恒星速度椭球分布律对旋涡星系的影响

本文讨论在考虑恒星速度椭球分布情形下旋涡星系的性质。由分析可知:旋涡星系的运动是恒星“气流”的紧卷旋涡式轴对称基本运动与密度波扰动的迭加,也即既有物质运动也有波的传播。当旋涡星系的旋臂为曳式时,它是旋闭的,并且恒星速度的椭球分布能导致星系密度波模式的不稳定。这种不稳定性提供了激发并维持星系密度波的一种机制,得以使且系旋臂长期维持。     

宇宙画廊

Arp87,我们的宇宙近邻中已知的数百个相互作用星系之一。在“哈勃”空间望远镜的注目下呈现出了多姿的面貌。Arp87位于狮子座,距离我们大约3亿光年,最早由天文学家Halton Arp于上世纪60年代编入“特殊星系星表”。位于左下较大的星系是NGC3808,右上是NGC3808A。NGC3808是一个几乎完全正向对着地球的旋涡星系,有一个明亮的恒星形成环和几个醒目的尘埃臂。NGC3808A则是一个侧向旋涡星系,也有一个由恒星和星际气体组成的环在它周围绕行,     

恒星如何形成

被称为星际介质的气体和尘埃云充斥着我们的银河系。目前几乎可以肯定,巨分子云中的湍流运动会形成密度比周围稍稍高出一点的云核,由此便拉开了恒星形成的序幕。如果许多高温、明亮的恒星彼此非常靠近,它们的强烈辐射会在星际介质中引发湍流。星系和其他星云对其的密近交会也会产生这一不稳定性。当超新星爆发时,会产生一个向外膨胀的壳层。位于其前端的激波波前会压缩扫过的气体。造就银河系旋涡结构的螺旋形密度波会扫过银河系,所过之处的物质也会被挤压。     

盘状星系中星际气体的三维分布

本文从气体动力学的基本方程出发,讨论了在银河系的恒星和气体的总合引力场作用下,星际气体的大尺度三维结构.求出了星际气体空间分布的精确解,用此结果讨论了盘状星系中气体的峰值分布问题.分析了星系翼的一般特征,并具体地计算了银河系中星际气体的等密度曲线,提出了银河翼结构的一些可能趋势.     

星际气体之谜

星系中除了恒星,还有一个重要的组成部分就是恒星间的星际介质。星际介质又叫星际物质,包括气体、尘埃、磁场、宇宙线等。天文学家们最先关注的就是无处不在的星际气体。     

密度波理论中星系激波的时间演化

密度波理论中星系激波的解大都假设为局部的,并且往往不考虑星际气体自引力的影响。本文取消了上述两个假设条件,求解了二维不定常气体动力学方程组,其中包括了星际气体的自引力效应。研究了在外加扰动螺旋引力场的作用下,轴对称气体盘中星系激波的形成过程。得到了星系激波的运动和密度分布特征。与非自洽的局部激波解相比,两者的定性特征相似,但定量结果有较大差别。计算表明,星系激波宏图的图样速度随时间和空间而变化,变化的大小甚致超过了外加密度波的图样速度。形成星系激波的特征时间约为5×10~8年。由于激波宏图与外加密度波宏图的相对缠卷,难于维持准稳恒的星系密度波,但每一具体时刻仍有大尺度的星系激波宏图。     

星际气体激波与恒星线性密度波的总合自洽解

本文从二维气体动力学和泊松方程出发,研究星际气体激波和线性恒星密度波自洽的密度波理论,求出准稳、紧卷、双臂的线性恒星密度波和星际气体激波的总合自洽解。所得结果表明,在采用不完全的流体力学线性方程组及全局的引力方程的条件下,得到的是收敛的自洽解,该解给出了与局部渐近解相同的色散关系、非谐波形式的总密度分布及总引力分布,所得结果还表明,若采用完全的流体力学线性化方程组,将得出不稳定的线性恒星密度波。     

旋涡星系中恒星形成对旋涡结构的影响

本文利用N体数值模拟方法,讨论了旋涡星系中恒星形成对旋涡结构的维持作用。在假定恒星是在一定密度区域中形成以及恒星诞生率为1.0M_⊙/年的情况下,模拟结果表明,旋涡图象的维持时间是未考虑恒星形成模型的2.3倍。     

为什么恒星形成的研究仍处于唯象阶段？

天文学家经过长期的研究发现,恒星形成与星系的重要组成成分——星际介质有着密切关系。星际介质（interstellar medium）,顾名思义,是指恒星问弥漫的各种物质,主要是由大量的气体和尘埃组成。它们一般都非常稀薄,弥散在星际空间中。     

矮星系的历史可能非常简单

矮星系可能是宇宙中最普通的星系,但它们很少受到人们的注意。它们不像那些大质量星系能维持旋涡密度波并与伴星系有相互作用,导致恒星形成的爆发。大多数矮星系很单调,过着“正常”的生活。小熊座矮椭球星系(ＮＧＣ9749)就是这种情况。得克萨斯大学盖伊所做的研究表明这?..     

旋涡星系颜色梯度的研究进展

旋涡星系的颜色梯度反映了其星族构成沿径向的分布,包含了星系恒星形成历史的信息.因此,对旋涡星系颜色梯度的研究有助于理解星系的形成和演化过程.大部分旋涡星系存在负的颜色梯度,其主要原因是旋涡星系存在星族梯度.颜色梯度与星系的面亮度之间存在内禀的相关,表明质量面密度在星系的形成和演化过程中具有重要作用.     

星系中原子和分子气体的半解析模型

星际气体是星系中重子物质的重要组成部分,其中的分子气体（主要是分子氢H₂）以及原子气体（主要是中性氢HI）对于星系中发生的各个物理过程至关重要。本文在前人的星系形成和演化的半解析模型基础上,加入了描述星系盘中分子气体和原子气体成分的物理模型,来研究分子气体和原子气体对于星系形成和演化所起的作用。我们主要使用了马普天体物理所Munich Group的L-Galaxies半解析星系形成模型,并借鉴了星系化学演化模型的方法,把半解析模型中的每一个星系盘分成了多个同心圆圈,然后在每个圈中分别追踪气体下落、分子气体和原子气体转化、恒星形成、金属增丰、超新星爆发加热冷气体等发生在星系盘上的物理过程,并且每个同心圈都是独立演化的。在我们的模型中,一个基本假设是每个时间步内气体都是以指数形式下落到星系盘上,并且直接叠加在已有的气体径向面密度轮廓之上,其中指数盘的标长r_d正比于星系所在暗物质晕的维里半径r_vir与旋转参量λ的乘积。我们的模型使用了两种描述分子气体形成的模型:一种是基于Krumholz等人解析模型的结果,其中分子气体的比例与局域气体面密度以及局域气体金属丰度相关;另一种是分子气体比例与星际压强相关的模型,根据Obreschkow等人的近似,分子气体的比例与气体面密度以及恒星质量面密度相关。由于恒星形成过程发生在星际巨分子云之中,并且根据Leroy等人的观测结果,恒星形成率面密度近似正比于分子气体的面密度,因此我们在模型中使用了与分子气体面密度相关的恒星形成规律。     

旋涡星系M81,M51的恒星臂与气体臂的相移

本文具体计算了M81,M51两星系的恒星臂与气体臂之间的相移,给出了两星系的星臂乃气臂的式样,与21厘米射电观测结果比较表明,理论与观测基本上是符合的。     

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- 从银河系向外看去.旋涡星系NGC 6946恰好与我们正面相对。这个巨大而美丽的旋涡星系离我们仅1900万光年,高远的仙王座内的点点繁星,如同在它的前方蒙上了一帘轻纱。如果您将视线从星系明亮的核心,沿着松散的、断断续续的旋臂向外移动,可以看到这个星系明显的颜色变化。从核心老年恒星发出的黄色星光,到旋臂上年轻星团发出的蓝色星光和恒星形成区的红色星光,色泽的变化抢人眼目。NGc 6946在红外光波段也很明亮,含有丰富的气体和尘埃,显示出很高的恒星形成速率和死亡速率。实际上,在20世纪中,至少发现了六次恒星死亡的爆炸事件——超新星…     

旋涡星系中对任意旋臂倾角一致有效的密度-引力势渐近关系

本文给出对于臂数m≥2的旋涡星系(正常旋涡星系或棒旋星系),对任意旋臂倾角(0≤|β|≤π/2)一致有效的扰动密度-扰动引力势渐近关系。在|β|≤1的特殊情形,它回到紧卷波的各种已知渐近关系;在|β|不小的情形,这一新结果适用于讨论构成棒旋星系的“开展模式”(open mode)。     

卫星星系的数目与中央星系性质关系的研究

卫星星系是研究星系形成的有力探针.近期的研究指出,中央星系是椭圆星系时,其卫星星系数目比旋涡星系多.为了探究这种差异,采用了新一代流体动力学模型(The Next Generation Illustris Simulations,简称TNG模拟)中TNG300-1的数据,选择了恒星质量范围为1010M⊙·h-1Mc1012M⊙·h-1的中央星系,同时根据星系的核球质量与星系的恒星质量的比值(B/T)将这个范围的中央星系划分为旋涡星系和椭圆星系.使用统计学的方法进行分析后发现:当控制暗晕质量分布,使得不同形态的中央星系所处的暗晕的质量分布完全相同时,卫星星系分布存在新的差异,即旋涡星系的卫星星系数目更多.这一结论和观测结果相反,产生这一差异的主要原因是:旋涡星系的卫星星系包含更多的冷气体,使得旋涡星系的卫星星系恒星形成效率更高.     

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这是哈勃空间望远镜拍摄的长蛇座NGC3314的照片。看起来这似乎是两个相互之间有影响的旋涡星系,而事实上它们只是简单的位于我们的同一视线上,前面的星系以正面对着我们,后面的星系则以侧面对着我们。前面星系中有一些从星际气体和尘埃中诞生不     

一个有限厚度旋涡星系模型

本文将三维引力势Poisson方程在一个特殊模式下的速变相一级渐近解用于三维定常模拟恒星盘。在考虑了垂直于星盘平面的运动和物理量的三维分布以后,得出了相应的色散关系。用Schmidt模型对银河系旋臂进行了实例计算,结果表明:在模拟太阳附近的两个主要旋臂——人马臂和英仙臂的情况下,在内林德布拉德共振圈和共转圈之间、在内林德布拉德共振圈以内以及在外林德布拉德共振圈以外等三个区域里,均可得到稳定模型。最后对在较厚旋涡星系中,螺旋波长随着离开星系盘中心平面的距离不同而变化的特征,作了一个简单的分析。我们认为,这种密度波波长随高度的变化或许可以解释以下观测现象:(1)在有些旋涡星系中旋臂有相当宽度。(2)在有些旋涡星系中,旋臂间界限不很分明。(3)在有些旋涡星系中,旋臂外侧亮度突然减弱,而内侧减弱很慢。     

一个有限厚度旋涡星系模型

本文将三维引力势Poisson方程在一个特殊模式下的速变相一级渐近解①用于三维定常模拟恒星盘。在考虑了垂直于星盘平面的运动和物理量的三维分布以后,得出了相应的色散关系。用Schmidt模型②③对银河系旋臂进行了实例计算,结果表明:在模拟太阳附近的两个主要旋臂——人马臂和英仙臂的情况下,在内林德布拉德共振圈和共转圈之间、在内林德布拉德共振圈以内以及在外林德布拉德共振圈以外等三个区域里,均可得到稳定模型。最后对在较厚旋涡星系中,螺旋波长随着离开星系盘中心平面的距离不同而变化的特征,作了一个简单的分析。我们认为,这种密度波波长随高度的变化或许可以解释以下观测现象:(1)在有些旋涡星系中旋臂有相当宽度。(2)在有些旋涡星系中,旋臂间界限不很分明。(3)在有些旋涡星系中,旋臂外侧亮度突然减弱,而内侧减弱很慢。     

星系中分子气体和原子气体的研究进展

星际介质中的分子气体(主要是分子氢H2)和原子气体(主要是中性氢HI)成分是星系中重子物质的重要组成部分,它们对于星系中的各种物理过程至关重要。近年来随着观测技术的提高,分子气体和原子气体的观测结果越来越多,其中中性氢主要依靠21 cn氢原子射电辐射和DLA吸收体来观测,分子氢则通过一氧化碳作为示踪分子来探测。在这些观测结果基础上,理论工作者建立了一系列模型来解释和研究星际分子原子气体的转换,分子气体与恒星形成,分子气体和原子气体在星系形成和演化中所起的作用等,并为将来更进一步的观测提供了指导和预言。