劉 成，趙 剛

(1.中國科學院國家天文臺光學天文重點實驗室，北京100012；2.中國科學院大學，北京100049)

1 引 言

星系的形成和演化是當前天文學最重要的熱門課題之一。目前，對星系整體或者部分結(jié)構(gòu)的觀測和數(shù)值模擬是研究星系形成和演化的兩個主要方向，特別是利用星族成分研究和分析銀河系不同結(jié)構(gòu)的形成和演化歷史是非常熱門的課題。雖然銀河系是一個好的實驗室，但是由于我們處于銀盤上，其強烈的氣體和塵埃消光使得我們不能全面觀測銀河系。而對河外星系的研究不存在這樣的問題。M31 是本星系群中最大的旋渦星系，盡管M31 的總質(zhì)量大約是銀河系的2 倍[1]，但它們的許多結(jié)構(gòu)和性質(zhì)都非常相似。對M31 進行全面的觀測和理論研究，并與銀河系中的觀測結(jié)果進行比較，將極大地幫助我們完善現(xiàn)有星系形成和演化的理論模型。

M31 距離銀河系約770 kpc[2]。根據(jù)其光度輪廓，M31 屬于Sb 型旋渦星系(spiral galaxy, type b)[3]。但是對M31 的氣體和塵埃的進一步研究發(fā)現(xiàn)，它有可能不是一個普通的旋渦星系，因為它還有環(huán)狀結(jié)構(gòu)[4–7]。人們通過各種觀測手段發(fā)現(xiàn)，M31 由盤、暈、核球以及可能存在的中心棒[8]等基本結(jié)構(gòu)組成。從圖1 可以看出，除了M31 盤(黑色大橢圓表示)、暈和核球(中心小圓球表示)，在暈中還有許多恒星子結(jié)構(gòu)、球狀星團和矮星系。下面我們分別介紹對這些成分的觀測和研究進展，并重點介紹利用星族研究它們各自化學演化的歷史。

圖1 M31 以及主要的恒星子結(jié)構(gòu)、球狀星團和矮星系在切平面上的投影[9]

2 核

M31 通常被描述為一個非常安靜的星系，因為它的恒星形成率極低(約為0.4M⊙a?1[10])，并且從射電到X 射線觀測都發(fā)現(xiàn)其中心有一個不活躍的核(nucleus)區(qū)[11]。與其他星系一樣，M31 中心有一個質(zhì)量約為1.4×108M⊙的超大質(zhì)量黑洞(supermassive black hole,SMBH)[12]。盡管它是一個非常寂靜的超大質(zhì)量黑洞[13]，但是觀測結(jié)果表明，從2006 年開始它有變活躍的跡象[14]。Li 等人[14]發(fā)現(xiàn)，該超大質(zhì)量黑洞在2006 年1 月6 日有一次爆發(fā)，并在此之后進入一個比較活躍的狀態(tài)。他們發(fā)現(xiàn)該黑洞的平均光度為4.8×1029J·s?1，其流量經(jīng)常發(fā)生變化，并且變化時標可能從幾小時到年，這與在銀河系超大質(zhì)量黑洞中首次發(fā)現(xiàn)的X 射線耀斑相類似。

在核的形態(tài)上，人們已通過早期的氣球觀測發(fā)現(xiàn)它的結(jié)構(gòu)不對稱性[15]。之后人們通過哈勃空間望遠鏡(Hubble Space Telescope, HST)的光學和近紫外波段觀測也發(fā)現(xiàn)在M31 中心有非常明顯的雙峰結(jié)構(gòu)[16]。它們被稱為雙核，即P1 和P2，它們相距約0.45′′。觀測結(jié)果顯示，在V 和B 波段，P2 比P1 暗，但是在U 和紫外波段，P2 比P1 顯得更亮。在1995年，Tremaine[17]發(fā)現(xiàn)P1 和P2 能夠非常好地用一個偏心恒星盤模擬，并認為它們是同一個盤結(jié)構(gòu)的表象。在盤上占主導的年老恒星繞著超大質(zhì)量黑洞作橢圓運動。2005 年Bender 等人[12]在P2 中探測到一個很小但顏色很藍的星團。這個藍星團在星族、大小和速度彌散上都與P1 和P2 中的成分不一致。他們把這個星團稱為M31 核的第三成分(P3)。對P3 的動力學研究表明，超大質(zhì)量黑洞很可能位于P3 中[12]。其他一些觀測證據(jù)也支持這一結(jié)論，例如弱射電源和低水平的X 射線發(fā)射源的位置都與P3 相重合[13]。

利用HST 上的STIS 儀器，能夠獲得M31 核在可見光(3 600～5 100)和近紅外(約8 500)的光譜。P1 和P2 的近紅外光譜上可以看到明顯的CaⅡ三線，這表明P1 和P2 的主要成分是年老的紅巨星[12]。然而，P3 區(qū)的光譜與A 型恒星有非常類似的光譜特征，并且展示出非常強的巴爾末吸收線，這表明P3 是由非常年輕的A 型主序星或巨星組成，而且它很可能是在200 Ma 之前通過一次星爆形成。這類恒星也存在于銀河系超大質(zhì)量黑洞周圍，說明這種現(xiàn)象不是特例。但是這類年輕恒星的存在對我們提出了許多難題，如年輕恒星如何在超大質(zhì)量黑洞形成的強潮汐場中形成？在黑洞周圍沒有探測到任何冷氣體的情況下，這些恒星是如何形成的[11,18]？

3 核 球

雖然核球(bulge)是旋渦星系很重要的一個組成部分，但是對于它的起源，我們知道的還非常有限。目前人們認為核球形成的機制可能有兩種[19]：(1)經(jīng)典核球(classical bulge)形成于劇烈的星系并合過程中，其光強度輪廓遵循Sersic 函數(shù)，指數(shù)n≈4，在這期間伴隨著大量的恒星形成；(2)中心棒的擾動使得翹曲不穩(wěn)定的星系盤在中心形成一個贗核球(pseudobugles)，其外形看起來像一個盒子，或者呈花生狀，它有一個近似指數(shù)的面亮度輪廓。

早期人們通過照相底片、數(shù)字圖片以及恒星計數(shù)等手段測量亮度輪廓，發(fā)現(xiàn)M31 有一個經(jīng)典核球[20,21]。然而1999 年Kormendy 和Bender[22]利用HST 高分辨率圖像觀測結(jié)果，首次發(fā)現(xiàn)核球中的恒星分布不像經(jīng)典核球一樣向中心高度聚集。M31 核球的Sersic 指數(shù)為n=2.19±0.1，這與經(jīng)典核球的指數(shù)不一致。結(jié)合空間望遠鏡Spitzer 和地面望遠鏡的觀測圖像和深度的恒星計數(shù)，Courteau 等人[23]也測量到了相同的指數(shù)。他們認為核球首先通過并合而快速形成，然后通過長期吸積盤中物質(zhì)形成現(xiàn)今的核球。通過仔細對比N 體模型與核球的等光度結(jié)構(gòu)，他們發(fā)現(xiàn)其結(jié)果也支持M31 同時包含一個經(jīng)典核球和一個在中心類似盒棒型核球的觀點[8]。

相對于光度輪廓研究，對核球的光譜分析能幫助我們更好地了解核球的形成和演化歷史。在1997 年，Davidge[25]利用Lick 指數(shù)研究星族，發(fā)現(xiàn)在M31 最靠近中心的區(qū)域存在一群富金屬的年輕星族。利用高空間分辨率的HST，人們在之后的研究工作中有了不一樣的發(fā)現(xiàn)。許多天文學家指出，M31 核球必定有與銀河系一樣富金屬的年老星族，而之前發(fā)現(xiàn)的年輕恒星有可能是由于視場中恒星過于密集而導致的假象[26,27]。但是最近的累積光譜觀測結(jié)果直接證明，在最靠近中心的區(qū)域(小于100′′)星族的年齡為4～8 Ga，且它們的平均金屬豐度超過太陽豐度的3 倍[28]。除了最靠近核球的區(qū)域，Saglia 等人[28]還發(fā)現(xiàn)M31 核球中基本上都是年老且有太陽金屬豐度的恒星，而且它們都是α 元素增豐([α/Fe]≈0.2)的恒星。此外，人們還發(fā)現(xiàn)了中等年齡(300 Ma～1 Ga)的星族[29,30]。在2015 年，Dong 等人[29]發(fā)現(xiàn)，中等年齡恒星可能遍及整個核球，并且其質(zhì)量僅占核球總質(zhì)量的約1%。另一方面，對于采用 不同方法獲得的金屬分布函數(shù)的分析也支持富金屬核球的觀點。Sarajedini和Jablonka[27]在2005 年發(fā)現(xiàn)，金屬分布函數(shù)的峰值為太陽金屬豐度，這比銀河系核球金屬分布函數(shù)的峰值高出大約0.1 dex。圖2 中分別展示了通過模型預測的以及觀測的金屬分布函數(shù)。2007 年，Ballero 等人[24]研究了用普適初始質(zhì)量函數(shù)解釋在銀河系和M31 核球中觀測到的金屬豐度分布的問題。相比于Kroupa[31]提出的普適初始質(zhì)量函數(shù)UIMF，他們發(fā)現(xiàn)，比Salpeter[32]提出的更平的初始質(zhì)量函數(shù)能更好地擬合觀測數(shù)據(jù)。以上這些發(fā)現(xiàn)表明，M31核球主要是通過耗散坍縮機制形成，而且在這過程中伴隨有一波強烈的恒星形成。

圖2 M31 核球的金屬豐度分布函數(shù)[24]

4 盤

4.1 盤的結(jié)構(gòu)

精確地解析一個系統(tǒng)的各個成分，是理解它如何形成和演化的關(guān)鍵。例如，如果一個星系的恒星面密度輪廓(surface density profile)能夠用單一的指數(shù)函數(shù)擬合，則說明這個星系有一個安靜的演化歷史[33]；但是如果它符合de Vaucouleurs 輪廓描述，則表明這個星系有劇烈的恒星形成歷史[34]。一個典型的星系盤(disk)能夠用一個基本的指數(shù)函數(shù)Id(R)描述：

其中，I0是盤中心的強度，R是天體在盤上的投影距離，Rd是投影在盤上的標長。結(jié)合Spitzer 望遠鏡紅外和地面光學圖像以及深度的恒星計數(shù)，Courteau 等人[23]通過光度輪廓研究，得到盤的標長是5.3 kpc。在光度上，M31 的盤貢獻了星系總光度的約73%。早在1939年，Babcock[35]發(fā)現(xiàn)盤中巴爾末線的強度隨半徑的增加而增強，表明盤可能存在一個徑向的年齡梯度。另一方面，不同波段的測光結(jié)果表明盤的標長隨波長的增加而減小，例如，在V波段的標長為6.5 kpc[22]，在I 波段的標長為(5.8±0.2)kpc[36]，在Spitzer 的3.6 μm 處的標長為5.3 kpc[23]。這一事實表明，隨著盤半徑的增大，星族的平均年齡在減小。

一般人們認為，在 短軸方向上，盤的主導區(qū)域為1.2～9 kpc，而暈則主導其外面的區(qū)域。然而Ibata 等人[37]通過凱克望遠鏡對2 800 顆紅巨星支(red-giant branch, RGB)的光譜觀測，并基于運動學分析，發(fā)現(xiàn)在M31 周圍有一個延展的類似于盤的結(jié)構(gòu)。這類低光度的恒星結(jié)構(gòu)覆蓋15～40 kpc 的區(qū)域，甚至在更大范圍上(約為60 kpc)還有盤運動特征的子結(jié)構(gòu)(substructure)。HST 大視場的圖像巡天結(jié)果也支持M31 有一個延展盤的觀點[38]，人們在其中發(fā)現(xiàn)了許多有類似盤運動學特征的子結(jié)構(gòu)，這表明盤經(jīng)歷了一個明顯的擾動過程。這可能是由于M31 多次吸積矮星系，或者是一次大的并合事件引起的。該過程使M31 盤加熱，從而使其形成一個延展的盤[37]。

4.2 元素豐度分布

旋渦星系盤中元素豐度沿徑向的梯度分布是星系化學演化的一個重要參數(shù)，它能限制星系形成過程中的各種物理過程，如氣體下落、恒星形成歷史、恒星初始質(zhì)量函數(shù)和徑向遷移等[39]。目前有多種觀測和測量方法得到元素豐度(特別是O 豐度)，包括測量HⅡ區(qū)、行星狀星云和超巨星的光譜。但是用不同天體樣本或者測量方法會得出非常不同的元素豐度梯度，甚至給出相反的斜率，如圖3 所示。

觀測并分析來自HⅡ區(qū)光譜中的發(fā)射線是最傳統(tǒng)的一種方法，它能幫助我們追蹤當前星系盤元素豐度在不同位置的分布。HⅡ區(qū)的光譜中有非常強的金屬和巴爾末發(fā)射線，如[O Ⅲ]λ5007, [NⅡ]λ6584 和Hα 線等。這些發(fā)射線非常明亮，在河外星系中也能夠被觀測到，因此到目前為止，M31 盤的元素豐度梯度大多是通過對HⅡ區(qū)發(fā)射線的分析得到。人們已經(jīng)在M31 中發(fā)現(xiàn)超過3 000 個明亮的H Ⅱ區(qū)[10]，但是已經(jīng)獲取光譜并進行精細分析的樣本不超過7%。1972 年，Rubin 等人[47]第一次通過測量HⅡ區(qū)光譜中的O發(fā)射線強度，發(fā)現(xiàn)M31 盤存在一個豐度梯度。此后人們在許多不同的觀測樣本中也發(fā)現(xiàn)O 元素在沿盤的徑向上存在豐 度梯度，但是不同的研究小組給出的斜率存在系統(tǒng)性偏差(如圖3 所示)。Galarza 等人[48]通過對46 個HⅡ區(qū)樣本進行 分析，推導出M31 盤有一個(?0.06±0.03)dex·kpc?1的豐度梯度，然而Zaritsky 等人[49]得到的是一個非常小的斜率(?0.018±0.006)dex·kpc?1。除此之外，其他大多數(shù)研究小組給出的斜率也都大致落在這兩者之間[39,40,50]。不同研究小組給出不一致結(jié)果的可能原因是：首先，O 元素豐度的測量非常依賴于定標的選取，對不同樣本的測量結(jié)果可能有高達0.7 dex 的系統(tǒng)誤差[51]；其次，測量結(jié)果可能受HⅡ區(qū)的形狀和表面亮度不均勻性的影響[39]。

圖3 M31 中O 元素沿盤徑向的變化趨勢[40]

對行星狀星云的觀測也是獲取盤上不同位置處元素豐度分布的重要手段。從行星狀星云光譜上也能看到非常強的O, N, S 元素和巴爾末發(fā)射線等。由于行星狀星云是中小質(zhì)量恒星演化后期的產(chǎn)物，所以它們的化學元素豐度可以反映它們前身星的化學性質(zhì)。一般來說，明亮的行星狀星云的年齡比HⅡ區(qū)的年齡老約3×107a。對比HⅡ區(qū)和行星狀星云的元素豐度梯度，能夠幫助我們推斷一個星系的化學元素豐度隨時間在徑向上的變化趨勢[52]。在M31 中可能有上萬個行星狀星云，但是目前已經(jīng)有元素豐度測量數(shù)據(jù)的成員還不足1%[39]。在1986 年，Jacoby 和Ford[53]測量了3 個在M31 中的行星狀星云。后續(xù)通過對更大樣本的分析發(fā)現(xiàn)，相比于HⅡ區(qū)的觀測結(jié)果，O/H 有非常小的豐度梯度，或者沒有明顯的豐度梯度[39,46]。但是N 有一個比較深的豐度梯度，這可能與N 有一個較長時標的核合成有關(guān)。同時我們也注意到，通過測量行星狀星云得出的化學豐度存在比較大的內(nèi)稟彌散(大于0.3 dex)[39]。這對用理論解釋這一觀測結(jié)果帶來比較大的困難。此外，人們也不是很清楚是什么原因?qū)е氯绱舜蟮膬?nèi)稟彌散，一個可能的解釋是，它是由星族的混合導致的[54]。

目前，越來越多的天文學家在利用超巨星的觀測結(jié)果研究M31 盤的化學分布。超巨星是星空中最明亮的恒星之一，它們是大質(zhì)量(約為10M⊙～40M⊙)恒星演化離開主序帶后的產(chǎn)物。根據(jù)超巨星的表面溫度、光譜特征和它們在赫羅圖上的位置，超巨星可以被分為藍超巨星、黃超巨星和紅超巨星。雖然超巨星有比主序矮星和巨星更復雜的大氣結(jié)構(gòu)，但隨著人們對由各種分子引起的不透明度的了解，現(xiàn)代的大氣模型已經(jīng)能夠比較好地模擬超巨星大氣，如MARCS大氣模型[55]。因此，藍超巨星和紅超巨星已經(jīng)被用來當做元素豐度的示蹤體，以研究本星系群中星系的化學演化[56,57]。分析超巨星光譜不僅能夠避免在分析HⅡ區(qū)和行星狀星云光譜時引入巨大的系統(tǒng)誤差和內(nèi)稟彌散等問題，還能得到許多重元素的豐度，如Mg, Fe 和Ba 等，這將幫助我們更深入地了解核合成歷史和旋渦星系的化學演化過程。在2000 年，Venn 等人[43]第一次通過分析M31 中4 顆A―F 型超巨星的高分辨率光譜，得到了包括α, Fe 族元素和中子俘獲元素的豐度。之后Trundle 等人[42]分析了7 顆B型超巨星的中等分辨率光譜，發(fā)現(xiàn)M31 中O 元素豐度沿盤徑向不存在明顯的梯度，這與HⅡ區(qū)的觀測結(jié)果相矛盾。這一結(jié)論當然需要更大樣本的分析結(jié)果來支持。隨著本星系群巡天(LGGS[58])項目的開展和成員星認證方法的發(fā)展，目前已證認出多達400 顆超巨星[59,60]。雖然高分辨率光譜觀測能夠幫助我們獲得更多更準確的元素豐度，但是該光 譜只能在8 m及以上口徑的望遠鏡上通過長時間曝光獲取。在2008 年，Kudritzki 等人[56]證明，對于低分辨率的超巨星光譜也能夠比較準確地測量它們的金屬豐度，且誤差僅約為0.2 dex。這使得我們通過中口徑望遠鏡觀測并研究大樣本的超巨星成為可能。LAMOST 望遠鏡由于其大視場多光纖等獨特的性質(zhì)，成為通過觀測超巨星研究M31 盤化學分布的有效工具。到目前為止，LAMOST 已經(jīng)觀測了約1 400 顆超巨星候選體。通過同時給定色指數(shù)和視向速度限制，已有113 顆候選體被確認為M31 超巨星，其中55 顆為藍超巨星，56 顆為黃超巨星，2顆為紅超巨星[61]。

4.3 星際介質(zhì)

星際介質(zhì)(interstellar medium)中包含有宇宙射線、塵埃、氣體等物質(zhì)。通過觀測它們的特性以及它們相互之間的關(guān)系，人們可以獲得關(guān)于恒星形成機制的線索。雖然M31 被歸類為棒旋星系，但是相比于一般旋渦星系，M31 的氣體和塵埃表現(xiàn)出許多獨特的特征。人們通過許多研究發(fā)現(xiàn)，M31 中除了有兩條非常明顯的旋臂外，在其HⅠ和紅外發(fā)射線的圖像上還有一些像環(huán)一樣的結(jié)構(gòu)[4–6,62]，如非常著名的10 kpc 恒星形成環(huán)以及較暗的在15 kpc處的環(huán)。這些環(huán)的中心與M31 的動力學中心有明顯的偏差[63]。結(jié)合理論模型分析，我們可以通過研究這些特征，更好地探索星系的形成和演化。

4.3.1 星際塵埃

一般認為塵埃是由大小不一的碳質(zhì)顆粒和無定形的硅酸鹽顆?；旌隙?。塵埃本身不發(fā)光，但是受到來自恒星的星光加熱，它能輻射出遠紅外和亞毫米波。人們通過觀測發(fā)現(xiàn)，遠紅外光主要來自較熱的塵埃輻射，而亞毫米波則主要來自較冷的塵埃[64]，因此遠紅外波段觀測是一種非常有效的探測塵埃的手段。結(jié)合塵埃模型，通過擬合觀測能譜分布，人們能夠獲得塵埃的溫度、質(zhì)量、吸收系數(shù)和塵埃發(fā)射率指數(shù)等分布圖[7,65]。

盡管不同學者給出的塵埃特性分布圖在一些細節(jié)上有所不同，但是在這些分布圖上都有一個非常明亮的約10 kpc 的環(huán)[7,65]。同時，在10 kpc 環(huán)處不僅有最高的平均塵埃面密度(約0.6M⊙pc?2)，還有非常高的氣體-塵埃質(zhì)量比。除此之外，也有證據(jù)表明，在M31盤上存在一個離中心較近(約5.6 kpc)和一個離中心較遠(約15 kpc)的環(huán)[6,65]。對于累積塵埃面密度，人們基于不同的觀測手段獲得的塵埃總質(zhì)量非常不一致。利用高分辨率IRAS 和HⅠ測量圖，Xu 和Helou[66]在1996 年得出，M31 中塵?？傎|(zhì)量為2.2×107M⊙。隨著更高分辨率空間儀器的運行，一些研究小組也給出了不同的結(jié)果[6,7]。Smith 等人[7]利用HELGA巡天數(shù)據(jù)，測量到總 塵埃質(zhì)量為2.6×107M⊙。然而基于基本相同的數(shù)據(jù)，利用不同的測量方法，F(xiàn)ritz 等人[6]在同一年給出的質(zhì)量是前者的2 倍。同時他們指出，可能約有78%質(zhì)量的塵埃位于15 kpc 以內(nèi)。最新的觀測結(jié)果也支持M31 中有更大質(zhì)量塵埃的觀點[65]。

通過研究塵埃溫度在M31 盤上的分布可以看到一些明顯的現(xiàn)象。根據(jù)所有觀測結(jié)果可以得出，在M31 中心有最高的塵埃溫度，不同研究小組給出的溫度約為30～35 K[7,65,67]。同時隨著其在盤上投影距離的增加，塵埃溫度迅速降低到約17 K。之后溫度會隨著距離的增加而緩慢降低[68](如圖4 所示)，或者基本保持不變[7]。這個轉(zhuǎn)折點可能位于3.1～5.6 kpc之間。除此之外，Smith 等人[7]發(fā)現(xiàn)，位于轉(zhuǎn)折點之內(nèi)的塵埃，它們的溫度與波長在3.6μm處的流量有很強的關(guān)聯(lián)，這表明在核球中的塵埃主要受到來自年老星族的輻射加熱。

圖4 塵埃溫度分布圖[68]

4.3.2 星際氣體

星際氣體主要由中性原子和分子H2組成，它們在星際介質(zhì)中所占的質(zhì)量超過90%以上。一些觀測結(jié)果表明，氣體與塵埃的總質(zhì)量比超過110，但是氣體-塵埃質(zhì)量比的分布在M31 中不是各向同性的[6,7,65]。氣體-塵埃質(zhì)量比隨著投影徑向距離的增加而呈指數(shù)增加，而且在15 kpc 處的比值可能是中心處的5 倍以上。另外人們在許久以前就發(fā)現(xiàn)，根據(jù)氣體-塵埃質(zhì)量比，可以得出關(guān)于金屬豐度分布的信息[69]。假設所有星際介質(zhì)的塵埃顆粒中含有相同的化學成分，氣體-塵埃質(zhì)量比的梯度將與M31 盤的金屬豐度梯度有?1 倍的關(guān)系[7]。采用不同的方法以及不同的觀測數(shù)據(jù)，不同研究小組給出了不同的氣體-塵埃質(zhì)量比梯度，但它們都在0.02~0.06 dex·kpc?1之間[6,7,68]，其中Smith 等人[7]的測量結(jié)果與Tabatabaei和Berkhuijen[68]的一致，并且他們發(fā)現(xiàn)，他們得到的氣體-塵埃質(zhì)量比梯度與通過測量強O發(fā)射線獲得的金屬豐度([O/H])梯度相一致[48]。

分子氣體在星際氣體總質(zhì)量中只占很小比例。Nieten 等人[70]認為，所有分子氣體的質(zhì)量只是原子氣體質(zhì)量的7%左右。H2分子是星際介質(zhì)中含量最高的分子，但是由于它缺少偶極矩，因此很難直接觀測到它。常用的方法是通過觀測CO 分子譜線，間接地推算出H2分子氣體面密度或質(zhì)量[71]。因此通過合并原子和分子氣體，我們能得到總的氣體分布圖。從整體上看，氣體分布圖與塵埃分布圖一樣，有明顯的旋臂以及由旋臂形成的在10 kpc 處的明亮環(huán)。除此之外，從氣體在M31 盤上的分布和它的運動學狀態(tài)，還可以看出許多復雜的形態(tài)和結(jié)構(gòu)。在2009 年，Chemin 等人[5]不僅清晰地給出強翹曲在盤上的證據(jù)，而且也發(fā)現(xiàn)了一些新的結(jié)構(gòu)，例如2 個薄HⅠ支狀結(jié)構(gòu)和1 個暗外旋臂。形成這些結(jié)構(gòu)的原因可能是M31 與其伴星系NGC 205 間的潮汐擾動。

許多觀測結(jié)果表明，恒星形成與分子氣體，以及恒星形成率與氣體質(zhì)量之間有非常強的關(guān)聯(lián)[72]。早在1959 年，Schmidt[73]發(fā)現(xiàn)恒星形成的體密度與氣體的體密度有冪律指數(shù)為2 的關(guān)系。通過對90 個近鄰星系的測量，Kennicutt[74]在1998 年也發(fā)現(xiàn)恒星形成面密度與氣體面密度之間有冪指數(shù)為1.4 的關(guān)系，這個關(guān)系后來被命名為K-S (Kennicutt-Schmidt)定律。通過比較年輕大質(zhì)量恒星(OB 型星)與HⅠ的面密度，或HⅡ區(qū)的數(shù)密度與HⅠ的面密度，許多研究小組發(fā)現(xiàn)恒星形成率與氣體質(zhì)量的冪律指數(shù)為0.5～2[68,75,76]。此外，他們有一個共同的發(fā)現(xiàn)，即冪律指數(shù)不是各向同性的，而是隨著距離的變化而變化。2013 年，F(xiàn)ord 等人[75]利用不同的氣體分布圖，在6 個環(huán)狀區(qū)域內(nèi)測試了K-S 定律。他們測量得到的指數(shù)在0.6～2.03 之間變化。最新的研究結(jié)果也給出了類似的結(jié)論。同時人們進一步發(fā)現(xiàn)，指數(shù)變化更多地依賴于氣體示蹤天體的改變，而不是恒星形成率示蹤天體的改變[76]。例如，利用HⅠ和CO 作為示蹤天體，F(xiàn)ord 等人[75]得到的恒星形成冪律指數(shù)為2.03；但是如果僅僅通過測量分子氣體，他們得出的指數(shù)非常低，僅為0.6。然而，也有人指出，恒星形成率與恒星質(zhì)量面密度有比較緊密的關(guān)系，同時，也可能與其他一些物理量有關(guān)，如金屬豐度[77]。基于測量得到的恒星形成面密度，我們能非常容易地計算出總的恒星形成率。盡管采用不同的方法和觀測數(shù)據(jù)，但許多研究小組仍然都給出了非常相似的結(jié)果，即為0.25M⊙～0.4M⊙a?1[68,75,76]，這表明M31 是一個非常寧靜的星系。

5 暈

星系動力學研究表明，相比于星系盤，暈有非常長的弛豫時標，也就是說，暈星能夠在很長時間里保持原有的運動學和化學信息。加上稀疏的恒星環(huán)境，暈為我們提供了一個非常好的場所來研究這個星系的形成和演化歷史。一般認為，在寄主星系形成過程中，恒星暈主要是通過吸積大量衛(wèi)星星系的物質(zhì)而形成的。大量的觀測結(jié)果也支持這一假說，即在暈中發(fā)現(xiàn)了許多星流和吸積矮星系的殘留物[78,79]。用現(xiàn)代標準的ΛCDM 模型能夠很好地解釋許多觀察現(xiàn)象，并預測暈中恒星的空間、年齡和金屬豐度等分布[80–82]。對暈的深入觀測和研究，并與理論預測對比，能夠幫助我們更好地測試和限制宇宙學模型。

5.1 暈的結(jié)構(gòu)

在1986 年，Mould 和Kristian[83]首次用CCD 深度曝光M31 恒星暈內(nèi)部區(qū)域。他們發(fā)現(xiàn)，該恒星暈的平均金屬豐度為?[M/H]?=?0.6。隨后，人們通過對M31 內(nèi)暈(inner halo)的許多研究發(fā)現(xiàn)，M31 的恒星密度和金屬豐度都比銀河系所在相同位置的恒星高10 倍左右[84,85]。同時也有證據(jù)表明，雖然在視場中存在少量貧金屬星，但是在投影半徑為9～30 kpc 范圍內(nèi)恒星暈不存在明顯的金屬豐度梯度[86–88]。早期人們通過對M31 表面亮度的研究發(fā)現(xiàn)，在半徑30 kpc 內(nèi)M31 恒星暈能夠用一個延展的核球很好地描述[21,89]，例如，表面亮度輪廓遵循de Vaucouleurs 的R1/4規(guī)律或Sersic 函數(shù)，這與我們在銀河系暈中觀測到的冪律密度輪廓不一致[90]。

與地面觀測相比，HST 有更高的空間分辨率和更大的觀測極限星等。利用HST 我們能獲得地面無法觀測到的主序拐點星，甚至 更暗的主序星。用顏色星等圖(color magnitude diagram, CMD)的方法，Brown 等人[91,92]在沿著M31 短半軸的方向發(fā)現(xiàn)了年輕的恒星族，年齡約為6～8 Ga，這與我們所在銀河系的觀測特征不一致，銀河系暈內(nèi)的恒星都是貧金屬，且均為年老的恒星。

而近期SPLASH[93]和PAndAS[79]等巡天對M31 恒星暈的大規(guī)模巡天觀測結(jié)果極大地改變了我們對它的認識。人們通過SPLASH 巡天，不僅進行了測光觀測，還獲得了距離M31中心4～225 kpc 投影半徑內(nèi)大量RGB 的光譜。此外，矮星系也是它的重要觀測目標。PAndAS 巡天則在g 和i 波段獲得連續(xù)的M31 恒星暈的圖像，且在各個方向上的投影距離都達到約150 kpc。此外，該巡天也覆蓋了M33 天區(qū)。

基于以上巡天觀測數(shù)據(jù)，許多研究結(jié)果表明，M31 與我們在銀河系中看到的類似，也有一個在空間上延展的貧金屬恒星暈[89,94]。通過對RGB 光譜中CaT 線的測量，Koch等人[95]發(fā)現(xiàn)，單顆恒星的金屬豐度可能低于?2.6 dex，如圖5 所示。與早期的研究結(jié)果相比，近期大范圍的面亮度輪廓分析也強烈支持上面的發(fā)現(xiàn)。

如圖6 所示，M31 外暈(outer halo)區(qū)域能夠很好地被單一冪律函數(shù)描述，范圍一直延伸到175 kpc，甚至更遠[96,97]。人們用不同的研究方法對不同觀測區(qū)域的數(shù)據(jù)進行分析，發(fā)現(xiàn)這個冪律函數(shù)的指數(shù)范圍為?1.75～?2.5[78,89,96]。

雖然大多數(shù)研究表明，M31 有一個貧金屬的外暈，但是對于M31 是否存在金屬豐度梯度，目前還存在一定的分歧?；陬愃频腞GB 光譜觀測樣本，Kalirai 等人[94]和Koch等人[95]都發(fā)現(xiàn)了M31 恒星暈存在金屬豐度梯度的證據(jù)，即在短半軸方向上金屬豐度隨著離M31 中心距離的增加而不斷減小。然而在2006 年，Chapman 等人[99]在長半軸方向上沒有觀測到金屬豐度隨距離的變化有明顯的改變。同樣，不同測光數(shù)據(jù)的研究也給出了不

一致的結(jié)論。在2009 年，Richardson 等人分析了在9 個不同視線上的HST/ACS 測光圖像，得出其投影半徑為距離M31 中心20～60 kpc[100]。他們沒有發(fā)現(xiàn)恒星暈有金屬豐度梯度存在的證據(jù)。然而利用所有PAndAS 圖像巡天數(shù)據(jù)，Ibata 等人[101]發(fā)現(xiàn)，隨著恒星暈的平均金屬豐度從?0.7 dex 下降到?1.5 dex，平均投影半徑從距離M31 中心30 kpc 一直延伸到150 kpc。Gilbert 等人[102]對最新的RGB 光譜觀測樣本的研究也清晰地表明，M31恒星暈的金屬豐度輪廓存在一個連續(xù)的梯度分布。他們發(fā)現(xiàn)，金屬豐度梯度的斜率約為?0.01 dex·kpc?1，并從9 kpc 一直延續(xù)到100 kpc 左右。導致以上分歧的可能原因有：(1)大多數(shù)的研究樣本受觀測視場的限制，如距離M31 中心比較近，且在視線方向上的觀測區(qū)域較少；(2)恒星樣本遭受來自銀河系恒星的污染；(3)M31 恒星暈的金屬豐度輪廓受到星流或吸積衛(wèi)星星系遺留殘骸的污染。有觀測研究表明，星流成員星的金屬豐度比所在位置場星的金屬豐度要高許多。Gilbert等人[102]發(fā)現(xiàn)，在9～23 kpc 區(qū)間的平均金屬豐度保持不變，為[Fe/H]≈?0.45，然而在這個區(qū)域有一個巨恒星流(giant stellar stream, GSS)，它覆蓋M31 南天區(qū)大部分的恒星暈以及內(nèi)部區(qū)域[103,104]，如圖1 所示。當通過動力學方法把屬于星流的成員星減除后，得到的平均金屬豐度與由外而內(nèi)的金屬豐度梯度的預估值相一致。Ibata 等人[101]也發(fā)現(xiàn)，在運動學上顯得比較冷的子結(jié)構(gòu)(星流或潮汐殘骸)，它們的金屬豐度比平滑暈的金屬豐度平均高0.2 dex 左右。

圖5 恒星平均金屬豐度隨距離的分布[95]

圖6 M31暈表面亮度輪廓[96]

5.2 內(nèi)暈與外暈的起源

目前人們普遍認為，銀河系暈存在雙結(jié)構(gòu)特征，即內(nèi)暈和外暈。通過對來自SDSS 數(shù)據(jù)庫中恒星暈樣本的研究，2007 年Carollo 等人[105]發(fā)現(xiàn)，內(nèi)暈和外暈在形態(tài)和化學性質(zhì)上存在明顯不同。內(nèi)暈有一個順行的自轉(zhuǎn)速度(約為0～50 km·s?1)，看起來屬于內(nèi)暈的恒星在空間上呈現(xiàn)扁平的分布(軸比c/a約為0.5～0.8)，而且恒星密度計數(shù)遵從冪律函數(shù)分布，指數(shù)在?2.5～?3 之間[106]。然而外暈呈現(xiàn)出一個純逆行的自轉(zhuǎn)特征，而且近似球形分布的外暈恒星的平均金屬豐度比內(nèi)暈恒星低約0.6 dex。既然與銀河系同屬旋渦星系的M31 在各個方面都與銀河系非常類似，所以很自然的問題便是：M31 恒星暈是否存在內(nèi)暈和外暈？其內(nèi)外暈是否與銀河系的一樣，有不同的起源？

通過在第5.1 節(jié)的分析和總結(jié)，我們可以看到，暈外部區(qū)域內(nèi)的恒星與內(nèi)部區(qū)域內(nèi)的恒星相比，其金屬豐度較低，且年齡較老，并且暈可能存在一個金屬豐度梯度。對通過測量RGB 光譜得到的金屬豐度分布進行分析，Koch 等人[95]發(fā)現(xiàn)，平均金屬豐度在20 kpc 左右時有一個非常劇烈的下降過程，且外部區(qū)域的金屬豐度分布與其他人測量到的一個平滑暈相一致[101]。然而對于內(nèi)部區(qū)域，人們通過模 擬發(fā)現(xiàn)，通過并合形成的巨恒星流不能用來解釋內(nèi)暈的所有特征。這支持Carollo 等人[105]提出的假說，即內(nèi)暈通過一兩次與大質(zhì)量衛(wèi)星星系的耗散并合過程形成，而外暈則是通過持續(xù)不斷且無耗散的吸積過程形成。

通過一系列數(shù)值模擬，Bullock 和Johnston[107]發(fā)現(xiàn)，恒星暈完全能夠通過吸積衛(wèi)星星系而形成，并且在一定半徑之外暈密度輪廓趨向于隨著距離的增加而變陡。這與Cooper 等人[108]的模擬結(jié)果相類似。他們的結(jié)果還表明，在距星系中心約100 kpc 處，暈密度輪廓有一個劇烈的下降過程。Ibata 等人[101]的觀測結(jié)果也一定程度上支持以上模擬結(jié)果，他們測量到的密度輪廓在100 kpc 處有一個輕微變陡過程。另外，人們還發(fā)現(xiàn)，通過測量富金屬恒星得到的冪律指數(shù)與對外暈中貧金屬恒星的測量結(jié)果不一致。內(nèi)暈恒星除了有可能通過一兩次大的并合事件形成外，也有可能在M31 暈的快速坍縮過程中形成。一些數(shù)值模擬結(jié)果表明，內(nèi)暈恒星在M31 盤上形成。然而由于吸積或者并合事件導致的動力學加熱，它們逐漸地被激發(fā)到暈里[109–111]。Dorman 等人[97]也得到類似的觀測結(jié)果，他們發(fā)現(xiàn)有一小部分的暈星有類似于盤中恒星的光度分布，這表明有一小部分暈星可能原本在M31 盤中形成，然而由于動力學加熱被激發(fā)到暈里而變成暈星。同時，最近測量到的金屬豐度分布輪廓和金屬豐度梯度也能用這一激發(fā)機制解釋[102]，但是這可能僅局限于半徑在20～30 kpc 內(nèi)的恒星[112]。因此對于外暈，可能需要其他的形成機制來解釋。目前普遍認為，外暈是通過連續(xù)吸積矮星系而形成。這與許多觀測相一致，例如：大量的子結(jié)構(gòu)或星流在暈中被發(fā)現(xiàn)[78,79](如圖1 所示)，在不同視線上測量到的平均金屬豐度存在明顯的差異[102]。另外，人們也發(fā)現(xiàn)了一個近似球形分布的平滑暈[101]。

雖然暈里大量的子結(jié)構(gòu)能夠破壞平滑的恒星密度輪廓，但是在去除這些子結(jié)構(gòu)的影響后，許多觀測結(jié)果表明暈輪廓遵循單一的冪律函數(shù)，其范圍從30 kpc 一直延伸到至少90 kpc[78,89,96,97]。這與在銀河系暈中觀測到恒星密度輪廓在25 kpc 處有拐點不一致[113]，表明M31 恒星暈可能沒有內(nèi)暈和外暈之分。Deason 等人[114]認為，是否存在暈密度輪廓轉(zhuǎn)折，取決于所在星系的吸積歷史。相對于銀河系暈的質(zhì)量由早期一次大的并合主導，他們認為M31 有比較漫長且活躍的吸積歷史。

5.3 球狀星團

星系暈中最明亮的天體就是球狀星團，它們一般都由年老的貧金屬恒星組成。球狀星團的運動學、金屬豐度和質(zhì)量分布等觀測特征是研究星系早期形成和演化的最好探針[115]。由于M31 離銀河系比較近，因此，它是第一個被發(fā)現(xiàn)有球狀星團的河外星系[116]。雖然一些觀測結(jié)果表明，M31 包含有600 多個球狀星團[117,118]，但是借助于圖像巡天，如PAndAS和PHAT，其大部分被確認為屬于盤的年輕星團。到目前為止，能夠真正被確認為球狀星團的大約有441 個[119]，其中許多星團已經(jīng)在博洛尼亞星團表修訂版(Revised Bologna Catalogue) 中被確認[120]。這比在銀河系中發(fā)現(xiàn)的球狀星團數(shù)目多3 倍以上。此外，如圖7 所示，許多研究結(jié)果表明，M31 球狀星團金屬豐度分布不存在像銀河系那樣的雙峰結(jié)構(gòu)[121–123]，而是從非常貧的金屬豐度([Fe/H]≈?2.2 dex)一直延伸到太陽金屬豐度[123]。根據(jù)金屬豐度分布，Caldwell 和Romanowsky[119]認為，球狀星團可以分成三類：富金屬群、中間金屬豐度群和貧金屬群。Galleti 等人[122]的結(jié)果也部分支持以上分類，他們發(fā)現(xiàn)三峰模型能夠比較好地擬合觀測到的金屬豐度分布。Chen 等人[124]通過分析LAMOST 光譜巡天中球狀星團的數(shù)據(jù)得到的金屬豐度分布既不呈現(xiàn)雙峰結(jié)構(gòu)，也不能用單一的高斯函數(shù)擬合。另外我們也注意到，許多研究結(jié)果表明，M31 包含一定比例的年輕和中等年齡的球狀星團[123–125]，這一現(xiàn)象在銀河系球狀星團系統(tǒng)中也不存在。綜上所述，與銀河系相比，M31可能有不同的球狀星團形成和矮星系吸積歷史。

球狀星團的徑向數(shù)密度輪廓是球狀星團系統(tǒng)的一個重要特征。傳統(tǒng)上人們普遍認為，它遵循冪律函數(shù)R1/4或de Vaucouleurs 冪律分布[126]。1993 年Battistini等人[127]發(fā)現(xiàn)，冪律函數(shù)不能很好地擬合他們樣本的徑向數(shù)密度輪廓。通過嘗試不同的擬合函數(shù)，他們發(fā)現(xiàn)，R1/m(m≈1.6)冪律函數(shù)能很好地擬合他們的樣本。Huxor 等人[128]給出了更大范圍的樣本(Rproj>100 kpc)，他們也發(fā)現(xiàn)R1/1.6冪律函數(shù)能非常好地擬合他們的樣本，但是在距離M31 中心30 kpc 處，球狀星團的徑向輪廓有一個明顯的轉(zhuǎn)折，且外面區(qū)域的斜率變小。這個位置與暈中的恒星面密度輪廓的轉(zhuǎn)折處相一致。這表明可能存在外暈和內(nèi)暈的雙結(jié)構(gòu)，且它們中的球狀星團有不同的起源。今后，通過對球狀星團系統(tǒng)的顏色、金屬豐度分布和運動學的研究，人們將獲得其更加豐富的信息。

圖7 M31 與銀河系球狀星團金屬豐度分布的比較[122]

通過對M31 中大樣本的球狀星團顏色(V―I)的研究發(fā)現(xiàn)，它們與銀河系中的球狀星團有非常相似的分布。此外，距離M31 中心超過30 kpc 的星團，它們有非常接近的顏色，且該顏色不隨距離的變化而改變[128,129]。由于顏色直接反映星團年齡及其金屬豐度，因此，假設遠距離星團的年齡都非常老，外暈球狀星團就不會存在，或者只有非常微弱的金屬豐度梯度。然而基于LAMOST 光譜巡天，Chen 等人[124]發(fā)現(xiàn)，靠近M31 中心(小于30 kpc)的年老星團(大于1 Ga) 有一個非常明顯的金屬豐度梯度，其大小為(?0.038±0.023)dex·kpc?1。不同的金屬豐度梯度斜率表明不同類型的球狀星團可能有不同的起源。通過對暈中高速恒星的研究，Eggen 等人[130]推斷，銀暈以及所包含的球狀星團是在原初氣體云的一次整體快速坍縮過程中形成。然而Searle 和Zinn[131]認為，球狀星團一開始在原銀河系碎塊中形成，之后隨著中心坍縮而一起落入到銀河系中。隨著時間的推移，對球狀星團的許多研究結(jié)果更新了我們對球狀星團起源的認識。球狀星團系統(tǒng)很可能不僅僅只有一種起源，屬于不同金屬豐度、空間分布和運動學的星團群可能有不同的起源[132,133]，例如：屬于內(nèi)暈的球狀星團可能是通過耗散坍縮形成，它們的金屬豐度隨距離呈現(xiàn)出一個明顯的梯度分布；屬于外暈的球狀星團可能起源于吸積過程，它們很可能不存在金屬豐度梯度分布。在2009 年，Alves-Brito 等人[134]發(fā)現(xiàn)，在50 kpc 以內(nèi)球狀星團系統(tǒng)的平均金屬豐度有一個徑向的梯度分布，但是在其外部區(qū)域金屬豐度梯度的斜率明顯變小。這與上面的理論預測相一致，并且該結(jié)果表明，外暈的球狀星團很可能是在早期的并合過程中從衛(wèi)星星系中被吸積過來的。

除了球狀星團的空間分布，研究金屬豐度分布等也有助于我們探尋暈的起源，研究球狀星團的運動也有助于我們了解關(guān)于寄主星系形成歷史 的信息，如它的總質(zhì)量、引力勢形狀和暗物質(zhì)分布等[135,136]。1969 年，van den Bergh[137]第一次獲得M31 球狀星團的視向速度。之后隨著視向速度數(shù)據(jù)的增加，許多研究小組利用球狀星團作為示蹤天體來估算星系的運動學質(zhì)量[138–140]。通過對超過200 個球狀星團的高精度視向速度的研究，Perrett 等人[141]發(fā)現(xiàn)，M31 球狀星團系統(tǒng)有一個較強的繞著星系光學短軸的自轉(zhuǎn)，這與銀河系球狀星團系統(tǒng)的低速自轉(zhuǎn)不一致。后來人們通過對一些更大樣本視向速度的測量也給出了相似的結(jié)果[142,143]。但是所有以上研究樣本中，球狀星團距離M31 中心不超過30 kpc。研究更大范圍的樣本將帶給我們更加豐富的信息。利用從PAndAS 圖像巡天得到的數(shù)據(jù)，到目前為止，人們已經(jīng)新發(fā)現(xiàn)了80 個球狀星團，它們到M31 中心的距離超過30 kpc[129,144]。對于遠距離的球狀星團，Mackey 等人[145]發(fā)現(xiàn)，非常大比例的星團(約為50%～80%)在空間分布上與各種星流以及其他一些在M31 暈中未被發(fā)現(xiàn)的潮汐殘骸非常一致。這表明外暈中大多數(shù)球狀星團可能原本屬于M31 衛(wèi)星星系，但是通過吸積過程最后變成暈的一部分。對其他球狀星團樣本的研究也得到類似的結(jié)論，這表明相對于銀河系，M31 有一個更加活躍的吸積歷史[119,146]。這些結(jié)論與對暈中大樣本的恒星研究結(jié)果相一致。另一個有意思的發(fā)現(xiàn)是，遠距離的球狀星團與靠近M31 中心的星團雖有相同的自轉(zhuǎn)，但卻有一個較小的自轉(zhuǎn)振幅(為(86±17)km·s?1)[146]，如圖8 所示。這很難通過簡單的衛(wèi)星星系吸積理論來解釋。

Veljanoski 等人[146]認為，這可能與在銀河系和M31 中發(fā)現(xiàn)的許多矮星系相關(guān)，這些矮星系看起來全都位于非常薄的轉(zhuǎn)動平面上。他們的另一個解釋是，外暈中的許多球狀星團可能來自1 個或2 個相對大的寄主星系，這些寄主星系在早期與M31 發(fā)生并合。結(jié)合最新大樣本球狀星團的空間、運動學和金屬豐度分析，Caldwell 和Romanowsky[119]除了發(fā)現(xiàn)他們定義的兩類貧金屬球狀星團群有較小的順行自轉(zhuǎn)外，還發(fā)現(xiàn)富金屬的球狀星團有與M31 盤一樣的運動學和空間特性。另外，2013 年Cezario 等人[123]發(fā)現(xiàn)，這類富金屬球狀星團與其年齡成線性關(guān)系，即金屬豐度越大，星團年齡越小，這說明它們很可能屬于M31 盤。這與通常把它們與核球聯(lián)系在一起相違背，但為我們了解球狀星團的起源提供了一個新的視角。這類富金屬的球狀星團有可能在巨大的恒星形成團塊中形成，而這些團塊在劇烈擾動的高紅移星系盤中已經(jīng)被發(fā)現(xiàn)[147,148]。

圖8 球狀星團銀心視向速度沿M31 長半軸方向的分布[149]

6 總 結(jié)

無論在結(jié)構(gòu)形成，還是在演化歷史上，M31 與銀河系都非常相似。對M31 核球、盤和暈等結(jié)構(gòu)的詳細研究，不僅能夠幫助我們了解M31 本身的形成和演化歷史，而且也有助于我們對銀河系形成和演化的研究。對于銀河系中是否存在薄盤和厚盤之分，以及厚盤是如何起源的等問題，都存在很多爭議；暈是否存在內(nèi)暈和外暈之分，它們的起源是否不同等問題，也有不同的觀點。由于我們位于銀盤上，銀盤上的氣體和塵埃消光使得我們的觀測和研究樣本被局限在一個非常小的范圍內(nèi)，這就導致在研究整個銀河系的結(jié)構(gòu)和演化方面存在非常大的困難，特別是對厚盤的形成和演化研究。Yin 等人[150]在2009 年用一個星系化學演化模型同時擬合了M31 和銀河系盤的許多觀測數(shù)據(jù)，他們發(fā)現(xiàn)M31 的恒星形成效率是銀河系的2 倍。這表明M31 在最近有一個非?；钴S的恒星形成時期。對此，一個非常可能的解釋是，該現(xiàn)象是由其與近鄰的星系相互作用導致的。通過對RGB 星的深度觀測，并結(jié)合數(shù)值模擬，McConnachie 等人[79]發(fā)現(xiàn)，M33(如圖1 所示)在大約2.6 Ga 以前曾在近距離上與M31 交會。另外，Block 等人[151]也指出，在200 Ma 以前M32 星系(如圖1 所示)可能與M31 有一次正交會的相互作用。然而人們通過觀測發(fā)現(xiàn)，銀河系是一個相當寧靜的星系[152]，因此，與銀河系相比，M31 或許有一個更加復雜的演化歷史。更多來自恒星暈的觀測證據(jù)也支持M31 有一個更復雜和更長吸積歷史的觀點，這些證據(jù)包括M31 有一個更加明亮的恒星暈，一個連續(xù)的徑向密度輪廓分布，以及比銀河系多3 倍的球狀星團，并且其中一些球狀星團和潮汐流可能來自同一個被吸積的矮星系[101,114,129]。

雖然最近的一些大視場觀測(如LGGS, PAndAS 和SPLASH 等)巡天使得我們對M31的研究前進了一大步，但是，由于距離的限制，大視場的巡天和研究只能局限于明亮的天體，例如，基于10 m 級口徑的凱克望遠鏡的低分辨率光譜巡天(SPLASH)，只能觀測明亮的RGB 星。因此，目前在恒星暈中發(fā)現(xiàn)和證認的都是最明亮的子結(jié)構(gòu)。然而在銀河系中，我們可以通過觀測M 型巨星或更暗的主序拐點(main sequence turn-off, MSTO)星來追蹤子結(jié)構(gòu)或潮汐流等。下一代空間和地面望遠鏡(如JWST, TMT, GMT 等)將會有助于我們克服以上問題，并幫助我們解答目前對M31 研究中存在的一些突出問題[153]。首先，對于巨恒星流(GSS)的真正起源存在很多爭論，例如，如果它起源于一次矮星系的吸積過程，那么現(xiàn)在我們在哪里還能找到這個遺跡？為何它有如此極端的軌道？它如何保存現(xiàn)在的運動學狀態(tài)達1 Ga 之久？其次，外暈中的潮汐星流是來自于一次吸積，還是多次吸積過程的疊加？對于結(jié)合成協(xié)的球狀星團，我們是否能夠更好地限制星流的宿主星系的質(zhì)量和引力勢等？最后，如何尋找M31 恒星暈的邊界？目前的觀測已經(jīng)表明，暈的邊界比我們想象的可能更遠。