内容教案讲稿lesson

1、星系天文学Galactic Astronomy第二章 Mapping Our Milky Way主要内容系是典型盘星系(Sb)，一个可以被仔细观测、研究其恒星分布、运动和气体特性的盘星系2.1 太阳的邻域系恒星系自转2.22.32.4 星际气体等2014/10/17xkong22.1The Solar Neighborhoodu 希望了解：u 恒星数目多少、种类有哪些u 年轻、主序、年老恒星比例u 解决之道u 坐标描述恒星分布和运动u 距离测量恒星离我们远近u 视星等+距离 绝对星等 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.局域静止标准太阳并不严格处于系中平面u内，而是在其上方z=15 pc处；另外，环绕银心的运动轨道也不是一个正圆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天文学中，LSR定义为在太阳位置附近，在周运动的参考系.系引力势中做圆uRest2014/10/17xkong5坐标系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的恒星和气体

8、速度数值，通常都是相对于局域静止标准(LSR)The Sun is moving toward the Galactic center, faster than the LSR, and northward toward the NGP.2.1.1 三角视差测距u 测量天体距离重要u 恒星和星系的光度与距离平方成反比u 天体角和距离，求天体的线尺度u 质量计算通常依赖于这些尺度的估计宇宙距离阶梯许多天文学争议，最后都归结于天体有多远的论证2014/10/17xkong9测距 - Light Echoes信号从地球发到行星u 把u 接收由金星反射回来的信号信号以光速运动，知道u了它的时间就可以得

9、到地球与金星的距离测距法目前已成为测量太阳系内某些天体距离的基本方法之一。2014/10/17xkong10三角视差法 - 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利用地球绕太阳公转的轨道两端到恒星的视角，测量太阳邻域恒星距离 三角视差测距只适合太阳周围的恒星2014/10/17xkong11三角视差法距离越远的恒星，要获得可分辨的视差，就需要更长的基线u1AU：日地平均距离在地球上观测， 基线为地球与太阳之间距离，而视差小于0.01 角秒将很难区分u故利用三角视差法，在地球上观测d100pc的恒星xko

11、ngu2014/10/1712依巴谷Hipparcosu 克服地球大气影响 - 空间u High Precision Parallax Collecting Satellite依巴谷高精视差测量u 欧洲空间局发射的一颗天体测量，口径29cmu 用以测量恒星视差和恒星自行u 工作时间：19890808-199308152014/10/17xkong13依巴谷Hipparcos观测包括“依巴谷实验”和“第谷实验”两部分：u 依巴谷实验：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 第谷实验：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对于距离在 数百pc以内的恒星,依巴谷数据库提供了距离 精确光度HRDmilliarcsec (mas)2014/10/17xkong15离太阳d fminor m mlimu 对于绝对星等不同的天体，极限视星等相同时距离模数(m-M)0=5log10(d/10pc)，可见范围不同：暗天体只能在较小范围可见u 因此，每个恒星/星系对平均绝对星等或者光度函数的贡献可以乘以一个权重因子：1/Vmax2014/10/17xkong23改正马姆奎斯特偏差 Volume Weightingu 权重因子： 1/Vmax ， whereVmaxistheumvolume over

14、 which the objects could have been seen.u 高光度天体(绝对星等值小)在更大的空间区域可被观测到，具有较大的Vmax。因为其观测完备性较好， 计算时权重较小u Theumvolumecanbeapproximatedasasphere with radius found from the distance modulus, using the objects 绝对星等and the limiting apparentmagnitude.2014/10/17xkong241/Vmax方法Felten (1977)2014/10/17xkong25改正马姆奎

15、斯特偏差光度函数 1/Vmax画出样本天体的光度分布图N(L)u每个光度bin对应不同的巡天体积： 低 光 度 天 体Vmax(L) 小， 高光度天体Vmax(L)大u将每个光度bin的N(L) 除以Vmax(L)， 每个光度bin对应相同的有效体积uFelten 19772014/10/17xkong26恒星对光度的贡献u 几乎所有的光都来自较亮的恒星u 稀少的亮星如主序O和B型星，以及亮超巨星所贡献的光，多于比太阳（MV=4.83）暗的全部恒星的贡献u 星系总光度强烈依赖于它新近在产生大质量、短方面是否活跃：SFH恒星2014/10/17xkong27带三角的线条显示来自每星等间隔恒星的光

16、LVF(MV)；点线单对主序星，实线代表全部恒星恒星对质量的贡献u 发出大多数光的恒星对质量却没有什么贡献u 红巨星质光比(M/L)比主序星还小，对质量贡献极微u 太阳邻域，几乎全部的质量都在K和M等晚型矮星中2014/10/17xkong28单色光度LV热光度Lbol利用质光比恒星质量长划线表示MFMS(MV) 即主序星的质量分布初始光度函数u 现在的光度函数+ 恒星演化模型(回溯)u 每种光度的恒星在诞生时刻有多少u 初始光度函数F(MV)2014/10/17xkong29初始质量函数(M)M是诞生时，质量在M和MM之间的恒星数星团T100Myr2014/10/17xkong30直方图：昴

17、星团中不同质量恒星的数目分布实线表示Salpeter初始质量函数点线表示对数正态函数长划线表示恒星质量分布： 0.25 M的恒星数目最多，(12)M的恒星贡献了星团质量的大部分初始光度函数2014/10/17xkong31计算初始光度函数：只要假设盘在其整个历史中一直在以均匀的速率形成恒星, 即SFR=const.如果FMS(MV)是主序星今天的光度函数，并且一颗绝对星等为MV的恒星停留 在 主 序 上 的 时 间 为tMS(MV) ，那么就有：初始质量函数u IMF: (M)M 是诞生时， 质量在M和MM之间的恒星数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 恒星和星团在的分布揭示基本结构系中系的系比

19、500pc要大得多三角视差方法不能估计更远恒星的距离u 新的距离估计方法u 运动学距离u 星团测距等u2014/10/17xkong342.2.1 运动学距离u 恒对于太阳系的运动速度可分解成两个分速度u 视向速度Vr：朝向或远离观测者的速度分量，可利用恒星或气体光谱中的发射线或吸收线的Doppler移动测量u 切向速度Vt：恒星在天空横向视运动的角速率2014/10/17xkong352.2.1 运动学距离u 自行m：恒对于太阳系的质量中心，时间其位置在角度上的变化，是“角秒/年”自行m非常小，常以每年毫角秒(mas)测量；切向速度Vt是距离d 和自行 m的乘积2014/10/17xkong

20、36如果知道Vr和Vt关系，则可通过测量径向速度Vr（计算Vt）和 自行m，求出天体距离d运动学距离 举例远星点SN1987A：利用超中心和环中窄发射线变亮的时延，测量LMC与我们的距离。 Pro 2.7长期观测系恒星运动，可以求系中心出黑洞质量MBH和它到我们的距离d。 Pro 2.6离黑洞最近:近星点2014/10/17xkong37Proper Motion of the Galactic Centre利用测量绕系中心超大质量黑洞运动的恒星自行，可以估计星系中心黑洞质量、系中心离我们的距离：MBH=3.6x106M ，d7.6kpc。 如何求？P2.62014/10/17xkong382

21、.2.2 分光视差：盘的垂直结构分光视差方法：另一种测量恒星距离的方法：需要知道恒星光谱型和视星等u不需测量视差：只是因为和三角视差一样，可以测得恒星距离，故称做视差u基础：假设“具有相同光谱型的恒星，光度相同”u只适用于主序星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分光视差方法利用三角视差方法测得近距离某一光谱型恒星的光度u假定更远的同光谱型恒星光度与近距恒星一样u测得远距离恒星视星等，即可求出远距恒星的距离u因为需要知道待测恒星的光谱型：光谱观测只能对比较亮的恒星距离极限大约在10,000 pc范围u2014/10/17xkong41测光视差 “poor man”方法对许多

23、暗星拍摄高质量的光谱，需要在大望远镜上进行长时间观测u变通办法：由恒星的颜色估计其光谱型，并用其他指标来认定它是巨星还是矮星uMVB-V测光视差：利用恒星颜色等观测信息，确定恒星光谱类型，计算恒星u距离的法利用测光视差法测量星团距离可得到很好结果：同时测量许多恒星， 可以一并估计星团的距离和尘埃引起的红化uMVV-Ixkong2014/10/1742银盘的垂直结构-南银极方向实圈显示5MV6的恒星的密度：是一些晚G和早K型矮星在z2 kpc，大多数恒星属于贫金属晕（m-poor halo）A型矮星(主序星)处于非常薄的层内N.Reid and J.Knudexkong2014/10/1743测

24、量南银极方向视星等mV19的12500颗恒星的VI颜色利用颜色确定光谱型 测光视差距离利用距离和光谱型信息 绘制太阳附近不同恒星在盘垂直方向的分布银盘的垂直结构-南银极方向特定光谱型S的恒星的密度n(R,z,S)：hR称为盘的标长hz称为盘的标高2014/10/17xkong44K型矮星，hz300350pcA型矮星，标高较小，hz200 pc 盘内的气体，以及与之混合的尘埃，被约束在甚至更薄的层内盘和晕中气体和恒星的标高和速度2014/10/17xkong45系恒星形成率(SFR)估计对于系，取M/LV 2（u星系的M/LV 2-10）观测盘的光度LV 1.51010Lu由质光比 银盘恒星质

25、量M* 31010 Mu假定系IMF和太阳附近u相似恒星演化最终将一半的物质返回星际气体中所以，为了在10Gyr内把盘建构起来，必须每年产生（35）M的恒星，即为SFRu2014/10/17xkong46由2.4节，银盘内有（510）109 M的冷气体，所以这样的恒星诞生率可以维持至少几Gyr， t a few Gyr空圈(红色)表示小于四分之一太阳铁丰度的恒星较老的恒星一般运动较快近邻的主序F和G型星垂直于银道面相对于太阳的运动为何较老的恒星有较大的标高?：因为银盘呈块状。恒星在绕转时会受到巨气体云，以及旋臂内的恒星和气体团块的引力，使恒星在径向的进出运动和垂直速度随时间增加 较老的恒星运动得更快，标高较大.2014/10/17xkong47K型矮星，hz 300-350pc A型矮星，hz 200 pc盘和晕中气体和恒星的速度(R,f,z)-(x,y,z)2014/10/17xkong48sz为是垂直于盘方向速度vz的速度弥散；sR和sf是银盘面上的速度弥散，sR是径向速度弥散；sf盘旋转方向的速度弥散。 年老恒星的速度弥散（ sz；sR；sf ）大盘和晕中气体和恒