不规则星系：混沌与星爆

不规则星系缺乏清晰、占主导地位的规则旋臂模式，或平滑的椭圆轮廓。它们在可见光下可能呈现不对称形态，散布成短小的片段，或集中在偏离中心的恒星形成区域。

许多是低质量的矮不规则星系，缩写为 dIrr。它们通常拥有大量气体储备和弥散的恒星主体。“矮星系”没有统一的质量界限，而不规则外观也并非小型星系所独有。[1]

历史上的Irr I和Irr II大致将麦哲伦型系统与一组更加异质的无定形天体区分开来。相比于把它们都视为同一个物理家族，通常更详细的描述更有信息量。[2]

因此，像触须星系这样受到强烈扰动的巨型并合系统，与一个分布着零散恒星形成斑块、富含气体的矮星系，会引发不同的问题。相似的不规则外观可能在截然不同的尺度上产生。

是的。许多矮不规则星系拥有相对厚实的恒星盘和气体盘。少数年轻而明亮的区域，可能使光学外观比老年恒星的底层分布显得更加不均匀。[1]

这些面板采用相同的概念几何和恒星位置，但强调的恒星族群不同。它们并不是使用特定滤镜或处于星系演化特定阶段的图像；真实星系不一定拥有这样平滑的底层结构。

邻近矮星系可以被分辨为单颗恒星。将它们的亮度和颜色与恒星演化模型进行比较，可以揭示不同年龄的恒星族群。许多不规则星系中，明亮的年轻恒星旁边也有老年恒星。低金属丰度——即重于氦的元素含量较低——并不能证明星系本身很年轻。[3]

气体旋转和恒星运动是不同的测量对象

对中性氢（H I）的射电观测通常会揭示有组织的旋转。例如，LITTLE THINGS 研究为26个邻近矮星系构建了旋转曲线和质量模型。缓慢上升的旋转曲线同样可以描述有序运动。[4]

恒星不必呈现同样扁薄或由旋转主导的构型。有些低质量矮星系即使其气体在旋转，恒星速度也会有很大的分散度。测量其中一个成分，并不能确定另一个成分的动力学。[5]

恒星形成发生在局部区域，即气体能够变得足够致密并发生坍缩的地方。在一个小而暗弱的星系中，少量活跃区域就可能主导可见结构。要形成这些区域，并不需要大尺度的旋臂。[20]

内部气体运动、不均匀吸积和恒星反馈都可能形成更多结构。外部相互作用则提供了另一种途径。关键在于确定哪些组成部分受到扰动，以及有哪些证据将其与某种原因联系起来。

可见特征是线索，而不是唯一的诊断依据。速度信息、恒星族群和环境背景有助于区分不同机制。[1], [10], [16]

富含气体的矮不规则星系通常位于密度相对较低的环境中。另一些则是正在经历强烈相互作用的卫星星系。因此，不规则的外形并不意味着该星系目前一定接近被摧毁。[3]

星暴是指相对于适当参照而言异常强烈的一段恒星形成时期——参照可以是该星系过去的活动水平或类似的星系系统。不同研究并不采用统一的阈值。

邻近星系巡天发现，只有少数矮星系存在强烈的整体爆发。许多不规则星系的恒星形成率相对适中，即使其中个别明亮区域让它们看起来很活跃。[6]

小型星系每年形成的恒星可能少于大型螺旋星系，但其比恒星形成率可能更高。紧凑的结区也可能具有很高的单位面积活动强度，却不会主导整个星系的增长。[7]

明亮的结区包含什么？

H II 区是被年轻炽热恒星电离的气体云。一些活跃的矮星系还会形成致密的大质量年轻星团，有时称为超星团。它们的光和能量可以强烈影响周围的气体。

这些是局部测量结果。一个显著的电离云或年轻星团本身，并不能证明整个星系正在经历异常强烈的爆发。[7], [20]

许多不规则矮星系含有大量中性原子氢储备。其中相当一部分气体是弥散的，而恒星则在密度高得多的区域中形成。能够达到这些条件的气体比例，是理解星系活动性的关键。

低金属丰度通常意味着尘埃更少，以及对紫外辐射的屏蔽更弱。这会改变分子云的化学性质和可见性；但并不意味着星系没有形成恒星所需的燃料。[1]

弥散的、以原子气体为主的区域，相对于其总气体含量可能以较慢的速度形成恒星。不规则星系并不会仅仅因为少数局部区域很明亮，就自动位于经典关系之上。[1]

年轻恒星会发出辐射和恒星风；大质量恒星随后会以超新星形式爆炸。它们的综合作用可以掏空空腔、使壳层膨胀，并将气体从恒星形成区发射出去。

低质量星系的引力势通常比大质量星系浅。这会使气体更容易被移开，但其最终命运还取决于速度、冷却、周围物质以及星系的晕。

对邻近矮星暴星系的观测发现了星系风和喷泉流的候选者。要重建它们最终的命运，不能只观测恒星形成区上方的一条明亮丝状结构。[10]

矮不规则星系可以在很长时间内继续形成恒星，也可能经历较为平静的阶段、失去气体，或最终被更大的星系吸积。抑制恒星形成与改变恒星轨道结构，是转变过程中的两个不同部分。[3], [5]

麦哲伦云：距离足够近，可以绘制其运动图

大麦哲伦云拥有不对称的棒状恒星主体，并表现出可测量的有序旋转。这说明，呈现麦哲伦云般的外观并不一定意味着不存在旋转盘。[14]

用简单的盘模型更难描述小麦哲伦云。将气体速度与年轻恒星的运动结合起来，可以揭示一个复杂的三维系统；沿我们的视线方向观测到的速度梯度不足以证明存在清晰的旋转。[15]

麦哲伦云彼此之间的相互作用、它们绕银河系的运动，以及穿过周围气体的过程，共同影响着更广义的麦哲伦系统。因此，对其气体流的建模需要纳入多个物理过程，而其历史的某些方面仍存在争议。[16]

许多遥远星系包含明显的团块或不对称的光分布。可能的影响因素包括剧烈的局部恒星形成、富气体盘中的引力不稳定性以及相互作用。不规则的图像无法确定哪种机制占主导地位。[17]

邻近的不规则星系可以帮助研究人员探究特定条件下的气体化学、恒星反馈和恒星形成。但一个大质量早期星系不一定与邻近矮星系拥有相同的质量、动力学特征或演化历史。类比时应明确哪些性质确实具有可比性。

静止系波长是光线发射时的波长，即宇宙膨胀将其拉伸之前的波长。比较不同红移的观测结果时，需要考虑这种变化，以及分辨率和图像深度。[19]、[17]

对于邻近系统，已分辨的恒星可以重建过去的活动，射电数据可以追踪原子气体，而光谱则能揭示化学成分和运动。对于遥远系统，结合多个波段和空间分辨光谱，有助于区分明亮的团块与整个星系的结构。

当模拟能够同时再现这些多重约束时，才最为有用。仅仅匹配斑驳的轮廓，会留下太多可能的历史。[17]