仙女座星系by松小兔，仙女座星系肉眼图

时间：2023-06-08 12:17:41来源：互联网

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本文目录一览：

1、仙女座星系

2、仙女座星系真的存在吗？

仙女座星系

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仙女座星系——不平静的过往

本文发表于《自然-天文学》杂志2018年9月刊news&views专栏，作者Karoline M. Gilbert，是对近期Richard D’Souza和Eric Bell发表在同一期刊上的一项关于仙女座星系并合历史研究的学术评论。

编译：艾宇熙

校对：徐鹏晖

图一：仙女座星系/M31/NGC224

图源：Wikipedia

星系并合在星系的发展和演化中起到重要作用。仙女座星系（M31，又称仙女星系）是一个与我们的银河系有许多相似之处的旋涡星系，距离我们752千秒差距（kpc）,即约245万光年，是我们研究星系并合历史的绝佳目标。对地球上的观测者来说，仙女座星系既可以作为一个整体来观测，又离我们足够近，使得我们能够分辨其星系盘、恒星晕和伴矮星系中的每颗恒星。

Richard D’Souza和Eric Bell比较了仙女座星系恒星晕的观测特征和大型宇宙学模拟得到的统计特征。他们发现，一个对仙女座星系观测特征的可能解释是：20亿年前，仙女座星系曾与一个大约等质量的星系发生并合。

视频：等质量星系并合的过程（主并合）

来源：Wikipedia

研究星系的等级式生长通常有两种方法，其一是研究一系列红移量不同的星系，从而得到它们随时间生长的统计结果；其二是研究近域宇宙的单个星系，通过对星系中恒星的详细观测结果推测星系的并合历史。类似的，我们对于星系并合背后物理规律的理解也可以用两种途径检测：一是在宇宙尺度下对星系生长进行大尺度模拟，二是对单个星系的并合进行细致的模拟。

对仙女座星系恒星晕的研究表明，和银河系相比，仙女座星系在近期拥有明显更为活跃的并合历史。星系并合过程中的引潮力会产生恒星股流和壳层，而仙女座星系恒星晕中的这两种结构很明显，横贯整个星系。研究者对仙女座星系的次并合事件进行了高分辨率数值建模，结果成功复现和预测出了观测到的星系中最大的恒星股流和壳层结构。无论是在与空间位置相关的恒星密度上，还是在恒星视向距离与视向速度上，模型模拟结果和观测结果都高度吻合。通过定量匹配观测和模拟结果，研究者的模型可以对并合前身天体的轨道和质量、碰撞发生的时间和仙女座星系的总质量给出约束条件。并合前身星系质量为10-50亿倍太阳质量，星系碰撞大约发生在10亿年前。根据预测，这类次并合事件对仙女座星系的星系盘影响很小，产生的恒星股流和壳层结构应包含大部分从并合前身天体剥离出的恒星。

图三：银河系的恒星股流示意图

来源：Wikipedia

对仙女座星系星系盘的观测也显示它具有活跃的并合历史。其星系盘拥有一个大质量的、相对长寿的产星环（star-forming ring），直径约10kpc（约3.26万光年）。这个产星环在过去40到20亿年具有明显而广泛的恒星形成过程，它的厚度很大，而且恒星年龄与速度弥散的相关性很高。

仙女座星系的内晕中也有一批盘族恒星（disk stars），它们被“加热”而具有类似恒星晕的运动学特性。此外，近期的研究表明，一个恒星盘在富气并合（gas-rich merger）后可能继续留存或者被重建。这一发现推动了探究主并合事件可能性的数值模拟，人们希望通过模拟，研究主并合事件是否会同时造成仙女座星系恒星盘的扰动、产生大的恒星股流和壳层系统。研究者通过对仙女座星系的并合事件进行高分辨率流体动力学模拟，探究在单次并合中，星系的恒星盘、巨大恒星股流、壳层和内晕可以恢复到何种程度。对于质量比4:1的并合事件，人们在模拟中对于M31恒星盘与恒星晕的大尺度性质得到了很好的定量拟合结果，对潮汐碎屑的形态得到较好的定性拟合关系。

图四：仙女座星系（M31）的恒星晕。在星系外周有大量在引潮力作用下产生的恒星晕。虚线圆圈表示星系直径。M31的直径约150kpc（千秒差距）

D’Souza和Bell两位研究者采取了不同的策略。他们通过模拟宇宙尺度上星系的形成和生长模型，分析了星系及恒星晕的统计系综特性。研究中的一类星系模拟的例子在许多方面与仙女座星系类似：二者的恒星质量都约为5-20×10^10倍太阳质量，位力质量都约为0.73-2.21×10^10倍太阳质量；二者的恒星晕质量都在增加，金属度（metallicity）也类似。他们发现，这类星系的吸积历史都相对一致：它们几乎都在最近50亿年里吸积了一个大质量（10^10-10^11倍太阳质量）、富金属的产星星系。模拟结果表明，这些星系在与大质量星系并合后，会产生规则的、转动的内恒星晕，以及富金属的星周碎屑。很多情况下，并合还会产生明显的富金属潮汐流。

相比旨在重现仙女座星系细节的模拟，上述大尺度宇宙学模拟的分辨率并不高。因此，上述模拟并不能用于定量比较星系之间的特征。不过，宇宙尺度上的模拟将星系置于更大而全面的背景环境之中，使研究者们得以更好地理解和阐释星系内部结构的特性。D’Souza和Bell首先假设仙女座星系不是一个极端离群的例子——也就是说对类似星系的模拟结果对仙女座星系具有参考价值。继而，他们结合观测数据，提出了可能性最高的仙女座星系并合历史图景：仙女座星系曾经与一个质量相仿的富金属星系（1-5×10^10倍太阳质量）发生单次并合。仙女座星系的转动内恒星晕和巨大的恒星股流与壳层系统就是这次并合后形成的。这种规模的星系并合也会影响仙女座星系恒星盘的形态。

M32是一个富金属的致密矮椭圆星系，距离仙女座星系（M31）的核心仅5千秒差距。在上述星系并合的图景下，显然它很可能是仙女座星系与富金属星系并合后剥离出的遗迹。然而，这种看法面临着一些挑战。高分辨率数值模型重现了次并合事件后仙女座星系的结构，模拟结果显示遗迹目前应位于仙女座星系的东侧，而这个位置离M32很远。此外，对主并合的高分辨率流体动力学模拟重现了仙女座星系的恒星盘结构，根据这一模拟的预测，两星系的星系核应在20-30亿年前并合。

图五：M31与M32的相对位置。M32是一个富金属的致密矮椭圆星系，距离仙女座星系的核心仅5千秒差距。此外，图中右下角的星系是M110。

因此，关于M32的这一假设还需要更多的探讨和证据。例如，在定量重现仙女座星系晕和潮汐遗迹特征时，如果能找到某种情形，使现存并合遗迹恰好位于M32的位置上，且二者具有一致的视向速度，将有力支持这一假设。另一个必要的研究方向是提高主并合模拟的分辨率和仿真程度（如使用仙女座星系盘的真实数据），并对精细建模结果和观测数值进行对比。然而，这类主并合模拟要消耗比次并合模拟多得多的计算资源。为了使模拟可行，人们需要依据观测数据严格限制模拟的参数空间。比如，M32相对仙女座星系横向运动的测量值就是一个有力的限制因子。

综上所述，D’Souza和Bell的研究表明，仙女座星系晕和恒星盘形态可以解释为一次近期大质量（大于10^9.5倍太阳质量）星系并合的结果。倘若不是这样，那么仙女座星系的并合历史就会大大不同于模拟中的类似星系。此外，如果M32的确是星系并合中抛出的一个星系核，那么这暗示着仙女座星系的并合历史相比其他多数同等质量的星系，可能更为激烈（因为目前依据类似星系并合的模拟结果，尚未找到符合这一条件的解）。如果仙女座星系的并合历史的确是一个特例，这一发现将严重限制我们把对仙女座星系恒星晕的研究结论应用于星系形成理论中。不过同时，这也将意味着我们发现了一种特殊的情况，并得以借此机会深入研究活跃的并合历史对旋涡星系的影响。

名词解释：

主并合（major merger）：两个等质量星系发生并合。

次并合（minor merger）：两个质量差异悬殊的星系发生并合。

恒星晕（stellar halo）：星系晕（galactic halo）指一个星系在主要可见盘状部分以外成球状的延展区域，恒星晕指这一区域中含有恒星的部分。

恒星股流（stellar stream）：曾经是球状星团或矮星系的一组恒星在潮汐作用下（如发生星系并合时），被撕扯成股状，围绕星系转动所形成的结构。

统计系综（statistical ensemble）：用统计方法描述热力学系统的统计规律性时引入的一个基本概念，指大数处在相同的宏观条件下，彼此独立而全同的系统的集合，用以描述一个系统中状态的概率分布。举例而言，想象很多个（比如10^100个）完全一样的初始系统，每个系统都按一定的方式依概率演化。在某个时刻，我们求一个关于系统的物理量（比如系统的温度），统计系综就会给出这些系统中温度的概率分布，而这其中最大概率对应的温度就是统计系综给出的温度值。

位力质量（virial mass）：一个引力系统的位力半径内所含物质的质量。

金属度（metallicity）：天文学上，金属度指恒星中除氢、氦以外的元素的丰度。

潮汐流（tidal stream）：天体物理中，潮汐流指星团和星际气体在星系引潮力的作用下，形成股流状的结构。