并合矮星系VCC322的性质研究
文献类型：学位论文
| 作者 | 张兰月
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| 答辩日期 | 2024-07-01 |
| 文献子类 | 硕士 |
| 授予单位 | 中国科学院大学 |
| 授予地点 | 北京 |
| 导师 | 赵应和 |
| 关键词 | 矮星系 并合 潮汐尾 恒星形成 |
| 学位专业 | 天体物理 |
| 其他题名 | Properties of the merging dwarf galaxy VCC322 |
| 英文摘要 | 星系-星系相互作用包括星系并合和潮汐相互作用。当星系间的视向速度差值较小的时候，相邻的星系容易发生并合或是相互作用。星系之间的相互作用和并合可以增强或抑制恒星的形成，但我们对其中涉及的物理机制仍然缺乏完整的了解。由于观测限制，相比起大质量星系，我们对矮星系的了解有限。矮星系的引力阱相对较浅，与大质量系统相比，矮星系受到更强的环境效应和恒星负反馈，这可能会显著影响并合驱动的恒星形成的强度和分布。因此并合矮星系是研究并合和环境效应对矮星系演化影响的重要工具。在本文中，我们对Virgo星系团中的并合矮星系VCC322的性质进行研究，并探寻并合和环境效应与矮星系演化之间的联系。本文中我们首先分析了VCC322在Virgo星系团中的周围环境，根据视向速度差以及投影距离，我们发现它与VCC334正处于并合阶段，同时由于它在光学图像上，和VCC319有部分重合，我们分析VCC334/VCC322/VCC319可能构成一个矮星系组。在对VCC322的光学g波段数据进行处理后，在星系的东南方向可以看到有一个明显的长而直的潮汐尾结构，其大小与VCC322星系主体相当。通过比较颜色-颜色($g-r$ vs. $r-H$)分布与简单的星族模型，我们推断该潮汐尾的金属丰度和恒星年龄分别为$Z_\star \sim 0.02~Z_\odot$和$t_\star \sim 10$ Gyr。该潮汐尾的金属丰度低于我们用相同的方法得到的星系主体的金属丰度$Z_\star \sim 0.2-0.4~Z_\odot$，根据质量-金属丰度关系，我们推断是VCC322星系主体存在恒星形成，从而其金属丰度值比长潮汐尾的金属丰度值高。除了这个比较明显的潮汐尾结构，在减去了前背景源以及VCC319星系的模型值的图像上，我们看到了一个短且延伸方向垂直于星系主轴的短潮汐尾，以及在星系北部存在的一条相对比较微弱的潮汐尾。通过分析VCC319的表面亮度轮廓图，我们发现VCC319星系内部存在等光扭曲，这表明VCC319可能受到了潮汐相互作用的影响。我们利用Starlight对VCC322的SDSS光谱进行了分析，得到了其中心区域的星族和恒星形成历史。VCC322中心区域的恒星质量加权的年龄和光度加权的年龄分别约为10 $^{9.8}$ yr和10 $^{7.5}$ yr，这表明其中心存在恒星形成活动。然而，当我们将其恒星形成率与Virgo星系团中的恒星形成矮星系和一组并合矮星系对样本进行比较后，发现VCC322的恒星形成率与其他相似恒星质量的恒星形成矮星系相比偏低，VCC322的恒星形成似乎受到了抑制。之后我们分析了VCC322与对比样本的恒星形成率-中性氢质量，恒星形成率-星系质量以及恒星形成速率-中性氢质量占比等关系，发现VCC322的恒星形成率明显低于星系团中相似中性氢质量的矮星系的恒星形成率，而其伴星系VCC334则与星系团中其它恒星形成矮星系的数值比较接近，这说明VCC322的恒星形成因为什么原因受到了一定程度的抑制作用。然后我们将VCC322中观察到的发射线流量比与激波模型进行比较。当激波速度为$v_s=200-250$ km s $^{-1}$，磁场为$B=0.5-1\,\mu$G时，该激波可以很好地模拟各谱线比，表明并合/相互作用引起的激波很可能加热气体，从而抑制VCC322中的恒星形成。 |
| 学科主题 | 天文学 |
| 语种 | 中文 |
| 页码 | 0 |
| 源URL | [http://ir.ynao.ac.cn/handle/114a53/28033]  |
| 专题 | 星系类星体研究组 |
| 作者单位 | 中国科学院云南天文台 |
| 推荐引用方式 GB/T 7714 | 张兰月. 并合矮星系VCC322的性质研究[D]. 北京. 中国科学院大学. 2024. |
入库方式： OAI收割
来源：云南天文台
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