星系
资料
#6110.
矮星系（dwarf galaxy）
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光度最弱的一类星系，其绝对星等M为-8～-16等。有的矮星系是椭圆星系，也有的是Ⅰ型不规则星系。这两种矮星系都是小的，成员星通常也不多。质量只有106～109太阳质量。不规则矮星系包含着大量的中性氢，并且包含着星族Ⅰ的恒星。椭圆矮星系是椭圆星系中质量小的星系。它们与球状星团很类似，二者的不同仅仅在于前者直径约为后者的10倍。在本星系群的40个星系中，就有20多个是椭圆矮星系，可见其数目之多。这种星系光度弱，所以在5万秒差距之外是看不到的。
#6177.
棒旋星系（barred spiral galaxy）
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一种有棒状结构贯穿星系核的旋涡星系。在星系的分类中，以符号SB表示，以别于正常旋涡星系S。在全天的亮星系中，棒旋星系约占15%。当统计到较暗的星系时，棒旋星系的比例数提高到25%。棒旋星系在质量、光度、光谱上，在成员天体的星族类型、气体和尘埃的分布、星系盘和星系晕的结构以及空间分布的特点等方面，都与正常的旋涡星系相似。按照哈勃的分类法和沃库勒的分类法，棒旋星系可分为三类：①正常棒旋星系SBa、SBb和SBc；②透镜型棒旋星系SB0；③不规则棒旋星系SBd和SBm。正常棒旋星系的特征是棒状结构明显，旋臂从棒端伸出，通常与棒体成90度。旋臂从次型a到c越来越展开。SBa和SBb的棒状结构光滑，而SBc的棒体和旋臂上都有明显可见的亮星、亮节或亮团。透镜型棒旋星系SB0与椭圆星系的不同之处是具有棒状结构，与正常棒旋星系SBa的不同之处则是没有旋臂。它的外形犹如希腊字母Θ，即中心有一亮核，核外为一圈亮度较暗并与核共心的透镜型星系盘，棒体的两端一般交于盘体的周边之上。不规则棒旋星系SBd和SBm的棒状结构不一定在星系的中心位置上，其旋臂结构的不规则性从d向m递增。棒状结构的光度约占星系光度的10～20%；颜色往往比旋臂红。棒旋星系在运动方面的主要特征是：①核心常为一个大质量的旋转体，运动状态和空间结构复杂；②棒状结构内部和附近的气体和恒星都有非圆周运动；③星系盘在星系的外部似乎居主要地位，占星系质量的很大一部分，其转动可能属较差自转。
Galaxy NGC 1300
棒旋星系还有许多基本问题尚待解决，例如，棒状结构是怎样形成的，它在星系演化过程中起什么作用等。
#6205.
本超星系团（local supercluster）
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包括本星系群在内的超星系团。1937年，霍姆伯格在分析了双重星系和多重星系的分布后认为，存在着一个“总星系云”，尺度范围100百万秒差距。这是本超星系团最初的概念。二十世纪五十年代中，沃库勒重新提出关于本超星系团的概念，并为后来的研究所证实。沃库勒认为，本超星系团的长径为30～75百万秒差距，它是许多星系云和星系团的集合体，包括本星系群、室女星系团、大熊星系云以及50个左右较小的群和团。它们共同构成一个巨大的扁平状天体系统。其中亮于13.5等的明亮星系集中在天空中的一个大圆上，这个大圆称为超星系赤道，大圆的极的坐标在国际天文学联合会银道坐标中是银经`l^{\text{II}} = 47^\circ . 37`，银纬$b^{\text{II}} = + 6^\circ . 32$。本超星系团的中心在室女星系团附近的方向（$l^{\text{II}} = 283^\circ $，$b^{\text{II}} = + 75^\circ $）。对沿超星系赤道的星系视向速度的分析表明，本超星系团可能正在自转和膨胀，目前银河系绕团中心的公转周期约为1,000亿年。本超星系团的存在已为人们所公认，关于它的结构，特别是动力学性质尚待进一步研究。
#6207.
本星系群（local group of galaxies）
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以银河系为中心，半径约为百万秒差距（300多万光年）的空间内的星系之总称。也有人把本星系群的中心定义为银河系和仙女星系（M31）的公共重心。目前已知本星系群的成员星系和可能的成员星系有40个左右。其中有两个巨型旋涡星系（银河系和仙女星系），一个中型旋涡星系（三角星系），一个矮型棒旋星系（大麦哲伦云），可能还有一个透镜型巨星系（马菲1），其余都是矮椭圆星系和不规则星系。由于南半球大型光学望远镜的兴建，全球射电巡天观测的进展，以及对近距星系运动速度的仔细测定，今后将会有可能确认更多的本星系群中的矮成员星系。
本星系群是一个典型的疏散群，没有向中心集聚的趋势。但其中的成员三、五聚合为次群，至少有以银河系和仙女星系为中心的两个次群。成员星系的光度相差极悬殊，绝对星等M=-21和M=-8的都有，亮度相差16万倍（见星等）。本星系群的总质量为6.5×1011太阳质量，而银河系和仙女星系二者质量之和已占绝大部分。群内的中性氢约占总质量的1%。
近距星系团的空间分布表明，有一个以室女星系团为中心的更高一级的星系成团现象，长径约为30～75百万秒差距，包括50个左右星系团和星系群，叫作本超星系团。本星系群是它的一个成员。
参考书目
A. Sandage ed., Galaxies and the Universe, Univ. of Chicago Press, Chicago, 1975.
#6326.
超星系团（super-cluster）
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若干星系团集聚在一起构成的更高一级的天体系统，又名二级星系团。本星系群就同附近的50个左右星系群和星系团构成本超星系团。星系团聚合成超星系团的现象叫作星系的超级成团或二级成团。超星系团的质量范围为1015～1017太阳质量；通常在一个超星系团内只含有2～3个星系团。拥有几十个成员星系团的超星系团是不多的。超星系团往往具有扁长的外形，长径范围为60～100百万秒差距，长短径之比平均约为4:1；这种扁形结构可以说明超星系团通常有自转。超星系团内的成员星系团的速度弥漫度大约为每秒1,000～3,000公里，但各成员星系团之间的引力相互作用要比星系团内各成员星系之间的引力作用弱得多，因而有人认为超星系团可能是不稳定的系统。超星系团的存在，表明宇宙空间的物质分布至少在100百万秒差距的尺度上是不均匀的。至于是否所有的星系团都是不同大小的超星系团的成员，由于观测资料的极其不足和分析方法上的困难，这个问题还远未取得一致意见。此外，还有人认为超星系团可以进一步成团，形成三级星系团以至更高级的星系集团。
#6327.
超星系坐标（supergalactic coordinates）
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1953年，沃库勒仔细分析了沙普利和艾姆斯星系表上亮于13.5星等的星系，发现这些星系集中分布在天球上一个大圆两侧的宽18°的带内，最高度集中的一条长带，平均宽12°，亮于12等的星系有2/3位于带内。这条带定出了一个和银道面几乎垂直的大圆，与银道在旧银道坐标系银经105°和285°处相交，大圆的一个极点位于旧银经i=15°，旧银纬bI=+5°（在国际天文学联合会银道坐标系中，则为lII=47°.37，bII=+6°.32）处。室女星系团离北银极不远，在lI=255°，bI=+75°处。沃库勒认为上述事实表明，绝大部分较亮的星系属于一个很大而扁平的星系集团，称为本超星系团，室女星系团是它的一部分，可能就是它的核心密集部分，银河系位于本超星系团的比较靠近边缘的部分，离边缘一百多万秒差距。后来的射电观测证实了这一推测。以上述极点和大圆面为基础的坐标系统，沃库勒称之为超星系坐标，它常用于研究星系的分布。沃库勒后来又把超星系坐标经度的起点定为`l^{II}=137^circ .29`，bII=0°代替原来的lI=105°，`b^I=0^\circ`，使其与新的银道面相一致。
#6996.
短缺质量（missing mass）
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星系的维里质量和光度质量之间的差额。有人称为隐匿质量，但这样会与那些可以补偿质量短缺而尚未被观测到的物质——隐匿质量相混。分析星系集团成员星系的红移，可得速度弥散度，再根据维里定理算出星系集团的总质量，这就是所谓的维里质量。而按照星系的质光比也可估计星系集团的总质量，这样测定的质量称为光度质量。星系的维里质量一般总是大于光度质量。也就是说根据质光比的计算质量有所短缺，也叫做质量不相符（mass discrepancy）。1933年兹威基首先发现，后发星系团的质量不相符因子为400。史密斯在1936年指出，室女星系团的不相符因子是200。此后的一系列研究表明，质量不相符是星系群和星系团的普遍现象，只是不相符因子没有那么大而已。随着观测技术的进展，离星系中心较远的暗弱天体陆续被发现，光度质量值也相应提高了。目前认为，一般富星系团的质量不相符因子可能为10左右，后发星系团为3～7，室女星系团约为8。短缺质量是星系天文学中的一个重大课题，人们已从多方面对它进行过探索。例如：①红移可能有非速度因素，因而维里质量定得偏高。②星系团不稳定，不能应用维里定理定质量。③星系团中有隐匿质量，它们可能以中性氢、电离氢、分子氢、尘埃、弥漫气体、作为X射线展源的热气体（见高能天文台）、暗矮星、小黑洞等形式存在。④单一星系也有隐匿质量，例如星系冕或星系晕，它们光度虽小，但总质量不能忽略不计。⑤星系团中的次成团效应有稳定作用，支持这一点的观测事实是星系团中心常可看到两个非常亮的星系对，质量不相符因子大的不规则星系常有较多的子系。⑥星系质量集中的地方不是光度集中的地方，质光比这个概念没有意义。⑦引力不符合牛顿定律，甚至可能存在其他的力。然而，这个问题迄今还未得到令人满意的解决。
此外，在宇宙学中，根据某些理论，宇宙间的物质密度比观测值大。例如要求宇宙常数`\Lambda`为零，宇宙的密度就应为现在观测值的40倍，这样就缺少大量的物质。这就是宇宙学中的短缺质量问题。
#8056.
互扰星系（interacting galaxy）
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二十世纪五十年代《帕洛马天图》问世后，兹威基等人根据星系的形态特征，认为有些星系处在引力不稳定状态，其中有的星系对、星系串或星系链彼此并非隔绝，而是在引力作用下互相干扰，破坏了星系的正常形态，甚至出现针状的、纤维状的或扫帚状的星系际桥状结构。他把这种星系对和多重星系称为互扰星系。沃龙佐夫-韦利亚米诺夫编有互扰星系图和表，载有1,800个互扰星系。
#8330.
激扰星系（active galaxy）
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具有明显的激烈活动，而存在期大大短于正常星系演化尺度（1010年）的星系，又称活动星系，其总数约占正常星系的百分之一。星系激扰活动有两个判据。一是非热辐射。如果星系的射电、红外、紫外或X射线光度相当于、甚至大于光学光度，那么这个星系的辐射肯定不是黑体辐射，而是非热辐射（见热辐射和非热辐射）。二是引力不平衡。如果星系的成员天体具有每秒几千公里的非圆周运动速度，其演化时间短于引力稳定状态下的星系的自转时标（108年），那就表示星系处于引力不平衡状态。激扰星系有以下的标志和特征：①极亮的核：核心通常极小而光度极高，有的还是强射电源。②喷流结构：从星系延伸或抛射出来的发光结构，存在期短于动力学演化时标，往往是非热辐射源。③快速光变：光学波段的亮度变化以月计甚至以日计。④光谱中有宽发射线：发射线宽度相当于每秒几千公里的速度；禁线通常窄于容许谱线。⑤非热连续光谱：具有同步加速辐射特征，有的有一定的偏振。
激扰星系包括塞佛特星系、致密星系和马卡良星系，以及阿罗星系（阿罗用物端棱镜方法观测到的、外形弥漫、有强紫外连续发射或兼有发射线的星系）和N型星系（在微弱背景上有小而亮的核）。这些星系的物理和演化关系还不十分清楚。
参考书目
E. H. Avrett ed., Frontiers of Astrophysics, p.438, Harvard Univ. Press, Cambridge, 1976.
#8503.
巨星系（giant galaxy）
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光度和质量最大的一类星系。它们的绝对星等可达-20～-22等，质量可达1011太阳质量。我们把绝对星等为-23～-24等，质量为1012～1013太阳质量的星系叫超巨星系。银河系和仙女星系都是巨型旋涡星系。在星系团的核心区域，往往有一个或两个巨星系，通常是巨型椭圆星系，它们的光度和质量都大大超过其他成员星系，例如，室女星系团中的椭圆星系NGC 4486（M87），后发星系团中的椭圆星系NGC 4889和SO型星系NGC 4874等。在巨型椭圆星系的光谱中，星族Ⅱ黄巨星和红巨星所特有的分子谱带和电离钙线占优势。巨星系通常有极其巨大的星系冕，而且往往还是强射电源，有剧烈的激扰活动。
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