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114星系天文学@中科大z06星系与星系团


第六章 星系与星系团
§6.1 星系的形态分类 §6.2 星系光度函数 §6.3 特殊星系 §6.4 河外星系中的星际介质 §6.5 河外星系中的恒星运动学 §6.6 星系碰撞和星系并合 §6.7 星系团

§6.1 星系的形态分类
天文学上在发现一类新天体后, 随着天体数目 的增加, 最重要的基础性工作之一就是对其进行 分类。自1924年哈勃证实河外星系的存在以来, 随着星系数目的增多, 发现它们形态各异,甚至 可以相差很大。为此人们提出了若干种按形态对 星系进行分类方案,其中应用最广泛的是1936年 哈勃提出的分类方案。

一.哈勃分类法
图6-1是星系哈勃分类序列的示意图, 因图的安置犹 如音叉,又称哈勃音叉,从左至右依次为椭圆星系、透 镜星系和旋涡星系,此外还有不规则星系。

图6-1 星系的哈勃分类(哈勃音叉)

1. 椭圆星系(E)

椭圆星系的基本特征是光度分布平滑而无结构,但 椭圆度差异甚大。设星系短长轴之比为 b/a,则用参数 n ? 10 [1 ? (b / a)]表征星系的椭圆度, 并用字母 En 表示不同 椭圆度的椭圆星系, 其中E0为圆星系,E7为最扁的椭圆星 系。大部分 E 星系是低光度星系,这时用 dE 表示,以 区别于高光度 E 星系,同样可以细分为各 dEn 次类。

椭圆星系

另有一类称为矮椭球星系(dSph),在这类系统中, 恒星密度处处都很低,即使用地面最大望远镜拍得的 像,也仅仅表现为是一些暗星团块,看不到任何由不 太亮恒星产生的平滑光背景,而距离一远,地面望远 镜根本就观测不到了。 这类星系实际上与经典 E 星系 是不同类的系统。
从结构观点来讲,有时候可以把球状星团看成是一 种极低质量的椭圆星系。实际上球状星团所含的恒星 数与一个甚低质量椭圆星系所预期的情况十分类似, 它们的密度轮廓的特征介于巨椭圆星系和矮椭球星系 之间。
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2. 透镜星系(S0、SB0) 椭圆星系往右哈勃图分叉成两支,即“正常”星 系和棒星系。“正常”一词不应理解为比棒族更普 遍,有研究表明棒星系可能占2/3。这种划分并非是 截然分明的,大部分星系表现为有某种棒特征,而分 类为棒星系只是其中比较极端的一部分。还有,棒 状特征的小比例尺像会看不出棒结构,特别是那些 侧向系统,从这点上来讲对星系形态的认定很可能 发生误判。

分叉最左边是透镜星系,用S0或SB0表示正常系统 或棒状系统。它们的基本特征是有一个光度平滑分布 的中央亮斑,类似椭圆星系,外边有一个大范围包层, 其间则是所谓透镜。S0星系根据盘内尘埃吸收的强度 分为S01、S02、S03三类,其中S01为无尘埃吸收,S03 则有完整的尘埃吸收带。SB0 也分为SB01、SB02、 SB03三类,但划分标准不 是依据尘埃吸收带的强度, 而是根据棒的明显程度, 一个侧向 SB01的棒仅表现为核两边 透镜星系 两个粗短的明亮区, 而SB03 中的棒窄且非常明显, 从透 镜中央穿过。

3. 旋涡星系(S、SB) 旋涡星系是河外星系中最引人注目的一种,其基 本特点是有一个中央明亮的、类似于椭圆星系的核, 从核伸出两条或多条旋臂, 称为正常旋涡星系(S)。 有的旋涡星系通过中央核存在一根棒,旋臂从棒的两 端伸出,称为棒旋星系(SB), 棒中往往有一些由尘 埃吸收形成的暗带。

旋涡星系

两类旋涡星系又都可有 3 种次型,次型划分的判 据是:(i) 中央核球光度在星系总光度中所占的比重大 小,(ii) 旋臂紧卷的程度,(iii) 旋臂能分介为单颗恒星 和各别发射星云 (HII区) 的程度。一般来说,中央核 最亮的旋臂卷得也很紧,而单颗恒星则不易分辨,这 就是Sa (SBa),另一端即为Sc (SBc),Sb (SBb)则介于 两者之间。旋涡星系面向观测者时,旋臂结构最为明 显;侧向朝着观测者时旋臂就表现得不那么明显了。

棒旋星系

4. 不规则星系(Irr) 哈勃音叉最右端的是不规则星系,这是一些形状 不规则、不表现有任何对称性的系统。Irr 又分为两 类,其中IrrI 星系表现为不具有对称外形或明确可见 的旋臂, 呈现若干个含有O、B 型星的明亮光斑。IrrII 也是不对称天体,但像的光度较为平滑,往往呈现一 些暗条。

不规则星系

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二.其他形态分类法
后人认为哈勃分类法对 E 星系是很合适的,但对 S 星系的分类不完整,而对 Irr 星系的分类则很不合理。 1959年, De Vaucouleurs提出了另一种星系形态分 类方案,对哈勃分类法中的旋涡星系作了进一步的细 分。 Elmegreen等人则按旋臂形态把星系分成12类,其 中1类星系具有杂乱而又不对称的旋臂,12类星系有两 条长而明亮的对称状旋臂。此外还有Yerkes分类法、 DDO分类法等。

De Vaucouleurs 的星系形态分类系统
De Vaucouleurs的星系形态分类方案是哈勃星系形态 序列的某种扩展。在他的分类系统中,星系仍分为椭圆 星系、透镜星系、旋涡星系和不规则星系4大类。对其 中的透镜星系和旋涡星系则按以下3个判据进行分类: 1. 内区的棒结构:无棒结构的记为SA,相当于哈勃 分类中的S,有棒结构的记为SB,与哈勃所用的记号相 同;居于这两者之间的记为SAB,表示棒结构不显著 (弱棒)。相应地,透镜星系分为无棒(SA0)和有棒 (SB0)以及S0三类,其中S0 特指难以确认有棒或无 棒的侧向星系。

2. 环结构:有环结构的星系记为 r,无环结构 的记为 s,居于两者之间的记为 rs,表示环结构不 显著。 3. 旋臂:De Vaucouleurs 对哈勃音叉右端增加 了Sd、Sm 和 Im三个次型。Sd 与哈勃 Sc 有某种 程度重迭,但又包括属于哈勃IrrI星系的某些更极 端的天体,特征是有弥散状、不连续的旋臂,旋臂 上分布着一些星团和星云,中央核球非常暗淡。

Sm和Im型包括了哈勃IrrI型中的其他星系,无中央 核球。下标 m 指 magellanic,因为大麦哲伦云分类为 SBm,仅那些非常不规则而又松散的系统(如SMC) 才归入Im型。由此可见, Sd、Sm和Im三个次型中的 大部分星系,均属于哈勃分类法中的IrrI型星系。 上述分类记号需联合使用。如一个棒结构不显著、旋 臂较松散、有环结构的旋涡星系,则记为SAB(r)c,等 等。有人称哈勃序列为二维分类法(旋臂和棒结构的 形态),而De Vaucouleurs的方案称为三维分类法(增 加环结构的形态)。

哈勃级
De Vaucouleurs 还引入了星系类型的数字化表述, 即对不同类型的星系赋以某个特定的数字,称为哈勃 级,目的是在某些场合中便于作定量的研究。下表给 出了哈勃级与星系类型的对照表。
哈勃级 T 伏古勒型 哈勃型 -6 -5 -4 E+ -3 S0-2 S00 -1 S0+ 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10

cE

E

S0/a

Sa

Sab

Sb

Sbc

Sc

Scd

Sd

Sdm

Sm

Im

E

S0

S0/a

Sa

Sa-b

Sb

Sb-c

Sc

Sc-Irr

Irr I

说明:1. T < 0 -早型星系(椭圆和透镜星系),T > 0 - 晚型 星系(其他星系);2. cE-致密椭圆星系,E-普通椭圆星系, E+-过度型椭圆星系。 15

三.环境效应
形成不同形态的原因之一可能和星系所处 环境有关。如与场星系相比,团星系中的 E 和 S0 星系所占比例要高得多。这种现象又随星系 团而异,有的团中 E 星系比例高达 40%,而有 的团仅为15%。通常用 f (E)表示椭圆星系比例, 在规则星系团中, f (E)值高, 而在不规则团中, f (E)值就低。

1. 分层效应
对规则团来说, 中心区星系密度很高, 随团心距 R 的增大,星系的投影数密度不断减小。但在规则团中 旋涡星系的比例 f (Sp)随着 R 的增大而增大。由于观 测到的只是星系的投影密度,实际上在规则团的核区 不存在旋涡星系,这就是所谓星系团内星系的形态- 半径关系,也就是星系的形态空间分层。 与E星系相比,团内S星系离开团中心比较远,它 们在团内的轨道运动能量比E星系来得大,形态空间分 层使不同类型星系的运动状况有所不同。在给定团中 心距处,S星系的随机速度比E星系大, 即存在形态速 度分层, 并已为观测证实。

2. 形态-密度关系 对55个星系团约6000个星系的大规模形态分层 研究,证实了 f (Sp)的确随团心距的增大而增大, 而透镜星系比例 f (S0)在团中心附近减少,从 团心 距 R=0.25 Mpc 处的54%减少到 R = 0.075 Mpc 处 的 30 %。有人据此得出的结论是这种与 R 的关系 不是基本关系,星系形态实际上应取决于局部星系 密度,局部星系密度与 f (Sp)和f (S0)的关系,即形 态-密度关系才是基本关系 (见图6-2) 。

图6-2 星系的团心距、密度-形态关系

实际上要区分哪一个关系更为基本是极为困难 的,团星系的分布有一定统计规律, 即投影数密度N 是团心距 R 的单调函数。有人发现许多团内在相当 大的团半径范围内有 N∞R-1。后来又发现在小半径 范围内用函数 N∞exp(-R/100kpc) 来描述N-R关系更 为合理。因此如星系形态分布与R 有关, 则也必然与 N 有关, 反之亦然。所以,除非找到某种本质性物理 机制,否则无法明确判定形态?半径和形态?密度 哪一个是更为基本的关系。

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3. 次团结构
尽管团星系的投影密度总体上随团心距增大而 减小,但团内往往会呈现局部区域星系投影密度增 高,这就是团的次结构。次团结构对星系形态组成 有多大影响?有的研究表明,形态?密度关系主要 不是由小尺度次团结构引起的。对一些团最中央部 分的研究也表明椭圆星系比例与周围星系密度无关。 因此,星系的团中心距是确定星系形态组成的主要 因素。

但是,有的研究结果认为形态?密度关系更为主要, 即使在一些富星系团内,形态-半径关系显得更为基 本,团外区的椭圆星系比例只有 ~15%,但其中的密 近星系对中,椭圆星系占55%,这显然是一种非常局 域性的现象。 因此,决定星系形态组合的因素也许是多方面的, 某些因素与星系的近邻环境有关,另一些因素则反映 大环境的情况。无论形态?半径还是形态?密度关系, 它们尽管反映了一部分物理图像,但毕竟过于粗糙, 不足以由此真正确认造成星系形态组合的复杂过程。

§6.2 光度函数
星系光度函数 Φ(M) 的定义是 Φ(M)dM 为绝对星等 范围在 (M, M+dM) 内的星系数,通常需用下式作归一 化

?

?

??

?(M )dM ? n

(6-1)

式中 n 为每单位体积内星系的总数。因此,Φ(M)dM 表示了绝对星等 (M,M+dM) 范围内星系的数密度。

一.K 改正
考虑星际消光影响后的距离模数为
m ? M ? 5 lg r ? 5 ? A
(6-2)

如天体退行速度很快,则在某波段(如V )所接收 到的是比V 波段波长更短光子发出的辐射。因此观测得 到的V 值就不能直接换算为MV,因为MV是静止状态天 体的绝对星等。不过如知道天体光谱的形状,就可推 出V 和MV之间的关系。这时式(6-2)要改写为如下形式
m ? M ? 5 lg r ? 5 ? A ? K

式中K 项称为K 改正,它与天体红移有关。只有对近 距星系才能取得好的光谱资料,故近距星系的 K 改正 比较可靠。

设两个星系的视星等为 m1 和 m2,则其距离之比为
lg( D1 / D 2 ) ? 1 ?(m1 ? m2 ) ? ( A1 ? A2 ) ? ( K1 ? K 2 )? 5

A1-A2是两个源的消光值之差,K1-K2是其 K 改正之差。 如天体红移为 z,发射波段为 U、B、V、R,则接 收(观测)波段为 U、B、V、… M 时的红移值由表 6-1 给出,其中各波段均指中心波长。如当红移 z = 1.21 时, V 波段中心波长处发出的光子,接收到的波长为 J 波 段的中心波长。

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根据Frei和Gunn 1994年的一项工作有:
K ? k ? 2.5 lg(1 ? z )

式中 z 为星系红移,作者以表列形式给出了k(z) 的 数值。因为只有对近距星系才能取得好的光谱资料, 故近距星系的 K 改正比较可靠,这时有 k ≈ 0 。

二.场星系的光度函数

为确定场星系的光度函数,做法与确定恒星光度函 数相类似,但必要时需要考虑 K 改正 。 这里有几个问题必须注意: (i) Malmquist 型偏差必须加改正。 (ii) 哈勃定律估计距离是有误差的(近星系的随机 运动可以超过哈勃速度);低光度星系只能在近处才能 观测到,所以场星系光度函数的暗端往往很不确定。 (iii) 计数方法实际上假设任何绝对星等范围内,巡 天范围内星系的空间分布是均匀的。但实际上星系空间 分布在星系团及更大尺度上很不均匀, 甚至存在如巨壁 和空洞一类结构。

研究表明,场星系光度函数具有一种较为简单的 形式。总体上说,星系个数随光度的增加而单调减少; 当绝对星等较暗时, Φ(M)大体上随 |M| 的增大按指数 律下降;但当亮于某一特征绝对星等M*后,Φ(M)很 快截止。反映这一变化性质的参数化形式是下列 Schechter 函数:
?( M ) ? (0.4 ln 10)? * 10
0.4 (? ?1) ( M *? M )

exp ? 10 0.4( M *? M )

?

?

(6-3)

式中Φ*、 M*及α为待定参数。上式如用光度而不是 用绝对星等来表达,则可以有较简单的形式。

定义?(L)dL为光度范围 (L, L+dL) 内恒星的数密度, 则与上式相应的函数表达式为:
?( L) ? (? * / L*)(L / L*)? exp( ? L / L*)

(6-4)

式中 L* 是与 M* 相应的光度。因此,α 即为光度函数暗 端的斜率,L* ( 或 M* ) 给出特征光度,光度一旦超过 L* 时,星系数急剧减少,而Φ*用于星系密度的整体归 一化。 Efstathion等人于1988年对若干次星系红移巡天 的研究得出如下结果:

?* ? (1.6 ? 0.3) ? 10 ?2 h 3 Mpc?3
* M B ? ?19.7 ? 0.1 ? 5 lg h

L? ? (1.2 ? 0.1)h ? 2 ? 10 10 L⊙ B

? ? ?1.07 ? 0.07

? ? ? ? ? ? ?

式中 h 为与哈勃常数有关的无量纲量,下标 B 表示 B 星等,L⊙为太阳光度。K 波段Schechter函数的拟合 参数为:
?* ? (1.6 ? 0.2) ? 10 ?2 h 3 Mpc?3
* M K ? ?23.1 ? 0.2 ? 5 lg h

? ? ?0.9 ? 0.2

? ? ? ? ?

造成 B 波段和 K 波段 M* 值差异的主要原因是星系 的内禀 B-K 颜色,而Φ*及α 的差异显然是很小的。

三.团星系的光度函数
星系团为星系的形成和演化提供了很不相同的环 境。因此,有必要研究星系团中星系的光度函数,以 及它们是否与场星系的光度函数一致。团星系的光度 函数较之场星系容易确定,因为团的天区范围小,容 易取得星系的测光资料,并可以认为全部成员星系有 相同的距离,于是不难确定它们的绝对星等。唯一的 问题是富团很少,又大多距离很远,暗成员星系很难 取得测光资料。

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对一些较近星系团的研究表明,团星系光度函数的 形式大体上与场星系相类似,不过最优拟合参数有所 不同。1986年一项研究所得出的平均Schechter函数 参数为
* M B ? ?19 .5 ? 0.1 ? 5 lg h

? ? ?1.27 ? 0.04

? ? ?

显然,截止星等与场星系相同,但光度函数暗端斜 率两者明显不同。

四.不同形态星系的光度函数
光度函数的复杂性还表现在不同形态星系有不同 的光度函数。如把场星系按光谱中有无明显发射线这 一判据分为两组,就会发现它们有不同的光度函数 (图6-3)。发射线与冷气体有关, 有明显发射线的应 是旋涡星系和不规则星系,所以这两组分别代表了晚 型星系(Sa-Irr,有发射线)和早型星系(E-S0,无 发射线)。它们的外形很不相同,由此可合理假定这 两类星系经历了不同的演化过程,因而有不同的光度 函数。不过两者的光度函数仍很类似,Schechter函数 参数仅相差十分之几星等。

图 6-3 从 Las Campanas 红 移巡天导出的 星系光度函数

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如把形态划分得更细,会发现不同类型星系有很不 一样的光度函数。1997年发现,S 星系光度函数可用 Sp 高斯分布表示,平均星等 ? M B ?? ?16.8 ? 5 lg h ,弥散 S Sp m ? M B 0 ?? ?17.5 ? 5 lg h , 度 ? B ? 1 .4 。S0星系的平均星等 S ? B 0 ? 1m.1 ,E 星系的分布略显 比S星系稍亮,弥散度为 E ? M B ?? ?16.9 ? 5 lg h , 但 复杂, 尽管也有较好的特征光度 分布并不对称, 亮星系偏多。该分布可用修正高斯分 布来表征:
E ? E ( M B ) ? exp ? [? M B ? ? M B ] 2 /[2? B ( M B )? ] ?E 2

?

?

E E E E M B ? ? M B ? 时,? B ( M B ) ? 2.2;当 M B ? ? M B ? 时,? B ( M B ) ? 1.3

不规则星系平均而言要暗得多,这一点使得光度函数 较难表示,不过大体上可以用Schechter函数来表征,有 关参数是 M (Irr ) ? ?15 ? 5 lg h及 ? (Irr) ? ?0.3。矮椭圆星系的情况 与 Irr 星系类似, Schechter函数的参数为 M (dE) ? ?16 ? 5 lg h 及 ? (dE) ? ?1.3 。 图6-4说明了不同形态星系的光度函数形状。
* B

* B

图6-4 不同形态 星系的光度函数

尽管现在已经很清楚不存在某种“普适性”的总 光度函数,但是各别不同形态类型星系的光度函数的 形状也许是不变的,只是它们的幅度会随环境而发生 变化。如果确实存在若干类性质不同的星系,而它们 各自的光度函数又具有普适性的形状,那么这种函数 的形式也许就可以提供这些星系演化历史的线索。不 仅如此,这种不变形式的光度函数的特征可以为估计 遥远星系团的距离提供某种合理的“标准烛光” 。因 此,对某些特定形态星系是否存在普适性光度函数的 问题在星系天文学中具有重要的意义。

§6.3 特殊星系
有些星系不能列入基本类别,称为特殊星系或非正常 星系。有两种途径可用于识别非正常星系:(i)能谱分布 异常,如射电波发射特强,或表现有强而宽的光学发射 线等;(ii)光学像奇特,如斑点状不规则亮度分布,某 种类型长条状发光结构,或有一个特别亮的核等。不过 有奇特外形的星系往往同时呈现非正常的光谱。

一.星暴星系
1960年代起,Arp 等人发表了若干册形状奇特星系 表。这类星系往往表现为有喷流、尾或环状结构,但 形状五花八门毫无定规(图6-5), 它们在(B-V, U-B) 图上的分布范围很广,往往呈蓝色,这种蓝色星系被 解释为在最近的10亿年内形成了大量的恒星。

图6-5 一些特殊星系

图6-6 特殊星系NGC7252

带有尾状或环状结构的星系很可能发生了星系的碰撞 或并合,如何理解这种过程极为重要。一种观点认为当 两个盘状星系发生碰撞时会最终并合并形成一个 E 星 系, 如图6-6中的NGC7252有两个明亮尾状结构从主体伸 出,主体扰动得很厉害,但中心部分的径向面亮度轮廓 很好地服从 R1/4 律,这正是 E 星系的特征。 从动力学观点看, 两个纯恒星盘不可能并合成一个E星 系, 因为并合过程中恒星密集程度只会降低, 而不会变得 更密集。这种并合过程必须要有气体参与,气体在并合 过程中会很快向中心密集。观测表明并合过程中相当一 部分气体转变成了恒星,称为星暴,即大批恒星在相对 较短时间(10亿年)内形成,星系相互作用会引发恒星 的暴发式形成,这类星系称为星暴星系。

二.有活动星系核的系统
1. 活动星系核的基本概念 许多特殊星系中心有一个特别亮的点状源,称为活 动星系核(AGN)。AGN 的基本特征是:(i) 非常明 亮,其光度甚至超过整个星系;(ii)有快速、剧烈的光 变,光变周期小于一年;(iii)发射区尺度很小,远小于 1pc。特征(iii)可以由(ii)推知:如果AGN的发射区尺度 为 a,则光线穿过这一范围的时间为τ ≈ a/c ,这儿 c 为 光速;要是光变周期为1年,则尺度 a 必小于1光年,否 则光变现象不可能观测到。AGN的上述特征使它们成 为天文学研究的一个十分重要的领域。
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2. 塞佛特星系 1943年 Seyfert 发现了第一类含有AGN的系统, 称为塞佛特星系。主要特征是有一个小而亮的恒星 状核;核区呈现较宽的高激发态强发射线,并含有 OIII、OII、NeIII等禁线;有较强的光度和很蓝的连 续谱;连续谱变化很快,发射线则经常不变,通常 还有强而可变的X射线辐射和强红外辐射。塞佛特星 系可分为两类,I 型有很宽的氢巴耳末线翼,光谱与 类星体相似,多普勒致宽速度达1000~5000km/s。II 型无明显线翼,多普勒致宽速度约为500km/s,大多 没有完整旋臂。约有1/3 的塞佛特星系属于 II 型。有 时候又称有很弱的宽线翼的塞佛特星系为 1.5 型。

有不少星系的核类似 II 型塞佛特星系,不同 的只是禁线往往由低电离态原子造成,这类星系 称LINER(低电离核发射线区, low – ionization nuclear emission – line region)。在约80%的Sa 和 Sb 星系以及较低比例的 Sc 和 E 星系中发现 LINER星系,这最初被认为是一种特别的现象, 现在知道它们只是代表塞佛特星系的低光度尾端。

3. 马卡良星系 自塞佛特星系发现以来,又发现了各种不同的特殊 星系并对之进行分类。特殊星系分类也不是唯一的,多 少带有主观性质。 马卡良星系是具有反常强紫外连续谱的特殊星系, 因苏联天文学家马卡良首先发现并汇编成表而得名。许 多马卡良星系的紫外超星来自AGN的辐射, 故约有10% 的马卡良星系又可分类为塞佛特星系。马卡良通过物端 棱镜巡天共发现 800 多个有反常蓝核的星系。这些星系 主要有两类。第一类约占总数的2/3,称为亮核型,核 就是紫外连续源,光谱中有宽的发射线,可列入塞佛特 星系的即属此类。第二类称为弥漫型,紫外连续源分散 在整个星系内,这一类比较暗,很像大尺度的 HII区。

4. 射电星系和特殊射电星系 随着1930年代初射电天文学的诞生,发现了越来越 多的射电源, 包括银河系内的射电星和河外射电源,后 者往往与星系联系在一起,这就是射电星系。从广义 上来说,有明显射电辐射的星系都可称为射电星系, 其中107 ~ 1010 赫频率范围内射电功率为1037~1041 尔 格/秒的星系称为正常射电星系,功率比这强102~106 倍的称为特殊射电星系。射电星系大多是椭圆星系 (E)、巨椭圆星系(D)和超巨椭圆星系(cD),不 规则星系很少。它们往往是星系团中最亮的成员星系, 质量也大。有的射电星系是塞佛特星系。

射电星系的一般结构形态是有一个中央致密源和核 两侧大致对称分布的两个射电瓣,约有15%的射电星 系中央致密核尺度仅为0?.001或甚至更小,位置与光学 对应体相重合。VLBI高分辨率观测发现致密核通常又 由若干子源组成,而射电瓣离开核的距离范围为102 ~ 106 pc。核源往往通过射电喷流与瓣相联系,少数在可 见光波段也可观测到喷流结构。射电瓣中面亮度分布 往往在某些区域呈现峰值,这就是热斑。

一个典型的射电星系

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AGN通过喷流所限定的狭窄通道把巨大的能量传输 到射电瓣。在喷流内部,能量作为大块物质流的有序动 能存贮起来,当这种能量被激波转化为电子和离子的随 机运动后,通过同步辐射过程发出所观测到的射电波。

尽管大部分射电星系显然是在光学波段看到的正常E 星系,但其中约有10%的射电星系有极明亮的中央核, 这种星系又分类为N星系,由Morgan于1972年提出。

星系M87的光学喷流

类星体3C273的射电喷流

5. 类星体和类星射电源

类星体发现于1960年代,主要特征是有恒星状的光 学象,谱线有巨大的红移。一般认为这反映了宇宙膨 胀引起的多普勒效应,因此类星体的距离十分遥远。 相当一部分类星体有很强的射电辐射,又称为类星射 电源(quasar)。部分类星体并不表现出有强射电辐射, 称为射电宁静 quasar 或 QSO,又称蓝星体。 QSO光谱和 I 型塞佛特星系类似,物理本质上来说 它们就是距离十分遥远的AGN。因类星体光学像呈现 为点源而像恒星,类星体因此而得名。实际上QSO也 有结构,VLBI 观测已获得了一些QSO的精细结构。 比如著名QSO 3C273就有一个喷流。

射电宁静QSO从光学像上看同恒星很难区分,但 能谱情况两者不同,因为AGN的非热连续谱不会像恒 星光谱那样存在紫外端截止,故与恒星相比呈现非常 蓝的颜色。另外,无论有否强射电辐射,QSO都会有 强 X 射线辐射,许多QSO都是通过这一特征得以证 认。自1963年发现第一个QSO 3C273以来,数目增加 很快,如1993年发表的 QSO表已列有7315个QSO 。 6. BL Lac天体 BL Lac天体指 BL Lac 型天体, 原型是 BL Lacertae, 即蝎虎BL。这类AGN的主要特征是呈现不可分解的光 学点源,但光度可在 < 1月的时间变化一个量级。这是 一类快速变化强致密射电源,并呈现强线偏振。

BL Lac天体又往往同另一类AGN联系在一起,即光 学激变类星体(OVV)。OVV在许多方面具有BL Lac天 体的性质,如强射电辐射、短时标(几周)光变等。 不同在于OVV有宽光学发射线,是类星体的特征。不 过差别并不明显,因为当连续谱很弱时发射线就会显 得很突出,一个天体有时分类为OVV,有时又分类为 BL Lac天体。所以这两类天体常常又合称为 Blazar 天 体。BL Lac天体数量较少,在Hewitt 和 Burbidge的表 中,它们仅占约1%。因BL Lac天体比QSO更难证认, 这一比例实际上可能估计过低。

三.活动星系核的寄主星系
寄主星系是指活动星系核(或其他天体,如黑 洞等)所处的星系。对于一些近距活动星系核, 如LINER和塞佛特星系核,其周围星系的像容易 得到。某些低功率LINER位于E 星系中心,但大部 分这类天体表现为较普通的S星系,它们有核球、 盘,甚至有时还有棒。取得射电星系像相对也比 较容易,它们都是一些E星系,几乎没有例外, 只 是形态往往表现某种程度的扰动。

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取得QSO寄主星系的像要困难得多,因为寄主星 系往往为中央点源的强辐射所掩盖。新技术的出现 使这一难题逐渐得以克服。目前来看,所有QSO的 寄主星系都是巨椭圆星系,它们代表了射电星系现 象的高光度端。射电宁静QSO寄主星系的形态不很 明确,有些是巨椭圆星系,有些是盘星系。某些高 光度AGN的寄主星系因与其他星系发生相互作用, 形态上便表现为受到扰动而呈现多重核,有密近伴 星系,以及潮汐尾。

四.活动星系核统一模型
原则上说,不同类型AGN从物理学角度看是没有什 么联系的。但目前普遍认为这是一些物理学上非常类似 的天体,它们观测特性上的差异主要可以用以下 3 个因 素来加以解释:(i) 某些天体比另外一些更亮;(ii) 某些 AGN 会产生喷流, 另外一些则没有;(iii) 某个类星体可 以表现出很不相同的观测特性,这取决于观测视线的方 向,因为这类天体的辐射方式呈高度非各向同性。 图6-7是从观测推测的AGN几何结构截面示意图。总 体上 AGN 表现为由气体、尘埃组成的花瓣状结构,中 心是一个很强的能源,可能是一个超大质量黑洞。除气 尘瓣对称轴周围的一个锥体范围外, 中央源朝各个方向 发出的辐射都被瓣所吸收掉。从物理学上说,锥体可能 就是某种涡流管。

从涡流管往下看, 系统便分类为 I 型塞佛特星系或 QSO,具体情况取决于光度。这时可观测到邻近AGN 区域的高密度、快速运动气体, 该区域称为宽线区, 天 体光谱中的宽允许谱线即 由这些气体造成的。要是 不能往下看涡流管,天体 便分类为 II 型塞佛特星系, 光谱主要由低密度、运动 速度相对比较慢的光学激 发气体造成,这部分气体 所在区域称为窄线区,它 图6-7 AGN统一模型 离开中央能源比较远。
截面示意图

根据天体取向提出的这种统一模型也可以用来说明 强射电AGN。设想射电喷流沿图 6-7 中涡流管方向发 出,当射电喷流指向我们时,系统便分类为 Blazer天 体,因为这时观测到的是AGN核心深处很小的半径范 围,光度会呈现快速变化。要是视线方向不能刚好穿 入喷流,那么星系图像主要表现为射电瓣,这时系统 便分类为射电星系。上述机制也可以合理地解释为什 么 Blazer天体很少。窄线射电星系可以解释为该系统 已较为接近侧向星系,不能观测到涡流管深处,而宽 线射电星系取向已很接近极向,沿涡流管可以看到深 处的窄线区,但并不要求正好为极向系统(观测方向 正好沿喷流方向)。

统一模型预言AGN的中红外辐射和X射线辐射应该 呈现较好的各向同性,这是因为吸积瓣会挡住中央源 在光学波段的辐射,但对中红外和X射线辐射应该是 透明的。由于最强和最弱的AGN之间,X 射线和中红 外光度可相差几个量级,可见AGN不仅在取向上,而 且在内禀光度上也是各异的。 AGN的发射功率取决于黑洞对物质的吸积。对质量 为M 的黑洞,发射功率上限由爱丁顿光度给出:
LE ? 3 ? 10 4 ( M / M ⊙)L⊙

如对一个光度 ~1012L⊙ 的亮QSO, 所需的黑洞质量 ≥ 3×107M⊙。不同AGN有不同光度,中央黑洞质量也有 很大不同。但一个AGN在几天到几个月内光度可变化 几个量级就不能用黑洞质量的变化来解释。
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影响光度的主要因素是物质的吸积率,一旦黑洞把 所及范围内的物质都吞食掉,黑洞也就不起作用了。 如寄主星系又与一伴星系密近交会,黑洞周围的气体 和恒星就会重新分布,可能有新的燃料进入黑洞势力 范围。因此,在AGN光度和它最近一次出现引力扰动 以来的时间长度之间可能存在某种关系。 关于AGN的许多问题仍未得到解决。也许目前认识 上最大不足是还不能很好解释为何有些AGN产生射电 喷流而另一些则没有。射电强AGN总是出现在 E 星系 中,而射电宁静 AGN 往往在 S星系中发现,这必然有 其道理。也许是两类星系中星际介质成分很不一样, 也可能是黑洞的自转特性不同,结果使 E 星系更有可 能产生喷流。

§5.4 星系中的星际介质
任何星系中的恒星际空间决不是空无一物,其中有 稀薄的气体、尘埃微粒、磁场,以及作相对论性运动 的电子、质子和其他原子核,它们被统称为星际介质 (ISM)。 尽管ISM只占星系质量中的很小一部分,但是不同 哈勃型星系之间最根本差别之一便涉及到星系中介质 的分布。早型和晚型星系在恒星含量和光线分布上的 差异,在很大程度上可以追踪到它们 ISM 上的差异。 因此ISM的研究对于理解目前观测到的星系状态至为 重要。

到 1980 年代, 人们还以为只有晚型星系才含有大量 ISM。X射线和微波天文学的发展证明许多早型星系同 样富含ISM。因此,早型和晚型星系之间在所含ISM量 上的差异没有在组成成份上的差异来得显著。

一.星际介质的探测
1.星光吸收 尘埃消光对蓝光比对红光更利害,但尘埃无法对相 近波长的光子作出明确区分。星际尘埃总伴随着星际 气体,后者会在恒星光谱中形成吸收线,以钙、钠原 子的吸收线最明显。图6-8是钠原子的光谱吸收。

但就可见光谱来说,其他元素即使能引起星际吸收, 吸收的特征也不易加以测定。还有,仅用Ca+和 Na 的 吸收线无法为研究星际介质的密度和温度提供可靠的 信息。 解决问题可用紫外光谱。星际介质有许多以分子而 不是原子形式出现,简单分子很少会在可见光波段形 成强吸收线,必须进行紫外或射电谱观测,如含量最 为丰富的H2分子即是如此。
图6-8 星际钠原子 形成的光谱吸收

2. 极端紫外和X射线观测 星系中有相当一部分星际空间充满炽热 (T >105K) 气体,其中的氢和氦完全处于电离状态。这种炽热等 离子体主要在极端紫外 (EUV) 和 X 射电波段发出辐 射。EUV光子能量范围为13.6 ~ 100eV; X射线光子又 可分为软、中、硬三段,能量范围分别为0.1~1keV、 1~10keV 和 >10keV。原则上说,从 X射线谱可以确 定等离子体的温度、密度和金属度。其结果首先取决 于高质量的观测资料,同时也必须不断改进相关的物 理模型。

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3. 光学发射线 在许多星系的可见光谱中,包含若干明显的发射 线。它们一般在受激发的星际气体中形成,而气体激 发通常起因于高温恒星或活动星系核的辐射,有时也 可能因高强度激波通过而受到激发。许多炽热恒星的 辐射可以使距恒星某一范围内几乎所有的氢原子电离, 而超出这一距离范围物质基本上是中性的。电离氢所 处的区域称为HII区,它所围的球体称为斯特龙根 ( Str? mgren )球。从这种 HII区的光谱可获得大量 有关ISM和热星的信息。可以用于星际介质研究的谱 线有氢线和一些金属线,

3. 探测星际介质的其他途径
除以上几种方法外,探测ISM的其他途径还有:射 电观测、? 射线辐射以及尘埃辐射等。射电望远镜对 于探测和研究星际气体是十分强有力的工具,其中应 用非常广泛的是氢原子的21cm谱线,如可以用来确定 总的中性氢的柱密度,并进而确定星系中总的原子氢 含量等。 ? 射线探测必须用 ? 射线望远镜进行空间观 测,而尘埃辐射的探测往往需要进行红外观测。1983 年IRAS卫星开创了空间红外观测的新纪元, 取得大量 有价值的观测资料,包括星际尘埃的观测结果。最近 发射的斯必泽空间红外望远镜更是取得了有关星系的 前所未有的宝贵资料。

二.盘星系中的星际介质
1. 盘星系中的HI和H2 设星系中HI 和H2 的总质量为M1 和M2 ,其光学光度 和数值大小对不同星系可相差很大。不同哈勃型星系的 Mg= M1+M2 与星系动力学总质量Md 之比有相当大弥散, 但变化趋势很明显,晚型S星系的比值 Mg/Md 要比早型 S星系来得大, 平均值从Sa到Sc约增大4倍。这种增大趋 势主要来自M1的增大,从Sa到Sc比值 M1/M2 增大了4倍 以上,而 M2/Md 近乎保持不变(见图6-9和图6-10)。 团星系的情况与场星系有所不同, 如对给定光度的星 系来说,室女团中星系的 HI 数量要比同一哈勃型场星 系的 HI 量来得少, 但 H2 的含量大体上是正常的。

图6-9 不同哈勃类型星系 的H2和HI的质量之比

图6-10 不同哈勃类型 星系气体质量与动力 学质量之比

2. 射电连续光度和红外光度

图6-11表明不同类型星系的射 电连续光度和红外光度之间存在 密切的关系,其中有SBb星系、 矮椭圆星系、不规则星系以至有 强紫外连续辐射的星暴星系。这 说明两种光度起因于同一过程, 通常认为这就是大质量恒星的形 成。这类恒星发出的 UV 光子因 与尘埃颗粒作用而转化为红外辐 射,这类恒星死亡阶段的超新星 会产生宇宙线,后者是射电连续 辐射的起因。

图6-11 不同类型星系的射 电连续光度和红外光度之 间的关系

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图6-12表明,在射电连续光 度和ISM中冷成份之间存在的 另一种有趣的关系,其中后者 用12CO的线发射强度来表征。
以上两种关系表明,在冷气 体、恒星形成和超新星之间有 着密切的物理联系。不过,冷 气体的分布范围限于薄盘,而 射电连续光度的产生区域要比 这来得广,因为宇宙线会从诞 生地弥散开去,范围可超过 1kpc。

图6-12 射电连续光度和 ISM 中冷成份(12CO的线发射强 度)之间的关系

3. 径向密度轮廓

通过对面密度N(H2)和N(HI)的研究发表,晚型 (Sc) 星系中的气体分布有以下总体特征:(i) 与HI相比,H2 呈现向星系中心高度集中;(ii) 在中心附近, HI的数密 度分布略有下降;(iii) HI 的分布范围要比星系光学像 的范围来得广。 早型星系情况有所不同。H2 的中心聚度同样要比HI 高得多,但近中心处两种成份的数密度都会下降。
不同类型星系气体分布的另一个差别是平均来说晚 型 S 星系的气体较早型 S 星系丰富, 原因是 HI 多而不 是H2多。且HI的分布范围很大,往往超出星系光学像, 表明星系的类型至少在一定程度上取决于 HI 的含量。

4.盘的速度场 不同中心距r 处物质圆(周)运动速度vc 与 r 有关, 函数 vc(r) 表示的曲线称为圆周运动曲线(自转曲线), 图6-13给出典型星系的自转曲线。vc(r) 的测定对星系研 究十分重要,因为从vc(r)可以推算出 r 范围内星系的质 量M(r)。

图6-13 典型的星系 自转曲线

如对盘和核球给定质光比, 则模型预言vc ~ r -1/2, 即vc 随 r 的增大而减小,但观测表明r 很大时vc未表 现出明显减小。这就引起所谓暗物质问题,即为了 与观测自转曲线相一致,除发光的盘和核球外,模 型需引入第三成份——暗晕,并假定暗晕的密度分 布律。但当盘、核球取不同质光比时,暗晕分布律 中的自由参数变动范围相当大。从这个意义上来说, 有关暗物质和暗晕的问题还没有得到很好的解决。

5.盘星系中的恒星形成
星系H? 光度可用来测定与 ISM 发生碰撞的 致电离光子数。离星系核几十秒差距以远处绝大 多数这种光子来自大质量年轻星。如对恒星的光 谱型分布作某种假定,就可从光子产生率确定恒 星中的气体总质量;再设大质量星形成率在生命 期(?10Myr)内大致保持不变,就可从目前存在的 恒星数推出恒星的形成率(SFR)。

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定义现时恒星SFR与星系寿命期内的平均 SFR 之 比为恒星诞生率参数 b,表6-2给出不同类型盘星系参 数 b 的中值,但同一类型星系 b 值的弥散比较大,原 因在于SFR以某种不规则方式起伏变化。由表可见, 总趋势是晚型星系 b 值较大,比Sb更晚型的星系在寿 命期内SFR大致保持为常数,而对早型星系来说目前 的SFR已降到很低了。
表6-2 不同类型盘星系SFR参数 b 的中位值

三.椭圆星系中的星际介质
1.发射X射线的等离子体 S 星系中大量ISM以HI和H2形式出现,而 E星系中 ISM主要是高温 (T ?106K) 等离子体,它们通过不同的 物理过程发出X射线。图6-14表明NGC720的 X 射线面 亮度近乎与光学面亮度严格成正比,这种一致性是E星 系的特征。
图6-14 星系NGC720的 X射线(离散测点)和 光学亮度轮廓(曲线)

图6-15表示X射线光度与光学光度和射电连续光度间 的关系。在低光度部分 Lx 和 LB大致成比例;对高光度 星系(LB>1037W)起支配作用的是星际介质, 平均Lx 大致 按LB2增大。E 星系射电连续光度和 Lx 之间也表现出有 很好的相关性(图6-15右), 可见两者之可能有内在联 系。
图6-15 E和S0星系 的光学(B)、X射线 和射电波段光度之 间的关系

如用模型描述 Lx 和温度的径向轮廓, 可推算出 E 星系中 X 射线等离子体的质量。 由此推出的质量范围最高可达1011M⊙,故 大多高光度 X 射线 E 星系中气体质量之大 相当于一个典型 Sc 星系。对于别的 E 星系, 尤其是低光度星系, 气体所占比例很小。

2. 椭圆星系中的冷气体
大部分 E 星系的冷气体含量比同光度 S 星系少得多。 M HI / LB ? 1.5 ? 10 ?3 M ⊙ / L⊙ , 而仅有 约有3/4 E星系的质光比 5%的 E星系 M HI / LB ? 0.05M ⊙ / L⊙。 E 星系中冷气体起 源问题目前还不很清楚。

约40%的亮 E 星系表现出有尘带, 由带有尘埃的冷 气体构成。对NGC5266中尘带的观测表明气体绕星系 长轴旋转;但恒星吸收线光谱表明恒星绕星系短轴旋 转。故星系中尘埃和恒星的角动量矢互相垂直,约半 数有尘带星系均如此。

另外半数星系这两个矢量会交成任意角, 甚至反平行, 只有少数星系彼此平行。E 星系中普遍存在这种取向 奇特的尘带,但S 星系中却不存在。原因在于尘带是 从下落物质中形成的,而S 星系的气体盘会把下落物 质吸收掉。另外,通常认为许多 E 星系形成于并合过 程,如其中有一个是 S 星系,则一部分盘会在并合过 程中抛出形成潮汐尾,潮汐尾中的大部分物质会在几 十亿年内落向并合成的 E 星系,于是便出现稳定下落 的、带有尘埃的气体流,即尘带。

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四.星系际气体
星系间空间并非空无一物,而是存在星系际气 体。IGM的存在具有重要意义, 冷气体会落入附近星 系内,而非常炽热的气体会把 ISM 扫出星系。无论 哪种情况IGM都会对邻近星系的性质产生重要影响。 典型例子是麦哲伦流。 构成麦哲伦流的共有 6 个拉长的HI云, 它们排成 一行, 延伸范围超过60°, 有21cm发射,流的一端与 麦云周围弥漫 HI 包层相连(图6-16)。

对这一结构已经提出非常成 功的模型:气体从大小麦云中 逸出,随着麦云绕银河系转动 而拖在麦云后。模型预言麦云 现在位于轨道近心点附近,且正 在向东运动。观测发现大小麦 云的自行为 ?? ? (1.20 ? 0.28) mas yr?1 及 ?? ? (0.26 ? 0.27) mas yr?1 , 与模型 相一致。

图6-16 麦哲伦流

早期银河系 21cm巡天在高低银纬处都发现有 HI 发射,造成这种发射的气体并不构成银河系自转盘 的某一部分。这种气体以高速云为主, 其中3%的 云块日心速度大于300km/s。这类气体云或者与银 河系有关,或者与本星系群有联系。其他星系群也 含有星系际HI。一个典型例子就是由M81、M82和 NGC 3077构成的群,相邻几个星系被面密度 NHI > 1022m-2的中性氢所包围。

X 射线观测发现大部分富星系团充满了等离子体, 温度高达 T >107K,团内部的这种等离子体称为团内 介质。团内介质的质量很大,要比团星系可见光部分 的总质量大好几倍。正因为质量巨大,充其量只有其 中的一小部分曾经处于星系的内部。X 射线谱线观测 表明,团内介质不是一种简单的原初氢-氦等离子体, 因为它还含有相当数量的重元素离子。这种重元素可 能最早形成于星系内,然后转移到团内介质,而转移 过程可能起因于许多超新星爆发的累积效应,或者是 因为母星系穿过团内介质而使内部气体被剥离出去。

各类星系际气体的存在对星系本身的研究有什么 影响是一个需要深入讨论的问题。由此引出的另一个 重要的基本问题:所观测到的气体是正在融入星系, 还是在离开星系?一些明显的证据表明,星系群中所 观测到的许多气体是从星系中剥离出来的。以麦哲伦 流为例,理论模型指出大小麦云与银河系之间动力学 相互作用使气体脱离麦哲伦云形成流。类似的例子是 狮子星系群中 NGC3628 附近有一个很大的HI尾状结 构,在这个系统中还观测到一个恒星尾,而动力学模 型把这两者成功地联系了起来。

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但是,一个星系失去气体,另一个星系就可能获得 气体。在星系团中,团中心常常发现存在巨星系,而 团内的高温等离子体可以凝聚而成为这类星系中的恒 星。麦哲伦流中的气体最终很可能流入银河系盘。透 镜星系周围的极环最终也可能沉入星系本体之中,而 极向气体的获得会对现有恒星盘的取向和结构产生重 要影响。最后,气体流下落进入椭圆星系可以在星系 内维持某种低水平的恒星形成,同时对星系的颜色产 生重要影响。

五. 星际气体的分类
由于星际气体的主要成分是氢,因而通常就根据氢 的物理化学性质来对星际气体进行分类。 1. 分子云 长期以来人们一直以为星际云的成分就是中性氢原 子,这一看法直到最近几十年才得以改变。这方面的 开创性工作当推1970年代美国哥伦比亚大学1.2米毫米 波望远镜的CO巡天,结果是发现了银河系中数以千 计的分子云。 分子云所占的空间体积大约只是银盘的1%,但银 河系中约有10%-50%的气体以分子云的形式存在。

分子云一般都位于旋涡星系的旋臂上,但也并非全 都如此。它们往往是一些被中性氢原子薄层所包裹着 的复合体。分子云温度很低,典型温度为10-20K。 分子云的体积很大,尺度可达几百光年,质量为几倍 104-106太阳质量。分子云的密度远高于周围的云间 气体,但内部的密度分布则差异很大,其中高密度区 域有可能是正在形成恒星或将要诞生恒星的地方。除 气体外,分子云还含意大量尘埃,尘埃大都位于气体 的高密度区域。由于尘埃的消光,可见光观测便表现 为暗星云。

分子云的探测可以有 2 条途径,即观测氢分子云 在远紫外波段的吸收,以及在毫米波段观测其示踪 物。鉴于分子云的主要成分分子氢不容易观测到, 需要转而观测易于观测到、同时又与分子氢充分混 合的其他物质来显示分子氢的存在。此类示踪物中 最常用的是CO,其他还有氰化氢(HCN)、氨 (NH3)以及水分子等。随着红外天文技术的进步 (如斯必泽望远镜),可以在中红外波段直接观测 到氢分子的谱线。

2. 中性氢(HI)

中性氢区的主要成分是氢原子,又可以根据温度的不 同分为两相,其中冷中性氢的典型温度为100K,它们 主要以云团形式分布在星系盘内,这就是中性氢区,其 分布范围比分子云更广;另一类为热中性氢,温度约为 8000K,是星系盘内云际气体的主要成分。
中性氢的探测也可以有 2 条途径,其一是观测中性氢 云对背景光吸收造成的巴尔末线以及莱曼线等,其二是 利用射电望远镜探测由电子自旋跃迁产生的 21cm 射电 谱线。由于中性氢的这种辐射基本上不会受到星际尘埃 的影响,它们又主要集中在旋臂上,因而常被用来研究 银河系和一些河外星系的结构与运动学状态。

3. 电离氢区(HII区)
电离氢区一般是指恒星形成区。新诞生的早型(O型 和部分B型)大质量星会发出很强的紫外辐射而使周围 的中性氢电离,形成高温电离氢区,可见光观测便表现 为发射星云。此外,行星状星云和斯特龙根球也是电离 氢区,只是表现形式有所不同,而成因机制是一样的。 在可见光波段,电离氢区的主要观测特征是氢的巴尔 末发射线,以及其他一些元素的发射线,其中以氢在 656.3nm处的辐射最强。由于这一波段位于红光区,故 不少发射星云呈现为红色。

由于电离氢区常深埋于分子云内,而分子云中的尘 埃会使光学观测无效,所以对恒星形成区的一些认识 更多地来自其他波段,特别是红外和射电观测。在射 电波段,除了自由电子的连续辐射外,还可观测到电 子能级跃迁产生的谱线,其中最重要的是 6cm谱线, 在射电观测上它的重要性仅次于21cm谱线。

中性氢21cm 巡天图像

4. 极热电离氢

极热电离氢区是因超新星爆发的加热作用形成的,温 度可高达100万度,因其性质与日冕相近,故又称为冕 气。由于此类区域的物质密度要比周围星际介质的密度 低得多,所以也称为泡(bubble),如太阳就可能位于 这样一种环境内, 称为本地泡 (Local Bubble)。本地泡的 密度极低,仅约为0.07粒子/厘米3,但尺度很大,约有 上百光年,所以一些近邻恒星也大多位于本地泡内。

本地泡的艺术图

泡内高温气体的内能很大,它们容易逸出星系 盘的范围而进入星系晕中,这一过程称为星系喷 泉(galactic fountain)。另一方面,星系晕中的 气体可能因辐射而损失能量,并最终回落到星系 盘上,这就是盘物质和晕物质之间交换的一种形 式。对一些小质量星系来说,如果它们的引力不 足以束缚住此类热气体,那么喷泉所携带的物质 有可能直接喷到星系范围之外,融入星系际物质 或星系团的团内物质之中。

§6.5 河外星系中的恒星运动学
银河系中恒星可测得它们的 3 维运动速度(自行 和视向速度),以及 3 维空间位置。河外星系的情 况完全不同:(i) 由于距离遥远,不可能测定星系中 恒星的自行和视差,可以观测的只是视向速度和天 球坐标;(ii) 因望远镜分辨率所限,一般无法分辨出 个别恒星,来自星系的光讯号只能反映视线经过途 径中大量恒星的平均性质;(iii) 用最大口径望远镜 也难以收集到足够的光讯号以精确测量星系的运动 学状态。

一.测量和研究途径
1. 基本途径 如恒星视向速度为vr,静止波长为? 的特征谱线的观 测波长会发生位移,当vr<< c 时位移为Δ? =(vr /c) ? 。 定义谱速度:
u ? c ln ?
(6-5)
? 因而谱线的位移就是视向速度: u ? c?? / ? ? vr , 与观测 谱速度 u 相应的静止谱速度为 u ? vr 。对于星系来说, 观测光谱是视线方向上不同恒星光谱迭加成的复合光 谱。这些恒星的视向速度略有不同,复合光谱中的恒 星吸收线不仅因多普勒效应发生位移,且会变得略为 加宽,这就是星系光谱与恒星光谱的不同。

为作定量分析,定义视向速度分布函数F(vr), 则在 vr和vr+dvr范围内那部分恒星为F(vr) dvr。在光谱中任意 谱速度 u 处,观测到的光线来自有不同静止谱速度的 许多恒星:对于视向速度为 vr 的恒星,其静止谱速度 为 u-vr, 观测谱速度为 u。假定所有恒星都有内禀相同 的谱强度S(u),则在谱速度 u 处接收到的视向速度为vr 的恒星的谱强度为S(u- vr)。对所有恒星积分就有:
G (u ) ? ? dvr F (v r ) S (u ? v r )

(6-6)

上式是星系中恒星运动学基本方程,右端卷积表明 G 是 S 的某种平滑态。通过取得光谱可得出过星系某条 光线的 G(u), 而如知道构成星系的恒星光谱型, 就可利 用银河系内同类恒星光谱估计S(u)。于是, 由 (6-6)有 望导出过星系每条光线的一般性运动学性质 F(vr)。

2. 平均速度和速度弥散度
视向速度分布 F(vr) 的最基本性质是它的均值和弥散度:
vv ? ? v r ? F (v r )dvr

? r2 ? ? (v r ? v r ) 2 F (v r )dvr

分别表征视线方向上星系中恒星的平均流速度和随机运动。估 计这两个参数的一条简单途径是假定视向速度分布具有高斯形 式
? (v r ? v r ) 2 ? Fmod (v r / v r , ? r ) ? exp ?? ? 2? r2 ? ?

上述模型分布与式(6-6)导出的观测分布相拟合, 可求得参数 v r 和 ? r 的估值。视向速度服从高斯分布的假设数学上是方便的, 但实际情况往往并非如此。如太阳附近恒星显然表现为非高斯 分布。 85

3. 谱线轮廓分析
为用更一般性的函数形式来表达视向速度分布,引入分布 F(vr)的高阶矩
? k ? ? (v r ? v r ) k F (v r )dvr
2 ? 根据 v r 的定义,一阶矩 ?1 ? 0 ,二阶矩 ? 2 ? ? r , 2 表征视 向速度分布的宽度。k >2 后的高阶矩可以给出有关视向速度分 布轮廓更多的信息,称为高阶形状参数。高阶矩的无量纲形式 为

? k ? ? k / ? rk

? k 称为欹斜度。 3大致反映视向 ?

速度实际分布形状偏离对称形的 程度。? 3 为正值时,表示实际分 布在正速度方向表现长的尾端结 构,而 ? 3 为负值时则在负速度方 向有尾端结构。形状参数 ? 4 称为 削度,反映实际分布对高斯分布 在陡削程度上的差异,但不影响 ? 对称性。 4 < 3时,实际分布比高 斯分布更接近直角分布,而 ? 4 >3时, 实际分布比高斯分布更为 陡削。图6-17示意性地说明不 ? 同 ? 3 、 4 时的分布形态。

图6-17 不同ξ3、ξ4 值时 的分布形状

二.椭圆星系的恒星运动学
E 星系形态较简单,对恒星运动学的解释比较容易。 E 星系中不存在尘埃,观测结果不会因消光而复杂化。 1. 大尺度性质 图6-18给出若干巨E星系的长轴运动学参数。可见: (i)各参数都表现对系统中心的总体对称或反对称状态, 表明它们的大尺度运动学呈现某种一致性, 可望用简单 模型来解释目前的动力学状态。(ii)大部分情况星系中 心两边会改变符号, 说明系统绕短轴旋转, 与自转造成 扁平系统的简单概念相一致。要是星系内恒星完全处 于随机运动,那么星系应当是球形的。星系的扁平程 度取决于自转速度和随机运动之间的平衡关系。

图6-18 四个巨椭圆星 系的长轴运动学参数

对E星系视向速度分布的详细分析表明,它可能包含 两种成分:一种是无自转的宽分布, 另一种是快速自 转的窄分布,而对此可能的解释是许多 E 星系含有由自 转支撑的盘成分。

2. 暗晕探测
巨 E 星系的运动学状态往往受随机运动的支配, 而随机运动的幅度取决于星系引力势。因此速度弥散 度及其随径向距离的变化应反映了E星系的质量分布, 于是可以由恒星运动学状态来研究E星系是否有大质 量暗晕。这里有两个问题: (i) 中心距一远,观测到的 恒星运动学状态主要取决于星系外围的质量分布。然 而星系外围部分很暗,不容易取得高质量光谱; (ii) 事 先不知道E星系中恒星有何种运动轨道, 一旦动力学模 型与观测到的运动学状态符合得不好,可以引入大质 量暗晕来解决,但也可能起因于模型中恒星的轨道分 布并不正确。
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从图6-18可以看出,上述第一个问题有希望得以解 决。图中几个E星系已取得中心距2Re 处的光谱, 并发 现那儿的速度弥散度下降得很慢, 或甚至保持不变, 这可用星系周围存在暗晕来加以解释。但如果恒星轨 道分布取更为复杂形式,同样可以说明离星系中心远 的地方速度弥散度并不下降这一观测事实,图6-19示 意性地说明了这一点。图中表示恒星速度弥散度的周 向分量συ始终大于它的径向分量σR,涂黑的小椭圆为 二维速度椭圆。这时,尽管συ和σR都随径向距离的增 大而减小,但观测到的视向速度弥散度可以保持不变 甚至增大。不过,通过对视向速度分布的详细分析有 可能对上述两可性做出判别。

图6-19 椭圆星系对 称面上随机运动随半 中心距变化示意图

3. 运动学图 一部分E星系是三轴系统,仅仅取得沿长轴和 短轴的视向速度分布来研究星系的动力学结构是 不够的。最好沿所有方向探测并构成运动学图, 最终取得星系投影面上所有点处完整的视向速度 分布,以全面掌握 E星系的结构。不过这条思路 还有待实现。

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4. 核的性质
约有1/4 E星系近中心部分的运动学状态呈现奇特的 性质,即核自转方向与星系主体自转方向显然不同, 甚至相反。这类核称为脱耦核或运动异性核,核自转 得很快。一种解释是星系中央存在一个小的盘状成分, 视向速度分布的不对称性可解释为两种运动成分的迭 加:一种是快速自转盘,但内禀弥散度很小;另 一种是缓慢自转的 E 星系。这种盘很暗,占星系总面 亮度的比例很低。尽管如此,它的快速自转在星系中 央部分 σr 的观测值中占支配地位,而小的速度弥散度 则对 σr 的径向变化不会产生明显的影响。

5. 中央黑洞的探测
目前普遍认为特殊星系中央有一超大质量黑洞, 它对周围物质的吸积引起AGN中观测到的各种高能 现象。问题是没有核活动的星系是否因缺乏燃料, 还是不存在中央大质量黑洞。

恒星运动学研究也许有可能对此给出解答。因为 宁静大质量黑洞对星系中央部分的引力起支配作用, 并对恒星运动产生影响,而这种影响是可以探测到 的,因为大质量黑洞的存在会使邻近区域中恒星的 速度弥散度增加。

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但是这里又出现前面讨论探测星系大质量暗晕时所遇 到的同样问题:观测到的运动学状态也可以用特定的恒 星轨道运动来加以解释而无须借助于黑洞。可以证明, 只要恒星轨道偏优于径向运动,则中央部分观测到的视 向速度弥散度就会增加。所以仅根据 σr 的径向变化无 法确认中央黑洞是否存在。 有几个星系已较好确认存在中央质量集聚区,且不能 用恒星来解释,但从恒星运动学状态仍无法直接说明这 一定是黑洞。以 M32 为例,如承认中央集聚质量约为 3? 10 6 M ⊙ ,并考虑到其尺度仅限于 ~ 0.3pc之内, 那么如 这些物质为均匀分布,则密度仅为 ~ 10-12 kg m-3,只是 黑洞平均密度的10-18!

尽管存在上述问题,利用 若干近距星系中央黑洞质量 的估计可以探索黑洞与星系 其他性质间的关系。图6-20 表示从运动学资料估计的近 距星系中央黑洞质量和星系 椭球成分绝对蓝星等之间的 关系。图中 Mbh 为黑洞质量, MB.bulge对盘星系是核球光度, 对 E星系是总光度。该图表 明在光度和黑洞质量之间存 在某种相关性,即星系光度 越大中央黑洞也越大。

图6-20 中央黑洞质量 和星系光度间的关系

三.盘星系的恒星运动学
盘星系组成成分有多样性,对恒星运动学状态的解释较 为复杂。盘星系的空间取向各不相同,对侧向星系或正向 星系的光谱观测可望取得较为明确的结果。 盘星系的运动学一般可分 3 个区域来考虑。近星系中心 核球起支配作用,恒星高度密集,呈现明显的随机运动。 在远离星系中心部分自转支撑盘中的恒星作近圆运动,同 时也存在显著的随机运动。介于这两者之间的视向速度分 布比较复杂,显然呈非高斯型分布。由观测得到的欹斜形 分布可以成功地分解为两种成分,一种是快速自转盘,另 一种是缓慢自转核球,后者速度弥散度比较大。当核球中 心部分σr 出现明显增大时可能存在大质量中央黑洞。

1. 核球运动学 盘星系核球运动学状态确定比 E 星系更困难,因为 盘的光线会干扰核球的实测性质, 尘埃消光使问题变得 更复杂。如选择接近正向的星系,核区速度弥散度的测 定受盘的影响不大。研究表明核球与 E 星系可能有类 似的形成和演化史。 随中心距增大,盘对星系总光度的贡献越来越大,在 较大尺度上要分离出核球的运动学状态变得较为困难。 一种办法是观测核球居支配地位的早型盘星系(盘的影 响很小)。也可观测侧向星系的核球,这时盘的面亮度 随盘面距的增大而迅速下降,在离开主轴的那些区域中 所观测到的是比较纯的核球运动学。

对侧向星系观测发现,随盘面距增大核球运动学状 态会逐渐发生变化,离轴观测结果向盘平面外推可对 核球主轴运动学状态作出估计。平均说来核球的自转 速度要比同样大小的 E 星系来得大,核球因自转而变 扁。 2. 盘的运动学

(i) 自转运动 几乎所有星系中盘的恒星运动表现出 vr ?? ? r ,不同 中心距处都如此。恒星大致作圆运动,随机运动很小。 一般从恒星导出的自转曲线与从气体盘运动得到的结 果相类似:在中心附近随中心距增大自转迅速增大, 然 后变得较为平坦,最后近似保持为常数。
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对若干S0星系的气体和恒星自转曲线进行比较,发 现一小部分星系这两种成分的自转取相反的方向。小 的反转气体盘可能起因于对邻近伴星系的后期吸积或 潮汐瓦解,但大的气体盘较难给出解释。 最极端例子是侧向S0星系NGC4550。光谱表明它具 有双结构;盘内约50%恒星以一个方向作近圆运动, 另50% 恒星轨道类似但方向相反。少部分星系有同样 情况,不过反转盘所占比例没这么大,它们在S0星系 中所占比例小于10%。

(ii) 随机运动 恒星除参与圆运动外还存在随机运动。如采用柱坐标 (R, ?, z),则从正向星系光谱可测定速度弥散度的 z 分 量σz ,从侧向星系可测定 R 和υ 分量的合成速度弥散度 (σR , σ? )。 正向星系观测表明随中心距增大σz 按指数律下降, 标长是面亮度(同样随中心距增大按指数律下降)标 长的 2 倍。侧向星系观测表明σR 和σ? 大体上按指数律 随半径增大而减小,标长也是面亮度的 2 倍。对有任 意倾角 i 的星系可通过光谱观测并考虑动力学因素同时 确定(σR , σ? , σz ) 。有人用这方法得出NGC488的速度弥 散度三分量之比为 1: 0.8: 0.7,与太阳附近巨星速度椭 球三分量之比相同。

§6.6 星系碰撞和星系并合

一. 基本概念
特殊星系如何形成?它们在星系演化过程中处于何 种地位?对星系中恒星的形成和演化有什么影响?这 些都是需要研究、解决的非常重要的问题。多年来的 工作表明,星系间的碰撞、甚至并合,是包括特殊星 系在内的星系形成的一条重要途径。 星系中恒星与恒星之间一般来说不可能发生碰撞, 这是因为恒星中最大的也就是直径几个AU,而恒星间 的距离则往往需以光年计(相当于十万或几十万天文 单位),因而恒星即使在几十亿年的长时间运动过程 中, 相互之间发生碰撞的可能性极小。

星系的情况完全不同,其尺度可达十万 光年 甚至更 大, 而星系间距离最近只是星系尺度的10倍,最远一般 不超过1000倍;在星系团内部,星系的空间密度就更高。 因此,星系在运动过程中由于相互之间的引力作用,在 几亿年时间内星系就可以移动本身直径那么大的一段距 离,星系与星系就有可能近距离交会,甚至发生碰撞; 特别在富团内,星系间碰撞的可能性就更大。 当两个星系在运动过程中互相交错而过,彼此密近 相遇,但并没有直接接触,这种情况称为星系交会。 星系间的近距离交会会对星系结构、运动学和动力学 状态产生明显影响,如一个星系可能会把另一个星系 中的一部分气体甚至恒星拖出来,并随着它们之间距 离的增大而最终脱离原来的星系。

一旦2个星系彼此直接接触,就发生星系碰撞。需强调 的是,当 2个(或多个)星系发生碰撞时,星系中的恒星只 是相对穿越而过,它们之间不会相互直接碰撞。但星系 中的星际介质(包括气体和尘埃)完全可以直接接触并 相互影响,因为星际介质的分布范围比恒星大得多。 在星系碰撞过程中,星系整体间的引力作用,以及星 际气体的剧烈相互作用,会对碰撞中星系的形态、演化 以至星系中恒星的演化产生重大影响。有趣的是如两个 星系以每秒数千公里的相对速度高速相遇,它们可能安 然无恙地交穿而过,不会出现任何受“损害”的迹象。 速度只有每秒几百公里,情况便完全不同,这是因为潮 汐力的作用时间越长,破坏性就越大;碰撞过程结束后, 两个星系互相远离,但很可能已经变得“面目全非”了。
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二. 两种不同的星系并合方式
碰撞甚至会使两个星系“合二为一”,这就是星系 并合。有人认为两个 S 星系发生碰撞时,最终会并合 成一个 E 星系。这种并合必须要有星际气体参与,而 气体在并合过程中会很快向星系中心密集,同时有相 当一部分气体经引力坍缩形成恒星。 由于大批恒星在相对较短的时间内诞生,表现为星 系内恒星的爆发式形成,称为星暴,出现这一现象的 星系称为星暴星系。因恒星的大批形成,其中必有一 定数量的大质量星,它们很快走完一生并发生超新星 爆发。故在这类星系中超新星爆发相对比较频繁,平 均每 2 年一次,而在银河系那样的普通星系中平均每 100 年或更长的时间,才会发生一次超新星爆发。

碰撞中的两个星系

星系并合大体上可以有两种基本情况。一种是两个 星系的质量相差比较悬殊,结果是大星系会“吞食” 掉小星系,同时大星系的结构因小星系的引力扰动而 发生明显的变化。比如,银河系中的厚盘可能就是通 过这类过程,通过吞并邻近的较小质量伴星系,由原 来的薄盘形成的:伴星系在与银河系并合的过程中, 对银盘恒星产生强烈的动力学加热,恒星运动速度增 大而随机地离开原来的位置并形成厚盘。

另一种情况是并合中的两个(或多个)星系质量大 致相当,结果当然就不会出现“大吃小”的局面,而 是“两败俱变”,形成了一个巨星系,同时还可能把 一部分星际介质、甚至大批恒星抛出去,形成潮汐尾。 上面提到的两个 S 星系因碰撞、并合而形成一个 E 星 系可归属于这一类:原来在 S 星系中存在的冷气体, 因并合过程中的引力剧烈相互作用而被抛出,于是最 终形成的 E 星系中就很少有这种气体了。观测表明, S 星系中存在大量的冷气体,而 E 星系中缺乏此类气 体,这一观测事实可用上述机制很好地加以解释。

实际上,只要并合中的星系有一个是旋涡星系, 那么它的一部分星系盘往往会在并合过程中被抛出 去,形成潮汐尾,而这种潮汐尾中的大部分物质会 在几十亿年时间内落到所并合成的椭圆星系,于是 便会出现稳定下落的、带有尘埃的气体流,这就是 尘带。因此,尘带中气体运动的角动量矢可以与星 系中恒星运动的角动量矢交任意角,它们可以互相 垂直、甚至反平行,而这正是实测所表明的现象。 无论是碰撞、并合或者密近交会,在发生过程中星 系间的相互作用必然是很剧烈的,结果便形成了我 们所看到的五花八门、形状奇特的各种特殊星系。

三. 观测证据
为进一步找到星系碰撞或并合的证据,必须能观测 到星系的精细结构。如人们已在巨椭圆星系NGC1316 中观测到大量以小黑斑形式出现的尘带, 而这种尘带 通常只存在于 S 星系中。据此人们相信约在1亿年前, 该星系曾吞食了一个在附近经过、或与之发生碰撞的 S 星系。 因为星系的距离非常远,从地球上观测,这类结构 的尺度必然很小,需要用大型望远镜或进行空间观测 才能发现。在这方面,“哈勃”空间望远镜已经发挥 了巨大的作用。
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正在发生或曾经发生过星系并合过程的另一个典型 例子,就是特殊星系NGC7252。从该星系的深度曝光 图像可以看出,星系主体外形很不规则,面亮度起伏 明显,且有两条明亮的、外缘相当清晰的星系尾从两 个方向向外伸出,延展范围很长。理论模拟表明每一 条长尾都是由星系盘因潮汐作用而生成。由此说明该 星系的存在,意味着有两个巨大的盘状星系因相互并 合而毁灭了。不过短时间曝光所得到的图像看上去只 是一个普通的 E 星系,面亮度的分布很平滑,也看不 出任何结构。

特 殊 星 系 NGC7252, 左上方是它的短时间 曝光像

不仅如此,由于星系在密近交会、碰撞和并合的过 程中会出现一些剧烈的或特殊的物理过程,因此往往 需要进行射电、红外以及X射线波段上的观测,以及 诸如甚长基线干涉测量等新的观测技术。比如,碰撞 时星系中气体的温度可能会超过几百万度并发出X射 线,这就需要作空间X射线观测。

§6.7 星系团
河外星系的空间分布并不均匀,它们常表现出有集聚 成团的现象。从小范围讲,星系常常以双重星系、三重 星系以及多重星系的结构出现。相互之间有一定力学联 系的十几个、几十个以至成百上千个星系集聚在一起的 星系集团称为星系团,其中的每一个星系称为星系团的 成员星系或团星系。有时把成员数较少的星系团称为星 系群,但群和团之间并没严格的划分判据。星系集聚成 团的现象十分普遍,目前已发现有上万个星系团。星系 团所含的成员星系个数相差十分悬殊,少的几十个,多 的几千个甚至更多。有时称成员星系数较多团为富星系 团,但贫团和富团的划分也是相对的。不同星系团的线 直径一般相差不超过一个量级,平均直径约为5Mpc。

一.星系团的形态分类
星系团按形态可分为规则星系团和不规则星系团两 类。规则团以后发星系团为代表,大致具有球对称的 外形,又称球状星系团。它们往往有一个星系高度密 集的中心区;团内可包含有几千个成员星系,其中至 少有1000个星系的绝对星等亮于 - 16等。规则团的成 员几乎全都是 E 星系或 S0 星系,中心有时会有一个 特别明亮的超巨椭圆星系(cD星系), 质量可达1013M⊙, 光度达 -23等。规则星系团又往往是强 X 射线源。

不规则星系团又称疏散星系团,它们结构松散,没有 一定的形状,也没有明显的中央星系密集区, 但中心同 样可出现cD星系,代表性天体是室女星系团。不规则团 的成员星系数相差十分悬殊,小的如本星系群只有几十 个成员,大的如室女团所含星系数超可能过2000个。范 围比较大的不规则团可以有几个离散的集聚中心,在团 内形成一种次一级的成群结构,称为次团,整个团表现 为这些次团结构的松散集合体。不规则团总是各种类型 星系的混合体,往往以矮星系占绝对优势。就目前所知, 只有少数不规则星系团有明显的 X 射线发射。

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二.星系团的基本运动特性
星系团的运动特征包括团的整体运动和成员星系 的相对运动。整体运动只能通过视向速度来加以测 定,又可分解为随宇宙膨胀的运动(哈勃流)及团 的本动,前者与团距离的关系满足哈勃定律。

团内成员星系间的相对运动状态可用速度弥散度 来描述。一般说, 随团尺度的增大和成员数的增加, 速度弥散度也越来越大。小团成员星系的速度弥散 度约为250 ~ 500km/s,而大团可高达2000km/s。

速度弥散度测定对团的动力学研究具有重要意义。 可以通过速度弥散度并利用位力定理确定团的动力 学质量,并进而讨论团内的暗物质问题。另一方面, 通过对星系团内部运动的研究,又可以探索星系团 的稳定性问题。 速度弥散度反映了团内成员星系间的随机相对运 动。除了这种随机运动外,团星系还可能存在某种 系统性运动,比如团的整体自转或膨胀所引起的成 员星系在团内部的大尺度运动。

三.代表性星系团
1. 本星系群 本星系群由银河系附近几十个星系构成,尺度范 围 ~2Mpc;最大的两个巨星系是银河系和仙女星系, 通常把它们的质心定义为本星系群的中心。本星系群 的大部分成员是矮星系,总质量约为6.5×1011M⊙。 本星系群是典型的疏散星系群,主要有以银河系和 仙女星系为中心的两个次群。大小麦哲伦星云是双重 星系,与银河系构成三重星系;银河系次群还包括御 夫星系等近距星系。

本星系群成员空间分布示意图

仙女星系次群包括仙女三重星系、仙女矮星系、三 角星系等,并进一步与巨透镜星系马菲I、IC10等构 成星系链。可见本星系群结构很复杂,这也是星系团、 特别是不规则星系团的特征。 团内星系的空间密度比场星系空间密度高得多,因 而更容易发生星系间的相互作用、甚至互相并合,并 影响到星系的形态、动力学性质以至星系内恒星的形 成和演化。如离银河系较近(约50kpc)的大麦云在 银河系的引力作用下,一部分物质(包括恒星)可能 会流入银河系。

2. 室女星系团 这是位于室女座的一个典型不规则星系团, 距离约为 16 Mpc,距中心 8?(2.2Mpc) 范围内的质量约为1.2×1015 M⊙, cD星系M87(NGC4486)位于星系团的中央。 室女团是 E 星系和 S 星系的混合体,其中前者的中 心聚度比后者来得高;S 星系大体上分布在一个扁长形 的天区内,长宽之比约为 4,沿银河系视线方向伸展。 该星系团至少由 3 个次团组成,次团中心天体分别为 M87、M86和M49,其中M87所在次团的质量最大。 室女团成员相对团中心的本动速度可高达1600km/s, 这也充分说明团的质量是很大的。室女团是本超星系团 的成员,位于本超星系团的中央区,而本星系群则位于 该超团的边缘。
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室女星系团

3. 后发星系团

这是一个典型的规则星系团, 又名Abell 1656, 位于后 发座, 距北银极仅为几度。团的的视尺度约为 6? ,距离 为80-90Mpc, 至少有1000个成员星系的绝对星等亮于 -16等,中心区有 2 个巨 E 星系NGC4874和NGC4889。 后发团的成员星系绝大数是 E 星系和 S0 星系,其中 心区以 E 星系为主,包括巨星系和矮星系;仅有少量 较年轻的 S 星系,而许多 S 星系位于团的边缘区。 后发团是后发超星系团的主要成员之一, 该超团的另 一个主要成员星系团是狮子星系团(Abell 1367)。

后发星系团

4. Abell富星系团 与星团成员的严格确定不同,星系团及其成员星系 的认定通常带有某种主观因素。美国天文学家Abell于 1957年发表了著名的Abell富星系团表,共计含1682个 星系团,其认定判据为: 1. 富度判据:一个团至少应有 50 个成员的亮度不比 第三个最亮星系暗2个星等。用第三个而不是第一个最 亮星系作为参考点,目的在于减少团内最亮成员星系 同场星系的混淆而引起计数上可能产生的误差。 2. 致密度判据:一个团应该足够致密,满足在某个 给定中心距 r 范围内至少有50个星系。r 的选定有一定 的任意性,但对所有的星系团必取同一数值。

3. 距离判据:团的距离应足够远,以保证整个团出 现在一张帕洛玛巡天底片上,或仅有一部分成员出现 在一张相邻底片上。同时距离也不能太远,以能看到 比第三个最亮星系暗 2个星等的星系。实际上用红移 表征的选定的星系距离范围为 6000-60000 km/s。 4. 银纬判据:为了尽可能做到成员星系证认的完备性, 应避免银河系恒星较密集天区对星系证认的可能影响, 同时还需顾及星际消光对星系观测星等的可能影响。为 此对团所在天区银纬设定下限 bmin,凡 b < bmin 的天区 即不予考虑。下页表中给出不同银经范围的 bmin值,表 中标有“ * ”的一栏是帕洛玛巡天未拍摄到的天区。

此外还有其他的一些星系团表,如 Zwicky 星系团 表,其中有9134个团,等等。不同作者判定星系团的 判据不尽相同。

富星系团Abell 2218

四. 分层效应
1. 基本概念
与星团相类似,星系团成员星系也会表现出各种分 层效应,它们的出现与团形成时的条件和嗣后的动力 学演化过程有关。 与星团相比星系团的分层效应表现得更为复杂, 这 是因为: (i) 团成员星系不仅质量各异,且有不同的形态类别; 不同形态星系可能有不同的形成条件和动力学演化进 程,之间还可能存在某种演化上的联系。

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(ii) 团星系除了相互间的交会外,还可能发生碰撞, 甚至并合,交会、碰撞和并合都会使星系形态发生 变化, 并影响到团的运动学状态, 而星团中恒星间发 生直接碰撞的可能性几乎不存在,影响其运动学状 态的主要因素是恒星间的近距交会。 (iii) 特别对不规则团来说,比较普遍地存在次结 构,星系团总体结构比星团来得复杂。 (iv) 对星系来说,唯一可取得的运动学资料是视 向速度,而无法取得它们的自行。

星系团的分层效应可以表现为多种形式,其中包括 形态分层、光度分层、质量分层,以及最近有人开始 研究的元素丰度分层等。这些分层效应又可在位置或/ 和速度空间中反映出来,这就是成员星系的空间分层 和速度分层效应,后者又可称为星系团的运动学分层。 如就成员星系的形态分层来说,可以有形态空间分层 和形态速度分层两种表现形式。
对一个星系团来说,成员星系是否存在某种分层效 应,显著程度如何,是否在位置和速度空间上同时表 现出这种效应,不同类别、不同富度、不同距离处团 的分层效应有何异同,这类问题必然涉及到团的形成 和动力学演化,团星系的演化及其对团整体演化的影 响等,因而受到天文学家的广泛关注。

2. 形态分层 (i) 形态空间分层 在一个团内,不同形态星系可能有不同的形成和演化 方式,分析它们的形态分层,可对星系形成和演化机制 以观测约束。 形态空间分层主要表现为早型星系在全部团星系中 所占的比例随团心距的减小而增大,而晚型星系比例 的径向变化情况恰好相反。 如分得更细一些,则E星 系、S0星系、Se(早型S星系)和Sl(晚型S星系)的 团心距分布有显著差异,核半径按 E-S0-Se-Sl序列 渐而增大,表明团星系存在形态空间分层。有人发现 在一些富星系团的核区很少有晚型星系。

探测形态空间分层效应可以有几种途径,如讨论不 同类型星系的径向面密度轮廓,分析各类星系所占比 例的径向变化规律,比较它们的平均团心距、核半径 或引力半径等的大小,等等。

图6-21 团星系的形态空间分 层:横坐标为团心距,纵坐 标是某类星系所占的比例。 圆圈-椭圆星系,黑点-透 镜星系,星号-晚型星系。

(ii) 形态速度分层 1970年代首先发现星系团中 E和 S0星系的速度弥 散度要比 S 星系或 S + Irr 星系的来得小。20世纪末 发现沿着哈勃序列 E-S0-Se-Sl,不同形态星系的 速度弥散度呈现出有不断增加的趋势,即存在某种 程度的形态速度分层,如在著名的 Coma团中就存在 这类效应。不过,这种速度分层在 E 星系和其他类 型星系之间的表现最为显著。

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形态速度分层可为分析团的动力学演化提供某种线 索。有人在讨论了不同形态星系的动力学演化状态后 认为,团内E星系正在朝着能均分状态演化。晚型S星 系处于开始向团中心内落阶段,而S0星系和早型 S 星 系的相空间分布则介于两者之间。

图6-22 星系团的形态 速度分层 1-E星系, 2-S0星系 3-Se星系, 4-Sl星系

3. 质量(光度)分层

(i) 质量空间分层
高光度、大质量巨星系的中心聚度,要比低光度、 小质量的矮星系来得高,这就意味着团内成员星系在 光度或质量上表现出有某种空间分层效应。与形态分 层相类似,并不是每个团都会呈现明显的光度分层效 应。详细讨论表明,不同的团存在不同程度的光度分 层,具体情况与团的动力学状态有关,其中有的团实 际上并没有表现出光度空间分层效应,而有的团分层 效应颇为明显。

分析不同区域团星系的光度函数同样可以探测团内成 员星系的光度分层。有人 就通过这一途径发现在Coma 团中存在明显的光度分层,巨星系集聚在两个次团结构 中,而矮星系的分布则较为弥散。近年来人们利用 K 波段的近红外观测资料,在更大的团天区范围内证实了 一些有较高红移的星系团同样存在质量分层效应。 (ii) 质量速度分层 质量速度分层又称动力学分层。有关星系团是否存 在质量速度分层的问题,最早进行详细讨论的对象也 许当推Coma团。这种速度分层表现为高光度、大质量 星系的速度弥散度比小质量星系来得大。许多工作表 明星系团确实存在质量速度分层效应。

有人还进一步讨论了形态分层和光度分层之间的关 系,结果表明在所研究的样本中,4 类不同形态星系 (E、S0、Se、Sl)的平均星等非常接近,但依然表 现出光度速度分层,因而认为两者之间并不存在必然 的因果关系。

图6-23 星系团的 光度速度分层

五.超星系团

超星系团由若干星系团集聚而成,又称二级星系团, 而团集聚成超团的现象称为星系的超级成团或二级成团。 超团的质量范围为1015 ~1017M⊙,往往具有扁长的外形, 长径60 ~100Mpc, 长、短径之比平均可达 4:1, 这种外 形说明超团可能有自转。超团内的成员星系团个数是不 多的, 有几十个团的超团为数不多。超团内成员星系团 的速度弥散度可达1000 ~3000km/s,但成员星系团之间 的引力作用要比星系团内成员星系的引力作弱得多,因 而超团可能是一种不稳定的天体系统。由于超星系团的 存在,说明宇宙空间的物质分布至少在 100Mpc尺度上 是不均匀的。
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超星系团 Abell 901a,b/902/SW Group

包括本星系群、室女星系团以及约 50 个较小的群 和团构成一个更为庞大的天体系统,这就是本超星系 团。本超星系团的长径为 30 ~ 75Mpc,呈扁平状,其 中亮于 13.5 等的明亮星系集中在天球上的一个大圆附 近,这个大圆称为超星系赤道,其几何极的银道坐标 为 l II ? 47 ?.4,b II ? ?6?.3 。本超星系团的中心位于室女星 系团附近的方向( l II ? 283?,bII ? ?75? ),它可能一面自转, 一面缓慢膨胀,银河系绕其中心的公转周期约为1000 亿年。 超星系团的存在已是不争的事实。有人甚至认为超 星系团可以构成三级星系团甚至更高级的星系集团。 尽管这一点没有定论,但星系在宇宙空间的不均匀分 布无疑是一种普遍现象。

宇宙大尺度结构


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