星系的形态演化

星系的形态演化
著：Roberto G. Abraham，Sidney van den Bergh 译：Shea

    近来，许多星系已经呈现出它们熟悉的外表。与红移（z）为0.3左右的近距星系的形态学不同，在遥远的宇宙深处，星系形态学出现了重大（而且系统）的变化。红移（z）0.3相当于回溯过去3.5×10^9年的时间，这仅仅相当于现今宇宙年龄的25%。当z超过0.5（回溯5×10^9年）时，星系中就很少有发育完好的旋臂了，而且其形态也相当得无序，同时棒旋星系也变得十分罕见。在z=1处，大约30%的星系呈现出特殊的形态，哈勃传统的“音叉”分类系统对它们也失去了效用。另一方面，星系的某些特征却不会随着时间改变。从z=1起，明亮盘星系的空间密度就没有很大的变化，预示着尽管星系的外形会随着时间不断的变化，但是它们总体的数量却是不变的。

    近距星系通常以1926年哈勃提出的分类方案进行分类。这个“音叉”分类系统可以对明亮的近距标准星系进行分类。在哈勃的方案中，星系被分成椭圆星系和旋涡星系。旋涡星系又进一步分成无棒（S）和有棒（SB）两类，它们就是音叉的两个分支。沿着每个分支，星系按照旋臂的松紧程度和细微结构又进一步细分，它沿音叉随着星系中央核球的亮度单调变化。这些细分的类别被称为Sa，Sb和Sc（在棒旋星系中则为SBa，SBb和SBc）。一个完整的分类还包含有不规则星系。

    这一分类系统适用于超过90%的明亮近距星系。暗星系，例如本星系群（以银河系为中心，半径约为1.3百万秒差距的空间内星系的总称）中许多的矮星系，就无法安置在这个标准分类系统之中。这些矮星系在数量上远远超过了可以用哈勃序列描述的明亮星系。但是，这些矮星系对于星系群总质量的贡献却又相当得少，而且在大距离的情况下，它们很难被探测到。

    现在，在基于宇宙中大多数物质不是以恒星和气体形式出现，而是由暗物质所组成的观点之上，人们试图理解哈勃分类系统的物理内涵。暗物质不发出也不吸收辐射，只有通过它对星系旋转曲线分光观测的引力效应以及它对星系图像的引力扭曲（引力透镜）才能探测到它。宇宙中一部分的暗物质由重子（质子、中子和相关的粒子）组成，但是从大爆炸中创造的元素相对丰度来看，超过90%的暗物质不是以重子的形式出现。理论工作认为暗物质和星系是有联系的，因为大爆炸不久之后的暗物质引力聚集直接导致了星系的形成。这一观点认为，最初暗物质的小范围聚集很慢，同时又由于自引力它们在逐渐的收缩。但是，当聚集达到一个临界密度（大约是宇宙平均背景密度的200倍），它们便开始灾难性的非线性坍缩，形成一个延展的暗物质“晕”。随着时间的推移，这些晕在它们互相的引力下聚集起来，合并形成更大的晕。这些巨大暗物质晕的冷却率以及被拖入这些晕中的氢气体的角动量决定了将来其中星系的聚集程度，以及它们的最终形态。

    这一新的观点改变了我们以往对星系演化的认识。现在普遍相信，大多数我们可以看见的星系都处于这些巨大的暗物质晕中，这些大质量的暗物质晕在宇宙早期就与膨胀的宇宙等离子体（创生于大爆炸）分离了。另外，星系不再被认为是单个形成的，而是被联系在一张有着大尺度结构的网内，它在宇宙初期的密度起伏中诞生，今天我们在宇宙微波背景辐射中见到的表面亮度变化就是它的写照。对星系形态的观测已覆盖宇宙年龄的大约70%，这使得我们可以对这一观点进行检验。

限制条件

    对红移z=1附近的星系进行形态学分类是具有挑战性的，因为与近距星系的图像比起来，这些星系图像的像素要少近100倍。因此z～1需要在z～0的工作基础上进行较大的外推。在此小心谨慎极为重要，以避免分辨率依赖效应，它对遥远星系的影响远大于它对近距星系的影响。对哈勃太空望远镜（Hubble Space Telescope，HST）宽视场行星照相机2（Wide-Field/Planetary Camera 2）图像的抽样研究表明对于致密星系（例如遥远的椭圆星系）的分类是极为困难的。另一个问题是，人们倾向于把稍微有一点特殊的遥远星系也划归进哈勃分类系统中。结果是，一个分类者可能将一个天体判定为一个稍微变形的旋涡星系（在许多本星系群表中它们被命名为“Spec”，被认为处于哈勃序列之中）；然而与此同时另一个分类者可能判定其为特殊星系（完全在哈勃序列之外）。如此的分类不确定性也许是主观目视分类的天性，同时这也是基于测量量化参数对星系进行计算机客观分类日益兴起的主要原因。然而，这些客观的分类方案还无法包含所有的星系形状。最近，计算机分类系统仅能将星系划分入较为宽泛的类别中，大多数的目视形态学家认为它还是相当粗糙的。例如，到目前为止，还没有定量的方案可以区别旋涡星系的个别类别。

    另一个限制遥远星系形态学研究的因素是可供研究的星系图像十分得少。每张哈勃深空区（Hubble Deep Field，HDF）照片包含3000个左右的星系或星系碎片，但是仅有几百个足够大、足够亮而且足够近来进行可靠的形态学分类；其中，仅有70个左右的星系具有足够的分辨率（而且在视线方向倾斜度较小），使得对其细微结构的探测成为可能，诸如棒和暗弱的旋臂（如果存在的话）。同时，由于形态—密度关系的存在，如同HST所进行的这样的窄域观测可能会受到星系环境的严重影响。例如，在穿过或是靠近星系团的方向上，椭圆星系会相对集中。

    但最麻烦的事是遥远星系的红移值各不相同，存在一个范围。因此，在一个波段用单个滤光片对星系所进行的观测会与在静止参考系（星系在这个参考系中与膨胀的宇宙保持相对静止）中用同一个滤光片所观测到的不同。这就给形态学家提出了一个难题，因为在不同的波段星系会呈现出极为不同的外表。在紫外波段，星系的光主要来自炽热的年轻恒星，它们通常位于恒星形成区的不规则亮结中。在可见光波段，主序星占主导地位，星系呈现出我们最熟悉的样子。在红外波段，大部分光来自年老的恒星，它们分布得很均匀，因此星系看上去比在可见光波段来得平滑。所以，红移不同的星系所呈现出的外表也不尽相同。这一效应（被称为“形态学K改正”）的强弱主要取决于星系离开我们的距离。对于红移z<0.8（回溯时间小于宇宙年龄的一半）的星系来说，HST仅用F814W滤光片（在形态学工作中最常用的滤光片）所取得的观测数据与在星系参考系可见光波段所取得的观测数据很类似。因此，形态学K改正在z<0.8的情况下是比较轻微的，由此许多星系形态学研究都集中在这“安全”红移范围进行。当红移z>0.8，在F814W滤光片中呈现的星系与在静止参考系中紫外波段下的相仿。不幸的是，我们对近距星系在紫外波段下的形态知之甚少，因为地球大气层对于紫外辐射是不透明的，而且在空间只进行了极为有限的紫外成像巡天。有一点是可以肯定的，一些在可见光中正常的近距星系在紫外波段会呈现出奇怪的模样。因此，在波长大于1μm的红外波段对于z>0.8的星系的研究可以与在近距离可见光波段的研究进行对比。使用短寿命的近红外照相机和多天体分光仪（Near Infra-Red Camera and Multi-Object Spectrometer，NICMOS），HST有一定的能力来进行这样的观测。

遥远星系的形态分类

    早在1994年，基于HST的观测结果，就有人首次怀疑在高红移的星系中存在着形态学上的特殊星系。许多早期工作与量化星系形态学的努力尝试紧密的联系在一起，以此期望找到代替目视分类的、高速有效的解决方案，来实现形态分类的自动化。现在，自动分类系统已可以像一个目视分类者一样，可靠的把星系划分入较为宽泛的类别中（例如，旋涡星系、椭圆星系和特殊星系），原则上这个系统也可以扩充包含哈勃音叉图之外新的星系类别。

    尽管这些早期的HST研究预示把低红移音叉图扩展到高红移将会是困难的。但当HDF图像公布之后，这项工作才被证明是完全徒劳的。在深空区（亮度在25等至26等之间）中对形态分类的限制是显而易见的，大约30%的星系被划归为“十分特殊或者是合并之中”——也就是有30%的星系落在传统框架之外。大多数的研究几乎没有发现椭圆星系空间密度演化的证据。但是，与旋涡星系一起，椭圆星系的一些内在特征随红移的变化也显示出一定的关系。其中最突出的是，在遥远的宇宙深处拥有蓝色星系核的椭圆星系比例在增大，这就预示着在这些年老的星系中存在着一些年轻的炽热蓝色恒星。

    成像研究使得这一关系作为星系亮度的函数得以建立，但是更多基于物理的星系形态学研究仍需要知道星系的红移。这是一个可怕的挑战；使用电荷耦合器件（CCD）可以捕捉到比分光观测极限还要暗得多的星系图像，因为后者的光会被分散，因此其信号的泊松噪声相对较大。一个处理这一困难较为成功的技术是通过星系的颜色来估计星系的红移。使用“测光红移”的形态学研究证实了早期星系成像研究（当时没有测光红移的数据）的统计学结论；这使得从一个红移范围中对星系的抽样可以不受形态学K改正的影响。但是，在一个基础层面上，测光红移技术取决于对星系可能具有光谱的假设，以及自然因素对光谱的影响（例如尘埃的消光曲线），它们对遥远星系的真正红移值有着天然的影响（对于蓝星系Δz～0.1，红星系Δz～0.04）。当布林奇曼（Brinchmann）等人从加拿大—法国红移巡天（Canada-France Redshift Survey）中获得了HST图像中341个星系的红移时，由此对大量已知红移的样本的形态学研究成为了可能。这些研究证实了早先的结果。z=1的星系中的30%形态学上是特殊的，而且这些研究者发现随着红移超过这一范围具有不规则形态的星系会随之增加，这可能是由于谱带位移效应使得对旋涡星系无法分类所造成的。另外，红移0.0<z<1.2的椭圆星系的分布也与预期的一致，这些天体几乎没有或完全没有形态上的演化。

    这里所谈到的关系都是基于相对粗糙的自动形态学分类所得到的。更“精确的形态学”（例如，它可以把旋涡星系进一步细分）仍需要一双训练有素的眼睛，同时也需要完整的红移信息和多重滤光片数据由此使观测转化为相同的静止波长下观测的结果。这些研究中最庞大的要属加州理工学院暗星系红移巡天（Caltech Faint Galaxy Redshift Survey，CFGRS），一个以北部HDF为中心的深度巡天，同时它也包含了对HDF附近“侧翼区域”中星系的测量。这项研究为我们展示了如下的一幅画面：（i）与早期研究相同，在0<z<1的范围内早型（E-Sab）星系的数量保持大至的不变；（ii）在这一红移范围内，中型/晚型（Sb-Ir）星系以2倍的速度减少，这也许是因为许多回溯时间为～8 × 10^9年（8Gy，1G=10^9）的晚型星系以被分类为“特殊星系”或是“合并星系”所造成的；（iii）特殊星系或者合并星系的数量呈现单调上升（5%在z～0，10%在z～0.4，19%在z～0.7，以及30%在z～0.95）。这些数字与由基于自动分类系统所得出的结果符合得很好，尽管我们应该再次强调这项研究中星系的总数十分得少，而且这些结论仍存在相应的不确定性。基于形态学考虑从HDF中估计出的星系合并率与从CFGRS中推算以及低红移计数中所得出的合并率相仿。

    当z超过1时，只有在红外波段对星系进行观测才能将其转化成在静止参考系中的可见光图像。HST上的NICMOS照相机具有这种能力，尽管它的视场比较小，且平均寿命也有限，但在设备停止运转前它在近红外波段对相对少的z>1的星系进行了观测。然而，在这部相机短暂的寿命中，它可能证明在可见光波段呈现形态学异常的星系在红外波段下也是如此，至少在z>3的情况下是如此。这些星系奇特的外表不仅仅是“形态学K改正”所造成的结果（在静止波段，恒星形成区无规则的分布，同时也失去了对星系整体大小的把握）。这些星系的特殊外形也反映了星系中天然的不规则结构。然而，在最遥远的天体（z>3）中，这可能是我们有幸看到重子物质冰山一角的唯一机会（在这些星系中仅有最年轻的恒星，同时它们也聚集在不规则的恒星形成复合体中）。

    重新回到对低红移（1<z<3）特殊星系的考虑，公正的说，我们对这些天体的特性知之甚少。其中一大部分可能是合并星系或是碰撞中的星系，因为在宇宙深处星系碰撞的可能性预期会增加，尽管在z>1的情况下对合并的统计分析尚未得出其为宇宙年龄函数的结论。在HDF图像中，许多被认为是“合并星系”的天体仅仅是合并星系的候选者。只有两个星系视向速度之差小于每秒钟几百公里，和（或）存在潮汐畸变的证据，才可以认证这些合并星系候选者是否真的是存在互相作用/合并的天体。但是，能够找到合并星系的证据是令人兴奋的，因为一些看似奇怪的星系与近距的合并星系很相似。可是，纵然大多数高红移特殊星系是星系合并或者碰撞所造成的，它可能也不会是整个故事的全部，因为一些特殊星系所呈现出的特征与近距合并星系大相径庭。

    为了弄清楚形态学特殊星系的特性必需进行两种观测。第一，需要静止参考系红外成像观测，以此来寻找星系中年老恒星多发出的红光。这些数据可以独立于形态学之外来确定星系中恒星的年龄。同时这些数据也可以确定这些星系是否是纯正的原星系（仅由年轻恒星形成）或是确定它们是否正处于星系演化的某一阶段。第二，需要进行高红移天体的动力学研究，以此来区别合并遗迹和真正奇特的星系新类型。这项研究正处于早期阶段。在z>2.3处“莱曼间隙”（其中的星系在形态学上呈现奇特的外表）的早期工作基础上，似乎除了转动的星系盘，遥远的特殊星系没有呈现出其他任何基本的无规则运动。其中一些可能是近距星暴星系的远亲，它们的形态特征是由于强劲的“超级风”驱动纤维状气体坍缩所致。

与数值模拟的比较

    计算机技术的发展已经可以把星系演化的数值模拟与宇宙大尺度结构（例如，星系团）演化联系在一起。所以，可以在一个完整的宇宙环境中来研究星系的形态学演化。然而，这些模拟的分辨率仍是相当得低（每个星系小于10^5个质点）。高分辨率的模拟使用纯粹的N体引力程序进行，其代价是不得不忽略重要的气体动力学效应。作为一种选择，模拟可以用来研究单个的星系，或者较小的星系系统。在这些模拟中，每一个星系的质点数可以高达10^8个（是典型星系中恒星数的100倍）。这一级别的模拟预示椭圆星系可由旋涡星系合并而形成。一个常被引用的等级式模型的预言认为椭圆星系随着红移增大会越来越少，在z～1处下降到共动坐标系（与宇宙以其膨胀的坐标系）中近距空间密度的30%。这一结论可以被现有的数据所排除。但是，模型中包含有一个宇宙常数，现在将椭圆星系的形成时间推至z>1处，这超越了椭圆星系普遍存在的红移值。因此，合并诱导形成椭圆星系仍是受青睐的理论模型，尽管它仍需要观测的证实。

    现在的N体/气体动力学模型还无法解释一些重要的观测结果。暗晕可能有一个密度恒定的核而不是预言的幂律状，而且模型预言巨大星系旁的伴星系数量也太多。但是，最重要的问题是它们无法正确解释星系的大小。到目前为止，所有的宇宙学程序（它们都从高红移的暗物质起伏谱开始，演化到晕中气体坍缩形成星系）所预言的z～1的明亮星系的星系盘尺寸都比我们观测到的要小。观测结果所施加的压力确实很大：在z～1处空间密度与近距宇宙的相似。“半分析”模型（它混合了暗物质晕生长的N体程序以及在晕中星系生长的唯象模型）成功的预言了星系的大小是红移的函数，同时建立了形态学和红移混合的模型。对这一模型的评价之一是它们使用了天然关系来描述重要的物理现象，但这些关系不能被视为这些现象的首要原因（例如，从星系盘吹出的星风通过一个复杂的反馈过程也可以导致恒星的形成）。

    总体上讲，尝试从星系形成的基本原理建立起来的数值模型没有足够的分辨率，同时那些回避分辨率的模型又会显得过分简单。现在还没有模型能解释星系结构间的演化细节。动力学模型和形态学之间一个有趣的联系是预言棒的演化，因为动力学系统对这些特征很敏感，而且在遥远的星系中这些特征也能被探测到。在对北部HDF图像的研究中，范登堡（van den Bergh）发现在高红移处棒旋星系出乎意料的罕见。观测也支持这一观点，观测显示棒旋星系在HDF中0.6<z<0.8处仅有～5%，在近距沙普利—艾姆斯（Shapley-Ames）星系中则有21%-34%。这些基于少数星系的结论仍有待大量样本的检验。

讨论

    表1提供了z从0到1的星系形态学演化的“关键年龄”说明。当超过这一红移时，星系呈现出特殊的外表，我们需要更多的红外成像数据（以在静止参考系可见光波段研究星系）来得出超越基本观测的结论，基本观测发现在最近的80亿年中星系外形发生了极大的变化。也许从表1得出最惊人的结论是时至今日星系的形态仍在快速的演化。在z～0.3之前（相应的回溯时间仅有3.5Gy），宏象旋涡结构十分得罕见即是这一论断的写照。当回溯时间超过z=0.5（5Gy）时，几乎所有的旋涡结构与近距星系比起来都没有发育完好。

表1 0<z<1的星系形态学关键年龄

红移回溯时间星系形态上的关键特征
z<0.3 <～3.5Gy 存在宏象旋涡结构。哈勃分类完全适用
z～0.5 ～5Gy 棒旋星系十分罕见。旋臂欠发育。哈勃音叉图的分支开始消失。
z>0.6 ～6Gy 合并星系、特殊星系开始快速增加。到z=1为止，大约30%的星系在哈勃序列之外。

    解释为什么在红移z>0.3时哈勃分类开始失效是具有挑战性的，解决问题的关键是研究高红移的星系动力学。在z=0和z=1之间的旋涡星系中气体正在减少，与巨大分子云、旋臂以及暗物质晕的碰撞都在增加高红移星系星系盘的速度耗散。冯奇斯（Fuchs）和林登（von Linden）等人认为这些效应中的任何一个都会影响旋涡星系盘的稳定性，但是现有的数据无法使天文学家确定哪一个效应占了主导。在这一阶段，唯一清楚的是旋涡星系的形态会快速的演化，甚至在低红移处也是如此。熟悉的星系类型，例如棒旋星系以及宏象旋涡结构也会在河外星系中出现。高红移特殊星系的形态特性仍是一个复杂的谜。这些天体可能是合并星系、原星系、演化系统中的新类型，或者是这三者的结合。

    我们对遥远宇宙中星系形态的探查仅仅是刚刚开始，同时我们也在探索把它们纳入具有物理意义的组织结构中去。但只有在天文学设计出更好的、更全面量化的描述星系特征的方案后，才能取得进展。作为第一步，摩根（Morgan）、多伊（Doi）和亚伯拉罕（Abraham）等人提出以星系的中心光聚集度作为一个分类参数。其他对大回溯时间星系分类可能有价值的统计测量方案还有：转动不对称性，等照度线填充因子，以及星系核中央补偿等。其中许多都可能与星系年龄和恒星形成有关联。这些参数的物理重要性由N体/气体动力学模拟可见一斑。具有极强红外观测能力的下一代空间望远镜，可以将静止可见光形态学研究拓展至对大回溯时间遥远天体的红外观测。将形态学研究拓展至静止参考系中红外波段有许多益处：这可以减弱尘埃对观测的阻挡，可以使形态学研究和恒星质量的联系更直接。

    在HDF内一些遥远的形态特殊星系中，我们完全可能目睹了许多明亮星系的幼年时期，其中许多重子位于恒星而不是原始气体云中。这是对原星系的经典描述。地基分光巡天显示红移在0<z<4的范围内，大多数恒星在大质量的星系中形成。然而，到z=10时，宇宙年龄和一个巨大星系的力学时标（～ 10^8年）很接近，而大质量恒星的演化时标则要短得多（10^4-10^7年）。在高红移星系中出现的大部分恒星可能没有足够的时间同时出现来形成一个巨大的星系。的确，在HST的深空图像中布满了许多暗弱的天体，它们可能是星系碎片。它们的距离仍不清楚；HDF中仅有最亮的5%测得了红移。可以相信这些天体——形态学上无异常、明亮的星系——代表着宇宙中星系的首次露面。总之，这些暗弱星系缺乏足够的分辨率，我们对它们的形态一无所知；在HST中它们不仅很暗弱而且十分得小。它们仍处于形态学家的势力范围之外。现在，正如哈勃所说的，它们是“暗弱的边界——我们望远镜的极限。在那儿，我们测量影子，研究魅影似的观测误差，只为定出真正有意义的边界”。

译自哈勃网站（http://oposite.stsci.edu）