(十六)銀河系
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斯必澤空間望遠鏡拍攝的銀河系中 圖像 |
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從死亡谷所見的銀河系 |
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銀河系
銀河系（Milky Way）是太陽系所處的星系。過去它被認為與同處於本星系團的仙女座大星系一樣，都是旋渦星系，但最近研究指銀河系實際上為一棒旋星系（barred spiral galaxy）。因為它像一條流淌在天上閃閃發光的河流一樣，古稱銀河、天河，北半球來說夏季最明顯看到銀河（在天蠍座、人馬座延伸至夏季大三角，甚至仙后座），冬季的那邊銀河很黯淡（在獵戶座與大犬座）。估計約一千多億顆恒星組成。
對銀河系的探索 雖然從非常久遠的古代，人們就認識了銀河。但是對銀河系的真正認識還是從近代開始的。 1750年，英國天文學家賴特（Wright Thomas）認為銀河系是扁平的。 1755年，德國哲學家康得提出了恒星和銀河之間可能會組成一個巨大的天體系統； 隨後的德國數學家郎伯特（Lambert Johann heinrich）也提出了類似的假設。 到1785年，英國天文學家威廉·赫歇耳繪出了銀河系的扁平形體，並認為太陽系位於銀河的中心。 1918年，美國天文學家沙普利（Harlow Shapley）經過4年的觀測，提出太陽系應該位於銀河系的邊緣。1926年，瑞典天文學家林得布拉德（Lindblad Bertil）分析出銀河系也在自轉。
特徵 銀河系是一個中間厚，邊緣薄的扁平盤狀體。他的主要部分稱為銀盤，是一個漩渦狀。 它的總質量約有太陽的一萬億倍，直徑約為十萬光年，中央厚約1萬光年，邊緣厚約3000-6000光年。太陽約處於與銀河系中心距離約27,700光年的位置。 銀盤外面是由稀疏的恒星和星際物質組成的球狀體，稱為銀暈，直徑約10萬光年。
仔細觀察銀河系，可以發現有4條旋臂，分別是人馬臂，獵戶臂，英仙臂，3000秒差距臂。太陽位於獵戶臂內側。旋臂主要由星際物質構成。 銀河系也有自轉。太陽系以每秒250千米速度圍繞銀河中心旋轉，旋轉一周約2.2億年。 銀河系有兩個伴星系：大麥哲倫星系和小麥哲倫星系。
與銀河系相對的稱之為銀河外星系。 一般認為，銀河系中的恒星多為雙星或聚星。而2006年新的發現認為，銀河系的主序星中2/3都是單星。 基於2MASS的觀測資料的銀河系紅外線畫像
年齡 依據歐洲南天天文臺(ESO)的研究報告，估計銀河系的年齡約為136億歲(109年)，幾乎與宇宙一樣老。 由天文學家Luca Pasquini, Piercarlo Bonifacio, Sofia Randich, Daniele Galli, and Raffaele G. Gratton.所組成的團隊在2004年使用甚大望遠鏡(VLT)的紫外線視覺矩陣光譜儀進行的研究，首度在球狀星團NGC 6397的兩顆恆星內發現了鈹元素。 這個發現讓他們將第一代恆星與第二代恆星交替的時間往前推進了2至3億年，因而估計球狀星團的年齡在134±8億歲，因此銀河系的年齡不會低於136±8億歲。
結構
觀測到的銀河旋臂結構2005年，銀河系被發現以哈柏分類來區分應該是一個巨大的棒旋星系SBc(旋臂寬鬆的棒旋星系)，總質量大約是太陽質量的6,000億至30,000億倍。有大約1,000億顆恆星。
從80年代開始，天文學家才懷疑銀河是一個棒旋星系而不是一個普通的螺旋星系。2005年，斯必澤空間望遠鏡証實了這項懷疑，還確認了在銀河的核心的棒狀結構與預期的還大。 銀河的盤面估計直徑為100,000光年，太陽至銀河中心的距離大約是26,000光年，盤面在中心向外凸起。 銀河的中心有巨大的質量和緊密的結構，因此強烈懷疑它有超重質量黑洞，因為已經有許多星系被相信有超重質量黑洞在核心。
就像許多典型的星系一樣，環繞銀河系中心的天體，在軌道上的速度並不由與中心的距離和銀河質量的分佈來決定。在離開了核心凸起或是在外圍，恆星的典型速度是每秒鐘210∼240公里之間。因此這星恆星繞行銀河的週期只與軌道的長度有關，這與太陽系不同，在太陽系，距離不同就有不同的軌道速度對應著。
銀河的棒狀結構長約27,000光年，以44±10度的角度橫亙在太陽與銀河中心之間，他主要由紅色的恆星組成，相信都是年老的恆星。
被觀察到與推論的銀河旋臂結構每一條旋臂都給予一個數字對應(像所有旋渦星系的旋臂)，大約可以分出12段。相信有四條主要的旋臂起源自銀河的核心，她們的名稱如下：(參考右側的圖) 2 and 8 - 3kpc 和 英仙臂 3 and 7 - 距尺臂 和 天鵝臂 (與最近發現的延伸在一起 - 6) 4 and 10 - 南十字座 和 盾牌臂 5 and 9 - 船底座 和 人馬臂 至少還有兩個小旋臂或分支，包括： 11 - 獵戶臂 (包含太陽和太陽系在內 - 12) 在主要的旋臂外側是外環或稱為麒麟座環，這是天文學家布賴恩·顏尼 (Brian Yanny)和 韓第·周·紐柏格(Heidi Jo Newberg)提出，是環繞在銀河系外由恆星組成的環，其中包括在數十億年前與其他星系作用誕生的恆星和氣體。
銀河的盤面被一個球狀的銀暈包圍著，估計直徑在250,000至400,000光年。 由於盤面上的氣體和塵埃會吸收部份波長的電磁波，所以銀暈的組成結構還不清楚。 盤面(特別是旋臂)是恆星誕生的活耀區域，但是銀暈中沒有這些活動，疏散星團也主要出現在盤面上。
銀河中大部分的質量是暗物質，形成的暗銀暈估計有6,000億至3兆個太陽質量，以銀河為中心被聚集著。 新的發現使我們對銀河結構與維度的認識有所增加，比早先經由仙女座星系(M31)的盤面所獲得的更多。最近新發現的證據： 証實外環是由天鵝臂延伸出去的，明確的支援銀河盤面向外延伸的可能性。 人馬座矮橢球星系的發現，與在環繞著銀極的軌道上的星系碎片， 說明瞭他因為與銀河的交互作用而被扯碎。同樣的，大犬座矮星系也因為與銀河的交互作用，使得殘骸在盤面上環繞著銀河。
在2006年1月9日， Mario Juric和普林斯頓大學的一些人宣佈，史隆數位巡天在北半球的天空中發現一片巨大的雲氣結構(橫跨約5,000個滿月大小的區域)位在銀河之內，但似乎不合於目前所有的銀河模型。 他將一些恆星匯聚在垂直於旋臂所在盤面的垂線上，可能的解釋是小的矮星系與銀河合併的結果。這個結構位於室女座的方向上，距離約30,000光年，暫時被稱為室女恆星噴流。
在2006年5月9日， Daniel Zucker 和 Vasily Belokurov宣佈史隆數位巡天在獵犬座和牧夫座又發現了兩個矮星系。
由錢德拉X射線天文臺拍攝的照片組合成的X射線銀河
太陽在銀河系中的位置 太陽（包括地球和太陽系）都在獵戶臂靠近內側邊緣的位置上，在本地蓬鬆物（Local Fluff）中，距離銀河中心7.94±0.42千秒差距我們所在的旋臂與鄰近的英仙臂大約相距6,500光年。我們的太陽與太陽系，正位在科學家所謂的銀河的生命帶。
太陽運行的方向，也稱為太陽向點，指出了太陽在銀河系內遊歷的路徑，基本上是朝向織女，靠近武仙座的方向，偏離銀河中心大約86度。太陽環繞銀河的軌道大致是橢圓形的，但會受到旋臂與質量分佈不均勻的擾動而有些變動，我們目前在接近近銀心點 (太陽最接近銀河中心的點) 1/8軌道的位置上。
太陽系大約每2.25-2.5億年在軌道上繞行一圈，可稱為一個銀河年，因此以太陽的年齡估算，太陽已經繞行銀河20-25次了。太陽的軌道速度是217km/s，換言之每8天就可以移動1天文單位，1400年可以運行1光年的距離。
海頓天象館的8.0千秒差距的立體銀河星圖，正好涵蓋到銀河的中心。
銀河系的鄰居
NGC
7331經常被視為"銀河的雙胞胎"，從銀河系之外回顧我們的銀河或許就是這個樣子。銀河、仙女座星系和三角座星系是本星系群主要的星系，這個群總共約有50個星系，而本地群又是室女座超星系團的一份子。.
銀河被一些本星系群中的矮星系環繞著，其中最大的是直徑達21,000光年的大麥哲倫雲，最小的是 船底座矮星系、天龍座矮星系和獅子II矮星系，直徑都只有500光年。其他環繞著銀河系的還有小麥哲倫雲，最靠近的是大犬座矮星系，然後是人馬座矮橢圓星系、小熊座矮星系、玉夫座矮星系、六分儀座矮星系、天爐座矮星系和獅子I矮星系。
在2006年1月，研究人員的報告指出，過去發現銀河的盤面有不明原因的傾斜，現在已經發現是環繞銀河的大小麥哲倫雲的擾動所造成的漣漪。是在她們穿過銀河系的邊緣時，導致了某些頻率的震動所造成的。 這兩個星系的質量大約是銀河的2%，被認為不足以影響到銀河。但是加入了暗物質的考量，這兩個星系的運動就足以對較大的銀河造成影響。在加入暗物質之後的計算結果，對銀河的影響增加了20倍，這個計算的結果是根據麻薩諸塞州大學阿默斯特分校馬丁·溫伯格的電腦模型完成的。 在他的模型中，暗物質的分佈從銀河的盤面一直分佈到已知的所有層面中，結果模型預測當麥哲倫星系通過銀河時，重力的衝擊會被放大。
穿過空間的速度 一般而言，根據愛因斯坦的狹義相對論，任何物體通過空間時的絕對速度是沒有意義的，因為在太空中沒有合適的慣性參考系統, 可以作為測量銀河速度的依據(運動的速度, 總是需要與另一個物體比較才能量度)。
因為各向宇宙微波背景輻射非常的均勻, 只有萬分之幾 的起伏. 所以就讓喬治·斯穆特 想到了一個方法, 就是測量宇 宙微波背景輻射有沒有偶極 異向性.
在 1977 年, 美國勞倫斯伯克 萊國立實驗室的喬治·斯穆特 等人, 將微波探測器安裝在 U-2偵察機 上面, 確切地測到了宇宙微波背景輻射的偶極異向性, 大小為 3.5±0.6 mK, 換算後, 太陽系在宇宙中的運動速度約為 390±60 km/s, 但這個速度, 與太陽系繞行銀河系核的速度 220 km/s 方向相反, 這代表銀河系核在宇宙中的速度, 約為 600 多 km/s。
有鑑於此，許多天文學家相信銀河以每秒 600 公里的速度相對於鄰近被觀測到的星系在運動，大部份的估計值都在每秒 130∼1,000 公里之間。如果銀河的確以每秒 600 公里的速度在運動，我們每天就會移動 5,184 萬公里，或是每年 189 億公里。相較於太陽系內，每年移動的距離是地球與冥王星最接近時距離的 4.5 倍。銀河在空間中運動的方向是指向長蛇座的方向。
神話 世界各地有許多創造天地的神話圍繞著銀河系發展出來。很特別的是，在希臘就有兩個相似的希臘神話故事在解釋銀河是怎麼來的。有些神話將銀河和星座結合在一起，認為成群牛隻的乳液將深藍色的天空染白了。在東亞，人們相信在天空中群星間的霧狀帶是銀色的河流，也就是我們所說的天河。
Akashaganga是印度人給銀河的名稱，意思是天上的恆河。
依據希臘神話，銀河是赫拉在發現宙斯以欺騙的手法誘使他去餵食年幼的赫拉克勒斯因而濺灑在天空中的奶汁。另一種說法則是赫耳墨斯偷偷的將赫拉克勒斯帶去奧林匹斯山，趁著赫拉沉睡時偷吸他的奶汁，而有一些奶汁被射入天空，於是形成了銀河。
在芬蘭神話中，銀河被稱為鳥的小徑，因為它們注意到候鳥在向南方遷徙時，是靠著銀河來指引的，它們也認為銀河才是鳥真正的居所。現在，科學家已經證實了這項觀測是正確的，候鳥確實在依靠銀河來引導，在冬天才能到溫暖的南方陸地居住。即使在今天，芬蘭語中的銀河依然使用Linnunrata這個字。
在瑞典，銀河系被認為是冬天之路，因為在斯堪的納維亞地區，冬天的銀河是一年中最容易被看見的。 古代的亞美尼亞神話稱銀河系為麥稈賊之路，敘述有一位神祇在偷竊麥稈之後，企圖用一輛木製的運貨車逃離天堂，但在路途中掉落了一些麥稈。
銀河的未來 目前的觀測認為仙女座星系(M31)正以每秒300公里的速度朝向銀河系運動，在30-40億年可能會撞上銀河系。但即始真的的發生碰撞，太陽以及其他的恆星也不會互相碰撞，但是這兩個星系可能會花上數十億年的時間合併成橢圓星系。 (資料來源http://blackwiki.net/zh/wiki/%E9%93%B6%E6%B2%B3%E7%B3%BB)
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銀河系（Milky Way galaxy）
銀河系是地球和太陽所屬的星系。因其主體部分投影在天球上的亮帶被我國稱為銀河而得名。 銀河系約有2000多億個恒星 銀河系側看像一個中心略鼓的大圓盤，整個圓盤的直徑約為10萬光年，太陽位於據銀河中心3.3萬光年處。鼓起處為銀心是恒心密集區，故望去白茫茫的一片。 銀河系俯視像一個巨大的漩渦這個漩渦有四個宣臂組成。太陽系位於其中一個旋臂（獵戶座臂），逆時針旋轉（太陽繞銀心旋轉一周需要2.5億萬年）。
銀河系呈旋渦狀，有4條螺旋狀的旋臂從銀河系中心均勻對稱地延伸出來。銀河系中心和4條旋臂都是恒星密集的地方。從遠處看，銀河系像一個體育鍛煉用的大鐵餅，大鐵餅的直徑有10萬光年，相當於9460800000萬萬公里。中間最厚的部分約3000∼6500光年。太陽位於一條叫做獵戶臂的旋臂上，距離銀河系中心約3.3萬光年。
銀河系的發現經歷了漫長的過程。望遠鏡發明後，伽利略首先用望遠鏡觀測銀河，發現銀河由恒星組成。 而後，T.賴特、I.康得、J.H.朗伯等認為，銀河和全部恒星可能集合成一個巨大的恒星系統。 18世紀後期，F.W.赫歇爾用自製的反射望遠鏡開始恒星計數的觀測，以確定恒星系統的結構和大小，他斷言恒星系統呈扁盤狀，太陽離盤中心不遠。 他去世後，其子J.F.赫歇爾繼承父業，繼續進行深入研究，把恒星計數的工作擴展到南天。 20世紀初，天文學家把以銀河為表觀現象的恒星系統稱為銀河系。 J.C.卡普坦應用統計視差的方法測定恒星的平均距離，結合恒星計數，得出了一個銀河系模型。在這個模型裡，太陽居中，銀河系呈圓盤狀，直徑8千秒差距，厚2千秒差距。 H.沙普利應用造父變星的周光關係，測定球狀星團的距離，從球狀星團的分佈來研究銀河系的結構和大小。他提出的模型是：銀河系是一個透鏡狀的恒星系統，太陽不在中心。沙普利得出，銀河系直徑80千秒差距，太陽離銀心20千秒差距。這些數值太大，因為沙普利在計算距離時未計入星際消光。 20世紀20年代，銀河系自轉被發現以後，沙普利的銀河系模型得到公認。
銀河系是一個巨型旋渦星系，Sb型，共有4條旋臂。包含一、二千億顆恒星。 銀河系整體作較差自轉，太陽處自轉速度約220千米／秒，太陽繞銀心運轉一周約2.5億年。銀河系的目視絕對星等為－20.5等，銀河系的總品質大約是我們太陽品質的1萬億倍，大致10倍於銀河系全部恒星品質的總和。 這是我們銀河系中存在範圍遠遠超出明亮恒星盤的暗物質的強有力證據。 關於銀河系的年齡，目前占主流的觀點認為，銀河系在宇宙誕生的大爆炸之後不久就誕生了，用這種方法計算出，我們銀河系的年齡大概 在145億歲左右，上下誤差各有20多億年。 而科學界認為宇宙誕生的“大爆炸”大約發生 ...
銀河系是太陽系所在的恒星系統，包括一二千億顆恒星和大量的星團、星雲，還有各種類型的星際氣體和星際塵埃。 它的總品質是太陽品質的1400億倍。 在銀河系裡大多數的恒星集中在一個扁球狀的空間範圍內，扁球的形狀好像鐵餅。 扁球體中間突出的部分叫“核球”，半徑約為7千光年。 核球的中部叫“銀核”，四周叫“銀盤”。 在銀盤外面有一個更大的球形，那裡星少，密度小，稱為“銀暈”，直徑為7萬光年。 銀河系是一個旋渦星系，具有旋渦結構，即有一個銀心和兩個旋臂，旋臂相距4500光年。 其各部分的旋轉速度和週期，因距銀心的遠近而不同。 太陽距銀心約2.3萬光年，以250千米/秒的速度繞銀心運轉，運轉的週期約為2.5億年。
銀河系物質約90％集中在恒星內。恒星的種類繁多。 按照恒星的物理性質、化學組成、空間分佈和運動特徵，恒星可以分為5個星族。 最年輕的極端星族Ⅰ恒星主要分佈在銀盤裡的旋臂上； 最年老的極端星族Ⅱ恒星則主要分佈在銀暈裡。 恒星常聚集成團。除了大量的雙星外，銀河系裡已發現了1000多個星團。 銀河系裡還有氣體和塵埃，其含量約占銀河系總品質的10％，氣體和塵埃的分佈不均勻，有的聚集為星雲，有的則散佈在星際空間。 20世紀60年代以來，發現了大量的星際分子，如CO、H2O等 。 分子雲是恒星形成的主要場所。 銀河系核心部分，即銀心或銀核，是一個很特別的地方。 它發出很強的射電、紅外，X射線和γ射線輻射。 其性質尚不清楚，那裡可能有一個巨型黑洞，據估計其品質可能達到太陽品質的幾千萬倍。對於銀河系的起源和演化，知之尚少。
1971年英國天文學家林登·貝爾和馬丁·內斯分析了銀河系中心區的紅外觀測和其他性質，指出銀河系中心的能源應是一個黑洞，並預言如果他們的假說正確，在銀河系中心應可觀測到一個尺度很小的發出射電輻射的源，並且這種輻射的性質應與人們在地面同步加速器中觀測到的輻射性質一樣。三年以後，這樣的一個源果然被發現了，這就是人馬A。
人馬A有極小的尺度，只相當於普通恒星的大小，發出的射電輻射強度為2*10（34次方）爾格/秒，它位於銀河系動力學中心的0.2光年之內。 它的周圍有速度高達300公里/秒的運動電離氣體，也有很強的紅外輻射源。 已知所有的恒星級天體的活動都無法解釋人馬A的奇異特性。 因此，人馬A似乎是大品質黑洞的最佳候選者。 但是由於目前對大品質的黑洞還沒有結論性的證據，所以天文學家們謹慎地避免用結論性的語言提到大品質的黑洞。 我們的銀河系大約包含兩千億顆星體，其中恒星大約一千多億顆，太陽就是其中典型的一顆。銀河系是一個相當大的螺旋狀星系，它有三個主要組成部分： 包含旋臂的銀盤，中央突起的銀心和暈輪部分。
螺旋星系M83，它的大小和形狀都很類似於我們的銀河系
銀盤（Galactic disk）：在旋渦星系中，由恒星、塵埃和氣體組成的扁平盤.
銀盤是銀河系的主要組成部分，在銀河系中可探測到的物質中，有九成都在銀盤範圍以內。銀盤外形如薄透鏡，以軸對稱形式分佈于銀心周圍，其中心厚度約1萬光年，不過這是微微凸起的核球的厚度，銀盤本身的厚度只有2000光年，直徑近10萬光年，可見總體上說銀盤非常薄。
除了1000秒差距範圍內的銀核繞銀心作剛體轉動外，銀盤的其他部分都繞銀心作較差轉動，即離銀心越遠轉得越慢。銀盤中的物質主要以恒星形式存在，占銀河系總品質不到10％的星際物質，絕大部分也散佈在銀盤內。星際物質中，除含有電離氫、分子氫及多種星際分子外，還有10％的星際塵埃，這些直徑在1微米左右的固態微粒是造成星際消光的主要原因，它們大都集中在銀道面附近。
由於太陽位於銀盤內，所以我們不容易認識銀盤的起初面貌。為了探明銀盤的結構，根據本世紀40年代巴德和梅奧爾對旋渦星系M31（仙女座大星雲）旋臂的研究得出旋臂天體的主要類型，進而在銀河系內普查這幾類天體，發現了太陽附近的三段平行臂。由於星際消光作用，光學觀測無法得出銀盤的總體面貌。有證據表明，旋臂是星際氣體集結的場所，因而對星際氣體的探測就能顯示出旋臂結構，而星際氣體的21釐米射電譜線不受星際塵埃阻擋，幾乎可達整個銀河系。光學與射電觀測結果都表明，銀盤確實具有旋渦結構。
銀心: 星系的中心凸出部分，是一個很亮的球狀，直徑約為兩萬光年，厚一萬光年，這個區域由高密度的恒 星組成，主要是年齡大約在一百億年以上老年的紅色恒星，很多證據表明，在中心區域存在著一個巨大的黑洞，星系核的活動十分劇烈。銀河系的中心﹐即銀河系的自轉軸與銀道面的交點。
銀心在人馬座方向﹐1950年曆元座標為﹕赤經174229﹐赤緯 -28°5918。銀心除作為一個幾何點外﹐它的另一含義是指銀河系的中心區域。太陽距銀心約10千秒差距﹐位於銀道面以北約8秒差距。銀心與太陽系之間充斥著大量的星際塵埃﹐所以在北半球用光學望遠鏡難以在可見光波段看到銀心。射電天文和紅外觀測技術興起以後﹐人們才能透過星際塵埃﹐在2微米到73釐米波段﹐探測到銀心的資訊。中性氫21釐米譜線的觀測揭示﹐在距銀心4千秒差距處o有氫流膨脹臂﹐即所謂“三千秒差距臂”(最初將距離誤定為3千秒差距﹐後雖訂正為 4千秒差距﹐但仍沿用舊名)。大約有 1﹐000萬個太陽品質的中性氫﹐以每秒53公里的速度湧向太陽系方向。在銀心另一側﹐有大體同等品質的中性氫膨脹臂﹐以每秒135公里的速度離銀心而去。它們應是1﹐000萬至1﹐500萬年前﹐以不對稱方式從銀心拋射出來的。在距銀心 300秒差距的天區內﹐有一個繞銀心快速旋轉的氫氣盤﹐以每秒70∼140公里的速度向外膨脹。盤內有平均直徑為 30秒差距的氫分子雲。在距銀心70秒差距處﹐則有激烈擾動的電離氫區﹐也以高速向外擴張。現已得知﹐不僅大量氣體從銀心外湧﹐而且銀心處還有一強射電源﹐即人馬座A﹐它發出強烈的同步加速輻射。甚長基線干涉儀的探測表明﹐銀心射電源的中心區很小﹐甚至小於10個天文單位﹐即不大於木星繞太陽的軌道。12.8微米的紅外觀測資料指出﹐直徑為1秒差距的銀核所擁有的品質﹐相當於幾百萬個太陽品質﹐其中約有100萬個太陽品質是以恒星形式出現的。腥巳銜㙉o銀心區有一個大品質緻密核﹐或許是一個黑洞。流入緻密核心吸積盤的相對論性電子﹐在強磁場中加速﹐於是產生同步加速輻射。銀心氣體的運動狀態､銀心強射電源以及有強烈核心活動的特殊星系(如塞佛特星系)的存在﹐使我們認為﹕在星系包括銀河系的演化史上﹐曾有過核心激擾活動﹐這種活動至今尚未停息。
銀暈: 銀河暈輪彌散在銀盤周圍的一個球形區域內，銀暈直徑約為九萬八千光年,這裡恒星的密度很低，分佈著一些由老年恒星組成的球狀星團，有人認為，在銀暈外面還存在著一個巨大的呈球狀的射電輻射區，稱為銀冕，銀冕至少延伸到距銀心一百千秒差距或三十二萬光年遠。 (資料來源：百度百科) |
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仙女座星系
仙女座星系
(Andromeda Galaxy
也稱為梅西爾31、M31或NGC
224，早期的文件中曾經稱為仙女座星雲)是一個螺旋星系，距離大約230萬光年，位於仙女座的方向上，是人類肉眼可見（3.5等星）最遠的深空天體。
仙女座星系被相信是本星系群中最大的星系，本星系群的成員有仙女星系、銀河系、三角座星系，還有大約50個小星系。但根據改進的測量技術和最近研究的數據結果，科學家現在相信銀河系有許多的暗物質，並且可能是在這個集團中質量最大的。 然而，史匹哲太空望遠鏡最近的觀測顯示仙女座星系有將近一兆(1012)顆恆星，數量遠比我們的銀河系為多。在2006年重新估計銀河系的質量大約是仙女座星系的∼80％，大約是7.1×1011M☉ 仙女座星系在適度黑暗的天空環境下很容易用肉眼看見，但是如此的天空僅存在於小鎮、被隔絕的區域、和離人口集中區域很遠的地方，只受到輕度光污染的環境下。肉眼看見的仙女座星系非常小，因為它只有中心一小塊的區域有足夠的亮度，但是這個星系完整的角直徑有滿月的七倍大。
觀測簡史 最早的仙女座星系觀測紀錄可能出自波斯的天文學家Al Sufi,他描述它是"小雲"星圖上的標記在那個時代也是小雲。 第一個以望遠鏡進行觀測和記錄是Simon Marius，時為1612年。 在1764年梅西爾將他編目為M31，並不正確地相信Simon Marius為發現者，卻未察覺Al Sufi在更加早期的工作。 在1785年，天文學家威廉·赫歇爾注意到在星系的核心區域有偏紅色的雜色，使他相信這是所有星雲中最靠近的"大星雲"，並依據星雲的顏色和亮度估計(並不正確)距離應在天狼星的2,000倍之內。
威廉·哈金斯在1864年觀察仙女座星系的光譜，注意到與氣體星雲不同。 仙女座星系的光譜是在頻率上連續的連續光譜上疊加上了暗線，很像是單獨的一顆恆星，因此他推論仙女座星系具有恆星的本質。
在1885年，一顆超新星出現在仙女座星系(現在知道是仙女座 S)，這是第一次看見如此遙遠星系中的恆星。
在當時，他的亮度被低估了，只被認為是一顆新星，因此稱為
1885新星。
Isaac Roberts拍攝的仙女座大星雲。這個星系的第一張照片是Isaac Roberts於1887年在他坐落在英國索賽克斯郡的私人天文臺拍攝的。
長時間的曝光使世人第一次看見她的螺旋結構。可是，在當時這類被認為星雲的物體，一般都相信是在我們銀河系內的天體，羅伯茨也錯誤的相信M31和類似的螺旋星雲實際上都是正在形成的太陽系、衛星和誕生中的行星。
M31相對於太陽系的徑向速度在1912年被Vesto Slipher在羅威爾天文臺使用光譜儀測量出來。相對於太陽系每秒300公里(186英里/秒)的速度，這結果事是當時最快的速度記錄。
島宇宙 在1917年，希伯·柯蒂斯觀測到M31內的一顆新星，搜尋照相的記錄又找到了11顆。柯蒂斯注意到這些新星的平均光度約為10等，遠低於發生在銀河系內的星等。 這一結果使估計的距離提高至500,000光年，也是他成為"島宇宙"假說的擁護者。此一假說認為螺旋星雲也是獨立的星系。
在1920年，發生了哈洛·夏普利和希伯·柯蒂斯之間的大辯論，就銀河系、螺旋星雲、和宇宙的尺度進行辯論。為了支持他所聲稱的M31是外在的星系，柯蒂斯提出我們自己的銀河系也有塵埃雲造成類似的黑色小道，並且有明顯的都卜勒位移。
1925年，當哈柏第一次在星系的照片上辨認出了銀河系外的造父變星之後，辯論便平息了。這些使用2.5公尺(100 英吋.)反射鏡拍攝的照片，使M31的距離得以被確認。他的測量決定性的證實這些恆星和氣體不在我們的銀河系之內，而整體都是離我們銀河系有極大距離的一個星系。
這個星系在星系的研究中扮演著一個重要的角色，因為它雖然不是最近的星系，卻是距離最近的一個巨大螺旋星系。 在1943年，沃爾特·巴德是第一位將仙女座星系核心區域的恆星解析出來的人，基於他對這個星系的觀測，他分辨出兩種不同星族的恆星，他稱呼在星系盤中年輕的、高速運動的恆星為第一星族，在球核年老的、偏紅色的是第二星族，這個命名的原則隨後也被引用在我們的銀河系內，以及其他的各種場合。 (恆星分為二個星族的現象歐特在此之前就注意到了。)巴德博士也發現造父變星有兩種不同的型態，使得對M31的距離估計又增加了一倍，也對其餘的宇宙產生影響。
仙女座星系的第一張無線電圖是在1950年代由約翰·鮑德溫 和劍橋無線電天文小組合作共同完成的。在2C無線電天文目錄上，仙女座星系的核心被編目為2C 56。
一般資訊 仙女座星系以大約300公里/秒(180 英里/秒)的速度近太陽，所以他是少數藍移的星系之一。將太陽系在銀河內的速度考量進去，將會發現仙女座星系以100∼140公里/秒(62–87 英里/秒)的速度接近我們的銀河系。 即使如此，這並不意味著未來會和銀河系發生碰撞，因為我們並不知道仙女座星系的橫向速度。即使會發生碰撞，也是30億(109)年後的事情。在這種情況下，兩個星系會合併成一個更巨大的星系。在星系群中這種事件是經常發生的。
在1953年，因為發現有另一種較暗的造父變星，測量的仙女座星系距離被增加了一倍。 在1990年代，希巴古斯衛星利用造父變星重新校正距離，仙女座星系的距離又被修正為290萬光年。不幸的是，所有的造父變星都遠在希巴古斯能精確測量的距離之外，因此希巴古斯測得的距離被認為是不可靠的。
最近對距離的估計 GALEX衛星拍攝的仙女座星系在紫外線波段的影像。 至少有三種方法被用來測量M31的距離。 在2004年，使用造父變星法，估計的距離是251 ± 13萬光年（770 ± 40 千秒差距） 在2005年，包括Ignasi Ribas（西班牙研究委員會，CSIC、卡塔龍尼亞的太空研究學院）和他的同事在內的一群天文學家，宣佈在仙女座星系發現了食雙星。這對雙星的名稱（編號）是M31VJ00443799+4129236，兩顆星分別是明亮且熱的 O型和B型。研究得知食的週期是3.54969日，這讓天文學家可以測量它們的大小。 知道恆星的大小和溫度，就能測量出絕對星等。而知道了視星等和絕對星等，距離就能測量出來了。這對恆星的距離經測定為252萬 ± 14萬光年，而仙女座星系的整體的距離是250萬光年。這新的數值被認為比早先單獨使用造父變星測量的距離更為精準。
仙女座星系的距離近到足以利用紅巨星分支（Tip of the Red Giant Branch ,TRGB）的方法來估計距離。在2005年，用這種方法測出的距離是256±8萬光年（785 ± 25 千秒差距）。 平均上述的值，這些測量給的距離估計是253 ±7萬光年（775 ± 22 千秒差距）。 基於上述的距離，M31的直徑最寬處估計是140,000 ± 4000光年。
最近對質量的估計 目前估計仙女座星系暈的質量（包括暗物質）大約是1.23×1012M☉（或1.2兆太陽質量），相當於銀河系質量（1012 M☉）的1.9倍。雖然誤差的範圍仍然太大以至於難以肯定的認為，但這樣的結果將會使M31的質量比我們的銀河系低，而M31比我們自己的銀河系的尺寸更大，且包含更多的恆星。
特別的是，M31看上去有比銀河系更多的普通恆星，而且估計的亮度是我們銀河系的兩倍。但是恆星形成的效率在銀河系高了許多，在M31每年只能製造出一個太陽質量的恆星，而銀河系是3-5個太陽質量。 新星出現的比率銀河系也高於M31一倍。這顯示M31已經經歷了恆星形成的階段，而我們的銀河系正在恆星形成的階段中。而這意味著在將來，銀河系中恆星將會與我們在M31觀察到的數量相當。
結構
以可見光下看見的形狀為依據，仙女座星系在de
Vaucouleurs-Sandage延伸與擴張的分類系統下被分類為SA(s)b的螺旋星系。然而，在2MASS巡天的資料中，M31的球核呈現箱狀的形狀，這暗示著M31實際上是棒旋星系，而我們幾乎是正對著長軸的方向觀察這個星系。 先擬座星系也是一個LINRER星系（低游離核輻射線區），在分類上是一種很普通的活躍星系核。
史匹哲太空望遠鏡是NASA的大型軌道天文臺計劃下的四架望遠鏡之一。 在2005年，天文學家使用凱克望遠鏡觀察到細微的像被噴灑而向外延伸的恆星，實際上也是主星盤本體的一部分。 這意味著仙女座星系的螺旋盤面比早先估計的大三倍。
這個證據顯示仙女座星系盤的直徑超過220,000光年，是一張巨大且延展的星盤。早先估計的直徑是70,000至120,000光年。
仙女座星系的螺旋臂向外延伸出一連串的氫游離區，巴德描述成"一串珍珠"。它們看似緊緊的纏繞著，但在我們的銀河系卻是被遠遠的分隔著。矯正過的星系圖很明確的顯示有順時針方向旋轉的螺旋臂纏繞在螺旋星系內。 從距離核心大約1,600光年處有兩條連續的螺旋臂向外拖曳著，彼此間最近的距離大約是13,000光年。螺旋的樣式很可能肇因於與M32 的交互作用。這些置換可以由來自於恆星的中性氫雲觀察到。
在1998年，來自歐洲太空總署的紅外線太空天文臺的影像顯示出仙女座星系的整體形象可能是會被轉換成圓環星系。在仙女座星系內的氣體含塵埃形成了幾個重疊的圓環，其中最突出的一個圓環在距離核心32,000光年的半徑上。這個環由冰冷的塵土組成，因此在可見光的影像中這個環是看不見。
更周詳的觀察顯示內部還有更小的塵埃環，相信是在200萬年前與M32的交互作用造成的。模擬顯示，這個較小的星系沿著現在的極軸方向穿越了仙女座星系的盤面。這次碰撞從較小的M32剝離了超過一半的質量，並且創造了仙女座星系內的環結構。
對M31擴展開來的暈的研究顯示，大致上是可以和銀河系做比較的，在允中的恆星同樣是屬於金屬貧乏的，並且隨著距離的增加更形貧乏。這些證據顯示這兩個星系走著相似的演化路線，在過去的120億年中，它們可能各自都吞噬了1-2百個低質量的星系。在M31擴展的暈中的恆星和銀河系中的恆星可能近到只有兩星系間1⁄3的距離。
核 長久以來M31就被知道在核心有一個密集和緊湊的星團。在大望遠鏡下，感覺有許多模糊的星點環繞著核心。核心的亮度也遠超過最亮的球狀星團。
在1991年，Tod R. Lauer使用哈柏太空望遠鏡上的WFPC拍到了仙女座星系內核的影像。有兩個相距1.5秒差距的核心，較亮的核被標示為P1，位置偏離了星系的中心；稍暗的標示為P2，位置在星系真正的中心上，被認為是擁有108M☉的黑洞。
隨後地基的觀測也證實了兩個核心的存在，並且推測兩著在相對的移動，其中一個是被M31吞噬，正在潮汐裂解中的小星系。許多星系的核心，包括M31，都是相當狂野的區域，並且經常都以有超重質量黑洞存在其中來解釋。 Scott Tremaine提出了以下的說明來解釋雙核心： P1是在盤面上以異常軌道環繞中心黑洞的恆星投影。這異常的離心率使恆星長期逗留在軌道的遠心點上，造成了恆星的集中。P2也包含了盤面上高熱的、光譜 A型恆星]]。在紅色的濾光鏡下，A型恆星是不明顯的，但是在藍色和紫外線下，它們會比主要的核心更為明亮，造成P2看上去比P1更為突出。
外形 使用歐洲太空總署的XMM-牛頓軌道天文臺發現M31有數個X射線源。羅賓·巴納德博士等人假設這些都是黑洞或中子星的候選者，將接踵而至的氣體加熱至數千萬K所輻射出的X射線。中子星和假設中的黑洞，光譜是一樣的，但是可以從質量上的差異區別出來。
仙女座星系大約有460個球狀星團，這些星團中質量最大的，被命名為梅耶II的，綽號是G1（Gloup one），是本星系群中最明亮的球狀星團之一。 它擁有數百萬顆的恆星，亮度大約是半人馬座ω，銀河系內所知最明亮的球狀星團，的兩倍。 G1有幾種不同的星族，而且以一般的球狀星團來看結構也太巨大了。因此，有些人認為G1是以前被M31吞噬的矮星系殘骸。 另一個巨大且明顯的球狀星團是位於西南旋臂東側一半位置上的G76。 在2005年，天文學家在M31又發現一種全新型態的星團。 新發現的星團擁有成千上萬的恆星，在數量上與球狀星團相似。 不同的是體積非常龐大，直徑達到數百光年，密度也低了數百倍；恆星之間的距離也遠了許多。
仙女座星系的衛星星系 如同我們的銀河系，仙女座星系也有衛星星系，目前所知的已經有14個矮星系，最有名的、也是最容易觀測到的衛星星系是橢圓星系M32和M110。
依據現有的證據，似乎在不久前的過去M32曾經與 M31遭遇過。M32原本可能是一個大星系，但核心被M31從星盤內移除，並且在核心區域經歷恆星形成的暴增。 M110看來也曾經與M31互動過，並且天文學家在M31的星系暈中發現了從這個衛星星系被剝離的富含金屬星的星流。M110包含了一些灰塵很多的路徑，暗示最近有恆星持續的形成。這在矮橢圓星系中是不尋常的現象，因為橢圓星系通常是缺乏塵埃和氣體的。
在2006年，發現了9個星系沿著橫越過仙女座星系核心的平面延伸著，而不是隨意的散佈在周圍。這也許可以說明這些衛星星系有共同的起源。 (維基百科) |
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獵戶座大星雲
獵戶座大星雲本身為獵戶座分子雲複合體（Orion
Molecular Cloud Complex）的一部分。該複合體成員還包括巴納德環(Barnard's
Loop)、IC 434（馬頭星雲）、M78和附近的一些反射星雲。恆星在整個獵戶座星雲中形成。
獵戶座大星雲十分明亮，即使在受光害影響的地區都可以肉眼看到。 我們可以輕易地在獵戶座腰帶的南方找到它。 視力很好的人看到的獵戶座大星雲呈模糊狀，通過望遠鏡或雙筒望遠鏡 會看得更明顯。
獵戶座大星雲中央有一個被稱為四合星（Trapezium）的年輕疏散星團。 四合星由四顆排列成四邊形的年輕恆星組成，故名。
歷史 雖然它為肉眼所見，可是在望遠鏡出現之前沒有文獻記錄它的存在。儘管如此，該星雲中最明亮的一些恆星還是被早期的天文學家當作一顆5等星而記錄下來，如托勒密、第谷·布拉赫和約翰·巴耶（Johann Bayer）。
獵戶座大星雲首先被法國律師Nicholas-Claude Fabri de Peiresc在1610年以望遠鏡發現。其後一些天文學家獨立地發現這個星雲，包括基士揚·惠更斯在1656年的那次發現。查爾斯·梅西耶首先在1769年記錄它和四合星中的三星。它被記錄在1774年出版的梅西耶天體列表第一版。由於它是梅西耶發現的第42個深空天體，因此它又稱M42。
在1880年9月30日，美國天文學家亨利·德雷珀拍攝了首張M42的照片。在1993年哈伯望遠鏡首次觀測M42。之後M42成為哈伯望遠鏡的慣常觀測對象，照片更被用作製成3D模型。
易於觀賞之星雲 我們只要有一副雙筒望遠鏡或小望遠鏡就可以看到M42。若環境理想，以裝上廣角鏡頭的相機進行五分鐘的曝光已能拍攝到整個獵戶座和獵戶座大星雲的粉紅色光芒。而拍攝旁邊星雲的細緻度也是考驗天文攝影、望遠鏡解析度和後期處理功夫的對象。
透過普通雙筒望遠鏡看獵戶座大星雲，已像一頭展翅飛翔的火鳥，故亦有「火鳥星雲」的稱號，但不常用。 (資料來源維基百科) |
(12月19日編輯完稿)