导语：星系并合对星系的发展和演化有重要影响。仙子座星系(M31，又称仙女星系)是一个与我们银河系有许多相似点的旋涡星系，距离752千秒(kpc)，约245万光年，是我们研究星系并合历史的极佳目标。对地球上的观测者来说，仙女座星系既可以作为一个整体，又可以离得很近，这样我们就可以从它的星盘、星晕以及与矮星系中的其他恒星区分开来。
01
仙女座星系的特点
1、仙女座星系星晕特点
RichardD’Souza和EricBell比较了仙女座星系恒星晕的观测特征，以及从大尺度宇宙学模拟中得出的统计特征。仙女座星系所观察到的这一特征有可能的解释：在二十亿年前，仙女座星系曾经和一个质量相近的星系并合。
研究星系级数增长的方法通常有两种。一类是研究一系列不同红移的星系，以获得它们随时间变化的统计数据；另一类是研究近距离宇宙的单个星系，通过对星系内恒星的详细观察，推测这些星系的并合历史。类似的，我们也可以通过两种途径来了解星系并合背后的物理规律：一是对宇宙尺度下的星系生长进行大规模模拟，二是仔细模拟单个星系的并合。
2、仙女座星系的历史
对仙女座星系星晕的研究表明，最近仙女座星系有着比银河系更为活跃的并合史。在仙女座星系星晕中，银河系的并合引潮力会产生恒星股流和星壳层，这两种结构贯穿整个星系。研究者们利用高分辨率数值模拟了仙女座星系的次并合事件，并成功地预测了该星系中最大的恒星股流和壳层结构。无论是与空间位置相关的恒星密度，还是视向距离、视向速度，所建立的模型和观测结果都是高度一致的。使用这一模型，研究者们建立的模型可以定量地匹配并合天体的轨道和质量、碰撞发生的时间、以及仙女座星系的总质量。银河系大约发生于10亿年前，10-50亿倍于太阳系，质量是太阳系的10-50亿倍。预计，这次并发事件对仙女座星系的星系盘几乎没有影响，最终恒星的股流和外壳结构应该包含大多数从并合一个物体上分离出来的恒星。
02
仙女座星系盘
1、对星系盘的观测
对仙女座星系盘的观测也显示出其活动史。在其银河系盘内有一个较长寿命的大型产星环(star-formingring)，直径约10kpc(约3.26万光年)。产星环上的恒星形成过程明显而广泛，在过去的40-20亿年中，它非常厚，而且恒星的年龄与速度弥散有很高的相关性。
还有一群盘族恒星(diskstars)在仙女座星系的内晕中，它们有类似于恒星晕的运动特征的“加热”。并且，最近的研究表明，一颗恒星盘在富气并合后仍能继续存在，或者可以重建。这一发现促进了对主并合事件可能性数值模拟的探索，我们希望通过模拟的方法，研究仙女座星系盘是否会在仙女座星系盘的同时引起大恒星流和星壳系统。研究者们利用高分辨率流体动力学方法模拟仙女座星系并合事件，研究了星系盘、巨型恒星的股流、壳层以及内部晕在一次合并中能恢复多大程度。本文采用4:1的质量比，对M31星盘状和星晕进行了定性拟合，以较好地模拟了M31星盘状和星体晕的大尺度特性。
2、星系模拟的说明
两位研究者，德索萨和贝尔采取了不同的策略。他们通过模拟星系形成和增长的宇宙尺度模型，分析了星系晕和恒星晕的统计特征。有一类星系模拟的例子与仙女座星系在许多方面相似：它们的恒星质量都约为5-20×10^10倍，而位力质量则是0.73-2.21×10^10倍太阳质量；两者质量都在增加，金属度(metallicity)也类似。研究者们发现，这些星系在吸积史上都保持相对稳定：近50亿年来，它们吸积了大量的质量(10^10-10^11倍太阳质量)，并且有丰富金属。模拟结果表明，这些星系与大质量星系交汇后，会产生规则的旋转晕和富金属的星周碎屑。并合在很多情况下也会产生显著的富金属潮汐流。
03
仙女座星系合并特征和M32介绍
1、仙女座星系合并特点
和旨在重现仙女座星系细节的模拟结果相比，上述宇宙学模拟的分辨率并不高。因此，上述模拟不能以数量方式比较星系之间的特征。但是，在宇宙尺度上的模拟却使星系处于一个更加广阔和全面的背景环境中，这使得研究者能够更好地理解和解释星系内部结构的特点。
首先，D'Souza和Bell假设仙女座星系不是极端离群的例子，也就是说，相似的星系的模拟结果可以作为仙女座星系参考。随后，他们结合观测数据，得出了仙女座星系最有可能并合的历史图景：仙女座星系曾经和一个质量相似的富金属星系(1-5×10^10倍太阳质量)形成一段平行。仙女座星系内部旋转的星晕和与壳壳层的巨大恒星股流系统就形成了。这种大小的星系合并也会影响仙女座星系恒星盘的形态。
2、M23特点介绍
M32是一个密度高、金属含量高的矮椭圆星系，距仙女座星系M31中心仅5公里。基于以上两个星系并合的影像，很可能是仙女座星系和富金属星系并合后剥离出来的。但这种观点面临着一些挑战。它是一个高分辨率的数字图象，模拟结果表明它应该位于离M32很远的仙女座星系东面。此外，主并合体的高分辨率流体动力学模拟也再现了仙女座星系的星盘结构，根据这一模拟预测，两个星系的核心在20-30亿年前就会合并。
因此，对M32的假说有待于进一步探讨。例如，如果能定量再现仙女座星系晕和潮汐遗迹的特征，就能很好地证明目前存在的并合遗迹正好位于M32位置，且具有一致的视向速度，这将有力地支持这一假设。另一项必要的研究是提高主并合模拟的分辨率和模拟程度(例如，仙女座星系盘的实际数据)，并将精细模拟和观测数据进行对比。但这种主并合模拟需要消耗的计算资源多于次并合模拟。为了模拟可行，必须严格根据观测数据确定模拟的参数空间。比如说，M32相对于仙女座星系的横向运动就是一个很强的约束因素。
结语：总体而言，假设仙女座星系的平行星系历史确实是一个特别的情况，那么这一发现将严重限制我们将仙女座星系星晕的研究成果应用于星系形成理论。但是，同时，这也意味着我们发现了一个特殊的情况，从而有机会深入探讨旋涡星系的共合史。