在廣袤無垠的宇宙中，存在着這樣一類星系，它們的單位面積上的亮度（面亮度）比夜晚星空的天光背景還要暗弱，因此它們被冠以“低表面亮度星系”的稱号 (Low Surface Brightness Galaxies- LSBG; 圖1)。面亮度暗于夜天光背景的特質，使LSBG難以被光學天文望遠鏡探測到，因此它們仿佛“隐身”在夜空中星系。

圖1. 低表面亮度星系Coma P (AGC 229385)圖像。紅色橢圓圈出的是Coma P（圖源：Brunker et al. 2019）

LSBG的“脫穎而出”頗為曲折。早在1970年，天文學家Freeman對36個漩渦星系和透鏡星系開展測光研究，發現其中28個星系的中心面亮度集中在μ0=21.65± 0.30 mag/arcsec2，從而得出Freeman Law：所有盤狀星系的中心面亮度是一緻的常數μ0（Freeman 1970）。言下之意，宇宙中沒有星系的中心面亮度比μ0亮，也沒有星系的中心面亮度比μ0暗。

然而，天文學家Disney于1976在Nature雜志公開發表質疑，認為Freeman Law在面亮度暗端反映的不是星系的真實分布，而是觀測的面亮度選擇效應所導緻的有偏結果（Disney 1976）。

在Disney觀點的支持者中，McGaugh S.無疑發出了最強有力的聲音。他收集并分析了80年代至90年代觀測到的星系數據，發現這些星系(圖2，不同形狀的符号)的中心面亮度分布一直延伸到比Freeman常數低（暗）2星等的暗端，完全不符合Freeman Law（圖1，黑實線）在暗端的結論，從而坐實了Freeman Law是由觀測的面亮度選擇效應所導緻的有偏結論(McGaugh, Bothun & Schombert 1995 - MBS95)。

圖2. 星系的中心面亮度分布。橫軸表示星系的中心面亮度，從暗(左)到亮(右)；縱軸表示在每個中心面亮度區間内的星系的相對數量。不同形狀符号代表從不同文章中收集到的星系，黑實線表示Freeman Law主張的盤狀星系的中心面亮度分布（圖源：MBS95）

盡管如此，作為第一個關于星系面亮度分布的定量化結論，Freeman Law對後續的研究發展起到至關重要的推動作用。

事實上，受限于早期望遠鏡的探測能力，Freeman的樣本是不完備的,缺失了LSBG，而Freeman常數幾乎就是大多數地面觀測站的夜天光背景的典型值。因此，那些中心面亮度比夜天光背景至少暗1星等，即B波段的中心面亮度暗于22.5 mag/arcsec2 的星系便被順理成章地定義為LSBG( Impey 1997)。

據研究推算，LSBG的數量龐大，占宇宙中星系總數量的50%以上（MBS95; McGaugh 1996），在宇宙中占據重要地位，對河外天文研究領域（例如，光度函數、暗星系、Lyman alpha吸收系統、星系形成理論等）和宇宙學研究領域均具有不可忽視的影響。

符合LSBG定義的星系類型多樣。矮星系由于自身光度低，且絕大多數具有低表面亮度，因此低表面亮度矮星系（LSB dwarf）占據了LSBG家族成員的半壁江山；其中，有一類特殊的LSB dwarf，它們論光度和質量是常規矮星系，但它們自身尺寸卻遠大于常規矮星系，幾乎與銀河系大小相當。因此，這類LSB dwarf在空間上極為延展和彌散，被稱為超彌散星系（Ultra Diffused Galaxies - UDGs）。

UDG是一種極端特殊的LSB dwarf，是指g波段中心面亮度暗于24 mag/sq. arcsec，但有效半徑大于1.5 kpc的矮星系（van Dokkum et al.2015）。位于圖3左圖中心位置的星系DF17就是一個UDG，它在g波段的中心面亮度僅為25.1 mag/arcsec2，絕對星等僅為-15.2 mag，是一個不折不扣的LSB dwarf，但卻擁有長達4.4 kpc的有效半徑，個頭超過了銀河系。

圖3. 超彌散星系DF17（左圖中心位置）和超彌散“暗物質缺失”星系NGC1052-DF2（右圖中心位置）。左右兩圖不在相同的物理尺度下（圖源：左圖來自van Dokkum et al. 2015, 右圖來自van Dokkum 2018）

在标準宇宙學模型（Lambda-CDM）的框架下，宇宙中的暗物質質量約占27%，重子物質約占5%，暗能量占據剩下的68%。因此，整個宇宙中暗物質與重子物質的質量比值約為5，然而，這個比值在星系系統中會更高（可高達50）。例如：對于具有銀河系恒星質量的星系，這個比值約為30 （van Dokkum 2018）。

已有研究認為，對于LSBG，從星系中心到星系外圍的各個半徑處都由暗物質主導。然而，van Dokkum在分析NGC1052-DF2（圖3右圖中心位置星系）這個UDG的過程中，卻發現其暗物質暈質量與恒星質量的比值不大于1，遠遠低于标準宇宙學模型的預測值。因此，他将這種UDG稱為“缺失暗物質”的星系，對标準宇宙學模型提出了挑戰。

此結論于2018年在Nature雜志一經發表，便在河外天文和宇宙學領域轟動一時，引來了很多質疑聲。但是，van Dokkum在随後的2019年又聲稱發現了新的“暗物質缺失”UDG（van Dokkum et al. 2019）；還有其他幾個研究團隊也随之發表了獨立發現的“缺失暗物質”的星系；例如，Mancera Pina團隊發現6個”缺失暗物質”的UDG（Mancera Pina et al. 2019），國家天文台的郭琦團隊發現了19個“缺失暗物質”的矮星系（Guo et al. 2019）。

盡管如此，作為LSBG家族的極端分子，“缺失暗物質”的UDG仍然深處争議和被質疑的漩渦之中，但它們确為推動理論的繼續革新打開了一扇窗。

以高光度著稱的巨星系，當星系盤極其延展的時候，它們的面亮度也會非常低，星系盤則呈現得十分暗弱，因此便成為LSBG家族名副其實的成員。至今，已發現的低表面亮度巨型星系(LSB giant)的數量稀少，不超過百位數；它們的共同點是：具有明顯的星系核和極其延展暗弱的星系盤。

人類曆史上發現的第一個低表面亮度星系Malin 1（Bothun et al. 1987）就是一個低表面亮度的巨型星系(LSB giant)。圖4展示的是Malin 1，這幅圖是用位于夏威夷的Mauna Kea天文台的3.6米口徑的CFHT 望遠鏡對Malin 1所在的天區，在光學u，g，i，z四個波段進行長時間曝光（u: 6402秒，g: 3170秒，i: 2055秒，z: 3850秒）,并疊加這四個波段圖像所産生的深度圖像（Boissier et al. 2016），我們能從中清晰地看到Malin 1的旋臂和延展的星系盤。

圖4. 巨型低表面亮度星系Malin 1（圖像中心略偏上的有清晰旋臂的最顯著的大星系（圖源：Boissier et al. 2016)

論星系的大小，我們的銀河系可稱得上是一個較大的星系，但若把銀河系和Malin 1的大小相提并論，那麼如圖5的對比圖所示，銀河系（右部人工嵌入的漩渦星系）俨然一位站在Malin 1（中心偏左的漩渦星系）這個“巨人”身旁的“小矮人”。

圖5. Malin 1（圖片中心偏左的大漩渦星系）與銀河系（圖像右方人工嵌入的漩渦星系）的絕對尺寸對比圖(圖源：來自Philplait發表在互聯網上的文章‘Is This the Biggest Spiral Galaxy in the Universe?’ 中的插圖)

事實上，Malin 1可探測到的星系盤直徑是160 kpc (Galaz et al. 2015)，約為銀河系的5-6倍。迄今為止，Malin 1仍獨步天下，是我們已發現的宇宙中最大的、星系盤最暗的漩渦星系。

此外，還有大量的LSBG的光度介于矮星系和巨星系之間,它們大多看似正常面亮度的盤狀星系，但看不到旋臂結構，沒有明顯的星系核。若與同光度的正常面亮度星系相比，它們的星系盤則更為延展，因此面亮度和恒星面密度更低。

可見，LSBG家族的成員可謂“魚龍混雜”，不可一概而論。但不同類型LSBG在綻放個性的同時，也存在共性的問題。例如，大部分LSBG富含中性氫氣體，但當前的恒星形成活動水平卻非常低。

那麼，是什麼導緻LSBG在富含恒星形成所需的“原始原料”-中性氫氣體-的條件下，卻沒有活躍的恒星形成活動？有研究提出，LSBG居住在低密度環境中，從而與周圍星系發生碰撞進而觸發恒星形成的機會渺茫。類似這種關于LSBG的恒星形成和演化的問題，迄今仍是一個開放的、懸而未決的重要問題。

長久以來，受限于地面望遠鏡的觀測能力，我們獲得的LSBG樣本數量非常有限，并且幾乎都處于近鄰宇宙，面亮度相對高（22.5-25.0 mag/arcsec2），缺乏面亮度更低（暗于25.0 mag/arcsec2）或來自中高紅移宇宙的LSBG，導緻我們對面亮度極低的星系、中高紅移宇宙中的低面星系的研究甚少，從而限制了我們研究LSBG龐大的家族對河外天文和宇宙學研究的影響。

幸運的是，時下，國際上和國内越來越多的地面大口徑望遠鏡和空間望遠鏡項目紛紛上馬，例如，我國計劃在2024年發射的空間站望遠鏡（Chinese Space Station Telescope - CSST），它們的巡天深度更深，能夠探測到成規模的面亮度更低的星系，無疑将把LSBG研究推向更極端更廣闊的物理空間。

同時，我國的FAST望遠鏡的河外星系中性氫巡天數據，對本身就富含中性氫氣體的LSBG的研究可謂增光添彩。因此，研究LSBG的黃金時期已經來臨。

作者：杜薇, 中國科學院國家天文台副研究、中國科學院青年創新促進會會員，從事低表面亮度星系的形成和演化研究。

參考文獻：

Brunker et al. 2019, AJ, 157, 76

Freeman K. C. 1970, ApJ, 160, 811

Disney M. 1976, Nature, 263, 573

McGaugh S., Bothun G., & Schombert J. 1995, AJ, 110,573

Impey C. & Bothun G. 1997, AR&AA, 35, 267

McGaugh S. S. 1996, MNRAS, 280, 337

van Dokkum et al. 2015, ApJL, 798, 45

van Dokkum et al. 2018, Nature, 555, 629

Mancera Pina et al. 2019, ApJ, 883, 33

Guo et al. 2019, Nature Astronomy, 4, 246

Bothun et al. 1987, AJ, 94, 23

Boissier et al. 2016, A&A, 593, A126

Galaz et al. 2015, ApJL, 815, 29

文稿編輯：蔡琳

[ 責編：趙宇豪 ]

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