银河系的结构和演化.doc

领域 。不仅如此 , 银河系又为河外星系的研究提供了一个很好的观测检验样本 。随着天文观测技术的发展 , 人们对银河系结构和演化的认识不断深化 , 同时也提出了一些新的 、有待进一步探索的重要问题 。1 . 银河系的认识简史银河和银河系是两个不同层次的概念 : 银河是晴朗 夜空中可以看到的一条形状不规则的银白色光带 , 而银 河系则是由众多恒星构成的庞大天体系统 。古代哲学 家对银河的认识 , 就其本质上说只是建立在一些主观想 象的基础之上 , 而缺乏科学依据 。例如 , 亚里 斯多 德 认 为银河只是一种大气现象 , 是地球发出的水蒸气 , 而不 承认是天上之物 。第一个正确认识银河系本质的是古 希腊哲学家德谟克利特 , 他认为银河是由无数个恒星构 成的 , 只是因为这些恒星太暗 、太密而无法加以分辨 , 于 是表现为一条模糊的光带 。1 60 8 年 , 荷兰人李波尔赛在一次偶然的机会中发明 了望远镜 。翌年 , 伽利略亲自动手制作望远镜并用于天 文观测 , 开创了天文观测的新时代 。是年冬 天 , 伽 利 略 用望远镜对银河进行观测 , 发现银河并不是一片薄云 , 而是密密麻麻无数个星星 , 只是肉眼无法加以分辨 , 表 现为天空中一条暗淡的光带 , 这样就从观测上证实了德 谟克利特的见解 。对银 河 系 结 构 的 实 测 研 究 是 由 英 国 天 文 学 家 威廉 赫歇尔开创的 。1 78 5 年 , 赫歇尔通过恒星计数得 出 , 银河系中恒星分布的主要部分为一个扁平圆盘状结 构 。他在 用 望 远 镜 所 作 的 1 08 3 次 观 测 中 , 共 计 数 了11 7 60 0颗恒星 。赫歇尔在恒星计数工作的基础上 , 再加 上若干假设 , 从而得出了天文学史上第一个银河系模型( 见图 1) 。不过 , 在赫歇尔的模型中太阳位于银河系的中心 。1 91 8 年 , 美国天文学家沙普利利用球状星团的空图 1 赫歇尔的银河系模型根据近代天文学的观测和研究 , 银河系是一个旋涡星系 , 它的总体结构大体上可以分为 4 个部分 , 即银盘 、核球 、银晕和暗晕 。除暗晕部分外 , 银河系的 总 质 量 约为 1 . 4 10 11 太 阳 质 量 , 其 中 以 恒 星 形 式 出 现 的 约 占9 0 % , 由气体和尘埃组成的星际物质占 10 %左右 。银河 系的年龄估计为 10 0 亿年或更老 。银盘是银河系恒星分布的主体部分 , 呈轴对称和平 面对称的扁平圆盘状 , 直径约为8 . 2 万光年 。太阳到银河系中心的距离 ( 银心距) 约为 2 . 6 万光年 , 离银盘的对 称平面 ( 银道面) 不远 ( 20 30 光年) 。银盘的厚度是不均匀的 , 太阳位置附近银盘的厚度在3 30 0 光年左右 。除暗晕外 , 银河系质量的 8 5 %90 %集中在银盘内 。 核球是位于银河系中心部分的恒星密集区 , 大致呈扁旋转椭球体状 , 长轴为 1 . 3 1 . 6 万光年 , 厚 1 . 3 万光年 。核球的质量估计约占除暗晕外银河系质量的 5 % 。核球中主要是一些年老的天体 , 越接近中心 , 核球恒星的密集程度越高 。在银河系中心方向观测到有一个结 构复杂的强射电源人马 A , 它至少含 5 个子源 , 在一个 直径 33 光年的子源中有一个直径接近 5 光年的亮核 ,在银晕之外有一个范围更大的物质分布区 , 这就是暗晕 , 又称银冕 。暗晕的组成成分是目前尚无法观测到 的暗物质 , 直径可能是银晕直径的 10 倍 , 质量可能高达银河系其他部分质量总和的 1 0 倍 。暗晕主要是根据银 盘天体的运动学状况推算出来的 : 如果银河系的物质分 布向中心集中 , 那么离中心越远的恒星绕银心的旋转速度就越慢 , 而实测结果却不是这样 。在太阳附近以及更 远的地方 , 恒星的运动速度大致保持不变 , 甚至还略有增加 , 由此便导出在银河系外围必然存在大量暗物质的 结论 , 也就是存在暗晕 。1 94 4 年 , 德国天文学家巴德提出了星族的概念 , 他 根据恒星的物理性质 、空间分布和运动特征 , 把银河系 中的恒星分为星族 I 和星族 I I 两大类 。星族 I 天体分布在一个以银心为中心的扁圆环状范围内 , 年龄较轻 ,绕银心的运动速度大 , 但速度弥散度小 ; 星族 I I 天体则 分布在一 个 以 银 心 为 中 心 的 略 扁 的 球 体 内 , 年 龄 比 较老 , 绕银心的运动速度小 , 但速度弥散度大 。所以 , 银盘中主要是星 族 I 天 体 , 而 核 球 和 银 晕 内 主 要 是 星 族 I I天体 。 银河系中恒星的运动状态取决于银河系的引力场 ,而引力场又取决于银河系的物质分布 。银河系天体的 运动既不是像太阳系内行星运动那样的开普勒运动 , 也不是刚体自转 , 而是所谓较差自转 , 即银心距不同的恒 星有不同的转动角速度 。1 92 5 年 , 瑞典天文学家林德伯拉德提出了有关银河系自转的正确概念 。1 9 27 年 , 荷兰 天文学家奥尔特导出了银河系较差自转对恒星观测运 动影响的计算公式 。奥尔特 - 林德伯拉德理论是有关( 3) 运动学模型 。由于许多研究工作还会涉及到恒星的空间运动 , 所以运动学模型不仅要求能从理论上预 言恒星的数密度与绝对星等之间的函数关系 , 而且要对 银河系中不同位置上的恒星速度分布做出预言 。( 4) 动力学模型 。构成一个运动学模型极为困难 , 因为要涉及到大量的自由参数 。为此 , 可以在合理地假 定银河系处于某种动力学状态的前提下 , 利用动力学条 件来消去其中的大部分自由参数 , 这就是动力学模型 。 银河系是如何形成的 , 这个问题在现代天体物理研 究中有着重要的地位 。合理的银河系形成机制 , 应该对 银河系的结构及各种成分 ( 包括星族 、星团等) 的观测性 质作出恰当的解释 。不仅如此 , 有关方面的结论还应该 在河外星系 、特别是与银河系有同类形态的旋涡星系上得到印证 。为了更好地说明这个问题 , 需要引入“元素丰度”和 “元素增丰”的概念 。天文学上 , 把物质中某类元素的含量在物质总量中所占的比例称为该类元素的元素丰度 。在宇宙中 , 含量最多的元素是氢 , 约占 71 % ; 其次是氦 ,约占 27 % ; 其他元素通称为重元素或“金属元素”, 所有 重元素总的丰度仅为 2 %左右 。氢是在宇宙早期就已存 在的原初元素 , 而大部分氦是在大爆炸后 3 mi n 内生成的 。因此 , 在 原 初 星 际 介 质 和 由 此 生 成 的 第 一 代 恒 星 中 , 金属元素的含量极低 。另一方面 , 几乎所 有 的 重 元 素都是在恒星内部合成 , 并通过超新星爆发以及星风的 途径送入星际介质 。大质量恒星很快 ( 只需几百万年时 间) 便走完了它们的演化历程 , 并以超新星爆发而终其 一生 。由于银河系的年龄超过 10 0 亿年 , 几百万年甚至原星系云的半径收缩到原有半径的十分之一左右时 , 由于期间不断有超新星爆发出现 , 云变成富金属态 , 且变 为扁平状 , 成为一个由离心力支撑的盘 。这 时 , 银 盘 及 盘族恒星开始形成 , 并保持这种状态一直到今天 。因此 EL S 模型又称为快坍缩模型 。鉴于老年球状星团的金属丰度各不相同 , 且分布范 围比较广 , 这就给 EL S 的快坍缩模型带来了困难 。因为既然坍缩过程进行得很快 , 期间元素增丰的效果就不会 很明显 , 不同球状星团的金属丰度应该相差不大 。1 97 7年 , 西尔勒 (Se a rl e ) 等人提出了另一种不同的银河系形成模型 。他们认为银河系是由几十个较小的星系云并 合形成的 。这些云块的质量约为 1 0 8 太阳质量 , 它们各自演化成较小的星系 , 相互碰撞 、并合 , 在一种缓慢的坍 缩过程中 , 最终形成了银河系 。由于不同小星系的增丰过程各异 , 银 晕 中 球 状 星 团 的 金 属 丰 度 也 就 各 不 相 同 了 。因此 , 西尔勒的模型便称为慢坍缩模型 , 以区 别 于EL S 的快坍缩模型 。尽管后来的数值模拟工作表明 , 恒星系统会不断地通过相互并合而形成更大的系统 , 从而 有力地支持了西尔勒的模型 , 但银河系纯粹由大量小星 系并合而成的机制却很难解释银盘的形成 , 除非对这种 并合过程的具体方式加上很严格的条件 , 如小星系在并 合过程中应取的运动路径等 , 而这显然是不现实的 。还 有 , 尽管银河系核球的起源很不确定 , 但构成核球的物 质很可能 是 以 气 体 , 而 不 是 以 恒 星 的 形 式 进 入 银 河 系的 。在这一点上 , 快坍缩模型则显得自然得多 。 需要指出的是 , 并合和吸积过程确实是存在的 。近期的一些观测和研究表明 , 银河系已经吸积了一些球状 星团和晕族恒星 。又如 , 离银河系最近的河外星系大麦哲伦星云 , 正在不断地朝着银河系旋进 , 并最终将会被银河系所吞并 , 而它的球状星团届时便自然成为银河系 的成员 。所以 , 银河系的形成和演化机制看来是比较复球子系) 模型中的银盘 。在银面距 1 5 kp c 范围内的恒星主要属于第二个指 数 成 分 , 标 高 约 为1 45 0 p c , 称 为 厚盘 。与薄盘相比 , 厚盘的年龄比较老 , 金属 丰 度 比 较低 。在太阳邻域内 , 厚盘恒星约占恒星总数的 2 % 。 因此 , 他们认为关于银河系恒星分布的简单双成分模型应该代之以三成分模型 , 即“薄盘 + 厚盘 + 椭球子系”模型 。今天 , 银河系厚盘的存在已经为天文学家所 普遍接受 , 而且在一些河外星系中也发现了存在厚盘的观测证据 。因此 , 至少对一部分星系来说 , 厚 盘 很 可 能 就是星系结构中实际存在的一种成分 , 它的形成和性质必然与星系演化过程密切相关 。自厚盘发现以来 , 结合银河系 演 化 , 人 们 提 出 了 若 干种不同的厚盘形成机制 : 薄盘和厚盘依次形成的坍缩机制 ; 银河系与伴星系交会或并合使银盘增厚 ; 厚盘物质的直接吸积 ; 薄盘天体的运动学扩散 。这些机制可以分为两大类 , 即“先厚后薄”机制 , 以及与之相 反的“先薄后厚”机制 ; 其中 为“先厚后薄”机制 , 其余几种都属于“先薄后厚”机制 , 对此人们的认识还没有取 得完全的一致 。一种机制往往能说明一些观测特征 , 而 又不能解释另一些观测特征 。坍缩机制认为 , 厚盘和薄盘是银河系在演化过程的 前后两个阶段中相继形成的两种结构 : 首先是通过耗散坍缩形成厚盘 , 嗣后剩余气体通过内落进一步坍缩而形 成薄盘 。初始坍缩可以是一种因存在强耗散作用而出现的快坍缩 , 也可能是一种受压力支撑的慢坍缩 。快坍 缩机制的理论基础是 EL S 模型 , 形成厚盘的时间大约只有 4 亿年 , 薄盘在这之后开始形成 , 大约经历 6 亿年时 间 。慢坍缩机制认为 , 由于气态物质的压力支 撑 作 用 , 引力坍缩表现为一种缓慢的过程 , 而银河系的形成大约需要几十亿年时间 , 厚盘先形成 , 然后再形 成 薄 盘 。慢 坍缩和快坍缩的主要观测表现在于 , 前者有足够时间在会所引起的动力学加热作用同样可以形成厚盘 。1 99 3 年 , Q ui n n 等人 通 过 数 值 模 拟发 现 , 如果 伴 星 系的质量范围为主星系盘质量的 0 . 04 0 . 20 , 并与银河系薄盘以一定的倾角发生并合 , 那么由于动力学耦合作 用会使伴星系的轨道衰减 , 并导致一部分质量被剥离 。 同时 , 主星系盘因伴星系的动力学加热作用沿径向和垂直方向扩展 , 结果盘面密度会形成两个服从指数律的分 布 , 其中外部成分就是厚盘 。在 Kr oup a 提出的交会机制中 , 早期形成的薄盘富含气体 , 与伴星系的交会使盘 受到很大的扰动 , 并促使盘内形成大批星团 。一旦由于团内大质量恒星的作用把气体从团内驱赶出去 , 这种动 力学热成分补充到星系的场星族中便是形成银河系厚 盘的原因 。与剧烈并合机制不同 , 物质的直接吸积是一个缓慢 过程 , 而厚盘的形成便是吸积过程的产物 。这种机制认为 , 银河系本身就是由许多比较小的成分通过某种随机 方式而形成的 。首先形成银河系的椭球子系 ; 过了几十亿年后才形成薄的气体盘 。早期形成的薄恒星盘通过 不断吸积小的伴星系 , 从而对薄盘进行动力学加热而形 成厚盘 。但是 , 分歧依然存在 。一 种 观点 认 为 , 对 伴 星系物质的吸收量只要达到盘质量的 10 % , 就足以使恒星 盘增厚 6 0 % 。相 反 , 有 人 发 现 , 如 果 把 相 当 于 盘 质 量10 % 30 % 的 伴 星 系 放 在 距 盘 中 心 1 0 倍 盘 半 径 的 地 方 , 它们就会因主星系的潮汐作用而瓦解 , 它们对盘的影响很小 。在 2 0 世纪 50 年代初就已发现 , 恒星运动的速度弥 散度随着 恒 星 年龄 的 增 长 而 变 大 。19 77 年 , Wi el e n 的原因可能有银河系旋涡结构对恒星运动轨道的扰动 ; 分子云对恒星运动的散射作用 ; 大质量晕天体在运动过程 中穿越银盘时对盘天体运动的影响等 。对于上述各种厚盘形成机制 , 比较多为人们所接受的是“先薄后厚”的并合机制 , 以及可能还有“先厚后薄”的快坍缩机制 。但是 , 包括厚盘物质的直接 吸收 、薄 盘恒星的扩散和密近交会的加热作用在内的其他形成机 制则受到较多的质疑 , 而慢坍缩机制看来基本上已不为人们所关注