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银河系与仙女星系，谁是本星系群里的“龙头老大”？

天文学家早已知道银河系和仙女星系正以每秒约300公里的速度相互靠近。得益于哈勃空间望远镜对这两个星系相对运动的精确测量，它们将在30亿至50亿年后发生大规模碰撞已是不争的事实了。结果将是二者并合，最终诞生一个巨大的红色椭圆星系。其实现在我们就能看到类似的过程正在进行：一些相互作用的旋涡星系，例如双鼠星系和触须星系，终有一日将并合为巨椭圆星系。

在我们的这场竞赛中不会发生一方被彻底击倒的情况，但评价两个冠军的较量依然堪称一桩趣事。尽管两位参赛者乍看之下面目迥异，但实际上，可以说这是一场极其势均力敌的比赛。

我们的星系近邻被称为“本星系群”，它是一个直径约600万光年的相对较小的星系团。它被银河系和仙女星系（M31）所统治，这两个星系的中心相距约250万光年。这个星系团里还坐落着大约100个质量小得多的星系，其中包括M33和大小麦哲伦云。我们可以把银河系和仙女星系想象成两座城市，它们周围还环绕着很多小市镇——那就是本星系群中的矮星系成员。

量度参赛者

在我们的这个角落当然就是银河系了。它拥有两条正在生成恒星的主要旋臂和古老的中央星系棒，质量约为太阳的2千亿倍，统御着近160个球状星团和26个已知的矮星系。其中包括著名的大小麦哲伦云，加上暗物质，它们的质量可能高达银河系的10%——它们还有自身的球状星团系统，因此都是相当大的星系。大麦哲伦云和小麦哲伦云都很可能是银河系周围的新来客，它们都被裹挟在一束氢气流之中（麦哲伦流），而这道气体流环绕在我们银河系周围。

人马矮椭球星系曾经错误地对银河系发起过挑战：但是没有一个最轻量级拳手能够击败重量级拳手的。人马矮星系已经使其自身将银河系围绕了起来，它的中心目前距离银河系中心约6万光年。人马矮星系的恒星最终将溶入银河系的晕中，这种过程在过去100亿年中可能曾经反复出现过许多次。在控制人马矮星系的过程中，银河系甚至都用不着捡起手套：引力正在以潮汐的形式发出一波又一波重击。许多其它矮星系早就遭受了同样的命运，它们残留的潮汐尾迹凌乱地散在银河系的近郊。

仙女星系则拥有惊人的500个球状星团。它有三个值得注意的伙伴星系，每一个的质量都与大小麦哲伦云大体相当：致密矮椭圆星系M32、矮椭圆星系M110（又称NGC 205）和旋涡星系M33。此外，仙女星系还有近40个已被识别出的伴星系，可能还有更多的有待发现。

M32似乎至少曾经将仙女星系的星系盘击穿过一次。尽管未能将对手击倒获胜，但这一重击很可能令后者失去了漂亮规整的旋涡结构，而留下了两个有恒星形成的环带，包括著名的“火环”，它以3万光年的距离围绕在这个星系的核心周围。作为一种可能性，在2006年首次有计算机模拟研究显示，火环其实是M32在2.1亿年前穿过仙女星系盘面的结果，并且在气体中触发了密度波，导致了一场产星暴（剧烈的恒星形成过程）。

通过将开普勒定律应用于每个星系的最远伴星系的运动，天文学家已经称量过银河系和仙女星系这两位参赛选手的重量。在这两个星系的总质量中，90%以上都是暗物质，就其总质量而言，它们在我们所能达到的测量精度上显得非常相近：都稍大于10¹²倍太阳质量。因为我们身处银河系内部的视角所限，这些测量或多或少更加困难一些，而且，要测定每个星系的总质量（包括暗物质），就必须对一些远距离伴星系的运动进行艰巨的测量，并模拟星系在膨胀宇宙中的运动。天文学家们仍在争论这些数据；根据人马矮星系的轨道，银河系的质量可能仅为公认的10¹²倍太阳质量的1/2。

就仙女星系的巨大尺寸和亮度而言，它拥有锐利的边缘。从内部一点来估计银河系的总亮度却是一个艰难的挑战，但它有着约-20.5等的绝对视亮度。目前最好的估计认为，仙女星系的恒星亮度约为前者的两倍，这使它的亮度要高大约1个星等。由恒星和气体组成的仙女星系的星系盘中容易看见的部分有大约15万光年的巨大直径，相比之下，银河系的星系盘直径约为9万光年，这依然是一个惊人的尺寸。这两个星系都有由恒星和暗物质组成的晕，它们延伸到恒星组成的可见星系盘之外很远的距离。仙女星系的星系盘和核球的恒星质量总共约为1万亿倍太阳质量，而银河系的恒星总质量约为5千亿倍太阳质量。仙女星系有4千亿至6千亿颗恒星，大约是银河系的2倍。

星系中央的比较

最惊人的差别之一，在于两者中央核球的外观。如果我们能从“上方”看到银河系的正面，我们应当会看见一个星系棒，它含有一个古老的恒星系统，平均而言其中的成员含有与我们的太阳大体相同的重元素丰度。综合考虑星系棒的形状和恒星的运动之后，理论模型指出，它是在自身引力之下，从一个早已存在的原星系盘中弯曲形成的，那个盘早在银河系历史的初期即已形成。随着恒星的运动以及相互之间的引力作用，盘的中央区域演化成了一个扁平的、形似橄榄球的结构，最终形成了中央星系棒。

一个未解之谜是，作为一个纯粹的盘状星系，银河系是怎样演化的。广受支持的关于星系形成的冷暗物质理论假定，星系的尺寸是通过并合暗物质的团块而增长的。在早期宇宙中，这些团块也含有气体和恒星，它们也促进了构筑星系的产星暴，尤其是帮助构筑了星系的核球。但是对于银河系，以及NGC 4565等人们熟悉的其它旋涡星系，核球似乎诞生于星系盘。从侧面看，这些核球有花生般的形状，而从正面看，它们显得像是棍棒。现在人们知道，我们的银河系也有X形的瓣片，这是有显著星系棒的星系中普遍存在的一种特征。

相比之下，仙女星系的核球更像一个椭圆星系，恒星形成速率非常低。星系的中央核球似乎可分为两类：银河系这样的星系棒，或者仙女星系那般的超小椭圆星系。草帽星系（M104）拥有一个“圆形”核球的极端事例，仙女星系似乎也拥有这样一种核球，质量约为银河系的两倍。

在世界最大的望远镜和（拍摄仙女星系时所用的）哈勃空间望远镜上使用能提高图像清晰度的自适应光学技术，天文学家们已经发现压倒性的证据，表明银河系和仙女星系的中央都有特大质量黑洞。银河系的中央黑洞约有420万倍太阳质量。通过测量围绕这个黑洞运转的单颗恒星的速度，并利用开普勒定律，由我在加州大学洛杉矶分校（UCLA）的同事Andrea Ghez和德国马克斯·普朗克地外物理研究所的Reinhold Genzel所领导的独立团队已经分别测量了它的质量。

仙女星系的中央黑洞轻易赢得了比赛。利用“哈勃”数据对仙女星系中央黑洞所做的最好的估算，将其质量定为1亿倍太阳质量上下，约为银河系中央怪兽的25倍。这样高的估计质量提高了这样一种可能性：在仙女星系的幼年时期，它属于最宏伟壮观的一类重量级宇宙巨人——类星体。尽管它还未跻身M87中央黑洞那样数十亿倍太阳质量的等级，但仙女星系的中央怪兽很可能曾在造就了星系核球的大量气体的燃料供给下，在其生命的最初20亿年中发出过极耀眼的光芒。

尽管中央黑洞的质量很大，但是，除了一个由年轻恒星组成的小星团和少量气体之外，仙女星系的中心区域却非常平静，它看起来也非常奇异，因为它似乎是双重的。在可见光波段，最明亮的光度峰值区并不在黑洞和一个小型的年轻恒星星团所在之处。相反，它在5光年之外。理论模型指出，这个“伪峰”处于一个恒星组成的盘里，这个盘在绕着黑洞运转。与仙女星系不同，银河系的中央区域有着活跃的恒星形成活动，正如近期形成的“拱门星团”和“五合星团”所展现的那样。拱门星团拥有大约100颗质量高达100倍太阳质量的恒星，光度达太阳的100万倍以上。这些巨大恒星的年龄只有约200万年。银心也是一处有着扭曲而复杂的磁场的区域，此外还有许多大质量的年轻恒星聚集在中央黑洞周围。这些恒星的来源是一个很深的谜团，因为中央黑洞周围强大的潮汐力会阻止恒星形成，而且我们也不清楚有什么明显的途径可以在短期内将这些恒星移动至此。

星系荒野

这两个星系都有透明的、延展的星系晕。仙女星系的晕已经扩展到了50万光年的半径之外，比银河系的要大50%左右。如前文所述，仙女星系的晕有着不寻常的多达500个的额外球状星团，是银河系的3倍。这两个星系里的几乎所有球状星团几乎都是古老的恒星系统。在可查明年龄的银河系恒星中，最古老的约为110亿至125亿岁。

每个星系晕都有恒星流，它们几乎都是人马矮椭球星系那样的不幸宇宙参赛者所遗留的碎片。在一次极其巧妙的观测中，Thomas Brown（空间望远镜研究所）和我所属的一支团队，拍摄了仙女星系晕的几处不同部位，并找到了一些古老的恒星，以及一些只有几十亿年的较年轻恒星——这是我们在银河系的晕中未曾见到过的星族。利用3.6米的CFH望远镜（加拿大―法国―夏威夷望远镜）上的MegaCam成像仪，观测覆盖了一片约20°×20°的天区，由Alan McConnachie（加拿大国家研究委员会Herzberg天体物理研究所，不列颠哥伦比亚省）所领导的“全仙女星系考古巡天”计划制成了一幅仙女星系晕的全图（数据来自对1千万颗红巨星的测量），其中呈现了壮观的星流和弧线。最显著的特征是所谓的“巨星流”，它可能就是一个质量与M33相仿的盘状星系落入仙女星系所遗留的碎片。

在仙女星系的晕中，另一个值得注意的特征是其中有重元素含量很高的大量恒星。在银晕中，一般恒星的铁丰度大约只有太阳的2%，而在仙女星系的晕中，一般恒星的金属丰度则是前者的10倍以上。8米口径的昴星望远镜上的新的Hyper Suprime-Cam相机，以及一台正在建造中的先进光谱仪，将能够提供仙女星系晕中恒星的更多丰度和速度测量数据，帮助解答这个星系是如何以及在何时形成的谜题。计划中的“30米望远镜”也将安装一台能够研究仙女星系晕中暗弱恒星的光谱仪。

星族的对比

综合使用不久前退役的GALEX星系演化探测器的远紫外和近紫外图像，科学家得到了迄今最好的仙女星系图像之一。大质量年轻恒星的光芒照亮了星系的旋臂，而核球的光芒则并非来自于年轻恒星，而是来自古老恒星的紫外线，它们的能量是由氦核聚变产生的。

壮丽的GALEX图像掩盖了另一个事实。尽管天文学家们估计，目前银河系和仙女星系都在以每年一颗的速率产生恒星，然而，这两个星系似乎都正在经历转变，从活跃的有恒星形成的年轻旋涡星系转变为不活跃的、成熟的大质量星系——亦即由椭圆星系和大质量旋涡星系组成的所谓“红序”星系。仙女星系的光大部分来自于年老的恒星，而那里几乎没有什么恒星诞生于过去1亿年之内。

然而在仙女星系中有一个重大例外：“火环”中含有形成新生恒星所需的分子氢和一氧化碳气体。而且，我们的银河系似乎有着比仙女星系多3倍的气体。仙女星系可能经历过更强烈的相互作用（就像与M32的可能碰撞一样），这导致了它形成了比银河系更多的恒星，并进而使它耗尽了气体存储，或者其更巨大的核球在它的幼年时期促使了更多气体变为恒星。

总决赛

“哈勃”对于银河系和仙女星系空间运动的精确的测量结果，支持一个长期存在的猜测：这两个竞争者最终将互相碰撞。然而，第一次重击将在数十亿年后才会来临。在初期的几个回合中，计算机模拟显示，将会伸展出巨大的潮汐流，使得银河系和仙女星系二者有可能变得像触须星系（NGC 4038/4039）与双鼠星系（NGC 4676）一样，或者经过一段时间后，可能会变得像“和平利用原子能星系”一般，从我们的太阳系中望去，银河系会在整个天空中剧烈扭曲。这场相互作用将会点燃两个星系中所有的剩余气体，最终结果将是在剧烈的产星暴中耗尽所有气体。

银河系和仙女星系终将碰撞并合，形成一个巨椭圆星系。在新诞生的椭圆星系的中心处，两个甚至三个特大质量黑洞将翩翩起舞般互相绕转，这也将是事件终章里的一幕。理论预言，两个星系里的大量气体会碰撞并流向中心。如果这一幕真的发生，一个新的类星体将会闪耀上亿年之久。如果我们的后代能在周围看到这场较量，他们将不太可能依然生活在地球上。到那时，太阳已经演化成了一颗红巨星，我们的行星将不再作为一处宜居的家园而存在。

银河系和仙女星系的外观很可能是在漫长的历史中，因为遭受了一次次宇宙重击塑造而成的。仙女星系的更为经典的核球或许反映了其幼年时期的一次星系并合，而M32穿越其盘面的过程可能激发了更多的恒星形成事件并耗用了大量气体。仙女星系的“巨星流”和银河系的人马矮星系，都是曾经与重量级选手纠缠不休的小型星系的遗骸。银河系的中央星系棒更像是诞生于原星系盘上的引力作用，而星系棒将气体输送到星系中央，在那里诞生了多个巨大的恒星团。

更精确的比较尚有待于对仙女星系和银河系的进一步研究，对银河系的研究将揭示出关于其几何形状的更详细信息，弄清其旋臂结构。这两个星系都有显著的星系盘和相似的质量，它们有极不相同的外观，它们的起源和历史依然未被全部理解。这两个星系竞赛者正在不动声色地移动，从它们各自所处的宇宙角落奔向命中注定的历史性相遇。