在广袤无垠的宇宙中，存在着这样一类星系，它们的单位面积上的亮度（面亮度）比夜晚星空的天光背景还要暗弱，因此它们被冠以“低表面亮度星系”的称号 (Low Surface Brightness Galaxies- LSBG; 图1)。面亮度暗于夜天光背景的特质，使LSBG难以被光学天文望远镜探测到，因此它们仿佛“隐身”在夜空中星系。
图1. 低表面亮度星系Coma P (AGC 229385)图像。红色椭圆圈出的是Coma P（图源：Brunker et al. 2019）
LSBG的“脱颖而出”颇为曲折。早在1970年，天文学家Freeman对36个漩涡星系和透镜星系开展测光研究，发现其中28个星系的中心面亮度集中在μ0=21.65± 0.30 mag/arcsec2，从而得出Freeman Law：所有盘状星系的中心面亮度是一致的常数μ0（Freeman 1970）。言下之意，宇宙中没有星系的中心面亮度比μ0亮，也没有星系的中心面亮度比μ0暗。
然而，天文学家Disney于1976在Nature杂志公开发表质疑，认为Freeman Law在面亮度暗端反映的不是星系的真实分布，而是观测的面亮度选择效应所导致的有偏结果（Disney 1976）。
在Disney观点的支持者中，McGaugh S.无疑发出了最强有力的声音。他收集并分析了80年代至90年代观测到的星系数据，发现这些星系(图2夜巨人，不同形状的符号)的中心面亮度分布一直延伸到比Freeman常数低（暗）2星等的暗端，完全不符合Freeman Law（图1，黑实线）在暗端的结论，从而坐实了Freeman Law是由观测的面亮度选择效应所导致的有偏结论(McGaugh, Bothun & Schombert 1995 – MBS95)。
图2. 星系的中心面亮度分布。横轴表示星系的中心面亮度，从暗(左)到亮(右)；纵轴表示在每个中心面亮度区间内的星系的相对数量。不同形状符号代表从不同文章中收集到的星系，黑实线表示Freeman Law主张的盘状星系的中心面亮度分布（图源：MBS95）
尽管如此，作为第一个关于星系面亮度分布的定量化结论，Freeman Law对后续的研究发展起到至关重要的推动作用。
事实上，受限于早期望远镜的探测能力，Freeman的样本是不完备的,缺失了LSBG，而Freeman常数几乎就是大多数地面观测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 的星系便被顺理成章地定义为LSBG( Impey 1997)。
据研究推算，LSBG的数量庞大，占宇宙中星系总数量的50%以上（MBS95; McGaugh 1996），在宇宙中占据重要地位，对河外天文研究领域（例如，光度函数、暗星系、Lyman alpha吸收系统、星系形成理论等）和宇宙学研究领域均具有不可忽视的影响。
符合LSBG定义的星系类型多样。矮星系由于自身光度低，且绝大多数具有低表面亮度，因此低表面亮度矮星系（LSB dwarf）占据了LSBG家族成员的半壁江山；其中，有一类特殊的LSB dwarf，它们论光度和质量是常规矮星系，但它们自身尺寸却远大于常规矮星系，几乎与银河系大小相当。因此，这类LSB dwarf在空间上极为延展和弥散，被称为超弥散星系（Ultra Diffused Galaxies – UDGs）。
UDG是一种极端特殊的LSB dwarf，是指g波段中心面亮度暗于24 mag/sq. arcsec，但有效半径大于1.5 kpc的矮星系（van Dokkum et al.2015）。位于图3左图中心位置的星系DF17就是一个UDG，它在g波段的中心面亮度仅为25.1 mag/arcsec2，绝对星等仅为-15.2 mag，是一个不折不扣的LSB dwarf，但却拥有长达4.4 kpc的有效半径，个头超过了银河系。
图3. 超弥散星系DF17（左图中心位置）和超弥散“暗物质缺失”星系NGC1052-DF2（右图中心位置）。左右两图不在相同的物理尺度下（图源：左图来自van Dokkum et al. 2015, 右图来自van Dokkum 2018）
在标准宇宙学模型（Lambda-CDM）的框架下，宇宙中的暗物质质量约占27%，重子物质约占5%，暗能量占据剩下的68%。因此，整个宇宙中暗物质与重子物质的质量比值约为5，然而，这个比值在星系系统中会更高（可高达50）。例如：对于具有银河系恒星质量的星系，这个比值约为30 （van Dokkum 2018）。
已有研究认为，对于LSBG，从星系中心到星系外围的各个半径处都由暗物质主导。然而，van Dokkum在分析NGC1052-DF2（图3右图中心位置星系）这个UDG的过程中，却发现其暗物质晕质量与恒星质量的比值不大于1，远远低于标准宇宙学模型的预测值。因此，他将这种UDG称为“缺失暗物质”的星系，对标准宇宙学模型提出了挑战。
此结论于2018年在Nature杂志一经发表，便在河外天文和宇宙学领域轰动一时，引来了很多质疑声。但是，van Dokkum在随后的2019年又声称发现了新的“暗物质缺失”UDG（van Dokkum et al. 2019）；还有其他几个研究团队也随之发表了独立发现的“缺失暗物质”的星系；例如，Mancera Pina团队发现6个”缺失暗物质”的UDG（Mancera Pina et al. 2019），国家天文台的郭琦团队发现了19个“缺失暗物质”的矮星系（Guo et al. 2019）。
尽管如此，作为LSBG家族的极端分子，“缺失暗物质”的UDG仍然深处争议和被质疑的漩涡之中，但它们确为推动理论的继续革新打开了一扇窗。
以高光度著称的巨星系，当星系盘极其延展的时候，它们的面亮度也会非常低，星系盘则呈现得十分暗弱，因此便成为LSBG家族名副其实的成员。至今，已发现的低表面亮度巨型星系(LSB giant)的数量稀少，不超过百位数；它们的共同点是：具有明显的星系核和极其延展暗弱的星系盘。
人类历史上发现的第一个低表面亮度星系Malin 1（Bothun et al. 1987）就是一个低表面亮度的巨型星系(LSB giant)。图4展示的是Malin 1，这幅图是用位于夏威夷的Mauna Kea天文台的3.6米口径的CFHT 望远镜对Malin 1所在的天区，在光学u，g，i，z四个波段进行长时间曝光（u: 6402秒，g: 3170秒，i: 2055秒，z: 3850秒）,并叠加这四个波段图像所产生的深度图像（Boissier et al. 2016），我们能从中清晰地看到Malin 1的旋臂和延展的星系盘。
图4. 巨型低表面亮度星系Malin 1（图像中心略偏上的有清晰旋臂的最显著的大星系（图源：Boissier et al. 2016)
论星系的大小，我们的银河系可称得上是一个较大的星系，但若把银河系和Malin 1的大小相提并论，那么如图5的对比图所示，银河系（右部人工嵌入的漩涡星系）俨然一位站在Malin 1（中心偏左的漩涡星系）这个“巨人”身旁的“小矮人”。
图5. Malin 1（图片中心偏左的大漩涡星系）与银河系（图像右方人工嵌入的漩涡星系）的绝对尺寸对比图(图源：来自Philplait发表在互联网上的文章‘Is This the Biggest Spiral Galaxy in the Universe?’ 中的插图)
事实上，Malin 1可探测到的星系盘直径是160 kpc (Galaz et al. 2015)，约为银河系的5-6倍。迄今为止，Malin 1仍独步天下，是我们已发现的宇宙中最大的、星系盘最暗的漩涡星系。
此外，还有大量的LSBG的光度介于矮星系和巨星系之间,它们大多看似正常面亮度的盘状星系，但看不到旋臂结构，没有明显的星系核。若与同光度的正常面亮度星系相比，它们的星系盘则更为延展，因此面亮度和恒星面密度更低。
可见，LSBG家族的成员可谓“鱼龙混杂”，不可一概而论。但不同类型LSBG在绽放个性的同时，也存在共性的问题。例如，大部分LSBG富含中性氢气体，但当前的恒星形成活动水平却非常低。
那么，是什么导致LSBG在富含恒星形成所需的“原始原料”-中性氢气体-的条件下，却没有活跃的恒星形成活动？有研究提出，LSBG居住在低密度环境中，从而与周围星系发生碰撞进而触发恒星形成的机会渺茫。类似这种关于LSBG的恒星形成和演化的问题夜巨人，迄今仍是一个开放的、悬而未决的重要问题。
长久以来，受限于地面望远镜的观测能力，我们获得的LSBG样本数量非常有限，并且几乎都处于近邻宇宙，面亮度相对高（22.5-25.0 mag/arcsec2），缺乏面亮度更低（暗于25.0 mag/arcsec2）或来自中高红移宇宙的LSBG，导致我们对面亮度极低的星系、中高红移宇宙中的低面星系的研究甚少，从而限制了我们研究LSBG庞大的家族对河外天文和宇宙学研究的影响。
幸运的是，时下，国际上和国内越来越多的地面大口径望远镜和空间望远镜项目纷纷上马，例如，我国计划在2024年发射的空间站望远镜（Chinese Space Station Telescope – CSST），它们的巡天深度更深，能够探测到成规模的面亮度更低的星系，无疑将把LSBG研究推向更极端更广阔的物理空间。
同时，我国的FAST望远镜的河外星系中性氢巡天数据，对本身就富含中性氢气体的LSBG的研究可谓增光添彩。因此，研究LSBG的黄金时期已经来临。
作者：杜薇, 中国科学院国家天文台副研究、中国科学院青年创新促进会会员，从事低表面亮度星系的形成和演化研究。
参考文献：
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
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