趙君亮

研究員，中國(guó)科學(xué)院上海天文臺(tái)，上海 200030

銀河系結(jié)構(gòu)的再認(rèn)識(shí)
——3. 星流和潮汐尾

趙君亮

研究員，中國(guó)科學(xué)院上海天文臺(tái)，上海 200030

銀河系；星流；人馬星流；球狀星團(tuán)；潮汐尾

銀暈外區(qū)存在眾多的星流，它們或源自銀河系的矮伴星系，或源自球狀星團(tuán)。星流可以利用各類示蹤星，并通過不同的途徑來加以研究，對(duì)于探索銀河系演化史和銀河系暗暈的形狀具有重要意義。

所謂“星流”，是指具有共性運(yùn)動(dòng)學(xué)和物理學(xué)特征的一群恒星，因在位置空間中呈現(xiàn)條形分布而得名(圖1)。

關(guān)于星流的實(shí)測(cè)研究始于1994年，人們?cè)谌笋R座方向銀心以遠(yuǎn)處探測(cè)到一大批有共性運(yùn)動(dòng)特征的恒星，從而發(fā)現(xiàn)了銀河系最近的伴星系——人馬矮橢球星系。該星系的結(jié)構(gòu)朝銀道面方向拉長(zhǎng)，說明它在銀河系潮汐力場(chǎng)作用下處于瓦解過程之中，最終將會(huì)與銀河系并合。之后，許多人對(duì)它的結(jié)構(gòu)、運(yùn)動(dòng)學(xué)狀態(tài)及其與銀河系的關(guān)系等方面進(jìn)行了深入的研究。

繼人馬星流之后，在銀河系周邊又先后發(fā)現(xiàn)了許多星流，其中與銀河系矮伴星系有關(guān)的如室女星流、麒麟星流、鯨魚星流等，與球狀星團(tuán)有關(guān)的一些星流，以及若干尚未確認(rèn)其本源的星流，如所謂“獨(dú)孤星流”等。

通常認(rèn)為，星流是因近鄰矮伴星系或暈族球狀星團(tuán)在銀河系潮汐力場(chǎng)的長(zhǎng)期作用下生成的，這一過程中伴星系或星團(tuán)不斷丟失質(zhì)量，并最終會(huì)導(dǎo)致其瓦解，有些星流的母星系(或母星團(tuán))因瓦解在今日已難覓蹤影。另一方面，因星流物質(zhì)向銀河系內(nèi)落，甚至最終與之并合，銀河系結(jié)構(gòu)會(huì)隨之發(fā)生變化。所以，有關(guān)銀河系周邊星流之分布、運(yùn)動(dòng)學(xué)狀態(tài)和物理性質(zhì)的觀測(cè)研究，對(duì)于探索銀河系的結(jié)構(gòu)和形成史，確定銀河系和伴星系中包括暗物質(zhì)在內(nèi)的物質(zhì)總量和分布形態(tài)，以及深入認(rèn)識(shí)伴星系和球狀星團(tuán)的動(dòng)力學(xué)演化過程，都具有十分重要的天體物理意義。

圖1 銀河系周邊星流結(jié)構(gòu)示意圖

由伴星系生成的星流，往往以其主要部分所在的星座名命名，如室女星流、麒麟星流等；個(gè)別則以母星系的名稱命名，如人馬星流。與球狀星團(tuán)有關(guān)的星流因數(shù)目眾多，尺度又相對(duì)較小，通常并不賦以特定的名稱。

星流常表現(xiàn)為由諸多小塊恒星集聚區(qū)構(gòu)成的條狀結(jié)構(gòu)，故又稱為恒星碎片流。星流是在銀河系潮汐力場(chǎng)作用下生成的，有人便稱之為潮汐流或潮汐碎片流，尺度較小的亦可稱為潮汐尾，如由球狀星團(tuán)生成的常稱之為潮汐尾。上述多種名稱所反映的乃是天文學(xué)上的一類重要觀測(cè)現(xiàn)象——在銀河系引力場(chǎng)作用下，從伴星系或球狀星團(tuán)中拖曳出來，由眾多恒星所構(gòu)成的、或長(zhǎng)或短的條形結(jié)構(gòu)。星流可歸于銀暈周邊的次結(jié)構(gòu)，或者說密度超區(qū)，因?yàn)橄嗫臻g中星流成員星的數(shù)密度要高于周圍同類場(chǎng)星的數(shù)密度。

1 探測(cè)途徑

星流的成員星源自同一個(gè)伴星系或球狀星團(tuán)，且已經(jīng)歷了相當(dāng)長(zhǎng)時(shí)間的演化，它們?cè)趨?shù)(如位置、速度、星等、顏色、金屬度)空間中會(huì)呈現(xiàn)與非星流成員(場(chǎng)星)不同的共性特征。一旦從觀測(cè)上發(fā)現(xiàn)某種可能存在的次結(jié)構(gòu)，接下來就要在相應(yīng)的參數(shù)空間中把它與某種銀河系模型的恒星預(yù)期分布進(jìn)行比較，以證實(shí)該觀測(cè)次結(jié)構(gòu)在理論上的合理性，亦可給相關(guān)理論模型以觀測(cè)約束。

星流可通過幾種不同途徑來加以探測(cè)，如位置空間中的恒星密度分布、顏色-星等圖上的恒星分布、速度相空間中恒星的共性運(yùn)動(dòng)學(xué)特征、角動(dòng)量-能量相空間圖上恒星的成團(tuán)性等。此外，也有人通過分析示蹤星的化學(xué)豐度異常等方法來探測(cè)或旁證銀河系周邊星流結(jié)構(gòu)的存在。

我們身處銀河系之內(nèi)，需借助能反映銀河系物質(zhì)分布的所謂“示蹤天體”，來間接地探究銀河系的各種結(jié)構(gòu)成分，包括星流。示蹤天體可以是恒星，也可以是氣體，如探測(cè)銀河系棒結(jié)構(gòu)就可利用中性氫氣體。對(duì)于星流探測(cè)，示蹤天體是能滿足一定條件的某種確定類別的恒星，稱為示蹤星——這些條件包括它們具有較為恒定的光度，能方便地確定其光度距離；應(yīng)有較高的光度，以便在很遠(yuǎn)的地方也不難觀測(cè)到；它們?cè)谛橇鹘Y(jié)構(gòu)中普遍存在，以便能保證統(tǒng)計(jì)分析結(jié)論的可靠性，而且應(yīng)不難加以確認(rèn)。

目前較為廣泛地用于星流探測(cè)的示蹤星有天琴RR型變星、紅團(tuán)簇星、藍(lán)水平支星、主序折向點(diǎn)星、M型巨星，等等。此外還有藍(lán)離散星、K型巨星、紅巨星支星、碳星、球狀星團(tuán)等，不過有關(guān)工作相對(duì)較少。另外，在同一項(xiàng)工作中亦會(huì)用到兩種甚至兩種以上的示蹤星。

大尺度數(shù)字巡天(如SDSS、2MASS等)計(jì)劃的成功實(shí)施，大大提高了天文學(xué)家識(shí)別銀河系次結(jié)構(gòu)的能力，尤其是SDSS資料被廣泛用于星流探測(cè)。21世紀(jì)以來人們據(jù)此發(fā)表了一系列有關(guān)星流研究的新結(jié)果，包括探測(cè)已知的星流之細(xì)結(jié)構(gòu)，或發(fā)現(xiàn)若干新的星流。

2 人馬星流與獨(dú)孤星流

銀河系周圍分布有多個(gè)矮橢球(伴)星系，它們因銀河系潮汐力場(chǎng)的長(zhǎng)期作用，不斷丟失質(zhì)量(恒星)而形成星流，其中研究工作做得最多、認(rèn)識(shí)最為清楚且結(jié)論最為一致的當(dāng)推人馬星流。

2.1 人馬星流

人馬矮橢球星系為小星系在大星系潮汐力場(chǎng)作用下瓦解、并最終融入大星系的過程提供了一個(gè)極好的范本，自發(fā)現(xiàn)以來人們即從各個(gè)方面對(duì)之進(jìn)行細(xì)致的研究。最初，目標(biāo)天區(qū)大多限于人馬矮星系本體周邊10°～15°范圍內(nèi)。嗣后，被探測(cè)到的星流尺度漸而擴(kuò)大，2001年發(fā)現(xiàn)了距矮星系本體60°處的潮汐碎片，2003年發(fā)現(xiàn)了日心距90 kpc(1 pc＝3.26光年，pc稱為秒差距，是天體物理學(xué)中常用的距離單位)處的人馬潮汐碎片(圖2)。事實(shí)上人馬矮星系的潮汐碎片流很可能包圍了整個(gè)銀河系，它們大致分布在該伴星系的運(yùn)動(dòng)軌道附近。

圖2 人馬星流的二維投影像，中央水平線代表銀盤所處位置和尺度，叉號(hào)代表太陽所在的位置

隨著觀測(cè)資料的累積和分析工作的深入，探測(cè)到了人馬星流的復(fù)雜結(jié)構(gòu)。2003年，發(fā)現(xiàn)從人馬矮星系本體向外存在2條明顯的潮汐流(分別稱為前導(dǎo)星流和后隨星流)。它們從人馬矮星系出發(fā)，在天空中大致呈現(xiàn)為一個(gè)360°的大圓，其中后隨星流在南銀半球顯得頗為清晰，而部分前導(dǎo)星流則朝著北銀冠方向延伸。翌年，通過對(duì)示蹤星視向速度的測(cè)定，發(fā)現(xiàn)從動(dòng)力學(xué)角度來看前導(dǎo)星流成員星相比后隨星流恒星較為年老。2006年，探測(cè)到沿著人馬星流存在明顯的年齡梯度——早期剝離的恒星更多的是一些老年恒星，由此推知母星系應(yīng)該存在徑向年齡梯度。同年，還確認(rèn)了沿著人馬星流存在明顯的距離梯度，也就是星流不同部位的日心距是不同的。此外，還探測(cè)到人馬前導(dǎo)星流從北銀極附近位置起呈現(xiàn)分叉結(jié)構(gòu)(冠名為分支A和分支B)。2007年，大致確定了人馬前導(dǎo)星流的走向，它在太陽圈(太陽繞銀河系中心的圓運(yùn)動(dòng)軌道圈)以遠(yuǎn)處穿過銀道面，星流碎片之最小銀心距大于15 kpc。最近，更發(fā)現(xiàn)南銀半球人馬后隨星流也呈現(xiàn)與北部星流類似的分叉結(jié)構(gòu)。關(guān)于人馬星流的研究可謂方興未艾。

就目前的觀測(cè)研究結(jié)果可知，人馬星流中心(即人馬矮星系)的日心距約為25 kpc。成員星以中等年齡(60～90億年)恒星為主，不過也有不少年齡大于100億年的較年老恒星。

2.2 獨(dú)孤星流

獨(dú)孤星流最早發(fā)現(xiàn)于2006年，因其前身母天體當(dāng)時(shí)尚未明確而得其名，意為星流世界中的一名“孤兒”。自發(fā)現(xiàn)之日起，人們對(duì)獨(dú)孤星流的各方面性質(zhì)以及可能的前身母天體等問題進(jìn)行了探究。

2007年，SDSS資料所顯示的獨(dú)孤星流的角尺度約為50°，在赤經(jīng)150°～165°范圍內(nèi)它清晰可見，隨著赤緯由低到高則變得越來越不易探測(cè)到。該星流存在距離梯度：在天赤道附近日心距約為20 kpc，并以約40km·s-1的速度朝向我們運(yùn)動(dòng)；在高赤緯區(qū)星流日心距最大可達(dá)32 kpc，以約100km·s-1的速度遠(yuǎn)離我們而去。星流成員星是一些老年恒星。2010年，發(fā)現(xiàn)該星流位于一條順行軌道上，遠(yuǎn)銀心距為90 kpc，近銀心距為16.4 kpc，軌道偏心率e=0.7。星流的角寬度2°左右，大約只及人馬星流的1/5。

關(guān)于獨(dú)孤星流的前身天體，盡管相關(guān)工作做得不少，但迄今尚未有一致性的結(jié)論。一種觀點(diǎn)認(rèn)為，獨(dú)孤星流與新發(fā)現(xiàn)的矮橢球星系大熊II可能有物理上的聯(lián)系，主要理由是兩者的距離頗為接近。大熊II可算是銀河系最暗的伴星系，它的等光度輪廓呈現(xiàn)不規(guī)則扭曲形，且具有多個(gè)中心，表明該伴星系正處于瓦解之中。同時(shí)期的理論工作支持了上述觀點(diǎn)，大熊II瓦解過程的N體模擬表明，該矮星系的潮汐尾與獨(dú)孤星流的觀測(cè)結(jié)果相符，并進(jìn)而提出了較為連貫的演化圖像——很久以前，某個(gè)小星系與銀河系并合，獨(dú)孤星流、大熊II以及若干較年輕的球狀星團(tuán)，都是這一并合過程中因該伴星系被撕裂而生成的碎片，而獨(dú)孤星流是大熊II的后隨恒星流。

后期的另一些研究卻得出了不同的觀點(diǎn)：獨(dú)孤星流的前身天體可能是一個(gè)與今日銀河系伴星系相類似的矮星系，但從它的軌道位置來看不大可能會(huì)與大熊II有明確的聯(lián)系，也沒有發(fā)現(xiàn)任何已知的星團(tuán)或矮星系與獨(dú)孤星流共軌，獨(dú)孤星流的前身天體應(yīng)該是一個(gè)現(xiàn)已瓦解而失去蹤影的矮橢球星系。

3 球狀星團(tuán)與星流

在星流研究中，球狀星團(tuán)具有雙重身份：其一，在銀河系引力場(chǎng)的作用下，部分星團(tuán)成員星被剝離而生成潮汐尾，球狀星團(tuán)是潮汐尾的母天體；其二，星團(tuán)自身可能來自近鄰矮星系，后者因銀河系力場(chǎng)的作用生成星流，球狀星團(tuán)屬于矮星系星流的成員，相關(guān)矮星系便是球狀星團(tuán)的母天體。

3.1 球狀星團(tuán)潮汐尾

20世紀(jì)90年代中期，人們通過對(duì)球狀星團(tuán)徑向面密度輪廓的研究，發(fā)現(xiàn)許多星團(tuán)的周圍(兩側(cè))存在潮汐碎片，星團(tuán)最外緣部分的實(shí)測(cè)密度輪廓與理論模型不符，即超出了模型潮汐半徑的范圍。碎片來自瓦解中的球狀星團(tuán)母體，與星團(tuán)有著類似的運(yùn)動(dòng)軌道，它們沿著軌道路徑從兩個(gè)方向伸出，形成星團(tuán)的前導(dǎo)尾和后隨尾。在現(xiàn)已開展相關(guān)研究的眾多球狀星團(tuán)中，以星團(tuán)Pal 5潮汐尾的觀測(cè)研究做得最多，也最為細(xì)致，而其他球狀星團(tuán)潮汐尾的觀測(cè)研究較為零碎。

Pal5是一個(gè)結(jié)構(gòu)相對(duì)松散的遠(yuǎn)距離球狀星團(tuán)，日心距23.2 kpc，質(zhì)量M=(0.8～1.3)×104M⊙(M⊙為太陽質(zhì)量)，核半徑約為20 pc。Pal 5可歸于光度最低的球狀星團(tuán)之列，總絕對(duì)星等僅約為-5等，質(zhì)量只及銀河系球狀星團(tuán)中位質(zhì)量的1/30。

2001年，人們發(fā)現(xiàn)從星團(tuán)本體的南北兩側(cè)、距團(tuán)中心約0°.2(投影距離約為80 pc)處出發(fā)，分別朝東北和西南方向(也就是星團(tuán)的軌道路徑方向)伸出2條近乎對(duì)稱的潮汐尾。每條潮汐尾面密度次中心距團(tuán)中心約為0°.8(320 pc)，整個(gè)潮汐尾結(jié)構(gòu)的張角約為2°.6(圖3)。

上述基本結(jié)論為一系列后續(xù)工作所證實(shí)或修正。關(guān)于潮汐尾的總長(zhǎng)度，2003年給出的結(jié)果是超過10°(相應(yīng)的線尺度為40 kpc)，其中前導(dǎo)尾長(zhǎng)3°.5，后隨尾長(zhǎng)6°.5，遠(yuǎn)大于2年前得到的長(zhǎng)度2°.6。3年后，通過對(duì)SDSS資料的分析，得出Pal 5后隨尾的長(zhǎng)度接近19°，潮汐尾的總長(zhǎng)度可達(dá)22°.5。潮汐尾長(zhǎng)度的增大顯然與觀測(cè)天區(qū)的范圍有關(guān)——隨著目標(biāo)天區(qū)的擴(kuò)大，發(fā)現(xiàn)了距團(tuán)中心越來越遠(yuǎn)的潮汐尾成員星。另外，恒星從星團(tuán)中剝離是一種間歇性而不是連續(xù)性的過程：星團(tuán)在運(yùn)動(dòng)過程中通過近銀心點(diǎn)附近時(shí)會(huì)有較多恒星被剝離，而在遠(yuǎn)銀心點(diǎn)附近則少有，甚至沒有恒星從星團(tuán)中逸出。早期的觀測(cè)視場(chǎng)較小，遠(yuǎn)處的潮汐碎片就發(fā)現(xiàn)不了。

圖3 球狀星團(tuán)Pal 5的面密度輪廓，2條潮汐尾從星團(tuán)本體兩側(cè)沿相反方向朝外伸出

關(guān)于星團(tuán)Pal 5的質(zhì)量損失問題，2001年的工作表明，潮汐尾中的恒星約占目前該星團(tuán)總星數(shù)的32%，可見Pal 5已經(jīng)歷了較為顯著的質(zhì)量損失。2年后，利用SDSS資料得出的結(jié)果是，潮汐尾中原為母星團(tuán)成員的恒星總數(shù)是目前星團(tuán)成員星數(shù)的1.2倍，潮汐尾的質(zhì)量已超過了星團(tuán)自身的質(zhì)量。據(jù)此推知Pal 5的質(zhì)量損失主要發(fā)生在最近的20億年內(nèi)，該星團(tuán)的原始質(zhì)量可能是它現(xiàn)有質(zhì)量的6～10倍。

對(duì)多星團(tuán)樣本的實(shí)測(cè)表明，球狀星團(tuán)潮汐尾的存在乃是一種較為普遍的現(xiàn)象。有約1/3星團(tuán)的潮汐尾取向與潮汐場(chǎng)梯度相一致，有近1/2星團(tuán)的潮汐尾結(jié)構(gòu)可能反映了星團(tuán)的軌道路徑。

3.2 作為矮星系星流成員的球狀星團(tuán)

銀河系內(nèi)約有150個(gè)球狀星團(tuán)，通常認(rèn)為它們大多是在約120億年前銀河系演化的早期形成的。然而，暈族球狀星團(tuán)有著很寬的年齡分布，一些最年輕暈族球狀星團(tuán)的年齡甚至與最年老疏散星團(tuán)的年齡相仿。對(duì)這種情況的解釋是大星系在形成過程中吸積了多個(gè)小星系，而被吸積的矮星系各有其恒星和星團(tuán)的形成史。

早在1992年就已有人指出，年輕球狀星團(tuán)Ruprecht 106很可能是因銀河系的潮汐力作用從麥哲倫云俘獲而來，并提及另一個(gè)年輕星團(tuán)Pal 12也許有著同樣的起源，后者是一個(gè)很遠(yuǎn)的球狀星團(tuán)，日心距約為19 kpc。不過，21世紀(jì)初對(duì)Pal 12的運(yùn)動(dòng)學(xué)觀測(cè)表明，該星團(tuán)更可能是人馬星流的成員，而非源自麥哲倫云，并估計(jì)出Pal 12從人馬矮星系經(jīng)潮汐剝離而被俘獲的時(shí)間大約發(fā)生在17億年前。

后期的一些研究不僅支持了上述結(jié)論，并進(jìn)而確認(rèn)人馬矮星系在瓦解過程中至少為銀暈注入了6個(gè)球狀星團(tuán)，說明至少在60億年前人馬矮星系中還能形成星團(tuán)，從而有力地支持了年輕暈族球狀星團(tuán)來自被銀河系吸積之矮星系的觀點(diǎn)。

有些結(jié)構(gòu)相對(duì)松散的高光度暈族球狀星團(tuán)，可能就是很久以前因經(jīng)歷銀河系潮汐剝離作用而剩下的矮星系的核，或者說是被吸積矮星系之遺跡，而它們的母星系早已不復(fù)存在，如星團(tuán)NGC2419即屬此列——它是一個(gè)現(xiàn)已瓦解的矮星系的核，室女星流亦屬該星系的一部分。

4 星流研究的天體物理意義

銀河系星流的研究有著多方面的天體物理意義，下文僅就銀河系的結(jié)構(gòu)和演化史以及銀河系暗暈的形狀兩個(gè)問題給以簡(jiǎn)要介紹。

4.1 銀河系的結(jié)構(gòu)和演化史

關(guān)于銀河系及其大尺度結(jié)構(gòu)的形成和演化過程，迄今尚未取得一致而又非常清晰的認(rèn)識(shí)。1962年提出的坍縮模型描述了一種可能的銀河系形成圖景：銀河系形成于一個(gè)大致呈球狀的貧金屬自轉(zhuǎn)原星系云。在早期快坍縮階段，原星系氣體首先形成沿橢圓軌道運(yùn)行的暈族恒星和球狀星團(tuán)。隨著坍縮過程的進(jìn)行，因大質(zhì)量恒星演化晚期的超新星爆發(fā)，使星系云的金屬度增大。當(dāng)云半徑收縮到原有半徑的1/10左右時(shí)，云呈現(xiàn)富金屬態(tài)，且變?yōu)楸馄綘?，最終生成一個(gè)由離心力支撐的盤，這種結(jié)構(gòu)狀態(tài)一直保持到今天。

上述坍縮模型對(duì)銀河系形成機(jī)制的研究具有重要影響，但它無法解釋暈族球狀星團(tuán)的金屬度分布范圍很寬，以及這種分布基本上與銀心距無關(guān)的觀測(cè)事實(shí)，也不能說明為什么存在一些年輕的暈族球狀星團(tuán)。為解決這一難題，1978年有人提出了與坍縮模型不同的另一種銀河系形成圖景——銀暈是由眾多質(zhì)量約108M⊙的云碎片形成的，這些碎片彼此無關(guān)，它們獨(dú)立地經(jīng)歷自身的演化過程，最終互相吸積、并合，形成現(xiàn)在看到的銀河系，稱為并合模型。

膨脹宇宙框架下引力成團(tuán)的N體模擬工作表明，恒星系統(tǒng)可以通過不斷并合而形成更大的系統(tǒng)，從而有力地支持了并合模型。然而，銀河系決不可能簡(jiǎn)單地通過現(xiàn)成恒星系統(tǒng)的并合而形成——無論暈如何形成，盤肯定不是通過這種方式形成的。鑒于坍縮模型所強(qiáng)調(diào)的是恒星形成于已處于原銀河系內(nèi)的氣體，這一圖景描述了實(shí)際發(fā)生情況的一個(gè)重要方面。

看來，對(duì)于銀河系的形成和演化而言，坍縮和并合兩種機(jī)制很可能同時(shí)存在：原銀河系云在坍縮過程中，會(huì)通過其強(qiáng)大潮汐力場(chǎng)的作用，不斷吸積鄰近的矮伴星系物質(zhì)，包括其中的恒星和星團(tuán)——銀暈外區(qū)眾多矮星系星流的客觀存在，以及作為星流成員的不同年齡星團(tuán)，特別是年輕球狀星團(tuán)的發(fā)現(xiàn)，充分說明了這一點(diǎn)。這種吸積過程的持續(xù)發(fā)展，可能會(huì)導(dǎo)致星流母星系的最終瓦解，或者只剩下它的殘骸——也許會(huì)演化為一個(gè)大質(zhì)量球狀星團(tuán)。另一方面，伴星系與銀河系的并合過程，必然會(huì)使銀河系的結(jié)構(gòu)發(fā)生變化。

4.2 銀河系暗暈的形狀

星系外區(qū)存在大質(zhì)量暗暈已是眾人的共識(shí)，但對(duì)暗暈究竟具有何種形狀則看法不盡一致。在這個(gè)問題上，也許銀河系為人們提供了一個(gè)最好的實(shí)測(cè)研究樣本，其中特別有希望的探索途徑是利用星流來了解銀河系總體引力場(chǎng)的結(jié)構(gòu)。上述思路的基本物理依據(jù)是顯而易見的：星流來自母星系，其成員星的運(yùn)動(dòng)軌道應(yīng)與母星系運(yùn)動(dòng)軌道相近，而母星系的運(yùn)動(dòng)學(xué)狀態(tài)必然取決于銀河系的物質(zhì)分布，即銀河系引力場(chǎng)。例如，要是星流在一個(gè)球形引力勢(shì)中運(yùn)動(dòng)，其軌道面會(huì)保持不變，成員星則應(yīng)分布在一個(gè)大圓上。

研究工作做得最細(xì)的人馬星流自然成為探究銀河系暗暈形狀的首選目標(biāo)星流。然而，由于觀測(cè)資料和分析方法的不同，結(jié)果并未取得一致。事實(shí)上，理論工作所得出的銀河系暗物質(zhì)暈的形狀也是有分歧的，如扁旋轉(zhuǎn)橢球體形、接近球形，或者正圓球形暗暈等。

2001年發(fā)現(xiàn)，人馬星流成員星大多位于一個(gè)大圓上，說明在日心距16～60 kpc范圍內(nèi)，銀河系暗暈可能非常接近正圓球形，或者說是一個(gè)軸比q=c/a約為1的旋轉(zhuǎn)橢球體(a和c分別是橢球體的半長(zhǎng)軸和半短軸)，并得到一些后期工作的支持。

不久即有人對(duì)上述結(jié)論提出質(zhì)疑——目前所發(fā)現(xiàn)的人馬星流中的大部分碎片，是在近期(10～30億年前)從人馬矮星系中剝離出來的，而此類年輕結(jié)構(gòu)對(duì)暗暈取何種形狀并不敏感。無論是扁橢球體還是長(zhǎng)橢球體，實(shí)測(cè)資料與數(shù)值模擬結(jié)果完全一致。人馬前導(dǎo)星流包含了較為年老的碎片，其運(yùn)動(dòng)學(xué)狀態(tài)表明銀河系暗暈應(yīng)該具有長(zhǎng)橢球體外形，在人馬星流軌道范圍內(nèi)之軸比q接近5/3。然而，不久由同樣類別的示蹤星，用不同方法所得出的暗暈卻略呈扁平狀的外形，軸比q為0.90～0.95。已經(jīng)有人提出，上述矛盾也許可通過引入銀河系暗暈的三軸橢球體模型，以取代旋轉(zhuǎn)橢球體模型來加以解決。

關(guān)于銀河系星流僅有約20年的觀測(cè)研究史，然而所取得成果之豐富遠(yuǎn)非拙文所能充分述及。隨著觀測(cè)資料的累積，以及一些河外星系中星流結(jié)構(gòu)的相繼發(fā)現(xiàn)，相關(guān)研究必將受到更為廣泛的關(guān)注。

(2013年12月11日收稿)

(編輯：溫文)

Stellar streams and their implication for studies on the structure of our Galaxy

ZHAO Jun-liang
Professor, Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences, Shanghai 200030, China

Many stellar tidal streams in the outer halo of the Milky Way Galaxy have been found since 1994. Some streams are formed from dwarf satellites and others from globular clusters. More and more observational and theoretical studies on the stellar streams have been done during recent 20 years or so, from which some important results were gained.

Milky Way Galaxy, stellar stream, Sagittarius stream, globular cluster, tidal tail

10.3969/j.issn.0253-9608.2014.04.001