魏玉清 王蕾 戴才萍

(1中國科學院紫金山天文臺 南京 210008) (2中國科學院大學 北京 100049)

大尺度環(huán)境對星系性質(zhì)的影響?

魏玉清1,2?王蕾1戴才萍1

(1中國科學院紫金山天文臺 南京 210008) (2中國科學院大學 北京 100049)

星系的恒星形成性質(zhì)及其隨環(huán)境變化的規(guī)律對理解星系的形成與演化有著重要作用.不同的研究團組根據(jù)Sloan巡天(SDSS)數(shù)據(jù)分析星系物理性質(zhì)及星系所在的大尺度環(huán)境.分別利用了來自Tem pel等的纖維結(jié)構(filament)編目和來自Wang等的大尺度結(jié)構分類的星系編目,并考慮了星系形態(tài)、高低局域密度環(huán)境、中心(衛(wèi)星)星系影響,發(fā)現(xiàn)星系的性質(zhì)和星系所在大尺度環(huán)境相關:不同大尺度環(huán)境對漩渦星系和衛(wèi)星星系的SSFR (specific star formation rate)和SFR(star form ation rate)都有顯著影響,但對橢圓星系和中心星系的影響很小,且低局域密度區(qū)域的星系比在高局域密度區(qū)域中的星系對不同大尺度環(huán)境更敏感,即使在相同星系質(zhì)量的情況下上述結(jié)論依然成立,此外來自Tem pel等的編目的統(tǒng)計與來自Wang等的在SSFR分布上并不完全一致.

宇宙學:宇宙大尺度結(jié)構,星系:恒星形成率

1 引言

宇宙學是一門以觀測為基礎的學科.隨著天文觀測技術的提升和巡天項目的發(fā)展,提供了許多可供研究的星系大樣本數(shù)據(jù),為研究宇宙的大尺度結(jié)構和星系性質(zhì),探究星系的形成和演化奠定了基礎.宇宙學的巡天一般可分兩類,一類為面積很小但是深度很高的深視場巡天,另一類是寬角度巡天,后一類巡天由于覆蓋面積大,星系數(shù)目多,利于做大尺度結(jié)構的統(tǒng)計研究.常用的一些巡天工程有2MASS(2 M icron A ll Sky Survey),2dFGRS(Two Degree Field Galaxy Redshift Survey),SDSS(Sloan Digital Sky Survey)等.其中SDSS主要使用一臺口徑為2.5m的3°視場望遠鏡,它對1/4的天區(qū)進行深度的普查觀測,覆蓋兩個天區(qū),測量了大量星系、類星體、恒星等天體的光譜等信息.它提供的大樣本數(shù)據(jù)可以繪制出迄今最精確的宇宙結(jié)構圖,力圖深化人類對宇宙一些基本問題的認識,文中所用的數(shù)據(jù)就是來自于SDSS.

宇宙中的大量星系在大尺度上結(jié)成了一個復雜的宇宙網(wǎng)結(jié)構,這是物質(zhì)由于引力的各向異性塌縮而成.一般我們把這個大尺度結(jié)構分為4個部分:空洞結(jié)構(void),片狀結(jié)構(sheet),團狀結(jié)構(cluster)和連接團狀結(jié)構的纖維狀結(jié)構(filament)[1?2].這已經(jīng)被巡天觀測證實,而由于這些結(jié)構的復雜性,很難定量劃分這些不同的結(jié)構.目前大致上有兩種方法,一種是不涉及物理過程,只從星系分布來區(qū)分,比如Stoica等[3?5]的candy model和Tem pel等[6]的Bisous算法;另一種是通過重構引力場等物理方法來區(qū)分,如Cautun等[7]的NEXUS方法和Wang等[8]的重構潮汐場和速度場方法[7?11].

星系性質(zhì)對研究星系的形成和演化有重要作用,研究不同星系性質(zhì)及其環(huán)境之間的關系一直都是熱門的研究課題,特別是由于SDSS的大樣本數(shù)據(jù),不同的研究團組分別得到了星系的各種物理性質(zhì),如恒星形成率、恒星質(zhì)量、星系類型等,利用這些數(shù)據(jù)可以詳細研究星系性質(zhì)和環(huán)境的關系.研究表明,星系的性質(zhì)和星系的質(zhì)量、顏色、密度、形態(tài)等都有關系[12?23],處于高密度環(huán)境中星系的恒星形成率(SFR)總是比低密度環(huán)境的要低[24?27].最近幾年研究者用不同的算法還得到了星系所在的大尺度環(huán)境,如星系團、星系纖維、星系片、空洞.此外有研究者發(fā)現(xiàn)在纖維狀結(jié)構中的星系比不在纖維狀結(jié)構中的星系有更多的衛(wèi)星星系[28],還有研究空洞環(huán)境下的星系性質(zhì)[29].目前大尺度環(huán)境對星系性質(zhì)影響的研究還比較少,我們調(diào)查星系的恒星形成率及特征恒星形成率是否與星系所處環(huán)境有關.利用不同的研究者從SDSS中選取的樣本,通過對這些數(shù)據(jù)進行大樣本統(tǒng)計,根據(jù)Tempel等[6]通過Bisous算法定義的和Wang等[8]定義的大尺度結(jié)構,將星系劃分在不同的大尺度環(huán)境中,并考慮星系類型和星系所處環(huán)境密度的影響,研究星系的性質(zhì)和星系所在大尺度環(huán)境的關系.我們假設ΛCDM宇宙學模型參數(shù)為?M=0.3,?Λ=0.7,H0=70 km·s?1·M pc?1．

2 觀測數(shù)據(jù)和樣本

SDSS提供的大樣本光譜和測光數(shù)據(jù)可以繪制出迄今最精確的宇宙大尺度結(jié)構圖,迄今為止SDSS已經(jīng)釋放出第12次數(shù)據(jù)Data Release 12(DR12)[30].本文中所用到的所有數(shù)據(jù)樣本都來自SDSS的光譜數(shù)據(jù)[31].MPA-JHU(M ax Planck Institute for Astrophysics and the Johns Hopkins University)利用SDSS數(shù)據(jù)并發(fā)展了一套計算星系性質(zhì)的方法[32?33],計算包括恒星質(zhì)量、氧元素豐度、恒星形成率(SFR)等參數(shù),并隨著SDSS釋放數(shù)據(jù)的更新不斷更新,目前已經(jīng)更新到DR8,數(shù)據(jù)可從網(wǎng)站獲得1http://www.sdss3.org/d r8/spectro/galspec.php.另一個被廣泛采用的樣本是NYU-VAGC(New York University Value Added Galaxy Catalog)[34],目前已經(jīng)更新到SDSSDR7,Yang等[9?10]利用NYU-VAGC樣本并基于暗暈建立了自己的星系群樣本.

我們使用了兩個樣本來研究宇宙大尺度環(huán)境對星系性質(zhì)的影響.這兩個樣本分別來自兩種不同的大尺度分類方法:表1是來自Tempel等[6,35]根據(jù)SDSS DR8數(shù)據(jù)選取的一個星系群和纖維狀結(jié)構樣本.其中星系群樣本是通過一個修改的FoF方法(modified friend-of-friend)結(jié)合橫向縱向可變連接長度方法來構建的.這與Yang等[9?10]基于自適應的暗暈模型構建的星系群樣本是不同的.但二者都是使用的SDSS的光譜巡天樣本.相比測光樣本使用光譜樣本的好處就是星系群的成員星系更可靠,缺點是受限于光譜樣本數(shù)目稀少的特點,星系群成員數(shù)目太少,導致多數(shù)星系群只有一兩個成員.纖維狀結(jié)構樣本是把任何一個星系都當成空間中一個點,通過隨機的點標記過程(Marked point processes)在Bisous模型下構建的關于被標記點集在空間中的纖維狀結(jié)構.這種做法的優(yōu)點是在空間中可以明顯地看到一根纖維狀的大尺度結(jié)構,這符合纖維狀結(jié)構的視覺定義.缺點一是因為把所有星系無論質(zhì)量、速度,都平權對待當成一個點,所以連出的纖維狀結(jié)構只是星系數(shù)目密集的地方;二是構建纖維狀結(jié)構的時候不區(qū)分團狀結(jié)構或者片狀結(jié)構,把團狀結(jié)構或者片狀結(jié)構的一部分也歸為纖維狀結(jié)構的一部分.

表2是來自Wang等[8]基于Yang等[9?10]的星系群表(基于SDSSDR7),通過重構速度場和潮汐場而得到的4種大尺度環(huán)境分類(團狀結(jié)構、纖維狀結(jié)構、片狀結(jié)構、空洞).該方法的優(yōu)點是對大尺度環(huán)境的分類是符合物理定義的(由海森矩陣的本征值的符號來區(qū)分),能夠?qū)⑿窍等褐g內(nèi)在的關聯(lián)找出來,從而更好地進行分類,能克服Tempel等人方法的那些缺點.但唯一的不足是纖維狀結(jié)構或片狀結(jié)構在空間上并沒有被連接起來,纖維狀結(jié)構里可能因為團狀結(jié)構的存在而有間斷,片狀結(jié)構中也會有空洞,也就是說不以可視化為目的,看上去并不是視覺上的纖維狀結(jié)構或者片狀結(jié)構.

表1中列出了Tem pel等[6,35]星系和星系群樣本中的其中一部分星系參數(shù),包括了星系id,所在星系群的星系數(shù)目(Nrich),坐標參數(shù),對應的SDSS DR8的星系id (dr8specob jid),星系類型(morf=1表示漩渦星系,2表示橢圓星系,0表示未分類星系),距離最近纖維狀結(jié)構的距離參數(shù).星系的星等為12.5＜mr＜17.7,紅移為0.009＜z＜0.2,共包括了576493個星系,并且他們用這個樣本結(jié)合自己的Bisous算法定義大尺度結(jié)構并得到了一個纖維狀結(jié)構編目.我們把星系位于離纖維狀結(jié)構軸的距離在1M pc/h以內(nèi)的歸為纖維狀結(jié)構內(nèi),1M pc/h以外的為纖維狀結(jié)構外.此外,我們選擇樣本中星系所屬星系群中Nrich=1的為極低密度區(qū)域星系(即附近沒有其他星系),Nrich＞17的為極高密度區(qū)域星系,最后得到了170960個低密度區(qū)域星系和34805個高密度區(qū)域星系.

表2中列出了來自Wang等[8]和Yang等[9?10]的樣本中的其中一部分參數(shù),groupid是在Yang等[10]的星系群樣本中的星系群id;NYU-VAGCid是星系在NYU-VAGC星系表中的id;SFR指星系的恒星形成率;Mst指星系的恒星總質(zhì)量;SSFR指星系的特征恒星形成率(單位恒星質(zhì)量恒星形成率);morph指星系的形態(tài)(morph=1表示衛(wèi)星星系,2表示中心星系,0表示未分類星系);LSEid指星系所處大尺度環(huán)境的id,0-團狀結(jié)構、1-纖維狀結(jié)構、2-片狀結(jié)構、3-空洞;rank指按照質(zhì)量大小排序的指標;Mh是星系群所在暗暈的質(zhì)量.其中SFR,SSFR,morph來自與MPA-JHU的星表的交叉證認.

表1 來自Tem pel等[6,35]星系(群,纖維結(jié)構)樣本Tab le 1 A sam p le of ga lax ies(groups,filam en ts)from Tem p el et al.[6,35]

表2 來自Wang等[8]大尺度環(huán)境星系群表樣本Tab le 2 A sam p le of galax ies in large-sca le env ironm en t from W ang et a l.[8]

3 結(jié)果與分析

3.1 來自Tem pel等[6,35]編目的統(tǒng)計

星系的恒星形成率是表征星系中恒星形成活動的重要參數(shù)(即1 yr中有多少質(zhì)量的恒星形成),而特征恒星形成率是SFR/M,M為星系恒星總質(zhì)量，表征一個星系的恒星形成活動的劇烈程度.它們是研究星系的形成演化歷史以及內(nèi)部的恒星組成的重要參數(shù).圖1是利用Tem pel等[6,35]的纖維狀結(jié)構編目,結(jié)合MPA-JHU給出的星系的SFR、SSFR、質(zhì)量、形態(tài)等物理量,統(tǒng)計出漩渦星系(藍色)、橢圓星系(紅色)的平均SFR(下)、SSFR(左上)和星系平均質(zhì)量(右上)隨著遠離纖維狀結(jié)構軸的距離R的變化關系,誤差為標準誤差.由圖顯示出距離纖維結(jié)構軸遠的漩渦星系的SSFR是降低的,橢圓星系的幾乎沒有變化.星系的平均質(zhì)量都是隨著R先降低后增加的,橢圓星系的平均質(zhì)量大約是漩渦星系的4–5倍.漩渦星系的SFR是隨距離增加的,但不夠顯著.橢圓星系的SFR基本沒有變化.我們認為以上結(jié)果主要歸因于:首先,找纖維狀結(jié)構的方法(和來自Wang等[8]編目的對比在下一小節(jié)),Bisous算法是基于星系數(shù)密度的,所以會導致靠近纖維狀結(jié)構的地方星系數(shù)密度高,從而星系平均質(zhì)量降低.這點在Yang等[9?10]和Tem pel等[35]的星系群編目里也得到了證實,星系成員數(shù)多的群的平均星系質(zhì)量要低.其次,SFR或者SSFR主要由數(shù)目多、年齡小的漩渦星系主導貢獻,漩渦星系冷氣體比較多,所以恒星形成比較頻繁.最后,由于小質(zhì)量的年輕的漩渦星系多集中在纖維狀結(jié)構周圍,所以導致那里的SSFR要比外圍高.

圖1 星系質(zhì)量(右上)、SSFR(左上)和SFR(下)隨著遠離纖維結(jié)構軸的距離R的變化,其中不同顏色代表不同的星系形態(tài):橢圓星系(紅色),漩渦星系(藍色)Fig.1 The relation betw een m ass of ga laxies(upp er righ t)/SSFR(upper left)/SFR(bottom)and the d istance from filam en t:the red lines for the ellip tica l ga laxies,and the b lue lines for the sp ira l ga laxies

現(xiàn)在我們考慮大尺度環(huán)境對恒星形成率的影響.因為星系的質(zhì)量、類型、密度等都對星系的恒星形成率有很大的影響,我們利用Tempel等[6]的纖維狀結(jié)構編目,將星系分為纖維結(jié)構以內(nèi)的星系(即距離纖維結(jié)構軸的距離R＜1 M pc/h的星系)和纖維結(jié)構外的星系(距離R＞1 M pc/h),并結(jié)合MPA-JHU的星系SFR、SSFR、質(zhì)量等數(shù)據(jù),統(tǒng)計出不同的纖維結(jié)構環(huán)境下恒星形成率隨質(zhì)量的變化關系.

圖2將星系分為橢圓星系和漩渦星系,由圖顯示出漩渦星系的SFR和SSFR要比橢圓星系高,這是因為橢圓星系中維里溫度高,冷氣體少,所以恒星形成活動少.此外,從圖中可以看出纖維結(jié)構環(huán)境對SFR有一定影響.而對于SSFR影響要相對小一些,這可能是由于星系質(zhì)量分布引起的.于是我們分別考察星系質(zhì)量在低質(zhì)量區(qū)間(109?1010M⊙,圖3)和高質(zhì)量區(qū)間(1010?1011M⊙,圖4)情況下的SFR和SSFR分布,并給出樣本分布平均值數(shù)據(jù)見表3.發(fā)現(xiàn):1.在同等質(zhì)量(同一個質(zhì)量區(qū)間)情況下,大尺度環(huán)境對漩渦星系的SFR和SSFR都有顯著的影響,特別是在高質(zhì)量區(qū)間,纖維結(jié)構外星系的SFR和SSFR都要比纖維結(jié)構內(nèi)的大,而在低質(zhì)量區(qū)間,對于漩渦星系而言正好是反過來的(但不夠明顯).2.橢圓星系的SFR和SSFR分布對什么樣的大尺度環(huán)境并不敏感.按照等級成團模型,橢圓星系是較早形成的,一般居于星系群(團)的中心,與外圍交流很少,屬于中心星系,星系內(nèi)恒星形成活動很弱,而衛(wèi)星星系多數(shù)是誕生于外圍的年輕的漩渦星系,維里溫度比較低,冷氣體含量高,SFR和SSFR都高.

圖2 不同大尺度環(huán)境下的SFR(左)和SSFR(右)的概率分布,其中橢圓星系(紅色)和漩渦星系(藍色)用顏色分類,而星系在纖維結(jié)構內(nèi)(即R＜1 M p c/h,實線)和外(R＞1 M p c/h,虛線)則用不同的線型表示.Fig.2 SFR(left)and SSFR(righ t)d istribu tions in d ifferen t large-sca le env ironm en ts:the red lines for the ellip tica l ga lax ies and the b lue lines for the sp iral ga lax ies,the so lid lines for the galax ies in the filam ent(R＜1 M p c/h)and the dashed lines for the galaxies out the filam ent(R＞1 M p c/h),respectively

圖3 星系在低質(zhì)量區(qū)間時,不同大尺度環(huán)境下的SFR(左)和SSFR(右)的概率分布,其中顏色和線型代表的意義同圖2.Fig.3 SFR(left)and SSFR(righ t)d istribu tions at the low m ass in d ifferen t large-sca le env ironm en ts. Them ean ings of color and linetype are the sam e as Fig.2.

圖4 星系在高質(zhì)量區(qū)間時,不同大尺度環(huán)境下的SFR(左)和SSFR(右)的概率分布,其中顏色和線型代表的意義同圖2.Fig.4 SFR(left)and SSFR(righ t)d istribu tions at the h igh m ass in d ifferent large-sca le env ironm en ts. T he m ean ings of color and linetyp e are the sam e as Fig.2.

表3 各個樣本SFR和SSFR分布的均值Tab le 3 The m ean values of the SFR and SSFR of each sam p le

此外,星系所處的局域密度對星系的恒星形成率有重要影響,研究表明高局域密度區(qū)的星系其SFR總是要比局域密度區(qū)的低,圖5中也證實了這一結(jié)果.這是由于在高局域密度區(qū)的星系群(團)會吸積附近的星系,由于星系群中星系之間的引力潮汐力、超新星、活動星系核等各種負反饋機制作用,這些進入星系團中的星系的恒星形成活動會受到抑制,從而比那些相對獨立的場星系的恒星形成率要低.另外我們選擇將Nrich=1的星系為極低局域密度區(qū)域星系,Nrich＞17的星系為極高局域密度區(qū)域星系,并分別考察星系在低質(zhì)量區(qū)間(圖6)和高質(zhì)量區(qū)間(圖7)情況下的SFR和SSFR分布,同樣樣本分布均值見表3．圖中表明纖維結(jié)構環(huán)境對極低局域密度區(qū)域星系的SFR和SSFR都有相當?shù)挠绊?星系的SSFR在纖維結(jié)構外要比在纖維結(jié)構內(nèi)低,這與圖1的結(jié)論是一致的.但纖維結(jié)構環(huán)境對極高局域密度區(qū)域星系幾乎沒有影響.在同等質(zhì)量下,極低局域密度區(qū)星系中纖維結(jié)構外的星系的恒星形成率比纖維結(jié)構內(nèi)的高.而在不同的質(zhì)量區(qū)間里,極低局域密度區(qū)星系的SSFR的表現(xiàn)是迥異的.對于極高局域密度區(qū)星系來說,其SFR和SSFR分布,對纖維結(jié)構的環(huán)境都不敏感.這樣的結(jié)果是易于理解的:星系團內(nèi)的星系的SFR和SSFR受到局域環(huán)境的影響很大,因此很難再對更大尺度的環(huán)境因素有所依賴.Nrich=1的極低局域密度區(qū)星系所受到的影響就是其所在區(qū)域的影響,因其局域環(huán)境并非維里化環(huán)境,所以局域環(huán)境跟大尺度環(huán)境是一致的.

圖5 不同大尺度環(huán)境下的SFR(左)和SSFR(右)的概率分布.其中紅色代表極高局域密度區(qū)域星系,藍色代表極低局域密度區(qū)域星系,而實線代表星系在纖維結(jié)構內(nèi)(即R＜1 M p c/h),虛線代表星系在纖維結(jié)構外(R＞1 M p c/h).Fig.5 SFR(left)and SSFR(righ t)d istribu tions in d ifferen t large-sca le env ironm en ts:the red lines for the h igh density ga lax ies and the b lue lines for the low density galax ies,the so lid lines for the ga laxies in the filam ent(R＜1 M p c/h)and the dashed lines for the galaxies ou t the filam ent(R＞1 M p c/h), resp ectively

圖6 在低質(zhì)量區(qū)間時,不同大尺度環(huán)境下的SFR(左)和SSFR(右)的概率分布,其中顏色和線型代表的意義同圖5.Fig.6 SFR(left)and SSFR(righ t)d istribu tions at the low m ass in d ifferen t large-sca le env ironm en ts. Them ean ings of color and linetype are the sam e as Fig.5.

圖7 在高質(zhì)量區(qū)間時,不同大尺度環(huán)境下的SFR(左)和SSFR(右)的概率分布,其中顏色和線型代表的意義同圖5.Fig.7 SFR(left)and SSFR(righ t)d istribu tions at the h igh m ass in d ifferent large-sca le env ironm en ts. T he m ean ings of color and linetyp e are the sam e as Fig.5.

3.2 來自W ang等[8]編目的統(tǒng)計

本節(jié)我們使用來自Wang等[8]對大尺度環(huán)境分類的星系編目,來研究大尺度環(huán)境對SFR和SSFR的影響.由于Wang等[8]的編目在物理上對星系群(包括其內(nèi)星系)所在大尺度環(huán)境有著明確且唯一的分類,所以很適合拿來研究我們的課題.但由于Wang等[8]的編目并沒有給出大尺度結(jié)構的相關位置信息,所以我們無法給出相關物理量的空間分布情況.本節(jié)我們主要討論SSFR在不同大尺度環(huán)境下的概率分布.由于Wang等[8]的編目是基于Yang等[9?10]的星系群編目,而這個星系群編目很好地區(qū)分了中心星系和衛(wèi)星星系,所以我們將在計算中區(qū)分這兩種星系類型,而非之前的星系形態(tài)來討論問題.由圖8我們發(fā)現(xiàn):1.衛(wèi)星星系的SSFR普遍比中心星系高.2.從團狀結(jié)構、纖維狀結(jié)構到片狀結(jié)構、空洞對SSFR的影響是依次變化的,很有規(guī)律:相同類型星系的SSFR在這4種大尺度環(huán)境中的大小依次是團狀結(jié)構＜纖維狀結(jié)構＜片狀結(jié)構＜空洞,說明星系在這幾種不同環(huán)境下的形成時刻不一樣,在團狀結(jié)構,星系形成較早,顏色較紅,其當前SSFR較低. 3.團狀結(jié)構中心星系和空洞衛(wèi)星星系的SSFR分布相對集中一些.圖9則告訴我們:1. SSFR分布是否集中主要是由星系質(zhì)量決定的,高質(zhì)量區(qū)間的無論衛(wèi)星星系還是中心星系都分布集中,表現(xiàn)為單峰;2.但如果是在相同質(zhì)量區(qū)間內(nèi),處在團狀結(jié)構環(huán)境中的星系的SSFR分布要比其他環(huán)境中稍微集中一些.3.衛(wèi)星星系的SSFR分布比中心星系的更依賴于大尺度環(huán)境,特別是在低質(zhì)量區(qū)間.以上結(jié)論與宇宙結(jié)構的等級成團模型是一致的.越小的、暫未脫離大尺度環(huán)境的結(jié)構越容易受到所在環(huán)境的影響.而大的維里化的天體則基本脫離了背景而獨立演化,其內(nèi)星系主要受局域環(huán)境影響.隨后我們團組將有文章來詳細討論這個問題.

圖8 不同大尺度環(huán)境內(nèi)SSFR的分布,其中左圖實線是中心星系的,右圖虛線是衛(wèi)星星系的.誤差棒來自50個bootstrap實現(xiàn).Fig.8 SSFR d istribu tions in d ifferen t large-sca le environm en ts.The so lid lines for the cen tral ga lax ies (left)and the dashed lines for the satellite ga lax ies(righ t).The error bars are from fifty bootstrap error estim ation.

圖9 不同星系質(zhì)量區(qū)間、不同大尺度環(huán)境內(nèi)SSFR的分布情況.上面兩圖為低質(zhì)量區(qū)間的SSFR分布;下面兩圖為高質(zhì)量區(qū)間的SSFR分布.線型和顏色的意義同圖8.Fig.9 SSFR d istribu tions at low m ass range(top)and high m ass range(bottom)in d ifferent large-scale env ironm en ts.The m ean ings of co lor and linetype are the sam e as Fig.8.

4 結(jié)論

為了了解大尺度環(huán)境對星系性質(zhì)的影響,我們分別利用了來自Tem pel等[6]的基于SDSS DR8的纖維狀結(jié)構編目和來自Wang等[8]的基于Yang等[9?10]星系群樣本(基于SDSSDR7)的大尺度結(jié)構分類的星系編目,并考慮了星系形態(tài)、高低局域密度環(huán)境、中心(衛(wèi)星)星系影響.通過大樣本統(tǒng)計方法來得到不同環(huán)境下的星系性質(zhì)與大尺度環(huán)境的關系.我們發(fā)現(xiàn):

1.不同大尺度環(huán)境對漩渦星系和衛(wèi)星星系的SSFR和SFR都有顯著影響,但對橢圓星系和中心星系的影響很小,即使在固定星系質(zhì)量的情況下該結(jié)論依然成立.

2.低局域密度區(qū)域的星系比在高局域密度區(qū)域中的星系對不同大尺度環(huán)境更敏感.即使在相同星系質(zhì)量的情況下該結(jié)論依然成立.

3.從Tempel等[6]的編目統(tǒng)計中可以看到星系的平均質(zhì)量和SFR隨著遠離纖維結(jié)構軸心距離R的增加而增加,而SSFR是降低的.

4.由Wang等[8]的編目統(tǒng)計可以看出衛(wèi)星星系的SSFR要高于中心星系的,而且隨著大尺度環(huán)境由密至疏,SSFR的分布是依次變化的,高密區(qū)的SSFR要低于低密區(qū)的.最后高質(zhì)量區(qū)間的SSFR分布要比低質(zhì)量區(qū)間的更集中一些.

經(jīng)過對比不難發(fā)現(xiàn),來自Tem pel等[6,35]的編目的統(tǒng)計與來自Wang等[8]的在SSFR分布上并不一致,起碼在低質(zhì)量端.這說明一方面纖維狀結(jié)構環(huán)境的影響對于SSFR來說不像之前預料的那么簡單,另一方面也說明Tem pel等[6]的找纖維結(jié)構算法值得進一步改進,比如不應該選取一個固定的半徑作為纖維結(jié)構的粗細,不應該把團狀結(jié)構、片狀結(jié)構的部分歸到纖維結(jié)構中去,再比如要考慮星系形態(tài)、質(zhì)光比等因素而不單純依靠星系數(shù)密度.另外Wang等[8]的大尺度環(huán)境分類雖然很好,但空間上不能把纖維結(jié)構連起來,也算是一大遺憾.最近我們正綜合Tempel[6]和Wang等[8]的優(yōu)點改進了找纖維結(jié)構方法,相關方法將在不久后的文章中給出.

[1]Zeldovich Y B.A&A,1970,5:84

[2]Bond J R,K ofm an L,Pogosyan D.Natu re,1996,380:603

[3]Stoica R S,G regori P,M ateu J.SPA,2005,115:1860

[4]Stoica R S,M artinez V J,Saar E.JRSSC,2007,56:459

[5]Stoica R S,M artinez V J,Saar E.A&A,2010,510:A 38

[6]Tem p el E,Stoica R S,M artinez V J,et a l.M NRAS,2014,438:3465

[7]Cau tun M,van de W eygaert R,Jones B J T,et a l.M NRAS,2014,441:2923

[8]W ang H,M o H J,Yang X,et al.M NRAS,2012,420:1809

[9]Yang X,M o H J,van den Bosch F C,et a l.M NRAS,2005,356:1293

[10]Yang X,M o H J,van den Bosch F C,et a l.A p J,2007,671:153

[11]Cau tun M,van de W eygaert R,Jones B J T.M NRAS,2013,429:1286

[12]Ba logh M L,Ba ld ry I K,N icho l R,et al.A p J,2004,615:L 101

[13]B lanton M R,Eisenstein D,Hogg D W,et al.A p J,2005,629:143

[14]K au ffm ann G,W h ite S D M,Hechm an T M,et a l.M NRAS,2004,353:713

[15]Bam ford S P,N icho l R C,Ba ld ry I K,et a l.M NRAS,2009,393:1324

[16]W einm ann S M,van den Bosch F C,Yang X,et a l.M NRAS,2006,366:2

[17]W einm ann S M,van den Bosch F C,Yang X,et a l.M NRAS,2006,372:1161

[18]Deng X F,Song J,Chen Y Q,et al.A p J,2012,753:166

[19]方官文,馬仲陽,孔旭.天文學報,2015,56:425

[20]方官文,馬仲陽,陳洋,等.天文學報,2015,56:7

[21]Fang G W,M a Z Y,Chen Y,et a l.ChA&A,2015,39:307

[22]方官文,馬仲陽,陳洋,等.天文學報,2014,55:458

[23]Fang G W,M a Z Y,Chen Y,et al.ChA&A,2014,38:156

[24]Balogh M L,M orris S L,Yee H K C,et al.Ap J,1997,488:L75

[25]Ba logh M L,Schade D,M orris S L,et a l.A p J,1998,504:L 75

[26]Lew is I,Ba logh M,P rop ris R D,et a l.M NRAS,2002,334:673

[27]Deng X F.A p J,2010,721:809

[28]Guo Q,Tem p le E,Libesk ind N I.A p J,2015,800:112

[29]Beygu B,K reckel K,van der Hu lst J M,et al.astro-ph/1501.02577

[30]A lam S,A lbareti F D,P rieto C A,et a l.A p JS,2015,219:12

[31]A ihara H,A llende P rieto C,An D,et a l.A p JS,2011,193:29

[32]B rinchm ann J,Charlot S,W h ite S D M,et a l.M NRAS,2004,351:1151

[33]Kau ffm ann G,Heckm an J M,W h ite S D M,et al.M NRAS,2003,341:33

[34]B lanton M R,Sch legel D J,Strauss M A,et al.A J,2005,129:2562

[35]Tem p el E,Tago E,Liivam agi L J.A&A,2012,540:A 106

The In fluence of the Large-scale Environm ent on Galaxy Property

WEIYu-qing1,2WANG Lei1DAICai-ping1

(1 Pu rp le M oun tain O bserva to ry,Chinese A cadem y of Scien ces,Nan jing 210008) (2 Un iversity of Chinese Academ y of Scien ces,Beijing 100049)

The properties of star formation in galaxies and their dependence on environment p lay an important role in understanding the formation and evolution of galaxies.Using the galaxy sample of the Sloan Digital Sky Survey(SDSS),different groups have studied the physical property and the large-scale environment of galaxies. Herewe use the filament catalog from Tem pelet al.and classified galaxies catalog from Wang et al.,considering the affect of shape of galaxies,high and low local density environment,and central(satellite)galaxies.It is found that the properties of galaxies and the large-scale environment are related:the SSFR(specific star formation rate)and SFR(star formation rate)strongly depend on large-scale environment only for spiral galaxies and satellite galaxies,but this dependence is very weak for elliptical galaxies and the centralgalaxies,and the influence of large-scale environment on galaxies in low density region ismore sensitive than that in high density region.The above conclusion remains valid even for the galaxies with the samemass.In addition,the SSFR distributions from Tempel et al.’s catalog and Wang et al.’s catalog are not entirely consistent.

cosmology:large-scale structure of Universe,galaxies:star formation rate

P157;

A

10.15940/j.cnki.0001-5245.2016.02.001

2015-10-14收到原稿，2015-11-17收到修改稿

?江蘇省杰出青年基金項目(BK 20140050)、973項目(2015CB857003,2013CB834900)、國家自然科學基金項目(11333008)資助

?weiyq@pmo.ac.cn