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日志

 
 

新银河系:它的形成过程的印记(Freeman 和 Bland-Hawthorn 2002)(上)  

2013-02-26 16:28:28|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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Annu. Rev. Astron. Astophys. 2002, Vol. 40: 487-537

新银河系:它的形成过程的印记

The New Galaxy: Signatures of Its Formation

肯·弗里曼(Ken Freeman

澳大利亚首都特区韦斯顿克里克澳大利亚国立大学斯特罗姆洛山天文台(Mount Stromlo Observatory, Australia National University, Weston Creek, ACT 2611, Australia; kcf@mso.anu.edu.au

乔斯·布兰德—霍桑(Joss Bland-Hawthorn

澳大利亚新南威尔士州伊斯特伍德英澳天文台(Anglo-Australian Observatory, 167 Vimiera Road, Eastwood, NSW 2122, Australia; jbh@aao.gov.au

 

摘要

星系的形成和演化是天体物理学中的一大突出问题。在等级成团形成的大前提下,我们对于星系如何形成,就如我们自己的银河系怎么会存在的一样,只有一幅很粗糙的图画。关于各种星族与原云元可能成协(紧随)的具体物理图画远远超出了我们目前的认识。一些重要的线索已经开始既在银河系中(近域宇宙学)、又在高红移宇宙中(远域宇宙学)浮现出来。这里我们集中来看看银河系提供的化石般的证据。对银河系的细致研究是认识涉及重子耗散的复杂过程的核心。这是向着建立成功的星系形成理论跨出的必要的第一步。

 

关键词:宇宙学、本星系群、星族、恒星运动学

 

序言

新银河系

温伯格(Weinberg1977 年论文曾说:“星系形成理论是天体物理学中的一大突出问题,一个今天看来离开解决还很远的问题。”过去的二十年,虽然已经取得了很大的进展,可是温伯格的论断在很大程度上依然正确。

埃根(Eggen)、林登—贝尔(Lynden-Bell)和桑德奇(Sandage1962 年论文(ELS)曾首先指出,可以运用恒星的化学丰度和恒星动力学来研究星系的历史状况;这很可能是一篇在星系形成方面最有影响力的论文。埃根、林登贝尔和桑德奇研究了高速恒星的运动,发现当金属丰度降低时,恒星的轨道能和偏心率增大,而它们的轨道角动量则减小。他们推断,贫金属恒星位于晕中,是在相对均匀、孤立的原银河系云从宇宙膨胀中解耦之后不久的快速坍缩期间生成的。埃根、林登贝尔和桑德奇进行了广泛的评论,提出这种原云以大约 108 年的时标平滑、单一地坍缩。然而桑德奇 1990 年论文强调,这讲得有点过分明确了;一次平滑的坍缩不是他们由恒星运动状况得出的推论之一。

1977年,埃根、林登贝尔和桑德奇的这幅图画受到了塞尔(Searle)的挑战[塞尔 1977 年论文;也见塞尔和津恩(Zinn1978 年论文]。塞尔指出,银河系球状星团的金属丰度有很大的分布范围,它们基本上与离开银心的距离无关。他们认为,这可以解释为晕是在很长的时期内由一些质量为 ~ 108 M 的独立碎块构建起来的。相反,在埃根、林登贝尔和桑德奇的图画中,晕是在快速的自由下落坍缩中形成的。可是晕场星,像球状星团一样,现在也已认为,它们的年龄存在20 30 亿年的弥散[马尔克斯(Marquez)和舒斯特(Schuster1994 年论文];对此新的评论,可参看桑德奇和卡恰里(Cacciari1990 年论文。当前普遍接受的一种看法,即观测结果证明了晕的确是在一个很长的时期内由内落的碎块构建起来的,已在剧烈地争论了许多年后得到了发展。

与这一争论平行的是在宇宙学理论研究中发生的变化[例如皮布尔斯(Peebles1971 年论文; 普雷斯(Press)和谢克特(Schechter1974 年论文]。从早期宇宙开始依靠较小单元等级成团聚集形成星系的思想很容易与塞尔和津恩由小碎块形成银晕的观点合拍。对这些小碎块进行证认的可能性已经出现在埃根早期对移动星群的研究之中,而现在已经成了恒星动力学理论和观测研究的一个活跃领域。这位重构原星系的至少某些特性提供了可能性,并因此改进了我们对于星系形成过程的基本认识。

我们可以把这种方法推广到银河系中的其他子系。我们要强调了解银盘形成过程的重要性,因为银盘是大部分重子所在的地方。关于原银河系重子特性的信息虽然很多已经在形成银盘的耗散过程中丧失了,但是对银盘早期特性的类似的动力学探测可以展示出银盘的形成过程,至少可以回溯到最后的大耗散时期。很明显的还有,我们没有必要把这种探测仅限于恒星动力学方法。大量化石般记录下来的信息被封闭在银河系各个子系恒星的化学元素具体分布之中,由此提供的机遇正是我们将要讨论的内容。

我们已经进入了一个星系研究的新纪元,我们现在可以用更广泛和更集中的方式研究银河系早期的化石般的遗迹,不只是在银晕中,而且包括银河系各个大光度的子系。这就是我们称为“新银河系”的用意所在。这一研究的目的是要尽可能完善地重构早期银河系的历史。我们将对迄今已经得到的成果进行评论,并为将来的研究指出某些道路。

近域和远域宇宙学

我们要重构早期银河系的历史,这意味着什么?我们探究的是对一系列导致银河系形成的事件的具体的物理认识。从理想上说,我们想要把银河系的各个子系与各个原云元紧密地联系起来(即成协)——这些原云元是重子的仓库,为银河系中的恒星提供燃料。

根据理论,我们采用的结构形成的主要观点依据的是由冷暗物质(CDM)大尺度分布引力驱动的等级成团过程。冷暗物质模型提供了一些在宇宙学背景中星系形成的很简单的模型[皮布尔斯 1974 年论文;怀特(White)和里斯(Rees1978 年论文;布卢门撒尔(Blumenthal 等人 1984 年论文]。早期宇宙中结构增长的 N 体模拟和半解析模拟成功地再现了星系的某些特性。当前的模型包括了气体压强、金属的产生、辐射冷却和加热、以及对于恒星形成的描述。

暗物质晕的数密度、特性和空间分布对于冷暗物质已经了解得很清楚[谢斯(Sheth)和托尔门(Tormen1999 年论文;詹金斯(Jenkins等人 2001 年论文]。然而,计算机程序离开逼真地模拟在复杂的等级成团暗物质中如何由重子产生可以观测到的星系还很远。这是为建立一种星系形成的可行理论或工作模型必不可少的第一步。

在这篇评论中,我们的处理针对的是银河系的观测结果,在冷暗物质等级成团的广泛的视野内加以解释。在银河系内很多可以观测到的现象与在很久以前在高红移处发生的事件有联系。图 1 表明了在 LCDM 模型中回退时间与红移之间的关系:当代观测宇宙学中离散源的红移范围(z < ~ 6)非常接近银河系中最年老的子系的已知年龄。银河系(近域宇宙学)提供了与遥远宇宙(远域宇宙学)的联系。

在我们对有关的数据作具体的评述之前,我们先给出一幅涉及星系形成的一系列事件的描述性工作图画。为了保持叙述的连续性,在这篇评论的主体中将给出有关的参考文献,在这些参考文献中对这些问题有更详细的讨论。

 

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1.  对于五种不同的宇宙模型,回退时间与红移和宇宙大小的关系[莱恩威弗(Lineweaver1999 年论文]。银晕的年龄(t Gal)和银盘的年龄(t disk)用阴影区域表示。

 

星系形成过程的一个工作模型

在大爆炸以后不久,冷暗物质就开始驱动重子使它们局部密度升高。在第一批原始分子云坍缩后形成了第一批恒星;这些恒星造成了再电离时期。大约在这个时候,一些最早的可以识别出来的原云也许已经开始聚集。

在冷暗物质模型中,星系的暗晕首先聚集在一起,然而很可能,它的增长一再继续到现在。在某些星系中,气体吸积的第一阶段建立起了恒星核球、中央黑洞、第一批晕恒星和球状星团。在银河系和类似的星系中,恒星核球较小,也许是后来由内银盘中的恒星形成的。

银河系演化的早期特征是剧烈的气体动力学活动和吸积事件,这导致第一批球状星团内部密度很高,并且也许导致了众所周知的黑洞质量与恒星核球弥散度关系。恒星核球与大质量黑洞在这一活动时期也许曾一起增长。我们把这一时期与 z ~ 1 以前的“黄金时代”联系在一起,当时恒星的形成活动和吸积盘活动都达到了高峰。

在那时,由核球到外晕存在强烈的金属梯度。  银核中金属快速地增丰,使得到 z ~ 1 时平均金属度高达 [Fe/H] ~ -1 ,或者还要高。  就此而言,  我们可以理解为什么我们今天观测到的内恒星核球不但年老而且比较富金属。  第一批晕恒星( [Fe/H] -5 -2.5)在更广大的空间里形成,其时间据推测要回退到原云最早的阶段。第一批球状星团是在同样的空间里由气体剧烈的相互作用形成的([Fe/H]  -2.5 -1.5)。我们现在相信,许多晕恒星和球状星团是早期伴星系的遗迹,这些伴星系在被银河系吸积之前经历了独立的化学演化。

[Fe/H] 的弥散度,以及化学元素的相对分布,是探明银河系每一个子系演化的主要依据。如果初始质量函数是不变的,那么不同子系的平均丰度就给出了在它们形成之前 II 型超新星增丰数量的粗略指标,不过我们注意到,随着时间流逝,Ia 型超新星事件也会使 Fe 的比例增加。对于处在一个冷却后的系统中的给定的一团气体,只需要几次 II 型超新星事件就可以达到 [Fe/H]  -3 ,而 30 100 次这样的事件则可以得到 [Fe/H]  -1.5 1000 次这样的事件也许可以达到太阳的金属度。我们想要强调,[Fe/H] 不是一只时钟,它只是超新星发生次数和给定的一团气体所处势阱不同深度的一种量度。

在“黄金时代”的后几个阶段,大多数重子开始第一次下落成一个盘。两个关键性的观测结果突出了我们对于这一主要的重子耗散时期的情况还很不了解。首先,没有一颗 [Fe/H] < -2.2 的恒星与盘一起旋转。其次,与伴随“黄金时代”的一切活动无关,  至少 80 % 的重子看来是在好几十亿年的时间内逐渐落到盘上的; 如果核球在盘之后形成, 这个比例可以高达 95 %

大约 10 % 的重子位于厚盘内,这一厚盘具有 [Fe/H] ~ -2.2 - 0.5 , 相比之下, 较年轻的薄盘具有 [Fe/H] ~ - 0.5 + 0.3 。令人吃惊的是,球状星团与厚盘怎么会有相同的丰度范围,而它们的具体丰度分布则并不相同。还有年龄上也相同:球状星团的年龄范围是 120 140 亿年,而厚盘看来至少有 120 亿年的年龄。厚盘和球状星团的年龄显然都要回退到 z ~ 1 5 时的重子耗散时期。

2 汇总了我们现在对于银河系不同子系复杂的年龄与金属度分布的了解。

令人感到不解的是,厚盘和球状星团应该形成得那么早,而且在那么大的体积中,物质已经增丰到 [Fe/H] ~ -2 。来自正在演化的核心中的中央星暴的强大星风能在那段时间前后把金属分布到整个原云的内部区域吗?

最后,我们要再次强调,盘中重子的 90 % z ~ 1 起就已经安静地落到了薄盘上。

时标和化石般的证据

在我们的银河系中最年老的恒星,其年龄与“哈勃深空场”中最遥远的星系回退时间相接近(图 1)。对于这些星系,由目前我们摄取的星系光谱测得的宇宙学红移在宇宙时间开始以后的 5 % 以内。这些恒星,它们上层的大气提供了它们形成时可以利用的金属的化石般的证据。年老的银河系恒星和遥远的星系提供了宇宙历史早期状况的纪录,两者而且都隐藏着导致像我们银河系这样的星系形成的一系列事件的线索。

由远域宇宙学提供的关键性时标是预期在星系演化的较早阶段看到它们的回退时间。可是,这并不意味着这些高红移天体是未演化天体。我们知道,迄今观测到的最高红移星系(z ~ 5)的恒星核心展示出了与太阳一样的金属度,因此好像已经经历了许多次恒星形成循环[哈曼(Hamann)和弗兰(Ferland1999 年论文]。我们从早期宇宙检测到的许多光很可能是由星系的在化学和动力学上都已经演化的核心产生的。

近域宇宙学提供了一个动力学时标 t D ~ (G r ) -1/2 ,其中 r 是介质的平均密度。在径向距离 100 千秒差距处动力学时标约为几十亿年 ,因此混合时期是非常长的。于是,在更大的时标上,我们可以预料能够找到过去事件的动力学和化学痕迹,即使那里一些较小的动力学系统与银河系合并已经过了很长时间。

 

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2.   银河系不同子系的年龄金属度关系(见正文): TDO——薄盘疏散星团;TDG——厚盘球状星团;B——核球;YHG——年轻晕球状星团;OHG——年老晕球状星团。蓝色对应于薄盘场星,绿色对应于厚盘场星,而黑色表示晕场星一直延伸到 [Fe/H] = -5 的分布。

 

我们要指出,冷暗物质等级成团表现为动力学时标有很宽的变化范围,以至等级成团的不同部分可能显示出不演化阶段的星系。在这种情况下,等级成团把大尺度密度与各个星系的形态和演化联系了起来;这就是所谓形态密度关系[德雷斯勒(Dressler1980 年论文;赫米特(Hermit)等人 1996 年论文;诺伯格(Norberg)等人 2001 年论文]。在一个足够大的星系群体中,这些星系来自等级成团的一些不同区域,我们可望它们有不同的按光计权的年龄分布,因为等级成团的一部分与另一部分相比演化程度是不同的。换句话说,小尺度结构(各个星系)的演化必须在某一程度上与10 兆秒差距或更大尺度上的环境联系起来。

近域也为各颗恒星和各个星群提供了重要的演化时标(参看下面《恒星年龄测定》)。那些单颗的恒星可以用星震学[克里斯滕森—达尔斯戈德(Christensen-Dalsgaard1986 年论文;高夫(Gough2001 年论文]和核宇宙年代学[福勒(Fowler)和霍伊尔(Hoyle1960 年论文;考恩(Cowan)等人 1997 年论文]来处理。严格地说,核宇宙年代学确定的是元素而不是恒星的年龄。同龄的星群可以由主序的转出点或者较年老星族中的 He 燃烧恒星来确定年龄[恰伯耶尔(Chaboyer1998 年论文]。此外,白矮星光度函数暗端的截止提供了对较老星族年龄的重要约束[奥斯瓦尔特(Oswalt等人 1996 年论文]。现在,这些测定年龄的方法都与模型有关。

近域宇宙学的目的

我们认为,近域宇宙学的主要目的是要把一颗颗的恒星与原云元联系起来。当其他的一切由于耗散和剧烈的弛豫而搞得乱七八糟的时候,某些运动积分很可能是守恒的。我们怀疑,要完整地联系起来是不可能的。可是,某些恒星今天也许具有某些运动积分,它们与最后的耗散时期的原云有联系(参看下面《零级印记——从暗物质位力化开始保留下来的信息》)。

正如我们所评论的,银河系的不同部分曾经经历过不同程度的耗散和状态的混合。盘与恒星晕相反,前者是一种高度耗散的结构。我们在多大程度上能把产生我们今天看到的银河系的事件一一搞清楚?在宇宙早期历史上产生的不均匀性能够有一些逃过银河系早期阶段的耗散过程残留下来吗?

远场宇宙学目前把我们带回到了如微波背景中见到的最后散射时期。宇宙学家认为会有某些残留的信息自更早的时期保留下来(比较皮布尔斯等人 2000 年论文)。出于同样的想法,我们可以希望,会有一些化石般的痕迹自最后的耗散时期保留下来,这个时期就是重子耗散的主要时期,它出现在盘正在形成的时候。

要开列一份关于幸存的不均匀性的详尽的清单,将需要一部庞大的关于恒星特性的星表,这是目前还不能达到的(布兰德—霍桑 2002 年论文)。盖亚空间天体测量卫星[佩里曼(Perryman)等人 2001 年论文]将在这个十年末发射,它将获得在一个直径 20 千秒差距的球(“盖亚球”)内大约十亿颗恒星的具体的相空间坐标。在下面的《盖亚球和认识极限》中,我们将盼望着一个时间,那时所有位于盖亚球内的恒星都将具有完整的化学丰度测量结果(包括所有的重金属)。甚至在信息这样大幅度增加之后,也还存在一些基本的——但是未经证明的——限制,不能把观测到的复杂情况搞清楚。

地面和空间观测仪器获取数据速率的大幅度提高已经导致了一次信息爆炸。来自近域的许多这样的信息常常被当作不重要的细节而没有理会。不过,事实上,基本的线索已经开始浮现出来。作为现在的一项有名的发现,一次对核球恒星的测光和天体测量大巡天显示出了正在瓦解的人马矮星系的存在[伊巴塔(Ibata等人 1994 年论文],现在已在一个很大的天区中看到这个矮星系,并且看到它具有各种星族(参看下面《相空间中的结构》)。最重要的例子也许出现在核球、厚盘和晕恒星阶梯光栅分光中看到的化学印记中。在《结束语:今后的挑战》中,我们设想了一个时间,那时候大量恒星的数千条光谱线的分析将揭示出对银河系形成早期一系列事件的关键性洞察。

在这篇评论中,我们将讨论银河系中的化石般的印记。对这些化石般印记研究的一个关键的方面是可靠的时间顺序。在《恒星年龄测定》中,我们讨论测定一颗颗恒星和同龄的星群年龄的方法。在《银河系的结构》中,我们描述银河系的主要子系。在《银河系形成过程的印记》中,我们把星系形成的化石般的印记分为三部分:零级印记保存了自暗物质位力化以来的信息;一级印记保存了自重子耗散的主要时期以来的信息;而二级印记则是随后的演化中涉及的一些主要过程产生的。在《盖亚球和认识极限》中,我们盼望着一个时间,那时测量银河系中大量恒星的年龄、相空间坐标和化学特性都已成为可能。即使在那时,就能够把产生银河系的一系列事件都搞清楚了吗?我们以对于未来的某些经验性的挑战作为结束语。

恒星年龄测定

核宇宙年代学(或称宇宙计年法),或者说通过放射性衰变元素来确定年龄,已经有很长的历史[卢瑟福(Rutherford1904 年论文;福勒和霍伊尔 1960 年论文;布彻(Butcher1987 年论文]。有关的技术正广泛地使用在太阳系物理学中。一些独立的研究工作已经测得最年老的陨石年龄为 45.3 ± 0.4 亿年[冈瑟(Guenther)和德马克(Demarque1997 年论文;曼纽尔(Manuel2000 年论文]。很小的不确度反映了年龄测定是直接的。像 Rb Sr 这样成对的元素在化学上是截然不同的,并且在固化为不同的晶体颗粒期间分离了出来。同位素 87Rb 衰变为 87Sr ,可以与 86Sr 作比较,后者是一种非放射性同位素,可由一个富含 Sr 的控制样本来测量。这提供了自该陨石固化以来占 87Rb 半衰期(t 1/2 = 475 亿年)比例的一种直接的计量。

看来,直到我们对于大爆炸核合成(BBNS)和银河系早期化学演化历史有精确的了解之前,对于恒星年龄的测定不可能达到地球物理那样的精确度。一个大问题在于,据我们所知,就对于我们所要精确地知道的原来每一种同位素存在多少这一要求而言,在化学上没有任何差别。现代核宇宙年代学把放射性同位素与某种稳定的 r 过程元素(例如,NdEuLaPt)作比较。布彻 1987 年论文首先应用钍法(232Th t 1/2 = 140 亿年),并由帕格尔(Pagel1989 年论文作了改进。其他的放射性计年法包括 235Ut 1/2 = 7.0 亿年)和 238Ut 1/2 = 44.7 亿年),横井(Yokoi)等人 1983 年论文早已对它们的应用表示了关注[比较凯雷尔(Cayrel)等人 2001 年论文]。阿诺尔德(Arnould)和哥里尔利(Goriely2001 年论文提出,同位素对 187Re 187Ost 1/2 = 435 亿年)也许更适合将来的工作。

注意到上述告诫,我们要指出,有几个团组现在正在得到异常高分辨率的具有增丰 r 过程元素的恒星数据[凯雷尔等人 2001 年论文;斯内登(Sneden)等人 2000 年论文;伯里斯(Burris)等人 2000 年论文;威斯汀(Westin)等人 2000 年论文;约翰逊(Johnson)和博尔特(Bolte2001 年论文;科恩(Cohen)等人 2002 年论文;希尔(Hill)等人 2002 年论文]。对于这些恒星的一个子集,已经导出了放射性年龄[特鲁兰(Truran)等人 2001 年论文],其中归化到在陨石中观测到的重元素丰度。

一颗颗地导出恒星年龄很少还有其他的直接方法。一个很有希望的领域是星震学,这种方法依靠的是恒星核心区域中演化着的平均分子量[克里斯滕森-达尔斯戈德 1986 年论文;乌尔里奇(Ulrich1986 年论文;高夫 1987 年论文;布彻 1989 年论文]。对于太阳,高夫 2001 年论文已经测得为 45.7 ± 1.2 亿年,与上面引用的陨石年龄应该是可比的。正由欧洲航天局(ESA)考虑在这个十年末发射的爱丁顿卫星计划使用恒星震动来测定 50,000 颗主序星的年龄[吉门内斯(Gimenez)和法瓦塔(Favata2001 年论文]。

很早就已经知道,盘族恒星的年龄由于主序星所存在的年龄差异而有很大的变化范围。艾德沃德森(Edvardsson)等人 1993 年论文使用斯特龙根(Stromgren)测光对近距的 F 型主序后星一颗颗地导出了精确的恒星演化年龄,并且证明了银盘中的恒星展示出很大的年龄弥散,其年龄一直达到大约100 亿年(图 2)。恰伯耶尔等人 1996 年论文使用天琴 RR 型星的逆年龄和光度关系,求得最年老的球状星团以 95 % 的置信度老于 120 亿年,其最佳估值为 146 ± 17 亿年(恰伯耶尔 1998 年论文)。然而,依巴谷卫星测得的数据似乎表明,天琴 RR 型星距离被低估了,这会导致星团年龄向下修正为:85133 亿年[格拉顿(Gratton)等人 1997 年论文]、110130 亿年[里德(Reid1998 年论文]、102128 亿年(恰伯耶尔等人 1998 年论文)。对于一个同龄的群体(例如疏散星团和球状星团),等龄线拟合得到了广泛的使用。银晕和球状星团的年龄,由 8 组独立的巡天取平均,得出 122 ± 5 亿年(莱恩威弗 1999)。

另一些传统方法依靠对一个代表了银河系中某一特定子系的恒星群体年龄的测定。例如,吉尔摩(Gilmore)等人 1989 年论文使用在以颜色和丰度平面上分布的包络线证明所有比 [ Fe/H ] = -0.8 更贫金属的恒星都与球状星团一样年老。类似地,白矮星光度函数的暗端与一些最冷并因此最年老的恒星有关(奥斯瓦尔特等人 1996 年论文)。现在对于年老薄盘恒星群体年龄的估计,对 5 组独立的巡天取平均, 87 ± 4 亿年(莱恩威弗 1999), 然而奥斯瓦尔特等人认为是 95+118 亿年。

对于一个具有(WL = 0.7, Wm = 0.3)的宇宙模型,大爆炸发生在 140 亿年前[艾夫斯塔休(Efstathiou)等人 2002 年论文]—— 以我们看来,根据在近域和远域中得到的估值的比较,没有任何引人注目的迹象表明存在年龄上的危机。可是相对于一个绝对标度来说年龄测定的不准确性,确实会引起一些问题。目前,最年老的恒星的绝对年龄可以准确到好于 20 亿年,相当于在 z = 6 z = 2 之间流逝的时间。这对于根据与恒星有关的记录来识别早期宇宙中的特定事件尤其是一个障碍。

银河系的结构

像大多数旋涡星系一样,我们的银河系具有几个可以加以区分的结构子系,它们是在银河系形成过程的不同阶段出现的。这些子系包含着关于它们形成的不同类型的印记。我们在下文中将使用其他的盘星系来说明这些子系,并且在图3中使用其他星系的图像来表明这些子系。

核球

首先,请比较 M104 IC 5249 的图像(图 3c g):这两个星系是具有大核球和没有核球的极端例子。像 M104 那样的大核球在结构上和化学上有点像椭圆星系:它们的面亮度分布遵循 r1/4 规律[例如,普利切特(Pritchet)和范·登·伯格(van den Bergh1994 年论文],而且它们的 [ Fe/H ] [ Mg/Fe ] 与绝对星等的关系表现出相似性[例如,雅布隆卡(Jablonka)等人1996 年论文]。这些特性导致了认为这种大核球快速形成的观点。较小的核球形状常常是方的,具有更高指数的面亮度分布[例如,库尔托(Courteau)等人 1996 年论文]。通行的说法认为它们也许是由恒星盘通过翘曲方式的不稳定性形成的。

旋涡星系的核球通常认为是年老的,可是在这方面了解得还很差,即使对于银河系也是如此。核球中天琴RR型星的存在表明,银河系核球中至少有某一比例的恒星是年老恒星[里奇(Rich2001 年论文]。此外,银河系核球恒星的颜色星等图表明,核球中主要是年老恒星。麦克威廉(McWilliam)和里奇 1994 年论文测量了银河系核球中红巨星的 [ Fe/H ] 丰度。他们发现,这些恒星的丰度尽管有很大弥散,但是其数值([ Fe/H ]  -0.25)与富金属盘中的较年老恒星更接近,而与晕中和球状星团中非常年老的贫金属恒星并不一样,它们与银河系核球中的行星状星云[例如,埃克斯特(Exter)等人 2001 年论文]在丰度上是一致的。

宇宙背景探测器(COBE)拍摄的银河系图像(图 3b)表明了一个适当有点方形的核球,这在一个 Sb 型到 Sc 型的旋涡星系中是典型的。图 3d 表明了一个具有方形或者花生形核球的极端例子。如果这类核球确实是由于恒星盘的不稳定性造成的,那么我们所寻求的关于早期星系的信息许多将在盘形成以及后来核球形成的过程中丧失。虽然较明亮的盘星系大多数都有核球,但是较暗弱的盘星系许多没有核球。核球的形成不是盘星系形成过程的一个带根本性组成部分。

现在来看看这些星系的盘。在例如像 NGC 4762 IC 5249(图 3e g)这类侧面向我们的盘星系中,最引人注目的子系是垂直标高约 300 秒差距的指数薄盘。这个薄盘据信是大多数重子静态耗散的最终产物,并含有几乎全部的重子角动量。对于银盘,在图 3b 中宇宙背景探测器拍摄的图像中清楚可见,我们由一颗颗的演化后的恒星和疏散星团放射性测时、白矮星冷却和等龄线估计知道,最年老的盘族恒星年龄范围在 100 120  亿年(见上面《恒星年龄测定》)。

 

新银河系:它的形成过程的印记(Freeman 和 Bland-Hawthorn 2002)(上) - wangjj586 - 星海微萤

 

3a-d. a)银河系的草图,表明了恒星盘(浅蓝色)、厚盘(深蓝色)、恒星核球(黄色)、恒星晕(芥黄色)、暗晕(黑色)和球状星团系统(圆点)。恒星盘的半径大约是 15 千秒差距。重子和暗物质晕一直延伸到半径至少 100 千秒差距处。(b)用宇宙背景探测器卫星上搭载的漫射红外背景实验(DIRBE)仪器得到的银河系红外像 [ 我们感谢美国航空航天局戈达德(Goddard)航天中心和宇宙背景探测器科学工作团组提供了这幅图像 ] 。(cM104 ,一个具有大恒星核球的正常盘星系(取自英澳天文台)。(d)哈勃空间望远镜拍摄的致密星系群希克森(Hickson87;一个星系由于与这个星系群的其他成员发生动力学相互作用,恒星核求具有如花生一样的形状。

 

新银河系:它的形成过程的印记(Freeman 和 Bland-Hawthorn 2002)(上) - wangjj586 - 星海微萤

  

3e-h.  eS0 型星系 NGC 4762 的图像(DSS 数字化巡天),表明了它的薄盘和恒星核球。(fNGC 4762 的一幅更深的图像(DSS 数字化巡天),表明了它的延伸范围更大的厚盘。在(e)和(f)中的箭头的根部表明了厚盘变得亮于薄盘处离开星系平面的高度[特西科迪(Tsikoudi1980 年论文]。(g)纯粹盘星系 IC 5249 的图像(DSS 数字化巡天),表明了它只有薄盘而没有恒星核球。(hIC 5249 的一幅更深的图像(DSS 数字化巡天),表明了没有可见的厚盘,然而在很深的面测光中还是能检测到一个非常暗弱的厚盘。

 

盘是盘星系中起决定作用的恒星子系,而且,了解它的形成,按照我们的观点,是信息形成理论最重要的目标。关于重子在盘形成以前状况的信息虽然许多已经在耗散过程中丧失,但是还是有某些踪迹遗留了下来,而且我们将在下一节中讨论它们。

许多盘星系显示出还有另一个较暗弱的盘子系,这个盘子系具有较大的标高(典型的约为 1 千秒差距);这个盘子系称为厚盘。IC 5249 的很深的面测光表明,包围着薄盘的只是一个非常暗弱的厚盘[亚伯(Abe)等人 1999 年论文]:请比较图 3g h 。在侧面向着我们的 S0 型星系 NGC 4762 中,我们看到围绕着它的非常明亮的薄盘的是一个远远亮得多的厚盘(特西科迪 1980 年论文):这个厚盘通过比较图 3e f 很容易看到。银河系具有一个很显著的厚盘(吉尔摩和里德 1983 年论文):它的标高( ~ 1 千秒差距)达到薄盘标高的 3 倍左右,它的面亮度约为薄盘面亮度的 10 % ,它的恒星群体年龄看来老于 120 亿年左右,而且它的恒星比薄盘的恒星明显更贫金属。银河系的厚盘普遍认为是由早期恒星盘通过吸积事件或小的合并过程的加热而产生的(见下面《吸积对盘的加热作用》)。

厚盘对于研究银河系形成过程印记来说也许是最显著的子系之一,它给出了(加热后的)早期盘状态的一幅凝固的遗像。虽然某些看上去好像是纯粹的盘星系,如像 IC 5249 那样,确实具有暗弱的厚盘,但是另有一些这样的星系根本没有厚盘[弗赖伊(Fry)等人 1999 年论文]:这些纯粹的盘星系除了薄盘以外没有任何其他可见的子系。与核球的情况一样,厚盘的形成不是星系形成过程一个带根本性的组成部分。在某型星系中,盘的耗散形成显然是一个非常安静的过程。

恒星晕

还有两个子系,在其他的星系中不容易看到,而在图 3a 中以示意的方式表示了出来。这第一个子系是贫金属的恒星晕,在银河系中现已非常清楚,它是一个由贫金属的球状星团和场星组成的群体。 它的质量只是银河系全部恒星总质量的约 1 %(约为 10 9 M)[例如,莫里森(Morrison1993 年论文]。如果在其他星系中观测,银河系晕的面亮度将低得连它的弥散光也检测不到。在本星系群的其他星系中,它可以看得到,有可能检测到一颗颗已经演化了的晕族恒星。银河系的贫金属晕对于研究星系形成来说是非常令人感兴趣的,它是如此的年老:它的大多数恒星年龄很可能老于 120 亿年,而且很可能是在最早形成的银河系天体之列。银晕具有幂律的密度分布,r  r -3.5 ,但是这一分布看来与不同的恒星群体有关[维瓦斯(Vivas)等人 2001 年论文;千叶(Chiba)和比尔斯(Beers2000 年论文]。与盘和核球不一样,晕的角动量接近于零(例如,弗里曼 1987 年论文),而且它几乎完全靠它的速度弥散度支撑着;它的某些恒星有非常高的能量,离银心至少有 100 千秒差距[例如,卡尼(Carney)等人 1990 年论文]。

通行的观点认为,银晕至少部分是通过吸积贫金属的小伴星系形成的,这些伴星系在被银河系吸积之前经历过某种独立的化学演化(塞尔和津恩 1978 年论文;弗里曼 1987 年论文)。虽然我们现在还在看到这样的吸积事件发生,人马矮星系正在发生潮汐瓦解(伊巴塔等人 1995 年论文),但是这类事件大多数应该发生在很久以前。伴星系的吸积会在动力学上加热薄盘,因此银河系中占主要地位的薄盘的存在意味着这一构建晕的吸积过程大部分可能发生在 ~ 120 亿年以前的厚盘形成时期之前。我们有望看到这些吸积事件中至少某些事件在动力学上尚未混合的残迹或者说化石般的纪录[例如,赫尔米(Helmi)和怀特 1999 年论文]。

在银河系的所有子系中,恒星晕提供了仔细探测它的形成过程最好机会。识别各个来自共同的前身伴星系的晕族星群确实是可能的[埃根 1977 年论文;赫尔米和怀特 1999年论文;哈丁(Harding)等人 2001 年论文;马耶夫斯基(Majewski)等人 2000 年论文]。不过,如果这幅吸积图景是正确的,那么恒星晕正是银河系在其生命早期吸积的一些小天体残留下来的恒星。虽然也许有可能把这些残留的恒星分辨开来,把一颗颗晕族恒星与特定的前身联系在一起,但是这有可能告诉我们更多关于矮星系早期化学演化的情况,而关于星系形成过程的基本问题则涉及得较少。我们认为,我们银河系的薄盘和厚盘保留了关于银河系如何形成的大多数信息。然而,我们注意到,流行的等级成团冷暗物质模拟推测有比现在贯彻到的多得多的伴星系。因此,确定已经被吸积形成了银河系恒星晕的伴星系数量,将是非常令人感兴趣的。

我们应该记住,恒星晕只占星系重子的一小部分,并且在动力学上与其余组成了恒星的重子有所不同。我们还应该注意到,银河系的恒星晕也许不具有代表性:盘星系的晕差别十分大。例如,M31 的晕遵循 r 1/4 的规律(普利切特和范·登·伯格 1994 年论文),并且平均比我们银河系的晕远为更富金属[德雷尔(Durrell)等人 2001 年论文],尽管其中也有非常贫金属的恒星。很可能,更应该把它看作是一个大核球的外部区域,而不是一个截然不同的晕子系。其他的某些盘星系,例如大麦哲伦云,明显存在一个贫金属的群体,但也许位于盘内,而不是位于一个球形的晕内。

暗晕

第二个不起眼的子系是暗晕,它只能依靠它的引力场检测到。暗晕提供了星系总质量的至少 90 % ,而且它的 r ~ r -2 的密度分布延伸到至少 100 千秒差距[例如,科查内克(Kochanek1996 年论文]。据信,它是球状的,而不是盘状的[克雷泽(Crézé)等人 1998 年论文;伊巴塔等人 2001 年论文 b ;相反的观点见普芬尼格(Pfenniger)等人 1994 年论文]。在目前的星系形成图景中,暗晕起着非常重要的作用。据认为,盘是在位力化球状晕的势中通过耗散形成的,而这个球状的晕本身是通过一些更小的天体相当快地聚集形成的。

冷暗物质模拟表明晕可能仍然由很强的次结构形成(见下面《冷暗物质等级成团的印记》)。如果这是正确的,那么聚团的晕将继续影响银盘的演化,并且晕的残留的次结构是它形成过程的化石性的纪录。如果暗物质是颗粒状的,那么也许可以通过背景星系光的引力透镜效应来研究这种次结构的动力学[维德罗(Widrow)和杜宾斯基(Dubinski1998 年论文;刘易斯(Lewis)等人 2000 年论文]。另一种可能性是寻找背景类星体引力透镜图像中河外星系周围次结构的印记[梅特卡夫(Metcalf2001 年论文;千叶 2001 年论文]。从球状星团散布出来的潮汐尾巴对晕的次结构看来很敏感(伊巴塔等人 2001 年论文 b),不过对于矮星系情况并非如此[约翰斯顿(Johnston)等人 2001 年论文]。

    在上面提到的一些限制中,银河系的这些截然不同的子系都保存着它的过去的印记,并由此给出对于银河系形成过程的一些见解。我们现在讨论这些印记。

(原文中的致谢和引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)

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