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银河系的恒星盘(Rix 和 Bovy 2013)(第 1—2 节)  

2013-03-16 08:01:48|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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Astron Astrophys Rev (2013) 21:61 = arXiv: 1301.31681v1 [astro-ph.GA] 14 Jan 2013

银河系的恒星盘:银盘的成图和建模

The Milky Way’s Stellar Disk: Mapping and Modeling the Galactic Disk

汉斯—沃尔特·里克斯(Hans-Walter Rix1 、乔·博维(Jo Bovy2 *

1 德国海德堡马克斯—普朗克天文研究所(Max-Planck-Institut für Astronomie, Konigstuhl 17, D-69117 Heidelberg, Germany

2 美国新泽西州普林斯顿高级研究所(Institute for Advanced Study, Einstein Drive, Princeton, NJ 08540, USA

* 哈勃研究伙伴。

 

摘要

一整套的大型的恒星巡天,包括最终的“盖亚”(Gaia)太空项目,正在描绘着银河系的图谱,使得与银河系的恒星盘中的恒星分布和特性有关的经验信息,正在发生着革命性的变化。我们使用这类对银河系恒星逐颗进行测量得到的数据,评述和展示了为检验盘星系的演化的机制并严格地约束银河系的引力势所必需的分析和建模。我们强调了恒星巡天的选择函数在任何这样的建模中所起的至关重要的作用;而且,我们赞同把银河系的恒星盘看作是由一些“单丰度星族”(MAP)构成的这样一种观点在动力学建模和约束银河系的演化过程两方面的实用性。我们评述了最新的关于单丰度星族的空间和运动学分布的工作,展示了在盖亚时代对单丰度星族的进一步研究应该如何去得出一幅关于银河系暗物质分布和形成历史的决定性地更为清晰的图画。

 

关键词:银河系:银盘,动力学和运动学,形成和演化,星族——巡天

1. 引言

在星系世界中,从许多方面来看,银河系都应该是一个典型:宇宙中现有的恒星,一半位于在恒星质量、大小、化学丰度等方面与我们的银河系相匹配的星系中,相差最大不超过几倍[例如,莫(Mo)等人 2010 年论文]。但对于我们来说,银河系是唯一的我们可以全方位地看到它其中的恒星分布的星系:我们可以逐颗恒星地获得它的三维位置和三维速度(vlos μ? μb),还有这颗恒星的光球元素丰度,并限定它的年龄。我们知道,在原则上,这笔关于我们银河系的恒星实体的巨大的信息财富,被认为是认识和了解盘星系的构建和演化的某些机制的一把钥匙。而且,它还被认为是银河系中三维引力势的成图的一把钥匙,并暗示出暗物质(DM)的分布。一系列正在进行的测光和分光巡天,已在最近成百倍地提高了具有良好的距离、视向和横向速度以及丰度估计的恒星的数量;这还仅仅是将在明年发射升空的欧洲航天局旗舰太空科学项目盖亚预计可以取得的数据财富的预兆。

 

银盘的成图和建模(Rix 和 Bovy 2013)(第 1—2 节) - wangjj586 - 星海微萤

 

1.  我们的银河系的外貌和盖亚将要巡视的有效空间[卢里(X. Luri)和罗宾(A. Robin)供图],依据最新模拟的盖亚模拟星表绘制。即使在盖亚时代,尘埃消光和星像的密集将把对银盘的探测范围限制在仅仅光学巡天所能达到的一个象限中。

 

然而,从这些数据中提取它们所包含的大量天体物理学信息的实际处理方法依然严重地发展不足。甚至,对于星系形成过程或者暗物质的任何推断来说,限制着这些推断的准确度的是什么,在这一点上,连得性质都还不清楚:是样本的大小、所涉及的银河系恒星实体所占的比例(参看图 1 )、x-v 相空间测量结果的精密度、丰度星系的品质和详尽程度、还是恒星年龄的估计(的缺少)。动力学分析所受到的限制,是样本选择函数所具有的精密度,还是这样一个事实:尘埃的遮蔽和星像的密集,将使得即使用目前所有已经在计划中的仪器做出完美的工作,也还是会留下银河系的大部分(按恒星质量计权的体积)的恒星未被观测到?或者,一些动力学的影响受到了作为大多数动力学建模的基础的对称和平衡假设事实上只是一些近似的局限?

我们的银河系,尽管“就一个星系”,然而可以用来作为星系研究的“罗塞塔石碑”# ,正在增长着的海量数据和不断需要做的识别工作,是那么多,已经触发了大量的准备工作,以便解决怎样分析这些数据和对它们建模的问题。许多科学和实际的问题已经由例如特伦(Turon)等人 2008 年论文或者宾尼(Binney2011 年论文提了出来。迄今为止,已有的巡天解释和建模方法,看来(至少对于上述作者来说)仍然是远远不够的,即使是现有的银河系恒星巡天,也还是不足以利用全部的信息内容,更遑论预期的盖亚数据的信息内容。

 


# 罗塞塔石碑是一块制作于公元前196年的大理石石碑,原本刻有埃及国王托勒密五世的诏书。石碑上用希腊文字、古埃及文字和当时的通俗体文字刻了同样的内容。由于这块石碑刻有三种不同语言的文字,使得近代的考古学家得以有机会对照不同语言版本的内容后,解读出已经失传千余年的埃及象形文字意义与结构,从而成为今日研究古埃及历史的重要里程碑。——译注

 

 

而且,“了解银河系目前的结构和重构它的形成历史”这个课题,尽管仍然还是天体物理学的首要的兴趣所在,可是这些数据应该要解决的具体的问题,自最初的盖亚项目的科学理由确定以来,由于我们在宇宙学的框架中对星系的形成过程的认识的提高以及在现今的星系演化方面的最新的工作进展,已经发生了演变。简单地“重构”银河系的形成历史这个目标,即使是借助理想化的盖亚数据,现在看来也太天真了。

本评述在这里将仅限于考虑银河系的恒星(即不涉及银河系的星际介质),特别是银河系的占主导地位的恒星子系,即“银盘,其中包含了银河系的所有恒星的约四分之三。作为一种缩写,我们将使用术语“银盘(带有引号)来指“银河系的恒星盘”。所有其他的盘都将被标以修饰性的定语。这里的讨论将集中于我们银河系的恒星盘和整个银晕的中心部分的暗物质(≤ 0.05× R virial ~ 12 千秒差距)# ,对于银河系中其他的恒星子系、气体和尘埃,以及整个银晕的结构,仅作粗略的处理。也许,我们在选取这篇评述所考虑的范围时,把银棒忽略掉是最成问题的,因为银盘和银棒之间的界面既令人感兴趣,又不清楚,而且很明显,对于“银盘”的动力学状况和演化,今天的银棒具有重要的动力学影响;不过,银棒所起的作用和复杂性,使得它有必要分开来处理。

 


#  R virial 是银河系的位力半径。——译注

 

 

对银河系的一次详尽的分析也许有助于回答与星系盘的形成过程有关的那些问题,这些问题是多方面的。哪些过程会对星系盘的结构起决定作用?尤其,究竟是哪些过程造成了在星系盘的恒星分布中所看到的指数的径向轮廓和垂直轮廓?全部或大部分恒星是从靠近这个盘平面处已经完全稳定下来的气体盘中诞生并随后才获得它们的垂直运动的吗?或者,有某一比例的盘族恒星早就已经在非常动荡的气体中形成[例如,布尔诺德(Bournaud)等人 2009 年论文;塞维里诺(Ceverino)等人 2012 年论文],从而形成了原始的厚盘?是否有表明恒星的能量反馈到星际介质中的明显的印记,使得星系形成过程的整体模型已被看作(盘)星系形成的决定性“要素”[纳什(Nath)和西尔克(Silk2009 年论文;霍普金斯Hopkins)等人 2012 年论文]?内加热在星系盘的塑造中起着什么作用?径向迁移[塞尔伍德(Sellwood)和宾尼 2002 年论文;罗斯卡尔(Roskar)等人 2008 年论文 a b ;舒恩里奇(Schonrich)和宾尼 2008 年论文;明切夫(Minchev)等人 2011 年论文],即预期在不提高轨道偏心率的情况下发生的恒星平均轨道半径的大幅度的变化,起着什么样的作用?被视为 Λ 冷暗物质(CDM)宇宙形成模型不可分割的一部分的小规模的合并在星系盘的塑造中起着什么作用[例如,阿巴迪(Abadi)等人 2003 年论文]?内落中的伴星系对银河系的盘有多大的冲击加热作用,从而有可能导致一个独特的厚盘吗[比利亚洛沃斯(Villalobos)和赫尔米(Helmi2008 年论文]?在这个过程中它们造成了多少由恒星组成的碎片?由伴星系内落引起的轨道的径向迁移[伯德(Bird)等人2012年],与纯粹的内部过程有所不同吗?所有这些问题不仅特别地与银河系有关,而且通常会引出一些弹性的恒星盘是如何发生潮汐相互作用的问题;一直有人声称[例如,科尔门迪(Kormendy)等人 2010 年论文;沈(Shen)等人 2010 年论文],大而薄的恒星盘的存在构成了对合并驱动的 Λ 冷暗物质图景的挑战。

最后,这些问题的解答,需要在大部分是流体动力学的模拟的实践中,把“银盘”的可观测到的现状与从一开始起的形成过程的模型预期的情况作多方面的比较。然而,目前这一代的“宇宙学”的盘星系形成过程的模型,在关于盘星系可能的形成历史的表达方面,更多的是说明性的,而并非是详尽无遗的;因此,如何通过与观测数据相比较来检验一些星系形成要素的重要性这个问题,尚在积极地研究中。

人们可以从数据中获得的关于“银盘”的最大量的经验信息,是对恒星在其中作轨道运动的引力势 Φx , t)以及“银盘”中的恒星的化学成分与轨道分布函数的一个共同的约束。如何最好地获得这样的联合约束,在原理上是一个已经解决了的问题,但在实际做的时候并非如此(见第 2.3 节和第 5 节)。

本评述就是在这种情况下,要努力地去实现三大目标:

——综合目前与暗物质、盘星系形成和演化最为有关的那些问题,这些问题实际上也许就是要靠对银盘的恒星巡天来解决。

——展示恒星大样本的“建模”意味着什么,并强调我们将来会看到的某些实际挑战。

——描述最近的工作可能会怎样改变我们关于如何最好地处理这些问题的思考。

与特伦等人 2008 年论文以及伊弗齐奇(Ivezic)、比尔斯(Beers)和尤里奇Juric2012 年论文中关于银盘的经验描述相比较,以及宾尼和他的合作者关于银河系的动力学建模的一组论文[宾尼 2010 年论文;宾尼和麦克米伦McMillan2011 年论文;宾尼 2012 年论文;麦克米伦和宾尼 2012 年论文]相比较,我们更为强调的是在银盘的建模中我们认为关键性的两个方面:

——对“单一丰度”的恒星子族(MAP)的考虑,即问这样一个问题:“如果我们的眼睛只能看到光球丰度处在一个狭窄的范围内的恒星,那么我们的银盘看起来将像什么样子”。这种“单丰度子盘”的重要性起因于这样一个事实,即在存在显著的径向迁移的情况下,化学丰度是恒星具有的唯一的能长期保持着的标志[见弗里曼(Freeman)和布兰德—霍桑(Bland-Hawthorne2002 年论文],可以被用来划分恒星的子群而不需要对它们的动力学历史做出特定的假定。在一个无碰撞系统中,这些星族可以完全独立地进行建模;它们还必须“感觉”到相同的引力势。

——进入建模的任何恒星样本的选择函数(首先是空间的选择)的核心重要性。动力学建模把恒星的运动状况与它们的空间分布联系在一起。“银盘”恒星的不同子集(例如具有不同的丰度)有着显着不同的空间和运动学分布。如果一个恒星的子集运动状况已经测量得到,但空间选择函数未能知道得好于某一准确度,那么不论这个样本多么大,都将对动力学推断构成一个基本的限制;而且,样本越大这种限制越明显,对选择函数的认识越加可能成为这种分析中的一个限制因素。

本评述的其余部分的结构如下:在第 2 节中,我们将更详细地讨论银盘的整体特征,并在宇宙学的背景下把恒星盘的形成与演化中的那些尚未解决的问题具体化。 在第 3 节中,我们提供了对现有的和正在出现的银河系恒星巡天的一个概述,而在第 4 节中,我们描述了巡天的选择函数在建模中可以和应该如何严格地进行处理。在第 5 和第 6 节中,我们给出“银盘”的动力学和结构建模的最新研究结果,以及它们对未来的研究工作的影响。在最后的第 7 节中,我们讨论我们认为的主要实际挑战和在未来几年内本研究方向能够获得成功的一些迹象。

2.银盘”研究:概述

对“银盘”的“认识”,这也许意味着对“银盘”的一种全面的经验性的特征化、以及对于哪些理论概念——可能是相互对立的——能够或者不能够对这些特征作出相符合的推测的探讨。因为银河系只是一个特定的星系,而且因为盘星系的形成是一个复杂的过程,这预示着许多特性的分布范围很宽,所以考虑一下“银盘”的哪些特性通常可以用来检验与形成过程有关的一些概念,而不是简单地代表着盘的形成过程的许多可能的结果之一,可能是有用的。

2.1. “银盘”的目前结构的特征化

用一种非正式的、按光度或者质量计权的平均值来特征化的语言来说,可以把“银盘”特征化为一个高度扁平化的结构,它的(指数形式的)径向标长为 2.53 千秒差距,而标高则为 = ~ 0.3 千秒差距[例如,肯特(Kent)等人 1991 年论文;洛佩兹—科雷德瓦拉(López-Corredoira)等人 2002 年论文;麦克米伦 2011 年论文],它在运动学上是冷的,这是就这样一种意义来说的,即太阳附近恒星的特征速度弥散度 σz = ~ σφ = ~ σR /1.5 = ~ 25 千米·秒-1 ,远低于 vcirc = ~ 220 千米·秒-1 。目前的银河系的整体结构参数估计被汇编在宾尼和特里梅因(Tremaine2008 年论文中的表 1.2 内;对于“银盘”质量的更具体的估计是 = ~ 5×1010 M[弗林(Flynn)等人 2006 年论文,麦克米伦 2011 年论文],但最新的数据集还没有以这个基本数字为基础。对于“银盘”的整体平均的金属度现在还没有好的估计,不过〈[Fe/H]〉看来很可能在太阳的这一数值附近。

鉴于这些整体特性,银河系和“银盘”在今天的星系世界中是非常“典型”的:在低红移的宇宙中,相当数量的恒星生活在比银河系更大或者更小(更富金属或更贫金属)的星系中。按照“银盘”的恒星质量来说,它的那些结构参数也并不属于例外[例如,范·德·克鲁特(van der Kruit)和弗里曼 2011 年论文]。银河系的最不寻常的方面或许是它的恒星盘占着如此重要的地位,核球与银盘的光度比达到了 1 : 5 左右(肯特等人 1991 年论文),而在大多数 M* > 5×1010 M 的星系中,核球占有远为更重要的地位[考夫曼(Kauffmann)等人 2003 年论文]。

可是,用一些特征数字来描述“银盘”,就像在一些遥远的星系中常常不得不做的那样,甚至没有考虑到要对得起我们在“银盘”中看到的丰富的图案:早已得到认可的一点是,位置、速度、化学丰度和年龄都非常强烈和系统地相关。这是就这样一种意义而言的,即一些较年轻和(或)较富金属的恒星往往是处在具有较低的速度弥散度的较接近圆形的轨道上。当然,一些具有较低的(垂直)速度弥散度的星族将形成一个较薄的子盘。这导致了根据空间分布、运动状况或化学元素丰度来确定“银盘”的一些子盘的处理方法。最常见的是用一个占主导地位的薄盘和一个厚盘来描述“银盘”,而薄盘和厚盘的恒星样本,则用空间位置、运动状况或化学元素丰度来确定。尽管这些起着定义作用的特性当然是有联系的,可是它们所划分出的恒星子集并不完全相同。这样把“银盘”的结构分成两个截然分明的子盘是否切合实际,将在下面讨论。

 

银盘的成图和建模(Rix 和 Bovy 2013)(第 1—2 节) - wangjj586 - 星海微萤

 

2.  “银盘”和银晕的恒星数密度图,取自尤里奇等人 2008 年论文,就颜色 0.6 ri 0.65 K 型星而言。这幅图是依据斯隆数字化巡天测光数据沿 φ 方向取平均值以后画出的,并应用了测光距离估计,其中(合乎情理地)假定绝大多数恒星都在主序上,并非巨星。请注意,对于上述颜色范围而言,主序星的取样将将相当好地遍及所有的年龄,因为它们的主序光度基本上是保持不变的。不过,随着 |z| R 的增大,这些恒星的平均金属度是变化的,而且在上述颜色范围内的恒星是有不同的质量和光度的。

 

我们所知道得与“银盘”内的这些空间位置、运动状况和化学成分的相关关系有关的许多东西,直到非常近的时候,都还是来自非常局部的恒星样本,不是得自一些 R = ~ R 的研究工作,就是得自精粹和起着支柱作用的“依巴谷”及“日内瓦和哥本哈根”恒星样本,这个样本中的恒星都是取自 = ~ 100 秒差距以内[欧洲航天局 1997 年出版的星表;诺德斯特罗姆(Nordstrom)等人 2004 年论文]。因为动力学状况与局部的和全局的特性都有联系,所以它是完全有可能并且合情合理地对比巡天的空间范围本身更大的空间范围作出推断;然而,重要的是要记住,空间范围有限的日内瓦和哥本哈根样本涵盖的体积仅对应于“银盘”的半质量体积的两百万分之一。只是在最近,超出太阳近邻的具有 p(x, v, [X/H]) 的大空间范围样本才变得可以利用。#

 


# 本文中用黑体表示的变量均为矢量,而 [X/H] 应整体看成一个矢量,并非两个矢量之比。——译注

 

 

 

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3.  “银盘”中一些距离非常近的恒星在 vx - vz 空间中的分布,距离取自“依巴谷”(= ~ 100 秒差距)[德南(Dehnen1998 年论文]。这个样本展现出了多个“移动星群”次结构,其中某些反映了一些恒星具有共同的出生来源,其他的是陷入轨道共振的结果。

 

对“银盘”的全面的经验描述(空间分布、运动状况、化学丰度),尽管在紧靠太阳的近邻区域中已经揭示出很多需要加以解释的相关关系,可是在这个盘的已有直接观测结果予以限制的很大一部分区域内,类似的图景紧紧现在才开始显露出来。

然而,正如上面的描述所意味着的,“银盘”既不是完全平滑的,又不是完全轴对称的。这对于那些最年轻的恒星来说是极其明显的,这些恒星依然还能展现出它们在星团和星协以及旋臂内的诞生地。可是一些较年老的星族也是这样的情况。一方面,悬臂和银棒是明显的非轴对称特征,这在太阳近邻区域中也有着清晰的印记[例如,德南 1998 2000 年论文;富克斯(Fux2001 年论文;奎林(Quillen2003 年论文;奎林和明切夫 2005 年论文]。到今天为止,银棒的强度和它的图案速度,无论是依据测光[宾尼等人 1997 年论文;比桑茨(Bissantz)和格哈德(Gerhard2002 年论文],还是依据动力学状况(德南 1999 年论文;明切夫等人 2007 年论文),看来都已经测定得相当好。可是,对于恒星盘中的旋臂结构,我们知道的情况远为少得多。尽管那些近距的银河系旋臂的位置,早就已经根据高密度气体的几何状况以及年轻恒星的距离测量结果予以确定,可是在动力学上很重要的恒星的旋臂结构的存在和特性完全还是悬而未决的问题:既没有对应该具有动力学影响的旋涡状恒星超密集区域作过很好的测量,也没有关于“银盘”对恒星旋臂的任何反响的直接证据。旋臂在银河系中所起的动力学作用的澄清,想必只能等待盖亚。

此外,非轴对称次结构还有另一个方面,它在“银盘”中已经知道是存在的,但离切合情况的特征化还很远:存在着一些星群,处在一个星群中的恒星在化学成分上相类似,并且位于相近但非常不平常的轨道上(即组成了星流)[例如,赫尔米等人 1999 年论文;纳瓦罗(Navarro)等人 2004 年论文;克莱门特(Klement)等人 2008 2009年论文],这些恒星的轨道朝向一个起源点,它们在那里形成于一个单独的伴星系中,随后在一次(小型的)合并中留在了“银盘”里。“银盘”的这种通过一些小型的合并得到加热和增长的过程,已经有了大量的模拟,所用的方法,既有无碰撞的,也有流体动力学的[例如,委拉斯开兹(Velazquez)和怀特(White1999 年论文;阿巴迪(Abadi)等人 2003 年论文;卡赞特兹迪斯(Kazantzidis)等人 2008 年论文;莫斯特(Moster)等人 2010 年论文]:这些模拟已经表明,星系的盘可以大量地吸收伴星系的内落和残留物,比最初的估计所意味着的[托特(Toth)和奥斯特里克(Ostriker1992 年论文]多得多。可是,这些模拟还表明——尤其对于顺行的伴星系的内落——只要伴星系残留物已经与星系的盘合并,那就并不总是很容易根据这些残留物的轨道来把它们辨认出来。

2.2. “银盘”的形成过程和演化

星系盘的形成过程和演化的研究已经有 50 年的历史,当初享有盛誉的是梅斯特尔(Mestel1963 年和埃根(Eggen1962 年发表的两篇精粹的论文。然而,通过从头开始的计算来产生一个盘的特性类似于银河系的星系,至今仍然充满着挑战。

通过简化的(半)解析计算来探讨星系盘的形成过程,已经得出了看来似乎令人满意的模型,但花出的代价是忽略了已知起着某种作用的“细节”。就这个问题的处理的一些里程碑来说,尤其应该提到的是福尔(Fall)和艾夫斯塔休(Efstathiou1980 年的论文,它采用了一个适当大小的处在宇宙学的背景中的晕,这个晕通过与环境的相互作用获得了数量看起来合理的角动量,在角动量守恒下发生梅斯特尔的理想气体坍缩:这看来是星系盘大小的一种令人信服的解释。这些概念与普雷斯(Press)和谢克特(Schechter)的一套公式[普雷斯和谢克特 1973 年论文;邦德(Bond)等人 1991 年论文]结合在一起,并由莫等人 1998 年论文作了推广,把星系盘的形成过程放到了通过等级成团的合并增长的晕的背景中。这种处理方法能很好地解释今天的星系盘群体的整体特性以及这一群体随红移的演化[例如,萨默维尔(Somerville)等人 2008 年论文]。

然而,解释星系盘的麻烦是伴随着试图用在宇宙学背景中的(流体动力学)模拟来解释星系盘的形成而发生的。最早的这种模拟[卡茨(Katz)和冈恩(Gunn1991 年论文],由并非真实的对称和静态的初始条件开始,得出的最终结果看起来像是观测到的星系盘。但随后这一领域就进入了为期 15 年的一个时期,在这个时期里几乎所有的模拟产生的星系核球远为过大,而它们的恒星盘不是过小,就是过弱(所占的质量比例过小),或者既过小又过弱。当然,从一开始就很清楚,这是一个在数值处理上特别困难的问题:提供物质的空间范围的初值(= ~ 500 千秒差距)和观测到的星系盘的薄的程度(= ~ 0.25 千秒差距),意味着动态范围非常大,而且当由气体形成恒星的时候产生的“子网格”的物理状况问题以及这一恒星形成过程如何向剩余的气体反馈的问题,起着一种决定性的作用。

2012 年为止,各个不同的团组[阿格尔茨(Agertz)等人 2011 年论文;古埃德斯(Guedes)等人 2011 年论文;马尔提希(Martig)等人 2012 年论文;斯廷森(Stinson)等人 2013 年论文]已经在模拟方面取得成功,能够得出一些很大的、以盘为主的星系,许多特性都与银河系相像(参看图 4)。这一进展看来似乎——从好的方面来说——是由显式或隐式地纳入了物理反馈过程而出现的,这些过程在以前都被忽略了。尤其是,大质量星在爆发称为“超新星”之前的“辐射反馈”货品“早期恒星反馈”看来是一种曾经缺失的重要反馈因素,并且必须在模拟中加进已经广为接受的超新星反馈过程[纳什和西尔克 2009 年论文;霍普金斯等人 2012 年论文;布鲁克(Brook)等人 2012 年论文]。在补充了这样的——物理上应该有的——反馈过程之后,就能够从一开始起模拟以盘为主的星系了,它们在一个很大的质量标度范围内具有近似正确的恒星与星系晕的质量比例。在其他的某些情况下(参看古埃德斯等人 2011 年论文),不是直接地补充辐射反馈过程,但在 104 开以下的冷却抑制过程有着类似的影响。看来,这一额外的反馈过程的纳入不仅使得以盘为主的星系成为模拟的有望得出的结果,而且也改进了星系的光度函数与塔利—费希尔(Tully-Fisher)关系的符合程度。

 

银盘的成图和建模(Rix 和 Bovy 2013)(第 1—2 节) - wangjj586 - 星海微萤

 

4.  目的在于跟踪类似银河系的星系从一开始起的形成历史的 ERIS 盘星系形成过程模拟的输出结果。这幅图呈现出与 2 微米全天空巡天(2MASS)所得到的银河系图很相像的投影图,并且表明了现在的一些模拟已经达到的程度能够得出一些具有非常宁静的合并历史的、以盘为主的星系。

 

这一切都是长期期待着的成功,但离开对任何特定的星系盘、包括我们的银盘的形成过程的任何结论性的解释无疑还很远。特别是,这些模拟结果对数值处理的各个不同的方面依然有着非常令人不舒服的依赖,对此,已在最近由斯坎纳皮科(Scannapieco)等人 2012 年论文作了总结。

除了完全宇宙学的模拟以外,一直在做的很大的一部分工作是从解析或数值的角度研究星系盘的演化,重点是化学成分的演化以及厚盘这一子盘的形成过程和演化。银河系的化学演化一直在用各种不同的方法进行研究[例如,马陶西(Matteucci)和弗朗索瓦(Francois1989 年论文;吉尔摩Gilmore)等人 1989 年论文;基亚皮尼(Chiappini)等人 2001 年论文],主要是采用物理上激励人但几何上简化的模型(不是从一开始起的宇宙学的模拟):这些研究的目的是在对“新鲜”气体的宇宙学内落进行约束[例如,弗赖特尔纳利(Fraternali)和宾尼(Binney2008 年论文;科拉维提(Colavitti)等人 2008 年论文]、解释径向丰度梯度的起源[例如,普朗察(Prantzos)和奥伯特(Aubert1995 年论文]以及探索“星系喷泉”所起的作用,这种星系喷泉,是由星系盘向外吹的气体,正在变成转动着的高温星系冕的一部分,并且最终还是会返回到星系盘内[例如,马里纳奇(Marinacci)等人 2011 年论文]。最近明切夫等人在 2012 年论文 b 中的工作已经引进了一种新的处理方法,通过把具体的化学演化与宇宙学 N 体模拟结合在一起来对“银盘”的演化建模。

尤其是,为了解释星系盘的垂直结构,已经提出了一些性质上不同的模型,其中纳入了一些受到宇宙学启发而提出的机制,其中由伴星系瓦解留下的恒星可以直接地被吸积(阿巴迪等人 2003 年论文), 或者星系盘可以通过小型的合并被加热[托特和奥斯特里克 1992 年论文;奎因(Quinn)等人 1993 年论文;卡赞特兹迪斯等人 2008 年论文;比利亚洛沃斯和赫尔米 2008 年论文;莫斯特等人 2010 年论文],或者在一次富含气体的合并之后经历一次恒星形成的暴发(布鲁克等人 2004 年论文)。要不,星系盘诞生时曾经可能具有比在 z 0 处通常应有的更大的速度弥散度(布尔诺德等人 2009 年论文;塞维里诺等人 2012 年论文),或者,由于径向迁移造成的纯粹内部的动力学演化也许会逐渐使得星系盘变厚[舒恩里奇和宾尼 2009 年论文;洛布曼(Loebman)等人 2011 年论文;明切夫等人 2012 年论文 a]。很可能,正是这些机制结合在一起,造成了“银盘”今天的结构,但这些影响所起的作用应有的相对大小,尚有待细致地加以研究,而且这些影响中尚没有一个已经令人信服地表明在“银盘”的演化中起着主导作用。

径向迁移很可能对“银盘”的那些可观测特性有着很大的影响,即使它在塑造星系盘的整体特性方面所起的作用是第二位的也罢。由塞尔伍德和宾尼 2002 年论文所描述的基本过程包括了在随时变化着的旋臂的共转半径处恒星的散射;在共转的情况下,这种散射会改变轨道(= ~ 平均半径)的角动量 Lz ,而不会使轨道的随机能量增加。更晚些,一种类似的——而且潜在地更加有效的——过程表明了会在星系棒与旋臂结构的共振交叠的时候发生[明切夫和法梅(Famaey2010 年论文;明切夫等人 2011 年论文]。平均轨道半径的这种变化可望大约在几十亿年内发生一次,并且对于解释“银盘”今天的结构有着深深的影响:例如,今天的 Lz 不再能够用来作为诞生时的 Lz 的很好的近似,即使恒星是在接近圆形的轨道上也罢。在银河系中曾经发生过的径向迁移的强度的定量化,是下一代银河系巡天最需要解决的问题之一。

把所有这些努力所得出的推测简短地综合一下,如下:

——星系的恒星盘一般应该是由里向外形成的。更具体地说,是一开始就处在势阱中心附近的具有很低角动量的气体在很小的半径处形成恒星。

——具有大小与观测结果相一致的星系盘的以这样的盘为主的星系,在且只有在从 z = ~ 1 起没有发生过大型的合并的情况下才会出现。

——在晚期,按光度或者质量计权的径向恒星密度轮廓看来呈指数型。

——在较早的时期(z 1)形成的恒星,那时气体所占的比例远远高得多,它们并不是在已经完全成形并且很薄的气体盘中形成的,因为它们在 z = ~ 0 时的速度弥散度 10 千米·秒-1

——星系盘的特征厚度 400 秒差距或者垂直温度 σz = ~ 25 千米·秒-1 似乎是可信的。

——物质的内落,使得新鲜气体不断补充进来,而且星系盘得到动力学加热,以及恒星的形成过程不是平滑的,而是完全可变的,甚至是断断续续的,因为在整体特性相同的暗物质晕中存在着大量的变化。被一次特定的内落或加热事件占据了主导地位的情况是很罕见的。

——纵观星系的形成历史,它们展现出显著的非轴对称,它们的星系棒和旋臂看来出现在晚于 z = ~ 1 的时期。通过共振相互作用,这些结构也许对星系的恒星盘的演化有着重要的影响。

2.3. “银盘”和银河系的引力势

关于作为一个星系形成过程约束的“银盘”不同恒星子星族轨道的认识,和由这些恒星得到的关于引力势 Φ (x , t) 的认识,有着密不可分的关系。那些轨道一般都用化学轨道分布函数 p(J , φ , [X/H] , tage|Φ (x)) 来描述,这个函数给出了每一个恒星子集(例如,以它们的年龄 tage 或者它们的化学丰度 [X/H] = [Fe/H] , [α/Fe] , 来表征)位于以 J φ 为标志的轨道上的概率的量值。这里,我们选择用 J 来表征轨道(分布函数的自变量),它是运动的作用量或者说积分[依赖于它的可观测的即时相空间坐标 p(x , v) Φ (x , t)]。然后,每一颗恒星还具有轨道相(或者说相位角)φ ,它的分布通常假定为在 [0 , 2π] 区间内是均匀的。

对于银河系的许多区域内的恒星来说,除了测量到直接的加速度的之外,均存在着 Φ (x , t) p(J , φ , [X/H] , tage) 的许多简并组合,除非施加一些在天体物理学上看来合理的约束和(或)假设:不依赖于时间的稳态解、轴对称解、在同一轨道上的恒星的均匀相分布、等等。这就是恒星动力学建模的方法和技巧(宾尼和特里梅因 2008 年论文;宾尼和麦克米伦 2011 年论文)。

对银河系势阱的认识是这种动力学建模的一个中心问题。在比单个的星系更大的尺度上,所谓标准的 Λ 冷暗物质宇宙学已经在它的定量推测中取得了极大的成功。只要对暗能量和暗物质采用某种特征化的假设,大尺度的物质和星系分布就可以得到很好的解释(包括重子声学震荡),并且与宇宙微波背景中的起伏联系起来。在星系和更小的尺度上,理论推测更为复杂,这既是因为所有这些尺度都高度地非线性,又是由于冷却中的重子构成了一种重要的、甚至是占质量的绝大部分的成份。的确,Λ 冷暗物质的规范看起来可以作出至少两种推测,这些推测均未能得到观测证据证实,或者甚至看起来相抵触。Λ 冷暗物质模拟不仅推测有大量小质量的暗物质晕,它们几乎完全没有恒星[考夫曼等人 1993 年论文;克雷平(Klypin)等人 1999 年论文;穆尔(Moore)等人 1999 年论文]。Λ 冷暗物质模拟还推测暗物质的轮廓具有尖峰,即暗物质的密度朝向它们的中心发散[杜宾斯基(Dubinski)和卡尔伯格(Carlberg1991 年论文;纳瓦罗等人 1996 年论文]。在一些质量像我们银河系一样大的星系中,一些重子过程多半不能把暗物质的尖峰转变成核,就像在一些小质量的星系中看起来有可能发生的那样[例如,弗洛里斯(Flores)和普里马克(Primack1993 年论文;彭岑(Pontzen)和戈文纳托(Governato2012 年论文]。因此,对于银河系,我们应该认为,在半径 = ~ R0 的球内,多于一半的质量应该是暗物质。朝向银河系核球方向的微引力透镜[波波夫斯基(Popowski)等人 2005 年论文;哈马达切(Hamadache)等人 2006 年论文;苏米(Sumi)等人 2006 年论文]还表明,在我们的银河系中,银盘面内的柱密度主要是由恒星造成的[例如,宾尼和埃文斯(Evans2001 年论文]。对于各个河外星系的测量结果依然是非结论性的,因为动力学的追踪只能靠测量总质量,而不能把恒星和暗物质分别起的作用区分开来。在银河系中,核球以外的几乎所有恒星质量都处在由恒星组成的星系盘内,并因此是非常扁平的,而在 Λ 冷暗物质模拟中出现的暗物质晕是类似球状的或椭球状的。于是,在银河系中,通过垂直运动状况把银盘面附近的质量描绘成半径的函数,在与银河系的自转曲线和外晕质量轮廓相结合时,将能打破所谓的盘晕简并,从而就可以把扁平子系的质量的影响与略呈球状的子系的质量的影响区分开来。

或许,“银盘”的动力学建模的最直接的目的,就是要确定在太阳的轨道半径之内有多少暗物质,是像微引力透镜的结果所意味着的那么少,还是像 Λ 冷暗物质宇宙学所推测的那么多。对于银河系的引力势来说的另一个目的,是要确定类似盘那样的总质量分布是否像恒星计数的结果所意味着的那么薄;这是一个令人感兴趣的问题,因为已经有人提出了存在一个暗物质厚盘的可能性[里德(Read)等人 2008 年论文]。最后,我们可以把由银盘附近得出的精密的约束与由恒星晕中的一些星流得出的约束[例如,科波索夫(Koposov)等人 2010 年论文]结合起来,得到作为半径的函数的引力势的形状。于是,这就可以用来与例如另一种引力模型应有的结果比较,并对某种形式的暗物质存在的必然性提供另一种新的定性的检验。

此外,为了导出恒星的(化学)轨道分布(“分布函数”),必须要有对 Φ (x) 的最佳的可能的约束,因为轨道的特征,例如那些作用量,当然既依赖于恒星的 (x , v) ,又依赖于 Φ (x)


(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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