銀河系導讀(四)

第十一章 銀河系的厚盤星族

一、紐西蘭來的攪局者吉拉得‧基爾摩 (Gerard Gilmore)

1.原來研究類星體，一腳跨入銀河系便無法回頭。

2.在英國愛丁堡皇家天文台與研究生奈爾‧利德 (Neill Reid)，分析庫存澳洲1.2米望遠鏡對南銀極的眾多校準用底片，發現在ELS架構中的銀盤面 (即薄盤星族) 之外，另有分佈較厚的盤星族，稱為厚盤星族。論文在1983年發表。

3.厚盤星族的平均標高估計為4,700光年 (薄盤星族平均標高大約1,000光年)；推估在太陽附近的恆星中，厚盤星族約佔2%。

4.由於基爾摩本人「特別好鬥」，用語傷人，結果造成大論戰。

5.反對者：NASA的約翰‧巴科 (John Bahcall)。其與雷蒙德‧索奈拉 (Raymond Soneira) 為HST導星系統提出的銀河系模型中並沒有厚盤星族，被基爾摩在1984年點名批判，因而爆發來回爭論，最後甚至到人身攻擊的地步。

6.論戰結論：雙方都同意只以恆星計數法求得的數值並不可靠，雙方論點都必須有更多證據檢驗－本回合暫難分高下。

二、進一步的證據

1.1987年，利克天文台研究生愛琳‧弗裡爾 (Eileen Friel) 研究巨蛇座方向 (與銀道面交角51度) 的恆星，分析超過200顆恆星光譜，結果與巴科－索奈拉模型不盡相符：具暈族低金屬特性的星少得多，而有一些金屬性介於暈與薄盤星族之間的恆星，這些星離銀道面也都較暈族星為近。估計這些厚盤星平均標高為3,000光年左右。

2.1987年艾倫‧桑德奇 (ELS的S) 和加裡‧福茨，以及1989年布魯斯‧卡爾內、戴維‧拉塔姆 (兩人曾質疑ELS) 與約翰‧萊爾德 (John Laird) 的近星研究中都找到三個星族－在絕對W速度最低的星中：
(1) 有很多星的金屬性與太陽相同－屬薄盤星；
(2) 也有很多星的金屬性是太陽的30%左右－屬厚盤星；
(3) 少數星的金屬性約為太陽的3%－屬低W的暈族星。
在W較大的星中仍能找到三族星，但比例改變：W在20～60 km/s時，厚盤星最多；W更高時，則暈族星佔優勢。

3.1990年，巴科與另二位作者共同發表的論文中，分析上述兩項研究的數據，承認有一新的星族「老年盤」存在。巴科強調此盤非基爾摩的厚盤，因老年盤的平均標高較小，是3,500光年。基爾摩則認為4,700與3,500光年不過是數字之差，老年盤就是厚盤。本回合巴科形同認輸，厚盤星族確認。

三、加入厚盤星族的銀河系

1.薄盤星族：又可細分為年老薄盤與年輕薄盤2個亞族，在太陽附近恆星中佔95%左右。

2.厚盤星族：平均標高3,500光年，W瀰散度大約40km/s，金屬性是太陽的25%左右，在太陽附近恆星中佔3～5%。

3.銀暈星族：W瀰散度90km/s，金屬性是太陽的2%，在太陽附近恆星中佔0.1%。

太陽附近的各族星：
4.年輕薄盤星：軒轅十四和角宿一，參宿四和心宿二，天狼和織女；
年老薄盤星：太陽和半人馬座α；
厚盤星：大角

四、早期曾發現的厚盤跡象

1.1951年美國菲利普‧基南和傑弗利‧克勒 (Geoffrey Keller) 分析83顆UVW合速度大於85km/s的恆星 (包括大角)，原本認為這些恆星屬於瓦爾特‧巴德的星族II (p.77)，應與球狀星團有相同的H-R圖，但在1953年他們發表了這些星的H-R圖，其中不只主序星是暗的，連巨星也是暗的。此結果包括巴德、阿爾普和桑德奇當時都感到震驚，現在知道它們是屬於厚盤星而非銀暈星，因金屬性較高的巨星會較暗。

2.為什麼1962年ELS會漏了厚盤星？因為ELS先以高、低速2個星表來選星分析，當然就漏了中速的厚盤星。基爾摩認為是河外天文學家的觀測結果給ELS一個錯誤的印象所致。

3.1957年梵蒂岡會議 (p.136) 五大星族之一：「中介星族Ⅱ」與厚盤星類似，可惜未獲進一步重視。

4.1979年利克天文台的戴維‧伯斯坦 (David Burstein) 率先使用「厚盤」名詞，但定義不知是否相同。

5.1982年美國的威廉‧哈特柯普 (William Hartkopf) 及肯尼思‧約斯 (Kenneth Yoss) 觀測南北銀極區時曾發現一些貧金屬且W瀰散度為44km/s的恆星。

6.桑德奇曾出席梵蒂岡會議，但他回頭評論時認為應將發現厚盤星族的榮譽歸諸基爾摩和利德。(此與其為維護ELS生死存亡時刻的態度截然不同)

五、厚盤星族的年齡

1.厚盤星保留了銀河系起源和演化的線索，但勢須先知道厚盤的年齡。

2.幾個厚盤星個案 (含大角) 都是大約存在100億年的老星，如大角的質量與太陽相近，卻已成為巨星了。而且天文學家至今未發現厚盤中有年輕的或中等年齡的恆星。

3.1950年代曾發現第二個球狀星團族：數量大約佔全部球狀星團的25%，分佈在銀盤內、金屬丰度較高。然而此發現在70年代遭到反對。1985年羅伯特‧金恩 (就是桑德奇最受不了的那個金恩) 分析121個球狀星團，證實的確可分為二族：球形「暈族」的金屬性為太陽的0.3～10%；而「盤族」則為太陽的30%，與厚盤星族相似。金恩最初估算盤族球狀星團的標高是1,600光年，後來他的學生塔夫特‧阿曼德羅夫 (Taft Armandroff) 在1989年修正成3,600光年，也已與厚盤星族標高相符。

4.檢視盤族球狀星團的H-R圖，顯示這些同屬厚盤星族的星團年齡大約是100億年，與個別恆星的推估一致，指出厚盤的形成年代極早。

六、厚盤形成史：與銀河系起源理論習習相關

1.桑德奇：依ELS理論，在銀暈形成之後，銀河系坍縮階段的極短促時間內可能形成厚盤－由於是漸變的，因此厚盤星應存在金屬性梯度。
(明白他為什麼支持基爾摩等人了吧！)

2.布魯斯‧卡爾內：依西爾勒－金恩模型，厚盤是過分接近銀河系而被吞食的另一星系的遺骸－由於是混亂中加入銀河系的，因此厚盤星應沒有金屬性梯度。

3.在1989年卡爾內－拉塔姆的研究分析中，不同W的厚盤星都具有相同的金屬性；而且大多數厚盤球狀星團離銀心比太陽近得多，但其金屬性卻與太陽附近的厚盤星族相同，上述方法都找不到金屬性梯度。西爾勒－金恩的模型似乎比較適用於解釋厚盤的形成。

4.約翰‧諾利斯 (曾質疑ELS)：1987年提出厚盤可能只是薄盤的延伸，二者沒有明顯的界線；但此說無法解釋厚盤內存在球狀星團。1991年諾利斯和塞安‧利安 (Sean Ryan) 提出的模型也支持ELS。

5.基爾摩認為厚盤星是否屬於一獨立星族事關重大，本來他的想法是支持ELS模型，即厚盤與薄盤屬於漸變關係；但當他與露絲瑪麗‧威斯 (Rosemary Wyse) 觀測銀道面上方數千光年 (厚盤星佔多數) 的恆星光譜，定出約2,500顆星的距離、速度與金屬性，再加上近期其它研究，基爾摩轉而確信厚盤確是一個分立的星族，這個迄今最大規模的厚盤研究結果支持卡爾內的主張。

6.基爾摩與卡爾內對厚盤的想法近似但略有不同。基爾摩相信厚盤星是在星系碰撞時，原薄盤星被驅趕到較大標高而成；而卡爾內則認為厚盤星大多數是來自於闖入的另一個星系。

第十二章 銀河風的演變

銀河系從恆星的死亡過程中，獲得重元素，並由此提供新恆星及行星重元素，故可從年老的恆星到年輕的恆星中每種元素的變化，來推測銀河系過去不同時代形成了何種類型的恆星，從而掌握銀河系整個的化學演化史。

元素的丰度比

傳統作法主要是透過鐵的丰度來測量恆星的金屬性。以前認為任意一種重元素可以作為其他元素的示蹤物，如氧、碳、氮及及每種其他金屬元素間的比例關係都是相同的，這種假設在富金屬星是近似的，但富金屬星屬於薄盤星族，而銀河系遠古時期的線索卻主要保存在厚盤和暈的恆星之中。所以這樣的作法是行不通的。

表13-1 宇宙中最豐富的十個元素

鐵的測量：鐵原子很複雜，能吸收很多不同波長的光，因而能在絕多數恆星中產生暗譜線，且大量的譜線對研究工作而言是比較方便的。

氧的測量：丰度很高，氧原子的數量是鐵原子的25倍，但因為比較簡單 (8個電子)，所以譜線較少。對氧的研究通常只用兩組譜線，一組是光譜紅區波長為6300和6363埃的一對譜線，另一組是紅外區波長為7772、7774、7775埃的三重線。氧譜線雖少，對於銀河系過去卻能提供很多線索。大角 (1966年) 及HD122563等貧金屬星都揭露了氧對鐵的丰度比富金屬星大很多。另從其他13顆主序星的氧，可以得到暈族恆星的氧對鐵的丰度是太陽3～4倍。

超新星─銀河系演化的紀念碑

短壽命恆星產生的超新星爆發 (Ⅰb、Ⅰc、Ⅱ)，在銀河系初期就提供了大量的氧 (190頁)。單一大質量恆星(質量大於太陽8倍)，於超新星爆炸時，由鐵構成的星體裡層會變成中子星或黑洞，但含氧豐富的包層物質則能自由進入空間。1987A就提供了麥哲倫星系大約1.6個大陽質量的氧和0.075個太陽質量的鐵。氧對鐵的丰度比為太陽值的3倍。大質量的恆星壽命只有幾百萬年，所以銀河系開始產生恆星後，幾乎立刻就有這類拋射氧的超新星爆發。

長壽命的恆星產生的超新星較晚爆發 (Ｉa)，提供給銀河系鐵。這一類超新星必須經歷幾億或幾十億年才會爆發，Ⅰa型超新星是在白矮星超過1.4個太陽質量這一昌德拉塞卡極限時產生的。大多數白矮星由碳和氧構成，當它由伴星吸收質量超過1.4個太陽質量時，它的碳開始核融合，這個核反應的最後產品是具放射性的鎳56(半衰期6日)，它將衰變為鈷56(半衰期77天)，最後衰變為鐵56。單一個Ⅰa型的超新星生產大約0.6個太陽質量的鐵及0.14個太陽質量的氧，由此造成的氧對鐵的丰度比只有太陽值的1/30。所以雖然增加了金屬含量，卻減少了銀河系氧對鐵的丰度比。

　　(註：Ⅰ光譜中缺少氫，Ⅱ光譜中有強烈的氫線)

大質量恆星也會生產大量的氖、鎂和矽，在貧金屬星中，和氧一樣，其對鐵的丰度比也太陽值高。而碳和氮則追隨鐵的行為，對鐵的丰度比則與太陽的一樣，這表明大部分碳和氮進入銀河系的過程與鐵一樣的緩慢，而非來自短命的大質量恆星。

但是Ⅰa型超新星只拋射很少的碳，且幾乎是不拋射氮的，天文學家認為它們主要是來自於不爆發的、初始質量小於8個太陽質量的普通恆星，這些恆星在演化成為紅巨星後，它們將氦融合為碳 (和氧)，這些碳能夠上浮到恆星大氣表層，當這星拋出外層大氣並形成行星狀星雲時，碳就進入銀河系了。從觀測也得到很多行星狀星雲具有很高碳丰度。不過也有少許的碳是來自於大質量恆星爆發噴射出來的。

氮完全是來自於不爆發的恆星，它是氫融合的副產品，在質量大於1.5個太陽質量的主序星和所有不同質量的巨星中，氫融合採取碳氮氧循環的形式，雖然碳氮氧只起催化作用，原子總數維持不變，但在核反應過程中卻逐漸將碳和氧轉變為氮。因此，恆星在主序星及巨星階段都能產生氮，在上浮到紅巨星的大氣中，然後在行星狀星雲形成時進入到銀河系中。

大多數比鐵重的元素起源於r過程和s過程，r過程是在超新星爆發時，快中子流撞擊原子核時發生的，比較緩和的s過程則出現在紅巨星中慢中子流碰撞原子核。最重要的r過程元素是銪 (原子序63)，最重要的s過程元素是鋇 (原子序56)，這兩者比其他元素容易在恆星光譜中觀測，大多數的貧金屬星，其鋇對銪的丰度比只有太陽值的1/5到1/10，這表明在銀河系處於最貧金屬的最早時代，r過程元素已經開始進入銀河系。

搜尋貧金屬星

考察銀河系生命之初需要金屬性低於太陽值的1%，而且最好是低於0.1%的恆星。先拍攝約3萬顆的恆星的粗糙光譜，紀錄了波長為3934和3968埃的電離鈣線光譜 (此為類似太陽的恆星光譜中最突出的兩條金屬譜線)，普雷斯頓和估克曼發現大概1000顆恆中有1顆星的鈣線很弱，這表示這這些恆星的金屬性低於太陽值的10%。比起數量很少的球狀星團(不足200個)研究銀暈，這些貧金屬星(好幾千個)可以提供更多的線索。他們在1992年論文中列出超過400個金屬性低於1%的恆星，其中70顆低於等於太陽值的0.1%，3顆低於0.01%，最貧金屬星為太陽值的0.006%。在全部亮於15等的貧金屬星中，已經發現的只佔3%。這種古老恆星不僅保存了關於早期銀河系的線索，而且對於研究宇宙本身的起源也很有用。

某些極稀有同位素的形成─中微子過程

氟是檢驗中微子過程的理想候選者。根據伍斯利的研究，氟是在超新星中微子猛烈通過爆發星的氖殼層時產生的。大部分氖是氖20，中子能夠剝去它的一個質子而產生氟19，這是氟惟一穩定的同位素，此外，中微子也能夠剝去氖20的一個中子而產生氖19，這種放射性同位素會衰變成氟19。

另外硼 (原子序5)，中微子能夠剝去碳12的一個質子或中子而產生硼11或碳11 (半衰期20分)，但是在中微子穿過碳殼層僅僅幾秒鐘後，超新星的激波就會撞擊新生的硼，並把它大部分破壞掉。而碳11較強韌，可以耐過超新星的激波通過，然後衰變成硼11。但傳統理論認為硼是起源於高能宇宙射線撞擊碳、氮、氧時，分解出來的，而此理論預言的硼11對硼10的比應只有2.5，但觀測值卻有4倍。這個問題由中微子過程得到解答，由於中微子過程生產硼11而幾乎不生產硼10，所以將這個比值提高到了觀測值。

但1992年，奧斯汀等三人在橙色和紅色巨星中發生現了氟，表示這些巨星可以通過不涉及中微子的核反應生產氟。如果氟和硼真是由於大質量恆星爆發並拋出大量中微子的 過程中產生的，那麼氟和硼的丰度就應該追隨大質量恆星生產的其他元素如氧的行為，也就是氟對鐵的和硼對鐵的丰度比也應該如此。反之，如果氟和硼追隨紅巨星生產的氮， 那麼氟和硼大概是起源於紅巨星而不是超新星引發的中微子過程。但是因為這兩種元素都很稀少，沒有顯著的譜線，所以這個問題迄今未獲解決。

第十三章 銀河王國的首府－銀心和核球

前言

銀盤直徑約130,000光年，太陽離銀心約27,000光年，約銀心到邊緣的40%。銀盤邊緣外的廣大區域，發光極少，卻隱藏著銀河系大部份的質量。有些恆星在離銀心10萬光年的銀暈外圍繞銀心轉動。更遠，還有10個以上的星系被銀河統治。

星際物質

1.來源－系內超新星、新星、行星狀星雲、恆星風及系外物質碎塊。

2.質量－星際氣體和塵埃約佔銀盤的5-10%，密度一個原子/cm3 (地球空氣約2.5x1014/cm3)，總值量可達太陽質量的109倍。

3.組成元素－所有元素都有，氫最多。氫原子(HI，約100K)主要在外區，氫分子在內區氣體和塵埃夠稠密足以擋住紫外線處。系內70%的氫原子比太陽離銀心更遠，90%的氫分子比太陽離銀心更近。

4.巨分子雲－約2x105個太陽質量，跨度150光年，團塊坍縮形成新的恆星。如獵戶座星雲，其中O、B型熱星剝去氫原子電子形成HΙΙ區 (游離氫，約10,000K，HII區為熱輻射，即遵守韋恩及史蒂芬．波茲曼定律的連續輻射)。

5.「局部空泡」－超新星爆炸會清除附近的星際氣體，太陽附近即是，空泡半徑約100光年，有些方向可達1,000光年。爆炸也能將氣體趕到銀暈去，銀暈中的新生恆星可能因此碰撞產生。

6.探究工具－無線電波，氫原子21cm、CO2.6mm無線電波 (與氫分子共生)。

7.研究歷史－

a.1950年代，威廉．摩根對HΙΙ區的可見光觀測，發現人馬座旋臂 (近)、獵戶座旋臂、英仙座旋臂 (遠)。

b.對星際氣體和塵埃的研究證實人馬座與英仙座旋臂，但獵戶座是旋臂的旁支－獵戶座隆起物。

c.1991年，弗朗索瓦茲．孔貝強調分子雲的距離誤差大，如果假設太陽在M51(渦狀星系)，M51也變樣。

d.1960年代瑞典伯提爾．林德布拉德提出，林家翹和徐遐生發展的密度波理論解釋了旋臂的形成，旋臂代表密度增加區域，稱為密度波，密度波內引力較強，密度波繞銀河系公轉，但速度較恆星和氣體慢，氣體和塵埃進入密度波時，被擠壓成為巨分子雲。新生恆星中發現有大質量藍色星，壽命不長，來不及離開它們的旋臂，解釋了藍色超巨星只出現在旋臂。

銀河核球

1.核球中愈接近銀心：(1)恆星密度增加，每10,000光年增加一倍；(2)平均金屬性也增加 (薄盤有金屬性梯度，和銀暈不同)。

2.銀心測距－天琴座RR型星，由視星等、本身亮度推測銀心距離。目前推測數據是27,000光年。

3.銀河核球－由100億顆年老恆星組成，由銀心向外延伸約3,500光年。位在人馬座附近半徑約為8度的圓形天區。

4.研究核球的障礙－(1)氣體和塵埃阻擋；(2)核球在南半球；(3)距離遙遠。

5.研究歷史－

a.1945年(在找到仙女座星系核球後兩年)，瓦爾特．巴德(星族的發現者)提出核球是銀暈最裡面的部份。他搜尋核球附近的恆星，位在人馬座茶壺嘴附近，此處沒有星際氣體和塵埃阻擋，現稱為巴德天窗。其中找到NGC522球狀星團中幾十顆天琴座RR型星(星族II成員)，測得它們和銀心的準確距離。此類星的高速度可以把它們推到離銀盤很遠的地方，而它們的軌道偏心率高可以很接近銀心。

b.1956年威廉．摩根發現銀河核球是富金屬的。1958年傑生．拿梭和維克多．布藍科發現核球中200多顆M型紅巨星，這類星是在球狀星團中罕見，但在富金屬星族中很普通的恆星。核球年老而又富金屬，令人疑惑。

c.1980年後麥克爾．李奇和艾爾伯特．惠特福德，觀察巴德窗中21顆橙色K 型巨星，1983年發表，這星恆星金屬性相差很大，低者可至太陽值的1/10，高者可達5~10倍 (此值在太陽附近的恆星從未見到過)。1988年李奇再度利用88顆核球恆星證實核球有很寬範圍的金屬性。但核球中的星都是年老的，沒有藍色或白色的主序星。

d.李奇認為造成上述現象是因核球的高密度，加速恆星形成和重元素增加的過程。在1億年內可能產生100代恆星，富金屬星因此可能很快出現。

e.目前多數天文學家認為核球是獨立的而非銀暈的一部份。核球自轉，暈族恆星作為一個星族卻不自轉；核球密度要緻密的多；金屬性與貧金屬的銀暈不同。

f.核球的形成理論－

(1)銀河系最早形成的部份，並以引力吸住其他氣體以形成核心。但是這樣核球就必須包含最老的恆星。

(2)是銀暈形成後幾十億年，由銀暈拋出的氣體形成。理由是核球中有年老旦比球狀星團年輕幾十億年的恆星－芻嵩型變星 (一種長週期脈動紅巨星)，它們比球狀星團中的週期較短，而質量稍大。

g.近年觀測核球並不是圓形的，1963年吉拉德．德福古勒認為：如果它偏離圓形夠大，銀河系就是一個棒狀漩渦星系，而非正常漩渦星系。

銀河系中心

1.1932年卡爾．央斯基發現地外最強無線電波來自人馬座附近。這類輻射來自星際物質的電子。

2.1966年艾裡克．貝克林和傑裡．紐吉包爾，首次測到銀心的紅外輻射，這類輻射來自恆星。

3.1971年唐納德．林登貝爾和馬丁．裡斯提出銀心有一個大質量黑洞。

4.1990年利用無線電和紅外線已繪出銀心的詳細圖像。其中最特殊的是人馬座A*、IRS16及IRS7。

人馬座A*

1.是銀心區最強的無線電波源，其能量是太陽在可見光波段的五倍。

銀河系所有質量為繞轉動的中心。

2.電波來自一個小於地球軌道直徑的區域，長形，就像從側面看去的吸積盤。

3.1991年曾發現人馬座A*有紅外源，由於紅外輻射在被塵埃吸收前是藍色的，有可能是黑洞的吸積盤。

4.質量約為100萬個太陽質量？黑洞？幾百個太陽質量？恆星？

5.1992年由馬克．瓦德爾和尤素福扎德於提出以「重力透鏡」，檢驗人馬座A*的質量大小，並以紅外線觀測，預計在5~10年間得到結果。

6.1992年安德裡斯．埃卡特和萊因哈特．根澤爾，檢測到人馬座A*周圍1光年內的340顆恆星。認為是銀河系中心1光年內稠密星團的最亮成員。

IRS16

1.距人馬座A*1/10光年之處，有個具有25個成員的星團，因經塵埃的消光作用成紅色，但實際應為藍超巨星。

2.藍超巨星發現出強烈的恆星風而損失質量。估計每天IRS16會吹掉好幾個地球質量的物質，這些物質都掉到人馬座A*的吸積盤中。

3.仙女座星系中心黑洞與銀河系中心黑洞的比較：仙女座黑洞質量大銀河系10倍，但無線電波卻只是銀河系的1/10；尤素福扎德於認為是因為銀河系中心氣體較多，而IRS16就提供了人馬座A*黑洞的大部份物質。

IRS7

1.是類似心宿二的超紅巨星，離銀心不到1光年。

2.也有恆星風吹出部分質量，但恆星很弱，約為25km/sec。

3.IRS16的恆星風很強約為700km/sec，強大的恆星風將IRS7的恆星風推向一方，形成像彗尾一樣的尾巴 (1990年)。

IRS16與IRS7

1.一為藍巨星，一為紅巨星，表示它們有大質量，所以銀心最近幾百萬年間有新恆星誕生。但是目前銀心附近氣體已被嚴重干擾，無法再凝縮成新恆星。所以也許在幾百萬年前銀心的氣體密度較高。

2.1993年安德裡斯．埃卡特提出另一種可能：大質量恆星是另一種方式生成的。銀心恆星密度極高，彼此距離約1%光年，恆星經過頻繁的碰撞融合成大恆星。

銀心區之外

1.電離氣體臂－三隻，似漩渦臂但只延伸幾光年。

2.核周環－是一環繞電離氣體臂的中性氣體環，向外延伸到30光年處。

3.條狀物－環繞核周環、一系列的條狀物，每條長130光年，寬3光年。垂直由銀道面向外突出，互相纏繞。也許表示銀心內在的強烈磁場，類似輻射帶環繞地球一樣。(續)