一、了解盘星系的有力工具——运动学信息
盘星系，顾名思义，指形态类似于薄盘状的星系，包括了正常旋涡星系和棒旋星系等。盘星系结构复杂，内部有棒与核球，外围的盘中存在旋臂，这些不同结构是如何形成和演化的？而盘星系整体又是如何演化而来？这些都是天文学家们关心的重要问题。解决方法之一便是通过运动学信息，也就是这些结构中的恒星或气体是如何运动的，或者说速度分布怎样。
图 1：IFU观测可以得到星系的恒星速度图、气体的发射线强度图以及速度图。
观测上，为了得到盘星系中不同位置处的恒星、气体的运动学信息，天文学家们需要获得在这些不同位置处的光谱，然后通过谱线的多普勒效应测量恒星和气体的运动速度。传统上，一般使用长缝光谱观测，一次只能获取某一个位置处的光谱，那么如果要想得到不同位置处的光谱，我们便需要观测多次。而一旦使用IFU，“便可以通过一次曝光就观测到星系在二维投影平面上不同位置的光谱，所使用的观测时间大大减少，也给了我们机会从整体上更加全面地研究星系的性质。”沈俊太研究员说。
二、观测抛出的一个难题：速度分布的偏斜度与平均速度的关系
盘星系的光谱反映的是组成星系的大量恒星整体的统计性质，而不是某颗恒星的性质。统计问题要用统计方法来分析，我们从中可以得到的运动学参数主要有：平均视向速度（V）、速度弥散（σ）、整体速度分布的偏斜度（h3；见图2）以及尖峭度（h4）。它们综合反映了恒星整体视向速度分布的形状。
图 2：偏斜度示意图。横坐标是速度，越往右，速度越大。分布最高的地方对应的横坐标对应了速度的众值，当平均值大于众值时，表示分布偏斜度为正，呈现了一个高速长尾；当平均值小于众值时，表示分布偏斜度为负，呈现出一个低速长尾。
三、理论上：精细分析，探寻运动学信息背后的原因
“我们开展了一项科研项目，旨在利用数值模拟深入理解盘星系（特别是其中的棒结构）在IFU观测中的运动学性质，特别是V与h3的相关性，并探究这种相关性产生的物理原因。”论文的第一作者、上海天文台的李兆聿副研究员说。
他们从数值模拟中发现，侧向观察时，盘星系外围（盘主导区域）呈现出，视线方向的平均速度V与速度分布的偏斜度h3呈反相关，当V为正时，速度分布偏斜度为负，具有低速长尾形态；而其内部的棒主导区域则表现出正相关，当V为正时，速度分布偏斜度为正，具有高速长尾形态。特别有趣的发现是，当盘星系的倾角减小时，棒的边缘区域从正相关急剧转换为反相关，而棒的中心区域则体现为较弱的正相关。
为了理解平均速度和偏斜度的相关性以及该相关性随倾角的变化，“我们需要仔细研究不同空间区域的恒星速度分布。”李兆聿说。他们发现，在棒边缘区域的恒星视向速度分布本身就具有明显的偏斜度。在倾角较小的情况下，近端与远端低视向速度恒星的缺失，是造成V与h3的关系从正相关急剧变为反相关的主要原因。
四、观测是检验理论的标准
“模拟与真实IFU观测数据的对比具有较好的一致性”，李兆聿介绍，比如银河系核球区的恒星体现出视向速度与偏斜度h3的正相关，这是银河系棒存在的一个重要指示器。另外，他们也与仙女座大星系M31的IFU观测进行了对比，观测显示，M31的核球区恒星的视向速度与偏斜度h3呈现出正相关，意味着核球区存在一个尾端几乎朝向视线方向的棒结构，这与他们模型的预期一致。
沈俊太研究员表示，利用数值模拟来研究盘星系动力学，并与IFU观测数据比较是非常有意义的，模型可以告诉我们不同子结构应该表现出来的运动学特点，结合观测，我们就能更深刻地理解盘星系的结构形成与演化。未来他们还将从MaNGA巡天中挑选一批具有不同子结构的盘星系，利用大样本的优势在这一重要领域开展更多的研究。
该课题受国家自然科学基金委优秀青年项目、重点项目“银河系和近邻星系的动力学模型”（批准号：11322326、11333003），科技部973重点科研计划“基于LAMOST大科学装置的银河系研究：银盘的运动学性质及动力学演化”（批准号：2014CB845700），国家自然科学基金委青年科学基金项目“银河系核球三维拓扑结构研究”（批准号：11403072）以及中国科学院青年创新促进会资助。
论文链接：http://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aaa771/pdf
科学联系人：
沈俊太，中国科学院上海天文台，jshen@shao.ac.cn
李兆聿，中国科学院上海天文台，lizy@shao.ac.cn
新闻联系人：
左文文，中国科学院上海天文台，wenwenzuo@shao.ac.cn, 021-34775125
