z04銀河系結(jié)構(gòu)和演化

1、第四章 銀河系結(jié)構(gòu)和演化4.1 銀河系中的星際介質(zhì)4.2 星際消光及其形成機制4.3 銀河系結(jié)構(gòu)概況4.4 厚盤和銀暈4.5 理論模型4.6 形成和演化14.1 銀河系中的星際介質(zhì)一. 分類 銀河系內(nèi)除了約1000億顆恒星外，還分布著大量的星際彌漫物質(zhì)，總質(zhì)量約為銀河系質(zhì)量的百分之幾。但分布并不均勻：按整個銀河系范圍來說約占 35%，旋臂部分可能達1015%。這類彌漫物質(zhì)的密度各處不一樣, 大致在10-2010-25 g/cm3的范圍內(nèi), 平均為10-23 g/ cm3。作為比較，恒星中密度最低的紅巨星的平均密度為10-8g/cm3（白矮星的平均密度高達108g/cm3），可見星際介質(zhì)十分稀薄

2、。 在零攝氏度和一個標準大氣壓下，地球表面的大氣密度為0.00129g/cm3。 2 星際物質(zhì)從成份來說可以分為氣體和塵埃兩種，但它們往往是混雜在一起的，在密度高的地方構(gòu)成星際彌漫云，又有亮星云和暗星云之分。除了云之外就是分布在星際云之間的連續(xù)介質(zhì)。 亮星云從發(fā)光機制來說包括發(fā)射星云和反射星云兩種。發(fā)射星云因附近高光度恒星的輻射激發(fā)而發(fā)光，星云中間通常有一個或一群光譜型早于B1的高溫恒星。這些恒星有著豐富的紫外輻射，使星云氣體激發(fā)，從而產(chǎn)生光致電離而形成星云發(fā)射光譜，所以稱為發(fā)射星云。除大量的熾熱氣體外還包含有少量的塵埃物質(zhì)。光能量主要集中于一些發(fā)射線，如H、H 和H 。3 反射星云的形狀同發(fā)

3、射星云一樣也很不規(guī)則，其中的致發(fā)光恒星（照明星）大多晚于B1型, 溫度不夠高，沒有足夠的紫外輻射能導(dǎo)致星云中氣體的熒光發(fā)射，只是云中塵埃粒反射恒星星光而被觀測到。有些星云同時具有發(fā)射星云的明線光譜和反射星云的吸收線光譜，成為混合型星云。 發(fā)射星云和反射星云（以至暗星云）的不同與它們本身的物質(zhì)性質(zhì)關(guān)系不大，而同它們在銀河系中的位置和照明星的溫度直接有關(guān)。平均來說，發(fā)射星云中氣體含量相對地較為豐富，而反射星云中塵埃的含量相對地較為豐富。4圖4-1 蛇夫座暗星云圖4-2 行星狀星云圖4-3 玫瑰星云圖4-4 天鵝座網(wǎng)狀星云555二. 主要成份 1某些恒星的光譜中發(fā)現(xiàn)有HI、Ca、Na、KI、TiII

4、、CN、CH等固定吸收線，證明在星際空間存在對應(yīng)于這些原子或分子的星際云。用射電天文方法證認出的星際分子已超過 50 種。 2星際氣體包括原子、分子、電子和離子，觀測表明，星際元素豐度與根據(jù)太陽、恒星和隕星得出的元素宇宙豐度相似，以氫為最多，氦次之，其他元素很少。根據(jù)主要元素氫原子的存在形式，星際氣體又分為電離氫區(qū)（HII區(qū)）和中性氫區(qū)（HI區(qū)）。6 3. 星際塵埃是分散在星際氣體中的固態(tài)質(zhì)點，質(zhì)量約占星際物質(zhì)總質(zhì)量的10。組成星際塵埃的物質(zhì)可能有：(i)水、氨、甲烷等的冰結(jié)物，(ii)二氧化硅、硅酸鎂、三氧化二鐵等礦物，(iii)石墨晶體，(iv)上述三種物質(zhì)的混合物。三. 星際物質(zhì)的探測

5、應(yīng)該說迄今為止對星際物質(zhì)的了解還是很不夠，不過隨著觀測技術(shù)的發(fā)展，尤其是多波段觀測技術(shù)的不斷成熟，對星際物質(zhì)的認識正在不斷加深。7 1. 星光吸收。星際塵埃會吸收和散射星光，且對藍光比對紅光更厲害。星際氣體則不同，它會在恒星光譜中形成明顯的吸收線，因此可以借助某些原子或離子造成的特征吸收線來探測星際氣體的存在。 特征吸收譜線的強度用等值寬度W 來表征。W 與視線方向致吸收原子數(shù)密度 N 間的對數(shù)關(guān)系 lgNlgW 稱為生長曲線，可用來確定 N。 2. X射線觀測。所有星系中都包含大量熾熱 (T105K)氣體,其中H和He完全被電離, 稱為等離子體，主要在極端紫外 (EUV)和X射線波段發(fā)出輻射

6、，能量范圍為13.6100eV (EUV) 、0.11KeV（軟X）、110KeV（中X）、10KeV（硬X）。 8 3. 光學(xué)發(fā)射線。許多星系的可見光譜表現(xiàn)有明顯的發(fā)射線，它們通常是在受激星際氣體中形成的。熱星的輻射使周圍一定范圍的全部氫原子電離，這種HII區(qū)的范圍稱為Strmgren球。發(fā)射線還可用來研究 HII 區(qū)。常用的有氫線，包括巴耳末線系的H、H、H 以及若干金屬線，如N、O2、S2等。 4. 射電觀測。射電波段觀測可以提供有關(guān) ISG 十分有用的信息。如一些由多種核構(gòu)成的分子, 像CO、CS及HCN等很容易在毫米波段觀測到它們由自轉(zhuǎn)躍遷形成的譜線。對于像HII區(qū)這種比較稠密的電離

7、氣體, 可通過觀測射電輻射來進行研究。 其他探測手段還有 射線觀測及紅外觀測，后者對研究塵埃輻射十分有用。94.2 星際消光及其形成機制一. 星際消光的一般概念 星際消光是指光線在通過星際空間過程中光能量的減弱。恒星或其他遠距天體的測光以至分光觀測在不同程度上都要受星際消光的影響。所有的光度距離都必須作消光改正，而光度距離又是目前測定恒星距離的主要方法。只有對消光效應(yīng)作了恰當?shù)母恼蟛拍苤篮阈钦鎸嵉目臻g分布，從而了解銀河系的結(jié)構(gòu)。另一方面，通過對星際消光的研究也可以了解產(chǎn)生消光的物質(zhì)在星際空間中的分布情況，以及它們的組成和物理狀態(tài)。 星際消光是天文學(xué)中最難解決的問題之一。 1010 早在1

8、8世紀，W 赫歇爾就已猜測星際空間可能充滿了引起恒星亮度減弱的介質(zhì)，斯特魯維在1874年估計了星際消光的平均值。但在1930年以前一般認為空間除了有暗星云的地方外，其余地方幾乎是完全透明的。 1930年，瑞士人特南普勒在研究疏散星團時找到了存在星際消光的確鑿證據(jù)。他測定了當時已知的所有疏散星團的角直徑 d ，又通過星團 CM圖與太陽鄰近恒星的赫羅圖相比較，求出距離模數(shù) mM。再利用式(4-1)決定距離 r，然后由下式計算星團的線直徑 D11 計算結(jié)果出人意外，他發(fā)現(xiàn)星團線直徑 D 隨距離 r 的增大而增大，好像太陽恰好位于一種奇妙的位置上在它附近星團尺度最小，越遠星團就越大。這一結(jié)論是令人難以

9、相信的。但如作出更為自然的假設(shè)，認為銀河系內(nèi)疏散星團大小大致相同，與離太陽遠近無關(guān)，則上述星團線直徑 D 隨距離 r 而增加的現(xiàn)象就是存在星際消光的有力證據(jù)。因為式(4-1)中沒有考慮星際消光的影響，而距離越遠所受到的消光影響越厲害，按式(4-1)算得的未作消光改正的距離就比星團的實際距離大得越多，結(jié)果就造成 D 的計算值隨 r 而增大這一表觀現(xiàn)象。12 特南普勒的工作肯定了星際消光的存在，考慮到疏散星團高度集聚于銀道面兩旁，說明消光物質(zhì)主要分布在銀道面附近。此外，下列事實也證明了星際消光的存在： 1. 恒星計數(shù)結(jié)果不服從西利格定理，表明星際空間并不是完全透明的。 2. 河外星系分布存在隱帶，

10、隱帶幾乎與銀道帶完全相符，銀道面附近星系甚少，隨銀緯的增加星系的密度也增大。這說明消光物質(zhì)的大尺度分布對稱于銀道面，且隨銀面距的增大而減少。 3. 遠的恒星比同一光譜次型的近星來得紅。 4. 在許多河外星系的對稱面附近直接觀測到了消光物質(zhì)，這可以作為銀河系存在有消光物質(zhì)的旁證。13二. 消光過程（消光機制） 由星際物質(zhì)造成的消光作用可以有 3 種不同的過程： 1. 固體微粒的直接遮光作用。 2. 粒子或微粒的散射作用。 3. 原子、離子、分子或金屬微粒的吸收作用。 因固體、微粒直接遮光作用造成的星際消光與波長無關(guān)，也不會改變恒星顏色，觀測表明這一部分只占星際總消光量中的一小部分。粒子的直徑越大

11、，單位質(zhì)量由遮光造成的消光作用越小。 對于散射過程來說，光輻射落在粒子或微粒上后便以粒子為中心引成輻射的次級散射波，這種次級波只有其中一小部分與原來的輻射有相同的方向而到達觀測者。14 光線的吸收涉及到把入射的輻射轉(zhuǎn)變?yōu)橹挛展腆w微粒中自由電子或束縛電子的能量，如原子的吸收表現(xiàn)為在恒星光譜中出現(xiàn)Ca、Na等星際吸收線。但這種效應(yīng)對恒星視亮度的影響甚微，在對視星等作統(tǒng)計研究時，是不需要加以考慮的。 綜上所述可知, 就目前討論的問題來說, 天體視星等的星際消光效應(yīng)主要來自直徑約為10-5厘米的微粒的散射作用，其他因素只對一些天體物理研究有著重要作用。 因散射而損失的輻射量與致散射粒子的大小、形狀以

12、及成份有關(guān)，也同入射輻射的波長有關(guān)，因而會使恒星改變顏色。101515三. 消光規(guī)律1消光系數(shù)和光學(xué)厚度 設(shè)星光在某點處的強度為E,，經(jīng)距離 dr 后強度的增量為 dE(dE r。這表示不顧及消光改正時會導(dǎo)致距離的夸大。另一方面，當消光為已知時，可以把視距離換算成真距離，表 3-5 對不同的 a 值給出了 r 與 r 的關(guān)系。 表4-1 真距離和視距離之間的關(guān)系 22四. 由恒星色余確定總吸收 由式(4-3) 可得到 引入量稱為消光比率，可以導(dǎo)出(4-4)其中23 因此，如果能定出 這個量，就可利用恒星色余確定總消光 A()，而無需事先知道恒星距離及消光物質(zhì)在視線方向的分布情況。不同波長的總消

13、光都可寫成式(4-4)的形式。如在UBV 測光系統(tǒng)中，對V 星等和 B 星等有 研究表明，對于同一光度系統(tǒng)來說，不同天區(qū)方向和不同距離處 值近似為一常量；而對不同的光度系統(tǒng) 值是不同的。對于B-V 色余的V 星等，總消光 V 的值平均為 3.1 0.1 0.2，而 B 4.1。此外，在局部天區(qū) V 值可能有顯著的增大。 24五. 計算星際消光的統(tǒng)計方法 從動力學(xué)角度看，銀河系消光物質(zhì)的分布不可能是均勻的，也不會有明確的邊界。如認為銀河系是一個有面對稱的扁平系統(tǒng)，其中的物質(zhì)向?qū)ΨQ面集中，則任何引力物質(zhì)的分布密度將隨著離開對稱面距離 Z 的增加而很快減小。因此可假設(shè)消光物質(zhì)的密度D(Z)和銀面距

14、Z 有以下形式的關(guān)系 其中D0表示銀道面內(nèi)太陽附近消光物質(zhì)的密度，表示 D(Z) 降低為 D0 /e 時的 Z 值，稱為吸收標高, D0 和 為待定參數(shù)。2525 容易知道，銀面距 Z 和距離 r、銀緯 b 的關(guān)系為 由此可以推得在距離 r、銀緯 b 處，天體的總消光值 A(r, b)為 (4-5) 26 上式為計算星際消光的平均公式，其中沒有考慮物質(zhì)分布的局部起伏。對于單個恒星最好利用色余等方法來決定總消光。但在缺乏必要的觀測資料時，也可以用式(4-5)來估算平均總消光。平均消光公式用于統(tǒng)計研究有它的合理性，因為涉及到大范圍內(nèi)的天體，物質(zhì)分布的局部漲落對消光的作用變得不很重要，而式(4-5)

15、則可給出很好的結(jié)果。 27六. 星際消光的形成機制 根據(jù)銀河系中星際消光值的測定，以及觀測到的-1消光律，可以判斷星際消光主要由10-410-5cm尺度的星際塵粒（而不是星際氣體）造成的。如塵粒尺度大于10-2 cm或更大, 則估算出的塵?？傎|(zhì)量將遠大于銀河系質(zhì)量，而由消光對波長的選擇性可知塵粒不會大于10-4 cm。如塵粒小于10-6cm，如 10-610-7 cm，則消光規(guī)律應(yīng)與-4成正比，與事實不符。更小的也不符合觀測到的選擇性。星際氣體主要產(chǎn)生星際吸收線和21cm單色射電輻射。自由電子的散射在星際消光中只起到很小的作用。28 星際物質(zhì)分布是不均勻的，表現(xiàn)之一是有很大的銀面聚度，隱帶的存

16、在也充分說明了這一點，觀測表明在| b | 1.4，結(jié)果發(fā)現(xiàn) ( , )方向上的彌散度分別為 (3.2 0.1, 2.8 0.1) mas/yr。 由上可見，視向速度和切向速度的彌散度大致相同，因此核球內(nèi)大致呈速度各向同性分布。45463. 人馬A的精細結(jié)構(gòu) 銀核位于射電源人馬A 中，通常用人馬A 中心處的一個非熱射電源人馬A*表征銀核。人馬A結(jié)構(gòu)很復(fù)雜，其中主要的兩個子源為人馬A東 (40pc) 和人馬A西 (10pc) ，銀核人馬A*位于人馬A 西之中，直徑2.4 0.8AU。一個由分子物質(zhì)構(gòu)成的環(huán)從人馬A*向外延伸約7pc, 稱為核分子環(huán)。在距人馬A* 0.04pc范圍內(nèi)有一個星團，核環(huán)

17、物質(zhì)因星團的輻射而被電離，這個星團只能在紅外波段觀測，并表現(xiàn)為一團密集的熱斑，溫度高達Teff = 20000K。47 如果這是一些年輕的超巨星，說明在大約107年前銀心處曾經(jīng)爆發(fā)式地形成一批大質(zhì)量星。當然，也可能是與其他恒星發(fā)生碰撞、出現(xiàn)質(zhì)量交換的結(jié)果,因為團中心數(shù)密度為 106/pc3(太陽附近為 0.1/pc3),這種碰撞就有可能發(fā)生。 人馬A*是一個變光非熱射電源，光度為 , 這可能是一個大質(zhì)量黑洞，質(zhì)量 , 相應(yīng)的史瓦西半徑僅為 。48galactic planegalactic planeSgrA WestSgrA EastCircumnuclear diskand Mini-Sp

18、iral494. 關(guān)于核球的棒結(jié)構(gòu) 長期以來，銀河系一直被認為是一個普通旋渦星系，并分類為 Sb 或Sc（或Sbc）型星系。 1964年，美國天文學(xué)家伏古勒通過對銀河系內(nèi)區(qū)中性氫21cm射電輻射的觀測研究，首次提出銀河系可能是一個棒旋星系；之后，銀河系棒結(jié)構(gòu)為多種觀測證據(jù)所證實。嗣后他又預(yù)言，按他所提出的星系分類法，銀河系應(yīng)屬于SAB(rs)bc型星系。 50 銀河系棒結(jié)構(gòu)的探測途徑主要有： i. 銀河系中心附近氣體的運動學(xué)情況； ii. 紅外面測光； iii. 用特定類別的恒星作為示蹤天體； iv. 恒星計數(shù)； v. 微引力透鏡效應(yīng)； vi. 恒星運動學(xué)。 關(guān)于銀河系內(nèi)區(qū)棒結(jié)構(gòu)以后將作為專題

19、來講述。50514.4 厚盤和銀暈一. 厚盤 早期認為銀盤僅有單一成份，恒星密度隨銀面距 z 的變化輪廓 v(z) 具有以下指數(shù)形式(4-6) 式中 z0 為標高，即 v 減小到1/e 倍時的銀面距。后來的研究表明，密度輪廓 v(z)與上式有明顯差異，圖4-10說明了這一點。密度輪廓 v(z) 可以用兩個指數(shù)律之和來很好地加以表示，其中一個分布的標高為 z0 = 300pc，z 1200pc 恒星的密度分布主要由它確定；另一個分布的標高 z0 = 1350pc。上述結(jié)論是由絕對星等M 45的恒星得出的。52圖4-10 絕對星等4 Mv 5的主序星的空間密度與銀面距 z 的關(guān)系在，因為這類恒星的

20、密度輪廓不可能追蹤到離銀道面較遠的地方。另一方面,對于那些光度比 Mv = 3更高的恒星樣本，第一個標高要比 z0 = 300pc 明顯地小，而且對于這些光度大而壽命短的恒星并不一定要求有第二個指數(shù)分布。 對于光度更低的恒星樣本，垂直密度輪廓同樣可以成功地用兩個指數(shù)分布和來表示，不過標高為1350pc的分布表現(xiàn)為較弱，對于Mv遠小于5 的恒星甚至不存53 垂直密度輪廓v(z)不能用單一指數(shù)分布來擬合可以有兩種物理解釋。第一種最簡單，銀河系只有單一盤，而v(z)是非指數(shù)分布。第二種更好的解釋是同時存在薄盤和厚盤，而兩個盤均表現(xiàn)為指數(shù)分布。z 小的地方，以薄盤成份為主，z 大的地方，則以厚盤成份為

21、主。但是沒有任何理由認定盤的垂直輪廓應(yīng)該具有指數(shù)形式而不是其他某種形式，觀測得到的密度輪廓的非指數(shù)性質(zhì)難以要求把觀測到的盤分解為兩個盤，除非能證明兩個盤的恒星是兩類不同的恒星，它們具有不同的內(nèi)稟性質(zhì)（比如年齡或金屬度），而且厚盤、薄盤的區(qū)分應(yīng)該與恒星的位置和速度無關(guān)。一項研究表明兩個盤確實存在恒星內(nèi)稟性質(zhì)上的差異，厚盤恒星年齡大于10 Gyr，金屬度低于 -0.4（參見圖4-11），而且兩者有不同的運動學(xué)性質(zhì)，如表4-2所示。54圖4-11 厚盤恒星和薄盤恒星在年齡和金屬度上的差異表4-2 厚盤恒星和薄盤恒星的特征速度55二銀暈 銀暈主要由兩類天體組成：暈場星和球狀星團系統(tǒng)。場星暈的光度比球狀

22、星團系統(tǒng)光度幾乎高 2 個量級，但在太陽銀心距處的面亮度卻很低（ 30mag /）。對于河外星系來說在同樣中心距處就無法加以研究，因此只能利用球狀星團系統(tǒng)與場星暈之間的關(guān)系來加以追蹤研究。55561. 球狀星團系統(tǒng) 在銀河系內(nèi)存在約150個球狀星團。球狀星團系統(tǒng)根據(jù)它們的金屬度可以分為兩個子系統(tǒng)。Fe/H- 0.8為富金屬子系, 稱為盤族球狀星團或G團; Fe/H -0.8是貧金屬子系，稱為暈族球狀星團或 F團。G 團系統(tǒng)與 F 團系統(tǒng)相比，空間分布上要扁平得多，轉(zhuǎn)動得也比較快。暈族團的數(shù)目比盤族團多，大體上呈球狀分布，延伸范圍遠至銀心距 25kpc或更遠。盤族團的分布為扁平狀，扁平方向延伸范

23、圍略大于5kpc，比暈族團小得多，后者標高1.1 0.35kpc，與厚盤差不多。57 球狀星團數(shù)目不大，分成兩個子系統(tǒng)后很難確定好兩者的運動學(xué)狀態(tài)，不過可以估計它們的平均轉(zhuǎn)動速率與和特征速度彌散度，表4-3給出了目前的研究結(jié)果。顯然，暈族球團子系的運動學(xué)狀態(tài)主要由隨機運動確定，自轉(zhuǎn)速度很小，而盤族團子系則轉(zhuǎn)得快得多，從而呈現(xiàn)為扁平狀。如果取太陽隨銀河系轉(zhuǎn)動速度為 ，則兩個子系相對于LSR的轉(zhuǎn)動速度分別為 和 。 表4-3 兩類球狀星團的運動特征58兩個球狀星團子系統(tǒng)有著基本相同的光度函數(shù)：(4-7) 式中 。另外，球團的光度與銀心距或銀面距都不存在任何明顯的統(tǒng)計關(guān)系。 鑒于只有 19 個盤族球

24、團取得較為準確的金屬度資料，因而統(tǒng)計不確定性比較大。盡管如此，盤族球團的平均金屬度表現(xiàn)為向外遞減。但是，暈族球團卻沒有表現(xiàn)出相應(yīng)的金屬度梯度。另一方面，盤族球團在Fe/H = - 0.5 附近有一個明顯的峰值，而暈族星團 Fe/H的分布要寬得多，最低可達Fe/H = - 2.6。594.5 銀河系模型 建立合理的銀河系模型并用以解釋觀測資料，在天體物理研究中有十分重要的作用。如可用來估計在給定位置處，具有某種顏色和視星等的恒星的數(shù)目，等等。(i) 太陽附近的銀河系局域參數(shù)Vc(R0) 220 km s-1 Oort常數(shù) (A, B) = (14.8,-12.4) km s-1 kpc-1物質(zhì)總

25、密度 t (R0) = 48 Mpc-3氣體總密度 g(R0) = 5.5 Mpc-3質(zhì)光比 B(R0) = 2.36060太陽到銀心的距離 8 kpc測光標長 Rd (30.5) kpc 太陽到銀道面距離 16 pc（向北）(ii) 其他一些有關(guān)參數(shù)611. 質(zhì)量模型 質(zhì)量模型應(yīng)該對銀河系各個成分的特定密度分布作出說明，計算這些成分的聯(lián)合引力場，對密度分布的參數(shù)進行最優(yōu)化調(diào)整，以使模型的運動學(xué)預(yù)期值與一些觀測量相一致, 如 Oort常數(shù)、太陽附近物質(zhì)的總面密度等。 Dehnen 和 Binney的模型假定銀河系由核球、暈及 3 個盤組成，3個盤指恒星厚盤、薄盤及氣體盤。對這5個成份分別給出密

26、度分布函數(shù)，其中某些參數(shù)取固定值，如厚、薄盤標高；或給定某種關(guān)系, 如氣體盤標長為恒星盤的2倍等。然后利用一些觀測限制，如恒星端速度（因銀河系較差自轉(zhuǎn)造成的，從太陽位置所觀測到的天體視向速度）、Oort常數(shù)等，來確定模型中自由參數(shù)，這些參數(shù)有盤的標長和面密度、核球標準化參數(shù)、暈的標長等等。 622. 恒星計數(shù)模型 這類模型應(yīng)對銀河系內(nèi)每個點上恒星絕對星等的分布作出正確的說明，或者說就全部 M（絕對星等）和 x（位置）給出光度函數(shù)(M, x)。在點 x 附近 d 3x 體積中絕對星等范圍 (M+dM, M) 內(nèi)的恒星數(shù) dN 為 Bahcall和Soneira在1980年提出一種 (M, x)，

27、他們把銀河系分解成兩個成份，而每一成份假定有與位置無關(guān)的光度函數(shù)(M)。不過，由于在點 x 處兩個成份所貢獻的光度隨 x 而變化，因此總光度函數(shù)仍然與位置有關(guān)。63 這類模型中最簡單的一種是假設(shè)銀河系每一成份在每一點上的速度分布服從史瓦西分布，即三維正態(tài)分布。 這種分布實際上假定了在速度空間 v 點周圍體積 d 3v 內(nèi)的恒星運動有平均運動速度 (v1, v2, v3)和速度彌散度 ，這些參數(shù)都是位置 x 的函數(shù)。有人就曾用這類運動學(xué)模型來預(yù)言亮星星表中某些方向上恒星的自行分布。3. 運動學(xué)模型 許多研究不僅與恒星的位置和視星等有關(guān)，還會涉及到恒星的自行或視向速度，故需要一種模型，其不僅能從理

28、論上預(yù)言恒星數(shù)密度與絕對星等的函數(shù)關(guān)系,還要能對銀河系中每個點上的速度分布作出預(yù)言。644. 動力學(xué)模型 要構(gòu)成一個正確的運動學(xué)模型實際上是極為困難的，這是因為速度矢和相應(yīng)的彌散度，以及速度橢球的主軸取向都是位置的函數(shù)，再說史瓦西速度橢球假設(shè)也只是對實際情況的一種近似。 如果假定銀河系處于近似穩(wěn)態(tài)，那么 x 點上 v 值的變化必然與鄰近一點 x 處的值有關(guān)，這是因為某一瞬間位于x 處的一些恒星在隨后某個時間會跑到 x 處去,這意味著穩(wěn)態(tài)銀河系中的 v 和 會滿足一些微分方程,而在一個令人滿意的模型中這類微分方程應(yīng)當成立。6565 如果有明確的辦法找到微分方程的解，那么在這一過程中就會消去模型中

29、的大部分自由參數(shù)，用這樣的模型來描述銀河系就更合理了，遺憾的是這一問題沒有很好得到解決。另一條概念上較為簡單的途徑是構(gòu)筑銀河系的 N 體模型。這條途徑的最大困難是如何選擇初始條件的問題，以從這些初始條件出發(fā)，N 體模型經(jīng)過弛豫過程達到目前銀河系的結(jié)構(gòu)。664.6 形成和演化 關(guān)于銀河系的演化史，雖然已有幾十年的研究，但迄今尚未得出一致的結(jié)論。因此，本節(jié)只能就銀河系如何演變?yōu)槟壳盃顟B(tài)的某些流行的觀點作概要的說明,并對有關(guān)問題加以說明。一. 銀河系的形成圖像1. 有關(guān)銀河系形成的理論 Eggen、Lynden-Bell 和 Sandage 在1962年完成的工作對銀河系形成這一領(lǐng)域的研究具有重要影

30、響。67 他們對模型中太陽附近恒星軌道作了研究，由此確定恒星的空間運動速度，發(fā)現(xiàn)太陽附近的高速星往往是一些貧金屬星，并且證實模型軌道的偏心率e、垂直振蕩能量 Ez 及角動量 Lz 與恒星金屬度有關(guān),隨著e和 Ez 的增加以及 Lz 的減小，金屬度也減小。由此推論銀河系可能有一段劇烈活動的歷史，或者大部分低金屬度恒星不可能在一個離心力支撐的盤中形成。68 根據(jù)上述觀測結(jié)果, ELS 提出了一種銀河系形成圖像;銀河系形成于一個大致呈球狀的自轉(zhuǎn)原星系云。最初云是貧金屬的，并處于自由下落狀態(tài)。在這個坍縮過程中云的自轉(zhuǎn)速度不斷增大，以保持角動量守恒，大部分貧金屬星和暈族球團就在這一過程中凝聚而成。目前觀

31、測到的這類天體有很扁的軌道便是原星系云自由下落的直接結(jié)果。這個過程進行得很快，所以球團便有大致相同的年齡。隨著坍縮過程的進行，早期形成的大質(zhì)量恒星很快演化到晚期并產(chǎn)生超新星爆發(fā)，結(jié)果使云的金屬度增大。當云半徑收縮到原有半徑的1/10時，云變成富金屬狀態(tài)，且變?yōu)楸馄綘?，成為一個由離心力支撐的盤。這時，盤開始形成，并保持這種結(jié)構(gòu)狀態(tài)一直到今天。69 1977年Searle等提出另一種不同的銀河系暈形成圖像，這一圖像的出發(fā)點是要合理解釋暈族球狀星團的金屬度分布范圍很寬，以及這種分布基本上與銀心距無關(guān)的觀測事實。Searle認為，銀暈是由大量質(zhì)量 108M 的云碎片形成的，這些碎片彼此無關(guān)，它們獨立地

32、經(jīng)歷自身的演化過程。某塊碎片金屬度取決于超新星爆發(fā)把氣體全部驅(qū)逐出碎片之前在碎片內(nèi)發(fā)生的“增豐事件”的次數(shù)。要是假定一次增豐事件對應(yīng)一個球團的形成，那么每塊碎片必然只會經(jīng)歷為數(shù)不多的增豐事件，而不同碎片內(nèi)發(fā)生的增豐事件的次數(shù)不同，就必然造成各碎片最終金屬度會有顯著的差異。7070 膨脹宇宙框架下引力成團的 N 體模擬對星系形成的圖像有很大的影響。模擬計算表明，恒星系統(tǒng)不斷并合而形成更大的系統(tǒng)，從而有力支持了Searle并合形成銀河系的圖像。盡管如此，銀河系決不可能簡單地通過現(xiàn)成恒星系統(tǒng)的并合而形成。無論暈如何形成，盤肯定不是通過這種方式形成的，厚盤和盤族球團也不可能像最簡單并合圖景所設(shè)想的那樣

33、會在銀河系外形成。再者，盡管核球的起源也很不確定，但構(gòu)成核球的物質(zhì)很可能是以氣體而不是以恒星形式進入銀河系，因為Eggen等人的圖像強調(diào)的是恒星從已處于銀河系內(nèi)的氣體形成，這一圖像描述了實際發(fā)生情況的一個重要方面。71 另一方面，并合或吸積過程確實存在，比如銀河系已經(jīng)吸積了一些球狀星團和暈族恒星。又如大麥云（LMC）正在不斷地向銀河系旋進，最終會被銀河系所吞并，而它的球狀星團屆時就成了銀河系的球狀星團。不過銀河系中的全部球狀星團是否都由這種方式生成則不能定論。722. 厚盤的形成過程 關(guān)于厚盤的形成同樣存在不同的觀點。 隨著氣體在盤中堆積，盤就變得引力不穩(wěn)定并形成恒星，恒星應(yīng)當在最稠密的氣體云

34、中形成，而這些云在近圓軌道上運動，因此恒星應(yīng)該在銀道面附近形成并作近圓軌道運動，觀測也證實這一點。由于薄盤恒星很不穩(wěn)定，恒星會很快從它們所形成的薄層位置彌散開去，能對恒星軌道產(chǎn)生攝動的任何隨機過程都會使盤加熱并變厚。有兩種可能的隨機過程，即分子云或旋臂造成的攝動，但是有人則認為這些作用還不足以形成厚盤。73 另一種有關(guān)厚盤起源的觀點涉及銀河系（及星系）對低光度恒星系統(tǒng)的吸積，當一個伴星系以旋渦運動方式通過銀河系外區(qū)時，其軌道會被拖進銀道面。當它通過盤時原則上可使一個薄盤變?yōu)楹癖P。具體情況是，在約100億年前，大部分厚盤恒星是在一個薄盤中形成的，當銀河系吸積一個或更多矮星系時，隨著這些小星系以旋渦運動方式穿過盤的時候，使盤變厚。然后隨著厚盤內(nèi)氣體向銀道面集積，