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星系

天文結構
提示：此条目页的主题不是行星系、星团或星云。

星系（英语：Galaxy）是由恒星、恒星遗骸、星际气体、尘埃和暗物质等组成，并受到引力绑定的系统[2][3]。Galaxy 这个词源于希腊 isgalaxias（γαλαξίας），字面的意思是“银河”（请参考银河系）。星系的大小从只有几亿颗（108）恒星的矮星系到拥有上兆颗（1014）恒星的巨大星系[4]，都绕著其质量中心运行。银河系是包括地球在内的太阳系所在的星系[5]。银河系以外的星系被合称为河外星系。

位于后发座的NGC 4414是一个典型的螺旋星系，直径55,000光年，距离6,520万光年。图片来源：哈伯太空望远镜NASA／ESA
弧形的银河系照耀帕瑞纳天文台。[1]

星系根据在视觉上的型态分类为椭圆[6]、螺旋或不规则[7]。许多星系被认为在它们的中心有超大质量黑洞。银河系中心的黑洞，被称为人马座A*，其质量是太阳的400万倍[8]。 截至2016年3月，GN-z11是观测到的最古老、最遥远星系，距离地球的同移距离是320亿光年，也就是说在大爆炸之后仅4亿年它就存在了。

2016年发布的一项研究报告，修正了可观测宇宙中的星系数量，从之前估计的2000亿（2×1011）[9]建议增加为2兆（2×1012）或更多[10][11]，并且就整体而言，估计恒星的数量多达1×1024颗[12][13]（比地球上所有沙粒的数目还要多）[14]。大多数星系的直径在1,000至100,000秒差距（3,000至300,000光年）之间，并且相隔距离的数量级在百万秒差距。相比较之下，银河系的直径是30,000秒差距（100,000光年），与它最近的大星系邻居是相隔78万秒差距（250万光年）的仙女座星系。

在星系之间的空间充满了稀薄的气体（星际物质），其平均密度小于每立方米一个原子。大多数星系在引力作用下会组织成星系群、星系团和超星系团。银河系是本星系群的一部分，本星系群由银河系和仙女座星系主导，它又是室女超星系团的一部分。在宇宙的大尺度中，这些组合通常被排列成星系片和细丝，围绕在空洞的周围[15]。本星系群和室女超星系团都包含在一个更大的宇宙结构中，称为拉尼亚凯亚[16]。

词源

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galaxy（星系）这个词是从法语和中世纪拉丁语借用的，而它们又源自希腊语的牛奶路（Milky Way），galaxías (kúklos) γαλαξίας（κύκλος）[17][18] 'milky（圆圈）'，是依据它在天空中呈现乳白色光带的外观命名。在希腊神话中，宙斯在赫拉睡著的时候，把一个凡人所生的儿子，还是婴儿的赫拉克勒斯放在她的乳房上，让他喝下她神圣的奶汁，从而长生不老。赫拉在哺乳期间醒来，然后意识到她正在哺乳一个不知名的婴儿：她把婴儿推开，因而有一些乳汁溢出，产生了这一条被称为银河的光带[19][20]。

在天文的文献中，首字母大写的"Galaxy"是指我们的星系：银河系，以与宇宙中其它的星系有所区别。英文的术语Milky Way可以追溯到乔叟的故事约1380：

"看那边，洛，银河系
 它的意思就是克萊普 the Milky Wey（牛奶路），
 命中注定的。"

——杰弗里·乔叟，名人堂[18]

星系在通过望远镜发现之初，被称为螺旋星云。在18与19世纪，大多数的天文学家认为它们要么是未能分辨的星团，要不就是没有恒星的星云，但都认为是银河系的一部分，而它们的真实组成和性质仍然是个谜。使用大型望远镜对附近的几个明亮的星系，例如仙女座星系进行的观测，开始将它们分解成巨大的恒星群，但仅仅基于表面上的黯淡度和纯粹的恒星族群，这些天体的真实距离使它们远远的超出了银河系的范围。由于这个原因，他们被通俗的称为岛宇宙，但因为宇宙一词存在著全部的意思，这个名词很快就被废弃了。取而代之的，就是简单的称为星系[21]。

命名法

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星系团SDSS J1152+3313。SDSS表示史隆数位巡天，J表示儒略历元，还有1152+3313表示赤经和赤纬

数以万计的星系已经编入目录中，但只有少数几个星系有明确的名称，例如仙女座星系、麦哲伦云、涡状星系和阔边帽星系。天文学家使用某些星表中的数值，例如梅西耶表、NGC（NGC天体表）、IC（索引星表）、CGCG（星系和星系团表）、MCG（星系形态目录）、和UGC（星系的乌普萨拉总目录）来称呼一些星系。所有著名的星系都会出现在一个或多个星表中，而且在每个星表中的数值名称都不一样。以M109为例，它是一个螺旋星系，在梅西耶表中是第109个天体，但也可以称为NGC 3992、 UGC 6937、CGCG 269-023、MCG +09-20-044、和PGC 37617。

观测简史

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意识到我们所属的银河银河系只是众多星系中的一个，这与关于银河系和其它星云的重大发现是一致的。

银河系

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主条目：银河系

希腊哲学家德谟克利特（西元前450–370）提出，夜空中被称为银河的明亮光带可能是由遥远的恒星[22]。 然而，亚里斯多德（西元前384–322）认为，银河是由一些恒星喷出的炙热气体点燃的。这些恒星在世界中与天上运动相连接的次元球区（英语：Sublunary sphere），它们是巨大、数量众多和紧密的，并且点燃的火发生在大气层的上层[23]。新柏拉图主义的哲学家小奥林匹多罗斯（英语：Olympiodorus the Younger）（西元约495–570）对这一点抱持怀疑的态度，他认为如果银河位于地球和月球之间，那么在地球上不同的时间和地点，应该会表现出有所不同，它应该有视差，但它没有。在他看来，银河应该是天体[24]。

依据莫罕默德，阿拉伯天文学家海什木（西元965-1037）首次尝试观察和量测银河的视差[25]，由于银河没有视差，因此，他断定它必然不属于大气层，而在其外并且远离地球[26]。波斯天文学家比鲁尼（西元973-1048）提出，银河是"无数星云、恒星性质碎片的集合"[27]。安达鲁斯天文学家伊本·巴哲（"Avempace"，西元d.1138）提出，银河由许多几乎相互接触的恒星组成，由于受到次元（sublunary）物质折射的影响，看起来像是一个连续的影像[23][28]，他引用自身对木星和火星合的观察，作为当两个物体靠近时发生这种现象的证据[23]。在14世纪，出生于叙利亚的伊本·巴图塔提出银河是由"无数微小恒星组成的固体球体"[29]。

 
威廉·赫歇尔假设太阳在靠近中心之处根据恒星数量估算，在1785年提出的银河系形状

1610年，义大利天文学家伽利略使用望远镜研究银河系，发现它是由大量黯淡的恒星组成，这一事实证明了银河系是由许多恒星组成的[30][31]。

在1750年，英国天文学家汤姆斯·莱特在他著作的《宇宙的原始理论或新假设》中，推测银河系可能类似于太阳系，但规模要大得多，是由引力聚集大量恒星组成的旋转体。由此产生的星盘，我们可以在星盘内部的透视图上，看到它在天空上呈现一条带状物[32][33]。在1755年的一篇论文中，伊曼努尔·康德详细了解莱特关于银河系结构的观点[34]。

威廉·赫歇尔是第一位描述银河系形状和太阳位置的天文学家。他通过计算天空中不同位置的恒星数量，在1785年完成这项工作。他以太阳靠近中心的星系中心论（英语：Galactocentrism）绘制了一张银河系形状的图[35][36]。雅各布斯·卡普坦采用精益求精的方法，在1920年得到了一个太阳靠近中心的小椭圆形星系（直径15,000秒差距）图片。哈罗·沙普利基于球状星团的分布，采用不同的方法，得到了一个完全不同的画面：直径约70,000秒差距的平坦盘面，而且太阳远离盘面中心[33]。这两种分析都没有考虑到银河平面中存在的宇宙尘埃对光的吸收，但是川普勒（英语：Robert Julius Trumpler）通过对疏散星团的研究，在1930年量化了这种影响之后，就出现了我们宿主星系当前的图片[37]。

 
以鱼眼镜头在智利拍摄的银河系马赛克。银河在黑暗的夜空中以很高的倾角隆起，银河系的卫星星系，麦哲伦云出现在左边的边缘附近

与其他星云的区别

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在黑暗的夜晚，裸眼可以看到银河系之外的一些星系，包括仙女座星系、大麦哲伦星系、小麦哲伦星系和三角座星系。在10世纪，波斯天文学家阿卜杜勒-拉赫曼·苏菲对仙女座星系进行了有纪录以来最早的鉴定，将其描述为一个"小云"[38]。在964年，苏菲可能在他的《恒星之书》（指在"阿拉伯南部的阿尔巴克尔"[39]，因为在他居住的纬度是看不到南纬70；直到16世纪麦哲伦航海，麦哲伦云才为欧洲人熟知。）中提到了大麦哲伦星系[40][39]。仙女座星系后来在1612年被西门·马里乌斯独立地发现[38]。 在1734年，哲学家伊曼纽·斯威登堡在他的《Principia》中推测，在我们自己的银河系之外，可能会有星系形成星系团，这些星系团只是宇宙中极小的部分，宇宙远远超出我们能看到的。这样的观点"非常接近当今的宇宙观"[41]。

在1745年，皮埃尔·莫佩尔蒂推测一些类似星云的天体是具有独特性质恒星的集合，包括自身产生发光超光速体的恒星；并重复了约翰·赫维留的观点，即亮点的质量是巨大，而由于自身的旋转而变得扁平[42]。 在1750年，汤姆斯·莱特推测银河系是一个扁平的星盘，在夜空中可见的一些星云可能是独立的星系[33][43]。

 
以撒·罗伯斯在1899年拍摄的"仙女座大星云"，后来被确认是仙女座星系

在18世纪末，查尔斯·梅西耶编制了星表，收录了109个最亮的天体，而它们都是外观模糊的。随后，威廉·赫歇尔收集了5,000个星云，集结成目录[33]。在1845年，罗西勋爵建造了一架新的望远镜，能够区分椭圆星云和螺旋星云。他还设法找出这些星云中个别的点光源，为康德早期的推测提供了依据[44]。

在1912年，维斯托·斯里弗对最亮的螺旋星云进行光谱研究，以确定它们的组成。斯里弗发现螺旋星云有很高的都卜勒频移，这表明它们的运动速度超过了他所测量到恒星的速度。他发现这些星云的大多数都在远离我们[45][46]。

在1917年，希伯·柯蒂斯在仙女座星云中观测到新星仙女座S（当时已经将仙女座星系收录为梅西耶天体，称为M31）。在搜索摄影纪录时，他又发现了11颗。柯蒂斯注意到，这些新星平均比我们银河系的新星要暗10个星等。由于这个结果，他估计仙女座星系的距离在150,000秒差距。他成为所谓"岛宇宙"假说的支持者，该假说认为螺旋星云实际上是独立的星系[47]。

哈罗·沙普利和希伯·柯蒂斯在1920年，就关于星系的性质、螺旋星云和宇宙的维度的进行了世纪大辩论。为了支持他关于仙女座星云是银河系外的一个星系的说法，柯蒂斯注意到银河系中出现类似于尘埃云的暗带，以及显著的都卜勒频移[48]。

在1922年，爱沙尼亚天文学家恩斯特·奥匹克给出了一个距离测定，支持仙女座星云确实是一个银河系外天体的理论[49]。爱德温·哈伯使用威尔逊山天文台新的100英吋望远镜，可以解析出一些螺旋星云外侧那些恒星集合中的单独个体，并识别初一些造父变星，从而能够让他测量出这些星云的距离：它们太遥远，不能成为银河系的一部分[50]。在1926年，哈伯提出了一个至今能在使用的星系型态分类法[51]。

现代研究

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典型的螺旋星系自转曲线：（A）根据可见物质预测的曲线，和（B）实际观测的曲线。距离是从星系核心起算

在1944年，亨德里克·C·范德胡斯特预测可以从星际原子氢气体中探测到21公分的微波辐射[52]；并且在1951年有人探测到。这种辐射不受尘埃吸收的影响，因此他的都卜勒频移可以用来绘制星系中气体的运动图。这些观测的结果导致在我们的星系中心有一个旋转的棒状结构的假说[53]。随著电波望远镜的改进，也可以追踪在其他星系中的氢气。在1970年代，薇拉·鲁宾的观测揭示了星系自转速度与可见的恒星和气体总质量预测值之间的差异。今天，星系自转问题被认为是存在著大量看不见的暗物质来[54][55]。

 
科学家们利用大天文台起源深空巡天（英语：Great Observatories Origins Deep Survey）（GOODS）调查中可见的星系来重新计算星系的总数[56]

从20世纪的90年代开始，哈伯太空望远镜获得了更好的观测结果。除此之外，哈伯的数据帮助我们确定了银河系中缺失的暗物质，不可能仅仅由本来就很小很暗的恒星组成[57]。哈伯深空是对天空中非常空旷的部分进行极长时间的曝光，它提供了证据，证明在可观测宇宙中大约有1,250亿（1.25×1011）星系[58]。探测人类看不见的光谱的科技进步（电波望远镜、红外线照相机、和X射线望远镜），可以探测到哈伯未能探测到的星系。特别是在隐带（在可见光波段被银河系遮蔽的天空区域）的星系调查，揭示了许多新的星系[59]。

在2016年，发表在天文物理期刊上，由诺丁汉大学Christopher Conselice（英语：Christopher Conselice）领导的一项研究，通过对哈伯太空望远镜20年来所收集的影像进行三维建模得出的结论，在可观测宇宙中有超过2兆个（2×1012）星系[10][11][60][61]。

类型和形态

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主条目：星系型态分类
 
根据哈伯分类方案的星系类型： E表示椭圆星系，S是螺旋星系，SB是棒旋星系[note 1]

星系主要有三种类型：椭圆星系、螺旋星系和不规则星系。哈伯序列根据其外观，对星系类型的描述更为广泛。由于哈伯序列完全基于视觉型态的类型（形状），因此它可能错过星系的某些重要特征，例如星暴星系中的恒星形成速率和活动星系核心的活动[7]。

椭圆星系

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主条目：椭圆星系

哈伯分类系统根据椭圆度对椭圆星系进行分类，椭圆度从E0到E7（扁平率增加）。这些星系有一个椭球体的轮廓，无论观察角度为何，都呈现出椭圆形的外观。从它们的外观来看，几乎没有结构，而且通常只有相对较少的星际物质。因此，这些星系的疏散星团比例也很低，而且新恒星形成的速度也将低了。另一方面，它们通常由更古老、更为演化的恒星所支配，它们的恒星以随机的方向围绕著共同的质心运行。因为恒星在初始爆发后就停止，恒星只含有低丰度的重元素。从这个意义上说，它们与小得多的球状星团有些相似[62]。

最大的星系是巨椭圆星系。许多椭圆星系被认为是由于星系交互作用所导致的碰撞和合并而形成。它们可以长到巨大的尺寸（例如，与螺旋星系比较），巨椭圆星系通常是在大的星系团核心附近被发现[63]。

cD 型星系

最大的星系是 cD 型星系， 它们通常被称为超巨椭圆星系，是已知暂CD型星系最大、最亮的星系。这些星系的特征是中央椭圆形核，带有广泛而微弱的恒星光环，延伸至兆秒差距尺度。

壳层星系

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哈伯拍摄的壳层星系NGC 3923

壳层星系是星系晕中的恒星排列在同心壳层中的椭圆星系。大约十分之一的椭圆星系具有这种壳层状的结构，而在螺旋星系中从未观测到这种结构。一般认为，当一个较大的星系吸收掉一个较小的卫星星系时，就会形成这种壳层状的结构。当两个星系靠近时，中心的恒星就会围绕著一个中心点开始振荡，这种振荡产生的引力涟漪，类似于在水面上传播的涟漪，形成恒星的外壳。例如，星系NGC 3923有超过20个壳层[64]。

螺旋星系

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主条目：螺旋星系
 
风车星系，NGC 5457

螺旋星系类似于螺旋状风车。虽然这种星系包含的恒星和其它见的物质大多位于一个平面上，但大多数的质量都存在于暗物质中，以大致呈球形的星系晕环绕在星系周围。星系晕的范围超出可见部分，通过对星系自转曲线的观察，证实了暗物质的分布[65]。

螺旋星系由恒星和星际物质组成旋转的盘面，较老的恒星一般聚集在中心形成凸起的核球，相对较明亮的螺旋臂从核球向外延伸。在哈伯分类系统中，螺旋星系以S代表类型，后面跟随小写字母（a、b、或c），表示螺旋臂的松紧度和中央核球的大小。Sa是星系的螺旋臂紧密，以致不易界定范围和辨识，并且拥有相对较大的核球。另一端的例子是Sc，呈现开放的状态，螺旋臂可以明确的辨认，核球也相对较小[66]。螺旋臂不明确的螺旋星系有时会称为絮结螺旋星系；与拥有突出且可明确辨识螺旋臂的宏观螺旋星系形成鲜明的对比[67]。因为有些螺旋星系的盘面有厚厚的凸起，而另一些则很薄又密实，因此星系旋转的速度被认为与圆盘的平坦度相关[68]。

 
NGC 1300：一个棒旋星系的例子

在螺旋星系中，螺旋臂的形状确实具有近似等角螺线的形状。从理论上讲，这种模式可以证明是恒星均匀旋转质量的扰动造成的。与恒星一样，螺旋臂围绕中心旋转，但它们以恒定的角速度旋转。螺旋臂被认为是物质密度高的区域，或"密度波"[69]。当恒星穿过螺旋臂时，每颗恒星的系统的空间速度被高密度的引力改变（当恒星从另一侧离开后，速度恢复正常。）。这种效应类似于在高速公路上行驶的汽车因局部拥塞时减速的"浪潮"。因为高密度促进恒星的形成，因此它们蕴藏著许多明亮且年轻的恒星，这使螺旋臂较显而易见[70]。

 
霍格天体：一个环星系的例子

棒旋星系

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主条目：棒旋星系

大多数的螺旋星系，包括我们自己的银河系，都有一个线性的条状带，向外延伸至核心的两侧，然后衔接到螺旋臂的结构上[71]。在哈伯分类系统中，这类星系以"SB"表示，后面跟随小写字母（a、b、或c），表示螺旋臂的形态（与正常螺旋星系的分类相同）。棒被认为是临时结构，由于密度波从核心向外辐射，或可能是与其他星系的潮汐交互作用而发生[72]。可能是气体沿著螺旋臂被引导至核心，许多棒旋星系是活跃的[73]。

我们自己的星系，银河系，是有著巨大圆盘形状的棒旋星系[74]，直径大约30,000秒差距，厚约1,000秒差距。包含大约2千亿（2×1011）颗恒星[75]。恒星的总质量大约是6,000亿（6×1011）太阳质量[76]。

超亮螺旋星系

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最近，研究人描述了一种称为超亮螺旋的星系。它们非常巨大，直径可能超过437,000光年（银河系的直径只有100,000光年）。它们的质量估计为3,400亿太阳质量，产生大量的紫外线和中红外线。科学家认为它们的恒星形成速度比我们的银河系快30倍左右[77][78]。

其他型态

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  • 特殊星系是由于和其他星系的潮汐交互作用而形成的星系结构。
    • 环星系有一个由恒星和星际物质组成的环状结构，围绕著一个裸露的核心。环星系被认为是在一个较小的星系穿过一个螺旋星系的核心时产生的[79]。此类事件可能影响了仙女座星系，因为当使用红外线观测它时，它显示出多环状的结构[80]。
  • 透镜星系是一种兼具椭圆星系和螺旋星系性质的中间形式。它们在哈伯分类系统被归类为S0型，有著界线不明确的螺旋臂和椭圆的恒星[81]（透镜星系在哈伯分类为SB0。）。
  • 不规则星系是指不能明确划分为椭圆或螺旋形态的星系。
    • Irr-I有一些结构，但并不符合哈伯分类系统的结构，可能是远本的结构已经被破坏了。
    • Irr-II没有任何类似哈伯分类系统的结构，也可能是完全被破坏了。 [82]。附近的（矮星系）不规则星系包括麦哲伦云。
  • 超稀疏星系（ultra diffuse galaxy，UDG）是密度极低的星系。这种星系可能与银河系大小相同，但可见的恒星数量仅为银河系的1%。缺乏光度是因为它缺少形成恒星的气体，这导致它只有古老的恒星族群。

矮星系

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主条目：矮星系

尽管有突出的椭圆星系和螺旋星系，但大多数星系都是矮星系。与其它星系比较，这些星系相对娇小，大小大约是银河系的1%，只包含数十亿颗恒星。最近发现有超致密的矮星系，它们的大小只有100秒差距 [83]。

许多矮星系可能围绕著一个更大的星系运行；我们的银河系至少有十馀颗这样的卫星星系，估计还有300-500颗尚未发现[84]。矮星系也可以分为椭圆、螺旋或不规则。由于小的矮椭圆星系与大的椭圆星系几乎没有相似之处，所以它们通常会被称为矮椭球星系来取代。

一项对银河系附近27个矮星系的研究发现，不管这个矮星系有数千万颗还是数亿颗恒星，它的核心质量均约为1,000万太阳质量。这导致了这样的一种说法：星系主要由暗物质形成，最小的尺寸可能表明一种温暗物质无法在较小的尺度上进行引力合并的形式（性质）[85]。

其它类型的星系

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交互作用

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主条目：交互作用星系
 
正在经历一场碰撞中的触须星系，最终将导致它们合并

星系间的交互作用相对频繁，这在星系演化中扮演重要的角色。星系间的擦身而过会由于潮汐交互作用而导致扭曲变形，并可能导致一些气体和尘埃的交换[86][87]。

当两个星系直接穿过彼此，就会发生碰撞，但如果有足够的相对动量，就不会合并。交互作用星系中的恒星通常不会发生碰撞，但在两者中的气体和尘埃会相互作用，由实惠触发恒星的生成。碰撞也会严重扭曲星系的型状，形成棒状、环状或尾状结构[86][87]

最极端的交互作用是星系合并。在这种情况下，两个星系的相对动量不足以让两个星系彼此通过。取而代之的是它们逐渐合并成一个更大的单一星系。与原本的星系对比，合并会导致形态上显著的改变。如果合并的星系之一比另一个星系大很多，那么过程的结果会被称为吞噬。质量相对大很多的星系，相对的不会受到合并的影响，而较小的星系则会四分五裂。银河系目前正在吞噬人马座矮椭圆星系和大犬座矮星系 [86][87]。

星暴星系

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主条目：星暴星系
 
M82是一个星暴星系。它的恒星形成量是正常星系的10倍[88]

在星系中的恒星是由巨大分子云中储备的冷气体形成的。一些星系被观察到以异常的速度形成恒星，这就是所谓的恒星爆发。如果它继续这样做，那么将会在比星系寿命短的时间内消耗掉它们储备的气体。因此，恒星爆发通常只会持续大约一千万年，这在星系的生命史上是相对较短的时间。星暴星系在宇宙早期更为常见[89]，即使在现在，估计仍有15%的星系有这样的恒星产生率[90]。

星暴星系的特征是气体尘埃的浓度和新形成恒星的出现，包括大质量恒星电离周围的云气形成H II区域[91]。这些大质量恒星产生超新星爆炸，导致膨胀的残馀物与周围的气体发生强而有力的交互作用。这些爆发引发恒星形成的连锁反应，扩散到整个气态区域。只有当可用的气体几乎被消耗或分散时，星爆活动才会结束[89]。

恒星爆发通常与星系合并或交互作用相关。这种星暴形成交互作用的原型例子是M82，它曾经与较大的M81有过一次亲密接触。不规则星系经常表现出星爆活动的间隔结[92]。

活跃星系

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主条目：活跃星系核
 
从核心发射出一股粒子喷流的椭圆电波星系M87

如果星系中包含一个活跃星系核（AGN），那么有一部分观测到的星系会被归类为活跃星系。这种星系输出的总能量有很大的一部分来是活跃星系核的发射，而不是由恒星、尘埃和星系的星际物质发射。

活跃星系核的标准模型是基于围绕该星系核心区超大质量黑洞（SMBH）形成的吸积盘[93]。在大约10%的星系中，一对方向截然相反的高能喷流已接近光速的速度从星系核新喷出粒子。产生这种喷流的机制尚不清楚[94]。

耀变体

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主条目：耀变体

耀变体（Blazar）被认为是一种活跃星系，有一个指向地球方向的相对论性喷流。一个电波星系从相对论性喷流发射电波的频率。活动星系的统一模型认为，可以根据观察者的视角解释它们之间的差异[94]

低电离星系核

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主条目：低电离星系核

可能与活跃星系核（以及星暴区域）有关的是低电离星系核发射区域（LINERs）。这种类型星系的发射主要由弱电离的元素控制。弱电离辐射的激发元包括后AGB星、AGN、和激波[95]。在邻近的星系中，大约三分之一的被归类为含有低电离星系核的核心[93][95][96]。

西佛星系

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主条目：西佛星系

西佛星系是最大的两个活耀星系群之一，另一群是类星体。它们有类似于类星体的核心（非常高光度、遥远和明亮的电磁辐射源），表面亮度非常高，但与类星体不同的是可以清楚的探测到它们的宿主星系。西佛星系约占所有星系的10%。在可见光下，大多数西佛星系看起来像正常的螺旋星系，但在使用其它波长研究时，其核心的亮度相当于整个银河系大小星系的光度。

类星体

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主条目：类星体

类星体（/ˈkweɪzɑr/）或准恒星电波源是能量最大、距离最远的活跃星系核成员。 类星体具有极高的亮度，最初被认为是包括电波和可见光的高红移电磁能量源。它们看起来类似于恒星，而不是类似星系的扩展源。它们的亮度可以是我们银河系的100倍。

亮红外星系

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主条目：亮红外星系

亮红外星系（LIRGs）是亮度测量值超过1011 L☉的星系。在可比较的总光度下，LIRGs比星暴星系、西佛星系、和类星体的数量更为丰富。亮红外星系在红外线中发射的能量比其它所有波长的总和还要多。LIRGs的亮度是太阳的1,000亿倍。

性质

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磁场

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星系有自己的磁场[97]。它们强大到足以在动力学上起重要的作用：它们推动质量流入星系中心，改变螺旋壁的形成，并影响星系周边气体的旋转。磁场提供了气体云崩塌和新恒星形成所需要的角动量传输。

[螺旋星系]]的平均均分强度约为1010μG（微高斯）或1 nT （奈特斯拉）。相较之下，地球磁场的平均强度约为0.3G（高斯或30μT（特斯拉|微特斯拉]]））。像M31和M33，我们银河系的邻居，这样的弱电波星系，其磁场较弱（约5 μG）。而恒星形成率高、富含气体的星系，例如M51、M83、和NGC 6946，平均有15μG。在突出的螺旋臂中，也是楞气体和尘埃其中的区域，磁场强度可达25μG。最强的总均分场（50-100μG）出现在星暴星系中，例如M82和触须星系，以及核星暴区域，例如NGC 1097和其它棒旋星系的中心[97]。

形成和演化

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主条目：星系的形成和演化

星系的形成和演化在天体物理学中是一个活跃的研究领域。

形成

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艺术家对早期宇宙形成源生星团的想像[98]

现时早期宇宙的宇宙学模型是基于大爆炸理论。大约在大爆炸30万年后，氢和氦原子开始形成，这一事件被称为复合。几乎所有的氢都是中性的（非电离的），在这之前光子很容易被吸收，而且恒星也还没有开始形成。因此，这个时期之前被称为黑暗时期。正是由于这种原始物质的密度波动（或各向异性的不规则性），大尺度结构开始出现。结果，大量的重子开始在冷暗物质晕内凝结[99][100]。这些原始结构最终将成为我们今天看到的星系。

 
艺术家对年轻星系吸积物质的想像

早期星系

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2006年发现了星系出现的最早期证据，当时人们发现星系IOK-1有著高达6.96的异常红移，相当于大爆炸发生后的7.5亿年，是迄今所见最遥远、最原始的星系[101]。

虽然一些科学家声称其它天体（例如阿贝尔1835 IR1916）具有更高的红移（因此可以在宇宙演化的早期阶段看到），但IOK-1的年龄和组成以敬更可靠的确定。在2012年12月，天文学家报告说UDFj-39546284是已知最远的天体，红移值11.9。估计这个天体存在大爆炸（大约在138亿年前）之后3.8亿年[102][103]，距离我们大约134.2光行程年。这种早期原星系的存在表明，它们一定是在所谓的"黑暗时代"生长的[99]。截至2015年5月，星系EGS-zs8-1是测量到最遥远、最早的星系，在大爆炸之后6.7亿年形成。EGS-zs8-1的光花了130亿年才到达地球，而因为在130亿年里宇宙膨胀的缘故，它现在距离地球远达300亿光年[104][105][106][107][108]。

早期星系形成

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哈伯太空望远镜在深空探测中检测到不同成分的近红外背景光[109]

在天体物理学中，早期星系形成的详细过程是一个悬而未决的问题。理论上可以分为两类：自上而下和自下而上。在自上而下的关联（例如Eggen–Lynden-Bell–Sandage的[ELS]模型）中，原星系在持续大约一亿年的大规模同时的坍塌中形成[110]。在自下而上的理论中（如Searle-Zinn的[SZ]模型），如球状星团的小结构首先形成，然后大量这样的天体吸积形成一个更大的[111]。

一但原星系开始形成和收缩，第一颗晕星（称为第三族恒星）出现在它们的内部。它们几乎完全由氢组成，而且可能是巨大的。如果是这样的话，这些巨大的恒星会很快耗尽它们的燃料，变成超新星，将重元素释放出并成为到星际物质[112]。 第一代恒星重新电离了周围的中性氢，形成在空间中不断膨胀的气泡，光子很容易通过这些气泡传播[113]。

在2015年6月，天文学家报告发现第三族恒星存在于 z = 6.60的宇宙红移7号星系的证据。这类恒星很可能存在于非常早期的宇宙中（即高红移），并且可能已经开始产生比氢重的化学元素，而这些元素是我们所知之后形成行星和生命所需要的[114][115]。

演化

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在星系形成的10亿年内，关键的结构开始出现。球状星团、中央的超大质量黑洞，和一个缺乏金属的核球与第二星族星开始形成。超大质量黑洞似乎在通过限制过量的物质和总质量，来积极调节星系的增长方面，起著关键作用[116]。在这个早期，星系经历了一次恒星形成的大爆发[117]。

在接下来的20亿年里，积累的物质沉淀成一个星系盘[118]。星系将在其整个生命周期内，不断吸收来自高速云和矮星系的物质[119]，这些物质主要是氢和氦。恒星诞生和死亡的循环，缓慢地增加重元素的丰度，最终允许行星的形成[120]。

哈伯极深空（XDF）
 
哈伯极深空（XDF）的视野与月球角尺寸的比较。在这个小视野中有几千个星系，而每一个星系都由数十亿颗恒星组成。
 
2012年的哈伯极深空（XDF）观点：每个光点都是一个星系，其中一些有132亿年的历史[121]； 估计可观测宇宙包含2,000亿到2兆个星系。
 
哈伯极深空（XDF）的影像显示（从左至右）完全成熟的星系（少于50亿年）、接近成熟的星系（从50亿到90亿年前）、和原星系、燃烧著的年轻恒星（英语：Stellar age estimation）（超过90亿年）。

星系的演化会受到交互作用和碰撞的显著影响。星系合并在早期是很常见的，而且大多数的星系型态都很特殊[122]。考虑到恒星之间的距离，碰撞星系中绝大多数的恒星系统并不会受到影响。然而，构成螺旋臂的星际气体和尘埃受到引力剥离，会产生一长串称为潮汐尾的恒星流。在NGC 4676[123]或触须星系[124]的例子可以看见形成的潮汐尾。

银河系和附近的仙女座星系正以大约130千米/秒的速度相互接近。根据径向速度，两者在大约50到60亿年后相撞。尽管银河系以前从未与仙女座星系那么大的星系发生碰撞，但过去曾与较小的矮星系碰撞的证据越来越多[125]。

如此大规模的相互作用是罕见的。随著时间的推移，两个规模相等的星系核变得越来越罕见。在过去的数十亿年里，大多数明亮的星系基本上保持不变，恒星形成的速率可能也在100亿年前就达到顶峰[126]。

未来趋势

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主条目：膨胀宇宙的未来

螺旋星系和银河系一样，只要螺旋臂中的分子云有密集的星际氢，就会产生新一代的恒星[127]。椭圆星系基本上没有这种气体，因此形成的新恒星很少[128]。恒星形成物质的供应是有限的；一旦恒星将可用的氢供应转化为更重的元素，新恒星的形成就会结束[129][130]。

目前的恒星形成时代，预计将持续长达1,000亿年。然后"恒星时代"将因为我们宇宙中最小、寿命最长的恒星，微小的红矮星开始衰亡，在大约10兆到100兆年（1013–1014年）逐渐消退。在恒星时代末期，星系将由致密天体组成：棕矮星、冷却中或已经冷却的白矮星（即黑矮星）、中子星和黑洞。最终，由于引力弛豫，所有的恒星若不是落入星系中心的超大质量黑洞，就是由于碰撞而落入星系间空间[129][131]。

大尺度结构

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主条目：大尺度结构、大尺度纤维状结构和Galaxy groups and clusters（英语：Galaxy groups and clusters）
 
西佛六重星系是一个致密星系群的例子。

深空探测显示，星系通常以群或团的形式存在。在过去的十亿年里，没有与另一个质量相当的星系发生明显交互作用的孤立星系相对稀少。在被调查的星系中，大约只有5%的星系被发现是真正孤立的；然而，这些孤立的星系在过去可能与其它星系发生交互作用，甚至合并，而且可能还有较小的卫星星系在轨道上围绕著它运行。孤立星系[note 2]的气体不会被附近的星系剥离，所以产生恒星的速率比正常的要高[132]。

在最大的尺度上，宇宙不断的膨胀，导致各个星系之间的平均距离增加（参见哈伯定律）。星系集团中的成员可以通过相互间的引力，在局部的尺度上克服这种膨胀。当暗物质将这些星系拉在一起时，这种关联性很早就已经形成了。邻近的群体，后来又合并成更大规模的群聚。这个正在进行的合并过程（以及流入气体的涌入）将星系团内的星系际气体加热到非常高的温度，达到30-100兆K[133]。在一个星系团中，大约70–80% 的质量是以暗物质的形态存在著，另外10-30%的质量是由这种被加热的气体组成，剩下的少部分才以星系的形式存在[134]。

大多数星系在引力作用下与许多其它星系相连。它们形成了一个类似分形的簇状结构层次分布，最小的这种关联称为群。星系群是最常见的星系团类型，这些构造包含了宇宙中大多数的星系（以及大部分重子的质量）[135][136]。为了维持这样一个星系群的引力束缚， 每个成员星系的速度必须足够的低，才不至于逃逸（参见维里定理）。然而，若没有足够的动能，这些星系可能会通过合并，演化成星系数量较少的星系群[137]。

  宇宙中宇宙最大结构（英语：List of largest cosmic structures）比预期的还要大。这些是实际的结构，还是随机的密度波动？
 – 物理学

星系团由数百至数千个星系组成，它们被引力束缚在一起[138]。星系团通常由一个巨大的椭圆星系控制，这个星系称为最亮团星系，随著时间的推移，潮汐力摧毁了它的卫星星系，并将它们的质量据为己有[139]。

超星系团包含数以万计的星系，其中的成员以星系团、星系群、甚至个别的星系存在。在宇宙的大尺度结构中，星系被排列成薄片和细丝围绕著巨大的空洞[140]。在这个尺度之上，宇宙似乎在所有方向上都是相同的（各向同性）和均质（英语：wikt:Homogeneity）[141]，尽管此一概念在最近几年受到许多大型结构的挑战，但这些发现似乎超过了这个规模。武仙－北冕座长城的长度为100亿光年（30亿秒差距），是目前在宇宙中发现的最大结构（英语：List of largest cosmic structures）[142][143][144]。

银河系是名为本星系群集团的成员，这是一个相对较小的星系群，直径大约100万秒差距。银河系和仙女座星系是其中最亮的两个星系；其它许多成员都是矮星系，是这两个星系的卫星星系[145]。本星系团本身又是室女超星系团内的一个似云状结构的一部分，这是以室女座星系团为中心的星系群和星系团组成的扩张形结构[146]。而室女超星系团本身又是巨大的双鱼-鲸鱼座超星系团复合体的一部分。

哈伯遗赠场（50秒的短片）[147]
 
次毫米波长观看的银河系盘面南侧[148]

多波段观测

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参见：观测天文学
 
这张仙女座星系的紫外线影像显示的蓝色区域包含年轻大质量的恒星。

大部分恒星的辐射峰值都在可见光谱中，因此观测形成星系的恒星一直是可见光天文学的重要组成部分。它也是以光谱观测电离氢区和研究尘埃臂分布的有利部分。

存在星际物质中的尘埃对可见光是不透明的。它对远红外线较为透明，可以用来非常详细地观察巨大分子云和核球的内部区域[149]。红外线也被用来观察形成得更早的遥远的红移星系。水蒸气和二氧化碳吸收了许多有用的红外光谱部分，因此高空或太空望远镜被用于红外天文学。

第一次对星系，特别是活跃星系的非可见光研究是利用电波频率进行的。地球大气层对在5Hz到30GHz之间的电波几乎是透明的（电离层阻止低于此频率的信号）[150]。大的电波干涉仪被用来绘制活跃星系核发射的活跃喷流。 电波望远镜也可以用于观测中性氢（通过21公分辐射），包括，潜在的，早期宇宙中后来崩塌形成星系的非电离[151]。

紫外线和X射线望远镜可以观测到高能量的星系现象。当遥远星系中的恒星被附近黑洞的潮汐力撕裂时，有时会观测到紫外线闪焰（耀斑）[152]。热气体在星系团中的分布可以用X射线来描绘。通过X射线天文学证实了星系核心存在超大质量黑洞[153]。

相关条目

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注解

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  1. ^ 在哈伯分类系统左侧的星系有时被称为"早期型"，而右侧的星系则被称为"晚期型"。
  2. ^ "场星系"这个名词有时被用来指孤立的星系，但也被用来描述不属于星系团，但可能是星系群成员的星系。

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来源

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参考文献

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外部链接

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