銀河系自轉

最早研究銀河系自轉的是..斯特魯維。 為銀河系自轉角速度﹔=d/dr 。 銀河系自轉速度

【中文詞條】銀河系自轉
【外文詞條】galactic rotation
【作者】黃克諒胡佛興
最早研究銀河系自轉的是..斯特魯維。他於1887年利用自行數據研究銀河系自轉。當時由於資料少﹐精度低﹐因而對銀河系自轉未能取得肯定的看法。1924年﹐斯特隆堡根據恆星運動的不對稱性提出了銀河系自轉的假設。以後﹐林德布拉德又提出不同子系繞銀心鏇轉速度不同的觀睢?927年﹐奧爾特從理論上推出了銀河系較差自轉對恆星視向速度和銀經自行的影響的公式(即奧爾特公式)﹐並通過恆星視向速度的分析﹐證實了銀河系自轉。
四十年代以前﹐研究銀河系自轉主要利用光學觀測的資料﹐如視向速度﹑自行等。但是﹐這種方法有很大局限性﹐只能提供離太陽不超過3～4千秒差距範圍內的資料﹔離太陽更遠時﹐提供的資料就很不可靠。射電天文興起以後﹐立即觀測到銀河系裡有中性氫發出的21厘米譜線。根據中性氫21厘米譜線的位移﹐可以求得中性氫雲的視向速度﹐從而推出銀河系的自轉速度。目前﹐中性氫21厘米譜線射電觀測已成為研究銀河系自轉的最重要的方法。
奧爾特公式奧爾特推得由恆星的視向速度和自行來計算銀河系自轉的公式為﹕
式中ΔV 為銀河系自轉對視向速度的影響﹔l-l為恆星與銀心之銀經差﹔b 為恆星銀緯(見天球坐標系)﹔V 為視向速度﹔μ 為銀經自行﹔r 為恆星到太陽的距離﹔A 和B 為奧爾特常數﹐其表達式為﹕
。
式中R 為太陽至銀心的距離﹔ω 為銀河系自轉角速度﹔=d/dr 。奧爾特公式只適用於太陽附近1～2千秒差距範圍﹐再遠﹐這兩個公式就不夠準確了。
奧爾特常數 幾十年來﹐不少天文學家通過對O-B型星﹑造父變星﹑超巨星﹑銀河星團等天體的視向速度和自行資料的分析﹐來測定銀河系自轉的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﹐在太陽處﹐銀河系的自轉角速度為每年00053﹐自轉線速度為每秒250公里﹐自轉周期為2.5×10年。
銀河系自轉速度 綜合射電和光學觀測﹐可以得到銀河系的自轉速度分布。當到銀心的距離R 很小時﹐自轉速度V (R )R ﹐接近於剛體鏇轉﹔當R 很大時﹐V (R )R -1/2﹐接近於行星繞太陽運動的克卜勒鏇轉﹐也就是可用克卜勒定律描述的鏇轉運動。自轉線速度曲線呈雙峰狀。
銀河系物質密度的分布和總質量 由自轉曲線可以求得銀河系裡各點的物質密度和總質量。銀盤上離銀心不太近的恆星﹐它們的運動軌道偏離圓軌道很小。因此﹐恆星作圓運動的離心力應與它所受的引力近似平衡。離心力決定於鏇轉速度和半徑﹐引力則決定於物質密度分布。通常把銀盤看成為很扁的鏇轉橢球體﹐並把它分成若干同心的鏇轉橢球體殼層﹐對每個殼層分別進行計算。銀河系的總質量約為1.4×10太陽質量。
參考書目
戴文賽編著﹕《恆星天文學》﹐科學出版社﹐北京﹐1965。
A.Blaauw and M.Schmidt eds﹐Galactic Structure﹐Stars and Stellar Systems﹐Univ. of Chicago Press﹐Chicago﹐1965.