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日志

 
 

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

2013-02-26 17:12:18|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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银河系形成过程的印记

我们的框架是认为银河系通过等级成团聚集而形成。我们划分三个大的时期,在这三个时期中,有关原始等级成团的信息逐次丧失:

1.暗物质位力化——这可能是一个强烈的恒星形成时期,但并非一定如此,这已为一些非常薄的纯盘星系的存在所证明;

2.重子耗散形成盘和核球;

3.一个现在正在进行中的时期,天体在盘中形成,并从银河系周围环境中吸积天体,两者都留下某些长期生存的残迹。

我们相对于这三个时期来对印记进行分类。环境所起的作用在这里很难按这种方式分类。环境的影响必须贯穿于我们的所有各类印记之中。

零级印记——从暗物质位力化开始保留下来的信息

引言 在位力化阶段,关于局部等级成团的信息许多已经丧失:这个时期主要是合并和剧烈的弛豫。暗物质和重子的总质量很可能大致是保守的,就像等级成团区域的角动量一样,这些角动量进入了晕中。典型的环境密度也大致是保守的:虽然结构已经通过合并和弛豫发生了演变,但是低密度的环境依然还是地密度的环境(全面评述见怀特 1996 年论文)。

 

环境的印记 星系的局部密度(并且尤其是在那个时期存在的小伴星系的数量)影响星系相互作用的范围。对于本星系群,伴星系数量看来要比根据冷暗物质预期的少[摩尔(Moore)等人 1999 年论文;克雷平(Klypin等人 1999 年论文]。不过有大量证据表明银河系和 M31 在过去和现在对小天体进行的吸积(伊巴塔等人 1995 年论文、2001 年论文 b)。

盘星系的薄盘子系在位力化的暗晕中发生耗散[例如,福尔(Fall)和艾夫斯塔休 1980]。薄盘现在的形态取决于可供吸积的小星系的数量:一个非常薄的盘表明了在盘耗散和恒星形成时期以后几乎没有什么吸积事件(暗的和亮的)发生例如,弗里曼 1987 年论文;奎因(Quinn)等人 1993 年论文;沃克(Walker)等人 1996 年论文]。厚盘的形成据认为与在盘开始形成以后非常快发生的一次单独的事件有关,但是盘中还只有大约 10 % 的恒星已经形成。在低密度环境中,没有这样的事件,厚盘也许就不会形成。这与目前吸积的具有恒星形成的伴星系中贫金属晕少于 10 % 的观测结果相一致[尤纳瓦尼Unavane)等人 1996 年论文]。

银河系贫金属恒星晕的存在和结构也许取决于对小天体的吸积。这种吸积很可能发生在气体盘已经或多或少形成之后——盘对于这些小天体的轨道衰减的作用就像是一台共振器。因此,恒星晕之所以存在、以及当然还有观测到的它的次结构,这中间也许又具有我们的原星系环境的强烈印记。我们将不会期待发现纯盘星系有恒星晕包围,这与现在可以利用的有限的证据相一致[弗里曼等人 1983 年论文;舒默Schommer等人 1992 年论文]。

 

全局量的印记 在星系形成过程中,某些重子由于压强剥离和星系风而遭受损失。留下的重子大多数变为星系中的发光子系。暗晕的总角动量 J 也许对它的形状会产生影响,这又进一步会影响盘的结构。例如,翘曲也许就与暗子系和重子子系角动量的失准有关。暗晕也许具有旋转三轴椭球体的形状, 而旋转三轴椭球体暗晕对自引力盘的影响还没有得到认真的研究[见比尤罗(Bureau)等人 1999 年论文]。

在晕位力化时期的结合能E影响势阱深度并因此影响星系中的特征速度。它还影响参数 λ = J |E|1/2G -1M -5/2 其中 M 是总质量;l 是确定星系盘的总体性质为高面亮度系统还是低面亮度系统的关键[例如,达尔卡顿(Dalcanton)等人 1997 年论文]。

盘星系的比角动量 J/M 与总质量 M 之间的关系(福尔 1983 年论文)已很好地由数值模拟再现[祖瑞克(Zurek)等人 1988 年论文]。直到最近,椭圆星系和盘星系在福尔图中还是分离的。椭圆星系由于内层自转很慢,J/M 比值的估值比旋涡星系地这一估值小大约 1 个数量级。更近一些的工作[例如,阿纳博尔迪(Arnaboldi)等人 1994 年论文]表明,椭圆星系的角动量看来大部分分布在它们的外层,于是椭圆星系和旋涡星系在福尔图中应该具有类似的位置。在椭圆星系中已清楚地出现了角动量的内部重新分布(奎因和祖瑞克 1988 年论文)。

有名的塔利—费希尔定律[塔利Tully和费希尔(Fisher1977 年论文]是盘星系的 HI 线宽与光学光度之间的一种关系。势阱深度看来与重子质量有很好的关系[麦高(McGaugh)等人 2000 年论文]。在晕位力化之后,这两个量很可能都大致是保守量,因此塔利-费希尔定律应该认为是信息形成的零级印记。(暗物质)势阱和重子质量之间的这种可能的相互联系包括:(a)星系与星系之间有相近的重子与暗物质比,(b)对于暗晕观测到形为 M s 4 的费伯—杰克逊(Faber-Jackson)定律;也就是说,面密度独立于暗晕的质量[科尔门迪(J. Kormendy)和(K. C. 弗里曼)在准备中的论文]。

 

比角动量内部分布的印记 重子比角动量的内部分布 M (h)(即比角动量 < h 的质量)在很大程度上决定了在暗物质势阱中转动的盘的面亮度分布形状。与 M (h) 一起,总角动量和重子质量决定了盘的标长和标面密度。因此,原盘星系的总角动量分布和质量决定了盘星系标长和标面密度的观测分布[弗里曼 1970 年论文;德容(de Jong)和莱西(Lacey2000 年论文]。

许多研究都假定 M (h) 在星系形成过程中是保守的,其中最值得注意的是福尔和艾夫斯塔休 1980 年论文。尚不清楚这个假定是否正确。比角动量内部分布 M (h) 的保守性是比总比角动量 J/M 的保守性远为更强的要求。许多过程可以引起内部角动量重新分配,而 J/M 比值则保持不变。这方面的例子包括棒、旋涡结构[林登贝尔和卡尔纳基斯(Kalnajs1972 年论文]和内部粘滞性[林(Lin)和普林格尔(Pringle1987 年论文]的影响。

重子的最大比角动量 hmax 也许与在大约四倍标长处观测到的光学盘的终止有关[何锐思(de Grijs)等人 2001 年论文;坡伦(Pohlen)等人 2000 年论文]。这需要做更多的研究。盘在这儿的终止可能是早期原云角动量特性的一个重要印记,但也可能更多地与恒星形成的临界密度和盘的动力学演化有关。类似地,在具有非常延展的 HI 的星系中,HI 分布的边缘也许给出了原云中 hmax 的某种量度。然而,也有可能,外层的 HI 是恒星盘形成后吸积的结果[范··克鲁特(van der Kruit2002 年论文],或者 HI 的边缘也许只是表明了向电离盘的过渡[马洛尼(Maloney1993 年论文]。

这最后的一种情况强调了了解盘的外层中正在发生的事情的重要性。盘的外层为原星系特性提供了某些潜在重要的诊断。目前,关于(a)光和 HI 分布的各种终止、(b)贝尔(Bell)和德容 2000 年论文根据盘的累积光看到而弗里尔(Friel1995在银盘的疏散星团中未看见的年龄梯度以及(c)盘的最外层也许较年轻但不是“零龄”的意义,还有着太多的不确定性。就最后一种情况而言,它意味着没有真实的证据表明盘在径向继续在增长。有可能,盘的边缘具有某种东西与原云中重子角动量或盘的形成过程有关,因此它可能是有用的零级或一级印记。

 

冷暗物质等级成团的印记 冷暗物质模型推测的很高程度的次结构在外表上与观测结果有抵触。在星系内,早期的N体模拟似乎表明,特征速度在 10 < Vc < 30 千米·秒-1 范围内的次结构将由于小质量结构的合并和位力化而遭到破坏(皮布尔斯 1970 年论文;怀特 1976 年论文;怀特和里斯 1978 年论文)。现已证实,次结构的缺乏是由于不适当的空间和质量分辨率造成的假象(摩尔等人 1996 年论文)。目前的拟合在一个 L* 星系的 300 千秒差距的影响球内展现出了 500 个或更多的小质量结构[摩尔等人 1999 年论文;克雷平(Klypin)等人 1999 年论文]。这比本星系群中的小质量伴星系数量多了一个数量级。 马蒂奥(Mateo1998 年论文列出了大约 40 个这样的天体,并认为我们最多只缺失了在低银纬处的 1520 个伴星系。 考夫曼(Kauffmann)等人 1993 年论文首先指出了这个伴星系问题,并且认为动力学摩擦的效率也许要比通常所引用的高。然而,不求助于精细的调节,提高动力学摩擦的效率就会把今天在本星系群中观测到的所有伴星系都消除掉。

自冷暗物质模型出现以来,一个不可避免的问题是能不能在近域中找到一个基本构造团块。摩尔等人强调了冷暗物质次级成团的自相似本质并指出了在富团中天体质量谱提供的证据,他们得出这些结果的依据与 N 体模拟没有关系。在近域中发现一个原始构造团块的诱惑已经促成了若干尝试。如果微小的暗晕由一些离散源组成,那么在背景星系方向应该能够检测到微引力透镜效应(见上文《暗晕》)。

伴星系问题看来是在非线性状况下冷暗物质模型的一个基本推测结果。已经提出的另外一些宇宙学模型,涉及初始质量功率谱中小尺度功率的归算[卡米昂科夫斯基(Kamionkowski)和利德尔(Liddle2000 年论文]、温暗物质[霍根(Hogan和达尔卡顿 2001 年论文;怀特和克罗夫特(Croft2000 年论文;科林(Colin)等人 2000 年论文]或强自相互作用暗物质[斯佩格尔(Spergel)和斯坦哈特(Steinhardt2000 年论文]。若干作者已经指出,某些直接的暗物质检测实验对于太阳附近区域内的暗物质的具体情况很敏感。赫尔米等人 2001 年论文估计,也许有几百支在动力学上属于冷的暗流正在通过太阳附近区域。

如果冷暗物质模型在细节上是正确的,那么我们在检测或识别本星系群内成百上千个缺失天体方面就简单地只是还没有取得成功。例如,这些伴星系简单地因为重子在很久以前通过超新星驱动的星系风而被清除了所以是暗的[德克尔(Dekel)和西尔克(Silk1986 年论文;麦克洛(Mac Low)和费拉拉(Ferrara1999 年论文]。支持这一思想的证据,是星系群和星系团的 X 射线晕几乎总是大大地富含金属([Fe/H]  -0.5 [伦齐尼(Renzini2000 年论文;穆肖茨基(Mushotzky1999 年论文]。事实上,我们注意到,在金属所占的质量比例中,高达 70 % 很可能处在星系团和星系群内的介质中(伦齐尼 2000 年论文)。另一种解释也许是,在几百个暗伴星系中重子的缺乏,是在很久以前在再电离时期在这些地方造成的。许多作者指出,小质量晕对气体的吸积和随后的恒星形成过程在强电离背景存在时会受到严重抑制 [池内(Ikeuchi1986 年论文;里斯 1986 年论文;巴布尔(Babul)和里斯 1992 年论文;布洛克(Bullock)等人 2000 年论文]。  这种影响使得星系质量在小到特征圆周速度接近 30 千米·秒-1 时即终止[托尔(Thoul)和温伯格 1996 年论文;奎因等人 1996 年论文],于是在本星系群中可以见到的少量矮星系都是质量超过这一终止值的星系,或者它们在再电离时期以前就已经俘获了其中大部分中性氢。

布利茨(Blitz)等人 1999 年提出,本星系群内的高速 HI 气体云(HVC)群体在百万秒差距尺度上与微小暗晕有联系。这一模型由布劳恩(Braun)和伯顿(Burton1999 年论文加以精细化,他们只考虑了致密的高速 HI 气体云。高速 HI 气体云长期是一个得到广泛思考的题目。奥尔特(Oort1966 年论文认识到,只要这些云是由自引力维持的,那么由位力定理和 HI 流量导出的距离将使许多云位于百万秒差距的距离处。如果这些云位于大约一百万秒差距处,并且与暗物质团块有联系,那么他们就可能是一些原始的构造团块。然而,大多数高速 HI 气体云的 Ha 距离[布兰德—霍桑(Bland-Hawthorn)等人 1998 年论文]意味着它们位于 50 千秒差距之内,并且看来不像与暗物质晕有联系[布兰德—霍桑和马洛尼 2001 年论文;韦纳(Weiner)等人 2001 年论文]。我们注意到,有几个团组已经研究了高速 HI 气体云中暗弱恒星群体的检测,但都遭到了失败。

摩尔等人 1999 年论文(也见布兰德—霍桑和弗里曼 2000 年论文)认为,旋涡星系中超薄的盘是对冷暗物质模型的一种挑战,在冷暗物质模型中,盘很容易被作轨道运动的质量加热。然而,方特(Font)等人 2001 年论文发现,在冷暗物质模拟中,只有很少的冷暗物质次晕会变得很靠近光学盘。

目前,要把冷暗物质模拟的推测结果与本星系群尺度上的观测结果统一起来,还有一些实际问题需要解决。

一级印记——从重子耗散的主要时期开始保留下来的信息

盘的结构 盘在其演化的什么阶段它的总体特性就确定下来了?在上面《比角动量内部分布的印记》中我们已经部分地讨论过了这个问题。这个问题的答案,取决于当盘耗散以及像棒和旋涡结构等各种非轴对称特征来去时内部角动量分布 M (h) 具有怎样的演化。伴随着恒星形成的粘滞过程,如林和普林格尔 1987 年论文所说,也可能会对 M (h) 分布的演化产生影响。

 

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4.  Sa Sm 型星系有效半径 re 和有效面亮度 m e 的密度分布。上图表明原始(未计权的)分布,而下图表明以光度计权的分布(德容和莱西 2000 年论文)。

 

盘的整体结构由盘的中心面亮度 I0 和径向标长 h 所表达。德容和莱西(Lacey2000 年论文估算了星系目前在(I0 , h)平面上的分布(图 4)。如果 M (h) 的确大致保持不变,就像在讨论盘形成的时候常常假定的那样(例如,福尔和艾夫斯塔休 1980 年论文;福尔 1983 年论文),那么盘的整体参数——标长、中心面亮度和塔利—费希尔关系——就是重子耗散的主要时期遗留下来的印记。

 

盘能保存化石般的信息吗? 这里,我们考虑盘中径向和垂直方向具有化石般性质的梯度,尤其是丰度和年龄。我们的预期是许多这样的信息将被盘的动力学演化和径向混合所磨灭。

对于旋涡星系, 在研究工作中可以通过不同的机制来建立起一些梯度[莫拉(Molla等人 1996 年论文]:a)由于恒星金属产量或初始质量函数造成的径向变化,(b)恒星形成时标的径向变化,(c)气体从盘外内落时标的径向变化。一旦梯度被建立起来,它们就可以通过径向混合放大或磨灭掉[埃德蒙兹Edmunds1990 年论文;戈茨(Goetz)和克彭(Koeppen1992 年论文

大多数恒星诞生在很大的星团之中,这些星团,每一个都包含有数百甚至数千颗恒星。某些星团中的恒星可以保持在一起达数十亿年,而另一些星团则在初始星暴之后很短时间内就变成非束缚的,某一个星团究竟属于那种情况,取决于其中的恒星形成效率。当一个星云弥散开来的时候,其中的每一颗恒星都会受到一个叠加在星云的平均运动之上的随机运动。因此,恒星会由于短暂的旋臂扰动以及恒星与星云的相遇而分散开来。

这些扰动使得恒星可以在积分空间中移动。在与单个旋臂发生的相互作用事件中,假定旋臂的移动速度为 W p ,一颗恒星,即使它的雅可比积分是保持不变的,它的能量和角动量也会发生变化。在(E , J)平面上,恒星沿着 IJ = EW p J 为常数的直线移动。假如恒星与一系列的旋臂发生相互作用,这种扰动的结果会使得恒星在(E , J)平面上随机地移动[塞尔伍德(Sellwood 1999 年论文;德南(Dehnen2000 年论文]。盘演化的 N 体模型表明,径向混合是很强烈的(塞尔伍德 2001 年论文;林登贝尔和卡尔纳基斯 1972 年论文)。这种混合据认为是由短暂的旋涡波驱动的,这种波加热了平面内的运动,尽管对于这种过程还没有很好了解。长期的旋臂不会产生任何纯粹的影响。 引人注目的是,接近共转的单个旋涡波可以使一颗恒星的角动量受到 ~ 20 % 的扰动,而没有明显的加热。恒星简单地由一个圆周轨道移动到另一个圆周轨道上,向内或者向外,移动的距离可达 2 千秒差距[塞尔伍德和柯索夫斯基(Kosowsky2002 年论文]。一颗恒星在它的一生之内角动量可能会发生很大的变化。

除了径向加热以外,恒星还经受着垂直于盘的加热:它们的垂直速度弥散度像它们的年龄一样不断增加。这据认为是通过平面内的旋臂加热和巨分子云散射一起作用发生的[例如,斯皮策(Spitzer)和史瓦西(Schwarzschild1953 年论文;卡尔伯格(Carlberg)和塞尔伍德 1985 年论文]。平面内的加热在林德布拉德(Lindblad)共振区的内、外层最有效。而在共转的位置则为零。在垂直方向,对于比 30 亿年更年轻的恒星,观测到年龄与速度弥散度的关系,然而更年老的恒星表明速度弥散度与年龄没有关系(图 5)。因此,对于 t < 30 亿年的恒星群体,垂直结构取决于其平均年龄(艾德沃德森等人 1993 年论文,由戈麦斯(Gomez)等人 1997 年论文依据依巴谷卫星取得的数据证实)。

但这种随机运动的幅度增大时,恒星就变得不太容易受到短暂旋涡波的加热影响,而且这种解热过程可望达到饱和。这很可能在 30 亿年之后发生[宾尼(Binney)和莱西 1988 年论文;詹金斯和宾尼 1990 年论文],与观测结果一致。这对于我们这里的目的来说是重要的。这意味着,关于薄盘早期状态、或者说大致 t L – 30  70 亿年前的动力学信息,被保留了下来,这里 t L是盘刚刚开始形成时的回退时间。

一些幸存的年老疏散星团,如像 NGC 6791 、伯克利(Berkeley 21 和伯克利 17(弗里尔 1995 年论文;范·登·伯格 2000 年论文),在这里是令人感兴趣的。这些最年老的疏散星团,年龄超过 100 亿年,是重要的化石般的天体[菲尔普斯(Phelps)和简斯(Janes1996 年论文]。年老疏散星团和年轻疏散星团都是薄盘的一部分。如果加热扰动发生在一个标长的范围内,即大大超过一个疏散星团的大小,那么这个疏散星团看来很可能将幸存下来。一次大的旋臂加热事件将沿着恒星的 IJ 轨迹加热许多恒星。这样的加热事件的追踪很可能会维持非常长的时间,但只有在积分空间中才能看到(塞尔伍德 2001 年论文)。我们注意到,在不同的疏散星团之间,还没有看到垂直的丰度梯度(弗里尔和简斯 1993 年论文)。

 

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5.  速度弥散度的三个分量与恒星年龄之间的关系,由奎林(Quillen)和加尼特(Garnett2001 年论文对艾德沃德森等人 1993 年论文的样本中的恒星导出。年龄在 20 100 亿年之间的恒星属于年老薄盘。它们的速度弥散度与年龄无关。较年轻的恒星表明了速度弥散度较小。在年龄大约为 100 亿年处,速度弥散度突然加倍;这些较年老的恒星属于厚盘。

 

大约 4 % 的盘族恒星,相对于毕星团,是超富金属的[卡斯特罗(Castro)等人 1997 年论文]。中等年龄的超富金属恒星看来是在太阳圆内侧几千秒差距由增丰后的气体形成的。最年老的超富金属恒星看来来自银心。它们的奇特的运动状况和向外移动可能与银河系中心的棒有关系[卡拉罗(Carraro)等人 1998 年论文 ; 格雷诺(Grenon1999 年论文]。

总而言之,我们的预期时,在盘内作为化石般记录的梯度看来是很弱的。由恒星和气体的观测结果都可以产生这样的结论[查皮尼(Chiappini)等人 2001 年论文]。

盘的垂直结构保存着另一种化石般的记录——厚盘,我们将在下一节中对此进行讨论。像疏散星团一样,这个子系也没有表明有垂直的丰度梯度(吉尔摩等人 1995 年论文)。在再后面的几节里,我们将说明这可能是得以幸存下来的关于星系形成早期的最重要的化石般的记录。

 

由吸积造成的盘加热:厚盘 由离散的吸积事件造成的加热也会把垂直结构施加在盘上[奎因和古德曼(Goodman1986 年论文;沃克等人 1996 年论文]。这样的事件可以改变盘内层和核球的径向结构(例如见图 3d),并且目前认为银河系的厚盘就是这样产生的。

银河系的厚盘最早由吉尔摩和里德 1983 年论文识别出来。它包括了金属度范围很大的一些恒星,– 2.2  [Fe/H]  - 0.5(千叶和比尔斯 2000 年论文)。大多数厚盘恒星处于上述范围较富金属的一端。厚盘的速度椭球,据观测,在太阳附近是 (sR , sf , s z) = (46 ± 4 , 50 ± 4 , 35 ± 3) 千米·秒-1,具有大约 30 千米·秒-1的不对称漂移。 作为比较,近距晕族恒星的速度椭球是(sR , sf , s z) = (141 ± 11 , 106 ± 9 , 94 ± 8) 千米·秒-1,其不对称漂移约为 200 千米·秒-1

厚盘的平均年龄尚不清楚。根据对一颗颗恒星所作的测光年龄测定结果,厚盘看来与球状星团一样年老。的确,球状星团杜鹃 47(年龄 125 ± 15 亿年)[刘(Liu)和恰伯耶尔 2000 年论文]常常被认为与厚盘有关。

沃克等人 1996 年论文继奎因和古德曼 1986 年论文之后详细表明了一个小质量伴星系在快速掉入一个带有活动晕的星系的势阱中时会使盘受到充分的加热。伴星系轨道能量向盘的热能的转变,是通过共振散射来实现的。伴星系吸积的数值模拟对于了解薄盘何以能幸存下来和厚盘的起源是很重要的。这在冷暗物质模型中更是特别地有关系。遭到毁坏的伴星系一些致密得足以在银河系的潮汐破坏作用中幸存下来的伴星系。我们注意到,即使是看起来很松散的矮椭球星系,由于其中占主要地位的是暗物质,实际上也是相当致密的天体(科尔门迪和弗里曼在准备中的论文)。

很幸运,银河系具有一个厚盘,因为这不是一种普遍现象。作为过去的离散吸积事件的一种结果,盘的结构可以是垂直分层的。艾德沃德森等人 1993 年论文的数据(图 5)看来表明,在年龄 100亿 年处恒星速度弥散度的垂直分量有一个突然的增加, 这在斯特龙根 1987 年论文中也可以看到。弗里曼 1991 年论文认为,这种年龄与速度弥散度的关系表现为三种情况:比 30 亿年更年轻的恒星 s z ~ 10 千米·秒 -1 ,年龄在 30 100 亿年之间的恒星 s z ~ 20 千米·秒 -1 ,而比 100 亿年更年老的恒星 s z ~ 40 千米·秒 -1 。第一种情况很可能是由我们在上一节中所述的短暂旋臂产生的盘加热过程造成的。最后一种情况则就是厚盘,据推测是由古代的一次离散事件激发的。

我们还能不能识别出造成了厚盘的这次破坏性事件?现在有越来越多的证据表明,球状星团半人马 w 是一个矮椭圆星系的剥离出来的核(见下面《球状星团》)。有可能,与此相伴随的吸积事件或者一次类似于这样的事件就是触发厚盘形成的事件。

总而言之,似乎很可能,厚盘也许给出了在主要的耗散时期以后很短的时间内盘中情况的突然冻结起来的一幅图画。任何很低程度的化学或年龄梯度都是会使耗散模型感到极大兴趣。在这点上,哈特柯普(Hartkopf)和约斯(Yoss1982 年论文认为,在厚盘中存在垂直的丰度梯度,然而吉尔摩、怀斯(Wyse)和琼斯(Jones1995 年论文没有发现这类效应。因为厚盘的恒星接近银道面的时间相对来说较短,而在银道面附近旋臂加热和巨分子云散射这两种作用都是最强烈的,所以在厚盘中径向混合看来不大会全部消除某种梯度的残留痕迹。如果我们前述的一些看法(见上面《比角动量内部分布的印记》)是正确的,那么我们也许可以期待看到厚盘与薄盘相比会有不同的截止半径。

 

年龄与金属度的关系存在吗? 看来,似乎有某些化石般的信息从重子耗散的主要时期保存了下来。恒星核球的内层是一个明显的例子。它以年老的、富金属的恒星为特征,这看来与金属随时间累积的经典图画[廷斯利(Tinsley1980 年论文]有抵触。可是,核球内层的动力学时标与盘外层相比是非常短的,从而本该在早期就快速地增丰。这与在高红移处观测到的频繁出现富金属星系核(哈曼和弗兰 1999 年论文)相一致。银河系核球的动力学复杂性也许不允许我们确定产生了它的一系列事件。我们可以预期,这方面的信息将可以从远域宇宙学得到[埃利斯(Ellis 等人 2000 年论文]。

在恒星中是否存在年龄与金属度的关系(AMR),是一个非常重要的问题,可是关于这个问题的答案,却长期以来一直没有取得一致。特沃罗格(Twarog1980 年论文和莫辛格(Meusinger)等人 1991 年论文给出了年龄与金属度关系存在的证据,而卡尔伯格 1985 年论文却发现,在近距F型星中,对于比 40 亿年左右更年老的恒星,金属度几乎是常数。更近一些,已经越来越清楚,金属度与年龄的关系只在太阳附近区域中较明显,而且只对于比 20 亿年更年轻和比 log T eff = 3.8 更热的恒星才严格成立[费尔卿(Feltzing)等人 2001 年论文]。艾德沃德森等人 1993 年论文证明对于年老盘中的场星没有这种关系。类似地,弗里尔 1995 年论文表明,对于疏散星团不存在年龄与金属度关系(见下面《疏散星团》)。她进一步指出:“显然,在盘的整个年龄范围内,在盘的任何位置,最年老的星团形成时化学成分也具有像远为年轻的天体那样的增丰过程。”事实上,长期以来已经公认[例如,阿普(Arp1962 年论文;埃根和桑德奇 1969 年论文;赫什菲尔德(Hirshfeld)等人 1978 年论文],年老的富金属恒星在星系中,即整个盘中、核球中和晕中,到处都有。我们把年老富金属恒星的存在看作一级印记。应用于所有恒星的年龄与金属度关系本来是一个重要的二级印记,可是我们除了在年轻恒星中间以外,看不到任何关于这种关系存在的证据。

 

环境和内部演化的影响 环境影响在等级成团的所有尺度上都会起作用,并且横跨我们的印记分类的所有阶段,因此我们试图对印记进行的分类在部分程度上是人为的。在冷暗物质模型中,环境影响在星系的一生中都持续地存在。

控制着星系演化的一些参数都是现代天体物理学中关键的一些未知数。对于星系来说起产生主要影响的是内部因素(例如,势阱深度)还是外部因素(例如,环境)?这里我们来考虑把环境和内部演化的影响看作星系形成过程的一级印记的正确性(也就是说,这些特性也许从重子耗散的主要时期以来一直保留着)。

众所周知的 G 矮星问题表明,外部影响起着重要的作用。一种简单的封闭盒化学演化模型预期在太阳附近有远远多得多的贫金属恒星(廷斯利 1980 年论文)。这个问题很容易通过允许气体流进这个区域而得到解决[莱西和福尔 1983 1985 年论文;克莱顿(Clayton1987 1988 年论文;怀斯和西尔克 1989 年论文;马特西(Matteuci)和弗朗索瓦(Francois1989 年论文;沃西(Worthey)等人 1996 年论文]。在冷暗物质模型中,这可以认为是由对富气体矮星系的不断吸积引起的[例如,科尔(Cole)等人 1994 年论文;考夫曼和夏洛特(Charlot1998 年论文]。

环境显然是一个关键性的因素。早型星系与晚型星系相比是高度聚团的[哈勃和胡美逊(Humason1931 年论文;德雷斯勒 1980 年论文]。特拉格(Trager)等人 2000 年论文发现,对于一个处在低密度环境中的早型星系样本,Hb 指数(即年龄)由很大弥散,然而金属度几乎没有什么变化。对于天炉星系团中的星系,昆奇内(Kuntschner2000 年论文发现了相反的影响。这些星系年龄几乎没有什么变化,金属度却有很大的弥散。这很可能反映了在场星系和团星系之间环境的强烈差别。

另一种可能的环境影响是星系团中 S0 星系占的比例,从 0.4 开始,这一比例呈现出随着红移的增加而上升的趋势(琼斯等人 2000 年论文)。进一步,在大熊星系团中,S0 星系表现出与场旋涡星系相反的年龄梯度,表现为核心年轻并且富金属[塔利等人 1996 年论文;昆奇内和戴维斯(Davies1998 年论文]。这两种影响都涉及到一些更近发生的现象,因此当然将分类为二级印记。

现在来看内部影响所起的作用。 一种表现是在早型星系中[桑德奇和维斯瓦纳坦(Visvanathan1978 年论文]和晚型星系中[佩莱蒂埃(Peletier)和何锐思 1998 年论文]的颜色与星等的关系(CMR)。这种颜色与星等的关系并不是由尘埃影响造成的(贝尔和德容 2000 年论文),因而必定反映了年龄或者金属度随光度的变化。就椭圆星系而言,据信这种颜色与星等的关系反映了质量与金属度的关系[费伯(Faber1973 年论文;鲍尔(Bower)等人 1998 年论文]。这种关系可以自然地用超新星驱动的星系风模型来加以解释,在这种模型中,质量较大的星系保留了超新星的喷发物,并因此变得更富金属和更红[拉森(Larson1974 年论文;有本(Arimoto)和吉井(Yoshii1987 年论文]。这种颜色与星等的关系据推测是在重子耗散的主要阶段建立起来的,因此是真正的一级印记。

康坎农(Concannon)等人 2000 年论文分析了一个由很大质量范围内的 100 个早型星系组成的样本。他们发现,质量较小的星系与质量较大的星系相比,展现出较大的年龄变化范围。这看来表明了较小的星系原来具有更多种多样的恒星形成历史,这与纯真的冷暗物质模型有抵触,按照这种模型,小质量星系应该比大质量星系年老[鲍(Baugh)等人 1996 年论文;考夫曼 1996 年论文]。康坎农等人 2000 年论文的工作表明,恒星形成历史存在某种真实的宇宙弥散。这是很诱惑人的,意味着这种宇宙弥散与等级成团中的不同演化阶段有联系。就这一点而言,我们将认为康坎农等人的结果是星系形成的一级印记(见上面的《时标和化石般的证据》)。

旋涡星系通常展现出一些颜色梯度,这些颜色梯度据推测反映了年龄和金属度的梯度(佩莱蒂埃和何锐思 1998 年论文)。较暗的旋涡星系相对于较亮的旋涡星系具有较年轻的年龄和较低的金属度。贝尔和德容 2000 年论文在对 120 个小倾角旋涡星系的一次研究中发现,星系中的局部面密度是修整它们的恒星形成和化学演化历史的最重要的参数。不过,他们发觉,富金属的星系出现在面密度的全部变动范围之中。这一事实与富金属疏散星团的分布有着值得注意的共鸣,在银河系中,在盘的任何位置都可以找到这类星团(见上面的《年龄与金属度的关系存在吗?》)。贝尔和德容认为,总质量是调整恒星形成历史的第二因素。这些作者再一次地证明了可能完全是由于环境变化造成的宇宙弥散的存在。

二级印记——与随后的演化有关的主要过程

引言 这里我们考虑在银河系中从重子质量大多数掉进盘中以后发生的一些过程的遗迹。这些过程有若干表现,其中很可能最有意义的是盘的恒星形成历史,对此来说,疏散星团是特别重要的一种探测途径。

在整个银河系中,与各种反常的恒星群体有关的详细资料非常丰富,马耶夫斯基 1993 年论文对此作了长长的讨论。一些例子包括过多的具有极端逆行轨道的恒星[诺里斯Norris)和赖安(Ryan1989 年论文;卡尼等人 1996 年论文]、中等年龄的贫金属晕族恒星[普雷斯顿Preston 等人 1994 年论文]和富金属晕族 A 型恒星[罗杰斯(Rodgers)等人 1981 年论文]。

在前面的一节里,我们已经讨论了在银河系情况下冷暗物质等级成团的观测印记。事实上,在速度空间中的详细观测资料正在证明对于识别在位置空间中自分散开以来长期存在的结构是特别有用的。在河外星系中,有关的结构显示出像低面亮度一类的特征。我们不知道,球状星团在星系形成过程中起着什么角色,可是因为他们之中至少有一个现在看来是一个已经瓦解的矮星系的核,所以我们还是把它们包括在这里。

 

恒星形成历史 要搞清楚我们银河系的恒星形成历史(SFH)一直是非常困难的。已经导出的恒星形成历史,从在整个盘历史上大致均匀地形成恒星,到在恒星形成历史上早期曾有过一个很高的高峰期,各种各样都有[例如,特沃罗格 1980 年论文;罗恰—平托(Rocha-Pinto)等人 2000 年论文;贾斯特(Just2001 年论文]。本星系群中的星系表明,虽然整个本星系群平均来说的历史显得与宇宙的平均历史相一致[霍普金斯(Hopkins)等人 2001 年论文],但是各个星系的恒星形成历史则有很大的差异[格列贝尔(Grebel2001 年论文]。目前强调的是,对于恒星形成研究来说,使用了河外星系的累积特性,然而应该注意,这样做必定会侧重于一些最明亮的恒星群体。对于河外星系得出的一些关键结果,在上面的《环境和内部演化的影响》中作了评论。其中的结论是,在确定一个个星系的恒星形成历史中环境影响是非常显著的。

 

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6a.  NGC 4365 的索隆(Sauron)积分场观测结果。左图:重构的面亮度图。右图:Hb [ MgFe5270] 关系图。这些点由索隆的三维数据点阵通过沿对应的双色等光线取平均导出[培根(Bacon)等人 2001 年论文;戴维斯等人 2001 年论文]。[Fe/H] 与年龄的网格由瓦兹德基斯 1999 论文导出。[我们为这几幅图感谢哈拉尔德(Harald)·昆奇内以及索隆的团组]。

 

研究星系盘化学演化的传统方法把太阳附近区域考虑成一个封闭的区域,并且假定它代表了整个盘。在过去的 40 年里已经提出了一些简单的数学公式[范··伯格 1962 年论文;施密特(Schmidt1963 年论文; 帕格尔和帕切特(Patchett1975 年论文;塔尔博特(Talbot)和阿内特(Arnett1971 年论文;廷斯利 1980 年论文;特沃罗格 1980 年论文;皮茨(Pitts)和泰勒(Tayler1989 年论文]。大多数观测结果都是在这样一种框架中解释的。恒星形成历史用恒星年龄、恒星(+气体)金属度以及在较小的程度上还有目前的气体所占比例来定量化。

把宽带测光的使用与恒星群体合成相结合,是一种已经很好确立的由星系的累积光探测星系中各种恒星群体的恒星形成历史的方法。这种方法的优点在于它的简单,然而它不能唯一地解决年龄与金属度的简并问题[比卡(Bica)等人 1990 年论文;夏洛特和西尔克 1994 年论文]。

另一种广泛使用的方法是利克(Lick)指数系统[伯斯坦(Burstein)等人 1984 年论文],这一系统已由沃西(Worthey)等人 1994 年论文和特拉格等人 1998 年论文作了进一步改进。在这一系统中,Hb 指数是首要的对年龄敏感的光谱指标,而 Mg Fe 指数是首要的金属度指标。这种利克指数具有众所周知的局限性。它们对应的分光分辨率很低(89 埃),要求对星系内部运动作很困难的改正,并且没有对测光标度进行校准。此外,两种最突出的利克指数——Mg2 l5176 Fe l5270 —— 现已知道很容易受到其他元素的污染,尤其是 Ca C[特里皮科(Tripicco)和贝尔 1995 年论文]。

如何最好地测量星系年龄,这是一个长期未解决的问题。测定这一年龄的最可靠的方法涉及巴耳末系的一些低阶跃迁(n < 4)。由 Hg  等值宽度导出的年龄已经得到琼斯和沃西 1995 年论文的使用。罗斯Rose1994 年论文及考德威尔(Caldwell)和罗斯 1998 年论文率先使用了更高阶的巴耳末线来打破年龄与金属度的简并(沃西 1994 年论文)。这些更高阶的谱线较少受到星际介质巴耳末线发射的影响。他们提出了一个谱线比指数 Hn/Fe ,它是 Hg Hd H8 三条谱线之和相对于这些位置附近的 Fe 线之比。这一指数功能的最新证明可以在康坎农等人 2000 年论文中找到。

 

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6b. 同图6a,但星系为NGC 4150

 

最后,与光谱合成模型相匹配的全光谱拟合方法最有成功的希望[瓦兹德基斯Vazdekis 1999 年论文]。这种新的方法,与利克系统相比,分光的分辨率提高到了 4 倍,其等龄线或者等化学丰度线网格覆盖在两个利克指数的图上,比沃西模型更为正交。因此,像 NGC 4365 这样的星系,在瓦兹德基斯模型中没有展现出任何年龄梯度(戴维斯等人 2001 年论文;见图 6a),在沃西模型中似乎显出了年龄弥散。令人感兴趣的是,NGC 4150 在年龄保持不变的情况下,展现出了丰度的弥散(图 6b)。

 

星系中的低面亮度结构 星系之间的动力学相互作用会造成包括由恒星组成的壳层[马林(Malin)和卡特(Carter1980 年论文;奎因 1984 年论文]、扇面[韦尔(Weil)等人 1997 年论文]和潮汐流[格雷格(Gregg)和韦斯特(West1998 年论文;卡尔卡涅奥—罗尔丹(Calcaneo-Roldan)等人 2000 年论文;郑(Zheng,音译)等人 1999 年论文]在内的各种结构。图 7 表明了某些出色的例子。我们看到了多核、相互绕转的两个核以及分布在其轨道上的气体的明显证据。在小光度的水平上,旋涡星系的星系盘最外层的几圈恒星等光度线似乎常常偏离轴对称[里克斯(Rix)和扎里茨基(Zaritsky1995 年论文]。在所有哈勃类型的星系中,对于旋臂,也有同样的情况[舒梅克斯(Schoenmakers)等人 1997 年论文;钱奇(Cianci2002 年论文]。

特别令人感兴趣的是星流,他们也许能给星系模型提供重要的约束,尤其是当通过对行星状星云的检测使得运动学测量变为可能的时候。现在已经知道的星流超过十几个,而且这很可能预示着有一个远为更大的面亮度非常低的群体。约翰斯顿等人 2001 年论文证明,一些星流可以存在几十亿年,并且只有在大约 × 10 8 年内处于光学检测极限(m V = 30 星等·角秒-2)以上时才可以看到。有几个星系群(例如,狮子星系群)的确存在大尺度的 HI 纤维,他们可以在长达几十亿年内一直看到。

深度的 CCD 成像已经显示出围绕 NGC 5907 的恒星圈[商(Shang,音译)等人 1998 年论文]和由 NGC 5548 伸展出来的一个由恒星组成的特征[泰森(Tyson)等人 1998 年论文]。照相放大技术已经展现出在大约十个源中有星流存在[马林和哈德利(Hadley1997 年论文;卡尔卡涅奥—罗尔丹等人 2000 年论文;韦尔等人 1997 年论文]。对于这些特定的观测结果,极限面亮度为 m V  28.5 星等·角秒-2 。对于所有这些系统,我们估计星流的总光度介于 320×107 L 之间。

作为最新的发展,大视场的 CCD 照相机已经通过对几百万个单独的源的多波段测光展现出了其中的星流。于是,就可以在狭窄的颜色区间内重构一幅分色图像,以此来增强特征相对于星场的明显程度。使用这种方法,已经发现了 M31 中的一个星流(伊巴塔等人 2001 年论文 a)和由球状星团 Pal 5 伸展出来的潮汐尾巴[奥登克尔钦(Odenkirchen)等人 2001 年论文]。这种技术具有把上面所述的直接成像方法推进到远为更深的深度的潜力。

众所周知,低面亮度天体的观测是很困难的。现代的望远镜和仪器的设计对于这部分参数空间来说完全没有达到最优化。对于星系附近区域弥漫光的检测的许多结果已经表明,它们实际上是有仪器内部的散射光引起的。

在下面的《相空间中的结构》内,我们将讨论在银河系内根据自行和分光巡天证认出来的一些移动星群。 它们的投影面亮度为   m V = 3034 星等·角秒-2 ,低于现代成像技术的极限。

把视野放得更远一些,我们看到了正在发生中的一些离散的吸积事件的证据。银河系被一些伴星系包围着,它们看起来被包括在一、两个横贯天空的大星流之中(林登贝尔和林登贝尔 1995 年论文)。其中最著名的,是两个麦哲伦云和与它们成协的麦哲伦 HI 流。主要由于来自大范围晕的动力学摩擦,可以预期,在遥远的将来,它们都将与银河系合并。

 

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7.  在外层具有暗弱星流的正常旋涡星系的一些例子(见正文):(aM104,其中星流具有远比图 3c 大的尺度(马林和哈德利 1997 年论文);(bM83(马林和哈德利 1997 年论文);(cNGC 5907(商等人 1998 年论文);(dM31(伊巴塔等人 2001 年论文 a)。

 

 

 

 

(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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