)DR12光谱数据分别与Gaia(Global Astrometric Interferometer for Astrophysics)DR2天体测量数据交叉匹配,获得恒星自行等数据.对GD-1星流在速度空间、几何空间和金属丰度上进行限制,从LAMOST DR6和SDSS DR12数据中共获得了157颗星流成员星.GD-1星流的平均金属丰度为[Fe/H]=-2.16±0.10 dex,延伸长度超过80°.收集前人给出的GD-1星流高概率成员星,组成较大的成员星样本进行对比分析,发现GD-1星流的金属丰度分布呈现内低外高的特点,沿着星流方向径向速度分布特点是两端大、中间小,?1=-20°(?1为GD-1星流坐标系横坐标)和?1=-60°附近的间隙是因为成员星运动差异形成的.根据成员星分布及其速度分布特性,推测GD-1星流起源位置是在?1=-40°附近. 相似文献
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疏散星团是探究银河系结构与演化的良好示踪体,一直以来颇受关注.之前关于疏散星团的研究中,仅有一小部分疏散星团有金属丰度参数,而且,金属丰度的测量,是基于不同质量的观测数据,采用了不同的方法.收集了一个年龄大于2 Gyr的老年疏散星团样本,通过整理这些星团成员星的金属丰度数据,一方面,以星团NGC 2682为例,对比了不同光谱巡天项目给出的星团成员星金属丰度的系统差异;另一方面,计算了星团成员星金属丰度的平均值和中位值,作为该疏散星团的金属丰度推荐值.此外,还利用该样本探究了银盘径向金属丰度梯度随时间的演化,结果表明,早期银盘有着更加陡峭的径向金属丰度梯度,随着演化时间的增加,银盘径向金属丰度梯度逐渐趋于平缓,为银盘化学演化模型提供了更加严格的观测约束. 相似文献
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研究发现,即使在银河系长期缓慢演化的过程中,其核球中依然可能存在垂直的金属丰度梯度。该结果反驳了早期研究中认为的银河系核球中长期缓慢演化的过程会消除任何存在的化学丰度梯度的观点。通过使用一个模拟银河系薄盘的多体数值模拟模型得出该研究结果,该模型能自洽地通过盘的棒不稳定性和屈曲不稳定性形成一个盒状/花生状的核球,并结合化学-动力学模型,分析银河系核球中化学成分的演化。在该演化模型中设定了一个初始的径向金属丰度梯度(-0.3 dex/kpc),通过长期缓慢的演化过程,其核球部分呈现出与观测相符的垂直金属丰度梯度。对此一种可能的解释是,星系盘的金属丰度分布在长期缓慢演化的过程中经历了“两步”演化过程,首先盘星系初始半径较大的贫金属粒子在径向混合的过程中产生了更大的径向速度弥散,然后由于核球的屈曲不稳定性演化,垂向速度弥散最终会保持与径向速度弥散的一定比值(约0.8)。这个机制导致贫金属粒子在演化过程中能占据更大的垂向范围,从而形成核球的垂直金属丰度梯度。银河系核球动力学模型通过简单的化学-动力学过程揭示的核球金属丰度演化机制,应在包含更复杂的核球演化机制的模型中同样存在。此外,还通过化学动力... 相似文献
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利用从斯隆数字巡天(Sloan Digital Sky Survey,简称SDSS)第4次释放的光谱数据中选取的10~5个发射线星系样本,研究了[O_Ⅱ]λ3727/Hα流量比与星系尘埃消光、气体电离态和金属丰度的关系.发现尘埃消光改正对[O_Ⅱ]λ3727/Hα谱线流量比影响显著,消光改正前、后的[O_Ⅱ]λ3727/Hα谱线流量比的中值分别为0.48和0.89;尘埃消光改正后,F([O_Ⅱ]λ3727)-F(Hα)的弥散显著减小.贫金属星系的[O_Ⅱ]λ3727/Hα谱线流量比随星系气体的电离度增高而减小,而富金属星系不存在这种关系.另外,[O_Ⅱ]λ3727/Hα流量比与星系金属丰度相关.当12+lg(O/H)8.5时,星系[O_Ⅱ]λ3727/Hα流量比随金属丰度增加而下降;12+lg(O/H)8.5的星系,谱线流量比与金属丰度正相关.最后,利用气体电离度参数和星系的金属丰度,给出了计算不同类型星系[O_Ⅱ]λ3727/Hα流量比的公式.LAMOST望远镜将观测到大量红移z0.4的星系光谱,利用该公式可以给出星系的[O_Ⅱ]λ3727/Hα流量比,从而可以利用[O_Ⅱ]λ3727谱线流量计算z0.4星系的恒星形成率. 相似文献
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定位快速射电暴(Fast Radio Burst, FRB)以及确认其寄主星系至今仍是一个具有挑战性的难题,截至2021年4月已确认13个快速射电暴的寄主星系,其中只有3个重复暴,其余都是非重复暴.快速射电暴的寄主星系对快速射电暴起源的探索起着非常重要的作用,约束着快速射电暴前身星模型.对这些已确认寄主星系的FRB进行研究,发现FRB寄主星系对色散量(Dispersion Measure, DM)的贡献在一定范围内波动(0–240 pc·cm-3),并且寄主星系对DM的贡献与寄主星系的性质(恒星形成率、金属丰度)也可能具有关联性.寄主星系恒星形成率、金属丰度与色散量的统计关系对FRB邻近环境的研究有着重要意义. 相似文献
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在8000至8670的波长范围内,利用一个由144颗恒星光谱组成的光谱厍,我们对57个巨椭圆和S0星系(M_B<-21)的光谱和它们的平均光谱进行了光谱合成.这个光谐库包括了光谱型为G,K和M的巨星和矮星,它具有的金属丰度[Fe/H]覆盖了-0.1到-0.5的范围,表面重力log g为1.0至5.0.光谱合成的结果表明:巨椭圆和S0星系的金属丰度约为太阳的一倍半;有效表面重力分布在3.2—4.1的范围内;矮星在8400附近光的贡献可与巨星相比较. 相似文献
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疏散星团是研究星族和银河系形成与演化的理想示踪体。基于LAMOST DR7低分辨率光谱,在视向速度和金属丰度两维空间上,构建包含团星和场星的混合模型：以二维正高斯模型来描述团星的分布,以星团天区周围的恒星来构建场星的分布模型。同时,在模型中考虑了观测误差的影响。对3个具有丰富光谱数据的典型疏散星团进行了拟合。年轻星团Melotte 22和中年星团NGC 2281可以较好地约束其视向速度的内禀弥散,分别为：1.47-1.18+0.95km·s-1和2.05-1.18+1.39km·s-1,而年老星团NGC 2682只能给出速度弥散的上限约为0.96 km·s-1。Melotte22、NGC 2281和NGC 2682的金属丰度内禀弥散分别为：0.170-0.009+0.012dex,(0.108±0.012) dex和(0.050±0.005) dex,都明显大于金属丰度的观测误差(约0.02... 相似文献
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具有类太阳活动恒星的化学元素丰度观测与分析，对于研究星系的化学演化规律和恒星核合成过程都具有十分重要的意义。本文从观测和理论模型两个方面详细地评述了近年来国内外对类太阳活动恒星，特别是ＲＳＣＶｎ型星的锂丰度反常与活动性及自转速度关系的研究进展情况。 相似文献