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旋涡星系

旋涡星系（Spiral galaxy）是星系的类型之一，但哈伯在1936年最初的描述是星云的领域[1]，并且列在哈伯序列，成为其中的一部分。多数的旋涡星系包含恒星的平坦、旋转盘面，气体和尘埃，和中央聚集高浓度恒星，称为核球的核心。这些通常被许多恒星构成的黯淡晕包围着，其中许多恒星聚集在球状星团内。

旋涡星系典型的例子：风车星系（也称为 M101 或 NGC 5457）

旋涡星系是以它们从核心延伸到星盘的螺旋结构命名。螺旋臂是恒星正在形成的区域，并且因为是年轻、炙热的OB星居住的区域，所以比周围明亮。

大约三分之二的旋涡星系都有附加的，形状像是棒子的结构[2]，从中心的核球突出，并且螺旋臂从棒的末端开始延伸。棒旋星系相较于无棒的表兄弟的比率可能在宇宙的历史中改变，80亿年前大约只有10%有棒状构造，25亿年前大约是四分之一，直到目前在可观测宇宙（哈伯体积）已经超过三分之二有棒状构造[3]。

在1970年代，虽然很难从地球在银河系中的位置观察到棒状结构，但我们的银河系已经被证实为棒旋星系[4]。在银河中心的恒星形成棒状结构，最令人信服的证据来自最近的几个调查，包括斯皮策空间望远镜[5]。

包含不规则星系在内，现今宇宙中的星系有大约60%是旋涡星系[6]。它们大多是在低密度区域被发现，在星系团的中心则很罕见[7]。

结构 编辑

 
棒旋星系 UGC 12158。

旋涡星系包含五种截然不同的元件：

相对重要的是，就质量、亮度和大小，从一个星系到另一个星系都有不同的组成分的变化。

螺旋臂 编辑

 
以红外线观察的NGC 1300。

螺旋臂是恒星从螺旋和棒旋星系从中心向外扩展的区域。这些长且薄的地区类似于螺旋，因此称这种星系为旋涡星系。当然，不同的旋涡星系类型有独特的螺旋臂结构。例如，Sc和SBc星系，有非常宽松的螺旋臂，而Sa和SBa的星系的螺旋臂则紧紧地包裹着（参考哈伯序列）。无论那种分类，螺旋臂都包含很多年轻的蓝色恒星（由于高质量密度和高的恒星形成率），使螺旋臂非常明亮。

星系核球 编辑

核球是庞大、紧凑的一群恒星，通常是指在许多旋涡星系中央聚集的恒星结构。

使用哈伯分类，Sa星系的核球通常由那些古老、红色、金属量低的恒星组成。更进一步，Sa和SBa星系的核球往往都很大。相较之下，Sc和SBc星系的核球小得多，且是由较年轻的，蓝色的恒星。一些核球具有和椭圆星系（缩小到较低的质量和亮度）相似的性质；其余只是看起来有较高密度的盘面中心，性质类似于圆盘星系。

许多核球被认为是超大质量黑洞的宿主。这些黑洞都未曾被直接观测到，但是有许多存在的间接证据。例如，在我们的银河系，.被称为人马座A*的天体就被认为是一个黑洞。黑洞的质量和核球中恒星的离散速度之间有紧密的关联性： M-sigma relation（英语：M-sigma relation）。

星系扁球体 编辑

 
旋涡星系NGC 1345

旋涡星系中的大量恒星，要么接近单一的平面（星系平面），要不或多或少的以传统的圆轨道围绕着星系的中心（星系核心），或者在一个环绕着星系核心的扁球体。

然而，有些恒星居住在扁球晕或星系扁球体，星系晕的一种。这些恒星的轨道行为是有争议的，但是它们被描述为逆行或高度倾斜轨道，或著根本不在规则的轨道上运行。晕星可能来自陷入的小星系，它们进入旋涡星系并被吞噬。例如，人马座矮椭球星系正与银河系合并，观测显示银河系的光晕从中获得了一些恒星。

 
NGC 428是一个棒旋星系，位在鲸鱼座的方向上，距离地球4,800万光年[8]。

不同于圆盘星系，晕中似乎有自由的尘埃。更进一步的比对，星系晕中的恒星是第二星族星，比在星系平面中的第一星族星表兄弟，老得多，金属量也低（类似于在核球的部分）。星系晕也包含许多球状星团。

晕星的运动不会经常有机会穿越过星系平面，但在接近太阳的附近有大量被认为属于星系晕的红矮星。例如，卡普坦星和葛罗姆布里吉1830。由于他们不规则的环绕着星系中心运动，当他们接近中心附近时，经常会展现出异常高的自行。

在2013年和2014年的论文中提出证据指出大约所有星系中的半数，实际上都有扁球体的平面结构[9]。

最老的旋涡星系 编辑

在档案上最古老的星系是BX442。他的年龄是110亿岁，比之前发现的还要年长20亿岁。研究人员认为该星系的形状是受到同伴的矮星系引力影响造成的。基于这种假设的电脑模拟显示，BX442的螺旋结构至少持续了大约1亿年[10][11]。

螺旋结构的起源 编辑

 
哈伯太空望远镜拍摄的NGC 6384。
 
旋涡星系NGC 1084是五颗超新星的母星系 [12]。

贝蒂尔·林德布拉德是1925年研究星系自转和螺旋臂形成的先驱。他意识到由于星系盘面的角速度随距离星系中心的距离而变（通过标准太阳系类型的引力模型），星星排列成永久不变的螺旋臂的想法是站不住脚的。当星系旋转时，径向的螺旋臂（像辐条）会迅速的弯曲。在星系自转几圈之后，螺旋臂就会越来越弯曲，并且紧密的缠绕在一起，这称为缠绕困境。在1960年代晚期的测量显示， 在螺旋臂中的恒星速度远远高于牛顿力学预期与银河中心距离的速度，但仍不足以解释螺旋结构的稳定性。

自1960年代，有两个主要的星系螺旋结构的假设模型：

这些不同的假说不必互相排斥，因为不同类型的螺旋臂可能会需要不同的解释。

密度波模型 编辑

参见：密度波理论

贝蒂尔·林德布拉德提出螺旋臂存在的区域是密度（密度波）增强，恒星和气体运动得比星系其它地区慢的区域。密度随着气体的进入而增加，受到挤压而诞生新的恒星，其中一些是生命期较短的蓝色恒星，使得螺旋臂较为明亮。

 
星系螺旋臂的解释。

这种想法由林家翘和徐遐生在1964年发展成为密度波理论[13]。

林-徐理论的历史 编辑

第一个被接受的螺旋臂结构理论是林家翘和徐遐生在1964年提出的，试图解释以不同速度回绕着星系的气体和恒星，在大尺度结构的螺旋状排列只有小振幅波动的固定角速度。他们建议螺旋臂是旋转的密度波表现：假设恒星的轨道是略呈椭圆形，而恒星轨道方向的相关变化，即椭圆方向的变化随着与星系中心距离（从一个到另一个）的增加而平稳的变化，就像图中所显示的。很显然的，椭圆轨道在某些区域靠在一起产生了螺旋的效果。恒星不会停留在我们现在看见的位置，但是在运行时会在它们的轨道位置上通过螺旋臂[14]。

密度波造成恒星形成 编辑

对于密度波造成恒星形成，存在如下的假设：

  • 气体进入密度波，使得该处的质量密度增加。造成星云坍缩（金斯不稳定性）的标准取决于密度，更高的密度使星云坍塌成为恒星。
  • 当压缩波通过时，它会触发恒星在螺旋臂的最前缘形成。
  • 当星云被螺旋臂扫掠过时，它们互相碰撞，并驱动激波穿过气体，这反过来导致气体坍缩成为恒星。
 
哈伯太空望远镜拍摄明亮的NGC 3810影像，清晰的演示经典的螺旋臂结构。图片创建：ESA/HST和NASA。

在螺旋臂有更多年轻的恒星 编辑

因为有更多的年轻恒星（并且是大质量的明亮恒星），因此螺旋臂显得特别明亮。这些质量大、明亮的恒星死亡的也快，这会在波后面的恒星分布留下黑暗的背景，因而使波可以被看见。

因此，恒星不会留在我们现在看见的位置，他们不会跟着波移动，恒星呈现的只是它们在运行轨道上的位置。

引力对齐轨道 编辑

参见：引力对齐轨道

查理斯·法兰西斯和埃里克·安德森显示从对20,000颗本地恒星（300秒差距以内）之间的引力如何相对互动的观察，这些恒星沿着螺旋臂运动，描述相互的引力如何导致轨道在对数螺线上对齐。当理论适用于气体时，气体云之间的碰撞，生成分子云，并在其中形成新恒星，并解释朝向宏观对称双螺旋的发展[15]。

恒星在螺旋中的分布 编辑

 
恒星在螺旋臂中相似的空间分布

螺旋状排列的恒星分布于薄盘面表面的光度（弗里曼（英语：Ken Freeman (astronomer)），1970年）[16]。

 

with  是盘的长度尺度； 是中心值；它通常定义为： 作为恒星盘面的大小，其亮度是

 .

螺旋的光设定档，在座标 ，与星系的亮度无关。

螺旋星云 编辑

“螺旋星云”曾是用以描述可见的螺旋结构星系的术语，像是涡状星系，是在理解这些物件存在于我们的银河系外之前使用的。此类物件是独立在银河系之外的星系，或在我们的银河系之内类似的星云。这个问题是 威尔逊山天文台的哈罗·沙普利和利克天文台的希伯·柯蒂斯 1920年大辩论的主题。在1923年开始时，爱德温·哈伯[17][18]观测了包括仙女座星云在内的几个星系的造父变星，证明它们事实上全都在我们的银河系之外。“螺旋星云”一词便已经被放弃用以指代星系，但现今在中文语境中仍被用以指代NGC 7293。值得注意的是NGC 7293的英文别称是“Helix Nebula”（旋螺星云），而非“Spiral Nebula”（螺旋星云）。

银河系 编辑

银河系一度被认为是普通的旋涡星系。天文学家在1990年代才开始怀疑它是棒旋星系[19]，他们的怀疑在2005年由斯皮策空间望远镜的观测证实[20]，并且显示银河系中心的短棒比先前怀疑的更大。

 
银河系的螺旋臂 – 根据WISE的资料。

在实验室产生的类似螺旋臂结构 编辑

当硫酸钾置于烧杯中和水一起加热，并受到控制形成漩涡时，晶体生成时形成多条类似螺旋臂的结构[21]。

  •  
    硫酸钾溶液中形成一种螺旋结构。

著名的例子 编辑

相关条目 编辑

分类
其它

参考资料 编辑

  1. ^ Hubble, E.P. The realm of the nebulae. Mrs. Hepsa Ely Silliman memorial lectures, 25. New Haven: Yale University Press. 1936 [2017-07-31]. ISBN 9780300025002. OCLC 611263346. （原始内容存档于2019-06-02）. (pp. 124–151)
  2. ^ D. Mihalas. Galactic Astronomy. W. H. Freeman. 1968. ISBN 978-0-7167-0326-6. 
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  4. ^ Ripples in a Galactic Pond （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Scientific American, October 2005
  5. ^ R. A. Benjamin; E. Churchwell; B. L. Babler; R. Indebetouw; M. R. Meade; B. A. Whitney; C. Watson; M. G. Wolfire; M. J. Wolff; R. Ignace; T. M. Bania; S. Bracker; D. P. Clemens; L. Chomiuk; M. Cohen; J. M. Dickey; J. M. Jackson; H. A. Kobulnicky; E. P. Mercer; J. S. Mathis; S. R. Stolovy; B. Uzpen. First GLIMPSE Results on the Stellar Structure of the Galaxy. The Astrophysical Journal Letters. September 2005, 630 (2): L149–L152. Bibcode:2005ApJ...630L.149B. arXiv:astro-ph/0508325  . doi:10.1086/491785. 
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外部链接 编辑

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