銀河系結構的再認識
——3. 星流和潮汐尾

趙君亮

研究員，中國科學院上海天文臺，上海 200030

銀河系結構的再認識
——3. 星流和潮汐尾

趙君亮

研究員，中國科學院上海天文臺，上海 200030

銀河系；星流；人馬星流；球狀星團；潮汐尾

銀暈外區(qū)存在眾多的星流，它們或源自銀河系的矮伴星系，或源自球狀星團。星流可以利用各類示蹤星，并通過不同的途徑來加以研究，對于探索銀河系演化史和銀河系暗暈的形狀具有重要意義。

所謂“星流”，是指具有共性運動學和物理學特征的一群恒星，因在位置空間中呈現(xiàn)條形分布而得名(圖1)。

關于星流的實測研究始于1994年，人們在人馬座方向銀心以遠處探測到一大批有共性運動特征的恒星，從而發(fā)現(xiàn)了銀河系最近的伴星系——人馬矮橢球星系。該星系的結構朝銀道面方向拉長，說明它在銀河系潮汐力場作用下處于瓦解過程之中，最終將會與銀河系并合。之后，許多人對它的結構、運動學狀態(tài)及其與銀河系的關系等方面進行了深入的研究。

繼人馬星流之后，在銀河系周邊又先后發(fā)現(xiàn)了許多星流，其中與銀河系矮伴星系有關的如室女星流、麒麟星流、鯨魚星流等，與球狀星團有關的一些星流，以及若干尚未確認其本源的星流，如所謂“獨孤星流”等。

通常認為，星流是因近鄰矮伴星系或暈族球狀星團在銀河系潮汐力場的長期作用下生成的，這一過程中伴星系或星團不斷丟失質量，并最終會導致其瓦解，有些星流的母星系(或母星團)因瓦解在今日已難覓蹤影。另一方面，因星流物質向銀河系內落，甚至最終與之并合，銀河系結構會隨之發(fā)生變化。所以，有關銀河系周邊星流之分布、運動學狀態(tài)和物理性質的觀測研究，對于探索銀河系的結構和形成史，確定銀河系和伴星系中包括暗物質在內的物質總量和分布形態(tài)，以及深入認識伴星系和球狀星團的動力學演化過程，都具有十分重要的天體物理意義。

圖1 銀河系周邊星流結構示意圖

由伴星系生成的星流，往往以其主要部分所在的星座名命名，如室女星流、麒麟星流等；個別則以母星系的名稱命名，如人馬星流。與球狀星團有關的星流因數(shù)目眾多，尺度又相對較小，通常并不賦以特定的名稱。

星流常表現(xiàn)為由諸多小塊恒星集聚區(qū)構成的條狀結構，故又稱為恒星碎片流。星流是在銀河系潮汐力場作用下生成的，有人便稱之為潮汐流或潮汐碎片流，尺度較小的亦可稱為潮汐尾，如由球狀星團生成的常稱之為潮汐尾。上述多種名稱所反映的乃是天文學上的一類重要觀測現(xiàn)象——在銀河系引力場作用下，從伴星系或球狀星團中拖曳出來，由眾多恒星所構成的、或長或短的條形結構。星流可歸于銀暈周邊的次結構，或者說密度超區(qū)，因為相空間中星流成員星的數(shù)密度要高于周圍同類場星的數(shù)密度。

1 探測途徑

星流的成員星源自同一個伴星系或球狀星團，且已經歷了相當長時間的演化，它們在參數(shù)(如位置、速度、星等、顏色、金屬度)空間中會呈現(xiàn)與非星流成員(場星)不同的共性特征。一旦從觀測上發(fā)現(xiàn)某種可能存在的次結構，接下來就要在相應的參數(shù)空間中把它與某種銀河系模型的恒星預期分布進行比較，以證實該觀測次結構在理論上的合理性，亦可給相關理論模型以觀測約束。

星流可通過幾種不同途徑來加以探測，如位置空間中的恒星密度分布、顏色-星等圖上的恒星分布、速度相空間中恒星的共性運動學特征、角動量-能量相空間圖上恒星的成團性等。此外，也有人通過分析示蹤星的化學豐度異常等方法來探測或旁證銀河系周邊星流結構的存在。

我們身處銀河系之內，需借助能反映銀河系物質分布的所謂“示蹤天體”，來間接地探究銀河系的各種結構成分，包括星流。示蹤天體可以是恒星，也可以是氣體，如探測銀河系棒結構就可利用中性氫氣體。對于星流探測，示蹤天體是能滿足一定條件的某種確定類別的恒星，稱為示蹤星——這些條件包括它們具有較為恒定的光度，能方便地確定其光度距離；應有較高的光度，以便在很遠的地方也不難觀測到；它們在星流結構中普遍存在，以便能保證統(tǒng)計分析結論的可靠性，而且應不難加以確認。

目前較為廣泛地用于星流探測的示蹤星有天琴RR型變星、紅團簇星、藍水平支星、主序折向點星、M型巨星，等等。此外還有藍離散星、K型巨星、紅巨星支星、碳星、球狀星團等，不過有關工作相對較少。另外，在同一項工作中亦會用到兩種甚至兩種以上的示蹤星。

大尺度數(shù)字巡天(如SDSS、2MASS等)計劃的成功實施，大大提高了天文學家識別銀河系次結構的能力，尤其是SDSS資料被廣泛用于星流探測。21世紀以來人們據此發(fā)表了一系列有關星流研究的新結果，包括探測已知的星流之細結構，或發(fā)現(xiàn)若干新的星流。

2 人馬星流與獨孤星流

銀河系周圍分布有多個矮橢球(伴)星系，它們因銀河系潮汐力場的長期作用，不斷丟失質量(恒星)而形成星流，其中研究工作做得最多、認識最為清楚且結論最為一致的當推人馬星流。

2.1 人馬星流

人馬矮橢球星系為小星系在大星系潮汐力場作用下瓦解、并最終融入大星系的過程提供了一個極好的范本，自發(fā)現(xiàn)以來人們即從各個方面對之進行細致的研究。最初，目標天區(qū)大多限于人馬矮星系本體周邊10°～15°范圍內。嗣后，被探測到的星流尺度漸而擴大，2001年發(fā)現(xiàn)了距矮星系本體60°處的潮汐碎片，2003年發(fā)現(xiàn)了日心距90 kpc(1 pc＝3.26光年，pc稱為秒差距，是天體物理學中常用的距離單位)處的人馬潮汐碎片(圖2)。事實上人馬矮星系的潮汐碎片流很可能包圍了整個銀河系，它們大致分布在該伴星系的運動軌道附近。

圖2 人馬星流的二維投影像，中央水平線代表銀盤所處位置和尺度，叉號代表太陽所在的位置

隨著觀測資料的累積和分析工作的深入，探測到了人馬星流的復雜結構。2003年，發(fā)現(xiàn)從人馬矮星系本體向外存在2條明顯的潮汐流(分別稱為前導星流和后隨星流)。它們從人馬矮星系出發(fā)，在天空中大致呈現(xiàn)為一個360°的大圓，其中后隨星流在南銀半球顯得頗為清晰，而部分前導星流則朝著北銀冠方向延伸。翌年，通過對示蹤星視向速度的測定，發(fā)現(xiàn)從動力學角度來看前導星流成員星相比后隨星流恒星較為年老。2006年，探測到沿著人馬星流存在明顯的年齡梯度——早期剝離的恒星更多的是一些老年恒星，由此推知母星系應該存在徑向年齡梯度。同年，還確認了沿著人馬星流存在明顯的距離梯度，也就是星流不同部位的日心距是不同的。此外，還探測到人馬前導星流從北銀極附近位置起呈現(xiàn)分叉結構(冠名為分支A和分支B)。2007年，大致確定了人馬前導星流的走向，它在太陽圈(太陽繞銀河系中心的圓運動軌道圈)以遠處穿過銀道面，星流碎片之最小銀心距大于15 kpc。最近，更發(fā)現(xiàn)南銀半球人馬后隨星流也呈現(xiàn)與北部星流類似的分叉結構。關于人馬星流的研究可謂方興未艾。

就目前的觀測研究結果可知，人馬星流中心(即人馬矮星系)的日心距約為25 kpc。成員星以中等年齡(60～90億年)恒星為主，不過也有不少年齡大于100億年的較年老恒星。

2.2 獨孤星流

獨孤星流最早發(fā)現(xiàn)于2006年，因其前身母天體當時尚未明確而得其名，意為星流世界中的一名“孤兒”。自發(fā)現(xiàn)之日起，人們對獨孤星流的各方面性質以及可能的前身母天體等問題進行了探究。

2007年，SDSS資料所顯示的獨孤星流的角尺度約為50°，在赤經150°～165°范圍內它清晰可見，隨著赤緯由低到高則變得越來越不易探測到。該星流存在距離梯度：在天赤道附近日心距約為20 kpc，并以約40km·s-1的速度朝向我們運動；在高赤緯區(qū)星流日心距最大可達32 kpc，以約100km·s-1的速度遠離我們而去。星流成員星是一些老年恒星。2010年，發(fā)現(xiàn)該星流位于一條順行軌道上，遠銀心距為90 kpc，近銀心距為16.4 kpc，軌道偏心率e=0.7。星流的角寬度2°左右，大約只及人馬星流的1/5。

關于獨孤星流的前身天體，盡管相關工作做得不少，但迄今尚未有一致性的結論。一種觀點認為，獨孤星流與新發(fā)現(xiàn)的矮橢球星系大熊II可能有物理上的聯(lián)系，主要理由是兩者的距離頗為接近。大熊II可算是銀河系最暗的伴星系，它的等光度輪廓呈現(xiàn)不規(guī)則扭曲形，且具有多個中心，表明該伴星系正處于瓦解之中。同時期的理論工作支持了上述觀點，大熊II瓦解過程的N體模擬表明，該矮星系的潮汐尾與獨孤星流的觀測結果相符，并進而提出了較為連貫的演化圖像——很久以前，某個小星系與銀河系并合，獨孤星流、大熊II以及若干較年輕的球狀星團，都是這一并合過程中因該伴星系被撕裂而生成的碎片，而獨孤星流是大熊II的后隨恒星流。

后期的另一些研究卻得出了不同的觀點：獨孤星流的前身天體可能是一個與今日銀河系伴星系相類似的矮星系，但從它的軌道位置來看不大可能會與大熊II有明確的聯(lián)系，也沒有發(fā)現(xiàn)任何已知的星團或矮星系與獨孤星流共軌，獨孤星流的前身天體應該是一個現(xiàn)已瓦解而失去蹤影的矮橢球星系。

3 球狀星團與星流

在星流研究中，球狀星團具有雙重身份：其一，在銀河系引力場的作用下，部分星團成員星被剝離而生成潮汐尾，球狀星團是潮汐尾的母天體；其二，星團自身可能來自近鄰矮星系，后者因銀河系力場的作用生成星流，球狀星團屬于矮星系星流的成員，相關矮星系便是球狀星團的母天體。

3.1 球狀星團潮汐尾

20世紀90年代中期，人們通過對球狀星團徑向面密度輪廓的研究，發(fā)現(xiàn)許多星團的周圍(兩側)存在潮汐碎片，星團最外緣部分的實測密度輪廓與理論模型不符，即超出了模型潮汐半徑的范圍。碎片來自瓦解中的球狀星團母體，與星團有著類似的運動軌道，它們沿著軌道路徑從兩個方向伸出，形成星團的前導尾和后隨尾。在現(xiàn)已開展相關研究的眾多球狀星團中，以星團Pal 5潮汐尾的觀測研究做得最多，也最為細致，而其他球狀星團潮汐尾的觀測研究較為零碎。

Pal5是一個結構相對松散的遠距離球狀星團，日心距23.2 kpc，質量M=(0.8～1.3)×104M⊙(M⊙為太陽質量)，核半徑約為20 pc。Pal 5可歸于光度最低的球狀星團之列，總絕對星等僅約為-5等，質量只及銀河系球狀星團中位質量的1/30。

2001年，人們發(fā)現(xiàn)從星團本體的南北兩側、距團中心約0°.2(投影距離約為80 pc)處出發(fā)，分別朝東北和西南方向(也就是星團的軌道路徑方向)伸出2條近乎對稱的潮汐尾。每條潮汐尾面密度次中心距團中心約為0°.8(320 pc)，整個潮汐尾結構的張角約為2°.6(圖3)。

上述基本結論為一系列后續(xù)工作所證實或修正。關于潮汐尾的總長度，2003年給出的結果是超過10°(相應的線尺度為40 kpc)，其中前導尾長3°.5，后隨尾長6°.5，遠大于2年前得到的長度2°.6。3年后，通過對SDSS資料的分析，得出Pal 5后隨尾的長度接近19°，潮汐尾的總長度可達22°.5。潮汐尾長度的增大顯然與觀測天區(qū)的范圍有關——隨著目標天區(qū)的擴大，發(fā)現(xiàn)了距團中心越來越遠的潮汐尾成員星。另外，恒星從星團中剝離是一種間歇性而不是連續(xù)性的過程：星團在運動過程中通過近銀心點附近時會有較多恒星被剝離，而在遠銀心點附近則少有，甚至沒有恒星從星團中逸出。早期的觀測視場較小，遠處的潮汐碎片就發(fā)現(xiàn)不了。

圖3 球狀星團Pal 5的面密度輪廓，2條潮汐尾從星團本體兩側沿相反方向朝外伸出

關于星團Pal 5的質量損失問題，2001年的工作表明，潮汐尾中的恒星約占目前該星團總星數(shù)的32%，可見Pal 5已經歷了較為顯著的質量損失。2年后，利用SDSS資料得出的結果是，潮汐尾中原為母星團成員的恒星總數(shù)是目前星團成員星數(shù)的1.2倍，潮汐尾的質量已超過了星團自身的質量。據此推知Pal 5的質量損失主要發(fā)生在最近的20億年內，該星團的原始質量可能是它現(xiàn)有質量的6～10倍。

對多星團樣本的實測表明，球狀星團潮汐尾的存在乃是一種較為普遍的現(xiàn)象。有約1/3星團的潮汐尾取向與潮汐場梯度相一致，有近1/2星團的潮汐尾結構可能反映了星團的軌道路徑。

3.2 作為矮星系星流成員的球狀星團

銀河系內約有150個球狀星團，通常認為它們大多是在約120億年前銀河系演化的早期形成的。然而，暈族球狀星團有著很寬的年齡分布，一些最年輕暈族球狀星團的年齡甚至與最年老疏散星團的年齡相仿。對這種情況的解釋是大星系在形成過程中吸積了多個小星系，而被吸積的矮星系各有其恒星和星團的形成史。

早在1992年就已有人指出，年輕球狀星團Ruprecht 106很可能是因銀河系的潮汐力作用從麥哲倫云俘獲而來，并提及另一個年輕星團Pal 12也許有著同樣的起源，后者是一個很遠的球狀星團，日心距約為19 kpc。不過，21世紀初對Pal 12的運動學觀測表明，該星團更可能是人馬星流的成員，而非源自麥哲倫云，并估計出Pal 12從人馬矮星系經潮汐剝離而被俘獲的時間大約發(fā)生在17億年前。

后期的一些研究不僅支持了上述結論，并進而確認人馬矮星系在瓦解過程中至少為銀暈注入了6個球狀星團，說明至少在60億年前人馬矮星系中還能形成星團，從而有力地支持了年輕暈族球狀星團來自被銀河系吸積之矮星系的觀點。

有些結構相對松散的高光度暈族球狀星團，可能就是很久以前因經歷銀河系潮汐剝離作用而剩下的矮星系的核，或者說是被吸積矮星系之遺跡，而它們的母星系早已不復存在，如星團NGC2419即屬此列——它是一個現(xiàn)已瓦解的矮星系的核，室女星流亦屬該星系的一部分。

4 星流研究的天體物理意義

銀河系星流的研究有著多方面的天體物理意義，下文僅就銀河系的結構和演化史以及銀河系暗暈的形狀兩個問題給以簡要介紹。

4.1 銀河系的結構和演化史

關于銀河系及其大尺度結構的形成和演化過程，迄今尚未取得一致而又非常清晰的認識。1962年提出的坍縮模型描述了一種可能的銀河系形成圖景：銀河系形成于一個大致呈球狀的貧金屬自轉原星系云。在早期快坍縮階段，原星系氣體首先形成沿橢圓軌道運行的暈族恒星和球狀星團。隨著坍縮過程的進行，因大質量恒星演化晚期的超新星爆發(fā)，使星系云的金屬度增大。當云半徑收縮到原有半徑的1/10左右時，云呈現(xiàn)富金屬態(tài)，且變?yōu)楸馄綘?，最終生成一個由離心力支撐的盤，這種結構狀態(tài)一直保持到今天。

上述坍縮模型對銀河系形成機制的研究具有重要影響，但它無法解釋暈族球狀星團的金屬度分布范圍很寬，以及這種分布基本上與銀心距無關的觀測事實，也不能說明為什么存在一些年輕的暈族球狀星團。為解決這一難題，1978年有人提出了與坍縮模型不同的另一種銀河系形成圖景——銀暈是由眾多質量約108M⊙的云碎片形成的，這些碎片彼此無關，它們獨立地經歷自身的演化過程，最終互相吸積、并合，形成現(xiàn)在看到的銀河系，稱為并合模型。

膨脹宇宙框架下引力成團的N體模擬工作表明，恒星系統(tǒng)可以通過不斷并合而形成更大的系統(tǒng)，從而有力地支持了并合模型。然而，銀河系決不可能簡單地通過現(xiàn)成恒星系統(tǒng)的并合而形成——無論暈如何形成，盤肯定不是通過這種方式形成的。鑒于坍縮模型所強調的是恒星形成于已處于原銀河系內的氣體，這一圖景描述了實際發(fā)生情況的一個重要方面。

看來，對于銀河系的形成和演化而言，坍縮和并合兩種機制很可能同時存在：原銀河系云在坍縮過程中，會通過其強大潮汐力場的作用，不斷吸積鄰近的矮伴星系物質，包括其中的恒星和星團——銀暈外區(qū)眾多矮星系星流的客觀存在，以及作為星流成員的不同年齡星團，特別是年輕球狀星團的發(fā)現(xiàn)，充分說明了這一點。這種吸積過程的持續(xù)發(fā)展，可能會導致星流母星系的最終瓦解，或者只剩下它的殘骸——也許會演化為一個大質量球狀星團。另一方面，伴星系與銀河系的并合過程，必然會使銀河系的結構發(fā)生變化。

4.2 銀河系暗暈的形狀

星系外區(qū)存在大質量暗暈已是眾人的共識，但對暗暈究竟具有何種形狀則看法不盡一致。在這個問題上，也許銀河系為人們提供了一個最好的實測研究樣本，其中特別有希望的探索途徑是利用星流來了解銀河系總體引力場的結構。上述思路的基本物理依據是顯而易見的：星流來自母星系，其成員星的運動軌道應與母星系運動軌道相近，而母星系的運動學狀態(tài)必然取決于銀河系的物質分布，即銀河系引力場。例如，要是星流在一個球形引力勢中運動，其軌道面會保持不變，成員星則應分布在一個大圓上。

研究工作做得最細的人馬星流自然成為探究銀河系暗暈形狀的首選目標星流。然而，由于觀測資料和分析方法的不同，結果并未取得一致。事實上，理論工作所得出的銀河系暗物質暈的形狀也是有分歧的，如扁旋轉橢球體形、接近球形，或者正圓球形暗暈等。

2001年發(fā)現(xiàn)，人馬星流成員星大多位于一個大圓上，說明在日心距16～60 kpc范圍內，銀河系暗暈可能非常接近正圓球形，或者說是一個軸比q=c/a約為1的旋轉橢球體(a和c分別是橢球體的半長軸和半短軸)，并得到一些后期工作的支持。

不久即有人對上述結論提出質疑——目前所發(fā)現(xiàn)的人馬星流中的大部分碎片，是在近期(10～30億年前)從人馬矮星系中剝離出來的，而此類年輕結構對暗暈取何種形狀并不敏感。無論是扁橢球體還是長橢球體，實測資料與數(shù)值模擬結果完全一致。人馬前導星流包含了較為年老的碎片，其運動學狀態(tài)表明銀河系暗暈應該具有長橢球體外形，在人馬星流軌道范圍內之軸比q接近5/3。然而，不久由同樣類別的示蹤星，用不同方法所得出的暗暈卻略呈扁平狀的外形，軸比q為0.90～0.95。已經有人提出，上述矛盾也許可通過引入銀河系暗暈的三軸橢球體模型，以取代旋轉橢球體模型來加以解決。

關于銀河系星流僅有約20年的觀測研究史，然而所取得成果之豐富遠非拙文所能充分述及。隨著觀測資料的累積，以及一些河外星系中星流結構的相繼發(fā)現(xiàn)，相關研究必將受到更為廣泛的關注。

(2013年12月11日收稿)

(編輯：溫文)

Stellar streams and their implication for studies on the structure of our Galaxy

ZHAO Jun-liang
Professor, Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences, Shanghai 200030, China

Many stellar tidal streams in the outer halo of the Milky Way Galaxy have been found since 1994. Some streams are formed from dwarf satellites and others from globular clusters. More and more observational and theoretical studies on the stellar streams have been done during recent 20 years or so, from which some important results were gained.

Milky Way Galaxy, stellar stream, Sagittarius stream, globular cluster, tidal tail

10.3969/j.issn.0253-9608.2014.04.001