近期，中国科学院上海天文台与上海交通大学的联合研究团队在仙女座星系（M31）结构研究方面取得重要进展。研究团队提出了在星际气体观测数据中搜寻激波的新思路，从而给出了M31星系是一个棒旋星系而非普通旋涡星系的独立证据，并利用流体动力学模拟重现了气体中激波的主要观测特征。相关研究成果近期发表于国际天文权威期刊《天体物理期刊》（The Astrophysical Journal）。该研究成果于7月25日被美国天文学会（AAS）Nova网站选为研究亮点，以“仙女座星系中的棒”（A Bar in the Andromeda Galaxy）为题在网站头条报道（图1）。该网站从美国天文学会出版的众多天文期刊中每周精选约五篇论文作为研究亮点，分享给天文学界。图1.研究成果于7月25日被美国天文学会（AAS）Nova网站选为研究亮点，以“仙女座星系中的棒”（A Bar in the Andromeda Galaxy）为题在网站头条报道。旋涡星系分为正常旋涡星系与棒旋星系两类。棒旋星系中心的棒是由恒星构成的长条形结构，它是驱动旋涡星系内部长期缓变演化的最重要内因。M31是距离我们最近的旋涡星系。长久以来，天文学家一直试图确定M31的星系形态，从而给出它在著名的哈勃星系分类图中的位置。但由于M31相对于我们的视线方向几乎是一个侧向星系，因此很难直接从星系图像上确定其内部的结构特征。在此之前，天文学家根据恒星等亮度线的扭曲提出M31可能包含一个星系棒，但这一现象并不一定只能由棒产生，也可以由一个不转的椭球状核球产生[1][2][3][4]。气体观测数据也暗示M31可能有棒存在，如显著的气体非圆周运动，扭曲的零速度线等。但其他机制——例如与另一个星系的并合过程——也会导致类似的特征。所以作为一个具有显著经典核球成分的星系[5]，对于M31是否是一个棒旋星系仍然存在很大争议，而确定M31的内部结构将为天文学家更好地理解我们的近邻星系的结构演化提供巨大帮助。为解决这一问题，研究团队提出了在星际气体观测数据中搜寻激波的新思路，从而给出了M31星系是一个棒旋星系而非普通旋涡星系的独立证据，并利用流体动力学模拟重现了气体中激波的主要观测特征。当旋涡星系的棒驱动星际介质内流时，会引发激波。这种激波会产生棒旋星系最为显著的特征之一——在棒前导侧（leading side）会形成一对尘埃带，其尺度与棒长相仿。上海交通大学沈俊太教授表示：“激波会在位置-视向速度图（position-velocity diagram）上展现出急剧的速度跳变特征。而这种剧烈的速度跳变特征能够被积分视场光谱仪（integral field unit,IFU）捕获并分辨。如果这些激波特征符合棒旋星系激波的规律，那么就能明确证明M31星系中存在棒。”基于这个思路，研究团队利用最新的积分视场光谱仪VIRUS-W对M31中电离氧气体发射线[OIII]的观测数据，并结合中性氢原子气体(HI)的数据，提取了垂直于星系盘主轴方向不同切片内的位置-视向速度图，最终通过边缘检测算法识别出了M31星系[OIII]和HI数据中的激波特征（图2）。图2.M31星系在远离我们一侧的[OIII]的激波特征。波长为500纳米左右的二次电离氧[OIII]双发射线是可见光谱中的禁线，只可能在非常低密度的宇宙环境下出现，是VIRUS-W光谱仪波长范围内的最主要发射线之一。数据点代表[OIII]的观测数据，颜色代表流量密度。每一个子图对应一个垂直于盘主轴的切片。X代表切片在盘主轴上的位置。黑色曲线代表数据点被平滑后的结果。红色粗线，细线和虚线分别代表最强的，较强的和较弱的激波特征。大多数激波特征分布在星系的远端（在盘主轴下方）。研究团队发现，这些激波特征较为规律地分布在千秒差距(kpc)量级的尺度上（图3）。目前最新的恒星动力学模型认为M31星系的棒主轴角度与盘主轴相差约17度[6]。如果这样的假设成立，那么激波特征的确主要分布在棒的前导侧，这与棒旋星系的理论预期非常一致。图3.[OIII]和HI激波特征在M31星系内的空间分布。背景光学图像来源于哈勃太空望远镜，Subaru和Mayall望远镜。红色圆圈和蓝色三角形分别代表[OIII]和HI中的激波位置。实心，空心和虚框表示的标志分别代表最强的，较强的和较弱的激波特征。虚线代表最新动力学模型中的棒主轴方向。“我们发现这些激波特征主要分布在M31的核球区域，其速度跳变最强可超过170千米/秒，速度梯度可达1.2千米/秒/秒差距。”上海天文台博士研究生冯子轩表示：“我们面临的问题是，基于旋转星系棒势场的流体数值模拟能否重现这样急剧的激波特征。”研究团队结合最新的恒星动力学模型，模拟了不同棒转速、气体有效声速和观测视角下的气体运动，最终得到了与观测结果基本一致的模型（图4）。模型中的激波位置和速度跳变特征与观测中的基本一致，该模型棒的转速为20千米/秒/千秒差距,气体有效声速为30千米/秒。棒主轴的方位角和气体盘倾角分别为54.7度和77度。研究团队还测试了用无旋转的棒来类比椭球状核球结构，并发现无旋转的棒无法产生激波，也不会有明显的速度跳变特征。这些发现都进一步表明M31拥有一个旋转的中心棒，而非一个静态的椭球状核球。图4.M31星系的气体动力学模型。左侧展示了M31模型投影至天空平面后（左上角）和投影前（左下角）的气体面密度分布。其中粉色圆圈和紫色三角形分别代表[OIII]和HI数据中的激波位置。右侧展示了不同切片对应的位置-视向速度图，黑色数据点代表模型中气体的速度分布，红色和蓝色数据点分别代表[OIII]和HI的观测数据。右下角为右上角图片在激波处的放大版本，虚线代表无旋转的棒模型。研究团队认为，本次研究给出了M31星系有棒结构的明确的观测证据，这有助于揭示M31结构形成及动力学演化历史，而确定了M31的棒结构将为天文学家更好地理解我们的近邻星系的结构演化提供巨大帮助。研究团队将在后续研究中将观测到的气体特征与更多气体动力学模拟进行详细比较，以期更好地了解M31中心的气体特征以及明确M31棒的主要参数。中国科学院上海天文台博士研究生冯子轩、上海交通大学天文系博士后李智为论文的共同第一作者，上海交通大学沈俊太教授为通讯作者。本项成果的主要合作成员为德国马普学会地外物理研究所的Ortwin Gerhard团组。该研究得到了国家自然科学基金委、科技部、上海交通大学等机构的资助。本工作的数值模拟使用了上海天文台Cluster集群和上海交通大学天文系Gravity集群。注释：[1]Stark,A.A.1977,ApJ,213,368[2]Gerhard,O.E.,Vietri,M.,&Kent,S.M.1989,ApJL,345,L33[3]Méndez-Abreu,J.,Simonneau,E.,Aguerri,J.A.L.,&Corsini,E.M.2010,A&A,521,A71[4]Costantin,L.,Méndez-Abreu,J.,Corsini,E.M.,et al.2018,A&A,609,A132[5]Athanassoula,E.,&Beaton,R.L.2006,MNRAS,370,1499[6]Bla？a Díaz,M.,Gerhard,O.,Wegg,C.,et al.2018,MNRAS,481,3210论文链接：https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ac7964 AAS Nova报道链接：https://aasnova.org/2022/07/25/featured-image-a-bar-in-the-andromeda-galaxy/科学联系人：冯子轩，中国科学院上海天文台，fengzx shao.ac.cn沈俊太，上海交通大学物理与天文学院，jtshen sjtu.edu.cn附件下载：. 查看详细>>

首次使用毫米波长的光观察到中子星与另一颗恒星合并的后果。遥远的合并发生在宇宙大约55亿年的时候，紧随其后的是天文学家发现的最有活力的短持续时间伽马射线暴(SGRB)之一。它还留下了有史以来最明亮的余辉之一。这些对余辉的最新毫米波长观测可以帮助天文学家了解重元素是如何在这种灾难性的合并中形成的。短暴被称为GRB 211106A，它的伽马射线于2021年被发现。现在，Tanmoy Laskar及其同事使用智利的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列(ALMA)射电望远镜观察余辉中的毫米波长光。在电磁光谱中，这种光介于红外线和微波之间。涉及中子星的爆炸性合并被认为会形成铂和金等重元素。因此，了解这些合并是如何进行的对于了解星系如何演化以及最终如何在地球等行星中出现重元素非常重要。“在无线电波长上检测到的短暴余辉很少。这是因为，虽然它们非常明亮，但这些爆炸发生在遥远的星系中，这意味着对于我们在地球上的望远镜来说，它们发出的光可能非常微弱，”拉斯卡解释说，他很快将加入犹他大学。“目前已知的短暴射电余辉大约只有六次。尽管进行了近20年的搜索，但在毫米波长上没有发现任何东西。”Laskar解释说，从短暴发现毫米辐射特别有用，因为光线不受通过银河系中的电离气体的影响，这可能会使对较长波长无线电波的观测结果的解释具有挑战性。毫米光也不受量子效应的影响，量子效应会使远距离高能X射线的解释变得困难。西北大学的团队成员Wen-fai Fong补充说，毫米波可以让天文学家“看穿”通常对其他波长不透明的阻碍物质。她补充说：“这些观察结果表明，在这次伽马射线爆发附近有大量尘埃。”“这解释了为什么我们没有从爆发中观察到任何可见光。”事实上，结合不同波长光的观察结果是更清晰地揭示这一强大事件的关键。西北大学的Genevieve Schroeder告诉物理世界，将GRB 211106A的毫米波观测与X射线数据相结合，表明该团队的伽马射线爆发的能量和范围有多大。Laskar补充说：“了解这些特性有助于我们更好地了解这些极端爆炸的前身——中子星合并”。“当恒星合并时，由此产生的爆炸伴随着以接近光速移动的物质射流，”拉斯卡说。“当其中一个喷流指向地球时，我们会观察到伽马射线辐射的短脉冲，即短暴。”伽马射线信号转瞬即逝——仅持续几分之一秒——因此很难单独使用短暴来确定合并的位置。幸运的是，当喷射流撞击合并周围的气体时，它会产生更持久的余辉，天文学家可以看到。“捕捉余辉光对于确定爆发来自哪个星系以及更多地了解爆发本身至关重要，”拉斯卡解释说。尽管如此，施罗德表示，团队的成功并不能得到保证。“这次观察是我们第一次将ALMA指向短暴，由于ALMA非凡的灵敏度，我们只能检测到余辉。由于望远镜灵敏度较低，之前对短暴的毫米波观测导致无法检测到，因此这次爆发确实凸显了ALMA的惊人能力。”首次观测到两颗中子星的壮观碰撞由于GRB 211106A随着余辉的消退，已经在多个波长上进行了研究，Fong说，该团队可能不会再考虑与ALMA的这种特殊合并。虽然已经从中子星合并中看到了引力波，但在GRB 211106A中没有看到它们。这是因为对于现有的引力波探测器来说，信号太微弱了，无法观测到。然而，Fong指出，未来几代引力波探测器将很快能够探测到与GRB 211106A一样远的合并。“那将是一个非常激动人心的时代，因为检测短暴与它们的引力波将成为常规。” 查看详细>>

“天琴”是一项利用地球高圆轨道探测空间引力波的计划。地心说的概念提出了有关地月系统附近重力场对高灵敏度卫星间测距测量的干扰作用的问题。在这里，我们通过高精度的数值轨道模拟和详细的重力场模型来研究这个问题。通过估算自由落体测试质量之间的距离加速度，研究表明，大部分地月引力扰动不在“天琴”探测频段0.0001Hz以上，因此没有给任务带来阻碍。 查看详细>>

日本天文学家开发了一种新的人工智能(AI)技术，以消除由于星系形状随机变化而导致的天文数据中的噪音。在对超级计算机模拟产生的大型模拟数据进行大量训练和测试后，他们将这种新工具应用于日本斯巴鲁望远镜的实际数据，发现使用这种方法得出的质量分布与目前公认的宇宙模型一致。这是一个强大的新工具，用于分析来自当前和计划中的天文学调查的大数据。 广域调查数据可用于通过测量引力透镜模式来研究宇宙的大尺度结构。在引力透镜中，前景物体（如星系团）的引力会扭曲背景物体（如更远的星系）的图像。引力透镜的一些例子是显而易见的，例如“荷鲁斯之眼”。主要由神秘的“暗”物质组成的大尺度结构也可以扭曲遥远星系的形状，但预期的透镜效应是微妙的。需要对一个区域中的许多星系进行平均以创建前景暗物质分布图。 但是这种查看许多星系图像的技术遇到了问题。有些星系只是天生有点滑稽。很难区分被引力透镜扭曲的星系图像和实际扭曲的星系。这被称为形状噪声，是研究宇宙大尺度结构的限制因素之一。 为了补偿形状噪声，日本天文学家团队首先使用世界上最强大的天文学超级计算机ATERUI II，根据斯巴鲁望远镜的真实数据生成了25,000个模拟星系目录。然后，他们向这些众所周知的人工数据集添加了现实主义噪声，并训练了人工智能从模拟数据中统计恢复了透镜暗物质。 经过训练，人工智能能够恢复以前无法观察到的细节，有助于提高我们对宇宙暗物质的理解。然后在覆盖21平方度天空的真实数据上使用该AI，该团队发现了与标准宇宙学模型一致的前景质量分布。 “这项研究显示了结合不同类型研究的好处：观察、模拟和人工智能数据分析。”团队负责人Masato Shirasaki评论说：“在这个大数据时代，我们需要跨越专业之间的传统界限，使用所有可用的工具来理解数据。如果我们能做到这一点，它将在天文学和其他科学领域开辟新的领域。” 这些结果出现在Shirasaki等人。“弱透镜质量映射的降噪：生成对抗网络在Subaru Hyper Suprime-Cam第一年数据中的应用”，发表于2021年6月的《皇家天文学会月刊》。 查看详细>>