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深空天体 深空天体（Deep sky object, DSO）是一个常见于业余天文学圈子的名词。一般来说，深空天体指的是天上除太阳系天体（如行星、彗星、小行星）和恒星外的天体。这些天体大都不为肉眼所见。只有当中较明亮者（如著名的M31仙女座大星系和M42猎户座大星云）能为肉眼所见，但为数不多。超过一百个以上的深空天体能通过双筒望远镜所看到，例如18世纪法国天文学家梅西耶所编的《星云星团表》中的大部分天体。若有一支天文望远镜，能看到的深空天体数量会大幅上升。通过天文摄影能拍摄到为数可观的该些天体。 深空天体的主要分类有： 星团 疏散星团 球状星团 星云 弥漫星云（亮星云） 发射星云 反射星云 超新星残骸 暗星云 行星状星云 星系 类星体 有几个深空天体的目录：收录了110个深空天体的梅西耶星云星团表，更全面的星云星团新总表总数将近8,000个天体），以及另外几种。还有更多的天体列在专业的乌普萨拉星系总表（Uppsala General Catalogue；UGC），许多天文爱好者利用这些对象来测试她们的观测设备和磨练观测的技巧。在每年的特定日子，有些地区会举办梅西尔马拉松竞赛，要求参加者在一个夜晚看遍110个梅西尔天体。收录了400个深空天体赫歇尔目录则被设计作为有经验的天文学家测试更大的望远镜之用。 星团 恒星集团或恒星云是恒星的集团，可以区分为两种类型：球状星团是由成千上万颗老年恒星被万有引力紧密束缚在一起的恒星集团；而疏散星团一般只有数百颗恒星，而且通常都很年轻的恒星组成，是结构较为松散的恒星集团。疏散星团在银河系中运动时会受到巨大分子云的影响，而随着时间的流逝逐渐瓦解，但星团中的成员即使不再受彼此间的引力约束，但仍将继续维持大致相同的运动方向在空间中移动；然后他们会被称为星协或是移动星群。 肉眼可见的恒星集团包括昴宿星团、毕宿星团和蜂巢星团。 球状星团 球状星团或GC，是数万颗至数百万颗恒星聚集在10至30光年直径的空间，外观大致呈圆形的恒星集团。它们通常包含很老的第二星族星－只比宇宙本身年经数亿岁－多数的颜色是红色或黄色，质量则少于两倍的太阳质量。这样的恒星在集团中占了主导地位，因为更大和更热的恒星已经成为爆炸超新星，或是经由行星状星云演化进入结束阶段的白矮星。但是，依然有少数蓝色的恒星存在球状星团内，这些恒星被称为蓝掉队星，被认为是在恒星密集的内部区域，经由恒星合并而形成的。 在我们的银河系，球状星团大致呈球形的散布在银冕并以高离心率的椭员轨道环绕着银河中心。在1917年，天文学家 哈洛·夏普利就以球状星团的分布状态，估计出太阳距离银河中心的距离；在这之前，我们不确定太阳在银河中的位置。 直到最近，球状星团在天文学上仍造成很大的迷惑，因为恒星演化理论估计出最老的球状星团年龄比估计的宇宙年龄还要老。幸好，使用依巴谷卫星更精确的测量出球状星团的距离，以及测量得越来越精确的哈柏常数，解决了这个悖论，宇宙的年龄大约是130亿岁，比最老的球状星团还大上数亿岁。 超星团，像是银河系的Westerlund 1，可能是球状星团的前身。 我们的银河系大约有150个球状星团，其中有些可能是被银河系破坏的小星系，球状星团M79似乎就是这样的一个例子。有些星系有非常多的球状星团，巨大的椭圆星系M 87就拥有上千个球状星团。 有少数明亮的球状星团可以用肉眼看见，其中最亮的是奥米茄星团，在望远镜没有发明之前，自古以来就在星表中被错误的登录为恒星并广为人知。最著名的球状星团是在北半球的M 13，通常称为武仙座大球状星团。 中间的形态 2005年，在仙女座星系发现一种全新形式的星团，在某几种方面与球状星团相似 (但没有那么密集)。目前，在银河系中还没有发现任何一个中间集团 (也称为延展球状星团)，但在仙女座星系中已经发现三个，分别命名为M31WFS C1 、M31WFS C2、和M31WFS C3。 这种新发现的恒星集团包含数十万颗的恒星，数量与球状星团似。这种集团的特征，也就是金属量和星族，也与球状星团的相符。与球状星团的差别只在它们非常的大－数百光年的直径－和密度低了数百倍。因此，在延展球状星团中的恒星距离也大了许多。在参数上，这种星团介于球状星团 (低暗物质) 和矮椭球星系 (暗物质主导) 之间。 还不清楚这种集团是如何形成的，但它们的形成可能和球状星团有关。为何M 31有这样的集团，目前还不知道。也不知道其它的星系是否也有这种集团，但也可能M 31是唯一拥有延展球状星团的星系。 疏散星团 疏散星团 (OC) 与球状星团完全不同。与分散成球形的球状星团不同，它们局限于银河平面，并且几乎都是在螺旋臂中被发现。它们一般都是年轻的天体，最多只有几千万年的年龄，只有少数例外，像是M 67 (最靠近与观察到最老的疏散星团) 。它们形成于像是猎户座星云这样的电离氢区。 疏散星团散布在高达30光年直径的区域内，但通常只有数百颗恒星。相较于球状星团的人烟稠密是密度非常的低，它们所受到的引力约束也很小，假以时日，会因为巨大分子云和其它星团的引力而瓦解。近距离的遭遇也会导致恒星被弹出，这个过程称为’蒸发’。 最显著的疏散星团是位于金牛座的昴宿星团和毕宿星团。英仙座座的双星团，h和χ，在夜空中也非常显著。疏散星团通常由蓝色的年轻恒星为主，虽然就恒星而言，它们只有数千万年的寿命是短暂的，但在它们寿终正寝之前，疏散星团多数都已经溃散。 超星团 超星团 (SSC) 是非常大的恒星形成区，被认为是球状星团的前身。 内埋星团 内埋星团 (EC) 是部分或全部包覆在星际尘埃或气体内的恒星集团。内埋星团最著名的例子是梯形星团。蛇夫座ρ星云 (L1688) 的核心区域也有一个内埋星团。 星协 一个疏散星团一旦不受重力的约束，组成的恒星会在类似的路径上继续在空间中移动，这样的集团称为星协或是移动星群。在大北斗的大部分恒星原本是一个疏散星团的成员，现在是有着相同自行的大熊座移动星群。横越过天空的其它恒星，包括贯索四和南三角座ζ都来自这个星群。太阳目前正为于这个星流的边缘，但它不属于这个星群，因为它显示出不同的银河轨道、年龄和化学成分。 另一个星协环绕着天船三，在双筒望远镜下非常显著。因为必须知道恒星的自行，因此无法检测出遥远的星群。 星团在天文学上的意义 在天文学的许多领域，星团是很重要的。因为恒星都大约在同一时间诞生，在同一个集团中的恒星函数只有质量上的不同，所以恒星演化的理论完全依赖对疏散星团和球状星团的观测。 星团也是宇宙距离尺度上关键的一步。有几个最接近的星团，可以用视差量度出距离，而在赫罗图的亮度轴上可以绘制这些星团内已知恒星的绝对星等。然后，当绘制出未知距离星团的赫罗图之后，对比主序带的位置就可以估计出这个星团的距离。这个程序称为主序拟合，在使用这种方法时要考虑红化和星族的影响。 疏散星团 疏散星团是指由数百颗至上千颗由较弱引力联系的恒星所组成的天体，直径一般不过数十光年。疏散星团中的恒星密度不一，但与球状星团中恒星高度密集相比，疏散星团中的恒星密度要低得多。疏散星团只见于恒星活跃形成的区域，包括漩涡星系的旋臂和不规则星系。疏散星团一般来说都很年轻，只有数百万年历史，比地球上的不少岩石还要年轻。 较年轻的疏散星团可能仍然含有形成时分子云的残迹，星团产生的光使其形成电离氢区。分子云在星团产生的辐射压影响下逐渐散开。 对观测恒星进化而言，疏散星团是不可多得的天体。这是因为同一个疏散星团中的成员不论年龄或化学成分都很相近，易于观测星团成员中的些微差异。 由于星团成员的引力关联不太强，在绕漩涡星系公转数周后，可能会因周遭天体引力影响而四散。 观测史 包括昴宿星团（M45）在内，最明亮的几个疏散星团自古以来就为人所知。其它的很多在望远镜被发明之前看上去像是模糊的斑点。疏散星团呈不规则形状，包括的恒星数量相对较少，在天空中的分布也相对均匀。因为几乎都聚集在银河系赤道平面中，疏散星团有时也被称为“银河星团”。 人们很早就发现疏散星团中的恒星之间是有密切联系的。1767年，约翰·米歇尔（John Michell）牧师通过计算发现像昴宿星团这样的星团随机形成的概率仅为496,000分之1。随着天体测量学在准确性上的提高与发展，天文学家发现星团中的成员之间有相似的自行运动，并通过分析光谱，发现各成员之间保持着相同的视向速度，证明了星团中运动的统一性。 虽然疏散星团和球状星团有很多不同，相对较小的球状星团与较大的疏散星团看上去并不会有什么区别。部分天文学家认为两种星团的基本形成过程完全一样，只是球状星团中含有的大量恒星在银河系中逐渐开始变得稀少而已。 由于疏散星团在一块相对较小的区域中包含几百颗甚至上千颗颜色、亮度不同的恒星，它们对天文爱好者来说是很好的观测目标。并且，疏散星团在光污染严重的地区也还能被小型望远镜，甚至双筒望远镜观测到。 形成 宇宙中星罗棋布着由气体及尘埃等细小粒子所组成的分子云。这些分子云密度很低，成分主要是氢。分子云可以极度庞大和拥有极大质量，质量相当于十至一千个太阳不等。因为只有质量达到太阳数倍的分子云才会因自身的重力坍缩，而如此重的分子云不可能坍缩为一颗恒星，故疏散星团的所有成员都是在多星系统中形成。 在不受干扰的情况下，这些分子云可以千载不变。但是，当分子云受星系碰撞、处身星系所产生的密度波、超新星爆发的激波干扰，其密度会出现些微变化。这些轻微变化会令分子云产生重力收缩（坍塌），从而形成一些称为原恒星的球体。疏散星团形成的初期，由于在原恒星的核心尚未发生核聚变，它们仍不能称为真正的恒星。 一但开始形成恒星，温度最高、质量最大的恒星会放射出大量的紫外线，令附近的分子云电离，形成电离氢区。来自于大质量恒星的星风和辐射压会驱走那些气体。几百万年后星团会第一次发生超新星爆炸，同样会驱走周遭的气体。几千万年后，星团会丧失所有的气体，再也没有新的恒星形成。在此之前，星团中只有10%的原有气体会形成恒星。 在银河系中，平均大约每一千年就会有一个新的疏散星团诞生。 有时同一块分子云中能产生多个疏散星团；比如，大麦哲伦星系中的霍奇301星团（Hodge 301）和R136星团都是在蜘蛛星云中形成的。通过追溯银河系中星体的运动，天文学家发现毕宿星团（Hyades）和鬼宿星团（Praesepe）约于六亿年前在同一块云中形成。 有时，两个同时形成的星团会组成双星团系统，比如银河系中的英仙座双星团。目前银河系中已知的双星团系统至少有十个。在大、小麦哲伦星系中也发现了很多双星团系，因为投影效应会使银河系中的星团系统看上去靠得很近。 形态和分类 疏散星团中的成员数量从几百个到数千个不等，一般都是中心部分特别集中，周围较为分散地散布著。中心部分的直径一般达到三至四光年，整个星团的半径一般达到二十光年。一般来说中心部分的密度能达到1.5星/立方光年。相比之下，太阳周围的恒星密度为0.003星/立方光年。 疏散星团通常按照罗伯特·特朗普勒（Robert Trumpler）1930年制定的分类法分类。特朗普勒分类法包括三位：罗马数字一到九表示星团密度（从高到低）以及与周围星场的分离度，第二位是阿拉伯数字，从一到三（由低到高）表示成员的亮度，第三位使用“p”、“m”或者“r”表示星团含量为低（poor）、中（medium）或是高（rich），如果再加上“n”则表示星团位于一个星云中。 使用特朗普勒分类法，昴宿星团被分为I3rn（高度密集，高亮度，成员众多且位于星云中），附近的毕宿星团被分为Ⅱ3m（较为分散，包含恒星较少）。 数量和分布 目前在银河系内已发现一千多个疏散星团，但实际数量可能十倍于此。在漩涡星系中，疏散星团大都在有最高气体密度的旋臂中，而且该处的恒星形成活动最为活跃。疏散星团高度集中在银道面附近。 至于不规则星系，我们可以在星系各处找到疏散星团。疏散星团在椭圆星系中是找不到的，因为椭圆星系的恒星形成活动早在数百万年前就停止了，原本存在的疏散星团早已消失得无影无踪。 在银河系中，疏散星团的寿命取决于分布的位置；早期形成的的星团往往较接近星系的边缘。银河系中心的潮汐力较强，加快了星团的分裂过程，而使得星团分裂的巨型分子云在星系中心部分数量较多，所以星系中心部分的疏散星团比外围部分的寿命更短。 星体构成 疏散星团中往往都是蓝色的恒星，它们比较年轻，质量很高，但是寿命也只有短短的几千万年。相对古老的疏散星团中包括较多黄色的恒星。 有些疏散星团中的蓝色恒星比其他成员年轻得多。这些蓝掉队星也在球状星团中出现：在密度极高的球状星团中央多个恒星相撞之后会形成温度和质量都高得多的星体。而疏散星团中的恒星密度要低得多，恒星的相撞难以解释观察到的蓝离散星数量。目前的理论认为是与其他星体的重力使得双星系统聚合为一颗恒星。 当核聚变将氢耗尽后，质量较低的恒星外层会随着星风逐渐脱离，最终演变成白矮星，并形成行星状星云。虽然很多星团在大部分成员成为白矮星之前就逐渐分散了，但疏散星团中的白矮星数量仍然远远低于取决于星团年龄和初期质量分布的预期值。一种假说是，当红巨星的外层被吹散而形成行星状星云前，物质分布的不均匀会使星体本身加速数千公里/秒，足以将其推出星团。 最终命运 许多疏散星团都非常不稳定，而质量又较低，使得星团的逃逸速度比其成员的平均速度还低，因此几百万年之内就会迅速分散。 当周围的云气散尽后，疏散星团往往还有足够的重力独立存在几千万年，但星团仍会渐渐地分散开来。星团内部成员的相撞往往使得其中一个得到足够高的速度，并离开星团，反复相撞造成了星团成员缓慢地“蒸发”。 平均每五亿年就会有一个疏散星团受到外部的影响。当某个外部星体靠近时，星团受星体带来的潮汐力影响，形成一股恒星流，所有的成员都以相似的方向和速度移动。星团逐渐瓦解的速度取决于最初的星体密度，密度越高星团寿命越久。一个疏散星团的半衰期约为1.5至8亿年左右。 当某个疏散星团逐渐分散之后，整队成员都保持类似的轨迹，称之为星协现象。大熊座中的北斗星中的若干成员就曾属于一个疏散星团，现在则保持着星协状态。最终，星协中的星体速度差距逐渐扩大，慢慢分散开来。 对星体演变的研究 疏散星团的赫罗图显示，大部分恒星都是主序星。从质量最高的一些星体开始逐渐开始偏离主序带，成为红巨星，通过分析逐渐偏离的位置，天文学家可以推算出星团的年龄。 由于疏散星团中的成员离地球的距离以及年龄都大致相同，它们在星等上的差别只来自于质量的不同；在比较各个成员时，很多参数都是固定的。由于这一特点，疏散星团很适合用来研究星体演变。 对疏散星团中星体所含锂和铍的研究，能够使天文学家对其演变和内部结构有更多的了解。虽然氢原子核要到一千万K的温度才能聚变成氦，而锂和铍在二百五十万至三百五十万K时就不再存在。这一性质意味着星体所含元素和其内部元素混合程度有很大关联。通过研究其内部元素，天文学家就可以对疏散星团中星体的年龄和化学成分有较为准确的估算。 研究显示疏散星团星体中较轻元素的含量比预测值低很多。虽然原因尚不能完全解释，一种可能是星体内部的对流会侵入辐射能较高的地区。 疏散星团的距离 测量距离是研究星体的重要步骤，但是绝大多数星体都离地球太远而没有直接方法测量。使用一系列互相关联的间接方法是目前唯一的测量遥远星体的途径，疏散星团是这一系列方法中的重要一环。 有两种方法可以测量离地球最近的疏散星团的距离。首先，通过测量视差可以直接得出准确的距离，对于较近的疏散星团和独立恒星都适用。距离地球五百光年以内的几个疏散星团，包括昴宿星团以及毕宿星团都在此列。依巴谷卫星对一些其他疏散星团的距离也作了准确测量。 另一个直接测量距离的方法叫做“移动星团法”，借助于星团中成员运动的一致性。通过测量星团中恒星的自行轨迹，与其视运动相对比，即可找到消失点。之后，通过研究光谱，根据多普勒效应可得出星体的径向速度，再与自行轨迹相配合，即可通过简单的三角法得出星体的距离。通过这个方法得出毕宿星团离地球的的准确距离为46.3秒差距，这也是距地球最近的疏散星团。 找到距地球最近的几个星团的距离后，更远的星体的距离就可以通过间接方法得出。通过比较远近两个疏散星团的赫罗图，较远星团的距离就可以被推算出来。已知的最远的疏散星团是伯克利29（Berkeley 29），离地球约15,000秒差距。本星系群中的许多星系中都找到了很多疏散星团。 疏散星团距离的准确数据对于研究造父变星的周光关系非常关键，而造父变星是标准烛光序列中的重要一环。能够得到造父变星的准确距离后，对天体距离的研究可以延伸到本星系群中较近的星系。 球状星团 球状星团是外观呈球形，在轨道上绕着星系核心运行，很像卫星的恒星集团。球状星团因为被重力紧紧束缚，使得恒星高度的向中心集中，因此外观呈球形。被发现的球状星团多在星系的星系晕之中，远比在星系盘中被发现的疏散星团拥有更多的恒星。 球状星团在星系中很常见，在银河系中已知的大约有150个，可能还有10-20个尚未被发现：大的星系会拥有较多的球状星团，例如在仙女座星系就有多达500个。一些巨大的椭圆星系，像是M87，拥有的球状星团可能多达1,000个。这些球状星团环绕星系公转的半径可以达到40,000秒差距(大约131,000光年)或更远的距离。 在本星系群的每一个质量够大的星系都有球状星团伴随着，而且几乎每一个曾经探测过的大星系也都被发现拥有球状星团。人马座矮椭圆星系和大犬座矮星系看来正在将伴随着它们的球状星团(像是帕罗马 12)捐赠给银河系，这显示了过去有许多球状星团是如何获得的。 虽然，在星系中的球状星团看似拥有星系中最早诞生的恒星，但是它们在星系演化的过程中扮演何种角色仍不清楚。它们和矮椭球星系有着显著的差异，球状星团似乎应该是母星系中恒星诞生的场所，而不是一个独立的星系。 观测简史 早期发现的球状星团 名称 发现者 年 M22 Abraham Ihle 1665 半人马座ω 爱德蒙.哈雷 1677 M5 Gottfried Kirch 1702 M13 爱德蒙·哈雷 1714 M71 Philippe Loys de Chéseaux 1745 M4 Philippe Loys de Chéseaux 1746 M15 Jean-Dominique Maraldi 1746 M2 Jean-Dominique Maraldi 1746 M22是第一个被发现的球状星团，是德国天文学家Abraham Ihle 在1665年发现的。但是，因为早年望远镜的口径都很小，在梅西尔观察M4之前，球状星团内的恒星都未能被分辨出来。最早被发现的8个球状星团列在表中，随后在Abbé Lacaille于1751-52年的表中列有NGC 104、NGC 4833、M15、M69和NGC 6397。在数字前的字母M代表梅西尔天体，而NGC 则是Dreyer的星云和星团新总表。 威廉·赫歇尔在1782年进行了一次巡天的观测，他使用的大望远镜能够将当时已知的33个球状星团解析出恒星的影像，此外还发现了37个新的球状星团。在赫协尔于1789年出版的深空天体目录中，他的第二本，首度采用球状星团的字眼来描述这种天体。 被发现的球状星团数目越来越多，在1915年是83个，1930年是93个，1947年是97个。现在，银河系内发现的球状星团总共已有152个，估计总数约为180 ± 20个。另外，尚未被发现的球状星团应该是被隐藏在银河系的气体和尘埃后面了。 在1914年初，哈洛·夏普利开始对球状星团进行系列的研究，发表了约40篇的科学性论文。他观察星团中的造父变星，并利用它们的周-光关系估计距离。 在我们银河系内的球状星团，多数被发现在银河核心附近，并且在天球上的位置也大多数躺在银河核心周围的天空中。在1918年，哈洛·夏普利利用这种强烈的不对称性推测星系的总体大小。他假设球状星团大致分布在银河核心的附近，并利用球状星团的位置估计太阳与银河核心的距离。虽然，他当时估计的距离有极大的错误，但依然显示出星系的尺度大于早先的认知。他的错误肇因于银河系内的尘埃减少了相当数量抵达地球的球状星团的光度，因而使距离显得更远。然而，夏普利估计的数值是在相同的数量级内，现在依然在可以接受的误差范围内。 夏普利的测量同时也指出太阳是在远离银河中心的位置上，反对早先从一般恒星的均匀分布所推导出来的结果。实际上，散布在银河盘面上的一般恒星经常会因为气体和尘埃的遮蔽而变暗，而球状星团分布在银河盘面之外，即使在更远的距离上仍然能被看见。 夏普利继续与亨丽埃塔·史涡普和海伦·Battles·索耶(稍后是霍格)研究球状星团。在1927-29年，夏普利和海伦·索耶开始编辑星团的目录，并以向中心集中的程度做为分类的依据。最集中的群被分类为Ⅰ，然后逐步缩减共整理成ⅩⅡ。这就是现在所知的夏普力-索耶集中度分类法(经常会以数字[Class 1–12]取代罗马数字)。 成份 球状星团通常由数十万颗的低金属含量的老年恒星组成，这些在球状星团中的恒星与在螺旋星系核球的恒星相似，但是体积却局限在仅有数立方秒差距之内。它们之中没有气体和尘埃，因为假设在很早以前就都已经凝聚成为恒星了。 由于球状星团是恒星的高密度区，因此被认为是不利于行星系统发展的地区。行星轨道在恒星密集的区域内，因为其他恒星经过时的摄动，使得行星轨道在动力学上是不稳定的。在杜鹃座 47的核心区域，距离恒星1天文单位的行星，大概只能存在10的8次方年(数量级)。然而，至少已经有一个环绕波霎 (PSR B1620−26)的行星系统在球状星团M4内被发现。 除了几个著名的例外，每个球状星团都有明确的年龄，也就是说，大多数星团中的恒星在恒星演化的阶段中都有相似的年龄，暗示它们几乎都是同时形成的。所有的球状星团看起来都没有活跃的恒星形成活动，这与球状星团是星系中年老成员的看法是一致的，而且是第一批形成的恒星。 有一些球状星团，像是在我们的银河系内的半人马座ω和在M31的G1，有异乎寻常大的质量(数百万太阳质量)，成员包含多种星族。这两者可以被认为是矮星系被大星系吞噬的证据，超重球状星团是矮星系残余的核心。有些球状星团(像是M15)有极端大质量的核心，可能是怀有黑洞，虽然摹拟的模型建议集中在中心的是中子星、巨型的白矮星、或小型的黑洞都能解释。 金属量 球状星团通常拥有的是第二星族星，与第一星族星比较，例如太阳，金属量是较少的。(在天文学中所称的金属是比氦重的元素，像锂和碳等。) 荷兰天文学家Pieter Oosterhoff注意到球状星团会有两种不同的恒星，目前已经被认知为Oosterhoff 群。其中的第二型是周期稍长的天琴座RR变星。这两群恒星都有微弱的金属元素谱线，但是在第一型(OoI)中的谱线比第二型(OoII)明显一些，这是因为第一形是"富金属"的，而第二型是"贫金属"的。 在许多星系(特别是大质量的椭圆星系)中都观察到了这两种类型的恒星，而且两型的年龄都一样老(几乎与宇宙同年龄)，只有金属含量上的差异。许多理论都尝试解释解释这两个次群的成因，包括含有大量气体的星系剧烈合并、矮星系的累积、和在一个星系中多个阶段的恒星诞生。在我们的银河系，贫金属星团聚集在银晕中，而富金属星团则在核球中。 在银河系内，贫金属星团被发现呈一直线的分布在银河平面和外围的银晕中，这种结果支持第二型恒星是被从卫星星系中剥离出来的，而不是早先认为原来就存在于银河系中的球状星团系统。这两种星群之间的差异，或许可以用来解释两个星系在形成各自的星团系统时间上的差异。 奇特的成员 球状星团有非常高的恒星密度，因此恒星彼此间相互的接近和碰撞便会经常发生。由于这些遭遇的机会，一些奇特的恒星类型便产生了，像是蓝掉队星、毫秒脉冲星、和低质量X射线双星，在球状星团中都很常见。蓝掉队星是由两颗恒星因遭遇而合并形成的，而可能原本就是双星，结果便是在星团中温度比一般恒星高，但是发光度相同，而有别于主序星的恒星。 从1970年代开始，天文学家就在球状星团内寻找黑洞。这项任务是艰苦和难以达成的，估计只有哈柏太空望远镜有可能达成，而他也真的确认了第一个的发现。在一个独立的计划中，哈柏太空望远镜对M15球状星团的观测显示在其核心中有一个质量是太阳4,000倍的中介质量黑洞(摹拟提供了可能的目标选择)；在仙女座星系的球状星团梅欧 II则有一个20,000太阳质量的黑洞。 这是特别令人感兴趣的，因为在其中首度发现了质量介于常规的恒星黑洞和位于星系核心的超重质量黑洞之间的中介质量黑洞。这种中介质量黑洞存在于球状星团中的比例是很高的，一如预期的模式，在超重质量黑洞存在的星系周围被发现。 中介质量黑洞还有许多被怀疑的争议，球状星团中质量密集的这一部份，由于许多质量的离析，被预期会偏离星团的核心；应该像球状星团一样，充斥着白矮星和中子星这些老年的恒星族群。在Holger Baumgardt和合作者的两份论文中指出，即使没有黑洞的存在，在M15和梅欧 II 的质-光比在接近中心时都应该明显的升高。 颜色-星等图 赫罗图(黑罗图)是以大量恒星的样本和它们的绝对星等制作成的色指数图，B−V，是它们的蓝色(B)星等和视星等(V，黄-绿色)的差值；大的正值表示这颗恒星是表面温度较低的红色星，负值则暗示是表面温度较高的蓝色星。 当邻近太阳的恒星被描绘在赫罗图上时，可以显示出这些恒星的质量、寿命和组成的分布。多数恒星的位置都在一条倾斜的曲线上，所熟知的主序带，越热的星绝对星等就越亮，颜色也越蓝。但是也有一些演化至晚期的恒星会出现在图中，它们的位置已经远离了主序带的曲线。 因为球状星团中所有的恒星到我们的距离都一样远，因此视星等和绝对星等的修正差值是一样的。我们相信球状星团中的主序星也会像邻近太阳的恒星一样分布在主序带上。(这个假设的正确性可以观察邻近太阳的短周期变星，例如天琴座RR型变星和造父变星，和星团中的相同的变星比较而获得证实。) 经过赫罗图的比对，可以测量出球状星团内主序星的绝对星等，这反过来也可以提供对球状星团的距离估计，因为视星等和绝对星等的差异就是距离模数，可以测量出距离。 当球状星团的赫罗图被描绘出来时，几乎所有的星都明确的落在定义的相对曲线上，与邻近太阳恒星的赫罗图不同的是，星团中的恒星都有相同的起源和年龄，球状星团的曲线形状是同一个时间、相同的材料和成分，只有质量不同的恒星所形成的典型曲线。由于在赫罗图上的每一个位置都对应于不同质量恒星的寿命，曲线的形状就能测量球状星团整体的年龄了。 在球状星团中质量最大的主序星有最高的绝对星等，也会是最早转变朝向巨星阶段演化的恒星。随着年龄的增长，低质量的恒星也将逐渐演化进入巨星阶段，因此球状星团的年龄便可以从正转向巨星变化阶段恒星在赫罗图上的位置来测量了。在赫罗图上形成的"湾曲"，会朝向主序带的右方。弯曲处对应的绝对星等是球状星团整体的作用，年龄的范围可以从平行于星等的轴上描绘出来。 另一方面，也可以测量球状星团中温度最低的白矮星，典型的结果是球状星团的年龄约为127亿岁 ，这是与年龄仅有数千万年的疏散星团对比而得的。 球状星团的年龄，几乎就是宇宙年龄的上限，这个低限是宇宙论的一个重大限制。在1990年代的早期，天文学家遭遇到球状星团的年龄比宇宙论模型所允许的还要老的窘境。幸而，通过更好的巡天观测，例如柯比(COBE)卫星对宇宙学参数的测量，解决了这个问题，并且利用计算机模式融合了不同的恒星演化模型。 对球状星团演化的研究，也能被用于测量球状星团开始时的气体与尘埃的组成，也就是说，由于重元素的丰度变化可以追踪演变的路径(天文学中的重元素是指比氦重的元素)。从球状星团的研究得到的数据，可以用在对银河系整体的研究上。 在球状星团中有少数恒星被观察到是蓝掉队星，这些恒星的来源还不是很清楚，但是多数的模型都建议这些恒星是多星系统内质量转移所产生的结果。 组态 与疏散星团比较，大部分的球状星团中主要的恒星，终其一生都受到重力场的约束。一种可能的例外是，其他的大质量天体引发的潮汐力有可能造成恒星的扩散。 目前，我们对球状星团的形成，所知依然很有限。然而，对球状星团的观测显示，这些恒星最初是在星球诞生效率很高的地区形成的，并且当地的星际物质密度也比一般恒星诞生的场所要高。球状星团是在星系交互作用下具优势的星爆区域诞生的。 在它们形成之后，球状星团内的恒星彼此之间会有引力的交互作用，结果是所有恒星的速度向量都是稳定与平衡的，全都失去了早期历史上原有的速度。造成这种特性发生的时间称为纾缓期，这段时间所需的长短由星团的恒星数量和质量来决定。每个星团所需要的时间都不一样，平均的时间数量级是10的9次方年。 球体的椭率 星系 椭率 银河系 0.07±0.04 LMC 0.16±0.05 SMC 0.19±0.06 M31 0.09±0.04 虽然球状星团的外观都是球状的，椭率则都是潮汐力作用的结果。在银河系和仙女座大星系中的球状星团典型的形状都是扁球形，在大麦哲伦星系中的更为扁平。 半径 天文学家经由标准半径来描述球状星团的形态，他们分别是核心的半径(rc)、晕半径(rh)和潮汐半径(rt)。整体的亮度是由核心向外稳定的减弱，核心半径是表面光度降为中心一半的核心距离，用于比较的量是晕半径，或是总光度达到整个星团一半区域的半径，通常这个值会比核心半径要大。 要注意的是晕半径所包含的恒星在视线的方向上是包含了在星团外围的恒星，所以理论上也会使用半质量半径(rm)—，由中心至包含星团一半质量的距离。如果半质量半径小于星团半径的一半，这个星团的核心便是高密度的，例如M3，它整体的视直径是18角秒，但是半质量半径只有1.12角秒。 最后的潮汐半径是核心到星团外围受到星系影响大于星团本身影响的距离，在这个距离上，原属于星团的单独恒星会被星系的引力拉扯出去。M3的潮汐半径大约是38″。 质量隔离和光度 在测量特定球状星团的核心距离与光度曲线的函数时，银河系内多数的球状星团在一定的距离内光度都会因距离的增加而稳定的降低，然后光度呈现水平。典型的距离都在距离核心1–2 秒差距之处。然而有20%的球状星团经历了所谓的"核心崩溃"的过程，在这一类型的星团中，光度一直是平稳的增加至核心的区域内。M15是有核心崩溃的一个球状星团的例子。 核心崩溃被认为是球状星团中较重质量的恒星与它较轻的伴星遭遇时发生的状况，结果是较大质量的恒星损失了动能，于是朝向核心掉落。经历一段较长的时间之后，导致大质量的恒星集中在核心的附近。 哈柏太空望远镜被用来搜集和观察大质量恒星向中心集中的过程和程序。重的恒星因为减速而群集在拥挤的核心，轻的恒星则因加速而花费较长的时间在外围环绕着。球状星团杜鹃座 47大约有一百万颗的恒星，是在南半球恒星密度最高的球状星团之一。对这个星团进行了一次密集的摄影观测，使得天文学家可以追踪其中的恒星运动，几乎得到了15,000颗恒星精确的运动速度。 在银河系和M31内的球状星团整体的光度可以经由亮度Mv和变量σ2，来塑造高斯曲线。球状星团的光度分布称为球状星团光度函数(GCLF)。在银河系，Mv = −7.20±0.13, σ=1.1±0.1星等 。只要先假设在其它星系中的球状星团也遵守在银河系中的各项准则，GCLF也可以做为标准烛光来测量其他星系的距离。 多体模拟 计算球状星团内恒星间的交互作用必须解决多体问题的多项式函数，也就是说，球状星团内的每一颗恒星都与N−1颗的恒星有交互作用，此处的N是星团中恒星的总数。一般电脑在动态模拟的CPU使用率以N3的比率增加 ，因此要进行此种计算，电脑要具有惊人的潜力才能准确的摹拟。在数学上研究球状星团内多体动力学的有效方法为将整体依速度的范围细分为较小的体积来进行摹拟，并且以或然率来描述恒星的位置。这样恒星的运动可以使用--佛客－普朗克方程式来加以描述，就能以简化的形式来解决；或是使用乱数来执行蒙地卡洛模拟进行处理。但是，在双星的作用和需要考虑其他外在的万有引力时(例如来自银河系的引力)，这种模拟还是很困难的。 多体模拟的结果显示恒星在球状星团内的移动路径是很不寻常的，有些会形成循环，也些会直直落入核心，然后孤独的绕着质量中心旋转。另一方面，由于和其他恒星的交互作用会使速度增加，有些恒星会获得足够脱离星团的能量，经过漫长的时间周期，会导致星团的溃散，这称为蒸发过程。典型的球状星团蒸发时间尺度为一百亿年(1010年)。 联星在星系中占有的数量极为庞大，几乎有一半的恒星是联星。球状星团的数值模拟显示，联星可能妨碍或改变球状星团核心崩溃的过程。当一颗在星团中的恒星与联星进行重力遭遇时，一种可能的结果是联星变得更为紧密，而动能被转移(加入)至这颗单独的恒星。当大质量的恒星在这种过程中被加速，他会减少核心的收缩，甚至终止核心的崩溃。 中间的形式 球状星团在分类上总是不很明确，并且有些会在别种类的目录中被寻获。例如，在南天的银河之中的BH 176，就兼具有疏散星团和球状星团的特性。 在2005年，天文学家在仙女座星系中发现一种全新的，非常像球状星团的星团类型。这新发现的星团拥有数万颗恒星，恒星的数量比球状星团少，但在其他方面却有球状星团的性质，例如恒星族和金属含量。但在其他特征又与球状星团有所区别－横跨数百光年－和低数百倍的恒星密度，因此星团内恒星间的距离也比球状星团远。由参数上来看，这种星团是介于球状星团(缺乏暗物质)和矮球星系(暗物质主宰)之间的。 还不知道这种星团是如何形成的，但也许和球状星团有所关联。为何M31有这种星团，但银河系却没有，原因也不清楚。也不知道其他的星系是否也有这种星团，但只有M31有这种特殊的星团也是不太可能的。 潮汐遭遇 当球状星团接近大质量物体时，例如星系核心，会引发潮汐力的交互作用。当大质量物体的重力在拉扯球状星团近端和远端的力量不同时，结果就会造成潮汐力。无论何时，每当星团通过星系的平面时，"潮汐震波"便会发生。 潮汐震波造成的结果是，一连串的恒星会从星团的晕中被扯出，只有星团核心的恒星会留在星团中。这些潮汐作用扯出的恒星可以在星团后面拖曳出好几度长，由恒星组成的星弧。这些星弧通常会沿着轨道散布在星团的前后，这些尾巴可能累积了大量的星团原始特性，并且形成有相似特征的丛集。 例如球状星团帕罗马 5，才在银河中通过轨道上的近星系点之后不久。一连串的恒星就沿着他的轨道前后方向延伸出去，距离远达13,000光年。潮汐的交互作用从帕罗马 5剥离了大量的质量，当它穿越星系的核心时，近一步的交互作用将把它转变成围绕着银晕的长串恒星链。 潮汐的交互作用增加了球状星团的动能，戏剧性的加大星团的蒸发率和缩小了体积。潮汐震波不仅剥离了球状星团外围的恒星，增加的蒸发率也加速了核心的崩溃。同样的物理机制也会作用在矮椭球星系，像是人马座矮椭圆星系，就是因为接近银河的核心才会被潮汐力扯裂的。 有许多球状星团是以逆形轨道绕着银河系运转。 星云 星云（源自拉丁文的：nebulae或nebulæ，与ligature或nebulas，意思就是云 pl.）是尘埃、氢气、氦气、和其他电离气体聚集的星际云。原本是天文学上通用的名词，泛指任何天文上的扩散天体，包括在银河系之外的星系（一些过去的用法依然留存著，例如仙女座星系依然使用爱德温·哈柏发现它是星系之前的名称，被称为仙女座星云）。星云通常也是恒星形成的区域，例如鹰星云。这个星云刻画出NASA最著名的影像：创生之柱。在这个区域形成的气体、尘埃和其他材料挤在一起，聚集了巨大的质量，这吸引了更多的质量，最后大到足以形成恒星。据了解，剩余的材料还可以形成行星和行星系的其它天体。 历史 存在于玛雅的证据显示，在望远镜发明之前就已经知道星云的存在。与天空中的猎户座有关的神话支持这一个理论：神话提到周围有着熊熊的炉火。 大约在西元150年，托勒密在他著作的天文学大成这本书的第7卷和第8卷写道：五颗星出现在云中。它还注意到在大熊座和狮子座存在着与任何星星都没有关联的云气。第一次真正的提到星云，有别于星团，是波斯天文学家Abd al-Rahman al-Sufi的恒星之书 (964)。他注意到在仙女座星系位置上的一朵小云。他还记录到船帆座ο的星群是是一个模糊不清的恒星，还有其它的天体，像是衣架星团，被阿拉伯和中国天文学家在西元1054年观测到的超新星SN 1054，创造的蟹状星云。 不知道是什么原因，Al-Sufi没有注意到猎户座星云，这个至少和仙女座星系同样著名的夜空天体，Nicolas-Claude Fabri de Peiresc在1610年11月26日，使用望远镜发现的猎户座星云。这个星云也在1618年被Johann Baptist Cysat观测过。然而，直到1659年克丽丝汀·惠更斯首度详细的研究猎户座星云，他还认为自己是发现这个星云的第一个人。 在1715年，爱德蒙·哈雷发表有六个星云的表，在1746年被Jean-Philippe de Cheseaux增加到20个（包括8个以前不知道的），并且这个数量在世纪中稳定的增加。从1751-1753年，在好望角编制了有42个星云的目录，其中大多数是以前不知道的。然后，夏尔·梅西耶在1781年编制了有103个星云的目录，虽然他这样做的目的是避免在搜寻彗星时误认了这些星云。 星云的数量在威廉·赫歇耳和他的妹妹卡罗琳·赫歇耳的努力下，数量有了大量的增加。他们一千个新星云和星团目录在1786年出版，在1789年出版了第二本，第三本也是最后一本，收录了510个在1802年出版。在做了这么多的工作之后，威廉·赫歇耳认为星云只是未能解析的星团。然而，他在1790年发现一颗被星云包围着的恒星，并得出这是一个真正星云的结论，而不是遥远的星团。 在1864年初，威廉·哈金斯检查了大约70个星云的光谱，他发现三分之一都有气体的吸收谱线，其余的则显示连续的光谱，因此认为包含了大量的恒星。在1912年，当Vesto Slipher显示包围着昴宿五的星云有着和疏散星团的昴宿星团一样的光谱之后，目录中添加了第三类星云：星云辐射的光是反射的星光。 Slipher和爱德温·哈伯继续收集许多弥漫星云的光谱，发现29个是发射光谱，和33个是与恒星一样的连续光谱。在1922年，哈伯，宣布几乎所有的星云都与恒星有着关联，并且是被恒星照亮的。他也发现有发射光谱的星云几乎都与光谱是B1或更热的恒星有关（包括所有O-型主序星），而与连续光谱星云有关的都是温度较低的恒星。哈伯和亨利·诺利斯·罗素两人都推论高温的恒星以某种方式改变了周围的星云。 形成 许多星云或恒星都是在引力坍缩的星际介质气体或ISM中形成的。当物质因为本身的重量而坍缩时，在中心可能会形成大质量的恒星，而且它们的紫外线辐射会造成周围的气体电离，使它们发射出可见光的波长。玫瑰星云和鹈鹕星云就是这种星云的例子。这些星云的小，就是所谓的电离氢区，会依据原来分子云的大小而有所不同。它们位于恒星诞生区，而形成的恒星经常是所知的那些年轻、松散的集团。 有些星云的形成是大质量、生命短暂的恒星发生超新星爆炸的结果。从超新星爆炸抛射出来的物质是被高能量电离的，而且它还会产生致密物质。在这之中，金牛座的蟹状星云就是最著名的例子。这个超新星事件发生在西元1054年，所以被标记为SN 1054，被创造的致密物质就是位于蟹状星云中心的中子星。 另一种可能形成的星云是行星状星云，这是低质量恒星生命的最后阶段，像是地球的太阳。质量上限大约是8-10倍太阳质量的恒星，会演化成为红巨星，并且外层的大气层在胀缩时，会以缓慢的速率流失质量。当恒星失去了足够的物质之后，它表面的温度会升高，而且它发射出的紫外线会使早先被抛出而环绕在周围的气体被电离。这种星云的97%是氢，3%是氦，其余的则是微量但可侦测到的物质。在这一阶段的主要功能是完成平衡。 星云的种类 传统的类型 星云传统上分为4种主要的类型（与恒星有关）。星系和球状星团以前也被认为是另一种星云，螺旋星云被用来解释星系的螺旋构造。 弥漫星云，其中包括暗星云、亮星云和反射星云。 行星状星云 超新星残骸 这样的分类并未包括所有已知的云状结构，像是赫比格-哈罗天体。 弥漫星云 Ω星云，是发射星云的例子。 马头星云，是暗星云的例子。 反射星云是在恒星的弥漫星云的例子。 大多数的星云都可以被描述成弥漫星云，这意味着它们是扩散的，没有明确的边界。在可见光下，这些星云可以再细分为发射星云和反射星云，这种分类法取决于我们看它是如何发光的。发射星云包含电离的气体（多数是氢离子），它们发射出谱线。这些发射星云经常被称为电离氢区；职业的天文学家经常使用HII来表示这些电离的氢。相对于发射星云，反射星云本身几乎不会产生可见光，他仅是反射邻近恒星的光。 暗星云也与弥漫星云相似，但它似乎既不发射也不反射任何光线，取而代之的是，它们是在更遥远的恒星前面或发射星云前面的黑暗云气。 虽然这些星云在可见光中有着不同的波长，但是它们的光源都来是红外线波长。这些辐射主要来是星云内部的尘埃。 行星状星云 猫眼星云，行星状星云的例子。 行星状星云是低质量渐近巨星分支的恒星转化成白矮星时，从外壳抛出的气体形成的星云。这些星云发射出的光谱类似于在恒星形成区域发现的星云所发出的光谱。技术上，因为多数的氢都是电离的，因此它们是HII区。但是，行星状星云的密度比恒星形成区的星云更高和更紧密。它们被称为行星状星云是因为天文学家初次看见这些天体时，认为这些星云像是行星的盘面，虽然它们与行星没有任何关联。相信我们的太阳在诞生120亿年后会成为其中的一员。 原行星云 红矩形星云，是原行星云的例子。 原行星云（PPN）是介于晚期渐近巨星分支（LAGB）阶段和随后的行星状星云（PN）阶段之间，当恒星快速的进行演化而短暂存在的一种天体。在AGB阶段，恒星经历质量的损失，释出由氢气形成的星周壳。当这个阶段结束时，恒星就进入PPN阶段。 PPN因为中心的恒星而充满活力，使它发射出强烈红外线辐射而成为反射星云。当来自中心被污染的恒星风形成和冲击外壳成为轴向对称的型式，同时生成快速移动的分子风。当PPN成为行星状星云的精确点取决于中央恒星的温度。PPN的阶段会持续至中心恒星的温度达到30,000K之后，这是热得足够使周围气体电离的温度。 超新星残骸 蟹状星云，超新星残骸的例子。 大质量恒星抵达生命的终点时会成为超新星。当在核心的核融合停止，恒星会坍缩。墬入内部的气体不是从核心被强烈的反弹就是获得大量的能量，因而导致恒星爆炸性的向外扩展。膨胀的气壳形成超新星残骸，一种特别的弥漫星云。虽然有许多可见光和X射线辐射源自超新星残骸电离的气体，但大量的电波发射是来自被称为同步辐射的非热辐射。这种辐射源自高速电子在磁场内的振荡。 著名的星云 蚂蚁星云 巴纳德环 回力棒星云 猫眼星云 蟹状星云 鹰星云 爱斯基摩星云 船底座η星云 螺旋星云 沙漏星云 马头星云 猎户座星云 鹈鹕星云 红矩形星云 环状星云 玫瑰星云 蜘蛛星云 星云表 古姆星表 RCW星表 沙普利斯亮星云表 弥漫星云 弥漫星云，意思是朦胧，云雾。弥漫星云没有规则的形状，也没有明显的边界。实际上，除环状对称的行星状星云外，所有的星云都可以称作形状不规则的弥漫星云。 弥漫星云平均直径大约几十光年，平均密度10-100原子/cm3。大多数弥漫星云的质量在10个太阳质量左右 弥漫星云多种多样大致可分为： 亮星云 发射星云 这类星云年轻热星，它们发出的紫外线辐射使云中的气体发生电离，星云也因此发出可见光。如猎户座大星云，巨蛇座的天鹰星云都属于发射星云。 反射星云 顾名思义，这种星云本身不发光，它的光亮是因对来自邻近恒星之光的反射。有名的反射星云如围绕金牛座中昴星团诸星的反射星云。 一些著名的亮星云 猎户座大星云（M42） 礁湖星云（M8） 鹰嘴星云（M16） 马蹄星云（M17） 三叶星云（M20） 玫瑰星云 暗星云 这些星云则表现为在较亮恒星或星云背景上的暗黑剪影，这些巨大的暗星云中没有星星，它们吸掉来自其后面远方天体发的光。著名的暗星云如马头星云，南十字座的煤袋星云，蛇夫座的蛇幢星云等。 发射星云 发射星云是能辐射出各种不同色光的电离气体云(也就是所谓的等离子)，造成电离的原因通常是来自邻近恒星幅射出来的高能量光子。这些不同的发射星云有些类型是H II区，也就是年轻恒星诞生的场所，大质量恒星的光子是造成电离的来源；而行星状星云是垂死的恒星抛出来的外壳被曝露的高热核心加热而被电离的。 通常，一颗年轻的恒星在诞生的过程中都会造成周围的部分气体电离，虽然只有质量大且热的恒星造成能造成大量的电离，但一群年轻的星团经常也可以造成相同的结果。 星云的颜色取决于化学组成和被电离的量，由于在星际间的气体绝大部分都是在相对下只要较低能量就能电离的氢，所以许多发射星云都是红色的。如果有更高的能量能造成其他元素的电离，那么绿色和蓝色的云气都有可能出现。经由对星云光谱的研究，天文学家可以推断星云的化学元素。大部分的发射星云都有90%的氢，其余的部份则是氦、氧、氮和其他的元素。 在北半球，最著名的发射星云是在天鹅座的北美洲星云(NGC 7000)和面纱星云(NGC 6960/6992)；在南半球最好看的则是在人马座的礁湖星云M8/NGC 6523和猎户座的猎户星云(M42)。在南半球更南边的则是明亮的卡利纳星云(NGC 3372)。 发射星云经常会有黑斑出现，这是云气中的尘埃阻挡了光线造成的。 发射星云和尘埃的组合经常会造成一些看起来很有趣的天体，而许多这一类的天体都会有传神或有比喻的名称，例如北美洲星云和锥星云。 有些星云是由反射星云和发射星云结合在一起的，例如三裂星云。 反射星云 女巫星云 （IC 2118），距离地球大约1,000光年，与猎户座的参宿七Rigel联系在一起，位于图的右上角，因在星云内的细小尘粒反射参宿七的光辉而明亮。星云呈现蓝色，不仅是因为反射参宿七的蓝光，还因为尘粒反射蓝光比反射红光更有效率。 反射星云，以天文学的观点，只是由尘埃组成，单纯的反射附近恒星或星团光线的云气。这些邻近的恒星没有足够的热让云气像发射星云那样因被电离而发光，但有足够的亮度可以让尘粒因散射光线而被看见。因此，反射星云显示出的频率光谱与照亮他的恒星相似。在星云中散射光线的是含碳的微粒（像是钻石尘粒）和其他成分的元素，特别是铁和镍，后二者经常会排列在星系磁场中，造成星光轻微的偏极化（Kaler，1998）。哈柏在1922年就区分出了这两种类型的星云。 由于散射对蓝光比对红光更有效率（这与天空呈现蓝色和落日呈现红色的过程相同），所以反射星云通常都是蓝色的。 反射星云和发射星云常结合在一起成为弥漫星云，例如猎户座大星云。 已知的反射星云大约有500个，其中最好看的就是围绕在昴宿星团周围的反射星云，在天空中同一个区域中还有蓝色的三裂星云。心宿二是非常红的一颗红巨星（光谱分类为M1），被一个巨大的红色反射星云围绕着。 反射星云通常也是恒星形成的场所。 在1922年，哈柏出版了他调查亮星云的结果，这工作的一个部份是反射星云的光度定律。他得到了反射星云视大小（R）和关联的恒星视星等（m）之间的关系： 5 log(R) = -m + k 此处的k是与测量仪器灵敏度相关的常数。 超新星遗迹 超新星遗迹（Supernova remnant，缩写为SNR）是超新星爆发时抛出的物质在向外膨胀的过程中与星际介质相互作用而形成的延展天体，形状有云状、壳状等，差异很大。截至2006年，已经在银河系中发现了200余个超新星遗迹，在大麦云、小麦云、M31、M33、蟹状星云 等邻近的河外星系中也有发现。 超新星遗迹的分类 超新星遗迹根据形态，可以大致分为三类：壳层型（S型）、实心型（F型或Plerionic，又称类蟹状星云型）和复合型（C型），三类超新星遗迹中发生的物理过程有很大不同。某些超新星遗迹兼具不同类型的特点，如SS 433所处的超新星遗迹W50（G39.7-2.0），因此在分类上具有很大的不确定性。 壳层型超新星遗迹最明显的特点是具有壳层结构，中央没有致密天体的辐射源。这一类在已发现的超新星遗迹中占到80%以上。著名的第谷超新星（SN 1572）、开普勒超新星（SN 1604）、SN 1006的遗迹都属于此类型。其壳层结构反映了超新星爆发时抛射出的物质与周围星际介质的相互作用。其光谱在X射线和光学波段大多具有热辐射的形式，在射电波段表现为非热幂率谱。 实心型超新星遗迹，又称类蟹状星云型，其原型是著名的蟹状星云。这一类超新星遗迹没有壳层结构，中央具有致密天体提供能量，其光谱在X射线和射电波段上均表现为非热幂率谱，是相对论性电子的同步辐射产生的。在20世纪70年代以前，这类超新星遗迹只发现了蟹状星云一个，70年代以后陆续发现3C58等也属于此类型。 复合型超新星遗迹结合了壳层型和实心型的特点，既具有提供能量的中央致密天体，又具有抛射物与星际介质作用形成的壳层结构，典型的天体是船帆座超新星遗迹。这一类超新星遗迹又可以分为热型和实心型两类，热型在射电波段表现为壳层状，在X射线波段表现为实心状；实心型在射电和X射线波段都表现为实心形态。 超新星遗迹的演化 实心型和复合型超新星遗迹都可以视作是由Ⅱ型超新星爆发产生的，其中心致密源是引力塌缩形成的，外部是否存在壳层主要取决于星际介质的密度。观测发现，第谷超新星遗迹和开普勒超新星壳层里都具有很强的中性氢巴耳末线系，证明它们是由Ⅰa型超新星爆发，即白矮星的热核爆炸产生的。 超新星遗迹的演化涉及到的过程非常复杂，还没有严格和普遍适用的理论模型。 暗星云 毫无疑问的，马头星云是最出名的暗星云。 暗星云是星际云（ interstellar cloud）的一种，他的密度足以遮蔽来自背景的发射星云或反射星云的光（像是马头星云），或是遮蔽背景的恒星（像是煤炭袋）。 天文学上的消光通常来自大的分子云内温度最低、密度最高部份的星际尘埃颗粒。大而复杂的暗星云聚合体经常与巨大的分子云联结在一起，小且孤独的暗星云被称为包克球。 这些暗星云的形成通常是无规则可循的：它们没有被明确定义的外型和边界，有时会形成复杂的蜒蜒形状。巨大的暗星云以肉眼就能看见，在明亮的银河中呈现出黑暗的补丁。 在暗星云的内部是发生重要事件场所，像是恒星形成和迈射。 行星状星云 行星状星云的形成 行星状星云或星状星云（Planetary nebula）是由某些类型的恒星在生命末期处于渐近巨星分支阶段时抛射出的离子态气体组成膨胀、发光外壳形成的一种发射星云。“行星状星云”这个名称起源于 18 世纪它们首次被发现时，因它们在通过小型光学望远镜观测时外观形似气态行星而得名；除此之外，它们和太阳系的行星毫无关联。行星状星云的寿命约数万年，和恒星通常数十亿年的寿命相比是一种相对较短暂的现象。 处于生命末期红巨星阶段的恒星，通过脉动和强大的恒星风将其表层抛射出去。失去了这些不透明的表层，炽热、明亮的核心发射出的紫外辐射将抛射出的表层电离，使其受到激发而显示出行星状星云的形态。 行星状星云在星系的化学演化中扮演关键角色。它们把物质回馈到星际物质中，使其如碳、氮、氧、钙等以及其它恒星核合成的重元素产物含量更加丰富。在遥远的星系中，行星状星云可能是唯一一种可以分辨出关于化学组成的有用信息的天体。 近年来，哈勃空间望远镜拍摄的图像显示许多行星状星云具有极端复杂而多变的形态。其中约五分之一接近球形，然而大部分都不是球对称的。形成如此丰富的形状和特征的机制尚未得到充分的认识，但是联星、恒星风和磁场都可能是原因之一。 观测 行星状星云通常比较昏暗，肉眼不可见。第一个发现的行星状星云是位于狐狸座的哑铃星云。夏尔·梅西耶在 1764 年首先观测到它并在他的《星云星团表》中记录为 M27。 对于只有低分辨率望远镜的早期观测者，M27 和此后发现的行星状星云形似诸如天王星的巨行星。天王星的发现者威廉·赫歇尔最终以“行星状星云”这个名称称呼它们，但现在我们知道它们与行星完全不同。 行星状星云的本质直到 19 世纪中的首次光谱观测之后才为人所知。威廉·哈金斯是最早通过棱镜分光对天体进行可见光研究的天文学家之一。 1864 年 8 月 29 日，哈金斯在研究猫眼星云时首次记录了一个行星状星云的光谱。他对恒星的观测显示它们的光谱是叠加了很多暗线的连续谱；随后他又发现许多诸如“仙女座星云”（当时认知如此）的星云状天体的光谱与此相当相似——这些“星云”后来都被证明是星系。 然而，在观测猫眼星云时，他发现了一种非常不同的光谱。猫眼星云和其他类似天体的光谱不是叠加了吸收谱线的坚实的连续谱，而是只有少数几条发射谱线。其中最亮的谱线对应的波长是 500.7 纳米，不属于任何已知的化学元素。起初，人们推测这条谱线可能对应一种未知的元素，并将这种元素命名为“缺字图片”（nebulium）——类似的想法在 1868 年太阳的光谱分析之后带来了氦的发现。 人们在从太阳光谱中发现氦之后不久就在地球上将它分离出来，却未能够分离出缺字图片。20 世纪初，亨利·诺利斯·罗素提出，500.7 纳米处的谱线不是一种新元素，而是处于不寻常状态的一种已知元素。 物理学家在 1920 年代证明，密度非常低的气体中的电子会填充离子和原子处于激发、亚稳态的能级；在密度上升之后，这些电子就会因为碰撞而迅速失去激发态。 从氮离子（N+）和氧离子（O2+ 即 OIII 以及 O+）的这种能级产生的电子跃迁就会导致包括 500.7 纳米在内的一些谱线 这些只能在密度非常低的气体发现的谱线被称为“禁线”。光谱观测于是就证明了星云是由极端稀薄的气体组成的。 行星状星云的中心恒星温度非常高。由于恒星只有耗竭了它的全部核燃料之后才能塌缩到那幺小的尺寸，所以行星状星云被认为是恒星演化的最后阶段之一。光谱观测表明所有的行星状星云都在膨胀中。这让人们认识到行星状星云是因为恒星在生命末期将其外层结构抛射进太空而造成的。 20 世纪末，技术进步进一步推动了行星状新云的研究。 空间望远镜使得天文学家可以超越可见光，研究在地面天文台检测不到的谱段（因为只有无线电波和可见光可以穿透地球大气）。对行星状星云的红外和紫外观测更准确地确定了它们的温度、密度和化学组成。 电荷耦合元件技术使得微弱的谱线得到比以前更精确的测量。哈勃空间望远镜也表明，尽管地面观测显示很多星云结构比较简单、规则，但是大气层以外的望远镜达到的极高光学分辨率则揭示出非常复杂的形态。 根据摩根—肯那光谱分类法，行星状星云属于 P 型，但是这在实务上并不常用。 起源 恒星在生命的大部分时间中都通过在其核心进行将氢转化成氦的核聚变反应来发光。核心聚变产生的向外压力和自身重力导致的向内压力相互平衡。 处于这个状态的恒星被称为主序星。 中低质量恒星核心的氢在它们成为主序星后数千万至数十亿年内耗竭，核心随之被重力压缩而升温。目前太阳的核心温度约为 1,500 万开尔文，但是当它的氢耗尽时，重力压缩将使其核心温度上升至 1 亿开尔文。 恒星的外层大幅膨胀，相对于核心的极高温度变得非常冷。恒星于是变成红巨星。核心持续收缩和升温，在其温度达到 1 亿开尔文时，氦核开始聚变成碳和氧。聚变反应的回复使得核心停止收缩。氦的燃烧很快形成一个由碳和氧组成的惰性核心，周围被两层分别燃烧氦和氧的外壳包围。在这个最后阶段，恒星在观测上是一颗红巨星，在结构上则是属于渐进巨星分支。 氦聚变反应对温度非常敏感，反应速率正比于 T40 即温度的 40 次方（在相对较低温度下）。这意味着温度上升 2% 就可以使反应速率成倍增长。这种条件使得恒星变得十分不稳定——温度的细小上升导致反应速率快速上升，放出大量能量，进一步使温度上升。氦燃烧层迅速膨胀，从而冷却，又使反应减速。脉动幅度逐渐加剧，最终将整个恒星大气抛射入空间中。 抛射出的气体在裸露的核心周围形成一层物质云。随着越来越多的大气被抛射出来，更深、更高温的层次被连续暴露出来。当外露表面的温度达到 30,000 开尔文，发射出的紫外光子就足以使抛射出的大气电离而发光。物质云就变成了行星状星云。 寿命 在渐近巨星分支（AGB）阶段之后，恒星演化过程中短暂的行星状星云阶段随着气体以每秒数千米的速度飘离中心恒星而开始。中心恒星是它的 AGB 前身的遗迹，是一个在 AGB 阶段失去了大部分氢外壳的处于电子简并态的碳氧核心。随着气体膨胀，中心恒星进行两阶段的演化。首先，它因为继续收缩而变热，在外壳中发生氢聚变，在氢外壳因聚变和质量损失耗尽之后，就开始慢慢冷却；然后，它的能量辐射殆尽，聚变反应由于本身质量不足以产生碳和氧发生聚变所需的温度而停止。在第一阶段中，中心恒星保持恒定的亮度，同时变得比以前更热，最终温度可以达到约 100,000 开尔文。在第二阶段，它最终会冷却不能释放出足够的紫外辐射来电离越发遥远的气体云。此时它就变成一颗白矮星，膨胀的气体云也变得不可见，演化的行星状星云阶段就结束了。 一个典型的行星状星云在其形成和与恒星复合之间约经过 10,000 年。 星系物质循环 行星状星云在星系演化扮演重要角色。早期的宇宙几乎完全有氢和氦组成，但是恒星通过核聚变产生更重的元素。行星状星云的气体因此含有大量诸如碳、氮、氧等元素。随着它们膨胀并和星际物质结合，星系物质中这些被天文学家统称为“金属”的重元素得到了丰富。 此后产生的恒星中这些重元素的初始含量会更高。尽管重元素仍然只占恒星很小的组成部分，它们对恒星的演化有重要的影响。形成较早、重元素含量少的恒星被称为第二星族恒星；更年轻、重元素含量较高的恒星被称为第一星族恒星。 特征 物理特征 一个典型的行星状星云直径约 1 光年，由极端稀薄的气体组成，密度一般在 100 至 10,000 个粒子每立方厘米之间.（对比之下，每立方厘米地球大气含有 2.5 × 1019 个粒子。）年轻的行星状新云密度最高，有时可以高达 106 个粒子每立方厘米。随着星云老化，它们的膨胀使得密度下降。行星状星云的质量在 0.1 至 1 倍太阳质量之间。 中心恒星的辐射把气体加热到约 10,000 开尔文。中心区域的气体温度通常比外围高很多，可达到 16,000 至 25,000 开尔文。中心恒星的周围经常被温度高达 1,000,000 开尔文的高温（冠状）气体填充。这些气体以中心恒星表面的快速恒星风的形式出现。 星云可以被描述成“物质受限”和“辐射受限”两种。前者没有足够的物质来吸收恒星发射的紫外光子，因此可见的星云是完全电离的；后者的中心恒星发射的紫外光子不足以电离周围的全部气体，电离的前沿只能向外扩散到围绕恒星的中性包围区域。 数量和分布 在银河系中 2,000 亿个恒星中约有 3,000 个已知的行星状星云。它们如此罕见的原因是它们短暂的寿命。它们主要分布在银道面上，以银心周围最为集中。 形态 全部行星状星云中只有约 20% 是球对称的（例如阿贝尔39），形态十分多样，有些非常复杂。不同的作者把行星状星云分类为恒星状、盘状、环状、不规则、螺旋状、双极、四极等等类型。但是其中多数都属于球形、椭球形和双极三种类型。最后一种类型的星云在星系盘面上最为集中，因此它们的前身通常是年轻的巨星恒星；另一方面，球形星云则多由类似太阳的年老恒星形成。 产生多样化的形状的部分原因是投影效应——同一个星云从不同的角度去观察会有不同外观。尽管如此，物理形态极大多样化的原因尚未得到完全的认识；如果中心恒星是一对联星，主星和伴星之间的重力相互作用有可能产生多种的形态；另一种可能性是行星在星云形成时阻断了离开恒星的物质流。目前已经确定大质量恒星更多地会产生形状不规则的星云。 2005 年 1 月，天文学家宣布首次检测到了两个行星状星云的中心恒星周围的磁场，并且假说磁场有可能是造成它们的特殊形状的部分或者全部原因。 星团中的行星状星云 目前已在 M15、M22、NGC 6441 以及帕罗马 6 四个球状星团中发现了行星状星云；但是，在疏散星团中尚未有建立在一组一致的距离、红移和径向速度基础上的确定的案例。M46 中的 NGC 2348 和 NGC 2818 中的同名星云常被善意地引用为这样的案例，然而它们都只是视线方向上的偶合，星团和星云各自的径向速度并不吻合。 部分地因为他们较小的总质量，疏散星团的重力内聚较弱。因此，疏散星团通常在相对较短的 1 亿至 6 亿年之后就会在包括外部重力影响的因素作用下分散。在异常情况下，疏散星团才可以保持超过 10 亿年。 理论模型预测行星状星云可以从质量在一至八倍太阳质量的主序星产生，因此它们的年龄超过 4,000 万年。虽然在这个年龄范围内有数百个已知的疏散星团，多种原因限制了在疏散星团中找到处于行星状星云阶段的恒星的机会。其中一个原因就是年轻星团中大质量恒星的行星状星云阶段的时间跨度只有数千年，这在宇宙的范畴里只是眨眼般的一瞬。 当前的行星状星云研究课题 行星状星云研究中的一个长期问题就是在多数情况下，它们的距离都未能精确的确定。距离最近的行星状星云可以通过测量它们膨胀视差确定它们的距离。时间相差数年的高分辨率观测可以显示出他们垂直与视线方向的膨胀，多普勒效应的光谱观测可以揭示它们在视线方向上的膨胀。将张角的扩大和推算出的膨胀速度进行比较就可以得出星云的距离。 星云形状多样性的产生原因是一个备受争议的课题。人们相信以不同速度离开恒星的物质之间的相互作用产生了大多数观测到的形状。然而，有些天文学家相信中心联星是更复杂、极端的行星状星云产生的原因。一些行星状星云已被证实拥有强大的磁场，一如 Grigor Gurzadyan 在 1960 年代所提出的假说。电离气体的磁相互作用可能是产生一些行星状星云的形状的原因。 确定星云中金属丰度有两种方法。它们以来与不同类型的谱线——复合线和碰撞激发线。这两种方法得出的结果之间有时会存在重大的差异。一些天文学家通过行星状星云内部细小的温度波动来解释这种现象；其他人则认为温度效应不能导致那么大的差异，并提出了存在氢含量非常低的低温扭结的假说。但是，这种扭结目前尚未被发现。 星系 星系一词源自于希腊文中的galaxias（γαλαξίας），广义可以是由无数的恒星系（当然包括恒星的自体）、尘埃（如星云）组成的运行系统。指参考我们的银河系，是一个包含恒星、气体的星际物质、宇宙尘和暗物质，并且受到重力束缚的大质量系统。 典型的星系，从只有数千万（10的7次方）颗恒星的矮星系 到上兆（10的12次方）颗恒星的椭圆星系都有，全都环绕着质量中心运转。除了单独的恒星和稀薄的星际物质之外，大部分的星系都有数量庞大的多星系统、星团以及各种不同的星云。 历史上，星系是依据它们的形状分类的（通常指它们视觉上的形状）。最普通的是椭圆星系，有着椭圆形状的明亮外观；漩涡星系是圆盘的形状，加上弯曲尘埃的旋涡臂；形状不规则或异常的，通常都是受到邻近的其他星系影响的结果。邻近星系间的交互作用，也许会导致星系的合并，或是造成恒星大量的产生，成为所谓的星爆星系。缺乏有条理结构的小星系则会被称为不规则星系。 在可以看见的可观测宇宙中，星系的总数可能超过一千亿（1011）个以上。 大部分的星系直径介于1,000至100,000 秒差距，彼此间相距的距离则是百万秒差距的数量级。 星系际空间（存在于星系之间的空间）充满了极稀薄的等离子，平均密度小于每立方米一个原子。多数的星系会组织成更大的集团，成为星系群或团，它们又为聚集成更大的超星系团。这些更大的集团通常被称为薄片或纤维，围绕在宇宙中巨大的空洞周围。 虽然我们对暗物质的了解很少，但在大部分的星系中它都占有大约90%的质量。观测的资料显示超重黑洞存在于星系的核心，即使不是全部，也占了绝大多数，它们被认为是造成一些星系有着活跃的核心的主因。银河系，我们的地球和太阳系所在的星系，看起来在核心中至少也隐藏着一个这样的物体。 特征 星系大小差异很大。椭圆星系直径在3300光年到49万光年之间；漩涡星系直径在1.6万光年到16万光年之间；不规则星系直径大约在6500光年到2.9万光年之间。 星系的质量一般在太阳质量的100万到1兆倍之间。 星系内部的恒星在运动，而星系本身也在自转，整个星系也在空间运动。传统上，天文学家认为星系的自转，顺时针方向和逆时针方向的比率是相同的。但是根据一个星系分类的分布式参与项目星系动物园的观察结果，逆时针旋转的星系更多一些。 星系具有红移现象，说明这些星系在空间视线方向上正在离我们越来越远。这也是大爆炸理论的一个有力证据。 星系在大尺度的分布上是接近均匀的；但是小尺度上来看则很不均匀。例如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。 观测简史 对我们自己的银河系和其他星系的调查开始于詹姆斯·毕倪和迈克尔·马黎·费尔德的报告书：星系天文学（Galactic astronomy）。 在1610年，伽利略使用他的望远镜研究天空中明亮的带状物，也就是当时所知的银河，并且发现它是数量庞大但光度暗淡的恒星聚集而成的。在1755年的一篇论文，伊曼努尔·康德，借鉴更早期由托马斯·怀特工作完成的素描图，推测（正确的）星系可能是由数量庞大的恒星转动体，经由重力的牵引聚集在一起，就如同我们的太阳系，只是规模更为庞大。恒星聚集成盘状，我们由盘内透视的效果，将会看成一条在夜空中的光带。康德也猜想某些在夜空中看见的星云可能是独立的星系。 在18世纪接近尾声时，梅西尔完成了梅西尔目录，收录了103个明亮的星云。不久之后，威廉·赫协尔也完成了收录多达5,000个星云的目录。在1845年，罗斯勋爵建造了一架新的望远镜，能够区分出椭圆星系和漩涡星系，他也在这些星云中找到了一些独立的点，为康得早先的说法提供了证据。但是，星云仍未能获得一致认同是遥远的星系，直到1920年代早期哈柏使用新的大望远镜才获得确认。哈柏分辨出漩涡星系外围中单独的恒星，并且辨认出其中有些是造父变星，因而可以估计出这些星云状天体的距离：她们的距离实在太远，以致不可能是银河系的一部分。在1936年，哈柏制定了现在被称为哈柏序列，并仍被使用的星系分类法。 第一位尝试描述银河系的形状和太阳位置的天文学家是威廉·赫协尔，他在1785年小心的计算天空中在不同区域的恒星数目，得到了太阳系在中心的椭圆星系的图像，这与1920年卡普坦得到的结果非常类似，只是比较小些（直径大约15,00秒差距）。哈洛·夏普利使用另一种不同的方法，建立在球状星团的分布上，得到了一幅完全不同的图像：一个直径约70,000秒差距的扁平盘状，而且太阳在远离中心的位置上。但两者的分析都没有考虑到星际尘埃在银河盘面上造成的光线的吸收的量；一旦罗伯特·朱利叶斯·庄普勒在1930年经由研究疏散星团确定了这个作用之后，我们现在所认知的银河系图样就浮现出来了。 在1944年，亨德力克·赫尔斯特预言氢原子会辐射出21厘米波长的微波，结果在1951年便发现来自星际氢原子的辐射线。这条辐射线允许对星系做更深入的研究，因为他不会被星际尘埃吸收，并且来自他的多普勒位移能够映射出星系内气体的运动。这些观测导致转动的假定，分辨出在星系中心的棒状结构，配合无线电望远镜，在其他星系的氢原子也能被追踪到。在1970年，维拉·鲁宾的研究发现星系可见的总质量（恒星和气体）不能适当的说明星系中气体的转动速度。如今星系自转问题已经用于解释未能观察到的大量暗物质。 从1990年代开始，哈柏太空望远镜提高了观测的效益，尤其是，他确认了神秘的暗物质不可能是在星系中的暗弱小天体。哈柏深空，对天空的一个区域进行极长时间的曝光，提供了宇宙中可能有多达1,750亿个星系的可能证据。在不可见光的光谱侦测技术上的改进（无线电望远镜、红外线摄影机、X射线望远镜），让人类可以见到连哈柏太空望远镜也看不见的其他星系。特别是，对天空中隐匿带（天空中被银河系遮蔽的部分）的星系巡天，揭露了相当数量的新星系。 星系分类 根据哈柏分类法，星系的类型E表示椭圆星系，S是漩涡星系，SB是棒旋星系。 星系主要分成三类：椭圆星系、漩涡星系和不规则星系。对星系类型更明确与广泛的描述会在哈柏序列的条目中叙述。因为哈柏序列是根据视觉的型态，他也许会错过某些星系的重要特征，例如恒星形成率（在星爆星系或活跃星系的核心）。 椭圆星系 哈柏分类法根据椭圆星系椭率的估计进行分类，从E0，接近圆形的，到E7，非常瘦长的。这些星系，不论视线的角度是如何，都有着椭圆形的外观。她们看似没有任何的结构，而且相对来说星际物质的成分也很少。通常这些星系会有少量的疏散星团和少量新形成的恒星，取而代之的是老年的，与以各种不同方向环绕星系的中心，已经成熟的恒星为主。她们的一些性质类似小了许多的球状星团。 大部分的星系都是椭圆星系，许多椭圆星系相信是经由星系的交互作用，碰撞或是合并，产生的。她们可以长成极大的体积（与漩涡星系比较）而且巨大的椭圆星系经常出现在星系群的中心区域。星爆星系是星系碰撞后的结果，可能导致巨大椭圆星系的形成。 漩涡星系 在漩涡星系，螺旋臂的形状近似对数螺线，在理论上显示这是大量恒星一致转动造成的一种干扰模式。像恒星一样，螺旋臂也绕着中心旋转，但是旋转的角速度并不是常数，这意味着恒星会穿越过螺旋臂，螺旋臂则是高密度区或是密度波。当恒星进入螺旋臂，他们会减速，因而创造出更高的密度；这就类似波将在高速公路上的车速延缓一样。螺旋臂能被看见，是因为高密度促使恒星在此处诞生，因而螺旋臂上有许多明亮和年轻的恒星。 我们自己的星系，银河系，有时就简称为银河，是一个有巨大星系盘的棒旋星系，直径大约三万秒差距或是十万光年，厚度则约为三千光年；拥有约三千亿颗恒星(3×1011)和大约六千亿颗太阳的质量。 矮星系 尽管椭圆星系和漩涡星系是很明显与突出的，宇宙中大部分的星系都是矮星系，这些微小的星系都不到银河系百分之一的大小，只拥有数十亿颗的恒星。许多矮星系可能都会环绕着单独的大星系运转，我们的银河至少就有一打这样的矮星系。矮星系依样可以分成椭圆、螺旋和不规则。因为矮椭圆星系外观上与大的椭圆星系有一点相似，因此她们经常被称为矮球状星系来取代。 活跃星系 有部分被我们观察到的星系被分类为活跃星系，也就是说，来自星系的总能量除了恒星、尘埃和星际介质之外，还有另一个重要的来源。像这样的活跃星系核的标准模型，根据能量的分布，认为是物质掉落入位在核心区域的超重质量黑洞造成的。 以X射线的形式，辐射出高能量的星系被分类为赛弗特星系、类星体、或蝎虎BL类星体。从由核心喷发出的相对论性喷流发射出无线电频率的活跃星系被分类为电波星系。在统一场论的星系模型中，这些不同类的星系被解释为从不同角度观察所得到的结果。 大尺度结构 非常少数的星系是单独存在的，这些通常都被认为是视场星系。许多星系和一定数量的星系之间有重力的束缚。包含有50个左右星系的集团叫做星系群，更大的包含数千个星系，横跨数百万秒差距空间的叫做星系集团。星系集团通常由一个巨大的椭圆星系统治著，他的潮汐力会摧毁邻近的卫星星系，并将质量加入星系中。超星系集团是巨大的集合体，拥有数万个星系，其中有星系群、星系集团和一些孤单的星系；在超星系集团尺度，星系汇排列成薄片状和细丝，环绕着巨大的空洞。在上述的尺度中，宇宙呈现出各向同性和均质。 我们的银河是本星系群中的一员，相对来说是一个直径大约1022百万秒差距的小星系群。银河和仙女座星系是这个群中最大的两个星系，许多其他的矮星系都是这两个的卫星星系。本星系群是以室女座星系团为中心的巨大星系群与星系集团集合体的一部分。 星系在宇宙中呈网状分布。从大尺度看，星系包围着一个个像气泡一样的空白区域，在整体上形成类似蜘蛛网或神经网络的结构，称之为宇宙大尺度分布。 星系的形成和演化 星系之形成和演化向来都众说纷纭，有些已经被广泛接受，但仍然有不少人质疑。 星系的形成包含了两方面，一是上下理论，二是下上理论。上下理论是指：星系乃由一次宇宙大爆炸中形成，发生在数亿年前。另一个学说则是指：星系乃由宇宙中旳微尘所形成。原本宇宙有大量的球状星团（globular cluster），后来这些星体相互碰撞而毁灭，剩下微尘。这些微尘经过组合，而形成星系。 虽然在今时今日，关于星系形成的学问有不少人质疑，但大抵在星系形成研究方面，随着研究的深入，已伸展至星系演化方面。在天文物理学中，有关星系形成和演化的问题有： 在一个均质的宇宙中，我们是否居住在一个独特而与众不同的场所？ 星系是如何形成的？ 星系是如何随着时间改变的？ 星系分类 在天文学中，星系的分类主要是根据星系的外观在整体上呈现出的型态，分为椭圆星系、螺旋星系、或棒旋星系（闩状星系），而且可以更进一步的的标示出各类星系的特性。例如，椭圆星系的外观扁平度，旋涡星系的旋涡数目或棒闩的特性。这种星系分类称为哈柏音叉图或哈柏序列 哈柏序列 哈柏序列是哈柏在1936年提出的星系分类，由于它的图形表示法很像音叉的形状，所以也称为哈柏音叉图。 "哈柏音叉图"由左方的开始，椭圆星系是他的基础，依照外观的扁平程度从E0至E7，"E" 代表是椭圆，数字是椭圆的程度，0是球形的，也可以当作是巨大的球状星团，7是像铁饼的形状。专业上的说法是以扁率的十分法中所占的乘数，例如，E7的椭圆星系扁率是0.7。 在椭圆星系之后，图形分为二支，在上面的分支是螺旋星系，从S0开始，也称为透镜星系，"S" 的意思是旋涡，"0"则表示没有旋臂，下标的数字表示盘面上因为尘埃的遮蔽会造成深刻的吸收条纹，影响到星系的外观。在这个分支上还有3种形式，都有旋悬臂的结构，"S"代表相同的意义，但后面跟随的小写字母则表示旋臂的状态。从"a" 到 "d" 的涵义如下： Sa – 旋臂紧缠且光滑，中心的核心明亮。 Sb – 旋臂比较明确，但比Sa的松散。 Sc – 旋臂比Sb更为宽松。 Sd – 旋臂非常宽大，而且比核心明亮。 在下面的分支称为棒旋星系，代表的符号是"SB"。这个分支的星系以SB0开始，下标的数字表示表示短棒状结构的明确程度，在这个分支下的星系都以"SB"来标示，后随的字母也是表示短棒状结构的明确程度。他的范围是从"a" 到 "c"，字母的涵义如下： SBa – 有明亮的核心和紧缠的旋臂。 SBb – 旋臂比SBa更明确，但结构较松散。 SBc – 旋臂更加松散，而且中央的核心也较为黯淡。 我们的银河系现在被认为是SBb的棒旋星系，在过去，则被归类为Sb，与巨大的仙女座大星系属于同一类。 与一般看法不同的是，星系的音叉图并不能表示星系的发展（演化），例如S0的星系不能分为两个分支，一支发展出正规的螺旋星系，另一支则发展成棒旋星系。换言之，螺旋星系或棒旋星系都不是由椭圆星系演化过来的。 星系的分类如下： 椭圆星系 (E0-7)：外观是椭圆形，恒星的分布是均匀的。数字代表星系的扁平程度，E0的椭圆星系外观几乎是圆形的，而E7则非常的扁平。数字只是代表这个星系出现在天空中的形状，与真实的几何形状无关。 透镜星系 (S0和SB0)：外观上是碟状的结构，中心的核球突起并向外投射光辉，但是没有旋臂的结构。 螺旋星系 (Sa-d)：中心有核球凸起，向外发散的盘面中有旋臂的结构。旋臂以核球为中心环绕着，最紧密的是Sa，依序逐渐松散（Sc和Sd），字母也代表着核球的光度逐渐减弱。 棒旋星系 (SBa-d)：与漩涡星系有着相似的分类，但是旋臂不是由核球伸展出来，而是由穿过核球的棒子末端伸展开来，好像是系在指挥棒末端的缎带。同样的由SBa 到SBd 也代表者旋臂逐渐松散与核心光度的转暗。 不规则星系 (Irr)：似乎有旋臂结构但被扭曲变形的是第一型（Irr I），不能归类至任何类型的就属于第二型（Irr II）。 哈柏序列是建立在由当时的望远镜所所拍摄的星系照片上。起初，他相信椭圆星系是早期的星系型态，然后可能转变成螺旋或棒旋星系。我们现在则认为该倒过来解释星系的发展。但是，早期的错误已经深植在天文学家的专业术语中，所以现在依然根据图中的位置，将左边的星系称为早期形，图右边的称为晚期形。 更现代的观测提供了更多这些类型的讯息： 椭圆星系的气体和尘埃的含量较低，并且主要的恒星都是老年的恒星。 螺旋星系有丰富的气体和尘埃，并且老年和年轻的恒星大量的混杂在一起。 不规则星系几乎都是气体、尘埃和年轻的恒星。 由这些，天文学家建立了星系演化的理论，认为椭圆星系事实上是由螺旋星系彼此或和不规则星系碰撞后才产生的，那些被剥离的大量气体和尘埃就成为在随机轨道上运转的恒星。参考星系诞生和演化。 佛科留斯系统 佛科留斯系统是由哈柏序列发展出来并被广泛使用的星系分类法。两者之间最主要的区别是在螺旋星系的分类上。在哈柏的分类中主要是依据旋臂缠绕的松紧和棒状的结构两项特征；迪·佛科留斯则加上了第三项特性：内部的环。 旋臂：星系的分类从E，经过S0与其他的形态，到Im。 棒闩：星系的分类为A（一般的）或B（棒状结构），介于两者之间的则以AB galaxies are described as being A (ordinary), B (barred), or AB (intermediate). 环圈：星系的分类为s（没有环圈），r（有环圈），或sr（环圈不完整）。 因此，一个星系可以被分类为SAB(rs)c – Sc，意思是棒闩不明显，环圈也不明确的旋涡星系。 通常，de Vaucouleurs的系统在三度空间的图形中才能清楚的呈现，以X轴表示旋臂，棒闩在Y轴，环圈是Z轴。对旋臂所作的横断面（例如：Sb）将显示在二度空间中的棒闩（Y轴）和环圈（Z轴）的状态。 耶基斯（或摩根）分类 耶基斯分类依据星系的形状和恒星光谱，真实的和显而易见的，以及中心的凝聚度。 光谱类型 注释 a 显著的A 恒星 af 显著的A-F恒星 f 显著的F恒星 fg 显著的F-G恒星 g 显著的G恒星 gk 显著的G-K恒星 k 显著的K恒星 星系形状 注释 B 棒旋星系 D 对称的旋转没有显著的旋涡或椭圆结构 E 椭圆的 Ep 椭圆和尘埃吸收 I 不规则 L 表面亮度低 N 小而亮的核心 S 旋涡 倾斜度 注释 1 "面对"的星系 2 3 4 5 6 7 "侧面"的星系 所以，举例如下：仙女座星系的分类为kS5。 椭圆星系 椭圆星系（Elliptical galaxy）是哈柏星系分类中的一种类型，具有下列的物理特征： 恒星的运动是以不规则的运动为主，不同于漩涡星系的以自转运动为主，只有少许的不规则运动。 只有少许的星际物质、年轻的恒星很少、疏散星团的数量也不多。 恒星多是年老的，属于第二星族的恒星。 较大的椭圆星系，都有以老年恒星为主的球状星团。 椭圆星系的传统形象是最初的爆发之后，恒星形成过程已经结束的星系，只留下衰老中的恒星仍在闪烁著光辉，但偶尔仍会有少量的恒星形成。通常，椭圆星系看起来是黄色或红色，与在旋臂上有高热的年轻恒星，发出淡蓝色调的螺旋星系对比有很大的差异。 椭圆星系的质量和尺度有很大的范围：小到只有一万秒差距到大过十万秒差距，质量从107到接近1013太阳质量。最小的矮椭球星系可能不会比典型的球状星团大，但因为拥有相当数量的暗物质，所以不能归类为星团。大部份这些小的椭圆星系都与其它的椭圆星系没有关联性。已知最大的单一星系M87（NGC4486）是椭圆星系。椭圆星系的尺度比任何其他种类的星系都更为宽广。 椭圆球的形状曾经被认为是球体被拉长的程度不同所造成的，所以哈柏星系分类将椭圆星系依照扁率从非常接近球状的E0，到非常扁平的E7。现在则认为椭圆星系的扁平率都相差不大，哈柏分类上的差异只是观测的角度不同造成的结果。 椭圆星系有两种不同的物理类型："盒状的"巨大椭圆星系，是因为有些区域的不规则运动（非对称的随机运动）比其他的区域明显造成的；和"盘状的"普通大小和低亮度，有着各项同性的随机运动，并且被星系自转拉平的椭圆星系。 矮椭圆星系 可能不是真的椭圆星系，她们的一些特征像是不规则星系与晚期的旋涡星系，许多天文学家现在因此称呼她们为“矮椭球”（注意：这仍然是有争议的题目）。 椭圆形和星系盘的核心突起有相似的特征，并且一般都视为相同的物理现象。椭圆星系倾向集中在星系团的核心和存在于紧密集团的星系。 最近的一些观测发现少数的椭圆星系中存在着蓝色的年轻星团，这可以解释为星系的发展和演变中发生星系合并的现象。目前的想法是：椭圆星系是两个形态可能不同，但质量相当的星系发生碰撞与经历长期合并作用的结果。 这种型态的星系合并在早期应该是很普遍的现象，而且发生的频率比现在高。较小的星系合并涉及两个质量非常不同的星系，并且椭圆星系的质量是没有限制的。例如，我们的银河系现在正在合并一个小的星系（人马座矮星系）。 椭圆星系的例子 M32 M49 M59 M60 (NGC 4649) M87 (NGC 4486) M89 M105 (NGC 3379) M110 旋涡星系 旋涡星系(Spiral Galaxy)是由大量气体、尘埃和又热又亮的恒星所形成，有旋臂结构的扁平状星系，有下列结构特征： 有相当大的总角动量 中心有核球的结构，被周围的星系盘环绕着。 核球类似椭圆星系，有许多老年属于第二星族的恒星，并且通常会有超重黑洞隐藏在中心。 星系盘是扁平的，伴随着星际物质、年轻的第一星族恒星、和疏散星团，共同绕着核球旋转。 旋涡星系的名称来自由核球向外成对数螺旋在星系盘内延展，并有恒星形成的明亮螺旋臂。虽然有时很难辨明，例如螺旋臂有丛生的絮结时，但螺旋臂相对的可以区分出有星系盘结构却没有螺旋臂的透镜星系。 旋涡星系的星系盘外通常会有庞大的球形星系晕包围着，其中主要的成员是年老的第二星族恒星，也有许多被聚集在环绕着星系核的球状星团内。 我们的星系，银河系，长久以来都被认为是旋涡星系，以哈柏分类法归类为Sbc，但最近来自史匹哲太空望远镜的观测却显示应该是棒旋星系，重新分类为SBb。 螺旋结构的起源 贝蒂尔·林德布拉德是研究螺旋臂形成的先驱，他意识到恒星要恒久保持螺旋臂的形状会遭遇到"缠绕困境"而难以维持住，因为星系盘中天体的环绕速度会随着至中心的距离而变化，一条向外辐射出的臂(像车轮的辐条)很快就会因为星系的自转弯成弧线。星系只要自转几周之后，螺旋臂的曲率就会增加至紧紧缠绕着星系的核球。但观测到的却不是如此。 第一个令人可以接受的理论是林家翘与徐遐生两人在1964年发明的，他们建议螺旋臂只是螺旋密度波的显示。他们假设恒星在细长的椭圆轨道上并且原来的轨道方向是互有关联的，也就是说，椭圆以很平顺的方式随着与核心距离的增加逐渐改变了他们的方向。这就是图中所说明的，很清楚的观察到椭圆轨道在某些区域紧密结合在一起的“现象”就是螺旋臂。因此恒星并不是永远保持在我们现在所看见的位置，他们只是在轨道上移动时经过螺旋臂。 二择一的另一个被推荐的假说是星系的运动造成恒星陷入波浪中，因为形成时最亮的恒星也会最快死亡，便会在波的后方形成黑暗的区域，因而使得波被看见。 结构 螺旋臂 螺旋臂是由星系的核心延伸出来的漩涡和短棒组成的区域。这些长且薄的区域类似漩涡，此种星系也因此而得名。 螺旋臂的存在曾经令科学家大惑不解，因为在星系旋转时，星系最外围(边缘)的恒星运动得比接近中心的恒星更快。事实上，螺旋臂并不是恒星运动造成的结果，但是密度波会导致恒星形成。因此，螺旋臂因为有年轻的恒星而显得明亮(并且本来质量大、明亮的恒星存活的时间不长)，不是因为恒星的运动造成螺旋臂。 星系核球 核球是巨大的，由恒星紧紧的包裹而成的集团，普遍的存在于绝大多数旋涡星系的中心。 旋涡星系的核球通常由第二星族的恒星组成，又小、又红也较老。这是因为这些恒星全都是与星系同时诞生的，都已经有数十亿的年龄，只有小的红色星能活的如此久。 许多核球被认为在核心有超重黑洞寄宿著，这些黑洞虽从未被直接观察到，但许多都能间接的证明存在。 一些核球有第一星族的恒星，蓝色、年轻的恒星，或是两者混合在一起，虽然离完全了解还有很长的距离，通常都认为这是与其他星系产生交互作用的证明，例如星系吞噬，将新的气体送到中心并且造成恒星的形成。 核球有些特性与椭圆星系相似(缩减至较低的质量和光度)。 星系的扁球体 旋涡星系中大多数的恒星，不是紧挨着星系盘唯一的平面，就是围绕着星系的核心(核球)在常规的轨道上运行，再不就是聚在扁球体星系的扁球体上绕着星系核心转。 然而，这些形成的扁球晕或星系扁球体，都朝向星系的中心集中。对这些星群的轨道仍有争议，他们的方向有顺时针也有逆时针，或许并合著高倾斜角的轨道，或是在不规则的轨道上运行，不一而足。晕中的恒星或许是来自外面的，或是因为星系吞噬而来自其他的星系。例如，人马座矮椭球星系是银河系正在进行星系吞噬的对象，观测显示银晕中的一些恒星就来自这个星系的扁球体。 不同于星系盘，星系晕中的星际尘埃似乎是自由的，进一步的比对，晕中的恒星都是第二星族的，非常老，金属含量也远比在星系盘中的亲戚第一星族的低(比较像核球的)。星系晕中也有许多的球状星团。 晕中的星在运行中偶尔也会穿越过星系盘，一些在太阳附近的红矮星就被认为是属于星系晕的成员，例如卡普坦星和Groombridge 1830。由于他们环绕星系中心的运动是不规则的，这些恒星经常会呈现出异常的自行现象。 例子 三角座星系(M33) 涡状星系(M51) 仙女座星系(M31) 向日葵星系 棒旋星系 棒旋星系指的是中间具有由恒星聚集组成短棒形状的螺旋星系。大约三分之二的螺旋星系是棒旋星系。短棒通常会影响在棒旋星系里的恒星与星际气体的运动，它也会影响旋臂。棒旋星系的旋臂则看似由短棒的末端涌现。而在普通的螺旋星系，恒星都是由核心直接涌出的；在星系分类法以符号SB表示。 例子 名称 类型 所属星座 Dwingeloo 1 SBb 仙后座 M58 SBc 室女座 M91 SBb 后发座 M95 SBb 狮子座 M109 SBb 大熊座 Maffei 2 SBb 仙后座 银河系 SBbc （我们自身所属星系） NGC 55 SBc 鲸鱼座 NGC 1300 SBbc 波江座 NGC 1365 SBc 天炉座 NGC 253 SBc 玉夫座 M83（南风车星系） SABc 长蛇座 矮星系 矮星系是由数十亿颗恒星组成，一种比较小的星系，比我们银河系有二千至四千亿颗恒星少了许多。大麦哲伦星系，大约有300亿颗恒星，当在讨论在银河系周围的星系时，有时也会被归类为矮星系。 在本星系群有许多的矮星系：这些小星系多数都以轨道环绕着大星系，像是银河系、仙女座星系、和三角座星系。 银河系有14个已知的矮星系环绕着，参考银河系有更多的资料。 矮星系有许多不同的分类法： 椭圆星系: 矮椭圆星系 （dE）和次分类矮椭球星系（dSph） 不规则星系: 矮不规则星系 (dI) 螺旋星系: 矮螺旋星系 哈比星系是用来描述更小和更暗淡的星系。 部分矮星系的列表 宝瓶座矮星系 大犬座矮星系 I Zwicky 18 IC 10 大麦哲伦星系 NGC 1569 NGC 1705 飞马座矮不规则星系 凤凰座矮星系 人马座矮椭球星系 人马座矮不规则星系 玉夫座矮星系 玉夫座矮不规则星系 六分仪座 A 六分仪座矮星系 小麦哲伦星系 杜鹃座矮星系 小熊座矮星系 Willman 1 船底座矮星系 天龙座矮星系 天炉座矮星系 星暴星系 星暴星系是在比较星系的恒星形成速率时，其形成速率比大多数的星系都要高出许多的一种星系。通常在两个星系过度靠近或发生碰撞之际，会有爆发性的恒星形成。在这种星系中，恒星形成的速率是很惊人的，如果要持续这种速率，要供应恒星形成所储存的气体，在远短于星系的动力生命期内就会耗尽。基于这个原因，星爆过程被假设为短暂时期的现象，最出名的星暴星系是M82、NGC 4038/NGC 4039和IC 10。 星暴的定义 星暴星系有几种不同的定义存在，但是没有一个是严谨到足以让所有的天文学家都能接受。然而，许多学者都同意定义必须与下面这三个要件有所关联： 1.星系目前将气体转化成恒星的速率（恒星形成率，SFR）。 2.可以用于形成恒星的气体数量。 3.是以星系的年龄或自转周期做为比较的时标。 常用的定义包括： 现行的SFR与持续的恒星形成，将在远短于宇宙年龄（哈柏时间）的时间内耗尽可用于形成恒星的气体。这有时是指"真实"的星暴 现行的SFR与持续的恒星形成，将在远短于星系动力生命期（或是碟状星系的一个自转周期）的时间内耗尽可用于形成恒星的气体。 现行的SFR，经过归算之后远大于整体一致平均的SFR。这个比率会参考到恒星的出生率参数 星暴的触发机制 基本上要引发星暴，必须要在很小的体积内集中大量低温的气体。虽然确实的机制还未能充分的了解，但这样的集中和扰动被强烈的怀疑只能在大范围的，整个星系合并的状态下才能发生。 长久以来的巡天观测显示，有碟状的星暴星系通常都是成对的交互作用或合并的星系，它也显示即使在目前没有实际合并的星系之间的交互作用，也会触发不稳定的转动模式，像是不稳定的短棒，会造成气体向核心汇集，在接近星系核心的部份引起星爆。 星暴的形式 因为星暴星系本身已经是一种特殊的星系，因此要具体的区分出星暴的类型是很不容易的。星暴可以发生在碟状星系，和不规则星系中经常出现和散布在不规则星系内的节点。然而，还是有几种不同类形的星暴在星系天文学家的研究下被区分出来： 蓝致密星系 (BCGs)： 这些星系通常是低质量、低金属量和无尘埃的天体。因为它们没有尘埃和拥有大量高温、年轻的恒星，因此在光学上通常呈现蓝和紫外的颜色。起初，为了解释低金属量的性质，这些蓝致密星系被认为是真正年轻的星系，还在形成第一代恒星的过程中。但是在蓝致密星系内发现许多老年的星族，并且高效率的混合也能解释尘埃的缺乏和低金属量的现象。多数的蓝致密星系被认为是近期合并和（或）交互作用展现出的特性。被仔细研究过的BCG有 IZw18（已知金属量最低的星系）、ESO338-IG04和Haro11。 极亮红外星系 (ULIRGs)：这些星系通常是有非常多尘埃的天体，因此，紫外线辐射被遮蔽使得恒星的光度变得黯淡，但是在波长100毫米附近以红外线的形式被吸收和再辐射，这解释了极亮红外星系特别红的原因。虽然不能肯定紫外线辐射纯粹都是由恒星形成引起的，并且有些天文学家相信极亮红外星系提供了活跃星系核(AGN) 的动力（至少是一部分）。X射线的观测能够贯穿极亮红外星系厚重的尘埃，认为许多星暴星系都是双核心的系统。借由这样的支持，由星系合并触发了星爆，为极亮红外星系提供了主要动力来源的假说。已经被详细研究的极亮红外星系包括阿普 220。 沃夫－瑞叶星星系：星系的成员有一大部分都是明亮的沃夫-瑞叶星。 星暴的要素（成因） 首先，星暴需要有大量可以形成恒星的气体，爆炸也许是因为与另一个星系接近或遭遇而被触发（像是M81/M82），或是与其它的星系碰撞（像触须星系），或是其他的程序使物质受力而进入星系的核心（像是星棒）。 在星暴的内部是一种极端的环境。大量的气体聚集意味着大质量恒星的形成，年轻、炙热的恒星造成气体的游离（许多环绕着恒星的氢将形成电离氢区。炙热的恒星组成的集团称为OB星协，这些恒星的燃烧非常快也非常明亮，并且很就会发展成为超新星，爆炸然后进入恒星生命的终点。 在超新星爆炸之后，抛射出的物质膨胀并形成超新星残骸。这些残骸与周围星爆（星际介质）的环境互动，可以成为天然的迈射。 研究邻近的星暴星系能够协助我们推断星系形成与发展的历史。有许多非常遥远的星系看起来都像是星暴星系，例如在哈柏深空有许多都是星暴星系，但是因为太遥远而无法做任何详细的研究。研究附近的例子和探索他们的特征，而当我们看见这些来自遥远的星光，是来自更加年轻的宇宙，可能可以让我们推想出宇宙早期发生的事情（参见红移）。很不幸的，在我们邻近的宇宙中星暴星系似乎非常罕见，而距离越远越为普通 － 表示他们多数都出现在数十亿年前。所有的星系都比现在要接近，因此彼此之间的重力也比较能相互影响。在膨胀的宇宙中演变与发展的星系，越频繁的遭遇越能造成更多星系的星暴。 著名的星暴星系 M82是典型的星暴星系，它大量的恒星形成归因于与邻近的螺旋星系M81遭遇。由无线电望远镜描绘的图显示出两个星系有大区域的接触 streams of neutral hydrogen，这也是遭遇的结果。M82的中央地区的电波观测图也显示有大量年轻的超新星残骸，这些都是星爆创造出来的质量较大的恒星结束生命之后留下来的。触须星系是另一个著名的星爆系统，在1997年释出的影像哈柏影像令人震惊。 活动星系核 活动星系核（active galactic nucleus，缩写为AGN）是一类中央核区活动性很强的河外星系。这些星系显得比普通星系活跃，在从无线电波到伽玛射线的全波段里都发出很强的电磁辐射，光度大约在1036-1041J/s之间，人们将它们称为活跃星系。活跃星系核是这些星系明亮的核心部分，尺度通常在1光年上下，只占整个活跃星系的很小一部分。但由于其光度大大超过宿主星系，因此活跃星系核通常也指整个活跃星系。另外亦有研究显示活跃星系核的能量可能源自星系碰撞。 1960年代类星体发现以来，又相继发现了许多具有类似特征的天体，都是系外星系，统称为活跃星系核。 共同观测特征主要有： 明亮的致密核区； 光谱具有很高的红位移，表明距离远在宇宙学尺度上，同时光度很高，远远高于普通的星系。 具有快速的光变，光变时标从数小时到到数日不等，显示其尺度只占整个星系的很小一部分。 光谱中有非常宽的发射线； 具有非热辐射谱； 具有光学或射电的喷流现象。 几十年来发现的活动星系核种类繁多，包括西佛星系、类星体、射电星系、蝎虎座BL型天体等，而且不同种类之间观测特征相互混杂。长期以来人们一直对它们的机制和演化感到困惑，投入了大量的人力物力进行研究，使得活动星系核成为20世纪90年代以来天文学最热门和最活跃的研究领域之一。目前得到广泛接受的观点认为，活动星系核由超大质量黑洞和吸积盘构成。依据理论和观测研究，人们建立了活动星系核标准模型，即中央是一个黑洞，周围的物质受到引力作用下落，在黑洞周围形成了吸积盘。由于耗散作用气体被加热到很高的温度，并逐渐下落到黑洞中央，并且形成了沿吸积盘法线方向的喷流。活动星系核的观测特征主要依赖于中心黑洞、吸积盘的特征以及视线方向。 活跃星系核的分类 各种活动星系核的观测特征依赖于所采用的观测手段，而不是活动星系核本身。因此各种活动星系核特征往往相互混杂在一起。虽然如此，它们大体上可分为如下几类： 类星体（QSO）：具有非常大的红移，光度很高，光谱中有发射线，可见光波段为幂律谱，多数有X射线辐射，少部分具有很强的射电辐射。其中有强烈射电辐射的称为射电噪(radio loud)类星体，射电辐射很弱的称为射电宁静(radio quiet)类星体(QSOs)，也有人用Quasar表射电噪类星体。 西佛星系（Seyfert galaxies）：最早被证认的活跃星系核。特点是核的亮度高，具有强的高电离发射线，谱线很宽，强大、变化的X射线，很强的红外辐射，大部分为漩涡星系，也有不规则星系。根据发射线的宽度、形状可分为Ⅰ型和Ⅱ型，Ⅰ型塞弗特星系具有宽的发射线，Ⅱ型只具有窄的发射线。进一步还可以划分成1.5、1.8、1.9等类型。 窄线X射线星系（NLXG）：具有高电离发射线，类似塞弗特星系，但光度较低。被认为是光谱受到星系内尘埃消光的塞弗特星系。 低电离核区（LINER）：核光度比较低，具有低电离的核发射线区，有时发现为低光度的2型塞弗特星系。 蝎虎座BL型天体（BL Lac Objects）：星系核非常亮，短时间曝光和恒星很类似。光度具有很快的变化，射电辐射有很强的偏振，光谱中既没有吸收线也没有发射线，因此其红移只能从宿主星系的光谱推断出来。 光学剧变类星体（OVVs）：光度具有很快的变化，往往是强射电源。与蝎虎座BL型天体合称耀变体（Blazar）。 射电星系（Radio Galaxy）：具有很强的射电辐射，大部分有两个辐射源，称为双源型射电星系。通常为椭圆星系。根据发射线的宽度大体可分为宽线射电星系（BLRG）和窄线射电星系（NLRG）。 星爆星系（Starburst Galaxies）：具有巨大的恒星形成区，红外光度高于可见光光度，大部分为旋涡星系。属于活动星系，但与活动星系核的关系尚无定论。 除此之外还有马卡良天体（Markarian Objects）、兹威基星系（Zwicky Galaxies）、N星系（N Galaxies）、高偏振类星体（HPQ）、低光度活跃星系核（MAGN）、热星体（Warmer）、极亮远红外星系（Ultraluminours Far-Infrared Galaxies）等。 根据射电波段的辐射，还可以分为射电宁静活动星系核与射电噪活动星系核两大类。其中，射电宁静活动星系核包括：低电离核区、西佛星系、以及部分类星体，射电噪活动星系核包括射电噪类星体、耀变体（包括蝎虎座BL型天体和光学剧变类星体）、射电星系等。 黑洞-吸积盘模型 黑洞-吸积盘模型是得到广泛承认的活动星系核标准模型。在这个模型中，活动星系核的“中央引擎”是一个超大质量黑洞。在引力的作用下，黑洞周围的气体朝黑洞下落。由于具有角动量，物质形成了一个围绕黑洞的吸积盘。吸积盘中具有耗散作用，气体会被加热到很高的温度，同时不断损失角动量，逐渐下落到黑洞中央，与此同时释放出巨大的引力能，以电磁波的形式辐射出来，其中主要是非热辐射。当黑洞的吸积率很高，远远超过星系的其他部分时，就表现为活动星系核。随着黑洞周围的物质逐渐耗尽，核心的光度减小，活动星系演化为正常的星系。吸积盘两端沿法线方向形成高速喷流，这一过程中，磁场扮演了很重要的角色。当喷流的方向与观测者视线方向夹角很小时，还会观测到视超光速现象。 活跃星系核的统一模型 活跃星系核的统一模型试图将两种或两种以上的活跃星系核用一个模型进行描述，不同类型的活跃星系核只是由于观测视角的不同。电波弱(radio-quiet)活跃星系核与电波强(radio-loud)活跃星系核分别具有各自的统一模型：电波弱统一模型和电波强统一模型。电波弱统一模型认为西佛Ⅰ型星系是直接观察到的光度较低的活跃星系核本身，西佛Ⅱ型星系则是由于视线方向上受到了环绕在吸积盘周围的遮蔽环的阻挡。如果活跃星系核的光度较高，直接观测到的就不是西佛I型星系而是类星体。电波强统一模型主要关注于高光度的电波强类星体，它们能够与窄发射线电波星系用类似电波弱统一模型的方式统一在一起，即电波星系被遮蔽环挡住了视线，而类星体没有。如果视线方向与喷流夹角非常小，则会观察到蝎虎BL型类星体(blazar)。 类星体 类星体，又称为似星体、魁霎或类星射电源，与脉冲星、微波背景辐射和星际有机分子一道并称为20世纪60年代天文学“四大发现”。 类星体的发现 1960年，美国天文学家艾伦·桑德奇用一台5米口径的光学望远镜找到了剑桥射电源第三星表上第48号天体（3C 48）的光学对应体。他发现3C 48的光谱中，在一个奇怪的位置上有一些又宽又亮的发射线。 1963年荷兰裔美国天文学家马丁·施密特发现在3C 273的光谱中具有与3C 48类似的现象，通过仔细研究，他发现这些发射线实际上是人们早已熟知的氢的发射线，只不过朝着红光的方向移动了相当长的一段距离，也就是说它们具有非常大的红移。 由于在光学望远镜中观察，类星体与普通的恒星看上去似乎没有区别。 类星体的命名 类星体的命名统一在前面冠以类星体的英文缩写QSO，然后加上类星体在天球上的位置坐标。例如：类星体3C48，位于赤经13h35m, 赤纬 +33度，于是命名为QSO01335+33。 类星体的特征 绝大多数类星体都有非常大的红移值（用Z表示）。类星体3C273（QSO1227+02）的Z=0.158，远远超过了一般恒星的红移值。有不少类星体的红移值超过了1，有的甚至达到4以上，至今发现的最远的类星体为ULAS J1120+0641，其红移达到7.1。根据哈勃定律，它们的距离远在几亿到上百亿光年之外。 观测发现，有的类星体在几天到几周之内，光度就有显著变化。因为辐射在星体内部的传播速度不可能快于光速，因此可以判定这些类星体的大小最多只有几“光日”到几“光周”，大的也不过几光年，远远小于一般的星系的尺度。 类星体最初是在射电波段发现的，然而它在光学波段、紫外波段、X射线波段都有很强的辐射，射电波段的辐射只是很小的一部分。 根据以上事实可以想到，既然类星体距离我们如此遥远，而亮度看上去又与银河系里普通的恒星差别不大（例如3C273的星等为13等），那么它们一定具有相当大的辐射功率。计算表明，类星体的辐射功率远远超过了普通星系，有的竟达到银河系辐射总功率的数万倍。而它们的大小又远比星系小，这就提出了能量疑难，也就是说：类星体如此巨大的能量从何而来？它们的能量机制是什么？ 进一步的研究 在类星体发现后的二十余年时间里，人们众说纷纭，陆续提出了各种模型，试图解释类星体的能源疑难。比较有代表性的有以下几种： 黑洞假说：类星体的中心是一个巨大的黑洞，它不断地吞噬周围的物质，并且辐射出能量。 白洞假说：与黑洞一样，白洞同样是广义相对论预言的一类天体。与黑洞不断吞噬物质相反，白洞源源不断的辐射出能量和物质。 反物质假说：认为类星体的能量来源于宇宙中的正反物质的湮灭。 巨型脉冲星假说：认为类星体是巨型的脉冲星，磁力线的扭结造成能量的喷发。 近距离天体假说：认为类星体并非处于遥远的宇宙边缘，而是在银河系边缘高速向外运动的天体，其巨大的红移是由和地球相对运动的多普勒效应引起的。 超新星连环爆炸假说：认为在起初宇宙的恒星都是些大质量的短寿类型，所以超新星现象很常见，而在星系核部的恒星密度极大，所以在极小的空间内经常性地有超新星爆炸。 恒星碰撞爆炸：认为起初宇宙较小时代，星系核的密度极大，所以常发生恒星碰撞爆炸。 对类星体的进一步观测发现了一些新的现象，例如光谱中不同元素的谱线红移值并不相同，发射线和吸收线的红移值也不尽相同。 在一些类星体中发现了超光速运动的现象。例如1972年，美国天文学家发现类星体3C120的膨胀速度达到了4倍光速。还有人发现类星体3C273中两团物质的分离速度达到了9倍光速。而类星体3C279（QSO1254-06）内物质的运动速度达到光速的19倍。人们起初认为这对相对论提出了巨大的挑战。最近的研究表明，这些超光速运动现象只是“视超光速”想象，起因于类星体发出的与观测者视线方向夹角很小的亚光速喷流，实际上并没有超过光速。 活动星系核模型 20世纪90年代中期，随着观测技术的提高，类星体的谜团开始逐渐被揭开。其中一个重要的成果是观测到了类星体的宿主星系，并且测出了它们的红移值。由于类星体的光芒过于明亮，掩盖了宿主星系相对暗淡的光线，所以宿主星系之前并没有引起人们的注意。直到在望远镜上安装了类似观测太阳大气用的日冕仪一样的仪器，遮挡住类星体明亮的光，才观测到了它们所处的宿主星系。 越来越多的证据显示，类星体实际是一类活动星系核（AGN）。而在同一时期，赛弗特星系和蝎虎BL天体也被证实为是活动星系核，一种试图统一射电星系、类星体、赛弗特星系和蝎虎BL天体的活动星系核模型逐渐受到普遍认可。 这个模型认为，在星系的核心位置有一个超大质量黑洞，在黑洞的强大引力作用下，附近的尘埃、气体以及一部分恒星物质围绕在黑洞周围，形成了一个高速旋转的巨大的吸积盘。在吸积盘内侧靠近黑洞视界的地方，物质掉入黑洞里，伴随着巨大的能量辐射，形成了物质喷流。而强大的磁场又约束着这些物质喷流，使它们只能够沿着磁轴的方向，通常是与吸积盘平面相垂直的方向高速喷出。如果这些喷流刚好对着观察者，就观测到了类星体，如果观察者观测活动星系核的视角有所不同，活动星系核则分别表现为射电星系、赛弗特星系和蝎虎BL天体。这样一来，类星体的能量疑难初步得到解决。 类星体与一般的那些“平静”的星系核不同之处在于，类星体是年轻的、活跃的星系核。由类星体具有较大的红移值，距离很遥远这一事实可以推想，我们所看到的类星体实际上是它们许多年以前的样子，而类星体本身很可能是星系演化早期普遍经历的一个阶段。随着星系核心附近“燃料”逐渐耗尽，类星体将会演化成普通的旋涡星系和椭圆星系。 |
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