星系形成环境与宇宙中的空洞

本文讨论了初始扰动谱中大尺度负密度扰动对星系尺度扰动峰值的局域密度的影响，以及空洞演化中边界壳层非线性发展的作用。结果表明它们并不能解释空洞的形成。但考虑星系相互作用在可见星系形成中的关键作用，把星系群与星系团的存在作为形成的必要条件时，可以用负密度扰动对星系团和星系群的局域密度的调制，解释３０─６０Ｍｐｃ的空洞形成。对于更大尺度空洞的形成，则必须考虑对标准冷暗物质模型谱作出修正。     

高红移星系特征与星系环境

本文在星系有偏袒形成的冷暗物质模型框架下,假定星系都在红移～5时形成,研究了星系群和星系团的形成对星系演化的影响。由示冷暗物质模型中各种不同尺度扰动的幅度相近,星系群和星系团的维里化与星系的维里化在时间上比较接近,在星系群或星系团的维里化过程中获得巨大维里速度的星系仍然富有气体,因此,当它们因为频繁的互相碰撞,或者因为进入星系团中心区的稠密星系际介质受到巨大冲压,或者是被附近射电星系的喷流所产生的高压茧状体所包容,都可能激发活动性,造成恒星的爆发性形成.高红移星系团中观测到的B-O效应和高红移射电星系的光学像与射电喷流同轴向现象都可以据此得到解释.     

新闻速递

郭守敬望远镜助力致密星系群研究根据现代标准冷暗物质宇宙学,宇宙的结构是等级成团式的。星系是恒星的集合,相邻的星系在引力作用下慢慢聚集起来,又形成了星系团、星系群等,并逐渐形成更大尺度的结构。比如,我们的银河系就位于一个被称为本星系群的星系群中。而致密星系群中星系之间存在复杂的相互作用过程,它们是研究星系并合和演化的理想场所。     

倾斜冷暗物质谱与宇宙中可观测结构

为了缓解标准冷暗物质模型在解释一些观测现象时所遇到的困难，本考察了倾斜冷暗物质谱模型。在ＢＢＫＳ原初扰动场统计理论的基础上，本根据天体质量函数的计算公式和背景－天体相互作用的估计方法，计算了星系群和星系团的质量函数，并与最新观测质量函数作了对比，又分析和计算了在各种空洞尺度上天体密度的变化。计算结果表明，倾斜冷暗物质谱模型在与ＣＯＢＥ卫星观测结果相容的前提下，能在上述两个方面缓解标准冷暗物质模     

倾斜冷暗物质谱与宇宙中可观测结构

为了缓解标准冷暗物质模型在解释一些观测现象时所遇到的困难，本文考察了倾斜冷暗物质谱模型。在ＢＢＫＳ原初扰动场统计理论的基础上，本文根据天体质量函数的计算公式和背景－天体相互作用的估计方法，计算了星系群和星系团的质量函数，并与最新观测质量函数作了对比，又分析和计算了在各种空洞尺度上天体密度的变化。计算结果表明，倾斜冷暗物质谱模型在与ＣＯＢＥ卫星观测结果相容的前提下，能在上述两个方面缓解标准冷暗物质模型所遇到的困难。     

超因于星系并合的双星系的自旋相关性

Ｈｅｌｏｕ将双星系中的自旋方向的统计研究方法用到星系形成过程中,发现旋涡星系的自旋是反相关的,由此联想到在由星系并合过程中自旋对轨道倾角的依赖性。将Ａａｒｓｅｔｈ的标准Ｎ体模拟程序加上动力摩擦,形成一个研究星系并合的Ｎ体模拟程序,用来研究小星系群中星系的自旋和轨道倾角的依赖性。结果表明,在小星系群中,的确存在着类似旋涡星系中的自旋和轨道倾角的反相关性。     

星系形成和冷暗物质模型——(Ⅰ)暗物质与初始扰动谱

本文力求给出近年来在星系形成理论研究中对了解从原初扰动起源到重子物质与暗物质分离过程所取得的各项重要进展的线索,并指示冷暗物质模型结合星系有偏袒形成的概念,可使关于宇宙不同尺度结构的大量观测事实得到合理的解释。第一部分介绍与扰动起源、谱形和增长等有关的问题,着重说明宇宙暴胀概念和非重子暗物质的存在所起的关键作用,指出不仅重子暗物质为主的,而且热的非重子暗物质为主的模型存在严重的困难。     

星系盘厚度效应的研究

在三维引力Poisson方程严格解基础上，探讨了有限厚星系盘基盘的动力学性质，并进一步讨论了盘的厚度效应对银河系所需晕质量的影响。研究了扰动盘的动力学性质，通过将扰动引力势Poisson方程的严格解与林家翘、徐遐生提出的自维持密度波理论相结合，建立了三维旋涡星系有限厚盘上密度波的色散关系。在此色散关系的基础上讨论了盘的局域稳定性，研究了旋涡星系旋臂的形态、三维盘状星系密度波的群速度。研究表明厚度是星系盘研究中不容忽略的重要参量。另外在有限厚盘星系密度波色散关系的基础上还探讨了一种确定星系厚度的新方法。     

起因于星系并合的双星系的自旋相关性

Ｈｅｌｏｕ将双星系中的自旋方向的统计研究方法用到星系形成过程中,发现旋涡星系的自旋是反相关的,由此联想到在由星系并合过程中自旋对轨道倾角的依赖性。将Ａａｒｓｅｔｈ的标准Ｎ体模拟程序加上动力摩擦,形成一个研究星系并合的Ｎ体模拟程序,用来研究小星系群中星系的自旋和轨道倾角的依赖性．结果表明,在小星系群中,的确存在着类似在涡星系中的自旋和轨道倾角的反相关性．     

宇宙大尺度结构空洞的演化研究

为了研究空洞的演化以及暗物质空洞和星系空洞的差别,使用一组高精度的N体模拟数据以及基于此给出的半解析模拟星系数据,在红移2.03到红移0之间取了6个红移的数据,并使用VIDE (Void Identification and Examination toolkit)算法来找空洞,对星系空洞和暗物质空洞的统计性质比如丰度、数目、大小、形状、叠加密度轮廓等演化的比较的结果表明,随着红移的减小,空洞的数目逐渐减少、内部密度逐渐变小、体积逐渐增大、空洞的形状越来越扁.暗物质空洞和星系空洞的数目、平均大小、平均椭率的比值与红移呈线性关系.此外,不论是暗物质空洞还是星系空洞,小的空洞密度比在分布上比大空洞的低,更容易贯通并合,演化效应更明显.另外由于星系总是形成于暗物质密度场的高密度区域,使其不容易示踪暗物质空洞的一些薄弱的墙结构,导致星系空洞提前贯通.而对于已经形成的星系空洞而言,即便是其墙上最薄弱的地方也往往堆积着显著的暗物质,使得星系的位置保持稳定,甚至形成新的星系,从而抑制星系空洞的贯通.整体上暗物质空洞的演化要比星系空洞的演化更加明显.     

红移畸变对宇宙学空洞的影响

为探索红移畸变对空洞性质的影响, 利用了一组星系形成半解析模拟星表数据, 采用VIDE (Void Identification and Examination toolkit)算法寻找真实空间和红移空间的宇宙学空洞, 根据空洞外围墙结构处的星系运动速度将空洞分为``塌缩型''和``膨胀型''. 结果表明: ``塌缩型''空洞所占比例会随着空洞的尺度变大而减少, ``膨胀型''空洞则与之相反, 两类空洞的平均有效半径在实空间中相差20%, ``塌缩型''空洞的平均径向密度轮廓显著高于``膨胀型''空洞. 利用成员星系将两种空间中的空洞进行匹配, 通过比较实空间和红移空间中空洞的数目分布, 发现实空间和红移空间中空洞的数目差异与空洞大小有关, 并且红移空间中有一半左右的空洞无法对应到实空间. 对匹配空洞, 红移畸变对``塌缩型''空洞的密度影响更大; 对未匹配空洞, 其密度轮廓与匹配空洞存在明显区别, 并且实空间中未匹配空洞其壳层星系向空洞内部运动的趋势更加明显.     

宇宙的大尺度结构

在宇宙的已观测的范围内,从尺度10~(10)cm直到10~(26)cm可视物质的分布是不均匀的。对星系三维分布的研究结果表明,绝大多数的星系集中在由星系的带、群和团组成的超星系团中;而在超星系团之间是几乎没有可视天体的巨洞。宇宙的大尺度结构(在尺度10Mpc—10~2Mpc上星系分布不均匀性的特征)似乎是网状的。对类星体红移分布的统计分析结果表明,在大尺度结构中可能有周期性分布的成分。周期尺度是10~2Mpc的数量级。 在另一方面,关于微波背景辐射的温度起伏的观测(δT/T 10~(-5),在角尺度10′—180°的范围)表明,宇宙中的物质在更大尺度(10~3Mpc)上的分布是均匀的。 大尺度结构是怎样从早期均匀的背景宇宙中增长起来的?这是在宇宙学中最重要也是最困难的问题上一;要解决这个问题需要有关于宇宙的完善的模型。目前所流行的、关于大尺度结构的理论,基本上是以膨胀宇宙论和密度扰动的理论为基础的理论。 在绝热密度扰动(假定初始扰动是绝热的)的方案中,有两种观念特别值得注意: 1,宇宙密度波的观念。在早期宇宙中的扰动有可能在氢复合前形成有物理意义的相干波列;这种波——“宇宙密度波”在氢复合之后有可能影响物质的分布。作为宇宙密度波的可观测遗迹,可以解释已观测的星系分布不均匀性的上限尺度,以及在类星     

星系大尺度本动速度

本文从高斯型的初始质量密度扰动出发,采用球对称演化模型计算了星系大尺度本动速度随尺度的分布。采用这样一种模型可以避免通常流体模型中线性增长以及窗函数的假设,对不同的宇宙物质主导成分的讨论表明,在各种情况下本动速度的期待值v_p在大尺度上的分布是随着尺度的增大而逐渐减小,这与流体模型以及宇宙弦模型下的趋势是一致的,但对所有参数的可能取值所作的计算表明,理论结果很难解释Dressler等人在r～60h~(-1)Mpc的尺度上观测到的大的本动速度,这很可能是由于在本星系群(LG)之外r 60h~(-1)Mpc的远处存在着一个大质量的物质凝聚区域。     

空洞、纤维状大尺度结构形成的一个模型

本文用N-体数值模拟对标准宇宙的大尺度结构进行了研究,给出了一个能形成空洞、纤维状结构的模型。该模型意味着,密度扰动存在超团的特征尺度,并且,在较小的尺度上,扰动也没有全被抹平。     

本星系群究竟有多少个星系?

本星系群究竟有多少个星系？对此问题，中国大百科全书·天文学卷（１９８０年１２月出版）是这样回答的：“本星系群（Ｌｏｃａｌｇｒｏｕｐｏｆｇａｌａｘｉｅｓ）以银河系为中心，半径约为百万秒差距（３００多万光年）的空间内的星系之总称．也有人把本星系群的中心定...     

微波背景辐射与宇宙大尺度结构的形成

本文综述了近年来国际上对微波背景辐射的各向异性和谱畸变问题的主要研究成果。这一研究可以提供早期宇宙演化的重要信息,对研究初始密度扰动谱、宇宙暗物质、星系及宇宙大尺度结构的形成以及复合之后的再热过程都具有重要意义。     

M31的观测与研究进展

介绍了本星系群中最大的旋涡星系M31(仙女星系)的基本观测性质。与银河系结构类似，M31的基本成分包括：核、核球、盘和晕。对以上各个成分的观测和研究进展分别作了综述，重点是盘的星族成分和恒星形成历史，以及球状星团的分布和晕的形成历史。同时与银河系的各种观测特征和形成机制作了详细的比较。     

星系群HCG 95中的星系群内光观测研究

星系团/群内光(ICL (Intra-Cluster Light)/IGL (Intra-Group Light))可以用来研究星系群和星系团的动力学演化. Hickson致密星系群密度高并且速度弥散低,其致密的环境可以用来研究星系并合和相互作用星系的性质,是研究IGL理想场所之一.利用中国近地天体巡天望远镜(Chinese Near Object Survey Telescope,CNEOST)的观测,获得了星系群HCG 95的g波段和r波段深度成像数据.采用模型拟合方法来测量HCG 95星系群中的IGL光度,并计算了IGL的光度占星系群总光度的比例fIGL,在g和r波段的结果分别为3.55%±0.38%和3.78%±0.59%.此外,利用常规的表面亮度阈值截取方法,在g和r波段的结果分别为1.9%–10%和1.5%–10%,与前述结果一致.估算的IGL颜色(g-r=0.78±0.37)与星系群中的HCG 95A和HCG 95C星系的颜色(g-r=0.82–0.85)一致,属于年老星族,表明HCG 95星系群中的IGL可能来自HCG 95A和HCG 95C相互作用剥离出来的物质,也有...     

本星系群旋涡星系盘的化学演化及恒星形成历史的研究

银河系、M31和M33是本星系群仅有的3个旋涡星系.M31和银河系有类似的质量、光度和形态,而M33的重子物质质量仅约为银河系的1/10.从理论上对它们进行细致的比较研究,非常有利于进一步理解旋涡星系以及本星系群的形成和演化过程.本文以银河系化学演化模型为参照,通过建立非瞬时循环假设下的唯象内落模型,详细研究了这3个旋涡星系的恒星形成和化学演化历史.首先,我们把在银河系研究中十分成功的化学演化模型框架应用于M31盘的化学演化研究中,     

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。