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日志

 
 

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

2013-02-26 17:39:03|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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疏散星团 在近域宇宙学的范围内,我们认为厚盘以及薄盘中的年老疏散星团都属于最重要的研究对象之列。疏散星团是弗里尔 1995 的一篇杰出和全面的评论的题目。在这里,我们概括一下对于我们的目的来说最重要的那些特性。

年老和年轻的疏散星团都是薄盘的一部分。它们的一个关键属性是它们提供了研究变化的一条直接的时间线,我们将在下面的《盖亚球和认识极限》中加以探讨。追念老的税收系统年龄超过100亿年,成了重要的化石般天体(菲尔普斯和简斯 1996 年论文)。在《盘能保存化石般的信息吗?》中,我们已经指出,这些化石般的星团得以幸存下来,本身就是一个令人感兴趣的问题。弗里尔 1995 年论文发现,在银心距 7 千秒差距之内,没有一个年老疏散星团;在这一区域内的年老疏散星团很可能已被破坏,或者转移到了中心区域以外[范??伯格和麦克卢尔(McClure 1980]。很早以前就已经认识到,疏散星团是幸存还是破坏,就如走在悬崖边上一样[金(King1958 年论文 a b c]。

 

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

 

8. a)比毕星团年轻的疏散星团离银道面高度随银心距 R gc 的分布(弗里尔 1995 年论文)。太阳位于 8.5 千秒差距处。(b)年龄等于或大于毕星团的星团的分布。(c)疏散星团展现出一种完全确定的丰度梯度。(d)在对星团的丰度作了径向丰度梯度的改正之后,已看不出再有年龄与金属度梯度存在。

 

简斯和菲尔普斯 1994 年论文发现,就如盘中的场星一样,年老星团群体(相对于毕星团而言)具有标高为 375 秒差距的指数分布,而年轻星团群体的标高为 55 秒差距(图 8a b)。另外,也像场星一样,在疏散星团群体中没有看到垂直丰度梯度(弗里尔和简斯 1993 年论文),然而径向梯度的存在完全可以肯定(弗里尔 1995 年论文;··伯格 2000 年论文)。对于年老疏散星团,特沃罗格等人 1997 年论文声称有迹象表明具有阶梯状的径向金属度分布,其中在10 千秒差距以内 [Fe/H]  0,而在更外层的盘内,则跌落到 [Fe/H]  -0.3 。可是,在一些年轻天体中,例如 HII 区和 B 型星中,看不到这种情况[亨利(Henry1998 年论文]。

在图 8c 中,两个分别为年老和年轻的星团群体表明了基本相同的金属度径向变化。弗里尔 1995 年论文在对可以利用的观测结果进行评论之后,没有发现任何证据能证明疏散星团存在年龄与金属度的关系(图 8d)。她同意埃根和桑德奇 1969 年论文的意见,指出在盘的整个年龄范围内,在盘中的任何位置,最年老的星团在化学组成上具有与远为年轻的星团一样的丰度。

这些值得注意的观测结果看来表明,在重子耗散的主要时期之后很短的时间内,薄盘至少已经在远达 15 千秒差距的范围内建立了起来。最年老的疏散星团在年龄上与厚盘很接近。因为,在《由吸积造成的盘加热》中,我们已经指出了厚盘很可能是在盘形成以后的短时间内薄盘的一幅快速冻结起来的图画,所以我们可以期待厚盘的截止位置(见上面《全局量的印记》)反映了在蒸发产生厚盘的事件发生的那个时期薄盘的延伸范围。

 

球状星团 我们长期以来一直觉得,球状星团是原银河系时代的一些剧烈过程的化石般的遗迹[皮布尔斯和迪克(Dicke1968 年论文]。可是现在越来越怀疑,球状星团正在告诉我们的更多是关于球状星团的事情,而不是有关星系起源的信息[哈里斯(Harris2001 年论文]。银河系有大约 150 个球状星团,其中 20 % 位于离开银心几千秒差距之内。它们在今天的恒星晕的光和质量中所占的比例(2 % )可以忽略。它们的意义在于它们的年龄。外晕中最年老的球状星团年龄达 130±25 亿年(90 % 置信度)。

在内晕和外晕中以及大麦哲伦云和近距的天炉和人马矮星系中,最年老的球状星团的年龄显得引人注目地一致。 精确到 ±10 亿年,球状星团开始形成的时间在以我们银河系为中心的半径 > 100 千秒差距的整个体积内完全是同步的[达·科斯塔(Da Costa1999 年论文]。

球状星团恒星比最年老的盘族恒星、例如白矮星和最年老的红巨星还年老。这些星团,在所有的星系中和任何半径处,都比基底星系晕的光更贫金属(哈里斯 1991 年论文),但也有例外的情况。由于摩根(Morgan1950 年论文和金曼(Kinman1959 年论文的经典工作,我们已经知道,在银河系中有两类不同的球状星团。我们今天把这两类球状星团与它们的一些特性联系了起来,这方面的工作已由津恩 1985 年论文完成,他表明了这两个球状星团群体具有绝然不同的结构、运动学状况和金属度。晕族球状星团群体是贫金属([Fe/H] < -0.8)的和缓慢地自转,大致具有球状分布;而盘族球状星团群体则是富金属的([Fe/H] > -0.8)并快速地自转。

一个大的发展是在扰动或相互作用星系——例如 NGC 1275 [霍尔茨曼(Holtzman)等人 1992 年论文]、NGC 7252惠特莫尔Whitmore)等人 1993 年论文]和双天线状星系[惠特莫尔和施魏策尔Schweizer1995 年论文]——中年轻球状星团的发现。施魏策尔 1987 年论文首先猜想球状星团是在星系合并中形成的。后来,阿什曼(Ashman)和泽普夫(Zepf1992 年论文推测,哈勃空间望远镜将展现出一些年轻球状星团具有致密的大小、很高的光度和蓝的颜色。今天一些球状星团缩聚有的非常高的内部密度必定部分反映了它们形成的时候的条件。哈里斯和普德里兹(Pudritz1994 年论文给出了一个球状星团在碎裂的巨分子云中产生的模型,这些巨分子云的质量和密度恰好与塞尔—津恩模型中的那些吸积碎片相类似。

球状星团曾经被雅致地称为“煤矿中的金丝雀”[阿拉斯(Arras)和沃瑟曼(Wasserman1999 年论文]。它们承受着一定程度的瓦解影响,包括二体弛豫和它们所在星系潮汐场的侵蚀,以及它们在轨道运动中穿过星系盘和暗晕中的次结构时经受的潮汐冲击。潮汐冲击除了通过恒星质量损失造成的自破坏之外,在早期宇宙中也许是非常重要的[格内丁(Gnedin)等人 1999 年论文]。如果球状星团最初曾经大量形成,那么星团的瓦解也许对现在的恒星晕的形成作出了贡献(诺里斯和诺里斯 1989 年论文;奥尔特 1965 年论文)。银河系中的晕族场星和球状星团具有相近的平均金属度(卡尼 1993 年论文),然而,晕族场星金属度的分布与球状星团([Fe/H] = ~ -2.2)相比延伸到远为更低的金属度([Fe/H] = ~ 5)。我们还要指出,球状星团与厚盘在金属度分布范围上有惊人的相似性(~ -2.2 < [Fe/H] < ~ -0.5)。

在有核矮椭圆星系中[宾格利(Binggeli)等人 1985 年论文],通常,核提供了总光度的大约1 % ;球状星团可以看作这些伴星系剥离了可见晕质量后的核[津内克(Zinnecker)和坎农(Cannon1986 年论文;弗里曼 1993 年论文]。一种很能吸引人的前瞻性思想是,现有的球状星团有可能是原星系阶段的一些由恒星组成的碎块、即宇宙的原始构成团块剥去了外层后剩下的产物。

在塞尔—津恩的模型中,球状星团与富气体的原星系内落碎块有着紧密的联系。最近,在银河系质量最大的球状星团半人马 w 中已经检测到多种恒星群体[李(Lee)等人 1999 年论文]。半人马 w 是如何保留了为后来的星暴所需要的气体的呢?就现在看来,它曾与一个富气体矮星系成协,或者是一个在这个矮星系中生成的星团,或者是它的由恒星组成的核。今天这个星团的密度足够高,以致它能够在银河系的潮汐破坏中幸存下来,而这个矮星系的较为弥散的包层则没有能够幸存下来。完全束缚的逆行轨道支持了这样一种观点,即半人马 w 是作为一个质量更大的系统的一部分进入银河系的,其轨道由于动力学摩擦而发生了衰减。

如果球状星团是如此的古老,那么为什么最贫金属的那些球状星团的丰度还那么高?因为金属丰度增加到 [Fe/H] = -1.5 并不需要有许多恒星形成[弗瑞尔(Frayer)和布朗(Brown1997 年论文],所以球状星团的丰度也许反映了身子在最初的(暗物质+重子)系统聚到一起来之前就已经有较低程度的恒星形成活动。

年老不一定就金属度低(比较上面的《时标和化石般的证据》)。我们注意到在 z ~ 5 的地方已经检测到了 COYun,音译)等人 2000 年论文]。哈曼和弗兰 1999 年论文证明,最近观测到的在最高红移处的一些恒星群体好像具有太阳或超过太阳的金属度。我们相信,高红移处的高金属度并不是什么神秘的事情。这些系统的核的动力学时标是很短的,因此有时间形成几代恒星并发生化学增丰。就这一点而言,高红移星系的核不一定需要具有球状星团的化学特性,尽管这两类天体很可能是在差不多同样的时间形成的。

第一代球状星团也许是在原始碎块第一次聚集到一起时在合并造成的星暴中产生的。如果在晕形成时至少某些碎块在某种程度上保持了它们的同一性,那么每个碎块内少量的增丰事件就足以保证了在球状星团之间特性上的泊松弥散,以及在各个球状星团中的星族的多样性(塞尔和津恩 1978 年论文)。

 

相空间中的结构 在速度空间中展现出一致性的一类系统,是与盘成协的疏散星团。这里恒星关于太阳的共同的空间运动呈现位置星像天空中的一个点(严格地说,是一个极小的体积)会聚[博斯(Boss1908 年论文;见德·兹乌(de Zeeuw)等人 1999 年论文中最新应用]。用这种方法已经识别出十几个以上这样的系统。然而,这些系统全都是年轻的疏散星团,大多数与古德带成协。使用足够精密的运动学测量结果,也许有可能识别出一些在最近仍具有速度弥散的疏散星团,尤其是如果这个星群由于盘的外层的共振而被限制在一特定的半径范围之内。例如,费尔卿和霍尔姆伯格Holmberg2000 年论文表明,被认为 20 亿年老的富金属([Fe/H]  0.2)移动星群 HR 1614,可以用依巴谷的数据加以识别。

最近,注意力已经转到了一组不同的移动星群上来,它们认为是与恒星晕成协,并且在某些情况下明显地是与遥远的过去发生的吸积事件有关的化石般天体。这类星群存在的迹象要追溯到晕本身的发现。在划时代的埃根、林登贝尔和桑德奇 1962 年论文发表前不久,埃根和桑德奇 1959 年论文发现近距高速恒星格鲁姆布里奇(Groombridge1830 属于一个现正在穿越银盘的移动星群。

在常常的一系列论文中,埃根证人出了若干移动星群,其中有的看来包围了太阳附近区域,而另一些也许与晕成协。有关的参考文献已由泰勒(Taylor2000 年论文给出。不同的作者都曾经注意到,许多星群很难加以确认[格里芬(Griffin1998 年论文;泰勒 2000 年论文]。在过去几十年内更多的系统性巡天已经证认出了一些与晕成协的移动恒星群体(弗里曼 1987 年论文;马耶夫斯基 1993 年论文),然而这些星群中有的真实性仍旧还有争论。这些星群的真实性在确定晕的形成过程时是极为重要的。马耶夫斯基等人 1996 年论文怀疑,只要数据足够准确,在相空间中,晕中的恒星很多或者全部都能展现出聚团性。

在最近几年,银晕运动学次结构的存在已经变得很清楚。赫尔米等人 1999 年论文根据依巴谷天体测量星表识别出了在太阳附近 1 千秒差距以内有 88 颗贫金属恒星。在演绎出准确的 3 维空间运动以后,他们发现有 8 颗恒星组成了一个具有高度显著性的星群,这个星群在相空间中似乎聚集在一起,并且都处在一个大倾角的轨道上。

最有戏剧性的证据无疑是由伊巴塔等人 1994 1995 年论文证认出的高度瓦解的人马矮星系。这些作者使用多天体分光揭示了有一个长长的星流穿越银道面向银河系的远侧运动。人马矮星系是一个小质量的矮椭球星系,离开太阳大约 25 千秒差距,目前正在遭到银河系潮汐场的破坏。这个扁长天体(轴的比例 ~ 3:1:1)的长轴约为 10 千秒差距,方向垂直于银道面,l = 6° ,中心在 b = -15° 。人马矮星系是多种星族的混合体,有一延展的暗晕(质量 109 M),并且至少有 4 个球状星团(伊巴塔等人 1997 年论文)。后来,对人马星流,又曾经作了好几次测光巡天[维瓦斯等人 2001 年论文;纽伯格(Newberg)等人 2002 年论文;伊巴塔等人 2001 年论文 c]。

N 体模拟已经表明,当一些小质量系统被大星系吸积的时候,会形成星流(例如,哈丁等人 2001 年论文)。星流保持着动力学上冷的状态,并且在它们已经不再能通过恒星计数在大星系的众多恒星构成的背景中辨别出来之后很久仍可以作为一种运动学次结构识别出来[特里梅因(Tremaine1993 年论文;伊巴塔和刘易斯 1998 年论文;约翰斯顿 1998 年论文;赫尔米和怀特 1999 年论文]。

在银河系中,移动星群甚至可以用有限的相空间信息来加以证认[德·布鲁伊尼(de Bruijne1999 年论文;德·兹乌等人 1999 年论文]。这对于在球状晕中作轨道运动的伴星系也成立,这是因为它们残留下来的一些碎块,都保持在至少几个轨道的运动平面上(林登贝尔和林登贝尔 1995 年论文;约翰斯顿等人 1996 年论文)。可是一个正受到盘的势作用的伴星系不再保守它的角动量,并且它的轨道平面经受着强烈的进动(赫尔米和怀特 1999 年论文)。在图 9 中,我们表明了一颗伴星系在瓦解后 80 亿年在天空中的投影。这些复杂的结构通常具有高度的局部性,因此很容易在对于各颗恒星的如像能量和角动量这些守恒量的空间中识别出来。

在相空间中一个正在瓦解的伴星系的演化,完全表现为其中的恒星相的混合。它的相空间流服从刘维(Liouville)定理,即这种流是不可压缩的。这在另一些论文[卡尔伯格 1986 年论文;特里梅因 1999 年论文;赫恩奎斯特(Hernquist)和奎因 1988 年论文]中有高度直觉的说明。在观测空间内辨认出部分地相混合的结构,应该是可能的,尽管为了发现这些结构需要专门的方法。

在以后十年内,已经计划要进行四个天体测量空间探测项目。它们是:已经提议的德国迪瓦(DIVA)项目(~ 2003 年);菲姆(FAME)项目(~ 2005 年)和具有特定目标的辛姆(SIM)项目(~ 2005 年);以及欧洲航天局的盖亚项目(~ 2009 年)。最后这个项目将观测直到 V ~ 20为止的 10 亿颗恒星,在 V ~ 15 处准确度为 10 微角秒。这些空间探测项目的网页地址为:http://www.ari.uni-heidelberg.de/diva/ http://aa.usno.navy.mil/FAME/ http://sim.jpl.nasa.gov/ http://astro.estec.esa.nl/GAIA/

 

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9.  一个位于绕银河系转动的轨道上的伴星系在80亿年后所呈现的情况。尽管来自这个瓦解了的伴星系的恒星看上去分布在非常宽广的天区内,然而使用一些专门的方法演绎出这一原始事件的参数将是可能的(见正文)。(我们为这幅图感谢 A. 赫尔米和 S. 怀特。)

 

这些天体测量空间探测项目将得出在 2 万秒差距的球——盖亚球——内几百万颗恒星的 6 维相空间坐标和分光测光特性。雄心勃勃的盖亚空间探测项目,得到的恒星距离,准确度好于 5 % 的将达 9 千万颗,并且将以接近每年微角秒的准确度测量自行。如果等级成团的冷暗物质模型是正确的,那么组成外晕的应该有几千个连贯的星流,而在内晕则应该有几百个部分地相混合的结构。一个经受着盘的势作用的伴星系不再保守他的角动量,而且它的轨道平面会发生强烈的进动(见图 10c d)。在图 10a b中,赫尔米等人 1999 年论文证明了用盖亚可以相对容易地证认出恒星晕中的次结构。

 

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10. a)落入银晕中的33个系统的粒子在运动积分空间中的初始分布。(b)在 120 亿年之后(a)中的粒子的最终分布;这些数据点已经与盖亚的预期误差作了卷积。(我们为这两幅图感谢 A. 赫尔米。)(c)通过吸积 100 个伴星系构造起来的重子晕的数值模拟。不同的颜色表示各个不同伴星系瓦解后的遗迹。(d)这是用一个不同的坐标框架来表示的同一数值模拟结果,其中横坐标是恒星的轨道半径,纵坐标是贯彻到的恒星视向速度。(我们为这两幅图感谢 P. 哈丁和H. 莫里森。)

 

盖亚球和认识极限

引言

宇宙学的最终目标,不管是近的还是远的,都必定是要解释宇宙是怎样达到现在这样的状态的。似乎真实的是——虽然很难接受——自然界对我们的认识给出了一些基本的限制,尤其是,对于一系列事件都混杂在一起的那些时期,更是如此。我们的直觉是,任何以弛豫或耗散为主的阶段,抹掉的信息很可能比保留下来的更多。

然而,由史前时期遗留下来的某些残留的多样性该不该被早期的耗散过程抹煞掉?在许多年内,我们也许不能绝对肯定地知道这个问题的答案。现在我们不作肯定,来考虑一下,在重子耗散的主要时期之前所经历的一个时代,其最有可能留下的痕迹或许会是什么。

化学印记

近域宇宙学的一个主要目标是要把一颗颗恒星与原星云元联系或结合起来。对于许多晕族恒星以及某些位于外层的核球恒星来说,这也许可以用盖亚提供的相空间信息来做到。对于核球和盘中的许多恒星,一些长期的过程会使得这些恒星群体变得不受约束(即运动积分部分地随机化)。为了能有机会来揭示盘的形成过程,我们必须探测恒星光谱中的化学印记。在理想的情况下,我们可以把一个由具有代表性的恒星组成的大样本于形成的精密时间和精密位置联系起来。

在过去的四十年中,已经逐渐地积累了一些证据(图 11),表明了一些相对于太阳丰度来说低金属度的恒星金属丰度 [X i /Fe](尤其是中子俘获元素)有很大的弥散度[沃勒斯坦Wallerstein)等人 1963 年论文;帕格尔 1965年论文;斯派特(Spite)和斯派特Spite1978 年论文;特鲁朗(Truran1981 年论文;勒克(Luck)和邦德(Bond1985 年论文;克莱顿 1988 年论文;吉尔罗伊(Gilroy)等人 1988 年论文;麦克威廉等人 1995 年论文;诺里斯等人 1996 年论文;伯里斯等人 2000 年论文]。如像 SrBa Eu 这些元素有300倍的弥散度,尽管 [a /Fe] 的弥散度一般要小一个数量级。

伯比奇(Burbidge)等人 1957 年在他们的著名的论文(B2FH)中证明了慢(s)和快(r)中子俘获元素可能的合成场所。s 过程元素(例如,Sr Zr Ba Ce La Pb)被认为是由中等到小质量的(渐近巨星支)恒星(M < 10 M)在 He 燃烧阶段产生的,虽然在金属度最低的情况下,有极少量的这类元素很可能由大质量恒星产生[伯里斯等人 2000 年论文;劳舍尔(Rauscher)等人 2001 年论文]。

s 过程元素相反,r 过程元素(例如,Sm Eu Gd Tb Dy Ho)不能在恒星的宁静演化期间形成。 r 过程最可能的发生场所,尽管还有某些争论,然而就像伯比奇等人 1957 年论文一开始提出的那样,看来可以认为是 II 型超新星(也见沃勒斯坦等人 1997 年论文)。因此,在恒星大气中测量到的 r 过程元素,反映的是前身星云中的状况。作为对吉尔罗伊等人 1988 年论文的支持,麦克威廉等人 1995 年论文声称,在极端贫金属恒星中中子俘获元素丰度的非常大的弥散,意味着这些元素的丰度是发生在非常早时期的一次或很少几次先行的核合成事件的产物,那时银晕还没有很好地混合,这是一个已经有许多作者做过研究的课题[例如,奥杜兹(Audouze)和西尔克 1995 年论文;茂山(Shigeyama)和本(Tsujimoto1998 年论文;阿加斯特Argast)等人 2000 年论文;辻本等人 2000 年论文]。

一些超新星模型产生的元素产量各有不同,它们与前身恒星质量、前身恒星金属度、质量分切(与向中心致密天体回落的质量相比,有多大比例的质量被抛射)、以及爆炸的具体状况有关。a 元素主要是在流体静力学平衡的燃烧阶段在成为超新星爆发以前的恒星中产生的。因此,a 元素的产量与质量分切或回落与爆炸的具体状况无关,这导致了在低金属度情况下的弥散度远为较小。

在年龄与金属度的有用的动态范围内,已知的年龄与金属度的关系不起任何作用。(这种影响只在一个很小的由炽热富金属恒星组成的子集中看到——见上面《年龄与金属度的关系存在吗?》)。这样一种关系将要求金属在很大体积的星际介质中很好地混合。在可以看到的将来,看来只有很小一部分恒星可以直接确定年龄(见上面《恒星年龄测定》)。

 

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11.   s 过程轻元素(上图)、s 过程重元素(中图)和 r 过程元素(下图)平均相对丰度比与 [Fe/H] 的关系。在每一幅图中,水平的点线表示这些元素的太阳丰度比。数据点的参考文献在沃勒斯坦等人 1997 年论文中给出。(我们为这幅图感谢 C. 斯内登 。)

 

古老星群的重构

我们现在猜想,重元素金属度的弥散度也许提供了标记为一些星群的恒星对于共同形成场所的偏离。利用足够细致的光谱线信息,很容易利用化学上的标记以与通过 DNA 序列构造一份族谱类似的方式来建立很大比例恒星的时间顺序排列。

大多数恒星诞生在由数百到数千颗恒星组成的富星团中[克拉克(Clarke)等人 2000 年论文;卡彭特(Carpenter2000 年论文]。麦基(McKee)和谭(Tan,音译)2002 年论文提出,大质量恒星是在强自引力作用下的湍动气体星云的核心区域中形成的。小质量恒星形成于这一核心区域外的星云中,据推测是与大质量恒星形成大致同时或者之后很短时间内形成的。导致大质量恒星形成的一系列事件的精确序列是当代天体物理中一个非常令人感兴趣的课题并且存在热烈的争论[例如,斯塔勒(Stahler)等人 2000 年论文]。

为作“化学标记”所必需的条件是在第一批恒星形成之前前身星云中关键的化学元素均匀地混合。另一种可能性是在星云聚集起来后很短时间内就有少量大质量恒星形成。这两种情景都将有助于确保在小质量恒星形成大规模开始之前在一些长寿命的恒星中某些关键元素具有同一的丰度。

在两种情景都确实存在的情况下,一个重要的要求是任何年龄的疏散星团某些关键元素相对于Fe的丰度基本上具有零弥散度。对于疏散星团的重元素丰度,现在还只有非常少的工作。目标星团必须有可靠的天体测量数据,以便使与星团没有关系的恒星的污染最小化(奎林 2002 年论文)。

如果我们的要求都不能满足,那么或者是前身星云没有很好地混合,或者是大质量恒星的形成比大多数小质量恒星晚。一个更基本的结果是将是不可能把一个盘直接地拆分为构成它的一些星群,换句话说,根本不能把耗散时期加以分拆。

考虑一种(超常的)的可能性,即在于化学的整个年龄范围内,我们可以把许多同龄的星群返回到一起去。这样,或者通过颜色星等图,或者通过每个星群内具有 [中子俘获元素/Fe] >> 0的恒星并因此用放射性方法测定它们的年龄,就可以给出这些星群的准确年龄。这将给出银河系的每个主要子系的化学演化历史的关键信息。

可是关于形成场所的信息呢?运动学印记将识别出这个重构的星群属于银河系的哪个子系,但是不能具体确定这个星群是在银河系的这个子系中什么地方(例如,半径)开始存在的。对于薄盘和核球中的恒星,恒星的运动将受到棒和旋涡波的很多影响;它们的诞生地点将不再能够根据运动学状况估计出来。我们可以预料,在涉及到耗散过程的情况下,导出的族谱将严格地限制各种可能的演化情景。在这方面,一个足够具体的模型也许能够确定每个星群在模拟的时间序列中的位置。

除了疏散星团以外,我们已经提到过,厚盘是在盘形成后面的一些过程的极端重要的化石般的纪录。厚盘被认为是早期盘在受到一个中等质量的伴星系内落而在垂直方向加热后的快速凝固遗物。对厚盘进行的恒星化学标记将会提供早期盘中第一批星团形成的线索。

化学丰度空间

一个令人感到兴趣的前景是重构后的星团可以根据他们的化学印记放进一个演化序列,即族谱。让我们假定,对于一个大数 n,一个星团具有 n 种元素(包括同位素)的准确的化学丰度测量结果。这样就在n维空间中给出了一个唯一的位置,在这样的空间中对 m 个星团进行比较。我们把这个化学丰度空间写作 C (Fe/H , X1/Fe , X2/Fe ,),其中 X1 X2 、…… 是定义这一空间的独立化学元素(即它们的丰度严格地不与其他元素有关的那些元素)。

n的大小在可预见的将来不大会超过50左右。希尔等人 2002 年论文给出了贫金属恒星 CS 31082-001 的优异的数据,其中总共得到 44 种元素的丰度估计,占了元素周期表中的元素几乎一半(也见凯雷尔等人 2001 年论文)。在图 12 中,我们给出了现在可以给出的另一颗贫金属恒星 CS 22892-052 的情况(斯内登等人 2001 年论文 a)。在 [Fe/H] 很低时,a 元素和 r 过程元素、也许还有几种正宗的 s 过程元素,给出了在恒星形成以前星云的丰度信息,尽管把这些元素合在一起的结果看来是相关的[赫格尔(Heger)和伍斯利(Woosley2001 年论文;斯内登等人 2001 年论文 a]。有 24 r 过程元素已经在恒星光谱中清楚地证认了出来(沃勒斯坦等人 1997 年论文)。

 

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12.  取自斯内登等人 2000 年论文的 CS 22892-052 的中子俘获元素丰度(圆点)和取自伯里斯等人 2000 年论文的标定后的太阳系的丰度(实线和虚线)。许多重元素与太阳系 r 过程元素丰度的变化相符合,然而某些元素则表现出了 s 过程的特点。这幅图最初由斯内登等人 2001 年论文 a 给出。

 

m 的大小对于大多数重子所在的薄盘来说看来非常大。作为一个粗略的估计,我们取这个盘的年龄为 100 亿年。如果每 100 年发生一次 II 型超新星的增丰事件,我们预期可有约 108 个形成场所。一般地说,一次 II 型超新星事件扫过一恒定的质量 × 104 M(诺里斯等人 1996 年论文;茂山和辻本 1998 年论文)。简单的化学演化模型表明,这应该是解释低 [Fe/H] 时金属度的弥散度的正确途径(阿加斯特等人 2000 年论文)。粗略地说,从盘形成开始,曾有过 103 代星云,而每一代恒星形成有约 105 个星云,因此,一个星云形成和消散周期的时标为107年[埃尔默格林(Elmegreen)等人 2000 年论文]。

尽管在薄盘存在的整个时期内星团的总数是非常大的一个数字,可是对于恒星晕(哈丁等人 2001 年论文),以及也许还有厚盘[克鲁帕Kroupa2002 年论文],m 的大小看来要明显小得多。我们主要的兴趣在于最年老的一些星团。在厚盘内重构星团,因为这个盘很可能是在重子耗散主要时期的 10 15 亿年内形成的[普罗查斯卡Prochaska)等人 2000 年论文],所以有着特别令人感兴趣的前景。

测定高达 108 个独特的化学印记的任务用现在的技术看来是一个没有什么希望实现的主张。可是,值得注意的是,由中子俘获过程产生的化学元素(Z > 30)多于 60 种。我们假定,对于一颗给定的恒星,有一半这样的元素可以被检测到。为了在 C 空间中占据 109 个独立的单元,我们只要能够对这些元素中的每一种元素测量两个不同的丰度就行了。如果发现许多元素丰度是严格相关的,那么参数空间当然将远为减小。

如果能够发现,在不同的恒星之间,某些元素高度地不相关并且呈现出很大的相对弥散度,那么也许就不必测量多达 30 种元素。伯里斯等人 2000 年论文证明了存在这样的一对元素对,即 [Ba/Fe] [Sr/Fe] 。在现阶段,很难说哪一种元素最适合作化学标记。其部分原因,是因为这取决于在低 [Fe/H] 情况下中子俘获元素形成过程的精确的细节和机制。

元素丰度 [Xi /Fe] 26 52 78 处呈现出三个峰;后两个峰在图 12 中已显示了出来。有意见认为,r 过程产生的丰度变化曲线是随机的(例如,哥里尔利和阿诺尔德 1996 年论文),然而这没有得到几颗贫金属恒星新的观测结果的支持。两个峰附近重 r 过程元素与太阳的比较看来表明这样的丰度变化曲线是普适的(斯内登等人 2000 年论文;凯雷尔等人 2001 年论文;希尔等人 2002 年论文)。不过,希尔等人发现,第三个峰及锕类元素(Z 90)与第二个峰中的元素之间没有关联。我们觉得,也许会有较大数量的元素(~ 10 种)会适合于用来定义一个足够大的参数空间。

我们检测 C 空间中结构的能力取决于我们能够测量不同恒星之间丰度差别的精确程度。用阶梯光谱建立一个具有 0.05 德克斯精度或更好的大型较差丰度数据库,也许是可能的;较差丰度在这里有利于减小系统误差的影响。

化学演化轨迹

我们的简单的图景假定了一个星云的形成具有单一的化学印记,或者说,在星云坍缩以后很短时间内,一、两颗 II 型超新星以单一的产量增丰了这个星云,这单一的产量加在了现有的化学印记之中。由小质量恒星组成的群体的形成,具有这种单一的化学印记。如果恒星形成效率很高(> ~ 30 %),那么这个星群就会保持束缚状态,虽然余下的气体会吹离。如果恒星形成效率很低(< ~ 10 %),那么星团就会随着气体的扩散而扩散。在一个封闭的盒式模型中,在后一阶段中,扩散的气体会再形成一个星云。

在封闭的盒式模型中,随后的一代代超新星,会产生一个个逐渐增丰的恒星群体。这些恒星群体在 C 空间中将位于一条轨迹上,这条轨迹原则上可以用最小生长树方法证认出来[塞奇威克(Sedgewick1992 年论文]。这条轨迹的整体分布将受到如像恒星形成效率、恒星形成时标、混合效率、混合时标和伴星系内落速率这些基本过程的影响。

当我们处理 [Fe/H] 像太阳系这样的金属度时,大量的轨迹都将是收敛的。在 [Fe/H]  -2.5 附近,渐近巨星支恒星将大大地提高 s 过程元素丰度;而在 [Fe/H]  -1 附近,Ia 型超新星将提高 Fe 族元素的丰度。在这一 C 空间中看来在同一位置产生的星团也许简单地反映了共同的形成场所,这也就是我们可以预期达到的在位置空间中的分辨极限。识别共同形成场所的能力,依靠的是准确的较差丰度分析(艾德沃德森等人 1993 年论文;普罗查斯卡等人 2000 年论文)。

即使使用依据在化学 C 空间中的化学轨迹很好地建立起来的族谱,这一信息也许还是不能给出原星云中或者银河系子系中初始位置的清楚迹象。这将有待将来根据逼真的重子耗散模型来解决。提出的任何模型的向前演化必须要能够产生这样的化学族谱。

不过,C 空间将提供关于化学演化历史的大量信息。他应该能够检测星团质量函数随宇宙时间的演化(克鲁帕 2002 年论文),星暴阶段或者还有与此有关的向银晕中的金属物质喷射的时间(伦齐尼 2001 年论文),或者还有伴星系的内落[野口(Noguchi1998 年论文]。

当我们把时间回退到盘形成的时候,我们就接近了星族III恒星所留下的化学状态。低于 [Fe/H]  -5 的恒星的缺乏意味着圆形云在一开始就曾受到第一代恒星的增丰(阿加斯特等人 2000 年论文)。然而,迄今没有找到星族III恒星留下的任何遗迹,这还是令人困惑的难题:这些恒星也许本来具有最重的初始质量函数,或者已经扩散到本星系群的星系群内介质中去。如果人们能够揭示银盘形成的时候重元素的丰度,那么这将大大地改进核宇宙年代学的精度(见上面《恒星年龄测定》)。

可能的化学标记

不可能对所有的恒星都进行化学标记。在高温恒星中,我们测量丰度的能力因恒星自转和在光学波段缺少许多离子跃迁的而被削弱。能够进行这样的化学标记的理想横行,是演化后的 F G K 型星,这些恒星数量众多,而且固有亮度较亮。它们在整个盖亚球内都可以用阶梯光谱仪的分辨率(R > 30,000)来进行观测。此外,巨星具有很深的、低密度的大气,与较高重力的大气相比,它们能产生很强的低电离吸收线。即使在存在显著的谱线混合的情况下,也具有足够的印记,应该能够用准确的恒星合成模型通过比较精细结构信息来导出丰度信息。如果这样的研究变为可能,大量 F G 型亚巨星的详细的丰度将是特别有用的,这是因为对于这些恒星根据它们的光度观测结果可以直接导出它们的相对年龄。

不清楚的是,在 [Fe/H] 为多少时,r 过程元素将变得被普遍存在的 Fe 族元素和 s 过程元素所埋没。在分辨率 R ~ 105 情况下,许多 r 过程元素可以在太阳光谱中看到,然而需要约为 1000 的信噪比,而且几十哪样光谱线也还是常常很麻烦地混合在一起[库鲁兹(Kurucz1991 1995 年论文]。特拉瓦利奥(Travaglio)等人 1999 年论文认为,直到 [Fe/H]  -1s 过程仍不会变的很显著,因为这种过程的发生需要预先存在种子核(斯派特和斯派特 1978 年论文;特鲁朗 1981 年论文),然而帕格尔和陶特威西尼(Tautvaisiene1997 年论文认为在 [Fe/H] ~ -2.5 时就已经有某些 s 过程的产物。普罗查斯卡等人 2000 年论文在太阳附近 ~ -1.1  < [Fe/H] < ~ -0.5的厚盘 G 型矮星的快速巡天中检测到了 Ba Y Eu 。这一巡天仅仅对每种元素的几种跃迁进行了检测,尽管它们的光谱覆盖向红端到 440 纳米在 R = ~ 50,000 时还具有每像素信噪比  100。用 R ~ 105 更长地露光,以及光谱覆盖延伸到 300 纳米,本该会检测到更多的重元素。

总结

我们认为,贫金属恒星的核合成印记的观测结果提供了近域宇宙学的一块基石。这一领域的成功需要在一条很长的战线上取得大的进展,其中包括更好的原子参数(特鲁朗等人 2001 年论文)、超新星模型的改进、更好的恒星群体合成程序和更逼真的星系形成模型。现在,还没有一种恒星演化模型能够在核坍缩超新星事件中自洽地导出爆轰或爆燃过程,或者,就此而言,导出在一次热核爆炸事件中的爆轰过程。在超新星阶段开始以后真实的化学生产过程需要对大量的同位素网络(4002500)作正确的计数,这还不能用适当的方法加以模拟。现代的计算机目前还只能解决相对简单的 a 网络,涉及的同位素只有 13 种。计算机能力的不可阻挡的前进步伐对这个问题的解决将有很大的帮助。

还有一条关键的实验战线,既要用到核合成的实验室模拟,还需要在台湾一起使用方面有大的发展(见《结束语:今后的挑战》)。许多作者(例如斯内登等人 2001 年论文 b)曾强调过大大改进轻、重离子相互作用的跃迁概率和反应速率准确度的重要性。采用新一代高强度加速器和放射性射束仪器,将有可能实现这种改进[卡普勒(Kappeler)等人 1998 年论文;见曼纽尔 2000 年论文]。

在所有战线上的进展都将要求在不同战线之间互相反复的促进。就现在来说,贫金属恒星 r 过程元素与 a 元素的相对丰度已经开始对不同恒星质量和相关的前身超新星质量分切所得出的产物进行约束[马修斯(Mathews)等人 1992 年论文;特拉瓦利奥等人 1998 年论文;石丸(Ishimaru)和瓦纳乔(Wanajo2000 年论文]。

一个很诱人的想法是有一天我们也许能够证认出整个盖亚球内的数百或者数千颗恒星是在与太阳相同的星云中诞生的。

结束语:今后的挑战

综观本评论,我们已经对星系形成和演化的化石般的印记作了证认,这些印记在银河系中最容易加以辨认。这些印记使我们能够回头探测宇宙早期的情况。我们相信,近域宇宙在对星系形成和演化的全面了解方面具有与远域宇宙同等的重要性。

我们已经阐明,要了解星系的形成过程,主要是要了解在冷暗物质等级成团中重子的耗散过程;在很大的程度上,这意味着要了解盘的形成。我们需要回答的问题是可不可以把盘的形成过程按近域和远域分开来解决。这一过程某些阶段的动力学信息肯定已经丧失,可是我们还是应该设法寻找在星系形成的各个阶段保留下来的一些印记。

远域宇宙学可以表明,盘的一些以光度计权的累积特性,如何随着时间变化。尽管以光度计权的一些特性可以为将来的模拟提供某些约束,可是他们还是会使耗散期间的某些关键过程变得模糊不清。近域研究的一大优势是导出本星系群一些星系中一颗颗恒星的年龄和详尽的丰度数据。

我们还谈到了盖亚球中的信息容量问题。能够得到的关于十亿颗恒星的年龄、运动状况和化学特性的详尽信息——我们认为这是以后二十年内能够得到的观测资料的极限——可以揭示出整个盘的巨大的复杂性。要对曾经发生过的一系列事件直接加以认识,这也许是不可能的。不过,我们感到乐观的是,将来的耗散模型可以提供与观测到的复杂性的一些独有的联系。

很清楚,对银河系恒星的大样本的细致的高分辨率丰度研究,将是化石天文学未来的关键所在。克里斯里布(Christlieb)等人 2000 年论文发现,受到强 r 过程增丰的恒星可以用 R = 20,000 和信噪比为每像素 30 的光谱中的 Eu 谱线来识别。对于一颗 B = 15 的恒星,仅用 20 分钟露光,用甚大望远镜(VLT)的紫外和可见光阶梯摄谱仪(UVES)以及昴星团(Subaru)望远镜的高色散摄谱仪(HDS)都可以达到上述灵敏度。不过要做细致的丰度工作,在分辨本领方面还需要有实质性的提高。凯雷尔等人 2001 年论文和希尔等人 2002 年论文证明,对于 CS31082-001,高分辨率摄谱仪具有优异的质量和能力,他们仅用 4 小时露光,用 UVES R= ~ 60,000 情况下,就达到了 = ~ 300 的信噪比。(另一个优异的例子见图 12。)然而这两颗星都是亮星,而且属于迄今观测到的某些具有最极端超丰的 r 过程元素的恒星之列。

盖亚将提供巨大数量恒星的距离、年龄和空间运动,以很高的精度划分银河系的各个子系,并证认出核球外层和银晕中的大多数次结构。像甚大望远镜的紫外和可见光摄谱仪、昴星团望远镜的高色散摄谱仪以及凯克(Keck)望远镜的高分辨率阶梯摄谱仪(HIRES)这样一些高分辨率的摄谱仪正在开始揭示恒星丰度信息的丰富的层次。

我们必须强调,为了得到盖亚球的一个有代表性的样本,这将需要新一代的地面仪器,尤其是,要有一架在大口径望远镜上的具有好的蓝光响应的多天体阶梯摄谱仪。我们以对这一要求作简短的讨论来结束本评论。

作为一个例子,正如在前面一节中所讨论过的,F G K 型的亚巨星和巨星是一个可以用来研究盖亚球的整个范围的特征群体。这类恒星的星等一般在 1718 等,这是达到现代工艺水平的摄谱仪 UVES R = ~ 60,000时的极限星等。

我们现在考虑对于盖亚球中的一个有代表性的恒星样本,要获得高分辨率的光谱,将要做些什么。我们的基本仪器 UVES 在两个波长范围内(300500 纳米,4201100 纳米)交叉地得到高色散的阶梯光谱。对于单个夜晚的露光,在极限分辨率 R = ~ 60,000情况下,在蓝光波段和红光波段的灵敏度极限,分别是 U  18.0 V  19.5 UVES 现在可以通过由大光纤阵多元摄谱仪(FLAMES)提供的光纤输入得到多天体阶梯光谱(红光波段)。这将能够同时观测 25? 视场内的 8 个天体。

像有的多天体摄谱仪使用比 450 纳米更红的波段,这是因为受到通常所用的光纤的基本限制。通常的光纤通过内部的全反射传输光线,然而低于 450 纳米的蓝光存在瑞利散射。最近,具有空气通道的光子晶体(微结构)光纤[克雷根(Cregan)等人 1999 年论文]已经证明直到大气吸收极限都有很高的传输能力。这种技术对于蓝光波段的多天体分光研究来说具有突破性的意义。

我们相信,对于高分辨率摄谱仪有着真实的需要,这种摄谱仪能够得到一平方度或者更大天区范围内数百甚至数千颗恒星的高分辨率光谱。目前正在讨论中的双子(Gemini)大视场建议提供了建造这类仪器的一个机会(S. 巴登,私人通信)。这样一架仪器将是很花钱的,并且在技术上是个挑战,可是我们相信,如果我们要最终揭示银河系的形成过程,那么这是必须的装备。


(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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