第六章__银河系

第六章 银河系 (Chapter 23) §6.1 银河系的整体结构 §6.2 银河系的转动 §6.3 银河系的旋涡结构 §6.4 银心和银晕 §6.5 银河系的起源 §6.1 银河系的整体结构 1. 银河系全貌 银河是天空中的一个环带，在人马座 附近最亮、最宽，它的中心线近似为 天球上的一个大圆。 银河系广角图像 7,000 Stars And The Milky Way 光学波段的银河系 射电波段的银河系 红外波段的银河系 近红外波段的银河系 X射线波段的银河系 γ射线波段的银河系 2. 银河系研究简史 1610年Galileo Galilei（意）首先 用望远镜发现银河 由无数恒星组成。 "For the Galaxy is nothing else than a congeries of innumerable stars distributed in clusters." ——in The Starry Messenger 1750年 T. Wright（英）： 太阳是球壳状分布的无数 恒星中的一颗。 1755年 I. Kant（德）： 银河系是恒星组成的旋转扁盘系统， 是“宇宙岛”之一。 1785年W. Herschel（英）通过计量不同方 向的恒星密度，得到第一幅银河系整体图 像。银河系为扁盘状，太阳位于中心附近。 6400 ly 1300 ly Herschel’s Milky Way 1922年J. Kapteyn（荷）利用照相底片测量不同 天区的恒星密度，用统计视差求得恒星距离， 首次估计银河系直径为~50,000 ly，厚度为 ~10,000 ly，他认为太阳位于银河系中心附近。 1920年H. Shapley（美）利用球状星团内的天 琴RR型变星测量星团距离，并给出球状星团的 空间分布。 Shapley发现球状星团均匀地分布在银河的两侧， 并且有向人马座聚集的倾向。 The Creator Milky Way Shapley认为球状星团是银河系的子系 统，并以银心为分布中心。 Shapley由此估计太阳系到银心的距离 为16 kpc. 在Shapley的模型中，银河系的结构是 扁盘状的，直径为100 kpc. Shapley’s Milky Way MW 星际介质与银河系的大小 早期对银河系的研究集中在可见光波段，由于 天文学家并不了解星际介质的存在及其消光作 用，因而得到关于银河系结构的错误的结论。 直到20世纪30年代人们才认识到星际介质的分 布范围及其对观测的重要影响。并发展了射电 与红外的手段来研究银河系的结构。 3. 银河系结构 银河系是一个包含2×1011颗恒星的、具有旋涡结构 的盘状星系。 质量~ 1012M⊙，直径 ~ 105 ly (30 kpc) 主要成分 (1) 银盘 (disk) 、 (2) 核球 (bulge) 、 (3) 银晕 (halo) 、(4) 银冕 (corona) 银河系结构 银盘：直径~30 kpc, 厚度~300 pc 球状星团 核球 银晕 我们在这 4. 银道坐标系 原点：观测者 坐标系平面：银道面 银心方向： α=17 h 45.7 m, δ=－29°00′ 北银极坐标： α=12 h 51.4 m, δ=27°08′ 天体位置在银道坐标系中的计量 银经l ( ) 从银心方向开始、沿银道面按逆时针 方向计量。 银纬b ( ) 从银道面量起，向北为正，向南为 负。 °°− 90~90 °° 360~0 5. 星族 (population) 1944年Walter Baade发现星系晕与核球中的恒星 明显比盘中的恒星颜色偏红。 Baade由此提出星族的概念。 星族I恒星 年轻的、富金属恒星（金属丰度为太阳值的0.1-2.5倍） 主要位于银盘中，绕银心作圆轨道运动。如疏散星团。 星族II恒星 年老的、贫金属恒星（金属丰度为太阳值的0.001-0.03 倍），主要位于银晕和核球中，以银心作为中心球对称 分布绕银心作无规则的椭圆轨道运动。如球状星团。 不同星族恒星的轨道运动特征 星系盘内的恒星绕银心作规则的圆轨道运动。 晕中的恒星绕银心作高偏心率的椭圆轨道运 动，且轨道取向是随机的。 星族I与II天体的特征 0.03-0.040.020.01-0.020.0050.001金属丰度 8 kms-110 kms-118 kms-125 kms-175 kms-1垂向速度 120 pc160 pc400 pc700 pc2000 pc 垂向距离 0.12-0.112-215-1017-12平 均 年 龄 （109 yr） 气体、尘埃、 超巨星 A 型星、经 典造父变星 行星状星 云、新星 长周期变星亚矮星、球 状星团、天 琴RR型星 典型天体 极端星族I (年轻星族I) 中 介 星 族 I (年老星族I) 盘星族中介星族II极 端 星 族 II (晕星族II） 星 族 金属丰度越低的恒星离银道面越远→银河系演化 §6.2 银河系的转动 1. 银河系的转动 (1) 银河系的较差转动 测量恒星和气体云谱线的Doppler 位移（视向速度）随银经的变化。 太阳附近恒星视向速度（或自行） 的周期性变化： 在太阳周围360度的范围内，恒星 的谱线位移现出周期性的蓝移 和红移。 银河系的转动是较差转动 在太阳附近，距离银心越远，转动速度越小 天体的转动速度 相对于太阳的运动速度 天体的视向速度 (2) Oort公式 令银经为 l 的恒星和太阳的转动 角速度分别为ω = V/R和ω0= V0/R0 ， 恒星相对于太阳的视向速度为 Vr = Vcosα- V0sin l cosα= R0sin l /R Vr =R0 (ω - ω0) sin l， Vt = Rω sinα- R0 ω0 cos l R sinα= R0 cos l - r（r为恒星和太阳的距离） Vt = R0 (ω - ω0) cos l - ω r 在R = R0附近将ω - ω0进行泰勒级数展开， 对R ≈ R0 >> r, R - R0≈ - r cos l Vr = Ar sin 2l, Vt = Ar cos 2l + Br 或μ= A cos 2l + B 其中Oort常数为 )]()([1...)()( 0002 0 00 00 RRV dR dVR R RR dR d RR −−≈+−=− ωωω 15])([ 2 1 0 0 0 =−= RdR dV R V A ])([ 2 1 0 0 RdR dV R VB +−= =－10 kms-1kpc-1 kms-1kpc-1 0 太阳附近恒星的视向速度的变化 (3) 利用球状星团测定R0和V0 球状星团的空间分布大致是球 对称的，它们组成的次系的中 心就是银心。 球状星团绕银心旋转的轨道是 无规的，可以认为它们作为一 个整体相对于银心是不动的。 Æ利用星团内天琴RR型星测定星团的距离，就可以定出太 阳到球状星团次系中心的距离，即太阳到银心的距离。 Æ通过观测球状星团的视向速度可以求出太阳相对于球状 星团次系的运动，即太阳绕银心的转动， R0 = 8.5 kpc，V0 = 220 kms-1 太阳的转动角速度ω0 = A－B=25 kms-1kpc-1，转动周期为 2.2×108 yr. 2. 银河系的自转曲线和质量分布 (1) R< R0 : HI云 测量在视线方向上的一系列HI云的21厘米谱线的最大位移 → 最大视向速度Vr, max →轨道运动速度 Vr, max = R(ω－ω0) → 轨道半径 R = R0 sin l → ω(R), V(R) (2) R > R0 : CO分子云和HII区 转动角速度ω (R) ： 观测CO分子的2.6毫米谱线测定视向速度 利用Oort公式 Vr =R0 (ω - ω0) sin l →ω (R) 轨道半径R： CO分子云常和HII区成协，可以由HII区内的高温恒星测定其距离。 (3) 自转曲线—银河系自转速度或角速度随半径变化的曲线 内区：刚体转动，外区：较为平坦。 在太阳附近：转动速度随半径的增大而减小。 (4) 银河系质量 在太阳轨道内包含的质量为：M = R0V02/G ≈ 1.0×1011M⊙ 银河系的可见质量约为2.0×1011M⊙ 银河系的实际质量远超过1011 M⊙，表明在银晕和银冕中存 在大量的暗物质。 §6.3 银河系的旋涡结构 1. 银盘 构成：星族I恒星、气体和 尘埃 直径：D ~ 30 kpc 厚度：h ~70-300 pc D >> h 2. 银河系旋臂的证认 (1) 光学观测 示踪天体 O, B型星、年轻的疏散星团、发射星云和HII区、经典 造父变星。 方法 视星等 绝对星等（烛光） 距离模数 m-M→距离 造父变星周光关系→距离 限制 星际尘埃消光。 太阳附近恒星的分布 (2) 射电观测 示踪天体 HI区、分子云。 方法 测量HI区21 cm谱线和分子 云的毫米波谱线Doppler谱 线位移 →视向速度 →转动速度 比较银河系自转曲线 →距离 限制 气体云的转动是非圆的，在 圆运动的同时还有无规运动。 CO分子辐射的强度与视向速度分布 银经 银 纬 蓝移 红移 谱线位移→距离→分子云的弧形分布 (3) 观测结果 银河系存在旋臂结构 英仙 (Perseus) 臂、 船底 (Carina) -人马 (Sagittarius) 臂、 猎户 (Orion) 臂、 天鹅 (Cygnus) 臂 太阳位于猎户臂上 银河系旋臂 问题： 银河系的旋涡结构是怎样形成的？ 旋涡结构为什么能维持很长时间？ （在银河系和其他盘星系中发现旋臂存在说明 旋臂的维持时间相当长） 3. 旋臂的理论解释 (1) 旋臂不是物质臂 如果旋臂始终由同样的物质构成： – 太阳公转周期 ~2×108 yr，太阳年龄 ~5×109 yr →太阳绕银心至少转了20圈 较差转动→旋臂缠绕（或放松） →旋臂消失 – 表征旋臂的主要是年轻天体 大质量恒星的寿命≤107 yr→旋臂消失 (2) 密度波理论(Density Wave Theory) 由林家翘和徐瑕生1963年在Lindblad工作的基础上提 出——旋臂是密度波的表现。 星系引力势扰动 →银盘内的天体以椭圆轨道运动 →运动速度变化 轨道取向相互耦合 →物质密度的规则变化 →密度波 密度波在银盘内传播，导致物质压缩和恒星形成 密度波的形成 在无扰动势f 的情况下，引力势是轴对称的，银盘上的恒 星与气体云的运动为匀速圆轨道运动 。 f = 0 加入扰动引力势 f =A(r)cos(mφ) Æ同轴椭圆轨道 (m=2) 由于引力势随方位角的变化而变化，天体的运 动速度不再是均匀的。 加入扰动引力势 f =A(r)cos[mφ-Ψ(r)] Æ非同轴椭圆轨道 黑线代表引力势极小值位置 在引力势波谷处，物质速度减慢、密度增大。 椭圆轨道相互耦合→密度波 生活中的密度波 密度波形成原因： 物质趋向于最低能态Æ轨道收缩Æ角动量损 失（通过密度波传递角动量） 密度波维持机制——自组织过程 密度增加轨道耦合 引力势变化轨道耦合增强 物质运动变化 旋臂的运动 密度波旋涡图样绕银心刚体转动，ω= 13.5 kms-1kpc-1 在银河系内区，恒星的运动速度超过旋涡图样速度 (ω0= 25 kms-1kpc-1)；在外区恒星比旋涡图样运动得更慢。 旋臂上年轻天体的形成 气体云运动→接近旋臂 →压缩、碰撞→尘埃带 →气体云坍缩 →恒星和HII区形成 旋臂上的恒星形成与演化 Example Star Formation in The Spiral Galaxy M81 未解决的问题：引力扰动势的起源是什么？ 核球附近气体的不稳定性？ 伴星系的引力扰动？ 核球中棒状结构的影响？ (3) 自传播恒星形成理论 (Self-propagating star formation or supernova chain reaction theory) 旋臂的形成 恒星形成的链式反应： 气体云坍缩 →年轻星团 大质量恒星的辐射和超新星爆发 →激波→压缩周围气体 →下一代恒星诞生→ … 天体绕银心较差转动→高密恒星和星际气体旋臂 旋臂的维持时间较短。 星系NGC 628的观测结果与数值模拟的比较 (4) 两类模型的比较 粗糙的、绒毛状旋臂（片断）对称的整体旋臂 (the grand design) 恒星形成→旋臂旋臂→恒星形成 自传播恒星形成理论密度波理论 对银河系，两种效果可能同时起作用，密度波建立旋 臂的基本结构，超新星爆发进一步改变旋臂的形态。 §6.4 银心和银晕 1. 核球 (bulge) (1) 特点 银心在人马座方向， 椭球形，大小 ~ 6×4 kpc， 恒星分布十分密集， 数密度~ 1,600 ly-3, 是银河 系平均恒星密度的105倍。 GC (2) 光学观测 在光学波段，核球附近区域受星际气体和尘 埃的遮挡。 辐射主要来自年老的星族I天体（如红巨星）。 (3) 红外与射电观测 红外观测表明银心区域的恒星分布高度密集 （~ 5×104 pc-3 )，比太阳附近恒星密度高105倍。 对银心区域的近红外(2.2μm) 观测（辐射主要来自年老的星 族I恒星） 强射电源——人马座(Sagittarius) A* The Galactic Center region is filled with relativistic electrons and magnetic fields, producing strong radio emission. The nucleus is marked by a bright radio source, Sagittarius A, which looks like an exploding bubble. 2. 银心 (The Galactic Center) Red: 1-3 keV Green: 3-5 keV Blue: 5-8 keV Chandra X-ray Survey of the Galactic Center 银心的射电观测 银心周围100 ly范围： 从人马座A*延伸出射电弧， 平行射电弧与银道面垂直， 射电弧的形态与本地磁场有关。 Radio Mid-infrared 6.4 keV line (fluorescent radiation) Galactic Center Across the Spectrum Exploring the Ridge radio millimeter-wave X-ray emission The central light-years: Sagittarius A* Sagittarius A East (blue): a hypernova remnant, produced by a violent explosion several tens of thousands of years ago. Sagittarius A West or Minispiral (red): Gas and dust streamers ionized by stars and spiraling around the very center, possibly feeding the nucleus. Sagittarius A *: A bright and very compact radio point at the intersection of the arms of the Minispiral. Close to the Galactic Center 射电干涉观测确定射电源 Sgr A*的半长轴和半短轴分别仅有 3.8 AU和 0.66AU. 超大质量黑洞 由银心附近恒星的运动近红外观测推测在银心集中了~3×106 M⊙的 质量。 射电观测表明射电源 Sgr A*的大小<5 AU~80 RS(3×106 M⊙) Æ超大质量的黑洞? 银心附近红巨星的运动 A Star in a 15.2 yr Orbit around Sgr A* Closest Star Seen Orbiting the Supermassive Black Hole at the Centre of the Milky Way Æ MBH=(3.7±1.1)×106 M⊙ X, γ射线观测 银心有很强的X,γ射线辐射 Chandra卫星的X 射线观测 CGRO卫星的观测表明产生观测到 的γ射线光度要求在银心区域每秒 109吨正反物质湮灭。 2000年10月26日Chandra卫星观测到银心X射线源的爆 发现象。在几分钟内，亮度增大约45倍。约3小时后， 亮度快速回落到爆发前的水平。 造成光变的原因被认为是大质量黑洞的物质吸积。 银河系中心的10倍放大想象图 100 kpc 1 kpc 1 pc100 pc 3. 银晕 (1) 球状星团 年老的星族II恒星、以银心为中心球状分布， 在椭圆轨道上绕银心旋转（V~100 kms-1）， 离银心最远距离达100 kpc。 (2)热气体 Chandra卫星的观测 表明在银晕中存在 大量的热气体。 热气体晕（X射线） 银盘内恒星（光学） (3) 暗物质 (dark matter) 由银河系的自转曲线得知，银晕中的不可见物 质质量远远超过银河系可见物质质量。 暗物质的特征：在所有波段都不产生辐射，仅 有引力作用。 暗物质的可能成分： ①MACHOs (Massive Compact Halo Objects) 如褐矮星、行星、致密星、电离气体等。 ②WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) 如质量非零的中微子或其他未知亚原子粒子。 暗物质的微引力透镜(gravitational microlensing)现 象 The MACHO Project The primary aim is to test the hypothesis that a significant fraction of the dark matter in the halo of the Milky Way is made up of objects like brown dwarfs or planets. LMC Mount Stromlo Observatory, Canberra, Australia 对大麦哲伦云和核球中的恒星的研究 结果： 银晕中MACHO质量 ~ 2×1011 M⊙ 单个MACHO的质量~ 0.1-1 M⊙ Limits on MACHO Mass and Halo Fraction Hubble空间望远镜对邻近球状星团中的观测表明红矮 星不可能是银河系暗物质的主要成分。 Detection of WIMPs Proving WIMPs exist rests on the theory that, on occasion, a WIMP will interact with ordinary matter. A rare WIMP interaction can take place inside a solid object. The trick to detecting a WIMP is to witness one of these interactions. CDMS: Cryogenic Dark Matter Search §6.5 银河系的起源 1. Overall Properties of the Galactic Disk, Halo, and Bulge Ongoing star formation in the inner regions No star formation during the last 10 billion years Site of ongoing star formation Contains gas and dust, especially in the inner regions Contains no gas and dustContains gas and dust Contains both young and old stars Contains old stars onlyContains both young and old stars Somewhat flattened and elongated in the plane of the disk Roughly spherical— mildly flattened Highly flattened GALACTIC BULGEGALACTIC HALOGALACTIC DISK Overall Properties of the Galactic Disk, Halo, and Bulge Yellow-whiteReddish in colorOverall white coloration, with blue spiral arms Ring of gas and dust near center; Galactic nucleus No obvious substructureSpiral arms Stars have largely random orbits but with some net rotation about the Galactic center Stars have random orbits in three dimensions Gas and stars move in circular orbits in the Galactic plane GALACTIC BULGEGALACTIC HALOGALACTIC DISK 2. Chemical Evolution Metals form by fusion inside of massive stars Supernova explosions enrich the interstellar medium with metals. The next generation of stars form out of the metal-enriched interstellar gas. Successive generations get more metal rich. 3. Origin of the Milky Way galaxy (1) the Collapse Model Originally suggested by O.J. Eggen, D. Linden-Bell and A. R. Sandage (1962) A large rotating gas cloud collapsed rapidly, in about a few 108 years. At first, the cloud consisted entirely of hydrogen and helium. Phase I Spheroid Formation The cloud breaks up into fragments during collapse. First generation of stars to form are metal-poor spheroid & globular cluster stars (Pop III and Pop II) The cluster stars remain the kinematical features of the collapsing cloud. Massive Pop II stars go supernova and enrich the gas with metals. Low-mass Pop II stars are still around today. Star formation stops early-on in the spheroid. Phase II: Disk Formation As the cloud fell inward on itself, the protogalaxy began to ratate more quickly and the disk appears. Next generation (old Pop I) stars have more metals, and ordered disk rotation Massive old Pop I stars go supernova, enriching the disk gas further Following generations (young Pop I) have even more metals (e.g., the Sun). Star formation is still going on in the disk Problems in the ELS Model 1. The abundance of heavy elements does not change significantly outside R=8 kpc. 2. Many halo stars move in retrograde orbits, suggesting that the protogalaxy was quite clumpy and turbulent. 3. The observed age range of globular clusters indicates that the collapse of the outer halo is likely to have taken an order of magnitude longer than that in the ELS model. Origin of the Milky Way galaxy (2) the mergers and accretion model Originally suggested by L. Searle and J. Zinn (1972) Many small galaxies coalesced to form the proto Milky Way galaxy Origin of the Milky Way galaxy: the mergers and accretion model The ancestral fragments may have evolved in chemically unique ways, leading to differences in chemical signature among the halo populations. Galaxy disk is assumed to be built up by continuous accretion and merger of gas clumps. As the accreted gas flows inwards, it dissipates and spins up, and eventually adds to an existing gaseous disk. Origin of the Milky Way galaxy It is possible that more than one model work for the formation of the Galaxy. The ELS scenario may apply to the dense bulge and inner halo. After the formation of the clusters in the inner halo, the more rarefied outer parts the Galaxy may have developed by the merger of fragments, along the lines theorized by Searle and Zinn. µÚÁùÕ ÒøºÓϵ(Chapter 23) ¡ì6.1 ÒøºÓϵµÄÕûÌå½á¹¹ ¹âѧ²¨¶ÎµÄÒøºÓϵ Éäµç²¨¶ÎµÄÒøºÓϵ ºìÍⲨ¶ÎµÄÒøºÓϵ ½üºìÍⲨ¶ÎµÄÒøºÓϵ XÉäÏß²¨¶ÎµÄÒøºÓϵ ¦ÃÉäÏß²¨¶ÎµÄÒøºÓϵ 2. ÒøºÓϵÑо¿¼òÊ· The Creator Milky Way ÐǼʽéÖÊÓëÒøºÓϵµÄ´óС 3. ÒøºÓϵ½á¹¹ ÒøºÓϵ½á¹¹ 4. ÒøµÀ×ø±êϵ 5. ÐÇ×å (population) ²»Í¬ÐÇ×åºãÐǵĹìµÀÔ˶¯ÌØÕ÷ ÐÇ×åIÓëIIÌìÌåµÄÌØÕ÷ ¡ì6.2 ÒøºÓϵµÄת¶¯ Ì«Ñô¸½½üºãÐǵÄÊÓÏòËٶȵı仯 (3) ÀûÓÃÇò×´ÐÇÍŲⶨR0ºÍV0 2. ÒøºÓϵµÄ×ÔתÇúÏߺÍÖÊÁ¿·Ö²¼ (3) ×ÔתÇúÏß¡ªÒøºÓϵ×ÔתËٶȻò½ÇËÙ¶ÈËæ°ë¾¶±ä»¯µÄÇúÏß (4) ÒøºÓϵÖÊÁ¿ ¡ì6.3 ÒøºÓϵµÄÐýÎнṹ 2. ÒøºÓϵÐý±ÛµÄÖ¤ÈÏ CO·Ö×Ó·øÉäµÄÇ¿¶ÈÓëÊÓÏòËٶȷֲ¼ (3) ¹Û²â½á¹û ÒøºÓϵÐý±Û ÎÊÌ⣺ 3. Ðý±ÛµÄÀíÂÛ½âÊÍ (2) ÃܶȲ¨ÀíÂÛ(Density Wave Theory) Éú»îÖеÄÃܶȲ¨ Ðý±ÛÉϵĺãÐÇÐγÉÓëÑÝ»¯ ExampleStar Formation in The Spiral Galaxy M81 δ½â¾öµÄÎÊÌ⣺ÒýÁ¦ÈŶ¯ÊƵÄÆðÔ´ÊÇʲô£¿ (3) ×Ô´«²¥ºãÐÇÐγÉÀíÂÛ(Self-propagating star formation or supernova chain reaction theory) (4) Á½ÀàÄ£ÐÍµÄ±È½Ï ¡ì6.4 ÒøÐĺÍÒøÔÎ (2) ¹âѧ¹Û²â (3) ºìÍâÓëÉäµç¹Û²â Ç¿ÉäµçÔ´¡ª¡ªÈËÂí×ù(Sagittarius) A* Chandra X-ray Survey of the Galactic Center ÒøÐĵÄÉäµç¹Û²â Galactic Center Across the Spectrum Exploring the Ridge The central light-years: Sagittarius A* Close to the Galactic Center ³¬´óÖÊÁ¿ºÚ¶´ A Star in a 15.2 yr Orbit around Sgr A* X, ¦ÃÉäÏß¹Û²â ÒøºÓϵÖÐÐĵÄ10±¶·Å´óÏëÏóͼ 3. ÒøÔÎ (2)ÈÈÆøÌå (3) °µÎïÖÊ (dark matter) °µÎïÖʵÄ΢ÒýÁ¦Í¸¾µ(gravitational microlensing)ÏÖÏó The MACHO Project Limits on MACHO Mass and Halo Fraction Detection of WIMPs ¡ì6.5 ÒøºÓϵµÄÆðÔ´ 1. Overall Properties of the Galactic Disk, Halo, and Bulge Overall Properties of the Galactic Disk, Halo, and Bulge 2. Chemical Evolution 3. Origin of the Milky Way galaxy (1) the Collapse Model Phase I Spheroid Formation Phase II: Disk Formation Problems in the ELS Model Origin of the Milky Way galaxy (2) the mergers and accretion model Origin of the Milky Way galaxy: the mergers and accretion model Origin of the Milky Way galaxy