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日志

 
 

银河系的恒星盘(Rix 和 Bovy 2013)(第 7 节)  

2013-06-09 08:44:02|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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7. “银盘”研究走向何方?

在这篇评述的最后一节中,我们现在回到在引言中提出的两大问题上来:首先,为了尽我们所能地好认识“银盘”附近的 3 维引力势,并对银河系中的暗物质分布作出最佳的推断,还需要采取哪些步骤。其次,怎样才能把对“银盘”的经验描述与星系的形成机制联系起来?我们首先来描述一些新出现的有助于全面的动力学建模的处理办法,然后再把“银盘”的结构与采用单丰度星族框架的宇宙学模拟结果作说明性的初步比较。我们最后对在盖亚时代的概念性和实际的建模以及解释方面的挑战是什么作一些在我们来说最好的猜测。

7.1. 向着实现全面的动力学建模前进

对“银盘”的严格的动力学建模,正在超越已经描述过的建模框架,这种建模所采用的处理方法,最主要由于宾尼和麦克米伦的努力,也已有了很大的进步。然而,仍然还没有把所有的要素都集中在一起来解决这样的问题:就人们现可利用或者很快就可以利用的数据而言,可以得出的对银河系引力势和“银盘”的分布函数的最佳定量约束是什么?就一个给定的动力学问题而言,哪一些观测数据是包含着最丰富的信息的,并没有任何有力的工具,可以用来对此作出试验性的预测。

这些问题需要一些模型,这些模型是整体性的动力学上一致的,并且可以推测各种各样的数据集的似然函数。后面的这一节,不仅反映了作者为一条通向这样的建模机制的道路描绘出路线图的想法和企图,还全面地勾画了宾尼和麦克米伦(宾尼 2010 年论文、2012 年论文 a ;宾尼和麦克米伦 2011 年论文;麦克米伦和宾尼 2012 年论文)出色地奠定的工作和计划:

——鉴于问题的复杂性,在进行非轴对称的、随时间变化的“银盘”建模之前,应该首先在稳态的、轴对称的境况中建立起动力学上完全自洽的模型。这本身将能提供超过现状的巨大进步。对于这样的建模所存在的局限性,可以直截了当地依据由对星系盘的数值模拟得到的模拟数据进行检验,这些数据现在已经达到了足够高的分辨率[≥ 3 亿颗粒子,例如,德昂齐亚(D’Onghia)等人 2012 年论文]。

——鉴于有着大量的离散的观测约束,模型的推测结果在 x , v 空间中必须是连续的,以便直接计算(离散的)数据的似然函数。这是一种“以分布函数为基础”的方法,而不是以离散的粒子或轨道为基础的分布函数表达方法。

——为了使根据一些很大的数据集得出的 Φ(x) 和分布函数共同地最优化或者取样符合实际,Φ(x) 和分布函数都应该能够用数量不太多的参数来描述。对于引力势,则留下了两种选择:或者是用若干离散的、传统的子系来描述引力势,例如核球、银棒、银晕、薄盘、厚盘和气体盘(例如,麦克米伦 2011 年论文)。或者,正如博维等人 2012 年论文 b c d 的单丰度分析所表明的,把“银盘”细分为少量离散的子盘,并没有多大用处,人们可以仅仅用两个参数化的“子系”来描述 Φ(x) ,即一个类似球状(但并非球体)的子系和一个扁平的、类似盘的子系,利用它们的 r 、以及 R z 轮廓的灵活性,似乎是一个更符合实际的起始点。

——宾尼和麦克米伦 2011 年论文已经提出了一族分布函数,这些分布函数用一些作用量来描述,在概念上似乎是能吸引人的, 而且现在看来也已经成为了实际的处理办法。 具体地说, 一个分布函数被用径向、 方位角方向和垂直方向的作用量 J (JR , Jφ L z , Jz) 来表示为如下形式:

银河系的恒星盘(Rix 和 Bovy 2013)(第 7 节) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

 

 

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这似乎是一个明智的选择(宾尼 2012 年论文),其中 λ J 是一组用于描述分布函数的参数。在上述情况下,λ J 的元素是 f (L z)CR (L z) DR (L z)(丁等人 2012 年论文 b)。f (L z) 在整体上决定了盘的径向轮廓,给出 Φ(x) CR (L z) DR (L z) 决定了在径向和垂直方向依赖于半径变化的盘“温度”。丁等人 2012 年论文 b 表明了这些分布函数族可以很好地再现“银盘”单丰度星族的径向和垂直方向的特性,证明了适当的简单地参数化的分布函数族是适用的。

基于作用量的分布函数尽管写下来很容易和很简洁,然而由于它们的计算,除了“方位角作用量”Jφ L z 即角动量之外,据说很难(或者很慢),看来已经妨碍了它们被研究界接受。最近在计算和检验近似的作用量的准确度方面的进展[索尔维(Solway)等人 2012 年论文;宾尼 2012 年论文 b ;桑德斯(Sanders2012 年论文],应该有助于克服这个难点。

——“建模”需要在 Φ(x) 给定的情况下高效地进行 (x , v) ←→ (J R , L z , J z) 的计算。很明显,(x , v | Φ(x)) (J R , L z , J z) 较容易计算,因为这不涉及在计算作用量时需要对轨道作显式的处理;在稳态建模中,这些被认为是均匀分布的。这就可以采用仅仅由作用量空间中的位形来进行计算的建模处理方法。

——还有, 一些模型需要对一些可观测数据的“位形空间”中的数据进行估算, 也就是说, 我们必须确定 L({data}|λ J , Φ (x | λ Φ)),其中 {data} = {p (x , v , [X / H] , t age )}i 。于是这就告诉了我们在对分布函数的参数计算边缘分布后的引力势的信息 L({data}| Φ (x | λ Φ)) ;或者是在对 Φ (x) 计算边缘分布后的分布函数的信息 L({data}|λ J )

——为了计算在 Φ (x | λ Φ ) 给定后对于不同 λ J 的数据的很有用的似然函数,必须把分布函数解释为像概率分布那样的分布函数。这就是样本的空间选择函数在其中之所以会起作用的境况所在(例如,麦克米伦和宾尼 2012 年论文)。为了把这样的问题包括在内, 一种处理方法 (丁等人 2012 年论文 b ) 是在可观测到的空间范围内把分布函数“归一化”, 即 f ( λ J ) c selection· f (λ J ) ,其中

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——当然,“数据”{p (x , v , [X / H] , t age )}i (x , v) 空间中不是一些精确的点,而是带有不确性,或者甚至也许缺失某些维度。在实际工作中,这意味着要对这些数据的不确度再计算一次边缘分布,也就是对 δ x δ v δ [X / H] δ t age 积分。在计算上如何做效率更高,并且又足够好,尚有待澄清。

——所有的可观测量当然都依赖于太阳的位置和运动,观测到的速度在某种程度上就是太阳运动的反映,这是不确度的众所周知的一个来源。正如最近的工作所表明的,“本地静止标准”依然存在着广泛的争议:正如博维等人 2012 年论文 a 所指出的,太阳的运动也应该是一个显式的模型参数。

——任何建模都应该利用测量得到的化学丰度,把它们作为“运动积分”来区分子星族。从根本上说,上述方法应该对任何单丰度星族都适用,这些单丰度星族每一个都具有不同的分布函数,可是当然,对于所有的单丰度星族都应该有相同的 Φ(x) 。把所有单丰度星族对似然函数所起的作用取对数后相加,应该可以直接推断 Φ(x)

——最后,“银盘”的动力学状况与第 3.3 节中所述的不同巡天的具体情况并没有多大关系,这些巡天在不同的 (l , b , D) 范围内提供了观测上的约束。因此,一些模型必须要同时拟合不同的巡天得到的数据,在这方面,迄今为止,做得还是太少太少。而且,这应该是直截了当的,因为任何给定的模型(分布函数 Φ(x))可以推测出任何巡天的似然函数,而且数据的(对数)似然函数简单地必须相加在一起。在不同样本的选择函数的编制这一乏味的任务中,面临的就是这些实际的困难。

到目前为止,已经存在着对这些处理方法的初步论证,由一些伪数据使得信息再现了出来:麦克米伦和宾尼 2012 年的论文,表明了对于由 5000 颗恒星组合成的一些总体,如果先验地假定存在薄盘和厚盘这两个分离的子盘,可以把分布函数再现到如何好的程度。丁等人 2012 年论文 b 探讨了银河系引力势的一个三维简化模型,使用与斯隆数字化巡天的斯隆银河系认识和探索扩展中的 G 型矮星类似的模拟巡天数据,参数可以再现到何等好的程度;他们可以证明,引力势的形状能够得到约束,然而这样的约束与譬如说对 v circ 的约束相比远为难以得到。

总而言之,上述路线图表明,对于要做如此全面的建模来说,所有的要素基本上都已经准备就绪。这意味着,尽管盖亚的第一批大规模的数据发布仍还在 2012 年的时间表上滞留着,但在这之前,利用现有的数据,对于银河系的引力势,有着远为更多的事情可以去做,并且获得成果。这应该能提供给我们一幅远为更可靠的“银盘”的 Φ(x) 的图景,并为“银盘”的分布函数的描述提供一条更稳固的基线。

7.1.1 “银盘”中的化学和动力学次结构

“银盘”及其单丰度星族的分布函数的描述还将能为对它的一些偏离即“次结构”提供远为更切合实际的基础。请注意,次结构是指一些“团块”,它们既可以出现在作用量空间中,也可以出现在角度空间中。

7.2. 在银河系形成境况中的单丰度星族

在最近的将来,另一条途径是把经验呈现出来的关于“银盘”的结构置于星系形成的境况中。这里我们来勾画一下一种我们认为有希望的处理方法,看一看在宇宙学的盘形成模拟中的单丰度星族。正如在第 6 节中已经提到过的,似乎有一幅经验图景要呈现出来,在这幅图景中,“银盘”被“看到”呈现出一种从厚(大 h z )而向中心集中(小 R e )的单丰度星族到薄而径向伸展的单丰度星族的一个年龄序列,只要 [α/Fe] [Fe/H] 的确能够给出“银盘”中单丰度星族的近似相对年龄次序的话。

 

银河系的恒星盘(Rix 和 Bovy 2013)(第 7 节) - wangjj586 - 星海微萤

 

17.  在一次导致生成类似银河系的星系的宇宙学形成模拟中“单丰度星族”的今日结构,取自斯廷森等人 2013 年论文,其中的每一幅图均表示模拟中的恒星子集今日的测视图,这些子集按年龄划分:存在着一种显而易见的趋势,由“年老、厚、向中心集中”变为“年轻、薄、向外伸展”。

 

这幅图景以两种方式定性地与已经很好地确立起来的星系形成的概念发生共鸣。一方面,盘星系的形成过程应该是从里向外(例如,莫等人 1998 年论文)。另一方面,有若干理由能够说明为什么“银盘”中越年老的子盘应该越厚(或者说具有越高的速度弥散度):它们也许是在诞生的时候就已经具有较高的弥散度[布尔诺德等人 2009 年论文; 福斯特·施雷伯(F?rster Schreiber)等人 2011 年论文],它们也许受到随后的潮汐相互作用或者伴星系内落的加热(例如,奎因等人 1993 年论文);向外的径向迁移呈现出垂直作用量(不是垂直能)的近似守恒(参看舒恩里奇和宾尼 2009 年论文),这将使得已经向外迁移的那部分盘略微变厚,并且略微减小它们的垂直速度(索尔维等人 2012 年论文;明切夫)等人 2012 年论文 a )。

 

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18.  在模拟中单丰度星族在多高的程度上反映了单年龄星族?这幅图取自斯廷森等人 2013 年论文,其中的模拟追踪化学增丰,表明了每一个(模拟的)单丰度星族区间内的年龄弥散度。对于大多数单丰度星族来说,年龄弥散度小于 10 亿年,这意味着单丰度星族是单年龄星族的相当好的近似。

 

为了进一步推动与宇宙学境况中的预期结果的比较,需要在星系形成模拟中对单丰度星族进行推测。如第 2 节中所述,盘星系形成的模拟在企求产生与银河系相像的星系的结果方面已经取得了巨大的进展(古埃德斯等人 2011 年论文;马尔提希等人 2012 年论文;斯廷森等人 2013 年论文),其中的主要每部分是一个扁平的盘,只有不多的一部分恒星位于中央的核球内。这些模拟中有一些也能自洽地处理化学增丰(例如,斯廷森等人 2013 年论文),而且这些模拟给出了对于单丰度星族的宇宙学的模拟结果和直接的银河系观测结果之间初步的、至少是定性的比较。最近,斯廷森等人 2013 年论文用博维等人 2012 年论文 d 得出的方式作了这样的比较。如图 17 所示,他们发觉符合的程度引人注目。这幅图表明的是模拟中今日恒星密度分布的侧视图,按照 [O/Fe](作为 [α/Fe] 的替代)分组。正如在“银盘”中所观测到的,存在着一个序列,从 [O/Fe] 很高的那端的中心致密而且很厚的形状转变到太阳的 [O/Fe] 数值处径向伸展而且很薄的分布。 通过画出模拟结果中单丰度星族的 h z Re 的关系图,把这幅图景定量化,证实了这一模拟所呈现的情况与数据的情况相同。这种一致性鼓励了关于单丰度星族在何种程度上可以作为单年龄星族的替代的模拟。图 18 表明了模拟结果中的平均年龄和年龄弥散度随 [Fe/H] [α/Fe] 而变化的情况。引人注目的是,这些模拟结果在大多数单丰度区间内,年龄的弥散度 10 亿年,证明了把二维丰度用作年龄的替代物是合理的。

当然,目前,如上仅仅是与一种模拟结果所作的有趣的比较,尽管这是一种极其精致的模拟,被“调节”得与红移零处莫斯特等人 2012 年论文中的恒星质量与晕质量关系相符合,而且产生了一个很大的、质量不小的盘以及一个小小的核球,其丰度的随空间和时间变化的图象不过是它的一个结果。很清楚,这类数据模型的比较应该要远为更进一步地加以探讨,我们在最后一个小节里就将这样做。

某些读者也许渴望要对星系的演化机制进行“检验”,这些检验并不依赖于与数值模拟结果的比较。但这样的检验也许还很远,不是几年之内能实现的,因为今天的动力学结构能告诉我们的主要是今天的情况。这可以用寻求找到对径向迁移的效能的检验来加以说明。高效和高分辨率多元摄谱仪[赫耳墨斯(Hermes)]上的银河系考古(GALAH)实验(弗里曼等人 2010 年论文)已经开始提供这样一种全新的检验:它的目标是要通过“丰度指纹”来识别基本上在同一时间形成的具有相同的轨道作用量和相位的恒星。如果我们可以知道它们现在的轨道(比如说角动量),而且如果我们知道它们的年龄,那么人们就能够直接估计径向迁移的重要性,虽然仍然没有与引起它们迁移的原因有关的明确的线索(银棒、旋臂、伴星系等等)。

7.3. 关于“银盘”的边界处的一些问题

银河系的恒星“银盘”,如这里所定义的,当然不是孤立地存在的,而是以它的极端的方式与银河系的其他“子系”交接在一起的。这些子系包括:银棒和半径很小的(伪)核球;“银盘”的略微翘曲、复杂并且几乎是杂乱无章的外延(> 12 千秒差距);以及恒星银晕,数据确实表明了它是一个与“银盘”的主体“截然不同”的子系(马耶夫斯基 1993 年论文;伊弗齐奇等人 2008 年论文)。对于这些领域内的状况和前景,我们只作简短的评述。

——最内层的“银盘”:像我们这样的大质量的晚型星系,中心常常会有星系棒[巴拉扎(Barazza)等人 2008 年论文]和一个很厚的中心部分,后者称为伪核球(例如,可蒙迪和肯尼库特 2004 年论文);银河系符合这样的图景,它有着一个大尺度的恒星银棒[宾尼等人 1991 1997 年论文;布利茨(Blitz)和斯佩格尔(Spergel1991 年论文;温伯格(Weinberg1992 年论文]。这一银棒必定是由之前已经存在的“银盘”中的部分恒星形成的,而要把这两个子系清楚地加以区分也许是没有意义的(例如,沈等人 2010 年论文)。实际上,现在的银棒的边界是一条实用的分界线,据推测是在 2.5±0.5 千秒差距的共转区处(宾尼等人 1991 年论文)。因为银棒图案的速度存在长期变化[德巴提斯塔(Debattista)和塞尔伍德 2000 年论文],所以不清楚——而且应该要搞清楚——上述半径是否意味着丰度或者年龄结构出现了什么变化。

——“银盘”的外边缘:我们的近邻星系 M31 的恒星盘在非常靠外侧的部分有明显的耗损[菲尔古森(Ferguson)等人 2002 年论文;伊巴塔(Ibata)等人 2005 年论文],这可能是因为那里的很多物质是被潮汐瓦解后的伴星系的残骸,或者可能是因为盘内的物质受到这类内落事件的粗暴扰动。有足够的证据可以证明,“银盘”的外围部分正是紊乱的:各种各样的已知的结构,例如“反银心环”、“麒麟环”、“大犬特征”[彦尼等人 2003 年论文;马丁(Martin)等人 2004 年论文;德荣(de Jong)等人 2010 年论文], 反映了事实上在 RGC = 15 20 千秒差距并且 | z | > 1 千秒差距处有着远比简单的双指数盘模型所意味着的更多的恒星[康恩(Conn)等人 2012 年论文]。“银盘”外围的这种“特征”已经引出了广泛的讨论,已经提出了两种完全不同的(而且是以很可能过分简化的纯粹形式的)解释来说明它:一种纯粹地认为是沉积的由恒星组成的伴星系残骸,它们沿着一个低银纬、低偏心率的顺行轨道被合并了进来[例如,潘纳鲁维亚(Penarrubia)等人 2005 年论文],另一种则简单地认为是银盘的翘曲和突变双重作用的结果[莫曼尼(Momany)等人 2006 年论文]。因为“麒麟环”的可能的成员星丰度分布和运动状况与对银盘外围的预期没有明显的不同,所以将对它进行全面的天区覆盖(例如,由全景巡天望远镜和快速响应系统 1 号来这样做),并由盖亚得到好的距离,以及利用扩展的分光观测结果(几千颗恒星),得出速度和丰度,进行分类,看在何种程度上这些恒星已被“拖入”“银盘”或者“踢出”“银盘”。

7.4. 以后几年的某些特定任务

我们已经描述了恒星“银盘”巡天数据的采集、分析和(用动力学和宇宙学的方法)建模,现在我们来试着筹划在以后几年内为回答在这篇评述的引言中提出的某些问题而可行并且必要的一些可能的项目:

7.4.1 什么因素限制了“银盘”的动力学建模?

随着第 7.1 节中的一套建模的体系的就位,至少在原则上,所有的要素都已被汇集到一起来回答这个问题。做这件事情的最直截了当的处理方法是由对星系盘的 N 体模拟建立起一些模拟数据集,通过构建过程使得它们自洽,并且把它们反馈给那套建模的体系,看看可以把 Φ(x) 和分布函数复现得如何好。最近,盘星系的非宇宙学模拟的粒子规模已经达到 = ~ 3 亿颗粒子(德昂齐亚等人 2012 年论文),其中与最新一代的巡天数据(视向速度实验、斯隆数字化巡天、阿帕奇波因特天文台银河系演化实验等等)相配的模拟数据集可以直接抽取,而不必超级取样。然后,可以运用选择函数、带有随机或者系统误差的距离估计以及(适当或者不适当的)去红化估计,其中红化模型将是最新出现的银河系三维消光图的版本(参看第 3.2.4 节)。取一组模拟数据集,由它导出 Φ(x) 的概率分布函数,这将会显现出限制引力势推断的准确度的那些因素。类似的、或者甚至相同的模拟数据集,可以用来探究例如银河系这样的盘星系的非轴对称、尤其是旋臂和中心的银棒将会对在作了轴对称的假定的情况下 Φ(x) 的推断产生什么程度的影响。进而,采用这样的分析,人们可以探究例如用动力学方法测量旋臂的强度将会产生什么结果。模拟数据,至少在非常高分辨率的情况下,并因而“非宇宙学”的模拟,不容易提供的,是一个可以用于确定单丰度星族的“丰度标签”。因此,在动力学分析中,通过把示踪样本划分为单丰度星族,可以有多大的收获,检验这个问题的最好的途径,依然还需要设想。目前沿着那些路线所作的一些实验(丁等人 2012 年论文 b )表明,样本是否足够大,在目前境况(≥ 104105 颗星)中的引力势约束方面,起着次决定性的作用。这样的模拟数据集,在找出大量的只具有部分相空间信息(例如,缺少 v los )的恒星与远为小的具有完整的相空间信息的样本相比是否具有相近的信息含量方面,也将起着关键的作用。

7.4.2 怎样才能得到最佳的化学与轨道的分布函数?

在全面的动力学建模(第 7.1 节)的境况中,分布函数的估计当然是“自动”得出的结果。然而,得到一个最佳的分布函数估计的问题,仍是一个不同的问题。一方面,Φ(x) 的很小的系统误差就很可能会导致一个(平滑的)分布函数,它与正确的分布函数非常类似;因此要得到单丰度星族的垂直作用量分布是否几乎不随半径变化(这是渐近有效的径向迁移所预期的)的答案,有一个近似的引力势就很可能足够了。另一方面,最令人感兴趣的或许是分布函数的次结构或者精细尺度的结构。在局限于“冷星流”的情况下,也就是具有相同的作用量、仅仅相位不同的恒星(例如,科波索夫等人 2010 年论文),最可信的引力势也许是使得那个星流的分布函数最像一个 δ 函数的分布函数,即使那个引力势按照整个一组示踪天体来看不一定最合适。进一步,样本大小、(x , v) 的每一个估值的精密度以及化学丰度,都比仅仅估计 Φ(x) 远为更重要。样本大小之所以重要,是因为一些从诊断上来说很珍贵的子星族(例如,星流)在“银盘”的质量中也许只占了非常小的一部分;(x , v) 的精密度之所以重要,是因为一些“冷”的次结构在分布函数空间内非常致密,是超级令人感兴趣的结构,而 [X / H] 之所以重要,是因为分布函数不得不用化学丰度才能加以区分,就像是一些有效地区分开的运动积分一样。因此,即使仅仅使用分布函数的初步估计,下一步,也还是要使用尽可能最大的样本和最精密的相空间坐标估值,来对单丰度星族的分布函数进行充分探讨。很清楚,这也是使用盖亚数据将非常直截了当能取得巨大进展的一个方向。

7.4.3 引力势成图的下几步

一些初步的努力已经在同样的基础上给银河系引力势带来了各种各样的约束[卡特纳(Catena)和乌里奥(Ullio2010 年论文;麦克米伦 2011 年论文;博维和特里梅因 2012 年论文]、对外晕的约束、自转曲线和由 K z (z) 得出的本地暗物质估计。然而测量 K z (z) RGC 的变化这一步,这即使用现有的从 6 千秒差距到 12 千秒差距的数据也可以做到,目前却还是缺失。用动力学方法测量银盘质量的标长(据推测在 2 3 倍标长的范围内,即 Σ(R) 为一个数量级)将打破“盘晕简并”,并使得我们能够大步向着更好地把 R0 范围以内的暗物质的量定量化的目标前进。在自转曲线的约束方面,正在涌现的那些恒星巡天最终将能够对一些约束较差的模型进行检验,并且把具有好的距离的恒星运动状况与正在涌现的银河系微波激射巡天的结果[布伦撒勒(Brunthaler2011 年论文]结合在一起,将是对银河系引力势整体不对称性、以致偏向一侧的最强有力的约束。这是因为微波激射是银河系远侧自转曲线最可行的示踪手段。于是,解开在 R 10 千秒差距时由银盘和银晕分别产生的引力势,将允许更紧密地约束暗物质的形状,并——最终——仅仅依据加速度和引力势图的形状检验暗物质的存在(从而反对另一种引力定律);这样的分析很可能需要盖亚数据,最主要是要得到直到 D = ~ 10 千秒差距为止的非常好的自行。

7.4.4 结束语

总而言之,即使在盖亚数据可以利用之前,仍有着大量的实际工作必须去做,而且一些概念上的建模问题也需要去理清。看来,关键的是要去做这些工作,即使有些方面(但明显不是全部——暗星的丰度、视向速度)将会在很大的程度上被盖亚取代。这是因为目前正在涌现的数据对于保证我们能对盖亚的数据提出正确的问题,以及思考对于欧洲太空局的下一旗舰性的空间项目来说最具有决定性的“补充数据”是什么,将是关键。作为回报,这一领域使得一场信息革命成为可能,这场信息革命很可能与这十年里的星系研究领域不相称,尽管这十年里还有着阿塔卡玛毫米波大天线阵(ALMA)和詹姆斯·韦布空间望远镜(JWST)。

不过,留心和执着的读者将注意到我们并没有完全画成功使用“银盘”来检验“盘星系形成机制”的圆圈。尽管第 7.2 节曾勾画了如何通过从一开始起的模拟与数据的比较来检验盘星系形成的某些方面的一些特定的例子,可是并没有迎头去解决某些大范围的初始的问题(第 2.2 节):恒星诞生产生的(垂直)热量或者随后的加热作用达到什么程度?在模拟中所作出的反馈有可检验的证据表明是真实发生的吗?我们可以认为伴星系的恒星残骸完全足以在数量上满足“银盘”中具有外部起源的恒星所占的比例吗?

这说明,还有许多概念性的工作需要去做。彻底地思考如下的情景,也许可以作为一种有用的指南:如果人们已经完美地对即将拥有的盖亚数据(以及所有其他巡天得到的数据)作了“分析和建模”,那么对于我们的银河系以及其他盘星系如何形成的问题,人们可以得出什么样的最清晰的推断?

 

(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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