第一代星系的形成
The Formation of the First Galaxies


图1.哈勃望远镜特深场(HUDF)图像，图中显示了许多高红移的星系。

什么是第一代星系
宇宙中有无数的星系，每个星系由大量的恒星和星际介质组成。根据现代宇宙学的理论和观测，早期的宇宙是均匀的，其中只有微小的扰动，在万有引力作用下逐渐增长形成现在的星系, 因此今天的星系是通过吸积周边物质和小星系的相互并合而形成的。那么最早的星系是如何形成的呢？

在本卷的另一篇文章《第一代恒星的形成与性质》中我们提到过，第一代恒星的形成过程与后来的恒星形成过程是不同的。今天的宇宙中恒星是在星系内形成的，一般发生在一些星际介质密度比较高的区域，这里的气体中混杂着大量金属（天文学上将氢和氦以外的所有元素都称为金属），通过辐射使气体被冷却到很低的温度形成分子云，在其中产生大量的恒星，其中大部分恒星的质量比较小，大致是太阳质量左右。而第一代恒星形成时还没有星系，是在黑暗时期的暗物质晕增长到一定质量后，气体被吸引到暗晕中，再通过分子氢或原子氢的辐射冷却，进而形成第一代恒星。由于冷却效率低，气体温度高，金斯质量大，因此这样形成的恒星质量很大，可达上百太阳质量，且一个暗晕中只会形成一个或几个第一代恒星，不能称之为星系。当然，最早形成这些暗晕的地方一般平均密度较高，因此可能几乎同时形成许多相邻的暗晕。但是，这些暗晕还没有聚合在一起形成一个更大的引力束缚系统，所以也不能把这些暗晕合起来称为一个星系。而且，如下面将要讨论的，由于第一代恒星对周边环境的反馈效应，一旦一个第一代恒星形成，其近邻暗晕内的恒星形成很可能会被抑制。 因此，宇宙历史上必定存在着一种恒星形成模式的转变，即由孤立的第一代恒星的形成模式到星系内不同区域不同环境下多个恒星甚至星团形成模式的转变。这个转变过程可以说就是第一代星系的形成过程。显然，要实现后一种形成模式，其暗晕质量必须比较大，一般认为，应至少该满足维里温度大于10000K, 才能在第一代恒星发出的光破坏掉分子氢后继续通过氢原子的碰撞激发来冷却气体形成新的恒星，并束缚住被电离光子加热的气体。因此，第一代星系的形成要晚于第一代恒星，但是比再电离要早，可能主要是在红移10－20间。

 
图2.形成中的第一代星系模拟图像，取自文献［2］

需要指出的是，目前关于第一代星系形成过程的研究尚未进入成熟阶段，在使用“第一代星系”这个名称的时候也稍有点混乱，不同作者甚至同一作者在不同文献中使用的“第一代星系”或“原初矮星系”的定义是不完全一致的。

第一代恒星的反馈作用
第一代恒星形成之后，对周边环境有一定的反馈作用，影响新的恒星形成，这使第一代星系形成过程变得相当复杂。这些反馈作用至少包括这样几个方面：（1）第一代恒星产生的电离辐射导致周边的气体被电离和加热；（2）第一代恒星发出的Lyman-Werner（LW)光子（能量在11.2-13.6eV之间的光子）破坏周边的氢分子（3）某些第一代恒星寿命结束后发生超新星爆发，其冲击波对周边气体的作用（4）第一代恒星核燃烧产生的金属在超新星爆发时被抛撒出去，形成对周边的污染。这几种作用都相当复杂，既可能造成负反馈（抑制或拖延恒星形成），也可能造成正反馈（促进恒星形成）（5）某些第一代恒星寿命结束后形成黑洞，这些黑洞如果吸积周边气体的话也将产生很强的电离辐射和X-射线辐射，后者传播距离远，可以在大范围内加热和部分电离气体。

 
图3. 第一代恒星的辐射反馈，蓝色为电离泡，绿色标志分子氢。取自文献［6］。

第一代恒星发出大量电离辐射，会在其周围形成一个数千秒(kpc)差距大小的电离区域, 其中的气体被加热。这一范围内的暗晕不仅难以吸积更多气体，而且已经在暗晕中的气体被加热后也可能从暗晕中蒸发逃逸，从而抑制更多恒星的形成。不过，第一代恒星的寿命很短，等这个恒星死去之后，其残留的电离氢区对后续恒星形成会有什么影响？研究表明，这样的区域内丰富的自由电子为分子氢的形成提供了大量的材料，因此可以预计这个区域内会有大量的分子氢形成。此外， 氢氘分子（HD）也会形成，可以把气体冷却道更低的温度，所以在这个区域重新冷却时，形成的气体团块质量会更小，从而在这个区域内形成质量较小的Pop III.2恒星。

LW光子会破坏已形成的氢分子,并且可以传播很远，形成宇宙LW背景，抑制分子氢的形成。不过，如果暗晕中已经形成了一定密度的分子氢，那么它的外层可以屏蔽一些LW辐射而在内层形成更多的分子氢。中心第一代恒星已熄灭的残留电离氢区尺度很大，其内的分子氢对LW光子的光深很大，从整体上减弱了LW辐射场的强度，从而有利于更多的恒星的形成。

不同质量的第一代恒星其结局是不同的，一部分恒星可能坍缩成黑洞。这些黑洞此后如果吸积气体，有可能产生大量电离辐射和X-射线。X-射线的传播距离远，可以导致大范围的气体加热和部分电离。但是，在此前的主序星阶段，周边气体可能已被加热后吹走，因此这些黑洞也许要经过一段时间后才能开始吸积。观测表明现在的星系中心普遍存在大质量的黑洞，且黑洞质量正比于星系核内恒星的速度弥散的4－5次方。有些黑洞在红移6之前其质量就已经增长到了10⁹ 太阳质量，这样的黑洞的质量增长过程不可能离开的第一代星系，它们可能是由第一代恒星坍缩成质量约为10² 太阳质量的种子黑洞在第一代星系内通过吸积并合增长而来。

有一些第一代恒星会在寿命结束的时候发生超新星爆发，特别是质量在140 到260太阳质量之间的第一代恒星会产生正负电子对不稳定超新星(PISN)，释放大量能量，把其宿主暗晕中的大量气体吹出去，因此只有质量较大，束缚能较高的暗晕内才可以继续形成恒星。在超新星形成的激波向外扩展过程中，可以将气体加热到很高的温度，但是此后气体有可能因为绝热膨胀而迅速冷却到较低的温度。一般而言，被超新星吹出的气体要历经上亿年才能停止往外扩散并重新往回坍缩，这个时标大致跟第一代星系的宿主暗晕的动力学时标相当。但另一方面，激波在近邻暗晕中心产生的压缩也可能促成其内的恒星提前形成。这些反馈效应依赖于暗晕的距离和几何分布。

超新星最重要的反馈作用是将第一代恒星产生的金属散布到宇宙中，这些金属可以大大提高气体的辐射冷却能力，从而导致恒星形成模式的转变。然而对于到底金属丰度要达到多高才能实现这样的转换，人们还有争议。考虑到金属的的精细能级之间的跃迁带来的冷却，Bromm等人2001年给出了一个5×10^-4太阳丰度的临界值。金属的丰度若低于此值的话，则对气体的影响不大。但是，如果考虑到尘埃的冷却效应的话，则此临界丰度可以低至10^-5以至10^-6太阳丰度。不过，PISN可以很容易使周围的丰度高于上面提到的任何一个临界值，例如，Bromm等人于2003年的数值模拟给出的结果表明，一个PISN可以将其周围的平均金属丰度提高至10^-2太阳丰度。但是，金属的散布并不是均匀的，超新星的激波更容易向低密度区传播，因此通常超新星周围密度低的区域金属丰度会高一些。另外，如果在超新星抛射的金属所能到达的区域内有别的暗晕的话，通常这个暗晕的核心区金属混合的效率比较低，金属丰度不容易提高。当然，如果如果这个暗晕太靠近超新星的话，其核心可能会被完全瓦解掉，从而被金属污染。在第一代星系的宿主暗晕及其前身暗晕之内，恒星会持续地形成并抛射金属，但同时，外界冷且不含金属的气体也会通过纤维状结构不断流入。这样使得第一代星系的暗晕内仍然存在不含金属却被电离辐射影响过的区域，这样的区域内会形成Pop III.2的恒星。

第一代星系的形成与增长

如上所述，第一代恒星对周边环境有很大的反馈作用，因此要实现持续的恒星形成，第一代星系的宿主暗晕质量应大于最初第一代恒星形成时所处的暗晕质量，这样的暗晕是由之前形成的迷你暗晕(minihalo)并合同时吸积周边气体增长而来。这些前身暗晕中有一些不可避免地会经历第一代恒星的形成过程。Greif等人2008年的模拟中，在忽略掉反馈效应对恒星形成的抑制作用的情况下，有10个前身暗晕经历过恒星形成［2］。Wise等人2008年的模拟中考虑了来自电离辐射和超新星的反馈，其中有十几到二十几个暗晕中有恒星形成，他们的工作表明，部分恒星形成的时候，其所在的环境已经被前面的超新星抛出的金属所污染，不过这个工作并没有考虑来自金属本身的冷却效应，所以还没有直接描述恒星形成模式的转变［4］。

暗晕对气体的吸积大致可以分为两种模式，在低质量的暗晕中，“热吸积(hot accretion)”的模式占据主导。在这种模式下，暗晕直接从星系际介质吸积气体并将其加热至维里温度，暗晕内部的气体处于准流体静力学的状态。当暗晕质量较大时，暗晕周边的纤维状结构也大到足以促进氢分子的形成。在这种情况下，气体可以通过氢分子来冷却并沿着纤维状结构直接到达暗晕的中心区域。这种吸积模式称为“冷吸积(cold accretion)”。 沿着纤维状结构进入的冷气体具有很高的速度，并将在暗晕的中心附近转化为湍流的小尺度运动。

湍流在第一代星系的形成过程中有两个作用，其一是促进了金属的混合，其二就是影响气体的碎裂性质。不过湍流对气体碎裂的影响非常复杂，既依赖于其尺度也依赖于其强度，目前尚未有高分辨率的，且计入各种反馈效应的数值模拟来进行细致的研究。人们只是一般性地认为，这个过程可能导致了到Pop II恒星的形成模式的转变，并有可能导致最早的星团的形成。

总之，在第一代星系的宿主暗晕形成并增长的过程中，由于反馈的作用和复杂的流体力学过程，使得其内部的气体成为多相的状态。既有冷且中性的气体，也有热且电离或者部分电离的气体，还有被超新星的激波加热到非常高温的气体。暗晕内部不同区域的金属丰度并不一样，在这样的一个暗晕内的形成的恒星，其金属丰度的散布范围很广，甚至依然可能有第一代恒星形成。然而，由于恒星的持续不断形成和抛射金属，再加上湍流带来的混合效应，可以期望最终暗晕内所有的气体都会被污染，金属丰度达到临界丰度以上，从而使得第一代恒星的形成过程终止。

第一代星系的研究方法

数值模拟是第一代星系理论研究的最重要研究手段，但是目前关于第一代星系形成的数值模拟可以说起步不久，所用的物理模型还比较简单，许多效应都没有得到充分的考虑。实际上，上面讨论的各种效应，不同研究者甚至同一研究者在不同时间都曾得到不同的结论，我们在本文中的介绍只是基于目前的认识，在未来几年中这些认识都可能发生重大的改变。

就观测而言，这是一个我们期待将会有许多重要突破的领域。利用下一代大型望远镜，如JWST，ALMA， 30米级地面光学望远镜，LSST，SKA等，我们可以直接观测高红移的星系及其所处的环境。另外，近年来在本星系群中发现了许多矮星系，其中一些也可能就是第一代星系的残迹。银河系本身在形成过程中并合过许多星系，这些星系的恒星还存留在银河系中。通过对矮星系和银河系恒星的研究也可能揭示第一代星系的形成过程和命运。如何结合理论与观测，从这些望远镜获得的海量数据中找到第一代星系并研究其性质也是我们面临的难题。

参  考  文  献
[1]       Greif T H, Johnson J L, Bromm V, Kelssen R S. The First Supernova Explosions: Energetics, Feedback, and Chemical Enrichment. The Astrophysical Journal, 2007, 670(1): 1-14.
[2]       Greif T H, Johnson J L, Klessen R S, Bromm V. The first galaxies: assembly, cooling and the onset of turbulence. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2008, 387(3): 1021-1036.
[3]       Wise J H, Turk M J, Abel T. Resolving the Formation of Protogalaxies. II. Central Gravitational Collapse. The Astrophysical Journal, 2008, 682(2): 745-757.
[4]       Wise J H, Abel T. Resolving the Formation of Protogalaxies. III. Feedback from the First Stars. The Astrophysical Journal, 2008, 685(1): 40-56.
[5]       Ricotti M, Gendin N Y, Shull J M. The Fate of the First Galaxies. III. Properties of Primordial Dwarf Galaxies and Their Implact on the Intergalactic Medium. The Astrophysical Journal, 2008, 685(1): 21-39. 
[6]    Bromm V B, Yoshida N, Hernquist L, McKee CF, Formation of the first stars and galaxies, Nature, 2009, 459:49.


撰稿人：陈学雷、岳斌
中国科学院国家天文台





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