# 星系的形成和演化[编辑]

**星系的形成和演化**之研究涉及從均質開始形成同質與異質宇宙的過程，第一個星系的形成，星系隨時間變化的方式，以及在附近的星系中觀察到的各種結構和過程。根據結構形成理論，星系的形成假設是由於大爆炸之後的微小量子漲落的結果。觀測到的現象基本上與最簡單的ΛCDM模型一致，也就是說，星系的群聚和合併使星系的質量積累，決定了它們的形狀和結構。

## 星系的一般觀測特性

星系型態的哈伯音叉圖。 因為無法在外太空進行實驗，"測試"星系演化理論和模型的唯一方法就是將其與觀測的結果進行比較。對星系如何形成和演化的解釋，必須能夠預測觀測到的星系性質和類型。

愛德溫·哈伯創造了被稱為哈伯音叉圖的第一個星系分類法。他將星系劃分為橢圓、正常的螺旋、棒旋（如銀河）和不規則。這些不同類型的星系表現出以下特性，這些特性可以用當前的星系演化理論來解釋：

* 星系的許多性質（包括星系顏色-星等圖）表明，基本上有兩種類型的星系。這些星系群分為藍色的恆星形成螺旋星系，和紅色的非恆星形成的橢圓星系。
* 螺旋星系非常薄、密度大、旋轉速度較快，而橢圓星系中的恆星有隨機定向的軌道。
* 大多數巨大的星系中心都有一個超大質量黑洞，質量的範圍從數百萬到數十億倍於我們太陽的質量。黑洞的質量與宿主星系的凸起或核球的質量有關。
* 金屬量與星系的絕對星等（光度）正相關。

哈伯錯誤的認為音叉圖描述了星系演化的序列，是從螺旋星系經由透鏡星系再到螺旋星系。但事實並非如此，相對的，音叉圖顯示了從簡單到複雜的演變過程，並沒有時間的內涵。天文學家現在認為，星系的盤狀結構是首先形成的，然後通過星系合併演化成橢圓星系。

現時的模型還預測，星系中的大部分質量是由暗物質組成的。這是一種不能直接觀測到的物質，除了引力之外，可能不會經由任何其它管道相互作用。這種預測之所以產生，是因為除非它們所擁有的質量遠超過可以直接觀察到的質量，否則星系不可能像它們那樣形成，或者像我們所看到的那樣旋轉。

## 盤狀星系的形成

星系演化的最早階段是形成。當一個星系形成時，它是盤狀的。由於盤上有螺旋的"臂"結構，所以稱為螺旋星系。關於恆星的盤狀分布是如何從雲狀物質發展而成，有不同的理論：然而，現時沒有一個能準確預測觀測的結果。

### 由上而下理論

奧林·艾根、唐納德·林登貝爾和艾倫·桑德奇在1962年提出了一個理論，認為盤狀星系是通過一個巨大的氣體雲整體坍塌形成的。早期宇宙中的物質分布是由暗物質組成的團塊，這些團塊因引力而相互作用，相互施加潮汐力矩，從而產生一定的角動量。當重子物質冷卻時，它散失了一些能量而向中心收縮。在角動量守恆的情況下，向中心靠近的物質加速了它的自轉。然後，就像一個旋轉中的披薩麵球團，物質形成一個緊密的圓盤。一旦圓盤冷卻，氣體在引力上就不穩定了，所以它不再能保持單一的均勻性。它開始破裂，而這些較小的氣體團就形成恆星。由於暗物質只在引力下相互作用，所以不會消散而依然分布在圓盤外，成為暗暈。觀測的結果顯示，仍有恆星位於盤外，而這不太符合"披薩麵團"模型。這最初是由倫納德·塞爾和羅伯特·齊恩(Robert Zinn)提出的，星系是由較小的祖先合併而成。這一理論由上而下形成的情景，它相當簡單，但已不再被廣泛接受。

### 由下而上理論

最近的理論包括暗物質暈在由下而上的聚集。有人提出，物質從這些小團(質量相當於球狀星團)開始，然後很多這些小團的合併形成星系；而不是巨大的氣體雲坍塌形成星系，然後在星系中分裂成更小的雲團，然後受到引力吸引形成星系團。這仍然導致重子物質成圓盤狀分佈，與由上而下理論相同的原因，暗物質形成星系暈。使用這種過程的模型預測小星系的數量比大星系多，這與觀測結果相符。

天文學家現在還不知道是甚麼過程阻止了收縮。事實上，盤狀星系形成的理論對其產生旋轉速度和大小這方面並不成功。有人認為，來自新形成的明亮恆星或活躍星系核的輻射可以減緩形成盤的收縮。也有人認為暗物質暈可以拉動星系，從而阻止星系盤收縮。

ΛCDM模型是解釋大爆炸之後宇宙形成的宇宙學模型。它是一個相對簡單的模型，可以預測宇宙中觀測到的許多性質，包括不同星系類型的相對頻率；然而，它低估了宇宙中薄盤星系的數量。原因是這些星系形成的模型預測了大量的合併。如果盤狀星系與另一個質量相當的星系(至少占其質量的15%)合併，很可能會破壞盤狀星系(見下一節)。對天文學家而言，這雖然仍是一個需要解決的問題，但這不一定意味著ΛCDM模型完全錯誤，而是需要進一步的完善，才能準確再現宇宙中星系的數量。

## 星系合併與橢圓星系的形成

藝術家的想像中，在一個年輕、正在成長的橢圓星系核心深處，一場恆星誕生的風暴。
NGC 4676(雙鼠星系)是現時星系合併的一個例子。
觸鬚星系是互相碰撞的一對星系━明亮的藍色區塊是由於合併而被點燃的年輕恆星。
ESO 325-G004是一個典型的橢圓星系。
橢圓星系(例如IC 1101)是迄今所知最大的星系之一。在這些星系內的恆星軌道是隨機定向的，也就是說它們不像盤狀星系那樣轉。橢圓星系的一個顯著特徵就是與螺旋星系不同，恆星的速度無助於星系的扁平化。橢圓星系的中心有超大質量黑洞，而這些黑洞的質量與星系的質量相關。

橢圓星系的演化有兩個主要的階段。第一個階段是由於超大質量黑洞通過吸積冷卻氣體而長大，第二個階段是黑洞通過抑制氣體冷卻而穩定，從而使橢圓星系處於穩定狀態。黑洞的質量也與一種稱為σ，即恆星在其軌道上的速度離散性質有關。這種關係是在2000年發現的，稱為質量-速度離散關係。僅管有些圓盤星系類似於橢圓星系，但橢圓星系大多缺少圓盤。橢圓星系更可能出現在宇宙中擁擠的區域，例如星系團。

天文學家現在將橢圓星系視為宇宙中最進化的系統之一。人們普遍認為，橢圓星系演化的主要驅動力是較小星系的合併。宇宙中的許多星系在引力作用下與其它星系相連，這意味著它們永遠無法逃脫相互的引力。如果星系的大小相近，那麼合成的星系將與兩個祖星系都不相似，取而代之的會是橢圓星系。星系合併有很多種類型，不一定會導致橢圓星系，但會導致結構變化。例如，發生在銀河系與麥哲倫雲之間的微小合併事件。

大星系之間的合併被認為是劇烈的，兩個星系之間氣體摩擦的相互作用可以引起引力的激波，它們能夠在新的橢圓星系中形成新的恆星
。通過對不同星系碰撞影像的排序，可以觀察到兩個螺旋星系合併成一個橢圓星系的時間軸。

在本星系群中，銀河系和仙女座星系受到引力束縛，現時正以高速相互接近。模擬顯示，銀河系和仙女座星系正處於碰撞過程中，預計將在不到50億年的時間內發生碰撞。在這次碰撞中，推測太陽和太陽系的其它部分將從當前環繞銀河系的路徑中彈出。碰撞後的殘餘物可能是一個巨大的橢圓星系。

## 星系猝滅

在正在死亡的星系中，其恆星形成在數十億年前就已經噴濺掉了。

一個成功的星系演化理論必須能夠解釋觀測所見（如右圖）：在星系顏色-星等圖上存在的兩種不同的星系群。在這張圖上，大多數星系傾向於分成兩種不同的狀態：「紅序列」和「藍雲」。紅序星系是幾乎沒有氣體和塵埃，而沒有恆星形成的橢圓星系；而藍雲星系往往充滿塵埃，是恆星持續形成的螺旋星系。

如前幾節所述，星系傾向於通過合併，從螺旋結構演化成橢圓結構。然而，現時的星系合併速度並不能解釋所有的星系是如何從"藍色雲"移動到"紅序列"，它也不能解釋星系中的恆星形成是如何停止。因此，星系演化的理論必須能夠解釋星系中的恆星形成是如何停止的。這種現象被稱為星系「猝滅」。

恆星形成是由冷氣體產生的(另見肯尼克特-施密特定律)，因此當一個星系沒有足夠的冷氣體時，恆星的形成就會熄火。然而，人們認為這個熄火發生得相當快(在10億年內)，遠比一個星系耗盡其所儲存的冷氣體所需的時間要短得多，所以稱為猝滅。星系演化模型通過假設有其它的物理機制來解釋這一點，這些物理機制消除或截斷了星系中冷氣體的供應。這些機制大致可分為兩類：(1) 封鎖冷氣體進入星系或封鎖它產生恆星的預防性迴響機制；和(2) 拋射迴響機制，將氣體排出，使其不能形成。

一種理論上稱為"扼殺"的預防機制封鎖冷氣體進入星系。扼殺可能是附近的低質量星系中猝滅恆星形成的主要機制。扼殺的確切物理解釋仍然是未知的，但它可能與星系和其他星系之間的相互作用有關。當一個星系落入星系團時，與其它星系的引力相互作用會封鎖它不能吸積更多的氣體，從而扼殺它。對於具有大質量暗物質暈的星系，另一種稱為"維里衝擊加熱"的預防機制也可能封鎖氣體變冷，而加熱到不足以形成恆星。

從星系中排出冷氣體的噴射過程，可能解釋了更多大質量星系是如何猝滅的。一種拋射機制是由星系中心的超大質量黑洞引起的。模擬顯示，氣體在銀河系中心的黑洞周圍吸積產生高能噴流；釋放出來的能量可以排出足夠的冷氣體來封鎖恆星的形成。

我們自己的銀河系和附近的仙女座星系，現時似乎正在經歷恆星形成的藍色星系轉換成紅色星系的猝滅過程。

## 圖集

* NGC 3610以明亮圓盤的形式顯示了一些結構，暗示它是在不久前才形成的。
* NGC 891是個很薄的盤狀星系。
* 這張M101的照片，是一個典型的螺旋星系正面。
* 螺旋星系ESO 510-G13的扭曲是與另一個星系相撞的結果。當另一個星系被完全吸收後，扭曲就會消失。此一過程通常需要數百萬甚至數十億年的時間。

## 相關條目

* 大爆炸——描述宇宙誕生初始條件及其後續演化的宇宙學模型：宇宙起源的模型
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* 澤爾多維奇煎餅：大爆炸之後，原始密度漲落中氣體凝聚的理論

## 進階讀物

* Mo, Houjun; van den Bosch, Frank; White, Simon, Galaxy Formation and Evolution 1, Cambridge University Press, June 2010, ISBN 978-0521857932

## 參考資料

* NOAO gallery of galaxy images （页面存档备份，存于互联网档案馆）
	+ Image of Andromeda galaxy (M31) （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Javascript passive evolution calculator （页面存档备份，存于互联网档案馆） for early type (elliptical) galaxies
* Video on the evolution of galaxies by Canadian astrophysicist Doctor P （页面存档备份，存于互联网档案馆）