河外星系

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 天文学家 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”。 [1] 名称由来 银河系以外还有许许多多的天体。在天空中有一种天体，用小型望远镜看，它几乎和银河系的星云差不 河外星系 多，不能分辨。如果用 大望远镜看，就会发现，它们不是弥漫的 气体和 尘埃，而是可以分辨的一颗颗恒星组成的，形状也象一个 旋涡。它们是与银河系类似的天体系统，距离都超出了银河系的范围，因此称它们为“河外 星系”。 仙女座星系就是位于仙女座的一个河外星系。河外星系与银河系一样，也是由大量的恒星、 星团、星云和 星际物质组成。目前观测到的星系有10亿个之多，如1518---1520年 葡萄牙人 麦哲伦环球航行到南半球，在南天空肉眼发现了两个大河外星云(河外星系)命名为: 大麦哲伦云和小麦哲伦云，它们是距银河系最近的河外星系，而且和银河系有物理联系，组成一个三重星系。 星体发现 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 河外星系 编制的星中，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岛，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 河外星系 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 河外星系 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。 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 河外星系 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 河外星系 的，与恒星的分布一样，有成团集聚的倾向， 大麦哲伦星系和 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。 [2] 一般性质 结构 不规则星系谈不上结构。E系一般由核和晕组成。核又分为核球和核心。有些矮E系没有核。S系(包括SB)最复杂，有 核心、 核球、盘和晕，盘内又有旋臂。S0系和E系的主要差别是SO系有盘，SO系和S系的差别是SO系没有旋臂。 光谱 河外星系是很复杂的天体系统，它的光是它的各组成部分发出光的总和。因此，当我们把河外星系作为整体进行分光研究时，拍到的光谱是它所有组成部分的光谱的叠加。显然，组成部分不同，河外星系的光谱 河外星系 也不同。河外星系的组成与它的类型有关，因此，不同类型的累积光谱是不同的。椭圆星系的累积光谱型最晚，大致相当于K型。从椭圆星系到不规则星系，累积光谱型越来越早。Ivr型的累积光谱型同Sc型差不多，相当于A型或F型。不同类型的光谱的不同意味着它们的颜 色也不同。从椭圆星系到不规则星系， 色指数越来越小，就是说，椭圆星系最红，不规则星系最蓝。对旋涡星系来说，核球部分和旋臂部分的光谱和颜色有显著的不同:核球部分类似于椭圆星系，光谱型较晚，颜色较红，而旋臂部分的光谱型较早，颜色较蓝。 星系的主要组成部分是恒星，累积光谱主要是类似于恒星的吸收光谱。但是，也有相当多的星系，光谱中除了吸收线外还有一些 发射线。椭圆星系中有发射线的最少。从椭圆星系到不规则星系，有发射线的的星系所占的比例越来越大。对Sc系和Irr系来说，有发射线的甚至占绝大多数。少数特殊河外星系的光谱主要是发射线，吸收线很少，有的甚至完全没有吸收线。还有个别的河外星系只有累续光谱，至今没有看到任何谱线。 亮度 绝对星等。如果知道了河外星系的距离，从观测得到的 视星等可以求得绝对星等，或者光度。观测表明，河外星系的绝对星等弥散很大。其中椭圆星系的绝对星等弥散最大，最亮的可以亮至-22等，最暗的可以暗到-10等以下。旋涡星系和不规则星系的绝对星等相对说来弥散较小。 范登堡按照绝对星等的大小把河外星系分为五类:超巨系、亮巨系、巨系、亚巨系和矮系。这五类分别以罗马字?、?、?、?、?表示。基于这一点，范登堡提出了河外星系的二元分类法，即在哈勃类型的基础上再加上光度型。这种分类法与恒星的二元 光谱分类法很类似。 表面亮度。河外星系是面光源，我们可以测量它的表面亮度，研究表面亮度的变化规律。通常，表面亮度用星等/角秒2表示。一般说来，物质密度越大，辐射就越强，光度在星系视面上的变化情况反映了物质分布的情况。因此，研究亮度的变化规律，对搞清星系的结构是很有价值的，不同类型星系的表面亮度很不相同，椭圆星系的亮度、旋涡星系的亮度、 透镜状星系的亮度各有不同。 恒星组成 研究河外星系的恒星组成的最直接方法是尽可能地用大望远镜把星系分解为恒星。的确，在较近的星系里观测到大量的各种类型的恒星，如OB星、中晚型 超巨星、 天琴座RR型变星、 经典造父变星、新星、超新星、长周期变星等。也观测到许多 疏散星团和球状星团。但是这种方法受到很大限制，因为，河外星系毕竟离我们太远了。即使对于较近的星系，也只能观测到它里面的高光度恒星。比如说，仙女座大星云，如果用5米望远镜观测，取它的 极限星等为23等，也只能观测到绝对星等-1.4等的恒星，像太阳型 矮星根本就观测不到。如果星系的距离超过一百万秒差距，即使里面有超新星爆发，我们也观测不到。一般说来，我们可以通过研究星系的光谱和颜色来研究星系的恒星组成。 椭圆星系和旋涡星系的核球在光谱、色指数等方面很相似，说明它们的恒星组成很相似。相对说来，旋臂的光谱型较早，颜色较蓝，说明旋臂的恒星组成与核球的不一样。正是根据对银河系和河外星系的研究，巴德才提出了两个星族的概念。椭圆星系和旋涡星系的核球主要由 星族?组成;旋臂及不规则星系主要由 星族?组成。但是需要指出，每个星系，包括椭圆星系和不规则星系，决不是只包括一种星族的恒星。比如说，椭圆星系的光谱里常有一些重元素的谱线。这些谱线的强度表明，重元素的含量比极端星族?恒星高。因此，椭圆星系也可能包含一些盘星族恒星。相反，不规则星系，也可能包含一些星族?恒星，如大小麦哲伦云里发现了许多 天琴座胍型变星和球状星团，这些都是极端星族?的恒星。 气体和尘埃含量 许多星系的光谱中有类似于 银河星云的发射线，说明它们有星际气体存在。中性 氢21厘米谱线的观测也证实了这点。椭圆星系中有发射线的很少;另外，除了一个椭圆星系外，其余的迄今为止还没有观测到中性氢21厘米线。这些说明椭圆星系中没有气体或气体很少。但是，有一些椭圆星系的核心部分，观测到强的发射线，包括许多禁线，因此，在核心部分应该有气体存在。椭圆星系和不规则星系肯定有星际气体和尘埃。事实上，在一些较近的旋涡星系和不规则星系里，直接看到许多 气体星云。观测表明，从Sa到Irr气体含量逐渐增加，Irr中气体的含量达 20%以上。气体和尘埃主要集中在对称面附近。在一些侧面对着我们的旋涡星系中，可以清楚看到尘埃的消光作用产生的吸收暗带。 [3]