星系的形成和演化

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天文物理學中,有關星系形成和演化的問題有:

  • 在一個均質的宇宙中,我們是否居住在一個獨特而與眾不同的場所?
  • 星系是如何形成的?
  • 星系是如何隨著時間改變的?
NASA哈柏太空望遠鏡所拍攝,車輪星系真實色彩的照片中,可以看見兩個星系正面相撞後的壯觀景象。

星系是如何形成的,依然是天文物理學中最活躍的一個研究領域,並且繼續延伸至星系演化的領域,而有些觀念與看法已經被廣泛的接受。

宇宙微波背景輻射的觀測已經證實,在大霹靂之後,宇宙有一段時間是非常同質性的,其間的起伏低於十萬分之一。

今天最能被接受的觀點是原始擾動的成長形成今天我們所觀察到的所有結構,原始擾動誘發局部地區氣體的物質密度增加,形成星團和恆星。這種模型的一種結果是在早期宇宙的一些地區因為有較高一點的密度而形成了星系, 因此星系的誕生與早期宇宙的物理息息相關。

在這個領域的研究有許多都聚焦在我們自己的銀河系,因為它是最容易觀察的星系。這些觀察必須能解釋,或至少不再增加分歧的意見,星系演化的理論,包括:

  • 星系盤十分的薄、密度和自轉。
  • 星系暈非常巨大、稀薄、沒有自轉(或是只有微量的順向或逆向的轉動),也沒有可觀察出的結構。
  • 存在於星系暈中的恆星和星系盤中的比較,通常都非常老和金屬量非常少(此處是一個對比,但是這些資料之間沒有絕對的關聯性。)
  • 一些天文學家曾經鑑定出一些介於兩者之間的恆星,有人稱之為"低金屬密實盤"(metal weak thick disk),也有人稱為"特殊第二族星",不一而足。如果確實有明顯的區分,她們的描述將如同貧金屬星(但暈星並不那麼缺乏金屬,也沒有那麼老),並且軌道非常靠近星盤,有點兒"虛胖"的,較厚的星盤形狀。
  • 球狀星團是典型的老年貧金屬,不是所有的都像大多數的一樣是貧金屬,而且/或許有些是比較年輕的恆星。在球狀星團中有些恆星的年齡看起來好像和宇宙一樣老!(使用完全不同的測量和分析方法)
  • 在每個球狀星團之中,實際上都是在同一個時間誕生的。(只有少數幾個顯示有不同世代的恆星分別誕生)
  • 軌道細小(接近星系中心)的球狀星團,軌道接近星盤(對星盤是低傾斜的)和低離心率(比較圓些),而距離較遠的球狀星團軌道來自所有的方向,也有較高的離心率
  • 高速雲中性的雲氣,如雨般的向星系墜入,並且推測從一開始就是如此。(這是形成星盤中的雲氣與恆星誕生所必須的來源)

螺旋星系[编辑]

這個扭曲的螺旋星系(ESO 510-G13)是與另一個星系碰撞的結果,而另一個星系完全被吸收掉了,這種過程通常需要耗費數百萬年的時間。

在我們的銀河系形成的現代理論中,最早期(據知是天文學家Els,之後提出論文的有Olin EggenDonald Lynden-Bell,和Allan Sandage[1])描述在一次單獨(相對性的)的快速碰撞事件之後,銀暈伴隨著星系盤面誕生了。在1978年,出現另一種版本,(據知是SZ,作者有Leonard Searle and Robert Zinn[2])敘述的是一種漸進的過程,首先是較小的單位崩潰瓦解掉,然後才合併成為大的部份。

更為現代的想法是銀暈可能是曾經環繞銀河系旋轉的矮星系和球狀星團被毀滅之後的碎片,那麼銀暈將是老的部分被回收更新成新天體的場所。

在最近幾年,主要的想法被集中關注在星系演化上的合併事件,在電腦技術上的快速進展允許對星系演化做更好的模擬,並且觀測技術的改進也提供了許多遙遠星系經歷合併事件的數據與資料。在1994年發現我們的衛星星系,人馬座矮橢球星系(SagDEG),正在被銀河系逐漸的撕裂和吞噬之後,這種事件被認為在大星系的演化中是十分普遍的。麥哲倫雲是我們的衛星星系,無疑的將來也會遭受和人馬座矮橢球星系相同的命運。合併掉大的衛星星系的事件或許可以解釋M31仙女座大星系)看起來有雙重核心的問題。

人馬座矮橢球星系環繞我們我們銀河系的軌道幾乎是垂直銀河盤面的,他現在正在穿越盤面,每次穿越時恆星都會被剝離並進入我們銀河系的銀暈內,最後,人馬座矮橢球星系將只會剩下核心。儘管如此,他剩餘得質量仍然與巨大的球狀星團,像半人馬座ω星團G1一樣,但看起來則相當不同,因為有大量神秘的暗物質出現,使它的表面密度較低,而一但成為球狀星團,神秘的暗物質含量可能就很少了。

更多的矮星系與銀河系正在進行合併的例子是大犬座矮星系,被認為和2003年發現的麒麟座環和2005年發現的室女座星流有關。

橢圓星系[编辑]

巨大的橢圓星系可能來自於規模較大或多次的吞噬作用。在本星系群銀河系仙女座星系(M31)是重力的主宰者,兩者正以高速彼此接近之中,由於我們還無法測出M31在垂直於視線方向上的速度,所以我們也不知道是否會與銀河系相撞。如果這兩個星系相遭遇的話,重力擾動會使兩著都很劇烈的拋出一些氣體、塵埃和恆星進入星系際空間。 她們將各自分開移動、減速,然後因為重力牽引的作用再度碰撞。最後,這兩個星系可能合而為一,噴出的氣流和塵埃在新生成的巨大橢圓星系周圍狂舞著;在合併過程中拋出的氣體之中,新的球狀星團,甚至矮星系都可能出現,並且成為橢圓星系的星系暈。來自M31和銀河系的球狀星團也會留在暈中,成為其中的一部份。由於球狀星團內的恆星是緊緊的互相牽引住的,因此在這種大尺度的星系交互作用下能免於被摧毀;在恆星的尺度上,發生的改變很少。如果有人能從各處觀察合併的過程,他將進行得很緩慢,但是很壯觀的事件。在視野中,扭曲變形的M31非常壯觀,幾乎盤據了整個天空,M31確確實實的被摧毀:邊緣發生翹曲,這可能是與本身的伴星系交互作用造成的,也可能是不久前經過的矮扁球星系-殘骸還是星系盤中能被看見的族群。 在我們的世代,星系的大集中(星系團超星系團)依然在進行中,這張由下往上的圖是"等級結構系統"(類似在大尺度下,星系形成的SZ圖。)當我們對銀河系與其他星系有更多的認識之後,關於星系形成與演化的最根本的問題,仍然只能做試探性的回答。

相關條目[编辑]

外部鏈結[编辑]

參考資料[编辑]

  1. ^ Eggen, OJ, Lynden-Bell, D., & Sandage, AR 1962, The Astrophysical Journal, 136, 748
  2. ^ Searle L ­ , Zinn R ­ . 1978. The Astrophysical Journal 225:357–79.

天文學分支

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宇宙學 | 星系天文學 | 銀河系天文學 | 星系的形成和演化
恆星天文學 | 恆星演化 | 恒星形成 | 天體測量學
行星科學 | 天體化學 | 天體生物學