银河系的形成和演化.pdf
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1、银河系的形成和演化 银河系的形成和演化摘 要银河系是宇宙中数以百亿 计星系中的一员.自威廉 赫歇尔以来, 人们对银河系结构和 运动状态的认识已有200 多年历史,而有关银河系起源和演 化的探索则只是在最近半个多世纪内才成为天文学的研究 热点 .文章在简述银河系认识史的基础上,对有关银河系形成 和演化这一重要天体物理问题做了概要的评述,其中包括银 河系厚盘的发现及其可能的形成机制. 1 银河系 的研究简史早在 15 世纪中期,法国大主教尼 古拉就已猜测夜空中的众多繁星都是十分遥远的太阳.1584 年,意大利思想家布鲁诺(Bruno G)进一步明确提出宇宙 无限的概念, 并认定太阳只是一颗普通的恒
2、星.不过,鉴于这 些天才的猜测缺乏实测科学依据的支持,学者们并没有给以 充分的关注 . 对银河系本质的认识首先归功于望远 镜的问世 .1608 年,荷兰人利伯希(Lippershey H )在一次偶 然机会中发明了望远镜.1609 年,伽利略率先把自制的望远 镜对准银河,他发现银河实际上由无数颗恒星构成,只是因 为这些星星既多又暗,且密集在一起,肉眼无法加以分辨, 在晴朗夜空中形成了一条模糊而又不规则的银白色光带 银河 .1750 年,英国天文学家赖特(Wright T )正确指出, 银河和天空中所有的恒星构成一个扁平状的巨大恒星系统, 但他并没有给出观测证据.首先通过实测探究银河系 结构的是
3、著名英国天文学家、天王星发现人威廉赫歇尔 (Herschel W).从 1770 年代起,赫歇尔开始用恒星计数方 法研究银河系结构.在几十年内所作的1083 次观测中,他总 共计数了 117,600 颗恒星,就当时的条件来说工作量非常大, 赫歇尔为之付出了极大的心血.1785 年,赫歇尔在观测的基 础上加上若干理论假设,建立了天文学史上的第一个银河系 模型 (见图 1).赫歇尔的工作具有重大历 史意义,它证实了作为一个恒星系统的银河系的客观存在, 使人类的视野从太阳系范围大大地拓展了.这是继哥白尼建 立日心说之后,天文学发展史上的又一个重要里程碑,赫歇 尔因此被后人誉为恒星天文学之父.在赫歇尔
4、的模型中, 太阳 仍然位于那时所认识的宇宙范围银河系的中心.基于赫 歇尔当时在天文界中有着很高的声望,这一不正确的概念维 持了 130 余年 .1830 年代发明了照相术,荷兰天文学 家卡普坦( Kapteyn J)首先意识到这可以为天文学家提供一 种全新的观测手段,他正确地认定,借助照相方法重做恒星 计数工作,可望得出比赫歇尔更好的结果.经过不懈的努力, 卡普坦于 1922 年发表了他的银河系模型:银河系主体具有 盘状结构,直径5.5 万光年,厚1.1 万光年,包含了474 亿 颗恒星;太阳位于靠近盘中心的位置上,离中心约为2000 2300 光年,世人称为“卡普坦宇宙”.遗憾的是,尽管卡
5、普坦曾正确认识到“太阳到系统的中心必定有相当大的距 离” , 但他最终还是放弃了.正确判定太阳在银河系中 位置的工作是由美国天文学家沙普利(Shapley H)完成 的.1918 年,沙普利研究了69 个球状星团的空间分布,发现 有 90%位于银河系中心方向一侧,并根据球状星团分布这种 “一边倒” 的观测现象, 正确推断太阳并不居于银河系中心, 而是处在比较靠近银河系边缘的位置上,这一结论为深入研 究银河系结构奠定了基础.在沙普利的模型中, 太阳位于距银 河系中心约5 万光年处,而全部球状星团涉及的空间范围约 为 30 万光年,这个数字实际上是偏大了.这时,距赫歇尔提 出的第一个银河系模型已过
6、去了130 余年 .根据近代 天文观测和研究可知1,2 ,银河系是一个旋涡星系,年龄 估计在 100 亿年以上, 总体结构大体可分为4 部分 (见图 2 图 4),即银盘、核球、银晕和暗晕.银河系总质量(指不计暗 晕部分,下同)约为1.41011 太阳质量,其中以恒星形式 出现的约占90%, 由气体和尘埃组成的星际介质占10%左右 . 银盘是银河系中恒星和星际介质分布的主体, 集中了银河系质量的85%90%.银盘呈轴对称和平面对称 的扁平圆盘状, 直径 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,离银盘对称平面(银道面)仅为20 30 光年 .银盘中心厚,边缘薄,
7、太阳附近银盘厚度约3,300 光年 .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,长轴约1.31.6 万光年,厚1.3 万光 年左右 .核球质量约占银河系质量的5%,主要成分是老年天 体,且越接近核心区, 恒星密度越高 .银河系中心附近有一个 至少含 5 个子源的强射电源人马A,明亮的银核即位于其中 的 1 个子源内,直径接近5 光年,质量约是太阳质量的几百 万倍 .一种流行的观点认为,在银核位置上有一个超大质量黑 洞,不过目前它并没有处于剧烈活动期. 包围 着银盘的是一个物质平均密度比银盘低得多的区域,称为银 晕,大体上呈球状,直径约10 万光年 .银晕涉及的范围比银 盘大
8、得多,但因物质分布非常稀疏,故质量大约只及银盘的 10%.银晕中主要有两类天体,即老年恒星和球状星团,此外 还有极少量的气体.银晕外有一个范围更大的物质分 布区,这就是暗晕,其成分是暗物质,尺度可能是银晕的10 倍,质量可能高达银河系其他部分质量总和的10 倍.暗晕的 存在是根据观测资料间接推定的:如果银河系物质主要集中 在银盘和银核,则离中心越远处,恒星绕银心的转动速度越 慢,而实测结果却大相径庭在太阳附近以及更远的地 方,恒星转动的速度大致保持不变,甚至还略有增加.由此推 断在银河系外围必定存在大量性质尚不很清楚的不发光暗 物质,它们构成了暗晕.2 两种可能的演化途径 在沙普利之后的几十年
9、时间内,随着天文观测 研究工作的深入,特别是射电天文手段的面世,人们对银河 系结构取得了较为全面的认识,开始探究银河系的运动学和 动力学状态,并进而探讨银河系的形成和演化机制. 银河系天体的运动状态取决于银河系引力场,也就是取决于 银河系的物质分布状况.恒星在银河系内的运动形式既不像 太阳系中行星的开普勒运动,也不是角速度处处相同的刚体 自转,而是所谓“较差自转”,即不同银心距的恒星有不同 的转动角速度 .这一概念首先是由瑞典天文学家林德伯拉德 (Lindblad B )于 1925 年提出的,两年后经荷兰天文学家奥 尔特( Oort J H)的工作而得以完善.在上述工作基础上,奥 尔特于 1
10、932 年建立了第一个近代银河系模型,并开创了用 动力学方法解释恒星运动学状态的研究途径,称为奥尔特- 林德伯拉德理论3.1944 年,当时正在美国工作 的德国天文学家巴德(Badde W)明确提出星族的概念,即 根据银河系物质的物理化学性质、空间分布和运动特征,把 银河系天体区分为星族I 和星族 II 两类 .星族 I 天体的年龄较 轻,大致分布在以银心为中心的一个扁圆环状范围内,它们 绕银心的运动速度较大,但速度弥散度较小;星族II 天体年 龄比较老,分布在一个以银心为中心的略扁的球形天区内, 这类天体绕银心的运动速度较小,但速度弥散度却比较大. 银盘中天体以星族I 为主,核球和银晕内主要
11、是星族II 天体 . 目前所观测到的银河系的物理、化学、分布、运动 学特征以及星族的客观存在,是100 多亿年前银河系形成以 及嗣后长期演化的结果.为了探究这一漫长过程中所发生的 真实情况,首先必须建立合理的银河系理论模型,并对观测 事实做出有效的解释.迄今已提出的这类模型可谓名目繁多, 大体上可以根据模型试图解释的主要观测事实,分为质量模 型、恒星计数模型、运动学模型、动力学模型以及化学演化 模型等几大类 .如质量模型是要对银河系及其各个成分的密 度分布做出说明,使模型预期值与一些观测量(如太阳附近 的总面密度等)相一致;恒星计数模型应该对银河系不同位 置处恒星绝对星等的分布给出合理解释;运
12、动学模型涉及恒 星的空间运动,不仅要求能说明恒星数密度与绝对星等之间 关系,而且要对不同位置上的恒星速度分布做出预言;而化 学演化模型则要通过研究物质化学成分的历史演变踪迹,来 探索银河系形成和演化的线索.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,应能对银河系的结构及各种成分(包括星族、 星团等) 的观测性质做出恰当的解释.不仅如此, 有关的主要 结论还应在河外星系,特别是在与银河系有同类形态的旋涡 星系上得到印证. 天文学家把物质中某类元素含量 所占的比例称为该类元素的丰度.宇宙中含量最丰富的元素 是氢,约占物质总量的71%;其次是氦,约占27
13、%;其他元 素统称为“重元素”或“金属元素”,而全部重元素总的丰 度仅在 2%左右 .氢是宇宙早期即已存在的原初元素,大部分 氦生成于大爆炸发生后的3 分钟内,因而在原初星际介质和 由此生成的第一代恒星中,金属元素丰度极低.另一方面, 几 乎所有的重元素都是在恒星演化过程中经内部核反应合成 的,称为核合成,并通过超新星爆发以及星风等途径送入星 际介质 . 银河系的化学演化必然与恒星演化密切相关.恒星演化 的进程取决于恒星质量,质量越大演化得越快.大质量恒星的 演化很快,最快的仅需经过几百万年时间,便以超新星爆发 而终其一生 .由于银河系年龄超过100 亿年,历时几百万年甚 至更长的一些过程,
14、相对银河系的一生来说实际上是很短的. 这类短时标事件在银河系的整个演化史中会不断出现,其结 果是注入星际介质中的重元素不断增多.因此,星际介质以及 由星际介质坍缩形成的恒星内的重元素丰度,必然随宇宙年 龄的增大而增大,这一过程称为“元素增丰”.显然,在目前 存在的恒星中,金属丰度越低年龄越老,它们必定是一些长 寿命的小质量恒星,因为大质量恒星早已寿终正寝了;近期 诞生的恒星金属丰度就高,它们质量可以有大有小. 1962 年,三位美国天文学家艾根(Eggen O J) 、林登贝 尔( Linden-Bell D )和桑德奇( Sandage A)提出了一种银河 系形成的图像,后人称为ELS 理论
15、 4.这种理论认为,银 河系形成于一个大致呈球形的巨大原星系云.这个云最初的 金属丰度很低,并因引力作用而处于自由下落状态,称为引 力坍缩 .在坍缩过程中, 云的自转速度不断增大,以保持角动 量守恒,大部分重元素丰度很低的所谓“贫金属星”和球状 星团就是在这一过程中形成的,而目前观测到的这类老年星 族 II 天体具有很扁的运动轨道,便是原星系云自由坍缩的直 接结果 .又因为坍缩过程进行得很快,期间形成的球状星团便 有大致相同的年龄.当云的半径收缩到原星系云半径的十分 之一左右时,由于超新星爆发不断出现,云变成富金属态, 并逐渐变为扁平状, 形成一个由离心力支撑的盘结构.这时银 盘及盘族恒星开始
16、形成,并保持这种状态直到今天,盘内恒 星较为年轻, 金属丰度则比较高.ELS 理论可以较好地说明许 多重要观测事实,如银河系的总体结构、不同星族恒星的年 龄、金属丰度和运动状态等. 观测结果表明,老年球状星团的金属丰度各不相同,且 差异较为显著, 这一事实给ELS 的快坍缩模型带来了如下困 难: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.为了解决这 一矛盾, 1977 年西尔勒( Searle L)等提出了另一种不同的 银河系形成模型5.这种模型的基本观点是,银河系由几 十个较小的星系云并合而成,而不是生成于单一的巨原星系 云.这些小云块的质量
17、约为108 太阳质量,它们各自演化 成较小的系统,并相互碰撞、并合,在一种缓慢的坍缩过程 中,最终形成银河系.由于在同一时间段内不同小星系内部的 增丰情况各不相同,从而较好地解释了球状星团在金属丰度 上的差异 .西尔勒模型称为慢坍缩模型,以区别于ELS 的快 坍缩模型 .后来的一些数值模拟工作表明,小星系确实会通过 相互并合形成更大的系统,从而支持了西尔勒模型.不过,银 河系纯粹由大量小星系并合而成的机制很难解释银盘的形 成,为做到这一点, 必须对并合的具体方式加以严格的限定, 如小星系在并合过程中应取适当的运动路径等,而这显然很 不现实 .还有, 尽管对银河系核球的起源仍很不明晰,但是构 成
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