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1、银河系球状星团银河系球状星团第1页，共34页，编辑于2022年，星期三大纲大纲1.介绍 1.球状星团的性质2.早期星流搜寻3.潮汐流的发现2.可能的球状星团流1.Lynden-bell的假设2.我们的方法和结果3.讨论3.计划第2页，共34页，编辑于2022年，星期三HB morphologylHB Type的定义 B:Number of Blue end stars in HB R:Red V:Variable RR Lyrae stars 第3页，共34页，编辑于2022年，星期三lB+V+R：水平分支所有恒星的数目lHB type-1,+1lHB Type=-1：V=B=0，水平分支的所
2、有恒星都在红端 lHB Type=+1：V=R=0，水平分支的所有恒星都在蓝端lHB Type=0：B=R,水平分支的恒星在各颜色均匀分布第4页，共34页，编辑于2022年，星期三l1962,Eggen，Lynden-Bell，Sandage（ELS）l奠定了塌缩机制的基础l成为球状星团起源的两种流派之一l其证据是:1.球状星团的轨道能量和偏心率，随金属丰度的减少而增加;2.轨道角动量，随金属丰度的减少而减小;3.球状星团和分子云的质量函数有相同的指数率第5页，共34页，编辑于2022年，星期三l1977，Searle&Zinn 提出:金属丰度与银心距不显著相关球状星团形成时间跨度太大观测发现
3、新的吸积并合事件找到了非常年轻的球状星团银河系吸积并合矮星系的理论符合宇宙学的层级形成结构（Bottom-Up）根据宇宙学的计算，现有的矮星系数量不足l基于以上几点事实,认为:银河系球状星团来源于银河系对周围矮星系的吸积并合，这种吸积并合事件可能有数十次。第6页，共34页，编辑于2022年，星期三lELS模型和SZ模型,成为球状星团起源的两种截然不同的假设.lSZ模型预言了会存在比较年轻的球状星团,吸积并合的时间跨度大,并合事件会观察到较最近出现的;而不像ELS模型那样,球状星团形成的时间范围很小.lSZ模型是最早提出银河系来源于并合的思想第7页，共34页，编辑于2022年，星期三lSZ模型的
4、广泛接受,是由于先后有 星系相互作用,吸积并合遗迹等现象直接被观测到.l我们将基于这一假设,介绍我们的工作第8页，共34页，编辑于2022年，星期三l1988，Statler et al l研究了伴星系(satellite galaxies)与银河系相互作用直至并合的过程中，把它的一部分物质留在银河系中的可能性.l1993,Quinn et al (simulation):l由于动力学摩擦作用会导致伴星系轨道缓慢衰减.l这种衰减表现为伴星系一部分物质的剥落以及向盘中心方向内落.l剥落的物质在银晕中由于大大减小了动力学摩擦截面，因此较大程度地保持原有角动量和轨道能量，在银晕中以恒星集团的形式运动
5、.第9页，共34页，编辑于2022年，星期三Sagittarius dwarf spheroidal galaxy简称简称Sgr dSph星系星系 lSDSS和QUEST 天琴RR型变星巡天发现:l人马座dSph星系的潮汐流（Vivas et al.2003）l以及其他潮汐流引起晕中的RR Lyraes的密度增强 第10页，共34页，编辑于2022年，星期三第11页，共34页，编辑于2022年，星期三第12页，共34页，编辑于2022年，星期三大纲大纲1.介绍 1.球状星团的性质2.早期星流搜寻3.潮汐流的发现2.可能的球状星团流1.Lynden-bell的假设2.我们的方法和结果3.讨论3.
6、计划第13页，共34页，编辑于2022年，星期三l主要方法:l球状星团主参数方法l巡天搜索高密度环带方法l运动学还原方法第14页，共34页，编辑于2022年，星期三主参数方法主参数方法l分析第一参数,以及搜寻可能的第二参数l与 HB-Type 相关最显著的 金属丰度 称为第一参数l年龄,银心距,核致密性等因素,是候选的第二参数l目的是为了搜寻银河系球状星团的表达特征,用以区分外来的和内生的星团.l例:lGilmore(2004)估算有7个流l提出第二参数问题的解决l用到45个球状星团的测光数据第15页，共34页，编辑于2022年，星期三搜索过密环带法搜索过密环带法l基于测光和分光（视向速度）数
7、据l在银晕中描绘天体分布l目的是为了搜寻银河系晕恒星的过密区域l例:lL.Monaco et al.(2006)发展了人马座矮星系流的成员星团l研究了矮星系流与球状星团的关系第16页，共34页，编辑于2022年，星期三第17页，共34页，编辑于2022年，星期三我们在这里引入Lynden-Bell假设l在吸积过程中剥落的球状星团，其运动轨道平面基本不变l运动过程中角动量基本不变l运动过程中能量衰减很小运动学还原方法运动学还原方法第18页，共34页，编辑于2022年，星期三在所有球状星团中搜寻可能的流在所有球状星团中搜寻可能的流l近似与假设l与LB2（1995）类似l源于同一个母星系的球状星团具
8、有：相同比角动量和比能量相同比角动量和比能量共同轨道共同轨道l数据l基于Harris的球状星团数据总表网络版：位置，距离，视向速度l150个球状星团，147个有我们需要的参数l算法lHough变换，Lambert变换第19页，共34页，编辑于2022年，星期三l具有相同比角动量、比能量的源l径向能量与距离的关系图Er-r-2（径向能量图）l在图中,处于同一直线上的点,具有相同的截距和斜率直线的截距即比能量直线的负斜率即比角动量平方的一半l因此,在同一直线附近的球状星团具有相近的比能量,比角动量l应用Hough变换方法寻找直线第20页，共34页，编辑于2022年，星期三第21页，共34页，编辑于
9、2022年，星期三lHough变换的实质l将图像中N个点每次任取2个,得到一条直线l这样的直线有 条l也就得到 组截距与斜率l分别以斜率和截距为 x-轴,y-轴做图l在斜率-截距图上相对集中的点,在原图上就是相对靠近的直线l经过处理,我们得到21条这样的直线第22页，共34页，编辑于2022年，星期三径向能量图示例第23页，共34页，编辑于2022年，星期三21组具有相同比角动量和比能量的球状星团第24页，共34页，编辑于2022年，星期三相同轨道的搜寻相同轨道的搜寻l在此基础上,考虑轨道面假设,在21个组中进行第二轮筛选l将球状星团所有可能的轨道法向在银道面上进行投影l已知银心(轨道中心)和
10、星团位置(轨道上一点),就得到一条轨道极径l围绕这条极径,有无数多种轨道面朝向l轨道朝向的集合构成一个大圆弧l投影在银道面上是一个大椭圆l我们引入Lambert等面积投影这种图像处理方法,即投影后的形状保持面积不变性,在此基础上,方便比较”交点”弥散区域的大小第25页，共34页，编辑于2022年，星期三l我们只考虑两种情况共同满足的交点:l在相反方向还存在另一个交点l交点位置银纬不能太高(轨道平面不能太接近银道面)l下图中左边的流得以保留；右边的流只有一个交点，并且角度太低，故淘汰。第26页，共34页，编辑于2022年，星期三两组球状星团的轨道极向投影图第27页，共34页，编辑于2022年，星
11、期三筛选出来的筛选出来的8个球状星团流个球状星团流第28页，共34页，编辑于2022年，星期三轨道参数第29页，共34页，编辑于2022年，星期三讨论1.根据每个挑选出来的流的轨道投影,计算了其上的球状星团共同的轨道平面方程2.根据轨道能量和角动量,计算了轨道的近银心距、远银心距、轨道椭率1.银心距小于太阳轨道的，不可信2.Gnedin(2006)认为轨道椭率在0.4到0.8之间,与我们的结果一致3.个别星团出现在两个流中第30页，共34页，编辑于2022年，星期三讨论讨论4.SDSS观测的星团Pal-5,出现在我们的no.8中4.Mackey&Gilmore(2004)所讨论的NGC7492
12、,7089,6809,5904,出现在我们的结果的四个不同的stream中5.NGC6715,Ter-7,Ter-8比较确认的Sagittarius流的成员星团,在我们的结果中,它们同属于 No.6 stream第31页，共34页，编辑于2022年，星期三讨论讨论l比较确定的结果是no.5,6,8,9 and 10 l在我们的结果中,全部星团的20%来源于5个星流lUnavane et al.(1996)认为并和事件6次lvan den Bergh(2000)认为并和时间在3到7次之间第32页，共34页，编辑于2022年，星期三计划计划l结合自行数据,对银晕中的恒星进行六维相位置描述,做出运动学还原,提供并合事件的候选体l轨道平面得以确定，但是轨道朝向未知l将这一方法应用于河外星系球状星团第33页，共34页，编辑于2022年，星期三Thanks！第34页，共34页，编辑于2022年，星期三