天体物理学南京大学课件chapter08

(4) 透镜状星系
介于椭圆星系和旋涡星系之间的、无旋臂的盘星系， 根据核心是否有棒状结构，符号相应为S0或SB0。 在形态上，透镜状星系与旋涡星系的主要差别是没有 旋臂；与椭圆星系的主要差别是有星系盘。 主要由年老恒星组成，气体很少。
(5)不规则星系
外型或结构无明显对称性的星系，符号为Irr。 无旋臂和中心核区。 富含星际气体、尘埃和年轻恒星。 分为IrrⅠ和Irr Ⅱ两类。I型星系具有隐约可见的旋涡结 构，Ⅱ型星系无定型的外貌，往往有明显的尘埃带。 它们可能是正在爆发或爆发后的星系，或是受伴星系 的引力扰动而扭曲了的星系。
2. 星系的哈勃分类
根据星系形态的不同，哈勃首先提出星系可以分为椭 圆星系、透镜状星系、旋涡星系、棒旋星系和不规则 星系5种类型，称为哈勃分类。
哈勃音叉图
(1) 椭圆星系 (elliptical galaxies)
椭球形的星系，符号为E. 按椭率大小的增加分为E0、 E1...E7八个次型。 n=10(a-b)/a 主要由星族Ⅱ恒星构成，没有星系盘，没有或仅有少 量星际气体和尘埃，颜色偏红。 恒星作杂乱的椭圆轨道运动。 中心区域最亮，亮度向边缘递减。 大小和质量相差悬殊。 巨椭圆星系 ~106 pc 矮椭圆星系 ~ 103 pc
质量（M⊙ ） 1011-1012 光度（L⊙ ） 1010 颜色 气体百分比 恒星类型 质光比 蓝（盘） 红（晕与核） 5% 年轻（盘） 年老（晕与核）
(M/L)Irr＜(M/L)S＜(M/L)E ， (M/L)⊙＝1
§8.3 星系集团
星系在空间的分布并不是均匀的，在相互引力的作用 下有聚集成团的倾向。 根据成员星系的多少，星系集团可以分为 双重星系 (binary galaxies) 多重星系 (multiple galaxies) 星系群 (group of galaxies) 星系团 (cluster of galaxies) 超星系团 (supercluster of galaxies) 星系集团越大，它们的物质密度与宇宙平均物质密度 就越接近。
2. 星系团 (clusters of galaxies)
CL1358+62
星系团 (clusters of galaxies)
不规则星系团—形态松散，主要由旋涡星系组 成
室女（Virgo）星系团 距 离 ~18 Mpc， 直 径 ~3 Mpc， 成员星系~2500个，其中 椭圆星系占19%，旋涡星 系占68%。
“旋涡星云”是银河系内气 体云，银河系就是整个宇宙。
(3) 旋涡星云在天球上的分布为什么有“隐带” (zone of avoidance)？
沙普利：银河系对旋涡星云施加了一种未知的排斥力 → 旋涡星云的隐带分布和退行现象。
柯蒂斯：有些旋涡星云（实际是侧视旋涡星系）的中心面 有一条暗带。 如果银河系也有类似的暗带， 如果我们位于银河系的暗带中， 如果旋涡星云是河外天体， → 旋涡星云的分布出现隐带。
1. 本星系群 (the Local Group)
银河系所处的星系群，大小约 1 Mpc。 由银河系、仙女星系（M 31） 等附近约30个星系组成。包含 3个旋涡星系（银河系、M 31、 M 33），4个不规则星系（大、 小麦哲伦云等），和20多个椭 圆星系。 银河系和仙女座星系是本星系群中质量最大的两个星系， 分别位于本星系群的两端，在引力作用下分别带领周围 质量较小的星系相互绕转。
(2) 双重星系与星系团
谱线位移 → 星系的运动速度 +星系间的距离 → 统计（引力）质量
(3) 测量结果
正常漩涡星系与椭圆星系质量~ 1011 -1012 M⊙ 不规则星系质量~ 108 -1010 M⊙ 矮椭圆星系质量~ 106 -107 M⊙ 星系团质量~ 1013 -1014 M⊙
(4) 星系中的暗物质
星系的速度弥散—光度经验关系
星系质量越大 → 恒星运动速度越快 → 速度弥散越大 → 谱线越宽 星系质量越大 → 光度越高 → 光度 谱线宽度
宇宙距离阶梯
(4) 红移法
1912-1920年，V. M. Slipher通过测量旋涡 星系谱线的Doppler位 移发现绝大多数的星 系具有谱线红移，即 它们正在远离银河系。
c ( z + 1) 2 − 1 D≈ H 0 ( z + 1) 2 + 1
2. 星系质量的测量
(1) 旋涡星系的自转曲线 谱线位移 →自转速度 → 质量
星系 NGC 247：蓝色和红色分别表示恒星和 HII 区的辐射 自转曲线：实心和空心点分别代表HII 区和HI 区，实线代表只考虑可见物质的自转曲线
星系M100中的造父变星
标准烛光源 O, B型超巨星 新星 HII区 Ia型超新星 明亮星系
最远距离（Mpc） ~30 ~60 ~80 ~650 ~1500
(3) 星系的速度弥散—光度经验关系
Tully-Fisher关系 对旋涡星系，速度弥散∆V = 220×(L /L⊙)0.22 H原子21厘米谱线宽度 速度弥散 光度 ~ ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ00 Mpc距离 Faber-Jackson 关系 对椭圆星系，速度弥散∆V = 220×(L /L⊙)0.25
星云的观测
1781年法国天文学家Messier发 表了包含110个星云的“梅西耶 星表”，其中40个实际上是星 系。 1800年英国天文学家William Herschel 发表包含2500个天体 的星表。 1864年John Herschel发表The General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars, 后来演变 为包含超过10,000个星系的 New General Catalogue。 如仙女星系：M 31，NGC 224。
IC5152
M82
小结
旋涡/棒旋星系 (S, SB) 由恒星和气体构成的扁盘 （包含旋臂和核球）和星 系晕。棒旋星系的核心有 棒状结构 椭圆星系 (E) 球形或椭球形，除中心 核区外无其他结构 不规则星系(Irr) 无明显结构
盘包含年轻和年老的恒星， 只有年老的恒星 晕只有年老的恒星 盘包含大量气体和尘埃， 晕中的气体和尘埃很少 旋臂中有恒星形成过程 盘中的恒星和气体绕星系 核心作圆轨道运动， 晕中 的恒星绕绕星系核心作无 规则轨道运动 没有或很少气体和尘埃 近1010 yr没有明显的恒 星形成过程 恒星绕绕星系核心作无 规则轨道运动
按照核球的大小和旋臂的缠卷程度，旋涡星系 可以分为Sa, Sb, Sc三个次型。Sa型核球最大， 旋臂缠卷最紧，Sc型核球最小，旋臂缠卷最松。
(3) 棒旋星系 (barred spiral galaxies)
中心有棒状结构的旋涡星系， 符号为SB。 旋臂源于棒的两端。 按照核球的大小和旋臂的缠卷 程度，旋涡星系可以分为SBa, SBb, SBc三个次型。其中Sa型 核球最大，旋臂缠卷最紧。 银河系可能是一个SBb或SBc型 星系。
1920年， Shapley发现球状星团的空间球对称分布， 通过观测球状星团内的天琴座RR型变星，确定银河系 的大小（100 kpc）和太阳系到银心的距离（16 kpc）。
1920年，沙普利-柯蒂斯 (Shaplry-Curtis) 关于宇 宙尺度的大辩论 (the great debate)
辩论焦点 宇宙是由无数类 (1) “旋涡星云”的距离是多大？ 似“旋涡星云” (2) “旋涡星云”是恒星系统还是气体云？的星系构成的。
漩涡星系的自转曲线 → 引力质量比可见质量大 3-10倍。 星系团的引力质量大约是可见质量的10-100倍。 宇宙中90%以上的质量来自暗物质。
3. 星系的基本性质
旋涡星系 直径（ly） 90×103 不规则星系 矮椭圆星系 巨椭圆星系 20×103 106 109 蓝 15% 年轻 30×103 105-107 108 红 ＜1% 年老 150×103 1013 1011 红 ＜1% 年老
In the Zone of Avoidance in X-rays
银河系内的气体 和尘埃对X射线 辐射的影响较小， 可以观测到隐带 内的星系分布。 恒星 星系
哈勃的裁决
1924年，哈勃分解出“仙女座大星云” (M31) 中的造父变星。 → 证实“仙女座大星云”确实是恒星系 统。 由造父变星周光关系估计“仙女座大星 云”的距离150 kpc（实际距离800 kpc） > 最远的球状星团的距离 (100 kpc) 。 因此“仙女座大星云”必定是河外星系 !
第八章 河外星系
§8.1 星系的形态和分类 §8.2 测量星系 §8.3 星系集团 §8.4 星系的演化
§8.1星系的形态和分类
1. 河外星系的发现 1750年，英国教士赖特提出银河是恒星系统。 1755年，康德指出旋涡星云的扁平形态是由于转 动引起的，它们是和银河类似的 “宇宙岛” （island universes) 。
(2) 旋涡星系 (spiral galaxies)
具有旋涡结构的星系，符号 为S。 中心是球状或椭球状的核球， 外面是扁平的星系盘。从核 球两端延伸出两条或两条以 上螺旋状旋臂叠加在星系盘 上，盘外面是球状的星系晕。 星系盘颜色偏蓝，星系晕和 核偏红。 在星系盘、特别是旋臂上主 要是星族I恒星以及气体和尘 埃，核球和星系晕主要由星 族Ⅱ恒星组成。
包含年轻和年老的 恒星 富含气体和尘埃 强烈的恒星形成过 程 恒星和气体作无规 则运动
3. 星系的相对数目
目前可观测宇宙中大约有4×1010个星系。 不规则星系数目最多，其次是旋涡星系和椭圆 星系。
§8.2 测量星系
1.星系距离的测量 (1) 利用造父变星的周光关系测量星 系距离 最远距离：~20 Mpc (2) 标准烛光法 (the standard candle) 通过比较星系中可证认的某些标准 （明亮）天体的视星等和绝对星等 来确定星系的距离。 特点： 光度高且基本恒定。
大、小麦哲伦云有一个共同的中性H包层，并 向银河系延伸形成麦哲伦流。
(2) 仙女星系（M 31）
本星系群内质量最大 的星系。距离~690 kpc，直径 ~60 kpc。 Sb型旋涡星系。 有一个明亮的、椭圆 型的核。 有7个伴星系，都是 椭圆星系。
(3) M 33
本星系群内质量第三的星系。距离~720 kpc， 直径~18 kpc。 Sc型旋涡星系。 有大量星族I天体。
一些星系的距离、CaII的H、 K谱线和退行速度
1929年Hubble与Humason 发现由星系谱线红移得到的 星系退行速度V与星系的距离 D成正比，称为哈勃定律 V＝H0×D 其中哈勃常数 H0＝57-73 kms-1Mpc-1
Hubble
Humason
哈勃定律的意义
哈勃定律反映了宇宙的膨胀 由宇宙膨胀引起的星系的谱线红移称为宇宙学红移 (cosmological redshift)。 星系的距离D＝V/H0 如果宇宙的膨胀是均匀的，可以确定： 宇宙的年龄 t＝D/V＝1/H0 星系的退行表明在过去它们必定离得很近，宇宙膨胀的 起点是什么？
室女星系团的中心区域
规则星系团—结构致密、球对称分布，主要由 椭圆星系和透镜状星系组成 后发(Coma)星系团 距离~ 90 Mpc, 直 径~ 3 Mpc， 成员星系~6700个， 椭圆星系聚集在星 系团中心，旋涡星 系分布在外围。
利用星系红移测量星系的距离
红移z 0.0 0.1 1.0 10.0 100 ∞ V/c 0.0 0.095 0.6 0.984 1.0 1.0 目前的距 离 (Mly) 0.0 1401 8815 21022 27101 30096 回溯时间 (Myr) 0.0 1336 6483 9754 10019 10029
本星系群的空间分布
本星系群的空间分布
(1) 大、小麦哲伦云
大、小麦哲伦云 (Magellanic Clouds)
1519年由F. Magellan首先记载。 离银河系最近的星系。 LMC：距离D = 50 kpc，质量M = 2×1010M⊙，直径d = 10 kpc。 SMC：距离D = 60 kpc，质量M = 4×109M⊙，直径d = 6 kpc。 不规则星系。 含有大量的年轻恒星和中性H 气体 （远超过银河系），但尘埃含量极 少。 超新星1987A爆发于大麦哲伦云。