银河系PK仙女星系

赵君亮

中国科学院上海天文台，上海 200030

银河系PK仙女星系

赵君亮†

中国科学院上海天文台，上海 200030

银河系位于一个较小的星系团——本星系群——之内。在本星系群中，银河系和仙女星系可算是两个质量最大的成员星系。长期以来，人们普遍认为仙女星系是本星系群中的“老大”，银河系只是“老二”，科普文章、甚至基础性专业教科书中都会这么说。然而，实际情况远不是那么简单。

本星系群；银河系；仙女星系；动力学质量

1 星系团和本星系群

自美国天文学家哈勃证实河外星系的存在以来，已发现的河外星系数以百亿计。在宇宙空间中，这些星系往往呈现成团分布，集聚成大小不一、形状各异的星系集团——星系团，而其中质量较小、成员星系个数相对较少的团又可称为星系群，不过 “团”和“群”的划分并无统一、明确的定量判据。星系团按其形态可分为规则星系团(又称球状星系团)和不规则星系团(又称疏散星系团)两大类，前者典型的如后发星系团，后者的代表性天体当推室女星系团。

银河系与几十个质量不等的邻近星系构成一个尺度相对较小的不规则星系团，称为本星系群(LG)。LG中质量最大的两个主要成员是银河系(图1)与仙女星系(M31，图2)，两者相距约700 kpc(千秒差距，1 pc约等于3.26光年)。LG内其他成员星系大致可分为两类：①上述两个巨星系的伴星系，如麦哲伦云之于银河系和三角星系(M33)之于仙女星系等； ②呈离散分布的十来个独处的星系，它们的银心距(指到银河系中心的距离)最远可达1.5 Mpc(百万秒差距)。LG的边界并不十分清晰，不过可以用银心距最小且明确参与宇宙膨胀的那些星系来予以界定，而实际上LG可定义为与哈勃流相脱离的一个自束缚星系群体，当然，其中应有银河系。

本星系群是一个典型的疏散星系群，内部成员星系的分布呈现丰富的次结构，主要有以银河系和仙女星系为中心的两个次群。大小麦哲伦星云是双重星系，它们与银河系构成三重星系；此外，银河系次群还包括御夫星系等其他若干个近距星系。仙女星系次群包括仙女三重星系、仙女矮星系、三角星系等，它们又进而与巨透镜星系马菲 I、IC10等构成长条形结构的所谓“星系链”。可见，本星系群结构颇为复杂，而这也正是星系团特别是不规则星系团的表观特征(图3)。

2 如何估测天体的质量

天文学是一门观测科学，观测对象大多是一些非常遥远的天体，其距离动辄以百万光年甚至亿光年计，这就给涉及天体的一些基本参数的测定带来不少麻烦，其中就包括天体的质量。许多天体的质量都是一些巨大的天文数字，以常用质量单位(如克、千克等)来表达时，通常的做法是引入指数形式，如地球的质量约为5.97×1027g，太阳质量约为1.99×1033g，等等。对于更大质量的天体如星系、星系团、超星系团等，数字就更大了。为方便起见，天文学家往往会引入一个很大的专用质量单位，这就是太阳质量M⊙。例如，在银心距R0=8.5 kpc范围内，银河系的质量约为9.5×1011M⊙。

图1 银河系中心区

图2 仙女星系M31

图3 本星系群成员之天球面投影位置

在恒星和行星世界中，推算天体质量的最可靠途径是利用双星系统的运动学特征，由此推得的质量称为天体的动力学质量。一个典型的例子是冥王星大小(质量)的测定。最早估计冥王星的直径为6600 km，于是自然被归入大行星之列。1949年这一数字曾改为10000 km，之后，冥王星直径的测定值时有变化，如：1950年用新建5 m望远镜得出其直径为6000 km，1965年掩星方法得出该数值的上限为5500 km，1977年改正表面反照率后缩小为2700 km，1980年用3.6 m红外望远镜得到的结果是2600～4000 km。直至1978年发现冥王星的第一颗卫星——冥卫一之后，由它们作为双星系统的运动学观测资料得出冥王星直径的可靠值为2270 km，远小于月球的直径。据此(以及其他一些原因)冥王星最终被“踢出”太阳系的大行星行列，并归类为一类新定义的行星级天体——矮行星。另一个著名的例子是通过动力学质量的测定，确认天狼星的伴星是一颗白矮星。

能够通过运动学方法来测定恒星质量的双星系统为数甚少，因而上述途径不具有普适性意义。为了估测普通单颗恒星的质量，人们依据20世纪20年代英国天文学家爱丁顿从理论上导出的质光关系(L=KM3.5)，由恒星的光度L来推算其质量M，称之光度质量，约有90%的主序星大体上都遵循这一质光关系。不过，一般情况下光度质量的可靠性远不如动力学质量，且不能反映暗物质的存在，而通常所说的天体质量也就是指它们的动力学质量。

星系是一类庞大的恒星系统，在宇宙中它们大量存在，测定其质量是天文学家的基础性工作之一。较大星系所包含的恒星个数往往以百亿甚至千亿计。为了确定星系的动力学质量，天文学家可谓绞尽脑汁，提出了多种不同的方法，其基本原理是要利用目标星系(主星系)的成员星特别是其外围所谓“伴天体”的运动学特征，如伴天体绕主星系的轨道运动，或多个伴天体运动速度的弥散度等，而伴天体可以是距离主星系之中心较远的晕族恒星、球状星团或者相对邻近的矮伴星系——它们的运动都取决于主星系的引力作用，故可以利用伴天体的运动学观测资料，通过一定的方法来推算主星系的质量。在这个意义上伴天体亦可称为估测星系质量的示踪天体。

从历史上看，最早用于确定星系质量的途径当推自转质量，而所谓自转质量是指由自转曲线(反映恒星绕星系中心的转动速度随恒星到星系中心的距离——中心距而变化的曲线)推算出的星系质量，可以借助开普勒模型加以估算，故又称开普勒质量。此外，还有其他多种方法。近期用得较多的是以球状星团或矮伴星系作为示踪天体，由它们的轨道运动特征来估测主星系的质量。

3 银河系的质量测定

自从英国著名天文学家威廉•赫歇尔在实测基础上证实银河系的存在，并提出第一个银河系结构模型以来，人类的视野从太阳系的几十天文单位尺度(定义地球绕太阳公转轨道的半长轴为1天文单位，用1AU表示，约等于1.5亿km)拓展到了银河系(10万光年尺度)。自此，天文学家开始对银河系的总体性质进行全方位的探究，其中包括测定一些重要的银河系参数，如太阳银心距、太阳圆周运动速度、银河系较差自转特征参数，银河系及其次结构的尺度，以及银河系质量等。随着资料的累积和方法的改进，上述多数参数的测定已日趋精准，但银河系总质量的估值至今仍有相当大的不确定性，其主要原因是对位于银河系外区的示踪天体仍缺乏高精度观测资料(如距离和自行)，也与样本天体容量和估算方法的合理选取等诸多因素有关。

在目前观测数据的基础上，银河系质量可以通过多种途径来加以推算，如利用外围晕族天体的运动学资料、伴星系(或者球状星团)的潮汐半径以及逃逸速度等。为通过实测途径确定银河系的质量，所需要的观测资料主要是示踪天体的视向速度、自行和距离，并由此推知天体的位置和空间运动速度。不过，对于远距离的目标天体来说，自行测定颇为不易，甚至难以取得。另外，为测得示踪天体的距离，有时还需要取得目标天体的多色测光资料。

银河系质量MG的测定已有近百年的历史。1922年，荷兰天文学家卡普坦综合利用若干选定天区中的恒星计数结果以及恒星的视向速度和自行资料，首次给出银河系质量的估值为(0.6～1.0)×1011M⊙。不久，林德布拉德提出了银河系的较差自转模型，在此基础上得出MG=1.8×1011M⊙。差不多同一时期奥尔特给出的结果是MG≥8×1010M⊙。鉴于目标恒星的日心距不大，早期获得的这些数值大体上只反映了太阳银心距R⊙(即太阳圈)范围内的银河系质量，而不是银河系的总质量。

随着星系大质量暗物质晕(暗晕)的确认，人们对银河系质量的认知发生了质的变化——银河系暗晕的质量应该远大于其光度质量，暗晕的范围可包容最远的球状星团，甚至延伸到银河系的近邻伴星系处，而所谓“银河系质量”也就应该是包括暗晕在内的银河系动力学质量(不过，在太阳圈以内，非重子物质成份的占比可以忽略不计)。于是，一些高光度远距天体便被用作探测银河系结构、确定银河系质量的示踪天体，其中应用最为广泛的是球状星团和银河系矮伴星系，此外还有其他一些晕族天体，少数工作也有用到伴星系中的一些高光度天体(如碳星和行星状星云)。

就目前不同研究者所给出的众多MG值来看，多数测定结果都有较大的统计不确定性，典型的如1999年有人给出不确定性甚至大于MG本身测定值，且这一状况与MG的测定方法基本无关。也就是说无论采用哪种方法，MG的内符精度都很差。另外，MG不同测定值的差异很大，最小0.2×1012M⊙，最大3.15×1012M⊙，两者竟相差15倍。不仅如此，即使用同一种方法，MG测定值的差异也相当大，其极小值和极大值之比为2～8。不过，在最近10年内这一差异已减小到4倍左右，这显然与观测资料精度的提高、样本容量的增大以及方法的改进等因素有关。另一方面，测定值有渐而增大的趋势：1974-1989年间MG的20个测定结果之平均值为(7.1±11.6)×1011M⊙，而1990—2014年内18个MG的平均值为(12.0±11.8)×1011M⊙。

为尽可能准确估算银河系质量，应该取得足够多远距离示踪天体的多种观测资料，包括位置、距离和空间速度，而此类示踪天体无疑首推银河系的矮伴星系。然而，长期以来已探测到的矮伴星系为数偏少，距离测定误差比较大，自行更是难以精确测定。不过，这种情况在最近10年内已有所改观，如随着SDSS巡天计划的成功实施，已经发现了若干非常暗的银河系伴星系。

微角秒级观测精度的Gaia卫星已于2013年底成功发射，经过跨若干年时间基线的观测，可望取得银河系一些伴星系或星流中恒星的较高精度自行(年自行精度可达几个微角秒)，并用于银河系质量测定。像Leo I这样的伴星系，切向速度精度可好于 ±15 km•s-1，对于小熊矮星系一类较近的伴星系，精度更可高达 ±1 km•s-1。利用此类高精度观测资料，最终测定的银河系质量之不确定性可望小于10%，而天文学家对之充满了期待。

4 仙女星系未必能称老大

M31是最近的大质量河外旋涡星系，日心距仅约为700 kpc，现代观测设备有能力把其中的星团或较密集星场分解成单颗恒星。M31周围有超过500个球状星团，数十个伴星系，以及多个晕族行星状星云。另外，M31所占的天区范围相当大，作为一个典型的旋涡星系，它的晕结构之整体大尺度图像要比银河系清晰得多——注意，地球位于银河系之内，故地球人难识其真面目。以上情况对于测定M31的动力学质量十分有利。

M31可算是质量测定工作做得最多的河外星系，迄今至少已有约75年的历史。为估测M31的质量MA，人们用到了多种示踪天体，如伴星系、球状星团、行星状星云以及星流等，并采用了多种方法，如自转质量、位力质量、投影质量、轨道质量以及星流法等。

最近10年中所测得且明确给出示踪天体中心距的MA值共有8个，以1011M⊙为单位的具体数值分别为7.5、6.5、7.4、5.5(前5年)和14.4、13.5、19.5、14(后5年)，可见MA值渐而增大的趋势颇为明显。如取最近10年的平均值，有MA10=11×1011M⊙；如取最近5年的平均值，则有MA5=15×1011M⊙。因此，也许可以取MA=(11～15)×1011M⊙作为仙女星系动力学质量目前之最可能估值。

长期以来，直至20世纪末，大多数人主张M31是本星系群中质量最大的成员，当时的理由是其自转曲线渐近值比银河系高出10%，前者所拥有的球状星团个数要比银河系多一倍以上，M31星系盘的标长比银河系来得大，它的B波段绝对星等(-21.1±0.4)亮于银河系之相应值(-20.5±0.5)。然而，期间也存在与之相反的意见，如有人认为银河系的红外光度要比M31高得多，银河系中气态氢的质量比M31来得多，等等。

2000年，Evans和Wilkinson首次指出，根据他们的估测结果，M31的总质量很可能小于银河系的质量并认为这一结果令人感到惊讶。不过，如果注意到这两个质量值的不确定性明显大于质量值本身(特别是MG)，把上述论点作为结论乃是颇为勉强的。

进入21世纪后，关于MA和MG哪个质量为大的不同观点依然存在。一些工作认为应该有MA＜MG，如2010年Watkins等人明确给出在Rmax≤300 kpc范围内，MA=(15±4)×1011M⊙，而MG=(27±5)×1011M⊙，银河系质量约为仙女星系质量的2倍。另一些研究则表明MA＞MG，即MA/MG＞1。近期，有人通过对这两个星系间潮汐相互作用的分析，甚至得出MA/MG=2～3，并据此认为M31暗晕的范围和质量很可能比银河系大。

总之，考虑到MA和MG测定结果都有较大的不确定性，本星系群中究竟谁是“老大”，今日恐怕还不能给出明确的结论性意见。

(2017年4月5日收稿)■

The Milky Way galaxy PK Andromeda galaxy

ZHAO Junliang
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences, Shanghai 200030, China

Which is the most massive member in the Local Group，the Milky Way galaxy or Andromeda galaxy? The dynamical mass of the Milky Way galaxy or Andromeda galaxy can be estimated in different ways. Up to now, however, the unanimity has not yet been reached for the above problem.

Local Group, Milky Way galaxy, Andromeda galaxy, dynamical mass

10.3969/j.issn.0253-9608.2017.05.006

†通信作者，E-mail:jlzhao@shao.ac.cn

(编辑：温文)