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研究发现,即使在银河系长期缓慢演化的过程中,其核球中依然可能存在垂直的金属丰度梯度。该结果反驳了早期研究中认为的银河系核球中长期缓慢演化的过程会消除任何存在的化学丰度梯度的观点。通过使用一个模拟银河系薄盘的多体数值模拟模型得出该研究结果,该模型能自洽地通过盘的棒不稳定性和屈曲不稳定性形成一个盒状/花生状的核球,并结合化学-动力学模型,分析银河系核球中化学成分的演化。在该演化模型中设定了一个初始的径向金属丰度梯度(-0.3 dex/kpc),通过长期缓慢的演化过程,其核球部分呈现出与观测相符的垂直金属丰度梯度。对此一种可能的解释是,星系盘的金属丰度分布在长期缓慢演化的过程中经历了“两步”演化过程,首先盘星系初始半径较大的贫金属粒子在径向混合的过程中产生了更大的径向速度弥散,然后由于核球的屈曲不稳定性演化,垂向速度弥散最终会保持与径向速度弥散的一定比值(约0.8)。这个机制导致贫金属粒子在演化过程中能占据更大的垂向范围,从而形成核球的垂直金属丰度梯度。银河系核球动力学模型通过简单的化学-动力学过程揭示的核球金属丰度演化机制,应在包含更复杂的核球演化机制的模型中同样存在。此外,还通过化学动力... 相似文献
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自1979年以来,越来越多的观测证据表明,在许多盘状星系中普遍存在厚盘成分,它们在结构、化学组成和运动学等方面与薄盘有着明显的不同.一般而言,星系中厚盘的标高比薄盘大得多,厚盘恒星与薄盘恒星相比,金属丰度较低而年龄较老,绕星系中心的转动速度较慢而速度弥散度较大,上述观测证据表明厚盘确实是星系长期演化后的产物,对于研究河外星系的形成和演化史有着重要的天体物理意义.该文在简单回顾银河系和河外星系中厚盘发现和确认史的基础上.介绍了对星系厚盘结构参数等性质的探测途径和目前取得的一些主要认识,并与薄盘恒星的相应特征作了比较,结构参数主要包括厚盘和薄盘的标长、标高和轴比,其他观测性质有两类盘的颜色、年龄、金属度和运动学特性等.最后,结合上述观测性质,对厚盘形成的几种可能的机制及未来可以开展的工作做了简要的说明和讨论. 相似文献
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恒星的Al元素丰度可以为探索星团和星系的化学演化提供重要线索.通过系统分析银河系薄盘、厚盘、核球、银晕以及M4、M5等球状星团中恒星的[Al/Fe]随恒星金属丰度[Fe/H]的变化趋势,得出银河系薄盘、厚盘和核球恒星的[Al/Fe]随着[Fe/H]的增加而缓慢下降,而球状星团M4和M5恒星的[Al/Fe]随[Fe/H]增加没有下降趋势,这暗示Ia超新星对M4和M5恒星元素丰度的贡献比较小.详细研究了银河系恒星[Al/Fe]与[Mg/Fe]、[Na/Fe]的相关性,结果表明银河系场星的[Al/Fe]与[Mg/Fe]正相关,但在球状星团M4和M5恒星中未见此相关性;银河系盘星及M4和M5等球状星团恒星的[Al/Fe]与[Na/Fe]都存在正相关. 相似文献
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银河系的银盘、银晕、核球的平均金属丰度为－０．２,－１．６,－０．２。年龄－金属丰度关系给出了银河系形成和演化的线索。为了解释观测的年龄－金属丰度关系及其弥散,银河系化学演化模型必须考虑恒星轨道运动、非瞬时混合等机制。 相似文献
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《天文学进展》2019,(4)
仙女座星系(又称M31)是研究旋涡星系形成和演化的理想实验室。与银河系结构类似,M31包含以下几个基本成分:核、核球、盘和晕等。介绍了对M31各个结构在观测和理论研究方面的最新研究成果:简要回顾了自哈勃空间望远镜升空以来对M31核中结构的观测进展;介绍了核球的两种可能形成机制,并通过观测数据与模型结果的对比,发现M31核球可能同时包含一个经典核球和一个中心类似盒棒的赝核球;总结了盘的星族成分和星际介质的最新观测结果,并据此分别推导出了M31盘上的元素丰度梯度和恒星形成率等。最后,重点总结了晕的可能形成历史,以及球状星团的分布和特征等方面的研究进展。与银河系类似,M31也可能存在内晕和外晕的双结构特征,这表明M31晕与银河系可能有相似的形成历史。此外,通过对晕中潮汐星流的细致研究发现,M31可能有一个比银河系更加复杂的吸积历史。 相似文献
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本文是在银河系化学演化的基础上,利用银河系的三成分(threezone)(即晕、厚盘和薄盘)多相(multi phase)(气体,分子云,大、小质量恒星以及剩余物质)的化学演化的理论模型,讨论了以下观测约束:1、质量面密度、恒星形成率,各分区质量比;2、场星的年龄-金属丰度关系;3、α元素化学演化;4、太阳附近G矮星金属丰度分布;5、三成分金属丰度特征量;6、超新星爆发率;7、内落速率。结果表明,三成分多分量模型能够较好地满足观测约束,比较真实地反映星系演化过程。可以用该模型计算元素的星系化学演化。 相似文献
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本文是在银河系化学演化的基础上，利用银河系的三成分(threezone)(即晕、厚盘和薄盘)多相(multi-phase)(气体，分子云，大、小质量恒星以及剩余物质)的化学演化的理论模型，讨论了以下观测约束：1、质量面密度、恒星形成率，各分区质量比；2、场星的年龄-金属丰度关系；3、α元素化学演化；4、太阳附近G矮星金属丰度分布；5、三成分金属丰度特征量；6、超新星爆发率；7、内落速率。结果表明，三成分多分量模型能够较好地满足观测约束，比较真实地反映星系演化过程。可以用该模型计算元素的星系化学演化。 相似文献
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仙女星系(M31)是距离地球最近的大型旋涡星系,与银河系结构相似且质量相当,对M31天体的光谱观测与研究有助于理解银河系以及一般星系的形成与演化历史。整理了自20世纪以来天文学家对M31中天体的相关光谱观测与研究成果,共涉及了M31中5 000余个发射线天体、2 000余个星团、6 000余颗恒星、1 000余颗新星以及核球和盘上的星族的光谱。恒星光谱观测由早期的以超巨星为主发展到近20年更大样本以及更多类型,其中红巨星被用于研究M31星系盘和晕的性质及子结构。发射线天体通常被应用于M31质量测定、运动学分析和恒星演化的研究。M31星团的研究集中于金属丰度和运动学性质,以及利用视向速度测定M31位力质量。对M31中心星族的研究主要集中于核区的星族组成和运动学分析,其中运动学研究结果更支持核区的偏心盘模型。最后,介绍了郭守敬望远镜对M31天体的光谱观测与相关科学研究。 相似文献
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直接测量恒星形成区的距离;从而确定银河系的旋臂结构以及银河系运动学的工作正在逐步展开.通过对恒星形成区脉泽的多历元VLBI观测,利用类星体和脉泽相位参考技术,精确地测定脉泽的位置、自行和视差.精确的距离能够确定旋臂的位置,从而建立银河系旋臂结构的新模型;运用绝对自行确定该处天体的三维运动,由此精确测定银河系的旋转曲线,... 相似文献
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利用Hipparcos卫星精确天体测量观测数据,尝试研究由不同样本恒星所反映的太阳邻域银河系薄盘的标高.根据Tycho测光系统的色指数,并考虑观测样本的完备性,分别在主序段和水平支上选取了几类恒星样本,以考察银河系薄盘标高的演化特征.分析结果发现,在比较完备的样本空间上,由O-B型主序星定义的银盘标高为103.1±3.0 pc,太阳位于其平均平面以上的15.2±7.3 pc处;水平支恒星定义的银盘标高为144.0±10.0 pc,太阳位于其平均平面以上3.5±5.4pc处.A、F、G、K、M型的主序星由于观测样本完备性的限制而无法进行可信的标高研究. 相似文献
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银河系、M31和M33是本星系群仅有的3个旋涡星系.M31和银河系有类似的质量、光度和形态,而M33的重子物质质量仅约为银河系的1/10.从理论上对它们进行细致的比较研究,非常有利于进一步理解旋涡星系以及本星系群的形成和演化过程.本文以银河系化学演化模型为参照,通过建立非瞬时循环假设下的唯象内落模型,详细研究了这3个旋涡星系的恒星形成和化学演化历史.首先,我们把在银河系研究中十分成功的化学演化模型框架应用于M31盘的化学演化研究中, 相似文献
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介绍了银河系中各种化学元素丰度随金属丰度的变化规律。结合恒星核合成理论,可以了解银河系的形成和演化过程。另外,某些化学元素丰度存在的弥散可能是恒星形成时银河系环境的不均匀性造成的。 相似文献
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银河系的形成与演化是天体物理学研究的重大前沿课题,银河系的化学演化在其中更具有极其重要的地位。随着观测资料的不断积累和理论工作的不断深入,银河系化学演化的研究取得了一系列进展。在观测方面,从太阳附近区域,整个银盘,银晕和核球等方面简要回顾了银河系化学演化模型主要观测约束的近期结果;在化学演化模型方面,回顾了银河系化学演化研究的发展历程和近期进展,并对未来的研究进行了展望。 相似文献
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为解释著名的G矮星问题,提出银河系化学演化的三成分模型,即由银晕、厚盘和薄盘所构成的演化模型．相邻演化阶段间隔着一个快速坍缩过程．对不同星族成分的演化过程分别进行模拟,并在总体上得到一个太阳附近区域的G矮星丰度分布函数．检验了三种不同的模型：初始富化模型、比例生成模型和坍缩模型．利用最小二乘拟合得到最佳模型的参数．结果表明,太阳附近区域的化学演化受物质交换的影响较小,至少在银河系演化的晚期,可将太阳附近区域看作封闭系统．同时,单位质量中新合成的重元素比例对三种恒星成分可分别近似为常数,其差别则说明不同星族恒星的初始质量函数存在着显著差异． 相似文献
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<正>恒星的化学元素丰度特征能够反映其形成和演化历史.以化学元素丰度为手段,研究了银河系中恒星的径向迁移对银河系化学演化的影响,以及球状星团中渐进巨星支(AGB)恒星的多星族问题.近年的观测和理论研究表明:恒星在银盘里有径向迁移.基于详细的银河系化学演化模型,再采用分布函数模拟恒星径向迁移过程,研究了恒星的径向迁移对银盘径向元素丰度梯度的影响.结果显示: 相似文献
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