【組圖】星系碰撞：死亡和再生之旅 | 賽先生天文,黑洞一定是在星系中央嗎

位於距地球1.4億光年的兩個星系，NGC 2207和IC2163；約10億年後它們將併合成一個更大的星系。（圖片來源：哈勃望遠鏡）天空中那些絢麗多姿的星系是如何形成的？星系之間是否存在演化關係？星系之間的猛烈碰撞是怎樣的死亡和再生之旅？碰撞在星系演化中到底扮演怎樣的角色？撰文夏曉陽（天津師範大學）1. 引子自上世紀20年代發現星系以來，已經過去了近100年。得益於各波段的大型地面、空間望遠鏡及大型巡天項目，特別是8-10米級的Keck，VLT， Subaru等大型地面光學和紅外望遠鏡；JCMT，IRAM，ALMA等毫米波、亞毫米波望遠鏡；Hubble，Spitzer，Herschel，Chandra，XMM等空間光學、紅外、亞毫米波和X射線望遠鏡及斯隆巡天大樣本，對星系形成和演化的研究已經取得了長足的進步，而且這已經成為當今天文學家研究和認識宇宙的核心問題之一。1.1 哈勃音叉形圖：規則星系80年前，哈勃（Hubble）在他的「星雲世界」里，把當時發現的星系分成三種類型：橢圓星系、旋渦星系和透鏡星系。其它所有不能納入這一分類系統的星系統稱為不規則星系。其中，旋渦星系又細分為兩類，一類是中央帶有棒狀結構的棒旋星系（SB）；另一類是無棒狀結構的旋渦星系（S）。這兩類星系又可以根據星系核球的大小和旋臂纏繞的鬆緊程度，細分為三個次型，分別用下標a、b、c表示（從a到從c，星系核球變小，懸臂變松，詳見圖1）。而橢圓星系則是按照橢圓扁率的大小進行分類。爾後，一些天文學家在研究哈勃星系序列（圖1）的過程中，猜測這個序列的星系有演化關係。最初認為星系從橢圓星系演化到透鏡星系（S0），之後再演化到旋渦星系。所以把橢圓星系稱為早型星系，而旋渦星系則被稱為晚型星系。雖然這個猜測被之後的觀測否定，但是星系的早、晚型術語沿用至今。至於不同形態的星系之間是否存有演化關係，則是一個備受關注的問題。

圖1. 哈勃的星系音叉形態分類圖（圖片來源：en.wikipedia.org）1.2 相互作用星系和特殊星系1966年，著名天文學家阿爾普（Arp）利用帕洛瑪（Palomar）200英寸望遠鏡，觀測到了338個近鄰不規則星系（不屬於哈勃音叉圖）的光學圖像並將其編入特殊星系[1]。這338個特殊星系包含了很多栩栩如生的相互作用星系。圖2~5展示了幾個有名的Arp特殊星系，它們大多與旋渦星系有關。其中一些已被各波段的地面和空間望遠鏡詳細研究。從這些圖像中可以清楚看到兩個旋渦星系從相互接近到發生碰撞，開始物質的拖曳和交流（Arp 87），隨後扯出潮汐尾（Arp 242），最終併合成一個星系的過程（Arp 244）。如果星系是正面相撞，還會形成車輪的形態（車輪星系）。2008年4月24日，哈勃空間望遠鏡18歲生日之際，美國航空航天局和歐洲南方天文台聯合發布了一批由哈勃空間望遠鏡觀測的照片，不難發現，星系間的相互作用可以產生很多有趣的圖景（圖6）。

圖2. (上) Arp 87，兩個旋渦星系（NGC 3808A 和NGC 3808B）組成的星系對；(下) Arp 242，雙鼠星系，可以看見明顯的潮汐尾。兩個系統距離地球約3億光年。（圖片來源：哈勃望遠鏡）

圖3. Arp 244，天線星系（NGC 4038和NGC 4039）通過地面望遠鏡獲得的單色光學圖像（左上），可以看到兩個星系已經併合到一起，有很長的兩條潮汐尾。天線星系中心部分通過哈勃空間望遠鏡獲得的高分辨圖像（右下），可見左邊的NGC 4028併合前是一個旋渦星系，而右邊的NGC 4039併合前是一個棒旋星系。（圖片來源：哈勃望遠鏡）

圖4. 御夫座車輪星系。圖中的環是一個星系被另外一個星系從中央穿透而形成的。藍色的環表明該區域一批大質量的年輕恆星正在形成。此星系距離地球約5億光年，環的直徑約為15萬光年。這個環並不穩定，正以每小時34萬千米的速度由中心向外擴散。（圖片來源：哈勃望遠鏡）

圖5. 這是斯皮策（Spitzer）空間望遠鏡拍攝的位於飛馬座的史蒂芬星系群的照片。它們離地球約3億光年。可以看到中心的2個星系已經存在物質交換。（圖片來源： Spitzer）

圖6. 2008年4月24日哈勃太空望遠鏡18歲生日時由美國航空航天局和歐洲南方天文台發表的形狀各異的相互作用星系。（圖片來源：哈勃望遠鏡）1.3 極亮紅外星系和亞毫米波星系：光度最高的星系1983年，第一顆紅外天文衛星IRAS上天后發現了一類新的星系，被稱為極亮紅外星系（Ultraluminous Infrared Galaxies）。顧名思義，這類星系在遠紅外波段的輻射遠遠超過其在光學波段的輻射。更讓人驚訝的是，極亮紅外星系的光度甚至可以與類星體比肩，它們是近鄰宇宙中熱光度最高的星系，而且在近鄰宇宙中它們的空間密度和類星體相近。對近鄰極亮紅外星系的多波段研究表明，它們都是相互作用或者併合星系（圖7）。處於星系併合後期的極亮紅外星系開始出現星系核活動，而且已經具備橢圓星系的動力學特徵。這類星系擁有大量的分子氣體和塵埃，大規模的恆星形成（星暴）正在進行。所以，極亮紅外星系的能量主要來自於星暴，而不是像類星體那樣是來源於星系中心的核活動[2]。

圖7. 一些有名的近鄰極亮紅外星系，它們在哈勃空間望遠鏡下的光學圖像。 其中Mrk 1014和Mrk 231為類星體。1997年，斯梅爾（Smail）等人利用位於夏威夷的毫米波望遠鏡JCMT巡天發現了高紅移（紅移2-3左右）的亞毫米波星系（Sub-Millimeter Galaxies）。這類亞毫米波星系很像近鄰宇宙的極亮紅外星系，富含氣體和塵埃，正在經歷大規模星暴，但它們比極亮紅外星系的紅外光度平均高一個量級，恆星形成率也相應的高一個量級。在這類星繫上每年要形成上千個恆星，要知道，我們的銀河系每年才能形成大約2個恆星。可以想見，在這類星繫上，星暴過程是多麼的劇烈。建在智利的ALMA毫米波望遠鏡的高分辨觀測結果表明，這類星系也是相互作用星系，而且它們的空間密度比極亮紅外星系高很多。據此可以推測，在宇宙早期星系的相互作用和併合過程會更加頻繁。2. 星係為何冤家路窄當我們仰望星空，看似繁星密布的銀河系往往讓我們誤認為恆星在星系中分布非常密集。而事實上，銀河系中恆星的平均距離約為恆星大小的一千萬倍，所以恆星之間發生直接碰撞的機會微乎其微。然而，即使在近鄰宇宙中星系之間的距離也只是它們尺度的20倍左右，所以星系之間發生碰撞乃至併合的可能性要大很多。眾所周知，星系不僅是恆星的集合體，還包含有暗物質暈、氣體（原子氣體，電離氣體和分子氣體）、塵埃和中心的超大質量黑洞（例如銀河系中心就有一個幾百萬個太陽質量的黑洞）。星系中的恆星總質量相差一百萬倍，從一百萬個太陽質量到一萬億個太陽質量不等。像星系這樣龐大的天體，在引力的作用下相互靠近甚至發生猛烈碰撞，會改變星系的形態和動力學結構，而這種劇烈的死亡過程和再生之舞在早期宇宙中更為普遍。2.1 星系的併合分類星系間的碰撞和併合依據其前身星系的屬性有不同的分類方式。按併合前星系質量的相對大小可以分為主併合（major merger，星系之間的質量比小於3:1）和小併合（minor merger）。其中小併合過程中，因兩星系的質量懸殊，又可視為大星系吞噬（cannibalism）小星系的過程。事實上，近年來觀測到的銀河系的一些恆星流表明，我們的銀河系已經吞噬過了周邊很多小星系。另外，按照前身星系的氣體多寡又可以將星系併合分為濕併合（富含氣體的旋渦星系之間的併合）、干併合（氣體很少的橢圓星系之間的併合），以及干、濕混合的併合。美國耶魯大學的天文學家范·多克姆（van Dokkum）系統地研究了橢圓星系間的併合過程，發現干併合的過程和濕併合並不相同[3]。由於橢圓星系併合後的痕迹不明顯, 因此從觀測上證認經歷過干併合過程的星系比較困難[4]。另一方面，由於干併合是無耗散過程，併合後星系尺度增大[5]，通過干併合來理解星系尺度隨紅移的演化也是一個有趣的問題（見第3部分）。2.2 星系的併合和碰撞：數值模擬星系之間的碰撞涉及到的參數除了上面提到的質量比、氣體含量外，還包括許多其他參數，包括碰撞的角度、星系角動量方向等等，是一個極為複雜的非線性過程。天文學家只能依靠計算機數值模擬來理解星系的碰撞和併合的過程。

圖8. 最上面為Toomre 兩兄弟1972年的數值模擬結果，展現了天線星系的潮汐尾，下面是近來的數值模擬結果。（圖片來源：https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept11/Duc/Figures/figure4.jpg）1972年，圖姆爾（Toomre）兩兄弟首次採用N體數字模擬的方法研究星系間相互作用以及併合的動力學過程[2]。他們選取了兩個質量相近，且碰撞速度與星系彌散速度相當的兩個旋渦星系，模擬它們從相互靠近直至發生碰撞的過程中，兩個星系中的恆星分布變化的過程。他們的結果可以很好地解釋一些特殊星系的由來，比如潮汐尾（tidal tail）的出現等（對比圖8和圖3）。豪無疑問，這是一項開創性的工作，但受條件所限，當時的數值模擬粒子數較少，而且也只是簡單的N體模擬。隨著計算機計算能力的高速提升，現在星系的相互作用和併合過程的數值模擬不僅可將粒子數目提高若干個量級，而且包含了暗物質粒子，恆星和氣體，甚至加入了星暴和星系中心活動星系核的反饋過程。這樣的模擬[6,7,8]結果與觀測更為符合。從動畫中可以看到，當兩個質量相當的旋渦星系相互接近時，星系之間的「動力學」摩擦會減慢兩個星系之間的相對速度，從而導致他們軌道互相旋進，直至最終併合。在這一過程中，潮汐力的作用將改變星系的形狀，最外側的恆星極易被潮汐力拉拽形成潮汐尾，潮汐尾可以長到100秒差距（一個秒差距等於3.26光年），甚至比星系本身的尺度大很多。在併合的最後階段，由於引力勢的急劇變化，星系中的恆星將經歷劇烈的弛豫過程（violent relaxation），大部分恆星速度增加，運動方式也會由規則的旋轉運動（旋渦星系中恆星的運動模式）轉變為像分子熱運動那樣的隨機運動（橢圓星系中恆星的運動模式），同時潮汐尾上的大部分物質也會回落到併合星繫上。也就是說，在星系併合後期，除了外圍殘留的併合遺迹外，星系中心部分已經呈現橢圓星系的動力學特徵了。3. 星系的併合在星系形成和演化中的作用

圖9. 星系在顏色和光度圖上的分布，縱軸從下到上顏色從藍到紅，橫軸光度從左到右變大。（圖片來源en.wikipedia.org/wiki/Galaxy_color-magnitude_diagram）通過對斯隆數字巡天大樣本（SDSS）的分析發現，星系在顏色－星等圖上主要可分為兩類（圖9），藍雲星系（blue cloud）和紅序星系（red sequence），再有少許的綠谷星系（green valley）介於前兩者之間。其中藍雲星系主要是旋渦星系。由於它們富含氣體，大質量年輕恆星正在形成，星系多呈現藍色。而紅序星系則以橢圓星係為主，由於缺乏氣體，沒有明顯的恆星形成過程，觀測上多呈現紅色。從藍色的旋渦星繫到紅色的橢圓星系的演化過程，類似於人類從有活力的青少年逐步成長，變老，最終走向死亡的過程。至於這一過程如何發生，又有哪些因素起著決定作用，則是當前星系形成和演化研究的前沿問題。在標準宇宙學模型（暴漲冷暗物質宇宙學常數模型）框架下,宇宙結構的形成是通過暗暈的併合來完成的，那麼星系的演化也很可能是一部星系碰撞和併合的歷史。早在1977年，圖姆爾兄弟就基於數值模擬的結果假設：質量相當的旋渦星系併合後最終將形成橢圓星系。這一假設已被觀測和爾後的數值模擬證實[9]，旋渦星系與橢圓星系之間確實存在著演化關係。有趣的是，橢圓星系的大小隨紅移有很強的演化關係。對高紅移星系的研究表明近鄰橢圓星系的大小是紅移為2的同等質量的橢圓星系大小的3－5倍[7]。觀測發現，紅移為2時，橢圓星系已經大量形成,但是大質量橢圓星系的最終形成則是在紅移小於1之後[9]。目前，關於大質量橢圓星系的形成，天文學家提出了快模式和慢模式兩種演化途徑。 無論何種演化途徑，星系之間的相互作用和各種併合過程都起著重要的作用。4. 未來之路：星系中心黑洞的合併和引力波星系中心常伴有超大質量的黑洞，質量從幾百萬個太陽質量到數十億個太陽質量。星系的併合會激發中心黑洞質量的增長，而且中心黑洞也會互相吸引以至於併合。當兩個黑洞之間的距離為幾十個秒差距時，它們就組成一個雙黑洞的束縛系統了。這個系統在併合前通過輻射引力波和與周圍的恆星、氣體相互作用丟失能量和角動量。在這一過程中，一些恆星被踢出局（slingshot ejection），雙黑洞系統繞轉的軌道收縮。隨著雙黑洞之間距離逐步縮小，引力波輻射加強，而當它們之間的距離小於0.01-0.001個秒差距時，強的引力波輻射會使得雙黑洞的軌道半徑加速縮小。當雙黑洞併合時，引力波輻射達到峰值。關於雙黑洞系統的併合，無論觀測還是理論研究都是天體物理領域一項重要課題。目前，激光干涉引力波天文台（LIGO）已經探測到兩個引力波源，它們都是源於恆星級雙黑洞的併合，這是黑洞併合的直接觀測證據。由於黑洞併合時，輻射的引力波波長隨黑洞質量的增加而增加。所以若要探測相互作用星系中心超大質量黑洞的併合，則需更長基線干涉的空間引力波探測設備。目前，高分辨的錢德拉（Chandra）X 射線衛星已經探測到了位於併合星系NGC 6240中兩個相距大約一千個秒差距的活動星系核（圖10），而活動星系核的中心一定有超大質量黑洞。雖然這兩個超大質量黑洞的併合還需很長一段時間，但卻是既定的未來之路，值得期待！

圖10. 相互作用星系NGC 6240。左邊是哈勃空間望遠鏡提供的光學圖像，右邊是Chandra X射線望遠鏡提供的X射線圖像。從右邊的圖像可以清楚看到中心兩個活動星系核。（圖片來源：https://apod.nasa.gov/apod/ap021128.html）參考文獻[1] Arp H.1967, ApJ, 148, 321[2] Toomre A. & Toomre,J. 1973, Scientific American, 229, 36[3] van Dokkum P. G. 2005, ApJ, 2005,130, 2647[4] Renzini，A. 2007, ASP Conference Series, 380, 309[5] Liu F.S. et al. 2008, MNRAS, 385, 23[6] Naab T. 2013, Proceedings IAU Symposium No. 295[7] Barnes J.E. & Hernquist L.1996, ApJ, 471, 115[8] Springel, V., White, S. D. M. 1999, MNRAS, 307,162[9] Daddi E. et al., 2005，ApJ, 626, 680夏曉陽，天津師範大學研究員、天體物理中心主任。畢業於北京師範大學天文系（1968年），1979年-1982年就讀於北京大學地球物理系天體物理專業並獲碩士學位，1987年獲第一屆中英獎學金支持到英國Durham大學訪問工作一年，之後一直從事星系的形成和演化的觀測研究。延伸閱讀①計算機中的宇宙 | 賽先生天文②突發：LIGO宣布探測到第二個引力波事件，這意味著什麼？|賽先生天文③專訪邵逸夫獎得主約翰·皮考克教授：宇宙是美的嗎？| 賽先生天文投稿、授權等請聯繫：[email protected]您可回復"年份+月份"（如201510），獲取指定年月文章，或返回主頁點擊子菜單獲取或搜索往期文章。

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