星系碰撞：死亡和再生之旅 | 赛先生天文

位于距地球1.4亿光年的两个星系，NGC 2207和IC2163；约10亿年后它们将并合成一个更大的星系。（图片来源：哈勃望远镜）

自上世纪20年代发现星系以来，已经过去了近100年。得益于各波段的大型地面、空间望远镜及大型巡天项目，特别是8-10米级的Keck，VLT， Subaru等大型地面光学和红外望远镜；JCMT，IRAM，ALMA等毫米波、亚毫米波望远镜；Hubble，Spitzer，Herschel，Chandra，XMM等空间光学、红外、亚毫米波和X射线望远镜及斯隆巡天大样本，对星系形成和演化的研究已经取得了长足的进步，而且这已经成为当今天文学家研究和认识宇宙的核心问题之一。

80年前，哈勃（Hubble）在他的“星云世界”里，把当时发现的星系分成三种类型：椭圆星系、旋涡星系和透镜星系。其它所有不能纳入这一分类系统的星系统称为不规则星系。

其中，旋涡星系又细分为两类，一类是中央带有棒状结构的棒旋星系（SB）；另一类是无棒状结构的旋涡星系（S）。这两类星系又可以根据星系核球的大小和旋臂缠绕的松紧程度，细分为三个次型，分别用下标a、b、c表示（从a到从c，星系核球变小，悬臂变松，详见图1）。而椭圆星系则是按照椭圆扁率的大小进行分类。

尔后，一些天文学家在研究哈勃星系序列（图1）的过程中，猜测这个序列的星系有演化关系。最初认为星系从椭圆星系演化到透镜星系（S0），之后再演化到旋涡星系。所以把椭圆星系称为早型星系，而旋涡星系则被称为晚型星系。虽然这个猜测被之后的观测否定，但是星系的早、晚型术语沿用至今。至于不同形态的星系之间是否存有演化关系，则是一个备受关注的问题。

图1. 哈勃的星系音叉形态分类图（图片来源：en.wikipedia.org）

图2~5展示了几个有名的Arp特殊星系，它们大多与旋涡星系有关。其中一些已被各波段的地面和空间望远镜详细研究。从这些图像中可以清楚看到两个旋涡星系从相互接近到发生碰撞，开始物质的拖曳和交流（Arp 87），随后扯出潮汐尾（Arp 242），最终并合成一个星系的过程（Arp 244）。如果星系是正面相撞，还会形成车轮的形态（车轮星系）。

2008年4月24日，哈勃空间望远镜18岁生日之际，美国航空航天局和欧洲南方天文台联合发布了一批由哈勃空间望远镜观测的照片，不难发现，星系间的相互作用可以产生很多有趣的图景（图6）。

图2. (上) Arp 87，两个旋涡星系（NGC 3808A 和NGC 3808B）组成的星系对；(下) Arp 242，双鼠星系，可以看见明显的潮汐尾。两个系统距离地球约3亿光年。（图片来源：哈勃望远镜）

图3.  Arp 244，天线星系（NGC 4038和NGC 4039）通过地面望远镜获得的单色光学图像（左上），可以看到两个星系已经并合到一起，有很长的两条潮汐尾。天线星系中心部分通过哈勃空间望远镜获得的高分辨图像（右下），可见左边的NGC 4028并合前是一个旋涡星系，而右边的NGC 4039并合前是一个棒旋星系。（图片来源：哈勃望远镜）

图4. 御夫座车轮星系。图中的环是一个星系被另外一个星系从中央穿透而形成的。蓝色的环表明该区域一批大质量的年轻恒星正在形成。此星系距离地球约5亿光年，环的直径约为15万光年。这个环并不稳定，正以每小时34万千米的速度由中心向外扩散。（图片来源：哈勃望远镜）

图5. 这是斯皮策（Spitzer）空间望远镜拍摄的位于飞马座的史蒂芬星系群的照片。它们离地球约3亿光年。可以看到中心的2个星系已经存在物质交换。（图片来源： Spitzer）

图6. 2008年4月24日哈勃太空望远镜18岁生日时由美国航空航天局和欧洲南方天文台发表的形状各异的相互作用星系。（图片来源：哈勃望远镜）

1983年，第一颗红外天文卫星IRAS上天后发现了一类新的星系，被称为极亮红外星系（Ultraluminous Infrared Galaxies）。顾名思义，这类星系在远红外波段的辐射远远超过其在光学波段的辐射。更让人惊讶的是，极亮红外星系的光度甚至可以与类星体比肩，它们是近邻宇宙中热光度最高的星系，而且在近邻宇宙中它们的空间密度和类星体相近。

对近邻极亮红外星系的多波段研究表明，它们都是相互作用或者并合星系（图7）。处于星系并合后期的极亮红外星系开始出现星系核活动，而且已经具备椭圆星系的动力学特征。这类星系拥有大量的分子气体和尘埃，大规模的恒星形成（星暴）正在进行。所以，极亮红外星系的能量主要来自于星暴，而不是像类星体那样是来源于星系中心的核活动^[2] 。

图7.  一些有名的近邻极亮红外星系，它们在哈勃空间望远镜下的光学图像。 其中Mrk 1014和Mrk 231为类星体。

1997年，斯梅尔（Smail）等人利用位于夏威夷的毫米波望远镜JCMT巡天发现了高红移（红移2-3左右）的亚毫米波星系（Sub-Millimeter Galaxies）。这类亚毫米波星系很像近邻宇宙的极亮红外星系，富含气体和尘埃，正在经历大规模星暴，但它们比极亮红外星系的红外光度平均高一个量级，恒星形成率也相应的高一个量级。在这类星系上每年要形成上千个恒星，要知道，我们的银河系每年才能形成大约2个恒星。可以想见，在这类星系上，星暴过程是多么的剧烈。建在智利的ALMA毫米波望远镜的高分辨观测结果表明，这类星系也是相互作用星系，而且它们的空间密度比极亮红外星系高很多。据此可以推测，在宇宙早期星系的相互作用和并合过程会更加频繁。

当我们仰望星空，看似繁星密布的银河系往往让我们误认为恒星在星系中分布非常密集。而事实上，银河系中恒星的平均距离约为恒星大小的一千万倍，所以恒星之间发生直接碰撞的机会微乎其微。然而，即使在近邻宇宙中星系之间的距离也只是它们尺度的20倍左右，所以星系之间发生碰撞乃至并合的可能性要大很多。

众所周知，星系不仅是恒星的集合体，还包含有暗物质晕、气体（原子气体，电离气体和分子气体）、尘埃和中心的超大质量黑洞（例如银河系中心就有一个几百万个太阳质量的黑洞）。星系中的恒星总质量相差一百万倍，从一百万个太阳质量到一万亿个太阳质量不等。像星系这样庞大的天体，在引力的作用下相互靠近甚至发生猛烈碰撞，会改变星系的形态和动力学结构，而这种剧烈的死亡过程和再生之舞在早期宇宙中更为普遍。

星系间的碰撞和并合依据其前身星系的属性有不同的分类方式。

按并合前星系质量的相对大小可以分为主并合（major merger，星系之间的质量比小于3:1）和小并合（minor merger）。其中小并合过程中，因两星系的质量悬殊，又可视为大星系吞噬（cannibalism）小星系的过程。事实上，近年来观测到的银河系的一些恒星流表明，我们的银河系已经吞噬过了周边很多小星系。

另外，按照前身星系的气体多寡又可以将星系并合分为湿并合（富含气体的旋涡星系之间的并合）、干并合（气体很少的椭圆星系之间的并合），以及干、湿混合的并合。美国耶鲁大学的天文学家范·多克姆（van Dokkum）系统地研究了椭圆星系间的并合过程，发现干并合的过程和湿并合并不相同^[3] 。由于椭圆星系并合后的痕迹不明显, 因此从观测上证认经历过干并合过程的星系比较困难^[4]。另一方面，由于干并合是无耗散过程，并合后星系尺度增大^[5]，通过干并合来理解星系尺度随红移的演化也是一个有趣的问题（见第3部分）。

星系之间的碰撞涉及到的参数除了上面提到的质量比、气体含量外，还包括许多其他参数，包括碰撞的角度、星系角动量方向等等，是一个极为复杂的非线性过程。天文学家只能依靠计算机数值模拟来理解星系的碰撞和并合的过程。

图8.  最上面为Toomre 两兄弟1972年的数值模拟结果，展现了天线星系的潮汐尾，下面是近来的数值模拟结果。（图片来源：https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept11/Duc/Figures/figure4.jpg）

1972年，图姆尔（Toomre）两兄弟首次采用N体数字模拟的方法研究星系间相互作用以及并合的动力学过程^[2]。他们选取了两个质量相近，且碰撞速度与星系弥散速度相当的两个旋涡星系，模拟它们从相互靠近直至发生碰撞的过程中，两个星系中的恒星分布变化的过程。他们的结果可以很好地解释一些特殊星系的由来，比如潮汐尾（tidal tail）的出现等（对比图8和图3）。

豪无疑问，这是一项开创性的工作，但受条件所限，当时的数值模拟粒子数较少，而且也只是简单的N体模拟。随着计算机计算能力的高速提升，现在星系的相互作用和并合过程的数值模拟不仅可将粒子数目提高若干个量级，而且包含了暗物质粒子，恒星和气体，甚至加入了星暴和星系中心活动星系核的反馈过程。这样的模拟^[6,7,8]结果与观测更为符合。

从动画中可以看到，当两个质量相当的旋涡星系相互接近时，星系之间的“动力学”摩擦会减慢两个星系之间的相对速度，从而导致他们轨道互相旋进，直至最终并合。在这一过程中，潮汐力的作用将改变星系的形状，最外侧的恒星极易被潮汐力拉拽形成潮汐尾，潮汐尾可以长到100秒差距（一个秒差距等于3.26光年），甚至比星系本身的尺度大很多。在并合的最后阶段，由于引力势的急剧变化，星系中的恒星将经历剧烈的弛豫过程（violent relaxation），大部分恒星速度增加，运动方式也会由规则的旋转运动（旋涡星系中恒星的运动模式）转变为像分子热运动那样的随机运动（椭圆星系中恒星的运动模式），同时潮汐尾上的大部分物质也会回落到并合星系上。也就是说，在星系并合后期，除了外围残留的并合遗迹外，星系中心部分已经呈现椭圆星系的动力学特征了。

图9.  星系在颜色和光度图上的分布，纵轴从下到上颜色从蓝到红，横轴光度从左到右变大。（图片来源en.wikipedia.org/wiki/Galaxy_color-magnitude_diagram）

通过对斯隆数字巡天大样本（SDSS）的分析发现，星系在颜色－星等图上主要可分为两类（图9），蓝云星系（blue cloud）和红序星系（red sequence），再有少许的绿谷星系（green valley）介于前两者之间。其中蓝云星系主要是旋涡星系。由于它们富含气体，大质量年轻恒星正在形成，星系多呈现蓝色。而红序星系则以椭圆星系为主，由于缺乏气体，没有明显的恒星形成过程，观测上多呈现红色。从蓝色的旋涡星系到红色的椭圆星系的演化过程，类似于人类从有活力的青少年逐步成长，变老，最终走向死亡的过程。至于这一过程如何发生，又有哪些因素起着决定作用，则是当前星系形成和演化研究的前沿问题。

在标准宇宙学模型（暴涨冷暗物质宇宙学常数模型）框架下,宇宙结构的形成是通过暗晕的并合来完成的，那么星系的演化也很可能是一部星系碰撞和并合的历史。早在1977年，图姆尔兄弟就基于数值模拟的结果假设：质量相当的旋涡星系并合后最终将形成椭圆星系。这一假设已被观测和尔后的数值模拟证实^[9]，旋涡星系与椭圆星系之间确实存在着演化关系。

有趣的是，椭圆星系的大小随红移有很强的演化关系。对高红移星系的研究表明近邻椭圆星系的大小是红移为2的同等质量的椭圆星系大小的3－5倍^[7]。观测发现，红移为2时，椭圆星系已经大量形成,但是大质量椭圆星系的最终形成则是在红移小于1之后^[9]。目前，关于大质量椭圆星系的形成，天文学家提出了快模式和慢模式两种演化途径。 无论何种演化途径，星系之间的相互作用和各种并合过程都起着重要的作用。

星系中心常伴有超大质量的黑洞，质量从几百万个太阳质量到数十亿个太阳质量。星系的并合会激发中心黑洞质量的增长，而且中心黑洞也会互相吸引以至于并合。当两个黑洞之间的距离为几十个秒差距时，它们就组成一个双黑洞的束缚系统了。这个系统在并合前通过辐射引力波和与周围的恒星、气体相互作用丢失能量和角动量。在这一过程中，一些恒星被踢出局（slingshot ejection），双黑洞系统绕转的轨道收缩。随着双黑洞之间距离逐步缩小，引力波辐射加强，而当它们之间的距离小于0.01-0.001个秒差距时，强的引力波辐射会使得双黑洞的轨道半径加速缩小。当双黑洞并合时，引力波辐射达到峰值。

关于双黑洞系统的并合，无论观测还是理论研究都是天体物理领域一项重要课题。目前，激光干涉引力波天文台（LIGO）已经探测到两个引力波源，它们都是源于恒星级双黑洞的并合，这是黑洞并合的直接观测证据。

由于黑洞并合时，辐射的引力波波长随黑洞质量的增加而增加。所以若要探测相互作用星系中心超大质量黑洞的并合，则需更长基线干涉的空间引力波探测设备。目前，高分辨的钱德拉（Chandra）X 射线卫星已经探测到了位于并合星系NGC 6240中两个相距大约一千个秒差距的活动星系核（图10），而活动星系核的中心一定有超大质量黑洞。虽然这两个超大质量黑洞的并合还需很长一段时间，但却是既定的未来之路，值得期待！

图10.  相互作用星系NGC 6240。左边是哈勃空间望远镜提供的光学图像，右边是Chandra X射线望远镜提供的X射线图像。从右边的图像可以清楚看到中心两个活动星系核。（图片来源：https://apod.nasa.gov/apod/ap021128.html）

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