仙女座星系——不平静的过往（上）

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仙女座星系——不平静的过往（上）

作者：Karoline M. Gilbert

编译：艾宇熙

校对：徐鹏晖

图一：仙女座星系/M31/NGC224

图源：Wikipedia

星系并合在星系的发展和演化中起到重要作用。仙女座星系（M31，又称仙女星系）是一个与我们的银河系有许多相似之处的旋涡星系，距离我们752千秒差距（kpc）,即约245万光年，是我们研究星系并合历史的绝佳目标。对地球上的观测者来说，仙女座星系既可以作为一个整体来观测，又离我们足够近，使得我们能够分辨其星系盘、恒星晕和伴矮星系中的每颗恒星。

Richard D’Souza和Eric Bell比较了仙女座星系恒星晕的观测特征和大型宇宙学模拟得到的统计特征。他们发现，一个对仙女座星系观测特征的可能解释是：20亿年前，仙女座星系曾与一个大约等质量的星系发生并合。

视频：等质量星系并合的过程（主并合）

来源：Wikipedia

研究星系的等级式生长通常有两种方法，其一是研究一系列红移量不同的星系，从而得到它们随时间生长的统计结果；其二是研究近域宇宙的单个星系，通过对星系中恒星的详细观测结果推测星系的并合历史。类似的，我们对于星系并合背后物理规律的理解也可以用两种途径检测：一是在宇宙尺度下对星系生长进行大尺度模拟，二是对单个星系的并合进行细致的模拟。

对仙女座星系恒星晕的研究表明，和银河系相比，仙女座星系在近期拥有明显更为活跃的并合历史。星系并合过程中的引潮力会产生恒星股流和壳层，而仙女座星系恒星晕中的这两种结构很明显，横贯整个星系。研究者对仙女座星系的次并合事件进行了高分辨率数值建模，结果成功复现和预测出了观测到的星系中最大的恒星股流和壳层结构。无论是在与空间位置相关的恒星密度上，还是在恒星视向距离与视向速度上，模型模拟结果和观测结果都高度吻合。通过定量匹配观测和模拟结果，研究者的模型可以对并合前身天体的轨道和质量、碰撞发生的时间和仙女座星系的总质量给出约束条件。并合前身星系质量为10-50亿倍太阳质量，星系碰撞大约发生在10亿年前。根据预测，这类次并合事件对仙女座星系的星系盘影响很小，产生的恒星股流和壳层结构应包含大部分从并合前身天体剥离出的恒星。

图三：银河系的恒星股流示意图

来源：Wikipedia

对仙女座星系星系盘的观测也显示它具有活跃的并合历史。其星系盘拥有一个大质量的、相对长寿的产星环（star-forming ring），直径约10kpc（约3.26万光年）。这个产星环在过去40到20亿年具有明显而广泛的恒星形成过程，它的厚度很大，而且恒星年龄与速度弥散的相关性很高。

仙女座星系的内晕中也有一批盘族恒星（disk stars），它们被“加热”而具有类似恒星晕的运动学特性。此外，近期的研究表明，一个恒星盘在富气并合（gas-rich merger）后可能继续留存或者被重建。这一发现推动了探究主并合事件可能性的数值模拟，人们希望通过模拟，研究主并合事件是否会同时造成仙女座星系恒星盘的扰动、产生大的恒星股流和壳层系统。研究者通过对仙女座星系的并合事件进行高分辨率流体动力学模拟，探究在单次并合中，星系的恒星盘、巨大恒星股流、壳层和内晕可以恢复到何种程度。对于质量比4:1的并合事件，人们在模拟中对于M31恒星盘与恒星晕的大尺度性质得到了很好的定量拟合结果，对潮汐碎屑的形态得到较好的定性拟合关系。

图四：仙女座星系（M31）的恒星晕。在星系外周有大量在引潮力作用下产生的恒星晕。虚线圆圈表示星系直径。M31的直径约150kpc（千秒差距）

名词解释：

主并合（major merger）：两个等质量星系发生并合。

次并合（minor merger）：两个质量差异悬殊的星系发生并合。

恒星晕（stellar halo）：星系晕（galactic halo）指一个星系在主要可见盘状部分以外成球状的延展区域，恒星晕指这一区域中含有恒星的部分。

恒星股流：曾经是球状星团或矮星系的一组恒星在潮汐作用下（如发生星系并合时），被撕扯成股状，围绕星系转动所形成的结构。