UN的故鄉－－－200億光年外的河外星系

河外星系簡介

17世紀，人們陸續發現了一些朦朧的天體，於是稱它們為「星雲」。有的星雲是氣體的，有的被認為像銀河系一樣，是由許許多多恆星組成的宇宙島，由於距離地球太遠，觀測都分辨不清那些由大量恆星構成的朦朧天體。那麼，它們有多遠呢？是銀河系內的，還是銀河系外的呢？

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。之所以稱之為河外星系，是因為他們全部都存在於銀河系之外，即所有銀河系之外的所有天體系統被稱為河外星系。而銀河系與河外星系即組成了天文學對於天體的最高稱呼－－－－總星系。銀河系也只是總星系中的一個普通星系。人類估計河外星系包含的天體及天體系統總數在千億個以上，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]"。

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(MessierCharles)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。

分類

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。

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IrrI型和IrrII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。

河外星系的特徵

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。這種形態上的差別是否代表它們演化階段的不同呢？誰屬年輕？誰是中年？誰算老年？現在仍未有結論，尚處於探索之中。

目前，已發現10億個河外星系。最著名的河外星系有：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。