《天体物理概论》3 e.ppt

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1、椭圆星系,特征：圆、平滑分布； 除中心外没冷气体、没有盘 很大的光度范围、光聚集度 Oblate, triaxial 大：三轴, 慢转动 小：扁球型、相对快转动、 中心高密恒星cusp 非平衡态，弛豫时标比Hubble时标长得多，形成时候的一些特征留下来,5.1 测光,椭圆星系 明亮 巨： LL*, L*=2 1010L 中等大小：L 3x109L, MB -18. 矮： L3x109 L 等亮度线很接近椭圆，椭率e=1-b/a, 依椭率分子类：En, n=10e，倾角有关 面亮度分布用Sersic模型拟合：,b取值使Re内一半光度，n1, b1.999n-0.327. n=1, 指数律，盘星

2、系; n=4, de Vaucouleurs law,面亮度比盘星系更中心集中,中心I=2000 Ie 积分光度,NGC 5846,ZW 159-89,EFAR J16WG,NGC 4478,n=4与n=1比较，点为矮椭圆星系的值,de Vaucouleurslaw,推广： sersic 轮廓,高分辨观测，一些有core, 另一些中心cusp：中心cusp结构恒星密度n(r)r-, 1.,Core E,Cusp. In intermediate/low-lumin E,从二维的面亮度分布能不能给出一些三维的光度密度(j(r)信息? 在一般情况下不可能,只在具有一定特殊对称条件下可以. I(R)

3、圆对称, j(r)可能球对称,这种情况下: 一般I(R)包含误差的情况下, 不能直接用上式, 而要用其他办法反解出j(r), 如Richardson-Lucy方法.,2-维和3-维的关系,如果I(R)非轴对称,j(r)不会球对称, 但可能是轴对称, 如果视线线方向与对称轴垂直,可以给出与球对称类似的式子; 对倾角(视线与对称轴的夹角)i90, 不能从I(R)给出j(r).,椭圆星系的形状 假设有对称轴，扁椭球,等密度面投影的轴比，看x-z平面视线与椭圆 相交点T的投影长度,或写成,对于长椭圆类似做， 可以得到：,投影不会比实际的看起来更平。 随机取向， 轴比分布,BB/A 近似均匀分布。 旋涡

4、星系和S0: q分布在q=0.2, 均匀 B/A0.2; q0.1很少见很少B/A0.1,椭圆星系， 投影没有比E7更平, B/A-20, q0.75; MB-20, q0.85,扁和长球模型都不对， =0少了, 要有三轴模型,如果实际轴比为=B/A 1, 有一定的分布， q的分布： 对扁椭球,对长椭球：,三轴对称星系,等光密度面投影后的等光强面是椭圆,其方向和轴比(q)与视线方向有关和A,B,C有关. 如果B/A,C/A随半径变化,等光亮度线就会扭.,等轮廓线与椭圆的偏离： 等亮度面椭圆方程：,偏离椭圆很小时，与椭圆的距离写成,a3,b3很小， egg-shaped b4一般很小, a4描写

5、boxy, disky.,a40,a40,Boxy galaxies Isophote twist Luminous ellipticals Strong radio and X Slow rotation,Disky galaxies oblate mid-sized ellipticals Less luminous in radio/X fast rotation,5.2 恒星运动,测量方法，恒星的吸收线，吸收线本身比较宽。与光谱模板比较，给出谱线轮廓加宽/线心移动 恒星光谱 Fi,*(), 视线方向上的速度分布f(x,y,vz), 星系的光谱,一般来说，星系光谱包含多种恒星，不同恒星谱

6、线宽度不同，需要把不同恒星加起来。一般不能直接反演出f(x,y,vz)，须对f(x,y, vz)做一定的假设， 最简单,有几类解法： 1、Fourier商方法：利用Fourier变换把卷积直接相乘，但实际应用困难，噪声，高频成分。 2、交相关方法：,交相关函数的峰值位置反映Vr, 而宽度和谱线宽度有关(恒星的吸收谱宽度和速度弥散）。 3、对于参数形式f(vz), 可直接拟合,大椭圆星系，系统速度比随机速度小得多,其他问题： 光谱分辨率：模板和星系的光谱相同 模板匹配问题：恒星的成分或者一类恒星贡献为主 速度的非高斯分布：矩形式Gauss-Hermite多项式,Hk是多项式,中 前系数,或者更简

7、单，3，4级矩 Skewness (k=3), 不对称性 Kurtosis (k=4), 尖峰/钝 Gaussian分布， skewness和kurtosis为零,Faber-Jackson关系：,更好的关系， 基本平面：,Faber-Jackson和基本平面关系,Faber-Jackson关系类似于Tully-Fisher关系， virial化的系统，星系的质光比为常数,不同的星系如果Sersic指数相同：,M/L=const Ie=const,L4,从基本平面关系：,质量大的星系质光比大！ 但n是否与光度有关？,Evolution of FP of Es,Geha et al. 2002,

8、M32,CSN,椭圆星系，弛豫时标比宇宙年龄长，但光滑形状。起源violent relaxation. 引力势整体随时间的演化，如不均匀塌缩， 轨道混合。速度各向异性，表明混合不完全： triaxial, dynamic decoupled core (NGC 1399)中心转动方向与外面不一致？ 沿短轴有速度梯度 triaxial,triaxial,最简单的三轴势，三轴谐振子：,其中 ，对应的物质分布，,for,椭球内的势。该势中x,y,z,三方向上独立振动. 一般不闭合轨道。轨道分成三类：loop, boxy, chaotic orbits: 三个孤立解析积分常数(张量维里定理),与A,B

9、,C关系复杂，定性哪个大？,三轴星系恒星的轨道,loop 类似Lz-不变, 沿长或者短轴稳定，Lx,Ly振荡 Chaotic +Plummer aP=0.1,M=0.2. 中心势对称，破坏boxy orbits,boxy 通过中心，Lz振荡,Phase,y=0(0)的截面,参考书: Binney & Tremaine Galactic Astronomy, Ch.3,5.3 星族和气体,光谱老年恒星特征，没有年轻的恒星1-2Gyr, 2M, 主要光度巨星贡献。中心金属富,大星系红，小星系蓝 小星系：年轻恒星或者金属贫,光谱颜色和星族年龄。发射线 E+A星系：恒星形成突然停止。E+A的数目星系形

10、成反馈,丰度：恒星的吸收线指数,年龄和金属丰度简并， 多个参数,确定多条线参数，相对丰度，大质量椭圆星系族元素相对Fe丰富,除了少数有dust lane和shell外，椭圆星系一般冷气体少。X射线定热相气体的金属丰度， 大椭圆星系亮X射线源: 金属丰度梯度。,Z=0.5Z , Lx=109L 典型亮星系 30kpc, 109-11M 恒星质量损失 维里温度,星系典型的密度0.1cm-3, 温度(1-3)107 K. 冷却时标至少1Gyr.,5.5 暗物质和中心黑洞,椭圆星系暗物质的测量 可见物质，恒星:星族合成理论质光比 3M/LV 5 巨椭圆星系的中恒星质量 109MM*1012M 有没有暗

11、物质？大尺度上，小尺度质光比与上述类似。 少数有冷气体，气体转动曲线质量 MVc2R/G,NGC 5266: 绕短轴尘埃环，1010M HI, V(R) 250km/s, 50 kpc, M7x1011M , LB=4x1010L , M/L18,m s,恒星动力学：球对称模型， Boltzmann方程的一级矩,从假设一定的恒星分布，如Henquist分布，,暗物质分布NWF(Navaro, Frenk, White 1997),假设一定速度分布，如在外面径向为主，在内圆轨道质量。质光比随半径上升，但问题，恒星不能测到很远。,de Vaucouleurs law,星系外缘的行星状星云， OII

12、I， 易测速度。,由于恒星轨道主要是长椭圆，在星系并合过程从中心抛出的大质量恒星， 视向速度弥散被低估？数值模拟结果（Stoehr et al., Nature 2005),X射线发射热气体,流体静力平衡：,X射线测量气体的温度和密度分布(二维投影三维), 质量 NGC 1399, 热气体质量1010M, 在10kpc之外热气体温度T1.5 107K常数, IXR-1, M(100kpc)5x1012M，LB4x1010L, M/L100,椭圆星系中心存在超大质量黑洞，大核球,5.6 星系团,典型尺度：几个Mpc 成员亮星系(LL* 2 1010L), 50-100 Abell catalog

13、ue of galaxy clusters, X-ray clusters, z1 束缚系统 亮星系为E/S0 其中矮椭圆和很亮椭圆在星系团中比例高, 富团：成员1000, 但亮不多 cD星系,Virgo Cluster,局部超团(Virgo-Coma)的中心，周围星系向中心落。 Virgo cluster,2000成员只有150 L109L 中心巨椭圆星系（射电星系）M87, 中心面亮度5 1011L Mpc-2, 核心:面亮度中心的一半。 大小1.7度或者0.5Mpc，体积密度 3 1011L Mpc-3 很多旋涡星系 中心6度，总光度1.3 1012L ,一些团比Virgo更富，如Com

14、a团： 距离 75h-1 Mpc 大小：4度或者7Mpc 光度：LB4 1012 h-2 L 中心圆、对称，一对亮椭圆星系 中心椭圆星系和S0星系，外缘旋涡星系,Cluster, 不规则形状或者团块结构，没有relax: 星系的典型速度500km/s, 星系穿越时标Hubble时标 一些星系速度很大：Virgo团，IC 3285相对中心1600km/s, NGC 4388, 1400km/s. 子结构向正在向中心下落。,Perseus, cD 星系NGC1275,主要的亮物质在高温(107-8 K)气体中而非恒星中 X-射线： Virgo中心气体 5 1013M, 恒星 7 1012M Com

15、a 3 1013M 主要的金属在热气体中,金属丰度0.5Z，星系中吹出来或者在星系际恒星？ 团中心冷却时标小于Hubble时标，冷却流或者加热,NGC 4889,Coma cluster:,椭圆星系形成：前面bulge形成图象,老年恒星： 金属富的恒星怎么形成？与环境有什么关系？,气体塌缩星系星暴(金属富恒星)，恒星轨道的随机椭圆星系,恒星年龄老 并合在宇宙早期更常见： 高密度 星系的数目更多 阅读： astro-ph/0509725 The formation history of elliptical galaxies,星系团的质量测量 星系的运动：团外缘星系的下落速度估计质量,Virgo

16、团，核心，M4.5 1014M, 质光比M/L 350M/L. Coma团利用Virial定理，M/L300. 比个别椭圆星系大得多，暗物质在星系外的团中。 气体的密度和温度分布和流体静力平衡条件质量。 Virgo团M(6o)2-5 1014M, M/L100-250. 星系间很多暗物质,引力透镜效应和暗物质测量 光线经过引力场弯曲，点质量M附近，角度：,b碰撞参数(如图),点源S, 透镜质量M, 观测者在O点， 我们关心是观测到的星位置角： 上图的几何,即,=0，像Einstein环；0, 二个像， +在Einstein环内， -在Einstein环外另一侧。 如源距离固定，透镜源在中间距离

17、时，Einstein环内的面积最大,放大效应：引力透镜效应不改变面亮度，面元的视亮度面积正比。从对称性分析，面元在环向向变化x/y=/, 在径向变化x/y=/。,外面的像比内像亮,时间延迟：引力透镜和直接的光线比较多了光程，,广义相对论效应还有一项(时钟变慢)，Shapiro时延,星系团透镜，非点源，光线偏折角相加。对于星系团的尺度比到源和观测者距离小得多，透镜效应决定与面密度 其中b为从透镜中心到投影的矢量，光线偏折矢量,把点质量的偏折角写成：,轴对称星系团，透镜与在b内点质量相同,均匀环不偏折通过s点的光线。 A和B附近弧对光线弯曲净贡献为零。有效势在环内相同,Q弧在P产生的势和Q弧在P产

18、生有效势相同，,外环在内环位置产生的势与相同质量内环在外环产生势相同,证明:,类星体经过星系团像：,或者写成：,平均密度,如中心密度大于临界密度，=0的像是个环，Einstein环，半径由下式给出,中心面密度低于临界值，不能产生像。 对dS,dLSdL, dS dLS,从星系弧估计质量1014M, 与X-射线定质量相当但核心半径要小得多。团中的暗物质集中中心,Abell 2218, HST image,理论上，稍偏离对称轴,理论上， 给定势质量面密度给出、的关系(不同b)。,面亮度不变， 于是,接近中心，很小，放大因子可以很大。二个值Einstein环。 在附近靠内，也可以很大d/d 0.,星系变扁：径向d/d，横向/. 剪切(bdLE),阅读： astroph/9912508 Weak Gravitational Lensing Matthias Bartelmann, Peter Schneider astro-ph/9606001 Lectures on Gravitational Lensing Ramesh Narayan, Matthias Bartelmann,