星系的哈勃分类星系的哈勃分类星系的哈勃分类形形色色的星系散布于天空中的各个部位；唯有沿着银河的那些星系，我们星系里的尘埃与气体把它们遮掩了在宇宙中业 已发现了数亿个星系用大望远镜看到的最远星系。 据估计距离我们在 50至 100 亿光年（根据最新的观察：已超过 150 亿光年）之间，然而，能够进行结构研究的只有那些最靠近我们的星系美国威尔逊天文台的已故的 EP哈勃对星系作过透彻的研究，他把附近的星系分为三种基本结构类型：椭圆星系、旋涡星系和不规则星系。每种基本结构还可依照这一群中形状的差异予以细分 椭圆星系看起来很象球状星团，不过规模可比球状星团大得多了，并且所含的星数也更为众多椭圆星系的形状可从球形变化到椭球形。椭球的长轴可比短袖大到五倍椭圆星系是由于自转而被拉扁的，所以自转愈快，椭球拉得愈长Sa NGC 4594 (M104) SBa NGC 2859Sb NGC 2841 SBc NGC 7479 (a) 标准椭圆星系(b) 棒旋星系E0 NGC3379（M105） E2 NGC221 （M32） E5 NGC4621 （M59） E7 NGC3115 椭圆星系从圆球到椭球的形状变化 椭圆星系的哈勃分类右图所示，字母 E（英文椭圆星系的字首）后面的数码表示椭率的级别EO 星系显示有圆形的盘面随着椭率的升高，E 后面的数码亦增加，一直到任意确定的最大值 7由于很难确定椭球星系在空间中的取向，因此这种分类只适用于从地球上所见到的星系形状旋涡星系则呈现出一幅栩栩如生的图象，恰与匀称而呆板的椭圆星系形成鲜明对比旋涡星系给人的第一个印象便是它在绕着核心旋转，其旋臂从核心螺旋地伸向空间哈勃将旋涡星系分为三个次型：Sa，Sb，Sc，其划分的依据乃是旋臂物质相对于核心物质的数量，以及旋臂的展开程度这一分类的实例列于左图（a）中，它们统称标准旋涡星系a.椭圆星系 到了二十世纪四十年代，采用新的照相技将最近的一个椭圆星系仙女座星系的伴星系分解为单颗的恒星椭圆星系中的恒星分布， 即使用不同的曝光时间拍照，星系的整体形状总保持不变短 时间曝光，只能拍到密集的中心区；长时间曝光，则可拍到星的外部区域这就说明，恒星是绕核心对称分布的，恒星数由中心向外逐渐减少椭圆星系、旋涡星系的核部以及球状星团，三者极其相似它们之中所包含的最亮恒星都是红的超巨星，而居然都不含有蓝巨星所以，认识到椭圆星系也含有天琴座 RR 型星而没有星际物质，是不足为怪的有人将椭圆星系划归为星族 II。由于没有星际物质，星系本身显得非常透明，所以，有时透过它的边缘还能看到更遥远的星系十分显然，目前观测到的体积和质量均为首屈一指的星系都是椭圆星系 仙女座大星云 M31b标准旋涡星系 无论在形态结构上还是在恒星成分上旋涡星系同椭圆星系都有很大的不同当然，旋涡星系的核部象个椭圆星系，但仅此而已旋涡星系的旋臂里含有大量的蓝巨星、疏散星团和气体星云仙女座星系 M31 便是一个典型的旋涡星系，而且离我们的银河系很近（距太阳二百二十万光年） ，用肉眼就能隐隐 约约地看到它，宛如天穹上漂浮着的一片薄云在右图中，仙女座星系的细节披露得非常清楚中央是由星族 II 的恒星组成的核部各旋臂是由发射星云、暗淡无光的气体、银河星团和蓝巨星组成的条带，上述成员均为星族 I 天体旋臂虽然很亮，但核部以外的光主要来自一个由光度等于或略小于巨星的恒星组成的垫层旋臂就叠加在这个几乎透明的恒星垫层上，因此透过旋臂之间的垫层部分仍能看到更遥远的星系观测结果表明。垫层的形状类似于椭球，它分布在星系中央平面的上下，富含球状星团，其颜色比旋臂稍红，因此可能属于星族 II。由于我们的视线与仙女座星系平面并非垂直（两者夹角为 12 度左右），故可用多普勒位移效应来测定那些背离或趋向我们的星系部分的旋转速度美国基特峰国立天文台的梅奥尔已经通过观测旋臂中的发射星云研究了该星系的自转发射星云的谱线要比恒星的谱线明锐得多，故更适于用作视向速度的测定梅奥尔所得的结果表明，该星系的中间部分象一固体轮子那样旋转，也就是说，距星系中心愈远，旋转速度愈大而星系的外围部分的旋转方式同太阳系一样，即离星系中心愈远，旋转速度愈低 如果一个系统的绝大部分质量都集中于中央，我们可认为，此系统的旋转会遵从开普勒第三定律反之，假若星系的质量分布均匀，则该星系的旋转就会象固体轮子一样仙女座星系的旋转就介于这两种极端情况之间 我们既然知道了仙女座星系的距离，由其角直径便可定出它的大小来仙女座星系直径大约有 100000 光年不过， 用光电管所作的测量却表明，在照片的边缘之外还散布有一些恒星，若把它们也包括在内，那直径便能增加到 180000 光年左右根据仙女座星系的大小和自转，这个星系的质量估计为 4*1O 的 11 次方个大阳质量太阳大体上是一个中等质量的恒星，因此仙女座里的恒星可能有四千亿颗之多！C棒旋星系 棒旋星系同标准旋涡星系有其相似之处： 两者的核部主要都是星族 II 天体，而旋臂部分则为星族 I 天体在旋臂里可以看到明亮的星云物质、疏散星团以及一些暗黑的物质带对比右图（a）和（b）可知，标准旋涡星系与棒旋星系在结构上具有显著的差别棒旋星系的棒体和核都似乎联成一体旋转，就好象是从轮轴中伸出来的两根粗大辐条旋臂则好象是抱在棒和核的后面旋转，其方式类似于太阳系中行星的运转目前尚无法解释棒旋星系的结构不过有人推测，在星系（包括棒旋星系）的构成过程中磁场起着一定的作用小麦哲伦星云 大麦哲伦星云 d不规则星系 不规则星系完全不同于椭圆星系和旋涡星系这类星系没有中央核和旋臂，也看不出存在对称平面 在这类星系中最普通的例子便是两个麦哲伦云（左图） 两个麦哲伦云离我们很近大麦哲伦云距我们约 150000 光年，小麦哲伦云约 200000 光年大麦哲伦云主体的直径为 25000 光年左右，小麦哲伦云主体的直径大概有 8500 光年大麦云的质量约为我们银河系的 01 倍，小麦云约为 0.02 倍。两个麦云的光度在星系中属于中等，而我们的银河系却比多数星系部亮得多旋涡星系 NGC5194 和它的伴星系 NGC5195，两者间有一星桥相连 对于从事恒星系统演化的天文学家来说，大麦云乃是最有意义的研究对象它含有大量的星族 I 天体：蓝巨星、疏散星团、遮光的气体和尘埃以及发射星云事实上，目前已知的最大发射星云大蜘蛛星云就在大麦哲伦云中大蜘蛛星云可谓大矣！若把它移至猎户座星云位置上，它会将整个猎户座完全罩住，并成为我们夜空中一幅异常触目的奇景但是，大麦哲伦云中最为引入重视的天体还是球状星团，因为它的许多球状星团居然都含有蓝巨星！这样的球状星团一定年龄很小，而且其中有一些恐怕还正处于形成过程这些星团的轮廓很规则，呈球形，但其颜色一光度图却与我们银河系中的疏散星团的相象这些颜色一光度图都有一条由主星序的右上方直通蓝巨星的纤细的星带大麦哲伦云中另外的一些球状星团，其年龄大概为 10 亿年左右。但这仍然比我们 银河系中所有的球状星团都年青看来，麦哲伦云里的恒星形成过程或者开始得晚一些，或者由于某种原因被减慢了 如以在银河系内运动的太阳为参考点，两个麦哲伦云的视向退行速度分别为每秒 170 英里和 100 英里但若相对于银河系中心而言，它们的视向速度却变为零，这一事实，再加上这两个云又都离银河系很近，使一些天文学家相信，大小麦哲伦云乃是绕银河系运转的伴星系中性氢 21 厘米谱线的射电观测表明，两块云还被一个公共的氢气外层包围着不过，和某些星系（右图所示）不同，在麦哲伦云与银河之间看不出有星桥相衔接仙女座星系也有两个伴星系，但它们都是椭圆星系c.矮星系 完全出人意料，所有星系中最常见的竟是矮星系。这类星系非常难以测出，因为它们不象大星系那样明显和发亮，但在数量上却超过了大星系在我们银河系附近紧挨着有许多矮星系，其数量比所有其它类型星系之和都多在邻近的星系团中已发现了大量的矮星系其中一些具有规则的形状，多半都含有星族 II 的恒星；形状不规则的矮星系一般含有非常亮的蓝星银河系由于我们的星系含有大量的星际气体和尘埃以及发射星云，它不 可能是一个椭圆星系。又由于它有一个非常确定的对称平面， 即银河所确定的星系平面，因此也不会是一个不规则星系。于是，我们只有作这样一个尝试性的结论：我们的银河系具有旋涡结构这个结论符合于对我们星系的粗略观察。银河系的形状能够容易地根据对银河的观察来作推想银河是环绕天球的一条狭窄的带子，所以银河系必然是一个非常扁平的系统，或许同左图中从“侧边”看到的旋涡星系的横截面一样， 照此说来，我们的银河系的确是一个旋涡星系我们需要测定它的大小和结构，也就是要确定银心的位置（即太阳相对于银心的位置） ，找出银河系旋臂，并确定银河系的自转方式。a银该 找出银核，我们自然也就确定了太阳相对于银核的位置这个任务已经通过几种途径实现了，其中之一是依据球状星团的位置在已知的 121 个球状星 团中大约有 30 个集中在人马座其余 90 多个则散布于大半个天空，但它们绝大多数是位于以人马座为中心的半个天球上这些球状星团的距离能够很准确地测定出来。因为它们不仅含有天琴座 RR 型星，而且有不少分布在免受星际物质影响的天区 对于不属于球状星团里的天琴座 RR 型星也同样作了研究这些天琴座 RR 型星构成的系统与球状星团构成的系统类似但不是正球形的；在银道面的方向上稍扁一些，可是中心仍是在人马座处据估计，银核到太阳的距离为 33000 光年第三种确定银心位置的方法是利用造父变星、O 型星、B 型星和天琴座 RR 型星研究结果证明，银河系的直径大约为 100000 光年太阳的位置是在距银心三分之二半径的地方（银河系半径为 50000 光年） b银道面 银核位置确定之后，我们便可继续寻找中央平面利用平分银河的方法可以估计出此中央平面的粗略位置对中央平面更精确的定位则是通过研究某些天体在天球上的分布来实现的效果最好的天体是那些在最大距离处还能看到的天体，因此这就包括球状星团、O 型星及 B 型星、暗弱恒星和造父变星每种天体的分布情况都大致类似，愈靠近银道数自愈多用射电方法研究氢气的分布，包括中性的和电离的，对于确定银河系的中央平面也非常有效 根据银河系中央平面位置的观测资料即可证明，在太阳附近，银河系厚度约为 5000 光年太阳距离中央平面大约 40 光年，所在的方位是使地球的南极靠近银道面C银道坐标 银核和银道面的位置全都确定之后，建立一套银道坐标系就很方便了在讨论天体相对于银河系的位置，而不是相对于太阳系的位置时，天文学家需要使用银道坐标系 银道就是建立在银河系的中央平面上银纬是从银道分头向两极量起，到南北银极均为 90;根据定义，北银极位于北天极所在的半球里，但北银极和北天极相距 62之多北银极在牧夫座和狮子座之间，这个区域的恒星异常稀疏。 要测量银经，还须在银道上选取一个原点在 1958 年于莫斯科召开的国际天文学会的一次会议上规定，银经的起算点就选为银心所在的天球上的那一点此点的位置是靠现测 21 厘米谱线确定的，它位于人马座的方向银经就从此点顺银道向东量度，从 0 到 360这样一来，天球上建立了三种坐标系它们分别基于三个基本平面：地球的赤道面、地球绕太阳运转的轨道平面和银道面银道与天赤道的交角为 62左右，也就是地球赤道面与银道面大约成 62角两平面相交于天球上相对的两点，其一在天鹰座，刚好在牵牛星的西南方另一个交点在猎户座的东方，在猎户座和南河三之间d.旋臂的位置 为确定旋臂的位置，我们可以首先考虑 O 型星和 B 型星，因为这两种星非常明亮它们的本身光度可通过它们在赫罗图上的位置来决定，其视亮度可用光电方法测定但是，确定这两类恒星的距离却不能直接使用平方反比定律因为天文学家业已确认，只有透过具有散射作用和吸收作用的星际