河外巨水脉泽与哈勃常数的测量

最近一直都在瞎忙,一想到10月中旬Omont要来了,就觉得十分紧张,要看的东西太多太多了,而后果就是实际上看得很少,这是拖延症的典型吧。今天整理邮件的时候突然翻到了以前写的东西,觉得贴在博客上充数还是可以的。于是,就贴个了帖子。因为本人不懂宇宙学,所以文字里面很多漏洞啊啥的……欢迎过客们留个脚印哈~ 引子 宇宙学近来一直是天文研究的热门主题。尽管现在早已是一个精确宇宙学的时代,但人们对于宇宙的认识仍不够深刻。平坦的宇宙模型普遍被认为目前最合理的宇宙模型,即我们的宇宙是平坦的,且主要由冷暗物质和暗能量构成,这些成分决定了宇宙的时空几何性质。但这个模型是否能很好的和观测事实相符,或者说我们观测到的宇宙是否真的是由75%左右的暗能量以及25%左右的物质(包括重子物质和暗物质)构成,这还需要我们做进一步的验证。而在这个验证过程中,有一个参数起到重要的作用,即哈勃常数。 根据哈勃关系,我们知道,即通过准确测量天体到观测者的距离及其红移值,(在近邻宇宙)我们就可以得到哈勃常数。目前有多种测量天体距离的方法。例如有通过测量天体的光度距离来计算哈勃常数的方法,但测量光度距离时存在着消光改正的问题;另外如果光度距离的估计对象是造父变星,观测者则还需考虑造父变星的金属丰度对周光关系的影响,即其周光关系需要精确的定标,才能很好的应用到河外星系的造父变星当中,进一步推算出星系的距离;除此之外,不少人通过对于Ia型超星新的数据研究发现,Ia型超星新作为标准烛光存在着一些问题(文献自己找吧)。人们对于这些数据仍存有一些争议。于是,利用独立于光度距离方法之外的方法直接测量哈勃常数就变得非常重要。在1999年Herrnstrin等人分别利用VLBI和单天线对NGC 4258进行了长时间的详尽观测(Herrnstein et al. 1999),并结合动力学的方法直接而准确的得到了NGC4 258的距离。尽管该星系按照宇宙学尺度来看离我们较近,但是如果能够寻找到更远的类似于NGC 4258的天体,将会给我们直接测量哈勃常数提供一个十分可观的方法。即如果能在哈勃流中找到类似NGC 4258这样的星系(具有盘状结构分布的巨水脉泽)。我们将大大提高哈勃常数的测量精度,从而更加有效的限制我们现有的宇宙学模型中的各种参数,帮助我们更加深入的了解暗能量的本质。所以说,利用河外星系中的巨水脉泽来测量哈勃常数是一个十分有意义的测量方法,值得我们深入的探讨和研究。 哈勃常数和宇宙学模型 自从哈勃在1929年发现了哈勃定律(Hubble 1929)之后,宇宙学开始有了很大的发展。哈勃利用造父变星的周光关系得到了24个星系中的造父变星的光度,再用距离模数求出他们的距离,同时测量他们的光谱中谱线的红移,得到红移值。最后得到了著名的哈勃定律。图1 (Freedman & Madore 2010)就是哈勃在1929年测量的24个星系的退行速度-距离图。 可以看到这些点基本符合一个线性的关系,即距离越远,退行速度越快(,然而由于当时哈勃没有意识到造父变星周光关系受星族的影响,星族I和星族II的周光关系并不相同,也就是说具有不同金属丰富的造父变星其周光关系不同。因此,当年哈勃测量的哈勃常数并不准确。根据现有的宇宙学模型,宇宙由重子物质 (Baryons)、冷暗物质(Cold Dark Matter)和暗能量()构成,这三者一起决定了我们宇宙的几何物理性质。下面的式子表达了这几个宇宙学参数和哈勃常数的关系, (1)   其中是红移,表示红移为处的哈勃常数,表示红移为处的哈勃常数,表示物质密度,表示暗能量的密度,而是暗能量的状态方程,即压力和能量密度之比。前一项主要起到的作用是让宇宙收缩,而后一项是让宇宙膨胀。 根据Freedman方程,我们知道压力和能量一起决定了宇宙的膨胀性质,即 (2)   式中a是尺度因子,G是引力常数,k是宇宙的曲率。我们可以看到密度和压力P一起决定了宇宙的膨胀性质。根据我们目前观测的结果,宇宙处于加速膨胀的阶段,也就是说,如果压力是负值,那么我们可以比较容易的解释观测的结果。而现在观测的结果表明,如果我们引入宇宙学常数,我们则需要让,用来解释宇宙现有的加速膨胀。另外,人们也根据WMAP对CMBR的观测分析其涨落来研究暗能量。有人提出,如果能在小于3%的误差范围内精确测定哈勃常数,那么将是对CMBR数据的有力补充,会更有效的限制暗能量的模型(Hu et al. 2005)。 无论如何,哈勃常数的精确测定对我们了解宇宙,探究暗能量本质,并得到宇宙学中一些重要的参数都有至关重要的意义。如果要解释宇宙现有的加速膨胀的物理状态,我们需要精确测量出哈勃常数。同时,在河外天体的观测中,哈勃常数也有重要的意义,通过天体红移值正确估计哈勃流中的天体到观测者的距离需要精确的哈勃常数,当然也同时需要我们更加准确的估计出星际消光的作用大小。目前,根据Freedman等人给出的结果:哈勃常数值应该为,其中第二项为随机误差,第三项为系统误差(Freedman&Madore 2010)。 哈勃常数测量与河外巨水脉泽 距离的测定在天文学中是一个比较困难的间题。目前人们主要依靠造父变星的周光关系,红巨星分支的顶点,漩涡星系的Tully-Fisher关系,星系的表面亮度波动以及I。型超新星等方法来测量距离。这些距离有的是光度距离有的是角直径距离。对于光度距离而言,例如造父变星的周光关系,是目前主流的测量方法。哈勃太空望远镜(HST)的关键项目(Freedman et al. 2001)就是利用大麦哲伦云(LMC)中造父变星对周光关系定标,并应用到其它河外星系,计算出他们的距离,从而测出哈勃常数。然而如果只用LMC定标,用这个方法得到的哈勃常数仍然会存在10%的误差。另外,金属丰度对周光关系也存在影响,用不同的金属丰度会得到不同的哈勃常数(Sandage et al. 2006);尽管Tully-Fisher关系是现在应用的最广的测距方法,他却有15%-20%的误差(Tully& Pierce 2000)。而河外巨脉泽方法不同于测量光度距离,这种方法测量的是天体的角直径距离。他独立于光度距离测量法。 第一个河外巨水脉泽由Churchwell于1977年发现,它位于M33中,光度达到,其光度是银河系内普通脉泽源的200倍。河外巨脉泽源往往与星系核活动密切相关。他们主要分为两类,第一类和活动星系吸积盘成协,比如NGC 4258;还有一类是由星系核的射电喷流与周围分子云相互作用引起的,如NGC 1052。目前观测到的具有水脉泽的河外星系共有100多个,其中只有三分之一是属于第一类的巨水脉泽(Braatz et al. 2007)。 在1999年,Herrnstein等人对Seyfert2型星系NGC 4258(侧向)做了详细的观测,发现NGC 4258有巨水脉泽,并且其运动可以很好的用开普勒定律来解释。从而通过简单的动力学知识,假设这些脉泽是在围绕着星系中心黑洞运动的翘曲的盘上,就可以准确测出这个星系的距离。Herrnstein等人使用VLBA对该星系做了成图观测(如图2,Herrnstein et al.…