星系棒的形成

王菁（ PB03204072 ） 刘腾（ PB03000618 ）刘杨（ PB03203029 ）

星系棒的形成

摘要 关键词 第一节：背景介绍 第二节：星系棒的形成理论发展 第三节：N体数值模拟与相关结论 第四节：棒形成研究中的影响和制约因素 总结与展望

摘要

星系棒形成理论的发展 棒形成理论的重要研究方法 N 数值模拟法 棒形成研究的制约因素

棒形成研究的理论发展 基于早期用于解决旋涡星系的旋臂形成问题的密度波理论， 一系

列研究以 N 体模拟作为检验手段展开。

1972 Kalnajs

冷盘中的适量扰动激发星系棒的形成

1981

Toomre

扰动来自盘内部的物质随机运动的相互碰撞作用 、晕的引力作用

1987 MNRAS

扰动来自星系间的潮汐相互作用

问题转化为为什么不是所有盘星系都有棒。这个问题很快被暗物质晕的作用解释

特例 ： SO 星系有棒却没有旋臂盘

Gadotti & de Souza(2002) 脱离星系盘用非球对称晕物质势成功模拟解决，

Athanassoula 认为是盘形成棒以后棒的强作用分解了盘

两种情境各有优劣。这至少说明星系盘不是棒形成的必要条件

晕物质在棒形成中的作用

目前为止的模拟多采用单成分的恒星盘为基础 有研究发现气体盘模拟能成功获得 LSB 星系的棒形

成，而纯恒星盘不能 (Lucio Mayer James &Wadsley 2003) ，这说明盘成分对演化结果有影响。

模拟发现气体由于其耗散性质的确对星系结构的演变有重要影响，将来的研究需要更顾及盘成分这一因素，可能需要采用更一般的气体和恒星并存的盘。

现有的所有研究都是某一细致条件下的模拟，缺乏一个把各种可能共存并相互影响的条件综合起来的研究，在分类细致研究更完备以后可能需要考虑这一问题。棒形成理论和模拟对近年发现的双棒结构的容纳也有待具体操作证实

N 体数值模拟 N 体模拟表明棒的形成主要有两种方式

自发感应形成 （ Ostriker&Peebles1973 年研究冷轴对称星系的稳定性时发现 ）

相互作用形成 ：给出一个具体的实例，用 N 体模拟研究棒的形成对参数的关系。然后会给出相互作用形成理论的统计上的观测证据。

对棒形成研究的硬件制约因素主要在于计算机模拟精度和观测精度的影响

随着观测进步，推翻了一些以前的观测结论，这也会对棒形成理论带来一定影响。

关键词

星系，棒形成， N 体模拟，扰动，晕物质

第一节 背景介绍

棒旋星系的存在 星系棒形成和演化的研究— N 体模拟

棒旋星系在宇宙中广泛存在

从上世纪六七十年代起，随着观测进步，不断有各种环境下不同形态的棒旋星系被发现

最近几年又发现双棒旋星系的存在 双星系既趋向于是棒旋星系，又趋向

于是早型星系

N 体模拟

上世纪七十年代末， N 体模拟发现对冷盘中心的扰动可导致棒的形成。扰动可能来自盘中心物质的热运动噪音，可能来自晕物质的干扰。

N 体模拟同时表明星系间的近距离碰撞也会导致棒的形成和物质内流。这些结果可能解释核活动与棒的存在之间的相关性，以及核活动与伴星系之间的相关性。

物质内流的预言也暗示着伴星系可能改变星系螺旋的哈勃类型，因为旋转的曲线和光学形态跟星系盘中恒星和气体的分布有关。

第二节：星系棒的形成理论发展 2. 1冷盘扰动形成模型 2． 1． 1冷盘扰动形成模型基本理论 2． 1． 2非随机运动噪音的扰动 2． 1． 3为什么星系没有棒 2. 2无盘星系的棒形成 2． 2． 1长期演化分解盘理论 2． 2． 2 非盘形成理论 2． 2． 3 两种理论的比较 2. 3LSB星系的棒形成 2. 4多成分盘模型中的棒形成

2． 1． 1冷盘扰动形成模型基本理论 被较多接受的一种冷盘扰动模型认为：线性扰动是

一个不稳定的分布在共转与星系中心之间的驻波，摆动放大使附着在共转上的主波超反射成为放大的拖动的波。

物体随机分布产生的冲击噪音振动放大到使一个线性稳定的盘不再稳定。波共振饱和，物质被强非对称势井困在扭曲排列的轨道上。得到的结果就是一个大振幅高转速的棒。

2． 1． 2非随机运动噪音的扰动

来自外部的潮汐相互作用也可以导致棒的扰动 一种特殊些的情况是：当一个伴星系的轨道垂直于目标星系（被考察的星系）的盘时，发生的相互作用先弯曲星系盘然后又使它变平直：这也可以作为促发棒的生成的扰动，或在棒已经存在时短暂地加强棒。

2． 1． 3为什么星系没有棒

在证明星系盘很容易不稳定而形成棒之后，为什么有棒的问题转变成，我们怎样解释为什么不是所有的星系都有棒。

然后有人通过理论猜测加数值模拟证实找到一种靠增加盘中恒星速度离散或增加晕的方法来解释

2． 2． 1长期演化分解盘理论

前面的模型认为高中心密度的盘无法形成棒，观测却反复发现高中心密度的棒旋星系。以前模型的障碍到了 S0 星系显得更为突出，因为它们甚至不是动力学低温的系统。又有对两个 S0 星系 NGC 4608 和 NGC 5701 的结构分析发现，它们没有盘，只有 bulge ，却有棒。这就存在两种可能，或者这些星系从来就没有盘，或者某种剧烈的长期演化过程摧毁了盘

据此想法有人提出更具体的模型：先形成一个弱的棒，然后随着角动量通过共振的恒星流失给外部的盘和晕而变强。在极端的情况下这个过程可能消耗掉整个盘的物质，结果就是我们看到的一个晕里头有一个棒，却没有或只有很少的盘。

2． 2． 2 非盘形成理论

早些时候Walk等人就发现，即使在稳定的星系盘中，由于晕的不连续性，棒也可以出现。

Athanassoula （ 2002 ）证实晕能引发强棒的形成：晕占主体的环境中生长出来的棒比盘为主环境中长出的棒强得多。

Gadotti & de Souza(2002) 用多体方法模拟，从固定在非球对称晕的势场中一个椭球体出发，成功地在热恒星系统中造出棒

图 2. 晕在棒形成中的作用——晕占主体的环境中生长出来的棒比盘为主环境中长出的棒强得多。但是如果采用固定的晕，则反会阻碍棒形成。

2． 2． 3 两种理论的比较

有人比较了无盘棒旋星系的上述两类模型：晕形成棒模型（记为 A ）和棒长期形成演化分解了盘的模型（记为 B ）的数值模拟结果与观测结果的符合情况。这两种模型都不是完美的。

但它们尝试性地提出两种并不互斥的无盘棒旋星系形成机制：棒可以直接从没有盘的星系的晕中形成以及棒形成演化的长期过程可以摧毁掉星系盘。

在未来的模型中两种效果可能需要综合考虑，需要分析究竟哪种机制在各个阶段起主要作用。

图 3 ——左边是两观测到的星系棒密度分别沿长短轴的分布。右边的实线是模型 A的模拟结果，虚线是模型 B的模拟结果。可以看到 B的结果比 A更符合观测

2. 3LSB星系的棒形成

近十年来深场观测发现大量的 LSB 后，直到近几年才有对于 LSB 的棒形成数值模拟。

一个气体为主的盘能很好地代表 LSB 演化早期以及无数现存的气体贡献主要重物质的 LSB 。所以，棒从一个气体的盘而不是轻的恒星盘中形成的模型能较好地解释 LSB 星系的棒形成。

图 4. ——恒星为主盘模型下密度分布在 3Gyr（上）和 7Gyr（下）后的图象。左右分别是恒星和气体的密度分布。

可看到盘一直基本保持稳定。盘质量贡献不到virial 总质量 10% 的将在晕的集中度取各种值时都保持稳定。轻的恒星盘即使从 Q<1 开始也只能激起短暂的不对称扰动。

图 5 .——气体盘模型下的恒星密度分布在 1， 3， 4.5，7Gyr后的图象

相反，如果我们采用能代表 LSBs 演化早期的纯气体化的盘，如果晕的集中度很低并且只要温度低得足够保持 Q>～ 1 ，那么即使质量很轻也可能产生棒

2. 4多成分盘模型中的棒形成

两成分：碰撞的气体和不碰撞的恒星。 在两成分的自引力盘系统中，气体成分由于其耗

散特性而对形态形成有极其重要的作用。 数值模拟发现：恒星形成快的更容易形成棒，反之恒星形成缓慢的容易形成阻碍棒生成的不均匀结构如气体团块。

第三节：N体数值模拟与相关结论 3.1 N体数值模拟简介 3.2 N体数值模拟算法简介 3.3 用 N体数值模拟研究棒的形成 A. 自发感应棒的形成 B. 相互作用感应棒的形成 C. 统计对模拟的验证

3.1 N体数值模拟简介 最简单 N 体数值模拟是计算很多质点在受限三体

问题中的轨道。 在更细致的模拟中，星系被看作一个自引力系统。 对盘星系的模拟要难得多，因为它由两个不同的

动力学成份组成：盘和晕。最近的模拟中，盘成份被看作自引力的恒星系统，而晕则看作刚性成份。

3.2 N体数值模拟算法简介

常用的数值算法 ： Runge—Kutta 法 、 Runge—Kutta—Fehlberg 法

辛算法 (Symplectic Algorithm) ： 厄米算法 (Hermite Algorithm) ： 以上算法在精度、耗时、保持模型的特性方面

各有优劣

3.3 用 N体数值模拟研究棒的形成 A. 自发感应棒的形成 B. 相互作用感应棒的形成 C. 统计对模拟的验证 D. 两种情况下形成的棒的不同

A. 自发感应棒的形成

当星系的盘晕质量比大于某一定值时，在星系自身动力学演化过程中会形成棒状结构，以减少星系中恒星的平均转动动能。

要证实自发感应棒在星系中的存在，最直接的办法是去比较棒旋星系和非棒旋星系的盘晕质量比，前者对应的比值平均来说要比后者的大。但目前还没有一种方法有效的确定此比值。

B. 相互作用感应棒的形成

具有较小盘质量的星系受到伴星系作用（伴星系达到近星系点）产生的棒状结构，其形态与潮汐摄动等因素有关：

Noguchi1987年的模拟

转化到相对晕中心的坐标系下的方程：

经计算得到的参数列表如下：

不同参数下得到的演化图

模型 A 、 B 、 C 、 D 分别选取了 MD 和 rm 的极端情况（ MD 0.07-0.2 ， rm 0.1-0.7 ）。

模型 E 和 F取在以上模型的中间状态，以增强结论的可信度。

模型 G 和 H 用以对比扰动质量 MP 的影响。 模型 J 作忽略自引力的基本质点模拟 (a test-par

ticle simulation) 以作对比（盘质量小）。

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C. 统计对模拟的验证

要证明棒的形成与伴星系有关，可以比较在不同星系环境下棒旋星系所占的比例，一些小组确实发现双星系中棒旋星系所占的比例要明显地比场星系的高，这从统计上给相互作用感应棒的形成提供了证据，

以 1990 APJ.364.415E 为例：

样本：用不同环境下的星系表来研究棒和哈勃类型以及伴星系的存在之间的相关关系，如下：

binary galaxy samples from Turner(1976) and Peterson(1079),

group samples from Geller and Huchra(1983) and Turner and Gott(1976),

a field sample from Turner and Gott(1976).

Hubble types and bar types 列表。

Table2 中列出了各个样本中对不同的哈勃类型，有棒星系所占的比例

Table3 中列出了对不同的棒类型，早型（ Sa-Sb ）所占的比例。

有棒比例在不同的哈勃类型下对不同环境 (field,group,binary galaxies) 的分布。不同的条形来自不同的样本，虚线框是误差。 binary galaxies 中有棒比例偏高。

早型比例在不同棒类型下对环境 (field,group,binary galaxies) 的分布。有棒 binary 中的比例特别高。

第四节：棒形成研究中的影响和制约因素

棒形成过程的 N 体模拟 对实际棒旋星系的观测 这两个方面能达到的精度直接影响棒形成研究

的结果。

从图 8 （ Octavio Valenzuela & Anatoly Klypin 200

3 ）可以看到模拟精度的对棒形成模拟结果的影响。 左侧图是在 20pc 的 res

olution 下，右侧图在低得多的 resolution 350pc下。上部图是从初始起2Gyr 后，下部图是从初始起 4.5Gyr 后。可以看到，在较高的 resolution下，模拟清楚显示形成了棒，而 resolution太低时，棒的形成显得模棱两可。

总结与展望 棒结构广泛存在，其主要由于星系中心密度波受到扰动产生极度扁的轨道而生成。

扰动可以是自发扰动也可以是来自外界的扰动。 棒形成的环境也比较丰富，形成棒的盘可以是恒星盘也可以是气

体盘或者更一般的两成分各占比例的混合盘；并且和棒形成理论最早成形时认为的不同，棒不一定从盘中形成，还可以从非球对称暗物质晕中直接形成。

各种形成棒的促发机制（如暗物质晕），可能在星系不同的演化阶段对棒形成表现出不同的作用。

基于棒形成条件的复杂性，所以尽管形成机制已有一个方向性的框架，其细节问题仍充满争议，需更深入和更综合性的研究。

由于棒形成情景非常多样，过去在形成理论发展的初期主要倾向于分类研究不同的单一环境单一扰动因素原始成分下的结果。

在分类研究的基础上，我们将需要一个协调统一起来的图象：各因素可能同时存在：星系内部的强弱碰撞作用、暗物质晕、星系间的强弱相互作用，它们间的相互关系是什么，它们的重要性权重怎么分配，在不同的条件下权重怎么改变。典型的， SO 星系棒形成过程目前就具有两种各具优劣的形成模式。

现有模拟基本采用单成份盘，或者只有气体或者只有恒星，这与星系实际的内部环境有一定差别，以后的研究可能将更细致地考虑到这一点。

棒形成理论需继续前进的道路很长——这个过程中 N 体模拟与观测对照的方法将继续占据主流地位。实践证明 N 体模拟对棒的自发生成和感应生成过程都有很好的模拟。当理论需要包含更广泛的内容得出更精炼的结论时，模拟情境必然复杂化，它的精度有待电子技术的发展和 N 体模拟算法的优化。当这些理论需要观测检验时，可能对观测精度提出更高的要求。

2007/01/22