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.     

3个典型恒星形成区的气尘比

"气尘比"(Gas to Dust Ratio,GDR)是星际气体与星际尘埃的质量之比.广泛认同的银河系气尘比值是100-150.气尘比值的大小不仅取决于星际环境,也与所考虑的尘埃成分相关.恒星形成区是恒星形成的致密分子云区域,不同的分子云,其GDR也可能不同于普遍采用的数值.此工作选择3个典型的恒星形成区进行气尘比的研究,它们分别是:大质量恒星形成活跃的猎户座(Orion)分子云,小质量恒星形成区的代表金牛座(Taurus)分子云,极少或者无恒星形成活动的Polaris分子云,对这3个天区的研究有利于了解不同辐射环境恒星形成区的气尘比变化.在此对CO谱线积分强度与氢分子柱密度之间的转换系数X_(CO)取常数,以统计的方法计算了3个分子云的气尘比N(H)/A_V,其值在Orion天区、Taurus天区和Polaris天区分别为25、38和55(单位:10~(20)cm~(-2).mag~(-1)),明显高于之前人们给出的银河系平均值.根据星际尘埃模型,将N(H)/A_v转换成气体尘埃的质量比.采用被广泛接受的WD01尘埃模型(V波段的选择性消光比R_v=3.1的情况),得到3个恒星形成区的气尘比分别为:160(Orion分子云)、243(Taurus分子云)、354(Polaris分子云),显著高于普遍采用的弥漫星际介质中100-150的取值范围.恒星形成区的N(H)/A_v值高于平均值的另外一个可能的原因是,恒星形成区的尘埃由于吸积或者碰撞增长变大,降低了V波段的单位质量消光效率,而不是气尘质量比本身的增加.     

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。     

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。     

银河系中的泡结构

观测表明银河系内存在为数众多的星际泡,泡壁的二维投影亦称壳层,太阳系便位于称之为本地泡的一个泡结构之内。随着越来越多星际泡的发现和确认,人们对泡的研究渐趋深入,包括泡结构的多种统计性质,星际泡的若干可能的形成机制,以及泡与恒星形成和演化的关系等。从上述诸方面介绍了银河系泡结构的多波段研究进展。     

银河系年轻星团NGC 3603的X射线研究

NGC 3603是位于银河系船底座旋臂上的一个致密年轻星团。星团中大质量恒星的星风向外输出机械能,改变周围介质的性质,在星系内恒星的形成以及星系的演化过程中起着重要的作用。大质量恒星形成区的X射线辐射来源于其中的前主序星、OB星,以及弥漫热气体等。上述3种来源的辐射机制在文中得到了综述;并且,NGC 3603中的点源和弥漫热气体的X射线辐射的性质在文中也得以介绍;最后,基于Chandra 0.5 Ms档案数据的研究工作被予以简要的展望。     

中性氢原子自吸收研究

综述了作为星际介质中重要组成部分的冷HI的自吸收现象和对这一现象的研究历程,分析总结了其与其他星际介质的关系,并着重介绍了一类特殊的自吸收现象——HI窄线自吸收。HI自吸收因为能够反映冷星际介质中HI的温度、柱密度等物理化学性质,对研究星际介质演化及恒星形成具有重要作用。展望了新一代望远镜(如FAST和SKA等)对HI自吸收的研究前景。以恒星形成的理想研究对象红外暗云为例,根据其物理性质和FAST的观测能力,估算出约4 kpc处红外暗云中能够观测到HI窄线自吸收的比例(53%)。这一数值略小于与近距离暗云中的HI窄线自吸收特征比例。在更远距离和更多的天区中认证HI窄线自吸收对于研究星际介质和恒星形成具有重要意义。     

“恒星核合成”会议

银河系中有从氢到铀81种元素。这些元素何时形成和怎样形成的问题,是宇宙物理学中极为重要的课题之一。因为元素起源是宇宙、星系和恒星等各种演化的总体反映。一定质量的恒星演化到最后阶段,由于超新星爆发将恒星内合成的重元素抛射到星际空间,问题是不同质量的恒星各自合成那些     

银河系薄盘形成对核球的动力学影响

近期的研究认为,银河系核球是侧面看到的棒,由原初盘演化而来,并非由星系并合形成。核球形成的时间在银河系演化早期,而后续来自晕的气体吸积在银河系薄盘处形成的新恒星对核球是否会造成比较大的动力学影响,仍是一个重要的问题。通过在盘上添加新粒子的方法模拟薄盘的形成,发现在大多数情况下薄盘形成并没有对核球的平均速度、速度弥散、棒的强度和旋转速度产生明显的影响;但是在恒星形成率特别大或者新形成的恒星特别接近棒的时候,核球区的恒星速度弥散、棒的强度和旋转速度会同时增大。薄盘恒星在加入1～2 Ga后,在经度3°～10°处其视向速度分布有可能存在类似APOGEE巡天中观测到的高速峰。高速峰的形成时间与恒星添加位置有关,添加位置离棒越近,高速峰越早形成。     

旋涡星系中星际气体的作用

本文讨论旋涡星系中星际气体所起的作用,采用双气盘模型模拟盘状星系。由分析可知:1.由于星际气体与恒星具有不同的速度弥散度,因此恒星臂必然与气体臂分离。2.这样的分离导致密度波的旋涡模式的不稳定性。3.为使密度波得以长期维持,星系中气体密度与恒星密度之比η应小于某一值。4.系数η越小,则旋臂越紧卷。     

红外尘泡N109中的恒星形成

与电离氢区成协的红外尘泡是研究恒星形成尤其是触发恒星形成的理想天体实验室.利用多波段数据对银河系中最大的尘泡之一N109进行了研究,分析了它对其近邻介质及其中恒星形成活动的影响.研究发现N109周围存在56个致密团块,主要分布在正北部和西部.它们均可能形成恒星,其中5个很可能形成大质量恒星,而其他的均可能形成小质量恒星...     

星暴与黑洞有关

钱德拉塞卡X射线天文台的最新结果表明,称为星暴的恒星形成活动对中等质量和特大质量黑洞的产生是至关重要的。 星暴星系是以异常高的恒星形成率和继之的恒星爆发为特征的。这种形成过程在星暴星系里经常是非常激烈的,以致热气体泡逸出星系范围。 西北大学的扎第和他的同事最近让“钱德拉塞卡”瞄准距我们2500光年,离银河系中心疑似特大质量黑     

星系碰撞是怎样导致恒星诞生的

欧洲空间局红外天文台(ISO)的资料不但提供了由星系碰撞产生的激波激发了将要构成新恒星的气体的第个直接证据,而且还提供了关于早期宇宙中首批恒星的诞生是如何触发并被加速的重要线索。观测银河系和其他星系,天文学家一直以为像超新星这样的大质量恒星爆发产生的激波和星风穿过并激发了周围的气体云,这个过程引发了近距气体的坍缩,并最终导致了新恒星的诞生,像多米诺     

中德6cm银道面偏振巡天第2天区以及大尺度超新星遗迹的研究

射电偏振观测是研究星际介质性质的有力工具.一方面偏振巡天可以直接指示大尺度磁场的取向,有助于我们理解银河系的大尺度磁场结构和超新星遗迹的演化及其与星际介质的相互作用.另一方面通过结合其他波段偏振数据可以分析星际介质以及偏振源超新星遗迹里面的法拉第旋转,从而得到里面热电子密度、填充因子、规则磁场强度和扰动磁场的性质.之前的偏振巡天主要是在低频波段进行,受法拉第效应的影响很严重,探测到偏振辐射的距离(偏振视界)很近.在6 cm波段,偏振观测受法拉第效应影响很小,我们能够探测到更远的偏振辐射,更好地研究银河系星际介质整体的性质.通过对天区内法拉第屏的研究,可以揭示银河系同步辐射的空间分布以及这些屏本身的物理性质;另外6 cm波段的总强度数据是研究弥漫结构或者大尺度超新星遗迹(其它的大望远镜很难观测到这样大的超新星遗迹)在高频波段谱偏折行为的重要数据,这可以帮助我们理解银河系相对论电子能量分布、盘和晕的相互作用以及大尺度超新星遗迹晚期的演化.     

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。     

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．     

金属丰度对球状星团动力学演化的影响

动力学过程和恒星演化及二者的互相影响都会对球状星团的演化产生重要影响.由于金属丰度会影响恒星的演化轨迹,与之相伴随的恒星质量损失率的变化也会对球状星团的动力学过程造成影响.通过一系列N体模拟研究金属丰度对球状星团的质量损失率、半径等的影响,并分析其原因,同时研究了大质量恒星以及星团初始数密度分布的影响.模拟中采用的球状星团模型初始成员星数目N=50000,运行于类银河系的引力势中并考虑成员星的演化.结果显示,由于低金属丰度恒星拥有较快的演化时标,所以贫金属球状星团在早期会拥有较高的质量损失,但与此同时它们的核塌缩时间会比后者显著推迟,因此在核塌缩之后其质量损失会被富金属星团反超.另外由于大质量恒星演化导致的质量损失较大,所以大质量星的存在会使金属丰度更加显著地影响球状星团早期的扩张以及随后的核塌缩过程,同时星团的初始数密度分布也对该效应有着不可忽视的影响.     

探索银河系的秘密

过去50年的研究使一些天文学家认为,可以将我们银河系比拟为一有生命的生态系统。巨大的分子云凝聚成恒星,恒星戏剧性地死亡时将在其内部锻炼出来的许多化学元素抛撒到广大的星际空间,从这样的星云遗迹诞生出新一代的恒星,而于众多恒星之中,至少在有一颗距银心2.5万光年的恒星周围出现了能够仔细思考我们星系的结构和演化的智慧之人类。     

M31星族的研究进展

仙女座星系(又称M31)是研究旋涡星系形成和演化的理想实验室。与银河系结构类似,M31包含以下几个基本成分:核、核球、盘和晕等。介绍了对M31各个结构在观测和理论研究方面的最新研究成果:简要回顾了自哈勃空间望远镜升空以来对M31核中结构的观测进展;介绍了核球的两种可能形成机制,并通过观测数据与模型结果的对比,发现M31核球可能同时包含一个经典核球和一个中心类似盒棒的赝核球;总结了盘的星族成分和星际介质的最新观测结果,并据此分别推导出了M31盘上的元素丰度梯度和恒星形成率等。最后,重点总结了晕的可能形成历史,以及球状星团的分布和特征等方面的研究进展。与银河系类似,M31也可能存在内晕和外晕的双结构特征,这表明M31晕与银河系可能有相似的形成历史。此外,通过对晕中潮汐星流的细致研究发现,M31可能有一个比银河系更加复杂的吸积历史。     

恒星化学元素丰度研究新进展

介绍了银河系中各种化学元素丰度随金属丰度的变化规律。结合恒星核合成理论,可以了解银河系的形成和演化过程。另外,某些化学元素丰度存在的弥散可能是恒星形成时银河系环境的不均匀性造成的。