（天体物理专业论文）大样本低表面亮度星系的特征研究.pdf

摘要 本论文分为两个部分：第一部分综述了低表面亮度星系的特征，包括低表面亮度星 系的观测、星系的形成和演化及恒星形成等。第二部分研究了基于s d s s ( d r 4 主样本 星系) 的大样本低表面亮度盘星系的特征，包括样本的选取和星族特征等，并与高表面 亮度盘星系做了比较。 低表面亮度星系单位面积发出的光少于正常星系。由于低表面亮度星系本身的暗弱 和天光背景的影响，对它们的探测非常困难。所以很长时间以来，人们低估了它们对近 邻宇宙星系星族的贡献。m c g a u g h 等人( 1 9 9 5 ) 认为低表面亮度星系贡献了近邻宇宙星 系星族的一半以上。 第一次提出低表面亮度星系的是f r e e m a n ( 1 9 7 6 ) 。他在研究3 6 个盘星系时发现， 其中有2 8 个星系的中心表面亮度介于心( b ) = 2 1 6 5 士0 3m a ga r c s e c - 2 之间，人 们称之为f r e e m a n 规则。有人认为f r e e m a n 规则可能是真实的；也有人认为这只是非 常低表面亮度星系探测困难而引起的选择效应，或者是消光作用的结果；还有人认为可 能是选择效应和消光共同作用的结果。高精度仪器的观测表明，f r e e m a n 样本中星系表 面亮度分布是有偏差的。事实上，盘星系表面亮度跨越了很大的范围，是表面亮度选择 效应限制了我们对低表面亮度星系的探测。 此后，人们对低表面亮度星系进行了许多光学、近红外、红外、紫外、射电等波段 的观测和理论研究。其中包括：表面测光，星系的形成和演化，hi 气体和质量的分布， 金属丰度，恒星形成率，星族特征等。通过对低表面亮度星系的观测和研究，人们越来 越发现低表面亮度星系对星系星族贡献的重要性。尤其是i m p e y 及其合作者对6 9 3 个 场低表面亮度星系样本的一系列研究工作( a p m ) ，有利于我们更好的研究低表面亮度 星系。还有0 n e i l ( 1 9 9 7 ) 等人的“t e x a s 巡天”首次发现了红色低表面亮度星系， 为低表面亮度星系的研究迈出了新的一步。 研究表明，低表面亮度星系既不是极端的矮星系，也不是一般高表面亮度漩涡星系 的红化残余，而是没有充分演化的系统。它们的金属丰度低，恒星形成率低，恒星密度 小，含有大量的气体成分和暗物质。 尽管有关低表面亮度星系的研究取得了深远的进步，但是还有好多具有挑战性的问 题有待解决，比如它们形成和演化、恒星形成历史等。此外，许多研究工作的样本都比 1 1 较小，最多也就几百个星系。现代数字巡天为我们研究低表面亮度星系提供了更加丰富 的数据和信息，比如s l o a nd i g i t a ls k ys u r v e y ( s d s s ) ，t w om i c r o na 1 ls k ys u r v e y ( 2 m a s s ) ，i n f r a r e da s t r o n o m i c a ls a t e l l i t e ( i r a s ) 等。 我们从s d s s - d r 4 主星系样本中选择了一个大样本低表面亮度盘星系，详细的研究 了样本的参数分布( 如：口波段中心表面亮度、红移、星系盘尺度、口波段绝对星等) 和参数之间的关系( 口波段绝对星等与尺度、尺度与距离、口波段绝对星等与距离等) 。 按照0 n e i l 等人( 1 9 9 7 ) 对低表面亮度星系颜色的划分，利用颜色一颜色图研究了其 星族特征。而后与2 m a s s 做了交叉认真，以更好的通过光学一近红外颜色一颜色图研究 它们的星族。 我们还选择了一个红移z 1 8 0m a ga r c s e c 吨定义为低表面亮度星系，其中 版，为圆孔径为5a r c s e c 时尼波段的表面亮度值。j a r r e t t ( 1 9 9 8 ) 嘲1 从c o m a 团和 s a 5 7 区选择低表面亮度星系是也是用的这一选择标准。 1 3 搜寻与观测 v a nd e nb e r g h ( 1 9 5 9 ) n 5 1 给出了d d o ( d a v i dd u n l a po b s e r v a t o r y ) 星系星表后， 人们在不断地探测和研究低表面亮度星系。d d 0 中，星系角尺度大于3a r c m i n ，而且 9 包含了许多弥散星系，但它们中大部分星系质量较小，使人们误认为低表面亮度星系是 矮星系。后来的研究表明，低表面亮度星系质量分布范围很大。因此，d d 0 并没有包含 全部类型的低表面亮度星系 二十世纪八十年代，对低表面亮度星系的探测和研究取得了巨大的进步。u g c n 3 田中 的确包含了一定数量的低表面亮度星系，但是由于u g c 观测的是尺度限样本，相对于 星等限样本其观测对表面亮度不太敏感，因此，星系的表面亮度凡( 曰) 的范围介于2 2 - 2 3 m ga r c s e c 吨之间。r o m a n i s h i n 等人( 1 9 8 3 ) n 刚就从u g c 中选择了一个角尺度限的低 表面亮度星系样本，为我们理解低表面亮度盘星系做出了重要的贡献。s a n d a g e 等人 ( 1 9 8 4 ) n 嘲首先展示了一些v i r g o 团的观测结果，其中包括了一些相当弥散的矮星系。 e l l i s 等人( 1 9 8 4 ) 口在其中发现了更多极其弥散的星系样本。这立即出现了一种可能 性：这样的星系很普遍，只是很大程度上没有被发现并列表给出。b i n g g e l i 等人( 1 9 8 5 ) 嘲在v i r g o 团中探测到了很多的低表面亮度星系。很多天文学家在c o m a 团中心处也 探测到了许多低表面亮度星系呻1 甄m 1 。 许多大尺度结构研究是基于红移观测的光学选择样本，这其中并没有包括很多的低 表面亮度星系，比如c f a 和b o o t e sv o i d 中几乎都没有大尺度低表面亮度星系。而 在v i r g o 团中探测小尺度低表面亮度星系时，偶然发现了巨低表面亮度星系啪1m a li n 1 ，其中也包含了富气体低表面亮度星系n 心1 ，这些星系可以用指数函数拟合和低表面亮 度来描述。这一次对弥散星系成功的探测引起了随后一系列新的观测。第一，基于第二 次p a l o m a r 巡天( p o s s - i i ) ，其表面亮度最大值达到了：2 7 5 占m a ga r c s e c 吨n 眠1 7 0 嘲，b i n g g e l i 等人( 1 9 9 0 ) 啪1 利用p o s s - i i 观测到了几百个d i m 和d e 形态的低表 面亮度星系。第二，为了与v i r g o 团的结果相比较，而对f o r n a x 团进行了观测m 一1 ； 第三，对u ks c h m i d t 的照相底片进行扫描观测分析( a p m ) ，用一种优化的方法寻找 低表面亮度星系m 1 。这些都给出了广泛的低表面亮度星系表嘲。i m p e y 及其合作者的 a p m 观测( 6 9 3 个不同形态的星系) 发现了新的低表面亮度星系，观测的表面亮度达到 了p 0 ( b ) = 2 6m a ga r c s e c 。2 哺1 。k n i a z e v 等人( 2 0 0 4 ) n 删发展了一种方法来试图从s d s s 观测图像中搜寻低表面亮度星系，并用a p m 样本检验其算法。他们在s d s s - e d r 的9 3 个场中找到了8 7 个与i m p e y 共同的样本，并另外发现了4 2 个新的低表面亮度星系。 很多对低表面亮度星系的观测主要集中于探测和发现，而很少去关心它们的星族汹 l o 啦溉矧。而且由于明显的缺乏恒星形成，对低表面亮度星系的测光观测颜色偏蓝。但星 系总要红化并消失，所以先前没有观测到红色低表面亮度盘星系一直困扰着人们。利用 c c d 人们对近邻n 她删和更远距离的星系团进行了探测，这一次观测增加了对红色低 表面亮度星系的探测。后来，0 n e i l 等人( 1 9 9 7 隅心1 首次发现了红低表面亮度星系， 0 n e i l 等人( 1 9 9 9 ) n 踟又观测到了少量的富气体红低表面亮度星系。这些说明，一些 低表面亮度星系中包含了一定数量的年老星族的恒星，所以它们应该有近红外颜色，因 而也应该能在近红外波段观测到。于是出现了许多的对低表面亮度星系近红外波段的观 测和研究。k n e z e k w r o t e n ( 1 9 9 4 ) n 州在和i 波段观测到了低表面亮度星系， 但样本较小，且偏重于大质量星系。b e r g v a l l 等人( 1 9 9 9 ) n 在和贸波段观 测研究了1 4 个蓝低表面亮度星系，并和光学波段测光相结合，说明许多低表面亮度星 系的光学特征确实能在近红外观测到。d ej o n g ( 1 9 9 6 ) 叫得到了一个更大的红外漩涡 星系样本，但里边只包括了少量真正的低表面亮度星系。g a l a z 等人( 2 0 0 2 ) 口订获得 了一个近红外波段的大样本( 8 8 个星系) ，其中包括了很多正常旋涡星系但也没有包含 很大数量的低表面亮度星系。m o n n i e r r a g a i g n e 等人( 2 0 0 3 ) n 矧从2 m a s s 蝇叫中选 择了一个更大样本的近红外低表面亮度星系样本( 3 8 0 0 个) 。此后，他们还利用a r e c i b o 和n a n c a y 天文望远镜分别对2 m a s s 近红外的3 6 7 和3 3 4 个低表面亮度星系n 3 1 培们 进行了2 1c mh i 的观测。 对低表面亮度星系的紫外波段观测可以检测先前的理论。g u e s ti n v e s t i g a t o r p r o g r a m 是对低表面亮度星系2 0 0 0a 流量探测的一个巨大工程，但由于一个照相机的 失败，最终宣告结束。因此，我们仍然不清楚光学波段的低表面亮度星系是否在紫外波 段拥有和正常星系一样的表面亮度值。在深场探测中确实发现一些光学波段的低表面亮 度星系可以在1 5 0 0 到2 0 0 0a 探测到。0 n e i l 等人( 1 9 9 6 ) n 1 在f o r n a x 团中在 紫外波段探测到了低光度星系。目前的g a l e x 卫星为我们低表面亮度星系的紫外波段 特征提供了更多有用的信息。 已经有研究对低表面亮度星系中的c 0 发射线进行了探测，但是都没有探测到n 6 9 6 1 啪制。0 n e i l ( 2 0 0 0 ) n 伽第一次尝试探测红低表面亮度星系中的c o 发射线，而且第 一次探测到了分子云气体中的c o 发射线，而后首次得到了低表面亮度星系的c o 发射 线图像( 仅是大质量低表面亮度星系有c 0 发射线图像n 饥1 ) 。m a t t h e w s g a o ( 2 0 0 1 ) m 町和d a s 等人( 2 0 0 6 ) 嘲也进行了c 0 发射线的探测。 s c h o m b e r t 等人( 1 9 9 2 ) “阳3 和i m p e y 等人( 1 9 9 6 ) 汹1 都没有探测到属于i r h s 的 低表面亮度星系但在d ej o n g 等人( 1 9 9 4 ) 汹1 的样本中，7 8 的低表面亮度星系在 i r a s 能探测到 对近邻宇宙的观测，不断偶然地发现新的低表面亮度星系： a r m a n d r o f f 等人 ( 1 9 9 8 ，1 9 9 9 ) 7 帕在m3 1 附近发现了矮类星体；k a r a c h e n t s e v 等人( 1 9 9 9 ) 1 在 l o c a lg r o u p 的边缘发现了一个矮低表面亮度星系；b u r t o n 等人( 1 9 9 9 ) h 3 1 在n g c6 9 4 6 附近发现了一个低表面亮度漩涡星系的伴星系。l i a n g 等人( 2 0 0 7 ) n 1 在s d s s 中发 现了一颗低表面亮度星系：s d s sj 1 2 1 8 1 0 0 + 4 6 5 5 0 1 2 。 g u n n 和k n a p p ( 1 9 9 3 ) 嘲声称，对低表面亮度星系探测的主要进步来自于s l o a n d i g i t a ls k ys u r v e y ( s d s s ) n 1 瑰1 一。 1 4 颜色和星族 一般认为，较蓝的颜色和高的气体成分是星系团中低表面亮度星系的主要特征。在 v i r g o 团和f o r n a x 团中的3 1 个星系样本召一矿颜色( 平均值为0 5 8 ) 和另外的2 3 个星系样本的y 一，颜色( 平均值为1 0 0 吼嘲) ，相对都比较蓝。b e r g v a l l 等人( 1 9 9 8 ) n 町认为，非常蓝的颜色是由于它们的金属丰度低且缺乏尘埃。g e r r i t s e n d eb l o k ( 1 9 9 9 ) 呲1 指出爆发性的恒星形成对观测到的低表面亮度星系的颜色起决定性的作用， 对低表面亮度星系内部星族也有巨大的影响。爆发性的恒星形成对颜色的影响随年老星 族对星系贡献的减少而增加。而最简单的观测理论则认为是由于它们平均年龄小。 非常蓝低表面亮度星系的存在意味着：低表面亮度星系既不是极端的矮星系系统， 也不是一般的高表面亮度漩涡星系的红化残余踞删，它们可能是最近发现的遥远暗蓝 星系的演化结果m 1 。这种看似缺乏红色低表面亮度星系的现象或许可以用星族模型和红 化假定来进一步研究。但是在星系团环境中，由于和远距离星系的潮汐作用，随着年龄 的增加，星系都会红化而消失，因此星系团中可能有红颜色低表面亮度星系的存在。 0 n e i l 等人( 1 9 9 7 b ) n 例找到了1 2 7 个角直径大于1 5 角分，表面亮度值暗于2 2 0m a g a r c s e c 的低表面亮度星系。他们样本中的低表面亮度星系的颜色从蓝到红跨越了很大 的范围，首次发现了红颜色星族的低表面亮度星系。他们把星系样本分为三个部分：颜 1 2 色一占 0 8 为非常红低表面亮度星系，其它颜色范围值为其它情况。h e l l e r 等人( 2 0 0 1 ) m 研究了2 9 个不规则低表面亮度矮星系，发现大约样本的3 0 属于蓝颜色低表面亮度 星系，其中没有红色低表面亮度星系。同样的，d eb l o k 等人( 1 9 9 5 ) 研究的2 1 个 低表面亮度星系样本中也没有发现红色低表面亮度星系。 b e l l 等人( 1 9 9 9 ) n 幻认为，蓝和红低表面亮度星系是不同类型的星系，蓝低表面 亮度星系可以用低的几乎是恒定的恒星形成率的模型描述，而红低表面亮度星系很可能 和红化的高表面亮度盘有关。b e l l 等人( 2 0 0 0 ) n 3 1 年研究的样本结果认为，红低表面 亮度星系和巨低表面亮度星系年老金属丰度高，而蓝低表面亮度星系年轻金属丰度低， 这说明低表面亮度星系有各式各样的形态、类型及恒星形成历史。 近红外波段巡天为研究低表面亮度星系的颜色和特征提供了更多的信息。g a l a z 等 人( 2 0 0 2 ) 的样本显示许多原先定义为光学波段的低表面亮度星系，在近红外波段观 测到核球和高表面亮度盘的存在，而且很多情况下，光学波段似乎是晚型星系，而在近 红外却有明显的核球。d eb l o k 等人( 1 9 9 5 ) 呻1 认为，核球为主的低表面亮度星系的颜 色要比盘为主的低表面亮度星系更红，但比典型的f r e e m a n 星系要蓝。后来，j i m e n e z 等人( 1 9 9 8 ) n 删结果表明，低表面亮度星系核球的颜色非常红。m o n n i e rr a g a i g n e 等 人( 2 0 0 3 ) n 嘲的大样本近红外波段的低表面亮度星系表明，近红外波段的低表面亮度 星系比光学的蓝，而且近红外波段的低表面亮度星系不一定是光学波段的低表面亮度星 系。 d eb l o k 等人( 1 9 9 5 ) 呻1 发现晚型低表面亮度星系有颜色梯度，越往外部越蓝。 0 n e i l 等人( 1 9 9 7 ) n 剐样本结果表明，低表面亮度星系内部和外部区域的b 一矿，矿一 ，颜色值大致相同，表明无论是年龄梯度还是金属丰度的梯度都很小或是没有，但是 一召有颜色梯度。b e r g v a l l ( 1 9 9 9 ) n 样本中光学颜色梯度也非常小。b e i j e r s b e r g e n 等 人( 1 9 9 9 ) n 1 1 的核球为主的低表面亮度星系样本中，颜色有梯度( 随半径的增加颜色 变蓝) 。b e l l 等人( 1 9 9 9 ) n 2 1 和( 2 0 0 0 ) n 3 1 的样本结果显示，光学和近红外颜色都存 在颜色梯度h 刳，这与d ej o n g ( 1 9 9 6 ) 1 的结果相符合，他认为不同类型的漩涡星系中 一般都存在年龄梯度。所以这种不是所有低表面亮度星系的颜色都有梯度的情况，为我 们直接观测和研究低表面亮度星系中年龄梯度的原因提供了机会。 g a l a z 等人( 2 0 0 6 ) m 1 研究的核球为主的低表面亮度星系时发现，2 1 个星系中有 l o 个星系中心颜色梯度异常，越往内越蓝。但是能用指函数拟合其光度的近红外波段 表面亮度值的星系没有颜色梯度。 h a b e r z e t t l 等人( 2 0 0 7 ) 叫的低表面亮度星系样本中，有7 个星系曰一v 颜色 较蓝，但一口颜色却比较红；曰一刀颜色蓝，而一口颜色却比较红，这似乎第一 次发现了混合星族星系。 1 5 演化 低表面亮度星系是宇宙中缓慢演化的代表，对低表面亮度星系的研究为我们研究星 系的形成和演化提供了新的途径。h i i 区观测显示低表面亮度星系中存在大量气体时j 2 6 埘1 ，说明它们年轻而且没有充分演化，尤其是星系盘演化似乎非常缓慢n 趱铷。 可能是由于低表面亮度星系多存在于大量含有低密度暗物质的晕中，暗物质似乎在 每一个半径处都起着主导作用饥砩1 2 7 1 ，因而暗物质晕的形成决定了低表面亮度盘星系 表面质量密度和随后的演化。无论是在星系群中还是在星系团中，低表面亮度星系一般 更多的分布在边缘n 训。所以也可能是低表面亮度星系处在孤立的环境中溉1 驯，缺乏近 邻的伴星系( 尤其是在2m p c 范围之内n 螂，而且尺度越小的低表面亮度星系其近邻星 系越少n 刚) ，因而和近邻星系潮汐碰撞几率小。潮汐碰撞能有效的推动恒星的形成，所 以影响了低表面亮度星系的恒星形成和星系演化n 别。没有这些外部的撞击，低表面亮度 星系继续着缓慢而被动的演化过程。而低表面亮度漩涡星系演化缓慢可能是由于星族年 轻星系中主要恒星形成过程正在发生，也可能因为星族特征与高表面亮度星系相似，但 年轻星族的恒星主导了它的光度。 m c g a u g h 等人( 1 9 9 5 ) n 删注意到，低表面亮度星系不像高表面亮度星系有明显的 核球或是盘的区域，核球与盘的典型比率小于0 1 。c o u r t e a u 等人( 1 9 9 6 ) m 1 的观测 结果和m a y e r w a d s l e y ( 2 0 0 4 ) 删的模型结果都认为，核球可能是由盘演化早期的 不稳定的臂形成的。g a l a z 等人( 2 0 0 6 ) m 1 样本中近一半低表面亮度星系的层一矿颜色 梯度反常( 越靠近中心越蓝) ，虽然对此还没有直接的解释，但这对我们正确认识盘和 核球的形成有重要的作用。 虽然低表面亮度星系盘处在相对较早的演化状态，但低表面亮度星系和高表面亮度 星系的平均年龄是相近的n 矧。用测光颜色分析和演化模型来计算低表面亮度星系的年 1 4 龄：b e r g v a l l r o n n b a c k ( 1 9 9 4 ) n 阳认为典型年龄高于3g 年；p a d o a n 等人( 1 9 9 7 ) n 盯1 的样本中，星系年龄高于3g 年；s c h o m b e r t 等人( 1 9 9 7 ) n 7 1 1 的结果认为典型的平 均年龄低于5g 年。 然而，晚型低表面亮度星系中的年老星族星系表明，低表面亮度星系形成并不晚， 恒星形成也没有延缓，只是演化速度慢n 姻1 。p a d o a n 等人( 1 9 9 7 ) n 刎年认为低表面亮度 星系是年老星系，只是初始质量函数和高表面亮度星系不同而已，j i m e n e z 等人( 1 9 9 8 ) n 删认为，低表面亮度星系是自旋很高的正常星系，它们是演化过的系统，尤其是中心 盘部分。因此，我们对低表面亮度星系的形成和演化历史仍没有确切的认识。同时，拥 有较大核球成分的巨低表面亮度星系为星系的形成和演化研究提出了新的挑战。 1 6 恒星形成 研究表明，低表面亮度星系盘的演化方式是多样的，因而就有多样的恒星形成历史。 低表面亮度星系的恒星形成率低于高表面亮度星系n 删，不及s c 型星系的十分之一n 舶 瞄1 ，约0 1 t - 1 ，儿刎。h o e k 等人( 2 0 0 0 ) n 别用理论模型估计低表面亮度星系总的 恒星形成率( s f r , o 。= 舒m 曲+ 5 珊如，) 约为0 0 2 到0 8m s - 1 打。大量的气体成分 和较低的金属丰度表明，低表面亮度星系没有经历过大量的恒星形成n 麟删。 k e n n i c u t t ( 1 9 8 9 ) n 咖发现重力不稳定性决定星系盘的恒星形成，他还发现改进的 盘不稳定t o o m r e - q 标准n 峨嘲可以得到一个气体表面密度值，低于这一密度恒星形成 会极大的受到抑制。恒星形成模型也说明了恒星形成的h i 的表面密度标准n 2 1 6 4 1 。低表 面亮度星系盘h i 表面密度分布( 大部分星系密度值范围介于3 到1 0m - 1p ，之 间) 一般低于k e n n i c u t t ( 1 9 8 9 ) n 叫给出的恒星形成表面密度标准n 瓯观m 1 ，而且h i 表 面密度的平均峰值不及同样本中高表面亮度星系h i 表面密度的平均峰值的一半n 鼬1 2 1 砜啪1 ，这很大程度上影响了有效的恒星形成n 眠1 黯10 而且测到的低表面亮度星系存在于 低密度环境中汹1 3 0 1 ，动力学时标和盘可能的塌缩时间要比高表面亮度星系长，从而延缓 了恒星的形成。虽然部分低表面亮度盘星系有少数的亮的眦，很可能在外部分子云环 境中有恒星形成，但是可能由于温度密度压的增加阻碍了分子云的形成，所以恒星形成 率低。 0 n e i l 等人( 1 9 9 7 ) n 引捌的样本中首次发现了年老星族红色低表面亮度星系，结 果表明其中正在有恒星形成。b e l l 等人( 1 9 9 9 ) n 幻对5 个低表面亮度星系( 2 个红的， 3 个蓝的) 的研究认为，较蓝的颜色低表面亮度星系中也有恒星形成。i m p e y 等人( 2 0 0 1 ) 踟从a p m 选取的样本中，3 0 的光学光谱都有发射线，说明低表面亮度星系核部分都 有活跃的恒星形成区域。而低表面亮度星系存在颜色梯度n k1 2 1 ，越往外部越蓝。同样 说明其中有恒星形成，从内部开始，而后逐渐向外部发展n 1 1 。很多工作研究了低表面亮 度星系中恒星形成的原因。m a r t i n k e n n i c u t t ( 2 0 0 1 ) n 1 司研究结果显示，近邻的旋 涡星系在一定半径限度外，气体密度会降到标准的恒星形成气体密度以下，而局部的扰 动和密度波会暂时的增强气体密度值，使得有恒星的形成。g a l a z 等人( 2 0 0 2 ) 踟认为， 短暂的超越恒星形成气体表面密度极限会引起恒星形成率的急剧增加n 嘲、爆发性的恒星 形成和气体消耗的增加。为使理论模型和观测一致，b o i s s i e r 等人( 2 0 0 3 ) 在恒星 形成模型中考虑了爆发性的和间断的的恒星形成，为了解释红低表面亮度星系啪旭的存 在，近红外波段数据显示的这些情况和光学波段没什么不同。但是低表面亮度星系的颜 色说明，并没有大范围的爆发性的和强烈的恒星形成过程，因而这种恒星形成是局部的。 分子云和分子云气体的混合与恒星形成有直接的关系。星系中的c o 发射线能提供 可靠的分子云气体信息，而且星系中气体的分布可以增加我们对星系中恒星形成的 了解。但是目前还缺乏c o 发射线的有效探测( 仅是大质量低表面亮度有探测n 删) ，因 而分子云气体对恒星形成的作用还不清楚呱溉l e g 1 7 金属丰度 天光背景使得人们很难连续探测到微弱的恒星信号，而亮h i i 区发射线使得研究 更为现实。这些发射线中，氧的发射线最强，所以可以用来研究低表面亮度星系的氧丰 度。m c g a u g h ( 1 9 9 2 ) n 圳通过h i i 区的光谱分析表明，低表面亮度星系氧丰度很低： 大约是太阳中氧丰度的0 1 ：0 5n 2 删倍，分布在h i i 区的不同地方。b u r k h o l d e r 等 人( 2 0 0 1 ) 1 样本中的低表面亮度星系的氧丰度约为太阳的1 1 5 ，且弥散很大。氧丰度 与光度之间符合光度一金属丰度关系，但是平均的氧丰度低于高表面亮度星系，而且有 5 0 的金属丰度交叠区域。d en a r a y 等人( 2 0 0 4 ) u 蚓研究了6 个低表面亮度星系的h i i 光学光谱的发射线，采用不同的方法计算氧丰度，结果表明低表面亮度星系氧丰度较低。 1 6 低表面亮度星系的h i i 区的金属丰度约为太阳金属丰度的三分之一n 燃n 1 。而 b e l l 等人( 2 0 0 0 ) n 羽样本中，光学和近红外波段的颜色表明，部分低表面亮度星系的 金属丰度不足1 l o 的太阳金属丰度。g a l a z 等人( 2 0 0 6 ) m 1 的结果说明，与高表面 亮度星系相比，低表面亮度星系的核球和恒星形成区的金属丰度更低帆删长期的演化 模型表明，核球是在盘中长期形成的，小尺度核球中恒星形成缓慢，因此星族的平均金 属丰度低。也可能是由于它们平均年龄年轻而没有充足的时间产生更多的金属。但b e l l 等人( 1 9 9 9 ) n 幻样本中的红低表面亮度星系金属丰度比较高：互。目前知道的最大的 低表面亮度星系( 如：m a l i n2 ，u g c 6 6 1 4 ) 的金属丰度也接近或高于太阳金属丰度。 1 8 质光比、光度函数及光度密度 h i 质量与恒星光度的比率( 质光比) 可以用来计算星系的演化状态，包括气体转 化为恒星的进程。但是动力学方法测定总质光比非常困难，所以一般不能很好的获得星 系的质光比，而假定一个固定的值会引起人为的趋势，因为不同恒星形成历史的星系的 质光比是不同的n 1 伽。近红外波段测光得到了弥散更小的质光比率关系，而且尘埃对近红 外波段的影响小于光学波段。这对研究星系的质光比将会非常有用。 与正常的亮漩涡星系一样，低表面亮度星系遵循同样的f i s h e r - t u l l y 关系，但弥 散更大n 观m 1 。b u r k h o l d e r 等人( 2 0 0 1 ) 心1 样本的质光比与表面亮度之间也发现了这样 的的关系。他们认为可能是j | 9 ；o 与表面亮度间的微弱关系引起的，但是他们没有发现质 光比和i | 1 5 0 之间存在关系。 星系的光度函数是观测宇宙学的基础。按照s c h e c h t e r ( 1 9 7 6 ) n 唰，光度函数表 示为： ( 三) 钇= 矿( l c ) 4c x p ( 一l i i