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夏夜无云时，当我们遥望天上的银河，看到漫天的星辰。很容易让人心生好奇，天上的那些星辰到底都是什么？这种好奇心也驱使着我们不断对星空进行探索。而哈勃望远镜项目的成功实施，无疑进一步加深了我们对于星空的了解。 我们很早就知道我们生活在银河系内，但具体在银河系哪个位置？银河系的中心在哪里？关于这些我们却不太清楚。银河系的中心就是银心，银心位于银河系中光芒最广阔的区域，在人马座星座之内。银心距离我们27000光年，由于中间有厚重的星尘，在光学波长下无法直接观测。 一、银心星团 但是从哈勃近红外图像上看，银心被恒星照耀得闪闪发亮。其星团的恒星密度比太阳周围大一百万倍。然而，这个璀璨的星团中还存在一个更加密集的黑暗核心。根据大型地基望远镜的测量，位于最中心的恒星正在快速运动，这表明它们在环绕一个质量为太阳400万倍的中心黑洞。 银心星团从大尺度看，我们的星系由数个部分组成，这些组成部分大小不同、恒星组成和星际特征各异，但是都有一个共同的运动中心。 银河系圆盘和其他旋涡星系一样，特征为恒星形成活跃，这与星系旋臂中的密集气体星际云和尘埃星际云有关。 迄今为止，我们对银河系的探索主要集中在银盘内部恒星的形成和演化，范围在太阳周围15000光年以内。从侧面看，可以认为银盘本身由两部分组成：薄盘的厚度约为2000光年。它包含大部分被称为第一星族星的年轻恒星以及整个银盘中的大部分星际气体和尘埃。 前几代恒星将富含元素的气体喷射到星际介质中，这些气体形成了第一星族星。因此，它们比其先辈恒星拥有更多的重元素。而厚盘位于薄盘的周围，其中大部分是更古老的第一星族星。它的厚度约为6000光年，恒星密度仅为薄盘的10％。 厚盘周围是巨大的恒星晕，大部分由第二星族星组成，这些恒星非常古老，重元素丰度较低。恒星晕可在星系盘上下延伸数万光年。它的星际物质非常少，基本上没有正在形成的恒星。银晕中的恒星总质量仅为星系圆盘总质量的百分之几。 该恒星晕1%的质量集中在200个富星团中，这些富星团相距甚远，被称作球状星团。从银晕到薄盘，恒星的金属度总体趋于增长，这好像在告诉我们一些关于银河系形成、演化的信息。实际上，基于对遥远星系的研究，可以想象出银河系的早期面貌。 银盘由星际气体组成，比现在厚得多，最初还有一些恒星形成进入银晕深处。这些星际气体在引力作用下沉降至更薄的圆盘，此时恒星加速形成，并在银盘中变得更加集中。在70亿至110亿年前，银河系就是这样产生了大约90%的恒星。 自那时以来，恒星形成的速度减慢并集中在薄盘，从而增加了薄盘中第一星族星的密度。在外观和星族方面，银河系的中央核球与银盘截然不同。银河系核球横跨15000光年，其恒星质量约为银盘恒星质量的20%。银河系核球最大的结构特征是粗密的恒星棒，它与我们在圆盘内部的视线成45°角。 这种朝向使银河系核球看起来呈盒状或者花生状。人们认为，通过核球恒星的引力动作用，中心星棒转变为环绕银心的椭圆轨道。从光学角度看，天空中银河系核球的光芒比毗邻圆盘更亮、更广。靠近核球的尘埃大部分都位于中间的薄盘。 我们的光学视野被这个厚尘幕遮挡，无法触及银心及其周围核球深处区域。幸运的是，在核球上有一些尘埃较少的小窗口，它们位于银心的几度之内。该核球光学特写，图解了银心相对于“茶壶”的位置，这个著名的“茶壶”由明亮恒星组成，属于人马座星座。 二、银河系形成 哈勃望远镜在一些尘埃较少的核球窗口中进行了多次深度曝光。其中一个窗口是人马窗口凌星系外行星搜索区域，其在天空的面积等于月球的1％。在这个微小区域中，哈勃望远镜分辨出了惊人的20万颗恒星。这些恒星绝大多数位于核球中。 通过比较它们的颜色、亮度，可以绘制该核球区域的赫罗图，并确定其星族年龄。SWEEPS图像还显示有许多白矮星。在密集星场中，只有哈勃望远镜才能分辨出如此微光的恒星。这些白矮星是120多亿年前诞生的恒星所留下的遗迹。其实，大多数SWEEPS的恒星都属于同一古代星族。 这些结果与该想法一致：中央核球形成于银河系早期。然而，一些核球恒星年龄更小，重元素丰度却更高。对比相隔多年拍的B59哈勃图像，可发现这些年轻的恒星似乎也比年老恒星运动得快。它们可能起源于某些小型伴星系，在核球主要产星时期之后，这些星系被银河引力吞食。 不幸的是，由于靠近银心的尘埃过厚，无法测量核球最中央星族的光学特性。尽管如此，这张哈勃图像在27000光年外的银心处标绘出了一个50光年宽的正方形。能够拍得如此遥远，正是充分利用了哈勃宽视场相机3号灵敏的近红外功能。该图像实际上由9个独立星场拼接而成，它们均由哈勃宽视场相机3号观察得到。 图像在3种近红外颜色下共经过100多次曝光，总观察时长21.6小时。为使波长最短的近红外色显示为蓝色、波长最长的近红外色显示为红色，还为最终图像设计了配色方案。注意图像上恒星的颜色和暗色斑点。淡蓝色的恒星通常是前景星，其亮度受尘埃减弱最少。暗色斑点是尘埃最厚的区域，哈勃的近红外眼睛无法穿透。 微红色的恒星通常位于大量尘埃后面，或被埋在其中。当视角放大到中心16光年时，请注意图像中心处的恒星密度。这样高密度的恒星位于银河系核星团的核心。在此图像中，几乎所有暗色斑点之外的恒星都是核星团的一部分。 该图像在星团15光年的半径范围内涵盖了约50万颗恒星。根据这些恒星的颜色和亮度可推测，该星团一定还有1000万颗无法被哈勃观测到的恒星，因其亮度太过微弱。核星团的总质量为太阳的2500万倍，是银河系中规模最大的星团。该星团的大多数恒星都非常古老，像周围的银河系核球一样。 但是，星团也包含一些年轻恒星，尤其是在核心附近。当视角放大到银心星团核心内部的一光年时，哈勃锐眼的分辨率甚至达到了极限。事实上，该区域的恒星极其多，连它们的图像都融合在一起。这里的恒星密度是如此之高，一般的恒星甚至仅相距大约一光周，而不像太阳系附近的恒星一样相距数光年。 在地球上最暗的观测地点，肉眼可见大约3000颗恒星，其中天狼星是最亮的一颗。如果地球位于银心，那么地球的夜空将会比天狼星还多出一百万颗恒星的亮度。总的来说，星光将会比月亮还亮200倍！超大质量黑洞大质量恒星的核区坍缩会产生Ⅱ型超新星爆发。 如果恒星的初始质量在太阳质量的8至25倍之间，那么它的核心极有可能坍缩为中子星。如果其质量大于太阳质量的25倍，核心坍缩通常会导致黑洞形成。中子星大小如一座城市，由大约1.5倍太阳质量的中子组成，密度比白矮星要大得多。一茶匙的中子星物质在地球上会重达十亿吨。 在这种密度下，极高的中子压力可防止引力将中子星挤压得更小。它的引力场异常强大，如果要从中子星表面逃逸，所需的速度要达到光速的1/3。当最大质量的恒星发生核心坍缩时，甚至会出现更极端的情况。在这种情况下，没有什么能阻挡无情的重力。其结果就是，整个星核被压缩成一个点，这个点称为奇点。 施瓦西半径的定义为到奇点的特定距离，在这个距离内，从引力牢笼中逃逸的速度为光速。该半径确定了奇点周围事件视界的大小。事件视界本质上就是黑洞的表面。在这个视界内，没有任何东西能逃脱奇点的引力场，即使是光。这就是它被称作“黑洞”的原因。 质量为太阳10倍的一般黑洞，其施瓦西半径为30公里。据估计，银河系中大约有1亿个由单个II型超新星爆发所产生的恒星级黑洞。银心黑洞的质量为太阳的400万倍，那么这种黑洞是如何由相对质量较小的恒星级黑洞产生的？即使是已知最大质量恒星，其产生的黑洞质量也不会超过太阳质量大约100倍。 为解决这个问题，主流思想提出在银河系初期，银心形成了一个大质量黑洞种子。一种说法是，大质量恒星级黑洞可能在密集星团中与其他恒星级黑洞发生碰撞并融合。由此产生了质量为太阳1万倍的中量级黑洞，它通过吞并路过的恒星和气体云继续增长。 银心黑洞形成的另一种可能性完全跳过了中间步骤：首先形成恒星级黑洞。这种想法是：密集的原始大质量气体云直接坍缩至中量级黑洞。随着时间流逝，该天体会将落在其重力井中的恒星和气云吞食掉，从而发展为一个超大质量黑洞。有确凿证据表明，质量为太阳400万倍的银心黑洞仍在继续吞食，尽管吞食数量不多。 此类黑洞的事件视界直径约为0.2个天文单位。鉴于银心的恒星密度很高，超大质量黑洞有时会饱餐一顿。一颗近距离通过的恒星会被黑洞潮汐扰动，并产生巨大的光爆发。但是，没有证据表明最近有这种盛宴发生。目前最好的估计是，超大质量黑洞每10万年会吞噬一颗恒星。 根据哈勃对各星系核中高速恒星和气云的观测，现在可以明确得出，基本上所有旋涡星系和大型椭圆星系都有一个超大质量中心黑洞。除此之外，黑洞的质量和这些星系中心核球内的恒星、气云质量有很强的相关性。这种相关性表明，超大质量黑洞与它们的寄主星系共同演化，这意味着黑洞的质量越大，可供吞食的恒星和气云就越多。 换言之，中心黑洞的质量并不是一成不变的；它会随着银河系的演化而增长。其结果是，中心核球较小的旋涡星系（如银河系），其超大质量黑洞也相对微小，质量仅为太阳的数百万倍。相比之下，巨型椭圆星系具有庞大的中心黑洞，其质量为太阳的数十亿个倍。 三、银晕中最大的星团 银晕中的最大星团除了银心以外，银河系中最古老、最密集的星团通常位于富星的银盘之外。这些古老的球状星团十分显眼，像致密的恒星岛在稀疏的银晕星海中一样。与银心星团不同，这些星团中间基本没有尘云遮挡哈勃的锐眼、阻止其观察这些密集星团的组成恒星。 迄今为止，银河系中共发现200个球状星团。它们几乎全部位于银晕中，距离我们7000光年至10万光年不等。这些球状星团相对银心大致呈对称分布，并环绕银心运行，运行周期通常在1亿年或更长。除球状星团外，银河系还有另一大类星团，统称为疏散星系团。 银河系圆盘中有数千个疏散星系团，每个疏散星系团都由数十到数千颗恒星组成。现在来比较一下这两种银河系基本星团的特性。球状星团的恒星通常比疏散星系团多100至1000倍。它们的恒星密密麻麻成球形排列，而疏散星系团形状不规则，恒星密度也在一定范围内浮动。 球状星团的恒星都十分古老，形成于银河系初期；疏散星系团的恒星大部分都很年轻，最近才形成于银河系旋臂中。因此，疏散星系团通常会出现在银盘中，而球状星团则位于银晕中。尽管存在这些差异，但球状星团与疏散星系团仍有一些相似之处。两种星团中的恒星都被相互间的引力组合在一起。 此外，所有星团的恒星都是大体上同时形成。因此，可以通过比较星团构成恒星在赫罗图（HR）中的颜色和亮度，来确定任一星团的年龄。 研究这些星团的关键，是哈勃望远镜能够分辨出球状星团中紧密堆积的恒星。 在哈勃望远镜拍的球状星团中，NGC6397是离我们最近的星团之一。NGC6397位于银河系圆盘下方的南部星座天坛座，距离我们7800光年。它包含约20万颗恒星，直径约70光年。通过精确测量星团主序的折向点，可以从星团的赫罗图上确定其年龄。 NB656397的哈勃赫罗图显示它的年龄为130亿岁，是银河系中最古老的球状星团之一。相比之下，宇宙是从138亿年前的大爆炸开始的。因此，该球状星团的20万颗恒星一定形成于距离大爆炸不到10亿年的快速爆发中，其他银河系球状星团的赫罗图显示，它们在NGC6397形成之后的几十亿年内演变而来。 大约130亿年前，银河系自身起源于巨型大质量气体云的引力吸积。在这个过程中，这些气体云碰撞产生星暴，像NGC6397这样的古老球状星团很可能形成于此。此外，一些球状星团可能被吸积成为小型富气星系的一部分。 大量的早期银河系气体在引力作用下沉降至旋转的圆盘中，此时原有的球状星团和吸积来的球状星团都被留在了银晕轨道中。因此，球状星团是古老的化石，可以追溯到银河系形成时期。球状星团除了极高的年龄外，核区的高密度恒星也值得注意。 用哈勃望远镜放大NGC6397的中心2光年时，这种高密度的恒星无疑十分明显。这些恒星平均间隔只有几个光周，非常密集，大约每百万年恒星都会发生碰撞或擦肩而过。通过这个比率可以计算出，在星团的生命周期中会有数千次恒星间近距离相互作用。 这种相互作用可以产生一种名为蓝离散星的恒星。这些相对明亮的恒星有6颗用蓝色圈出，它们在哈勃的星团核心图像中显得格外突出。蓝离散星在球状星团的赫罗图中同样十分显眼。根据它们的颜色和光度，这些恒星在图上形成了一片稀疏的区域，该区域位于密集的星团主序折向点上方。 换句话说，这些蓝星似乎比球状星团中的其他恒星年轻。这样的恒星是如何重获青春的？最直接的方法就是两颗恒星之间发生碰撞。然后两颗恒星融合，将它们核心的氢燃料混合，成为一颗单独的恒星发射光芒，它比两颗母星质量更大、热度更高。 B67蓝离散星也可以由密近双星系统形成。当质量更大的恒星演化成红巨星时，质量较小的恒星在引力作用下耗尽了其伴星膨胀的氢气外包层。随着质量的增加，吸积的恒星变得更热、更蓝、更亮。在这两种情况下，所产生的蓝离散星质量都是一般球状星团恒星的两倍。 随着球状星团老化，其中质量较高的恒星往往会向星团核心方向向内沉降。造成这种迁移的原因是恒星与周围密集恒星的引力作用。由于这些相互作用，质量更大的恒星总体趋于失去轨道能量，而质量更小的恒星总体趋于获得轨道能量。由于它们的质量高于平均值，因此随着时间推移，球状星团中的蓝离散星倾向于向其核心移动。 离高密度核心最近的离散星最先向内迁移。同时，质量较低的恒星被喷射出星团的恒星外围。因此随着时间流逝，球状星团核心内的恒星被束缚得更加紧密，而外围区域中的恒星联系更加松散。这样的恒星分类由引力引发，在不同球状星团中发生速率各有差异。 银河系中约有20%的球状星团已经将二分之一以上的质量集中于核心位置。这种核坍缩球状星团的特征是在其核心光度中有一个尖峰。梅西耶天体M15是最著名的一个核坍缩球状星团，它位于银河系下方的天马座星座，距离我们大约34000光年。 四、总结 这个星团共有超过10万颗恒星，直径为175光年。该星团的赫罗图显示，M15的年龄约为120亿年。这个球状星团发生核区坍缩，将其质量的1/2集中在了最内部的10光年范围。M15是银河系中核区最致密的球状星团之一。 事实上，位于M15中心的这些恒星是如此密集，以至于连哈勃都无法分辨它们。鉴于这种极端的密度，一些人认为M15可能有一个中心黑洞。如果能确认M15核心有这样一个黑洞，那么将有助于理解银心超大质量黑洞的起源。 |
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