近期，上海交通大学物理与天文学院的沈俊太教授团组在仙女座星系（M31）结构研究上取得重要进展。该成果在近期发表于国际天文权威期刊《天体物理期刊》(The Astrophysical Journal)，题为《大尺度流体动力学激波作为仙女座星系存在棒的明确证据》(Large-scale Hydrodynamical Shocks as the Smoking-gun Evidence for a Bar in M31)。
该研究成果在7月25日被美国天文学会（AAS） Nova网站选为研究亮点，以“仙女座星系中的棒”（A Bar in the Andromeda Galaxy）为题在网站头条报道。该网站从美国天文学会出版的众多天文期刊中每周精选约五篇论文作为研究亮点，分享给天文学界。
宇宙中旋涡星系分为正常旋涡星系与棒旋星系两类。棒旋星系中心的棒是由恒星构成的长条形结构，它是驱动旋涡星系内部长期缓变演化的最重要内因。M31作为距离我们最近的旋涡星系，它在理解星系的形成与演化中具有非常重要的意义。长久以来，天文学家一直试图确定M31的星系形态，从而给出它在著名的哈勃星系分类图中的位置。但由于M31相对于我们的视线方向几乎是一个侧向星系，因此很难直接从星系图像上确定其结构特征。针对这一问题，沈俊太团队通过在星际气体观测数据中搜寻激波的新思路，给出了M31星系是一个棒旋星系而非普通旋涡星系的独立证据，并利用流体动力学模拟重现了气体中激波的主要观测特征。
为什么星际气体中的激波可以作为棒存在的证据？
在此之前有天文学家根据恒星等亮度线的扭曲提出M31可能包含一个星系棒，但这一现象并不一定只能由棒产生，也可以由一个不转的椭球状核球产生。气体观测数据也暗示M31可能有棒存在，如显著的气体非圆周运动，扭曲的零速度线等。但其他机制(例如与另一个星系的并合过程)也会导致类似的特征。所以作为一个具有显著经典核球成分的星系，M31是否是一个棒旋星系仍然存在很大争议，而明确这一点将极大地提升我们对近邻星系结构演化的理解。
棒旋星系最为显著的一个特征是在棒前导侧（leading side）会形成一对尘埃带。这对尘埃带尺度与棒长相仿，是由棒驱动星际介质内流时引发的激波所产生。激波会在位置-视向速度图（position-velocity diagram）上展现出急剧的速度跳变特征，进而可以被积分视场光谱仪（integral field unit, IFU）分辨。如果这些激波特征符合棒旋星系激波的规律，那么就能明确证明M31星系中存在棒。
图1. M31星系在远离我们一侧的[OIII]的激波特征。波长为500纳米左右的二次电离氧[OIII]双发射线是可见光谱中的禁线，只可能在非常低密度的宇宙环境下出现，是VIRUS-W光谱仪波长范围内的最主要发射线之一。数据点代表[OIII]的观测数据，颜色代表流量密度。每一个子图对应一个垂直于盘主轴的切片。X代表切片在盘主轴上的位置。黑色曲线代表数据点被平滑后的结果。红色粗线，细线和虚线分别代表最强的，较强的和较弱的激波特征。大多数激波特征分布在星系的远端（在盘主轴下方）。
基于这个思路，研究团队利用最新的积分视场光谱仪VIRUS-W对M31中电离氧气体发射线[OIII]的观测数据，并结合中性氢原子气体(HI)的数据，提取了垂直于星系盘主轴方向不同切片内的位置-视向速度图，最终通过边缘检测算法识别出了M31星系[OIII]和HI数据中的激波特征。图1展示了[OIII]数据中最明显的一些激波特征。研究团队把[OIII]和HI的激波特征按照速度跳变的大小分为三类。红色粗线，细线和虚线分别代表最强的，较强的和较弱的激波特征。
仙女座星系有规律的激波特征分布
研究团队发现这些激波特征比较规律地分布在千秒差距(kpc)量级的尺度上。图2展示了叠加在M31星系中心的光学图像上的激波位置。红色和蓝色的数据点分别代表了[OIII]和HI出现激波特征的位置。实心，空心和虚框表示的标志分别代表最强的，较强的和较弱的激波特征。目前最新的恒星动力学模型认为M31星系的棒主轴角度与盘主轴相差约17º, 如果这样的假设成立，那么激波特征的确主要分布在棒的前导侧，这与棒旋星系的理论预期非常一致。
图2. [OIII]和HI激波特征在M31星系内的空间分布。背景光学图像来源于哈勃太空望远镜，Subaru和Mayall望远镜。红色圆圈和蓝色三角形分别代表[OIII]和HI中的激波位置。实心，空心和虚框表示的标志分别代表最强的，较强的和较弱的激波特征。虚框代表最新动力学模型中的棒主轴方向。
与流体数值模拟的对比
研究团队主要在M31的核球区域发现了激波特征，其速度跳变最强可超过170千米/秒，速度梯度可达1.2千米/秒/秒差距。一个自然的问题是基于旋转星系棒势场的流体数值模拟能否重现这样急剧的激波特征。研究团队结合最新的恒星动力学模型，模拟了不同棒转速、气体有效声速和观测视角下的气体运动，最终得到了与观测结果基本一致的模型（图3）。 左图展示了模型中气体的面密度分布；右图展示了最佳模型与观测的位置-视向速度图的对比。可以看到，模型中的激波位置和速度跳变特征与观测中的基本一致。该模型棒的转速为20千米/秒/千秒差距, 气体有效声速为30千米/秒。棒主轴的方位角和气体盘倾角分别为54.7度和77度。研究团队还测试了用无旋转的棒来类比椭球状核球结构。研究团队发现无旋转的棒无法产生激波，也不会有明显的速度跳变特征。这进一步表明M31拥有一个旋转的中心棒，而非一个静态的椭球状核球。
图3. M31星系的气体动力学模型。左侧展示了M31模型投影至天空平面后（左上角）和投影前（左下角）的气体面密度分布。其中粉色圆圈和紫色三角形分别代表[OIII]和HI数据中的激波位置。右侧展示了不同切片对应的位置-视向速度图，黑色数据点代表模型中气体的速度分布，红色和蓝色数据点分别代表[OIII]和HI的观测数据。右下角为右上角图片在激波处的放大版本，虚线代表无旋转的棒模型。
中科院上海天文台博士生冯子轩及上海交通大学天文系博士后李智为论文的共同第一作者，沈俊太教授为通讯作者。本项成果的主要合作成员为德国马普学会地外物理研究所的Ortwin Gerhard团组。该研究得到了国家自然科学基金委，科技部，上海交通大学等机构的资助；本工作的数值模拟使用了上海交通大学天文系Gravity集群和上海天文台Cluster集群。
论文链接：
Feng, Z.-X., Li, Z., Shen, J. (*), Gerhard, O., Saglia, R. & Blana, M.,2022, ApJ, 933, 233
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ac7964
AAS Nova报道链接：
https://aasnova.org/2022/07/25/featured-image-a-bar-in-the-andromeda-galaxy/
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