球状星团中大质量黑洞附近的密度分布

(一)前言 近年来,实测和理论工作都转向了探索大质量的黑洞(10~M⊙～10~9M⊙),众所周知的NGC6624和M87的观测表明,在它们中心可能存在一个大质量的黑洞,为了定量地解释这些观测事实,必须首先求出它们核心附近星的密度分布Peebles和J.N.Bahcall等人从牛顿力学出发,并假定分布函数为f=CE~2的情况下分别得出了n(r)～(r/r_a)~(-9/4)(对应α=3/4)和n(r)～(r/y_a)~(-7/4)(对应α=1/4),他们的工作有两点不     

球状星团中黑洞附近星的投影密度分布

本文用广义相对论讨论了球状星团中黑洞附近星的密度分布。结果表明:1.星的密度分布n不仅是径向坐标,的函数,而且是比热比r的函数。2.Peeblet和J.N.Bacall等人关于n的结果是本文的一种特殊情况(r≤4/3)。此外,我们还用数字积分得出了星的投影密度分布曲线,可供观测对比验证。     

球状星团的形成

研究近距星暴星系M82的天文学家发现,新近其中正在形成球状星团。 领导这一课题研究的NateMcCrady说,这一发现是很有意义的,因为在我们的银河系里球状星团是最老的天体,并且我们不知道     

球状星团的天体测量

球状星团是银河系中最年老的天体之一，是储存着银河系早期演化珍贵信息的“化石”。球状星团的天体测量，主要包括球状星团天区内恒星相对自行的测定，并由这些相对自行数据采用适当方法定出星团的绝对自行，或者直接测定绝对自行。利用这些自行数据，或者进一步与测光和视向速度数据结合，可以开展与球状星团的距离、运动、动力学状况、质量、年龄、演化等等以及银河系的结构和演化等有关的一系列重要的研究。在本文中对本世纪７０     

球状星团中的吸积效应

本文从广义相对论出发,考虑了球状星团中黑洞的吸积效应;研究了球状星团中核区部分的演化;导出了演化方程。其结果表明,当球状星团中心具有大质量黑洞时,核将迅速收缩并辐射X射线,当中心黑洞质量很小或无黑洞时,核将膨胀并不能辐射X射线。     

蛇夫座球状星团M107

M107(NGC6171)的赤道坐标为:赤经16时32.5分,赤纬-13°03′;视星等7.8;角直径13′;距离大约为19000光年;1782年 Pierre Mechain 发现了它。梅西叶未观测过它。NGC 的描述;球状星团,大,非常密集,圆,成员星能被分辨清楚。来自 M107的光线似乎受到星际尘埃的影响。此星团位于蛇夫座2.6等的ζ星之南偏西3°处。从地球看去,它位于尘埃较多的天蝎座银河中心的上方。长时间曝光的照片可显示出星团中许多可能被隐藏着的区域,透过尘埃,星团苍白的光亮在双筒镜中仍可见到,但肉眼看不到。     

蛇夫座球状星团M10

M10(NGC 6254)的赤道坐标为赤经16时57.1分,赤纬-4°05′;视星等6.6;角直径19′;距离地球14300光年。梅西叶1764年5月29日对它的观测记录如下:无星的星云,位于蛇夫的腰带上,靠近6等星蛇夫座30。这是一个美丽的圆形星云。梅西叶将其画在绘有1769年彗星经天轨迹的第二幅图上。NGC简述:明亮的球状星团,亮,很大,圆;由外向里逐步增亮,中部非常亮,10至15等的星都能被很好地分辨出来。在黑暗的夜空,用双目镜能很容易地看到此星团。用肉眼看时,借助于紧靠着它的蛇夫座30可不太难地找到它。蛇夫座30是一颗光谱型为K4Ⅲ的橘黄色巨星,凝视此星同时     

球状星团里的毫秒脉冲星

钱德拉塞卡X射线天文台最近观测发现,在又大又亮的南天球状易团杜鹃座47(NGC104)中可能有100多颗毫秒脉冲星。该小组负责人,哈佛-史密松天体物理中心的格林德莱认为,这一发现是对这些令人难以置信的快速旋转天体传统形成模式的挑战。 该小组2000年3月中旬对杜鹃座47观测了19.4个小时,在其5     

中心含有大质量黑洞的星团内部引力场

本文将星团中的星看作理想气体分子,用数值解法求得了中心含大质量致密体(黑洞)的星团内部引力场度规。结果表明:引力场度规与点质量引起的相似。     

球状星团致密度及其演化

根据球状星团动力学演化理论,本文探讨了球状星团致密度的演化与球状星用质量和位置的关系。结果表明,银心距和球状星团质量都与致密度的演化紧密相关。一般来说,银心距很大时致密度演化极少,球状星团质量愈大致密度演化愈缓慢。对现有球状星团致密度的分布作了统计研究,结果表明,在银心距较小的区域,致密度的分布与理论分析结果一致。在大银心距处发现,质量不同的球状星团其致密度分布有明显不同,它可能反映了球状星团形成阶段其致密度与质量紧密相关。     

天文学家发现隐藏的中等质量黑洞

近日,来自日本国立天文台,由武川俊哉(ShunyaTakekawa)领导的研究小组,使用阿塔卡马大型毫米[/亚毫米]波阵,对星际气体云进行了高分辨率的观测。他们发现了一个周围有气体云围绕的隐藏黑洞。科学家预测在我们的银河系中潜伏着超过一亿个寂静的、不为人知的黑洞,这只是其中之一。     

发现星系际孤立的球状星团

传统理论认为,古老恒星形成的球状星团都是在较大的星系附近。然而,天文学家最近发现的球状星团并非如此。 美国和英国的一个天文学家小组在哈勃空间望远镜和凯克天文台拍摄的图像中发现一群距地球4亿光年远的大星系里面的球状星团。 按说球状星团应该在较大星系的引力范围里找     

球状星团系统的比频、金属度和质量谱

评述了球状星团系统研究中的比频、金属度和质量谱三大问题，就目前的认识和存在的问题进行了讨论。指出不同星系球状星团比频之间的差别表明了需要有各种不同的球状星团形成模型；球状星团金属度的分布表明球状星团可能有三个形成时期，分别与三类形成模型效应；尽管对数正态初始质量的数值模拟初步结果与观测结果符合得更好，然而幂函数的初始质量谱在物理上能很好地与球状星团形成联系起来。     

球状星团的性质和演化(Ⅰ):球状星团的年龄、分布和运动

本文详细地介绍了利用球状星团颜色一星等图确定球状星团年龄的方法、难点和一般结果。这种方法与估计宇宙年龄的其他两种方法彼此完全独立,但估出的宇宙年龄大体相符。球状星团与疏散星团年龄相比要老得多,表明它们是在银河系形成初期形成的恒星系统。球状星团的金属丰度分布,以及空间分布、运动性质与金属丰度的相关性,提供了球状星团形成过程的信息。邻近星系中球状星团的观测更丰富了人们对球状星团的了解。     

球状星团成员星的空间相关性分析

以球状星团NGC (New General Catalogue) 104、NGC 5139、NGC 6121为实验样区, 选取了视差等10个恒星参数, 通过引入地学中的空间分析理论和相应的分析框架为定量描述球状星团成员星的空间分布特征提出了一种基于地学的研究范式. 通过计算全局和局部莫兰(Moran)指数得到球状星团成员星各恒星参数的空间分布特征. 研究结果表明: 球状星团NGC 104、NGC 5139、NGC 6121成员星的各恒星参数在总体上呈现出空间正相关特性, 表现出空间集聚特征, 但不同恒星参数之间存在差异; 局部空间分布也呈现聚集特征, 而不同的成员星呈现出不同的空间分布特性和趋势. 总体而言, 用地学空间相关分析系统地定量化描述球状星团成员星空间分布特征, 能够为球状星团的研究提供新的思路.     

真的有中等质量的黑洞吗?

现在,一般认为太空中的黑洞可分为三类：（1）按照宇宙创生热大爆炸学说,宇宙开始膨胀时大爆炸异乎寻常的力量可将一定数量的物质挤压得极度致密,从而形成了"原初黑洞"。这种黑洞只有质子或中子那么大,但质量却与小行星相仿（参见本刊1996年第3期文章：原初黑洞简介）;（2）恒星在其晚年,内部核燃料耗尽,核反应停止,星体在其自身引力的作用下开始坍缩,若坍缩物质的质量大于太阳质量的3倍,则坍缩的最终产物便是恒星级黑洞。目前,最可信的此类黑洞候选者中,质量最大的约为太阳的15倍（参见本刊1998年第4期文章：恒星级黑洞）;（3…     

球状动力学系统的基本面——从椭圆星系到球状星团

基本面是球状动力学系统的有效半径、中心速度弥散度和平均面亮度三者之间的相关关系。椭圆星系和球状星团的基本面都与位力面发生偏离。评述了两者基本面的研究进展,并对基本面偏离位力面的原因进行探讨。球状系统偏离位力面的原因,通常可以归结为系统结构的非均一性和非常数的质光比。对于这两个不同尺度的动力学系统,其非常数的质光比的起因是不同的:对于椭圆星系,质光比的变化主要是由暗物质含量或是初始质量函数的变化导致的;对于球状星团,二体弛豫时标短,动力学演化是导致其质光比改变的主要原因。