探秘球狀星團

陳厚尊

從天文學史的角度看，人們真正發現球狀星團這類深空天體的存在，應當是在天文望遠鏡被發明以后。這主要是因為球狀星團普遍距離地球很遠。據統計，離地球最近的兩個球狀星團是NGC6397和M4，它們到地球的距離均為7200光年。相比之下，離地球較近的一個疏散星團樣本——畢星團——的距離是150光年。之所以會出現這樣的差別，主要是因為兩者的分布范圍不同。疏散星團傾向于分布在星系的盤面上，對銀河系而言就是銀道面附近；而球狀星團的分布沒有明顯的偏向，基本上是以星系的核心為中心，呈球形均勻分布，且分布范圍廣大，可延伸到數倍于星系盤面的地方。

歷史上第一個被天文學家發現的球狀星團是M22，它位于銀心附近的人馬座，是北天能看到的最大、最明亮的一個球狀星團；第二個被發現的是位于南天的大球狀星團——半人馬座Ω星團。這是全天最明亮的球狀星團，視星等達3.9等，裸眼清晰可見。只是不借助望遠鏡的話看起來像是一顆星，所以按照拜耳命名法，它被編為半人馬座Ω星。后續被發現的球狀星團還有巨蛇座的M5、武仙座的M13、天箭座的M71、天蝎座的M4和飛馬座的M15等等。實際上，在靠近南天極的小麥哲倫星云旁邊，還藏著一顆裸眼可見的大球狀星團——杜鵑座47，視星等達4.1等，初看起來也是一顆星的模樣。

在小型天文望遠鏡的視場里，球狀星團的外觀一般呈規則的球形或橢球形。它們會在一定的軌道上圍繞星系核心運轉，像是衛星星系那樣。相對其他類型深空天體，球狀星團的外觀比較單調，除非是經常觀測的熟手，否則，大部分球狀星團初看起來都長得差不多。但是，樸素的外觀并不意味著它們是一類簡單的天體。在球狀星團身上藏著許許多多至今都沒有明確解釋的謎團。下面我們一一道來。

球狀星團何以如此穩定？

球狀星團的穩定性是毋庸置疑的，幾乎每個星系都有大量的球狀星團相伴環繞。以銀河系為例，天文學家猜測至少有200個球狀星團圍繞銀心運轉。目前已發現的約有150個，剩余的都被銀心遮擋，難以發現。銀河系的近鄰——仙女座大星系M31——約包含460個球狀星團。這些星團中質量最大的被命名為馬亞爾II，綽號G1（Globular One），是本星系群（本星系群是指以銀河系為中心，半徑約為百萬秒差距，也就是300多萬光年的空間內的星系之總稱。也有人把本星系群的中心定義為銀河系和仙女星系的公共重心）中最明亮的球狀星團之一，規模是半人馬座Ω的2倍。G1擁有數百萬顆恒星，星族構成極為復雜。而對某些富星系團中心的cD星系（巨橢圓星系）而言，圍繞其核心運轉的球狀星團成員可能多達1萬多個。

根據天體力學的知識我們知道，當有三個，或超過三個天體只在萬有引力的支配下運動的時候，其演化結果往往是不穩定的，運動方程容易出現奇點——要么有天體被甩出系統，要么發生天體撞擊，回到更穩定的二體系統。但是，當N體系統的成員數上調到幾萬或幾十萬的時候，穩定性又神秘地回來了。其背后機理為何，目前仍不得而知。但是，球狀星團的這種穩定狀態卻可以借用理想氣體的熱力學理論來描述，其中的恒星可類比為氣體分子，恒星與恒星間的角動量交換可類比為氣體分子間頻繁的碰撞。如此類比是合理的，因為球狀星團的內部雖然擁擠不堪，但恒星間發生直接擦碰的概率很低，更多的是在非常近的距離上交換軌道角動量，比如兩顆恒星在幾十或上百個天文單位的距離上“擦肩而過”。根據熱力學理論，當理想氣體達到穩定狀態的時候，氣體分子具有的速度遵從麥克斯韋分布，在高能端有一個“尾巴”。與此類似，球狀星團成員星的速度也會遵從類似麥克斯韋分布的模式，產生一個“高能的尾巴”。一旦這條“尾巴”越過了零線，就會有成員星逃逸出星團（或者說運動方程出現奇點，恒星被甩出星團），就像液體緩慢蒸發那樣。如此一來，球狀星團系統整體的能量就會下降，核心會愈發緊實和穩定。因此，年老的球狀星團的核心更加凝聚，年輕的球狀星團的核心則相對松散些。

球狀星團何以如此古老？

相較于疏散星團等其他類型的深空天體，球狀星團的年齡普遍非常古老。許多球狀星團的誕生時間都只比宇宙大爆炸晚幾億年。歷史上，天文學家甚至曾用球狀星團的年齡上限來限定宇宙的年齡范圍。但也不是所有的球狀星團都很古老，比如大麥哲倫星系中的球狀星團NGC1783，以及小麥哲倫星云的球狀星團NGC411，它們的成員星年齡只有14億年，是相對較年輕的球狀星團。

即便如此，還是有天文學家猜測，也許早期宇宙的環境更適宜球狀星團的形成，所以才會有那么多古老的球狀星團存活至今。他們的主要論據是“宇宙的等級成團理論”。該理論指出，宇宙中的成團結構是從小到大發展起來的，即先有恒星，后有星團，再有星系，最后是星系團和超星系團。但是，宇宙的等級成團理論是建立在暗物質暈（Dark Matter Halo）并合基礎上的，我們后面會提到，球狀星團的周圍不存在像星系周圍那樣的暗物質暈。但也有另一種可能，就是球狀星團的周圍原本是有暗物質的，只是很快就被宿主星系所在的暗物質暈剝離吞噬掉了。究竟孰是孰非，又是一大謎題。

球狀星團是被吞并的星系殘留的核心嗎？

這是一個非常有意思的問題。歷史上也曾有許多天文學家論證過這種可能性。目前的主流看法是：一部分球狀星團的來源有可能是被主星系吞并的衛星星系核心，但并非所有球狀星團都是這么來的。許多方法都可以用來區分這兩種來源的球狀星團，其中最常用的是星族法，也就是判斷球狀星團的星族成分；或者是在球狀星團的軌道附近尋找有動力學聯系的星流。

星族的概念最早由德國天文學家沃爾特·巴德于1944年提出，最初指的是銀河系內具有不同年齡、空間分布、金屬豐度的恒星集合，后來推廣到其他星系的恒星。根據巴德的分類，太陽等位于銀盤上的恒星屬于較年輕的星族Ⅰ恒星，具有較高的金屬豐度，速度彌散較小；而銀河系核球、球狀星團內的恒星多為星族Ⅱ恒星，其特點是年齡較古老，具有較低的金屬豐度，速度彌散很大。理論上還存在一種所謂的星族Ⅲ恒星，它們是宇宙大爆炸后誕生的第一代恒星，具有幾乎為零的金屬豐度，以及較大的質量和光度。星族Ⅲ天體的光芒最終照亮了宇宙的黑暗時代。根據星族的劃分我們不難看出，假如球狀星團的成員星都誕生于同一時刻，那么，其中的恒星必然具有相似的年齡，我們可以通過觀察星團成員在赫羅圖（赫羅圖是表征恒星光譜類型與光度的關系圖，其縱軸是光度與絕對星等，橫軸則是光譜類型及恒星的表面溫度，從左向右遞減。赫羅圖是研究恒星演化的重要工具，是以發現它的兩位天文學家——丹麥天文學家赫茨普龍和美國天文學家羅素——的名字命名的）上的“拐點”，來判讀星團的年齡。假如球狀星團來自被吞并的星系核心，那么它的星族構成就會非常復雜，我們也就不能在赫羅圖上看到明顯的拐點。

另外，當一個小星系被大星系吞并的時候，由于潮汐力的作用，會有一部分小星系的成員被拉出來，散布于小星系的軌道前后。這種結構被稱為“潮汐尾”。假如有證據證明某個球狀星團與某星流是動力學相關的，當然也能證明星團的前身很可能是個星系。

球狀星團的核心有黑洞嗎？周圍有暗物質嗎？

天文學家普遍相信，球狀星團的中心很可能存在一些中等質量的黑洞，但是，要找到它們需要望遠鏡有足夠的分辨力。從20世紀70年代開始，天文學家就在做這方面的努力，直到哈勃空間望遠鏡升空以后，才陸續在一些球狀星團中找到黑洞存在的切實證據。比如在M15中，天文學家就定位到了一個相當于太陽質量4000倍的中等質量黑洞；而在仙女座大星系的球狀星團G1中，天文學家發現了一個質量相當于太陽20000倍的黑洞！這些黑洞的存在是令人感興趣的，因為它們的質量介于恒星級黑洞（十幾個太陽質量）和超大質量黑洞（百萬個太陽質量）之間，是兩種黑洞演化的中間狀態。

另外，我們知道，星系的周圍普遍有一個彌漫范圍大得多的暗物質暈（也有暗物質稀少的特例存在，比如前段時間被高度關注的NGC1052DF-2星系就是如此），但是極少有證據證明球狀星團的周圍也有類似的暗物質暈。理論上，暗物質組分比較高的球狀星團被稱為暗球狀星團（Dark Globular Cluster）。近年來，一些關于半人馬座α星系的研究表明，環繞它運轉的球狀星團的運動特性與銀河系的不同，可能有一些屬于暗球狀星團。也許不久的將來，相關的研究就會改寫我們關于球狀星團形成與演化歷史的認知。