1、星系天文學Galactic Astronomy第二章 Mapping Our Milky Way主要內容系是典型盤星系(Sb)，一個可以被仔細觀測、研究其恒星分布、運動和氣體特性的盤星系2.1 太陽的鄰域系恒星系自轉2.22.32.4 星際氣體等2014/10/17xkong22.1The Solar Neighborhoodu 希望了解：u 恒星數目多少、種類有哪些u 年輕、主序、年老恒星比例u 解決之道u 坐標描述恒星分布和運動u 距離測量恒星離我們遠近u 視星等+距離 絕對星等 HRD 恒星特性和演化2014/10/17xkong3The Solar MotionHow do we de

2、fine the motion of the Sun?uHowwouldweknowtheSun isumoving at all?The Sun (and most stars) are onslightly perturbed orbits that resemble rosettes.uThis makes it difficult to measure relative motions of stars around theSun.uNeed to establish a reference frame that is a perfect circular orbitabout the

3、 Galactic Center.u2014/10/17xkong4To determine the Suns motion wrt to LSR, we observe the average motions of all stars in the Suns viciLocal Standard of Rest - reference frame for measuring velocities in the Galaxy.局域靜止標準太陽并不嚴格處于系中平面u內，而是在其上方z=15 pc處；另外，環繞銀心的運動軌道也不是一個正圓Define a point in space that i

4、s moving on a perfectly circular orbit around the center of the galaxy at the Suns galactocentric distance(R=Rsun)We measure all velocities of stars relative to this point, which isknown as the Local Standard ofu天文學中，LSR定義為在太陽位置附近，在周運動的參考系.系引力勢中做圓uRest2014/10/17xkong5坐標系u Cylindrical Coordinates for

5、 theGalactic planeu R = galactocentric distanceu q = azimuthal (方位角) coordinateu z = height above/below the plane2014/10/17xkong6What is the Suns motion relative to the LSR?Look at all the disk stars around us, and measure their radial velocities (vr) and proper motions (mu).Do this for lots of star

6、s, and take the average along different lines of sight.u If the sun wasnt moving, what would you expect to see?uuIn fact, you should see that, on average, star move towards us in one direction and away from us in theopposite directionuDue to the Suns motion relative tothese nearby stars.u2014/10/17x

7、kong7Velocity of sun relative to the LSR - o = U (speed away from GC) = -10.4 km/s7.5 +/-1 km/sZ - Zo = W (speed towards NGP) = 7.3 km/s 6.8 (+/- 0.1) km/s - o = V (speed in direction of motion) = V = 14.8 km/s 13.5(+/- 3) km/sParentheses values from Francis and Anderson (2009)2014/10/17xkong8的恒星和氣體

8、速度數值，通常都是相對于局域靜止標準(LSR)The Sun is moving toward the Galactic center, faster than the LSR, and northward toward the NGP.2.1.1 三角視差測距u 測量天體距離重要u 恒星和星系的光度與距離平方成反比u 天體角和距離，求天體的線尺度u 質量計算通常依賴于這些尺度的估計宇宙距離階梯許多天文學爭議，最后都歸結于天體有多遠的論證2014/10/17xkong9測距 - Light Echoes信號從地球發到行星u 把u 接收由金星反射回來的信號信號以光速運動，知道u了它的時間就可以得

9、到地球與金星的距離測距法目前已成為測量太陽系內某些天體距離的基本方法之一。2014/10/17xkong10三角視差法 - parallaxParallax is a displacement or difference in the apparent position of an object viewed along two different lines of sight, and is measured by the angle or semi- angle of inclination between those two lines.Nearby objects have a lar

10、ger parallax than more distant objects when observed from different positions, so parallax can be used todetermine distances.uu利用地球繞太陽公轉的軌道兩端到恒星的視角，測量太陽鄰域恒星距離 三角視差測距只適合太陽周圍的恒星2014/10/17xkong11三角視差法距離越遠的恒星，要獲得可分辨的視差，就需要更長的基線u1AU：日地平均距離在地球上觀測， 基線為地球與太陽之間距離，而視差小于0.01 角秒將很難區分u故利用三角視差法，在地球上觀測d100pc的恒星xko

11、ngu2014/10/1712依巴谷Hipparcosu 克服地球大氣影響 - 空間u High Precision Parallax Collecting Satellite依巴谷高精視差測量u 歐洲空間局發射的一顆天體測量，口徑29cmu 用以測量恒星視差和恒星自行u 工作時間：19890808-199308152014/10/17xkong13依巴谷Hipparcos觀測包括“依巴谷實驗”和“第谷實驗”兩部分：u 依巴谷實驗：u contains 118,218 constituent starsu median precision of positions, proper motion

12、s, parallaxes are between 0.7-0.9 milliarcsec (mas) for stars brighter than 9 maguu 第谷實驗：u positions, proper motions, parallaxes, and broad band photometry for 1,058,332 stars.u The errors in the astrometric parameters (about 20mas/yr) are typically 20 times the errors in the Hipparcos Catalogue.201

13、4/10/17xkong14對于距離在 數百pc以內的恒星,依巴谷數據庫提供了距離 精確光度HRDmilliarcsec (mas)2014/10/17xkong15離太陽d fminor m mlimu 對于絕對星等不同的天體，極限視星等相同時距離模數(m-M)0=5log10(d/10pc)，可見范圍不同：暗天體只能在較小范圍可見u 因此，每個恒星/星系對平均絕對星等或者光度函數的貢獻可以乘以一個權重因子：1/Vmax2014/10/17xkong23改正馬姆奎斯特偏差 Volume Weightingu 權重因子： 1/Vmax ， whereVmaxistheumvolume over

14、 which the objects could have been seen.u 高光度天體(絕對星等值小)在更大的空間區域可被觀測到，具有較大的Vmax。因為其觀測完備性較好， 計算時權重較小u Theumvolumecanbeapproximatedasasphere with radius found from the distance modulus, using the objects 絕對星等and the limiting apparentmagnitude.2014/10/17xkong241/Vmax方法Felten (1977)2014/10/17xkong25改正馬姆奎

15、斯特偏差光度函數 1/Vmax畫出樣本天體的光度分布圖N(L)u每個光度bin對應不同的巡天體積： 低 光 度 天 體Vmax(L) 小， 高光度天體Vmax(L)大u將每個光度bin的N(L) 除以Vmax(L)， 每個光度bin對應相同的有效體積uFelten 19772014/10/17xkong26恒星對光度的貢獻u 幾乎所有的光都來自較亮的恒星u 稀少的亮星如主序O和B型星，以及亮超巨星所貢獻的光，多于比太陽（MV=4.83）暗的全部恒星的貢獻u 星系總光度強烈依賴于它新近在產生大質量、短方面是否活躍：SFH恒星2014/10/17xkong27帶三角的線條顯示來自每星等間隔恒星的光

16、LVF(MV)；點線單對主序星，實線代表全部恒星恒星對質量的貢獻u 發出大多數光的恒星對質量卻沒有什么貢獻u 紅巨星質光比(M/L)比主序星還小，對質量貢獻極微u 太陽鄰域，幾乎全部的質量都在K和M等晚型矮星中2014/10/17xkong28單色光度LV熱光度Lbol利用質光比恒星質量長劃線表示MFMS(MV) 即主序星的質量分布初始光度函數u 現在的光度函數+ 恒星演化模型(回溯)u 每種光度的恒星在誕生時刻有多少u 初始光度函數F(MV)2014/10/17xkong29初始質量函數(M)M是誕生時，質量在M和MM之間的恒星數星團T100Myr2014/10/17xkong30直方圖：昴

17、星團中不同質量恒星的數目分布實線表示Salpeter初始質量函數點線表示對數正態函數長劃線表示恒星質量分布： 0.25 M的恒星數目最多，(12)M的恒星貢獻了星團質量的大部分初始光度函數2014/10/17xkong31計算初始光度函數：只要假設盤在其整個歷史中一直在以均勻的速率形成恒星, 即SFR=const.如果FMS(MV)是主序星今天的光度函數，并且一顆絕對星等為MV的恒星停留 在 主 序 上 的 時 間 為tMS(MV) ，那么就有：初始質量函數u IMF: (M)M 是誕生時， 質量在M和MM之間的恒星數2014/10/17xkong32A Universal Stellar I

18、nitial Mass Function?The shape and universality of the substellar IMF is still under investigation.2014/10/17xkong33a power law of Salpeter index (= 1.35) above a few solar masses,and a log normal or shallower power law ( 0 0.25) for lower mass stars.2.2The Stars in the Galaxyu 恒星和星團在的分布揭示基本結構系中系的系比

19、500pc要大得多三角視差方法不能估計更遠恒星的距離u 新的距離估計方法u 運動學距離u 星團測距等u2014/10/17xkong342.2.1 運動學距離u 恒對于太陽系的運動速度可分解成兩個分速度u 視向速度Vr：朝向或遠離觀測者的速度分量，可利用恒星或氣體光譜中的發射線或吸收線的Doppler移動測量u 切向速度Vt：恒星在天空橫向視運動的角速率2014/10/17xkong352.2.1 運動學距離u 自行m：恒對于太陽系的質量中心，時間其位置在角度上的變化，是“角秒/年”自行m非常小，常以每年毫角秒(mas)測量；切向速度Vt是距離d 和自行 m的乘積2014/10/17xkong

20、36如果知道Vr和Vt關系，則可通過測量徑向速度Vr（計算Vt）和 自行m，求出天體距離d運動學距離 舉例遠星點SN1987A：利用超中心和環中窄發射線變亮的時延，測量LMC與我們的距離。 Pro 2.7長期觀測系恒星運動，可以求系中心出黑洞質量MBH和它到我們的距離d。 Pro 2.6離黑洞最近:近星點2014/10/17xkong37Proper Motion of the Galactic Centre利用測量繞系中心超大質量黑洞運動的恒星自行，可以估計星系中心黑洞質量、系中心離我們的距離：MBH=3.6x106M ，d7.6kpc。 如何求？P2.62014/10/17xkong382

21、.2.2 分光視差：盤的垂直結構分光視差方法：另一種測量恒星距離的方法：需要知道恒星光譜型和視星等u不需測量視差：只是因為和三角視差一樣，可以測得恒星距離，故稱做視差u基礎：假設“具有相同光譜型的恒星，光度相同”u只適用于主序星u2014/10/17xkong39The HR Diagram: Spectroscopic “Parallax”Example:1) Determine Temperature from color or spectral type.2) Determine Luminosity based on Main Sequence position.3) Compare

22、Luminosity with Flux (apparent brightness).Main Sequence4) Use inverse square law to determine distance.Luminosity 4pd2Flux =2014/10/17xkong40分光視差方法利用三角視差方法測得近距離某一光譜型恒星的光度u假定更遠的同光譜型恒星光度與近距恒星一樣u測得遠距離恒星視星等，即可求出遠距恒星的距離u因為需要知道待測恒星的光譜型：光譜觀測只能對比較亮的恒星距離極限大約在10,000 pc范圍u2014/10/17xkong41測光視差 “poor man”方法對許多

23、暗星拍攝高質量的光譜，需要在大望遠鏡上進行長時間觀測u變通辦法：由恒星的顏色估計其光譜型，并用其他指標來認定它是巨星還是矮星uMVB-V測光視差：利用恒星顏色等觀測信息，確定恒星光譜類型，計算恒星u距離的法利用測光視差法測量星團距離可得到很好結果：同時測量許多恒星， 可以一并估計星團的距離和塵埃引起的紅化uMVV-Ixkong2014/10/1742銀盤的垂直結構-南銀極方向實圈顯示5MV6的恒星的密度：是一些晚G和早K型矮星在z2 kpc，大多數恒星屬于貧金屬暈（m-poor halo）A型矮星(主序星)處于非常薄的層內N.Reid and J.Knudexkong2014/10/1743測

24、量南銀極方向視星等mV19的12500顆恒星的VI顏色利用顏色確定光譜型 測光視差距離利用距離和光譜型信息 繪制太陽附近不同恒星在盤垂直方向的分布銀盤的垂直結構-南銀極方向特定光譜型S的恒星的密度n(R,z,S)：hR稱為盤的標長hz稱為盤的標高2014/10/17xkong44K型矮星，hz300350pcA型矮星，標高較小，hz200 pc 盤內的氣體，以及與之混合的塵埃，被約束在甚至更薄的層內盤和暈中氣體和恒星的標高和速度2014/10/17xkong45系恒星形成率(SFR)估計對于系，取M/LV 2（u星系的M/LV 2-10）觀測盤的光度LV 1.51010Lu由質光比 銀盤恒星質

25、量M* 31010 Mu假定系IMF和太陽附近u相似恒星演化最終將一半的物質返回星際氣體中所以，為了在10Gyr內把盤建構起來，必須每年產生（35）M的恒星，即為SFRu2014/10/17xkong46由2.4節，銀盤內有（510）109 M的冷氣體，所以這樣的恒星誕生率可以維持至少幾Gyr， t a few Gyr空圈(紅色)表示小于四分之一太陽鐵豐度的恒星較老的恒星一般運動較快近鄰的主序F和G型星垂直于銀道面相對于太陽的運動為何較老的恒星有較大的標高?：因為銀盤呈塊狀。恒星在繞轉時會受到巨氣體云，以及旋臂內的恒星和氣體團塊的引力，使恒星在徑向的進出運動和垂直速度隨時間增加 較老的恒星運動得更快，標高較大.2014/10/17xkong47K型矮星，hz 300-350pc A型矮星，hz 200 pc盤和暈中氣體和恒星的速度(R,f,z)-(x,y,z)2014/10/17xkong48sz為是垂直于盤方向速度vz的速度彌散；sR和sf是銀盤面上的速度彌散，sR是徑向速度彌散；sf盤旋轉方向的速度彌散。 年老恒星的速度彌散（ sz；sR；sf ）大盤和暈中氣體和恒