天文學(xué)上，定義及尋找一個(gè)天體系統(tǒng)的邊界往往是一件富有挑戰(zhàn)的事情。就我們的太陽系而言，如果以主行星系統(tǒng)為界，那么看似隨著冥王星的降級(jí)，海王星的軌道便是邊緣。但實(shí)際上，海王星以外還存在彗星和小行星等天體。
和其他恒星一樣，太陽誕生于氣體云，太陽系外圍的殘留星云被稱作“奧爾特云”（Oort Cloud,見圖1）。太陽系主行星區(qū)域及奧爾特云交界的地帶存在名為“柯伊伯帶”的塵埃盤(Kuiper Belt)，是太陽系內(nèi)彗星的主要來源地。
圖1. 太陽系的主行星區(qū)域、柯伊伯帶及奧爾特云（圖源：NASA）
在當(dāng)時(shí)的新聞發(fā)布會(huì)上，美國(guó)宇航局宣布上個(gè)世紀(jì)發(fā)射的旅行者一號(hào)及二號(hào)探測(cè)器飛過了日球頂層（Heliopause）,進(jìn)入星際空間。而如果定義柯伊伯帶或奧爾特云為太陽系的邊緣，那么旅行者號(hào)距離飛出太陽系的目標(biāo)還尚遠(yuǎn)。
定義我們太陽系的邊界尚且如此具有不確定性和挑戰(zhàn)性，那么如何定義宇宙中各類形態(tài)及大小不同的星系的邊界呢？
星系外圍的暗物質(zhì)暈
科學(xué)家們認(rèn)為星系由看不見的“暗物質(zhì)暈”包裹（見圖2），這團(tuán)暈跨越了巨大的空間尺度。拿我們的銀河系來舉例，其外圍暗物質(zhì)暈可延展至星系盤尺度的十倍開外(銀盤的直徑約為100，000光年)。
除去氣體，這團(tuán)暗暈中存在諸多恒星、星團(tuán)及較小質(zhì)量的衛(wèi)星星系等天體。廣義上，星系的邊界應(yīng)被定義為包含這些天體的一個(gè)合適的距離。但我們無法直接觀測(cè)暗物質(zhì)，對(duì)這團(tuán)暗暈邊界的定義往往較為模糊且需要依賴于理論模型。
圖2. 星系由暗物質(zhì)暈包裹
傳統(tǒng)的宇宙結(jié)構(gòu)形成理論指出，暗物質(zhì)暈的位力半徑可被定義為某一距離，該距離內(nèi)的平均物質(zhì)密度等于一定倍數(shù)的宇宙臨界密度或平均物質(zhì)密度。位力半徑描述了處于平衡態(tài)的暗暈的大小，而暗暈往往在持續(xù)長(zhǎng)大，其結(jié)構(gòu)能夠連續(xù)地延展到位力半徑以外更遠(yuǎn)的地方。
近年來有科學(xué)研究將落入暗暈中的物體環(huán)繞一圈后所能回轉(zhuǎn)到的最遠(yuǎn)距離定義為回濺半徑，用以描述增長(zhǎng)中的暗暈的引力范圍[1]。也有研究指出暗暈在吸積周邊物質(zhì)的過程會(huì)形成所謂的挖掘邊界[2]，可作為對(duì)其成長(zhǎng)中的邊界的自然定義。
暗物質(zhì)的引力對(duì)恒星、氣體和衛(wèi)星星系的分布起了決定性的影響，所以觀測(cè)上可以利用這些示蹤天體對(duì)暗暈的各種邊界進(jìn)行間接限制。
既然在可見光波段是難以直接觀測(cè)暗物質(zhì)的，那么對(duì)位于暗暈中心的星系本身來說，其發(fā)光的恒星物質(zhì)的邊界又在哪里呢？
可見光波段星系的邊界
我們先來看看，隨著天文觀測(cè)的曝光時(shí)間及圖像分辨率的改變，同一個(gè)星系看上去的細(xì)節(jié)和大小變化。
圖3所展示的是一個(gè)橢圓星系及一個(gè)漩渦星系的圖像。最下一行是在美國(guó)阿帕奇天文臺(tái)的2.5米口徑望遠(yuǎn)鏡上進(jìn)行的斯隆數(shù)字化巡天的圖像；中間的圖像來自于智利的薩拉托洛洛天文臺(tái)4米望遠(yuǎn)鏡上進(jìn)行的The Dark Energy Camera Legacy 巡天(DECaLS)；最上一行是在日本8米口徑的昴星團(tuán)望遠(yuǎn)鏡上進(jìn)行的Hyper Suprime-Cam巡天所拍攝的照片。
圖3. 一個(gè)橢圓星系（左）及一個(gè)漩渦星系（右）。從下往上依次對(duì)應(yīng)了三個(gè)深度和分辨率不同的巡天（圖源：取自[3],對(duì)應(yīng)的巡天網(wǎng)站的公開數(shù)據(jù)）
隨著曝光深度和分辨率從下往上的依次遞增，星系的結(jié)構(gòu)被越來越清晰地展現(xiàn)，星系的大小也看起來更延展。原本在較短的曝光時(shí)間下難以被觀測(cè)到的星系外圍的結(jié)構(gòu)，隨著曝光時(shí)間的增加便更容易地浮現(xiàn)出來了。
實(shí)際上，星系外圍存在著一團(tuán)由彌散的恒星所組成的低面亮度延展恒星暈。理想情況下，如果不存在天光背景污染、大氣和儀器散射等因素，隨著曝光深度的不斷增加，越來越多的星系外圍的低面亮度結(jié)構(gòu)將可以被觀測(cè)到，星系的大小會(huì)看起來越來越延展。這些低面亮度的結(jié)構(gòu)在眾多的單個(gè)近鄰星系周邊已被明顯觀測(cè)到，有些圖像甚至是借助小型的愛好者所使用的望遠(yuǎn)鏡來拍攝的（見圖4）。
圖4. NGC2275周邊的低面亮度延展結(jié)構(gòu)，圖像是借助小型的天文愛好者望遠(yuǎn)鏡所拍攝的（圖源：取自[4]）
然而，對(duì)較遠(yuǎn)較暗的星系，以及在距離星系中心較大的尺度上，這些恒星暈的強(qiáng)度要遠(yuǎn)小于天光背景。只有當(dāng)天光背景及其他與地球大氣或儀器相關(guān)的系統(tǒng)誤差被準(zhǔn)確地扣除后，星系外圍的恒星暈信號(hào)才能得到正確的展現(xiàn)。
所以即使通過在可見光波段的恒星物質(zhì)來定義星系的邊界，也是一項(xiàng)具有挑戰(zhàn)性的任務(wù)。通過疊加不同的星系圖像來增強(qiáng)信噪比，天文學(xué)家能夠得到位于紅移0.1到0.5（對(duì)應(yīng)距離約400到1,900兆秒差距）的星系周邊，延展到上百千秒差距甚至上兆秒差距的恒星暈信號(hào)[5,6,7,8]（1秒差距約為3.26光年或31兆公里）。
星流和恒星暈的形成
星系外圍的這團(tuán)恒星暈來源于周邊的衛(wèi)星星系及球狀星團(tuán)。在巨大的潮汐作用下，衛(wèi)星星系或球狀星團(tuán)逐漸變形并被瓦解，其自身的恒星被不斷剝離，形成衛(wèi)星星系前后的帶狀星流結(jié)構(gòu)（見圖5）。
圖5. 銀河系周邊的帶狀星流（圖源：NASA）
隨著時(shí)間的流逝，這些連貫的星流將變得越來越彌散，形成星系外圍的恒星暈(見圖6)。最終，這些衛(wèi)星星系及星流將成為位于暗物質(zhì)暈中心的星系的一部分。
圖6. 數(shù)值模擬預(yù)言的星流及星暈的形態(tài)（圖源：[9]）
人類的壽命有限，我們無法直接觀測(cè)這些星流及恒星暈的完整形成過程，科學(xué)家們所能窺見的僅僅是它們演化過程中的一個(gè)瞬間。
即便如此，天文學(xué)家們依舊能夠通過當(dāng)前的觀測(cè)來設(shè)法推知星系過去的形成和演化歷史。比如，借助Gaia衛(wèi)星對(duì)銀河系內(nèi)恒星的觀測(cè)數(shù)據(jù)，天文學(xué)家們?cè)谒俣瓤臻g找到了一個(gè)矮星系的殘骸,說明銀河系在約100億年前曾與質(zhì)量為前身星系四分之一左右的星系發(fā)生并合[10,11]（見圖7）。
圖7. 約100億年前，銀河系曾與名為Gaia-Enceladus的星系發(fā)生并合，形成了一部分厚盤及恒星暈中的恒星（圖源：Gabriel Pérez Díaz, SMM/IAC）
40多年前發(fā)射的旅行者號(hào)，目前已經(jīng)距離地球家園約200億公里，但其仍未完全地飛出太陽系。我們的地球在廣袤無垠的宇宙中僅僅是一粒微塵。假如某一天人類能夠做到如科幻小說中描述的場(chǎng)景般飛出銀河系，探索深邃的宇宙，那將是無比激動(dòng)人心的未來。
參考文獻(xiàn)：
[1] More, S., Diemer, B., Kravtsov, A.V., The Splashback Radius as a Physical Halo Boundary and the Growth of Halo Mass, 2015, ApJ, 810, 36
[2] Fong, M., Han, J., A natural boundary of dark matter halo revealed at the minimum bias and maximum infall location, arXiv2008.03477
[3] Wang, W., Takada, M., Li, X., Carlsten, S.G., et al., A comparative study of satellite galaxies in Milky Way-like galaxies from HSC, DECaLS and SDSS, arXiv2009.06882
[4] Martinez-Delgado, D., 2001,arXiv2001.05746
[5] Tal, T., van Dokkum, P.G., The Faint Stellar Halos of Massive Red Galaxies from Stacks of More than 42,000 SDSS LRG Images, 2011, ApJ, 731, 89
[6] D’Souza, R., Kauffman, G., Wang, J., Vegetti, S., Parametrizing the stellar haloes of galaxies, 2014, MNRAS, 443, 1433
[7] Zhang, Y., Yanny, B., Palmese, A., Gruen, D., Dark Energy Survey Year 1 Results: Detection of Intracluster Light at Redshift ∼ 0.25, 2019, ApJ, 874, 165
[8] Wang, W., Han, J., Sonnenfeld, A., Yasuda, N., The stellar halo of isolated central galaxies in the Hyper Suprime-Cam imaging survey, 2019, MNRAS, 487, 1580
[9] Cooper, A.P., Cole, S., Frenk, C.S., et al., Galactic stellar haloes in the CDM model 2010, MNRAS, 406, 744
[10] Belokurov, V., Erkal, D., Evans, N.W., Koposov, S.E., Deason, A.J., Co-formation of the disc and the stellar halo, 2018, MNRAS, 478, 611
[11] Gallart, C., Bernard, E.J., Brook, C.B., Ruiz-Lara, T., Uncovering the birth of the Milky Way through accurate stellar ages with Gaia, 2019, Nature Astronomy, 3, 932
作者簡(jiǎn)介：王文婷，上海交通大學(xué)天文系副研究員。中國(guó)科學(xué)院上海天文臺(tái)博士，英國(guó)杜倫大學(xué)博士后、日本東京大學(xué)卡維理數(shù)物連攜宇宙研究所博士后。研究方向涉及星系形成和演化、近場(chǎng)宇宙學(xué)、銀河系動(dòng)力學(xué)質(zhì)量測(cè)定等，并獲自然科學(xué)基金委優(yōu)秀青年科學(xué)基金資助。
來源： 光明網(wǎng)
