近鄰恒星形成星系的主序關系

李 力，郝彩娜，郭 蕊

（天津師范大學天體物理中心，天津 300387）

通過對各類深度多波段巡天項目所釋放的觀測數據進行大樣本統計分析可知，星系的顏色和形態等參數均呈現出雙峰分布[1-2]，據此可以把星系分為恒星形成星系和寧靜星系兩大類.相比于寧靜星系，恒星形成星系是一類富含氣體、正在進行恒星形成且包含大量年輕恒星的星系.恒星形成星系的恒星形成率SFR（star formation rate）與恒星質量M*（stellar mass）具有緊密的相關關系，稱為恒星形成星系的主序關系（main sequence）[3].這一恒星形成的主序關系從近鄰宇宙[4-6]一直到z～7的高紅移宇宙[7-15]都存在，因此主序關系已作為一項基本關系應用于星系形成與演化的模型檢驗中[9，16]，對理解星系形成與演化的物理過程具有極為重要的意義.

主序關系在對數空間下表示為具有一定彌散的線性關系lgSFR=algM*+b.描述主序關系的參數主要有斜率、截距和彌散，這些參數反映了星系形成與演化的物理[17-19]，并有隨紅移演化的趨勢.主序關系斜率表示不同恒星質量的星系具有不同的比恒星形成率（specific SFR=SFR/mass）.截距是主序關系在縱軸上的截距，反映了宇宙整體恒星形成活動的強度.在紅移0～2范圍內，主序關系的截距增加了近30倍[5]表明z=2時的宇宙恒星形成活動更劇烈，此結論與標準宇宙學模型描述的宇宙恒星形成歷史相吻合.除了觀測及測量方法造成的系統誤差外，主序關系的本征彌散（σMS）與星系的氣體質量分數[20-21]、星系所處環境[22-23]、星系間的相互作用和并合過程[24-25]以及星系形態[26-27]等有關，其值一般為±0.3 dex，且隨紅移的變化不明顯.主序關系參數的確定受到樣本選擇效應、SFR探針的選取以及塵埃消光改正方法等因素的影響，因此不同研究可能得出不同的主序關系參數[28].

由于近鄰宇宙觀測數據具有易獲得性，近十幾年來有關近鄰星系恒星形成主序的研究取得了一定進展.2004年，Brinchmann等[5]對斯隆數字巡天（Sloan digital sky survey，SDSS）觀測的數十萬近鄰星系進行研究，試圖給出星系各參數間的關系，其中包括星系SFR與M*的關系.Noeske等[3]研究了AEGIS（all wavelength extended groth strip international survey）中紅移范圍為0.2～0.7的2 905個恒星形成的星系，用Hα、紫外（UV）和紅外（IR）數據聯合探測星系的SFR，利用星系光譜能量分布（SED）擬合光學/紅外光譜得到星系恒星質量 M*，給出 SFR 和 M*的關系為 lgSFR=（0.67±0.08）lgM*-（6.19±0.78），并第1次將其稱為主序關系.同年的Elbaz等[4]使用SDSS第4次釋放的數據（SDSS DR4），以多波段測光數據進行SED擬合，計算星系M*，并以Hα作為SFR探針，得到紅移范圍為0.015～0.100的近鄰主序關系，其斜率為0.77.Salim等[6]以GALEX的UV測光數據示蹤GALEX和SDSS DR4中紅移范圍為0.005～0.200的105個近鄰恒星形成星系的SFR，所得主序關系斜率為0.65，彌散為0.3 dex.Whitaker等[29]以UV+IR示蹤SFR得到斜率為0.67、彌散為0.34 dex的z=0的主序關系.Guo等[30]選擇SDSS DR7的152 137個恒星形成星系，分別用Hα發射線和SED擬合的方法獲得星系的SFR和M*，擬合所得主序關系斜率為1.02，彌散為0.3 dex.

以上研究均采用UV或Hα發射線作為SFR探針.2種探針在示蹤恒星形成率方面各有利弊[31]，Hα比UV連續譜示蹤的恒星形成時標更短，更能體現正在進行的恒星形成活動強度，但獲取整個星系的Hα和用于消光改正的Hβ流量會耗費大量望遠鏡時間.目前已有的基于Hα進行的主序關系研究主要利用2"～3"的小孔徑光譜觀測數據，然后通過孔徑改正得到總流量.孔徑改正主要基于r波段寬波段輪廓與Hα發射線輪廓近似一致的假設[32]，但這一假設對有些星系可能并不成立.此外，對UV和Hα進行塵埃消光改正的方法也不相同.這些均可能造成由UV和Hα得到的主序關系不同.本研究為了解決這些問題，選取同時具有Hα、Hβ發射線和UV連續譜數據的星系樣本，用以比較這2種SFR探針對主序關系參數造成的影響，同時為了避免引入孔徑改正誤差，星系樣本來自積分光譜巡天.本研究SFR和M*的計算采用Kroupa初始質量函數（initial mass function，IMF），宇宙學參數為H0=70km·s-1·Mpc-1、Ωm=0.3和ΩΛ=0.7.

1 樣本選擇和數據處理

1.1 樣本選擇

1.1.1 Hα樣本

本研究樣本選自文獻[33]中的近鄰星系樣本.文獻[33]對417個近鄰（＜150 Mpc）星系進行了積分光譜測光巡天，光譜波長為360～390 nm.該巡天使用文獻[34]中的drift-scanning技術，用一個2.5"×200"的長縫在星系所在的矩形區域來回移動，移動范圍最暗達到星系面亮度為B25mag/arcsec2處.圖1為樣本星系NGC1084在g波段的光學圖像，其中的矩形孔徑就是drift-scanning掃描的星系范圍，由文獻[33]中給出的掃描參數確定.通過這項技術所得星系積分光譜包含星系發射線流量的80%，甚至100%，避免了孔徑改正帶來的誤差.文獻[33]同時還提供了這些星系的25、60和100 μm流量.

圖1 樣本星系NGC1084在g波段的光學圖像Fig.1 The g band image of NGC1084

本研究選取文獻[33]中近鄰星系樣本中的276個恒星形成星系作為樣本，研究近鄰恒星形成星系的主序關系.篩選恒星形成星系的條件包括能探測到Hα發射線和紅外波段流量，且Hβ發射線信噪比大于15（S/N＞15）[35].由于計算星系恒星形成率的Hα流量來自矩形孔徑內部，為了保證用于計算星系恒星質量的g和r波段流量也來自同一區域，使用SDSS DR12觀測的星系圖像對星系做矩形孔徑測光，用以計算星系恒星質量.SDSS是一個覆蓋全天1/4的大型巡天項目，其上搭載的2.5 m光學望遠鏡可以獲取天體u、g、r、i和z共5個波段的光學圖像.首先，將這276個星系的赤經和赤緯與SDSS DR12測光表交叉，得到219個星系，下載它們的g波段和r波段圖像，再根據文獻[33]中給出的drift scanning參數計算drift scanning掃描所得星系矩形孔徑4個頂點在圖像上的坐標.計算發現有些星系的孔徑坐標超出圖像范圍，表明星系不能完整顯示在SDSS圖像上，把這些星系從樣本中剔除，則g波段和r波段均對星系有完整覆蓋的樣本數為187個.此外，本研究限制了星系的恒星質量在108.5M⊙以上，最終得到星系樣本數為155.這155個星系包含Hα、Hβ發射線流量及25、60和100 μm紅外單色光流量信息.

1.1.2 UV樣本

Hao等[36]利用文獻[33]中的星系樣本與GALEX空間望遠鏡第4次釋放數據GR4（GALEX Data Release 4）交叉得到97個星系的遠紫外（FUV，中心波長152.8 nm）和近紫外（NUV，中心波長227.1 nm）流量，將這97個星系與本研究的Hα樣本交叉，得到包含FUV和NUV流量的55個星系的子樣本.

1.2 數據處理

1.2.1 光學波段圖像孔徑測光

使用天文數據處理軟件IRAF（image reduction and analysis facility）中的polyphot命令對155個星系進行矩形孔徑測光.SDSS DR12提供的星系圖像已經減過天光背景，因此可以直接對目標源進行測光.通過孔徑測光得到這些星系在g波段和r波段的流量Fν，并把流量轉換成AB星等系統下的視星等

根據文獻[33]給出的星系光度距離D，將視星等轉換成絕對星等

計算出視星等和絕對星等后，對其進行銀河系消光改正，消光值來自SDSS DR12.

1.2.2 星系的恒星質量

目前應用最廣泛的獲取星系恒星質量的方法是根據對SED的擬合模型得到星系恒星質量[37].但這一方法要求星系具有多波段測光數據.Bell等[38]指出，擬合 6個（SDSS的 u、g、r、i、z波段和 2MASS的 K 波段）波段數據所得星系恒星質量與只用SDSS的g、r兩波段所得星系恒星質量具有高度一致性，所以可用兩波段光學顏色計算星系的M*.本研究采用文獻[38]中由g-r顏色定標的計算星系M*的公式

式（3）中：M*/M⊙為以太陽質量為單位的星系的恒星質量；Mr，AB為 AB 星等系統下 r波段的絕對星等；（g-r）AB為AB星等系統下星系g波段和r波段的視星等之差，即g-r顏色；ar和br的取值分別為-0.306和1.097；-0.15代表恒星質量的計算采用Kroupa IMF.

1.2.3 星系的恒星形成率

以Hα發射線流量作為恒星形成率探針，首先用巴爾末減縮原理對Hα觀測流量做消光改正.定義由塵埃紅化引起的色余[39]

式（4）中：（fHα/fHβ）obs為觀測到的巴爾末線強比；（fHα/fHβ）int為本征巴爾末線強比；kλ≡Aλ/E（B-V）為消光曲線；kHα和kHβ分別為kλ在656.3 nm和486.1 nm處的值，采用文獻[40]給出的消光曲線，kHα=2.519，kHβ=3.663.對于HII區，可近似合理假設case B（光學厚）情況，在溫度T=104K和電子密度為Ne=104cm-3物理條件下，（fHα/fHβ）int=2.86[41].

Hα處的塵埃消光值為

改正后的真實流量和光度分別為

再由Kroupa IMF下恒星形成率與Hα光度的關系，計算得到星系的SFR[35]

對于UV子樣本，除去用Hα流量計算的SFR外，采用FUV流量計算其SFR.在計算SFR前，要對觀測所得FUV光度進行塵埃消光改正.Hao等[36]給出了2種估計塵埃消光的方法：一種基于能量守恒原理，利用TIR（total infrared）與FUV的光度之比；另一種則利用FUV-NUV顏色，即FUV和NUV波段的星等差.本研究分別利用這2種方法對FUV光度進行消光改正，并對結果進行比較.總紅外光度（total infrared luminosity，LTIR）改正FUV光度的經驗公式為

式（9）中：LTIR可根據文獻[42]由 25、60 和 100 μm 的紅外單色光流量估計得出，

式（10）中：[ζ1，ζ2，ζ3]=[2.403，-0.2454，1.6381]，ν和Lν分別為相應的單色紅外光的頻率和光度.

文獻[36]中還給出了用FUV-NUV顏色計算塵埃消光的經驗關系

再由式（6）和式（7）計算改正后的真實流量及光度.

根據文獻[36]中給出的用FUV光度計算所得SFR的系數，可知

2 結果與討論

2.1 Hα作為恒星形成率探針的主序關系（MSHα）

以用巴爾末減縮法做塵埃消光改正后的星系總Hα流量示蹤SFR，bisector方法擬合得到

圖2為本研究與其他近鄰恒星形成星系研究工作測量所得MSHα的比較圖，其中黑色點為本研究Hα樣本星系在主序關系圖中的位置，黑色實線是用bisector擬合的MSHα，虛線為本研究1σ彌散，紅色實線為文獻[30]擬合所得恒星形成星系MSHα，藍色實線為文獻[43]所得MSHα研究結果.文獻[30]和文獻[43]的研究結果均已轉換至與本研究相同的IMF和宇宙學參數下.本研究擬合主序關系的樣本數為155，主序關系斜率為1.130，與文獻[30]給出的1.020±0.001和文獻[43]的0.935 ±0.001一致.本研究的主序關系在3σ clipping后的1σ彌散為0.36dex，如圖2中虛線所示，高于其他研究結果（～0.3 dex），這可能是本研究星系樣本小造成的.

圖2 近鄰恒星形成星系MSHα測量結果比較Fig.2 Comparison of works of nearby star-forming galaxies MSHα

值得注意的是，文獻[30]采用文獻[32]的孔徑改正方法改正Hα光度，而文獻[43]是把文獻[44]通過CALIFA觀測的165個近鄰星系積分光譜所得孔徑改正經驗關系應用于SDSS Hα的孔徑改正.由圖2可以看出，此二項研究所得主序關系在本研究MSHα的1σ之內，表明現有的孔徑改正方法可以較好地還原星系總Hα光度.

2.2 FUV作為恒星形成率探針的主序關系（MSFUV）

本研究分別用LTIR和FUV-NUV改正子樣本的FUV光度，擬合得到

式（14）中：IRX為TIR與觀測所得FUV光度之比[36].

圖3為MSFUV,IRX和MSFUV,FUV-NUV的擬合圖.

圖3 MSFUV，IRX 和 MSFUV，FUV-NUV 的比較Fig.3 Comparison between MSFUV，IRXand MSFUV，FUV-NUV

根據文獻[36]的研究結果可知，用FUV-NUV顏色改正UV光度會受到恒星形成歷史等星系性質的影響，塵埃消光改正的不確定性比紅外改正的大2.5倍.整體來說，用FUV-NUV顏色改正UV消光不是理想的塵埃消光改正方法.但由圖3可知，MSFUV,FUV-NUV與MSFUV,IRX斜率差別小于1σ，兩者彌散基本相同，截距差別略大于1σ，并未體現出FUV-NUV在塵埃消光改正方面的明顯不足.由于用FUV-NUV改正UV光度不需要紅外數據，因此缺乏紅外數據的高紅移主序關系研究可以采用FUV-NUV顏色改正塵埃消光.

值得注意的是UV樣本星系的樣本數更少，但主序關系的彌散卻比Hα樣本略小.為了研究不同SFR探針對主序關系的影響，對UV子樣本采用Hα示蹤的SFR擬合主序關系

UV子樣本的MSHα擬合圖如圖4所示.圖4中斜率和截距與相同UV子樣本的MSFUV,IRX結果一致，彌散介于MSFUV,IRX和總樣本MSHα之間.

在高紅移（1.37＜z＜2.61）主序關系研究中，Shivaei等[45]對比了1 000個恒星形成星系的MSHα和MSUV，給出MSHα和MSUV的本征彌散分別為0.36 dex和0.30 dex.對于相同星系樣本，這2種SFR探針示蹤不同的恒星形成時標，因此基于UV和Hα得到的SFR或MS具有不同的彌散.星系形成模擬結果認為，對于具有典型并合歷史的大質量星系（z=0，Mhalo～1012M⊙），長恒星形成時標（100 Myr）下的SFR彌散比短恒星形成時標（10 Myr）下的小 0.03～0.10 dex[46-47].本研究中，相同樣本的MSUV彌散比MSHα小0.02 dex，示蹤不同恒星形成時標的2種SFR探針對主序關系彌散的影響不明顯.

圖5為本研究MSFUV,IRX與其他近鄰恒星形成星系研究工作測量所得MSUV的比較圖，圖中黑色點為本研究UV樣本星系在主序關系圖中的位置，實線為用bisector方法擬合的MSHα，虛線為本研究的1σ彌散，紅線和藍線分別為文獻[6]和文獻[29]用y vs.x方法擬合的恒星形成星系MSHα，研究結果均已轉換至與本研究相同的IMF和宇宙學參數下.

圖5 近鄰恒星形成星系MSUV測量結果比較Fig.5 Comparison of works of nearby star-forming galaxies MSUV

本研究主序關系斜率為1.07，高于文獻[6]的0.65和文獻[29]的0.7.主序關系1σ彌散為0.32 dex，與文獻[6]的0.3 dex和文獻[29]的0.34 dex一致.本研究的MSUV斜率明顯高于文獻[6]和文獻[29]，這主要是由于主序關系擬合方法不同造成的[45].值得注意的是，本研究的MSUV與MSHα結果一致，而文獻[45]對紅移1.37～2.61的恒星形成星系的研究也發現MSUV與MSHα基本一致.

3 結論

本研究將文獻[33]中的276個近鄰恒星形成星系與SDSSDR12交叉，限制星系的恒星質量在108.5M⊙以上，得到155個近鄰恒星形成星系.用文獻[33]提供的星系總Hα和Hβ流量計算消光改正后的星系恒星形成率，用SDSS DR12觀測的星系在g、r波段的圖像做孔徑測光計算星系恒星質量，得到主序關系lgSFRHα=（1.13±0.036）lg（M*/M⊙）-（11.14±0.358），與文獻[30]和文獻[43]的研究結果相符，彌散為0.36 dex，略大于典型主序關系彌散（～0.3 dex）.

此外，本研究將Hα星系樣本與文獻[36]中的97個星系交叉，得到55個既有Hα總流量又有紫外觀測數據的星系子樣本，由GALEX DR4觀測的星系FUV和NUV波段數據以及IRAS紅外波段數據計算星系恒星形成率，得到以下結果：

（1）對樣本數為55的紫外子樣本，分別用IRX和FUV-NUV對星系SFR作塵埃消光改正，得到主序關系 lgSFRFUV,IRX=（1.07±0.07）lg（M*/M⊙）-（10.47±0.66）和 lgSFRFUV,FUV-NUV=（0.99±0.06）lg（M*/M⊙）-（9.66±0.60），彌散分別為0.32和0.31 dex.FUV-NUV作塵埃消光所得主序關系未見明顯不足.因此，對于缺乏紅外數據的高紅移主序關系研究，使用FUV-NUV顏色改正塵埃消光可能不會引入更大彌散.

（2）對紫外子樣本以Hα作為SFR探針的主序關系 lgSFRHα=（1.08±0.07）lg（M*/M⊙）－（10.59±0.74），彌散為0.34 dex，與UV子樣本的MSFUV,IRX一致.

[1]STRATEVA I，KNAPP G R，NARAYANAN V K，et al.Color separation of galaxy types in the Sloan digital sky survey imaging data[J].Astronomical Journal，2001，122（4）：1861-1874.

[2]BALDRY I K，GLAZEBROOK K，BRINKMANN J，et al.Quantifying the bimodal color-magnitude distribution of galaxies[J].Astrophysical Journal，2004，600（2）：681-694.

[3]NOESKE K G，WEINER B J，FABER S M，et al.Star formation in AEGIS field galaxies since z=1.1：The dominance of gradually declining star formation，and the main sequence of star-forming galaxies[J].Astrophysical Journal，2007，660（1）：L43-L46.

[4]ELBAZ D，DADDI E，BORGNE D L，et al.The reversal of the star formation-density relation in the distant universe[J].Astronomy&Astrophysics，2007，468（1）：33-48.

[5]BRINCHMANN J，CHARLOT S，WHITE S D M，et al.The physical properties of star-forming galaxies in the low-redshift universe[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，2004，351（1）：1151-1179.

[6]SALIM S，RICH R M，CHARLOT S，et al.UV star formation rates in the local universe[J].Astrophysical Journal Supplement Series，2007，173（1）：267-292.

[7]PANNELLA M，CARILLI C L，DADDI E，et al.Star formation and dust obscuration at z～2：Galaxies at the dawn of downsizing[J].Astrophysical Journal，2009，698（2）：L116-L120.

[8]PENG Y J，LILLY S J，KOVAC K，et al.Mass and environment as drivers of galaxy evolution in SDSS and zCOSMOS and the origin of the Schechter function[J].Astrophysical Journal，2010，721（1）：193-221.

[9]RODIGHIERO G，CIMATTI A，GRUPPIONI C，et al.The first Herschel view o f the mass-SFR link in high-z galaxies[J].Astronomy&Astrophysics，2010，518：L25-L31.

[10]OLIVER S，FROST M，FARRAH D，et al.Specific star formation and the relation to stellar mass from 0＜z＜2 as seen in the far-infrared at 70 and 160 μm[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，2010，405（4）：2279-2294.

[11]KARIM A，SCHINNERER E，MARTINEZ-SANSIGRE A，et al.The star formation history of mass-selected galaxies in the COSMOS field[J].Astrophysical Journal，2011，730（2）：61-92.

[12]STARK D P，ELLIS R S，BUNKER A，et al.The evolutionary history of Lyman break galaxies between redshift 4 and 6：Observing successive generations of massive galaxies in formation[J].Astrophysical Journal，2009，697（2）：1493-1511.

[13]LEE K S，FERGUSON H C，WIKLIND T，et al.How do star-forming galaxies at z＞3 assemble their masses[J].Astrophysical Journal，2012，752（1）：66-87.

[14]PAPOVICH C，FINKELSTEIN S L，FERGUSON H C，et al.The rising star formation histories of distant galaxies and implications for gas accretion with time[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，2011，412（2）：1123-1136.

[15]REDDY N A，PETTINI M，STEIDEL C C，et al.The characteristic star formation histories of galaxies at redshifts z～2-7[J].Astrophysical Journal，2012，754（1）：25-56.

[16]BEHROOZI P S，WECHSLER R H，CONROY C，et al.The average star formation histories of galaxies in dark matter halos from z=0-8[J].Astrophysical Journal，2013，770（1）：57-93.

[17]DUTTON A A，VAN D B，FRANK C，et al.On the origin of the galaxy star-formation-rate sequence：Evolution and scatter[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，2010，405（3）：1690-1710.

[18]HOPKINS P F，YOUNGER J D，HAYWARD C C，et al.Mergers，active galactic nuclei and normal galaxies：Contributions to the distribution of star formation rates and infrared luminosity functions[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，2010，402（3）：1693-1713

[19]LEITNER S N.On the last 10 billion years of stellar mass growth in starforming galaxies[J].Astrophysical Journal，2012，745（2）：149-165.

[20]MAGDIS G E，DADDI E，BETHERMIN M，et al.The evolving interstellar medium of star-forming galaxies since z=2 as probed by their infrared spectral energy distributions[J].Astrophysical Journal，2012，760（1）：6-29.

[21]SAINTONGE A，TACCONI L J，FABELLO S，et al.The impact of interactions，bars，bulges，and active galactic nuclei on star formation efficiency in local massive galaxies[J].Astrophysical Journal，2012，758（2）：73-90.

[22]BLANTON M R，MOUSTAKAS J.Physical properties and environments ofnearbygalaxies[J].AnnualReviewofAstronomy&Astrophysics，2009，47（1）：159-210

[23]PATEL S G，KELSON D D，HOLDEN B P，et al.The star-formationrate-density relation at 0.6＜z＜0.9 and the role of star-forming galaxies[J].Astrophysical Journal，2011，735（1）：53-71.

[24]LOTZ J M，JONSSON P，COX T J，et al.Galaxy merger morphologies and time-scales from simulations of equal-mass gas-rich disc mergers[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，2008，391（3）：1137-1162

[25]JOGEE S，MILLER S H，PENNER K，et al.History of galaxy interactions and their impact on star formation over the last 7 Gyr from GEMS[J].Astrophysical Journal，2009，697（2）：1971-1992

[26]WUYTS S，FORSTER S N M，VAN DER WEL A，et al.Galaxy structure and mode of star formation in the SFR-Mass plane from z～2.5 to z～0.1[J].Astrophysical Journal，2011，742（2）：96-116.

[27]BELL E F，VAN DER WEL A，PAPOVICH C，et al.What turns galaxies off the different morphologies of star-forming and quiescent galaxies since z～2 from CANDELS[J].Astrophysical Journal，2012，753（2）：167-185.

[28]SPEAGLE J S，STEINHARDT C L，CAPAK P L，et al.A highly consistent framework for the evolution of the star-forming"main sequence"from z～0-6[J].Astrophysical Journal Supplement Series，2014，214（2）：15-67.

[29]WHITAKER K E，VAN DOKKUM P G，BRAMMER G，et al.The star formation mass sequence out to z=2.5[J].Astrophysical Journal Letters，2012，754（2）：L29-L35.

[30]GUO R，HAO C N，XIA X Y，et al.The role of major gas-rich mergers on the evolution of galaxies from the blue cloud to the red sequence[J].Astrophysical Journal，2016，826（1）：30-42.

[31]郝彩娜.河外星系中恒星形成率的測定[G]//“10 000個科學難題”天文學編委會.10 000個科學難題·天文學卷.北京：科學出版社，2010：568-570.HAO C N.Determination of star formation rates of galaxies[G]//“10 000 scientificpuzzles”AstronomyEditorialBoard.10000ScientificPuzzles·AstronomyVolume.Beijing：SciencePress，2010：568-570（inChinese）

[32]HOPKINS A M，MILLER C J，NICHOL R C，et al.Star formation rate indicatorsintheSloandigital sky survey[J].AstrophysicalJournal，2003，599（2）：971-991.

[33]MOUSTAKAS J，KENNICUTT R C.An integrated spectrophotometric survey of nearby star-forming galaxies[J].Astrophysical Journal Supplement Series，2006，164（1）：81-98（MK06）

[34]KENNICUTT R C.A spectrophotometric atlas of galaxies[J].Astrophysical Journal Supplement Series，1992，79（2）：255-284.

[35]KENNICUTT R C，HAO C N，CALZETTI D，et al.Dust-corrected star formation rates of galaxies.Ⅰ.Combinations of Hα and infrared tracers[J].Astrophysical Journal，2009，703（2）：1672-1695.

[36]HAO C N，KENNICUTT R C，JOHNSON B D，et al.Dust-corrected star formation rates of galaxies.Ⅱ.Combinations of ultraviolet and infrared tracers[J].Astrophysical Journal，2011，741（2）：124-146.

[37]KAUFFMANN G，HECKMAN T M，WHITE S D M，et al.Stellar masses and star formation histories for 105 galaxies from the Sloan digital sky survey[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，2003，341（1）：33-53.

[38]BELL E F，MCINTOSH D H，KATZ N，et al.The optical and near-infraredpropertiesofgalaxies.Ⅰ.Luminosityandstellarmassfunctions[J].Astrophysical Journal Supplement Series，2003，149（2）：289-312.

[39]MOUSTAKAS J，KENNICUTT R C，TREMONTI CHRISTY A，et al.Optical star formation rate indicators[J].Astrophysical Journal，2006，642（2）：775-796.

[40]O’DONNELL J E.Rnu-dependent optical and near-ultraviolet extinction[J].Astrophysical Journal，1994，422（1）：158-163.

[41]STOREY P J，HUMMER D G.Recombination line intensities for hydrogenic ions-Ⅳ.Total recombination coefficients and machine-readable tables for z=1 to 8[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，1995，272（1）：41-48.

[42]DALE D A，HELOU G.The infrared spectral energy distribution of normal star-forming galaxies：Calibration at far-infrared and submillimeterwavelengths[J].AstrophysicalJournal，2002，576（1）：159-168.

[43]DUARTE PUERTAS S，VILCHEZ J M，IGLESIAS-PARAMO J，et al.Aperturefree star formation rate of SDSS star-forming galaxies[J].Astronomy&Astrophysics，2016，in press.（arXiv：1611.07935）

[44]IGLESIAS-PíRAMO J，VíLCHEZ J M，ROSALES-ORTEGA F F，et al.Aperture effects on the oxygen abundance determinations from CALIFA data[J].Astrophysical Journal，2016，826（1）：71-97.

[45]SHIVAEI I，REDDY N A，SHAPLEY A E，et al.The MOSDEF Survey：Dissecting the star formation rate versus stellar mass relation using Hα and Hβ emission lines at z-2[J].Astrophysical Journal，2015，815（2）：98-110.

[46]HOPKINS P F，KERES D，O?ORBE J，et al.Galaxies on FIRE（Feedback In Realistic Environments）：Stellar feedback explains cosmologically inefficient star formation[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，2014，445（1）：581-603.

[47]DOMíNGUEZ A，SIANA B，BROOKS A M，et al.Consequences of bursty star formation on galaxy observables at high redshifts[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，2015，451（1）：839-848.