星系的质量和角动量的分析

本工作对213个星系的质量和角动量值进行了分析。175个质量值是射电方法得出的,其余38个由光学方法得出。由星系的极大自转速度V_m及其相应处的半径r_m 计算了183个盘星系的角动量J,得到了关系式J∝M~(1.66)。本文按质量值把星系分为超巨系(5×10~(11)—10~(13)M_⊙、巨系(10~(10)—5×10~(10)M_⊙)、中系(10~3—10(10)M_⊙和矮系(10~3—10~3M_⊙)。E型星系的质量范围最大,其中矮系和超巨系都最多。S型星系超巨系很少,矮系也没有。对此,本文进行了讨论。从S0到S系的各个次型到Ir型星系,星系质量M、角动量J和角动量密度j的平均值都是先增加到Sb型达极大值,然后减少。以M~(7/4)除J,以消除M的影响,剩余角动量J/M~(7/4)也不随类型变晚而增大。但SB系的J/M~(7/4)值却比SA系大,表示角动量大的星系较可能成为棒旋星系。 r_m处单位质量的惯性离心力k-V_m~2/r_m的平均值也是Sb处极大,Sb以后减小。本工作为进一步研究星系形态分类的演化意义提供了资料。     

Virgo星系团的Virial质量和运动学分析

本文利用由Binggeli、Sandage和Tammann提供的Virgo团天区星系视向速度所确定的6°核区域的352个成员星系,得出团的Virial质量为μv=2.7×10~(14)μ。总光度L_B=2.0×10~(12)L,质光比μv/L_B=136,以及光度质量μ_L=4.1×10~(13)μ,Virgo团有着和Coma团类似的速度弥散度轮廓,近团中心部分的星系速度弥散度有减小的趋势。团星系呈现明显的形态分层,早型星系较之晚型星系明显向团中心聚集,速度弥散度较小(615:827公里·秒~(-1))。分析表明,Virgo团所经历的动力学演化过程很短,质量分层效应很不显著,是一个年轻的不规则星系团。     

液核地球自转速率变化的带谐潮效应Ⅱ--数值计算与比较

地球自转速率的潮汐变化可由无量纲参数k/cm)(k和cm分别为壳幔的有效Love数和有效极转动惯量)来表征。对于一个具有弹性地幔、平衡海潮和核幔不耦合的地球k/cm=0.944,且与潮波频率无关。海潮的非平衡扰动使k/cm为复数,且与频率有关。大气对自转速率有效勒夫数的贡献约为Δkat=0.0075。同时地幔滞弹性对勒夫数也产生扰动。利用本文得到的理论公式和最新的潮汐数据计算了地球自转速率的潮汐变化,及其有关地球物理机制的影响。     

大大质量星系的尺度演化研究进展

星系(恒星质量M_*10~(10)M_⊙)的尺度(re)与M*之间有着明显的re_∝Mα_*关系。已有的研究揭示晚型星系(LTGs)和早型星系(ETGs)的α值分别对应0.22±0.03和0.75±0.05。另外,星系的尺度r_e与红移z之间存在演化关系:re_∝(1+z)~β。对于z3的ETGs来说,它们在静止光学波段的尺度随时间生长的指数β=-1.5～-1.2,其在LTGs中对应β=-0.8～-0.6。介绍了星系形成理论模型,星系尺度的测量,星系恒星质量与星系尺度之间的关系,不同类型星系的尺度演化,以及阐述了该领域未来的研究方向。     

椭圆星系一些动力学问题研究的进展

近年来有关椭圆星系的观测研究结果(包括对椭圆星系个体的研究和一系列的统计工作)揭示出一些以前尚不为人们所知的性质,使得关于椭圆星系的形态、动力学状态、形成及演化过程等的研究工作逐步深化。本文介绍的有关椭圆星系的观测结果主要包括:椭圆星系表面光度的径向分布和角向分布;通过光谱观测得到的椭圆星系自转速度和速度弥散度方面的结果。这些均和椭圆星系的动力学状态有着直接的联系,并且是研究椭圆星系形成、演化的重要依据。理论工作的介绍,重点在讲述几种椭圆星系的动力学模型和三种流行的关于椭圆星系形成、演化过程的理论.     

液核地球自转速率变化的带谐潮效应Ⅱ——数值计算与比较

地球自转速率的潮汐变化可由无量纲参数k／Cm)(k和Cm分别为壳幔的有效Love数和有效板转动惯量)来表征。对于一个具有弹性地幔、平衡海潮和核幔不耦合的地球k／Cm=0．944，且与潮波频率无关。海潮的非平衡扰动使k／Cm为复数，且与频率有关。大气对自转速率有效勒夫数的贡献约为△kat=0．0075。同时地幔滞弹性对勒夫数也产生扰动。利用本文得到的理论公式和最新的潮汐数据计算了地球自转速率的潮汐变化，及其有关地球物理机制的影响。     

Coma星系团的研究4.结构与次团结构

本文利用确定的278个视向速度成员星系,讨论了Coma星系团的结构和中心区的次团结构.分析表明,Coma团内星系表现有一定程度的空间形态分层和质量分层,早型星系同晚型星系相比,大质量星系与较小质量星系相比,前者的面分布明显地有向团中心集聚的倾向.按最大似然原理对星系的视向速度的分析表明,Coma团中心区可能存在着次团结构.     

Ⅰ型塞佛特星系核的光度和质量

利用50个Ⅰ型Seyfert星系的L(H_β)、H_β谱线的零强度宽(FWZI),以及假设吸积物质流模型,求出它们核的质量、热光度和临界光度(Eddington 光度)。发现这样会构成低红移QSO-Ⅰ型Seyfert-Ⅱ型Seyfert的星系核质量分布的序列(图1),Ⅰ型和Ⅱ型Seyfert星系的热光度与临界光度的比值的直方图,也有一个较大的重叠(图2)。再用讫今有的38个Ⅰ型Seyfert星系的X射线光度资料进行统计分析,得到 L_(x(2-10keV))∝M,L_(x(2-10keV))∝(FWZI)~2,利用球吸积模型对结果进行简单的讨论。     

河外星系动力学质量的多途径测定

利用伴天体(含伴星系、球状星团、晕族天体等)的运动学观测资料,可通过多种方法估测主星系的质量(动力学质量),如自转质量、位力质量、轨道质量、投影质量、示踪质量以及星流法质量等。在诸多已测得动力学质量的河外星系中,以仙女星系(M31)的相关工作为最多,对此做了简要的介绍和讨论。     

星系棒图案速度的直接测量方法及其应用

星系棒的图案速度(或转动角速度)是棒旋星系的一个最重要的动力学参量。棒的图案速度?_(bar)的测量并不容易。目前直接测量?_(bar)的唯一方法是Tremaine和Weinberg (TW)在1984年提出来的。他们假设星系中示踪源的表面亮度满足连续性方程,即可利用示踪源的测光学和运动学参量推导出?_(bar)。详细介绍了TW方法,整理了文献中?_(bar)的测量结果,并讨论了测量过程中的误差来源。目前学术界利用老年恒星、中性氢气体H I、分子氢气体H_2,以及离化氢气体Hα作为示踪源,测量了大约50个星系的图案速度,并结合?_(bar)和星系自转曲线得到共转半径RCR。通过比较RCR和棒长a_(bar)发现,大部分星系棒都是快速旋转的(1≦RCR/a_(bar)≦1.4)。极少部分星系棒慢速旋转,并且这些棒似乎都位于由暗物质主导的星系中。同时也有研究声称发现了一些超快旋转的棒,但目前理论上无法解释它们,也无法确定它们的?_(bar)是否可靠,或是否由于违反了TW方法的某些条件而导致测量结果不准确。由于已有的测量样本太小,并偏向于早型星系,人们暂未发现图案速度与星系类型及星系棒性质之间的关系,但人们认为,星系棒的图案速度有可能与星系中暗物质的分布有关。积分视场光谱仪(integral field unit, IFU)巡天数据在测量?_(bar)上有着独特的优势。随着IFU数据的普及,未来将有更多的TW测量结果来检验这些结论。     

红移z≈2极亮红外星系的研究进展

极亮红外星系(ULIRGs)是指红外(IR,8~1000μm)光度L_(IR)10~(12)L_⊙的一类星系。研究表明,红移z≈2处极亮红外星系是大质量(M_*10~(11)M_⊙)、富尘埃和强恒星形成(大于100 M_⊙·a~(-1))的特殊星系。极亮红外星系可分成活动星系核起主导作用的源和恒星形成占主导的星系。恒星形成主导的源,中红外光谱有明显的多环芳香烃辐射;而活动星系核主导的星系,光谱呈现出幂律形式并有很强的硅线吸收。极亮红外星系的静止光学波段形态存在多样化,既有并合结构特征,又有椭圆形态。这类星系很可能是近邻大质量宁静星系的前身星系。介绍了红移z=2附近极亮红外星系的各种物理性质的研究进展,如形态和结构、光谱特征、成团性、尘埃分布和形成机制等,以及阐述了该领域未来的研究方向。     

环星系的有效半径与红外总光度的相关性关系

用一个完备的带环星系样本以及它们的J,H,Ks三个波段的2MASS数据,采用考虑了多项因素的线性模型,研究带内环、外环以及伪内环这三类带环星系的共振环物理直径（D）与星系有效半径（R_e）之间的统计关系。其结果为:在带内环星系中,R_eαD^0.76±0.07;在带外环星系中,R_eαD^0.60±0.08;在伪内环星系中有R_eαD^0.75±0.08。将其与Wu在2008年得到的带环星系的星系近红外总光度(L_NIR)与D的统计关系(L_NIRαD^1.2)结合,得到带环星系L_NIR与R_e的系统关系,即L_NIRαR_e^β,对带内环、外环和伪内环的星系,β分别为1.58±0.15、2.00±0.27和1.60±0.17。这些推论和我们的直接测量结果大致相符。考虑到星系R_e与星系盘尺度（h_d）之间接近线性关系,以上结果较直接地检验了Wu在2008年得到的关于h_d与D的相关性结果,这也说明典型的带环星系的盘成分在总的动力学质量中的比例分布和盘早期温度仅有较小的系统变化。与其它关于星系的光度和尺度的经验统计关系相结合,这些结果提示带环星系的红外光度与盘尺度有与一般星系中的盘相近的统计关系。     

用造父变星和21厘米氢线发射探求银河系自转参数

(i)利用克拉夫特和施密特列出的造父变星资料中146个星的资料,用加姆方法计算了Δω(R)随 R 的变化.结果同根据莱顿天文台得到的21厘米氢线发射的观测资料计算出的Δω(R)镶合,定出太阳离银心的距离 R_0=11.0千秒差距.(ii)利用伯劳乌和摩根给出的17个造父变星(W Gem 除外)的自行资料,算得太阳邻近的银河系自转角速度ω(R_0)=23公里/秒/千秒差距,因而得自转速度 V(R_0)=250公里/秒.(iii)利用Δω(R)曲线计算了在R=5至14千秒差距区域内,ω(R)、V(R)、F(R)、A(R)和 B(R)的数值.最后,将 V(R)的数值同稳定星系动力学理论的结果作了比较.     

COMA星系团的研究3.维里质量和运动学分析

本文利用Kent和Gunn提供的COMA团天区414个星系的视向速度资料,以及关于团成员的统计判别结果,确定了COMA团的维里质量并就若干运动学问题进行了讨论,分析表明COMA团是一个经历了一定时间的动力学演化,然而尚未达到充分弛豫阶段的星系团。就现有观测资料来看,COMA团星系的质量分层效应并不显著。由大概率成员星系确定的COMA团维里质量为产μ_V=2.63×10~(15)μ_⊙,总光度L=1.45×10~(13)L_⊙,质光比μ_r/L=182,光度质量μ_L=3.43×10~(14)μ_⊙。     

早型星系的恒星形成活动演化研究

从观测上测定早型星系中恒星形成活动随红移的演化有助于理解这类星系的形成演化.结合GEMS（Galaxy Evolution from Morphology and SEDs）巡天的HST/ACS（Hubble Space Telescope/Advanced Camera for Surveys）高分辨图像和CDFS（ChandraDeep Field South）天区Spitzer、GALEX（Galaxy Evolution Explorer）等多波段数据,基于形态、颜色和恒星质量选出一个0.2≤z≤1.0红移范围的包含456个早型星系的完备样本.利用stacking技术测量了样本星系紫外与红外平均光度,估计早型星系的恒星形成率.结果显示,早型星系中的恒星形成率较低(<3 M_⊙·yr^-1),随红移递减而降低.在红移z=1以来的恒星形成贡献的质量小于15%.星族分析亦肯定大质量早型星系的主体星族形成于宇宙早期（z>2）.     

星系团Abell 85的光度函数

基于NASA/IPAC河外星系数据库(NASA/IPAC Extragalactic Database,NED)和Sloan数字巡天(Sloan Digital Sky Survey,SDSS)第8次释放的数据(The Eighth Data Release,DR8),对星系团Abell 85(以下简称A85)的2倍动力学特征半径2r_(200)内的光度函数(Luminosity Function,LF)进行了研究.研究表明,A85的光度函数在Sloan巡天5个波段用Schechter函数均能拟合得很好.在u、g和z波段光度函数都显示出1个下凹.早型星系r波段的两个最佳拟合参数(r波段特征绝对星等和暗端的陡度)分别为M_r~*=-21.14_(-0.17)~(+0.17)mag,α=-0.83_(-0.14)~(+0.12),晚型星系为M_r~*=-21.98_(-0.98)~(+0.84)mag,α=-1.5_(-0.35)~(+0.24).早型星系的特征星等暗于晚型星系,而暗端比晚型星系要平坦得多.早型星系的光度函数在-20.5~-20.0 mag下凹.将1.5r_(200)范围内的星系按距离团中心的远近划分为3个环状区域,发现距离团中心越近,光度函数的暗端越陡,特征星等越亮.     

卫星星系动力学状态对星系属性的依赖

基于Sloan Digital Sky Survey(SDSS)数据,采用van den Bosch等发展的自适应方法从星系样本中挑选出中央星系及其卫星星系,然后研究卫星星系速度弥散与中央星系/卫星星系属性的关系.和之前的研究一致,卫星星系平均速度弥散随着中央星系质量增大而增大,并且红中央星系所在星系群的速度弥散比蓝中央星系要大.发现平均而言,在红中央星系周围,卫星星系的速度弥散和其质量之间没有明显关联.但是在蓝中央星系周围,质量大的卫星星系速度弥散偏大,而红卫星星系的速度弥散要比蓝卫星星系偏大.进一步的研究表明,在相同的暗晕中,卫星星系速度弥散和卫星星系质量并不相关.有意思的是,如果红中央星系周围同时有红和蓝卫星星系,那么红卫星星系的速度要小,对其中的物理机制进行了初步的探讨.此外还发现,若中央星系周围只有红或蓝(质量大或小)的卫星星系时,有红(或质量大)的卫星星系所在的暗晕的速度弥散要大于有蓝(或者质量小)的卫星星系的暗晕,这表明卫星星系属性对于暗晕质量测量是有影响的.     

在NGC1068附近发现的一个新的类星体

塞佛特星系ＮＧＣ1 0 6 8是一个非常令人注目的特殊天体 ,它是Ｓｅｙｆｅｒｔ[1]发现的第一批此类星系中离我们最近 (1 9Ｍｐｃ,取Ｈ0 =6 0ｋｍｓ- 1Ｍｐｃ- 1)和最亮的一个塞佛特星系 ,因此天文学家从射电到Ｘ 射线整个电磁波段对它进行了详尽的观测和研究。ＮＧＣ1 0 6 8最初被归类为塞佛特ＩＩ型天体 ,但是通过对其偏振光的光谱观测 ,发现了认为被遮挡住的塞佛特Ｉ型核发出的± 432 0ｋｍ/ｓ的宽Ｈβ发射线 ,因此被认为是活动星系核统一模型的一个范例 (见文 [2 ] )。射电与光学的观测资料都表明ＮＧＣ1 0 6 8的中心部分有激烈的喷射活动…     

金星自转演化的一种可能解释

本文从理论上估计了金星由于受太阳东西向潮汐力矩作用,而引起金星自转速率的长期变化;并根据金星探测器对金星大气的探测结果,表明它具有稳定的向西环流,从而可得其对金星自转的影响。本文的讨论,证明了金星形成初期是一快速顺向自转的天体,仅太阳的潮汐力矩不可能解释它的自转演化。如果取金星形成之后初始自转周期T_0=15小时,则大气逆向环流与太阳潮的合力矩作用引起金星自转速率变化为: ω(T)=[1647″+δ_i×19705′.′5sin(4.°58(T_0/T))]/世纪~2{δ_i=+1,金星顺转 δ_i=-1,金星逆转}可以估计经t_1=3.22×10~9年,其自转与目前的轨道周期同步。又经t_2=1.19×10~7年,达今天的逆转243天周期。     

半锥体内流体自转加速或减速问题的数值研究

使用并行有限元数值模拟方法,研究了封闭半锥体内流体在自转加速和减速过程中的动力学调整过程。结果显示,半锥体不规则的几何形状以及自转速度变化的大小是影响流体调整过程最重要的因素。与GreenspanHoward(1963)在轴对称容器的研究结果不同,在半锥体这个非对称容器中,流场不存在地转流等值线(geostrophic contours)和可数的惯性波动模。当旋转角速度变化较小(|Ro|0.05,Ro为Rossby数)时,流体运动呈现弱非线性特征,流体结构无对称性(容器几何形状的影响),但Ro异号(自转加速或减速)之间满足对称关系,且粘性衰减时间与E-1/2(E为Ekman数)线性相关;当旋转速度变化较大(|Ro|0.05)时,流体运动呈现强非线性特征,运动形式更为复杂,湍流占居主导地位,Ro异号之间的流体结构无相关性,垂向运动加剧,流体的分层独立结构被彻底打乱,与弱非线性情况差异显著。