相互作用星系
此條目需要補充更多來源。 (2015年5月23日) |
相互作用星系是互相之間相互作用的星系。假如兩個或者多個星系碰撞或者靠近得太近，它們之間會發生相互作用，其結果可能是相互作用的星系合併或者形成特殊的形狀和排列。所有相互作用星系的共同特徵是它們之間的相互作用激發星系內的活動，以及本來星系內部的自轉抵消重力，導致收縮的平衡受到相互作用干擾。
一般星系合併（尤其是原星系的合併）發生在宇宙中星系比較密集，它們之間的相互速度比較慢的地方。假如相撞的兩個星系之間的速度比較高，它們往往會互相穿過對方，有時星系也會在近距離交錯而過。橢圓星系往往是盤狀星系（尤其是螺旋星系）合併形成的。今天的星系當中只有1-2%的星系還在合併過程中，天文觀察似乎證明在大爆炸後約十億年後當時很多矮星系互相之間合併。
宇宙結構
編輯
按照今天的知識宇宙結構形成的順序是從小到大形成的，首先形成的是星系，然後星系群和星系團。星系團和星系超團目前還在繼續鞏固的過程中。
所有的恆星和星系都是由星際物質誕生的。這些物質首先形成原星系。原星系是今天的星系的前輩，它們還沒有恆星。在年輕的星系團中大多數星際物質是星系團的星系之間的分佈不規則的星級物質聚集，而比較成熟的星系團的氣體的分佈則比較均勻、對稱，在星系團的中央它們最密集。今天我們還無法觀察到大爆炸後十億年時的情景。
雖然如此從當時的眾多矮星系中已經逐漸形成了比較大的星系。這些比較大的星系被眾多埃星系環繞，像今天的銀河系一樣。在這個星系形成的過程中大多數原始的氣體依然保存下來了，此外還有許多弱的星系也留下來了。今天已經發現了許多雖然相當近，但是很難辨認出來的極弱的矮星系。
一般矮星系的形狀不規則。最早的比較大的星系是純粹的棒旋星系。它們的短棒是由於潮汐重力的作用形成的，或者更精確地說是由於重力動量的差異形成的。這些棒旋星系逐漸演化為越來越明顯的螺旋星系，短棒最後演化為盤狀、橢球狀或者球狀的中心。棒旋星系和螺旋星系有自轉。它們的形狀是由於恆星的公轉運動形成的。恆星的公轉則是由於星級物質和矮星系的碰撞導致的，這些碰撞過程中的速度差逐漸演化為均勻的旋轉。
螺旋星系是目前宇宙中數量最多的星系形式。計算機模擬顯示通過氣體豐富的螺旋星系的一般合併為橢圓星系。橢圓星系內的恆星不像棒旋星系或者螺旋星系那樣只在一個平面上圍繞星系的中心公轉，而是在橢圓和傾角隨意的軌道上公轉。橢圓星系形成的原因是因為兩個盤狀星系在碰撞的時候它們的傾角幾乎總是大於零。因此碰撞後合併形成的星系的旋轉不再集中在一個平面上。
潮汐作用
編輯
潮汐力加速恆星和星系形成的過程。在不同形式的相互作用星系中潮汐力可以起非常不同的作用。
在星系團外由於潮汐力的作用比較小，那裏的氣體在過去的上百億年中收縮比較平穩。那裏的恆星形成和恆星系代也比較平穩。在那裏星系碰撞和合併也比較緩慢。而橢圓星系則大多位於精密的星系團里。因此橢圓星系一般是在強烈的潮汐力影響下形成的，估計它們是從盤狀星系或者氣體豐富的原星系的碰撞中形成的。
碰撞過程和星系合併
編輯星系合併的過程需要上億至15億年的時間，合併後星系內容穩定下來的過程更長久。首先相撞星系逐漸靠近，互相之間圍繞旋轉。在這個過程中各星系的大小和重量非常重要。旋轉的軌道逐漸縮小。此後相撞的星系一般數次互相穿越，最後合併。在穿越的過程中它們原來的形狀改變，它們之間互相交換氣體和恆星。假如它們之間的重力不足以把被撕破的星系再次吸引到一起的話它們在第一次穿越後又會分道揚鑣。
- 兩個星系相撞的模擬
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- 靠近：左圖顯示兩個星系互相靠近。它們的相對速度可以從每秒100千米以下至1000千米以上不等。假如兩個星系中心碰撞的話它們的相對速度甚至可以高於每秒3000千米。在靠近過程中兩個星系的內部就已經發生變化，它們之間可能形成氣體和恆星橋。星系核的軌道是拋物線軌道。
- 碰撞：中圖顯示兩個星系的邊緣碰撞，星系核沒有相撞。星系變形，交換物質。在它們最靠近的地方對方的潮汐力施加影響。由於它們互相之間的吸引在碰撞點的對面形成潮汐臂（右圖）。由於衝擊波和物質流星際物質被壓縮
- 重力反應：在右圖中原來的星系的外觀和內部結構已經改變，碰撞的星系的質量比也可能發生了巨大的改變。兩個星系開始疏遠。通過它們本身的重力它們可能產生螺旋臂以及短棒，或者這些結構可能被加強，由此進一步加強先前的壓縮。具體兩個星系怎樣變形要根據它們原來的內部結構以及它們之間的軌道來計算。由於它們之間的距離加大，碰撞暫時停止。根據它們的質量以及相對速度它們可能此後會再次接近直到最後合併或者它們也可能永遠分開。
- 合併：由於氣體星雲的碰撞兩個星系之間的軌道越來越圓，它們的距離越來越近。在星系的中心由於高壓形成密集氣體星雲。這些星雲不穩定，它們塌縮，形成許多恆星。這樣的星系被稱為星爆星系。由於新形成的恆星的能量大量氣體被吹出星系。星系內剩下很多恆星和少許氣體。此後許多這些星系內無法形成新的恆星或者只能形成很少新的恆星。這樣的星系內的恆星壽命差不多一樣長，而年輕的恆星則很少。一般這樣形成的星系是橢圓星系。因此今天能夠觀察到的橢圓星系裏往往只有一樣老的老恆星，其質量與太陽差不多大。在其它星系內則有不同年齡的恆星河大量的氣體。
- 平靜：合併後的星系要公轉數次後才逐漸達到新的平衡。與此前的階段相比這個階段需要的時間相當長。星系核需要約數億年時間才能平靜下來，而外圍部分則需要數十億年的時間才能平靜下來。
星系碰撞或者合併時星系裏的恆星一般不會碰撞，原因是因為相對而言它們的體積非常小，但是氣體星雲會發生碰撞並喪失軌道能量。在這個過程中會形成許多球狀星團。在經過多次碰撞的老星系裏它們均勻地散佈在一個球狀的空間裏，它們當中有老的過去碰撞中產生的星團，也有比較新的後來碰撞中產生的。
極環星系
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極環星系很少見。至今為止人類一共觀察到約100個這樣的星系。它們可能是通過一個大星系與多個小星系合併形成的。通過這個過程它至少暫時有一個穩定的恆星環。這個環與主星系的圓盤面垂直並且自己環繞星系核公轉。
假如只是一個星系與一個氣體星雲相撞的話它所產生的氣體環只可能沿着星系的自轉方向旋轉，否則的話通過氣體星雲和星系的碰撞質量比較小的氣體星雲會被迫轉向星系的自轉方向。因此產生與星系自轉方向垂直的恆星環的可能性非常小。
NGC 4650A是研究得最透徹的極環星系之一。它離地球的距離為約1.5億光年，往往被看作是極環星系的原型。它的核心部分含有比較老的、黃色的星，而與核心部分幾乎垂直的比核心部分大得多的環則由年輕的、藍色的星組成。
例子
編輯一個星系離地球越遠，它發出的光到達地球所需要的時間就越長，因此觀測一個遙遠的星系就好像在觀測它的過去一樣。在宇宙早期被潮汐力扭曲的星系的數量比今天要多得多。當時有許多相互作用星系和星系合併，比今天要多得多。在銀河系附近相互作用星系占星系總數的約1-2%。
以下的例子是按照星系相互作用的程度排列的。
HCG 87（靠近階段）
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HCG 87由三個鄰近的星系組成，它們位於摩羯座，離地球約4億光年遠。整個星系群有17萬多光年大。
這三個星系在互相靠近，它們的距離已經相當近了，因此它們之間的重力已經能夠把它們的內部結構撕破。所有三個星系的造星率都非常高。
這三個星系中最大的是一個螺旋星系HCG 87a（圖左側），離它比較近的是一個橢圓星系87b。87a和87b均有活躍的星系核，估計其中心是一個黑洞。兩個星系間有非常密切的氣體交換，它們之間也有一座恆星橋。這個交換還在繼續加強，並促進其核心的活動，導致新的恆星形成。87c（圖上方）是一個小些的螺旋星系。
照片中部的那個螺旋星系是否屬於這個星系團還不確定。它上面的那兩顆星是銀河系內的恆星。
估計這些星系互相之間環繞的軌道會越來越緊，最後三個星系會合併為一個橢圓星系，整個過程將至少需要數億年的時間。
NGC 2207和IC 2163（碰撞階段）
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NGC 2207和IC 2163是一對純粹的螺旋星系，它們沒有短棒。它們位於大犬座，離地球約1.44億光年。這兩個星系正在碰撞過程中，但是與雙鼠星系和觸鬚星系不同的是它們還完全是兩個獨立的星系。它們的碰撞剛剛開始，在這個過程中它們的外觀會逐漸演化得像雙鼠星系，然後像觸鬚星系。約十億年後它們會演化為一個橢圓星系。
NGC 2207和IC 2163是1835年約翰·弗里德里希·威廉·赫歇爾發現的。在NGC 2207里已經觀察到了兩顆超新星，照片是1999年哈勃太空望遠鏡拍攝的。
雙鼠星系（重力反應階段）
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雙鼠星系的號碼為NGC 4676，它由兩個螺旋星系IC 820（左）和IC 819（右）組成。它們位於后髮座，離地球約3億光年。它的名字來源於其長長的尾巴，往往也被稱為鼠尾。這兩條尾巴是潮汐作用的結果，是由於兩個星系靠近部分和疏遠部分的重力差造成的。
雙鼠星系正處於重力反應階段。它們的結構說明它們已經互相碰撞過了，但是它們的中心還沒有像觸鬚星系那樣碰撞和穿透。這是合併過程的下一個階段。
觸鬚星系（合併階段）
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觸鬚星系是1785年2月7日由威廉·赫歇爾發現的。它位於烏鴉座。離地球6800萬光年。它的名字來自於它的兩條細小彎曲的臂，看上去像昆蟲的觸鬚。
相撞星系的核已經互相穿透。由於兩個星系的合併星際氣體被壓縮，引發恆星產生。由此產生的造星區域和發射星雲在螺旋臂上形成亮團。
NGC 4038（左）原來是一個螺旋星系，NGC 4039（右）原來是一個棒旋星系。它們的首次遭遇在9億年前就發生了，此前棒旋星系NGC 4039（右）是兩者中比較大的，現在它成為兩者中比較小的了。6億年前它們的狀態類似今天的雙鼠星系。觸鬚是約3億年前形成的。在4億年後它們將形成一個共同的穩定的核，像今天的海星星系。
海星星系（平靜階段）
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它是兩個星系碰撞和合併的結果。但是合併過程還沒有完全結束，星系裏也還沒有形成橢圓星系或者螺旋星系那樣的結構。在海星星系的中央有兩個黑洞在環繞，它們之間的距離為3000光年。它們是原來兩個星系的核心。這兩個黑洞放射出大量X射線。它們要過數億年才會合併到一起。
海星星系是2001年7月29日錢德拉X射線天文台發現的。它是第一個發現有兩個超質量黑洞在其中心的星系。它是一個典範的星爆星系。
環星系
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偶爾在相撞過程中會出現環結構。環星系是由於一個星系被另外一個星系中央穿透而形成的。在這個過程中一個壓縮波從內向外沿星系盤擴散，造成一道不斷擴大的藍色的環。環的顏色是新形成的大質量、年輕的恆星造成的。與極環星系不同的是環星系不穩定。
最著名的環星系是玉夫座里的車輪星系。它離地球約5億光年，它沒有被列入星雲和星團新總表。它的環的直徑為15萬光年，這個環不穩定並以每小時34萬千米的速度從中心向外擴散。
衛星星系
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較大的星系常會吞併矮星系。這個過程從接觸到完全吞併一般需要9億年時間。渦狀星系和它的衛星星系就正處於剛剛開始接觸的狀態。
渦狀星系位於獵犬座。離地球約3100萬光年。它擁有非常明顯的螺旋結構。與它相互作用的矮星系原先是一個不規則星系。
M51的造星率非常高，估計是由於它與NGC 5195之間的潮汐作用導致的。因此整個星系裏有相當高比例的年輕和高質量恆星。這些高質量的炙熱恆星的壽命一般比較短，只有數百萬至十數千萬年左右。
渦狀星系的中心有一顆非常熱的活動星系核。那裏有星風、擴展的超新星遺蹟和中心黑洞的吸積盤，此外有多處氣體碰撞。
在M51的螺旋臂里也有活躍的造星區域和許多年輕炙熱的恆星。尤其在M51和它的伴星系之間的那條螺旋臂上的造星區域尤其明顯。
圖集
編輯![[1]](/wiki/File:Galactic_soup.jpg)
![[2]](/wiki/File:The_messy_result_of_a_galactic_collision.jpg)
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觀測方法
編輯研究相互作用星系的天文學分支叫做星系天文學。它利用許多不同的天文學方法。
其中最重要的方法是天文光譜學。它使用分析天體輻射的光譜的方式來研究相互作用星系及其組成部分如核心、氣體星雲、恆星和超新星等。根據分析的波長又可以把這些觀測規入紅外天文學、無線電天文學、紫外天文學、X射線天文學、伽瑪射線天文學和光學天文學。通過光譜的紅移可以通過標準燭光來確定星系的距離。
使用紫外線尤其可以辨認出高造星率，而無線電天文學澤可以用來觀測活動星系核，電波星系和西佛星系在無線電波長的信號非常強。活動星系核放射不尋常多的無線電波，通過星系合併往往產生擁有活動星系核的橢圓星系。相互作用星系的相互作用及其核心的其它活動也是無線電天文學的良好觀測目標。比如在橢圓星系的無線電圖上可以看到比其光學可見部分大得多的結構。
假如使用可見光給橢圓星系曝光時間過長的話在這樣過度曝光的照片上也能夠看到比原來的橢圓星系大數倍的結構：它們是在星系合併過程中被大量新恆星的形成驅逐出星系的氣體環繞新形成的星系。
右邊的兩張照片是斯皮策空間望遠鏡拍攝的飛馬座的史蒂芬五重星系的照片。它離地球約3億光年。它是所有緊密星系團中研究得最透徹的。至今為止在這個星系團中發現了許多特殊的現象。它的內部非常混亂，通過對它的觀察可以推測出100億年前宇宙還比較年輕時的情景。
比如在上面的那張照片裏可以看到至今為止觀察到的最大的衝擊波。這五個星系中的四個之間的距離在減小。NGC 7318B（圖左中）以高速沖入，造成一個每秒870千米的衝擊波，在照片中它顯示為綠色的弧。這個衝擊波比銀河系還要大。
在上面的照片裏X射線、紅外線和無線電波的光譜被結合到一起，此外還摻入了可見光的照片。這些不同的光譜波長用來顯示不同的東西。比如我們的眼睛無法看到衝擊波。斯皮策空間望遠鏡可以觀測到一般不可見的物體，比如塵埃和水分子發射的紅外線。衝擊波促使水分子沿衝擊波傳播的方向放射紅外線，這樣使得衝擊波可見。
通過對紅外線的觀察天文學家還能計算出衝擊波的速度：通過光譜分析氫的光譜被分解。由於衝擊波的波動它的譜線被來回的運動分解開來，這個現象被稱為都卜勒變寬。這樣可以計算氣體的相對運動。
參見
編輯參考
編輯- ^ Galactic soup. ESA/Hubble Picture of the Week. [18 August 2014]. （原始內容存檔於2020-06-10）.
- ^ The messy result of a galactic collision. ESA/Hubble Picture of the Week. [29 May 2013]. （原始內容存檔於2020-11-24）.
