星系盘卷曲调研及其动力学解释课件.ppt
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- 星系 卷曲 调研 及其 动力学 解释 课件
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1、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简介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 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 先后有一些人做了这方面的工作:Sanchez-Saavedra(1990)Reshetnikov&Combes(19
2、99)Sanchez-Saavedra等人(2002)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(1999)各列分别是:星系FGCE,PGC和ESO数,1950年的赤经赤纬,B星等,
3、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(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San
4、chez-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.)()()()(WwaEwaWwaEwas.s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(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 星系盘弯曲形态与动力学研究 星系盘弯曲
5、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中性氢21cm谱线电子自旋与原子核自旋耦合:平行反平行65.8 10 eV(21.11cm)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
6、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亮温度和氢的柱密度定义亮温度:222BcTIk热动平衡下,辐射随光深变化为:dIIBd在射电频率波段,黑体谱满足Rayleigh-Jeans近似:222()kTB Tc()(0)(1)BBTTeeT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当光深很小,可忽略:(0)BT()BTT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:222(,)1.82 10d(,)ato
7、ms/mHBNl bT l b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柱密度。NGC5033的能量分布图,每一小格都是由一
8、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。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。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的速度场分布图。在盘平面之外几乎没有物质分
9、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。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
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