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河外星系,簡稱為星系,是位於銀河系之外、由幾十億至幾千億顆恆星、星雲和星際物質組成的天體系統。目前已發現大約10億個河外星系。銀河系也只是一個普通的星系。人們估計河外星系的總數在千億個以上,它們如同遼闊海洋中星羅棋布的島嶼,故也被稱為「宇宙島」。

1 河外星系 -簡要介紹

河外星系河外星系
20世紀20年代,美國天文學家哈勃在仙女座大星雲中發現了一種叫作「造父變星」的天體,從而計算出星雲的距離,終於肯定它是銀河系以外的天體系統,稱它們為「河外星系」。
河外星系,簡稱為星系,是位於銀河系之外、由幾十億至幾千億顆恆星、星雲和星際物質組成的天體系統。目前已發現大約10億個河外星系。銀河系也只是一個普通的星系。人們估計河外星系的總數在千億個以上,它們如同遼闊海洋中星羅棋布的島嶼,故也被稱為「宇宙島」。

2 河外星系 -名稱由來

河外星系河外星系
銀河系以外還有許許多多的天體。在天空中有一種天體,用小型望遠鏡看,它幾乎和銀河系的星雲差不多,不能分辨。如果用大望遠鏡看,就會發現,它們不是瀰漫的氣體和塵埃,而是可以分辨的一顆顆恆星組成的,形狀也象一個旋渦。它們是與銀河系類似的天體系統,距離都超出了銀河系的範圍,因此稱它們為「河外星系」。仙女座星系就是位於仙女座的一個河外星系。河外星系與銀河系一樣,也是由大量的恆星、星團、星雲和星際物質組成。目前觀測到的星系有10億個之多,如1518---1520年葡萄牙人麥哲倫環球航行到南半球,在南天空肉眼發現了兩個大河外星雲(河外星系)命名為:大麥哲倫雲和小麥哲倫雲,它們是距銀河系最近的河外星系,而且和銀河系有物理聯繫,組成一個三重星系。

3 河外星系 -星體發現

河外星系河外星系
關於河外星系的發現過程可以追溯到兩百多年前。在當時法國天文學家梅西耶 ( Messier Charles ) 為星雲編製的星表中,編號為M31的星雲在天文學史上有著重要的地位。初冬的夜晚,熟悉星空的人可以在仙女座內用肉眼找到它——一個模糊的斑點,俗稱仙女座大星雲。從1885年起,人們就在仙女座大星雲里陸陸續續地發現了許多新星,從而推斷出仙女座星雲不是一團通常的、被動地反射光線的塵埃氣體雲,而一定是由許許多多恆星構成的系統,而且恆星的數目一定極大,這樣才有可能在它們中間出現那麼多的新星。如果假設這些新星最亮時候的亮度和在銀河系中找到的其它新星的亮度是一樣的,那麼就可以大致推斷出仙女座大星雲離我們十分遙遠,遠遠超出了我們已知的銀河系的範圍。但是由於用新星來測定的距離並不很可靠,因此也引起了爭議。直到1924年,美國天文學家哈勃用當時世界上最大的2.4米口徑的望遠鏡在仙女座大星雲的邊緣找到了被稱為「量天尺」的造父變星,利用造父變星的光變周期和光度的對應關係才定出仙女座星雲的準確距離,證明它確實是在銀河系之外,也像銀河系一樣,是一個巨大、獨立的恆星集團。因此,仙女星雲應改稱為仙女星系。
從河外星系的發現,可以反觀我們的銀河系。它僅僅是一個普通的星系,是千億星系家族中的一員,是宇宙海洋中的一個小島,是無限宇宙中很小很小的一部分。

4 河外星系 -基本分類

河外星系河外星系
目前的星系分類法是哈勃在1926年提出的,分為:
橢圓星系:
橢圓星系:外形呈正圓形或橢圓形,中心亮,邊緣漸暗。按外形又分為E0到E7八種次型。橢圓星系是河外星系的一種,呈圓球型或橢球型。中心區最亮,亮度向邊緣遞減,對距離較近的,用大型望遠鏡望遠鏡可以分辨出外圍的成員恆星。橢圓星系根據哈勃分類,按其橢率大小分為E0、E1、E2、E3、…、E7共八個次型,E0型是圓星系,E7是最扁的橢圓星系。同一類型的河外星系,質量差別很大,有巨型和矮型之分,其中以橢圓星系的質量差別最大。質量最小的矮橢圓星系和球狀星團相當,而質量最大的超巨型橢圓星系可能是宇宙中最大的恆星系統,質量範圍約為太陽的千萬倍到百萬億倍,光度幅度範圍從絕對星等-9等到-23等。 橢圓星系質量光度比約為50~100,而旋渦星系的質光比約為2~15。這表明橢圓星系的產能效率遠遠低於旋渦星系。橢圓星系的直徑範圍是1~150千秒差距。總光譜型為K型,是紅巨星的光譜
河外星系河外星系
特徵。顏色比旋渦星系紅,說明年輕的成員星沒有旋渦星系裡的多,由星族II天體組成,沒有或僅有少量星際氣體和星際塵埃,橢圓星系中沒有典型的星族I天體藍巨星。關於橢圓星系的形成,有一種星系形成理論認為,橢圓星系是由兩個旋渦扁平星系相互碰撞、混合、吞噬而成。天文觀測說明,旋渦扁平星系盤內的恆星的年齡都比較輕,而橢圓星系內恆星的年齡都比較老,即先形成旋渦扁平星系,兩個旋渦扁平星系相遇、混合后再形成橢圓星系。還有人用計算機模擬的方法來驗證這一設想,結果表明,在一定的條件下,兩個扁平星系經過混合的確能發展成一個橢圓星系。加拿大天文學家考門迪在觀測中發現,某些比一般橢圓星系質量大的多的巨橢圓星系的中心部分,其亮度分佈異常,彷彿在中心部分另有一小核。他的解釋就是由於一個質量特別小的橢圓星系被巨橢圓星系吞噬的結果。但是,星系在宇宙中分佈的密度畢竟是非常低的,它們相互碰撞的機會極小,要從觀測上發現兩個星系恰好處在碰撞和吞噬階段是是非常困難的。所以,這種形成理論還有待人們去深入探索。
漩渦星系:
太陽系所處的銀河系是一個漩渦星系,主要由質量和年齡不盡相同的數以千億計的恆星和星際介質
(氣體和塵埃)所組成。它們大都密集地分佈在銀河系對稱平面附近,形成銀盤,其餘部分則散布在銀盤上下近於球狀的銀暈里。恆星和星際介質在銀盤內也不是均勻分佈的,而是更為密集地分佈在由銀河中心伸出的幾個螺旋形旋臂內,成條帶狀。一般分佈在旋臂內的恆星,年輕而富金屬,並多與電離氫雲之類的星際介質成協。而點綴在銀暈里的恆星則是年老而貧金屬的。其中最老的恆星年齡達150億年,有的恆星早已衰老並通過超新星爆發將內部所合成的含有重元素的碎塊連同灰燼一起降落到銀盤上。
河外星系河外星系
透鏡星系:
在橢圓星系中,比E7型更扁的並開始出現旋渦特徵的星系,被稱為透鏡星系。透鏡星系是橢圓星系向旋渦星系或者橢圓星系向棒旋星系的過渡時的一種過度型星系。
不規則星系:
外形不規則,沒有明顯的核和旋臂,沒有盤狀對稱結構或者看不出有旋轉對稱性的星系,用字母Irr表示。在全天最亮星系中,不規則星系只佔5%。 按星系分類法,不規則星系分為Irr I型和Irr II型兩類。 I型的是典型的不規則星系, 除具有上述的一般特徵外,有的還有隱約可見不甚規則的棒狀結構。它們是矮星系,質量為太陽的一億倍到十億倍,也有可高達100億倍太陽質量的。它們的體積小,長徑的幅度為2~9千秒差距。星族成分和Sc型螺旋星系相似:O-B型星、電離氫區、氣體和塵埃等年輕的星族I天體占很大比例。 II型的具有無定型的外貌,分辨不出恆星和星團等組成成分,而且往往有明顯的塵埃帶。 一部分II型不規則星系可能是正在爆發或爆發后的星系,另一些則是受伴星系的引力擾動而扭曲了的星系。所以I型和II型不規則星系的起源可能完全不同。

5 河外星系 -主要特徵

河外星系河外星系
大小:
橢圓星系的大小差異很大,直徑在3300多光年至49萬光年之間;旋渦星系的直徑一般在1.6萬光年至16萬光年之間;不規則星系直徑一般在6500光年至2.9萬光年之間。當然,由於星系的亮度總是由中心向邊緣漸暗,外邊緣沒有明顯界線,往往用不同的方法測得的結果也是不一樣的。
質量:
星系質量一般在太陽質量的100萬至10000億倍之間。橢圓星系的質量差異很大,大小質量差竟達1億倍。相比之下,旋渦星系質量居中,不規則星系一般較小。
運動:
星系內的恆星在運動,星系本身也有自轉,星系整體在空間同樣在運動。星系的紅移現象 所謂星系的紅移現象,就是在星系的光譜觀測中,某一譜線向紅端的位移。為什麼有這種位移呢?這種位移現象說明了什麼呢?根據物理學中的多普勒效應,紅移表明被觀測的天體在空間視線方向上正在遠離我們而去。1929年,哈勃發現星系紅移量與星系離我們的距離成正比。距離越遠,紅移量越大。這種關係被稱之為哈勃定律。這是大爆炸宇宙學的實測依據。
分佈:
星系在宇宙空間的總體分佈是各個方向都一樣,近於均勻。但是從小尺度看,星系的分佈又是不均勻的,與恆星的分佈一樣,有成團集聚的傾向,大麥哲倫星系和小麥哲倫星系組成雙重星系。它們又和銀河系組成三重星系。加上仙女座大星系等構成了本星系群。
演化:
作為龐大的天體系統來說,星系也是有形成、發展到衰亡的演化過程。星系從形態序列看有橢圓星系、旋渦星系和不規則星系。
目前,已發現10億個河外星系。最著名的河外星系由:仙女座河外星系、獵犬座河外星系、大麥哲倫星系、小麥哲倫星系和室女座河外星系等。

6 河外星系 -一般性質

河外星系河外星系
一、結構
不規則星系談不上結構。E系一般由核和暈組成。核又分為核球和核心。有些矮E系沒有核。S系(包括SB)最複雜,有核心、核球、盤和暈,盤內又有旋臂。S0系和E系的主要差別是SO系有盤,SO系和S系的差別是SO系沒有旋臂。
二、光譜
河外星系是很複雜的天體系統,它的光是它的各組成部分發出光的總和。因此,當我們把河外星系作為整體進行分光研究時,拍到的光譜是它所有組成部分的光譜的疊加。顯然,組成部分不同,河外星系的光譜也不同。河外星系的組成與它的類型有關,因此,不同類型的累積光譜是不同的。橢圓星系的累積光譜型最晚,大致相當於K型。從橢圓星繫到不規則星系,累積光譜型越來越早。Ivr型的累積光譜型同Sc型差不多,相當於A型或F型。不同類型的光譜的不同意味著它們的顏色也不同。從橢圓星繫到不規則星系,色指數越來越小,就是說,橢圓星系最紅,不規則星系最藍。對旋渦星系來說,核球部分和旋臂部分的光譜和顏色有顯著的不同:核球部分類似於橢圓星系,光譜型較晚,顏色較紅,而旋臂部分的光譜型較早,顏色較藍。
星系的主要組成部分是恆星,累積光譜主要是類似於恆星的吸收光譜。但是,也有相當多的星系,光譜中除了吸收線外還有一些發射線。橢圓星系中有發射線的最少。從橢圓星繫到不規則星系,有發射線的的星系所佔的比例越來越大。對Sc系和Irr系來說,有發射線的甚至占絕大多數。少數特殊河外星系的光譜主要是發射線,吸收線很少,有的甚至完全沒有吸收線。還有個別的河外星系只有累續光譜,至今沒有看到任何譜線。
三、亮度
絕對星等。如果知道了河外星系的距離,從觀測得到的視星等可以求得絕對星等,或者光度。觀測表明,河外星系的絕對星等彌散很大。其中橢圓星系的絕對星等彌散最大,最亮的可以亮至-22等,最暗的可以暗到-10等以下。旋渦星系和不規則星系的絕對星等相對說來彌散較小。
范登堡按照絕對星等的大小把河外星系分為五類:超巨系、亮巨系、巨系、亞巨系和矮系。這五類分別以羅馬字Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ表示。基於這一點,范登堡提出了河外星系的二元分類法,即在哈勃類型的基礎上再加上光度型。這種分類法與恆星的二元光譜分類法很類似。
表面亮度。河外星系是面光源,我們可以測量它的表面亮度,研究表面亮度的變化規律。通常,表面亮度用星等/角秒2表示。一般說來,物質密度越大,輻射就越強,光度在星系視面上的變化情況反映了物質分佈的情況。因此,研究亮度的變化規律,對搞清星系的結構是很有價值的,不同類型星系的表面亮度很不相同,橢圓星系的亮度、旋渦星系的亮度、透鏡狀星系的亮度各有不同。
四、恆星組成
研究河外星系的恆星組成的最直接方法是儘可能地用大望遠鏡把星系分解為恆星。的確,在較近的星系裡觀測到大量的各種類型的恆星,如OB星、中晚型超巨星、天琴座RR型變星、經典造父變星、新星、超新星、長周期變星等。也觀測到許多疏散星團和球狀星團。但是這種方法受到很大限制,因為,河外星系畢竟離我們太遠了。即使對於較近的星系,也只能觀測到它裡面的高光度恆星。比如說,仙女座大星雲,如果用5米望遠鏡觀測,取它的極限星等為23等,也只能觀測到絕對星等-1.4等的恆星,像太陽型矮星根本就觀測不到。如果星系的距離超過一百萬秒差距,即使裡面有超新星爆發,我們也觀測不到。一般說來,我們可以通過研究星系的光譜和顏色來研究星系的恆星組成。
橢圓星系和旋渦星系的核球在光譜、色指數等方面很相似,說明它們的恆星組成很相似。相對說來,旋臂的光譜型較早,顏色較藍,說明旋臂的恆星組成與核球的不一樣。正是根據對銀河系和河外星系的研究,巴德才提出了兩個星族的概念。橢圓星系和旋渦星系的核球主要由星族Ⅱ組成;旋臂及不規則星系主要由星族Ⅰ組成。但是需要指出,每個星系,包括橢圓星系和不規則星系,決不是只包括一種星族的恆星。比如說,橢圓星系的光譜里常有一些重元素的譜線。這些譜線的強度表明,重元素的含量比極端星族Ⅱ恆星高。因此,橢圓星系也可能包含一些盤星族恆星。相反,不規則星系,也可能包含一些星族Ⅱ恆星,如大小麥哲倫雲里發現了許多天琴座胍型變星和球狀星團,這些都是極端星族Ⅱ的恆星。
河外星系河外星系
五、氣體和塵埃含量
許多星系的光譜中有類似於銀河星雲的發射線,說明它們有星際氣體存在。中性氫21厘米譜線的觀測也證實了這點。橢圓星系中有發射線的很少;另外,除了一個橢圓星系外,其餘的迄今為止還沒有觀測到中性氫21厘米線。這些說明橢圓星系中沒有氣體或氣體很少。但是,有一些橢圓星系的核心部分,觀測到強的發射線,包括許多禁線,因此,在核心部分應該有氣體存在。橢圓星系和不規則星系肯定有星際氣體和塵埃。事實上,在一些較近的旋渦星系和不規則星系裡,直接看到許多氣體星雲。觀測表明,從Sa到Irr氣體含量逐漸增加,Irr中氣體的含量達 20%以上。氣體和塵埃主要集中在對稱面附近。在一些側面對著我們的旋渦星系中,可以清楚看到塵埃的消光作用產生的吸收暗帶。

7 河外星系 -參考資料

http://www.nths.cn/geography/kejian/yzhj/tiantixitong/hewai.htm
http://www.ke-pu.cn/astronomy/TWZS/200701/13081_2.html
http://www.pep.com.cn/xxkx/xxkxxs/kxzs/hhxk/yuzhou/200703/t20070316_352937.htm
http://www.pep.com.cn/xxkx/xxkxxs/kxzs/hhxk/yuzhou/200703/t20070316_352938.htm
http://tech.sina.com.cn/d/2004-09-10/1440422752.shtml

 

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