科學也可以如此靠近

球狀星團星系探索


鳳凰科學從天文學史的角度看,人們真正發現球狀星團這類深空天體的存在,應當是在天文望遠鏡被發明以後。這主要是因為球狀星團普遍距離地球很遠。據統計,離地球最近的兩個球狀星團是NGC和M,它們到地球的距離均為光年。相比之下,離地球較近的一個疏散星團樣本——畢星團——...

- 2018年9月14日12時24分
- 【鳳凰科學】

鳳凰科學

從天文學史的角度看,人們真正發現球狀星團這類深空天體的存在,應當是在天文望遠鏡被發明以後。這主要是因為球狀星團普遍距離地球很遠。據統計,離地球最近的兩個球狀星團是NGC6397和M4,它們到地球的距離均為7200光年。相比之下,離地球較近的一個疏散星團樣本——畢星團——的距離是150光年。之所以會出現這樣的差別,主要是因為兩者的分布範圍不同。疏散星團傾向於分布在星系的盤面上,對銀河系而言就是銀道面附近;而球狀星團的分布沒有明顯的偏向,基本上是以星系的核心為中心,呈球形均勻分布,且分布範圍廣大,可延伸到數倍於星系盤面的地方。

歷史上第一個被天文學家發現的球狀星團是M22,它位於銀心附近的人馬座,是北天能看到的最大、最明亮的一個球狀星團;第二個被發現的是位於南天的大球狀星團——半人馬座Ω星團。這是全天最明亮的球狀星團,視星等達3.9等,裸眼清晰可見。只是不藉助望遠鏡的話看起來像是一顆星,所以按照拜耳命名法,它被編為半人馬座Ω星。後續被發現的球狀星團還有巨蛇座的M5、武仙座的M13、天箭座的M71、天蠍座的M4和飛馬座的M15等等。實際上,在靠近南天極的小麥哲倫星雲旁邊,還藏著一顆裸眼可見的大球狀星團——杜鵑座47,視星等達4.1等,初看起來也是一顆星的模樣。

在小型天文望遠鏡的視場裡,球狀星團的外觀一般呈規則的球形或橢球形。它們會在一定的軌道上圍繞星系核心運轉,像是衛星星系那樣。相對其他類型深空天體,球狀星團的外觀比較單調,除非是經常觀測的熟手,否則,大部分球狀星團初看起來都長得差不多。但是,樸素的外觀並不意味著它們是一類簡單的天體。在球狀星團身上藏著許許多多至今都沒有明確解釋的謎團。下面我們一一道來。

球狀星團何以如此穩定?

球狀星團的穩定性是毋庸置疑的,幾乎每個星系都有大量的球狀星團相伴環繞。以銀河係為例,天文學家猜測至少有200個球狀星團圍繞銀心運轉。目前已發現的約有150個,剩餘的都被銀心遮擋,難以發現。銀河系的近鄰——仙女座大星系M31——約包含460個球狀星團。這些星團中質量最大的被命名為馬亞爾II,綽號G1(Globular

One),是本星系群(本星系群是指以銀河係為中心,半徑約為百萬秒差距,也就是300多萬光年的空間內的星系之總稱。也有人把本星系群的中心定義為銀河系和仙女星系的公共重心)中最明亮的球狀星團之一,規模是半人馬座Ω的2倍。G1擁有數百萬顆恆星,星族構成極為複雜。而對某些富星系團中心的cD星系(巨橢圓星系)而言,圍繞其核心運轉的球狀星團成員可能多達1萬多個。

根據天體力學的知識我們知道,當有三個,或超過三個天體只在萬有引力的支配下運動的時候,其演化結果往往是不穩定的,運動方程容易出現奇點——要麼有天體被甩出系統,要麼發生天體撞擊,回到更穩定的二體系統。但是,當N體系統的成員數上調到幾萬或幾十萬的時候,穩定性又神秘地回來了。其背後機理為何,目前仍不得而知。但是,球狀星團的這種穩定狀態卻可以借用理想氣體的熱力學理論來描述,其中的恆星可類比為氣體分子,恆星與恆星間的角動量交換可類比為氣體分子間頻繁的碰撞。如此類比是合理的,因為球狀星團的內部雖然擁擠不堪,但恆星間發生直接擦碰的機率很低,更多的是在非常近的距離上交換軌道角動量,比如兩顆恆星在幾十或上百個天文單位的距離上「擦肩而過」。根據熱力學理論,當理想氣體達到穩定狀態的時候,氣體分子具有的速度遵從麥克斯韋分布,在高能端有一個「尾巴」。與此類似,球狀星團成員星的速度也會遵從類似麥克斯韋分布的模式,產生一個「高能的尾巴」。一旦這條「尾巴」越過了零線,就會有成員星逃逸出星團(或者說運動方程出現奇點,恆星被甩出星團),就像液體緩慢蒸發那樣。如此一來,球狀星團系統整體的能量就會下降,核心會愈發緊實和穩定。因此,年老的球狀星團的核心更加凝聚,年輕的球狀星團的核心則相對鬆散些。

球狀星團何以如此古老?

相較於疏散星團等其他類型的深空天體,球狀星團的年齡普遍非常古老。許多球狀星團的誕生時間都只比宇宙大爆炸晚幾億年。歷史上,天文學家甚至曾用球狀星團的年齡上限來限定宇宙的年齡範圍。但也不是所有的球狀星團都很古老,比如大麥哲倫星系中的球狀星團NGC1783,以及小麥哲倫星雲的球狀星團NGC411,它們的成員星年齡只有14億年,是相對較年輕的球狀星團。

即便如此,還是有天文學家猜測,也許早期宇宙的環境更適宜球狀星團的形成,所以才會有那麼多古老的球狀星團存活至今。他們的主要論據是「宇宙的等級成團理論」。該理論指出,宇宙中的成團結構是從小到大發展起來的,即先有恆星,後有星團,再有星系,最後是星系團和超星系團。但是,宇宙的等級成團理論是建立在暗物質暈(Dark Matter

Halo)併合基礎上的,我們後面會提到,球狀星團的周圍不存在像星系周圍那樣的暗物質暈。但也有另一種可能,就是球狀星團的周圍原本是有暗物質的,只是很快就被宿主星系所在的暗物質暈剝離吞噬掉了。究竟孰是孰非,又是一大謎題。

球狀星團是被吞併的星系殘留的核心嗎?

這是一個非常有意思的問題。歷史上也曾有許多天文學家論證過這種可能性。目前的主流看法是:一部分球狀星團的來源有可能是被主星系吞併的衛星星系核心,但並非所有球狀星團都是這麼來的。許多方法都可以用來區分這兩種來源的球狀星團,其中最常用的是星族法,也就是判斷球狀星團的星族成分;或者是在球狀星團的軌道附近尋找有動力學聯繫的星流。

星族的概念最早由德國天文學家沃爾特·巴德於1944年提出,最初指的是銀河系內具有不同年齡、空間分布、金屬豐度的恆星集合,後來推廣到其他星系的恆星。根據巴德的分類,太陽等位於銀盤上的恆星屬於較年輕的星族Ⅰ恆星,具有較高的金屬豐度,速度彌散較小;而銀河系核球、球狀星團內的恆星多為星族Ⅱ恆星,其特點是年齡較古老,具有較低的金屬豐度,速度彌散很大。理論上還存在一種所謂的星族Ⅲ恆星,它們是宇宙大爆炸後誕生的第一代恆星,具有幾乎為零的金屬豐度,以及較大的質量和光度。星族Ⅲ天體的光芒最終照亮了宇宙的黑暗時代。根據星族的劃分我們不難看出,假如球狀星團的成員星都誕生於同一時刻,那麼,其中的恆星必然具有相似的年齡,我們可以通過觀察星團成員在赫羅圖(赫羅圖是表征恆星光譜類型與光度的關係圖,其縱軸是光度與絕對星等,橫軸則是光譜類型及恆星的表面溫度,從左向右遞減。赫羅圖是研究恆星演化的重要工具,是以發現它的兩位天文學家——丹麥天文學家赫茨普龍和美國天文學家羅素——的名字命名的)上的「拐點」,來判讀星團的年齡。假如球狀星團來自被吞併的星系核心,那麼它的星族構成就會非常複雜,我們也就不能在赫羅圖上看到明顯的拐點。

另外,當一個小星系被大星系吞併的時候,由於潮汐力的作用,會有一部分小星系的成員被拉出來,散布於小星系的軌道前後。這種結構被稱為「潮汐尾」。假如有證據證明某個球狀星團與某星流是動力學相關的,當然也能證明星團的前身很可能是個星系。

球狀星團的核心有黑洞嗎?周圍有暗物質嗎?

天文學家普遍相信,球狀星團的中心很可能存在一些中等質量的黑洞,但是,要找到它們需要望遠鏡有足夠的分辨力。從20世紀70年代開始,天文學家就在做這方面的努力,直到哈勃空間望遠鏡升空以後,才陸續在一些球狀星團中找到黑洞存在的切實證據。比如在M15中,天文學家就定位到了一個相當於太陽質量4000倍的中等質量黑洞;而在仙女座大星系的球狀星團G1中,天文學家發現了一個質量相當於太陽20000倍的黑洞!這些黑洞的存在是令人感興趣的,因為它們的質量介於恆星級黑洞(十幾個太陽質量)和超大質量黑洞(百萬個太陽質量)之間,是兩種黑洞演化的中間狀態。

另外,我們知道,星系的周圍普遍有一個瀰漫範圍大得多的暗物質暈(也有暗物質稀少的特例存在,比如前段時間被高度關注的NGC1052DF-2星系就是如此),但是極少有證據證明球狀星團的周圍也有類似的暗物質暈。理論上,暗物質組分比較高的球狀星團被稱為暗球狀星團(Dark Globular

Cluster)。近年來,一些關於半人馬座α星系的研究表明,環繞它運轉的球狀星團的運動特性與銀河系的不同,可能有一些屬於暗球狀星團。也許不久的將來,相關的研究就會改寫我們關於球狀星團形成與演化歷史的認知。


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