银河系的形成和演化Word文件下载.docx

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镜的问世.1608年，荷兰人利伯希（LippersheyH）在一次偶然机会中发明了望远镜.1609年，伽利略率先把自制的望远镜对准银河，他发现银河实际上由无数颗恒星构成，只是因为这些星星既多又暗，且密集在一起，肉眼无法加以分辨，在晴朗夜空中形成了一条模糊而又不规则的银白色光带一—银河.1750年，英国天文学家赖特（WrightT）正确指出，银河和天空中所有的恒星构成一个扁平状的巨大恒星系统，

但他并没有给出观测证据•聶首先通过实测探究银河系

结构的是著名英国天文学家、天王星发现人威廉•赫歇尔

（HerschelW）.从1770年代起，赫歇尔开始用恒星计数方法研究银河系结构•在几十年内所作的1083次观测中，他总共计数了117,600颗恒星，就当时的条件来说工作量非常大，赫歇尔为之付出了极大的心血.1785年，赫歇尔在观测的基础上加上若干理论假设，建立了天文学史上的第一个银河系模型（见图1）.聶赫歇尔的工作具有重大历

史意义，它证实了作为一个恒星系统的银河系的客观存在，使人类的视野从太阳系范围大大地拓展了.这是继哥白尼建

立日心说之后，天文学发展史上的又一个重要里程碑，赫歇尔因此被后人誉为恒星天文学之父.在赫歇尔的模型中，太阳

仍然位于那时所认识的宇宙范围一一银河系的中心.基于赫

歇尔当时在天文界中有着很高的声望，这一不正确的概念维持了130余年.篇1830年代发明了照相术，荷兰天文学家卡普坦（KapteynJ）首先意识到这可以为天文学家提供一种全新的观测手段，他正确地认定，借助照相方法重做恒星计数工作，可望得出比赫歇尔更好的结果.经过不懈的努力，

卡普坦于1922年发表了他的银河系模型：

银河系主体具有盘状结构，直径5.5万光年，厚1.1万光年，包含了474亿颗恒星；

太阳位于靠近盘中心的位置上，离中心约为2000

—2300光年，世人称为“卡普坦宇宙”.遗憾的是，尽管卡

普坦曾正确认识到“太阳到系统的中心必定有相当大的距

离”但他最终还是放弃了•聶正确判定太阳在银河系中

位置的工作是由美国天文学家沙普利（ShapleyH）完成

的.1918年，沙普利研究了69个球状星团的空间分布，发现有90%位于银河系中心方向一侧，并根据球状星团分布这种

“一边倒”的观测现象，正确推断太阳并不居于银河系中心，而是处在比较靠近银河系边缘的位置上，这一结论为深入研究银河系结构奠定了基础.在沙普利的模型中，太阳位于距银河系中心约5万光年处，而全部球状星团涉及的空间范围约为30万光年，这个数字实际上是偏大了.这时，距赫歇尔提

出的第一个银河系模型已过去了130余年.聶根据近代

天文观测和研究可知[1,2],银河系是一个旋涡星系，年龄估计在100亿年以上，总体结构大体可分为4部分（见图2—图4），即银盘、核球、银晕和暗晕.银河系总质量（指不计暗晕部分，下同）约为1.4X1011太阳质量，其中以恒星形式出现的约占90%，由气体和尘埃组成的星际介质占10%左右.

話银盘是银河系中恒星和星际介质分布的主体，

集中了银河系质量的85%—90%.银盘呈轴对称和平面对称的扁平圆盘状，直径8.2万光年.太阳到银河系中心的距离（银心距）约为2.6万光年，离银盘对称平面（银道面）仅为20—30光年.银盘中心厚，边缘薄，太阳附近银盘厚度约3,300

光年.鬲核球是位于银河系中心部分的恒星密集区，大

致呈扁旋转椭球体状，长轴约1.3—1.6万光年，厚1.3万光年左右.核球质量约占银河系质量的5%，主要成分是老年天

体，且越接近核心区，恒星密度越高.银河系中心附近有一个至少含5个子源的强射电源人马A，明亮的银核即位于其中的1个子源内，直径接近5光年，质量约是太阳质量的几百万倍.一种流行的观点认为，在银核位置上有一个超大质量黑洞，不过目前它并没有处于剧烈活动期.翦包围

着银盘的是一个物质平均密度比银盘低得多的区域，称为银晕，大体上呈球状，直径约10万光年.银晕涉及的范围比银盘大得多，但因物质分布非常稀疏，故质量大约只及银盘的10%.银晕中主要有两类天体，即老年恒星和球状星团，此外还有极少量的气体.聶银晕外有一个范围更大的物质分

布区，这就是暗晕，其成分是暗物质，尺度可能是银晕的10

倍，质量可能高达银河系其他部分质量总和的10倍.暗晕的

存在是根据观测资料间接推定的：

如果银河系物质主要集中在银盘和银核，则离中心越远处，恒星绕银心的转动速度越慢，而实测结果却大相径庭一一在太阳附近以及更远的地方，恒星转动的速度大致保持不变，甚至还略有增加.由此推

断在银河系外围必定存在大量性质尚不很清楚的不发光暗物质，它们构成了暗晕.篇2两种可能的演化途径

篇在沙普利之后的几十年时间内，随着天文观测研究工作的深入，特别是射电天文手段的面世，人们对银河系结构取得了较为全面的认识，开始探究银河系的运动学和

动力学状态，并进而探讨银河系的形成和演化机制.聶

银河系天体的运动状态取决于银河系引力场，也就是取决于银河系的物质分布状况•恒星在银河系内的运动形式既不像太阳系中行星的开普勒运动，也不是角速度处处相同的刚体自转，而是所谓“较差自转”，即不同银心距的恒星有不同的转动角速度.这一概念首先是由瑞典天文学家林德伯拉德

（LindbladB）于1925年提出的，两年后经荷兰天文学家奥尔特（OortJH）的工作而得以完善.在上述工作基础上，奥尔特于1932年建立了第一个近代银河系模型，并开创了用动力学方法解释恒星运动学状态的研究途径，称为奥尔特-

林德伯拉德理论]3].聶1944年，当时正在美国工作

的德国天文学家巴德（BaddeW）明确提出星族的概念，即根据银河系物质的物理化学性质、空间分布和运动特征，把银河系天体区分为星族I和星族II两类.星族I天体的年龄较轻，大致分布在以银心为中心的一个扁圆环状范围内，它们绕银心的运动速度较大，但速度弥散度较小；

星族II天体年龄比较老，分布在一个以银心为中心的略扁的球形天区内，这类天体绕银心的运动速度较小，但速度弥散度却比较大.

银盘中天体以星族I为主，核球和银晕内主要是星族II天体.篇目前所观测到的银河系的物理、化学、分布、运动

学特征以及星族的客观存在，是100多亿年前银河系形成以

及嗣后长期演化的结果•为了探究这一漫长过程中所发生的真实情况，首先必须建立合理的银河系理论模型，并对观测事实做出有效的解释•迄今已提出的这类模型可谓名目繁多，大体上可以根据模型试图解释的主要观测事实，分为质量模型、恒星计数模型、运动学模型、动力学模型以及化学演化模型等几大类.如质量模型是要对银河系及其各个成分的密度分布做出说明，使模型预期值与一些观测量（如太阳附近的总面密度等）相一致；

恒星计数模型应该对银河系不同位置处恒星绝对星等的分布给出合理解释；

运动学模型涉及恒星的空间运动，不仅要求能说明恒星数密度与绝对星等之间关系，而且要对不同位置上的恒星速度分布做出预言；

而化学演化模型则要通过研究物质化学成分的历史演变踪迹，来探索银河系形成和演化的线索•聶银河系是如何形成的，这个问题在现代天体物理研究中有着重要的地位.合理的银河

系形成机制，应能对银河系的结构及各种成分（包括星族、星团等）的观测性质做出恰当的解释•不仅如此，有关的主要结论还应在河外星系，特别是在与银河系有同类形态的旋涡星系上得到印证•酩天文学家把物质中某类元素含量

所占的比例称为该类元素的丰度•宇宙中含量最丰富的元素是氢，约占物质总量的71%;

其次是氦，约占27%;

其他元素统称为“重元素”或“金属元素”，而全部重元素总的丰度仅在2%左右.氢是宇宙早期即已存在的原初元素，大部分

氦生成于大爆炸发生后的3分钟内，因而在原初星际介质和由此生成的第一代恒星中，金属元素丰度极低•另一方面，几

乎所有的重元素都是在恒星演化过程中经内部核反应合成的，称为核合成，并通过超新星爆发以及星风等途径送入星际介质葆

银河系的化学演化必然与恒星演化密切相关.恒星演化

的进程取决于恒星质量，质量越大演化得越快•大质量恒星的演化很快，最快的仅需经过几百万年时间，便以超新星爆发而终其一生•由于银河系年龄超过100亿年，历时几百万年甚至更长的一些过程，相对银河系的一生来说实际上是很短的.这类短时标事件在银河系的整个演化史中会不断出现，其结果是注入星际介质中的重元素不断增多•因此，星际介质以及

由星际介质坍缩形成的恒星内的重元素丰度，必然随宇宙年龄的增大而增大，这一过程称为“元素增丰”•显然，在目前

存在的恒星中，金属丰度越低年龄越老，它们必定是一些长寿命的小质量恒星，因为大质量恒星早已寿终正寝了；

近期诞生的恒星金属丰度就高，它们质量可以有大有小

1962年，三位美国天文学家艾根（EggenOJ）、林登贝尔（Linden-BellD）和桑德奇（SandageA）提出了一种银河系形成的图像，后人称为ELS理论]4].这种理论认为，银河系形成于一个大致呈球形的巨大原星系云•这个云最初的

金属丰度很低，并因引力作用而处于自由下落状态，称为引

力坍缩.在坍缩过程中，云的自转速度不断增大，以保持角动

量守恒，大部分重元素丰度很低的所谓“贫金属星”和球状星团就是在这一过程中形成的，而目前观测到的这类老年星族II天体具有很扁的运动轨道，便是原星系云自由坍缩的直

接结果.又因为坍缩过程进行得很快，期间形成的球状星团便

有大致相同的年龄•当云的半径收缩到原星系云半径的十分之一左右时，由于超新星爆发不断出现，云变成富金属态，并逐渐变为扁平状，形成一个由离心力支撑的盘结构•这时银盘及盘族恒星开始形成，并保持这种状态直到今天，盘内恒星较为年轻，金属丰度则比较高.ELS理论可以较好地说明许多重要观测事实，如银河系的总体结构、不同星族恒星的年龄、金属丰度和运动状态等.

观测结果表明，老年球状星团的金属丰度各不相同，且差异较为显著，这一事实给ELS的快坍缩模型带来了如下困难：

既然坍缩过程进行得很快，期间元素增丰的效果就不会很明显，不同球状星团的金属丰度应该相差不大.为了解决这

一矛盾，1977年西尔勒（SearleL）等提出了另一种不同的银河系形成模型]5]•这种模型的基本观点是，银河系由几十个较小的星系云并合而成，而不是生成于单一的巨原星系云.这些小云块的质量约为108太阳质量，它们各自演化

成较小的系统，并相互碰撞、并合，在一种缓慢的坍缩过程中，最终形成银河系•由于在同一时间段内不同小星系内部的

增丰情况各不相同，从而较好地解释了球状星团在金属丰度上的差异.西尔勒模型称为慢坍缩模型，以区别于ELS的快

坍缩模型