图4. 御夫座车轮星系。图中的环是一个星系被另外一个星系从中央穿透而形成的。蓝色的环表明该区域一批大质量的年轻恒星正在形成。此星系距离地球约5亿光年，atv，环的直径约为15万光年。这个环并不稳定，正以每小时34万千米的速度由中心向外扩散。（图片来源：哈勃望远镜）

　　图5. 这是斯皮策（Spitzer）空间望远镜拍摄的位于飞马座的史蒂芬星系群的照片。它们离地球约3亿光年。可以看到中心的2个星系已经存在物质交换。（图片来源： Spitzer）

　　图6. 2008年4月24日哈勃太空望远镜18岁生日时由美国航空航天局和欧洲南方天文台发表的形状各异的相互作用星系。（图片来源：哈勃望远镜）

　　1.3 极亮红外星系和亚毫米波星系：

　　光度最高的星系

　　1983年，第一颗红外天文卫星IRAS上天后发现了一类新的星系，被称为极亮红外星系（Ultraluminous Infrared Galaxies）。顾名思义，这类星系在远红外波段的辐射远远超过其在光学波段的辐射。更让人惊讶的是，极亮红外星系的光度甚至可以与类星体比肩，它们是近邻宇宙中热光度最高的星系，而且在近邻宇宙中它们的空间密度和类星体相近。

　　对近邻极亮红外星系的多波段研究表明，它们都是相互作用或者并合星系（图7）。处于星系并合后期的极亮红外星系开始出现星系核活动，而且已经具备椭圆星系的动力学特征。这类星系拥有大量的分子气体和尘埃，大规模的恒星形成（星暴）正在进行。所以，极亮红外星系的能量主要来自于星暴，而不是像类星体那样是来源于星系中心的核活动[2]。

图7. 一些有名的近邻极亮红外星系，它们在哈勃空间望远镜下的光学图像。 其中Mrk 1014和Mrk 231为类星体。

　　1997年，斯梅尔（Smail）等人利用位于夏威夷的毫米波望远镜JCMT巡天发现了高红移（红移2-3左右）的亚毫米波星系（Sub-Millimeter Galaxies）。这类亚毫米波星系很像近邻宇宙的极亮红外星系，富含气体和尘埃，正在经历大规模星暴，但它们比极亮红外星系的红外光度平均高一个量级，恒星形成率也相应的高一个量级。在这类星系上每年要形成上千个恒星，要知道，我们的银河系每年才能形成大约2个恒星。可以想见，在这类星系上，星暴过程是多么的剧烈。建在智利的ALMA毫米波望远镜的高分辨观测结果表明，这类星系也是相互作用星系，而且它们的空间密度比极亮红外星系高很多。据此可以推测，在宇宙早期星系的相互作用和并合过程会更加频繁。

　　2. 星系为何冤家路窄

　　当我们仰望星空，看似繁星密布的银河系往往让我们误认为恒星在星系中分布非常密集。而事实上，银河系中恒星的平均距离约为恒星大小的一千万倍，所以恒星之间发生直接碰撞的机会微乎其微。然而，即使在近邻宇宙中星系之间的距离也只是它们尺度的20倍左右，所以星系之间发生碰撞乃至并合的可能性要大很多。

　　众所周知，星系不仅是恒星的集合体，还包含有暗物质晕、气体（原子气体，电离气体和分子气体）、尘埃和中心的超大质量黑洞（例如银河系中心就有一个几百万个太阳质量的黑洞）。星系中的恒星总质量相差一百万倍，从一百万个太阳质量到一万亿个太阳质量不等。像星系这样庞大的天体，在引力的作用下相互靠近甚至发生猛烈碰撞，会改变星系的形态和动力学结构，而这种剧烈的死亡过程和再生之舞在早期宇宙中更为普遍。

　　2.1 星系的并合分类

　　星系间的碰撞和并合依据其前身星系的属性有不同的分类方式。

　　按并合前星系质量的相对大小可以分为主并合（major merger，星系之间的质量比小于3:1）和小并合（minor merger）。其中小并合过程中，因两星系的质量悬殊，又可视为大星系吞噬（cannibalism）小星系的过程。事实上，近年来观测到的银河系的一些恒星流表明，我们的银河系已经吞噬过了周边很多小星系。

　　另外，按照前身星系的气体多寡又可以将星系并合分为湿并合（富含气体的旋涡星系之间的并合）、干并合（气体很少的椭圆星系之间的并合），以及干、湿混合的并合。美国耶鲁大学的天文学家范·多克姆（van Dokkum）系统地研究了椭圆星系间的并合过程，发现干并合的过程和湿并合并不相同[3]。由于椭圆星系并合后的痕迹不明显, 因此从观测上证认经历过干并合过程的星系比较困难[4]。另一方面，由于干并合是无耗散过程，并合后星系尺度增大[5]，通过干并合来理解星系尺度随红移的演化也是一个有趣的问题（见第3部分）。

　　2.2 星系的并合和碰撞：数值模拟