(新疆大學 物理學院，新疆 烏魯木齊 830046)

1 超高速星的概述

超高速星是一類能夠從銀河系逃逸的恒星，它們是銀心存在超大質量黑洞的有力證據(jù)，也是研究銀河系暈的形狀、銀河系引力勢模型以及銀心初始質量函數(shù)等問題的有力工具，在科研上具有很重要的意義。

超高速星具有的空間速度一般大于等于30km/s.這些高速星的壽命大約百萬年數(shù)量級，這表明高速星從誕生到發(fā)生核塌縮超新星爆發(fā)已經走過了很長的距離。

產生高速星的機制有三類，一是銀河系中心黑洞的吞噬，二是在雙星系統(tǒng)中發(fā)生Ⅰb型、Ⅱ型超新星，三是雙星系統(tǒng)在演化中發(fā)生Ⅰa型超新星爆發(fā)。

2 超高速星的分類

2.1 黑洞吞噬產生的超高速星

當雙星系統(tǒng)或是幾顆星產生的星族經過銀河系中心黑洞時，被中心黑洞所捕獲，而未被其捕獲的哪顆星，將以很大的初速度被拋出。這類高速星速度極大，一般在200km/s 以上，遠大于二三類高速星很容易被識別。至今發(fā)現(xiàn)的此類高速星僅有9顆。

2.2 Ⅰb型、Ⅱ型超新星爆發(fā)產生的超高速星

這類高速星主要發(fā)生在雙星演化的過程中，當大質量的主星演化至發(fā)生Ⅰb型、Ⅱ型超新星爆發(fā)。由于超新星爆發(fā)的不對稱性，使得主星獲得較大的kick 速度，而主星將演化成為中子星或者黑洞，從而對雙星系統(tǒng)產生影響。

2.3 Ⅰa型超新星爆發(fā)產生的超高速星

這類超高速星也是發(fā)生在雙星演化階段，區(qū)別于第二類的是，此時主星發(fā)生的是Ⅰa型超新星爆發(fā)，這種超新星爆發(fā)之后，整個主星將消失殆盡，只剩下伴星。這顆伴星將繼承所有的角動量，以較高的速度運行，這是我們要討論的另一類超高速星。

3 在天文中的觀測

黑洞吞噬的超高速星，具有亮度高，速度快的特點。其速度大小一般在200km/s 以上，至今決定的只有9顆。

其在觀測上有如下特點:

(1)較多的He 含量，較大的旋轉速度，當主星填滿洛希瓣接受了質量和角動量的伴星將變?yōu)樗偬有?。當主星中只有He時，質量轉化停止，伴星轉速加劇。

(2)伴星轉化為藍偏移星，由于吸收He 核，使其的金屬豐度降低，因而具有更年輕的年齡。

(3)主星先演化，但超高速星的年齡大于主星。

以此為觀測依據(jù)，我們共觀測到56顆星，相對于原來軌道的速度均介于30km/s到200km/s 之間。

4 大樣本計算機模擬方法

我們采用蒙特卡羅大樣本計算的方式，對雙星演化進行計算機模擬。用以上的兩個模型對Hurly2002年的雙星演化程序進行改編，計算一千萬個雙星樣本，從而得到兩類超高速星速度分布的統(tǒng)計規(guī)律.

5 總結

本文選取了適當?shù)奈锢砟Ｐ停瑢Τ绦虻倪M行改編。利用蒙特卡羅大樣本模擬計算，得到超高速星速度分布的統(tǒng)計規(guī)律，最后，利用origin 畫圖軟件對數(shù)據(jù)進行分析總結。利用觀測數(shù)據(jù)和大樣本的理論計算進行對比，得到理論和已有觀測可以較好的吻合。

6 展望

超高速星是一類能夠從銀河系逃逸的恒星，它們是銀心存在超大質量黑洞的有力證據(jù)，也是研究銀河系暈的形狀、銀河系引力勢模型以及銀心初始質量函數(shù)等問題的有力工具，在科研上具有很重要的意義。

本文的通過理論計算發(fā)現(xiàn)，由Ιa型超新星爆發(fā)產生的超高速星，其速度遠大于其他類型的超新星爆發(fā)產生的高速星。從而能對超高速星的發(fā)現(xiàn)及分類，起到一定的指導作用。

[1]Anderson B.，Lyne A.G.，1983，Nat.303，597

[2]Bailes M.，1989，ApJ.342，917

[3]Blaauw A.，1961，Bull.Astron.Inst.Netherlands，15，265

[4]Boersma J.，1961，Bull.Astron.Inst.Netherlands，15，291

[5]Burrows A.，Hayes J.，F(xiàn)ryxell B.A.，1995，ApJ.450，830

[6]Christensen-Dalsgaard J.，1995，Lecture Notes on Stellar Structure and

[7]Evolution，Aarhus University Press

[8]Cordes J.M.，Romani R.W.，Lundgren S.C.，1993，Nat.362，133

[9]De Cuyper，J.P.，1984，in:Binary and multiple stars as tracers of stellar evolution eds:Z.Kopal and J.Rahe，IAU Colloquium 69

[10]Dewey R.J.，Cordes J.M.，1987，ApJ.321，780

[11]Frail D.A.，Kulkarni S.R.，1991，Nat.352，785

[12]Fryxell B.A.，Arnett W.D.，1981，ApJ.243，994

[13]Gott J.R.，Gunn J.E.，Ostriker J.P.，1970，ApJ.160，L91

[14]Gunn J.E.，Ostriker J.P.，1970，ApJ.160，979

[15]Hills J.，1983，ApJ.267，322

[16]Iben I.，Tutukov A.V.，1993，ApJ.418，343

[17]Shklovskii I.，1970，Astron.Zh.46，715

[18]Taam R.E.，F(xiàn)ryxell B.A.，1984，ApJ.279，166

[19]Tauris T.M.，Bailes，M.，1996，A＆A 315，432

[20]Tauris T.M.，1997，in:Pulsar Timing，General Relativity and the In-

[21]ternal Structure of Neutron Stars，eds:Arzoumanian Z.，Van den

[22]Heuvel E.P.J.，Royal Netherlands Academy of Sciences

[23]Van den Heuvel E.P.J.，1994，in:Interacting Binaries，eds:H.Nuss-

[24]baumer，A.Orr，Saas-Fee 1992 lecture notes，Springer-Verlag

[25]Van den Heuvel E.P.J.，Van Paradijs J.，1997，ApJ.in press

[26]Wheeler J.C.，Lecar M.，McKee C.F.，1975，ApJ.200，145