银河系卫星星系研究进展

对银河系内卫星星系进行全面的"人口普查"具有重要的意义。目前已经发现了二十几个卫星星系,其光度范围分布很广,最暗的矮星系比球状星体还暗。叙述了卫星星系的光度分布、空间分布和动力学性质。总结了观测和理论研究进展,并讨论了星流和伽玛射线在研究银河系结构和暗物质性质方面的贡献。表明了卫星星系的统计分布能用来很好地限制冷暗物质理论和星系形成的相关物理过程,同时指出当前研究的局限性和可能的发展方向。     

旋涡星系密度波理论的进展

本文对密度波理论的总的观点和近年来取得的新进展作了概括和评述。     

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。     

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。     

有限厚度的盘状星系中物质密度的分布

本文对于物质密度沿z方向指数衰减的轴对称盘状星系模型,忽略恒星本动,讨论了物质在星系盘面的投影面密度同星系旋转曲线的关系,得出了对于无限薄盘的Toomre模型的改正公式。结果表明,考虑了星系厚度以后,物质分布比无限薄盘模型更加向中心集中。对银河系中心部分,投影面密度值比Toomre公式给出的密度值约高9%。     

超新星在旋涡星系中的径向分布

本文研究了在１９９３年３月２８日之前发现的８９９颗超新星（ＳＮｅ）的样本。其中２７７颗ＳＮｅ被用来研究超新星在其母星系中的径向分布。我们研究了四个星系样本中超新星在产生单个超新星（称为一般超新星）的星系及在产生多个超新星（称为多重超新星）的星系中的径向分布。这四个星系样本为：总旋涡星系样本，Ｓｂ￣Ｓｂｃ星系样本，Ｓｃ星系样本，Ｓｃ￣Ｓｄ星系样本。研究的结果表明：多重超新星比一般超新星在其母星系中具     

超新星在旋涡星系中的径向分布

本文研究了在1993年3月28日之前发现的899颗超新星（SNe）的样本．其中277颗SNe被用来研究超新星在其母星系中的径向分布．我们研究了四个星系样本中超新星在产生单个超新星（称为一般超新星）的星系及在产生多个超新星（称为多重超新星）的星系中的径向分布．这四个星系样本为：总旋涡星系样本，Sb～SbC星系样本，SC星系样本，Sc～Sd星系样本．研究的结果表明：一多重超新星比一般超新星在其母星系中具有更集中于星系核心（大多数恒星形成发生的地方）的倾向，说明星系中心的恒星形成活动会影响多重超新星事件的发生从而影响超新星的频率分布     

一个最靠近银河系的矮椭圆星系

一个最靠近银河系的矮椭圆星系银河系附近分布着１０个矮椭圆星系，现在，在人马座又发现一个矮椭圆星系，它比已知的姊妹星系更接近于银河系。英国剑桥天文研究所的伊瓦塔（ＲｃｈｇｏＩｂａｔａ）。欧文（Ｍｉｋｅｌ。ｎ）和吉尔摩（ＧｅｒｒｙＧｉｌｍｏｒｅ）在用位于...     

银河系是一个椭圆星系吗?

许多天文研究工作已在探测可观测宇宙极遥远的天区,但对于我们银河系结构的基本细节却仍未弄清楚。例如,对包含太阳在内的薄银盘的情形虽已知之甚多,但对于包围着银盘,由老星组成的黯淡“银球”的情况却知之甚少。最近,两个研究银球中恒星计数的天文小组对银球的质量得出矛盾的结论。但是无论如何,银球是银河系不应被忽视的组成部分,也许是重要的组成部分。 银球之所以被忽视是由于其固有的亮度很暗弱,它既没有象银盘中显示旋臂结构的新形成的亮     

旋涡星系密度波理论中Poisson积分的简化及应用

本文给出了旋涡星系密度波理论中Poisson积分的一种简化方法。这一简化的最重要应用在于利用它计算旋涡模式时可节省大量计算机时。此外本文还利用这种简化方法对一系列密度——引力势渐近关系进行了系统的数值检验。 用这一简化方法计算核函数比用未简化的核函数形式直接计算节省机时八十四倍。当在数值模式理论研究中大量计算Poisson积分时,应用本文提出的简化将有效地提高计算效率并保证足够高的精度。     

银河系运动学模型

利用恒星视向速度和横向速度资料 ,建立银河系三维运动学模型 ,以研究银河系在太阳附近运动。给出了相关公式的推导和建立 1 2参数运动学条件方程 ,包括 3个太阳运动速度分量 ,3个银河系刚性旋转分量 ,3个较差旋转分量 ,以及 3个银河系收缩和膨胀运动分量。     

银河系厚盘的本地空间密度

本文利用北银极天区的现代恒星计数资料，采用标准的银河系模型，通过恒星统计积分方程对参数值组合模型的亮度函数进行计数分析，证明了银河系厚盘恒星成份存在的必要性，并进一步得出太阳附近厚盘成份的空间密度的最佳期望值为薄盘密度的０．０４１．     

旋涡星系的数值模拟

本文对旋涡星系的一些性质从数值模拟的角度进行了概述。为此,先对数值模拟作了一个简单的介绍。旋涡星系中的四个议题在文中作了讨论。它们是:1.盘状星系大尺度棒状不稳定性,2.死晕与活晕和盘状成份的相互作用,3.旋涡星系中球状成分的分布对旋涡结构的影响,4.互扰星系。     

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。     

旋涡星系的厚度的估算

本文利用文[1]中所求得的扰动引力势的严格解,当此解由无旋臂区向有旋臂区连续过渡时,在解中出现一非波动项,对此项作出估计,可得出厚度(H=2/α)与开始形成旋臂处的半径的r_0关系:αr_0=7(α为星系半厚度的倒数).我们由[2]选出了50颗旋涡星系,并测定了它们的r_0,由此定出了星系盘的平均厚度.     

有限厚度旋涡星系密度螺旋形扰动的Poisson方程渐近解

本文是在一个特殊模式下,对于有限厚度旋涡星系物质密度螺旋形扰动的三维引力势Poisson方程,用速变相法求出了一级渐近解。 为了解释旋涡星系的螺旋结构,林家翘等[1][2]曾求出引力势Poisson方程的渐近解。这一渐近解对于应用密度波的概念去解释旋涡形式星系的理论起着重要的作用。但是,这一渐近解是把星系中的物质近似地看成集中于星盘平面上,求解二维Poisson方程得到的。所以,不能用它讨论物质的垂直分布与垂直运动对螺旋结构的影响。后来,徐遐生[3]研究了星系盘有限厚度效应,但是他没有解出引力势的三维Poisson方程。我们根据旋涡星系中物质分布的实际情况,求出了三维Poisson方程在一个特殊模式下的解。