114星系天文學(xué)中科大z04系結(jié)構(gòu)和演化

1、§4.1 銀河系中的星際介質(zhì)一.銀河系內(nèi)除了約1000億顆恒星外，還分布著大量的星際彌漫物質(zhì)，總質(zhì)量約為銀河系質(zhì)量的百分之 幾。但分布并不均勻：按整個(gè)銀河系范圍來說約占35%，旋分可能達(dá)1015%。這類彌漫物質(zhì)的密度各處不一樣, 大致在10-2010-25 g/cm3的范圍內(nèi), 平均為10-23 g/ cm3。作為比較，恒星中密度最低的紅巨星的平均密度為10-8g/cm3（白矮星的平均密度高達(dá)108g/cm3），可見星際介質(zhì)十分稀薄。在零攝氏度和一個(gè)標(biāo)準(zhǔn)大氣壓下，地球表面的大 氣密度為0.00129g/cm3。星際物質(zhì)從成份來說可以分為氣體和塵埃兩種，但它們往往是混雜在一起的，在密度

2、高的地方星際彌漫云，又有亮和暗之分。除了云之外就是分布在星際云之間的連續(xù)介質(zhì)。亮從發(fā)光機(jī)制來說發(fā)射和反射兩種。發(fā)射因附近高光度恒星的輻射激發(fā)而發(fā)光，中間通常有一個(gè)或一群光譜型早于B1的高溫恒星。這些恒星有著豐富的紫外輻射，使氣體激發(fā)，從而產(chǎn)生光致電離而形成發(fā)射光譜，所以稱為發(fā)射。除大量的熾熱氣體外還包含有少量的塵埃物質(zhì)。 光能量主要集中于一些發(fā)射線，如Ha、Hb 和Hg 。反射的形狀同發(fā)射一樣也很不規(guī)則，其中的致發(fā)光恒星（照明星）大多晚于B1型,溫度不夠高，沒有足夠的紫外輻射能導(dǎo)致中氣體的熒光發(fā)射，只是云中塵埃粒反射恒星星光而被觀測(cè)到。有些同時(shí)具有發(fā)射混合型發(fā)射的明線光譜和反射。的吸收線光譜，

3、成為和反射（以至暗）的不同與它們本身的物質(zhì)性質(zhì)不大，而同它們?cè)阢y河系中的位置和照明星的溫度直接有關(guān)。平均來說，發(fā)射中氣體含量相對(duì)地較為豐富，而反射為豐富。中塵埃的含量相對(duì)地較圖4-3 玫瑰圖4-1 蛇夫座暗圖4-4 天鵝座網(wǎng)狀圖4-2 行星狀55二. 主要成份1某些恒星的光譜中發(fā)現(xiàn)有HI、Ca、Na、KI、TiII、CN、CH等固定吸收線，證明在星際空間對(duì)應(yīng)于這些原子或分子的星際云。用射電天文 認(rèn)出的星際分子已超過 50 種。證2星際氣體原子、分子、和離子，觀測(cè)表明，星際元素豐度與根據(jù)太陽、恒星和隕星得出的元素宇宙豐度相似，以氫為最多，氦次之，其他元素很少。根據(jù)主要元素氫原子的形式，星際氣體又

4、分為電離氫區(qū)（HII區(qū)）和中性氫區(qū)（HI區(qū)）。3. 星際塵埃是分散在星際氣體中的固態(tài)質(zhì)點(diǎn)，質(zhì)量約占星際物質(zhì)總質(zhì)量的10。組成星際塵埃的物質(zhì)可 能有：(i)水、氨、甲烷等的冰結(jié)物，(ii)二氧化硅、硅酸鎂、三氧化二鐵等礦物，(iii)石墨晶體，(iv)上述三種物質(zhì)的混合物。三. 星際物質(zhì)的探測(cè)應(yīng)該說迄今為止對(duì)星際物質(zhì)的了解還是很不夠，不過隨著觀測(cè)技術(shù)的發(fā)展，尤其是多波段觀測(cè)技術(shù)的不 斷成熟，對(duì)星際物質(zhì)的認(rèn)識(shí)正在不斷加深。1. 星光吸收。星際塵埃會(huì)吸收和散射星光，且對(duì)藍(lán)光比對(duì)紅光更厲害。星際氣體則不同，它會(huì)在恒星光譜 中形成明顯的吸收線，因此可以借助某些原子或離子造成的特征吸收線來探測(cè)星際氣體的。

5、特征吸收譜線的強(qiáng)度用等值寬度W 來表征。W 與視線方向致吸收原子數(shù)密度 N 間的對(duì)數(shù)為生長曲線，可用來確定 N。lgNlgW 稱2. X射線觀測(cè)。所有星系中都包含大量熾熱 (T>105K) 氣體,其中H和He完全被電離, 稱為等離子體，主要在極端紫外 (EUV)和X射線波段發(fā)出輻射，能量范圍為13.6100eV (EUV) 、0.11KeV（軟X）、110KeV（中X）、>10KeV（硬X）。3. 光學(xué)發(fā)射線。許多星系的可見光譜表現(xiàn)有明顯的發(fā)射線，它們通常是在受激星際氣體中形成的。熱星的輻射使周圍一定范圍的全部氫原子電離，這種HII區(qū)的 范圍稱為Strömgren球。發(fā)射

6、線還可用來研究 HII 區(qū)。末線系的Ha、Hb、Hg 以及常用的有氫線，若干金屬線，如N、O2、S2等。4. 射電觀測(cè)。射電波段觀測(cè)可以提供有關(guān) ISG 十分的分子, 像CO、CS有用的。如一些由多種核及HCN等很容易在毫米波段觀測(cè)到它們由自轉(zhuǎn)躍遷形成的譜線。對(duì)于像HII區(qū)這種比較稠密的電離氣體,通過觀測(cè)射電輻射來進(jìn)行研究?？蛇€有g(shù) 射線觀測(cè)及紅外觀測(cè)，后者對(duì)研其他探測(cè)究塵埃輻射十分有用。§4.2 星際消光及其形成機(jī)制一. 星際消光的概念星際消光是指光線在通過星際空間過程中光能量的減弱。恒星或其他遠(yuǎn)距天體的測(cè)光以至分光觀測(cè)在不同程 度上都要受星際消光的影響。所有的光度距離都必須作 消

7、光改正，而光度距離又是目前測(cè)定恒星距離的主要方 法。只有對(duì)消光效應(yīng)作了恰當(dāng)?shù)母恼蟛拍苤篮阈?真實(shí)的空間分布，從而了解銀河系的結(jié)構(gòu)。另一方面， 通過對(duì)星際消光的研究也可以了解產(chǎn)生消光的物質(zhì)在星際空間中的分布情況，以及它們的組成和星際消光是天文學(xué)中最難解決的問題之一。態(tài)。10早在18世紀(jì)，W×就已猜測(cè)星際空間可能充滿在1874年估計(jì)了認(rèn)為空間除了了引起恒星亮度減弱的介質(zhì)，星際消光的平均值。但在1930年以前有暗的地方外，其余地方幾乎是完全透明的。1930年，在研究疏散時(shí)找到了存在星際消光的確鑿證據(jù)。他測(cè)定了當(dāng)時(shí)已知的所有疏散的角直徑 d ，又通過CM圖與太陽鄰近恒星的相比較，求出距

8、離模數(shù) mM。再利用式M = m + 5 - 5lg r決定距離 r，然后由下式計(jì)算D = r sin d(4-1)的線直徑 D線直徑 D 隨距離 r計(jì)算結(jié)果出人意外，他發(fā)現(xiàn)的增大而增大，好像太陽恰好位于一種奇妙的位置上在它附近尺度最小，越遠(yuǎn)就越大。這一結(jié)論是令人難以相信的。但如作出更為自然的假設(shè)，認(rèn)為銀河系內(nèi)疏散無關(guān)，則上述大小大致相同，與離太陽遠(yuǎn)近線直徑 D 隨距離 r 而增加的現(xiàn)象就證據(jù)。因?yàn)槭?4-1)中沒有考慮是星際消光的星際消光的影響，而距離越遠(yuǎn)所受到的消光影響越厲害，按式(4-1)算得的未作消光改正的距離就比的實(shí)際距離大得越多，結(jié)果就造成 D 的計(jì)算值隨 r 而增大這一表觀現(xiàn)象。

9、特南散的工作肯定了星際消光的，考慮到疏高度集聚于銀道面兩旁，說明消光物質(zhì)主要分布在銀道面附近。此外，下列事實(shí)也證明了星際消光的：1. 恒星計(jì)數(shù)結(jié)果并不是完全透明的。2. 河外星系分布從格定理，表明星際空間隱帶，隱帶幾乎與銀道帶完全相符，銀道面附近星系甚少，隨銀緯的增加星系的密度也增大。這說明消光物質(zhì)的大尺度分布對(duì)稱于銀道面，且 隨銀面距的增大而減少。3. 遠(yuǎn)的恒星比同一光譜次型的得紅。4. 在許多河外星系的對(duì)稱面附近直接觀測(cè)到了消光物質(zhì)，這可以作為銀河系有消光物質(zhì)的旁證。二. 消光過程（消光機(jī)制）由星際物質(zhì)造成的消光作用可以有 3 種不同的過程：1. 固體微粒的直接遮光作用。2. 粒子或微粒的

10、散射作用。3. 原子、離子、分子或金屬微粒的吸收作用。因固體、微粒直接遮光作用造成的星際消光與波長無關(guān)，也改變恒星顏色，觀測(cè)表明這一部分只占星際總消光量中的一小部分。粒子的直徑越大，質(zhì)量由遮光造成的消光作用越小。對(duì)于散射過說，光輻射落在粒子或微粒上后便以粒子為中心引成輻射的次級(jí)散射波，這種次級(jí)波只有其中一小部分與原來的輻射有相同的方向而到達(dá)觀測(cè)者。因散射而損失的輻射量與致散射粒子的大小、形狀以及成份有關(guān)，也同入射輻射的波長有關(guān)，因而會(huì)使 恒星改變顏色。光線的吸收涉及到把入射的輻射轉(zhuǎn)變?yōu)橹挛展腆w微粒中或束縛的能量，如原子的吸收表現(xiàn)為在恒星光譜中出現(xiàn)Ca、Na等星際吸收線。但這種效應(yīng)對(duì)恒星視亮度

11、的影響甚微，在對(duì)視星等作統(tǒng)計(jì)研 究時(shí)，是不需要加以考慮的。綜上所述可知, 就目前討論的問題來說,天體視星等的星際消光效應(yīng)主要來自直徑約為10-5厘米的微粒的散射作用，其他因素只對(duì)一些天體物理研究有著重要作 用。1150三. 消光規(guī)律1消光系數(shù)厚度設(shè)星光在某點(diǎn)處的強(qiáng)度為E,，經(jīng)距離 dr 后強(qiáng)度的增量為 dE(dE <0) ，于是有(4-2)dE = -KEdr式中 K 為長度的消光系數(shù)，與介質(zhì)的組成、密度、物理?xiàng)l件以及輻射波段有關(guān)。rò引入光學(xué)厚度t (r,l,b) =K (r,l,b)dr0則式(4-2)變?yōu)?t (r ,l ,b)E = E0e2.長度消光值 a 與總消光

12、AA = A(r, l, b) = m - m0總消光引入a (r,l,b) = (2.5lg e)K (r,l,b)= 1.086K (r,l,b)以每 kpc 星等數(shù)為稱為于是有長度的消光值，。ròA = m - m0 =a(r,l,b) dr(4-3)0若 K 與位置無關(guān)，則有t (r,l,b) = Kra (r,l,b) = a = 1.086K A (r,l,b) = arüïýïþP = e-K這種情況下有時(shí)引入透明系數(shù)于是可以得到E = E e-Kr = E Pr00當(dāng) K = 0 時(shí)，P = 1，介質(zhì)完全透明 ；K =

13、 時(shí)，P = 0，介質(zhì)完全不透明。3. 星際消光的選擇性星際消光不僅使天體的視亮度減小，而且會(huì)改變天體的顏色，使星光變得偏紅，稱為選擇消光或星際紅化。這表明不同波長的光減弱的程度不同，K 、a 及 A都是波長l 的函數(shù)。l 越大減弱得越少, A 越小。由于不同的輻射所接收的輻射波段不同, 原就有必要研究消光與波長的則上說這可以通過觀測(cè)來加以解決。選擇兩顆物理性質(zhì)相同的恒星：一顆很消光的影響，比如近星,或位于高度透明的天區(qū)內(nèi)；另一顆受消光影響很厲害 ,比如一顆遠(yuǎn)星。通過觀測(cè), 在不同的單色波段i 上測(cè)定這兩顆星的視星等, 求得兩顆應(yīng)視星等之差m (i ) , 由m (i )隨 i 的變化規(guī)律可以

14、找出消光與波長的。研究表明，總消光與波長的A(l)l-a為a 值大致在1 4之間，比較接近于 1，具體數(shù)值隨波長而有所不同。目前認(rèn)為，除紫外區(qū)和紅外區(qū)外，總吸收正比于l-1 ，稱為l-1 定律。204星際消光對(duì)恒星光度距離的影響星際消光的直接結(jié)果是影響恒星的視星等。在不考慮星際消光時(shí)由式了星際消光后由式m = M + 5lg r'-5 求得的距離，與考慮m = M + 5lg r + A(r) - 5計(jì)算的距離不同，r' 稱為視距離，r 稱為真距離，它們間的是5lg r'= 5lg r + A(r)或r'= r ×100.2 A(r )當(dāng)消光物質(zhì)為均勻

15、分布時(shí)有5lg r'= 5lg r + arr'= r ×100.2arüïýïþ由于A(r)和 a 總是正值，所以永遠(yuǎn)有r > r。這表示不顧及消光改正時(shí)會(huì)導(dǎo)致距離的夸大。另一方面，當(dāng) 消光為已知時(shí)，可以把視距離換算成真距離，表 3-5對(duì)不同的 a 值給出了 r 與 r' 的。表4-1 真距離和視距離之間的四. 由恒星色余確定總吸收由式(4-3) 可得到A(l1 ) - A(l2 ) = m(l1 ) - m0 (l1 ) -m(l2 ) - m0 (l2 )= m(l1 ) - m (l2 ) -m0

16、 (l1 ) - m0 (l2 )= C - C0= El-l12引入量1A(l1 ) - A(l2 )g =f (l , l ) =其中f (l , l)12A(l )121稱為消光比率，可以導(dǎo)出A(l1 ) = g(4-4)El -l12因此，如果能定出 g 這個(gè)量，就可利用恒星色余確定總消光 A(l)，而無需事先知道恒星距離及消光物質(zhì)在視線方向的分布情況。不同波長的總消光都可寫成 式(4-4)的形式。如在UBV 測(cè)光系統(tǒng)中，對(duì)V 星等和 B星等有= g V EB -VüAVýA= gEþBB -VB研究表明，對(duì)于同一光度系統(tǒng)來說，不同天區(qū)方向和不同距離處 g

17、 值近似為一常量；而對(duì)不同的光度系統(tǒng) g 值是不同的。對(duì)于B-V 色余的V 星等，總消光 gV 的值平均為 3.1 ± 0.1 0.2，而g B 4.1。此外，在局部天區(qū) gV 值可能有顯著的增大。五. 計(jì)算星際消光的統(tǒng)計(jì)從動(dòng)力學(xué)角度看，銀河系消光物質(zhì)的分布不可能是均勻的，也有面對(duì)稱的扁有明確的邊界。如認(rèn)為銀河系是一個(gè)，其中的物質(zhì)向?qū)ΨQ面集中，則任何引力物質(zhì)的分布密度將隨著離開對(duì)稱面距離 Z 的增加而很快減小。因此可假設(shè)消光物質(zhì)的密度D(Z)和 銀面距 Z 有以下形式的-|Z |bD (Z ) = D e0其中D0表示銀道面內(nèi)太陽附近消光物質(zhì)的密度，表示 D(Z) 降低為 D0 /e

18、 時(shí)的 Z 值，稱為吸收標(biāo)高, D0 和為待定參數(shù)。25，銀面距 Z 和距離 r、銀緯 b 的Z = r sin b由此可以推得在距離 r、銀緯 b 處，天體的總消光值A(chǔ)(r, b)為容為ròA(r,b) =a(r,b) dr0-|r sin b|ròb=aedr(4-5)00-|r sin b|a bb=(1 - e 0| sin b |)上式為計(jì)算星際消光的平均公式，其中沒有考慮物質(zhì)分布的局部起伏。對(duì)于單個(gè)恒星最好利用色余等來決定總消光。但在缺乏必要的觀測(cè)資料時(shí)，也可以用式(4-5)來估算平均總消光。平均消光公式用于統(tǒng)計(jì)研究有它的合理性，因?yàn)樯婕暗酱蠓秶鷥?nèi) 的天體，物質(zhì)

19、分布的局部漲落對(duì)消光的作用變得不很重要，而式(4-5)則可給出很結(jié)果。六. 星際消光的形成機(jī)制根據(jù)銀河系中星際消光值的測(cè)定，以及觀測(cè)到的-1消光律，可以星際消光主要由10-410-5cm尺度的星際塵粒（而不是星際氣體）造成的。如塵粒尺度大于10-2 cm或更大, 則估算出的塵?？傎|(zhì)量將遠(yuǎn)大于銀河系質(zhì)量，而由消光對(duì)波長的選擇性可知塵大于10-4 cm。如塵粒小于10-6cm，如 10-610-粒7 cm，則消光規(guī)律應(yīng)與-4成正比，與事實(shí)不符。更小的也不符合觀測(cè)到的選擇性。星際氣體主要產(chǎn)生星際吸收線和21cm單色射電輻射。星際消光中只起到很小的作用。的散射在星際物質(zhì)分布是不均勻的，表現(xiàn)之一是有很大

20、的銀面，隱帶的也充分說明了這一點(diǎn)，觀測(cè)表明在| b | < 810°的帶中幾乎完全沒有河外星系。星際物質(zhì)的密度可以相差很大。星際氣體和塵埃的數(shù)密度在101103質(zhì)點(diǎn)/厘米3以上就成為星際云，云之間的密度則低到 0.1 質(zhì)點(diǎn)/厘米3。星際物質(zhì)比較集中的地方可能就是銀河系的旋臂。圖4-5 銀河系隱帶圖4-6 典型側(cè)向星系的消光物質(zhì)帶30§4.3 銀河系結(jié)構(gòu)概況一.銀河系旋渦結(jié)構(gòu)的證實(shí)早在1850年就有人懷疑銀河系是一個(gè)旋渦星系。1938年通過對(duì)太陽附近恒星分布的等密度面向離太陽約1kpc的研究發(fā)現(xiàn)，在向和反處各有一個(gè)恒星較密集的區(qū)域，如圖4-7所示。他認(rèn)為這可能表示銀河系

21、具有旋臂，太陽位于兩條旋臂之間。1944年從M31及其他一些旋渦星系的觀測(cè)發(fā)現(xiàn)星族 I 天體集中于旋臂之內(nèi)，而紅星和黃星（無論巨星或矮星）在臂中和臂間的分布大致是均勻的，所以為研究旋臂需研究熱巨星及塵埃、氣體的分布。圖4-7太陽周圍的恒星分布1950年代后人們開始用光學(xué)通過觀測(cè)熱巨星、夫拉葉星的HII區(qū)、年輕疏散、Be星以及分布來研究銀河系的旋臂，結(jié)果明顯發(fā)現(xiàn)三段被解釋為三條旋臂的部分，到太陽的矢徑與它們的交角大致相等, 約為70°, 各臂之間的距離約為1.52kpc。旋臂都位于銀道面上，而銀道面正是消光物質(zhì)最密集的地方，遠(yuǎn)的熱巨星根本無法觀測(cè)到，這給用光學(xué)研究旋臂結(jié)構(gòu)帶來很大。射電

22、天文學(xué)的建立為研究銀河系結(jié)構(gòu)提供了一種的工具。利用對(duì)中性氫的21cm射電輻射的研強(qiáng)究，發(fā)現(xiàn)銀河系內(nèi)中性氫分布是不均勻的，它們集中在一些區(qū)域中，這些區(qū)域很可能就是旋臂所在的向及其附近的21cm射電譜線的分析，地方。從得出了離3kpc 處還有一條既旋轉(zhuǎn)又由膨脹的旋臂，通常稱為 3千秒差距臂,膨脹臂，膨脹速度約為50km/s。又稱二. 太陽附近銀河系的旋渦結(jié)構(gòu)圖4-8表示太陽附近銀河系旋渦結(jié)構(gòu)示意圖,這是光學(xué) 觀測(cè)所得到的結(jié)果。太陽附近有3條旋臂，靠近向的是人馬臂，太陽則位于獵戶臂內(nèi)側(cè), 再往外是臂, 臂間距離約為1.6kpc。有人認(rèn)為獵戶臂與人馬臂交于一起，但因觀測(cè)資料限制這一點(diǎn)尚未確定。以上為主

23、旋臂。3kpc旋臂應(yīng)屬于內(nèi)部旋臂，與主旋臂沒有聯(lián)系，延伸在 l = - 40° 7°范圍內(nèi)。有人認(rèn)為銀河系很可能還有外部旋臂，但未有定論。圖4-8 早期由光學(xué)觀測(cè)得到的太陽附近銀河系的旋臂，圖中不同的符號(hào)表示不同的盤族天體35三. 銀河系總體結(jié)構(gòu)概況1基本狀況銀河系是一個(gè) Sb 或 Sc 型旋渦星系，總質(zhì)量約為1.4×1011M，其中以恒星形式出現(xiàn)的占90,由氣體和塵埃組成的星際物質(zhì)約占10%。絕對(duì)目視星等MV = -20.m5，有自轉(zhuǎn)，估計(jì)約為 100 130億年。銀河系距1kpc之外的銀盤為較差自轉(zhuǎn)。銀河系大部分恒星集中在銀盤內(nèi)，是銀河系的主體。銀盤中心部分隆

24、起而成球形，稱為核球，核球中心有一個(gè)范圍更小的致密區(qū)稱為銀核。銀盤外面是一個(gè)范圍廣大、近似球狀分布的系統(tǒng)，稱為銀暈。 銀暈之外可能有暗暈，形狀也大致呈球形。銀河系總體結(jié)構(gòu)側(cè)向示意圖2銀盤銀盤直徑約25kpc，以軸 對(duì)稱形式分布在核球周圍。銀盤中間厚外邊薄, 最中間部分厚度為2kpc，太陽附近銀盤厚度約為1kpc。銀河系總質(zhì)量的 85 90%在銀盤內(nèi)。盤內(nèi)有旋臂，是氣體、塵埃 和年輕恒星集中分布的地方， 主要是星族 I 天體。早期確認(rèn)的旋臂有臂、獵戶臂、人馬臂和3kpc臂，現(xiàn)在發(fā)現(xiàn)旋臂結(jié)構(gòu)頗為復(fù)雜。銀河系旋臂結(jié)構(gòu)示意圖3核球核球是銀河系中心的恒星密集區(qū),長軸4 5kpc，厚4kpc。核球中主要是

25、星族 II天體，如天琴RR 型變星，也有星族 I 天體，如M、K型巨星，近年還發(fā)現(xiàn)有分子云。核球愈近中心愈為密集。核球質(zhì)量約占銀河系總向的赤道坐標(biāo)為 (a1950，d1950) 質(zhì)量的5%。(17h42m29s, 28°59¢18²)。向觀測(cè)到有強(qiáng)射電源人馬A，結(jié)構(gòu)復(fù)雜，有5個(gè)以上子源，最強(qiáng)的兩個(gè)直徑分別為10pc和40pc，相距25pc。直徑 10pc 的子源中有一個(gè)直徑1.5pc的亮，稱為銀核，質(zhì)量約為幾百萬個(gè)M， 其中有1百萬個(gè)M以恒星的形式出現(xiàn)。除射電輻射外銀核還發(fā)出強(qiáng)的紅外和X射線輻射。4銀暈和暗暈包圍著銀盤的是一個(gè)由稀疏分布的恒星和星際物質(zhì)組 成的球狀

26、區(qū)域, 稱為銀暈。銀暈內(nèi)主要成份是球狀和貧金屬亞矮星，周期長于0d.4的天琴RR型變星及極高 速星，總稱為暈星族。觀測(cè)表明銀暈中沒有年輕的 O、B 型星和 HII區(qū)。銀暈中除恒星外還有少量的氣體。銀暈直徑可能在30kpc以上，質(zhì)量約為銀盤質(zhì)量的10%。在銀暈之外還著一個(gè)更大范圍的物質(zhì)分布區(qū)，稱為暗暈。暗暈的主要成分是暗物質(zhì)，呈球形，直徑可能 是銀暈的10倍，質(zhì)量可能是銀河系其他部分質(zhì)量總和的10倍，對(duì)此尚未有定論。5恒星和星際介質(zhì)銀河系中許多恒星都屬于某類較小的集團(tuán)，如雙星、。太陽附近主要由 B 型星組成的一聚星、個(gè)獨(dú)特的恒星系統(tǒng)稱為本星群。銀河系中的恒星又可以根據(jù)物理特性分為若干次系，而各次

27、系又可以按所狀態(tài)歸為扁平、中介、球狀 3包含恒星的分布和個(gè)子系中的一個(gè)，或者 5 個(gè)星族中的一個(gè)。銀河系內(nèi)還大量彌漫物質(zhì)，即氣體和塵埃，它們高度集中于銀盤對(duì)稱面近旁，離對(duì)稱面愈遠(yuǎn)。星際物質(zhì)中密度較大的地方便。星際物質(zhì)的化學(xué)成份與恒星大氣相近，主要是氫。塵埃的質(zhì)量約為氣體的1/10，是造成星際消光的主要。406太陽在銀河系中的地位太陽是星族I 恒星,位于獵戶臂內(nèi)側(cè)，距約 8kpc。太陽位于銀河系對(duì)稱面之北約為10pc,絕對(duì)目視星等M=+4m.83,光譜型G2。太陽以 220 km/s 的速度繞旋轉(zhuǎn)，公轉(zhuǎn)一周約 2.3億年。太陽附近空間物質(zhì)的總密度約為 0.3M/pc3。四. 核球1. 核球的和核

28、球方向集聚大量氣體塵埃，星際消光十分利害,對(duì)光學(xué)觀測(cè)非常不利。但塵埃分布高度不均性，在近的某些消光影響會(huì)比其他方向小得多，其中 (l, b) = (1o , - 3.9o ) 方向尤為重要，稱為Baade窗。對(duì)Baade窗核球內(nèi)88個(gè)K型巨星的光譜觀測(cè)發(fā)現(xiàn),Fe/H的分布范圍相當(dāng)廣，從 -1.25 到 0.5，平均值為 -0.25（圖4-9）。核球恒星和的分布研究，對(duì)于認(rèn)識(shí)銀河系在內(nèi)所有星系的結(jié)構(gòu)和形成都是的。圖4-988顆K型巨星的Fe/H分布2. 核球?qū)W核球恒星學(xué)的觀測(cè)必須在紅外或射電波段進(jìn)行，或者利用 Baade窗。Blum 等人利用CO譜線觀測(cè)發(fā)現(xiàn)，從距 r 160pc起，速度彌散度漸

29、而增大，最近中心處 =153 ± 17km/s。在r £ 2.3 pc之內(nèi)，系統(tǒng)性自轉(zhuǎn)，轉(zhuǎn)速 £15km/s，而從 r =核球2.3pc 處的70km/s增加到 r = 0.6pc 處的 125km/s。利用位于Baade窗中幾百個(gè)核球恒星的視向速度 觀測(cè)，所得到的結(jié)果是= 110 ± 10km/s 。另一條途徑是利用自行。如線速度為120km/s,則在= 8 kpc 處相應(yīng)的角速度為3.1mas/yr。Spaenhauer等R0人測(cè)量了 Baade 窗中429 顆恒星的自行，BV >1.4，的彌散度分別為 (3.2 ± 0.1, 2.8

30、結(jié)果發(fā)現(xiàn) ( , )± 0.1) mas/yr。見，視向速度和切向速度的彌散度大致相同，因此核球內(nèi)大致呈速度各向同性分布。453. 人馬A的精細(xì)結(jié)構(gòu)銀核位于射電源人馬A 中，通常用人馬A 中心處的一個(gè)非熱射電源人馬A*表征銀核。人馬A結(jié)構(gòu)很 復(fù)雜，其中主要的兩個(gè)子源為人馬A東 (40pc) 和人馬A西 (10pc) ，銀核人馬A*位于人馬A 西之中，直徑2.4 ±0.8AU。一個(gè)由分子物質(zhì)的環(huán)從人馬A*延伸約7pc, 稱為核分子環(huán)。在距人馬A* 0.04pc范圍內(nèi)有一個(gè)離，這個(gè)，核環(huán)物質(zhì)因的輻射而被電只能在紅外波段觀測(cè)，并表現(xiàn)為一團(tuán)密集的熱斑，溫度高達(dá)Teff = 2000

31、0K。如果這是一些年輕的超巨星，說明在大約107年前處曾經(jīng)爆發(fā)式地形成一批大質(zhì)量星。當(dāng)然，也可能是與其他恒星發(fā)生碰撞、出現(xiàn)質(zhì)量交換的結(jié)果, 因?yàn)閳F(tuán)中心數(shù)密度為 ³ 106/pc3(太陽附近為 £ 0.1/pc3),這種碰撞就有可能發(fā)生。人馬A*是一個(gè)變光非熱射電源，光度為£ 7 ´10 L,5» 2.6 ´106 M,這可能是一個(gè)大質(zhì)量黑洞，質(zhì)量相應(yīng)的史瓦西半徑僅為 2 ´107 pc。gaglaaclatictipclapnlaeneCircumnuclear disk and Mini-SpiralSgrA EastSg

32、rA West4. 關(guān)于核球的棒結(jié)構(gòu)長期以來，銀河系一直被認(rèn)為是一個(gè)普通旋渦星系，并1964年，為 Sb 或Sc（或Sbc）型星系。天文學(xué)家伏通過對(duì)銀河系內(nèi)區(qū)中性氫21cm射電輻射的觀測(cè)研究，首次提出銀河系可能是一個(gè)棒旋星系；之后，銀河系棒結(jié)構(gòu)為多種觀測(cè)證據(jù)所證實(shí)。嗣后他又，按他所提出的星法，銀河系應(yīng)屬于SAB(rs)bc型星系。系銀河系棒結(jié)構(gòu)的探測(cè)途徑主要有：i. 銀河系中心附近氣體的ii. 紅外面測(cè)光；iii. 用特定類別的恒星作為示蹤天體；iv. 恒星計(jì)數(shù)；v. 微引力透鏡效應(yīng)；學(xué)情況；vi. 恒星學(xué)。關(guān)于銀河系內(nèi)區(qū)棒結(jié)構(gòu)以后將作為專題來講述。50§4.4一.早期認(rèn)為銀盤僅有單

33、一成份，恒星密度隨銀面距 z的變化輪廓 v(z) 具有以下指數(shù)形式和銀暈v(z) = exp(-z / z0 )(4-6)式中 z0 為標(biāo)高，即 v 減小到1/e 倍時(shí)的銀面距。后來的研究表明，密度輪廓 v(z)與上式有明顯差異，圖4-10說明了這一點(diǎn)。密度輪廓 v(z) 可以用兩個(gè)指數(shù)律之和來很好地加以表示，其中一個(gè)分布的標(biāo)高為 z0 = 300pc， z £ 1200pc 恒星的密度分布主要由它確定；另一個(gè)分布的標(biāo)高 z0 = 1350pc。上述結(jié)論是由絕對(duì)星等M 45的恒星得出的。對(duì)于光度更低的恒星樣本，垂直密度輪廓同樣可以地用兩個(gè)指數(shù)分布和來表示，不過標(biāo)高為1350pc 的分

34、布表現(xiàn)為較弱，對(duì)于Mv遠(yuǎn)小于5 的恒星甚至不存在，因?yàn)檫@類恒星的密度輪廓不可能追蹤到離銀道面較遠(yuǎn)的地方。另一方面, 對(duì)于那些光度比 Mv = 3更高的恒星樣本，第一個(gè)標(biāo)高要比 z0 = 300pc 明顯地小，而且對(duì)于這些光度大圖4-10 絕對(duì)星等4 Mv 而短的恒星并不一定5 的主序星的空間密度與銀面距 z 的要求有第二個(gè)指數(shù)分布。垂直密度輪廓v(z)不能用單一指數(shù)分布來擬合可以有兩種物理解釋。第一種最簡單，銀河系只有單一盤，而v(z)是非指數(shù)分布。第二種更解釋是同時(shí)和成份為表現(xiàn)為指數(shù)分布。z而兩個(gè)小的地方，以主，z 大的地方，則以成份為主。但是沒有任何理由認(rèn)定盤的垂直輪廓應(yīng)該具有指數(shù)形式而不

35、是其他某種形式觀測(cè)得到的密度輪廓的非指數(shù)性質(zhì)難以要求把觀測(cè)到的盤分解為兩個(gè)盤，除非能證明兩個(gè)盤的恒星是兩類不同的恒星，它們具有不同的內(nèi)稟性質(zhì)（比如或），而且、的區(qū)分應(yīng)該與恒星的位置和速度無關(guān)。一項(xiàng)研究表明兩個(gè)盤確實(shí)恒星內(nèi)稟性質(zhì)上的差異， 低于 -0.4（參見圖大于10 Gyr，星4-11），而且兩者有不同的學(xué)性質(zhì)，如表4-2所示。圖4-11恒星在的差異星和和上表4-2星和星的特征速度 (km s -1 )< vj>s Rsjs z-6-36346121581839二銀暈銀暈主要由兩類天體組成：暈場星和球狀星。場星暈的光度比球狀系統(tǒng)光度幾乎高 2 個(gè)量級(jí)，但在太陽距處的面亮度卻很低（

36、 30mag / ²）。對(duì)于河外星系來說在同樣中心距處就無法加以研究，因此只能利用球狀究。系統(tǒng)與場星暈之間的來加以追蹤研551. 球狀系統(tǒng)約150個(gè)球狀在銀河系內(nèi)根據(jù)它們的。球狀系統(tǒng)可以分為兩個(gè)子系統(tǒng)。Fe/H- 0.8為富金屬子系, 稱為盤族球狀< -0.8是貧金屬子系，稱為暈族球狀或G團(tuán); Fe/H或 F團(tuán)。G與 F相比，空間分布上要扁平得多，轉(zhuǎn)動(dòng)得也比較快。暈族團(tuán)的數(shù)目比盤族團(tuán)多，大體上呈球狀分布，延伸范圍遠(yuǎn)至距 25kpc或更遠(yuǎn)。盤族團(tuán)的分布為扁平狀，扁平方向延伸范圍略大于5kpc，比暈族團(tuán)小得多，后者標(biāo)高1.1 ± 0.35kpc，與差不多。球狀兩者的數(shù)目不

37、大，分成兩個(gè)子系統(tǒng)后很難確定好學(xué)狀態(tài)，不過可以估計(jì)它們的平均轉(zhuǎn)動(dòng)速率與和特征速度彌散度，表4-3給出了目前的研究結(jié)果。顯然，暈族球的學(xué)狀態(tài)主要由隨機(jī)確定，自轉(zhuǎn)速度很小，而盤族則轉(zhuǎn)得快得多，從而呈現(xiàn)為扁平狀。如果取太陽隨銀河系轉(zhuǎn)動(dòng)速度-1vc (R0 ) = 220 km ，s則兩個(gè)子系相對(duì)于LSR的轉(zhuǎn)動(dòng)速為- 177 km s和-1- 27 km s。-1度分別為表4-3 兩類球狀的特征兩個(gè)球狀子系統(tǒng)有著基本相同的光度函數(shù)：æ(Mv - Mv ) ödN(4-7)Aexpç -÷ç÷2s 2dMèøv= -7.5,

38、 s = 1.25 。另外，球團(tuán)的光度與式中 Mv距或銀面距都不任何明顯的統(tǒng)計(jì)。鑒于只有 19 個(gè)盤族球團(tuán)取得較為準(zhǔn)確的資料，因而統(tǒng)計(jì)不確定性比較大。盡管如此，盤族球團(tuán)的平均現(xiàn)出相應(yīng)的表現(xiàn)為遞減。但是，暈族球團(tuán)卻沒有表梯度。另一方面，盤族球團(tuán)在Fe/H= - 0.5 附近有一個(gè)明顯的峰值，而暈族布要寬得多，最低可達(dá)Fe/H = - 2.6。Fe/H的分§4.5 銀河系模型建立合理的銀河系模型并用以解釋觀測(cè)資料，在天 體物理研究中有十分重要的作用。如可用來估計(jì)在給 定位置處，具有某種顏色和視星等的恒星的數(shù)目，等 等。(i) 太陽附近的銀河系局域參數(shù)Vc(R0)Oort常數(shù)物質(zhì)總密度氣體

39、總密度比220 km s-1(A, B) = (14.8,-12.4) km s-1 kpc-1St (R0) = 48 Mpc-3Sg(R0) = 5.5 Mpc-3B(R0) = 2.360(ii) 其他一些有關(guān)參數(shù) 8 kpc(3±0.5) kpc 16 pc（太陽到的距離測(cè)光標(biāo)長 Rd太陽到銀道面距離）1. 質(zhì)量模型質(zhì)量模型應(yīng)該對(duì)銀河系各個(gè)成分的特定密度分布作出說 明，計(jì)算這些成分的聯(lián)合引力場，對(duì)密度分布的參數(shù)進(jìn)行最優(yōu)化調(diào)整，以使模型的學(xué)預(yù)期值與一些觀測(cè)量相一致,如 Oort常數(shù)、太陽附近物質(zhì)的總面密度等。Dehnen 和 Binney的模型銀河系由核球、暈及 3 個(gè)及氣體盤

40、。對(duì)這5個(gè)成份盤組成，3個(gè)盤指恒星、分別給出密度分布函數(shù)，其中某些參數(shù)取固定值，如厚、, 如氣體盤標(biāo)長為恒星盤的2倍標(biāo)高；或給定某種等。然后利用一些觀測(cè)限制，如恒星端速度（因銀河系較差自轉(zhuǎn)造成的，從太陽位置所觀測(cè)到的天體視向速度）、Oort常數(shù)等，來確定模型中參數(shù)，這些參數(shù)有盤的標(biāo)長和面密度、核球標(biāo)準(zhǔn)化參數(shù)、暈的標(biāo)長等等。2. 恒星計(jì)數(shù)模型這類模型應(yīng)對(duì)銀河系內(nèi)每個(gè)點(diǎn)上恒星絕對(duì)星等的分 布作出正確的說明，或者說就全部 M（絕對(duì)星等）和x（位置）給出光度函數(shù)F(M, x)。在點(diǎn) x 附近 d 3x 體積中絕對(duì)星等范圍 (M+dM, M) 內(nèi)的恒星數(shù) dN 為dN = F(M , x)dM d 3

41、xBahcall和Soneira在1980年提出一種 F(M, x)，他們把銀河系分解成兩個(gè)成份，而每一成份有與位置無關(guān)的光度函數(shù)F(M)。不過，由于在點(diǎn) x 處兩個(gè)成份所貢獻(xiàn)的光度隨 x 而變化，因此總光度函數(shù)仍然與位置有關(guān)。3.學(xué)模型許多研究不僅與恒星的位置和視星等有關(guān)，還會(huì)涉及到恒星的自行或視向速度，故需要一種模型，其不,僅能從理論上恒星數(shù)密度與絕對(duì)星等的函數(shù)還要能對(duì)銀河系中每個(gè)點(diǎn)上的速度分布作出。這類模型中最簡單的一種是假設(shè)銀河系每一成份在每一點(diǎn)上的速度分布服從史瓦西分布，即三維正態(tài)分布。了在速度空間 v 點(diǎn)周圍體積 d 3v這種分布實(shí)際上速度 (v1, v2, v3)和速度彌散內(nèi)的恒

42、星有平均度 (s 1 ,s 2 ,s 3 ) ，這些參數(shù)都是位置 x 的函數(shù)。有人就曾用這類自行分布。學(xué)模型來亮星星表中某些恒星的4. 動(dòng)力學(xué)模型要一個(gè)正確的學(xué)模型實(shí)際上是極為的，這是因?yàn)樗俣仁负拖鄳?yīng)的彌散度，以及速度橢球的主軸取向都是位置的函數(shù)，再說史瓦西速度橢球假設(shè)也 只是對(duì)實(shí)際情況的一種近似。銀河系處于近似穩(wěn)態(tài)，那么 x 點(diǎn)上 v 值的如果變化必然與鄰近一點(diǎn) x 處的值有關(guān)，這是因?yàn)槟骋凰查g位于x 處的一些恒星在隨后某個(gè)時(shí)間會(huì)跑到 x 處去, 這意味著穩(wěn)態(tài)銀河系中的 v 和 會(huì)滿足一些微分方程,而在一個(gè)令人滿意的模型中這類微分方程應(yīng)當(dāng)成立。65如果有明確的辦法找到微分方程的解，那么在這一

43、過程中就會(huì)消去模型中的大部分參數(shù)，用這樣的模型來描述銀河系就更合理了，遺憾的是這一問題沒有很好得到解決。另一條概念上較為簡單的途徑是構(gòu)筑銀河系的 N 體模型。這條途徑的最大是如何選擇初始條件的問題，以從這些初始條件出發(fā)，N 體模型經(jīng)過弛豫過程達(dá)到目前銀河系的結(jié)構(gòu)。§4.6 形成和演化關(guān)于銀河系的演化史，雖然已有幾十年的研究，但迄今尚未得出一致的結(jié)論。因此，本節(jié)只能就銀河系如何演變?yōu)槟壳盃顟B(tài)的某些流行的觀點(diǎn)作概要的說明, 并對(duì)有關(guān)問題加以說明。一. 銀河系的形成圖像1. 有關(guān)銀河系形成的理論Eggen、Lynden-Bell 和 Sandage 在1962年完成的工作對(duì)銀河系形成這一領(lǐng)

44、域的研究具有重要影響。他們對(duì)模型中太陽附近恒星軌道作了研究，由此確定恒星的空間往往是一些貧速度，發(fā)現(xiàn)太陽附近的高速星，并且證實(shí)模型軌道的偏心率e、垂直振蕩能量 Ez 及角動(dòng)量 Lz 與恒星隨著e和 Ez 的增加以及 Lz 的減小，有關(guān),也減小。由此推論銀河系可能有一段劇烈活動(dòng)的歷史，或者大部分低中形成。恒星不可能在一個(gè)離心力支撐的盤根據(jù)上述觀測(cè)結(jié)果, ELS 提出了一種銀河系形成圖像;銀河系形成于一個(gè)大致呈球狀的自轉(zhuǎn)原星系云。最初云是貧金屬的，并處于下落狀態(tài)。在這個(gè)坍縮過程中云的自轉(zhuǎn)速度不斷增大，以保持角動(dòng)量守恒，大部分貧和暈族球團(tuán)就在這一過程中凝聚而成。目前觀測(cè)到的這類天體有很扁的軌道便是原

45、星系下落的直接結(jié)果。這個(gè)過程進(jìn)行得很快，所以球團(tuán)便有大致相同的。隨著坍縮過程的進(jìn)行，早期形成的大質(zhì)量恒星很快演化到晚期并產(chǎn)生超爆發(fā)，結(jié)果使云的增大。當(dāng)云半徑收縮到原有半徑的1/10時(shí)，云變成富金屬狀態(tài)，且變?yōu)楸馄綘?，成為一個(gè)由離心力支撐的盤。這時(shí)，盤開始形成，并保持這種結(jié)構(gòu)狀態(tài)一直到。1977年Searle等提出另一種不同的銀河系暈形成圖像，這一圖像的出發(fā)點(diǎn)是要合理解釋暈族球狀度分布范圍很寬，以及這種分布基本上與的金屬距無關(guān)的觀測(cè)事實(shí)。Searle認(rèn)為，銀暈是由大量質(zhì)量 108M的云碎片形成的，這些碎片彼此無關(guān)，它們地經(jīng)爆歷自身的演化過程。某塊碎片取決于超發(fā)把氣體全部出碎片之前在碎片內(nèi)發(fā)生的“

46、增豐”的次數(shù)。要是一次增豐對(duì)應(yīng)一個(gè)球團(tuán)的形成，那么每塊碎片必然只會(huì)經(jīng)歷為數(shù)不多的增豐，而不同碎片內(nèi)發(fā)生的增豐的次數(shù)不同，就必然造成各碎片最終會(huì)有顯著的差異。70膨脹宇宙框架下引力成團(tuán)的 N 體模擬對(duì)星系形成的圖像有很大的影響。模擬計(jì)算表明，恒星系統(tǒng)不斷并合支持了Searle并合形成銀而形成更大的系統(tǒng)，從而河系的圖像。盡管如此，銀河系決不可能簡單地通過現(xiàn)成恒星系統(tǒng)的并合而形成。無論暈如何形成，盤肯定不是通過這種方式形成的，和盤族球團(tuán)也不可能像最簡單并合圖景所設(shè)想的那樣會(huì)在銀河系外形成。再者，盡管核球的起源也很不確定，但核球的物質(zhì)很可能是以氣體而不是以恒星形式進(jìn)入銀河系，因?yàn)镋ggen等人的圖像強(qiáng)調(diào)的是恒星從已處于銀河系內(nèi)的氣體形成， 這一圖像描述了實(shí)際發(fā)生情況的一個(gè)重要方面。另一方面，并合或吸積