2023年3月3日晚，第二期光启论坛在理科楼5号楼506室进行。本次主讲人是天文系博士生樊仕达，他介绍了不同光路类型的望远镜的特点，以及望远镜的支架与跟踪系统的类型及优缺点。

      光学望远镜按光路设计，可以分为折射式望远镜（伽利略式、开普勒式）、反射式望远镜（牛顿式、卡塞格林式）和折反射式望远镜（施密特-卡塞格林、马克斯托夫-卡塞格林）。折射式望远镜成像稳定，操作简便，适合初学者；但存在色差，且受成本和制造工艺限制，无法造出大口径望远镜。反射式望远镜口径大，无色差，可获得天体的高质量图像和光谱；但容易受空气扰动的影响，镜头一般是开放式，不易保养，且视场较小，有像差。折反射式望远镜则兼顾了折射镜和反射镜的优点，色差小、视场大、成像明亮。目前光启天文台已配备2台折射式、1台反射式、4台折反射式望远镜，主要用于太阳系内行星、月球的目视和变星、星系星云等各类深空天体的成像观测，可以满足天文课程教学和公众科普的需求。

     随后，樊仕达给大家详细讲解了光启天文台的几台望远镜的安装及具体操作方法。当天，大家还观测了火星和月球，观看了望远镜镜头下真实的月亮环形山和地形地貌。

       2023年2月24日晚，由光启天文台举办的“光启论坛”在理科楼5号楼506室如期进行，约二十余名天文爱好者参与交流讨论。第一期的主讲人是天文系本科生张璐瑶，她分享了由李政道研究所冯发波教授指导的大创项目--“用于单反测光的远程小型天文台建设”。

       从近年国内外研究现状来看，科研人员更倾向于成本更低、精度更高的方法进行系外行星的探测，此时单反相机测光就成为了新颖且实惠的选择。该项目计划搭建基于Panoptes开源天文台控制系统的远程控制微型天文台，主要用于单反测光。利用单片机控制的Canon D5000或类似型号相机实现数据采集的自动化，后期可批量生产相关设备进行全天测光，从科学图像得到光变曲线, 并分析光变曲线得到超新星、高能暂现源、变星、凌星等时域信号以及相关参数。报告同时介绍了iTelescope望远镜时间的预订网站，未来将在此基础上设计交互网站、公众号等，可与科普和天文摄影结合，为交大科普活动提供资源。

       为深入学习宣传贯彻党的二十大精神，11月8日下午，物理与天文学院天文系党支部结合“月全食掩天王星”这个十分罕见的天象，开展了一次“天狗食月——光启天文台带你解密 ‘红月亮’”的主题党日活动。院党委书记梁齐、党委委员杨小虎、船建学院思政教师史舒婧、航空航天学院思政教师许永健、凯原法学院组织员付媛媛以及支部全体党员出席会议。会议由支部书记刘成则主持。

       院党委梁齐书记首先回顾了光启天文台投入使用这一年来的运行情况，肯定了天文台志愿者团队的服务精神与工作面貌。会上，梁书记强调，要坚持好“四个面向”来服务“国之大者”。天文学是一门既古老神秘又先进前沿的学科，还有许多未解之谜尚待青年学子们去揭开。他鼓励大家仰望星空，脚踏实地，坚定对广袤宇宙的不懈求索之路。

       接着，刘成则带领与会人员学习了习近平总书记在中共二十大的重要讲话。他着重强调了习总书记在二十大报告中对于“科技创新”、“科学普及”的提及，作为科研院校的基层党支部，我们应结合自身的学科和人才资源优势，为推进天文科普贡献一份力量。刘成则还介绍了天文系党支部基层党建工作的工作定位、工作成果以及对未来党建工作的规划。2021年11月10日光启天文台正式启用，天文系党支部组建了一支以党员为主力的师生志愿者服务团队，团队以“服务师生、服务公众”为宗旨，一年来组织各类活动35场，共计服务师生2300余人次。在团队的努力之下，光启天文台入选首批“全国计量文化和科普资源创新基地”，并荣获2021年“我为群众办实事”十佳案例。此外，刘成则介绍了本次月全食的活动安排和详细分工，为进一步打造高效率、高质量的科普服务做充分准备。

直播现场图

       当晚恰逢月全食天象，在学院机关党支部的支持下，天文系党支部举办了一场线上线下相结合的月全食科普活动。这是光启天文台首次在B站、微博、抖音这三大公众活跃的网络平台进行同步直播，累计在线观看人数高达四万余人。观众反响热烈，纷纷表示在欣赏到奇异天象的同时，也收获了不少天文学知识，加深了对天文学科的了解。

望远镜拍到月掩天王星奇观

光启天文台制作的月全食过程图

       线下的望远镜开放日活动也吸引了众多交大师生的积极参与，预约名额一经发放就被争抢一空，大家对此次月全食的热情远超党支部的预期。本次科普活动获得了大家的一致好评，同时也增强了天文系党支部的组织力和凝聚力。未来，天文系党支部将不断建设和拓展团队的科普能力，完善志愿者服务体系，多举办形式多样、惠及范围广的主题党日活动，将红色精神融入活动中，充分发挥科普在立德树人中的重要作用，为弘扬二十大精神踔厉奋发，勇毅前行。

光启天文台现场图

      近期，上海交通大学物理与天文学院的沈俊太教授团队在仙女座星系（M31）结构研究上取得重要进展。该成果在近期发表于国际天文权威期刊《天体物理期刊》(The Astrophysical Journal)，题为《大尺度流体动力学激波作为仙女座星系存在棒的明确证据》(Large-scale Hydrodynamical Shocks as the Smoking-gun Evidence for a Bar in M31)。

      该研究成果在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。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。

      宇宙中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作为距离我们最近的旋涡星系，它在理解星系的形成与演化中具有非常重要的意义。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结构特征。针对这一问题，沈俊太团队通过在星际气体观测数据中搜寻激波的新思路，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。

为什么星际气体中的激波可以作为棒存在的证据？

      在此之前有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。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，M31是否是一个棒旋星系仍然存在很大争议，而明确这一点将极大地提升我们对近邻星系结构演化的理解。

      棒旋星系最为显著的一个特征是在棒前导侧（leading side）会形成一对尘埃带。这对尘埃带尺度与棒长相仿，是由棒驱动星际介质内流时引发的激波所产生。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，进而可以被积分视场光谱仪（integral field unit, IFU）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。

图1.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）。

      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1展示了[OIII]数据中最明显的一些激波特征。研究团队把[OIII]和HI的激波特征按照速度跳变的大小分为三类。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。

仙女座星系有规律的激波特征分布

      研究团队发现这些激波特征比较规律地分布在千秒差距(kpc)量级的尺度上。图2展示了叠加在M31星系中心的光学图像上的激波位置。红色和蓝色的数据点分别代表了[OIII]和HI出现激波特征的位置。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。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17º,  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2. [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。

与流体数值模拟的对比

      研究团队主要在M31的核球区域发现了激波特征，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。一个自然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3）。左图展示了模型中气体的面密度分布；右图展示了最佳模型与观测的位置-视向速度图的对比。可以看到，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。研究团队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3. 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。

中科院上海天文台博士生冯子轩及上海交通大学天文系博士后李智为论文的共同第一作者，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交通大学天文系Gravity集群和上海天文台Cluster集群。

论文链接：

“Large-scale Hydrodynamical Shocks as the Smoking-gun Evidence for a Bar in M31”

Feng, Z.-X., Li, Z., Shen, J. (*), Gerhard, O., Saglia, R. & Blana, M., 2022, ApJ, 933, 233

AAS Nova报道链接：

https://aasnova.org/2022/07/25/featured-image-a-bar-in-the-andromeda-galaxy/

       近期，上海交通大学物理与天文学院的李兆聿团组通过分析Auriga数值模拟，发现核球区域位于银心两侧的恒星具有显著的金属丰度差异，且该差异随着核球的空间位置发生系统性变化，该结果可以更好地限制核球的化学动力学模型。论文发表在《天体物理期刊》（The Astrophysical Journal）上，题为《基于Auriga模拟的银河系核球近端与远端恒星的金属丰度研究》（Metallicity Properties of the Galactic Bulge Stars Near and Far: Expectations from the Auriga Simulation）。 

银河系与其中的花生核球

      银河系是一个棒旋星系，其中心具有一个长条形的棒结构，外围围绕着4条主要的旋臂（如图1所示）。银河系核球区存在棒结构的主要证据来自红外波段图像以及恒星和气体的运动学观测。核球结构蕴含了星系形成演化的重要历史信息。在银河系中，棒结构的存在说明其形成过程主要由内禀长期演化所主导。观测上，红团簇星（Red Clumps）常被作为一种标准烛光（因其具有恒定的光度）来测定距离。近年来一些观测研究发现银河系核球中的红团簇星的视星等呈双峰分布，说明其空间分布分别集中在银心两侧，这符合花生状核球的结构特征，而花生状核球正是棒结构在垂向动力学不稳定性的产物。 

图1：银河系的正向艺术图与侧向观测图像，红圈为太阳位置（来自Shen & Zheng 2020, RAA）

银河系核球的另一种观点：多星族经典核球模型

       近年来，一些国际研究团队提出了一种不同的观点：他们认为红团簇星族存在两个分支，具有不同的化学成分以及本征亮度，因此不能作为标准烛光，观测到红团簇星的视星等双峰分布现象也并非由花生状核球所致。他们认为银河系内区并不是花生状核球，而是由一个球状的经典核球所主导，内嵌一个扁平的薄棒。经典核球中内禀的两个不同化学丰度的红团簇星族产生了其视星等的双峰现象，这一理论被称为多星族经典核球模型。这一模型也能定性地解释观测到的双峰分布随空间位置的变化，而且预言红团簇星双峰的金属丰度存在差异，这也在后续的一些观测中得到印证，并被其作为反对花生状核球的证据。

基于Auriga数值模拟开展的核球化学丰度研究

       为了详细研究花生状核球的化学丰度特点，并区分不同的核球模型，李兆聿团组分析了Auriga盘星系数值模拟。Auriga是由德国马普天体物理研究所的研究人员开发的宇宙学框架下的高分辨率盘星系数值模拟，它综合了考虑气体吸积、恒星形成、化学演化以及各种反馈机制，自洽地产生许多类银河系暗晕质量的盘星系模型（图2）。

图2：Auriga模拟中形态各异的盘星系（来自https://wwwmpa.mpa-garching.mpg.de/auriga/movies.html）

       李兆聿团组重点研究了其中的AU23模型（具有明显的棒结构和花生状核球），通过选择观测者在模拟盘星系中的位置（即太阳在银河系的位置），重构了对银河系的仿真观测，并将核球区域的恒星按照其到太阳的距离相对于银心到太阳的距离远近分为近端（相比银心离太阳更近）与远端（相比银心离太阳更远）这样两个样本，进而分析其金属丰度的差异。

       他们发现核球区远、近两端恒星的金属丰度差异具有明显的特征，在核球较高银纬的绝大多数区域内，近端恒星（对应更亮的红团簇星）会比远端恒星（对应更暗的红团簇星）的金属丰度更高，而且在(l, b)=(-1°, -8.5°)处的金属丰度差与已有的观测结果在误差范围内一致。这说明在花生状核球模型中，视线方向上的不同视星等（即距离）处的红团簇星的金属丰度自然存在差异，无需引入一个多星族的经典核球来予以解释。此外，他们还发现在|b|<6°, l<0°的区域内，近端恒星比远端恒星更加贫金属，其中还存在明显的沿着银经l方向变化的梯度（如图3左所示）。

图3：Auriga模拟的核球区域近端与远端的金属丰度差异分布（左图）；盘星系模拟在正向投影的平均金属丰度图（右上）与侧向投影的平均金属丰度图（右下），其中白色曲线是等密度线，红色直线标记了不同的视线方向，黄色曲线是到太阳距离为8 kpc的位置标记。

       为了理解这一现象，他们分别从正向投影（俯视图）和侧向投影（侧视图）深入研究了不同视线方向上的星系结构变化。从正向投影可见（图3右上），在低银纬处，沿着l>0°的方向，近端样本主要由棒的主轴方向恒星所贡献（富金属），而远端样本则由棒的辅轴方向恒星主导（贫金属）；沿着l<0°的方向，近端样本则是由棒的辅轴方向恒星主导（贫金属），远端样本则是由主轴方向恒星主导（富金属）。正是这样的区别造成了我们看到的图3左图在|b|<6°的金属丰度差异特征。棒结构主轴和辅轴的金属丰度差异主要源于其中的恒星形成过程：富金属气体在流向星系中心的过程中一般沿着棒主轴方向（引力势阱更深），其后续的恒星形成自然会形成金属丰度更高的恒星。另一方面，在侧向图里（图3右下），由于星系整体存在金属丰度的垂向梯度（即越高的位置处金属丰度越低），且近端恒星相对于盘面的距离显著低于远端恒星，远端恒星的金属丰度随着|b|的增大降低地更快，因此在|b|较大的区域，近端普遍比远端更加富金属。

       “我们的研究工作表明，花生状核球也可以自洽地产生观测的红团簇星双峰的金属丰度差异，无需经典核球来进行解释”，李兆聿副教授指出，“数值模拟的结果为将来核球区的恒星金属丰度观测研究提供了重要的理论参考标准，这将能更好地限制银河系核球的形成和演化历史。”

        论文的第一作者为天文系大四本科生陈斌辉（已保送天文系继续攻读博士学位），李兆聿副教授为通讯作者。研究团队得到了国家自然科学基金、教育部111计划、上海市自然科学基金以及中国载人航天工程的资助；本工作的数据处理使用了上海交通大学天文系Gravity集群。

附相关论文链接：

"Metallicity Properties of the Galactic Bulge Stars Near and Far: Expectations from the Auriga Simulation", Chen & Li, 2022, ApJ in press

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2022arXiv220607226C/abstract