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Mapping our Milky Way

Mapping our Milky Way. 目录. 太阳附近 三角视差；光度函数和质量函数 银河系中的恒星 运动距离；分光视差；星团距离；红外观测 银河系转动 银河系转动曲线；盘中气体；中心气体；引力透镜. 一、太阳附近. 三角视差（几百 parsecs ）； 光度函数和质量函数. 1.1 、三角视差. 秒差距 (pc) 1AU=150Mkm≈8.3lmin 1 弧度 =. 问题：确定三角视差，至少测量三次其相对位置？. 距离模数：. 尘埃吸收散射. Hipparcos, 100pc 内 X 轴 Color B-V ;Y 轴 M V

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  1. Mapping our Milky Way

  2. 目录 • 太阳附近 • 三角视差；光度函数和质量函数 • 银河系中的恒星 • 运动距离；分光视差；星团距离；红外观测 • 银河系转动 • 银河系转动曲线；盘中气体；中心气体；引力透镜

  3. 一、太阳附近 • 三角视差（几百parsecs ）； • 光度函数和质量函数

  4. 1.1、三角视差 • 秒差距 (pc) 1AU=150Mkm≈8.3lmin 1弧度= 问题：确定三角视差，至少测量三次其相对位置？

  5. 距离模数： 尘埃吸收散射 • Hipparcos, 100pc 内 • X 轴Color B-V ;Y轴MV • 太阳B-V～0.63 • MV<- 3 亮星少；暗星不一定 • 主序宽度：亮星（比太阳亮）由于年龄不同；暗星由于金属丰度不同。 • 红巨星；(1,1)红聚团；Hertzsprung gap（> ）；白矮星；贫金属亚矮星（一半以上未观测到）。

  6. 1.2、光度函数和质量函数 • Hipparcos mv<8 • 如，太阳Mv＝4.83，只可观测到距离模数<8- 4.83=3.17（d＝43pc） • ( 中的恒星数) (能观测到这些恒星的体积 ) • 结果：

  7. ⑴、恒星数目为纵坐标… • 测光度函数的不定性： • 光度函数的暗端难定；暗星难观测。 • 光度函数的亮端难定；亮星少，但不能简单地增加观测体积来增加亮星数目，因为恒星不是空间均匀分布的。 • 密近双星错认为亮星。 光度函数和质量函数

  8. 光度函数得：暗星数目远远超过亮星数目

  9. ⑵、V-band光度密度为纵坐标… • 几乎所有光来自较亮的星：A,F主序星和K巨星。 • 少数亮星，如O,B主序和超巨星，比太阳以下所有暗星贡献的光都多。 • 所以，星系总光度主要取决于它近期是否有大质量星形成。 光度函数和质量函数

  10. ⑶、主序星总质量为纵坐标… • 主序星LV Lbol mass。 • 红巨星总质量贡献很小。 • 几乎所有质量来自K,M矮星。 • 发光最多的星总质量很小。 • 平均主序星质光比≈0.9；所有星≈0.7；再加上所有白矮星和星际气体≤2。 • 整个银河系质光比（≥10）比太阳附近大的多。 光度函数和质量函数

  11. 初始光度函数 • 恒星演化模型＋现在光度函数＝初始光度函数 • ：形成时，主序上，光度在 内的恒星的数目 • 小质量星的 与现在的光度函数很接近。 • 假设整个历史上SFR是一常数， 现在主序星的光度函数，一颗MV的星在主序上的年龄是 则： 光度函数和质量函数

  12. 问题2.4 • 若，恒星形成率指数衰减，观测的 一定，则 比公式中的大？ • 对比太阳老的星的 有何影响？ 光度函数和质量函数

  13. 初始质量函数 • ：形成时，质量在 内的恒星的数目。 • 太阳附近： ——Salpeter IMF • 大质量星比小质量星形成的少，但还没有现在表现的差距明显。 光度函数和质量函数 目录

  14. 二、银河系中的恒星 • 运动测距离； • 分光视差—恒星的分布； • 星团距离—星团的性质和分布； • 红外观测

  15. 2.1、运动距离（统计视差） • 视向速度Vr ：多普勒位移 • 切向速度： • 假设： 得距离 • 如，水脉泽：测Sagittatius B2(north)得d=7.1±1.5kpc 本动自行

  16. 由超新星时间延迟测距： • 超新星1987A，在爆发后85天观测到窄发射线，其由周围冷气体发出，400天后，谱线强度最大。 • A点延迟时间： • B点延迟时间： • 半径： • 再知道角大小，可得距离 • 由此测的距离（LMC)： 52±3kpc A r i B 运动距离（统计视差）

  17. 2.2、分光视差（盘的垂直结构） • 恒星谱线的强度与其光度有关。 • 分光视差测距不确定性： • 主序星光度为10% ，距离5% • K巨星光度变化>0.5mag，距离>25% • 测光视差 • 颜色 光度 距离 • 要求：颜色对光度变化敏感；改正星际尘埃影响。 • 垂直方向 • 尘埃少 • 某光谱型S的恒星密度 盘标长 盘标高

  18. 问题2.8 • 证：半径R处，S型星的面密度 • 若光度相等为 L(S)，面亮度 且hR和hz为常数时，证：盘的总光度为 • 银河系在V－ band的 ， hR=3kpc,证：R=8kpc处的面亮度～18 分光视差（盘的垂直结构）

  19. z R φ GC

  20. (c) Velocity Ellipsoid • Definition:Ellipsoid of velocity dispersions for a Schwarzchildstellar population (1907) with multivariate gaussian velocities, defined by: • the dispersions (1 , 2 , 3 ) along the (v1 ,v2 ,v3 ) principal axis

  21. 标高和速度 • Galactic component hz σRσφσz < vy> • (pc) (km/s) (km/s) (km/s) (km/s) • H1 gas near the Sun 130 ≈5 ≈7 tiny • Local CO ,H2 gas 65 4 tiny • Disk stars:Z>Zsun/4 • τ<3Gyr ≈250 30 21 16 -11 • 3<τ<6Gyr ≈ 300 36 25 19 -9 • 6<τ<10Gyr ≈ 350 38 25 24 -16 • τ>10Gyr 62 52 37 -21 • Thick disk • [Fe/H] > - 0.8 ～1500 52 37 40 -35 • Halo stars near Sun • [Fe/H] < -1.6 ≥1 kpc ～150 ～100 ～100 -210 • Halo stars at 2.5R0 few kpc 80-100 130-150 130-150 -220

  22. 垂直分布结论（1）： • K矮星标高约300－350pc • A矮星标高<200pc • 太阳附近中性氢<150pc • 附近分子云约60-70pc • 年龄越老可能运动的更快，速度弥散越大：旋臂上的巨分子云、恒星和气体的引力影响它径向运动和垂直速度，垂直运动越快，离开盘面的时间越长，标高越大。 • 年龄越老，标高越大。 分光视差（盘的垂直结构）

  23. 垂直分布结论（2）： • 速度弥散越大的星群非对称流 越大。 • 在盘面500pc内的恒星大部分属于薄盘，hz≈300pc • 在500pc～5kpc内大部分属于厚盘，hz≈1500pc 分光视差（盘的垂直结构）

  24. 厚盘：太阳附近1-2%的恒星，面密度只是薄盘的5-10%，光度贡献更小，质光比更大，金属度小（1/10-1/4，薄盘1/4-1），z方向速度弥散>40km/s，可到1-2kpc高，可能由星系并合形成。厚盘：太阳附近1-2%的恒星，面密度只是薄盘的5-10%，光度贡献更小，质光比更大，金属度小（1/10-1/4，薄盘1/4-1），z方向速度弥散>40km/s，可到1-2kpc高，可能由星系并合形成。 • 古德带：太阳在一个年轻恒星组成的特殊环或盘里，过MV<3亮星密集区所作的大圆与银道面交角约20°。这些恒星有相似的轨道—移动星群。氢气云形成相似的环，由距我们150pc处以1-2km/s的速度向外膨胀。 分光视差（盘的垂直结构）

  25. Heating of a galactic disk by a merger of a high density small satellite. N-body simulations by Quinn et al. (1993, ApJ) Actually, more recently, Huang & Calberg (1997) found that low density satellites with mass < 20% seem to generate tilted disks instead of thick disks.

  26. 问题2.9 • 模型天空A区(85pc<d<95pc)B区(95pc<d<105pc)C区(105pc<d<115pc)分布G型星，若均匀分布，B区10颗星，A、C各多少？ • 若光度变化0.3mag，由Monte Carlo方法定各星的光度。观测此天空，极限视星等9.8，得到的平均绝对星等与实际的不同？平均距离？若光度相等，怎样？ • 同样光谱型，贫金属的暗，由Monte Carlo方法定各星的金属丰度。极限视星等9.7,A与C那个更富？ 分光视差（盘的垂直结构）

  27. 2.3、星团测距 • 星团：星数超过10个以上的恒星群。根据形状、星数和空间分布的情况分为疏散星团（银河星团）和球状星团。 • 星团中的恒星距离、年龄、金属丰度相同。 • 如： • Pleiades ：mv<5蓝巨星；小质量 星尚未到主序，部分仍被尘埃包围 • 用(m-M)0=5.6、100Myr、金属度 为1的等龄线拟和；光谱型为B85 质量、为5M⊙的星正在离开主序 • 在团中心几乎1/3的星属于 双星或 多星系统，被看成一个更亮的星 • 这种测距离和年龄的方法要求考虑星际尘埃的影响。

  28. 疏散星团的性质： • 如，Pleiades，Hyades。 • 恒星数可达几百。 • 光度在100－30000L⊙之间。 • 极少数团的中心密度可达100。 • 直径1.5—15pc，大部分在2—6pc（核半径）。 • 恒星有小的随机速度～1km/s，质光比M/L～1。 • 疏散星团经常被气体和尘埃包围，分布在盘附近：只能观测到太阳附近5kpc内的星团。 • 目前测到的星团只有5%年龄大于1Gyr，大部分小于300Myr。 不准确：质量分层，团边缘处的很多暗星 2.3、星团测距

  29. 因为星团中大部分光产生于亮星，所以由星团的颜色或积分光度可粗略得到年龄：因为星团中大部分光产生于亮星，所以由星团的颜色或积分光度可粗略得到年龄： • 如，Pleiades B-V＝－0.05与它最亮星的颜色接近，这些星仍在主序上；大质量星死后，主要光度来自红巨星，颜色更红。 • 可用附近星团的观测和恒星演化理论，得到星团颜色与其年龄、金属度的关系。 2.3、星团测距

  30. 疏散星团的分布： • 古德带外，大部分已知的，小于300Myr的疏散星团在距银河系盘面50pc内。 • 像薄盘里的年老星一样，较老星团有较大的标高：hz≈375pc，老于1Gyr的星团主要在外盘，因为外盘的引力较弱，较不易瓦解。 • 较年轻星团均匀的分布在银心附近，其恒星质量更大、数目更小，更易瓦解。穿过旋臂时被瓦解。 • 现在的老疏散星团很可能是大星团的幸存者。 • 疏散星团的金属丰度： • 在相同年龄处，金属度弥散很大：银河系增丰不对称－银河边缘（大半径处）比内部增丰慢。 外盘：R>R0 中盘：3kpc<R<R0 中央盘：R<3kpc 2.3、星团测距

  31. 球状星团的性质： • 如，ωCentauri，47 Tucanae • 包含星数几千－几百万，团心聚度很高。 • 大部分直径在40—150pc之间（潮汐半径）。 • 球状星团是银河系中最老的：大于几Gyr（极贫星团可达12-15Gyr）。 • 富金属团的金属度为1/3－1/10；贫金属1/100。 • 年轻、富金属的团的水平分支会在较红处，且主序和巨分支也更红。 • 天琴RR变星：水平分支中的低质量星，其亮度和半径有规律的变化（周期大约为半天），光度大约都在50L⊙—测距。 2.3、星团测距

  32. 球状星团的分布及运动： • 很多球状星团分布在高银纬处，受尘埃盘影响很小。 • 富金属团离星系盘更近，可能是厚盘的一部分，大约比贫金属团年轻2-4Gyr，贫金属团围银心球状分布。 • 我们向银心方向看到的团比反银心方向的多—太阳离银心几kpc—7.5kpc<R0<8.5kpc。 • 大多数贫金属星团非圆轨道运动；穿入银河系，但大部分时间在较高处；轨道几乎随机倾斜—整个团绕银心非盘状转动。 • 富金属团转动的轨道很像厚盘恒星。 2.3、星团测距

  33. 贫金属晕： • 包括贫金属球状星团和晕星（贫金属，甚至一些小于 z⊙）。 • 贫金属球状星团和晕星最远距银心100kpc。 • 大部分晕星和贫金属球状星团一样老—可能是已经瓦解的球状星团成员，或是被外引力拖出团的星。 • 离银心远的球状星团可能有相当少的成员（Palomar 15），或其成员缓慢延伸分布出去，即大半径（NGC 2419）。 2.3、星团测距

  34. 最常用的描述晕分布的方法： • 先，猜光度函数和盘、核、晕的恒星数密度分布 • 然后，用MC方法计算，在特定天区，给定视星等范围内，每个光谱型，能看到多少恒星 • 再，调整猜想值，直到与观测一致 2.3、星团测距

  35. 晕的分布： • 太阳附近0.15%为晕星；晕星密度∝ ；晕星总质量 M⊙，远小于盘或核球质量。 • 几乎所有蓝星为晕星；几乎所有红星为薄盘星 中间为厚盘星。 盘星：B-V＝0.4，d～60kpc B-V＝1.5，d～1kpc 晕星：B-V＝0.4，d～20kpc B-V＝1.5，d～400kpc 2.3、星团测距

  36. 晕有些扁平(比银核圆)，晕外层比内层圆。 • 晕本身没有或有很小的转动。 • 其中的球状星团甚至可能与盘星转向相反。 • 有些人认为，外层晕是被银河系捕获、拉碎的卫星星系的残骸。 • ，不会进入银河系很深：被捕获的卫星星系之前绕银河系近圆运动。 • 晕中很可能有“移动星群”：可能是被瓦解的卫星星系的团。 彼此分开，但轨道相同 2.3、星团测距

  37. 2.4、红外图像 • 银盘有尘埃 最好用红外观测盘星密度随半径变化，及核球。 • 红外结果： • 薄、厚盘2kpc<hR<4kpc； • Rmax≈15kpc外，盘星密度迅速下降为0。

  38. 核球区： • 扁核：梨形，几乎占银河总光度的20%；其中大部分光来自～1kpc内。 • 可能有中心棒，由中心伸到2-3kpc，l>0一边更大（因为更接近我们）。 • Sbc或Sc星系（棒不太强），一些人认为SAB。 • 虽然银心距越小晕的恒星密度越大，但，银核不是简单的晕的高密中心：虽然核星有几Gyr老，但非贫金属—最小为太阳的一半，一些达3倍。 • 核比内层晕更扁；转动方向与盘一样，平均转速为100km/s（比盘小），随机运动大。

  39. 在距银心150pc处，可见一个SFR很高的巨大高密的星团—Sagittarius B2；其附近有三个年轻星团，每星团有几个很大质量的星。 • 银河中心处，有热密分子云环（核分子环），半径为7pc，部分地围绕非热射电源：Sagittarius A*。 • Sagittarius A*在银河的恒星核（半质量半径0.5pc）中心0.04pc以内。气体以 M⊙/yr 速度连续落入。 • 因尘埃影响，可见光波段看不到此核；波长太长，热尘埃辐射强过星光。

  40. 观测的恒星核中恒星的运动，得到核质量分布—峰值 ，距中心2-3pc处降为一半，总质量为 • 从质量和形状看，此中心星团（恒星核）像大质量球状星团，但它仍用落入的气体形成恒星。 • 在核中心是致密的物体，可能是质量为 黑洞 • 在巨旋涡星系中，恒星核心很常见，它们是这些系统中的最密区。 目录

  41. 3.1、测银河旋转曲线 • 假设圆轨道，恒星视向速度： Vr ＝V cosα-V0 sinl ＝R0 sinl (V/R-V0/R0) • 若盘刚体转动，Vr＝0；实际上，随R增大，角速度V/R减小。 • 当恒星或气体离太阳很近时， R≈R0－d cosl，则 • 其中，A为Oort常数，14.8±0.8km/s/kpc V0 S l d l R0 P V α R T α GC

  42. Vr ＝V cosα-V0 sinl＝R0 sinl (V/R-V0/R0) • 0°< l <90°， R<R0 Vr为正； R>R0 Vr为负 90°< l <180°， R>R0 Vr为负 180°< l <270°， R>R0 Vr为正 270°< l <360°，R<R0 Vr为负； R>R0 Vr为正 3.1、测银河旋转曲线

  43. 问题 • 设，气体非圆轨道运动，径向向外速度U(R,l)，太阳附近为U0，证：P点视向速度 • 若，气体圆轨道，U0>0,则l＝180°处非零；给定半径处的极值由l＝90°和l＝270°移向哪里？ 3.1、测银河旋转曲线

  44. 同样，P点相对太阳的切向速度： Vt＝V sinα-V0 cosl ＝R0 cosl (V/R-V0/R0)-V×d/R • 太阳附近时， • 其中，B=-12.4±0.6km/s/kpc • Oort常数A,B表示局部剪切和盘的角动量梯度。 3.1、测银河旋转曲线

  45. 若测出恒星距离d和Vr，可得V(R)—银河旋转曲线。若测出恒星距离d和Vr，可得V(R)—银河旋转曲线。 • 用21cm射电观测氢原子气体，但需求其距离。 • 在内盘，可用切点方法求距离，再得旋转曲线：因角速度随R增大而变小，所以在0<l<90内，沿某方向看时，视向速度在切点T处最大。 • 因旋臂能轻易改变穿过它的气体的速度10-20km/s—如果切点在旋臂附近时，由此法得到的某R处的速度会与平均轨道速度不同。 3.1、测银河旋转曲线

  46. 外盘：先用分光或测光视差得年轻星的距离，其速度由其周围气体的发射线位移测得。外盘：先用分光或测光视差得年轻星的距离，其速度由其周围气体的发射线位移测得。 • 虽然恒星距离没有很好的确定，但足以说明：旋转曲线没有下降很多，可能甚至上升。 • 对于旋转系统： 其中，M—M⊙，R —pc，V—km/s，G＝ • 因V(R)不下降，所以银河系质量随半径线性增加，甚至到太阳外很远、有很少恒星的地方—暗晕中的暗物质。 3.1、测银河旋转曲线

  47. 3.2、银盘中的气体 • 由Vr＝R0 sinl (V/R-V0/R0)，测视向速度（中性氢或分子气体发射的射电波段的谱线）；若再知V(R)，可得，气体距离、银河系中气体分布。 • 不确定性：中性氢在内盘光厚，CO几乎一直光厚，需改正；设密度比H2/CO与太阳附近相同，得H2分布。 • 结果：

  48. 较大尺度的结果： • 中性氢大概4—8× M⊙；分子气体大概为其一半 。 • 几乎所有分子气体在太阳圈以内，峰值在4kpc处，向内密度下降（几百pc内除外）。 • 中性氢盘也有中心空洞；大半径处，比分子气体和恒星伸的更远。 • 太阳附近CO大部分分布在盘面50pc内；中性氢是其两倍。 • 离中心越远，气体盘越厚。 • 在太阳半径外，盘开始翘起：l＝90附近向上弯，l＝270附近向下。 • 大部分快速云正以超过100km/s的速度落向盘面。一部分是盘先抛出的；另一部分来自河外。 3.2、银盘中的气体

  49. 银河旋臂： • 因为高密气体和年轻星聚集在旋臂上，所以，观测CO和年轻大质量星周围的HⅡ区发射线，可得银河系旋臂。 • 太阳在人马臂外边缘，倾角大约10°（Sbc或Sc星系）。 • 在太阳外，可见猎户臂的子臂；再向外2kpc是英仙臂。 3.2、银盘中的气体

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