科技版~超遜偵探~UOD之68~*銀河系外--銀河外星系*
銀河外星系或簡稱星系或叫河外星雲。銀河外星系也與我們銀河系類似，是由大量的恒星、星團、“銀河”星雲和星際物質構成的巨大天體系統。雖然河外星雲的概念很早就提出來了，但是，最後確定下來卻是本世紀的事。
第一個發現的銀河外星系是仙女座大星雲(M31)。隨著望遠鏡口徑的增大，觀測技術的進步，哈勃望遠鏡和各種航太探測器的上天，發現的銀河外星系也越來越多。今天，在觀測所及的範圍內可以觀測到10億個以上的星系。在這眾多的銀河外星系中，只有極少數很亮的才有專門名字：有的以發現者的名字來命名，如大小麥哲倫雲，有的以所在星座的名稱來命名，如獵犬座星雲等。絕大多數銀河外星系是以某個星雲、星團表的號數來命名。
銀河外星系的一般性質
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。銀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，當我們把銀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，銀河外星系的光譜也不同。銀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。從橢圓星系到不規則星系，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。從橢圓星系到不規則星系，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恒星，累積光譜主要是類似於恒星的吸收光譜。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。從橢圓星系到不規則星系，有發射線的星系所占的比例越來越大。對Sc系和Irr系來說，有發射線的甚至占絕大多數。少數特殊銀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。還有個別的銀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。如果知道了銀河外星系的距離，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，銀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。範登堡按照絕對星等的大小把銀河外星系分為五類：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，範登堡提出了銀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。這種分類法與恒星的二元光譜分類法很類似。
表面亮度。銀河外星系是面光源，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、恒星組成。研究銀河外星系的恒星組成的最直接方法是盡可能地用大望遠鏡把星系分解為恒星。的確，在較近的星系裏觀測到大量的各種類型的恒星，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、長週期變星等。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，銀河外星系畢竟離我們太遠了。即使對於較近的星系，也只能觀測到它裏面的高光度恒星。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等的恒星，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，即使裏面有超新星爆發，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恒星組成。
橢圓星系和旋渦星系的核球在光譜、色指數等方面很相似，說明它們的恒星組成很相似。相對說來，旋臂的光譜型較早，顏色較藍，說明旋臂的恒星組成與核球的不一樣。正是根據對銀河系和銀河外星系的研究，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恒星。比如說，橢圓星系的光譜裏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恒星高。因此，橢圓星系也可能包含一些盤星族恒星。相反，不規則星系，也可能包含一些星族Ⅱ恒星，如大小麥哲倫雲裏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的恒星。
五、氣體和塵埃含量。許多星系的光譜中有類似于銀河星雲的發射線，說明它們有星際氣體存在。中性氫21釐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釐米線。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裏，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。
銀河外星系的自轉、大小和品質
1.自轉。銀河系有自轉，這使我們自然聯想到其他星系也有自轉。要確定銀河外星系是否在自轉，唯一的方法是測定星系視面上不同點的視向速度。如果星系在自轉，它的一邊應當離開觀測者，另一邊應當接近觀測者。我們可以拍攝它們的光譜、測量譜線的位移，再扣除掉整個星系共有的位移，就可以得到星系視面上各點相對於星系中心的速度在視線上的投影值。也可以利用射電方法觀測星系的中性氫21釐米譜線。對一些較近的星系觀測結果表明，星系的確存在自轉，星系的中心部分像剛體一樣旋轉，自轉速度正比於到自轉軸的距離。當r增至某個極大值時，自轉速度最大。往外，自轉速度緩慢減少。在星系的最外部分，星系做開普勒轉動，即自轉速度正比於r-1/2。目前對星系自轉的實測工作做得還不多，這是因為星系一般都很微弱，要得到它的不同區域的足夠準確的光譜很不容易。據統計，有自轉資料的星系只有幾百個。
2.大小。直接測定銀河外星系的角直徑，可以用目視方法，也可以用照相方法、光電方法和射電方法。但是，不同方法測得的結果往往不同，有的甚至差別很大。比如仙女座大星雲，在目視望遠鏡裏直接用測微器測量，它的大小為160′×40′；用光電測光為270′×120′；在長曝光量的底片上，為270′×230′。困難的是如何確定星系的邊界。因為，星系的亮度總是由中心向邊緣減小的，在最外面的區域，亮度同背景差不多，要準確地定出星系的邊界很不容易。霍姆伯在用照相方法研究星系時把底片上的亮度每平方角分26m處取為星系的邊界，這樣定出的星系半徑稱霍姆伯半徑。測出了星系的角直徑後，如果知道了星系的距離，就可以算出星系的線直徑。結果表明，星系的線直徑彌散很大。彌散最大的是橢圓星系，小的不足1千秒差距，大的超過50千秒差距，有些星系團中心的巨橢圓星系甚至大到超過100千秒差距。旋渦星系(包括棒旋星系)和不規則星系的彌散較小。旋渦星系的線直徑在5—50千秒差距，沒有發現比5千秒差距更小的。不規則星系的線直徑平均說來較小，約1—10千秒差距。
3.品質。星系的品質是一個很重要的參量，測定的方法有好多種。例如利用雙重星系測定品質、利用星系團定品質、利用星系的自轉定品質等，這裏就不詳細敍述了。目前進行品質測定工作的星系數目還不多。從已有的資料來看，品質的彌散很大。橢圓星系的品質彌散最大，有的可以小到105M，有的則可大到1013M以上。旋渦星系的品質彌散較小，沒有品質小於108M的。也很少有品質大於1012 M的。不規則星系的情況同旋渦星系差不多，不過，一般說來，它的品質稍小些。戴文賽先生等人研究了213個星系的品質。按照品質大小，他們把星系分為超巨系(5×10″1013M)、巨系1010-5×10″ M、中系(108-1010M)和矮系(105-108M)。他們的結果表明：橢圓星系從矮系到超巨系都有，旋渦星系則沒有矮系，超巨系和中系也極少，絕大多數是巨系；不規則即沒有超巨系，也沒有矮系，都是巨系和中系。
目前最通用的銀河外星系分類法是1926年哈勃提出的。按照哈勃的看法，銀河外星系可分為三大類：橢圓星系、旋渦星系(包括棒旋星系)、不規則星系。此外，還有一種特殊的類型，符號為S0，稱為透鏡狀星系。
橢圓星系符號為E0，它的形狀是正圓形或各種扁度的橢圓形。E後面常附有表示扁度的數字n：n=10·a-b/a式中a和b分別表示以角度(如角分或角秒)的橢圓半長徑和半短徑。E0星系是正圓形的，E5星系的半長徑等於半短徑的兩倍。目前已發現的最扁的橢圓星系是E7星系。必須注意，E後面的數字所表示的是在地球上觀測的視扁度而不是真扁度。從觀測資料的分析結果來看，可以認為橢圓星系是具有軸對稱和麵對稱的星系。但短軸(即對稱軸)在空間的取向是多種多樣的，它和視線的交角可以取0°至180°之間的各種數值。
因此，一般說來視扁度不等於真扁度。真扁度總是大於或等於視扁度。只有當短軸與視線的交角等於90°時，視扁度才等於真扁度。如果短軸與視線重合，即所謂“極向”時，那麼無論怎麼扁的星系看起來都是圓的，都是E0星系。從觀測上來說，現在尚不能直接測定短軸在空間的取向。因此，只能從統計上來研究橢圓星系中各種次型的頻數分佈。從觀測上和理論計算結果證明，各種次型的數目都差不多。
旋渦星系符號為S0，它具有一個核心部分，稱為核球。核球外面是一個薄薄的圓盤。從核球外緣附近有兩條或更多條旋臂向外延伸出去，極少發現有一條旋臂的。核球部分有的比較圓，有的比較扁，也可以用E0—E7來表示核球的形狀。旋渦星系還可以分為Sa、Sb、Sc等次型。分類的標準有兩條旋臂的開展程度與核球的相對大小。Sa型核球的相對大小最大，旋臂纏得最緊；Sc型核球的相對大小最小，旋臂最開展。如果旋渦星系是“極向”的，即其對稱軸與視線重合，他的旋渦特點就很容易看出來；如果對稱軸與視線垂直，旋渦形狀就不容易看出來。同時，由於星系對稱面附近星際物質的消光作用，常可看到一條暗帶。多數旋渦星系有兩條對稱的旋臂，如獵犬座旋渦星系M51、三角座旋渦星系(M33)；室女座銀河外星系又稱草帽狀星系，是巨大的旋渦星系，從側面看中央突出呈球形，赤道邊緣呈盤狀，四周有旋臂。
但是一般說來，多旋臂常出現在星系外邊緣，而且很短，纏得很緊。還有些旋渦星系的形狀很特殊，例如有的有環狀結構，有的旋臂極不規則，呈“V”字形等等。與旋渦星系平行的還有一類，稱棒旋星系，符號為SBb棒旋星系的特點是一個棒狀物，棒的中心部分有核球，旋臂從棒的兩端向外延伸出去。與旋渦星系類似，棒旋星系也可分成SBa、SBb、SBc等次型。分類的依據與旋渦星系一樣。SBa型的旋臂最不開展，看起來像希臘字母“θ”，核球最大。SBc型的旋臂最開展，像一個大寫的拉丁字母“S”，核球也最小。不規則星系符號為I或In。它具有不規則的形狀，又分為兩個次型IrrI。IrrI型不規則星系中心沒有核，看不出有旋轉對稱性，它的恒星組成類似於Sc，偶而隱約可以看見旋渦結構。IrrⅡ型則完全不規則，是一種特殊天體，如著名的M82。透鏡狀星系符號是S0或SBO。這類星系的核球及其週邊部分很像S系或SB系，但是沒有旋臂結構，也沒有吸收物質(氣體或塵埃)。通常認為，透鏡狀星系是橢圓星系和旋渦星系(包括棒旋星系)之間的過渡型。近年來，由於觀測技術的改進，發現有的透鏡狀星系仍可看出有旋渦結構，實際上應該是Sa或SBa，但也有一部分SO和SBO至今看不出任何旋渦結構。
其他類型分類。近年來對哈勃分類補充了一些類型。這裏提出幾個常見的類型。Sd和SBd:核很小，旋臂斷斷續續，一塊一塊的。Sd位於Se之後，SBd位於SBc以後。SM：麥哲倫雲型的星系。dE：矮橢圓星系。品質很小，有的同球狀星團差不多。CD：特殊的巨橢圓星系。射電星系：有較強的射電輻射的星系。活動星系：這是一些核心部分非常明亮而且有強烈活動的星系。核發出的光往往占星系總輻射的大部分。它又包括很多種類型如N星系、賽佛特星系等等。通過觀測和統計表明，從星系數按類型的分佈來看星系中旋渦星系(包括棒星系)所占比例最大，約60％以上，不規則星系占比例最少，僅占2％左右。
類星體是一種新型的銀河系以外的大體，它們的發現被譽為20世紀60年代天文學的四大發現之一。迄今為止，已發現了數千個類星體。20世紀六十年代，天文學家在茫茫星海中發現了一種奇特的天體，從照片看來如恒星但肯定不是恒星，光譜似行星狀星雲但又不是星雲，發出的射電(即無線電波)如星系又不是星系，因此稱它為“類星體”。類星體的發現，與宇宙微波背景輻射、脈衝星、星際分子並列為20世紀60年代天文學四大發現。
20世紀50年代，天文學家用射電望遠鏡進行觀測時，發現宇宙中存在著大量的射電源，即發出很強的無線電波的天體。但是，用光學望遠鏡觀測時，有不少射電源卻找不到相對應的光學可見天體。1960年，美國天文學家馬修斯和桑德奇利用口徑5米的巨型望遠鏡，發現一個編號為"3C48"的射電源對應於一顆16等的暗星，其紫外輻射很強，光譜中有一些"莫名其妙"的發射線。兩年後，在澳大利亞有人發現另一射電源"3C273"也對應於一顆暗星。1963年，旅美荷蘭天文學家施密特拍攝了這顆恒星狀天體的光譜，發現其中有4條譜線相互之間的關係很像是氫元素光譜中的4條譜線。這一發現啟發了馬修斯等人，他們重新研究了"3C48"的光譜，證實那些"莫名其妙"的譜線原來也都是由熟悉的元素產生的，只是這一天體具有0.367的紅移量。人們經過分析研究，判定它們不是銀河系內的恒星，而是河外天體。
對於這種類似恒星而並非恒星的大體，人們稱它們為"類星射電源"。以後，通過光學觀測又發現了一些在照相底片上具有類似恒星的點狀像，在它們的光譜中，發射線也有很大紅移，但不發出射電波，稱之為"藍星體"。藍星體與類星射電源統稱為"類星體"。類星體的發現進一步證明了宇宙間物質的多樣性，為研究銀河系外天體的形成和演化規律提供了新的觀測物件。根據它們在照相底片上呈現出類似恒星的點光源像，天文學家推算其尺度大小不到1光年，或只及銀河系大小的萬分之一，甚至更小。
類星體有類似恒星的像，極少數有微弱的星雲狀包層和噴流。但每個類星體均有又強又寬的發射線和較寬的紅移現象。另外有較強的紫外輻射，所以多數類星體的顏色都顯得很藍。類星體均有吸收譜線，只不過吸收線很窄，不像發射線只有一種紅移值，它有多組吸收線的紅移值。原因是遙遠的類星體是在我們的距離中間插入不同物質造成的。類星體還存在強射電源，部分發射強X射線，是強X射線源。它的光度有週期的變化規律。往往這些光變週期可以從幾小時到幾十年。
如果說類星體的紅移的確是由於類星體的運動引起的，知道距離，又測得視星等，就可以求得它的光度比。而類星體又是恒星狀的，且有以年甚至小時計的光變現象，這意味著類星體的緻密部分的大小只有若干光年甚至光時，這麼小的範圍可發出比整個銀河系還要高上萬倍的輻射能量，這不能不成為宇宙中最令人驚歎的事情了。近年來還測得幾個類星體有分裂運動，由分裂角度和利用哈勃定律求出的距離可求出分裂速度大大地超過了光速。現在人們大都相信光速是不可超過的，如何去認識這一觀測現象引起了人們很大的興趣。如果類星體果真距離我們如此遙遠，其光線到達我們要經歷很長很長的歷程，在這其間必將帶來宇宙間許多其他資訊，這些資訊也是人們感興趣的課題。目前，天文學界對類星體巨大的紅移現象、能源機制等許多問題，存在著爭論，要想徹底搞清類星體的真實面目，尚需時日。
物理特徵與能源之迷。類星體的顯著特點是具有很大的紅移，即它以飛快的速度在遠離我們而去。類星體距離我們很遙遠，大約在幾十億光年以外，甚至更遠，但看上去光學亮度卻不弱，可見光區的輻射功率是普通星系的成百上千倍，而射電輻射功率競比普通星系大上100萬倍，實在是令人難以置信。一部分天文學家認為，類星體可能並不位於由其紅移值推算出的遙遠距離處，而是在銀河系附近。還有的人懷疑它的紅移是否滿足業己確立多年的哈勃定律。總而言之，對類星體的研究已構成了對近代物理學的挑戰，而問題的解決，有可能使我們對自然規律的認識向前跨一大步。
類星體的最新解釋。類星體是一種光度極高、距離極遠的奇異天體。越來越多的證據顯示，類星體實際是一類活動星系核(AGN)。而普遍認可的一種活動星系核模型認為，在星系的核心位置有一個超大品質黑洞，在黑洞的強大引力作用下，附近的塵埃、氣體以及一部分恒星物質圍繞在黑洞周圍，形成了一個高速旋轉的巨大的吸積盤。在吸積盤內側靠近黑洞視界的地方，物質掉入黑洞裏，伴隨著巨大的能量輻射，形成了物質噴流。而強大的磁場又約束著這些物質噴流，使它們只能夠沿著磁軸的方向，通常是與吸積盤平面相垂直的方向高速噴出。如果這些噴流剛好對著觀察者，就能觀測到類星體。
從銀河外星系的發現，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….
再把鏡頭放大些看，那些光班逐漸顯露出來它的本來面目，蠶豆般大小的銀河外星系都比我們銀河系大許多，那一個小螺旋其實是數以億萬顆恒星組成的，如果不是親眼所見，誰能相信宇宙有這麼大！
又一顆超新星發生了猛烈的爆炸，大量物質被拋射出來，恒星在垂死時會發生猛烈的爆炸，其釋放出能量高得令人難以置信
宇宙中也有美麗的紅玫瑰，不過那不是碳氫物質所組成的植物花朵，而是恒星死亡時發生強烈爆炸後遺留下的物質殘骸
宇宙中漂浮的塵埃被一顆恒星照亮，那個塵雲足有我們太陽系大小
紅瑪瑙，綠翡翠，黃絲帶，是哪個造物主彩繪的天宮啊？
放大後看看紅玫瑰的真面目，一顆恒星死亡之後爆炸噴發出的氣體逐漸被其他星系所吸收，慢慢會生成新的恒星，物質在宇宙中也是迴圈的。
現代人居住環境大都被光污染了，幾乎沒有機會看到漆黑的夜空上銀白色的天河了，只有飛到太空才能追回兒時所看到的星空。 這是著名的仙女座大星雲，是離我們銀河系最近的銀河外星系，夏日晴空用肉眼就能看到一個小光斑，它正以極高的宇宙速度向我們的銀河系飛來，數十億年後將與我們迎面相撞 （圖取自美國NASA天空實驗室的哈勃太空望遠鏡照片）
浩瀚宇宙的眾銀河系甚難計。。。。
宇宙的邊界在哪裡？把高倍望遠鏡避開明亮的銀河系，指向幽暗的角落時你會發現，許多天體的顏色偏紅，這就是天文學家所說的“紅移”現象，許多天體以極高的速度遠離我們，他所發出的光波頻率會被拉長，我們看到的正是這種暗紅色的光斑，最遠的天體可以達到光速的一半，也就是它的紅移已經跑到了紅外區域，目前人們能觀測到最遠的天體可達100億光年，如果你有一個親戚，居住在宇宙深處一個星系中，譬如就是那個幽暗的小螺旋中，將來科學發達了，手機具有了宇宙漫遊功能，你給他打個手機電話，那麼對方要等100億年後他才能接聽到你的振鈴，他按下接聽鍵還要等待100億年才能傳回信令到地球基站，基站指示接收頻點和鏈結位址後，還要再等待100億年才能聽到你的聲音，這樣的事實你能接受嗎？再遠的宇宙深處是什麼？好像又回到了童年一樣幼稚。。。。
文章定位：
