銀河系PK仙女星系

趙君亮

中國科學(xué)院上海天文臺，上海 200030

銀河系PK仙女星系

趙君亮?

中國科學(xué)院上海天文臺，上海 200030

銀河系位于一個較小的星系團——本星系群——之內(nèi)。在本星系群中，銀河系和仙女星系可算是兩個質(zhì)量最大的成員星系。長期以來，人們普遍認為仙女星系是本星系群中的“老大”，銀河系只是“老二”，科普文章、甚至基礎(chǔ)性專業(yè)教科書中都會這么說。然而，實際情況遠不是那么簡單。

本星系群；銀河系；仙女星系；動力學(xué)質(zhì)量

1 星系團和本星系群

自美國天文學(xué)家哈勃證實河外星系的存在以來，已發(fā)現(xiàn)的河外星系數(shù)以百億計。在宇宙空間中，這些星系往往呈現(xiàn)成團分布，集聚成大小不一、形狀各異的星系集團——星系團，而其中質(zhì)量較小、成員星系個數(shù)相對較少的團又可稱為星系群，不過 “團”和“群”的劃分并無統(tǒng)一、明確的定量判據(jù)。星系團按其形態(tài)可分為規(guī)則星系團(又稱球狀星系團)和不規(guī)則星系團(又稱疏散星系團)兩大類，前者典型的如后發(fā)星系團，后者的代表性天體當(dāng)推室女星系團。

銀河系與幾十個質(zhì)量不等的鄰近星系構(gòu)成一個尺度相對較小的不規(guī)則星系團，稱為本星系群(LG)。LG中質(zhì)量最大的兩個主要成員是銀河系(圖1)與仙女星系(M31，圖2)，兩者相距約700 kpc(千秒差距，1 pc約等于3.26光年)。LG內(nèi)其他成員星系大致可分為兩類：①上述兩個巨星系的伴星系，如麥哲倫云之于銀河系和三角星系(M33)之于仙女星系等； ②呈離散分布的十來個獨處的星系，它們的銀心距(指到銀河系中心的距離)最遠可達1.5 Mpc(百萬秒差距)。LG的邊界并不十分清晰，不過可以用銀心距最小且明確參與宇宙膨脹的那些星系來予以界定，而實際上LG可定義為與哈勃流相脫離的一個自束縛星系群體，當(dāng)然，其中應(yīng)有銀河系。

本星系群是一個典型的疏散星系群，內(nèi)部成員星系的分布呈現(xiàn)豐富的次結(jié)構(gòu)，主要有以銀河系和仙女星系為中心的兩個次群。大小麥哲倫星云是雙重星系，它們與銀河系構(gòu)成三重星系；此外，銀河系次群還包括御夫星系等其他若干個近距星系。仙女星系次群包括仙女三重星系、仙女矮星系、三角星系等，它們又進而與巨透鏡星系馬菲 I、IC10等構(gòu)成長條形結(jié)構(gòu)的所謂“星系鏈”?？梢姡拘窍等航Y(jié)構(gòu)頗為復(fù)雜，而這也正是星系團特別是不規(guī)則星系團的表觀特征(圖3)。

2 如何估測天體的質(zhì)量

天文學(xué)是一門觀測科學(xué)，觀測對象大多是一些非常遙遠的天體，其距離動輒以百萬光年甚至億光年計，這就給涉及天體的一些基本參數(shù)的測定帶來不少麻煩，其中就包括天體的質(zhì)量。許多天體的質(zhì)量都是一些巨大的天文數(shù)字，以常用質(zhì)量單位(如克、千克等)來表達時，通常的做法是引入指數(shù)形式，如地球的質(zhì)量約為5.97×1027g，太陽質(zhì)量約為1.99×1033g，等等。對于更大質(zhì)量的天體如星系、星系團、超星系團等，數(shù)字就更大了。為方便起見，天文學(xué)家往往會引入一個很大的專用質(zhì)量單位，這就是太陽質(zhì)量M⊙。例如，在銀心距R0=8.5 kpc范圍內(nèi)，銀河系的質(zhì)量約為9.5×1011M⊙。

圖1 銀河系中心區(qū)

圖2 仙女星系M31

圖3 本星系群成員之天球面投影位置

在恒星和行星世界中，推算天體質(zhì)量的最可靠途徑是利用雙星系統(tǒng)的運動學(xué)特征，由此推得的質(zhì)量稱為天體的動力學(xué)質(zhì)量。一個典型的例子是冥王星大小(質(zhì)量)的測定。最早估計冥王星的直徑為6600 km，于是自然被歸入大行星之列。1949年這一數(shù)字曾改為10000 km，之后，冥王星直徑的測定值時有變化，如：1950年用新建5 m望遠鏡得出其直徑為6000 km，1965年掩星方法得出該數(shù)值的上限為5500 km，1977年改正表面反照率后縮小為2700 km，1980年用3.6 m紅外望遠鏡得到的結(jié)果是2600～4000 km。直至1978年發(fā)現(xiàn)冥王星的第一顆衛(wèi)星——冥衛(wèi)一之后，由它們作為雙星系統(tǒng)的運動學(xué)觀測資料得出冥王星直徑的可靠值為2270 km，遠小于月球的直徑。據(jù)此(以及其他一些原因)冥王星最終被“踢出”太陽系的大行星行列，并歸類為一類新定義的行星級天體——矮行星。另一個著名的例子是通過動力學(xué)質(zhì)量的測定，確認天狼星的伴星是一顆白矮星。

能夠通過運動學(xué)方法來測定恒星質(zhì)量的雙星系統(tǒng)為數(shù)甚少，因而上述途徑不具有普適性意義。為了估測普通單顆恒星的質(zhì)量，人們依據(jù)20世紀(jì)20年代英國天文學(xué)家愛丁頓從理論上導(dǎo)出的質(zhì)光關(guān)系(L=KM3.5)，由恒星的光度L來推算其質(zhì)量M，稱之光度質(zhì)量，約有90%的主序星大體上都遵循這一質(zhì)光關(guān)系。不過，一般情況下光度質(zhì)量的可靠性遠不如動力學(xué)質(zhì)量，且不能反映暗物質(zhì)的存在，而通常所說的天體質(zhì)量也就是指它們的動力學(xué)質(zhì)量。

星系是一類龐大的恒星系統(tǒng)，在宇宙中它們大量存在，測定其質(zhì)量是天文學(xué)家的基礎(chǔ)性工作之一。較大星系所包含的恒星個數(shù)往往以百億甚至千億計。為了確定星系的動力學(xué)質(zhì)量，天文學(xué)家可謂絞盡腦汁，提出了多種不同的方法，其基本原理是要利用目標(biāo)星系(主星系)的成員星特別是其外圍所謂“伴天體”的運動學(xué)特征，如伴天體繞主星系的軌道運動，或多個伴天體運動速度的彌散度等，而伴天體可以是距離主星系之中心較遠的暈族恒星、球狀星團或者相對鄰近的矮伴星系——它們的運動都取決于主星系的引力作用，故可以利用伴天體的運動學(xué)觀測資料，通過一定的方法來推算主星系的質(zhì)量。在這個意義上伴天體亦可稱為估測星系質(zhì)量的示蹤天體。

從歷史上看，最早用于確定星系質(zhì)量的途徑當(dāng)推自轉(zhuǎn)質(zhì)量，而所謂自轉(zhuǎn)質(zhì)量是指由自轉(zhuǎn)曲線(反映恒星繞星系中心的轉(zhuǎn)動速度隨恒星到星系中心的距離——中心距而變化的曲線)推算出的星系質(zhì)量，可以借助開普勒模型加以估算，故又稱開普勒質(zhì)量。此外，還有其他多種方法。近期用得較多的是以球狀星團或矮伴星系作為示蹤天體，由它們的軌道運動特征來估測主星系的質(zhì)量。

3 銀河系的質(zhì)量測定

自從英國著名天文學(xué)家威廉?赫歇爾在實測基礎(chǔ)上證實銀河系的存在，并提出第一個銀河系結(jié)構(gòu)模型以來，人類的視野從太陽系的幾十天文單位尺度(定義地球繞太陽公轉(zhuǎn)軌道的半長軸為1天文單位，用1AU表示，約等于1.5億km)拓展到了銀河系(10萬光年尺度)。自此，天文學(xué)家開始對銀河系的總體性質(zhì)進行全方位的探究，其中包括測定一些重要的銀河系參數(shù)，如太陽銀心距、太陽圓周運動速度、銀河系較差自轉(zhuǎn)特征參數(shù)，銀河系及其次結(jié)構(gòu)的尺度，以及銀河系質(zhì)量等。隨著資料的累積和方法的改進，上述多數(shù)參數(shù)的測定已日趨精準(zhǔn)，但銀河系總質(zhì)量的估值至今仍有相當(dāng)大的不確定性，其主要原因是對位于銀河系外區(qū)的示蹤天體仍缺乏高精度觀測資料(如距離和自行)，也與樣本天體容量和估算方法的合理選取等諸多因素有關(guān)。

在目前觀測數(shù)據(jù)的基礎(chǔ)上，銀河系質(zhì)量可以通過多種途徑來加以推算，如利用外圍暈族天體的運動學(xué)資料、伴星系(或者球狀星團)的潮汐半徑以及逃逸速度等。為通過實測途徑確定銀河系的質(zhì)量，所需要的觀測資料主要是示蹤天體的視向速度、自行和距離，并由此推知天體的位置和空間運動速度。不過，對于遠距離的目標(biāo)天體來說，自行測定頗為不易，甚至難以取得。另外，為測得示蹤天體的距離，有時還需要取得目標(biāo)天體的多色測光資料。

銀河系質(zhì)量MG的測定已有近百年的歷史。1922年，荷蘭天文學(xué)家卡普坦綜合利用若干選定天區(qū)中的恒星計數(shù)結(jié)果以及恒星的視向速度和自行資料，首次給出銀河系質(zhì)量的估值為(0.6～1.0)×1011M⊙。不久，林德布拉德提出了銀河系的較差自轉(zhuǎn)模型，在此基礎(chǔ)上得出MG=1.8×1011M⊙。差不多同一時期奧爾特給出的結(jié)果是MG≥8×1010M⊙。鑒于目標(biāo)恒星的日心距不大，早期獲得的這些數(shù)值大體上只反映了太陽銀心距R⊙(即太陽圈)范圍內(nèi)的銀河系質(zhì)量，而不是銀河系的總質(zhì)量。

隨著星系大質(zhì)量暗物質(zhì)暈(暗暈)的確認，人們對銀河系質(zhì)量的認知發(fā)生了質(zhì)的變化——銀河系暗暈的質(zhì)量應(yīng)該遠大于其光度質(zhì)量，暗暈的范圍可包容最遠的球狀星團，甚至延伸到銀河系的近鄰伴星系處，而所謂“銀河系質(zhì)量”也就應(yīng)該是包括暗暈在內(nèi)的銀河系動力學(xué)質(zhì)量(不過，在太陽圈以內(nèi)，非重子物質(zhì)成份的占比可以忽略不計)。于是，一些高光度遠距天體便被用作探測銀河系結(jié)構(gòu)、確定銀河系質(zhì)量的示蹤天體，其中應(yīng)用最為廣泛的是球狀星團和銀河系矮伴星系，此外還有其他一些暈族天體，少數(shù)工作也有用到伴星系中的一些高光度天體(如碳星和行星狀星云)。

就目前不同研究者所給出的眾多MG值來看，多數(shù)測定結(jié)果都有較大的統(tǒng)計不確定性，典型的如1999年有人給出不確定性甚至大于MG本身測定值，且這一狀況與MG的測定方法基本無關(guān)。也就是說無論采用哪種方法，MG的內(nèi)符精度都很差。另外，MG不同測定值的差異很大，最小0.2×1012M⊙，最大3.15×1012M⊙，兩者竟相差15倍。不僅如此，即使用同一種方法，MG測定值的差異也相當(dāng)大，其極小值和極大值之比為2～8。不過，在最近10年內(nèi)這一差異已減小到4倍左右，這顯然與觀測資料精度的提高、樣本容量的增大以及方法的改進等因素有關(guān)。另一方面，測定值有漸而增大的趨勢：1974-1989年間MG的20個測定結(jié)果之平均值為(7.1±11.6)×1011M⊙，而1990—2014年內(nèi)18個MG的平均值為(12.0±11.8)×1011M⊙。

為盡可能準(zhǔn)確估算銀河系質(zhì)量，應(yīng)該取得足夠多遠距離示蹤天體的多種觀測資料，包括位置、距離和空間速度，而此類示蹤天體無疑首推銀河系的矮伴星系。然而，長期以來已探測到的矮伴星系為數(shù)偏少，距離測定誤差比較大，自行更是難以精確測定。不過，這種情況在最近10年內(nèi)已有所改觀，如隨著SDSS巡天計劃的成功實施，已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了若干非常暗的銀河系伴星系。

微角秒級觀測精度的Gaia衛(wèi)星已于2013年底成功發(fā)射，經(jīng)過跨若干年時間基線的觀測，可望取得銀河系一些伴星系或星流中恒星的較高精度自行(年自行精度可達幾個微角秒)，并用于銀河系質(zhì)量測定。像Leo I這樣的伴星系，切向速度精度可好于 ±15 km?s-1，對于小熊矮星系一類較近的伴星系，精度更可高達 ±1 km?s-1。利用此類高精度觀測資料，最終測定的銀河系質(zhì)量之不確定性可望小于10%，而天文學(xué)家對之充滿了期待。

4 仙女星系未必能稱老大

M31是最近的大質(zhì)量河外旋渦星系，日心距僅約為700 kpc，現(xiàn)代觀測設(shè)備有能力把其中的星團或較密集星場分解成單顆恒星。M31周圍有超過500個球狀星團，數(shù)十個伴星系，以及多個暈族行星狀星云。另外，M31所占的天區(qū)范圍相當(dāng)大，作為一個典型的旋渦星系，它的暈結(jié)構(gòu)之整體大尺度圖像要比銀河系清晰得多——注意，地球位于銀河系之內(nèi)，故地球人難識其真面目。以上情況對于測定M31的動力學(xué)質(zhì)量十分有利。

M31可算是質(zhì)量測定工作做得最多的河外星系，迄今至少已有約75年的歷史。為估測M31的質(zhì)量MA，人們用到了多種示蹤天體，如伴星系、球狀星團、行星狀星云以及星流等，并采用了多種方法，如自轉(zhuǎn)質(zhì)量、位力質(zhì)量、投影質(zhì)量、軌道質(zhì)量以及星流法等。

最近10年中所測得且明確給出示蹤天體中心距的MA值共有8個，以1011M⊙為單位的具體數(shù)值分別為7.5、6.5、7.4、5.5(前5年)和14.4、13.5、19.5、14(后5年)，可見MA值漸而增大的趨勢頗為明顯。如取最近10年的平均值，有MA10=11×1011M⊙；如取最近5年的平均值，則有MA5=15×1011M⊙。因此，也許可以取MA=(11～15)×1011M⊙作為仙女星系動力學(xué)質(zhì)量目前之最可能估值。

長期以來，直至20世紀(jì)末，大多數(shù)人主張M31是本星系群中質(zhì)量最大的成員，當(dāng)時的理由是其自轉(zhuǎn)曲線漸近值比銀河系高出10%，前者所擁有的球狀星團個數(shù)要比銀河系多一倍以上，M31星系盤的標(biāo)長比銀河系來得大，它的B波段絕對星等(-21.1±0.4)亮于銀河系之相應(yīng)值(-20.5±0.5)。然而，期間也存在與之相反的意見，如有人認為銀河系的紅外光度要比M31高得多，銀河系中氣態(tài)氫的質(zhì)量比M31來得多，等等。

2000年，Evans和Wilkinson首次指出，根據(jù)他們的估測結(jié)果，M31的總質(zhì)量很可能小于銀河系的質(zhì)量并認為這一結(jié)果令人感到驚訝。不過，如果注意到這兩個質(zhì)量值的不確定性明顯大于質(zhì)量值本身(特別是MG)，把上述論點作為結(jié)論乃是頗為勉強的。

進入21世紀(jì)后，關(guān)于MA和MG哪個質(zhì)量為大的不同觀點依然存在。一些工作認為應(yīng)該有MA＜MG，如2010年Watkins等人明確給出在Rmax≤300 kpc范圍內(nèi)，MA=(15±4)×1011M⊙，而MG=(27±5)×1011M⊙，銀河系質(zhì)量約為仙女星系質(zhì)量的2倍。另一些研究則表明MA＞MG，即MA/MG＞1。近期，有人通過對這兩個星系間潮汐相互作用的分析，甚至得出MA/MG=2～3，并據(jù)此認為M31暗暈的范圍和質(zhì)量很可能比銀河系大。

總之，考慮到MA和MG測定結(jié)果都有較大的不確定性，本星系群中究竟誰是“老大”，今日恐怕還不能給出明確的結(jié)論性意見。

(2017年4月5日收稿)■

The Milky Way galaxy PK Andromeda galaxy

ZHAO Junliang
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences, Shanghai 200030, China

Which is the most massive member in the Local Group，the Milky Way galaxy or Andromeda galaxy? The dynamical mass of the Milky Way galaxy or Andromeda galaxy can be estimated in different ways. Up to now, however, the unanimity has not yet been reached for the above problem.

Local Group, Milky Way galaxy, Andromeda galaxy, dynamical mass

10.3969/j.issn.0253-9608.2017.05.006

?通信作者，E-mail:jlzhao@shao.ac.cn

(編輯：溫文)