一个有限厚度旋涡星系模型

本文将三维引力势Poisson方程在一个特殊模式下的速变相一级渐近解①用于三维定常模拟恒星盘。在考虑了垂直于星盘平面的运动和物理量的三维分布以后,得出了相应的色散关系。用Schmidt模型②③对银河系旋臂进行了实例计算,结果表明:在模拟太阳附近的两个主要旋臂——人马臂和英仙臂的情况下,在内林德布拉德共振圈和共转圈之间、在内林德布拉德共振圈以内以及在外林德布拉德共振圈以外等三个区域里,均可得到稳定模型。最后对在较厚旋涡星系中,螺旋波长随着离开星系盘中心平面的距离不同而变化的特征,作了一个简单的分析。我们认为,这种密度波波长随高度的变化或许可以解释以下观测现象:(1)在有些旋涡星系中旋臂有相当宽度。(2)在有些旋涡星系中,旋臂间界限不很分明。(3)在有些旋涡星系中,旋臂外侧亮度突然减弱,而内侧减弱很慢。     

一个有限厚度旋涡星系模型

本文将三维引力势Poisson方程在一个特殊模式下的速变相一级渐近解用于三维定常模拟恒星盘。在考虑了垂直于星盘平面的运动和物理量的三维分布以后,得出了相应的色散关系。用Schmidt模型对银河系旋臂进行了实例计算,结果表明:在模拟太阳附近的两个主要旋臂——人马臂和英仙臂的情况下,在内林德布拉德共振圈和共转圈之间、在内林德布拉德共振圈以内以及在外林德布拉德共振圈以外等三个区域里,均可得到稳定模型。最后对在较厚旋涡星系中,螺旋波长随着离开星系盘中心平面的距离不同而变化的特征,作了一个简单的分析。我们认为,这种密度波波长随高度的变化或许可以解释以下观测现象:(1)在有些旋涡星系中旋臂有相当宽度。(2)在有些旋涡星系中,旋臂间界限不很分明。(3)在有些旋涡星系中,旋臂外侧亮度突然减弱,而内侧减弱很慢。     

关于有限厚度旋涡星系中密度-引力势渐近关系的一个注记

本文将指出,为得到有限厚度旋涡星系中平均扰动引力势φ_1(r)与扰动面密度σ_1(r)的渐近关系,以及对称面上的扰动引力势φ_1(r,0)与σ_1(r)的渐近关系,我们不一定要从相应的三维渐近关系出发,而可以用二重级数展开方法直接地、十分简单地导出。所得结果对于紧卷性准确到m~2(kr)~(-2)量级,对于厚度效应准确到 k〈|z|〉量级,其中m为旋臂数,k为径向波数,r为到星系中心的径向距离,〈|z|〉为星到对称面距离的平均值。这样的精度对于讨论有限厚度扁盘状星系中密度波模式及其增长率通常是足够的。本文结果表明:在上述精度下,如采用〈|z|〉表征厚度,则不同纵向密度剖面下的φ_1(r,0)～σ_1(r)渐近关系可表为统一形式;如采用二星纵向平均距离〈|z-z’|〉表征厚度,则不同纵向密度剖面下的φ_1(r)～σ_1(r)渐近关系可表为统一形式。只有比值〈|z-z’|〉/〈|z|〉才是纵向密度剖面的泛函。对于符合物理意义的通常各种不同密度剖面,此比值都甚接近:对于高斯型纵向密度剖面,此比值为2~(1/2);对于 sech~2(z/z_1(r))型剖面,此比值为 1/In2=1.443;对于 exp[-|z|/z_1(r)]型剖面,此比值为1.5。     

旋涡星系密度波理论中Poisson积分的简化及应用

本文给出了旋涡星系密度波理论中Poisson积分的一种简化方法。这一简化的最重要应用在于利用它计算旋涡模式时可节省大量计算机时。此外本文还利用这种简化方法对一系列密度——引力势渐近关系进行了系统的数值检验。 用这一简化方法计算核函数比用未简化的核函数形式直接计算节省机时八十四倍。当在数值模式理论研究中大量计算Poisson积分时,应用本文提出的简化将有效地提高计算效率并保证足够高的精度。     

旋涡星系的厚度的估算

本文利用文[1]中所求得的扰动引力势的严格解,当此解由无旋臂区向有旋臂区连续过渡时,在解中出现一非波动项,对此项作出估计,可得出厚度(H=2/α)与开始形成旋臂处的半径的r_0关系:αr_0=7(α为星系半厚度的倒数).我们由[2]选出了50颗旋涡星系,并测定了它们的r_0,由此定出了星系盘的平均厚度.     

有限厚度的盘状星系中物质密度的分布

本文对于物质密度沿z方向指数衰减的轴对称盘状星系模型,忽略恒星本动,讨论了物质在星系盘面的投影面密度同星系旋转曲线的关系,得出了对于无限薄盘的Toomre模型的改正公式。结果表明,考虑了星系厚度以后,物质分布比无限薄盘模型更加向中心集中。对银河系中心部分,投影面密度值比Toomre公式给出的密度值约高9%。     

旋涡星系密度波理论的进展

本文对密度波理论的总的观点和近年来取得的新进展作了概括和评述。     

旋涡星系模型及银河系的物质密度分布

本文假定轴旋涡星系的物质密度分布由三部分组成:平行于星系对称面的层分布,它沿z方向成指数衰减;对称于中心的多球层分布;以及星系中心的高度密集的球核。在这样的假设下,本文求出了星系物质密度分布的分析表达式,并以银河系为例,定出了银河系物质密度分布的具体结果。本文所得结果,与最新观测结论相一致。     

旋涡星系中对任意旋臂倾角一致有效的密度-引力势渐近关系

本文给出对于臂数m≥2的旋涡星系(正常旋涡星系或棒旋星系),对任意旋臂倾角(0≤|β|≤π/2)一致有效的扰动密度-扰动引力势渐近关系。在|β|≤1的特殊情形,它回到紧卷波的各种已知渐近关系;在|β|不小的情形,这一新结果适用于讨论构成棒旋星系的“开展模式”(open mode)。     

旋涡星系的数值模拟

本文对旋涡星系的一些性质从数值模拟的角度进行了概述。为此,先对数值模拟作了一个简单的介绍。旋涡星系中的四个议题在文中作了讨论。它们是:1.盘状星系大尺度棒状不稳定性,2.死晕与活晕和盘状成份的相互作用,3.旋涡星系中球状成分的分布对旋涡结构的影响,4.互扰星系。     

旋涡星系颜色梯度的研究进展

旋涡星系的颜色梯度反映了其星族构成沿径向的分布,包含了星系恒星形成历史的信息.因此,对旋涡星系颜色梯度的研究有助于理解星系的形成和演化过程.大部分旋涡星系存在负的颜色梯度,其主要原因是旋涡星系存在星族梯度.颜色梯度与星系的面亮度之间存在内禀的相关,表明质量面密度在星系的形成和演化过程中具有重要作用.     

旋涡星系中旋臂的维持

为了避开旧物质臂理论中旋臂的缠绕困难，本文提出了旋涡星系的循环假设，并在文中提供了旋涡星系的双臂、气体层反卷、银河系中旋臂物质径向向内的速度分量和棒旋星系中棒物质沿着棒向内的流动等观测证据，进而还尝试利用此循环假设去解释旋臂物质的平自转曲线和棒旋星系的棒结构等的成因。     

三维旋涡星系的动力学研究

在三维对数螺线型密度扰动的引力Poisson方程严格解基础上,导出了对称平面(z=0)上三维混合盘密度波的色散关系,并以此讨论了对于不同类型扰动盘的局域稳定性,同时还计算了盘面上密度波的群速度．数值计算表明对数螺线型密度扰动,能比较好地满足扰动密度与扰动势反相位的关系;厚度和旋臂数目的增加有利于盘的稳定,而气体成分将导致盘不稳定;考虑厚度效应,银河系密度波传播的动力学时标与Toomre估计的数值相比将大大延长,至少需要4．17×109年,约占宇宙年龄的三分之一,从而可使以往密度波理论中得出的群速度太大的问题得到缓解．     

旋涡星系中恒星形成对旋涡结构的影响

本文利用N体数值模拟方法,讨论了旋涡星系中恒星形成对旋涡结构的维持作用。在假定恒星是在一定密度区域中形成以及恒星诞生率为1.0M_⊙/年的情况下,模拟结果表明,旋涡图象的维持时间是未考虑恒星形成模型的2.3倍。     

春夜十二个美丽的旋涡星系

春夜十二个美丽的旋涡星系温学诗编译春天是观测星系最好的时间。冰雪融化了，银河又开始展现在你的眼前，睛朗无月的夜晚，更把那充满遥远星系的星空暴露无遗。此时，你甚至不用望远镜就能看见天空深处许多千姿百态的河外星系。按照哈勃的垦系分类法，河外垦系分为椭圆星...     

旋涡星系中星际气体的作用

本文讨论旋涡星系中星际气体所起的作用,采用双气盘模型模拟盘状星系。由分析可知:1.由于星际气体与恒星具有不同的速度弥散度,因此恒星臂必然与气体臂分离。2.这样的分离导致密度波的旋涡模式的不稳定性。3.为使密度波得以长期维持,星系中气体密度与恒星密度之比η应小于某一值。4.系数η越小,则旋臂越紧卷。