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河外星系简介

   17世纪,人们陆续发现了一些朦胧的天体,于是称它们为“星云”。有的星云是气体的,有的被认为像银河系一样,是由许许多多恒星组成的宇宙岛,由于距离地球太远,观测都分辨不清那些由大量恒星构成的朦胧天体。那么,它们有多远呢?是银河系内的,还是银河系外的呢?

  20世纪20年代,美国天文学哈勃在仙女座大星云中发现了一种叫作“造父变星”的天体,从而计算出星云的距离,终于肯定它是银河系以外的天体系统,称它们为“河外星系”。

  河外星系,简称为星系,是位于银河系之外、由几十亿至几千亿颗恒星星云星际物质组成的天体系统。之所以称之为河外星系,是因为他们全部都存在于银河系之外,即所有银河系之外的所有天体系统被称为河外星系。而银河系与河外星系即组成了天文学对于天体的最高称呼----总星系。银河系也只是总星系中的一个普通星系。人类估计河外星系包含的天体及天体系统总数在千亿个以上,它们如同辽阔海洋中星罗棋布的岛屿,故也被称为"宇宙岛[1]"。

  关于河外星系的发现过程可以追溯到两百多年前。在当时法国天文学家梅西耶 ( Messier Charles ) 为星云编制的星表中,编号为M31的星云在天文学史上有着重要的地位。初冬的夜晚,熟悉星空的人可以在仙女座内用肉眼找到它——一个模糊的斑点,俗称仙女座大星云。从1885年起,人们就在仙女座大星云里陆陆续续地发现了许多新星,从而推断出仙女座星云不是一团通常的、被动地反射光线的尘埃气体云,而一定是由许许多多恒星构成的系统,而且恒星的数目一定极大,这样才有可能在它们中间出现那么多的新星。如果假设这些新星最亮时候的亮度和在银河系中找到的其它新星的亮度是一样的,那么就可以大致推断出仙女座大星云离我们十分遥远,远远超出了我们已知的银河系的范围。但是由于用新星来测定的距离并不很可靠,因此也引起了争议。直到1924年,美国天文学家哈勃用当时世界上最大的2.4米口径的望远镜在仙女座大星云的边缘找到了被称为"量天尺"的造父变星,利用造父变星的光变周期和光度的对应关系才定出仙女座星云的准确距离,证明它确实是在银河系之外,也像银河系一样,是一个巨大、独立的恒星集团。因此,仙女星云应改称为仙女星系

  从河外星系的发现,可以反观我们的银河系。它仅仅是一个普通的星系,是千亿星系家族中的一员,是宇宙海洋中的一个小,是无限宇宙中很小很小的一部分。

分类

  目前的星系分类法是哈勃在1926年提出的,分为:

  椭圆星系

  椭圆星系:外形呈正圆形或椭圆形,中心亮,边缘渐暗。按外形又分为E0到E7八种次型。椭圆星系是河外星系的一种,呈圆球型或椭球型。中心区最亮,亮度向边缘递减,对距离较近的,用大型望远镜望远镜可以分辨出外围的成员恒星。椭圆星系根据哈勃分类,按其椭率大小分为E0、E1、E2、E3、…、E7共八个次型,E0型是圆星系,E7是最扁的椭圆星系。同一类型的河外星系,质量差别很大,有巨型和矮型之分,其中以椭圆星系的质量差别最大。质量最小的矮椭圆星系和球状星团相当,而质量最大的超巨型椭圆星系可能是宇宙中最大的恒星系统,质量范围约为太阳的千万倍到百万亿倍,光度幅度范围从绝对星等-9等到-23等。椭圆星系质量光度比约为50~100,而旋涡星系的质光比约为2~15。这表明椭圆星系的产能效率远远低于旋涡星系。椭圆星系的直径范围是1~150千秒差距。总光谱型为K型,是红巨星的光谱特征。颜色比旋涡星系红,说明年轻的成员星没有旋涡星系里的多,由星族II天体组成,没有或仅有少量星际气体和星际尘埃,椭圆星系中没有典型的星族I天体蓝巨星。关于椭圆星系的形成,有一种星系形成理论认为,椭圆星系是由两个旋涡扁平星系相互碰撞、混合、吞噬而成。天文观测说明,旋涡扁平星系盘内的恒星的年龄都比较轻,而椭圆星系内恒星的年龄都比较老,即先形成旋涡扁平星系,两个旋涡扁平星系相遇、混合后再形成椭圆星系。还有人用计算机模拟的方法来验证这一设想,结果表明,在一定的条件下,两个扁平星系经过混合的确能发展成一个椭圆星系。加拿大天文学家考门迪在观测中发现,某些比一般椭圆星系质量大的多的巨椭圆星系的中心部分,其亮度分布异常,仿佛在中心部分另有一小核。他的解释就是由于一个质量特别小的椭圆星系被巨椭圆星系吞噬的结果。但是,星系在宇宙中分布的密度毕竟是非常低的,它们相互碰撞的机会极小,要从观测上发现两个星系恰好处在碰撞和吞噬阶段是是非常困难的。所以,这种形成理论还有待人们去深入探索。

  漩涡星系

  
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太阳系所处的银河系是一个漩涡星系,主要由质量和年龄不尽相同的数以千亿计的恒星和星际介质(气体和尘埃)所组成。它们大都密集地分布在银河系对称平面附近,形成银盘,其余部分则散布在银盘上下近于球状的银晕里。恒星和星际介质在银盘内也不是均匀分布的,而是更为密集地分布在由银河中心伸出的几个螺旋形旋臂内,成条带状。一般分布在旋臂内的恒星,年轻而富金属,并多与电离氢云之类的星际介质成协。而点缀在银晕里的恒星则是年老而贫金属的。其中最老的恒星年龄达150亿年,有的恒星早已衰老并通过超新星爆发将内部所合成的含有重元素的碎块连同灰烬一起降落到银盘上。

  透镜星系

  在椭圆星系中,比E7型更扁的并开始出现旋涡特征的星系,被称为透镜星系。透镜星系是椭圆星系向旋涡星系或者椭圆星系向棒旋星系的过渡时的一种过度型星系。

  不规则星系

  外形不规则,没有明显的核和旋臂,没有盘状对称结构或者看不出有旋转对称性的星系,用字母Irr表示。在全天最亮星系中,不规则星系只占5%。按星系分类法,不规则星系分为Irr I型和Irr II型两类。 I型的是典型的不规则星系,除具有上述的一般特征外,有的还有隐约可见不甚规则的棒状结构。它们是矮星系,质量为太阳的一亿倍到十亿倍,也有可高达100亿倍太阳质量的。它们的体积小,长径的幅度为2~9千秒差距。星族成分和Sc型螺旋星系相似:O-B型星、电离氢区、气体和尘埃等年轻的星族I天体占很大比例。II型的具有无定型的外貌,分辨不出恒星和星团等组成成分,而且往往有明显的尘埃带。一部分II型不规则星系可能是正在爆发或爆发后的星系,另一些则是受伴星系的引力扰动而扭曲了的星系。所以I型和II型不规则星系的起源可能完全不同。

河外星系的特征

  大小:

  椭圆星系的大小差异很大,直径在3300多光年至49万光年之间;旋涡星系的直径一般在1.6万光年至16万光年之间;不规则星系直径一般在6500光年至2.9万光年之间。当然,由于星系的亮度总是由中心向边缘渐暗,外边缘没有明显界线,往往用不同的方法测得的结果也是不一样的。

  质量:

  星系质量一般在太阳质量的100万至10000亿倍之间。椭圆星系的质量差异很大,大小质量差竟达1亿倍。相比之下,旋涡星系质量居中,不规则星系一般较小。

  运动:

  星系内的恒星在运动,星系本身也有自转,星系整体在空间同样在运动。星系的红移现象所谓星系的红移现象,就是在星系的光谱观测中,某一谱线向红端的位移。为什么有这种位移呢?这种位移现象说明了什么呢?根据物理学中的多普勒效应,红移表明被观测的天体在空间视线方向上正在远离我们而去。1929年,哈勃发现星系红移量与星系离我们的距离成正比。距离越远,红移量越大。这种关系被称之为哈勃定律。这是大爆炸宇宙学的实测依据。

  分布:

  星系在宇宙空间的总体分布是各个方向都一样,近于均匀。但是从小尺度看,星系的分布又是不均匀的,与恒星的分布一样,有成团集聚的倾向,大麦哲伦星系小麦哲伦星系组成双重星系。它们又和银河系组成三重星系。加上仙女座大星系等构成了本星系群。

  演化:

  作为庞大的天体系统来说,星系也是有形成、发展到衰亡的演化过程。星系从形态序列看有椭圆星系、旋涡星系和不规则星系。这种形态上的差别是否代表它们演化阶段的不同呢?谁属年轻?谁是中年?谁算老年?现在仍未有结论,尚处于探索之中。

  目前,已发现10亿个河外星系。最著名的河外星系有:仙女座河外星系猎犬座河外星系、大麦哲伦星系、小麦哲伦星系和室女座河外星系等。

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