“奇异”矮星系的身世之谜 | 赛先生天文-凯时尊龙官网

撰文 | 张红欣（中国科学技术大学）

责编 | 韩越扬 吕浩然

19世纪末，照相底片巡天观测开启了星系结构的定量化研究。到了20世纪中叶，近邻宇宙中最常见的星系形态类型都已经被发现。同一时期，人们将正常星系划分为椭圆星系、透镜星系、旋涡星系三类，而将那些无法归入以上三类的统称为不规则星系或奇特星系。爱德文·哈勃（edwin hubble）等人针对正常星系，发展了一套简洁的形态分类系统（hubble 1926），也就是星系分类中使用最广泛的“哈勃序列”或“哈勃音叉图”。天文学家通过观测发现：哈勃序列上的星系类型在50亿年前就已经全部存在了。

图1：经过扩展和修正的哈勃序列，图片来源：kormendy & bender（1996）

哈勃序列的强大之处在于，它仅基于几个连续分布的形态参数，就将当时已发现的大多数星系囊括其中。沿着哈勃序列从左往右，星系的中心聚集度越来越低，旋涡星系的旋臂结构也越来越不显著，最后甚至“乱作一团”（图1最右部分）。人们习惯把靠近哈勃序列左侧的星系称作早型星系，而把右侧的称作晚型星系。

虽然哈勃序列是一个形态的序列，但人们发现，它有一些重要的特点，比如越靠近序列右端的星系，越倾向于具有更低质量、更高比例的年轻星族等等。这些“额外”的特点赋予了哈勃序列更为丰富的内涵，也是哈勃序列在星系分类方案中能够保持主流地位的一个重要因素。

正如食物链底端的生物数量远大于顶端的生物数量一样，处于低质量端的星系（图1右侧）数量也远高于大质量端的星系（图1左侧）数量。尽管如此，哈勃在提出其形态分类方案时，所基于的样本仍主要由最容易被观测到的大星系构成。低质量端星系的缺失是所有流量限定的巡天都面临的问题，哈勃更是将其样本中仅有的矮星系排除在了最初的哈勃序列之外，而将其归为了不规则星系或奇特星系。因此，哈勃序列一开始是为星系界的少数派——大质量星系——而设计的一套分类系统。

通过将哈勃序列向右延伸，de vaucouleurs（devaucouleurs 1959）把类似小麦哲伦云的矮不规则星系放在了序列的最右端。这一延伸完全符合哈勃序列已有的“秩序”，即越靠近序列右端的星系越倾向于具有更低的中心聚集度、更不显著的旋臂结构和更小的质量等等。但是，矮星系的族群里也不只有遵守“秩序”的矮不规则星系。

沿着质量这个维度从高往低走，在大约十分之一银河系质量的地方，星系的分布出现了两个界限有些模糊的分支（图2）。

一个分支上，星系的中心聚集度低于大质量星系，且随着质量的减小而递减（疏散支），另一个分支上，星系的中心聚集度接近甚至高于椭圆星系（致密支）。还有一类游走于两个分支之间，叫蓝致密矮星系，它们近期形成的恒星的空间聚集度显著高于普通矮不规则星系。

从哈勃序列已有的“秩序”来看，这些低于十分之一银河系质量的星系，除了位于疏散支上的矮不规则星系之外，其它矮星系类型都显得很“奇异”。

中心聚集度高的矮星系被看作“奇异”星系的原因自不必多说。而对于疏散支，有一批常见的矮星系，它们形态的规则程度和平滑程度都类似于椭圆星系，但其中心聚集度显著低于后者，这正是哈勃当初将它们标记为奇异椭圆星系的原因。

站在星系质量的分叉口上，人们对于哪些才是和大质量椭圆星系对等的矮星系族群、以及“奇异”矮星系的形成机制产生了分歧。

以john kormendy为代表的学者们认为，致密支上的平滑星系是“真正”的矮椭圆星系，它们具有和椭圆星系相似的形成模式——都形成于星系间的并合；而疏散支上的平滑星系，则是矮不规则星系在气体丢失后慢慢演变而成的。基于此，kormendy等人建议：将疏散支上原本被叫做“矮椭圆星系”的那些家伙改名为球状星系，然后把“矮椭圆星系”这个名头移交给致密支上的星系。

但以alister graham为代表的学者们则认为，疏散支上的平滑星系和椭圆星系，在结构上形成了一个连续变化的序列，是名副其实的矮椭圆星系；而致密支上的那些家伙只不过是一些星系“零部件”而已。由于几乎所有致密支上的平滑星系，都是在大质量星系或星系团等“恶劣”环境下被发现的，因此一个流行的观点是，它们是一种残存的致密星系核，由其前身星系的疏散恒星“外套”被潮汐剥离后而形成。

对于蓝致密矮星系而言，导致其气体聚集，从而恒星形成活动高度集中的机制是什么呢？一种常见的观点认为，这是由近期发生的星系并合事件导致的；而笔者与合作者根据矮星系动力学热的特点提出——“剧烈盘不稳定性”机制是驱动蓝致密矮星系内气体高效内流和聚集的可能原因。

彻底揭开这些“奇异”矮星系的身世之谜并非易事。但从上文可以注意到，星系并合是辨别各派观点的一个重要因素。那么星系并合到底是怎样一个物理过程？矮星系并合对改变星系的形态又有什么“奇效”呢？

alar toomre在1977年在耶鲁大学举办的一个研讨会上，提出了旋涡星系之间可以发生并合，从而形成椭圆星系的观点。距此五年前的1972年，alar toomre和他的兄弟juri toomre利用计算机模拟星系的相互作用，成功重构出了与观测相符的潮汐桥和潮汐尾结构。自此，人们开始普遍接受这些星系的潮汐结构起源于星系相互作用的观点。

那么，星系并合是如何把以旋转为主要运动形式的旋涡星系“捏合”成以无规运动为主的椭圆星系的？原来，当质量相近的星系发生碰撞和并合时（即主并合），引力场的空间分布会剧烈且快速（几亿年左右）地变化，间接“促成”了恒星之间的快速能量交换（意味着“忘记”它们原有的运动状态），并使整个系统趋向于新的平衡。在这个剧烈弛豫（即快速趋向平衡）的过程中，并合遗迹的中心聚集度不断增大。

不过，toomre提出其星系并合及椭圆星系形成的观点时，只考虑了星系的恒星成分。这导致其理论面临三个棘手的问题。首先，根据典型星系群（galaxy groups，最利于发生星系并合的环境）中星系的数密度和速度弥散来推算，在137亿年的宇宙演化历史里，星系盘之间发生碰撞的几率低到可以忽略不计；其次，即使两个星系盘碰巧发生了相互作用，也会因为难以转移掉相互绕转的角动量，而无法发生并合；最后，椭圆星系中心附近的相空间（即速度和位置构成的六维参数空间）密度[1] 一般高于旋涡星系，而恒星系统无碰撞的特点意味着它们的并合无法提高相空间密度。

随后，人们很快找到了解决这三个棘手问题的得力“帮手”，那就是暗物质晕和气体。

首先，在上世纪70年代末到80年代初，越来越多的观测表明，星系的周围似乎普遍存在一个尺度（和质量）比其发光成分（包括恒星和气体）大一到两个量级的暗物质晕，这相应地将星系并合发生的几率提高了两到四个量级。而一旦发生并合，暗物质晕通过施加动力学摩擦，可以有效地“吸收掉”星系盘之间的绕转角动量。上述三个问题中的两个随即得到解决。

其次，和恒星成分不同，气体成分可碰撞，并且可以通过辐射降温。当两个星系以几十到几百公里每秒的速度相互接近时，其中的冷气体会以超音速发生碰撞并产生激波加热，这个过程可以把动能转化为热能，并通过辐射将其耗散掉。

并合过程中的潮汐作用会使星系显著偏离轴对称结构，这极利于气体成分转移掉角动量而流向星系中心区域，继而可能在中心“引爆”剧烈的恒星形成活动，增加并合遗迹中心区域的恒星数密度。并合导致气体内流的想法得到了计算机模拟的支持。

除了相当一部分气体被“转移”到星系中心区域之外，还有一部分气体会被潮汐力“甩”到离星系中心很远的地方（可以远达数十倍的星系半径之外）。随着星系并合的完成，绝大部分被甩出去的气体会慢慢回流，在“并合残骸”之上形成一个新的气体盘。不难想象，如果这个气体盘足够大，并且能够形成恒星，并合残骸会被慢慢披上盘状（旋涡）星系的“外衣”。

大量的观测数据表明，上述并合过程确实发生在了旋涡星系之间，而且那些经历了“凤凰涅槃”的主并合遗迹，表现出了和普通椭圆星系一致的结构特征。星系并合不但可以提高恒星形成的效率，还能够“唤醒”休眠（不再活跃地吸收物质）中的大质量黑洞[1] [2] ，触发活动星系核。

这些较为确切的观测证据都集中在大质量星系上，而矮星系并合的相关研究，进展则极为缓慢。造成这个现状的原因至少有两个方面。首先，正如哈勃序列所展示的，晚型矮星系本身往往具有不规则的形态，这给从形态来证认并合星系的常用做法带来了挑战。其次，普通矮星系的面密度较低，因而伴随并合过程的潮汐子结构也会更加暗弱，这进一步增加了证认并合事件的难度。

读者可能会问，难道矮星系并合和大质量星系并合会有很大的不同吗 ? 答案是肯定的，很可能会有，因为矮星系不简单是“微缩版”的大质量星系。

首先，星系的金属丰度和质量之间是负相关的，而金属丰度在气体冷却和恒星形成等方面扮演着重要而复杂的角色。其次，由于矮星系的自引力束缚弱，其气体分布（因而恒星形成）更容易受到星风、超新星爆发等极端反馈过程的影响。最后，矮星系的气体占比可以达到大质量星系的数倍到几十倍，由于气体和恒星系统具有截然不同的热力学性质，这势必会影响星系的演化轨迹。

图6：近期被证认的一个矮星系并合遗迹vcc848，深度光学图像揭示了并合过程中留下的延展恒星壳层结构（左图红色弧线所指示），图片来源：zhang et al. 2020a

回到“奇异”矮星系的“身世”问题上，星系并合在它们的形成中到底扮演了什么角色？科学家至今仍没给出一个绝对的答案。笔者与合作团队最近证认了一个富含气体的矮星系并合遗迹，并首次比较清楚地“描绘”了矮星系并合事件是如何影响星系的恒星形成历史和结构演化的。

这个并合遗迹的恒星总质量约为银河系的2.5%。它现在的气体和恒星质量的比值约为3。如果考虑到并合期间被恒星形成所消耗掉的气体，并合发生前的气体和恒星质量的比值约为6，这是银河系相应比值的近8倍。

暴露其并合起源的，是分布在遗迹东西两侧的恒星壳层潮汐结构。这些几乎对称分布的壳层结构，反映了前身星系是以接近正碰的角度相撞的。最外围壳层结构的面亮度低于暗夜天光亮度的千分之五！分析表明, 这个遗迹产生于对星系结构“重塑”最彻底的主并合。[1] [2] 

图7：对vcc848形成的多体／流体动力学计算机模拟，图中展示了恒星成分沿视线方向的面密度分布随着星系并合的演化，图片来源：张红欣

对这个并合事件的计算机模拟表明，大约在14-15亿年前，两个星系以不到一百公里每秒的相对速度接近（如果速度太快，就只会擦肩而过而不发生并合），并发生了首次碰撞。此后，它们便“飞蛾扑火”般地在引力支配下反复对冲，直至被潮汐力彻底瓦解。

恒星形成方面，并合过程中的平均恒星形成率是并合前的7-10倍。这使得恒星总质量在不到星系年龄10%的10亿年里增加了约70%。这些新形成的恒星并不集中在遗迹的中心区域，而是分布在围绕中心约五千光年的范围内。由于并合趋于尾声，整个系统的恒星形成的强度已经降到了普通矮不规则星系的水平。

结构演化方面，并合遗迹的恒星面密度大体上以指数函数的形式，从内向外下降，这表明其以盘结构为主。此外，对气体旋转速度空间分布的分析表明，遗迹的中心质量密度（包括重子物质和暗物质）和普通矮不规则星系相似，但远低于典型的（蓝）致密矮星系。

图8：vcc848在星系中心“恒星面亮度—质量密度”平面上的位置。实心五角星代表直接测量值，空心五角星代表做过倾角改正后的值。图片来源：张红欣

也就是说，虽然这个星系的中心面亮度符合对蓝致密矮星系的定义，但从质量分布上来看，它是一个正常的矮不规则星系。

在这个已经趋于尾声的并合事件里，低中心聚集度的矮星系没有被“捏合”成致密星系。其中的主要原因还未完全搞清楚。除了上文提到的金属丰度低和自引力束缚弱两个方面，我们还意识了到以下可能：

气体成分的占比远高于恒星成分时，会导致两个相互关联的后果。一方面，由于具备“碰撞”和“辐射降温”这两个特质，气体成分会先于恒星成分建立起新的准平衡状态，使整个系统的引力场很快趋于稳定，而处于“从属地位”的恒星成分则不能充分施展其“剧烈弛豫”的“本事”；另一方面，“微弱”的恒星成分在并合过程中不能提供强劲的引力扭矩，这可能会降低气体转移角动量和内流的效率。

并合遗迹的形态特征，如中心聚集度和质量面密度轮廓等，主要取决于前身星系之间的质量比，而不在于碰撞的角度。因此，以上研究结果对于富含气体的矮星系主并合具有一般性的启示意义。当然，全面理解星系并合对矮星系演化的影响需要对较大的样本开展类似的研究。

如果星系并合不能将低面密度矮星系“捏合”成高中心聚集度的星系，那就不排除“疏散支”上的一些矮椭圆星系曾经历了并合，而笔者团队也确实在一些矮椭圆星系中发现了主并合留下的痕迹。因此，不能因为其疏散的“外表”而判定其形成模式一定不同于椭圆星系。

“疏散支”上的矮不规则星系和矮椭圆星系之间，在结构上似乎没有不可逾越的鸿沟。因此，环境因素，如冲压剥离、潮汐扰动等，将矮不规则星系“改造”成矮椭圆星系是可能的。对于致密矮星系，环境因素可能在其形成过程中扮演了最重要的角色，但具体是哪些环境因素却仍然是个谜。北京大学的杜敏等人最近提出了“冲压约束”机制来解释致密矮星系的形成。

宇宙的原初星系和矮不规则星系在质量、气体占比和金属丰度等方面接近。因此，星系并合在星系形成的最初阶段可能无法推动星系结构的快速演化。

限于篇幅，本文聚焦在了星系并合的“作用机理”上，而没有在宇宙学框架下去探讨其在星系演化历史中扮演的角色。值得一提的是，虽然旋涡星系的主并合可以形成椭圆星系，但近年来的研究表明，对于相当一部分的椭圆星系，主并合可能只在其形成之初扮演了重要角色。在不同的宇宙时期，星系自身的性质和所处的环境不同，推动其演化的主要机制也会不同。