银河未来：Milkomeda 及其他

仙女座，也称为M31，距离我们约250万光年。它的光发生了蓝移：校正太阳的运动后，它朝向银河系的径向接近速度约为每秒110千米。这测量的是沿连接两个星系的直线方向的运动分量。[3]

在仙女座的距离上，角度变化极其微小。研究人员必须将星系整体运动与恒星内部运动及仪器偏移区分开来。因此，即使基本观测结果——仙女座正在接近——保持不变，更新后的盖亚分析仍可能改变推断出的轨道。[18]

预测以测得的位置、速度和质量为起点，而这些量各自都存在不确定性。研究人员将这些输入的许多种实现代入动力学模型进行计算。发生并合的比例是一个条件性预测，取决于该模型及其初始测量值。

这些百分比不应取平均值：两项研究采用了不同的输入。“一百亿年内不并合”也不意味着“永远不会并合”。

大麦哲伦云（LMC）的质量足以改变银河系的运动。它对仙女座星系相遇的影响取决于轨道几何：在2025年参考模型中，它抑制并合；但在修订后的2026年模型中，它促进并合。三角座星系，即M33，也会改变动力学。[1]、[2]

两个面板使用相同的参考位置。曲线勾勒出左侧星系相对于伴星系的运动：青绿色实线表示较近的掠过，紫罗兰色虚线表示较远的掠过。它们不是计算出的轨道；面板区域不代表概率，而且近距离掠过并不保证会被捕获。

星系合并是一个由跨越巨大距离的引力作用逐步展开的过程。与恒星之间的间距相比，单个恒星非常微小，因此恒星彼此直接碰撞的情况很少。然而，随着合并后引力场发生变化，恒星轨道可能会发生剧烈改变。[4]

类似于椭圆星系的球状体，是大质量合并模拟中常见的结果。但最终形状取决于轨道、气体的数量和分布，以及最终保留下来的角动量。在适当条件下，盘状成分可以保留或重新形成。[5]

因此，“Milkomeda”是对一个可能形成的合并星系的称呼，并不是对其外观的精确预测。其未来的气体储备尚不确定，因此既不能保证会出现壮观的星暴，也不能断言它会成为一个完全平静的遗迹。

如需更详细地了解其中的力学过程，请参阅碰撞与合并：推动星系增长的因素。

新的轨道并不需要与另一颗恒星发生碰撞

在星系并合过程中，太阳系可能会进入围绕残余星系的一条截然不同的轨道。数十亿年后的具体位置无法精确预测，部分物质也可能被抛入遥远区域，甚至逃逸出去。

重要的区别在于改变太阳的星系轨道与扰乱各个行星的轨道。大尺度的潮汐扰动可以显著重塑星系，同时许多紧致的行星系统仍能保持完整。较早的并合模拟展示了太阳可能进入的轨道；它们并不能确定太阳最终一定会到达某个位置。[4]

银河系拥有人马座A*，而仙女座星系包含一个质量大得多的中心黑洞。如果两个星系发生并合，这些黑洞最终可能形成一个受引力束缚的双黑洞系统。要达到合并还需要经历多个轨道演化阶段。[8]

因此，星系并合并不自动意味着黑洞会立即并合。适合轨道上的恒星数量、气体动力学以及双黑洞的性质，都会影响这一延迟时间。[9]

抵达任一黑洞的气体也可能为活动星系核提供能量。其辐射和外流会影响附近的气体，但是否会出现明亮的活动期，以及它对恒星形成的影响有多大，取决于可用燃料以及能量与周围环境的耦合方式。[10]

标准的ΛCDM模型将冷暗物质与正宇宙学常数Λ结合起来：这是一种暗能量，其密度会随着空间膨胀保持不变。如果这一描述无限期有效，那么加速膨胀会使彼此没有引力束缚的结构逐渐分离。

一个星系或引力束缚足够强的星系群，可以在自身引力作用下保持在一起。它不会简单地随着不断膨胀的宇宙背景按比例拉伸。其他地方的束缚星系团也能作为彼此分离的孤岛存续；本星系群并不是唯一的一个。[11]

较早发出的光，在新发出的信号变得无法抵达我们之后，仍可能从某个星系到达我们。该星系的图像会变得越来越红移、越来越暗，而不是在某个瞬间突然消失。退行速度超过光速本身，也不是事件视界的定义。[12]

恒星形成需要能够冷却并变得足够致密、从而发生坍缩的气体。随着时间推移，气体会被纳入恒星和恒星遗骸中，被加热、抛出，或滞留在弥散的大气中。老年恒星会返还一部分物质，因此物质供应会不断循环，而不是只被使用一次。

未来的恒星形成取决于这种物质循环、冷却、新鲜物质落入以及反馈过程。模拟显示，吸积黑洞产生的加热能够强烈影响晚期的恒星形成。仅凭宇宙膨胀，并不能确定一个适用于所有星系的日期，让它们全部停止形成恒星。[14]

因此，恒星诞生率下降，可以与数量庞大的仍在发光但十分微弱的恒星群共存。后来，白矮星、中子星、黑洞和褐矮星在幸存的致密天体中所占的比重会越来越大。白矮星主要依靠储存的热量发光；平静的黑洞不会产生普通的星光。[16]

把一个古老星系称为“死亡星系”，只是对当前恒星形成活动很少的一种便捷说法。这并不意味着其中所有恒星都已死亡、所有物质都已变成黑洞，或其引力演化已经结束。

星系的光源可能早在其恒星系统解体之前就发生变化。黑洞蒸发则属于更加遥远的时代。下面的范围是在所述假设下给出的说明性尺度，并不是对“银河仙女座”的单一时间表。

1. 数十亿年局部遭遇与太阳演化

   不断变化的邻域

   当太阳逐渐进入其后期演化阶段时，重大遭遇仍可能发生。它们的时间进程彼此独立，而仙女座星系的最终命运仍对轨道输入参数十分敏感。[2], [7]

2. 数百亿至数千亿
   数十亿年在持续的 Λ 作用下不断分离

   一个更孤立的视角

   不受束缚的结构会变得越来越遥远，也越来越难以观测。它们并没有一个共同的消失日期：距离、发出的光以及观测灵敏度都很重要。[19]

3. 万亿年最长的恒星寿命

   最暗淡的恒星长久存在

   最小的红矮星可以在大约万亿年至十万亿年的时间尺度上继续进行氢燃烧。即使剧烈的恒星形成活动衰退之后，一个平静的星系仍能长久保有活恒星。[15]

4. 大约 10¹⁹ 年一个具有说明性的星系蒸发时间尺度

   引力遭遇重新分配残骸

   反复遭遇可以赋予一些天体足够的能量，使其逃逸，同时让另一些天体向内运动。这一经典的数量级估算取决于具体系统；在并合期间也可能更早发生快速抛射。[16]

5. 大约 10⁶⁷ 年
   以及更长理想化的黑洞蒸发

   一种理论上更晚得多的过程

   基于霍金温度的简单黑体估算表明，一个非自转太阳质量黑洞的蒸发时间尺度大约为 10⁶⁷ 年。寿命大致随质量的立方增长：一个十亿太阳质量的黑洞需要大约 10⁹⁴ 年，在相同假设下。[17]

10¹⁹ 表示 1 后面跟着 19 个零。这些是过程持续时间或未来尺度的近似值；在数值最大时，加上宇宙当前年龄几乎不会造成差别。

越往遥远的未来，这些假设的影响就越大

霍金辐射是一项理论预言；它尚未被直接探测到来自某个天体物理黑洞的信号。上述估算将黑洞理想化为孤立且不自转的黑洞，忽略了持续吸积，也未解决蒸发过程最后的量子引力阶段。[17]

恒星残骸最终能否存续也取决于未知的物理学。例如，质子衰变至今尚未被观测到。[20] 暗物质的长期行为和暗能量的本质带来了进一步的不确定性。我们无法有把握地描绘出一个完整的椭圆星系在每个更晚的时代都保持不变地存续。[16]

更好的观测能改善什么？

更准确的自行数据和对晕质量的更好测量，可以缩小对本星系群未来的预测范围。更完善地处理测量偏差尤其有价值，因为仙女座星系在天空中的侧向运动非常小。[18]

对真实星系并合的研究检验恒星、气体和黑洞如何应对相遇。宇宙学观测检验膨胀。二者共同强化预测的不同部分，同时清楚区分已测量的条件与外推的未来。