夏夜無云時，當我們遙望天上的銀河，看到漫天的星辰。很容易讓人心生好奇，天上的那些星辰到底都是什么？這種好奇心也驅使著我們不斷對星空進行探索。而哈勃望遠鏡項目的成功實施，無疑進一步加深了我們對于星空的了解。
我們很早就知道我們生活在銀河系內，但具體在銀河系哪個位置？銀河系的中心在哪里？關于這些我們卻不太清楚。銀河系的中心就是銀心，銀心位于銀河系中光芒最廣闊的區(qū)域，在人馬座星座之內。銀心距離我們27000光年，由于中間有厚重的星塵，在光學波長下無法直接觀測。
一、銀心星團
但是從哈勃近紅外圖像上看，銀心被恒星照耀得閃閃發(fā)亮。其星團的恒星密度比太陽周圍大一百萬倍。然而，這個璀璨的星團中還存在一個更加密集的黑暗核心。根據(jù)大型地基望遠鏡的測量，位于最中心的恒星正在快速運動，這表明它們在環(huán)繞一個質量為太陽400萬倍的中心黑洞。
銀心星團從大尺度看，我們的星系由數(shù)個部分組成，這些組成部分大小不同、恒星組成和星際特征各異，但是都有一個共同的運動中心。
銀河系圓盤和其他旋渦星系一樣，特征為恒星形成活躍，這與星系旋臂中的密集氣體星際云和塵埃星際云有關。
迄今為止，我們對銀河系的探索主要集中在銀盤內部恒星的形成和演化，范圍在太陽周圍15000光年以內。從側面看，可以認為銀盤本身由兩部分組成：薄盤的厚度約為2000光年。它包含大部分被稱為第一星族星的年輕恒星以及整個銀盤中的大部分星際氣體和塵埃。
前幾代恒星將富含元素的氣體噴射到星際介質中，這些氣體形成了第一星族星。因此，它們比其先輩恒星擁有更多的重元素。而厚盤位于薄盤的周圍，其中大部分是更古老的第一星族星。它的厚度約為6000光年，恒星密度僅為薄盤的10％。
厚盤周圍是巨大的恒星暈，大部分由第二星族星組成，這些恒星非常古老，重元素豐度較低。恒星暈可在星系盤上下延伸數(shù)萬光年。它的星際物質非常少，基本上沒有正在形成的恒星。銀暈中的恒星總質量僅為星系圓盤總質量的百分之幾。
該恒星暈1%的質量集中在200個富星團中，這些富星團相距甚遠，被稱作球狀星團。從銀暈到薄盤，恒星的金屬度總體趨于增長，這好像在告訴我們一些關于銀河系形成、演化的信息。實際上，基于對遙遠星系的研究，可以想象出銀河系的早期面貌。
銀盤由星際氣體組成，比現(xiàn)在厚得多，最初還有一些恒星形成進入銀暈深處。這些星際氣體在引力作用下沉降至更薄的圓盤，此時恒星加速形成，并在銀盤中變得更加集中。在70億至110億年前，銀河系就是這樣產生了大約90%的恒星。
自那時以來，恒星形成的速度減慢并集中在薄盤，從而增加了薄盤中第一星族星的密度。在外觀和星族方面，銀河系的中央核球與銀盤截然不同。銀河系核球橫跨15000光年，其恒星質量約為銀盤恒星質量的20%。銀河系核球最大的結構特征是粗密的恒星棒，它與我們在圓盤內部的視線成45°角。
這種朝向使銀河系核球看起來呈盒狀或者花生狀。人們認為，通過核球恒星的引力動作用，中心星棒轉變?yōu)榄h(huán)繞銀心的橢圓軌道。從光學角度看，天空中銀河系核球的光芒比毗鄰圓盤更亮、更廣。靠近核球的塵埃大部分都位于中間的薄盤。
我們的光學視野被這個厚塵幕遮擋，無法觸及銀心及其周圍核球深處區(qū)域。幸運的是，在核球上有一些塵埃較少的小窗口，它們位于銀心的幾度之內。該核球光學特寫，圖解了銀心相對于“茶壺”的位置，這個著名的“茶壺”由明亮恒星組成，屬于人馬座星座。
二、銀河系形成
哈勃望遠鏡在一些塵埃較少的核球窗口中進行了多次深度曝光。其中一個窗口是人馬窗口凌星系外行星搜索區(qū)域，其在天空的面積等于月球的1％。在這個微小區(qū)域中，哈勃望遠鏡分辨出了驚人的20萬顆恒星。這些恒星絕大多數(shù)位于核球中。
通過比較它們的顏色、亮度，可以繪制該核球區(qū)域的赫羅圖，并確定其星族年齡。SWEEPS圖像還顯示有許多白矮星。在密集星場中，只有哈勃望遠鏡才能分辨出如此微光的恒星。這些白矮星是120多億年前誕生的恒星所留下的遺跡。其實，大多數(shù)SWEEPS的恒星都屬于同一古代星族。
這些結果與該想法一致：中央核球形成于銀河系早期。然而，一些核球恒星年齡更小，重元素豐度卻更高。對比相隔多年拍的B59哈勃圖像，可發(fā)現(xiàn)這些年輕的恒星似乎也比年老恒星運動得快。它們可能起源于某些小型伴星系，在核球主要產星時期之后，這些星系被銀河引力吞食。
不幸的是，由于靠近銀心的塵埃過厚，無法測量核球最中央星族的光學特性。盡管如此，這張哈勃圖像在27000光年外的銀心處標繪出了一個50光年寬的正方形。能夠拍得如此遙遠，正是充分利用了哈勃寬視場相機3號靈敏的近紅外功能。該圖像實際上由9個獨立星場拼接而成，它們均由哈勃寬視場相機3號觀察得到。
圖像在3種近紅外顏色下共經過100多次曝光，總觀察時長21.6小時。為使波長最短的近紅外色顯示為藍色、波長最長的近紅外色顯示為紅色，還為最終圖像設計了配色方案。注意圖像上恒星的顏色和暗色斑點。淡藍色的恒星通常是前景星，其亮度受塵埃減弱最少。暗色斑點是塵埃最厚的區(qū)域，哈勃的近紅外眼睛無法穿透。
微紅色的恒星通常位于大量塵埃后面，或被埋在其中。當視角放大到中心16光年時，請注意圖像中心處的恒星密度。這樣高密度的恒星位于銀河系核星團的核心。在此圖像中，幾乎所有暗色斑點之外的恒星都是核星團的一部分。
該圖像在星團15光年的半徑范圍內涵蓋了約50萬顆恒星。根據(jù)這些恒星的顏色和亮度可推測，該星團一定還有1000萬顆無法被哈勃觀測到的恒星，因其亮度太過微弱。核星團的總質量為太陽的2500萬倍，是銀河系中規(guī)模最大的星團。該星團的大多數(shù)恒星都非常古老，像周圍的銀河系核球一樣。
但是，星團也包含一些年輕恒星，尤其是在核心附近。當視角放大到銀心星團核心內部的一光年時，哈勃銳眼的分辨率甚至達到了極限。事實上，該區(qū)域的恒星極其多，連它們的圖像都融合在一起。這里的恒星密度是如此之高，一般的恒星甚至僅相距大約一光周，而不像太陽系附近的恒星一樣相距數(shù)光年。
在地球上最暗的觀測地點，肉眼可見大約3000顆恒星，其中天狼星是最亮的一顆。如果地球位于銀心，那么地球的夜空將會比天狼星還多出一百萬顆恒星的亮度?？偟膩碚f，星光將會比月亮還亮200倍！超大質量黑洞大質量恒星的核區(qū)坍縮會產生Ⅱ型超新星爆發(fā)。
如果恒星的初始質量在太陽質量的8至25倍之間，那么它的核心極有可能坍縮為中子星。如果其質量大于太陽質量的25倍，核心坍縮通常會導致黑洞形成。中子星大小如一座城市，由大約1.5倍太陽質量的中子組成，密度比白矮星要大得多。一茶匙的中子星物質在地球上會重達十億噸。
在這種密度下，極高的中子壓力可防止引力將中子星擠壓得更小。它的引力場異常強大，如果要從中子星表面逃逸，所需的速度要達到光速的1/3。當最大質量的恒星發(fā)生核心坍縮時，甚至會出現(xiàn)更極端的情況。在這種情況下，沒有什么能阻擋無情的重力。其結果就是，整個星核被壓縮成一個點，這個點稱為奇點。
施瓦西半徑的定義為到奇點的特定距離，在這個距離內，從引力牢籠中逃逸的速度為光速。該半徑確定了奇點周圍事件視界的大小。事件視界本質上就是黑洞的表面。在這個視界內，沒有任何東西能逃脫奇點的引力場，即使是光。這就是它被稱作“黑洞”的原因。
質量為太陽10倍的一般黑洞，其施瓦西半徑為30公里。據(jù)估計，銀河系中大約有1億個由單個II型超新星爆發(fā)所產生的恒星級黑洞。銀心黑洞的質量為太陽的400萬倍，那么這種黑洞是如何由相對質量較小的恒星級黑洞產生的？即使是已知最大質量恒星，其產生的黑洞質量也不會超過太陽質量大約100倍。
為解決這個問題，主流思想提出在銀河系初期，銀心形成了一個大質量黑洞種子。一種說法是，大質量恒星級黑洞可能在密集星團中與其他恒星級黑洞發(fā)生碰撞并融合。由此產生了質量為太陽1萬倍的中量級黑洞，它通過吞并路過的恒星和氣體云繼續(xù)增長。
銀心黑洞形成的另一種可能性完全跳過了中間步驟：首先形成恒星級黑洞。這種想法是：密集的原始大質量氣體云直接坍縮至中量級黑洞。隨著時間流逝，該天體會將落在其重力井中的恒星和氣云吞食掉，從而發(fā)展為一個超大質量黑洞。有確鑿證據(jù)表明，質量為太陽400萬倍的銀心黑洞仍在繼續(xù)吞食，盡管吞食數(shù)量不多。
此類黑洞的事件視界直徑約為0.2個天文單位。鑒于銀心的恒星密度很高，超大質量黑洞有時會飽餐一頓。一顆近距離通過的恒星會被黑洞潮汐擾動，并產生巨大的光爆發(fā)。但是，沒有證據(jù)表明最近有這種盛宴發(fā)生。目前最好的估計是，超大質量黑洞每10萬年會吞噬一顆恒星。
根據(jù)哈勃對各星系核中高速恒星和氣云的觀測，現(xiàn)在可以明確得出，基本上所有旋渦星系和大型橢圓星系都有一個超大質量中心黑洞。除此之外，黑洞的質量和這些星系中心核球內的恒星、氣云質量有很強的相關性。這種相關性表明，超大質量黑洞與它們的寄主星系共同演化，這意味著黑洞的質量越大，可供吞食的恒星和氣云就越多。
換言之，中心黑洞的質量并不是一成不變的；它會隨著銀河系的演化而增長。其結果是，中心核球較小的旋渦星系（如銀河系），其超大質量黑洞也相對微小，質量僅為太陽的數(shù)百萬倍。相比之下，巨型橢圓星系具有龐大的中心黑洞，其質量為太陽的數(shù)十億個倍。
三、銀暈中最大的星團
銀暈中的最大星團除了銀心以外，銀河系中最古老、最密集的星團通常位于富星的銀盤之外。這些古老的球狀星團十分顯眼，像致密的恒星島在稀疏的銀暈星海中一樣。與銀心星團不同，這些星團中間基本沒有塵云遮擋哈勃的銳眼、阻止其觀察這些密集星團的組成恒星。
迄今為止，銀河系中共發(fā)現(xiàn)200個球狀星團。它們幾乎全部位于銀暈中，距離我們7000光年至10萬光年不等。這些球狀星團相對銀心大致呈對稱分布，并環(huán)繞銀心運行，運行周期通常在1億年或更長。除球狀星團外，銀河系還有另一大類星團，統(tǒng)稱為疏散星系團。
銀河系圓盤中有數(shù)千個疏散星系團，每個疏散星系團都由數(shù)十到數(shù)千顆恒星組成?，F(xiàn)在來比較一下這兩種銀河系基本星團的特性。球狀星團的恒星通常比疏散星系團多100至1000倍。它們的恒星密密麻麻成球形排列，而疏散星系團形狀不規(guī)則，恒星密度也在一定范圍內浮動。
球狀星團的恒星都十分古老，形成于銀河系初期；疏散星系團的恒星大部分都很年輕，最近才形成于銀河系旋臂中。因此，疏散星系團通常會出現(xiàn)在銀盤中，而球狀星團則位于銀暈中。盡管存在這些差異，但球狀星團與疏散星系團仍有一些相似之處。兩種星團中的恒星都被相互間的引力組合在一起。
此外，所有星團的恒星都是大體上同時形成。因此，可以通過比較星團構成恒星在赫羅圖（HR）中的顏色和亮度，來確定任一星團的年齡。
研究這些星團的關鍵，是哈勃望遠鏡能夠分辨出球狀星團中緊密堆積的恒星。
在哈勃望遠鏡拍的球狀星團中，NGC6397是離我們最近的星團之一。NGC6397位于銀河系圓盤下方的南部星座天壇座，距離我們7800光年。它包含約20萬顆恒星，直徑約70光年。通過精確測量星團主序的折向點，可以從星團的赫羅圖上確定其年齡。
NB656397的哈勃赫羅圖顯示它的年齡為130億歲，是銀河系中最古老的球狀星團之一。相比之下，宇宙是從138億年前的大爆炸開始的。因此，該球狀星團的20萬顆恒星一定形成于距離大爆炸不到10億年的快速爆發(fā)中，其他銀河系球狀星團的赫羅圖顯示，它們在NGC6397形成之后的幾十億年內演變而來。
大約130億年前，銀河系自身起源于巨型大質量氣體云的引力吸積。在這個過程中，這些氣體云碰撞產生星暴，像NGC6397這樣的古老球狀星團很可能形成于此。此外，一些球狀星團可能被吸積成為小型富氣星系的一部分。
大量的早期銀河系氣體在引力作用下沉降至旋轉的圓盤中，此時原有的球狀星團和吸積來的球狀星團都被留在了銀暈軌道中。因此，球狀星團是古老的化石，可以追溯到銀河系形成時期。球狀星團除了極高的年齡外，核區(qū)的高密度恒星也值得注意。
用哈勃望遠鏡放大NGC6397的中心2光年時，這種高密度的恒星無疑十分明顯。這些恒星平均間隔只有幾個光周，非常密集，大約每百萬年恒星都會發(fā)生碰撞或擦肩而過。通過這個比率可以計算出，在星團的生命周期中會有數(shù)千次恒星間近距離相互作用。
這種相互作用可以產生一種名為藍離散星的恒星。這些相對明亮的恒星有6顆用藍色圈出，它們在哈勃的星團核心圖像中顯得格外突出。藍離散星在球狀星團的赫羅圖中同樣十分顯眼。根據(jù)它們的顏色和光度，這些恒星在圖上形成了一片稀疏的區(qū)域，該區(qū)域位于密集的星團主序折向點上方。
換句話說，這些藍星似乎比球狀星團中的其他恒星年輕。這樣的恒星是如何重獲青春的？最直接的方法就是兩顆恒星之間發(fā)生碰撞。然后兩顆恒星融合，將它們核心的氫燃料混合，成為一顆單獨的恒星發(fā)射光芒，它比兩顆母星質量更大、熱度更高。
B67藍離散星也可以由密近雙星系統(tǒng)形成。當質量更大的恒星演化成紅巨星時，質量較小的恒星在引力作用下耗盡了其伴星膨脹的氫氣外包層。隨著質量的增加，吸積的恒星變得更熱、更藍、更亮。在這兩種情況下，所產生的藍離散星質量都是一般球狀星團恒星的兩倍。
隨著球狀星團老化，其中質量較高的恒星往往會向星團核心方向向內沉降。造成這種遷移的原因是恒星與周圍密集恒星的引力作用。由于這些相互作用，質量更大的恒星總體趨于失去軌道能量，而質量更小的恒星總體趨于獲得軌道能量。由于它們的質量高于平均值，因此隨著時間推移，球狀星團中的藍離散星傾向于向其核心移動。
離高密度核心最近的離散星最先向內遷移。同時，質量較低的恒星被噴射出星團的恒星外圍。因此隨著時間流逝，球狀星團核心內的恒星被束縛得更加緊密，而外圍區(qū)域中的恒星聯(lián)系更加松散。這樣的恒星分類由引力引發(fā)，在不同球狀星團中發(fā)生速率各有差異。
銀河系中約有20%的球狀星團已經將二分之一以上的質量集中于核心位置。這種核坍縮球狀星團的特征是在其核心光度中有一個尖峰。梅西耶天體M15是最著名的一個核坍縮球狀星團，它位于銀河系下方的天馬座星座，距離我們大約34000光年。
四、總結
這個星團共有超過10萬顆恒星，直徑為175光年。該星團的赫羅圖顯示，M15的年齡約為120億年。這個球狀星團發(fā)生核區(qū)坍縮，將其質量的1/2集中在了最內部的10光年范圍。M15是銀河系中核區(qū)最致密的球狀星團之一。
事實上，位于M15中心的這些恒星是如此密集，以至于連哈勃都無法分辨它們。鑒于這種極端的密度，一些人認為M15可能有一個中心黑洞。如果能確認M15核心有這樣一個黑洞，那么將有助于理解銀心超大質量黑洞的起源。
