沃尔夫-拉叶星的恒星能够污染星系的星际介质?光谱积分结果字段

文摘

我们调查样本的空间分布的化学丰度低的金属丰度沃尔夫-拉叶星(WR)星系SDSS的选择。我们使用了积分域光谱技术在光学光谱范围(3700 - 6850)和pma CAHA 3.5米望远镜。空间分布的统计分析O / H和N / O,作为派生使用直接法或强硬参数一致,表明金属丰度均匀在5 6尺度分析对象的几个kpc的顺序。只有在对象WR404中发现的金属丰度梯度的方向表面亮度低的尾巴。相比之下,我们发现摄入过多的N / O在空间尺度上的成百上千的个人电脑相关或接近的位置或者说是4的6星系中恒星。我们排除可能的流动的原因,如缺乏金属的气体流入,本地污染通过分析mass-metallicity关系(MZR)和mass-nitrogen-to-oxygen关系(MNOR) WR星系SDSS的编目。

1。介绍

沃尔夫-拉叶星(WR)星系很明亮的恒星形成事件的发射光谱的广泛WR疙瘩(1]。光学范围的两个主要的疙瘩是蓝色的肿块,集中在一个波长的4650 a,产生的排放从NVN三世C三世/ C第四,和他二世,与WC和WN明星,微弱的红色肿块,居中5800年,生产主要由C三世和C四世,与WC明星有关。行弥补这些肿块起源于密集的恒星风从WR恒星金属喷射到星际介质(ISM)。

已知的或者说是星系的发现极大地增加了第一个(他2 - 10:2[]),不同的出版目录3- - - - - -6),直到WR星系的列表在斯隆数字巡天(SDSS) Brinchmann et al。7)与约570对象识别的综合光谱WR疙瘩。

有越来越多的证据表明,这类对象的最具挑战性的问题出现在星系金属丰度较低。虽然能够很好的证明,或者说是恒星的数量和强度较高的金属丰度(WR疙瘩更高的8),发现在一些低金属丰度的值H二世星系,如IZw18 [9),声称要远远高于那些人口综合预测模型(例如,(10])。

在其他重要的开放问题WR星系恒星周围的ISM的化学浓缩,或者说是星团。众所周知,有太多的N / O比中发现一些WR星云(例如,11- - - - - -13])和ISM的WR星系被稀释,或者说是特性(例如,,(14NGC5253], [15),其他H二世星系(16,17),而青豌豆星系,18])。Brinchmann et al。7)还表明,N / O比中值与电子战WR星系(Hβ)< 100 ~ 25%的过剩与SDSS的其他恒星星系。化学演化模型不能预测高N / O值在这些low-metallicity星系(19),至于的大部分N ISM的主要来源,因此,它的化学丰度并不取决于气体的金属丰度,和预期的N / O比闭盒模型有一个恒定值。然而,许多这些综合观测不允许我们适当涉及一些化学物种的过度或者说是内容。

调查问题等之间可能的联系的存在或者说是恒星和周围的ISM的化学污染,我们进行一个项目研究星系缺乏金属的车手的积分场光谱(IFS;(20.- - - - - -22])。综合观察,如长狭缝或纤维,可能无法关联WR特征的空间位置和分布的物理条件和化学丰度的ISM来自光学发射谱线。因此,一个二维电离物质的分析有助于我们更好地理解星系之间的相互作用巨大的人口和ISM恒星。例如,是否WR恒星有着重大贡献丰富波动的时间尺度年和high-ionization行(例如,他的形成二世4686)仍然是一个未解决的问题(例如,23,24])时,可以更精确地探测IFS应用到附近的星系(见[22])。

到目前为止,结果来自WR星系研究IFS指向不同的场景,根据本地或扩展N之间的相对位置和/或他浓缩和车手的位置(s)的恒星。Lopez-Sanchez et al。25]宣称发现当地N过多IC-10 WR排放有关。类似的结果是发现詹姆斯et al。26蓝色的紧凑的矮星系哈罗德11]。Monreal-Ibero et al。27]还发现在当地NGC5253山峰高N / O(参见[28]),但只有其中的一些相关WR排放;这可能表明之间的不同时间尺度的形成和驱逐的混合材料与周围的主义。类似的场景是发现Kehrig et al。22在Mrk178),三个检测WR集群中只有一个可以与过多的N和他有关。最后,在Perez-Montero et al。21),N的IFS的研究过多的对象Mrk930,还发现了WR星系,导致高的N / O值超过kpc尺度,仅限于观察WR星星的力量污染ISM在这些尺度,从而指向其他流体的过程影响这些星系的化学气体,如陨落的缺乏金属的气体(29日]。詹姆斯et al。30.)也提出了类似的场景的星系合并UM448 IFS的观测的结果。

在这项工作中,我们扩展low-metallicity WR星系研究的样本通过IFS由六个对象从WR星系目录中选择Brinchmann et al。7]。本文组织如下。节2我们描述观察到的或者说是星系,我们减少IFS观测和数据报告。节3,我们提出我们的结果,包括发射谱线地图和推导的氧和氮的化学丰度及其分布的观测领域的观点。我们还描述了测量WR疙瘩的观察到的星系。节4,我们将讨论我们的研究结果的化学污染ISM的上下文中WR恒星周围的主义。最后,我们总结我们的研究结果,提出我们的结论部分5。

2。数据采集和减少

2.1。对象选择和观察

我们获得了IFS数据样本的六从SDSS WR星系目录中选择的对象Brinchmann et al。7)以下三个标准:(i)星系应该与WR指数2 (SDSS的令人信服的WR特性谱)或3目录中(非常明确的功能),(2)主要的电离源应该由恒星形成派生使用诊断图基于强大的发射谱线(31日),和(3)星系应该氧气含量低于一半的太阳能值作为源自于直接法。这些标准是完成与另外两个观测条件:(i)大小小于pma的视野(FoV)的透镜阵列模式为了覆盖整个星系在一个单一的指向,(ii)所有对象可见CAHA天文台在指定日期在一个空气质量低于1.2。表中列出的六个目标或者说是星系1。列(1)目录的引用对象的名称Brinchmann et al。7]。(2)列显示每个星系的红移。列(3)和(4)为对象的坐标。列(5)给出了WR指数是由Brinchmann et al。7)、列(6)给其他名字,最后列(7)显示了观察日期。

与积分磁场数据获取单元(IFU)波茨坦多孔的分光光度计(pma)开发的Astrophysikalisches波茨坦研究所(32]。pma连着CAHA天文台的3.5米望远镜(西班牙)。pma摄谱仪配备256纤维耦合到一个透镜阵列。每个纤维的空间采样在天空中导致的视场收集被称为spaxels广场区域。

我们被授予服务模式运行在6月22日至25日晚,2009年(程序f09 - 3.5 - 27)。此外,我们继续我们的节目与额外的时间在10月11日,2009年作为副手的一部分运行新pma CCD。

期间观察拍摄于2009年6月,老的pma 2 k×2 k CCD,我们使用了V600光栅在两个单独的光谱范围:蓝色,光谱范围3700 - 5200(集中在4500年),和红色的(集中在6325年),提供的光谱范围5350年到6850年。星系WR057,用新的4 k×4 k pma CCD但具有相同的分辨率,我们能够覆盖整个光学光谱范围(3700 - 6850年)在一个使用相同的V600光栅。他们用数据光谱方向的2倍,产生的光谱分辨率1.6 /像素。数据获得nonphotometric条件下,看到之间的不同和。避免重大微分大气折射(DAR)影响,博览会都在空气质量1.2。为每一个星系,我们使用一个指向覆盖在所有情况下最激烈的恒星形成及其环境。观测恒星的光谱光度测量的标准,在第一次运行和PG1633WR057校准的观察中得到了第二个晚上通量校正。偏见帧、电弧接触(HgNe)和连续的光谱灯被科学曝光后的pma基线校准。

2.2。数据简化

观察到的所有对象的pma 2 k×2 k CCD,减少数据的第一步是通过R3D包(33]。我们使用了P3d工具(34)执行WR057的基本数据简化,用新的pma 2 k×4 k CCD。这个CCD读出在四个象限有稍微不同的收益35]。当时我们观察WR057 P3d是唯一的软件能够处理新的CCD的特点。

在修剪后,结合四象限WR057和偏见减法,预期的位置获得的光谱跟踪在continuum-lamp曝光之前每个目标。我们提取目标光谱通过添加在中央5像素的信号跟踪像素(即总对象光谱宽度)。曝光的HgNe弧灯后立即获得科学的风险敞口,光谱波长校准。

纤维具有不同的传输,可能取决于波长。continuum-lamp曝光被用来确定不同的传输fiber-to-fiber和获得规范化fiber-flat形象,包括波长依赖性。这一步是由运行FIBER-FLAT.PL脚本从R3D包。为了使均匀的反应所有的纤维,我们分裂的波长校准科学规范化纤维图像的平面(33]。然后删除宇宙射线,不同的暴露在相同的指向是组合使用IMCOMBINE常规IRAF (IRAF分布由国家光学天文台,这是由大学天文研究协会,Inc .)在与美国国家科学基金会)合作协议。通量校正使用IRAF执行任务标准,SENSFUNC,和校准。我们coadded中央纤维标准的恒星的光谱来创建一个一维谱,用于获得灵敏度函数。

减少光谱数据立方体中包含每个对象。

3所示。结果

3.1。线测量

提取一维光谱上的发射谱线通量测量每个spaxel使用高斯拟合当地连续体的位置。这个过程是通过使用一个自动程序基于IRAF任务SPLOT。那些线较低的信噪比(S / N)(例如,[O三世4363年]和[N二世]6584),结果从这个例程被眼睛检查和修改,如果有必要,重复使用手动测量。

邻连续每一行可以影响底层的人口可以抑制巴尔莫发射谱线的强度与恒星吸收翅膀(例如,36])。这对亮星吸收研究spaxels配件的组合合成光谱的单个恒星数量(SSP)库Bruzual和Charlot [37)和代码星光(星光项目支持巴西机构CNPq斗篷,和和France-Brazil斗篷/ Cofecub程序)(38,39]。拟合光谱后来减去从观察到的和残差的发射谱线强度与相应noncorrected比较值。这些对象的样本非常高的Hβ等效宽度(超过200 WR038 WR039和100年左右,WR057, WR404,和WR505), H的校正β波长可以忽略不计(小于1 A)。只有在WR266,电子战(Hβ)54,我们发现修正在电子战(4 Hβ)。这个对象,适当修正每个巴尔末线考虑根据最亮的spaxels SSP配件。

我们计算的通量统计错误,使用表达式(如[40]),代表一个噪声的标准差范围集中接近测量发射谱线,像素的数量用于测量的通量,电子战的等效宽度,然后呢是波长色散/像素。这个表达式考虑误差的连续性和光子计数统计发射谱线。错误的测量数据进行提取的一维光谱。为了减少错误一定的发射谱线和H之间的比率β,我们总是先把它的比例相对于最接近的氢发射线(即。Hα在[N二世),然后,我们使用相应的理论比例(即重整。,at the electron temperature derived in the integrated SDSS observations for each object) from Storey and Hummer [41]。我们检查这个温度的变化在仪器的视场中不引入错误理论比率大于那些与通量的发射谱线。

3.2。灭绝的校正,地图

对于每个光纤光谱,我们推导出其相应的红化系数,c (Hβ),使用加权适合巴尔莫减量的值来自Hα/小时β和Hγ/小时β与理论预期值的重组案例B层和悍马41)获得的电子密度和温度的综合SDSS DR-7光谱和运用法律灭绝由Cardelli et al。42)与。在所有情况下,均匀低红常数的值派生同意相同的价值观来源于相应SDSS的分析一维光谱。

发射谱线的通量为每个spaxel纠正了灭绝使用相应的c (Hβ)值。Hα发射谱线地图(连续减去和灭绝纠正)如图1。可以看到,整个光学观测视场包含范围我们的星系,这大多是非常紧凑,除了WR404,这提出了一个彗星与低亮度方面的尾巴向东北方向,和WR505礼物几节除了最亮的恒星形成的一个在西视场。

3.3。氧和氮的化学丰度

氧和氮的化学丰度研究的代表性样本的观察spaxels六WR星系使用不同方法如下解释。

最准确的方法来获得氧气含量,发射谱线对象的样本,是所谓的直接法,取决于两个星云氧发射谱线的相对强度氢复合发射谱线,如Hβ(即。[O二世)/小时β对啊⁺/小时⁺和[O三世)/小时β对啊^{2 +}/小时⁺),前面的电子温度的确定,通过auroral-to-nebular发射谱线之间的商,如[O三世4363]和[O三世]5007。例如,看到Perez-Montero et al。21]或Kehrig et al。22)这个过程的更多细节,如何计算低励电子温度获得低励离子丰度。该方法应用于SDSS DR7六所观察到的星系的光谱最亮的区域导致价值观的总氧含量,兼容低金属丰度的政权。由于SDSS光谱的光谱覆盖范围(3800 - 9100),[O二世)3727年WR038发射线没有检测到,WR057, WR505, [O二世]7319,7330使用相反,所述Kniazev et al。43]。的总丰度派生SDSS光谱表列出使用这种方法2。

关于pma IFS观察,直接法应用在WR039 spaxels只代表,[O三世)4363年发射谱线检测与可接受的S / N (2.5)。其他星系的样本,直接法只能应用在最亮的spaxels WR038 WR057, WR505和没有人在WR266 WR404。

因此,空间分析这些星系的化学性质是由强硬的手段方法。我们首先采取氮气参数(例如,44]),定义为[N之间的比率二世]6584和Hα。这个参数的优点是它不依赖于红也不与氧气流量校准的不确定性,是线性相关丰富太阳能金属丰度。相反,它有一个重要缺点当它用于扩展对象,这些研究工作通过IFS,因为它也不同励磁条件的函数(45]。我们验证的对象,这种方法可以应用于获得可靠的氧气充足的空间分布,通过绘制在图2N2参数之间的关系和[O二世]/ [O三世比率,追溯了星云的激发。可以看到,大多数扩展对象的样本,WR404 WR505,这两个发射谱线之间有明显的相关性比率。其他对象,它们之间没有明确的关系,WR057可能是个例外,但在这个对象,N2的空间变化是低于观测误差。因此,对于WR404和WR505星系,我们使用了强硬立场参数O3N2,首先引入的金属丰度校准器Alloin et al。46),这被定义为发射谱线比率[O三世5007年]和[N二世]6584。据几位作者,如Pettini和由此47]或Perez-Montero Contini [48),此参数不是有效的金属丰度很低对象(),但是,相反,对激励的依赖远低于在N2。根据价值观来源于SDSS光谱WR404和WR505意味着氧含量高于O3N2的下限,所以这个参数是用于这两个对象。

为了一致性之间的三种使用方法(直接法在WR039, N2 WR038参数,WR057,和WR266 O3N2 WR404和WR505),我们使用的校准Perez-Montero和Contini48N2和O3N2],与直接法一致。由此产生的氧气丰富的地图绘制在图6所观察到的星系3随着直方图分布丰度在那些spaxels有足够的S / N在所有的发射谱线()。

在nitrogen-to-oxygen比率(N / O),也可以使用直接法获得的N次方⁺/小时⁺比,然后推导使用近似N N / O⁺/ O⁺≈N / O(和之前一样,看到更多细节21,22]],但这种方法只能用于代表WR039 spaxels数量。其他五个星系,我们采取N2O2参数,定义为[N的比例二世6584]和[O二世]3727。这一比率的优点是它有一个单调线性关系与N / O和N2相反,它没有任何激励的依赖,因为它只取决于低激发发射谱线。在氧丰度的情况下,我们使用的经验校准N2O2 N / O Perez-Montero和Contini [48),这是符合直接法派生的化学丰度。由此产生的N / O的地图绘制在图6所观察到的星系4随着直方图分布丰度在那些spaxels有足够的S / N的所有涉及发射谱线。

3.4。空间化学均匀性

研究气体的化学成分在多大程度上可以被认为是均匀和给统计意义的O / H和N / O分布,我们使用过程中提供Perez-Montero et al。21)和精制Kehrig et al。22]。这种方法是基于一个假设,即某些属性可以被认为是在观察视场空间齐次如果满足两个条件:为相应的数据集(i)零假设(即。数据来自正态分布的人口)的Lilliefors测试(49)不能被拒绝在5%的显著性水平,(2)观察到的变化数据分布的单一的平均值可以解释为随机误差;即对应的高斯σ应降低或被认为是典型的不确定性的顺序的财产;我们是典型的不确定性加权样本方差的平方根。在表2,我们显示的结果统计分析总O / H和N / O。

Lilliefors测试的每个发行版进行线性的化学丰度值。相应的信心水平(值)表中列出2结果意味着和高斯σ的值高于0.05。否则,手段和标准偏差的分布。在这些情况下值大于0.05,第二个条件考虑均匀分布在所有情况下也满意。在所有发行版,一个强硬的方法被用来推导两个O / H和N / O,高斯的σ远低于与这些方法相关联的内在的不确定(0.3敏捷)。WR039,直接法,加权西格玛氧气丰富和N / O是0.2敏捷,也比一般的大(高斯配件。

4所示。讨论:WR恒星能够污染ISM的星系?

IFS的使用是基础研究的空间范围ISM扩展对象的化学性质。在这种情况下,这种技术的使用适当的统计工具允许我们探索化学的存在尺度O / H和N / O和联系这个地方污染WR恒星的位置,周围的恒星风丰富ISM的产品主序大质量恒星的核燃烧。

我们的统计方法点高度的同质性在O / H的视场研究星系,这几个kpc的尺度,WR404唯一的例外,找到可能的金属丰度梯度。这种空间变化的金属丰度从低价值星系的最亮的区域在SE略高值低的表面亮度的尾巴向西北。

空间分析的N / O值表明,只有WR057礼物的同质性的相对丰度的可能性不能排除。相比之下,所有的其他情况下,考虑一个均匀分布的条件假设N / O并不满足,作为高值的这一比率在特定位置的测量视场。

虽然WR蓝撞SDSS光谱探测的六个选定的星系,我们只发现pma观察的两个spaxels WR039星系。这些都是标有红色的十字架在图1。失踪的原因的深入分析检测碰撞的其他对象将在即将发表的论文中进行。图5显示了一个部分的频谱得到coadding排放从2 spaxels WR碰撞检测。撞在采用的光度测量距离,一旦撞被移除的发射谱线,(erg / s),与测量值一致的集成SDSS光谱(erg / s)。相比之下,撞在这两个spaxels等效宽度(一)远高于SDSS光谱(),正如所料,考虑到这一事实收集到的恒星连续在两个领域pma spaxels比在微弱SDSS纤维。

调查发现氮之间的可能联系过多和WR恒星的位置,我们确定直方图如图3和4可能的位置或者说是明星。WR039的情况,或者说是撞中检测出我们的IFS数据,绘制了相应的WR发射spaxels红酒吧。在其余的对象,我们选择了四个SDSS spaxels可能包含的纤维和主机的车手人口,我们绘制的直方图作为黑条。这个子集spaxels总是包括最亮的Hα在观察到的星系。最后,研究N污染的可能程度,我们也确定了12 spaxels围绕这四个位置的SDSS纤维布朗酒吧的直方图。在柱状图我们可以看到,也可以目视检查确认的N / O地图,氮过多紧密相关的位置采用在WR038 WR039, WR266, WR505,虽然他们之间没有一个完美的匹配。这是我们见的独特情况确定了WR发射WR039, N过多略流离失所WR肿块的位置。其他星系的N / O WR404不均匀,但在这种情况下,这可能是相关的金属丰度梯度尾巴在O / H的分析,发现没有直接关系的N过多和采用的位置检测。

获得的结果在这项工作中,我们发现当地氮过多(100年区域订单的pc WR肿块的位置)在4的6所观察到的星系的IFS有以下影响(我)WR恒星可能过多的氮的主要原因中观察到4的6所观察到的星系在空间尺度上检测到的几百秒差距的这些恒星的位置,不同的对象研究Perez-Montero et al。21),这种过剩是发现几个kpc的尺度。根据Molla大质量恒星的化学收益率和Terlevich50在图14中给出的Perez-Montero et al。21],电离星团的恒星质量的样本或者说是星系研究(他们所有人)可以产生一个N / O过剩在距离兼容的尺度N污染已经检测到通过IFS的工作。(2)当地N污染尚未观察到所有的研究对象在这工作和观察,它不显示一个完美的匹配与WR肿块的位置。虽然有必要考虑到有限的空间分辨率的观测,这种不匹配,可能是因为时间抵消WR恒星的生命周期之间的混合喷射物质主义。可能相对较高的位置N / O跟踪区域的车手明星在场。相比之下,检测到碰撞的位置跟踪正在进行的恒星形成区域。这个空间不匹配N过剩和弯角职位也被观察到其他附近的恒星形成对象研究通过光学IFS(如NGC5253, [27])。之间的时间偏移WR寿命和N混合支持的结果从其他作品基于IFS的数据,或者说是明星被报道,但是没有多余的N / O(例如,在这工作,WR057 WR404,和Mrk930 [21),或者在三分之二的WR集群中发现Mrk178 [22])。(3)当地的氮污染时发生均匀值找到丰富的氧气,这可能表明,氧气是没有明显出现在风驱逐WR明星在这个阶段。显然,这些风的性质(密度、速度等)支持的混合组件与周围温暖的主义。然而,预计混合后的氧气驱逐的最后阶段WR阶段以及随后O-rich新力爆炸有早期WR风的时间表比这长得多的时间(例如,51])。(iv)浓缩由于WR风之外的机制被认为是负责氮过剩在恒星形成星系。这是碰撞的情况下退激的O⁺在强烈的冲击与并购相关的(52)或其他流体的过程,如陨落的原始气体(29日),同时降低整体的金属丰度星系和恒星形成提振。这些流程可以在金属丰度在星系和恒星形成速率之间的关系。相反,这样的机制将没有任何影响的金属丰度比N和O (53]。一个非常合适的工具来识别这些过程,并区别于当地的污染,对于N弹射WR明星,同时分析恒星质量之间的关系和金属丰度(MZR)和N / O (MNOR)。这已经被Amorin et al。54)了解低金属丰度结合N / O比远远高于高原中的值图的O / H和N / O测量青豌豆星系。这些星系在工作的分析表明,这些对象有预期的N / O的质量,虽然他们有系统的金属丰度较低,即使WR明星已发现深陷其中一些吸收光谱(18]。

因此,WR星系,我们试着去理解他们的平均观察N / O过剩,据Brinchmann et al。7),做同样的分析。在图6显示了MZR SDSS的恒星星系,与它们的恒星质量从马克斯普朗克研究所编译Astrophysics-Johns霍普金斯大学(MPA-JHU)目录(可用http://www.mpa-garching.mpg.de/SDSS/)使用氮气和氧气含量,计算参数对发射谱线和S / N比2。坚实的红线,解释Perez-Montero et al。55),是一个二次适合恒星质量的中位数0.2敏捷的垃圾箱。黑色的点之间的匹配WR星系目录由Brinchmann et al。7)和所有其他恒星SDSS星系从MPA / JHU列表中选择。匹配的数量服从S / N判据和最小红移(),以避免严重的孔径影响恒星质量的测定,所述Perez-Montero et al。55,是254年。在右面板相同的图,显示了MNOR,计算使用N2S2参数的校准Perez-Montero和Contini48]。可以升值,相反青豌豆星系,星系的车手在与金属丰度平均协议预期的恒星质量,但相比之下,有更大的N / O比率,这可能只是在同一地区由当地污染值SDSS纤维和可能由于WR恒星的浓缩。

5。总结

在这项工作中,我们提出了3.5 CAHA-PMAS IFS的观察6缺乏金属的紧凑代为发布的星系从目录中选择Brinchmann et al。7在光学光谱范围3700 - 6850。我们的目标是研究WR恒星的存在之间的联系和N / O过剩与化学演化模型预测的值在这个金属丰度的政权。

我们推导出O / H和N / O使用直接法(即丰度比值。,with the determination of the electron temperature) or strong-line methods based on [N二世]6584年发射谱线,如氮气、O3N2 (O / H)和N2O2 (N / O) Perez-Montero和Contini[提供的校准48),与直接法一致。我们研究了同质性的空间分布的O / H和N / O使用相同的统计程序引入Perez-Montero et al。21和提高了Kehrig et al。22]。

我们的研究结果表明,在所有研究对象O / H可视为均匀尺度几个kpc的顺序,除了WR404, O / H的梯度是在同一方向的表面亮度低的尾巴。相比之下,N / O WR057只能被认为是均匀的。四的六个研究星系(WR038, WR039、WR266 WR505),我们发现恒星相关或接近的车手位置N多余的空间尺度上的顺序数成百上千的个人电脑。我们讨论了,根据模型提出的Perez-Montero et al。21)基于大质量恒星的产量Molla和Terlevich [50),N多余的长度尺度是一致的距离这些星系中的恒星簇可以提高气相N .另一方面,丰富的我们的分析MZR的MNOR WR SDSS WR目录的星系Brinchmann et al。7)不包括流体的影响,如缺乏金属的气体流入,N的更频繁的原因发现过剩SDSS星系的车手撞的检测。

基于收集的观察Centro Astronomico西班牙的阿雷曼(CAHA)甲基砷酸钙,联合经营的大毛皮Astronomie研究所和学院Astrofisica安达卢西亚(CSIC)。

承认

这项工作已经部分支持的项目aya2007 - 67965 c03 - 02和aya2010 - 21887 - c04 - 01的西班牙国家天文学和天体物理学的计划。作者非常感谢匿名裁判对他/她彻底修改摘要,帮助去改善它。

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