大概在一个月之前，有个关于星系演化新理论的消息四处可见，说是最新的数值模拟表明，星系是由低温气体流碰撞产生的。不知道是出于吸引眼球还是其他什么目的，各大门户网站的新闻标题往往被写成“颠覆现有星系演化理论”（实例可参见这里），乍看之下很是吓人。那么这项工作到底是怎样一回事呢？前一阵宇宙驿站的邮件群里有人讨论这个问题，本人多事，就此考证一番，遂有编外之二。

如果没有对错号，相关论文应该是Avishai Dekel等人发表在1月22日《自然》杂志上的那篇，外加arXiv.org:0901.2458。Dekel进行模拟的动机是，传统的星系演化Top-down理论认为，大型星系是由较小的系统并合转化而来，在此过程中一并会引发大规模的产星活动。但该图景与高红移区的观测结果不符：分布在红移1.5至3之间的产星星系很多没有表现出并合的特征，而是更接近普通的盘星系，而且这些星系的数量也比根据并合估计的数值高上几倍。换句话说，并合固然会发生，但这应该不是触发星系演化以及恒星形成的首要因素。

这高红移产星星系在形态方面与邻近宇宙的盘星系（如银河系）最大的不同之处是，前者的星系盘往往表现为破碎的若干团块，每块的尺度是几千秒差距，质量大致是太阳的10⁹倍（作为比较，星系的重子物质总质量约为太阳的10¹¹倍，考虑暗物质的话则是10倍于此）。因为观测上的特征，这类天体被称为“团簇星系”（Clump Cluster Galaxy）。团块是其中恒星形成最为活跃的地方，有迹象表明它们是形成于星系盘内部的。

部分团簇星系的I波段图象及等高线图（图片来源：Elmegreen & Elmegreen 2005）

另一个问题是高红移星系的双模分布。除了遍布团块的产星星系以外，还有大量恒星形成率较低的球状星系。这种形态特征上的分类非常类似邻近宇宙的情况，但当下的星系形成主流模型也不能在如此早的时候就让球状星系产生，那么它们存在的事实又该如何解释？

有了观测背景，对旧有星系演化理论的置疑就是很自然的了。新闻报道所说的气体流碰撞产生大型星系其实只顾及了一部分。整个模型还依赖于星系盘的不稳定以及团块向中心的迁移。只是气体流是其中最重要的因素，可以为星系源源不断地补充物质。在形态上，它们表现为恒定的低温气体窄束。

20世纪60年代就有人证明过，当面密度足够高且旋转速度和速度弥散足够低时，盘面就是不稳定的，由此星系盘形成团块就可以解释了。团块彼此之间的引力作用以及动力学摩擦则是其向星系中心迁移的主要解释。气体流有占据主导（2/3）的光滑成分，在保持盘面高密度的同时并不引入额外的速度弥散，进而导致不稳定性的增加；另外还有造成速度弥散从而抑制盘面分裂和恒星形成的团块成分。

以上就是Dekel等人的数值模拟所依赖的理论框架，它至少可以追溯到十几年以前。当然，若说颠覆，那是过于夸张，Dekel并没有完全否认传统观点，而是在论文中明确说明，星系并合确实可以解释相当一部分产星星系，但其余不能解释部分却是更值得探讨，因此才有了他们的工作。新的结论不仅没有宣告星系并合理论的终结，反而是对后者很好的补充。

如果要依照新模型计算，需要明确的关键是气体流可否穿过星系的外晕，查明这个问题正是数值模拟的主要目的。如果该过程发生在星系晕质量普遍大于发生维里激波加热下限的邻近宇宙，流入的低温气体会被加热，从而难以冷却并到达内部。不过在宇宙的早期，典型宽度小于的维里半径的暗物质纤维发挥了重要的作用，沿纤维分布的高密度气体可以就此流入星系，因此情况有所不同。只是这个过程的细节论文也没有深入讨论，详情看来是要参考其他文献了。

维里激波加热又是什么机制呢？本人没有仔细推导过，只说说自己的理解。宇宙中如果存在正的密度扰动，最终会发生以扰动为中心的坍缩，具体演化过程取决于中心条件。如果扰动中心不存在黑洞，下落的物质要么径直穿过中心区，要么会遭遇一道激波然后减速。在球对称模型中，若星系质量足够大，这道激波的位置即与外晕的维里半径相当，其内引力能与热能应该达到维里平衡，穿过激波的气体则会被加热到维里温度。不仅仅是Dekel所采用的模型，对于任何描述星系形成的理论来说，维里激波加热的影响都是需要考虑的重点。

模拟得到的三道低温气体流的传播，白色箭头表示速度场，圆圈表示星系的维里半径。左图为气体熵的分布，红色表示高熵背景，蓝色表示低熵流；右图为流量图。（图片来源：Dekel et al. 2009）

对这个问题的探讨是通过自适应网格流体数值模拟完成的。结果是，对于高红移星系，从维里半径开始直到星系盘内缘，气体流流量基本不变，完全可以穿过外晕。上图对应的三维流量分布就是本文开头新闻链接中给出的图片，其中可见气体流的物质团块，本文不再重复贴出。

借本文顺便讲讲自适应网格。流体模拟的一般方式是将光滑解域离散。显然，离散过程中划分的网格越细，则结果越接近真实情况，但计算量也随之猛增。自适应网格技术正是为兼顾速度与精度而开发，基本步骤是首先将解域划分为较粗糙的格点，并对每点估计截断误差，若误差过大则对该格点细分，其他则继续使用粗格点计算。实际操作可以参考德克萨斯大学奥斯汀分校提供的介绍。

气体流只是为星系提供了恒星形成的原料，接下来需要计算的是星系盘的分裂以及核球的形成情况。如果气体流性质有所变化，星系的形态也会有相应改变。只是后续的具体过程涉及另一篇论文，原文似乎尚未上网，细节暂时无法补充，先看看其中的一张snapshot好了：

模拟在红移2.3处给出的典型星系，可见星系盘中的团块。（图片来源：Dekel, Sari & Ceverino 2009）

至于产星率偏低的球状星系，气体流的团块成分在演化中扮演的角色尤其重要。

根据Dekel的预计，冷气体流可以通过吸收和发射来进行探测。

在Dekel的结果之外，传统星系形成理论的用武之地在何处呢？高红移区明亮的亚毫米波星系就是一例。这些星系的产星率最高可以达到每年1000倍太阳质量，比普通的产星星系还要高上很多。一般认为，它们是由激烈的并合过程造就的。

亚毫米波星系示例（图片提供：SHARCII）