亚矮星的起源

1、銀河系第八章 亞矮星的起源 林富源 2002/3/18 巴德將銀河系分成兩個星族時，乃依據地域性及星體的運動性，而不知星族I比星族II年輕，兩星族間金屬豐度的不同。當時天文學家普遍的信念是：所有的恆星有著相同的化學組成，少數恆星反常的光譜表示大氣的異常性質，非金屬性的差異。來自銀暈的非法闖入者一.1951年加州大學的天文學家勞倫斯-阿勒與一名研究生發表論文指出，銀暈星族中的HD 19945和HD 140283的鐵豐度遠低於太陽，但論文接受度不高。阿勒於1943年獲得哈佛天文學位後便對光譜反常的沃爾夫-拉葉星進行分析。他發現一些沃爾夫-拉葉星有大量的氮而有一些含有大量的碳和氧。HD 19445

2、位於白羊座，HD 140283位於天秤座，兩星現已被測出分別以140km/s和171km/s的速度接近太陽。 二.1913年左右，威爾遜天文台的亞當斯說此二星的光譜很特殊，1922年亞當斯和阿爾佛雷德-喬伊得出的結果是A型的白色星，鐵的譜線很弱，較突出者為可見光區中的中性鐵原子光譜與一次游離的鐵離子，另外它們的氫原子譜線也比一般A型星弱。但一般A型星的高溫應造成鐵原子高度游離的光譜線且出現在紫外光區，在可見光區只有微弱的鐵譜線。三.到1934年止，共發現六顆帶弱氫線的A型星，它們的光度高於白矮星低於主序星，被稱為中介白矮星。1939年德克薩斯州麥克唐那天文台的吉拉德-柯伊伯稱之為亞矮星一直沿用

3、至今。亞矮星的相對太陽的速度都很高，所以它們沿著偏心的橢圓軌道繞銀河系運動，而且它們比矮星暗大約一個星等。1943年美國天文學家珀貝發現天鴿座中的一顆星CD-292277以高速遠離太陽，其視向速度約546km/s，直到80年代有更新的紀錄打破。四.阿勒自威爾遜天文天帶回HD19445和HD140283的光譜資料到密西根，同研究生約瑟夫-張伯倫分析研究卻發現它們的光譜分類應比A型更冷。阿勒指出，A型星應有明顯的一次游離鐵譜線，但這兩顆星卻只有中性鐵的吸收線，表示溫度應該更低，所以光譜型應是F型，因為F型星的氫線比A型星的弱。 溫度高時，因鐵游離使中性鐵的譜線變弱，但氫線較弱的F型星表示溫度較低，

4、鐵譜線應明顯，所以該兩顆星顯然缺乏鐵元素。氫光譜線強弱可用來判斷星球溫度阿勒他們發現這二星的鐵豐度僅為太陽的1/100以下，文章發表受到嚴厲質疑，遂修改模型使比例增到1/10論文始被接受。1951年美國天文學會會議上一組天文學家指出，HD19445的顏色是黃色的，證明的確是F型星，因此推翻了所有的恆星化學組成皆一致的論點。根據現在估計，那兩顆星的金屬性更低於阿勒他們所量到的值：HD19445 低130倍，HD140283低600倍，而且它們是G型星。五.富金屬性的恆星質量中，金屬仍是少數，它們吸收特定譜線後改變了星體的光度與顏色；低金屬性的恆星改變顏色與光度的結果就是會形成一個和主序帶的富金屬

5、星平行但更暗的系列，所以這兩顆星是從銀暈闖入銀盤內。紫外超一.於阿勒和張伯倫在研究亞矮星的同時，威斯康辛州葉凱士天文台的南西-羅曼正對F、G和K型星進行分類，她發現有些亞矮星的紫外光亮度很高，她也發現普通的星族I恆星中，金屬性也有差異，而且金屬性越貧乏，其速度越高，繞銀河系運行的偏心率也越大。二.羅曼在葉凱士天文台的工作是考察那些被認為是光譜型A，但有著冷星才有的很強的一次游離鐵譜線的恆星。羅曼認為它們是亞矮星有很大的U、V、W速度。她測量光強度後發現譜線弱的星在紫外線區比較亮，這項結論幫助後來其他研究銀河系起源的天文學家，因為它是低金屬性的標記。恆星越藍越熱，其紫外光所佔比例越大，羅曼的發現

6、指出，兩顆星若可見光顏色相同，會因不同的金屬性而發出不同強度的紫外輻射。金屬原子吸收紫外光後使富金屬星在這波段的輻射強度減弱，但在亞矮星中，紫外輻射能無阻擋地從星體放出。三.在羅曼發現紫外超之前，她有另一項重要的發現。她發現如太陽的銀盤星在譜線上也有差異，譜線越弱的運動速度越高，它們不是傳統中的高速星，但平均速度卻高於譜線較強的恆星，現在知道，這些高速星金屬性比太陽低，但遠不及亞矮星。羅曼將94顆星分為兩群，強金屬性者平均速率為28km/s，稍低金屬性的平均速率44km/s，皆為銀盤星，這發現說明即使在銀盤，恆星的金屬性也存在差異。1951年她又發表了571顆亞矮星和銀盤星的結果，包括U、V、

7、W速度和軌道的偏心率。她發現，恆星的紫外超越大即金屬性越低，其U、V、W速度越高，正表示貧金屬星繞銀河運動的軌道偏心率越大。銀盤的建築風格一. 1890年前後，卡普坦和大衛-吉爾在編制龐大的南天星表時，就已注意到白色恆星多分布在銀道面附近。1904年，皮克林利用自己的光譜報告說藍色的B型星比A型星更接近銀道面。二. 現今資料也顯示這種趨勢。天文學家利用不同的光譜型恆星測量它們距離銀河盤面上下多遠，藍色O型和B型星離銀河面標高最低約300光年，白色A型星標高約350光年，黃白色F型星標高是600光年，黃色F型星和橙色星與紅矮星約1000光年。標高和恆星的年齡是有相關的，年輕的星比年老星更接近銀道

8、面，這可以從不同光譜型恆星的壽命推算出來。三. 恆星的速度也反應了這種分布，銀盤中緊靠銀道面的年輕恆星比年老的恆星速度低。1910年卡普坦和坎貝爾分析恆星視向速度後發現藍色星的速度低於黃色星，黃色星又低於紅色星，如今觀測結果顯示，B型星的w速度彌散度約為6km/s，G、K、M型星W速度彌散度為15km/s，而白矮星則為25km/s。四. 天文學家判斷這種年齡與速度的關係可歸因於物理學中的能量平均分配原理，即所有的恆星大致有相同的動能，如同氣體動力論模型中所示。由於氣體分子不停碰撞，按統計學，氣體分子的平均動能相同，所以質量輕的分子有較大的速度，質量大的分子則運動速度較小。這似乎可解釋大質量的恆

9、星其運動速度較小，低質量恆星速度大。但銀河系中恆星相隔極遠，引力作用十分微弱，碰撞機率更低，因此能量分配理論不適用於恆星的速度分布。五. 普林斯敦大學的萊曼-斯皮策在50年代早期提出另一個關於銀盤恆星速度的理論。他另一同事是德國出生的天文學家馬丁-史瓦西，1947年他參加普林斯敦大學的斯皮策小組。兩人在討論關於恆星碰撞的問題時認為，若太陽經過一個質量大的恆星附近，將因引力的作用使太陽的速度方向受到較大的影響。所以銀盤中的恆星剛開始都以圓軌道繞銀河系公轉，年輕的O、B型星尚未走完一圈所以較無機會碰到其他大質量的恆星，軌道仍為接近圓形，年老恆星經歷過多次與其他恆星的碰撞，這些碰撞將恆星從銀道面散射

10、開，增加其標高與速度。六. 斯皮策和史瓦西的散射理論也許能解釋銀盤面上恆星的速度分布，但當時已知最大質量的恆星約100M，不足以將恆星散射至當前的觀測值。他們後來了解到恆星與星際雲間的交互作用可以達到效果，一個質量達一百萬倍太陽質量的星際雲會對恆星速度造成很大的影響。當銀河盤面恆星誕生後繞銀河公轉時，受到星際雲的引力散射增加U、V、W方向的速度，這樣可以解釋恆星的速度彌散。七. 觀測天文學家對於他們的理論反應謹慎，因為在20世紀50年代，美國是天文學方面成就可觀的大國，尤其在觀測天文學方面，居於領先，而斯皮策等的理論卻使觀測天文學家感到懷疑。例如，史瓦西曾受到當時赫赫有名的哈伯一番訓誡，意思是

11、若理論天文學家占了上風，那觀測天文學家便無法再生存了。八. 斯皮策和史瓦西在推算星際雲質量時，實際上也遭遇困難，當時可觀測的最大質量為105M，明顯比一百萬倍太陽質量小很多，到了70年代，天文學家利用無線電天文望遠鏡觀測星際雲的無線電波來測量星際雲的質量，質量越大，星際雲的電波強度也越強。最大的巨分子雲是由氫分子構成，但其不發射無線電波，無法利用來估算質量，後來科學家利用一氧化碳分子的輻射來勾畫出星際雲的輪廓以便計算質量，果然觀測到如斯皮策預言的質量。但這套方法無法說明銀暈中的高速度恆星，斯皮策與史瓦西推測，銀暈中的恆星在誕生時即具有很高的速度。九. 根據南西-羅曼的發現，金屬線較弱的銀盤面恆星具有較高的速度值，因此平均說來，金屬性較低的銀盤恆星必然比金屬豐度高者年老，因一顆恆星需在銀河系中運轉數十億年才能因足夠的速度散射使它有如此的速度變化。又由於恆星的金屬性反應了恆星誕生當時銀河系的狀況，所以銀河盤面隨著時間演進金屬性將越