衛星星系與它們的產地（一）

蒲思云（多倫多大學天文學暨天文物理學系博士生）、張瓊尹（國立清華大學天文研究所碩士生）、林彥興（加州大學聖地牙哥分校天文系博士生），三位作者對本文貢獻程度相同（equal contribution）2026年6月24日578

在太空科技活躍發展的今日，各位讀者對「衛星 satellites」這個詞應該都不陌生。衛星原本指的是繞行行星的天體，像月球之於地球、木衛二之於木星等等。在20世紀中葉太空科技開始蓬勃發展之後，又多了數以萬計的人造衛星圍繞地球運行。

但衛星的概念不是行星所獨有，就像人們常把大城市旁邊的小城市稱為衛星城市，星系天文學家也會將繞著大星系運轉的小星系稱為「衛星星系 satellite galaxies」。比如著名的大麥哲倫（LMC）與小麥哲倫（SMC）星系，就是銀河系衛星星系的典型代表。

這些星系雖然小，卻有著相當重要的意義。在綿延數十億年的漫長歲月中，主星系與衛星星系之間會互相影響對方的人生軌跡。而研究衛星星系的各項性質，可以幫助天文學家了解恆星的形成，星系的演化，甚至是暗物質的性質。本文就讓我們一起來認識衛星星系從何而來，為何重要，以及透過它們，天文學家們如何能夠揭示更多宇宙的秘密。

星系與衛星星系

在聚焦於衛星星系之前，我們需要先回顧星系是如何誕生。

根據當前主流的宇宙學理論「ΛCDM 模型」，星系誕生自宇宙早期微小的密度不均。在重力的作用下，宇宙中的暗物質會逐漸聚集成一團一團的「暗物質暈」（Dark Matter Halo），而在這些暗物質暈的中心，氫、氦等我們熟悉的一般物質（Baryons，為避免拗口接下來以「氣體 gas」代稱）會進一步塌縮成一個扁平的圓盤，並在盤中形成恆星。因此當天文學家說出「星系」這個詞的時候，通常指的是這個由暗物質、氣體與恆星共同構成的系統（如下圖）。

天文學家透過超級電腦計算出的模擬星系，由左而右分別是暗物質、氣體與恆星的分布。上下兩排分別是側視與俯視。注意恆星的分布範圍要遠比氣體和暗物質暈小得多。
Credit: illustrisTNG, DM｜Gas｜Stars

目前認為，大部分的衛星星系原本都獨立存在的普通星系，有自己的暗物質暈、氣體和恆星。只是因為生在大星系旁邊，因此在形成之後受重力吸引，慢慢靠近並掉入大星系的重力位能井中，成為大星系的衛星星系。而根據衛星星系落入主星系的位能井之前的質量、傾角、轉速、緻密度及暗物質比例等性質，其命運可能大不相同。

如果衛星星系的結構結實且其軌道離主星系中心較遠，那它有機會可以在主星系的暗物質暈中存活並繞行主星系長達數十億年之久。但反之如果衛星星系的結構鬆散，且軌道十分靠近主星系中心的話，就容易在掉落過程中，被主星系的潮汐力撕裂、瓦解，只留下橫越天際的恆星流（stellar streams）繞行在主星系四周，並最終與主星系完全融合。這些小星系先形成，並一步步透過合併形成大星系過程，被宇宙學家們稱為「階層式結構形成」（hierarchical structure formation）。

位於的棒旋星系 NGC 577 正在吞噬它的衛星星系（左上角的黯淡團塊），潮汐力扯出橫跨數萬光年的恆星流。Credit: DESI Legacy Survey

因此，透過觀測這些衛星星系的位置、移動速度、金屬豐度等性質，天文學家得以重建整個星系數十億年來的演化歷史，這就像考古學家透過人類活動的遺址來重建古文明的生活場景一般，這個領域因此被人們稱為「星系考古學」（Galactic Archeology）。

銀河系的衛星星系

讓我們以大家最熟悉的銀河系為例，人們最早認識的銀河系衛星星系，當然就是大麥哲倫與小麥哲倫星系。畢竟兩者在南半球肉眼可見，打從人類首次仰望星空就知道它們的存在。只是要等到 1920 年代星系的概念出現之後，它們才被認知為銀河系的衛星星系。大小麥哲倫星系分別擁有相當於銀河系 10% 及 1% 的質量，視角則是十度及五度之大，相當於二十個與十個滿月的大小。讀者若有幸到南半球觀光，不妨在南半球夜空中找找它們的身影。

接下來，在 1930 到 2000 年代的七十多年之間，人們又陸續發現了玉夫座矮星系（Sculptor Dwarf）、天爐座矮星系（Fornax Dwarf）等共計 11 個衛星星系。進展之所以緩慢，主要是因為這些衛星星系往往十分暗淡，要在茫茫星海中找到它們相當不容易。

球狀星團（左，半人馬座ω）與許多銀河系衛星星系的總質量相近，但前者幾乎都由恆星組成，恆星的分布也往往相當密集，因此相當明亮顯眼。相對的，衛星星系（右，天爐座矮星系）中的質量以暗物質為大宗，恆星的分布也往往相當瀰散疏鬆，導致它們往往相當黯淡而難以觀測。
Credit: ESO｜DESI Legacy Imaging Surveys

但事情在 2000 年代中期迎來轉機。隨著數位感光元件（CCD）的普及，天文學家開始使用視野廣大的望遠鏡與靈敏的相機，長時間對著全天空搜尋各式各樣的天體，這類的觀測計畫被稱為「巡天」（Survey）。在史隆數位巡天（SDSS）、泛星計畫（PanSTARRS）、暗能量巡天（DES）、蓋亞衛星（Gaia）、昴望遠鏡超廣角相機（HSC）等多個大型觀測計畫的努力下，天文學家在短短二十年內就發現了五十多個新的銀河系衛星星系，更有許多候選者正等待進一步的觀測確認。

從 1930 年至今人類發現的銀河系衛星星系數量變化。圖中 2005 與 2015 的兩次快速上升主要歸功於 SDSS 與 DES 的觀測成果。Credit: 筆者自行繪製。資料來源：Local Volume Database

這些衛星星系，是天文學家研究星系演化的良好實驗場。舉例來說，透過觀測衛星星系的恆星質量與金屬豐度之間的關係，可以協助天文學家了解恆星在死亡時會將多少能量釋放回星系中（此一機制稱為恆星回饋 stellar feedback）；透過觀測衛星星系中恆星的年齡分布，則可以讓天文學家回推衛星星系過去數十億年來的恆星形成速率，並與衛星星系落入銀河系暗物質暈的時間相比較，看看環境的劇烈改變如何影響星系中恆星的形成。透過分析衛星星系落入銀河系暗物質暈的數量及方式，更可以進一步檢驗許多宇宙學及暗物質模型。

衛星星系的宇宙學意義

如前文所述，根據現有的 ΛCDM 模型，在經過數十億年的不斷吞併後，現在銀河系的暗物質暈中應當散布著上百個大大小小的衛星星系。但實際上在觀測中，天文學家找到的衛星星系數量卻遠小於此。尤其在本世紀初，SDSS 等巡天計畫大量發現衛星星系之前，理論與觀測的差異更顯嚴峻。為什麼會這樣呢？難道 ΛCDM 模型並不正確？這正是鼎鼎大名的「失落衛星星系問題」（missing satellite problem）[1]。在本世紀初，它被認為是 ΛCDM 模型面臨的最大挑戰之一。

針對這個關乎暗物質性質的重要問題，在理論方面大致有兩種解方：

一種是探索不同於主流的新暗物質模型，比如有名的「溫暗物質」（warm dark matter）、「波暗物質」（wave dark matter）等等，利用暗物質本身的物理性質，去抑制小型暗物質暈的形成以解釋觀測結果。
另一種則是在 ΛCDM 的框架下，透過更仔細地考慮星系形成的物理機制，來解釋理論與觀測的差異。舉例來說，衛星星系的暗物質暈質量較小、重力位能井較淺，因此暗物質暈中的氣體只要受到超新星爆炸、銀河系自身氣體的衝撞[2]、或來自其他星系的紫外輻射[3]加熱，就很容易達到逃逸速度而離開暗物質暈。沒有氣體，就沒有材料形成恆星，衛星星系也就會變得更加黯淡。因此，也許確實如同 ΛCDM 的預測，銀河系的暗物質暈中確實散布著上百個小暗物質暈，但多數並沒有恆星存在，自然也就無法觀測。

而二十多年來，儘管理論和觀測上都取得了長足的進展，但仍不算完全解決。由於暗物質與星系演化本身的複雜性，目前仍沒有一個可以嚴謹且面面俱到地解釋所有觀測結果的理論。在可預見的未來，失落衛星星系問題仍會是人們研究星系與暗物質的重要切入點之一。

結語

本文簡短介紹了衛星星系的形成與演化，並以銀河系為例討論了它們在暗物質研究上的重要意義。但衛星星系的故事可遠不止於此：在星系團中的衛星星系會有怎樣不同的遭遇？衛星星系如何與主星系交互作用？這些問題，我們將在後續的文章中再跟各位介紹。

展望未來，隨著歐幾里得太空望遠鏡（Euclid）、薇拉．魯賓天文台（Rubin）、羅曼太空望遠鏡（Roman）等大型巡天計畫陸續上工，這些更清晰、更靈敏的觀測資料，將幫助我們發現更多銀河系、乃至其他星系的衛星星系。這不只將增進我們對本星系群系統的理解，更可以推廣到更遠、更深的宇宙，繼續挑戰我們對宇宙的理解。

[1]又名「衛星星系失蹤問題」、「矮星系問題」、「衛星星系缺失問題」等。
[2]此指 ram pressure stripping。
[3]此指的是在宇宙的再游離（reionization）之後由 metagalactic ultraviolet background 造成的 quenching。