星系

星系

星系源自于希臘語的γαλαξίας (galaxias)。廣義上星系指無數的恆星系(包括恆星的自體)、塵埃(如星雲等)組成的運行系統。參考銀河系,它是一個包含恆星、氣體的星際物質、宇宙塵暗物質,並且受到重力束縛的大星系。

  • 中文名
    星系
  • 外文名
    galaxy
  • 別稱
    宇宙島
  • 分類
    星系

基本簡介

星系一詞源自于希臘文中的galaxias(γαλαξ?α?),參考我們的銀河系,是一個包含恆星、氣體的星際物質、宇宙塵和暗物質,並且受到重力束縛的大質量系統。典型的星系,從隻有數千萬(107)顆恆星的矮星系到上兆(1012)顆恆星的橢圓星系都有,全都環繞著質量中心運轉。除了單獨的恆星和稀薄的星際物質之外,大部分的星系都有數量龐大的多星系統、星團以及各種不同的星雲。

星系

歷史上,星系是依據它們的型狀分類的(通常指它們視覺上的形狀)。最普通的是橢圓星系,有著橢圓形狀的明亮面板;螺旋星系是圓盤的形狀,加上彎曲塵埃的旋渦臂;形狀不規則或異常的,通常都是受到鄰近的其它星系影響的結果。鄰近星系間的互動作用,也許會導致星系的合並,或是造成恆星大量的產生,成為所謂的星爆星系。缺乏有條理結構的小星系則會被稱為不規則星系。

星系

星系際空間是有物質的空間和星系之間的空間,星系際空間非常接近完全的真空,但通常仍會有自由的塵埃和碎片。在星系團之間,稱為空洞的空間,則幾乎是完全的真空。有些理論認為每立方米一顆氫原子的密度相當于宇宙的平均密度[8][9]。但是,宇宙的密度很顯然是不均勻的;他的密度從在星系內非常高(包括在星系內有著高密度的結構,像是行星、恆星、和黑洞等)到在廣大的空洞內非常低,遠低于宇宙平均值的密度。

圍繞和延伸在星系之間,有著稀薄的等離子[10],它們被認為具有宇宙纖維狀結構[11],這是比宇宙的平均密度略為密集的區域。這些物質被稱為星系際介質(IGM),並且通常是被電離的氫;也就是包還等量的電子質子的等離子。IGM的密度被認為是宇宙平均密度的10至100倍(每立方米擁有10至100顆氫原子)。在富星系團內的密度高達平均密度的1000倍時。

星系際介質被認為主要是電離氣體的原因是以地球的標準來看,它的溫度被認為是相當高的(雖然有些地區以天文物理的標準來看隻是溫暖)。當氣體由空洞進入星系際介質,它被加熱至10K到 10K,這是足夠讓氫原子在碰撞時被撞出的電子成為自由電子,像這種溫度的星系際介質被稱為溫熱星系際介質(WHIM)。電腦的模擬顯示,在宇宙中約有一半的原子物質可能存在于這種溫熱、稀薄的狀態。當氣體從溫熱星系際介質的纖維狀結構進入星系團的宇宙斯狀結構的介面時,它的溫度會升得更高,溫度可以達到10K或更高。

主要特征

星系大小差異很大。橢圓星系直徑在3300光年到49萬光年之間;漩渦星系直徑在1.6萬光年到16萬光年之間;不規則星系直徑大約在6500光年到2.9萬光年之間。

星系星系

星系的質量一般在太陽質量的100萬到1兆倍之間。

星系內部的恆星在運動,而星系本身也在自轉,整個星系也在空間運動。傳統上,天文學家認為星系的自轉,順時針方向和逆時針方向的比率是相同的。但是根據一個星系分類的分散式參與項目Galaxyzoo的觀察結果,逆時針旋轉的星系更多一些。

星系具有紅移現象,說明這些星系在空間視線方向上正在離我們越來越遠。這也是大霹靂理論的一個有力證據。

星系在大尺度的分布上是接近均勻的;但是小尺度上來看則很不均勻。例如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。

形成演化

星系的形成

星系之形成和演化向來都眾說紛紜,有些已經被廣泛接受,但仍然有不少人質疑。

星系的形成包含了兩方面,一是上下理論,二是下上理論。上下理論是指:星系乃由一次宇宙大霹靂中形成,發生在數億年前。另一個學說則是指:星系乃由宇宙中旳微塵所形成。原本宇宙有大量的球狀星團(globularcluster),後來這些星體相互碰撞而毀滅,剩下微塵。這些微塵經過組合,而形成星系。

星系

雖然在今時今日,關于星系形成的學問有不少人質疑,但大抵在星系形成研究方面,隨著研究的深入,已伸展至星系演化方面。在天文物理學中,有關星系形成和演化的問題有:

· 在一個均質的宇宙中,我們是否居住在一個獨特而與眾不同的場所?

· 星系是如何形成的?

· 星系是如何隨著時間改變的?

星系的演化

“哈勃深空”照片

按照宇宙大霹靂理論,第一代星系大概形成于大霹靂發生後十億年。在宇宙誕生的最初瞬間,有一次原始能量的爆發。隨著宇宙的膨脹和冷卻,引力開始發揮作用,然後,幼年宇宙進入一個稱為“暴漲”的短暫階段。原始能量分布中的微小漲落隨著宇宙的暴漲也從微觀尺度急劇放大,從而形成了一些“溝”,星系團就是沿著這些“溝”形成的。

哈勃太空望遠鏡拍攝的遙遠的年輕星系照片,其中包含有正在形成中的星系團(原星系)。 十八個正在形成中的星系團的單獨照片。每個團快距地球約一百十億光年。著名的“哈勃深空”照片。展示了一千多個在宇宙形成後不到十億年內形成的年輕星系。 哈勃深空圖片。箭頭所指的可能是迄今為止發現的最遙遠的星系。 阿貝爾2218星系群。照片反映了宇宙中的“引力透鏡”現象。 兩個相鄰的星系NGC1410、NGC1409因引力作用而互相吸取物質。

隨著暴漲的轉瞬即逝,宇宙又回復到如今日所見的那樣通常的膨脹速率。在宇宙誕生後的第一秒鍾,隨著宇宙的持續膨脹冷卻,在能量較為“稠密”的區域,大量質子、中子和電子從背景能量中凝聚出來。一百秒後,質子和中子開始結合成氦原子核。在不到兩分鍾的時間內,構成自然界的所有原子的成分就都產生出來了。大約再經過三十萬年,宇宙就已冷卻到氫原子核和氦原子核足以俘獲電子而形成原子了。這些原子在引力作用下緩慢地聚集成巨大的纖維狀的雲。不久,星系就在其中形成了。大霹靂發生過後十億年,氫雲和氦雲開始在引力作用下集結成團。隨著雲團的成長,初生的星系即原星系開始形成。那時的宇宙較小,各個原星系之間靠得比較近,因此相互作用很強。于是,在較稀薄較大的雲中凝聚出一些較小的雲,而其餘部分則被鄰近的雲所吞並。同時,原星系由于氫和氦的不斷落入而逐漸增大。原星系的質量變得越大,它們吸引的氣體也就越多。一個個雲團各自的運動加上它們之間的相互作用,最終使得原星系開始緩慢自轉。這些雲團在引力的作用下進一步坍縮,一些自轉較快的雲團形成了盤狀;其餘的大致成為橢球形。這些原始的星系在獲得了足夠的物質後,便在其中開始形成恆星。這時的宇宙面貌與今天便已經差不多了。星系成群地聚集在一起,就像我們地球上海洋中的群島一樣鑲嵌在宇宙空間浩瀚的氣體雲中,這樣的星系團和星系際氣體伸展成纖維狀的結構,長度可以達到數億光年。如此大尺度的星系的群集在廣闊的空間呈現為球形。

星系 星系星系

星系分類

星系主要分成三類:橢圓星系、螺旋星系和不規則星系。對星系類型更明確與廣泛的描述會在哈柏序列的條目中敘述。因為哈柏序列是根據視覺的型態,他也許會錯過某些星系的重要特征,例如恆星形成率(在星爆星系或活躍星系的核心)。 透鏡星系是介于橢圓星系和旋渦星系之間的一種星系。

根據哈柏分類法,星系的類型E表示橢圓星系,S是螺旋星系,SB是棒旋星系,S0是透鏡星系。

橢圓星系

哈柏分類法根據橢圓星系橢率的估計進行分類,從E0,接近圓形的,到E7,非常瘦長的。這些星系,不論視線的角度是如何,都有著橢圓形的面板。她們看似沒有任何的結構,而且相對來說星際物質的成分也很少。通常這些星系會有少量的疏散星團和少量新形成的恆星,取而代之的是老年的,與以各種不同方向環繞星系的中心,已經成熟的恆星為主。她們的一些性質類似小了許多的球狀星團。

大部分的星系都是橢圓星系,許多橢圓星系相信是經由星系的互動作用,碰撞或是合並,產生的。她們可以長成極大的體積(與螺旋星系比較)而且巨大的橢圓星系經常出現在星系群的中心區域。星爆星系是星系碰撞後的結果,可能導致巨大橢圓星系的形成。

星系

類型

橢圓星系分為七種類型,按星系橢圓的扁率從小到大分別用E0-E7表示,最大值7是任意確定的。該分類法隻限于從地球上所見的星系外形,原因是很難確定橢圓星系在空間中的角度。

不規則星系沒有一定的形狀,而且含有更多的塵埃和氣體,用Irr表示。另有一類用S0表示的透鏡型星系,表示介于橢圓星系和旋渦星系之間的過渡階段的星系。

屬E0型橢圓星系的NGC4552。該星系位于室女座。

NGC4486,同樣位于室女座,屬E1型橢圓星系。

NGC4479屬于E4型橢圓星系,位于室女座。

NGC205橢圓星系,屬于E6型,位于仙女座

星系

位于六分儀座的NGC3115,屬E7型橢圓星系,也有把它歸為S0型的。

螺旋星系

在螺旋星系,螺旋臂的形狀近似對數螺線,在理論上顯示這是大量恆星一致轉動造成的一種幹擾模式。像恆星一樣,螺旋臂也繞著中心旋轉,但是旋轉的角速度並不是常數,這意味著恆星會穿越過螺旋臂,螺旋臂則是高密度區或是密度波。當恆星進入螺旋臂,他們會減速,因而創造出更高的密度;這就類似波將在高速公路上的車速延緩一樣。螺旋臂能被看見,是因為高密度促使恆星在此處誕生,因而螺旋臂上有許多明亮和年輕的恆星。

我們自己的星系,銀河系,有時就簡稱為銀河,是一個有巨大星系盤的棒旋星系,直徑大約三萬秒差距或是十萬光年,厚度則約為三千光年;擁有約三千億顆恆星(3×1011)和大約六千億顆太陽的質量。

旋渦星系

(Spiral Galaxy, S-type Galaxy)具有旋渦結構的河外星系稱為旋渦星系,在哈勃的星系分類中用S代表.螺旋星系的螺旋形狀,最早是在1845年

觀測獵犬座星系M51時發現的.螺旋星系的中心區域為透鏡狀,周圍圍繞著扁平的圓盤.從隆起的核球兩端延伸出若幹條螺線狀旋臂,疊加在星系盤上.螺旋星系可分為正常漩渦星系和棒棒旋星系旋星系兩種.按哈勃分類,正常漩渦星系又分為 a、b、c三種次型:Sa型中心區大,稀疏地分布著緊卷旋臂;Sb型中心區較小,旋臂較大並較開展;Sc型中心區為小亮核,旋臂大而松弛。除了旋臂上集聚高光度O、B型星、超巨星、電離氫區外,同時還有大量的塵埃和氣體分布在星系盤上。從側面看在主平面上呈現為一條窄的塵埃帶,有明顯的消光現象。漩渦星系通常有一個籠罩整體的、結構稀疏的暈,叫做星系暈。其中主要是星族Ⅱ天體,其典型代表是球狀星團。一個中等質量的漩渦星系往往有100~300個球狀星團。隨機地散布在星系盤周圍空間。在往外,可能還有更稀疏的氣體球,稱為星系暈。漩渦星系的質量為十億到一萬億個太陽質量,對應的光度是絕對星等-15~-21等。直徑範圍是5~50Kpc。Sa型星系的總光譜型為K,Sb型為F~K, Sc型為A~F。產生總光譜的主要天體既有高光度早型星,又有高光度晚型星。星族Ⅰ天體組成星系盤和旋臂,星族Ⅱ天體主要構成星系核、星系暈和星系冕。

星系

(Barred Sprial Galaxy, SB-type Galaxy)棒旋星系是中心呈長棒形狀的螺旋形星系,一般的螺旋形星系的中心是有圓核的,而棒旋形星系的中心是棒形狀,棒的兩邊有旋形的臂向外伸展。

旋渦星系,分為兩族,一族是中央有棒狀結構的棒旋星系,用SB表示

另一種是無棒狀結構的旋渦星系,用S表示。這兩類星系又分別被細分為三個次型,分別用下標a、b、c表示星系核的大小和旋臂纏繞的松緊程度。

類型:

星系

位于獅子座的NGC3623,屬Sa型旋渦星系。

屬Sb型的NGC3627旋渦星系,位于獅子座。

NGC3351位于獅子座,屬SBb型棒旋星系。

SBc型棒旋星系NGC3992,位于獅子座。

矮星系

球狀星團半人馬座

盡管橢圓星系和螺旋星系是很明顯與突出的,宇宙中大部分的星系都是矮星系,這些微小的星系都不到銀河系百分之一的大小,隻擁有數十億顆的恆星。許多矮星系可能都會環繞著單獨的大星系運轉,我們的銀河至少就有一打這樣的矮星系。矮星系依樣可以分成橢圓、螺旋和不規則。因為矮橢圓星系面板上與大的橢圓星系有一點相似,因此她們經常被稱為矮球狀星系來取代。

類型

獵犬座的NGC5194旋渦星系,屬Sc型。左側是一個矮星系。

活躍星系

有部分我們觀察到的星系被分類為活躍星系,也就是說,來自星系的總能量除了恆星、塵埃和星際介質之外,還有另一個重要的來源。像這樣的活躍星系核的標準模型,根據能量的分布,認為是物質掉落入位在核心區域的超重質量黑洞造成的。

以X射線的形式,輻射出高能量的星系被分類為賽弗特星系、類星體、或蠍虎BL類星體。從由核心噴發出的相對噴流發射出無線電頻率的活躍星系被分類為無線電星系。在統一場論的星系模型中,這些不同類的星系被解釋為從不同角度觀察所得到的結果。

不規則星系

不規則星系(Irregular Galaxy, Irr-type Galaxy) 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,不規則星系隻佔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征外,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天體佔很大比例。 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後的星系,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。 類型

星系

銀河系的衛星系“大麥哲倫雲”,屬不規則星系。

NGC3034不規則星系,位于大熊星座。

主要區別

星系:在茫茫的宇宙海洋中,千姿百態的“島嶼”,星羅棋布,上面居住著無數顆恆星和各種天體,天文學上稱為星系。我們居住的地球就在一個巨大的星系——銀河系之中。在銀河系之外的宇宙中,像銀河這樣的太空巨島還有上億個,它們統稱為河外星系。

星團:在銀河系眾多的恆星中,除了以單個的形式,或組成雙星、聚星的形式出現外,也有以更多的星聚集在一起的。星數超過10顆以上,彼此具有一定聯系的恆星集團,稱為星團。使這些恆星團結在一起的是引力。星團的成員多的可達幾十萬顆。它們又可以分成疏散星團和球狀星團兩類。銀河系中遍布著星團,隻是不同的地方星團的種類也不同。

星雲: 星雲是一種由星際空間的氣體和塵埃組成的雲霧狀天體。星雲中的物質密度是非常低的。如果拿地球上的標準來衡量,有些地方幾乎就是真空。但星雲的體積非常龐大,往往方圓達幾十光年。因此,一般星雲比太陽還要重得多。星雲的形狀千姿百態。有的星雲形狀很不規則,呈彌漫狀,沒有明確的邊界,叫彌漫星雲;有的星雲像一個圓盤,淡淡發光,很像一個大行星,所以稱為行星狀星雲。

觀測簡史

對我們自己的銀河系和其它星系的調查開始于詹姆斯·畢倪和邁克爾·馬黎·費爾德的報告書:星系天文學(Galacticastronomy)。

發現

在1610年,伽利略使用他的望遠鏡研究天空中明亮的帶狀物,也就是當時所知的銀河,並且發現它是數量龐大但光度暗淡的恆星聚集而成的。在1755年的一篇論文,伊曼紐爾·康德,借鏡更早期由托馬斯·懷特工作完成的素描圖,推測(正確的)星系可能是由數量龐大的恆星轉動體,經由重力的牽引聚集在一起,就如同我們的太陽系,隻是規模更為龐大。恆星聚集成盤狀,我們由盤內透視的效果,將會看成一條在夜空中的光帶。康德也猜想某些在夜空中看見的星雲可能是獨立的星系。

區分

在18世紀接近尾聲時,梅西爾完成了梅西爾目錄,收錄了103個明亮的星雲。不久之後,威廉·赫協爾也完成了收錄多達5,000個星雲的目錄。在1845年,羅斯勛爵建造了一架新的望遠鏡,能夠區分出橢圓星系和螺旋星系,他也在這些星雲中找到了一些獨立的點,為康德早先的說法提供了證據。但是,星雲仍未能獲得一致認同是遙遠的星系,直到1920年代早期哈柏使用新的大望遠鏡才獲得確認。哈柏分辨出螺旋星系外圍中單獨的恆星,並且辨認出其中有些是造父變星,因而可以估計出這些星雲狀天體的距離:她們的距離實在太遠,以致不可能是銀河系的一部分。

描述

在1936年,哈柏製定了現在被稱為哈柏序列,並仍被使用的星系分類法。第一位嘗

試描述銀河系的形狀和太陽位置的天文學家是威廉·赫協爾,他在1785年小心的計算天空中在不同區域的恆星數目,得到了太陽系在中心的橢圓星系的圖像,這與1920年卡普坦得到的結果非常類似,隻是比較小些(直徑大約15,00秒差距)。哈洛·夏普利使用另一種不同的方法,建立在球狀星團的分布上,得到了一幅完全不同的圖像:一個直徑約70,000秒差距的扁平盤狀,而且太陽在遠離中心的位置上。但兩者的分析都沒有考慮到星際塵埃在銀河盤面上造成的光線的吸收的量;一旦羅伯特·朱利葉斯·庄普勒在1930年經由研究疏散星團確定了這個作用之後,我們現在所認知的銀河系圖樣就浮現出來了。 在1944年,亨德力克·赫爾斯特預言氫原子會輻射出21公分波長的微波,結果在1951年便發現來自星際氫原子的輻射線。這條輻射線允許對星系做更深入的研究,因為他不會被星際塵埃吸收,並且來自他的都卜勒位移能夠映像出星系內氣體的運動。這些觀測導致轉動的假定,分辨出在星系中心的棒狀結構,配合無線電望遠鏡,在其它星系的氫原子也能被追蹤到。在1970年,維拉·魯賓的研究發現星系可見的總質量(恆星和氣體)不能適當的說明星系中氣體的轉動速度。如今星系自轉問題已經用于解釋未能觀察到的大量暗物質。

星系

從1990年代開始,哈柏太空望遠鏡提高了觀測的效益,尤其是,他確認了神秘的暗物質不可能是在星系中的暗弱小天體。哈柏深空,對天空的一個區域進行極長時間的曝光,提供了宇宙中可能有多達1,750億個星系的可能證據。在不可見光的光譜偵測技術上的改進(無線電望遠鏡、紅外線攝影機、X射線望遠鏡),讓人類可以見到連哈柏太空望遠鏡也看不見的其它星系。特別是,對天空中隱匿帶(天空中被銀河系遮蔽的部分)的星系巡天,揭露了相當數量的新星系。

星系介紹

銀河系

在沒有燈光幹擾的晴朗夜晚,如果天空足夠黑,你可以看到在天空中有一條彌漫的光帶。這條光帶就是我們置身其內而側視銀河系時所看到的它布滿恆星的圓面——銀盤。銀河系內有約兩千多億顆恆星,隻是由于距離太遠而無法用肉眼辯認出來。由于星光與星際塵埃氣體混合在一起,因此看起來就

像一條煙霧籠罩著的光帶。銀河系的中心位于人馬座附近。 銀河系是一個中型恆星系,它的銀盤直徑約為十二萬光年。它的銀盤內含有大量的星際塵埃和氣體雲,聚集成了顏色偏紅的恆星形成區域,從而不斷地給星系的旋臂補充熾熱的年輕藍星,組成了許多疏散星團或稱銀河星團。已知的這類疏散星團約有一千兩百多個。銀盤四周包圍著很大的銀暈,銀暈中散布著恆星和主要由老年恆星組成的球狀星團。

星系

天鵝-人馬座方向的銀河。

輝煌的銀河系中心(銀核)部分。

輝煌的銀河系中心(銀核)部分II。

織女、牽牛星-人馬座方向的銀河。

天鷹-人馬座方向的銀河。

長盾-人馬座方向的銀河。

從我們所處的角度很難確切地知道銀河系的形狀。但隨著近代科技的發展,探測手段的進步在某種程度上克服了這些障礙,揭示出銀河系具有的某些出人意料的特征。長期以來人們一直以為銀河系是一個典型的旋渦星系,與仙女座星系類似。但最近的觀測卻發現,它的中央核球稍帶棒形。這意味著銀河系很可能是一種棒旋星系。另外,銀河系是一個比較活躍的星系,銀核有強烈的宇宙射線輻射,在那裏恆星以高速圍繞著一個不可見的中心旋轉。這表明在銀河系的核心有一個超大質量的黑洞。

銀河系有兩個較矮小的鄰居——大麥哲倫雲和小麥哲倫雲,它們都屬于不規則星系。由于引力的作用,銀河系在不斷地從這兩個小星系中吸取塵埃和氣體,使這兩個鄰居中的物質越來越少。預計在一百億年裏,銀河系將會吞沒這兩個星系中的所有物質,這兩個近鄰將不復存在。

河外星系

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”。仙女座星系就是位于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。目前我們觀測到的河外星系有100億個之多。

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,終于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,是位于銀河系之外、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于銀河系之外,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于天體的最高稱呼----總星系。銀河系也隻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"。 關于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裏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麽多的新星。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,那麽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。但是由于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系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。

星系

古老星系

2011年4月12日,歐洲宇航局宣布,一個國際天文學研究小組最近發現了一個距今135.5億年的星系,這是已知最古老的星系。這一發現有助于揭開宇宙“黑暗時代”之謎。 根據目前科學界普遍認可的大霹靂理論,我們的宇宙是137.5億年前由一個非常小的點爆炸形成的。隨著宇宙的膨脹,大霹靂約38萬年後,能量逐漸形成了物質,大量氫氣彌散在宇宙中。這時由于沒有新的光源產生,宇宙是黑暗的。盡管此後逐漸有恆星、星系誕生,但他們產生的光仍然很暗,並且被彌散在宇宙中的“氫氣霧”遮掩,直到10億年後,星系越來越多,“氫氣霧”被它們產生的電磁輻射驅散後,宇宙才開始亮起來。這10億年被稱為宇宙“黑暗時代”。對“黑暗時代”的研究是當今科學前沿課題之一,而發現和研究在“黑暗時代”誕生的恆星和星系是揭開這一時代奧秘的關鍵。

2012年1月,由美國科學家牽頭的一個國際天文學研究小組也曾在英國《自然》雜志上宣布,利用哈勃太空望遠鏡發現了最古老星系,它誕生于宇宙大霹靂最初的4.8億年,而新發現的古老星系則誕生于宇宙大霹靂最初的2億年,比前者年長2.8億年。這一星系是由法國裏昂大學裏昂天文台約翰·理查德領導的研究小組發現的,他們利用美國哈勃太空望遠鏡和斯皮策太空望遠鏡發現了該星系,然後利用美國夏威夷凱克天文台的儀器測定了它距地球的距離為128億光年,這說明該星系至少誕生于128億年前。對該星系光譜的進一步研究顯示,該星系中最早的恆星已有7.5億年歷史,研究人員因此斷定該星系誕生于135.5億年前。這一成果發表在英國《皇家天文學會月刊》上。    

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