银河系的历史见证者—球状星团

    如果我们用一台大概10厘米口径的折射望远镜，去看著名的小麦哲伦星云的话，在一个约4度见方的视野里面，立刻能够看到图1所示的美景，不过那美丽的蓝色的小麦哲伦星云不是本文的主角，让我们注意图中右上角的那个圆形的一团发出夺目光芒的天体，它就是堪称银河系历史见证者的球状星团，这个球状星团是距离地球比较近的一个，天文学家称呼它为47 Tucanae，实际上它距离地球只有小麦哲伦星云的十分之一。

（图1）小麦哲伦星云与球状星团47 Tucanae
    让我们更加仔细地瞧瞧它。如果去天文台用一台约90厘米口径的望远镜专门来看47 Tucanae的话，那么在大概4分见方的视野里面，能够看到图2所示的图像，密集的恒星聚集在一个球状的范围里面，犹如一个巨大的马蜂窝。想像一下如果我们的地球是处于这么一个球状星团里面，我们抬头会看到怎样的一幅天象呢？由于从太阳出发，方圆几光年之内都很难碰到几颗恒星，而在球状星团里面这么大的范围里却要挤上好几十万颗恒星，那该是一个多么壮观的天空啊！
 
（图2）球状星团47 Tucanae的近照
    不过永远不会有谁能够看到那样的壮丽天空，因为球状星团里面的恒星过分密集，恒星之间的引力作用极其强烈，从而频繁引发各种剧烈的天体活动，以至于根本不可能让太阳系这样宁静的行星系统有存在的一点机会，甚至恒星自身，在这样一个密集的环境里面，都面临朝不保夕的噩运。例如有的球状星团包含大量双星，这些双星以小时甚至分钟为单位相互高速旋转；有的球状星团含有很多超新星爆发后遗留下来的中子星；在一些球状星团里又有很多衰老的中子星，由于吞食附近的恒星而重新焕发活力，变成以每秒上千转自旋的脉冲星；当然在这个恒星世界的舞台上，致命的黑洞也是常见的；至于恒星之间的碰撞更是家常便饭，有的恒星越撞越大，有的则被撞得七零八落，被抛到星团外层比较稀落的空间，甚至被抛向广漠的深空。
    不过天文学家关注它，并不只是因为球状星团是大量奇异天文现象的摇篮。早在1789年，德国天文学家William Herschel就发现了这类神秘的天体，并给予“globular cluster（球状星团）”的名称。从那时开始，球状星团之所以引人注目，主要是因为其稳定而夺目的光芒，常常被天文学家用作比较其他恒星亮度的基准单位。后来人们陆续在银河系找到了150个球状星团，发现它们都分布在银河系的银晕部分（图3），这立刻给出一个暗示，即球状星团实际上是银河系最早成形的天体，因为根据银河系的演化历史，银晕是演化出银河系的最原始的气体云的残留遗迹。
 
（图3）球状星团在银河系里面的分布位置
    在下面的图4里面，用4个示意图表示了银河系的演化历史。左上图表示最原始的一团气体云，由于气体云物质分布的局部细微的不平衡，导致物质在引力作用下发生局部的坍缩和凝聚，这个时期在气体云的各个部分都开始出现一些原始的恒星以及结团的恒星群体；随着银河系的进一步演化，绝大多数物质都向着与银河系的自转轴垂直的一个平面汇聚，成为一个密度更高的扁柿子状气体云团，只剩下少数已经成形的天体以及更加稀薄的气体留在原来的空间范围，这就是右上图所示的情形；银河系演化到左下图的情形时，绝大多数物质已经初步聚集到一个碟形的区域，剩下在其他位置的物质更加稀少；到银河系现在的状态，也就是右下图所示的样子，这时未参与银河系主体构型的星际气体以及恒星，星团等，就构成了现在所谓的球状的银晕部分，这个部分的天体由于在银河系演化的极早期就脱离了银河系主体结构演化的轨道，因此还保留着极其丰富的，反映银河系早期状态的信息，可以说是银河系最古老的物质的化石。
 
（图4）银河系的演化历史和球状星团的形成
    球状星团的这个特殊生世对天文学家产生了极大的诱惑力，因为如果能够测定出球状星团的年龄，就可以大体知道银河系的年龄，乃至宇宙的年龄，因为根据我们现在对于宇宙演化历史的了解，银河系本身就是在宇宙极早期开始其演化历史的，而球状星团则是在银河系早期就已经开始成形了，因此球状星团应该是属于宇宙演化历史上最早的成形天体。
    然而出乎意料的是，从球状星团测量得到的年龄数据和通过测量哈勃常数，再根据宇宙膨胀理论估算出来的宇宙年龄，一直存在很大的矛盾。
    在20世纪初，美国天文学家Edwin Hubble（图5）利用当时世界上最大的望远镜，发现遥远的天体都在背向地球的方向上飞行，离开地球的速度与到地球的距离成正比，其比例系数称为哈勃常数，这就是著名的哈勃定律。对于这个定律的唯一解释，就是这个宇宙的任意两点之间都在膨胀，显然这个膨胀过程一定有个时间上的起点，也就是宇宙演化的起点-大爆炸。如果我们能够测量哈勃常数，就可以推算出宇宙需要花多少时间才能够膨胀到现在的大小，也就得到了宇宙的年龄。不幸的是哈勃受到当时技术的制约，测量得到的哈勃常数的误差太大，他在1929年得到的结果是宇宙年龄只有15亿年，而当时人们已经比较确切地知道了至少地球的年龄就要超过15亿年，正是这个显然的矛盾一直使得着宇宙膨胀理论得不到广泛的承认。
 
（图5）美国天文学家Edwin Powell Hubble
    一直到20世纪60年代，由于偶然探测到了宇宙微波背景辐射的存在，宇宙膨胀理论才获得坚强的支持，同时哈勃常数的测量误差范围也在缩小，现在依据哈勃常数所得到的宇宙年龄是100到150亿年，当然这个数据的误差范围还是很大。一直到最近，通过对宇宙微波背景辐射的精确测量，而得到了迄今为止最为精确的宇宙年龄是134 ±3亿年。这个数据跟大多数有关宇宙演化历史的知识都是相容的，然而历史上对于银河系里面球状星团的年龄的测量结果，则一直让天文学家感到不安，因为单纯测量球状星团的年龄范围，在几年以前总是超出通过哈勃常数所得到的宇宙年龄范围，大概是160亿年到200亿年，显然这两个来源不同的数据的不相符，暗示着我们无论是对于球状星团还是对于宇宙的膨胀过程，肯定存在很多无知。

    测量球状星团的年龄有三个相互独立的途径，分别是：根据放射性元素的丰度测量来推算星团年龄；根据白矮星冷却后的光度测量来推算星团年龄；根据星团的主星序分支点的光度来推算星团年龄。

    运用放射性元素来测定年龄的方法应用非常广泛，无论是考古发掘出土的人类文物，古代生物的化石，还是遥远的发光天体，只要它们在结构形成的时候从外界吸纳了放射性元素，就有可能使用这种方法来确定其结构持续存在的年龄，关键是结构物所吸纳的放射性元素要具有适当的半衰期，还得具有与测量能力相关的最低限度的含量。例如对于人类考古遗迹，一般年龄在1万年以下，那么合适的放射性元素就是碳十四；而对于球状星团，则一般选择钍232和铀238，它们的半衰期分别是140亿年和45亿年，不过相对来说，钍232的衰变太慢，丰度变化不如铀238的大，因此依靠钍的数据所得到的年龄数据的误差也比较大，而铀238的半衰期就更加合适些。
    不过选择好合适的放射性元素后，要测定年龄还面临2个很大的困难，一个是实验方面的困难，无论是钍232还是铀238，它们在恒星的含量都太小，使得它们的光谱信息极其微弱，甚至一直到2001年，天文学家们还没有能够在恒星的光谱里面找到铀238的谱线。另外一个困难是理论方面的困难，即要想通过测量铀和钍目前的丰度来计算天体年龄，就必须知道天体成形时，形成天体的介质所含这些元素的初始丰度，而这个数值只能基于对钍232和铀238的核合成过程的了解而经过理论计算得到，问题恰恰在于我们还不是很了解象钍和铀这样的重核的合成过程，因为这种核合成过程是一种远离平常的核稳定状态的快速中子俘获过程，目前这个方面的理论还很不成熟。
    幸运的是在2001年，一组国际天文学家利用欧洲南方天文台建在智利的超级望远镜（VLT）（图6），首次在一颗相对含金属元素比较多的，属于球状星团的恒星CS31082-001（图7）的光谱里面，终于找到铀238的谱线。这“台”超级望远镜由4台口径8米的望远镜组成，相当于一台口径16米的望远镜，是现在世界上口径最大的光学望远镜。通过测量该恒星的铀238丰度，计算得到其年龄为125 ± 30亿年。随后在2002年，又发现一颗恒星BD+17° 3248，不是非常确切地同时含有钍232和铀238，计算得到其年龄为138 ± 40亿年，显然，这就给出了银河系乃至宇宙的年龄的一个下限，比起之前由哈勃常数得到的160-200亿年的年龄范围来，缓和了矛盾。
 
（图6）欧洲南方天文台建在智利的超级望远镜（VLT）
 
（图7）古老的恒星CS31082-001（中间那颗）
    不过在实验方面的困难固然是逐步在被克服，但在重核合成方面的理论方面，目前并没有重大的进展，因此通过放射性元素丰度测量以获知年龄的途径，仍然是任重道远。

    推算球状星团年龄的第二途径是测量星团中白矮星的光度。由于球状星团是如此的高寿，在宇宙早期就已经成形的大量恒星，到今天早已迈入老年，除了中子星与黑洞这两种属于大质量恒星的老年结局之外，对于那些初始质量小于约5倍太阳质量的恒星，它们的结局就是白矮星。白矮星的核能已经耗尽，只依靠电子的简并压来支撑住自己大约5000公里的半径，以免被引力压榨塌缩为黑洞。由于它仍然通过辐射释放能量，使得白矮星慢慢冷却，以至于它的光度极其微弱。由于对白矮星的演化与冷却过程有了比较成熟的理论，那么从一定的理论模型出发，我们就能够获得白矮星光度与年龄的关系。
    从1995年开始，天文学家首次使用太空轨道上的哈勃望远镜搜寻各个球状星团里面暗淡的白矮星，到2001年，连续8天的暴光终于让球状星团M4里面最暗淡的白矮星留下倩影（图8），由此得到的星团年龄为127 ± 7亿年 。当然这个年龄数据同样受限于白矮星冷却的理论模型符合自然的程度。
 
（图8）左边为球状星团M4，右边为其中矩形视野里面被看到的白矮星（用圆圈标注）

    为了估算球状星团的年龄，还有一种独立的方法，即通过测量球状星团的主星序分支点恒星的光度来推算年龄。所谓主星序就是大多数青壮年恒星在恒星的光度与温度坐标图上面的线性坐标轨迹，随着恒星的老化，而逐渐变成红巨星，这时恒星的光度温度关系开始脱离此前的线性轨迹，在坐标图上就表现为一个分支点。显然如果一个球状星团里面进入红巨星状态的恒星越多，说明该星团越老，相应地就可以在分支点的位置上面表现出来。所以通过测量分支点恒星的光度，也可以推算星团的年龄。运用这种方法所推算出来的最古老的球状星团的年龄约为170亿年，显然这个方法还有待改进，以便增加对于球状星团年龄的旁证。

    通过对于球状星团的持续研究，至少我们已经可以确信那些游离在银河系繁华“大碟”之外的老年恒星的巢穴，正是充塞着有关整个银河系的历史著作的“藏经洞”，天文学家们还在满怀热忱地挖掘其中的隐秘。所以下次我们去看美丽的小麦哲伦星云的时候，一定不要忘了多瞧几眼旁边那个灼灼闪亮的球状星团47 Tucanae（图1）。