河外星係簡介
17世紀，人們陸續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，有的被認為像銀河係一樣，是由許許多多恒星組成的宇宙島，由於距離地球太遠，觀測都分辨不清那些由大量恒星構成的朦朧天體。那麽，它們有多遠呢？是銀河係內的，還是銀河係外的呢？
2o世紀2o年代，美國天文學家哈勃在仙女座大星雲中現了一種叫作“造父變星”的天體，從而計算出星雲的距離，終於肯定它是銀河係以外的天體係統，稱它們為“河外星係”。
河外星係，簡稱為星係，是位於銀河係之外、由幾十億至幾千億顆恒星、星雲和星際物質組成的天體係統。之所以稱之為河外星係，是因為他們全部都存在於銀河係之外，即所有銀河係之外的所有天體係統被稱為河外星係。而銀河係與河外星係即組成了天文學對於天體的最高稱呼－－－－總星係。銀河係也隻是總星係中的一個普通星係。人類估計河外星係包含的天體及天體係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]"。
關於河外星係的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(messierchar1es)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恒星構成的係統，而且恒星的數目一定極大，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係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，遠遠出了我們已知的銀河係的範圍。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係之外，也像銀河係一樣，是一個巨大、獨立的恒星集團。因此,仙女星雲應改稱為仙女星係。
從河外星係的現，可以反觀我們的銀河係。它僅僅是一個普通的星係，是千億星係家族中的一員，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
目前的星係分類法是哈勃在1926年提出的，分為：
橢圓星係：
橢圓星係：外形呈正圓形或橢圓形，中心亮，邊緣漸暗。按外形又分為eo到e7八種次型。橢圓星係是河外星係的一種，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恒星。橢圓星係根據哈勃分類，按其橢率大小分為eo、e1、e2、e3、…、e7共八個次型，eo型是圓星係，e7是最扁的橢圓星係。同一類型的河外星係，質量差別很大，有巨型和矮型之分，其中以橢圓星係的質量差別最大。質量最小的矮橢圓星係和球狀星團相當，而質量最大的巨型橢圓星係可能是宇宙中最大的恒星係統，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。橢圓星係質量光度比約為5o~1oo，而旋渦星係的質光比約為2~15。（.無彈窗廣告）這表明橢圓星係的產能效率遠遠低於旋渦星係。橢圓星係的直徑範圍是1~15o千秒差距。總光譜型為k型，是紅巨星的光譜特征。顏色比旋渦星係紅，說明年輕的成員星沒有旋渦星係裏的多，由星族ii天體組成，沒有或僅有少量星際氣體和星際塵埃，橢圓星係中沒有典型的星族i天體藍巨星。關於橢圓星係的形成，有一種星係形成理論認為，橢圓星係是由兩個旋渦扁平星係相互碰撞、混合、吞噬而成。天文觀測說明，旋渦扁平星係盤內的恒星的年齡都比較輕，而橢圓星係內恒星的年齡都比較老，即先形成旋渦扁平星係，兩個旋渦扁平星係相遇、混合後再形成橢圓星係。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，兩個扁平星係經過混合的確能展成一個橢圓星係。加拿大天文學家考門迪在觀測中現，某些比一般橢圓星係質量大的多的巨橢圓星係的中心部分，其亮度分布異常，仿佛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係被巨橢圓星係吞噬的結果。但是，星係在宇宙中分布的密度畢竟是非常低的，它們相互碰撞的機會極小，要從觀測上現兩個星係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。
漩渦星係：
太陽係所處的銀河係是一個漩渦星係，主要由質量和年齡不盡相同的數以千億計的恒星和星際介質（氣體和塵埃）所組成。它們大都密集地分布在銀河係對稱平麵附近，形成銀盤，其餘部分則散布在銀盤上下近於球狀的銀暈裏。恒星和星際介質在銀盤內也不是均勻分布的，而是更為密集地分布在由銀河中心伸出的幾個螺旋形旋臂內，成條帶狀。一般分布在旋臂內的恒星，年輕而富金屬，並多與電離氫雲之類的星際介質成協。而點綴在銀暈裏的恒星則是年老而貧金屬的。其中最老的恒星年齡達15o億年，有的恒星早已衰老並通過新星爆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。
透鏡星係：
在橢圓星係中，比e7型更扁的並開始出現旋渦特征的星係，被稱為透鏡星係。透鏡星係是橢圓星係向旋渦星係或者橢圓星係向棒旋星係的過渡時的一種過度型星係。
不規則星係：
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係,用字母irr表示。在全天最亮星係中,不規則星係隻占5%。按星係分類法,不規則星係分為irri型和irrii型兩類。i型的是典型的不規則星係,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。它們是矮星係,質量為太陽的一億倍到十億倍,也有可高達1oo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型螺旋星係相似: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,分辨不出恒星和星團等組成成分,而且往往有明顯的塵埃帶。一部分ii型不規則星係可能是正在爆或爆後的星係，另一些則是受伴星係的引力擾動而扭曲了的星係。所以i型和ii型不規則星係的起源可能完全不同。
河外星係的特征
大小：
橢圓星係的大小差異很大，直徑在33oo多光年至49萬光年之間；旋渦星係的直徑一般在1.6萬光年至16萬光年之間；不規則星係直徑一般在65oo光年至2.9萬光年之間。當然，由於星係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：
星係質量一般在太陽質量的1oo萬至1oooo億倍之間。橢圓星係的質量差異很大，大小質量差竟達1億倍。相比之下，旋渦星係質量居中，不規則星係一般較小。
運動：
星係內的恒星在運動，星係本身也有自轉，星係整體在空間同樣在運動。星係的紅移現象所謂星係的紅移現象，就是在星係的光譜觀測中，某一譜線向紅端的位移。為什麽有這種位移呢？這種位移現象說明了什麽呢？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，哈勃現星係紅移量與星係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。
分布：
星係在宇宙空間的總體分布是各個方向都一樣，近於均勻。但是從小尺度看，星係的分布又是不均勻的，與恒星的分布一樣，有成團集聚的傾向，大麥哲倫星係和小麥哲倫星係組成雙重星係。它們又和銀河係組成三重星係。加上仙女座大星係等構成了本星係群。
演化：
作為龐大的天體係統來說，星係也是有形成、展到衰亡的演化過程。星係從形態序列看有橢圓星係、旋渦星係和不規則星係。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，已現1o億個河外星係。最著名的河外星係有：仙女座河外星係、獵犬座河外星係、大麥哲倫星係、小麥哲倫星係和室女座河外星係等。
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17世紀，人們陸續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，有的被認為像銀河係一樣，是由許許多多恒星組成的宇宙島，由於距離地球太遠，觀測都分辨不清那些由大量恒星構成的朦朧天體。那麽，它們有多遠呢？是銀河係內的，還是銀河係外的呢？
2o世紀2o年代，美國天文學家哈勃在仙女座大星雲中現了一種叫作“造父變星”的天體，從而計算出星雲的距離，終於肯定它是銀河係以外的天體係統，稱它們為“河外星係”。
河外星係，簡稱為星係，是位於銀河係之外、由幾十億至幾千億顆恒星、星雲和星際物質組成的天體係統。之所以稱之為河外星係，是因為他們全部都存在於銀河係之外，即所有銀河係之外的所有天體係統被稱為河外星係。而銀河係與河外星係即組成了天文學對於天體的最高稱呼－－－－總星係。銀河係也隻是總星係中的一個普通星係。人類估計河外星係包含的天體及天體係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]"。
關於河外星係的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(messierchar1es)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恒星構成的係統，而且恒星的數目一定極大，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係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，遠遠出了我們已知的銀河係的範圍。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係之外，也像銀河係一樣，是一個巨大、獨立的恒星集團。因此,仙女星雲應改稱為仙女星係。
從河外星係的現，可以反觀我們的銀河係。它僅僅是一個普通的星係，是千億星係家族中的一員，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
目前的星係分類法是哈勃在1926年提出的，分為：
橢圓星係：
橢圓星係：外形呈正圓形或橢圓形，中心亮，邊緣漸暗。按外形又分為eo到e7八種次型。橢圓星係是河外星係的一種，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恒星。橢圓星係根據哈勃分類，按其橢率大小分為eo、e1、e2、e3、…、e7共八個次型，eo型是圓星係，e7是最扁的橢圓星係。同一類型的河外星係，質量差別很大，有巨型和矮型之分，其中以橢圓星係的質量差別最大。質量最小的矮橢圓星係和球狀星團相當，而質量最大的巨型橢圓星係可能是宇宙中最大的恒星係統，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。橢圓星係質量光度比約為5o~1oo，而旋渦星係的質光比約為2~15。（.無彈窗廣告）這表明橢圓星係的產能效率遠遠低於旋渦星係。橢圓星係的直徑範圍是1~15o千秒差距。總光譜型為k型，是紅巨星的光譜特征。顏色比旋渦星係紅，說明年輕的成員星沒有旋渦星係裏的多，由星族ii天體組成，沒有或僅有少量星際氣體和星際塵埃，橢圓星係中沒有典型的星族i天體藍巨星。關於橢圓星係的形成，有一種星係形成理論認為，橢圓星係是由兩個旋渦扁平星係相互碰撞、混合、吞噬而成。天文觀測說明，旋渦扁平星係盤內的恒星的年齡都比較輕，而橢圓星係內恒星的年齡都比較老，即先形成旋渦扁平星係，兩個旋渦扁平星係相遇、混合後再形成橢圓星係。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，兩個扁平星係經過混合的確能展成一個橢圓星係。加拿大天文學家考門迪在觀測中現，某些比一般橢圓星係質量大的多的巨橢圓星係的中心部分，其亮度分布異常，仿佛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係被巨橢圓星係吞噬的結果。但是，星係在宇宙中分布的密度畢竟是非常低的，它們相互碰撞的機會極小，要從觀測上現兩個星係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。
漩渦星係：
太陽係所處的銀河係是一個漩渦星係，主要由質量和年齡不盡相同的數以千億計的恒星和星際介質（氣體和塵埃）所組成。它們大都密集地分布在銀河係對稱平麵附近，形成銀盤，其餘部分則散布在銀盤上下近於球狀的銀暈裏。恒星和星際介質在銀盤內也不是均勻分布的，而是更為密集地分布在由銀河中心伸出的幾個螺旋形旋臂內，成條帶狀。一般分布在旋臂內的恒星，年輕而富金屬，並多與電離氫雲之類的星際介質成協。而點綴在銀暈裏的恒星則是年老而貧金屬的。其中最老的恒星年齡達15o億年，有的恒星早已衰老並通過新星爆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。
透鏡星係：
在橢圓星係中，比e7型更扁的並開始出現旋渦特征的星係，被稱為透鏡星係。透鏡星係是橢圓星係向旋渦星係或者橢圓星係向棒旋星係的過渡時的一種過度型星係。
不規則星係：
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係,用字母irr表示。在全天最亮星係中,不規則星係隻占5%。按星係分類法,不規則星係分為irri型和irrii型兩類。i型的是典型的不規則星係,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。它們是矮星係,質量為太陽的一億倍到十億倍,也有可高達1oo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型螺旋星係相似: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,分辨不出恒星和星團等組成成分,而且往往有明顯的塵埃帶。一部分ii型不規則星係可能是正在爆或爆後的星係，另一些則是受伴星係的引力擾動而扭曲了的星係。所以i型和ii型不規則星係的起源可能完全不同。
河外星係的特征
大小：
橢圓星係的大小差異很大，直徑在33oo多光年至49萬光年之間；旋渦星係的直徑一般在1.6萬光年至16萬光年之間；不規則星係直徑一般在65oo光年至2.9萬光年之間。當然，由於星係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：
星係質量一般在太陽質量的1oo萬至1oooo億倍之間。橢圓星係的質量差異很大，大小質量差竟達1億倍。相比之下，旋渦星係質量居中，不規則星係一般較小。
運動：
星係內的恒星在運動，星係本身也有自轉，星係整體在空間同樣在運動。星係的紅移現象所謂星係的紅移現象，就是在星係的光譜觀測中，某一譜線向紅端的位移。為什麽有這種位移呢？這種位移現象說明了什麽呢？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，哈勃現星係紅移量與星係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。
分布：
星係在宇宙空間的總體分布是各個方向都一樣，近於均勻。但是從小尺度看，星係的分布又是不均勻的，與恒星的分布一樣，有成團集聚的傾向，大麥哲倫星係和小麥哲倫星係組成雙重星係。它們又和銀河係組成三重星係。加上仙女座大星係等構成了本星係群。
演化：
作為龐大的天體係統來說，星係也是有形成、展到衰亡的演化過程。星係從形態序列看有橢圓星係、旋渦星係和不規則星係。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，已現1o億個河外星係。最著名的河外星係有：仙女座河外星係、獵犬座河外星係、大麥哲倫星係、小麥哲倫星係和室女座河外星係等。
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