超级军网BIGBLU天体画廊（二）星系
来源：百度文库 编辑：超级军网 时间：2024/05/06 11:13:14
M31是位于仙女座的著名巨型旋涡星系。是我们银河系的近邻。视星等为3.5等。肉眼可以见到它，状如暗弱的椭圆小光斑。很早以前天文学家就发现了它，梅西叶在1764年8月3日为它编号。
M31习称仙女座大星云，现称仙女星系。M31在天文学史上有着重要的地位。1786年，赫歇耳第一个将它列入能分解为恒星的星云。1924年，哈勃在照相底片上证认出 M31旋臂上的造父变星，并根据周光关系算出距离，确认它是银河系之外的恒星系统。现代测定它的距离是 670千秒差距(220万光年)。直径是 50千秒差距（16万光年），为银河系的一倍，是本星系群中最大的一个。1944年，巴德又分辨出 M31核心部分的天体，证认出其中的星团和恒星,并指明星族的空间分布与银河系相。M31旋臂上是极端星族I，其中有O-B型星、亮超巨星、OB星协、电离氢区。在星系盘上观测到经典造父变星、新星、红巨星、行星状星云等盘族天体。中心区则有星族Ⅱ造父变星。晕星族成员的球状星团离星系主平面可达30千秒差距以外。近年来还发现,M31成员的重元素含量，从外围向中心逐渐增加。这种现象表明，恒星抛射物质致使星际物质重元素增多的过程，在星系中心区域比外围部分频繁得多。1914年皮斯探知M31有自转运动。1939年以来历经巴布科克等人的研究，测出从中心到边缘的自转速度曲线，并由此得知星系的质量。据目前估计，M31的质量不小于 3.1×1011个太阳质量，比银河系大一倍以上，是本星系群中质量最大的一个。M31的中心有一个类星核心，直径只有25光年,质量相当于107太阳，即一立方秒差距内聚集1500个恒星。类星核心的红外辐射很强，约等于银河系整个核心区的辐射。但那里的射电却只有银心射电的1/20。射电观测指出，中性氢多集中在半径为10千秒差距的宽环带中。氢的含量为总质量的1％,这个比值较之银河系的(1.4～7％)要小。由此可以认为,M31的气体大部分已形成恒星。M31和银河系相似，对二者进行对比研究,就能为了解银河系的运动、结构和演化提供重要的线索。M31是位于仙女座的著名巨型旋涡星系。是我们银河系的近邻。视星等为3.5等。肉眼可以见到它，状如暗弱的椭圆小光斑。很早以前天文学家就发现了它，梅西叶在1764年8月3日为它编号。
M31习称仙女座大星云，现称仙女星系。M31在天文学史上有着重要的地位。1786年，赫歇耳第一个将它列入能分解为恒星的星云。1924年，哈勃在照相底片上证认出 M31旋臂上的造父变星，并根据周光关系算出距离，确认它是银河系之外的恒星系统。现代测定它的距离是 670千秒差距(220万光年)。直径是 50千秒差距（16万光年），为银河系的一倍，是本星系群中最大的一个。1944年，巴德又分辨出 M31核心部分的天体，证认出其中的星团和恒星,并指明星族的空间分布与银河系相。M31旋臂上是极端星族I，其中有O-B型星、亮超巨星、OB星协、电离氢区。在星系盘上观测到经典造父变星、新星、红巨星、行星状星云等盘族天体。中心区则有星族Ⅱ造父变星。晕星族成员的球状星团离星系主平面可达30千秒差距以外。近年来还发现,M31成员的重元素含量，从外围向中心逐渐增加。这种现象表明，恒星抛射物质致使星际物质重元素增多的过程，在星系中心区域比外围部分频繁得多。1914年皮斯探知M31有自转运动。1939年以来历经巴布科克等人的研究，测出从中心到边缘的自转速度曲线，并由此得知星系的质量。据目前估计，M31的质量不小于 3.1×1011个太阳质量，比银河系大一倍以上，是本星系群中质量最大的一个。M31的中心有一个类星核心，直径只有25光年,质量相当于107太阳，即一立方秒差距内聚集1500个恒星。类星核心的红外辐射很强，约等于银河系整个核心区的辐射。但那里的射电却只有银心射电的1/20。射电观测指出，中性氢多集中在半径为10千秒差距的宽环带中。氢的含量为总质量的1％,这个比值较之银河系的(1.4～7％)要小。由此可以认为,M31的气体大部分已形成恒星。M31和银河系相似，对二者进行对比研究,就能为了解银河系的运动、结构和演化提供重要的线索。
M31习称仙女座大星云，现称仙女星系。M31在天文学史上有着重要的地位。1786年，赫歇耳第一个将它列入能分解为恒星的星云。1924年，哈勃在照相底片上证认出 M31旋臂上的造父变星，并根据周光关系算出距离，确认它是银河系之外的恒星系统。现代测定它的距离是 670千秒差距(220万光年)。直径是 50千秒差距（16万光年），为银河系的一倍，是本星系群中最大的一个。1944年，巴德又分辨出 M31核心部分的天体，证认出其中的星团和恒星,并指明星族的空间分布与银河系相。M31旋臂上是极端星族I，其中有O-B型星、亮超巨星、OB星协、电离氢区。在星系盘上观测到经典造父变星、新星、红巨星、行星状星云等盘族天体。中心区则有星族Ⅱ造父变星。晕星族成员的球状星团离星系主平面可达30千秒差距以外。近年来还发现,M31成员的重元素含量，从外围向中心逐渐增加。这种现象表明，恒星抛射物质致使星际物质重元素增多的过程，在星系中心区域比外围部分频繁得多。1914年皮斯探知M31有自转运动。1939年以来历经巴布科克等人的研究，测出从中心到边缘的自转速度曲线，并由此得知星系的质量。据目前估计，M31的质量不小于 3.1×1011个太阳质量，比银河系大一倍以上，是本星系群中质量最大的一个。M31的中心有一个类星核心，直径只有25光年,质量相当于107太阳，即一立方秒差距内聚集1500个恒星。类星核心的红外辐射很强，约等于银河系整个核心区的辐射。但那里的射电却只有银心射电的1/20。射电观测指出，中性氢多集中在半径为10千秒差距的宽环带中。氢的含量为总质量的1％,这个比值较之银河系的(1.4～7％)要小。由此可以认为,M31的气体大部分已形成恒星。M31和银河系相似，对二者进行对比研究,就能为了解银河系的运动、结构和演化提供重要的线索。M31是位于仙女座的著名巨型旋涡星系。是我们银河系的近邻。视星等为3.5等。肉眼可以见到它，状如暗弱的椭圆小光斑。很早以前天文学家就发现了它，梅西叶在1764年8月3日为它编号。
M31习称仙女座大星云，现称仙女星系。M31在天文学史上有着重要的地位。1786年，赫歇耳第一个将它列入能分解为恒星的星云。1924年，哈勃在照相底片上证认出 M31旋臂上的造父变星，并根据周光关系算出距离，确认它是银河系之外的恒星系统。现代测定它的距离是 670千秒差距(220万光年)。直径是 50千秒差距（16万光年），为银河系的一倍，是本星系群中最大的一个。1944年，巴德又分辨出 M31核心部分的天体，证认出其中的星团和恒星,并指明星族的空间分布与银河系相。M31旋臂上是极端星族I，其中有O-B型星、亮超巨星、OB星协、电离氢区。在星系盘上观测到经典造父变星、新星、红巨星、行星状星云等盘族天体。中心区则有星族Ⅱ造父变星。晕星族成员的球状星团离星系主平面可达30千秒差距以外。近年来还发现,M31成员的重元素含量，从外围向中心逐渐增加。这种现象表明，恒星抛射物质致使星际物质重元素增多的过程，在星系中心区域比外围部分频繁得多。1914年皮斯探知M31有自转运动。1939年以来历经巴布科克等人的研究，测出从中心到边缘的自转速度曲线，并由此得知星系的质量。据目前估计，M31的质量不小于 3.1×1011个太阳质量，比银河系大一倍以上，是本星系群中质量最大的一个。M31的中心有一个类星核心，直径只有25光年,质量相当于107太阳，即一立方秒差距内聚集1500个恒星。类星核心的红外辐射很强，约等于银河系整个核心区的辐射。但那里的射电却只有银心射电的1/20。射电观测指出，中性氢多集中在半径为10千秒差距的宽环带中。氢的含量为总质量的1％,这个比值较之银河系的(1.4～7％)要小。由此可以认为,M31的气体大部分已形成恒星。M31和银河系相似，对二者进行对比研究,就能为了解银河系的运动、结构和演化提供重要的线索。
由大型地基望远镜拍摄的仙女座大星系M31红外波段相片，在滤去可见光的光晕之后，M31的悬臂结构清晰可见。
河外星系的大小不一，外观和结构也显得多种多样。
在星系世界中，大量的成员与我们的银河系一样，外观呈旋涡结构，其核心部分表现为球形隆起(称为核球)，核球外则为薄薄的盘状结构，从星系盘的中央向外缠卷有数条长长的旋臂，这就是所谓的旋涡星系。比如仙女座大星系，我们的银河系也是一个有着四条悬臂的大型漩涡星系。
在旋涡星系中有一类的核心不是球形，而是棒状，旋臂从棒的两端生出，称为棒旋星系。
也有许多星系呈现椭圆形或正圆形，没有旋涡结构，称为椭圆星系，它们中有许多是步入垂暮之年的"老龄"星系。一般来说，在椭圆星系内不再有新的恒星诞生。
那些介于旋涡星系和椭圆星系之间的星系，有明亮的核球和扁盘，但没有旋臂，形似透镜，称为透镜星系。
与之相反，还有一类星系既没有旋涡结构，形状也不对称，无从辨认其核心，有的甚至好像碎裂成几部分，称之为不规则星系，在其内部仍有恒星在不断形成之中。
河外星系常用它们所在的星座命名；另外，人们也习惯用它们在一种星表中的序号命名。如《梅西耶星表》和《星云星团新总表》：前者用M表示；后者用NGC表示，它是该表名的英文缩写。这些星系在宇宙中就像无边大海中的一些小岛一样，所以早期也有人把星系称为宇宙岛。
NGC1365，一个典型的棒旋星系
在星系世界中，大量的成员与我们的银河系一样，外观呈旋涡结构，其核心部分表现为球形隆起(称为核球)，核球外则为薄薄的盘状结构，从星系盘的中央向外缠卷有数条长长的旋臂，这就是所谓的旋涡星系。比如仙女座大星系，我们的银河系也是一个有着四条悬臂的大型漩涡星系。
在旋涡星系中有一类的核心不是球形，而是棒状，旋臂从棒的两端生出，称为棒旋星系。
也有许多星系呈现椭圆形或正圆形，没有旋涡结构，称为椭圆星系，它们中有许多是步入垂暮之年的"老龄"星系。一般来说，在椭圆星系内不再有新的恒星诞生。
那些介于旋涡星系和椭圆星系之间的星系，有明亮的核球和扁盘，但没有旋臂，形似透镜，称为透镜星系。
与之相反，还有一类星系既没有旋涡结构，形状也不对称，无从辨认其核心，有的甚至好像碎裂成几部分，称之为不规则星系，在其内部仍有恒星在不断形成之中。
河外星系常用它们所在的星座命名；另外，人们也习惯用它们在一种星表中的序号命名。如《梅西耶星表》和《星云星团新总表》：前者用M表示；后者用NGC表示，它是该表名的英文缩写。这些星系在宇宙中就像无边大海中的一些小岛一样，所以早期也有人把星系称为宇宙岛。
NGC1365，一个典型的棒旋星系
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M81是位于大熊座的漩涡星系。它比我们的银河系要大，直径约15万光年，距离1千2百万光年。1993年3月28日在那里发现了超新星爆发。1774年人们发现了它。
M74是位于双鱼座的漩涡星系。距离3千500万光年。直径约95000光年并且有着巨大而宽广的旋臂。
好贴要顶:handshake :lol
呵呵，不错的东西，以后建议CD开个星级板块。:D
M51,著名的互扰星系.
M101,大风车星系
M82,爆发星系的经典代表
M81和M82是大熊星座里的近邻.
M104,大名鼎鼎的墨西哥草帽
M87,大椭圆星系.它有一条很长的物质喷流.
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M82是位于大熊座的特殊星系。距离1千2百万光年。它是一个不规则的星系，大量被电离的气体从星系中央喷射出来，那里还是强烈的射电源。在红外波段上，它是天空中最明亮的星系。科学家认为这可能是它受到邻居M81的影响的缘故。也许它们曾经或以后将相撞。在这个星系中，有很多超新星的遗迹。科学家相信，在它的中央附近会有一个巨大的黑洞。照片中明亮的区域是恒星诞生的地方，人们认为M82正在经历恒星生成高潮的时期。
哈勃天文望远镜，斯皮彻红外天文空间望远镜，钱德拉X射线天文台共同拍摄的M82合成图像
M81是位于大熊座的漩涡星系。它比我们的银河系要大，直径约15万光年，距离1千2百万光年。1993年3月28日在那里发现了超新星爆发。1774年人们发现了它。
三个本来没有任何关系的漩涡星系，但是因为它们相对我们的位置恰好分别是正面、顶面和侧面，使它们成为我们观察漩涡星系结构的绝好范本
这是两个星系互相碰撞的画面，左边这个星系编号为ngc1410右边这个星系编号为NGC1409，这两个星系是在约一亿年前开始发生碰撞，碰撞后留下一个有趣的现象，有一条较暗的黑暗管线串联于两个星系之间，长度延伸约有二万光年，根据光谱仪的测定发现这条宽约500光年的连续黑色带，每年约从ngc1410 星系吸走0.02颗太阳质量的物质到NGC1409星系，科学家到目前为止还不清楚NGC1409星系如何将ngc1410 的物质吸走，也不清楚这条黑暗管线始于ngc1410 的何处，被吸走物质的ngc1410星系周围有着两条明显的蓝色旋转臂，这是因为物质扰动所引发的新生恒星区，是典型的星系碰撞现象，但更让天文学家困惑的是，吸收物质的NGC1409星系却反而没有因物质扰动而产生明亮新生恒星，有一种可能是NGC1409是属于较致密稳定的星系，可形成恒星的材料已经不多，而吸收而来的物质太热，尚不足以冷却到可以形成新的恒星。文学家估计二亿年后，这两个星系会再度碰撞而结合互绕，互绕速度可高达每小时一百万公里，因为这两个星系的核心距离只有23,000光年，比地球距离本银河系核心的距离还短。这两个星系距离地球三亿光年，位于金牛座。哈伯望远镜的拍摄日期是1999年10月15日。
位于后发星座的大型棒旋星系NGC4565
椭圆星系半人马座A（NGC5128），它位于南天的半人马座内，大小约有60000万光年，用双筒望远镜就能看见它。穿过星系中心的壮观尘埃带是半人马座A的标志，这些尘埃带是如此厚实，在可见光波段，它们几乎完全遮住这个星系的核心。因为半人马座A是个巨大的椭圆星系，也具有众多的红色恒星，照理说应该含有极少量的尘埃，所以它的尘埃带是个很不寻常的特征。半人马座A又称为NGC 5128，除了上述的尘埃带外，它和一般的椭圆星系比起来也含有较高比率的蓝色年轻恒星，而且是很强的电波辐射源。证据显示半人马座A可能是两个正常星系互撞的产物。在碰撞的过程中，造成许多年轻恒星的诞生，但是半人马座A不寻常尘埃带是如何形成的，细节仍然有待进一步的探索。半人马座A距离我们只有1300万光年远，因此是离我们最近的活跃星系。
哈勃望远镜拍摄的ngc5128核心部位照片
那些所谓的尘埃，如果靠近观察会是什么东西？是岩石吗
从灰尘那么大到汽车那么大的都有，不过多半都是灰常小的;funk
很漂亮啊,可惜现在它们什么样子我们要等N年以后才能看见