测量测量 LAMOSTLAMOST 巡天中巡天中大样本星系的金属丰度大样本星系的金属丰度

及盘星系的金属丰度梯度及盘星系的金属丰度梯度

梁艳春

2005.10.19 苏州

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科学意义（样本做大，梯度做细）　　 LAMOST 海量数据，低色散光谱仪的巡天可行性（科研目标及方法上）技术实施观测上如何运行数据处理分析

I. I. 测量测量 LAMOSTLAMOST 巡天中大样本巡天中大样本星系的金属丰度星系的金属丰度

星系的星际介质中的星系的星际介质中的金属丰度金属丰度是一个很好的示踪来表是一个很好的示踪来表征星系中金属成分的累积历史。一般来说，星系的金征星系中金属成分的累积历史。一般来说，星系的金属丰度随着星系的演化而逐渐升高（如果不考虑属丰度随着星系的演化而逐渐升高（如果不考虑气体的外流和内落过程）．气体的外流和内落过程）．星云中的强的光学发射线可以用来测量星系的金属丰度，星云中的强的光学发射线可以用来测量星系的金属丰度，一般，最准确的方法是由一般，最准确的方法是由电子温度电子温度 TTee 来估计，来估计，[OIII]4363/[OIII]5007 [OIII]4363/[OIII]5007 比值可以来估计电子温度。不过，问比值可以来估计电子温度。不过，问题是，这只有在极端贫金属的环境下才能实现，一般的金题是，这只有在极端贫金属的环境下才能实现，一般的金属丰度比较高的环境下不能测得属丰度比较高的环境下不能测得 [OIII]4363[OIII]4363 。因而，常用的。因而，常用的方法是用方法是用 RR2323 的方法，即，的方法，即， ([OII]3727+[OIII]4959,5007)/Hb([OII]3727+[OIII]4959,5007)/Hb,,

来估计星系的金属丰度，一般指氧的温度来估计星系的金属丰度，一般指氧的温度 ,12+log(O/H),12+log(O/H) 。。

1.1. 科学意义科学意义

VLT VLT R=2000R=2000

RR2323 方法采用的参量是方法采用的参量是相应发射线的流量相应发射线的流量值。值。

不过，目前的很多巡天项目中，并不能（或不能很好地）对目标谱进行流量定标，人们只能针对 ADU 计数的光谱进行工作处理，这为我们造成了很多的困难。比如 DEEP,2dF 巡天，（？？我们的 LAMOST ），如何应用这些数据？

3727 4958 500723

[ ] [ ] [ ]OII OIII OIIIR

H

2. 2. 可行的研究方法可行的研究方法可以利用相应可以利用相应发射线的等值宽度发射线的等值宽度来来测量星系的星际介质中的金属丰度测量星系的星际介质中的金属丰度

为此，首要的问题是必须检验为此，首要的问题是必须检验 EWEW 比值是否能很比值是否能很好地代表流量比值。好地代表流量比值。 Kobulnicky & Phillips (200Kobulnicky & Phillips (2003)3) 采用了近两个近邻星系样本采用了近两个近邻星系样本 200200 个（个（ NFGSNFGS ，，KISSKISS ）检验了这一方法用流量，消光非常重要，）检验了这一方法用流量，消光非常重要，

怎样估计其影响？怎样估计其影响？

)(

)]([)]([])([)( 50074959

23

HEW

OIIIEWOIIIEWOIIEWR EW

SDSS SDSS 大样本的检验大样本的检验

SDSS SDSS 大样本的检验大样本的检验

SDSS SDSS 大样本的检验大样本的检验 : : 参量参量 alpha=0.84alpha=0.84

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23

HEW

OIIIEWOIIIEWOIIEWR EW

而且，而且， EWEW 方法受消光的影响不大方法受消光的影响不大

总之，可以用发射线的总之，可以用发射线的 EWEW 来代替流来代替流量估计星系的金属丰度，即量估计星系的金属丰度，即 EWEW 的的 RR22

33 方法方法 ,, 但要有一个参数修正．但要有一个参数修正．

33 ．． LAMOSTLAMOST 技术上的实施技术上的实施预观测阶段和正式观测阶段都可以进行我们的一台光谱仪，分红蓝两臂，采用 VPHG 光栅，光谱分辨率的模式如下：

1 ）蓝臂低分辨率模式 光谱覆盖 光谱分辨率不限狭缝 3700-5900Å 约 10001/2 狭缝 3700-5900Å 约 2000 [OII] to [OIII] [OII] to [OIII]

33 ））红臂低分辨率模式 光谱覆盖 光谱分辨率不限狭缝 5700-9000Å 约 10001/2 狭缝 5700-9000Å 约 2000 [OII] to Ha, [NII],

[SII]

我们计划采用我们计划采用 RR ＝＝ 20002000 的设置进行观测的设置进行观测

４．观测上的运行４．观测上的运行

试观测阶段对小样本星系或单个源进行观测，试观测阶段对小样本星系或单个源进行观测，将来正式观测时对大样本的巡天目标源将来正式观测时对大样本的巡天目标源

进行观测，产生的数据可以对进行观测，产生的数据可以对其中的星系测量其星际介质的金属丰度其中的星系测量其星际介质的金属丰度

由由 LAMOSTLAMOST 的一维谱的一维谱测得发射线的测得发射线的 EWEW ，进而估计其金属，进而估计其金属

丰度丰度

可以用可以用 LAMOSTLAMOST 已经发展的方法进行分类，已经发展的方法进行分类，也可以采用标准的发射线线比进行分类，也可以采用标准的发射线线比进行分类，

比如比如 SDSSSDSS 的判据（的判据（ K03K03 ））

５．测量方法５．测量方法

11 ．如果可能，得到其光度－金属丰度，．如果可能，得到其光度－金属丰度，和质量－金属丰度关系（和质量－金属丰度关系（ LL －－ ZZ ，， MM －－ ZZ 关系）关系）22 ．检验氧丰度的其他定标，如．检验氧丰度的其他定标，如 [NII]/Ha[NII]/Ha 的定标的定标

进一步的应用进一步的应用

II. II. 测量盘星系的金属丰度梯测量盘星系的金属丰度梯度度

测量近邻大旋涡星系的金属丰度梯度，测量近邻大旋涡星系的金属丰度梯度，可以研究旋涡星系的由内及外的形成过程可以研究旋涡星系的由内及外的形成过程

Kennicutt & Garnett 1996, ApJ 456, 504:Kennicutt & Garnett 1996, ApJ 456, 504:41 HII regions in M10141 HII regions in M101

1)1)丰度梯度丰度梯度 :R:R2323 vs. R/R vs. R/R00

2)2)检验不同定标公式　检验不同定标公式　 RR2323 to 12+log(O/H) to 12+log(O/H)

HII regions in the nearby spiral galaxy M101HII regions in the nearby spiral galaxy M101

GIRAFFE-IFUs: 5 hrs on a IAB= 22, z=0.7 galaxy

Dynamics by using VLT/GIRAFFE

IFU mode for distant galaxies:

GIRAFFE-IFUs: 5 hrs on a IAB= 22, z=0.7 galaxy

Classification sequence from dynamics, morphology and spectra:

M/L evolution up to z ~ 1, dynamical test of the merging scenario

A collaboration between:

F. Hammer, A. Cimatti, M. Lehnert, C. Cesarsky, F. Combes, E. Daddi,

D. Elbaz, H. Flores, L. Pozzetti, D. Burgarella et al

总结总结

１．１．对对 LAMOSTLAMOST 巡天观测产生的大样本星系，巡天观测产生的大样本星系，　　及单个观测的个别星系测量其金属丰度　　及单个观测的个别星系测量其金属丰度

２．２．测量近邻大旋涡星系的金属丰度梯度测量近邻大旋涡星系的金属丰度梯度

33 ．． LAMOSTLAMOST 技术上的实施技术上的实施至 2006 年底其观测能力将至少相当于 2 米口径的望远镜，

届时将配备一个小的焦面板（约 200 根光纤，视场约为 1 个平方度，光纤单元在焦面上均匀分布，每个单元可以独立运动对

星），一台光谱仪，

分红蓝两臂，采用 VPHG 光栅，光谱分辨率的模式如下：

1 ）蓝臂低分辨率模式 光谱覆盖 光谱分辨率

不限狭缝 3700-5900Å 约 10001/2 狭缝 3700-5900Å 约 2000

33 ）红臂低分辨率模式 ）红臂低分辨率模式 光谱覆盖 光谱分辨率光谱覆盖 光谱分辨率

不限狭缝 不限狭缝 5700-9000Å 5700-9000Å 约约 100010001/21/2 狭缝 狭缝 5700-9000Å 5700-9000Å 约约 2000 2000

我们计划采用我们计划采用 RR ＝＝ 20002000 的设置进行观测的设置进行观测

z=0.7094z=0.7094 Log(LLog(LIRIR/Lsun)=11.38/Lsun)=11.38