Transcript TF关系的第三参量

旋涡星系Tully-Fisher
关系的第三参量
及形态的相关性
答辩者：王彩虹
指导老师：沈世银 副研究员，侯金良 研究员
培养单位：中国科学院上海天文台
目录
引言
标度律
TF关系的形态相关性
星系的基本面
研究目的
总结和展望
2
TF关系形态相关性的
模型解释
MMW模型
我们的模型
模型预言结果
小结
TF关系的第三参量
（旋涡星系的基本面）
样本选取
第三参量是否存在
三参量TF曲面
小结
引言
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星系的分类及其参量
L、R、σ0、Vmax 等参量
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标度律
椭圆星系：
Faber-Jackson关系 L   0
基本面 logRe  a log 0  b log I e  c
旋涡星系：

Tully-Fisher关系(TF关系) L  Vmax
基本面？
5
旋涡星系的基本面？
支持存在
2000年Koda等人： L  (VR)1.3
2001年Han等人： L  V 2 R
2002年Shen等人： L  V R
2.6
0.5
形式不一致？
反对存在
1999年Courteau & Rix
2007年Pizagno等人
旋涡星系的基本面是否存在？
SFI++数据库（～5000个星系）
不同形态的星系
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缺少大样本，
没考虑形态影响，
...
TF关系的形态相关性
Sa\Sb\Sc星系的TF关系
1978年Roberts；1985年Rubin等人
在固定Vmax处，较早型旋涡星系的光度偏小
起因
星族与形态（星等M）
较早型旋涡星系的颜色偏红、
年龄偏老
动力学与形态（ Vmax ）
较早型旋涡星系的内部旋转
曲线上升快
哪个起因占主导？
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研究内容
用模型解释TF关系形态相关性的起源
用大样本研究旋涡星系的基本面
～5000个TF星系
不同形态的星系
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TF关系形态相关性的模型解释
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MMW模型
1998年Mo, Mao, White提出
晕
NFW: c,Vh
Vh
Mh、R200
冷
却
盘
盘
指数盘 μd(r)=μ0exp(-r/Rd)
Md＝Mh md，
Rd＝R200 f(c,λ,md)
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晕(Vh、c、λ)
MMW模型
预言TF关系
旋转曲线
无核球
M DM (r )
V (r )  G
 Vd2
r
2
Vmax=Vh fv(c,λ,md)
our
光度
假设简单的质光比
Md/γ
不能同时预言多个波段
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our
我们的动力学模型
旋转曲线由晕、核球、盘共同作用产生
核球
质量密度符合Hernquist分布：
Mb a 1
b ( r ) 
核球动力学只与Mb有关
2 r (r  a)2
核球有效半径：Re  1.82a
假设遵从椭圆星系的Re-M关系
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Mb的计算
Mh
Vh
对于Sa/Sb/Sc星系，
B/D=0.5/0.3/0.1
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我们的星族模型
总光度L
核球和盘各自的质量
核球和盘各自的质光比
恒星形成历史
核球
10Gyr
单星族
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CB07星族合成方法
盘
10Gyr
SFR(t)∝exp(-t/τ)
盘的两个模型
K94模型（1994年Kennicutt等人）
Sa
τ～3Gyr
Sb
τ～5Gyr
Sc
τ～30Gyr
合成模型（1991年Devereux & Young）
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Sa
τ～30Gyr
Sb
τ～30Gyr
Sc
τ～30Gyr
模型预言结果：
旋转曲线
较早型旋涡星系的旋
转曲线在中心处上升
较快
Vmax值与星系类型弱
相关：
Sa(Sb)的Vmax比Sc的
大～1.5(1.0)％
相当于ΔM～
0.04(0.03)mag
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ΔVmax
ΔM
模型预言结果：
Sc星系的 I 波段TF关系
10个模型星系
100<Vh<200 km s-1
与观测结果一致
Sc为代表
K94模型与合成模型一致
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ΔM：
模型预言结果：
不同波段的TF形态相关性
Vmax=200km s-1处的零
点差
观测：
某波段
ΔM
与波长有一定的相关
理论：
K94模型
明显偏大
合成模型
大体一致
动力学
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200
小结
TF关系的形态相关性主要是由于星族的作用
而星族差异是由于不同形态的星系中核球与
盘的组份不同所引起的(合成模型)
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TF关系的第三参量
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样本选取
SFI++数据库
2007年Springob等人综合发表
目前最大 I 波段样本（4861个TF星系）
比蓝波段受尘埃影响小
比红外波段CCD响应好
统一改正
W21/Worc
W
消光改正、倾角改正等
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样本选取
样本选取
有半径值的4319个星系
R23.5、Rd
基于观测量的判据：
εMI<0.15、εlogW<0.06 (去除496个星系)
cz>3000 km s-1 (又去除721个星系)
T=3,4,5,6 (Sb/Sc) (又去除203个星系)
2899个星系
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样本选取
进一步筛选
迭代法去除偏离TF
关系3σ外的星系
2835个星系
1093个Sb星系
1742个Sc星系
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回归方法及样本完备性改正
最小二乘法
对于y=f(x)，
N
2  
i 1
( yi  f ( xi ))2

2
yi
wi
N：样本中星系的数量
σyi：第i个数星系的y值误差
wi ：星系的权重， wi  N
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回归方法及样本完备性改正
wi  w1i w2i
w1i  1/  logWi
w2i ：由样本不完备引起
光度函数
w2i 
样本的星等直方图
光度函数：
α=-0.5,M*=-21.6的
Schechter方程
（1984年Sandage等人）
w2i＝1 for MI<-21.0
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环境和星系形态的影响
将2835个星系分为4个
子样本
Sb团星系(369个)
Sb场星系(724个)
Sc团星系(657个)
Sc场星系(1085个)
比较结果
Sb与Sc区别显著
团与场差异较小
分别研究Sb与Sc星系
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第三参量是否存在？
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第三参量的引入
两种方法：
假设第三参量的形式，直接
进行拟合

Koda等人 L  (VR )
Shen等人 L  V  R 
利用残差方法探寻第三参量
的具体形式
M I  M I  a(logW  2.5)  b
我们用第二种方法
不预先确定第三参量的形式
因为参数TF关系甚至可能不是
平面
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ΔMI
第三参量的引入
ΔMI-Δlog R关系
r＝-0.86
r＝-0.61
log R-log W关系
logR  c(logW  2.5)  d
logR  log R  c(logW  2.5)  d
M I  e log R  f
TF关系的
第三参量存在
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r＝-0.80
ΔlogR
r＝-0.61
ΔMI和ΔlogR线性相关
在logR、logW、MI空间的存在基本面
M I  a(logW  2.5)  b
log R  c(logW  2.5)  d
M I  e log R  f
M I   (logW  2.5)   log R  
  a  ec
 e
  b  e d  f
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旋涡星系的基本面
基本面弯曲？
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三参量TF曲面
我们研究不同log W区间内的
Δlog R-ΔMI关系
不同
相同
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曲面
平面
三参量TF曲面
将Sc和Sb星系按
logW分别分为8份
拟合ΔMI=eΔlog R
R23.5为第三参量
斜率e的确有系统性
差异
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(Sc)
e-logW关系
R23.5为第三参量
e变化
曲面
暗端发生弯曲
亮端基本平面
不能进一步有效减小弥
散
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e-logW关系
Rd为第三参量
e变化不明显
更接近平面
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TF关系弥散的变化
弥散用MI的RMS来表征
由两参量到三参量，弥散
明显减小
R23.5比Rd更适合作第三参量
由平面到曲面，弥散变化
并不明显
因为在样本中大质量星系的
数量占主导，而三参量TF关
系在小质量端的弯曲
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“看”三参量TF关系的侧面
Bernardi等人的方法
纵坐标：
TF平面的弥散
横坐标：
沿平面长轴方向
基本面的确有些弯曲
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(R23.5
)
弯曲基本面的应用
如果样本有不同的logW分布范围，
会得到不同的基本面
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弯曲基本面的应用
预言：不同logW范围内
的样本所得到的基本平
面的系数：
、、
观测：5个子样本
半径为R23.5的Sc
不同logWlim
点和线基本重合、应用基本正确
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小结
发现TF关系第三参量R23.5的存在证据
由两参量的TF到三参量，Sb和Sc星系的σrms分别减小
了37.3％和48.5％
发现旋涡星系的基本面内禀弯曲
因此，随着logW取值范围的变化，拟合得到的旋涡星
系的基本面会系统变化，这可能是以前的工作得到的
基本面各自不同的原因
用复杂曲面描述三参量TF关系，并不能使其弥散
显著降低
因为在样本中大质量星系的数量占主导，三参量TF关
系在小质量端的弯曲影响不大
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总结和展望
TF关系形态相关性的起源问题
主要是由于星族的作用
而星族差异是由于不同形态的星系中核球与盘的组份
不同所引起的
TF关系的第三参量问题
R23.5的引入使TF关系的弥散明显减小
Rd的第三参量作用不显著
在M-logR23.5-logW空间内旋涡星系（尤其是Sc星系
）并不是处于一个平面上，而是处于一个在小质量端
弯曲的曲面上
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总结和展望
不足
缺少一个盘成分和核球成分分离的大样本来约束模型
样本SFI++虽然比较大，但仍然不完备，缺少暗星系
展望
形态也可能是TF关系的第三参量
不同波段是否存在不同的基本面？
如何利用基本面来进一步约束旋涡星系的形成和演化？
...
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简历
基本情况
王彩虹，女，河北省栾城县人，1981 年9 月
出生
教育状况
2000-9 ~2004-7，河北师范大学，本科，物
理学。
2004-9~2010-7，中国科学院上海天文台，
硕博连读研究生，天体物理。
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M I  a(logW  2.5)  b
log R  c(logW  2.5)  d
M I  e log R  f
logWlim
M I   (logW  2.5)   log R  
  a  ec
 e
  b  e d  f
应用
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