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【星系宇宙学】(原创)哈勃星系分类及星系形态演化和环境的关系

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发表于 2018-12-15 22:14 | 显示全部楼层 |阅读模式
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   前段时间转发了“星系和宇宙的大尺度结构”一文,弥补了这里星系宇宙学方面的不足(前几年转发过北天馆詹想的一篇),我的这篇“哈勃星系分类及星系形态演化和环境的关系”作为进一步补充,很有意义。该文是我精心打造的第四篇原创文章,前三篇中有两篇分别介绍是恒星演化及恒星内部动力学方程组的文章,另一篇是介绍玻尔原子模型、德布罗意物质波的文章。哈勃河外星系的发现和星系分类工作,是现代星系宇宙学的开端,也使星系宇宙学成为天文学的一个重要分支,开创了天文学的新纪元并成为引领。同时围绕星系宇宙学也诞生了许多分支,每个分支都成为现代天文学的主流。星系宇宙学的出现,使人们能在更高更远更博大的视野来中探索宇宙的形成和演化,这无论是在哲学还是物理学上,都具有重要的意义。哈勃在河外星系方面的开拓性工作,使他成为现代星系宇宙学的奠基人,他的宇宙膨胀的发现是二十世纪天文学上最重大的成就之一。

   星系形态演化和环境的关系,这章节花费了我很多时间和精力,标题的选定就想了很久,必须要和哈勃分类内容紧扣衔接。众多相关图片的搜寻、修改和大小调整就是不小的工作量。查找文献资料费时费力,筛选、核对、归纳、重编排,好在终于完成了。文中图片除来自文献资料外,部分来自网络。文章后面各类星系的性质图表从《普通天文学教程》中获取,在Word中制表成图。

参考文献

黄崧(南京大学、加州大学圣克鲁兹分校):《星系分类的变迁史》
胡中为(南京大学):《普通天文学教程》
方官文、孔旭等(中科大):大质量星系的尺度演化研究进展 《天文学进展》2016,(3)
潘治政(中科大):星系环境和星系质量对星系演化的影响  2013年
向守平、冯珑珑:《宇宙大尺度结构的形成》(2012年7月版)
党强强 、袁启荣:COSMOS天区星系团的BO效应 《南京师大学报:自然科学版》2013 , 36 (4)

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河外星系的发现、哈勃星系分类

      在银河系中有数千亿颗恒星,而宇宙中却有着为数更多的星系。20世纪初期,天文学家刚意识到星系是距离极其遥远,与银河相似的庞大恒星系统;对它们的了解也仅限于位置、亮度和相对速度,在那时去谈星系的形成和演化还只是妄想。但在之后的几十年中,随着望远镜技术的发展和光谱观测技术日新月异,天文学家们终于得以具体地测量不同星系内恒星的组成和运动规律。

      18世纪提出银河是庞大的恒星系统时,包括哲学家康德等一些人认为,星云可能是同类的恒星系统-“星系”,并比喻为海洋中的岛屿而称为“宇宙岛”(后人称之为河外星系或星系);另一些人认为,星云是银河系内的气体-尘埃云。两种看法都各有观测证据,争论长达170多年。特别是1920年4月26日,在美国史密松自然历史博物馆举行了一场著名的大辩论,就宇宙的尺度问题进行了探讨,这场辩论被称作“沙普利-柯蒂斯辩论”。主要围绕当时所谓的“旋涡星云”的本质问题,以及宇宙的尺度问题展开。当时在望远镜中观测到的那些被称作“旋涡星云”的模糊天体,到底是银河系内的弥漫星云还是位于银河系外和银河系层次一样的星系呢?双方的辩论各抒己见,相持不下,最终也未能得出明确的结论性意见(75年后,在同一地方,又举行了一场大辩论,这是天文学上的第二次大辩论。辩论的主题是,伽玛暴究竟是发生在银河系内还是银河系外,辩论双方最终也未能达成一致看法)。

      1923年,美国天文学家哈勃(Edwin Powell Hubble,1889年11月20日—1953年9月28日),利用威尔逊山天文台2.54米的胡克望远镜观测仙女星云,仙女星云的外缘被分解成一颗颗恒星。哈勃在其中辨认出了一些造父变星,利用周光关系,哈勃推算出它的距离远大于银河系的直径。至此,河外星系的存在被证实了,那场关于宇宙尺度问题的辩论至此画上了句号。不久哈勃又发现了距离银河系更远其它河外星系,原来在望远镜中呈现出一片片云雾状的天体,很多都是河外星系。

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美国天文学家哈勃(1889—1953年)

      随着很多星系相继被发现,望远镜下的星系也展现出了摄人心魄的多样性。更令人咋舌的是,我们肉眼所见的星系竟只是更为巨大的物理系统的冰山一角:大量我们尚不甚了解的暗物质在引力作用下坍缩成庞大的晕状结构,只有其中心聚集着一小团我们更熟悉的“普通物质”;而这其中又只有很少的一部分转化为恒星,成为我们肉眼所见的星系。这些巨大的天体见证了宇宙百亿年的历史,经历了难以想象的复杂物理过程。理解它们,也是许多天体物理学家毕生的追求。面对着这看似没有穷尽的难题,百年前,先驱们首先想到的恰是形态分类这个工具;而今天,星系形态背后的秘密依然在指引着天文学家们。

      优秀成熟的分类系统可以协助科学家把研究对象分门别类,纳入相互联系的模式中,梳理出背后的规律,有引导人思考背后物理联系的能力。1926年,美国天文学家艾德温·哈勃(Edwin Hubble)发表了一篇讨论星系分类的工作的文章。在这篇文章里,哈勃用更为简化的三分类系统(Sa, Sb, Sc)描述旋涡星系,哈勃的这项工作成为了现代星系分类研究的基石。

       哈勃的文章很精彩。在这篇50多页的长文中,哈勃在更广泛的意义上讨论了星系的分类。他把亮度分布高度集中,且无明显子结构的星系划分成为椭圆星系(用E表示),并用E0-E7的子类表示星系的椭圆程度。对于旋涡星系,他按照中心核球显著度,旋臂结构的紧致度和规则度将其分成了三类 (Sa-Sb-Sc),同时哈勃格外强调了在旋涡星系中心常见的棒状结构,对这些棒旋星系给出了一个与旋涡星系对应的平行分类(SBa-SBb-SBc)。各种“奇形怪状”的星系也被他收纳进了一个不规则星系(Irr)的分类。

      更有创见的是,哈勃还提出了透镜状星系(S0)的分类。他认为这类星系代表了没有旋涡结构,但有显著核球的盘星系。在当时的观测下,这类星系是否存在尚有争议,但正是这个大胆的分类让“音叉图”成为了可能。

     1936年哈勃的《星云世界》(The Realm of the Nebulae)一书出版,该书中写进了他做少许改进的星系分类系统,最终成为我们熟知的“哈勃序列”。书中引入的形如“音叉”(Tunning fork)的分类图示也成为经典。时至今日,天文学家依然在按照哈勃制定的法则称呼不同的星系。

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哈勃1926年文章里对“星云”类天体的分类。其中的星系分类的符号至今仍被广泛使用

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哈勃1936年《星云世界》一书中的“音叉图”星系分类

       哈勃的星系分类看似“粗犷”,但这恰是哈勃的聪明之处,这样才能让天文学家专注于星系结构的相似之处,而非纠结细节的差异。在这个形似“音叉”的系统里面,完全呈椭球状的椭圆星系在最左端,依椭圆程度构成一个小序列;从椭圆星系向右看,中心稠密恒星结构的重要性递减,恒星盘的贡献与盘上旋涡结构的显著性不断提高;普通旋涡星系和棒旋星系组成了“音叉”的两臂;而这两支旋涡星系又在透镜状星系处和椭圆星系的子序列交汇,一起勾勒出著名的“哈勃序列”。

       如今,随着天文学家们对不同星系内恒星的组成和运动规律更深刻的认识,“哈勃序列”展现出了更加诱人的一面。序列左侧的椭圆星系和透镜状星系质量往往更大,主要由垂老的恒星组成,这些杂乱运动着的恒星构成了主导星系的椭球状结构,星系内部气体严重缺乏,不再有新的恒星诞生。序列右端则是一番不同的景象,旋涡星系中的恒星主要分布于规则旋转的盘上,恒星更加年轻,生机勃勃的旋臂上常点缀着刚刚诞生的星团。椭圆星系多聚集在成员众多的星系团内部,而旋涡星系则分布在外围。

       星系分类方法是依据星系的共同点和差异点而将其归类的一种科学方法,也是从星系整体研究星系物理特性和演化规律的重要方法。正确的分类应能体现不同星系间的内在联系。1926年,哈勃率先建立了星系形态分类系统,以后不断完善,在20世纪50年代完成了著名的哈勃分类,一直沿用至今。他将星系分为三大类,即外观呈椭圆形(包括圆形)的椭圆星系”、带有“旋臂”的“旋涡星系”以及形态不规则的“不规则星系”。旋涡星系又分正常旋涡星系与棒旋星系两族,后者有棒状结构贯穿于星系的中心区域。后来又在椭圆星系和旋涡星系之间分出中介类型“透镜状星系”,其外观与旋涡星系相似但无旋臂。

       哈勃分类法因其直观、可行性强以及较为稳定而成为天文学家使用最广泛的一种星系分类法。此外尚有沃库勒系统、范登堡系统、摩根系统、阿姆巴楚米杨系统等。它们各以星系的不同物理特征作为分类判据,且彼此互有借鉴,故不乏大同小异之处。再者,星系尚可按质量从小到大依次分为矮星系、巨星系、超巨星系等类型。这些分类法在各种不同的研究课题中,都是将极为错综复杂的研究对象和观测事实纳入某种有序的系列,有力地促进了人们对星系起源与演化问题的探索。它们从星系整体上所进行的有序化研究,有利于人们全面而深刻地实现由现象到本质的认识过程,是行之有效而具有普遍意义的重要方法。

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哈勃分类

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哈勃序列


      哈勃序列是哈勃在1936年提出的星系分类,由于它的图形表示法很像音叉的形状,所以也称为哈勃音叉图

      哈勃音叉图"由左方的开始,椭圆星系是他的基础,依照外观的扁平程度从E0至E7。"E"代表是椭圆,数字是椭圆扁率的程度,从小到大分别用E0-E7表示。0是球形的,也可以当作是巨大的球状星团,7是像铁饼的形状,最扁平的。专业上的说法是以扁率的十分法中所占的乘数,例如,E7的椭圆星系扁率是0.7。

       在椭圆星系之后,图形分为二支,在上面的分支是旋涡星系,从S0开始,也称为透镜星系,"S"的意思是旋涡,"0"则表示没有旋臂,下标的数字表示盘面上因为尘埃的遮蔽会造成深刻的吸收条纹,影响到星系的外观。在这个分支上还有3种形式,都有旋悬臂的结构,"S"代表相同的意义,但后面跟随的小写字母则表示旋臂的状态。从"a"到"d"的涵义如下:

● Sa –旋臂紧缠且光滑,中心的核心明亮。
● Sb –旋臂比较明确,但比Sa的松散。
● Sc –旋臂比Sb更为宽松。
● Sd –旋臂非常宽大,而且比核心明亮。


       在下面的分支称为棒旋星系,代表的符号是"SB"。这个分支的星系以SB0开始,下标的数字表示表示短棒状结构的明确程度,在这个分支下的星系都以"SB"来标示,后随的字母也是表示短棒状结构的明确程度。他的范围是从"a"到"c",字母的涵义如下:

● SBa –有明亮的核心和紧缠的旋臂。
● SBb –旋臂比SBa更明确,但结构较松散。
● SBc –旋臂更加松散,而且中央的核心也较为黯淡。


     我们的银河系现在被认为是SBb的棒旋星系,在过去,则被归类为Sb,与巨大的仙女座大星系属于同一类。

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哈勃序列的音叉图

      与一般看法不同的是,星系的音叉图并不能表示星系的发展(演化),例如S0的星系不能分为两个分支,一支发展出正规的旋涡星系,另一支则发展成棒旋星系。换言之,旋涡星系或棒旋星系都不是由椭圆星系演化过来的。

星系的分类如下:

● 椭圆星系(E0-7):外观是椭圆形,恒星的分布是均匀的。数字代表星系的扁平程度,E0的椭圆星系外观几乎是圆形的,而E7则非常的扁平。数字只是代表这个星系出现在天空中的形状,与真实的几何形状无关。该分类法只限于从地球上所见的星系外形,原因是很难确定椭圆星系在空间中的角度。

● 透镜星系(S0和SB0):外观上是碟状的结构,中心的核球突起并向外投射光辉,但是没有旋臂的结构。

● 旋涡星系(Sa-d):中心有核球凸起,向外发散的盘面中有旋臂的结构。旋臂以核球为中心环绕着,最紧密的是Sa,依序逐渐松散(Sc和Sd),字母也代表着核球的光度逐渐减弱。

● 棒旋星系(SBa-d):与旋涡星系有着相似的分类,但是旋臂不是由核球伸展出来,而是由穿过核球的棒子末端伸展开来,好像是系在指挥棒末端的缎带。同样的由SBa到SBd也代表者旋臂逐渐松散与核心光度的转暗。

● 不规则星系:似乎有旋臂结构但被扭曲变形的是第一型(Irr I),不能归类至任何类型的就属于第二型(Irr II)。

哈勃序列是建立在由当时的望远镜所所拍摄的星系照片上。起初,他相信椭圆星系是早期的星系型态,然后可能转变成旋涡或棒旋星系。我们现在则认为该倒过来解释星系的发展。但是,早期的错误已经深植在天文学家的专业术语中,所以现在依然根据图中的位置,将左边的星系称为早型星系(Early-TypeGalaxies,ETGs)图右边的称为晚型星系(Late-TypeGalaxies,LTGs)

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哈勃音叉图和星系图像

更现代的观测提供了更多这些类型的讯息:

● 椭圆星系的气体和尘埃的含量较低,并且主要的恒星都是老年的恒星。
● 旋涡星系有丰富的气体和尘埃,并且老年和年轻的恒星大量的混杂在一起。
● 不规则星系几乎都是气体、尘埃和年轻的恒星。

由这些,天文学家建立了星系演化的理论,认为椭圆星系事实上是由旋涡星系彼此或和不规则星系碰撞后才产生的,那些被剥离的大量气体和尘埃就成为在随机轨道上运转的恒星。

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佛科留斯系统

佛科留斯系统是由哈勃序列发展出来并被广泛使用的星系分类法。佛科留斯系统保留了哈勃序列的基本分类,将星系分为椭圆星系、透镜星系、螺旋星系和不规则星系。佛科留斯为旋涡星系做了更精致的分类,补充了哈勃序列的不足。在哈勃的分类中主要是依据旋臂缠绕的松紧和棒状的结构两项特征;迪·佛科留斯则加上了第三项特性:内部的环。

● 旋臂:和哈勃原来的一样,旋涡星系的分类是以旋臂缠绕旋紧的程度来分类的。佛科留斯从哈勃音叉的节点延伸出新的分支和分类:
Sd (SBd) 散开、旋臂碎裂成独立的星云和星团,中心的核球非常微弱。
Sm (SBm) 外观看起来是不规则的,没有核球的结构。
Im  极度不规则的星系。

● 短棒:依据星系在核心区域有无出现短棒来区分。佛科留斯以SA来标示 (与哈勃序列的SB对应) 没有短棒的旋涡星系,他也允许中间形式的旋涡星系,即短棒不明显但确实有的,并标示为SAB。透镜星系也依据有无短棒标示为S0A或S0B,当标示为S0则是告诉我们不能确认有无短棒的结构 (通常是因为以侧面朝向地球而无法分辨)。

● 环圈:拥有类似环状结构的星系就会归为此类,并以(r)作为标示。没有环状结构的就以(s) 作为对应的标示,介于两这者之间的会标示为(rs)。星系的分类为s(没有环圈),r(有环圈),或rs(环圈不完整)。

因此,一个星系可以被分类为SAB(rs)c – Sc,意思是短棒不明显,环圈也不明确的旋涡星系。

通常,de Vaucouleurs系统在三度空间的图形中才能清楚的呈现(该系统可以视为三度空间的哈勃序列)。以X轴表示旋臂,短棒在Y轴,环圈是Z轴。对旋臂所作的横断面(例如:Sb)将显示在二度空间中的短棒(Y轴)和环圈(Z轴)的状态。

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范登堡的河外星系五类:超巨系、亮巨系、巨系、亚巨系和矮系。这五类分别以罗马字Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ表示。在这基础上,范登堡提出了河外星系的二元分类法,即是在哈勃类型的基础上再加上光度型。这种分类法与恒星的二元光谱分类法很类似。

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巨大的椭圆星系,ESO 325-G004。图片来源:维基百科

椭圆星系

在哈勃序列的左侧(在感觉上都是用绘图来显示)是椭圆星系。椭圆星系在照片上呈现的都是光滑、没有特征的光度分布和椭圆形的外观。它们以字母E,伴随着一个数字n来标示它们在天空中呈现的椭率。在习惯上,n是椭率的十分法中最接近的整数(n=10×e),而椭率的定义是e=1-(b/a) 每一个椭圆都有半长轴和半短轴,相对的长度分别是a和b 。在哈勃序列图中,椭率由左至右递增,接近圆形的椭圆星系(椭率为E0)在图的最左边。要注意的重点是,星系的椭率只是真实的三度空间在天球上的投影,与真实的形状只有间接的关系(例如,一个平坦的,像是铁饼形状的星系,如果从正面观察会是一个圆形,但以不同的倾斜角度观察就会成为不同椭率的椭圆)。在观测上,最扁平的椭圆星系椭率e=0.7(标示为E7)。这与真实的椭球体结构是一致的,而不仅是因为观测的角度所造成的椭率。
椭圆星系没有或仅有少量气体和尘埃,没有HII区,辐射大部分来自红巨星,缺乏热的亮恒星,颜色一般偏红,没有主导的绕轴自转。像群峰那样的成员星在各自轨道上绕中心转动,没有旋涡结构。很大的椭圆星系称为巨椭圆星系(gE,数量极少),小的称为矮椭圆星系(dE,占椭圆星系的绝大部分)。很多星系(约60%)是暗而不易见到的椭圆星系,尤其是矮椭圆星系。在已观测到的星系中,椭圆星系占20%。

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椭圆星系 NGC 4125  图片来源:维基百科

椭圆星系的例子有:M49、M59、M60(NGC4649)、M87(NGC4486)和NGC4125、NGC4486、NGC4479、NGC205。
M87 E0、M60 E1、M32 E2、M59 E3、M49 E4、M110 E6、NGC2564 E7

旋涡星系

在哈勃序列图右边的螺旋星系有两条平行的分支。旋涡星系有平坦的碟型和由恒星组成的旋臂结构,并且在中央有恒星聚集而凸起的核球。在全部的旋涡星系中,大约有20%是棒旋星系,它们的核球有突出的棒状结构,由中央的核心延伸而出,其末端则是旋臂开始之处。旋涡星系从亮的核球向外有两个或多个旋臂延展,旋臂由气体、尘埃和热的亮恒星组成。旋涡星系约占星系总数的20%,但由于它们亮而容易观测到,占已知星系的77%/。旋涡星系的旋臂中有大量的气体和尘埃,有众多的HII区。

在音叉图中,正规的旋涡星系是在上面的分支,以字母S来标示;在下端的分支是有短棒结构的旋涡星系,也称为棒旋星系,以字母SB标示。这两类旋涡星系都根据它们旋臂的结构再进一步的被细分。这些成员的细分是再增加一个小写字母,依序表示这些类型如下:

● Sa (SBa) –旋臂紧绕和平滑,有巨大与明亮的核心。
● Sb (SBb) –旋臂紧绕度的程度不如Sa(SBa),核心有些较暗淡。
● Sc (SBc) –旋臂松散,可以清楚的分辨星云和星团;核心更小也更暗淡。

哈勃序列的旋涡星系原先只细分出三项,热拉尔·佛科留斯加入了第四项:
● Sd (SBd) –旋臂非常松散,甚至残缺不全或不连续,大部分的亮度来自旋臂而不是核心。

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旋涡星系


虽然是更严谨的佛科留斯系统的一部分,Sd经常也被归类在哈勃序列中。基本的分类法也可以扩展使能做出更细腻的分类,例如介于两项之间的旋涡星系,可以使用两个小写字母来标示,像是Sbc就是形状介于Sb和Sc之间的旋涡星系。


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风车星系(M101/NGC 5457),在哈勃序列的类型为Scd旋涡星系

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我们的银河系,包含猎户座旋臂、人马座旋臂、英仙座旋臂、矩尺座旋臂,在银心有一个旋棒。我们的太阳在猎户座旋臂的内侧边缘。

我们的银河系已经被证实是棒旋星系,一般都被分类为SBb。但是,这样的分类仍有些不确定性,因为我们只是从一个方向观察我们的星系,而不知道从外部观测时会看到怎样的形状。

正规旋涡星系的例子有:M31、M47、M81、M104(阔边帽星系)、M51a(涡状星系)、NGC 300和NGC 772。

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棒旋星系

棒旋星系的例子有:M91、M95、NGC 1097、NGC 1300、NGC1365、NGC 1672、NGC 2536、NGC 2903。
Sa 代表星系M83,M100,NGC300,NGC4244
Sab 代表星系NGC2
Sb 代表星系M31,M63,M81,M104(草帽星系),NGC4622,NGC2787,ESO 498-G5
Sbc 代表星系NGC74
Sc 代表星系M51,M101,M33,NGC1232,NGC52
Scd 代表星系NGC60
Sd 代表星系NGC7793,NGC41
SBa 代表星系NGC4314,ESO 269-57
SBab 代表星系NGC53,NGC72
SBb 代表星系NGC1300
SBbc 代表星系NGC47,IC 1296,NGC64
SBc 代表星系NGC7741
SBcd 代表星系M108
SBd 代表星系NGC925

还有一些是介乎与正常的漩涡星系与棒旋星系之间一般用SAB表示此类星系。

透镜星系

在哈勃音叉的中间,两条旋涡星系的分支与椭圆星系交会之处,是介于中间的透镜星系,标示为S0或SB0。这一类星系有明亮的核球,类似前述的椭圆星系,但有延伸的碟状结构环绕着。不同于旋涡星系的是透镜星系的星系盘没有可看见的旋臂结构,也没有有意义的恒星形成活动。透镜星系已经用尽或丢失了大部分的星际物质,并且只有少量的恒星形成在进行中。结果是,它们以老化的恒星为主(像椭圆星系)。透镜星系的尘埃多数都只在接近核心的区域,也就是在核球的外观上只有微量的。星系核通常就是透镜星系主要的光源。正面对着的透镜星系与E0的椭圆星系很难区分,所以很多的分类是不确定的。当观察侧面时,有时可以看见凸出的尘埃带,会吸收来自星系盘的光线。

在哈勃序列分类刚被推出时,透镜星系还完全是被假设存在的星系。哈勃相信在极度平坦的椭圆星系和旋涡星系之间应该有一个中间的阶段。不久,观测上 (哈勃本人和其他的观测者) 就证实哈勃的想法是正确的,哈勃序列中的S0就被亚伦·山度基正式的加入了哈勃序列中。

透镜星系和旋涡星系曾经被合并在一起,统称为圆盘星系或盘星系

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NGC 5866 (纺锤星系),分类为S0a型

透镜星系的例子有:M85、M86、NGC 1316、NGC 2787、NGC 5866 (纺锤星系)、半人马座A(NGC5128)。

不规则星系

有些星系因为没有规律的结构 (既不是椭圆也不是碟状),形状不规则,因此未能归类在哈勃序列的分类中,就都归类为不规则星系。不规则星系含有各类恒星及HII区。不规则星系的数目很少,约占星系总数的3%。哈勃定义了两种不规则星系:

Irr I:星系的外观不对称,并且缺乏中央的核心或明显的旋涡结构;取代的是只有年轻的恒星各自集结成团。这类星系颜色偏蓝,不规则性是固有的。
Irr II:星系是平滑的,但是外观不对称,并且不能清楚的分辨出恒星或是恒星集团。这类星系的不规则性是由某种扰动引起的,列如星系核的爆发,星系之间的碰撞或相互作用。

还有第三种不规则星系是矮不规则星系(dIrrs或dI),是在哈勃超深太空探测中被发现的暗弱蓝星系(faint blue galaxies),它们也许只能代表局部(并且是最近的)的现象。这种类型的星系,现在被认为在了解星系的整体演化中是非常重要的环节,这些星系的金属含量较低,但气体的成分相对的偏高,并且被认为比较接近宇宙早期形成的星系。

de Vaucouleurs在扩展哈勃序列时,将Irr I星系称为麦哲伦型不规则星系。大小麦哲伦星系是银河系的两个卫星星系,在哈勃系列的分类中是Irr I。在发现有微弱的旋涡结构之后,de Vaucouleurs进一步将不规则星系Irr I分为大麦哲伦云类型和小麦哲伦云型。大麦哲伦云型会显示出一些旋涡的结构,小麦哲伦云型没有明显可分辨的结构。

在扩展后的哈勃序列中,像麦哲伦型的不规则星系通常安置在哈勃音叉的旋涡星系分支的末端。

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不规则星系

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大麦哲伦星系(LMC),是一个矮不规则星系

不规则星系的例子有:M82、NGC 1427A、大麦哲伦云、小麦哲伦云。

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不同的哈勃类型的星系的示例

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姿态万千的矮星系“动物园”。这里用几个例子展示了矮星系类群的几个重要子类:dE代表矮椭圆星系,这些星系形态规则,中心亮度集中,质量偏大;dIrr代表矮不规则星系,这些星系被气体和恒星形成主导,形态不对称;dSph代表矮椭球星系,这类星系是宇宙中最黯淡的星系,完全被暗物质主导,恒星质量只比球状星团略大;UCD代表极致密矮星系,这类常在星系团中发现的星系恒星分布极其致密,被老年恒星主导;BCD代表了蓝致密矮星系,这些星系是星系形成矮星系的极端代表,整个星系往往只有若干大质量恒星形成区主导;UDG代表极弥散矮星系,是近两年才被注意到的低面亮度星系类型。虽然这些星系的质量不大,但尺度和银河系相近。(M 101图片来自Panther天文台;NGC1427A,M60 UCD-1和IzW 18的图片来自哈勃空间望远镜;Fornax矮椭球星系的图片来自欧洲南方天文台;Dragonfly 44的图片来自凯克天文台)



 楼主| 发表于 2018-12-15 22:21 | 显示全部楼层
星系的一般性质

       光谱
       河外星系是很复杂的天体系统,它的光是它的各组成部分发出光的总和。因此,当我们把河外星系作为整体进行分光研究时,拍到的光谱是它所有组成部分的光谱的叠加。显然,组成部分不同,导致河外星系的光谱也不同。河外星系的组成与它的类型有关,所以,不同类型的累积光谱是不同的。椭圆星系的累积光谱型最晚,有钙和镁等重元素的深吸收线,大致相当于K型星光谱(椭圆星系的大部分光来自G和K型巨星和渐近巨星支AGB上的恒星)。从椭圆星系到不规则星系,累积光谱型越来越早。Irr型的累积光谱型同Sc型差不多,相当于A型或F型。不同类型的光谱的不同意味着它们的颜色也不同。从椭圆星系到不规则星系,色指数越来越小,就是说,椭圆星系最红,不规则星系最蓝。对旋涡星系来说,核球部分和旋臂部分的光谱和颜色有显著的不同:核球部分类似于椭圆星系,光谱型较晚,颜色较红,而旋臂部分的光谱型较早,颜色较蓝。

       星系的主要组成部分是恒星,累积光谱主要是类似于恒星的吸收光谱。但是,也有相当多的星系,光谱中除了吸收线外还有一些发射线。椭圆星系中有发射线的最少。从椭圆星系到不规则星系,有发射线的的星系所占的比例越来越大。对Sc系和Irr系来说,有发射线的大约甚至占绝大多数。少数特殊河外星系的光谱主要是发射线,吸收线很少,有的甚至完全没有吸收线。还有个别的河外星系只有连续光谱,至今没有看到任何谱线。

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椭圆星系(深黑色)、旋涡星系(中间色)、星暴星系(浅色)的光谱比较。在蓝端,早型星系的光谱迅速下降,而晚型星系的光谱则是缓慢下降。

       椭圆星系和旋涡星系的核球在光谱、色指数等方面很相似,说明它们的恒星组成很相似。相对说来,旋臂的光谱型较早,颜色较蓝,说明旋臂的恒星组成与核球的不一样。正是根据对银河系和河外星系的研究,德国天文学家巴德才提出了星族的概念。椭圆星系和旋涡星系的核球主要由星族Ⅱ组成;旋臂及不规则星系主要由星族Ⅰ组成。但是需要指出,每个星系,包括椭圆星系和不规则星系,决不是只包括一种星族的恒星。比如说,椭圆星系的光谱里常有一些重元素的谱线。这些谱线的强度表明,重元素的含量比极端星族Ⅱ恒星高。因此,椭圆星系也可能包含一些盘星族恒星。相反,不规则星系,也可能包含一些星族Ⅱ恒星,如大小麦哲伦云里发现了许多天琴座RR型变星和球状星团,这些都是极端星族Ⅱ的恒星。 许多星系的光谱中有类似于银河星云的发射线,说明它们有星际气体存在。中性氢21厘米谱线的观测也证实了这点。椭圆星系中有发射线的很少;另外,除了一个椭圆星系外,其余的迄今为止还没有观测到中性氢21厘米线。这些说明椭圆星系中没有气体或气体很少。但是,有一些椭圆星系的核心部分,观测到强的发射线,包括许多禁线,因此,在核心部分应该有气体存在。椭圆星系和不规则星系肯定有星际气体和尘埃。事实上,在一些较近的旋涡星系和不规则星系里,直接看到许多气体星云。观测表明,从Sa到Irr气体含量逐渐增加,Irr中气体的含量达 20%以上。气体和尘埃主要集中在对称面附近。在一些侧面对着我们的旋涡星系中,可以清楚看到尘埃的消光作用产生的吸收暗带。

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椭圆星系的积分光谱

通常不能直接看到大于20Mpc星系中单个恒星,即使在最近的椭圆星系中也只能观测AGB星和红巨星顶部的恒星。椭圆星系缺乏明亮的蓝星,最亮的恒星是红巨星和渐近巨星支(AGB)上的恒星,只能利用椭圆星系的积分光谱来研究星族特性。椭圆星系光谱有钙和镁等重元素的深吸收线,和K型星光谱类似。椭圆星系中的恒星和银河系核球中的恒星光谱相似,富含金属。上图中椭圆星系光谱显示出在4000埃处的跃变,金属元素吸收了许多短波长的光。


      绝对星等
      如果知道了河外星系的距离d,从观测得到的视星等m可以求得绝对星等M。

      绝对星等和视星等的关系为:

      m-M=5lgd-5+A+K。A和K是以星等为单位的消光因子和K改正因子。

      绝对星等M是个不可直接测量的量,如果认为所以样本星系的绝对星等大致相同,那么M可看作是常数。
这样,就可得到视星等-红移关系:
       5lgz=m+常数

      观测表明,河外星系的绝对星等弥散很大。其中椭圆星系的绝对星等弥散最大,最亮的可以亮至-22等,最暗的可以暗到-10等以下。旋涡星系和不规则星系的绝对星等相对说来弥散是较小。

       表面亮度
      河外星系是面光源,我们可以测量它的表面亮度I(r),研究表面亮度的变化规律。星系研究表面亮度是指在单位立体角内所接收到的星系的图像中辐射流量,其单位一般记作星等/角秒^2(mag/arcsec^2)。一般说来,物质密度越大,辐射就越强,光度在星系视面上的变化情况可以反映了物质分布的情况。对于给定的光度,星系越大亮度就越高。因此,研究亮度的变化规律,对搞清楚星系的结构是很有价值的,不同类型星系的表面亮度很不相同,椭圆星系的亮度、旋涡星系的亮度、透镜状星系的亮度等各有不同。 研究河外星系的恒星组成的最直接方法是尽可能地用大望远镜把星系分解为恒星。的确,在邻近的星系里观测到大量的各种类型的恒星,如OB星、中晚型超巨星、天琴座RR型变星、经典造父变星、新星、超新星、长周期变星等。也观测到许多疏散星团和球状星团。但是这种方法受到很大限制,因为,河外星系毕竟离我们太远了。即使对于较近的星系,也只能观测到它里面的高光度恒星。比如说,仙女座大星云,如果用5米望远镜观测,取它的极限星等为23等,也只能观测到绝对星等-1.4等的恒星,像太阳型矮星根本就观测不到。如果星系的距离超过几千万光年,即使里面有超新星爆发,我们也难以观测到(除了很亮的Ia型超新星外,它可以让我们观测到几亿到十几亿光年的星系)。一般说来,我们可以通过研究星系的光谱和颜色来研究星系的恒星组成。

      1948年,法国天文学家de Vaucouleurs 在对椭圆星系的表面亮度和距离关系进行研究时,发现巨椭圆星系的表面亮度和距离的关系可以很好的用距离的四分之一次方来拟合,并且得到椭圆星系的表面亮度和距离的关系为:

      I(R)=I(Re)exp{-7.67[(R/Re)^1/4 -1]}

      后来被称为de Vaucouleurs R^1/4定律,其中Re是有效半径,在有效半径之内星系的光度等于总光度的一半,I(Re)为有效表面亮度(距离星系中心一个有效半径处的星系表面亮度)。虽然 de Vaucouleurs R^1/4律 能很好的描述巨椭圆星系的表面亮度与距离的关系,但观测发现,很多椭圆星系的表面亮度偏离de Vaucouleurs R^1/4律。之后有人对该定律进行了修正,另外也有人提出自己的描述椭圆星系表面亮度的函数。Sersic提出的椭圆星系表面亮度轮廓曲线为:

      I(R)=I(Re)exp{-b[(R/Re)^1/n -1]}

      这个被称为Sersic R^1/n定律,式中b是常数,Re为星系有效半径,n为幂指数,不同的n值会有不同的亮度。最大和最亮的椭圆星系一般用较大的n值拟合;矮椭圆星系的面亮度接近于n=1的指数轮廓;n=4时,称为R^1/4律或de Vaucouleurs律,是该定律的一个特殊情况,它对明亮和中等亮的椭圆星系的面亮度是很好的描述。到九十年代又有人提出了用三角函数描述的更为复杂的形式。

      椭圆星系中心区域除比外围更亮外,颜色也比外更红,呈现颜色梯度,这个在九十年代初被大量的观测证实。后来人们发现了椭圆星系颜色梯度是和星系谱线强度相关一致的。此外,椭圆星系的光度和其中发光物质的速度弥散也有着紧密的联系,这个就是法贝尔-杰克逊关系(Faber-Jackson),这个关系可以用来测定椭圆星系的距离。

       星系的表面亮度在天文观测中有很重要的意义,星系是面光源,夜晚的天空并不是绝对的黑暗。拍摄中即使积分流量很高,但如果星系表面亮度很低,那么图像就会被天光背景噪声干扰甚至是淹没,得不到实效探测。这样的许多星系样本就会被遗漏,对星系光度函数的统计也会产生很大影响。


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光怪陆离的高红移星系世界。左图:哈勃空间望远镜的观测告诉我们,早在110亿年前,大质量的星系就已经演化出了哈勃序列的雏形,各个哈勃序列主要分类都能找到对应;右图:与此同时,还有大量的星系处于迅速演化的过程中,这些星系形态各异,往往无法按照哈勃序列进行分类。(图片均来自哈勃空间望远镜的观测)

 楼主| 发表于 2018-12-15 22:34 | 显示全部楼层
星系形态演化和环境的关系

      星系不是孤立存在的,是彼此相互联系的,星系存在于星系群和星系团中,星系的成长演化跟环境有很大关系。如今对星系的大样本数据观测,光谱巡天,人们积累了大量高精度的数据资料,对星系的演化有了比较详细地了解。

      哈勃序列最初曾企图设定出星系的演化途径,从椭圆星系经由透镜星系,然后成为旋涡星系或棒旋星系。因此,椭圆星系和透镜星系经常被称为早型星系(ETGs,E+S0),而旋涡星系和不规则星系则常被称为晚型星系(LTGs,S+Irr)。然而这张演化图看来上仍有其重要性,盘面和旋臂是许多年轻恒星的家,也是恒星形成的活跃区域,而椭圆星系都是老年恒星的族群。事实上,现在的证据有相反的看法:早期的宇宙看来是由旋涡星系和不规则星系控制的在目前,偏重的星系形成的图形是:现在存在的椭圆星系E是由早期的星系碰撞合并而成的。透镜星系S0也许是由旋涡星系S演变而成的,它的气体被剥离,而留下来的未能继续的形成恒星

      对星系形态的进一步研究表明,早型星系(ETGs)一般是一个三维的椭球结构,而旋涡星系整体上表现为一个二维的盘状结构。

      星系的质量函数、光度函数、星系尺度(有效半径Re)、星系颜色分布和红移等是星系研究中的重要参量,寻找它们的内在联系,是研究星系的有效手段。利用位力定理、旋涡星系的旋转曲线、造父变星、Ia型超新星烛光、哈勃-勒梅特定律、视星等-红移关系(这其实是哈勃关系的另一种表述)、旋涡星系的Tully-Fisher关系、椭圆星系的Faber-Jackson关系等很好的解决了星系质量包含暗物质的动力学质量)、距离、光度等问题;利用解析方法、数值模拟、半解析方法,可建立星系形成和演化的理论模型。

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星系距离与退行速度的关系

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典型的旋涡星系旋转曲线,与中心的距离(千光年)

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星系的旋转

      星系形态结构是反映星系物理性质的一个重要特征量,它与星系的其它物理性质有一定的联系。如晚型星系(LTGs)恒星质量面密度低、年轻、颜色偏蓝、气体多尘埃消光强、多处于低密度区域、恒星形成率高;而早型星系(ETGs)恒星质量面密度高、年老、颜色偏红、几乎无气体和尘埃、多处于高密度区域、基本没有恒星形成。

       星系的光度函数

      星系的光度函是星系光度的概率分布函数,是描述星系统计性质的函数。由于光度是星系最基本的参数之一,光度函数也是最基本的星系统计量。

      光度函数Φ(L)是星系物理研究中的一个重要参量,它是指在单位体积单位光度范围内的星系数目。若体积dV内、光度处在L+dL范围内的星系数目为dN,则星系光度函数可表示为:

      Φ(L)=dN/dLdV

      因为绝对星等对应着光度,是光度的直接量度,所以在实际中,人们通常用星系的绝对星等M来表示星系的光度。以绝对星等为自变量的光度函数Φ(M)与Φ(L)之间的关系是:

      Φ(M)dM=Φ(L)dL

      星系光度函数有几种表述形式,像Zwicky、Abell、SandgeSchechter形式。由于Schechter函数具有连续性、解析性,又是一个统计分布函数,成为描述星系空间密度的标准表达式,为大多数人所采用。

      这个函数为  n(L)dL={N*(L/L*)^-α}exp(-L/L*)d(L/L*)

      这个关系也可用星系的绝对星等M来表示,这里就不给出了。

      函数中有三个参数:L*或绝对星等M是某种特征光度;N*是星系数的某种典型值,表示光度函数的幅度,单位一般是Mpc^-3;α是光度函数在暗端的陡度(即在该处的斜率)。L*、N*和α可以从星系光度的实际分布中拟合得到。
      
      一般来说,光度函数随着绝对星等的增加而平稳地下降,其斜率陡度会在特征星等处明显增加,即当L>>
L*时;而在暗星等处又会逐渐上升,即当L<<L*时。统计研究表明,不同形态的星系在不同星等处对光度函数的贡献也是不同的。在亮星等处,在星系团中大部分星系是巨椭圆星系,而在场中则是巨晚型星系。在暗星等处,星系团中大部分星系是类似球状的矮星系,而在场中,则是类似球状的矮星系、矮旋涡星系和不规则星系。在不同类型星系的光度函数间会有些重合,特别是不规则矮星系和类似球状矮星系。

      星系的光度函数不仅跟星系所处的环境有关,还跟不同星系的形态类型有关。各种不同形态类别的星系光度函数的形状差别很小,早型星系光度函数在暗端表现出轻微的下降,即使在暗于特征星等较多时,也没有急剧下降。总体来说,早型星系的暗端陡度小些,而晚型星系的陡度较大。早型团星系的光度函数和场星系类似,具有较亮的特征星等和较浅的暗端陡度。尽管团星系中和场星系中晚型星系的光度函数相似,但星系团中早型星系的光度函数要比场中的亮些,暗端陡度深些。星系团和场中不同类型的星系光度函数的差异可解释为:稠密的团环境对星系中恒星形成起到抑制作用,同时通过吞并形成了最亮的早型星系。
     
      下面给出在不同红移处星系的光度函数拟合结果示意图。随着红移由小到大,在低红移的暗端,光变曲线呈现平缓的分布,到了红移大的亮端,曲线快速下降。光变幅度总体趋势是,随着红移由小到大,开始光变幅度处于平缓,变动幅度不大,最后呈现快速下降,光变幅度很大。

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不同红移处的光度函数拟合示意图

下图是各种星系形态的光度函数,椭圆星系E和旋涡星系S类型的星系Φ*都随z减小而增大,但早型星系在z=1.2-0.3区间内有相反的趋势,这反映了不同形态的星系相对数目的变化。

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不同星系形态的光度函数拟合示意图


星系的光度函数对研究星系的性质、形成和演化极其重要,是星系测量,大规模光谱巡天(像2dF、SDSS巡天)中的首要任务。


      星系尺度和质量、光度、红移的关系 在大量观测基础上,进行多色测光,高精度图像处理,对星系的大样本统计,人们建立了星系尺度Re分别和质量M、光度L、红移z的关系【对于z≥1的星系,称为高红移星系。目前的观测结果表明,许多星系和类星体是在1≤z≤6期间形成的,在6<z<10之间的星系数目非常少,而z>10的天体目前还没观测到。最早的天体(如所谓的星族III天体)可能形成于z=20-30,但还没有直接的观测证据表明这一点。现在常把10<z<1000的时期称为宇宙的“黑暗时代”(Dark Ages),因为此期间除了弥漫于太空的宇宙背景辐射外,没有任何发光的天体被观测到】。

      对于早型星系(ETGs)和晚型星系(LTGs),给出了星系尺度Re和星系质量M间的定量关系(类似于主序星的光度和质量间的函数关系,早型主序星和晚型主序星略有不同),这是一个幂函数关系,ETGs和LTGs各自对应着不同的幂指数。这种关系尤其是对于大质量星系符合的很好,幂指数只跟星系的形态类型有关,与其它性质无关,这反映了星系的演化模式与质量分布。

      在邻近星系尺度Re和星系光度L间也是幂律谱,在高红移处(例如z=3、4、5)这种关系仍然成立,只是在不同的测光波段,存在不同的谱指数。

      在星系尺度Re和红移z的关系中,ETGs和LTGs各自对应着不同的生长指数,这揭示了不同类型星系尺度的变化以及随红移(即距离或时间)的演化关系。星系尺度尤其是大质量星系尺度随红移演化的关系,是对星系形成理论和演化模型最直接有效的检验。通过研究星系结构随红移的演化,人们可以了解早宇宙早期的原初物质是如何通过引力作用逐渐坍缩成原初星系,以及高红移星系是怎样演变为现在年观测到的各类星系,从而了解邻近大质量星系以及宇宙的形成和演化。

      哈勃序列是对宇宙邻近星系形态的分类,这种形态序列是否也存在于高红移处?一直为天文学家所关注。在多波段深场巡天中,哈勃望远镜的高分辨率光学和近红外图像,提供了重要数据,研究发现:随着红移量增大,星系形态结构特征变得更加弥散和不规则;邻近大质量星系尺度比高红移同类型相似质量的星系要大,特别对于早型星系(ETGs)来说,邻近和高红移的尺度相差更大,表现得更加突出(即早型星系的尺度随红移演化更快,晚型星系次之)。这种发现表明,和邻近大质量星系相比,高红移处相同质量的早型星系具有致密的结构特征。无论早型星系晚型星系,大量取样说明:红移的星系,有效半径偏小,在相同红移处,质量大的星系,有效半径Re也偏大星系尺度随红移增大而减小或随红移减小而增大的现象,不是星系表面亮度受红移影响变暗导致,也不是恒星质量偏低而引起,这跟星系形成和演化及恒星聚集过程有关。对于早型星系而言,主要是在早期(高红移),富气体星系间的合并产生致密的椭球结构,抑制了恒星形成,成为不活跃的星系,随着时间推移,在后期(红移降低,即时间上离我们越来越近)星系间的微合并扩大了外围区域(例如,吸积卫星星系的气体,在外围不断形成恒星),从而演化为邻近大质量早型星系。

      等级成团模型  我们今天看到的邻近大质量早型星系都是早期小星系通过碰撞合并而成的,这支持了星系形成中由下而上的观点,即等级成团模型。对于晚型盘星系,人们模拟了不同红移处的情景,随红移减小,晚型星系尺度增大比早型星系来的小,有些随红移表现强些,有些和红移存在很弱的演化关系,表现不强。这可能是核球形成后,维持了星系盘的存在,而减缓抑制了星系尺度的增大。总之,晚型星系随红移减小的演化,在尺度增大上表现出比早型星系更复杂的多样性。对邻近星系团中大质量星系和高红移大质量星系的观测结果表明,星系尺度的演化是随红移减小逐渐变大的,遵从等级成团模型。

      一项名为“COSMOS”(Cosmic Evolution Survey:宇宙演化巡天观测)的国际观测计划,使用了世界上性能最好的顶级望远镜。这是一个多国合作的探测星系演化的宏大计划,其中包括NASA的哈勃太空望远镜和日本的昴星团望远镜等顶级望远镜。昴星团望远镜视场宽广,聚光能量特别强;哈勃望远镜在太空中具有特别高的分辨率。在众多的星系巡天项目中,COSMOS巡天是最重要的深度巡天项目之一,它覆盖了赤道附近两平方度的天区。此项观测计划旨在利用地面和空间的主要大型望远镜设备研究星系的形成、演化及其随宇宙时间(即红移)和大尺度结构环境的变化规律。COSMOS巡天测光红移数据,得到了一个包含187个星系团的样本,其中包含大量高红移的星系团,非常适合用来研究星系团中星系形态的演化。哈勃望远镜观测并认证了17个远在125亿光年外的星系(2008年3月发表),这是宇宙诞生12亿年后就形成的原初星系。根据观测数据,每个直径都很小,只有数千光年。在距离我们85亿光年星系(大约宇宙诞生后52亿年的星系),直径差不多都在1万光年。随着红移越来越小(距离越来越近)到我们今天看到的很大的星系,直径可达十几万光年。往上追溯,它们都起源于那些直径很小的星系,小星系合并成大星系再进一步演化成更大的星系。COSMOS的巡天结果是对上述星系形成自下而上的观点,即等级成团模型有力的支持。

下图说明,随着时间推移,星系通过碰撞和融合不断成长

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      等级成团模型也是冷暗物质模型(Cold Dark Matter model)所预测的结果。根据这个模型,宇宙中大尺度结构是由小尺度结构逐渐聚集、合并而成。所以大尺度的星系团是由小尺度的星系在引力相互作用下,逐渐演变而成。除了上面的观测证实外,近些年已得到了X-ray成像观测的证实。

      斯隆数字巡天Sloan Digital Sky Survey  缩写为SDSS),测量了70000个低红移星系的光谱光度,发现在颜色星等图上,明显有两个峰:一个在红色区,一个在蓝色区。利用星系的谱线宽度可以测出星系的特征速度,进而得到星系的质量(包括星系晕)。观测发现,在我们邻近宇宙中,红色星系的平均质量要比蓝色星系大,其分界线大致在二、三十亿个太阳质量。这个分界形成一个特征量:恒星总质量大于这一特征质量的大多数星系是红色的,而小于这一特征质量的大多数星系是蓝色的。这是星系颜色的双模式分布,它直接反映出恒星形成率的双模式分布。红色的就是早型星系(ETGs),即椭圆星系,里面没有气体,恒星形成过程已基本停止;蓝色的是晚型星系(LTGs),即旋涡星系,里面有大量的气体和尘埃,恒星形成过程仍在继续。当然,早型星系并不是很早形成的,晚型星系也不是最晚形成的,这个只是哈勃分类时给予的称呼,一直保留了。真实的演化途径正好反过来,这个在本段的开头已介绍过。把这种情形扩展到高红移时会有什么结果呢,人们发现,随着红移逐渐增高(z= 0.4-1.4),特征质量也在增大结果是:我们现在看到的已停止恒星形成的星系,随时间增大递减,即尺度是越早越小。这也说明了恒星形成只是在越来越低质量的星系中进行。这就是我们现在看到的,椭圆星系已停止恒星形成,而旋涡星系和不规则星系则有大量恒星在形成。

      星系团  不同类型的星系在星系团中的分布表现如何,这是人们十分关注的问题。星系团(Galaxy groups and clusters)是数十数百到数千个星系聚在一起组成的星系集团(包括星系际气体、暗物质等),是自引力束缚体系,处在宇宙大尺度结构的节点上,直径可达数千万光年,是星系与环境相互作和经历各种演化过程的重要场所。星系团是研究宇宙结构的最重要天体之一,而且是研究暗物质、热气体、星系形成与演化、宇宙磁场的重要实验室。星系团在光学、射电和X射线波段都有辐射,对它们的研究一直是天体物理最活跃的方向之一。包含了少量星系的星系团叫做星系群。银河系所在的星系群叫做本星系群成员星系大约为50个。距离本星系群较近的一个星系团是室女座星系团,包含了超过2500个星系

      星系团分类  星系团的分类,目前在国际上比较通行的,一共有五种。

      1  Abell分类,Abell根据星系团的空间形态,将星系团分为以下两类:

    (1)规则星系团,其特点是结构致密,呈球对称分布,中心聚度高,往往含有一个星系高密度区域,因此又称为球状星系团。团内包含的星系数较多,常有几千个。此类星系团成员星系绝大多数是椭圆星系(E)和透镜形星系(S0),其他类型的星系很少。中心有时会有一个明亮的超巨椭圆星系(cD星系),质量可达10^13太阳质量,光度达-23等。规则星系团往往是强X射线源。以后发星系团(Coma)为代表。

     (2)不规则星系团,特点是结构松散,没有一定的外形,也没有明显的中央星系密集区,又称为疏散星系团(星系群都是不规则星系团)。不规则星系团的成员星系数相差很大,大的不规则星系团可包含几千个星系。比较大的不规则星系团可能有几个离散的星系聚集中心,在团内形成次一级结构,称为次团或子结构。整个星系团表现为这些次团的松散集合体。团里各种类型的星系都有,主要由旋涡星系(S)组成,但在中心也可能会出现cD星系。以室女座星系团(Virgo),武仙座星系团(Abell2151)等为代表。

      Abell的分类比较符合星系团的实际情况,因此在星系团研究中用途最广。

      2  BM分类。Bautz和Morgan根据星系团中主导星系的特点,将星系团分为一下三类:

(1)BMI型:星系团中心有一个占主导地位的cD星系,如A2199。
(2)BMII型:星系团内一个或几个介于cD星系和Virgo型的巨椭圆星系之间,如Coma星系团。
(3)BMIII型:星系团内没有占主导地位的星系,如室女座星系。
除此还有其它几个类型,该类型实用性较强,常被用于星系团的研究。

      3  Zwicky分类。Zwicky根据星系团中心星系的聚集度,把星系团分成致密型,中等型,疏散型三类。

      还有其它一些分类,但分类法都是人为进行的分类,每一种分类法内的类别之间没有明显界限。

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贫富星系团  星系团也有贫富之分,为了便于研究,人们把观测发现的星系团编制成星系团表。20世纪中期开始,美国科学家阿贝尔(Abell)把帕洛玛星系巡天数据中的4000个星系团汇编成红移值直到0.2的近乎完备的星系团总表,成为天文学家们最常用的星系团表。阿贝尔定义了一个“富度”作为星系团的分类标准:距团中心半径R≈1.5h^-1Mpc(h=H0/100,即以100Kms^-1Mpc^-1为单位的哈勃常数)范围类至少有30个星系亮于m3+2^m(m3是团中第三亮星系的星等)。这些星系总数被认为是星系团的富度。简单地说,就是选定一个星等标准,其数值比星系团中第三亮的星系的星等大2等(即暗6.3倍);然后计数此星系团中小于这个星等标准(即亮于这个星等)的成员星系数量。星系数量多的称为“富”星系团,星系数量少的称为“贫”星系团。阿贝尔进一步根据星系团的“富度”将其表中的全部星系团分为六组,最“贫”的一组,每个星系团的成员星系数目为30~49个,最“富”的一组,每个星系团的成员星系数目超过299个。最“富”的星系团中达到标准的成员数量可达几千个。星系团的“贫富差距”同它们的形成和演化有关,特别是同它们的暗物质分布有关。但贫、富的划分标准也是相对的,有时把成员数较多的星系团就称为富星系团,成员数较少的称为贫星系

团。贫星系团与富星系团相比有更低的富度、质量、尺度和光度。


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星系团阿贝尔370与后方的天体

      星系团B-O效应 在宇宙学上,把10Mpc(10百万秒差距,大约是1亿光年)以上的结构称为宇宙的大尺度结构。星系团是大尺度宇宙结构最典型的表现,是动力学束缚特征的最大尺度,重要示踪物,是研究星系演化过程及其与环境相互作用的“实验室”。富星系团拥有很高的面密度和大量亮星系,能在很远的距离上被认证,因而成为宇宙学研究中的重要工具。早在上世纪70年代,随着观测设备的提升,人们对星系演化问题产生了浓厚兴趣,对星系团的研究也进入一个新阶段,星系团中成员星系的性质和演化就成为很早重要的一方面。1978年,Butcher和Oemler对一些稍远距离的富星系团(z~0.4,中等红移)测光研究,发现“与近距富星系团相比,远距富星系团中蓝星系的比例明显偏高”。Butcher和Oemler观察的是中等红移的星系团,他们发现,蓝旋涡星系的比例明显要高于低红移星系团,而透镜星系也比较少,团星系的这种演化现象,后来就被称为B-O效应。这种现象后来被大量中高等红移星系团观测所证实,这些星系团包括,Virgo团、Coma团、Abell团表中的样本。这可解释为,当团星系中富有的大量气体向中心坠落时,受中心高温气体冲压,产生大量恒星,造成星暴;还一种解释为,是星系的相互作用,最终形成了蓝色的旋涡星系。若把星系团中星系,按活动性质分类,可分为两大类:活性星系和惰性星系。惰性星系是几乎没有恒星形成的星系,像椭圆和S0星系。活性星系又分为两大类:(1)具有发射线的星系,包括正常旋涡星系(连续恒星形成)、星暴星系(短期内形成大批恒星)、活动星系核(1或2型赛弗特星系)。(2)“E+A星系”,具有强巴尔末吸收,几乎或完全没有发射线,光谱类似椭圆星系(E)再加上A型主序星的光谱,也称为星暴后星系。

      星系形态分层  不同形态的星系在星系团中位置分布是不同的,这些观测事实在上世纪70年代中后期已经得到确认,星系的形态和星系所处的环境关系非常密切。在邻近致密星系团中,椭圆星系(E)占主导,越往中心越多,密度较高,尤其是在核心部分所占比例特大,而盘星系(有星系盘的星系,包括正常旋涡星系、棒旋星系和透镜状星系)数量较少,密度较低,但比例比较均衡,但S0会比旋涡星系要多些。这就是所谓的形态-密度关系S0和S的相对比例随着向星系团中心靠近,越来越高,人们把星系到星系团中心的距离称为团心距,显然,团心距越大,S的比例就越高,这个关系称为形态-团心距关系,这揭示了星系的形态分层。其它的还有像质量分层、元素丰度分层、光度分层等。在一些规则星系团中,除椭圆星系居多外,还会有一些透镜星系(S0)。而在场星系中旋涡星系(S)和不规则星系(Irr)居多。在场星系中,盘星系均为旋涡星系,不过随着星系聚集程度增大,旋涡星系所占比例越来越小,到了星系团致密的核心区,所有盘星系实际上都成为S0了。为什么在致密星系团的核心区域,旋涡星系都转化为S0了,一种可能是旋涡星系在团中星际气体内运动时,受到冲压作用,剥夺了它外围的气体;另一可能是旋涡星系和其它星系相互作用,外盘被瓦解,只留下致密的部分。

      在高红移星系团,即早期星系团中,有一个现象,没发现透镜星系S0,表明透镜星系形成很晚。上面解释了旋涡星系形成S0,说明那时旋涡星系还没有和团星系中星际气体或其它星系发生作用,当然也就不会出现S0。S0在哈勃序列中属于早型星系,这并不代表它出现的早,它恰恰是很晚才出现的星系。

      迄今为止,经科学家的不懈探索已发现河外星系10亿多个,探索距离达360亿光年。由于人类身处银河系中,无法观测到银河系的全貌,但天文学家还是通过探测发现,银河系也是一个类似于仙女座星系的旋涡星系。仙女座星系、银河系和其它50多个星系共同组成一个更大的星系集团-本星系群(Local Group Galaxy Cluster)。

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室女座超星系团

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 楼主| 发表于 2018-12-15 22:49 | 显示全部楼层
星系大样本数巡天:
       LAMOST和斯隆数字化巡天(SDSS)

       LAMOST是我国科学家自主创新研制的一架主动反射施密特天文望远镜,是国家重大科技基础设施,由中国科学院国家天文台管理和运行。目前,一期光谱巡天观测完成,共发布光谱901万,其中高质量光谱(信噪比大于10)777万,确定534万组恒星光谱参数。LAMOST发布的光谱数是世界上其他巡天项目发布光谱数总和的1.8倍。该数据集(DR5)已于2017年12月31日对国内天文学家和国际合作者发布。

      在银河系大规模光谱巡天方面,LAMOST首次实现了天区覆盖、巡天体积、采样密度及统计完备性等方面的重大突破,填补了中国大型天文基础数据的空白,为开展银河系特别是银盘的系统研究提供了极好的、具有传承价值的样本。

      一期巡天以来,一批高显示度的亮点成果引人瞩目:
      在银河系研究方面,利用LAMOST数据的大样本优势,给银河系“重新画像”

     (1)银盘半径大小被两次刷新,从2017年发现增大25%,到2018年增大到一倍,这一成果使天文学家重新审视星系形成及宇宙演化的一般规律。

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银盘半径大小变化示意图(图片来源 国家天文台)

     (2)改写银河系晕的结构特征,确立为内扁外圆的新结构,这一清晰的证据推翻了前人关于恒星晕是一个轴比不变的扁球体的猜测,对于理解银河系恒星晕的形成历史和演化提出了新的挑战。

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银晕内扁外圆结构示意图(国家天文台刘超绘制)

     (3)在运动学和化学空间发现银河系并合形成的新证据,在运动学空间发现7个源自银河系并合过程的新星流,占国际同类发现总数的一半,在化学空间发现了33颗丰度不同于普通恒星的“低α丰度恒星”,是国际同类发现总数的两倍。

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银河系星流示意图(紫金山天文台常江绘制 )

     (4)暗物质占星系总质量的90%以上,但大多数分布很弥散,在太阳所在位置处暗物质所占比例非常低。这就给我们直接探测暗物质带来了巨大困难。利用LAMOST数据对太阳附近的暗物质密度进行了重新估算。这对寻找暗物质粒子、理解暗物质在银河系中分布具有重要意义;

    (5)银河系的旋转曲线是研究银河系质量分布最为有力和直接的手段。利用LAMOST数据计算出迄今为止最为精确的外盘旋转曲线并构建了银河系的质量模型,估算出银河系的质量和太阳邻域暗物质密度。

    捕获来自遥远宇宙的信息

    (1)类星体是银河系外发光巨大的遥远天体,其能源来自于其中心超大质量黑洞所吸积周围物质释放的巨大引力能,是研究遥远宇宙的重要探针。在LAMOST光谱中已发现了1.2万余颗类星体,他们的平均红移为1.5,最高红移为5。此外,还估算出了其中心黑洞质量。这些类星体的发现将对大样本类星体的统计研究提供重要帮助。

    (2)近邻主星系样本是21世纪开始的大规模星系光谱巡天中的经典之作。由于光纤碰撞效应,该样本在小尺度上具有较高的不完备性。LAMOST巡天中将这些遗漏的星系作为补充星系样本进行观测。由于巡天范围广,在一期巡天中获得了近万个补充星系的光谱测量,新增证认了近万个密近星系对。这些密近星系对为研究星系的并合过程具有重要的科学价值。

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密近星系对 (图片来自于SDSS Skyserver)
      斯隆数字化巡天(SDSS)

      SDSS是斯隆数字化巡天(Sloan Digital Sky Survey)项目的简称,是美国、日本和德国的八个大学和研究所的合作项目。该项目计划进行成像巡天和光谱巡天的观测,所获得的观测资料将被用以研究宇宙的大尺度结构、星系的形成与演化等天体物理学的重大前沿课题。

      SDSS于1998年开始测绘宇宙,使用的是位于美国新墨西哥州阿帕奇波因特天文台(APO)的一台专用的2.5米口径斯隆基金会望远镜。项目的每一阶段都包括一组截然不同的天文巡天项目,使用的都是同一台望远镜,并配以一系列强有力的仪器设备。斯隆数字化巡天(SDSS)是世界上迄今为止最大规模的星系图像和光谱巡天项目。自本世纪初开始实施,14年来已完成三个阶段的巡天任务,获得了全天四分之一的光学图像和超过100万星系、类星体和恒星的光学光谱数据,产生了大量具有革命性的天文学研究成果,成为目前用户最多、产出最丰、影响最大的地面光学和红外观测设备之一。

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SDSS光谱巡天的例子:a)红移为0.1913的星系,b) 红移为0.3735的星系,c) 红移为0.3192的星暴星系,d) 红移为0.3162的类星体,e) 红移为2.575的类星体,f) 热的白矮星。

      国家天文台与SDSS合作组于2012年12月签署合作协议,成为SDSS的正式成员单位。目前,国家天文台已组成了一支高水平SDSS-IV研究团队。其后,其他天文台也相继加入。

      SDSS-III于2008年7月开始观测,2014年6月完成,整个项目共6年,耗资4500万美元。超过100TB的第12版数据(DR12)包含了对近5亿恒星和星系的相关测量,这是天文学历史上规模最大内容最为丰富的数据库之一。随着SDSS四期的展开,斯隆数字化巡天还在全速前进。2014年7月启动的SDSS-IV将用下一个6年时间继续研究宇宙学、星系和银河系。SDSS-IV将致力于描述大爆炸后30亿至80亿年间星系和类星体的分布,此阶段是暗能量开始影响宇宙膨胀的关键时间。并由此测量出星系的红移分布,即距离分布,如将星系的天球坐标与距离结合起来,就能绘制出宇宙的3维图景。

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图注:斯隆数字巡天(SDSS)已经绘制了数十亿光年前的宇宙图像,重点是宇宙大爆炸后的70亿年至今、以及大爆炸后的20亿年至40亿年的部分。(图片来源  国家天文台)




 楼主| 发表于 2018-12-18 16:39 | 显示全部楼层
文章开头提到了关于宇宙岛的争论,现补充说明一下人类认识河外星系的历程。

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发表于 2018-12-19 08:05 | 显示全部楼层
好文!
另外有个问题,还望楼主不吝赐教。之前看过几本天文学方面的基础教材,关于星系演化说的并不清楚。毕竟都是很多年前出版的教材,难免有不足。我的问题是当前学界是否确认椭圆星系和漩涡星系之间存在演化的关系?之前教材中所提到的星系可能的演化路径:类星体——蝎虎座BL型天体——椭圆星系;类星体——赛弗特星系——旋涡星系,与此是否有矛盾?

点评

老教材中基本理论观点到现在一般也不会有什么多大的变化,只是随着星系观测样本的增多,某些理论会更加深入。八十年代末以前,那时暗物质还未成为主流,因此教材上可能没提及暗物质在星系、星系团及宇宙大尺度结构形  详情 回复 发表于 2018-12-19 13:20
韦大宝你好! 谢谢你关注此文,谢谢点赞! 我在审核文章内容的时候,可能会有疏漏;还有我自己的认识理解在某些方面会存在不足,文中如有不当的地方,还请批评指正。 --------------------------------  详情 回复 发表于 2018-12-19 12:29
 楼主| 发表于 2018-12-19 12:29 | 显示全部楼层
韦大宝 发表于 2018-12-19 08:05
好文!
另外有个问题,还望楼主不吝赐教。之前看过几本天文学方面的基础教材,关于星系演化说的并不清楚。 ...

韦大宝你好! 谢谢你关注此文,谢谢点赞!


       我在审核文章内容的时候,可能会有疏漏;还有我自己的认识理解在某些方面会存在不足,文中如有不当的地方,还请批评指正。
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     (1)  现就我知道的说点看法,现在已基本确认椭圆星系和漩涡星系之间存在演化关系。在目前,偏重的星系形成的图景是:现在存在的椭圆星系是由早期的星系碰撞合并而成的。这里用了偏重,说明多数椭圆星系是由漩涡星系演变而来。从星系的年龄来看,椭圆星系中几乎全部的恒星是在大约100万年的时间中快速迅猛形成的,这是星系团中星系频繁碰撞合并的结果。在规则富星系团中,椭圆星系特别多,就是因为在这种星系团中,碰撞很频繁,其球状就是大量碰撞导致星系速度各向随机分布的证据。在几十亿年前,这些碰撞在富含气体幼年的星系中形成恒星的初始暴,然后形成星系团。当碰撞继续进行,扫走残余的星际气体时,这种大量形成恒星的时代就终止了,留下没有气体和尘埃的椭圆星系(但偶尔仍会有少量的恒星形成)。

     在不规则星系团中,绝大部分是旋涡星系,这是因为它们在过去的碰撞很少,年轻星系内的气体有足够的时间沉降成盘,恒星连续不断地形成至今。但盘中也有一些老年恒星,但盘的光辉以旋臂上的年轻、大质量恒星为主。

     (2) 类星体、蝎虎座BL型天体和塞弗特星系都是活动星系核,每个构成活动星系核的一个亚型。类星体的寄主星系是旋涡星系或椭圆星系;蝎虎座BL型天体是致密射电源,有延展结构,核心射电最强,寄主星被认为是椭圆星系;塞弗特星系的寄主星系是旋涡星系或棒旋星系。这三类活动星系核的物理性质很多都很相似,只是在特征性质上有较大差异,主要表现在光度大小、光变时标、偏振等方面。像光学剧变类星体(OVVs),它的光度具有很快的变化,很像蝎虎BL型天体,往往是强射电源,因此人们把它与蝎虎座BL型天体合称耀变体(Blazar)。

      现在流行的看法认为,塞佛特星系和类星体这两类天体是一个完整的序列,塞弗特星系是类星体光度较弱时的形态,它或许是类星体向正常旋涡星系演化的中间阶段;蝎虎座BL型天体可能是椭圆星系的早期演化阶段;有展源的射电星系也许是类星射电源演化的后期。因此,类星体似乎是性质多样的天体的集合。所以,寄主星系是椭圆星系的类星体,演化途径是经历蝎虎座BL型天体,最后回归于椭圆星系;寄主星系是旋涡星系的类星体,最后回归于旋涡星系。显然,这两个并不矛盾。


点评

非常感谢楼主如此详尽的解答。  详情 回复 发表于 2018-12-20 00:48
 楼主| 发表于 2018-12-19 13:20 | 显示全部楼层
韦大宝 发表于 2018-12-19 08:05
好文!
另外有个问题,还望楼主不吝赐教。之前看过几本天文学方面的基础教材,关于星系演化说的并不清楚。 ...

老教材中基本理论观点到现在一般也不会有什么多大的变化,只是随着星系观测样本的增多,某些理论会更加深入。八十年代末以前,那时暗物质还未成为主流,因此教材上可能没提及暗物质在星系、星系团及宇宙大尺度结构形成中的作用。进入九十年代,暗物质模型成为主流,这时的教材上都会有暗物质模型了。

为你具有丰富的天文理论知识点赞!


发表于 2018-12-20 00:48 | 显示全部楼层
zhangms 发表于 2018-12-19 12:29
韦大宝你好! 谢谢你关注此文,谢谢点赞!

非常感谢楼主如此详尽的解答。

点评

不客气。  详情 回复 发表于 2018-12-20 21:02
 楼主| 发表于 2018-12-20 21:02 | 显示全部楼层
韦大宝 发表于 2018-12-20 00:48
非常感谢楼主如此详尽的解答。

不客气。   

 楼主| 发表于 2018-12-29 12:54 | 显示全部楼层
本帖最后由 zhangms 于 2018-12-29 13:00 编辑

我的四篇原创文章,涵盖物理及天文。

【原创】波尔原子模型的建立、德布罗意物质波及原子中波的共振
http://bbs.astron.ac.cn/forum.php?mod=viewthread&tid=105710&extra=page%3D3

【星系宇宙学】哈勃星系分类及星系形态演化和环境的关系
http://bbs.astron.ac.cn/forum.ph ... 9178&extra=page%3D1

【综合版】恒星内部热核聚变反应方程及元素丰度产能率
http://bbs.astron.ac.cn/forum.ph ... 4455&extra=page%3D2]http://bbs.astron.ac.cn/forum.php?mod=viewthread&tid=104455&extra=page%3D2

  描绘恒星内部结构动力学的基本方程组
[url]http://bbs.astron.ac.cn/forum.ph ... 6017&extra=page%3D1[/url]]http://bbs.astron.ac.cn/forum.ph ... 6017&extra=page%3D1








 楼主| 发表于 2019-1-5 10:26 | 显示全部楼层
在文章最后一个章节“星系大样本数字巡天”中,介绍了国台LAMOST在银河系结构方面取得的成就,发现了银河系并合过程产生的新星流。现在这方面又有了新进展。

国家天文台科研人员证实GD-1星流前身是年老贫金属球状星团

来源   国家天文台网站  发表日期:2018-12-29
http://www.bao.ac.cn/xwzx/kydt/201812/t20181229_5222941.html


近期,国家天文台李广伟等人证实了GD-1星流是一个年老贫金属球状星团的遗迹。该研究成果已经被知名天文期刊《The Astrophysical Journal》接收。

星流是沿着一条狭长轨道围绕星系运动由众多恒星组成的链状结构,是球状星团或者矮星系受到星系引力的巨大潮汐作用而逐渐变形、瓦解、撕裂形成的。GD-1星流是由天文学家在2006年首先发现的,它是由很多恒星在天空中组成的狭长窄带。最初发现它在天空中的跨度约为63度,宽度约为0.5度。后来天文学家用它来约束银河系引力势和太阳附近的银河旋转速度。另外,天文学家也发现恒星密度在整个GD-1星流轨迹上是有起伏的。有些天文学家认为这些起伏是由于大质量暗物质对星流扰动引起的。最近,基于GAIA最新释放的数据,天文学家对该星流的密度起伏和结构有了更加清晰的认识。

李广伟、美国费米实验室Brian Yanny以及国家天文台吴悦对LAMOST(郭守敬望远镜)、Gaia和SDSS数据进行了更加细致地分析,发现GD-1星流长度至少为90度,年龄约130亿年,离太阳的距离约为2.6万光年。它的金属丰度(除了氢和氦之外所有原子数占总原子数的比率)仅仅是太阳的1/200(=10-2.3)。图1中的左图显示了它的颜色-星等图,红色的线是金属丰度约为太阳1/200,年龄为130亿年(太阳的年龄约为50亿年)和距离为2.6万光年的等年龄线(处于该线上的恒星都有相同的年龄)。我们可以看到恒星都集中在红色线等龄线周围,这是一个典型年老贫金属球状星团的特征。图2显示了恒星沿星流轨迹的分布,可以明显看出有4个恒星密度较高的区域,其中被命名为O3的区域有个明显的扭曲,且该处密度最大,轨道最窄,因此被认为是被银河系扯碎之前的贫金属球状星团的中心位置。在图2中还可以看到,在星流轨迹的上方还有一个平行于星流的结构。另外,他们还发现了属于该星流的7颗蓝水平分支(BHB)星和21颗蓝离散(BS)星(见图1右图的方框内),其中6颗BHB星和10颗BS星有光谱。



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图1:右图:GD-1成员星。红线是金属丰度为-2.3(约为太阳丰度的1/200),年龄130亿年和距离8kpc(约2.6万光年)的等龄线。左图:黑色点是处在GD-1轨道上的星,红色和蓝色圆分别是具有LAMOST DR6和SDSS DR14光谱的星。中间红线是年龄130亿年,金属丰度为-2.3的等年龄线。BHB星和BS星的位置用方框表示。

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图2:GD-1星流成员星沿着星流轨迹的分布。分别用O1、O2、O3和O4标记4个恒星密度高的区域。






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