椭圆星系：形成和特征

椭圆星系具有整体平滑、恒星集中于中心的外观，通常没有明显的旋臂或显著的大型盘。这个描述允许其在光度、内部运动和隐藏结构方面存在相当大的差异。[1]

常见的E0–E7标签描述的是星系在天空平面上的扁平程度。它们用图像的短轴 b 与长轴 a 进行比较，大致采用E = 10(1 − b/a)这一公式。三个示例展示了这些标签的含义。

这些轮廓和坐标轴展示了在显示的长轴大小相同的情况下，表观的扁平程度。它们不是三维模型，也不代表演化阶段。

观测角度很重要：从几乎正面观察一个扁平系统时，它可能看起来是圆的。要恢复其本征形状，需要作出假设，并在可能的情况下结合恒星运动的信息。[2]

星系中的恒星通常会穿过整个系统，而不会发生物理碰撞。它们的轨道由整体引力决定。在椭圆星系中，这些轨道的方向和形状可能有很大的范围。

速度弥散度衡量恒星速度的分散程度。当这种分散为系统提供了大部分动力学支撑时，天文学家称其为弥散支撑或压力支撑。这个术语描述的是轨道运动，而不是恒星像致密气体中的粒子那样彼此推挤。[1]

积分视场光谱学测量星系许多位置的光谱，从而绘制速度和速度弥散度图。这类图能够揭示平滑光学图像可能隐藏的差异。[3]

剧烈弛豫期间会发生什么？

当并合迅速改变整体引力场时，它可以重新分配恒星轨道能量。这个过程称为剧烈弛豫。它有助于形成更平滑的恒星分布，而不需要恒星之间反复发生物理碰撞。

相关时间尺度与恒星穿过整个系统所需的时间有关，因此会随大小和质量而变化。弛豫过程也可能尚未完成，从而留下子结构和相互作用的记忆。[4]

并合是构建球状系统的重要途径。一次大型相遇可以重新安排恒星轨道，使气体向内移动，并大幅改变星系盘的结构。其结果取决于气体供应、质量比、轨道几何以及后续吸积。

富气体并合可以形成新恒星，同时保留部分盘状结构，或使盘状结构重新生长。贫气并合则主要将已有恒星合并并重新分布。因此，大型并合并不保证会形成某一种特定的椭圆星系残骸。[6]

模拟通常将其描述为原位增长——恒星在主前身星系内部形成——与非原位增长——恒星在其他地方形成后通过吸积到来——的结合。二者的相对贡献取决于质量和演化历史。[5]

当星系形成的新恒星很少时，其中短寿命、炽热而呈蓝色的恒星会逐渐消失，且得不到大量补充。随后，较冷且寿命更长的恒星会对其整体光产生更强的贡献。

许多附近的大质量椭圆星系主要包含老年恒星族群。它们的光谱也表明其中有化学元素富集的恒星，但年龄和金属丰度会随星系质量、星系内部位置以及各自的演化历史而变化。[8]

仅凭颜色无法提供完整的历史。天文学家会比较吸收线、宽波段观测和星族模型，以估算年龄和化学性质，包括判断较年轻的成分是否隐藏在较老的星族中。[10]

淬火是指恒星形成持续减少。实际要求是，到达恒星形成所需冷、致密状态的气体减少。气体可能被加热、移位、消耗，或无法有效冷却。

许多大质量椭圆星系拥有延展的X射线发射热大气。有些还含有较冷的气体、尘埃或重新开始的恒星形成。老年恒星会持续将物质返还到周围环境中，因此即使恒星诞生并不常见，气体预算仍然处于活跃状态。[11]

这种平衡会随时间改变。冷却、吸积和反馈相互作用，新的物质还可能通过后来的相遇进入。因此，活动星系核是持续气体循环的一部分，而不是所有椭圆星系都曾被某个最终事件永久清空的证明。[11], [22]

形态和恒星形成必须分别测量。星系可能变得宁静，同时仍保留相当可观的旋转；球状系统也可能仍含有少量冷气体。

星系的表面亮度剖面描述其投影光度如何随距中心的距离而变化。有效半径 R_e 包含所采用剖面中总投影光度的一半。

灵活的Sérsic剖面通常能描述这种广泛分布。其指数 n 控制剖面的形状。熟悉的 de Vaucouleurs 形式对应 n = 4，但并非所有椭圆星系都具有这个数值。[12]

等光度线是表面亮度相等的轮廓线。略微偏离完美椭圆的形状，可能使它们呈现轻微的盒状或尖状的“盘状”外观。这些细节能为结构提供线索，但并不能完美指示旋转情况或某段唯一的并合历史。[1]、[3]

下沉的超大质量黑洞可以将轨道能量传递给中心恒星。黑洞双星形成后，引力弹弓相互作用还能重新分配更多恒星。这一过程的模型有助于解释耗空的核心；普通的恒星间物理碰撞并不是普遍解释。[13]

这些标度关系意味着什么？

法贝尔–杰克逊关系将光度与恒星速度弥散联系起来。基本面则将有效半径、该半径以内的平均表面亮度和速度弥散联系起来。

这些经验模式限制了星系的质量分布、恒星族群和动力学结构。它们的离散程度和变化的斜率同样蕴含信息。但它们并不能证明每个椭圆星系都经历了完全相同的并合历史。[14]

大质量椭圆星系在高密度环境中十分显著，包括星系群和星系团的中心。一些最亮星系团星系拥有延展的恒星包层，并逐渐与弥散的星系团内光混合。

丰富的星系团并不意味着每次相遇都有利于并合。其较高的相对速度往往会导致擦肩而过的飞掠。早期在运动较慢的群中完成的组装，加上随后向中心星系的吸积，有助于将这些环境与观测到的星系族群联系起来。[7], [15]

矮早型星系可以保留旋转、嵌入式盘或多样的恒星族群。气体剥离和潮汐效应可能参与其演化，但不同过程在不同系统中的重要性各不相同。[16]

S0 星系同样显示出多种演化路径的证据，包括气体供应的变化和并合。更宽泛的术语 早型星系 将 E 型和 S0 形态归为一类；“早型”是一个历史分类标签，并非对年龄的直接测量。[17]、[1]

最早的宁静星系已经像今天的巨型椭圆星系一样了吗？

高红移星系可能既很紧致、很少形成新恒星，同时仍保留有序的恒星旋转。成像、恒星形成测量和运动学分别回答其状态的不同问题。

这两项观测都没有表明所有早期星系都千篇一律。它们共同说明，在追踪附近椭圆星系的前身时，研究人员为什么需要同时测量运动和光。

更深的成像会揭示暗淡的外围区域；空间分辨光谱会展现轨道和化学结构；X射线与射电观测则追踪气体和反馈。将这些视角结合起来，才能把一个外观平滑的星系还原为一份关于其形成与成长的详细记录。[1], [11]