银河系自转
【中文词条】银河系自转
【外文词条】galactic rotation
【作者】黄克谅胡佛兴
最早研究银河系自转的是..斯特鲁维。他于1887年利用自行数据研究银河系自转。当时由于资料少﹐精度低﹐因而对银河系自转未能取得肯定的看法。1924年﹐斯特隆堡根据恒星运动的不对称性提出了银河系自转的假设。以后﹐林德布拉德又提出不同子系绕银心旋转速度不同的观睢?927年﹐奥尔特从理论上推出了银河系较差自转对恒星视向速度和银经自行的影响的公式(即奥尔特公式)﹐并通过恒星视向速度的分析﹐证实了银河系自转。
四十年代以前﹐研究银河系自转主要利用光学观测的资料﹐如视向速度﹑自行等。但是﹐这种方法有很大局限性﹐只能提供离太阳不超过3～4千秒差距范围内的资料﹔离太阳更远时﹐提供的资料就很不可靠。射电天文兴起以后﹐立即观测到银河系里有中性氢发出的21厘米谱线。根据中性氢21厘米谱线的位移﹐可以求得中性氢云的视向速度﹐从而推出银河系的自转速度。目前﹐中性氢21厘米谱线射电观测已成为研究银河系自转的最重要的方法。
奥尔特公式 奥尔特推得由恒星的视向速度和自行来计算银河系自转的公式为﹕
式中ΔV 为银河系自转对视向速度的影响﹔l-l为恒星与银心之银经差﹔b 为恒星银纬(见天球坐标系)﹔V 为视向速度﹔μ 为银经自行﹔r 为恒星到太阳的距离﹔A 和B 为奥尔特常数﹐其表达式为﹕
。
式中R 为太阳至银心的距离﹔ω 为银河系自转角速度﹔=d/dr 。奥尔特公式只适用于太阳附近1～2千秒差距范围﹐再远﹐这两个公式就不够准确了。
奥尔特常数 几十年来﹐不少天文学家通过对O-B型星﹑造父变星﹑超巨星﹑银河星团等天体的视向速度和自行资料的分析﹐来测定银河系自转的A ﹑B 值。目前通用的值是﹕
A =+15公里/(秒·千秒差距)﹐
B =-10公里/(秒·千秒差距)﹐
R =10千秒差距。由此可以算出﹐在太阳处﹐银河系的自转角速度为每年00053﹐自转线速度为每秒250公里﹐自转周期为2.5×10年。
银河系自转速度 综合射电和光学观测﹐可以得到银河系的自转速度分布。当到银心的距离R 很小时﹐自转速度V (R )R ﹐接近于刚体旋转﹔当R 很大时﹐V (R )R -1/2﹐接近于行星绕太阳运动的开普勒旋转﹐也就是可用开普勒定律描述的旋转运动。自转线速度曲线呈双峰状。
银河系物质密度的分布和总质量 由自转曲线可以求得银河系里各点的物质密度和总质量。银盘上离银心不太近的恒星﹐它们的运动轨道偏离圆轨道很小。因此﹐恒星作圆运动的离心力应与它所受的引力近似平衡。离心力决定于旋转速度和半径﹐引力则决定于物质密度分布。通常把银盘看成为很扁的旋转椭球体﹐并把它分成若干同心的旋转椭球体壳层﹐对每个壳层分别进行计算。银河系的总质量约为1.4×10太阳质量。
参考书目
戴文赛编著﹕《恒星天文学》﹐科学出版社﹐北京﹐1965。
A.Blaauw and M.Schmidt eds﹐Galactic Structure﹐Stars and Stellar Systems﹐Univ. of Chicago Press﹐Chicago﹐1965.