《矮椭型系的气体分布毕业论文21028.doc》由会员分享，可在线阅读，更多相关《矮椭型系的气体分布毕业论文21028.doc（61页珍藏版）》请在三一文库上搜索。
1、61矮椭型系的气体分布目录：摘要Abstract第一章 （同第三、四章，此处应加空格）引言1.1星系的基本观测量1.1.1 光度和颜色1.1.2 形态1.1.3 HI的探测1.2 星系形成和演化的基本框架1.2.1 气体冷却1.2.2 恒星形成1.2.3 反馈机制1.2.4 并合1.3 本文的研究目的第二章 （同第三、四章，此处应加空格）HI观测样本2.1本星系团中的矮椭星系2.1.1 NGC1852.1.2 NGC2052.1.3 Andromeda III2.1.4 Andromeda V2.1.5 DDO 2102.1.6 Leo I2.1.7 LGS32.1.8 Pegasus2.1.
2、9 Sextans2.1.10 Sculptor2.1.11 Phoenix2.1.12 Tucana2.1.13 Cen_412.2 Fornax星系团中的矮椭星系2.2.1 FCC0322.2.2 FCC3362.3 Virgo星系团中的矮椭星系2.3.1 VCC3902.3.2 VCC17132.3.3 VCC312.3.4 VCC1682.3.5 VCC6082.3.6 VCC7972.3.7 VCC1949第三章 矮椭星系HI性质的分类与归纳第四章 总结与讨论4.1本文的主要结果4.2研究中的局限性4.3 未来与展望致谢参考文献摘要过去人们认为矮椭圆星系由于质量小，引力势阱较浅，无法
3、束缚住星系内的气体，所以矮椭圆星系中应该是完全没有气体的。但是近些年的观测发现，有些矮椭圆星系不但有气体存在，甚至还有刚刚结束或者仍在进行中的恒星形成过程。那么矮椭圆星系中这些气体，尤其是HI来源问题，就成为最近一段时间争论比较激烈的问题。为了解释矮椭圆星系HI来源问题，必须详细了解这些气体在矮椭圆星系中的性质和分布。因此对矮椭圆星系中气体，特别是HI观测性质的总结就变得非常重要而有意义。本文总结了2005年以前包括在本星系团，Fornax星系团和Virgo星系团里所有80个矮椭星系HI观测的结果，并按照21cm氢线辐射流量，星系中HI质量和HI在星系中的比重等各方面性质加以统计和总结，试图建
4、立一个目前为止较为完备的矮椭星系HI观测样本库，为建立和约束矮椭星系演化模型提供帮助。AbstractPeople used to think that dwarf elliptical galaxies can not attract gas due to their very low mass and thus shallow gravitational trap which means there should be completely gas-free in the dEs. But recent observations show that in some dEs, not onl
5、y does gas content exist but also ongoing stellar formation process. The origin of the gas content has been argued my many people. In order to make this problem clear, man must understand the physical property of the gas and how it is distributed. So it is very important to summarize the observation
6、al properties of the gas content, especially the HI content in the dEs. As many as 80 dEs whose HI content has been observed are summed in this paper to create a relatively fully-covered swatch. The observational datum are re-analysed and listed so as to help establish the evolutionary model of the
7、dEs and give good restrictions.第一章 引言从远古时代起，我们的祖先就已经开始凝视夜空，关注宇宙。虽然创世之初遗留下来的蛛丝马迹已经模糊不清、难以捉摸，但是人类凭借着不懈的努力和创造性的智慧，正在逐步揭开宇宙的奥秘。短短几千年来，随着科技文明的不断进步，一个个新发现接踵而来。而今天的哈勃太空望远镜，更将人类观测能力提高到前所未有的高度。图1.1： Abell 267，一个遥远的富星系团图中（删“中”字）1.1所示是SDSS拍摄到的宇宙深处星系团的的照片。在图片中我们看到的是亮度、颜色与大小各不相同，形态各异的星系。描述这些星系的基本观测物理量是它在某个观测波段下的
8、亮度，大小和形态。如果知道了这些星系的距离，我们还可以将这些观测量转换为内禀的物理量，例如星系的绝对光度，绝对大小。通过对星系的光谱观测，我们还可以获得该星系的其他内禀物理特征，比如特征速度，金属丰度，星际介质的丰富度与分布等。对于星系而言，这些参量的分布范围非常广，其中光度可以从矮星系的108L到巨星系的1012 L，星系大小的特征尺度可以从小星系的1kpc左右到大星系的10kpc左右。而星系中的星系介质，尤其是HI的含量和分布，也表现出很大的个体差异。掌握星系中HI的性质对于理解星系的形成和演化有很大帮助，同时对各种星系的形成和演化模型给与（给予）了很强的限制。本文（首先）对文中涉及的一些
9、基本参量的特征及其分布进行了简单的评述，然后概述星系形成和演化的基本框架。1.1星系的基本观测量1.1.1 光度和颜色天体的光度测量是用望远镜测量其辐射流量，并和标准光源比较，得到其照度，再通过距离转换而得到天体本身的光度。天文学中一般采用视星等m表示天体的照度E， (1.1)其中A是基于标准光源进行的定标常数。理论上，天体的光度L和照度E之间的关系为 (1.2)其中dL为光度距离。在宇宙学共动坐标中，与共动距离d的关系为 (1.3)其中，z为星系所处的红移，红移导致的波段漂移效应称为K改正效应。除此之外，由于星际介质的存在会对天体的辐射产生吸收和散射作用，因而直接测量所得的光度会偏暗，称为星
10、际消光。天体的光度在天文学中用绝对星等M来表示，定义为天体在10pc处的视星等。有 (1.4)其中，K和A分别是以星等为单位的K改正因子和消光因子。1.1.2 形态图1.2：星系分类的哈勃音叉图星系形态中使用得最广泛的是哈勃分类法（见图1.2）。图中音叉左边的星系，即从椭圆星系（E0）到透镜星系（S0）一般被称为早型星系。这类星系图像较为平滑，没有明显的次结构，颜色偏红。音叉右边的星系由于包含明显的涡旋结构被称为漩涡星系，颜色上则偏蓝，相应的地被称为晚型星系。该类星系除了明显的旋臂结构外，还有中心的核球和棒等次结构。按照有无中心的棒状结构，旋涡星系又可以分为普通旋涡（S）和棒状漩涡（SB）两大
11、类。按照核球成分的大小，可分为a,b,c,d等次型。，其中从a到d核球占整个星系的组分逐渐降低。对星系形态的进一步研究证明，早型星系一般为三维椭球结构，其投影面官渡光度分布可由R1/4定律很好的描述，即 (1.5)其中，I0为星系中心处的面光度密度，Re为有效半径。该轮廓分布最早由de Vaucouleurs于1948年给出。而漩涡星系整体上表现为一个二位盘状结构，因此又被称为盘星系。观测表明漩涡星系的盘的轮廓可由一个指数分布描述，即 (1.6)其中，I0为星系中心处的面光度密度，Rd为标尺长度。1.1.3 HI的探测HI的性质是通过对星系的21cm氢线的进行射电观测得到的。利用测得的21cm
12、氢线的辐射流量，就可以得到HI的质量 (1.7)其中D到目标星系的距离，以Mpc为单位。 S()d是以Jy km/s为单位的流量积分。1.2 星系形成和演化的基本框架这里我们介绍的是由White等人19提出的冷暗物质等即成团模型宇宙学框架的星系模型，具体包括气体的冷却塌缩，横行形成，反馈，并和等过程。1.2.1 气体冷却自复合过程后，宇宙中的气体应该是中性均匀地和暗物质混合在一起。但是在暗晕的引力塌缩过程中，气体会由于动力学的剧烈驰豫过程而加热到较高温度。由维里定律可知，这时候的气体维里温度为 (1.8)其中，M为晕的质量，R为半径，Vc为暗晕的旋转速度，为气体平均分子量，mp为质子质量，k为
13、波尔兹曼常量。当T104K后，气体向外辐射能量的机制非常有效。辐射的能谱主要是紫外和软X射线波段。而且冷却时标于动力学时标相当，这就决定了气体会冷却而向云的中心塌缩。1.2.2 恒星形成对于恒星形成的具体机制，目前并不十分清楚。一般来说，认为恒星主要形成于巨分子云中，具体物理过程包括自引力，磁场支撑，湍流，压力梯度等各种复杂效应。但由于恒星自身的演化过程物理机制较为清楚，只要知道星系中的恒星初始质量函数（IMF）以及恒星形成历史和金属增丰过程，就可以知道整个星系的恒星演化图像。星系的恒星形成历史取决于多种因素，包括气体的冷却过程，恒星形成效率，晕的合并历史，反馈机制等。而对于初始质量函数，则可
14、通过对恒星形成区的观测加以确定，同时假定它的分布不依赖于具体环境特点，是普适的。Salpeter（1955年）给出的IMF中，(M)M-2.420。而金属增丰的过程取决于超新星抛出物与星际介质的混合过程。1.2.3 反馈机制在恒星经过主序，进入演化后期后，会以超新星爆发的形式向外释放大量的能量（约为1051erg）。这些能量以及超新星遗迹会在瞬间被抛至星际介质中，这个过程被称为反馈过程。整个过程的作用是两方面的：一方面，反馈的能量可以加热星际介质中的冷气体从而影响气体的冷却过程，甚至将气体从小质量星系的势阱中吹出，从而影响星系中的气体组分；另一方面，反馈的过程又使得气体中的金属得到增丰，进而决
15、定整个星系的化学演化过程。一般来说，因为大质量的恒星寿命较短，因此II型超新星的爆发会对星系的形成和结构产生相对较大的影响。1.2.4 并合在冷暗物质等级成团模型中，小质量的星系会发生并合从而产生更大质量的星系。星系的并合按照碰撞体的大小不同可分为主并合和微并合两种。主并合指的是两个碰撞体质量相当（一般质量比不大于3），这时候原初星系的结构会完全被摧毁，而碰撞后形成的最终星系结构类似于观测到的椭圆星系。除此以外，如果远处星系富含气体，那么并合的剧烈过程必将导致大规模恒星的形成，这也是公认的椭圆星系形成的标准模型。反之，微并合过程中，小质量星系在某种程度上可以说是被大质量星系吞噬，这时候的大质量
16、星系的结构可能会受到一定的扰动，但对整体结构影响不大。1.3 本文的研究目的在等级成团模型中，矮椭圆星系由于质量小，引力势阱浅，在漫长的演化过程中，星系中的气体应该早已从星系中逃逸。因而，理论上讲，矮椭圆星系应该早已不再具有气体，尤其是HI成分。但是随着观测技术的提高，人们发现存在一部分矮椭星系，它们不但具有气体成分，而且还有大量的HI存在。这些HI的来源便成为人们争论的焦点。有些理论认为，这些气体源于星系内部，它们可能是在矮星系刚刚形成时就存在的原初气体，并且一直保存在这个星系中，有可能是超新星爆发的产物，也有可能是由星系内部恒星碰撞并合释放出来的。这些观点存在不少问题，例如无论是超新星的爆
17、发还是恒星并合所释放出的HI，是否能够与观测相符。另外一些理论认为这些气体来源于星系外部，可能是与距离较近的其它大质量星系相互作用的产物。这种理论也有自身无法解释的现象，例如在相对孤立的环境中的矮椭星系中仍然发现存在HI成分。现在较为流行的一种观点认为，首次出现加中文 (dIrr)与中文(dE/dSph)有着共同的起源，因为它们都有很低的恒星形成率和很长的恒星形成持续时间，而不像早型星系与晚型星系的恒星形成持续时间有很大的差别。与此同时，气体在dE中的去除也不是由超新星爆发决定的，而与dE附近的存在大质量星系相关。Arimoto（2004）指出，矮椭星系的恒星形成持续时间与它和大质量星系的距离
18、相关，这进一步说明矮星系中气体的命运及矮星系本身的演化很大程度上由外界环境决定1。Blitz（2000）指出，冲压剥离和潮汐剥离都可以将气体从矮星系中去除，但是充压剥离更有效并能够将所有气体从矮星系中剥离2。越来越多的观测显示，越靠近星系团中心，即星系密度越大的地区，矮椭星系的气体就越少；而背离星系团中心方向上则有气体含量增加的趋势。为了能够更好地对HI来源进行解释，需要大量的矮椭星系中HI性质观测样本。本文的重点就在于总结并分析前人所有对矮椭星系中HI的观测，分类并给出一个尽量完备的样本，以便对HI起源理论提供更好的支持，并给出强有力的限定。同时，无论是否有近期的恒星形成过程发生，对HI的观
19、测都可以很好地解释本星系群中矮椭星系恒星形成历史的多样性。第二章 HI观测样本由于观测到的存在HI成分的矮椭星系样本数量较大，本文将这些矮椭星系依照所属的不同星系团分类，它们依次属于本星系团（包括本星系群和Centaurus星系群），Fornax团和Virgo团。2.1本星系团中的矮椭星系2.1.1 NGC185a) HI的观测NGC185的HI观测是通过美国国家射电天文台（NRAO）的甚大天线阵（VLA）进行的。1994年2月2日和2月4日，VLA以D模式（最大基线长为1km=4.5k）对NGC185进行了总共4.5小时的观测。而后，在1994年11月18日，再次以C模式对其进行了8小时的观
20、测。每隔40分钟对点源B2352+49进行一次观测，作为一个复杂增益校准器；同时每天对强源B0134+329进行一次观测，作为通带和流量密度的校准器。D模式的光谱分辨率为2.6kms-1,而C模式的光谱分辨率为1.3 kms-1。在和以D模式观测的数据合并之前，以C模式观测的数据被平滑至2.6 kms-1的分辨率。速度范围从-144到-165 kms-1和从-237到-257 kms-1被定义为没有谱线的范围。在合并数据时使用了AIPS包中的UVLIN任务，将连续辐射直接剔除。合成的数据被用来分别合成了低分辨率（72”64”，均方根误差为0.83mJy beam-1=0.11K），中分辨率（2
21、8”26”，均方根误差为0.54mJy beam-1=0.46K）和高分辨率（21”20”， 均方根误差为0.56mJy beam-1=0.78K）的HI图像。在距离为60060kpc处，21”=61pc。b) HI的大尺度性质NGC185的HI轮廓（图2.1）可以描述为一个中心在-2031 kms-1的高斯轮廓，其弥散为15.30.8kms-1。HI的速度与Bender等人在1991年测到的日心恒星速度为-2023 kms-1有很好的一致性，而与Held在1992年测得的-2178 kms-1则相差较大。图1？仅显示了NGC185在-140到-260 kms-1的速度范围，这是由于D模式的探
22、测范围是从-120到-350 kms-1，但是并没有探测到超出那个范围的HI辐射。图2.1： NGC185的总体HI轮廓高灵敏度，低分辨率的NGC185图像显示HI仅分布在几个角分的范围内，远远小于它的光学图像范围。NGC85中HI的柱密度为51018 cm-2时的最大范围是3.7=650pc；而NGC185的Holmberg半径是13，4倍于HI的范围。需要指出的是，尽管HI的分布只有几个角分的大小，但是对于VLA的D模式而言，如果那里的确有HI存在，它对HI的探测范围可以延伸到至少10个角分。c) HI的分布NGC185中的HI在28”(80pc)的分辨率下，显示为一个直径350pc的，中
23、心汇聚，并向北、东、东南几个方向延展的结构（图2.2）。由一个相对较高的分辨率测得的（60pc）NGC185中HI的柱密度的峰值为2.91020cm-2。尽管出现峰值的位置只距离星系的光学中心大约10”，HI却是不对称分布，而且向东北方向要比向西南方向延展得多。图2.2包括80颗由Lee，Freedman，和Madore于1993年证认的颜色较蓝的亮星，这些恒星都满足B-V0.6和绝对视星等-0.95。其中的一些恒星不在图2.2中HI的分布范围之内，但对于一个较低的分辨率，所有的恒星都处在相应的HI柱密度51018 cm-2的范围内。 d) HI的速度场NGC185中HI的速度场没有显示任何系
24、统性速度梯度的迹象（图2.3）。速度场由于复杂的不同速度的团块在空间中相互重叠而变得更为复杂。例如，一个穿过光学中心，对于南北方向很明显的20kms-1的速度梯度，主要是由速度分别是-180和-222kms-1的两个团块导致的。团块结构导致HI轮廓出现双峰特征，从而使在数值上分析的经过强度加权后的速度场变得没有意义。除了以上提到的两个团块的运动，在小于5kms-1的水平下，没有明确的证据显示NGC185具有系统性速度梯度。Bender（1991）21和Held（1992）22在距离星系光学中心100”的范围内，1.21.1 kms-1的水平上，都没有发现NGC185的恒星成分有围绕主轴和副轴的
25、旋转（位置角为50和140）。图2.2： NGC185的HI柱密度等高线图，叠加在窄带H+连续图像上。HI的分辨率是28”=81pc，如左下角图所示。HI的柱密度等高线从1.331019cm-2到2.471020cm-2，间隔为2.61019cm-2。黑色三角显示出由30m望远镜探测到的CO的位置。十字表示80颗1992年被Lee证认的B-V0.6，MV-0.95的亮蓝星。光学和射电图像通过9颗恒星在HST的导星星表中的位置合成在一起，误差小于1”。光学图像比图中所显示的范围要延展得多。图2.3： 叠加在HI柱密度等高图上的NGC185的HI速度场。速度场由强度加权的速度来表示。灰度图日心速度
26、范围从-220到-180kms-1。e) 小尺度HI结构和速度弥散图2.4是NGC185中HI的通道图像。可以看到两个主要的团块的速度分别为-176和-222kms-1，同时许多速度为-200kms-1左右的团块也能够被轻易的证认出来。团块在二维投影上靠得很紧密，所以积分HI密度具有一个平滑的中心峰结构。最主要的那些团块可以在速度场和多峰的HI谱线轮廓中被很容易的证认出来。例如，速度为-222 kms-1的那个团块就很明显，对应于图2.5中南边部分有一个很强的，窄而独立的谱峰。所以，要解决NGC185中HI的动力学特性和速度弥散，首先需要证认出绝大多数的团块并对它们逐个进行研究。表1列出了NG
27、C185的HI团块的拟合参数。表1. 估算出的NGC185中HI团块的特性a单位是小时，分，秒； b单位是度，角分，角秒根据表1第三列中的速度，可以估计出NGC185中最亮的几个团块的速度弥散是14kms-1，与测得的HI整体速度弥散15.30.8 kms-1很好地吻合。这个弥散略小于Bender在1991年测得的星系中恒星的22kms-1的速度弥散26。由于只有6个团块被证认出来，限制了团与团之间的速度弥散的精确度。图2.4： 多通道图像显示出NGC185的HI辐射结构。图像分辨率为21”。每个通道的日心速度在图中已经标出，两个十字标志出由30m望远镜探测到的CO的位置。等高线水平是以2=1
28、.1mJy beam-1=1.6K为单位。由于速度为-222 kms-1的那个团块是如此之亮，又很容易在空间和速度上将它从其它临近的团块中分离出来，因此对它的HI轮廓进行高斯拟合，以便进一步研究其特性。当观测分辨率为28”=80pc时，团块的两温度的峰值为7.1K，对应的HI柱密度的峰值是1.31020 cm-2。团块从东南方向的-224kms-1到西北方向的-219 kms-1显示出一个约为0.04km s-1pc-1的一个轻微的速度梯度。因为在每个速度的观测中，典型误差都小于0.5 km s-1，所以速度梯度的量级被很好的确定下来。对所有的单个轮廓，速度弥散都是在3到4 km s-1的范围
29、内变化。对谱峰处HI柱密度进行平均或者按照团块中HI的质量分布在大约100pc（解卷积后的源的体积）都可以得到HI的密度约为1cm-3。在研究年轻恒星对NGC185中HI介质的影响时，注意到在具有最高速度弥散的（15 km s-1）HI团块，也正是距离位于星系中心那些蓝色恒星的聚度最高的地方投影距离最近的团块，而且有可能团块的速度弥散会伴随着恒星风以及年轻大质量恒星的超新星爆发而进一步增加。当然，也有可能这仅仅是个巧合。在NGC185中，60pc的分辨率下，也没有能够找到膨胀的HI壳层及其它类似或有暗示性的结构。除了一种可能的解释，那就是整个HI分布就是一个膨胀/收缩的壳层，它在2的范围内以2
30、5 km s-1的速度同时膨胀/收缩。图2.5： HI轮廓位置（NGC185中心部分）图。速度范围从-144到-257km s-1。数据的分辨率是28”，HI轮廓的间隔是12”,强度标度为5MJy beam-1=4.3K。NGC185团块状的HI结构可以通过不规则、多峰的谱线轮廓看到。2.1.2 NGC205a) HI的观测NGC205的HI观测是分两部分进行的。1995年4月2日，VLA对其进行了7小时的D模式观测；1994年11月20日，还以C模式对其进行了观测4小时的观测。每35分钟对点源B0026+346进行一次观测，作为一个复杂增益校准器。两次观测的光谱分辨率都是1.3km-1，因而
31、对两组数据进行的等权合并。利用从-84到-175 km-1和-291到-342 km-1无谱线范围，将连续辐射剪除。首先生成的是一幅涵盖NGC205和M31的低分辨率图像（77”71”，在3.9 km-1的通道中的均方根噪音是0.80mJy beam-1=0.088K）。尽管NGC205与M31在空间上并不交叠，但M31的旁瓣辐射污染了整个图像。对图像的反卷积可以很大程度上（不是完全）消除M31的旁瓣造成的污染。在NGC205中，仍有一些大约1mJy beam-1水平上的污染在比-225km-1的速度更负的速度范围被保留了下来。NGC205低分辨率图像只显示了尺度小于6.5的致密的HI辐射。因
32、此，通过排除基线长小于800k的数据就可以在更高分辨率的图像中排除M31的干扰。中分辨率图像在一个1.3km-1的通道内的分辨率是24” 21”，它的均方根噪声为0.67mJy beam-1=0.80K；而高分辨率图像也是在同为1.3km-1的通道内的观测得到的，分辨率是17” 16”,它的均方根噪声为1.0mJy beam-1=2.2K。 NGC205的距离取为850100kpc(Saha等，199223；Mould等，198424)，即17”=70pc。图2.6： NGC205的总体HI轮廓b) HI的大尺度性质图2.6是利用低分辨率图像推导出的NGC205的总体HI轮廓。像前面提到的那样
33、，即使是最低分辨率的通道图像仍然可以看到在速度小于-225km-1的位置上存在M31的旁瓣导致的低程度的污染。这种污染可以被看作图2.6中基线上的波纹；但这仍要比之前Johnson和Gottesman（JG）在1983年的观测要好得多25。基于在通道图像中污染的程度，NGC205的HI总质量偏差不会超过15%。在对速度范围从-180km-1到-275km-1进行积分后，得到NGC205的HI总质量为2.5Jykm-1，即4.3105M。HI的质心速度是-2211 km-1，与Bender在1991年（-2413km-1）和Peterson以及Caldwell在1993年（-2441 km-1）
34、观测到的恒星速度相去甚远，其原因将在3.1.2-b中给出。M31的HI辐射在31019cm-2的水平上，一直延伸到距NGC205中心7=1.8kpc的位置。但是没有任何可以在速度和位置上平滑连接两个星系的结构存在，因而也不能证明这两个星系存在桥或潮汐尾的结构。NGC205中HI的速度大约是-220 km-1，而M31中距离NGC205最近的HI的速度是-280 km-1。而且，JG在观测中提到的位于00h37m15s,+4121(1950.0)，速度是-240 km-1的可能被推断为潮汐尾，进而说明NGC205与M31存在互扰的HI辐射，在1.6mJy beam-1(=2)的上限处仍没有被探测
35、到。因而有理由认为那个结构是一个人为的错误，事实上是M31中HI在这个速度范围上很强的旁瓣辐射。图2.7： NGC205的柱密度轮廓（等高线图）。叠加在一个窄带的H+连续辐射的图像上。HI的分辨率是23”=95pc，显示在图中左下角。HI柱密度等高线范围从21019 cm-2到3.81020 cm-2，间隔41019 cm-2。实心的三角形标志着30望远镜探测到CO的位置，空心的表示没有CO被探测到。十字表示9颗U-B0.14同时MU-3.06（Peletier, 199326）。五角星显示星系中心致密的蓝色星系核的位置。光学和射电图像利用APM星表中15颗星的位置叠加在一起，其精度好于1”。
36、这幅图片只显示了星系的中心部分，光学波段的图样要延展到图像范围以外。M31在东南方。c) HI的分布图2.7显示了NGC205在分辨率为23”时HI的分布状况。HI在NGC205中是一个被拉长并弯曲的结构，长900pc，宽300pc。HI分布大致与方向角为-15星系的主轴重合。HI在NGC205中的分布对应星系的光学中心是不对称的，以光学中心为原点，它向南方延展的距离大约是向北方延展的2倍。 HI的柱密度最大值位于NGC205光学中心南方1的地方。图2.7同时显示了9颗比较蓝的恒星的位置，它们都满足U-B0.14且 MU-3.06。d) HI的速度场图2.8显示了叠加在NGC205的柱密度轮廓
37、上的强度加权的速度场。有一个很明显的42 km-1的速度梯度存在于南北方向整个900pc的范围内。无论是强度加权的平均速度或者高斯拟合，都可以得到这个结果。Bender在1991年对沿着NGC205主轴方向（方向角-15）的恒星速度梯度进行了研究，但是一直到150”的范围以外，在1.50.8 km-1的速度上限内也没有发现速度的变化。沿着Bender观测时使用的狭缝的方向，HI从光学中心到东南方向110”处，具有在一个27 km-1的速度差，可以得到NGC205中观测到的HI的速度场与它的恒星成分不相吻合的结论。因而HI与那些恒星在动力学上是截然不同的。图2.8： 叠加在HI柱密度轮廓上的NG
38、C205的速度场。速度场被定义为强度加权后的平均速度。灰度范围从-250到-200 km-1。图2.8也澄清了NGC205中恒星与HI的速度差异的本质。尽管整个HI轮廓与星系的恒星速度有大约20 kms-1的偏差，HI的向星系的光学中心移动的速度大约为-240kms-1还是和NGC205中恒星成分的运动速度一致的。e) 小尺度HI结构和速度弥散图2.9是NGC205的HI的多通道图像。最显著的结果是NGC205中HI的分步成团性非常高。因为HI在NGC205中被拉得很长，绝大多数谱线轮廓又是简单的单峰结构，在HI的密度图中也可以看到很多这样的团块。其中七个最大的最亮的HI团块通过它们在多通道图
39、中的外貌而被证认。每个团块的积分HI光谱都做了高斯拟合，以便于确定它们的速度和速度弥散。团块的体积是通过积分每个团块的速度并利用二维椭圆高斯轮廓拟合出的相应图像得到的。由于具有很高的信噪比，所有的观测数据的空间分辨率都是23”。表2给出了NGC205种最亮的几个团块的座标，速度，速度弥散，HI质量和半径。原始误差在拟合速度和速度弥散的的过程中的变化范围从0.3到1kms-1。既然NGC205的速度场在几乎200”的范围内有一个很明显42 kms-1的梯度，那么在一个范围大于23”的束里面速度差会小于5kms-1。因此，即使是对最窄的谱线轮廓，尾瓣效应也会在一个小于10%的水平上影响轮廓的宽度。
40、这样HI的质量只能也精确到15-30%的水平。表2. 估算出的NGC185中HI团块的特性a单位是小时，分，秒b单位是度，角分，角秒自从NGC205中的年轻的大质量恒星的位置被确定后，人们就一直希望找到证据证明大质量恒星对中性氢分布有影响。这样的影响可能包括：具有强烈星风的大质量恒星周围的膨胀HI壳层；在大质量恒星周围，HI速度弥散不断增加；一个HI柱密度和当地大质量恒星位置的正相关或反相关的关系。在NGC205中，观测发现年轻恒星总的来说出现在HI分布区的南面或北面，而不是出现在HI柱密度最高的地方。没有强有力的证据证明年轻恒星与HI介质之间存在直接的影响关系。当然，在图2.7里面提到的年轻
41、恒星并不全是年轻的大质量恒星，只是因为它们拥有公布了的颜色（Peletier 1993; Gallagher&Mould 198127）。图2.9： NGC205的多通道HI辐射结构。图像的分辨率是23”。每个通道的日心速度都标在图上，两个十字表示发现CO（YL96b）的位置。等高线水平是以2=1.4mJy beam-1=1.6K。2.1.3 Andromeda III图2.10：左图是POSSII拍摄的And III的图像。右图是经过加处理后的POSSII图像。星系的形状通过这个处理过程变得更为明显。星系成员环状是由于中间存在一颗非常亮而饱和的恒星。每幅图的宽度都是17。北在上方，东在左方。
42、图2.11： And III中的LDS的速度积分HI辐射图。图的下方是对最低的那条等高线以内范围进行平均后的HI辐射谱。星系中心用中心有十字的圆圈标记。最低的等高线是1.5倍的速度积分亮温度的不确定度。等高线的间隔是第一条等高线到最强的等高线强度差的1/6。为了便于观察，光谱被平滑至4.1kms-1的分辨率。箭头标志光谱图的速度质心。在And III中探测到HI是有疑问的。很显然HI存在于LDS的图像中，一个由140望远镜拍摄的证认光谱也发现了在这个速度上具有一个低显著度的更弱的辐射存在。令人惊讶的是，虽然HI积分强度很弱，但随着减小的观测波束和延长的积分时间，探测的结果就偏向于这样的HI成分
43、确实存在。一个对于该星系光学波段的观测或者对LDS波束的更深的HI积分观测可以确认或推翻这个观测结论。1979年，Thuan和Martin用Arecibo对And III中心用4的波束进行观测，并没有发现HI的存在28。而事实上，对于许多矮球星系而言，HI并非直接汇聚在星系的中心周围，而是有些偏离。2.1.4 Andromeda V图2.12：左图是POSSII拍摄的And V的图像。右图是经过加处理后的POSSII图像。每幅图的宽度都是17。And V是个有趣的例子，不仅因为这个星系中含有HI成分，而且就是Wakker和van Woerden（1991）汇编的HVC36829。因而测得该星系
44、的视向速度与HI的视向速度相一致将是HVC与一个矮球星系成协的又一个强有力的证据。然而，如图2.14所示，HVC368距离HVC287很近，或被称为H联合体。后者具有205平方度的角范围，而速度与HVC368相似。Blitz等人（1999）指出H联合体处在比HVC368远40kpc的位置，但不算很远 30。这两块云具有大致相同的视向速度表明小的云块可能是从大的云块上碎裂下来的，因而与它前端的物体没有关系。在这种情况下，这样巧合发生的可能性比其它矮球星系的10-2的概率要大得多。对And V的光学波段速度测量可以很清楚地确定这片HI云是否与该星系相关联。图2.13：. And V中的LDS的速度
45、积分HI辐射图。（去句号）图2.14： And V延视向速度的HI分布。还不清楚HVC368是否是HVC287的一部份或者只是真正不相关的两个物体。在l=122,b=-21处的水滴状辐射源自M31的中的HI。2.1.5 DDO 210图2.15：SSS在UKST Blue (Bj) 波段上观测到的DDO210的图像。（去句号）图2.16：DDO 210中的LDS的速度积分HI辐射图。（去句号）星系中的HI辐射是由Lo，Sargent和Young（1993）利用VLA观测到的31。考虑到不同距离的选取改正之后，Blitz（2000）得到的HI质量2与Lo等人得到的质量相一致。然而，注意到在图2.
46、16中，在Lo的观测范围以外还有额外的HI辐射。这个相对较强的辐射位于l=35,b=-32，是一个具有和DDO 210相同速度的比较窄的成分。图2.16中低水平不连续HI辐射可能不是真实的，但是DDO210中的HI云的范围似乎比Lo在1993年的观测要大得多。2.1.6 Leo I图2.17：ESO DSS1拍到的Leo I的图像Leo I中存在一个很明显地HI云。这个云具有较大的速度弥散，而它的速度很靠近Leo I的速度，方向指向Leo I。但是线心速度的不确定度相对较大，而且谱线宽度中不可避免地掺杂了星系的速度。在图2.19中，左图是在整个HI谱线宽度上的亮温度分布图。作为检验，Blitz做了一幅同样区域的图，但是速度范围取的是星系光学速度10kms-1，如右图所示。这样的HI速度范围应该对应星系附近的位置，但是令人惊讶的是，在星系位置附近并没有直接看到HI存在。HI的整个速度范围更为延展，并存在于10-20平方度范围内。然而，由于HI的速度限制了它所处的位置应该是在星系的外围，所以好像所有的HI都和Leo I有着相当远的距离。更高分辨率的HI观测也许可以确定这些探测到的HI是否真的属于Leo I。1978年Knapp，Kerr和Bowers用Green Bank的91m的望远镜以10的波束对Leo I中的一个点进行了观测，但没有发现HI的