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测量 LAMOST 巡天中 大样本星系的金属丰度 及盘星系的金属丰度梯度

测量 LAMOST 巡天中 大样本星系的金属丰度 及盘星系的金属丰度梯度. 梁艳春 2005.10.19 苏州. Outline. 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. 测量 LAMOST 巡天中大样本星系的金属丰度. 1. 科学意义. 星系的星际介质中的 金属丰度 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）．.

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测量 LAMOST 巡天中 大样本星系的金属丰度 及盘星系的金属丰度梯度

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  1. 测量LAMOST巡天中大样本星系的金属丰度及盘星系的金属丰度梯度测量LAMOST巡天中大样本星系的金属丰度及盘星系的金属丰度梯度 梁艳春 2005.10.19 苏州

  2. Outline • 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

  3. I. 测量LAMOST巡天中大样本星系的金属丰度

  4. 1.科学意义 星系的星际介质中的金属丰度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）． 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，最准确的方法是由电子温度Te来估计， [OIII]4363/[OIII]5007 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，一般的金属丰度比较高的环境下不能测得[OIII]4363。因而，常用的方法是用R23的方法，即，([OII]3727+[OIII]4959,5007)/Hb, 来估计星系的金属丰度，一般指氧的温度,12+log(O/H)。

  5. VLT R=2000

  6. R23方法采用的参量是相应发射线的流量值。 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？

  7. 2. 可行的研究方法 可以利用相应发射线的等值宽度来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EW比值是否能很好地代表流量比值。Kobulnicky & Phillips (2003)采用了近两个近邻星系样本200个（NFGS，KISS）检验了这一方法用流量，消光非常重要，怎样估计其影响？

  8. SDSS 大样本的检验

  9. SDSS 大样本的检验

  10. SDSS 大样本的检验: 参量alpha=0.84

  11. 而且，EW方法受消光的影响不大 总之，可以用发射线的EW来代替流量估计星系的金属丰度，即EW的R23方法,但要有一个参数修正．

  12. 3．LAMOST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1000 1/2狭缝 3700-5900Å约2000 [OII] to [OIII] 3）红臂低分辨率模式 光谱覆盖 光谱分辨率 不限狭缝5700-9000Å约1000 1/2狭缝 5700-9000Å约2000 [OII] to Ha, [NII], [SII] 我们计划采用R＝2000的设置进行观测

  13. 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， 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 其中的星系测量其星际介质的金属丰度

  14. ５．测量方法 可以用LAMOST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， 比如SDSS的判据（K03） 由LAMOST的一维谱 测得发射线的EW，进而估计其金属丰度

  15. 进一步的应用 1．如果可能，得到其光度－金属丰度， 和质量－金属丰度关系（L－Z，M－Z关系） 2．检验氧丰度的其他定标，如[NII]/Ha的定标

  16. II. 测量盘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

  17. Kennicutt & Garnett 1996, ApJ 456, 504: • 41 HII regions in M101 • 丰度梯度:R23 vs. R/R0 • 检验不同定标公式　R23 to 12+log(O/H)

  18. HII regions in the nearby spiral galaxy M101

  19. Dynamics by using VLT/GIRAFFE IFU mode for distant galaxies: GIRAFFE-IFUs: 5 hrs on a IAB= 22, z=0.7 galaxy

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

  21. 总结 １．对LAMOST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 ２．测量近邻大旋涡星系的金属丰度梯度

  22. Thank you!

  23. 3．LAMOST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1000 1/2狭缝 3700-5900Å约2000 3）红臂低分辨率模式 光谱覆盖 光谱分辨率 不限狭缝 5700-9000Å约1000 1/2狭缝 5700-9000Å约2000 我们计划采用R＝2000的设置进行观测

  24. z=0.7094 Log(LIR/Lsun)=11.38

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