邱佳杰 孫艷春

(北京師范大學(xué)天文系北京100875)

1 引言

星系是宇宙的重要組成部分, 它們是包含恒星、氣體、塵埃等成分的引力束縛系統(tǒng). 星系中的恒星形成是星系演化的直接驅(qū)動因素之一. 而量化星系當(dāng)前恒星形成的關(guān)鍵參數(shù), 是星系內(nèi)的恒星質(zhì)量(M?)與恒星形成率(SFR). 它們是星系的兩個最基本物理參數(shù)[1–2].

由于宇宙中的星系并非孤立存在, 許多星系之間的相互作用無法忽略, 因此, 星系的演化過程不僅受到星系本身恒星質(zhì)量以及恒星形成率的影響, 同時還受制于星系的外部環(huán)境[3–4]. 這兩者并不完全獨立, 而是存在相互關(guān)聯(lián), 但在不同環(huán)境中(星系團與星系群、星系對以及孤立星系環(huán)境), 不同影響占據(jù)主導(dǎo)作用[5–9]. 在孤立星系環(huán)境中, 星系演化過程主要受到星系本身的影響, 而外部環(huán)境的影響通?？梢院雎訹8]. 與之相反的是星系團環(huán)境, 所有星系構(gòu)成了一個統(tǒng)一的星系團環(huán)境, 同時, 外部環(huán)境對每個星系都施加影響, 使得環(huán)境影響與星系的性質(zhì)存在強烈相關(guān)性.

星系對環(huán)境介于以上兩種環(huán)境之間, 僅有兩個存在強烈相互作用的星系, 它們以星系本身的影響為主, 同時需要考慮外部環(huán)境影響[9]. 與星系團環(huán)境不同的是, 由于星系對僅包含兩個星系(目標星系與伴星系), 星系所處環(huán)境相對簡單, 使得外部影響易于度量.通常情況下, 在星系對的研究中, 需要考慮的外部環(huán)境參數(shù)主要包括星系對之間的投影距離[10–12](投影距離是真實距離在天球上的投影, 兩者之間存在函數(shù)關(guān)系, 真實距離無法準確測量), 伴星系的恒星質(zhì)量或光度、形態(tài)類型等[9].

另一個需要考慮的影響星系對恒星形成的物理量, 是星系對之間的相對傾角(relative inclination), 其定義是兩個盤星系的盤的法線之間的夾角. 選擇這一參數(shù)的原因是, 它可能不僅與星系間的相互作用有關(guān), 同樣與局部大尺度結(jié)構(gòu)有關(guān). Wang等[13]對星系群中的小質(zhì)量盤星系進行研究, 發(fā)現(xiàn)這些星系的朝向存在規(guī)律性. 他們認為這一規(guī)律與宇宙中的纖維(filament)結(jié)構(gòu)有關(guān). Lee等[14]則通過對一些星系以及它們的鄰近星系(2000 kpc以內(nèi))的研究, 發(fā)現(xiàn)這些星系的旋轉(zhuǎn)軸方向顯著受到鄰近星系運動的影響. 而更早的時候, Tempel等[15]研究了星系所處位置與大尺度中宇宙纖維狀結(jié)構(gòu)之間可能存在的關(guān)系. 因此, 盡管這些研究主要針對的是大尺度結(jié)果, 但是我們將嘗試在更小尺度的星系對上, 討論這些規(guī)律是否存在.

由于可以相對準確地測量出星系本身與外部影響, 星系對成為研究星系之間相互作用的重要研究對象[10–12]. 而主并合星系對是星系對的一種, 指星系對中兩個星系的恒星質(zhì)量相近(根據(jù)不同文獻有不同定義, 常見的恒星質(zhì)量之比小于3:1、4:1以及10:1)[13,16–17]. 主并合星系對從開始相互作用直至完全成為一個星系的過程稱為主并合過程. 主并合過程是低密度環(huán)境中星系主要的外部環(huán)境演化過程, 對星系演化有明顯作用, 是星系并合演化的主要研究對象[18–19]. Patton等[19]與Pearson等[20]的研究表明,主并合過程能使得星系的SFR相對于孤立星系平均有所增加, 并且這種影響可以擴展到星系相距約2000 kpc的范圍. 此外, 由于銀河系與仙女座星系處于主并合過程的最初階段(相距約800 kpc, 并且相互靠近), 對觀測到的主并合星系的研究可以用來推斷未來數(shù)千萬年發(fā)生在本星系群中的星系動力學(xué)過程[21–22].

本文旨在研究對于不同恒星質(zhì)量的盤主導(dǎo)(disk-dominated)星系, 其主并合過程(具體地說, 是指星系從相距約200 kpc開始發(fā)生顯著的相互作用, 直至星系盤明顯發(fā)生形變或星系之間物質(zhì)交匯為止[20])中, 星系對之間的投影距離與星系對之間的相對傾角、星系恒星形成率的增幅(即主并合過程中星系的恒星形成率與對照的孤立星系恒星形成率之間的差異)之間的關(guān)系. 在這些關(guān)系中, 除了相對傾角外, 其他參數(shù)都已經(jīng)得到研究.例如, Ellison等[10]與Pearson等[20]都給出恒星質(zhì)量與恒星形成率增幅之間的正相關(guān)性,Patton等[12]與Ellison等[23]則發(fā)現(xiàn), 除了最小投影距離處恒星形成率的增長外, 更大投影距離的增幅不明顯.

本文的結(jié)構(gòu)如下: 第2節(jié)給出星系數(shù)據(jù)來源, 并通過判據(jù)選擇出目標星系, 得到所需的相關(guān)物理性質(zhì)參數(shù); 在第3節(jié)中, 結(jié)合機器學(xué)習(xí)方法, 我們對物理參數(shù)進行分析, 并得到它們之間的相關(guān)性; 在第4節(jié)中, 我們分析了這些關(guān)系形成的可能原因, 并給出未來的研究方向.

2 星系數(shù)據(jù)的獲取與處理

星系的基本參數(shù)來自GSWLC (GALEX SDSS WISE Legacy Catalog), 包含約700000個0.10z0.30且r波段星等小于18星系的信息[24], 其中z表示紅移. 這些星系的坐標參數(shù)(赤經(jīng)α、赤緯δ), 5個波段(u、g、r、i、z)以及Hα等發(fā)射線的流量來自斯隆數(shù)字巡天(Sloan Digital Sky Survey, SDSS)[25]. 除此以外, 星系演化探測器(Galaxy Evolution Explorer, GALEX)與廣域紅外巡天探測衛(wèi)星(Wide field Infrared Survey Explorer, WISE)分別給出紫外波段(遠紫外波段FUV與近紫外波段NUV)與紅外波段(3.4μm、4.6μm、12μm以及22μm)的流量[26–27].

2.1 恒星質(zhì)量與恒星形成率數(shù)據(jù)的獲取

GSWLC數(shù)據(jù)集通過CIGALE(Code Investigating Galaxy Emission)軟件,使用光譜能量分布(Spectral Energy Distribution)方法,直接提供了星系的恒星質(zhì)量lg(M?/M⊙)與恒星形成率lg[SFR/(M⊙·yr?1)], 恒星形成率在之后直接使用SFR表示[28].

2.2 視向速度與投影距離的計算

在接下來的星系對選擇與參數(shù)獲取中, 兩個星系之間的投影距離?D/kpc以及視向速度v/(km·s?1)[29]需要得到確定. 其中在計算投影距離前需要先計算每個星系的角直徑距離DA/kpc. 星系的角直徑距離, 兩個星系之間的投影距離以及視向速度的定義如下:

角直徑距離:

在標準宇宙學(xué)模型中, 宇宙學(xué)常數(shù)為?Λ= 0.7, 物質(zhì)密度為?M= 0.3, 哈勃常數(shù)為H0=72 km·s?1·Mpc?1, 光速c= 299792.458 km·s?1.

兩個星系之間投影距離:

其中δ是星系赤緯, ?α與?δ分別是兩個星系赤經(jīng)與赤緯之差.

視向速度:

2.3 主并合星系對的選擇與恒星形成率增幅的計算

選擇主并合星系對的原因是, 目標星系的恒星形成率不僅受到星系本身性質(zhì)的制約, 同樣受到星系對中的伴星系的強烈影響. 如果主并合星系對周圍還有其他星系, 那么外部影響將會難以度量. 因此, 主并合星系對的選擇需要考慮以下這些因素[3–4].

首先, 經(jīng)驗上認為, 對于存在相互作用的兩個星系, 它們的視向速度之差小于一定范圍(經(jīng)驗范圍200–2000 km·s?1), 取1000 km·s?1[29]; 其次, 由于一些研究表明投影方向上星系之間的相互作用可以一直影響到約2000 kpc的范圍, 星系對所處環(huán)境不能是星系團或星系群環(huán)境, 需要處于低密度環(huán)境(經(jīng)過星系群環(huán)境與經(jīng)驗認定, 要求在2000 kpc范圍內(nèi)星系數(shù)量N210)以及目標星系與最近伴星系的投影距離較小, 與其他星系的投影距離相對較大(目標星系與伴星系的投影距離rp(即, 上一小節(jié)中的?D)不能超過與其他星系中最近星系的投影距離r2的10%, 這時可以認為其他星系的影響可以忽略不計); 最后,根據(jù)主并合的定義, 伴星系恒星質(zhì)量M′?與目標星系恒星質(zhì)量M?之比需要受到限制(選取10:1)[19].

最終, 主并合星系對樣本的限制條件如下:

(1)視向速度之差: ?v1000 km·s?1;

(2)伴星系投影距離:rp0.1r2且rp200 kpc;

(3)低密度環(huán)境:N210;

(4)星系對的恒星質(zhì)量之比: 0.1M′?/M?10;

其中, 投影距離rp不僅是主并合星系對的判據(jù)之一, 同時是主要的研究對象.rp與r2均使用2.2節(jié)中的投影距離?D計算得到.

為了計算恒星形成率的增幅, 需要選擇一個孤立星系樣本作為對照, 將目標星系的恒星形成率與孤立星系的恒星形成率之差作為恒星形成率的增幅. 這些孤立星系除了沒有伴星系之外, 其他性質(zhì)與目標星系相似. 當(dāng)這些性質(zhì)的差異小于一定范圍時, 可以認為目標星系恒星形成率的增長主要是由伴星系的存在導(dǎo)致的[19].

主并合星系對與對照星系的選擇見圖1, 在圖1中, 左圖表示在主并合星系對中的目標星系(中心點)與伴星系(鄰近中心的點)以及其他星系(左下點). 右圖表示無伴星系的對照星系(中心點). 其中目標星系與伴星系的投影距離應(yīng)小于200 kpc(左圖圓圈).

圖1 主并合星系對與對照星系的選擇Fig.1 The selection of major-merger pairs of galaxies and compared galaxies

對照星系4個性質(zhì)(z、lgM?、N2、r2)的匹配容忍度如下. 最大紅移差異?z= 0.01;最大恒星質(zhì)量差異?lgM?= 0.1; 低密度環(huán)境中星系數(shù)量N2差異小于10%; 其他星系最近距離r2差異小于10%. 由于不同星系的這4個性質(zhì)存在差異, 對于每個主并合星系對中的目標星系, 要求至少有10個不同對照星系, 以減小隨機誤差對恒星形成率的影響.

每個目標星系的所有對照星系需要進行加權(quán)平均, 以得到與目標星系數(shù)量相同的對照樣本. 假設(shè)一個目標星系(其參數(shù)表示為z、lgM?、N2、r2以及SFR)有N個對照星系,其中第k個對照星系的主要參數(shù)為zk、lgMk、N2k、r2k以及SFRk. 那么加權(quán)平均過程如下:

紅移權(quán)重(?z=0.01, 其余3個參數(shù)計算權(quán)重的方法完全相同):

第k個對照星系的總體權(quán)重:

對于對照樣本的恒星形成率, 可以通過下式構(gòu)建:

其中SFRk是每個對照星系的真實SFR, SFRc是對照樣本構(gòu)造的SFR. 恒星形成率增幅可以使用?SFR=SFR?SFRc得到.

2.4 盤主導(dǎo)星系的目視檢查與傾角計算

上一節(jié)篩選出處于主并合星系對中的目標星系. 由于涉及到主并合星系對之間的相對傾角, 因此, 目標星系與伴星系都需要進行光譜與圖像的目視檢查, 并通過星系圖像計算相對傾角. SDSS的光譜與圖像可以用來去除不符合條件的星系, 僅保留目標星系與伴星系均為盤主導(dǎo)星系的樣本.

盤主導(dǎo)星系的特征包括: 星系圖像整體呈現(xiàn)清晰完整、沒有重疊的盤狀, 盤上有旋臂結(jié)構(gòu), 盤中心沒有核球或者核球不明顯; 星系光譜以窄的發(fā)射線為主, 沒有明顯吸收線. 需要說明的是, 早型盤主導(dǎo)星系由于存在明顯的核球以及缺乏氣體, 予以去除.

盤主導(dǎo)星系之間的相對傾角?i計算方式如下:

首先, 測量單個星系的旋轉(zhuǎn)軸相對于視線方向的傾角1方法同Galaxy Inclination Zoo, 網(wǎng)址http://edd.ifa.hawaii.edu/inclination/index.php. 通過測量SDSS星系圖像的短軸b與主軸a之比b/a, 可以計算出星系盤的法線相對于視線方向的傾角[25]. 計算公式如下:

其中b/a是星系的短軸與主軸之比, 即軸比. 由于盤主導(dǎo)星系存在一定厚度, 因此觀測到的盤主導(dǎo)星系最小的b/a不為0. 使用的定義為, (b/a)min= 0.2表示側(cè)向星系[30–31];

其次, 星系之間的相對傾角計算需要知道單個星系的主軸方向, 因此在本文中統(tǒng)一測量了星系的主軸相對于圖像正東方向的方位角α. 結(jié)合傾角i, 可以計算出目標星系與伴星系之間的相對傾角?i:

其中, 目標星系與伴星系的下標分別是1與2. 盤主導(dǎo)星系對相對傾角的計算如圖2,a1、b1、α1、i1分別表示目標星系的主軸、短軸、方位角與傾角;a2、b2、α2、i2則分別是伴星系的主軸、短軸、方位角與傾角.此外, 圖2呈現(xiàn)十字四周圍4個字母(N、E、S、W)分別表示天球上北、東、南、西4個方位.

圖2左側(cè)目標星系的b/a= 0.2 (側(cè)向星系), 伴星系的b/a= 1 (正向星系). 目標星系α1= 25?, 伴星系α2= 0?. 那么根據(jù)相對傾角的計算公式可以得到?i= 90?, 即這兩個星系盤之間相互垂直. 與左側(cè)示意圖相似, 右側(cè)目標星系b/a= 0.8與α1= 12.5?, 伴星系b/a= 0.5與α2= 50?, 可以得到?i= 37.2?. (在計算相對傾角時, 使用這種方法無法區(qū)別例如i= 30?與i=?30?的情況, 使得最終計算得到的?i存在誤差. 但這并不顯著影響?i的整體趨勢.)

圖2 盤主導(dǎo)星系對相對傾角的計算Fig.2 The calculation of the relative inclination in disk-dominated galaxy pairs

最后得到163個目標星系, 主要參數(shù)范圍如下: 0.02z0.2、9.0lgM?11.5、0rp200 kpc、0?i90?、?0.5?SFR2.0. 這些星系均有活躍的恒星形成活動(如圖3).

圖3 GSWLC數(shù)據(jù)集中星系的M?與SFR的分布Fig.3 The distribution of galaxies’ M?and SFR in the GSWLC dataset

在圖3中展示GSWLC數(shù)據(jù)集中所有星系樣本(輪廓線)與目標星系(黑點)在SFRM?圖中的分布. 所有星系樣本呈現(xiàn)雙峰分布, 其中上部是恒星形成率較大的恒星形成星系區(qū)域, 下部是恒星形成率接近于零的寧靜星系區(qū)域. 而目標星系全部位于恒星形成星系區(qū)域內(nèi).

3 主并合星系對物理性質(zhì)的關(guān)系及其分析

3.1 機器學(xué)習(xí)方法分析物理性質(zhì)之間的關(guān)系

首先使用隨機森林(RF)與相關(guān)系數(shù)矩陣的方法, 對所有數(shù)據(jù)進行分析. 隨機森林的特征重要性是指在隨機森林回歸的機器學(xué)習(xí)訓(xùn)練過程中, 這4個物理性質(zhì)對訓(xùn)練結(jié)果(即,?SFR)的影響程度. 特征重要性最大的性質(zhì)對機器學(xué)習(xí)的過程影響最大, 說明其重要程度最高. 從表1中可以看出, lgM?對于?SFR幾乎有決定性的影響作用. 在其余3個物理性質(zhì)中, ?i有相對重要的影響程度, 而對于rp與z, 它們則相對不重要.

表1 4個物理性質(zhì)在RF過程中的特征重要性Table 1 Feature importance of four properties in random forest processes

然后, 給出這4個物理性質(zhì)的相關(guān)系數(shù)矩陣以表示不同性質(zhì)之間的關(guān)系. 表2的相關(guān)系數(shù)顯示, 除了z與lgM?之間存在強相關(guān)性, 其他物理性質(zhì)之間幾乎沒有相關(guān)性. 而在這4個物理性質(zhì)與?SFR之間的相關(guān)系數(shù)中, 只有rp與?SFR之間沒有相關(guān)性. 0.8–1.0為極強相關(guān), 0.6–0.8為強相關(guān), 0.4–0.6為中等程度相關(guān), 0.2–0.4為弱相關(guān), 小于0.2為不相關(guān).

表2 4個物理性質(zhì)以及?SFR的皮爾遜相關(guān)系數(shù)矩陣Table 2 Pearson correlation coefficient matrix of four properties and ?SFR

需要說明的是,z與lgM?之間存在強耦合(SDSS觀測的選擇效應(yīng)[25]). 由于lgM?的特征重要性更高, 而z的特征重要性很低, 因此可以認為,z與lgM?的相關(guān)性導(dǎo)致z與?SFR之間存在弱正相關(guān)性, 可以只考慮lgM?. 接下來的幾個小節(jié)將分析lgM?、rp與?i對?SFR的影響.

3.2 恒星質(zhì)量與恒星形成率增幅的關(guān)系

星系的恒星質(zhì)量是星系最重要的物理參數(shù)之一, 恒星質(zhì)量與恒星形成率之間的關(guān)系在天體物理研究中有著非常重要的作用. 圖4給出了目標星系的恒星質(zhì)量與恒星形成率增幅之間的關(guān)系, 其中空心點表示lgM?相差0.5的間隔范圍內(nèi)的平均數(shù)據(jù), 橫軸方向誤差棒表示每個bin取值的范圍, 縱軸方向誤差棒表示該bin內(nèi)數(shù)據(jù)的標準差. 在lgM?∈[9,?9.5]與lgM?∈[11,?11.5]的范圍內(nèi), 目標星系的數(shù)量相對較少, 統(tǒng)計誤差可能較大.

圖4 目標星系的lg M?與?SFR之間的關(guān)系Fig.4 The relation between lg M?and ?SFR in the chosen galaxies

在主并合星系對中, 目標星系的恒星形成率增幅與其恒星質(zhì)量存在強正相關(guān)性(皮爾遜相關(guān)系數(shù)0.60). 對于lgM?= 9.25的低質(zhì)量星系, 平均恒星形成率增幅僅為?SFR= 0.14; 而對于lgM?= 11的大質(zhì)量星系, 可以達到0.96. Ellison等[10]使用B波段絕對星等MB作為恒星質(zhì)量的替代, 給出了相似的結(jié)果. Pearson等[20]則使用SDSS、KiDS (Kilo Degree Survey)以及CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey)這3個數(shù)據(jù)集, 同樣發(fā)現(xiàn)并合星系恒星形成率的增長與恒星質(zhì)量存在正相關(guān)性. 這一關(guān)系的可能原因是, 對于更大質(zhì)量的盤星系, 它們含有更多的氣體. 如果所有目標星系有相同恒星轉(zhuǎn)化效率, 則更大質(zhì)量的盤星系可以達到更高的恒星形成率增幅.

3.3 投影距離與恒星形成率增幅的關(guān)系

圖5給出了主并合星系對之間的投影距離與目標星系恒星形成率增幅之間的關(guān)系.其中空心點表示rp相差30 kpc的間隔范圍內(nèi)的平均數(shù)據(jù), 橫軸方向誤差棒表示每個bin取值的范圍, 縱軸方向誤差棒表示該bin內(nèi)數(shù)據(jù)的標準差. 在rp超過150 kpc的范圍, 目標星系的數(shù)量相對較少, 統(tǒng)計誤差較大.

由于本文研究的是沒有明顯發(fā)生形變或物質(zhì)交匯的主并合星系對, 研究的結(jié)果發(fā)現(xiàn)這些主并合星系對之間的投影距離與目標星系恒星形成率增幅之間不存在相關(guān)性. 平均恒星形成率增幅在所有范圍內(nèi)的變化基本不超過0.3. 我們得到的結(jié)果與Ellison等[23]給出的結(jié)果相似, 但他們使用的投影距離范圍僅是rp∈[0–80]kpc. Patton等[12]在投影距離rp∈[0–200]kpc范圍內(nèi)進行了類似的研究, 但他們的樣本包含明顯發(fā)生碰撞的星系.他們的結(jié)果表明, 當(dāng)rp不超過50 kpc時, 恒星形成率明顯增加.

圖5 目標星系的rp與?SFR之間的關(guān)系Fig.5 The relation between rp and ?SFR in the chosen galaxies

3.4 相對傾角與恒星形成率增幅的關(guān)系

圖6給出了相對傾角與恒星形成率增幅之間的關(guān)系. 其中空心點表示?i相差15?的間隔范圍內(nèi)的平均數(shù)據(jù), 橫軸方向誤差棒表示每個bin取值的范圍, 縱軸方向誤差棒表示該bin內(nèi)數(shù)據(jù)的標準差. 由于定義(b/a)min= 0.2, 使得圖上出現(xiàn)一系列豎直排列的點. 但這些點并不顯著影響結(jié)論.

圖6 目標星系的?i與?SFR之間的關(guān)系Fig.6 The relation between ?i and ?SFR in the chosen galaxies

在主并合星系對中, 主并合星系對之間的相對傾角與目標星系恒星形成率增幅之間確實存在一定聯(lián)系(皮爾遜相關(guān)系數(shù)?0.40, 弱相關(guān)). 在兩個星系的盤接近相互垂直時,?SFR = 0.39; 但是在兩個星系的盤接近相互平行時, ?SFR = 1.00.

這一結(jié)果可能表明, 相對傾角與恒星形成率增幅之間的關(guān)系可能是由星系間的相互作用(Cen等[32]與Zhang等[33]的討論)以及局部大尺度結(jié)構(gòu)(Wang等[13]與Tempel等[15])引起的. Cen等[32]使用高分辨率宇宙流體動力學(xué)模擬, 發(fā)現(xiàn)星系恒星成分的旋轉(zhuǎn)方向與星系相互作用有關(guān). 對于后者, 我們嘗試將樣本星系與Tempel等[15]給出的位于纖維狀結(jié)構(gòu)附近的星系進行匹配(他們給出了這些星系與纖維狀結(jié)構(gòu)的最近距離). 但受限于本文中的樣本星系數(shù)量, 匹配得到的結(jié)果無法呈現(xiàn)這一相對傾角與最近纖維距離的關(guān)系. 我們將在接下來的工作中給出兩者之間的關(guān)系, 如果在不同最近纖維距離的范圍內(nèi), 相對傾角的分布呈現(xiàn)一定規(guī)律, 那么這一結(jié)果可以印證我們的結(jié)論.

4 討論與結(jié)論

本文通過GSWLC數(shù)據(jù)集, 得到主并合星系對樣本, 并研究了樣本中目標星系的lgM?、rp與?i這些物理性質(zhì)與?SFR之間的關(guān)系.

使用隨機森林特征重要性與相關(guān)系數(shù)分析, 得出以下結(jié)論:

首先, ?SFR與lgM?存在強正相關(guān)性, lgM?相對較大的目標星系, 其?SFR值更大.這一關(guān)系可能原因是, 恒星質(zhì)量更大的目標星系, 本身含有更多的氣體. 當(dāng)它們處于主并合過程中時, 并合導(dǎo)致的氣體擾動使得氣體內(nèi)流并在星系中心形成恒星. 在相同恒星形成效率的情況下, 氣體內(nèi)流并轉(zhuǎn)化為恒星的質(zhì)量更大, 因而可以產(chǎn)生更高的恒星形成率;

其次,在本文研究的沒有明顯發(fā)生形變或物質(zhì)交匯的主并合星系對中,?SFR與rp沒有相關(guān)性,?SFR在所有rp處沒有顯著差異. 結(jié)合Patton等[12]與Ellison等[23]提出的,在rp= 10 kpc處, 目標星系的恒星形成率可能有所增長以及本文圖5中rp小于30 kpc的區(qū)間同樣可能存在上升的趨勢, 這可能意味著, 星系的主并合過程中, 星系恒星形成率的增長主要發(fā)生在非常小投影距離的范圍內(nèi);

最后, ?SFR與?i存在弱的負相關(guān)性, 傾向平行(?i= 0?)的主并合星系對, 有更大的?SFR. 這些結(jié)果產(chǎn)生的可能原因是相對傾角可能受到星系的相互作用與更大尺度環(huán)境的影響, 但這兩方面的解釋仍然需要進一步研究.

受限于星系性質(zhì)的復(fù)雜性, 主要的研究參數(shù)僅包括恒星質(zhì)量、投影距離、相對傾角以及恒星形成率的增幅, 并沒有對其他重要的物理參數(shù)(例如金屬豐度、氣體分布等)進行討論, 可能使得潛在的結(jié)論沒有得到發(fā)掘; 由于觀測數(shù)據(jù)處理的條件相對嚴格, 得到的目標星系數(shù)量較少, 這可能導(dǎo)致最后的結(jié)果與實際存在一定偏差; 另外, 星系的統(tǒng)計研究實際上是大量星系在某一時刻的快照(snapshot), 而非單個星系在主并合過程中的連續(xù)演化, 兩者之間存在差異, 前者僅是后者的間接分析.

單個星系在主并合過程中的演化僅從觀測上進行研究是不可能的, 需要使用馬爾科夫鏈蒙特卡洛(Markov Chain Monte Carlo, MCMC)方法, 或者宇宙流體動力學(xué)模擬(例如: Illustris、Evolution and Assembly of GaLaxies and their Environments、Millennium Simulation Project等程序)的研究. 后者提供了一個更加可靠的方法研究主并合過程中星系的不同物理參數(shù)的變化[34–36].

在接下來的工作中, 我們的研究將主要集中到宇宙流體動力學(xué)模擬上, 以進一步揭示主并合過程對星系的巨大影響.