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交互作用星系

指数 交互作用星系

交互作用星系是互相之间交互作用的星系。假如两个或者多个星系碰撞或者靠近得太近,它们之间会发生交互作用。其结果可能是交互作用的星系合并或者形成特殊的形状和排列。 一般星系合并(尤其是原星系的合并)发生在宇宙中星系比较密集,它们之间的相互速度比较慢的地方。假如相撞的两个星系之间的速度比较高的话它们往往会互相之间穿过对方。有时星系也会在近距离交错而过。椭圆星系往往是盘状星系(尤其是螺旋星系)合并形成的。 今天的星系当中只有1-2%的星系还在合并过程中。观察似乎证明在大爆炸后约十亿年后当时很多矮星系互相之间合并。 所有交互作用星系的共同特征是它们之间的交互作用激发星系内的活动,以及本来星系内部的自转抵消引力导致的收缩的平衡受到交互作用的干扰。.

48 关系: 史匹哲太空望遠鏡史蒂芬五重星系后发座吸积盘大犬座大爆炸天体威廉·赫歇爾射电天文学乌鸦座仙女座星系-银河系的碰撞哈勃空间望远镜矮星系玉夫座紫外線天文學約翰·赫歇爾红外天文学猎犬座螺旋星系飞马座西佛星系超新星超新星遗迹車輪星系黑洞钱德拉X射线天文台银河系電波星系蛇夫座HCG 87NGC 2207和IC 2163NGC 6240NGC天體表X射线棒旋星系椭圆星系極環星系標準燭光活动星系核渦狀星系潮汐力星系星系天文學星系团星爆星系星风星际物质摩羯座

史匹哲太空望遠鏡

斯皮策空间望远镜(Spitzer Space Telescope,缩写为SST),是美國國家航空暨太空總署2003年发射的一颗红外天文卫星,是大型轨道天文台计划的最后一台空间望远镜。.

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史蒂芬五重星系

史蒂芬五重星系是由五個可見光的星系組成的集團,其中四個組成被發現的第一個緻密星系團。這個集團是愛德華·史提芬在1877年於馬賽天文台發現的。這個集團是所有的緻密星系團中被研究得最多的,集團中可見的最亮成員是螺旋星系NGC 7320顯示出有廣大的電離氫區,以紅色的小滴辨識,有活躍的恆星形成活動。 最近知道,這些星系因為激烈的碰撞而互相影響著。在史蒂芬五重奏的五個星系中的四個是與另一個在互相碰撞的路徑上。NASA的史匹哲太空望遠鏡顯示在巨大的星系群之間出現了衝擊波,在圖片右邊壯觀的綠色弧線是一個星系以每小時數百萬英里的速度撞向另一個星系產生的。當NGC 7138B和NGC 7138A撞擊時,氣體從星系團中被拋出,氫原子被激震波加熱,導致綠色的光輝,在這裡看見的氫分子是曾經被觀測到的中最動盪不安的。這種現象是德國海德堡的馬克斯普郎克核子物理學院(MPIK)的一個國際科學家團隊發現的。最值得注意的事實是,這樣的碰撞可以幫助我們了解在100億年前的早期宇宙當星系形成時發生了甚麼事。 同樣有趣的是,NGC 7320顯示的紅移(790公里/秒)較小,而其他四個星系的紅移都很大(6600公里/秒)。由於星系的紅移與距離成比例,因此NGC 7320只是投影在前景的一個星系距離地球約3千9百萬光年,其他五個星系與地球的距離在2億1千萬至3億4千萬光年之間。 NGC 7319的核心是第二型的西佛星系核。.

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后发座

后发座(拉丁语名称Coma Berenices),北天星座,面积386.47平方度,占全天面积的0.937%,在全天88个星座中,面积排行第四十二位。后发座中亮于5.5等的恒星有23颗,最亮星为周鼎一(后发座β),视星等为4.26。每年4月2日子夜后发座中心经过上中天。银河坐标的北极位于后发座赤经 12h 51.42m 赤纬27° 07.8′的地方。.

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吸积盘

吸积盘(accretion disc 或 accretion disk)是一种由弥散物质组成的、围绕中心体转动的结构(常见于绕恒星运动的盘状结构)。比较典型的中心体有年轻的恒星、原恒星(protostar)、白矮星、中子星以及黑洞。在中心天体引力的作用下,其周围的气体会落向中心天体。假如气体的角动量足够的大,以致在其落向中心天体的某个位置处,其离心力能够跟中心天体的引力相抗衡,那么,一个类似于盘状的结构就会形成,这种结构就叫做“吸积盘”。在吸积盘中,物质通过较差转动及粘滞向外传递角动量。在这个过程中,气体所携带的引力能得到释放。这些释放的引力能会加热吸积盘中的气体,导致气体向外辐射。计算表明,气体辐射的主要频率(或气体的温度)与中心天体的质量有关。若中心天体为年轻的恒星或者原恒星,那么吸积盘辐射多半处于红外区,而中子星及黑洞产生的吸积盘的辐射多半处于光谱的X-射线区域。.

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大犬座

大犬座(Canis Major)是一个位于天球南部的星座,是现代88个星座和托勒密定义的48个星座之一。它在拉丁文中的名字是大犬(great dog),与之对应的是小犬(lesser dog),分别指大犬座和小犬座。此外,银河经过了大犬座区域,其边界内有好几个疏散星团,最著名的是M41。 大犬座内有天狼星,由于其距离太阳系较近(8.6光年),并且自身也具有一定亮度(绝对星等1.42),因此是地球上夜空中最亮的恒星。相比之下,该星座内其他较亮的恒星则是距离较远的高亮度恒星。 视星等为1.5的弧矢七(大犬座ε)是大犬座内第二亮的恒星,也是夜空中最强的极紫外辐射来源。 接下来较亮的是视星等为1.8的黄-白F型超巨星弧矢一(大犬座δ),视星等为2.0的蓝-白巨星军市一(大犬座β),视星等为2.4的蓝白超巨星弧矢二(大犬座η),视星等为3.0的白色光谱联星孙增一(大犬座ζ)。 该星座内还有红色特超巨星大犬座VY,是已知的最大的恒星之一,而同样位于该星座内的中子星 半径仅为5公里。.

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大爆炸

--又稱大--靂(Big Bang),是描述宇宙的源起與演化的宇宙學模型,这一模型得到了当今科学研究和觀測最廣泛且最精確的支持。宇宙学家通常所指的大爆炸观点为:宇宙是在过去有限的时间之前,由一个密度极大且温度极高的太初状态演变而来的。根据2015年普朗克卫星所得到的最佳观测结果,宇宙大爆炸距今137.99 ± 0.21亿年,并经过不断的到达今天的状态。 大爆炸这一模型的框架基于爱因斯坦的广义相对论,又在场方程的求解上作出了一定的简化(例如宇宙學原理假设空间的和各向同性)。1922年,苏联物理学家亚历山大·弗里德曼用广义相对论描述了流体,从而给出了这一模型的场方程。1929年,美国物理学家埃德温·哈勃通过观测发现,从地球到达遥远星系的距离正比于这些星系的红移,从而推导出宇宙膨胀的观点。1927年时勒梅特通过求解弗里德曼方程已经在理论上提出了同样的观点,这个解后来被称作弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃尔克度规。哈勃的观测表明,所有遥远的星系和星系团在视線速度上都在远离我们这一观察点,并且距离越远退行视速度越大 。如果当前星系和星团间彼此的距离在不断增大,则说明它们在过去曾经距离很近。从这一观点物理学家进一步推测:在过去宇宙曾经处于一个密度极高且温度极高的状态,大型粒子加速器在类似条件下所进行的实验结果则有力地支持了这一理论。然而,由于当前技术原因,粒子加速器所能达到的高能范围还十分有限,因而到目前为止,还没有证据能够直接或间接描述膨胀初始的极短时间内的宇宙状态。从而,大爆炸理论还无法对宇宙的初始状态作出任何描述和解释,事实上它所能描述并解释的是宇宙在初始状态之后的演化图景。当前所观测到的宇宙中氢元素的丰度,和理论所预言的宇宙早期快速膨胀并冷却过程中,最初的几分钟内通过核反应所形成的这些元素的理论丰度值非常接近,定性并定量描述宇宙早期形成的氢元素丰度的理论被称作太初核合成。 大爆炸一词首先是由英国天文学家弗雷德·霍伊尔所采用的。霍伊尔是与大爆炸对立的宇宙学模型——穩態學說的倡导者,他在1949年3月BBC的一次广播节目中将勒梅特等人的理论称作“这个大爆炸的观点”。虽然有很多通俗轶事记录霍伊尔这样讲是出于讽刺,但霍伊尔本人明确否认了这一点,他声称这只是为了着重说明这两个模型的显著不同之处。霍伊尔后来为恒星核合成的研究做出了重要贡献,这是恒星内部通过核反应利用氢元素制造出某些重元素的途径。1964年发现的宇宙微波背景辐射是支持大爆炸确实发生的重要证据,特别是当测得其频谱从而绘制出它的黑体辐射曲线之后,大多数科学家都开始相信大爆炸理论了。.

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天体

#重定向 天體.

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威廉·赫歇爾

弗里德里希·威廉·赫歇爾爵士,FRS,KH(Friedrich Wilhelm Herschel,Frederick William Herschel,),出生於德國漢諾威,英國天文學家及音樂家,曾作出多項天文發現,包括天王星等。被譽為「恆星天文學之父」。.

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射电天文学

無線電天文學是天文學的一個分支,通過電磁波頻譜以無線電頻率研究天體。無線電天文學的技術與光學相似,但是無線電望遠鏡因為觀察的波長較長,所以更為巨大。這個領域的起源肇因於發現多數的天體不僅輻射出可見光,也發射出無線電波。 从天体而来的无线电波的初步探测是在1930年代当卡尔·央斯基观察到从银河到来的辐射。随后观察已经确定了一些不同的无线电发射源。这些包括恒星和星系,以及全新的天体种类,如電波星系,类星体,脉冲星和微波激射器。宇宙微波背景辐射的发现被视为通过射电天文学而被做出大爆炸理论的证据。.

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乌鸦座

乌鸦座是南天的一个小星座,现代88个星座和托勒密定义的48个星座之一。肉眼可见(视星等5.5以上)的星有11颗。δ, γ, ε和β星形成乌鸦的“尾巴”,γ and δ指向室女座的角宿一。乌鸦座包含中国古代星座轸宿。.

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仙女座星系-银河系的碰撞

仙女座星系-银河系碰撞是预计四十亿年后,在本星系群中两个最大的成员星系──银河系和仙女座星系之间发生的星系碰撞Hazel Muir, " 。在星系碰撞的有关模拟研究中仙女座星系-银河系碰撞常常被用来当作此类现象的范例。事实上,在这种星系碰撞中星系中所包含的恒星等天体并不会真的发生物理上的碰撞接触,因为星系本身是非常弥散的——作为距离太阳最近的恒星,比邻星与地球间的距离也有太阳直径的三千万倍之遥。(如果太阳按比例缩小为一枚25美分硬币大小,那么比邻星则在700千米之外。)如果这个理论正确,那么在大约三十亿年后仙女座星系内的恒星与气体将能够在地球上用肉眼看到。 如果仙女座星系与银河系发生了碰撞,两个星系将在大约七十亿年后最终合并为一个更大的椭圆星系。对于这一合并后星系的命名有多种提议,其中最广为接受的是「Milkomeda」,亦即「银河系」(Milky Way)和「仙女座星系」(Andromeda)的英文合稱。 要指出的是,现在还无法确定这场碰撞是否一定发生。仙女座星系相对于银河系的径向速度可以通过对星系中恒星光谱的多普勒效应的观测来测量,但其横向速度 (即自行运动的速度)无法直接测量。这样,虽然我们已知仙女座星系正以每秒120千米的速度向银河系接近,但依然无法得知屆时它會和银河系碰撞,还是错过。目前对仙女座星系横向速度的最佳估计是小于每秒100千米,这暗示着星系的暗物质晕将会发生碰撞,而星系盘则可能不会。欧洲空间局计划在2011年将发射一艘新的航天器盖亚,试图通过测量仙女座星系中恒星的位置来精确测定仙女座星系的横向速度。 空间望远镜研究所的弗兰克·萨默斯(Frank Summers)根据凯斯西储大学的克里斯·米霍斯(Chris Mihos)教授和哈佛大学的拉尔斯·赫恩奎斯特(Lars Hernquist)教授的研究制作了描述这一预期事件的计算机图像。 這種星系碰撞在宇宙是相當普遍的。例如一般认为仙女座星系在过去就曾经和其他星系至少发生过一次碰撞。理论上我们的太阳系在这场碰撞过程中也有一定的可能从合并形成的新星系中释放出来,而在星系碰撞的初期甚至有可能成为仙女座星系的一部分。由于恒星间的距离非常遥远,这种事件对太阳系本身不会有什么负面影响(特别是在五六十亿年后太阳将进入红巨星阶段后),对太阳及其行星本身的任何形式的扰动更是非常微小的。.

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哈勃空间望远镜

哈勃太空望遠鏡(Hubble Space Telescope,HST),是以天文學家愛德溫·哈伯為名,在地球軌道的望遠鏡。哈勃望远镜接收地面控制中心(美国马里兰州的霍普金斯大学内)的指令并将各种观测数据通过无线电传输回地球。由于它位于地球大氣層之上,因此獲得了地基望遠鏡所沒有的好處:影像不受大氣湍流的擾動、視相度絕佳,且无大氣散射造成的背景光,還能觀測會被臭氧層吸收的紫外線。於1990年發射之後,已經成為天文史上最重要的儀器。它成功弥补了地面觀測的不足,幫助天文學家解決了許多天文学上的基本問題,使得人类对天文物理有更多的認識。此外,哈勃的超深空視場则是天文學家目前能獲得的最深入、也是最敏銳的太空光學影像。 哈勃太空望遠鏡和康普頓γ射線天文台、錢德拉X光天文台、史匹哲太空望遠鏡都是美國太空總署大型轨道天文台计划的一部分。哈勃空间望远镜由NASA和ESA合作共同管理。.

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矮星系

星系是由數十億顆恆星組成,一種比較小的星系,比我們銀河系有二千至四千億顆恆星少了許多。大麥哲倫星系,大約有300億顆恆星,當在討論在銀河系周圍的星系時,有時也會被歸類為矮星系。 在本星系群有許多的矮星系:這些小星系多數都以軌道環繞著大星系,像是銀河系、仙女座星系、和三角座星系。 銀河系有14個已知的矮星系環繞著,參考銀河系有更多的資料。 矮星系有許多不同的分類法:.

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玉夫座

玉夫座是由法國天文學家拉卡伊在南天創建的一個小星座,原來的名字是雕刻家的工作室,在拉丁化時被縮減成現在的名稱。 由於是在17世紀才新創的星座,因此沒有相關的神話故事。.

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紫外線天文學

紫外線天文學是研究天體紫外線輻射的天文學分支學科;觀測電磁波波長大約在100到3200埃之間 。波長更短和能量更高的電磁波則屬X射線天文學和伽馬射線天文學的範圍。因為這個範圍波長的輻射無法穿透地球大氣層,必須以太空望遠鏡觀測。 天體的紫外線光譜可用來了解星際介質的化學成分、密度以及溫度;以及高溫年輕恆星的溫度與組成。星系演化的訊息也可從紫外線觀測得知。 以紫外線觀測天體的結果會與光學觀測有很大的差異。許多在光學觀測上相對溫度較低的恆星在紫外線觀測時卻顯示是高溫天體,尤其是在演化階段早期或晚期恆星。如果人眼可看到紫外線,我們所看到的夜空大部分的天體將會比現在黯淡許多。我們將能看到年輕的巨大恆星或年老恆星與星系。且許多銀河系中的分子雲和塵埃將阻擋許多天體。 目前主要的紫外線太空望遠鏡是哈伯太空望遠鏡和遠紫外分光探測器。探空火箭與太空梭也可進行紫外線觀測。.

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約翰·赫歇爾

約翰·弗雷德里克·威廉·赫歇爾爵士,第一代從男爵,FRS,KH(Sir John Frederick William Herschel, 1st Baronet,)出生於英國白金漢郡的斯勞,英国天文學家、數學家、化學家及攝影師,天文學家威廉·赫歇爾的兒子。 約翰·赫歇爾首創以儒略紀日法來紀錄天象日期,他亦在攝影的發展方面作出過重大貢獻。他發現硫代硫酸鈉能作為溴化銀的定影劑。又創造了"photography"(攝影)、"negative"(負片)及"positive"(正片)等名詞。古典攝影工藝是另一項重要發明。.

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红外天文学

紅外天文學的主要研究對象是可以觀測到紅外輻射的天體,是天文學和天文物理学的一个重要分支。可見光的波長範圍大约为400奈米(藍色)至700奈米(紅色),波長比700奈米長但仍比微波短的電磁波稱為紅外線(有時也稱為次微米波)。紅外天文學有时也视为可见光天文学的一部份,因為反射鏡、透鏡等光學元件基本上都能用於紅外觀測。.

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猎犬座

座是北天的一个小星座,17世纪由波兰天文学家波兰天学家約翰·赫維留(Johannes Hevelius)创立,代表牧夫座牵的两条狗Chara和Asterion(中文称作常陈四)。是三个代表狗的星座之一,其他两个是小犬座和大犬座。.

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螺旋星系

螺旋星系是星系的類型之一,但哈伯在1936年最初的描述是星雲的領域(pp. 124–151),並且列在哈伯序列,成為其中的一部分。多數的螺旋星系包含恆星的平坦、旋轉盤面,氣體和塵埃,和中央聚集高濃度恆星,稱為核球的核心。這些通常被許多恆星構成的黯淡暈包圍著,其中許多恆星聚集在球狀星團內。 螺旋星系是以它們從核心延伸到星盤的螺旋結構命名。螺旋臂是恆星正在形成的區域,並且因為是年輕、炙熱的OB星居住的區域,所以比周圍明亮。 大約三分之二的螺旋星系都有附加的,形狀像是棒子的結構,從中心的核球突出,並且螺旋臂從棒的末端開始延伸。棒旋星系相較於無棒的表兄弟的比率可能在宇宙的歷史中改變,80億年前大約只有10%有棒狀構造,25億年前大約是四分之一,直到目前在可觀測宇宙(哈伯體積)已經超過三分之二有棒狀構造。 在1970年代,雖然很難從地球在銀河系中的位置很難觀察到棒狀結構,但我們的銀河系已經被證實為棒旋星系 。在銀河中心的恆星形成棒狀結構,最令人信服的證據來自最近的幾個調查,包括史匹哲太空望遠鏡。 包含不規則星系在內,現今宇宙中的星系有大約60%是螺旋星系。 它們大多是在低密度區域被發現,在星系團的中心則很罕見。.

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飞马座

飞马座(別名天馬座)的大四边形是秋季星空中北天区中最耀眼的星象,整个这片天区远离银河系的银盘。所以布满了明暗各异的星系。这里有一个梅西耶天体,即球状星团M15。.

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西佛星系

西佛星系(Seyfert galaxies)是一类旋渦星系或者不規則星系,擁有非常亮的星系核。名字来自20世纪40年代深入研究这类星系的天文学家卡爾·基南·西佛(Carl Keenan Seyfert)。西佛星系属于活躍星系核的一类。.

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超新星

超新星是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮,过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系,并可持续几周至几个月才会逐渐衰减变为不可见,而期间内一颗超新星所辐射的能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相當。恒星通过爆炸会将其大部分甚至几乎所有物质以可高至十分之一光速的速度向外抛散,并向周围的星际物质辐射激波。这种激波会导致形成一个膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构,这被称作超新星遗迹。超新星是星系引力波潛在的強大來源。初級宇宙射線有很大的比例來自超新星 。 超新星比新星更有活力。超新星的英文名稱為 supernova,nova在拉丁語中是“新”的意思,這表示它在天球上看上去是一顆新出現的亮星(其實原本即已存在,因亮度增加而被認為是新出現的);字首的super-是為了將超新星和一般的新星有所區分,也表示超新星具有更高的亮度。超新星這個名詞是沃爾特·巴德和弗裡茨·茲威基在1931年創造的。 超新星可以用兩種方式之一觸發:突然重新點燃核融合之火的簡併恆星,或是大質量恆星核心的重力塌陷。在第一種情況,一顆簡併的白矮星可以透過吸積從伴星那兒累積到足夠的質量,或是吸積或是合併,提高核心的溫度,點燃碳融合,並觸發失控的核融合,將恆星完全摧毀。在第二種情況,大質量恆星的核心可能遭受突然的引力坍縮,釋放重力位能,可以創建一次超新星爆炸。 最近一次觀測到銀河系的超新星是1604年的克卜勒之星(SN 1604);回顧性的分析已經發現兩個更新的殘骸 。對其它星系的觀測表明,在銀河系平均每世紀會出現三顆超新星,而且以現在的天文觀測設備,這些銀河超新星幾乎肯定會被觀測到 。它們作用的角色豐富了星際物質與高質量的化學元素。此外,來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恆星的形成。.

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超新星遗迹

超新星遗迹(Supernova remnant,缩写为SNR)是超新星爆发时抛出的物质在向外膨胀的过程中与星际介质相互作用而形成的延展天体,形状有云状、壳状等,差异很大。截至2006年,已经在银河系中发现了200余个超新星遗迹,在大麦云、小麦云、M31、M33 等邻近的河外星系中也有发现。.

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車輪星系

車輪星系(Cartwheel Galaxy, ESO 350-40)是一個位於玉夫座的透鏡狀星系,距離地球五億光年,其直徑大約15萬光年。 這個星系的樣子呈車輪般光環狀,外部的光環是不少新形成的恆星。天文學家認為,這個星系原本是一個像銀河系般的螺旋星系,因為與另一星系相撞,才變成今天的車輪狀。他們估計在約兩億年以前,一個較小的星系撞向較大星系的中央。由於較大星系中心的重力遭小星系扭曲,以致產生衝擊波,從中央衝向外部,使外層星雲受壓,形成新恆星。雖然人們找到車輪星系旁邊有兩個小星系,但多認為與它們與這次碰撞無關,原來發生碰撞的星系早已離去,現估計位於距離車輪星系25萬光年的位置。.

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黑洞

黑洞(英文:black hole)是根據廣義相對論所推論、在宇宙空間中存在的一種質量相當大的天體和星體(並非是一般認知的「洞」概念)。黑洞是由質量足够大的恒星在核聚变反应的燃料耗盡後,發生引力坍缩而形成。黑洞的質量是如此之大,它产生的引力场是如此之强,以致于大量可測物质和辐射都无法逃逸,就連传播速度極快的光子也逃逸不出來。由于类似热力学上完全不反射光线的黑体,故名黑洞。在黑洞的周圍,是一個無法偵測的事件視界,標誌著無法返回的臨界點,而在黑洞中心有一個密度趨近於無限的奇異點。 當恆星內部氫元素全部核融合完畢時,因燃料用完無法抵抗自身重力而開始向內塌陷,但隨著壓力越來越高,內部的重元素會重新開始燃燒導致瞬間膨脹,這時恆星的體積將暴增至原先的數十倍至百倍,這便是紅巨星,質量更大的恆星則會發生超新星爆炸,無論是紅巨星或是超新星,都會將外部物質全部吹飛,直到連重元素也燒完時,重力又會使得恆星繼續向內塌陷,最後形成一顆與月球差不多大小的白矮星,質量稍大的恆星則會形成中子星,會放出規律的電磁波,至於質量更大的恆星則會繼續塌陷,強大的重力使周圍的空間產生扭曲,最後形成一個密度每立方公分約一億噸的天體:「黑洞」。直至目前為止,所發現質量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質量。 黑洞無法直接觀測,但可以藉由間接方式得知其存在與質量,並且觀測到它對其他事物的影響。藉由物體被吸入之前因高熱而放出紫外線和X射線的「邊緣訊息」,可以獲取黑洞的存在的訊息。推測出黑洞的存在也可藉由間接觀測恆星或星際雲氣團繞行黑洞軌跡,來取得位置以及質量。 黑洞是天文物理史上,最引人注目的題材之一,在科幻小說、電影甚至報章媒體經常可見將黑洞作為素材。迄今,黑洞的存在已得到天文學界和物理學界的绝大多數研究者所認同,並且天文界不時提出於宇宙中觀測到已存在的黑洞。 根據英國物理學者史蒂芬·霍金於2014年1月26日的論據:愛因斯坦的重力方程式的兩種奇點的解,分別是黑洞跟白洞。不過理論上黑洞應該是一種「有進沒出」的天體,而白洞則只能出而不能進。然而黑洞卻有粒子的輻射,所以不再適合稱其名為黑洞,而應該改其名為「灰洞」,先前認為黑洞可以毀滅資訊情報的看法,是他「最大的失誤」。.

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钱德拉X射线天文台

钱德拉X射线天文台(Chandra X-ray Observatory,缩写为CXO),是美国宇航局(NASA)于1999年发射的一颗X射线天文卫星,以美国籍印度物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡命名,為大型轨道天文台计划的第三颗卫星,目的是观测天体的X射线辐射。其特点是兼具极高的空间分辨率和谱分辨率,被认为是X射线天文学上具有里程碑意义的空间望远镜,标志着X射线天文学从测光时代进入了光谱时代。.

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银河系

銀河星系(古稱银河、天河、星河、天汉、銀漢等),是一個包含太陽系 的棒旋星系。直徑介於100,000光年至180,000光年。估計擁有1,000億至4,000億顆恆星,並可能有1,000億顆行星。太陽系距離銀河中心約26,000光年,在有著濃密氣體和塵埃,被稱為獵戶臂的螺旋臂的內側邊緣。在太陽的位置,公轉週期大約是2億4,000萬年。從地球看,因為是從盤狀結構的內部向外觀看,因此銀河系呈現在天球上環繞一圈的帶狀。 銀河系中最古老的恆星幾乎和宇宙本身一樣古老,因此可能是在大爆炸之後不久的黑暗時期形成的。在10,000光年內的恆星形成核球,並有著一或多根棒從核球向外輻射。最中心處被標示為強烈的電波源,可能是個超大質量黑洞,被命名為人馬座A*。在很大距離範圍內的恆星和氣體都以每秒大約220公里的速度在軌道上繞著銀河中心運行。這種恆定的速度違反了开普勒動力學,因而認為銀河系中有大量不會輻射或吸收電磁輻射的質量。這些質量被稱為暗物質。 銀河系有幾個衛星星系,它們都是本星系群的成員,並且是室女超星系團的一部分;而它又是組成拉尼亞凱亞超星系團的一部分。整個銀河系對銀河系外的參考坐標系以大約每秒600公里的速度在移動。.

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電波星系

電波星系和相關的電波喧噪類星體和耀变体,都是在無線電波長(頻率在10 MHz到100 GHz,功率高達1038 W)上非常明亮的活躍星系。電波的輻射來自於同步加速過程,被觀測到的電波是來自於一對氣體噴流的結構和外在的媒介,經由相對論性發光修正的作用後所發射的。電波喧噪的活躍星系令人感興趣的不僅是星系本身,還因為它們可以在遙遠的距離外被觀測到,可以做為觀測宇宙論上可貴的工具。最近,有很多工作有效的從這些星系際介質,特別是星系團,得到了很好的結果。.

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蛇夫座

蛇夫座从地球看位于武仙座以南,天蝎座和人马座以北,银河的西侧。蛇夫座是星座中惟一与其他星座-巨蛇座直接連在一起,同时蛇夫座也是唯一同時橫跨天球赤道、银道和黄道的星座。蛇夫座既大又宽,形状长方,天球赤道正好斜穿过这个长方形。尽管蛇夫座跨越的银河很短,但银河系中心方向就在离蛇夫座不远的人马座内。银河在这里有一块突出的部分,形成了银河最宽的一个区域。.

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HCG 87

HCG 87是登錄在希克斯緻密星系群目錄上的一個緻密星系團,這個集團位於摩羯座,距離大約是4億光年遠。.

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NGC 2207和IC 2163

NGC 2207和IC 2163是在大犬座內的一對螺旋星系,距離我們大約8000萬光年。這兩個星系都是在1835年被約翰·赫歇爾發現的,而到目前為止在NGC 2207已經發現了四顆超新星(SN 1975A、SN 1999ec、SN 2003H和SN 2013ai)。NGC 2207正受到IC 2163的潮汐剝離中。 哈伯太空望遠鏡在1999年11月曾觀察這個星系。 在2006年4月,史匹哲太空望遠鏡也曾觀測這個星系(下一張圖片)。.

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NGC 6240

NGC 6240是在蛇夫座內一個被仔細研究的極亮紅外星系(ULIRG),這是兩個較小的星系合併的殘留物。這兩個前輩星系碰撞的結果是留下一個有兩個獨特核心和結構被高度擾動的大星系。.

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NGC天體表

星雲和星團新總表(New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars,縮寫:NGC) 是在天文學上非常著名的深空天體目錄,它收錄了7,840個天體。它由約翰·德雷耳编纂,它是作为威廉·赫歇爾星雲和星團總表的新版本。星雲和星團新總表是最大的一個綜合目錄,它包含所有類型的深空天體,並無被侷限在某一類,例如星系。德雷耳後來在1895年和1908年擴編了兩份NGC索引星表,增加了描述5,386個天體。 目錄中對南半球天空中的天體並沒有完整的調查,多數都只是約翰·赫歇耳或詹姆士·丹露帕的觀測。NGC有許多的錯誤,但是比較嚴重和明顯的錯誤在後續的NGC/IC計划中已經消除。後續未完成的修訂新總表(RNGC) 有1973年Sulentic和Tifft的版本,還有Sinnott在1988年的NGC2000.0。修訂的新總表和索引目錄由Wolfgang Steinicke編譯於2009年。.

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X射线

--(X-ray),又被称为爱克斯射线、艾克斯射线、伦琴射线或--,是一种波长范围在0.01纳米到10纳米之间(对应频率范围30 PHz到30EHz)的电磁辐射形式。X射线最初用于医学成像诊断和X射线结晶学。X射线也是游離輻射等这一类对人体有危害的射线。 X射線波長範圍在較短處與伽馬射線較長處重疊。.

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棒旋星系

棒旋星系指的是中間具有由恆星聚集組成短棒形狀的螺旋星系。大約三分之二的螺旋星系是棒旋星系。短棒通常會影響在棒旋星系裏的恆星與星際氣體的運動,它也會影響旋臂。棒旋星系的旋臂則看似由短棒的末端湧現。而在普通的螺旋星系,恆星都是由核心直接湧出的;在星系分類法以符號SB表示。.

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椭圆星系

橢圓星系(Elliptical galaxy)是哈伯星系分類中的一種類型,具有下列的物理特徵:.

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極環星系

極環星系是外圍環繞的恆星和氣體越過極區的星系。這些繞過極區的環被認為是兩個星系交互作用之後形成的。一種可能性是潮汐的剝奪導致物質形成環繞極區的環圈,形成我们看見的極環星系;另一種可能是小的星系垂直碰撞大星系的环绕盤面,小星系受到影響成為繞極的圓環結構。 最早被辨認出來的四個極環星系是NGC 2685、NGC 4650A、A 0136 -0801、和 ESO 415 -G26。,當這些星系被廣泛的研究之後,許多其他的極環星系也被辨認了出來。極環星系在鄰近的透鏡星系中僅佔了0.5%,但是可能有5%的透鏡星系在其一生中曾經歷過極環星系的過程。.

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標準燭光

標準燭光是天文學中已經知道光度的天體,而在宇宙學和星系天文學中獲得距離的幾種重要方法都是以標準燭光做基礎的。比較已知的光度(或是它的對應函數的數值,絕對星等)和他的觀測亮度(視星等),距離可以經由下面的公式計算而得: 此處的D是距離,kpc是千秒差距(103 秒差距), m是視星等,M是絕對星等(兩者均處於靜止的狀態下)。 (這與天體的距離模數是緊密相關的。) 標準燭光有下列這些類型:.

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活动星系核

活动星系核(Active Galactic Nucleus,縮寫為AGN)是一个星系中央區有比普通的星系的强烈很多的光度,至少部分波段或甚至可能全部波段裡都發出很强的電磁波譜。被观察到的发射覆盖從無線電波,微波,红外线,可见光,紫外线,X射线,到伽瑪射線。光度大约在1036-1041J/s之間。容纳活动星系核的宿主星系為活躍星系。活躍星系核是這些星系明亮的核心部分,尺度通常在1光年上下,只占整個活躍星系的很小一部分。活动星系核(AGN)是在宇宙中的电磁辐射的最明亮的持久性的来源,并且因此可以被用作发现远方天体的方法;其演化的宇宙时间函数也设置了宇宙模型的制约条件。 另外,亦有研究顯示活躍星系核的能量可能源自星系碰撞。 1960年代類星體發現以來,又相繼發現了許多具有類似特徵的天體,都是系外星系,統稱為活躍星系核。 共同观测特征主要有:.

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渦狀星系

渦狀星系(Whirlpool Galaxy),又叫做M51或是NGC 5194,位在天空北方的獵犬座(Canes Venaciti),長度約有65000光年,距離地球2300萬光年。.

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潮汐力

潮汐力或引潮力是萬有引力的效果,它使得潮汐發生。它源於在一個星體的直徑上各點的引力場不相等。 當一個天體甲受到天體乙的引力的影響,力場在甲面對乙跟背向乙的表面的作用,有很大差異。這使得甲出現很大應變,甚至會化成碎片(參見洛希極限)。除非引力場完全相等,否則這些應變還是會出現。 潮汐力會改變天體的形狀而不改變其體積。地球的每部分都受到月球的引力影響而加速,在地球的觀察者因此看到海洋內的水不斷重新分布。 當天體受潮汐力而自轉,內部摩擦力會令其旋轉動能化為內能,內能繼而轉成熱。若天體相當接近系統內質量最大的天體,自轉的天體便會以同一面朝質量最大的天體公轉,即潮汐鎖定,例如月球和地球。.

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星系

星系(galaxy),或譯為銀河,源自於希臘语的「γαλαξίας」(galaxias)。廣義上星系指無數的恆星系(當然包括恆星的自體)、塵埃(如星雲)組成的運行系統。參考我們的銀河系,是一個包含恆星、星團、星雲、氣體的星際物質、宇宙塵和暗物質,並且受到重力束縛的大質量系統,通常距離都在幾百萬光年以上。星系平均有數百億顆恆星,是構成宇宙的基本單位。。典型的星系,從只有數千萬(107)顆恆星的矮星系到上兆(1012)顆恆星的橢圓星系都有,全都環繞著質量中心運轉。除了單獨的恆星和稀薄的星際物質之外,大部分的星系都有數量龐大的多星系統、星團以及各種不同的星雲。 歷史上,星系是依據它們的形状分類的(通常指它們視覺上的形狀)。最普通的是橢圓星系,有橢圓形狀的明亮外觀;螺旋星系是圓盤的形狀,加上彎曲的塵埃旋渦臂;形狀不規則或異常的,通常都是受到鄰近其他星系影響的結果。鄰近星系間的交互作用,也許會導致星系的合併,或是造成恆星大量的產生,成為所謂的星爆星系。缺乏有條理結構的小星系則會被稱為不規則星系。 在可以看見的可觀測宇宙中,星系的總數可能超過一千億(1011)個以上。大部分的星系直徑介於1,000至100,000秒差距,彼此間相距的距離則是百萬秒差距的數量級。星系際空間(存在於星系之間的空間)充滿了極稀薄的電漿,平均密度小於每立方公尺一個原子。多數的星系會組織成更大的集團,成為星系群或團,它們又會聚集成更大的超星系團。這些更大的集團通常被稱為薄片或纖維,圍繞在宇宙中巨大的空洞週圍。 雖然我們對暗物質的了解很少,但在大部分的星系中它都佔有大約90%的質量。觀測的資料顯示超大質量黑洞存在於星系的核心,即使不是全部,也佔了絕大多數,它們被認為是造成一些星系有著活躍的核心的主因。銀河系,我們的地球和太陽系所在的星系,看起來在核心中至少也隱藏著一個這樣的物體。.

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星系天文學

星系天文學是天文學的一個分支,研究的對象是我們的銀河系以外的星系(研究所有不屬於銀河系天文學的天體),又稱河外天文學。 當工作的儀器獲得改善,就可以更詳細的研究現在只能審視的遙遠天體,因此這個分支可以再細分為更有效的近銀河系外天文學和遠銀河系外天文學。前者的成員與對象包括星系、本星系群,距離近得可以詳細研究內部的超新星遗迹、星協。後者遠得只是可以測量的對象和只有最明亮的部份可以描述或研究。 一些相關的主題如下:.

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星系团

星系团(Galaxy clusters、Cluster of galaxies)是由星系组成的自引力束缚体系,通常尺度在数百万秒差距,包含了数百到数千个星系。包含了少量星系的星系团叫做星系群。银河系所在的星系群叫做本星系群,成员星系大约为50个。距离本星系群较近的一个星系团是室女座星系团,包含了超过2500个星系。 许多星系团是明亮的X射线源,其中X射线辐射是由强引力势阱束缚住的高温气体发出的。星系团的气体质量可达发光星系总质量的3-5倍。研究星系团中物质的分布能够为暗物质的存在提供证据。 不同星系团中,各种类型的星系所占的比例很不一样。研究发现,椭圆星系的比例与星系团的形态密切相关,如果一个星系团中椭圆星系所占的比例很大,那么这个星系团的形状倾向于规则和对称,如果椭圆星系所占的比例很小,星系团一般显示出不规则的形状。.

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星爆星系

#重定向 星暴星系.

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星风

星風(Stellar Wind)是恒星表面发出的物质流,是恒星质量流失的一种途徑。星風在所有恆星中都普遍存在,但速度和强度有很大差别。 太阳发出的星風通常称为太阳风,速度大约为每秒200-300公里。从冕洞吹出的太阳风速度则要快一些,大约每秒700公里。太阳通过星風损失质量的速率约为每年10-14倍太阳质量,在一生中通过星風大约会损失掉0.01%的质量,因此星風对其恆星演化的影响可以忽略不计。红巨星星風的速度较低,大约为每秒20-60公里。但是由于其星風的密度很大,并且红巨星的表面积很大,由于星風造成的质量损失可以达到每年10-8-10-5倍太阳质量。恒星的质量越小,星風损失质量的速率越小,对于太阳这样的中小质量恒星的演化过程来说,星風造成的质量损失可以忽略不计。而对于大质量恒星,如沃尔夫-拉叶星,星風造成的质量损失率很大,在其一生中质量会发生明显的变化,星風对其演化过程具有很重要的影响。 一般认为,在太阳这样的质量较小、温度较低的恒星中,星風是由于温度很高的冕层发生压力扩张造成的。对于质量较大、较“热”的恒星,冕层的温度和恒星表面差不多,这时星風主要是由辐射压驱动的。.

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星际物质

星際物質(缩写为ISM)是存在於星系和恆星之間的物質和輻射場(ISRF)的总称。星際物質在天文物理的準確性中扮演著關鍵性的角色,因為它是介於星系和恆星之間的中間角色。恆星在星際物質密度較高的分子雲中形成,並且經由行星狀星雲、恆星風、和超新星獲得能量和物質的重新補充。換個角度看,恆星和星際物質的相互影響,可以協助測量星系中氣體物質的消耗率,也就是恆星形成的活耀期的時間。 以地球的標準,星際物質是極度稀薄的電漿、氣體、和塵埃,是離子、原子、分子、塵埃、電磁輻射、宇宙射線、和磁場的混合體。物質的成分是99%的氣體和1%的塵埃,充滿在星際間的空間。這種極端稀薄的混合物,典型的密度從每立方公尺只有數百到數億個質點,以太初核合成的結果來看氣體的成分,在數量上應該是90%氫和10%的氦,和其他微跡的「金屬」(以天文學說法,除氢和氦以外的元素都是金屬)。 2013年9月12日,美国航空航天局正式宣布,旅行者1号在2012年8月25日已经达到了星际物质(ISM),使其成为第一个这样做的人造物体。星际等离子体和灰尘会被研究直到任务结束的2025年。.

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摩羯座

--(Capricornus,民間多寫為--,天文符号:♑)是黄道十二星座之一,面積約413.947平方度,約占全天面積的1.003%,在全天88个星座中,面積排行第四十位。--中亮于5.5等的恒星有31颗,最亮星为垒壁阵四(--δ),视星等为2.81。每年8月8日子夜--中心经过上中天。 --的“--”一词来源于摩伽罗,即印度神话中的海兽,而身体和尾部呈鱼形,和希腊神话中Capricorn的形象吻合,在日本被称为--日本三省堂出版。大辞林(第二版), やぎざ【〈山羊〉座】词条(やぎ座)。.

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互扰星系

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