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(jī)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(gè)銀河系范圍來(lái)說(shuō)約占 35%，旋臂部分可能達(dá)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(dá)108g/cm3），可見(jiàn)星際介質(zhì)十分稀薄

2、。 在零攝氏度和一個(gè)標(biāo)準(zhǔn)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(lái)說(shuō)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(jī)制來(lái)說(shuō)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(gè)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(méi)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(cè)到。有些星云同時(shí)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?cè)阢y河系中的位置和照明星的溫度直接有關(guān)。平均來(lái)說(shuō)，發(fā)射星云中氣體含量相對(duì)地較為豐富，而反射星云中塵埃的含量相對(duì)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(duì)應(yīng)于這些原子或分子的星際云。用射電天文方法證認(rèn)出的星際分子已超過(guò) 50 種。 2星際氣體包括原子、分子、電子和離子，觀測(cè)表明，星際元素豐度與根據(jù)太陽(yáng)、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(diǎn)，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(cè)

5、應(yīng)該說(shuō)迄今為止對(duì)星際物質(zhì)的了解還是很不夠，不過(guò)隨著觀測(cè)技術(shù)的發(fā)展，尤其是多波段觀測(cè)技術(shù)的不斷成熟，對(duì)星際物質(zhì)的認(rèn)識(shí)正在不斷加深。7 1. 星光吸收。星際塵埃會(huì)吸收和散射星光，且對(duì)藍(lán)光比對(duì)紅光更厲害。星際氣體則不同，它會(huì)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(lái)探測(cè)星際氣體的存在。 特征吸收譜線的強(qiáng)度用等值寬度W 來(lái)表征。W 與視線方向致吸收原子數(shù)密度 N 間的對(duì)數(shù)關(guān)系 lgNlgW 稱為生長(zhǎng)曲線，可用來(lái)確定 N。 2. X射線觀測(cè)。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(jiàn)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(lái)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(cè)。射電波段觀測(cè)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(cè)到它們由自轉(zhuǎn)躍遷形成的譜線。對(duì)于像HII區(qū)這種比較稠密的電離

7、氣體, 可通過(guò)觀測(cè)射電輻射來(lái)進(jìn)行研究。 其他探測(cè)手段還有 射線觀測(cè)及紅外觀測(cè)，后者對(duì)研究塵埃輻射十分有用。94.2 星際消光及其形成機(jī)制一. 星際消光的一般概念 星際消光是指光線在通過(guò)星際空間過(guò)程中光能量的減弱。恒星或其他遠(yuǎn)距天體的測(cè)光以至分光觀測(cè)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(cè)定恒星距離的主要方法。只有對(duì)消光效應(yīng)作了恰當(dāng)?shù)母恼蟛拍苤篮阈钦鎸?shí)的空間分布，從而了解銀河系的結(jié)構(gòu)。另一方面，通過(guò)對(duì)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(wèn)題之一。 1010 早在1

8、8世紀(jì)，W 赫歇爾就已猜測(cè)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(jì)了星際消光的平均值。但在1930年以前一般認(rèn)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(tuán)時(shí)找到了存在星際消光的確鑿證據(jù)。他測(cè)定了當(dāng)時(shí)已知的所有疏散星團(tuán)的角直徑 d ，又通過(guò)星團(tuán) CM圖與太陽(yáng)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(jì)算星團(tuán)的線直徑 D11 計(jì)算結(jié)果出人意外，他發(fā)現(xiàn)星團(tuán)線直徑 D 隨距離 r 的增大而增大，好像太陽(yáng)恰好位于一種奇妙的位置上在它附近星團(tuán)尺度最小，越遠(yuǎn)星團(tuán)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(rèn)為銀河系內(nèi)疏散星團(tuán)大小大致相同，與離太陽(yáng)遠(yuǎn)近無(wú)關(guān)，則上述星團(tuán)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?yàn)槭?4-1)中沒(méi)有考慮星際消光的影響，而距離越遠(yuǎn)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(tuán)的實(shí)際距離大得越多，結(jié)果就造成 D 的計(jì)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(tuán)高度集聚于銀道面兩旁，說(shuō)明消光物質(zhì)主要分布在銀道面附近。此外，下列事實(shí)也證明了星際消光的存在： 1. 恒星計(jì)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(shuō)明消光物質(zhì)的大尺度分布對(duì)稱于銀道面，且隨銀面距的增大而減少。 3. 遠(yuǎn)的恒星比同一光譜次型的近星來(lái)得紅。 4. 在許多河外星系的對(duì)稱面附近直接觀測(cè)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(guò)程（消光機(jī)制） 由星際物質(zhì)造成的消光作用可以有 3 種不同的過(guò)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(zhǎng)無(wú)關(guān)，也不會(huì)改變恒星顏色，觀測(cè)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(duì)于散射過(guò)程來(lái)說(shuō)，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(jí)散射波，這種次級(jí)波只有其中一小部分與原來(lái)的輻射有相同的方向而到達(dá)觀測(cè)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(duì)恒星視亮度的影響甚微，在對(duì)視星等作統(tǒng)計(jì)研究時(shí)，是不需要加以考慮的。 綜上所述可知, 就目前討論的問(wèn)題來(lái)說(shuō), 天體視星等的星際消光效應(yīng)主要來(lái)自直徑約為10-5厘米的微粒的散射作用，其他因素只對(duì)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(zhǎng)有關(guān)，因而會(huì)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(diǎn)處的強(qiáng)度為E,，經(jīng)距離 dr 后強(qiáng)度的增量為 dE(dE r。這表示不顧及消光改正時(shí)會(huì)導(dǎo)致距離的夸大。另一方面，當(dāng)消光為已知時(shí)，可以把視距離換算成真距離，表 3-5 對(duì)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(gè)量，就可利用恒星色余確定總消光 A()，而無(wú)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(zhǎng)的總消

13、光都可寫(xiě)成式(4-4)的形式。如在UBV 測(cè)光系統(tǒng)中，對(duì)V 星等和 B 星等有 研究表明，對(duì)于同一光度系統(tǒng)來(lái)說(shuō)，不同天區(qū)方向和不同距離處 值近似為一常量；而對(duì)不同的光度系統(tǒng) 值是不同的。對(duì)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(jì)算星際消光的統(tǒng)計(jì)方法 從動(dòng)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(huì)有明確的邊界。如認(rèn)為銀河系是一個(gè)有面對(duì)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(kāi)對(duì)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(yáng)附近消光物質(zhì)的密度，表示 D(Z) 降低為 D0 /e 時(shí)的 Z 值，稱為吸收標(biāo)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(jì)算星際消光的平均公式，其中沒(méi)有考慮物質(zhì)分布的局部起伏。對(duì)于單個(gè)恒星最好利用色余等方法來(lái)決定總消光。但在缺乏必要的觀測(cè)資料時(shí)，也可以用式(4-5)來(lái)估算平均總消光。平均消光公式用于統(tǒng)計(jì)研究有它的合理性，因?yàn)樯婕暗酱蠓秶鷥?nèi)的天體，物質(zhì)分布的局部漲落對(duì)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(jī)制 根據(jù)銀河系中星際消光值的測(cè)定，以及觀測(cè)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(yuǎn)大于銀河系質(zhì)量，而由消光對(duì)波長(zhǎng)的選擇性可知塵粒不會(huì)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(shí)不符。更小的也不符合觀測(cè)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(shuō)明了這一點(diǎn)，觀測(cè)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(jiàn)，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(xì)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(gè)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(gè)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(gè)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(gè)星團(tuán)，核環(huán)

17、物質(zhì)因星團(tuán)的輻射而被電離，這個(gè)星團(tuán)只能在紅外波段觀測(cè)，并表現(xiàn)為一團(tuán)密集的熱斑，溫度高達(dá)Teff = 20000K。47 如果這是一些年輕的超巨星，說(shuō)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(dāng)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?yàn)閳F(tuán)中心數(shù)密度為 106/pc3(太陽(yáng)附近為 0.1/pc3),這種碰撞就有可能發(fā)生。 人馬A*是一個(gè)變光非熱射電源，光度為 , 這可能是一個(gè)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(zhǎng)期以來(lái)，銀河系一直被認(rèn)為是一個(gè)普通旋渦星系，并分類為 Sb 或Sc（或Sbc）型星系。 1964年，美國(guó)天文學(xué)家伏古勒通過(guò)對(duì)銀河系內(nèi)區(qū)中性氫21cm射電輻射的觀測(cè)研究，首次提出銀河系可能是一個(gè)棒旋星系；之后，銀河系棒結(jié)構(gòu)為多種觀測(cè)證據(jù)所證實(shí)。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(cè)途徑主要有： i. 銀河系中心附近氣體的運(yùn)動(dòng)學(xué)情況； ii. 紅外面測(cè)光； iii. 用特定類別的恒星作為示蹤天體； iv. 恒星計(jì)數(shù)； v. 微引力透鏡效應(yīng)； vi. 恒星運(yùn)動(dòng)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(lái)講述。50514.4 厚盤和銀暈一. 厚盤 早期認(rèn)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(biāo)高，即 v 減小到1/e 倍時(shí)的銀面距。后來(lái)的研究表明，密度輪廓 v(z)與上式有明顯差異，圖4-10說(shuō)明了這一點(diǎn)。密度輪廓 v(z) 可以用兩個(gè)指數(shù)律之和來(lái)很好地加以表示，其中一個(gè)分布的標(biāo)高為 z0 = 300pc，z 1200pc 恒星的密度分布主要由它確定；另一個(gè)分布的標(biāo)高 z0 = 1350pc。上述結(jié)論是由絕對(duì)星等M 45的恒星得出的。52圖4-10 絕對(duì)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?yàn)檫@類恒星的

20、密度輪廓不可能追蹤到離銀道面較遠(yuǎn)的地方。另一方面,對(duì)于那些光度比 Mv = 3更高的恒星樣本，第一個(gè)標(biāo)高要比 z0 = 300pc 明顯地小，而且對(duì)于這些光度大而壽命短的恒星并不一定要求有第二個(gè)指數(shù)分布。 對(duì)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(gè)指數(shù)分布和來(lái)表示，不過(guò)標(biāo)高為1350pc的分布表現(xiàn)為較弱，對(duì)于Mv遠(yuǎn)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(lái)擬合可以有兩種物理解釋。第一種最簡(jiǎn)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(shí)存在薄盤和厚盤，而兩個(gè)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(méi)有任何理由認(rèn)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(cè)得到的密度輪廓的非指數(shù)性質(zhì)難以要求把觀測(cè)到的盤分解為兩個(gè)盤，除非能證明兩個(gè)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(wú)關(guān)。一項(xiàng)研究表明兩個(gè)盤確實(shí)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(jiàn)圖4-11），而且兩者有不同的運(yùn)動(dòng)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(chǎng)星和球狀星團(tuán)系統(tǒng)。場(chǎng)星暈的光度比球狀

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

23、圍略大于5kpc，比暈族團(tuán)小得多，后者標(biāo)高1.1 0.35kpc，與厚盤差不多。57 球狀星團(tuán)數(shù)目不大，分成兩個(gè)子系統(tǒng)后很難確定好兩者的運(yùn)動(dòng)學(xué)狀態(tài)，不過(guò)可以估計(jì)它們的平均轉(zhuǎn)動(dòng)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(tuán)子系的運(yùn)動(dòng)學(xué)狀態(tài)主要由隨機(jī)運(yùn)動(dòng)確定，自轉(zhuǎn)速度很小，而盤族團(tuán)子系則轉(zhuǎn)得快得多，從而呈現(xiàn)為扁平狀。如果取太陽(yáng)隨銀河系轉(zhuǎn)動(dòng)速度為 ，則兩個(gè)子系相對(duì)于LSR的轉(zhuǎn)動(dòng)速度分別為 和 。 表4-3 兩類球狀星團(tuán)的運(yùn)動(dòng)特征58兩個(gè)球狀星團(tuán)子系統(tǒng)有著基本相同的光度函數(shù)：(4-7) 式中 。另外，球團(tuán)的光度與銀心距或銀面距都不存在任何明顯的統(tǒng)計(jì)關(guān)系。 鑒于只有 19 個(gè)盤族球

24、團(tuán)取得較為準(zhǔn)確的金屬度資料，因而統(tǒng)計(jì)不確定性比較大。盡管如此，盤族球團(tuán)的平均金屬度表現(xiàn)為向外遞減。但是，暈族球團(tuán)卻沒(méi)有表現(xiàn)出相應(yīng)的金屬度梯度。另一方面，盤族球團(tuán)在Fe/H = - 0.5 附近有一個(gè)明顯的峰值，而暈族星團(tuán) Fe/H的分布要寬得多，最低可達(dá)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(cè)資料，在天體物理研究中有十分重要的作用。如可用來(lái)估計(jì)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(yáng)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(yáng)到銀心的距離 8 kpc測(cè)光標(biāo)長(zhǎng) Rd (30.5) kpc 太陽(yáng)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(duì)銀河系各個(gè)成分的特定密度分布作出說(shuō)明，計(jì)算這些成分的聯(lián)合引力場(chǎng)，對(duì)密度分布的參數(shù)進(jìn)行最優(yōu)化調(diào)整，以使模型的運(yùn)動(dòng)學(xué)預(yù)期值與一些觀測(cè)量相一致, 如 Oort常數(shù)、太陽(yáng)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(gè)盤組成，3個(gè)盤指恒星厚盤、薄盤及氣體盤。對(duì)這5個(gè)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(biāo)高；或給定某種關(guān)系, 如氣體盤標(biāo)長(zhǎng)為恒星盤的2倍等。然后利用一些觀測(cè)限制，如恒星端速度（因銀河系較差自轉(zhuǎn)造成的，從太陽(yáng)位置所觀測(cè)到的天體視向速度）、Oort常數(shù)等，來(lái)確定模型中自由參數(shù)，這些參數(shù)有盤的標(biāo)長(zhǎng)和面密度、核球標(biāo)準(zhǔn)化參數(shù)、暈的標(biāo)長(zhǎng)等等。 622. 恒星計(jì)數(shù)模型 這類模型應(yīng)對(duì)銀河系內(nèi)每個(gè)點(diǎn)上恒星絕對(duì)星等的分布作出正確的說(shuō)明，或者說(shuō)就全部 M（絕對(duì)星等）和 x（位置）給出光度函數(shù)(M, x)。在點(diǎn) x 附近 d 3x 體積中絕對(duì)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(gè)成份，而每一成份假定有與位置無(wú)關(guān)的光度函數(shù)(M)。不過(guò)，由于在點(diǎn) x 處兩個(gè)成份所貢獻(xiàn)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(jiǎn)單的一種是假設(shè)銀河系每一成份在每一點(diǎn)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(shí)際上假定了在速度空間 v 點(diǎn)周圍體積 d 3v 內(nèi)的恒星運(yùn)動(dòng)有平均運(yùn)動(dòng)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(yùn)動(dòng)學(xué)模型來(lái)預(yù)言亮星星表中某些方向上恒星的自行分布。3. 運(yùn)動(dòng)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(huì)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(duì)星等的函數(shù)關(guān)系,還要能對(duì)銀河系中每個(gè)點(diǎn)上的速度分布作出預(yù)言。644. 動(dòng)力學(xué)模型 要構(gòu)成一個(gè)正確的運(yùn)動(dòng)學(xué)模型實(shí)際上是極為困難的，這是因?yàn)樗俣仁负拖鄳?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(shuō)史瓦西速度橢球假設(shè)也只是對(duì)實(shí)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(diǎn)上 v 值的變化必然與鄰近一點(diǎn) x 處的值有關(guān)，這是因?yàn)槟骋凰查g位于x 處的一些恒星在隨后某個(gè)時(shí)間會(huì)跑到 x 處去,這意味著穩(wěn)態(tài)銀河系中的 v 和 會(huì)滿足一些微分方程,而在一個(gè)令人滿意的模型中這類微分方程應(yīng)當(dāng)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(guò)程中就會(huì)消去模型中

29、的大部分自由參數(shù)，用這樣的模型來(lái)描述銀河系就更合理了，遺憾的是這一問(wèn)題沒(méi)有很好得到解決。另一條概念上較為簡(jiǎn)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(wèn)題，以從這些初始條件出發(fā)，N 體模型經(jīng)過(guò)弛豫過(guò)程達(dá)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(diǎn)作概要的說(shuō)明,并對(duì)有關(guān)問(wèn)題加以說(shuō)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(duì)銀河系形成這一領(lǐng)域的研究具有重要影

30、響。67 他們對(duì)模型中太陽(yáng)附近恒星軌道作了研究，由此確定恒星的空間運(yùn)動(dòng)速度，發(fā)現(xiàn)太陽(yáng)附近的高速星往往是一些貧金屬星，并且證實(shí)模型軌道的偏心率e、垂直振蕩能量 Ez 及角動(dòng)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(dòng)的歷史，或者大部分低金屬度恒星不可能在一個(gè)離心力支撐的盤中形成。68 根據(jù)上述觀測(cè)結(jié)果, ELS 提出了一種銀河系形成圖像;銀河系形成于一個(gè)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(gè)坍縮過(guò)程中云的自轉(zhuǎn)速度不斷增大，以保持角動(dòng)量守恒，大部分貧金屬星和暈族球團(tuán)就在這一過(guò)程中凝聚而成。目前觀

31、測(cè)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(gè)過(guò)程進(jìn)行得很快，所以球團(tuán)便有大致相同的年齡。隨著坍縮過(guò)程的進(jìn)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(dāng)云半徑收縮到原有半徑的1/10時(shí)，云變成富金屬狀態(tài)，且變?yōu)楸馄綘?，成為一個(gè)由離心力支撐的盤。這時(shí)，盤開(kāi)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(diǎn)是要合理解釋暈族球狀星團(tuán)的金屬度分布范圍很寬，以及這種分布基本上與銀心距無(wú)關(guān)的觀測(cè)事實(shí)。Searle認(rèn)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(wú)關(guān)，它們獨(dú)立地

32、經(jīng)歷自身的演化過(guò)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(duì)應(yīng)一個(gè)球團(tuán)的形成，那么每塊碎片必然只會(huì)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(huì)有顯著的差異。7070 膨脹宇宙框架下引力成團(tuán)的 N 體模擬對(duì)星系形成的圖像有很大的影響。模擬計(jì)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(jiǎn)單地通過(guò)現(xiàn)成恒星系統(tǒng)的并合而形成。無(wú)論暈如何形成，盤肯定不是通過(guò)這種方式形成的，厚盤和盤族球團(tuán)也不可能像最簡(jiǎn)單并合圖景所設(shè)想的那樣

33、會(huì)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(jìn)入銀河系，因?yàn)镋ggen等人的圖像強(qiáng)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(shí)際發(fā)生情況的一個(gè)重要方面。71 另一方面，并合或吸積過(guò)程確實(shí)存在，比如銀河系已經(jīng)吸積了一些球狀星團(tuán)和暈族恒星。又如大麥云（LMC）正在不斷地向銀河系旋進(jìn)，最終會(huì)被銀河系所吞并，而它的球狀星團(tuán)屆時(shí)就成了銀河系的球狀星團(tuán)。不過(guò)銀河系中的全部球狀星團(tuán)是否都由這種方式生成則不能定論。722. 厚盤的形成過(guò)程 關(guān)于厚盤的形成同樣存在不同的觀點(diǎn)。 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(dāng)在最稠密的氣體云

34、中形成，而這些云在近圓軌道上運(yùn)動(dòng)，因此恒星應(yīng)該在銀道面附近形成并作近圓軌道運(yùn)動(dòng)，觀測(cè)也證實(shí)這一點(diǎn)。由于薄盤恒星很不穩(wěn)定，恒星會(huì)很快從它們所形成的薄層位置彌散開(kāi)去，能對(duì)恒星軌道產(chǎn)生攝動(dòng)的任何隨機(jī)過(guò)程都會(huì)使盤加熱并變厚。有兩種可能的隨機(jī)過(guò)程，即分子云或旋臂造成的攝動(dòng)，但是有人則認(rèn)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(diǎn)涉及銀河系（及星系）對(duì)低光度恒星系統(tǒng)的吸積，當(dāng)一個(gè)伴星系以旋渦運(yùn)動(dòng)方式通過(guò)銀河系外區(qū)時(shí)，其軌道會(huì)被拖進(jìn)銀道面。當(dāng)它通過(guò)盤時(shí)原則上可使一個(gè)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(gè)薄盤中形成的，當(dāng)銀河系吸積一個(gè)或更多矮星系時(shí)，隨著這些小星系以旋渦運(yùn)動(dòng)方式穿過(guò)盤的時(shí)候，使盤變厚。然后隨著厚盤內(nèi)氣體向銀道面集積，