投入產出分析

[拼音]：xingxi

[英文]：galaxies

由幾十億至幾千億顆恆星以及星際氣體和塵埃物質等構成，佔據幾千光年至幾十萬光年的空間的天體系統。我們的銀河系就是一個普通的星系。銀河系以外的星系稱為河外星系，一般稱為星系。

研究簡史

十七世紀望遠鏡發明以後，人們陸續觀測到一些雲霧狀的天體，稱之為星雲。十八世紀，德國的康德、瑞典的斯維登堡和英國的賴特都曾猜想這些雲狀天體是像銀河一樣由星群構成的宇宙島，只是因為距離太遠而不能分辨出一顆一顆的星來。但是，它們到底有多遠，直到二十世紀初才找到線索。1917年美國天文學家G.W.裡奇在威爾遜山天文臺所攝的星雲 NGC6946的照片中發現了一顆新星，隨後柯蒂斯也有類似的發現。因為這些新星極其闇弱，他們認為星雲應該極其遙遠，是銀河系以外的天體。1924年，美國天文學家哈勃，用威爾遜山天文臺的 2.5米大望遠鏡在仙女座星雲、三角座星雲和星雲 NGC6822中發現造父變星，並且根據造父變星的周光關係定出這幾個星雲的距離，終於肯定了它們是銀河系以外的天體系統，於是稱它們為河外星系。

形態和分類

星系的外形和結構是多種多樣的。1926年哈勃按星系的形態進行分類，把星系分為橢圓星系、旋渦星系和不規則星系三大類。後來又細分為橢圓、透鏡、旋渦、棒旋和不規則五個型別。橢圓星系的外形近似於橢圓，記為E型，後面標以阿拉伯數字表示橢圓的扁度，從0到7，數字越大，橢圓越扁。旋渦星系外形像旋渦，記為S型。大多數都有兩條沿相反方向旋卷的螺線形旋臂，其中有一些在核心部分有一棒狀結構，稱為棒旋星系，沒有棒狀結構的則稱為正常旋渦星系。棒旋星系記為SB型。型號後面附以英文字母 a、b、c表示旋臂纏卷的鬆緊程度，a型最緊，b型次之，c型最鬆。旋渦星系是扁平的盤狀星系，在橢圓星系中比E7型更扁並開始出現旋渦特徵的星系歸為透鏡型。不規則星系的形狀沒有規則，記為Irr型。

除上述普通的星系外，近二、三十年來又發現了許多特殊星系。有些旋渦星系，具有十分明亮的中心區，光譜中有強而寬的發射線，稱為塞佛特星系。有些星系具有很亮的近於星狀的核心，稱為N型星系。還有些星系看起來完全象恆星，只有在光譜中才顯示其星系的性質，稱為緻密星系。有的星系，如M82，不僅在外形上顯示出爆發形成的噴射纖維，而且噴射物還在以每秒 1，000公里的速度運動，這種星系稱為爆發星系。以上幾種星系都是活動激烈的星系，往往統稱為激擾星系。此外，還有一種超巨型橢圓星系，它們是最大的星系，往往出現於星系團的中心，而且多半是射電源。這種星系稱為cD星系。

有人也把類星體歸入星系。類星體的性質特別重要，但是人們對它不夠了解，所以有人主張應該把它作為一種特殊型別的天體看待。

分佈

1934年哈勃對44，000多個星系的視分佈進行了研究，證實星系的數目有規律地從銀極向銀道遞減。銀道方向星系很少，形成一個隱帶。這種視分佈是由銀河系星際物質吸光造成的。實際上從大尺度來看，星系在各個方向都是一樣的。星系的空間分佈也是近於均勻的，但到了18星等以下，觀測到的數目要比按均勻分佈的數目為少。

從較小的尺度來看，星系的分佈是不均勻的，有星系成團的傾向。有的是兩個結成一對；多的可能幾百以至幾千個星系聚成一團。離銀河系最近的星系是大麥哲倫雲和小麥哲倫雲，距離分別約為16萬和19萬光年。銀河系同麥哲倫雲、仙女星系以及其他30多個星系構成一個集團，稱為本星系群。一般的星系集團稱為星系團。星系團有兩種，一種是規則星系團，因為有球對稱性而且中心密集度高，又稱為球狀星系團；另一種為不規則星系團，或疏散星系團。前者主要由橢圓星系構成，後者則包括各類星系。星系團內星系之間的距離約為百萬光年量級。本星系群和室女星系團等星系團又構成更高階的集團──本超星系團，其長徑約1～2.5億光年，其總質量約為太陽的千萬億倍。現在觀測到的星系團已有一萬個，最遠的星系團距離銀河系約70億光年。

運動和質量

星系內部的恆星在運動，而星系作為一個整體也在運動。恆星在星系內部的運動有兩種，一是圍繞星系核心的旋轉運動，一是彌散運動。呈扁平狀的星系都有旋轉運動，旋轉的特點是較差自轉，角速度隨到中心的距離而不同。彌散運動是迭加在旋轉運動上的隨機運動，根據對銀河系的觀測，彌散運動的速迭a href='http://www.baiven.com/baike/224/276460.html' target='_blank' >仁親裱嗨坡罌慫刮し植嫉耐智蚍植悸傻摹Ｐ竅嫡逡燦懈髦衷碩３啥猿魷值男竅?即雙重星系，又名星系對)彼此圍繞公共質心轉動。在星系團中，星系間有隨機的相對運動。此外，1929年哈勃還發現星系的紅移同距離成正比的關係（見哈勃定律）。按照紅移的徑向多普勒效應解釋，這表明星系之間距離在逐漸加大，這就是宇宙膨脹運動。

從星系的運動可得知星系的質量。根據牛頓定律，轉動著的星系內任一點的離心力必須同該點軌道以內所有物質對它的引力相平衡，這就可由速度-距離的實測曲線得出星系的質量分佈和總質量。用此法求出的星系質量一般為太陽的109～1011倍，例如仙女星系的質量為太陽質量的3×1011倍。對於雙重星系，可用類似於測定雙星質量的方法，根據它們的速度求出質量。用這種方法求出的橢圓星系質量要比旋渦星系質量大一個數量級。按照恆星在星系內的速度彌散度，由維裡定理可求得星系的質量；類似這個方法按照星系在星系團內隨機運動的速度彌散度，由維裡定理也可求出星系的平均質量，稱為維裡質量。用這種方法求出星系團內星系的質量往往比由其他方法定出的質量大一個數量級（見短缺質量）。

物理性質和演化

各類星系的主要物理特性可以歸納如表。

從表中可以看出，從橢圓星系到旋渦星系再到不規則星系，似乎有質量遞減、氣體含量增加、老年恆星減少的趨勢。其中，旋渦星系本身隨著旋渦由緊到鬆，也有相應的序列變化。

因此人們曾經提出這樣的星系演化序列：由橢圓星系到旋渦星系，由緊旋渦逐漸旋開變為鬆旋渦以至成為不規則星系。也有人認為是沿著相反的途徑演化的。因為不同型別星系的質量和角動量有量級的差異，難以解釋在演化中總質量和角動量變化很大的現象，所以現在越來越多的人認為星系分類的序列並不是演化序列，而只是初始條件的反映。密度較大的原雲，角動量密度較小，因而恆星形成率高，自轉較慢，成為星多氣少的橢圓星系；密度低而角動量密度高的原雲，恆星形成率低，未形成恆星的氣體多，在快速自轉中變為扁盤形，從中產生旋臂，並不斷產生新的恆星。到目前為止，星系的演化還是一個沒有解決的問題。(見彩圖)