星系盘卷曲调研及其动力学解释课件

单击此处编辑母版标题样式,单击此处编辑母版文本样式,第二级,第三级,第四级,第五级,*,星系盘弯曲形态与动力学研究,刘磊,李亦鸣,王放,（按姓名拼音排序）,星系盘弯曲形态与动力学研究刘磊,1,星系盘弯曲形态与动力学研究简介,星系盘弯曲形态与动力学研究简介,2,星系盘弯曲形态与动力学研究,星系盘弯曲概要,王放,星系盘弯曲的观测方法,刘磊,星系盘弯曲的动力学,李亦鸣,星系盘弯曲形态与动力学研究星系盘弯曲概要,3,星系盘弯曲形态与动力学研究,星系盘弯曲概要,王放,星系盘弯曲的观测方法,刘磊,星系盘弯曲的动力学,李亦鸣,星系盘弯曲形态与动力学研究星系盘弯曲概要,4,星系盘弯曲概要,通过中性氢的21厘米谱线观测和光学波段观测，大多数旋臂星系都有一个弯曲的星系盘。为了探索弯曲起源，得到一组弯曲的样本以供进一步的观测和统计之用是十分重要的。,星系盘弯曲概要通过中性氢的21厘米谱线观测和光学波段观测，,5,星系盘弯曲概要,先后有一些人做了这方面的工作：,Sanchez-Saavedra（1990）,Reshetnikov&Combes(1999),Sanchez-Saavedra等人（2002）,星系盘弯曲概要先后有一些人做了这方面的工作：,6,星系盘弯曲概要Sanchez-Saavedra（1990）,首先完成了从北天球的86个星系中挑选42个光学波段弯曲的样本的工作。,最值得注意的结果是：在考虑到由于星系取向而忽略星系盘弯曲的可能，几乎所有的星系盘都有弯曲存在。,星系盘弯曲概要Sanchez-Saavedra（1990）,7,星系盘弯曲概要Reshetnikov&Combes(1999),研究了540个侧向的星系，从中提出了一个容量为60的样本,他们从这174个发现有弯曲的星系中选出了60个弯曲程度最强，最清晰的,星系盘弯曲概要Reshetnikov&Combes(,8,星系盘卷曲调研及其动力学解释课件,9,星系盘弯曲概要Reshetnikov&Combes(1999),各列分别是：星系FGCE,PGC和ESO数，1950年的赤经赤纬，B星等，径向速度，蓝色波段的主轴和次轴长（arcmin），形态学类型，弯曲角(warp angle),方位角（PA），旋转方向，顺时针，逆时针。,星系盘弯曲概要Reshetnikov&Combes(,10,星系盘卷曲调研及其动力学解释课件,11,星系盘弯曲概要Reshetnikov&Combes(1999),他们还发现，强烈弯曲的星系分布和取向是均匀的,在星系密度越大的环境中弯曲出现频率越高。,星系盘弯曲概要Reshetnikov&Combes(,12,星系盘弯曲概要Sanchez-Saavedra等人（2002）,第一列给出了pgc数，第二列是星系名称或别名，第三四两列是赤经和赤纬，第五列是视直径的log10的值，第六列是轴比的log10的值，第七列是形态学的类型码，第八至十一列是他们分析的结果。第八列是弯曲的方向，S顺时针方向，N逆时针方向。,星系盘弯曲概要Sanchez-Saavedra等人（200,13,星系盘弯曲概要Sanchez-Saavedra等人（2002）,第九列标记为（wa）E-W，给出了弯曲角（如上图）。E表示靠东方的弯曲，W表示靠西方的弯曲。在这列中，c表示存在值得注意的起皱，b表示观测到的弯曲实际上是旋臂。这两种情况不属于真正的弯曲。第十列中的定义如上图。最后，第十一列给出了 ，其定义为.,.,星系盘弯曲概要Sanchez-Saavedra等人（200,14,星系盘卷曲调研及其动力学解释课件,15,星系盘弯曲概要Sanchez-Saavedra等人（2002）,形态分类：,星系盘弯曲概要Sanchez-Saavedra等人（200,16,星系盘弯曲概要Sanchez-Saavedra等人（2002）,他们发现：,弯曲出现的频率与类型无关,弯曲的程度都与类型无关,全部38个透镜星系没有一个是弯曲的,星系盘弯曲概要Sanchez-Saavedra等人（200,17,星系盘弯曲形态与动力学研究,星系盘弯曲概要,王放,星系盘弯曲的观测方法,刘磊,星系盘弯曲的动力学,李亦鸣,星系盘弯曲形态与动力学研究星系盘弯曲概要,18,星系盘弯曲的观测方法,漩涡星系中大部分气体都集中在星系盘上，而这之中大部分物质是冷的氢原子（HI）和氢分子(H2),对于氢原子，光学波段观测能给出处于激发态的巴尔末线系的占有数,大部分氢原子温度都非常低，基本处于基态，但是星系介质对于氢原子的21cm谱线往往是光学薄的，通过观测中性氢发出的射电辐射可以得到其柱密度，运动速度等信息。,星系盘弯曲的观测方法 漩涡星系中大部分气体都集中在星系盘上，,19,星系盘弯曲的观测方法,中性氢21cm谱线,电子自旋与原子核自旋耦合：,平行,反平行,1944年荷兰的Van de Hulst 首先提出可能在银河系中观测到星际氢原子的21cm谱线，1951年美国、荷兰、澳大利亚的天文学家几乎同时观测到这一谱线。这条线是由氢基态的两个超精细结构能级的禁戒跃迁形成：,不受宇宙尘埃吸收的影响，可以观测到星系的中心。,星系盘弯曲的观测方法中性氢21cm谱线电子自旋与原子核自旋,20,星系盘弯曲的观测方法亮温度和氢的柱密度,定义亮温度：,热动平衡下，辐射随光深变化为：,在射电频率波段，黑体谱满足Rayleigh-Jeans近似：,将辐射强度用亮温度表示：,星系盘弯曲的观测方法亮温度和氢的柱密度定义亮温度：热动平衡,21,星系盘弯曲的观测方法亮温度和氢的柱密度,当光深很小，可忽略：,当源函数为常数时，亮温度正比于观测方向柱密度，通过测量亮温度，得到柱密度：,星系盘弯曲的观测方法亮温度和氢的柱密度当光深很小，,22,星系盘弯曲的观测方法星系的氢柱密度图和等速度轮廓图,由于气体和星系一起运动，其发射线将被展宽为21cm谱线附近的一个频率范围，每一个特定的频率都对应着一个径向速度，通过一系列通道覆盖这个范围，将其化为相应的径向速度。,检查每一个通道，确定哪一个通道没有谱线，然后在包含谱线的通道中扣除连续谱通道的平均强度。,观察每个点在各个通道中的谱线强度，得到这个点的峰值频率，从而确定这个点的典型速度，按照一定的间隔，将相同速度的点连线，从而得到HI的,等速度图,。,对每个点各个频率积分，得到这个点辐射总强度，从而得到此点的,柱密度,。,星系盘弯曲的观测方法星系的氢柱密度图和等速度轮廓图 由于气,23,NGC5033的能量分布图，每一小格都是由一系列通道能量叠加而成。峰值对应于此点的多普勒运动速度，对轮廓积分得到此点氢的总柱密度。,NGC5033的能量分布图，每一小格都是由一系列通道能量叠加,24,Westerbork综合孔径望远镜观测到的Sc星系NGC5033的25个通道图，每个通道宽129kHz，每副图右下角标出的是此通道的中心频率对应的日心速度。看图时从右上到左下。图上的等值线是相同亮温度即能流密度的连线。可以很明显的看出很多图的轮廓不对称，这是盘弯曲的证据。,Westerbork综合孔径望远镜观测到的Sc星系NGC50,25,NGC5033的柱密度图，叠加在它的光学波段图象上。光学图象和射电图象符合的很好，可以看到旋臂结构。在图片的左方，可以看到可见光波段没有观察到的伸展。图片中心的十字叉是星系的动力学中心。,NGC5033的柱密度图，叠加在它的光学波段图象上。光学图象,26,NGC5033的速度场分布图。在盘平面之外几乎没有物质分布。等速度线的弯曲和星系的旋臂很好的符合，在较大半径处可以明显的看到等速度线呈现S型的弯曲，清楚的显示了弯曲结构的存在。通过等速度线的分布可以知道从这个角度看星系正在逆时针旋转，即左边正在向我们靠近，右边正远离我们。在视半短轴方向上等速度线近似为直线，这是由于在这两个方向上气体只有切向速度，没有径向速度，因此没有多普勒红移，只显示整个星系远离我们的速度。,NGC5033的速度场分布图。在盘平面之外几乎没有物质分布。,27,NGC5055：Sbc型漩涡星系，距离我们7.2Mpc，其气体盘延伸至40kpc处，约3.5倍R25，在可见光星系盘的边缘开始发生弯曲，左上方是光学波段，右上方是其氢的分布图，左下方是叠加上光学波段之后的氢分布图，右下方是氢的速度场，等速度线间隔是30km/s，中间的粗线是系统速度（497.6km/s）。,NGC5055：Sbc型漩涡星系，距离我们7.2Mpc，其,28,这是Spitzer上IRAC相机拍摄的其中心部分图象，由3.6，5.8，8.0微米三个波段图象叠加而成。其强度已经经过对数处理。中间部分不是弯曲，而是榜状结构。,这是Spitzer上IRAC相机拍摄的其中心部分图象，由3.,29,星系盘弯曲形态与动力学研究,星系盘弯曲概要,王放,星系盘弯曲的观测方法,刘磊,星系盘弯曲的动力学,李亦鸣,星系盘弯曲形态与动力学研究星系盘弯曲概要,30,星系盘弯曲的动力学,关于星系盘弯曲形成的动力学原因，通过磁场和轻微电离的星系际物质的耦合可以解释观测到的弯曲。而如果仅仅考虑引力过程也有一些模型可以在一定程度上解释弯曲的起因。同时，正常的星系盘在恒星和气体的旋转之间没有明显的不连续性，这表明磁场并不是大尺度星系动力学主导的因素。,星系盘弯曲的动力学关于星系盘弯曲形成的动力学原因，通过磁场和,31,星系盘弯曲的动力学,扁平暗物质晕,角动量吸积,卫星星系潮汐扰动,星际磁场作用,星系盘弯曲的动力学扁平暗物质晕,32,星系盘弯曲的动力学,扁平暗物质晕,通常的星系盘弯曲模型是把星系盘视为置身于一个扁平的暗物质晕中的。当盘与晕的赤道不在同一个平面上时，所产生的力矩与星系盘本身的自旋相耦合会使盘以晕的短轴产生进动。,星系盘弯曲的动力学扁平暗物质晕 通常的星系盘弯曲模型是把星,33,星系盘弯曲的动力学扁平暗物质晕,如果缺少盘的自引力，在晕的引力势中，盘不同的部分会有独立的不同的进动频率，盘的弯曲会收拢并消失。Sparke和Casertano得出了一些盘以相同的频率进动并形成弯曲的解。如果进动频率的差异太大或者盘的质量太低，就不存在这样的解。,该模型的问题是大质量的盘中心进动对晕的反作用被忽略了。进动频率相比于盘内晕的动力学时标来说太小。所以内晕有足够的时间来以盘的重新的定向而自我调整。相同定向的内晕会产生一个相反的也即是减弱的力矩，会进一步减弱进动速度。这个效果是比较快的，大约是局域绕行时间三倍的量级。,星系盘弯曲的动力学扁平暗物质晕 如果缺少盘的自引力，在晕的,34,如图我们可以看到进动产生了弯曲，但是随时间演化又慢慢的消失了,如图我们可以看到进动产生了弯曲，但是随时间演化又慢慢的消失了,35,星系盘弯曲的动力学,角动量吸积,星系总是从外界获得一些显著具有不同方向角动量的物质。极轨道环、反向旋转成分以及星际流就是很好的例子,这些获得的物质不断改变暗物质晕的角动量轴指向，盘就会处在一个不断变化的引力势中，星系盘会不断的使自己与暗物质晕的平面平行。,这时候，阻尼就不再是一个问题了，因为晕在外界物质的作用下不断的改变，而不仅仅是盘的反作用。,如果这样的机制起主导作用的话，那么，这个缓慢变化的潮汐场将能产生对称的弯曲。,星系盘弯曲的动力学角动量吸积 星系总是从外界获得一些显著具,36,星系盘弯曲的动力学,卫星星系潮汐扰动,对于银河系弯曲的最初的解释是麦哲伦星云的潮汐扰动。最初得出的结论是它们的扰动太弱而不能得到明显的效果。,最近，Weinberg的研究给出的模型包含了星系暗物质晕对麦哲伦星云的响应，从而可以得到相当强的扰动，而在绕行轨道内更是达到了极大，这有利于潮汐扰动成为主导的作用。,在这样一个晕加强的潮汐作用下，可以得到和观测到的盘弯曲相一致的程度。,多体模拟的结果，不仅是弯曲方向与观测的不同，而且也无法得到与观测相一致的强度。,总的说来，这一模型对于解决银河系或者普遍的星系弯曲问题是有一定的困难的。不过在这个机制下，可以产生不对称的弯曲,星系盘弯曲的动力学卫星星系潮汐扰动 对于银河系弯曲的最初的,37,左图显示了刚性的盘在扁平晕中、卫星星系的扰动下的进动路径。右图显示了一个指数盘的弯曲方向。两个图所显示的弯曲方向都与卫星星系轨道平面是垂直的,左图显示了刚性的盘在扁平晕中、卫星星系的扰动下的进动路径。右,38,星系盘弯曲的动力学,星际磁场作用,在A点和B点上第二项产生的力是大小相同的，但是方向却是相反的。但是在中间的C点是为0的。这正是可以产生弯曲的力。,星系盘弯曲的动力学星际磁场作用 在A点和B点上第二项产生的,39,星系盘弯曲的动力学,星际磁场作用,由于盘是旋转的，所以如果回复的周期越长，则这个力的影响越大，所以最终的结果就得到了一个平的内部的盘和一个弯曲的外沿,当磁场不在星系盘平面或者是与盘平面垂直时，可以使星系的气体盘产生弯曲。磁场的强度很难确定，不过可以估计在之间。,当磁场方向与盘平面成45度时，产生弯曲的效率是最高的。,星系盘弯曲的动力学星际磁场作用 由于盘是旋转的，所以如果回,40,星系盘弯曲的动力学,星际磁场作用,两个最高效率产生弯曲的磁场方向,星系盘弯曲的动力学星际磁场作用 两个最高效率产生弯曲的磁场,41,星系盘弯曲的动力学,动力学小结,没有一种完善的机制来解释星系盘弯曲的产生,可以认为不同的星系，其弯曲应该是有自身的特性的，但是同时也有共性在里面，很有可能就是以上所说的多种机制共同作用的结果，只是在不同的情况下不同的机制占的比重有所区别。,可以猜想，星系盘的对称的弯曲主要可以由星际磁场、暗物质晕作用及星际物质的角动量获得来产生，而同时如果有卫星星系的作用则可以改变星系盘弯曲的对称性,对于不同的机制还需要更深入的分别研究，但是，将不同的机制综合起来进行进一步的研究也是有必要的，可能也将是很有意义的,星系盘弯曲的动力学动力学小结没有一种完善的机制来解释星系盘,42,总结,我们总体上介绍了星系盘弯曲的形态特征，观测方法以及可能的动力学成因。,星系盘弯曲在星系中是一个普遍的现象,采用射电观测和可见光观测相结合的方法，不但可以揭示其型态特征，还可以为理论研究解释其形成机制提供更多可以参考的信息。,现有的观测方法并不足够完善，还可以进一步扩展观测的频率范围，揭示更多的细节。,现有的任一个模型都还不能够成为一个基本的解释,把不同的动力学模型有效的结合在一起做综合性的研究是行之有效的，可以得出更深刻的结论。,一个基本的解释至少是应该包括这四种动力学模型的，在不同的条件下不同的成分会有不同比例的影响和重要性。,总结我们总体上介绍了星系盘弯曲的形态特征，观测方法以及可能的,43,参考文献,Sanchez-Saavedra M.L.,Battaner E.,Florido E.,1990,ASS,171,239,Sanchez-Saavedra M.L.,Battaner E.,Florido E.,1990,MNRS,246,458-462,Sanchez-Saavedra M.L.,Battaner E.,Guijarro A.,Lopez-Corredoira M.and Castro-Rodrguez N.,2006,A&A,399,457-468,Reshetnikov V.,Combes F.,1999,AAS,138,101,Konrad kuijken,Inigo Garcia-Ruiz,2000,Galaxy Disks and Disk Galaxies ASP Conference Series,Vol.3 108,James Binney,1992,ARAA,30,51-74,Battaner E.,Florido E.,and Snanchez-Saavedra M.L.,1990,AA,236,1-8,Yusifov I.,2004,The Magnetized Interstellar Medium,812 September 2003 Antalya,Turkey,Martin D.Weinberg,1998,MNRAS,299,499,Sanchez-Salcedo F.J.,2004,Journal of The Korean Astronomical Society,37:205-210,Gyula Jzsa,Tom Oosterloo,Uli Klein,Franz Kenn,2004,PoS,043,Giuseppina Battaglia,Filippo Fraternali,Tom Oosterloo,and Renzo Sancisi,Mairi H.Brookes,A&A,447,no.1,49-62,Quillen A.C.,Brookes M.H.,Keene J.,Stern D.,Lawrence C.R.,Werner M.W.,2006,ApJ,in press,astro-ph/0601135,Thean A.H.C.,Mundell C.G.,Pedlar A.,Nicholson R.A.,1997,MNRAS,290,15-24,Linda S.Sparke,John S.Gallagher,2000,Galaxies in the Universe:An Introduction,James Binney,Michael Merrifield,1998,Galactic Astronomy,参考文献Sanchez-Saavedra M.L.,Ba,44,