我们正在努力恢复Google Play商店上的Unionpedia应用程序
传出传入
🌟我们简化了设计以优化导航！
Instagram Facebook X LinkedIn

大熊座I矮星系

指数 大熊座I矮星系

大熊座I矮星系（UMa I dSph）是銀河系的衛星星系，分類上屬於矮橢球星系，由貝絲等人在2005年宣布此一發現。 這是一個小的矮星系，測量得到的直徑只有幾千光年。在2006年，它亮度的絕對星等只有-6.75等，只比牧夫座矮星系（絕對星等-5.7等）和大熊座II矮星系（絕對星等-3.8等）亮 ，是已知星系中倒數第三亮的（扣除室女座星系團的室女座HI21暗星系不計）。這意味著它比一些亮星，像是銀河中的天津四（天鵝座α）還要黯淡，大概與參宿七相當。它被描述是相似於六分儀座矮星系，這兩個星系都是古老且缺乏金屬。 它距離地球約330,000光年，大約是銀河系最大與最亮的衛星星系大麥哲倫雲距離的兩倍。 在1949年愛德溫·哈伯發現另一個也曾被稱為大熊座矮星系的天體，被標示為帕羅馬 4。由於它奇特的外觀，一度被懷疑是矮球狀星系或是橢圓星系。不過，最後確認是一個距離非常遙遠（大約360,000光年）的球狀星團，但仍屬於我們的銀河系。.

目录

  1. 21 关系: 參宿七，大熊座，大熊座II矮星系，大麦哲伦星系，天津四，室女座星系團，小熊座矮星系，帕羅馬 4，六分儀座矮星系，光年，矮橢圓星系，矮橢球星系，矮星系，球狀星團，秒差距，牧夫座矮星系，银河系，金屬量，J2000.0，暗星系，愛德文·哈勃。

  2. 2005年发现的天体
  3. 矮橢球星系
  4. 銀河系次集團

參宿七

參宿七（Rigel A），在拜耳命名法中稱為獵戶座β（β Ori, β Orionis），是獵戶座中最亮的恆星，並且是全天第7亮星，它的視星等為0.12等。從地球上觀察，這是個三合星的系統，主星為參宿七A（Rigel A），是顆絕對星等 -7.84等的超巨星，亮度為太陽的130,000倍，是顆有固定週期的天鵝座α型變星。以小型望遠鏡就可以看見的參宿七B，本身就是光譜聯星，由兩顆光譜類型為B9的藍白色恆星組成。 雖然在拜耳命名法為β星，但它始終比獵戶座α（參宿四）明亮。從1943年以來，它的光譜就被當成其它恆星光譜分類的校準光譜之一。.

查看 大熊座I矮星系和參宿七

大熊座

大熊座是一个星座，在北半球的大部分常年可见。.

查看 大熊座I矮星系和大熊座

大熊座II矮星系

大熊座II矮星系 (UMa II dSph) 是座落在大熊座的一個矮橢球星系，於2006年在史隆數位巡天的資料中被發現。這個星系與太陽的距離大約30,000秒差距，並以116公里/秒的速度常像太陽運行。它被歸類為矮橢球星系 (dSph)，意味著它是橢球的形狀 (長短軸比～2：1)，半光度半徑大約是140秒差距。 Uma II是銀河系最小和最暗淡的衛星星系之一 — 它的總亮度大約是太陽的4000倍 (絕對視星等～-4.2等)，這比絕大多數的球狀星團的亮度低得多。Uma II甚至比一些恆星，像是銀河系的老人星，的亮度還要低。它的亮度大約與獵戶座的参宿五相當，但是，它的質量大約有500萬太陽質量，這意味著這個星系的質-光比是2,000左右。這可能是正在經歷潮汐破壞的過程，導致型狀不規則，處在過渡階段的星系。 Uma II的恆星族群裡有許多年老的恆星，它們形成的年代至少在100億年前。這些老年恆星的金屬量都非常低， ，這意味著它們的重元素含量低於太陽300倍。Uma II的恆星有可能是宇宙中第一波誕生的恆星，而目前在Uma II內沒有恆星在形成。到目前為止，沒有檢測到它有中性氫 － 它的上限只有562太陽質量.

查看 大熊座I矮星系和大熊座II矮星系

大麦哲伦星系

大麥哲倫星系又称大麦哲伦云（Large Magellanic Cloud，簡寫為LMC），是一個環繞著太陽所在的銀河系運轉的星系，距離約為50,000秒差距（～160,000光年），直徑大約是銀河系的1/20，恆星數量約為1/10（大約是100億顆恆星）。虽然比大多數星系為大，但在讨论银河系的时候也会被当做矮星系。 大麦哲伦星系的形态类似不规则星系，但似乎有一些螺旋結構的痕跡。有些推測認為大麦哲伦星系以前是棒旋星系，受到銀河系的重力擾動才成為不規則星系，因此在中央仍保有短棒的結構。在NASA銀河系外資料庫中依據哈伯星系分類為Irr/SB(s)m。 大麦哲伦星系是本星系群中第四大的星系，其餘三個依序為仙女座星系（M31）、銀河系及三角座星系（M33）。 在南半球的夜空中，大麦哲伦星系是一個昏暗的天體，跨立在山案座和劍魚座兩個星座的邊界之間。它的名稱來自航海家斐迪南·麥哲倫，在他繞行地球一週的遠航中觀察了它與小麥哲倫星系（SMC）。（其實早在約西元964年，波斯天文学家阿布德·热哈曼·阿尔苏飞就已經在恆星之書（Book of Fixed Stars）中記錄了這兩個星系)。.

查看 大熊座I矮星系和大麦哲伦星系

天津四

天津四（英語：Deneb）即天鵝座α星（α Cygni），在星官天津中排名第4，是天鵝座最明亮的一顆恆星，亮度在全天空排名第十九位。天津四是一顆藍白色的超巨星，它的視星等為1.25等，也是已知最明亮的恆星之一。天津四與位於天鷹座的河鼓二（牛郎星），及天琴座的織女星，組成著名的「夏季大三角」。.

查看 大熊座I矮星系和天津四

室女座星系團

室女座星系團（Virgo Cluster）是一個距離在53.8±0.3百萬光年（16.5±0.1百萬秒差距），位置在室女座方向上的星系團。它擁有約1,300（也可能高達2,000）個星系，并組成更巨大的室女座超星系團的中心部份，而我們銀河系所在的本星系群只是這個集團的外圍成員。估計這個集團的中心8度半徑（約220萬秒差距）範圍內的質量大約是1.2M☉。 這個集團中較明亮的一些星系，包括巨大橢圓星系M87，都在1770年代末至1780年代初被梅西爾收錄在他的類似彗星天體的目錄中。它們最初被形容為「不含恆星的星雲」（nebulae without stars），直到1920年代人們才認清它們的真正本質。 這個星系集團的中心部分在室女座中延伸的弧度長達8度，其中有許多星系都能用小望遠鏡看見。.

查看 大熊座I矮星系和室女座星系團

小熊座矮星系

小熊座矮星系 是羅威爾天文台的A.G. Wilson在1954年發現的一個矮橢圓星系，它位於小熊座內，是銀河系的一個衛星星系。這個星系的成員都是老年的恆星，看起來在小熊座矮星系只有極少甚至已經沒有在形成中的恆星。.

查看 大熊座I矮星系和小熊座矮星系

帕羅馬 4

帕羅馬4是銀河系中的一個球狀星團，它是愛德溫·哈伯在1949年發現的，在1955年艾伯特·喬治·威爾遜再次發現。它的距離為356,000光年。 這個星團的距離比麥哲倫雲和人馬座矮橢球星系這些衛星星系的距離還要遙遠。 起初，他被認為是矮星系，並且被稱為大熊座矮星系。然而，不久之後就被確認為只是一個球狀星團。.

查看 大熊座I矮星系和帕羅馬 4

六分儀座矮星系

六分儀座矮星系屬於矮橢球星系，位在六分儀座，距離地球290000 ± 30000 ly ，是在1990年發現，第八個環繞銀河系的衛星星系。.

查看 大熊座I矮星系和六分儀座矮星系

光年

光年（light-year）是長度單位之一，指光在真空中一年時間內傳播的距離，大約9.46兆千米（9.46千米或英里。 光年一般用於天文學中，是用來量長度很長的距離，如太陽系跟另一恆星的距離。光年不是時間的單位。 天文學中另三個常用的單位是秒差距、天文單位與光秒，一秒差距等於3.26光年，一天文單位為149,597,870,700公尺，一光秒是光一秒所走的距離為299,792,458公尺。 例如，世界上最快的飛機可以達到每小時1萬1260千米的時速（2004年11月16日，美國航空航天局（NASA）的飛機最高速度紀錄是1萬1260千米/小時），依照這樣的速度，飛越一光年的距離需要用9萬5848年。而常見的客機大約是885千米/小時，這樣飛行1光年則需要122萬0330年。目前人造的最快物體是2016年7月5日抵達木星極軌道的朱諾號（2011年8月5日發射升空），最高速度為73.61千米/秒（即約26萬5000千米/小時），這樣的速度飛越1光年的距離約需要4075年的時間。.

查看 大熊座I矮星系和光年

矮橢圓星系

橢圓星系可以看成是小型的橢圓星系，標示的符號為dE。它們是相當普通的星系，並且通常是其他星系的衛星星系。仙女座星系至少就有兩個被分類為dE的矮橢圓星系環繞著。 下面是一些矮橢圓星系的例子：.

查看 大熊座I矮星系和矮橢圓星系

矮橢球星系

橢球星系（dSph）是天文學的術語，原本是用在9個屬於銀河系和仙女座星系的衛星星系的低光度矮橢圓星系。 近年來，越來越多的證據顯示大多數矮橢球星系的特性不同於橢圓星系，反而和不規則星系和晚期的螺旋星系較為相似，這個名詞已經用於有這些性質的所有星系。 根據最佳的證據，這一類型的星系在宇宙中是最普遍的。（雖然它們的光度不足以佔有優勢。）.

查看 大熊座I矮星系和矮橢球星系

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：.

查看 大熊座I矮星系和矮星系

球狀星團

球狀星團是外觀呈球形，在軌道上繞著星系核心運行，很像衛星的恆星集團。球狀星團因為被重力緊緊束縛，使得恆星高度的向中心集中，因此外觀呈球形。 球狀星團被發現多在星系的暈之中，遠比在星系盤中被發現的疏散星團擁有更多的恆星，但球狀星團的數量相較疏散星團相對的稀少，在銀河系內迄今只發現大約150個至158個。在銀河系內也許還有10- 20個或更多個尚未被發現。這些球狀星團環繞星系公轉的半徑可以達到40,000秒差距（大約130,000光年）或更遠的距離。越大的星系擁有越多：以仙女座星系為例，可能有500個球狀星團。有些巨大的橢圓星系，特別是位於星系團中心的，像是M87，有多達13,000個球狀星團。 在本星系群擁有足夠質量的星系，都有關聯性的球狀星團，並且幾乎每個曾經探測過的大質量星系都被發現擁有球狀星團的系統。人馬座矮橢球星系和有 爭議的大犬座矮星系似乎正在將它們的球狀星團（像是帕羅馬12）捐贈給銀河系。這表明這個星系的許多球狀星團在之前是如何取得的。 雖然這些球狀團看起來包含一些最初在銀河系產生的恆星，但它們的起源和在銀河系演化中扮演的角色仍不清楚。球狀星團看起來和矮橢圓星系有著顯著的不同，它是母星系形成恆星時的一部分，而不是一個獨立的星系。然而，由天文學家最近的推測顯示，球狀星團和矮橢球可能不能很明確的區分為兩種不同類型的天體。.

查看 大熊座I矮星系和球狀星團

秒差距

差距（parsec，符號為pc）是一個宇宙距離尺度，用以測量太陽系以外天體的長度單位。1秒差距定義為某一天體與1天文單位的為1時的距離，但於2015年時被重新定義為一個精確值，為天文單位。1秒差距的距離等同於3.26光年（31兆公里或19兆英里）。離太陽最近的恆星比鄰星，距離大約為。絕大多數位於距太陽500秒差距內的恆星，可以在夜空中以肉眼看見。 秒差距最早於1913年，由英國天文學家提出。其英語名稱為一個混成詞，由「1角秒（arcsecond）的視差（parallax）」組合而來，使天文學家可以只從原始觀測數據，就能夠進行天文距離的快速計算。由於上述部分原因，即使光年在科普文字與日常上維持優勢地位，秒差距仍受到天文學與天體物理學的喜愛。秒差距適用於銀河系內的短距離表述，但在描述宇宙大尺度的用途上，會將其加上詞頭來應用，如千秒差距（kpc）表示銀河系內與周圍物體的距離，百萬秒差距（Mpc）描述銀河系附近所有星系的距離，吉秒差距（Gpc）則是描述極為遙遠的星系與眾多類星體。 2015年8月，國際天文學聯合會通過B2決議文，將絕對星等與進行標準定義，也包含將秒差距定義為一個精確值，即天文單位，或大約公尺（基於2012年國際天文學聯合會對於天文單位的精確國際單位制定義）。此定義對應於眾多當代天文學文獻中對於秒差距的小角度定義。.

查看 大熊座I矮星系和秒差距

牧夫座矮星系

牧夫座矮星系（Boo dSph）是迄2006年所發現最黯淡的星系，總光度只相當於100,000太陽，絕對星等只有-5.8等，位於牧夫座的方向上，距離197,000光年。這個矮橢球星系似乎受到銀河系的潮汐力破壞，有兩串星跡在軌道上交叉成十字狀，但一般被潮汐力破懷的星系通常只有一條星跡。 這個星系比另一個已知的黯淡星系大熊座矮星系（絕對星等-6.75等）還要黯淡，甚至比參宿七（絕對星等-6.8等）還黯淡。扣除暗星系，像是室女座星系團的室女座HI21星系，這是已知最黯的星系。.

查看 大熊座I矮星系和牧夫座矮星系

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。.

查看 大熊座I矮星系和银河系

金屬量

金屬量是天文學和物理宇宙學中的一個術語，它是指恒星之內除了氫和氦元素之外，其他的化學元素所占的比例（這個術語不同於一般所認知的“金屬”，因為在宇宙中氫和氦的組成量占了壓倒性的大數量，天文學家將所有更重的元素都視為金屬。） 。例如，碳化合物含量較多的星雲被稱為“富金屬”，但在其他的場合都不會將碳當成金屬。 一個天體的金屬量也許可以提供年齡的訊息。當宇宙剛形成時，依據大霹靂的理論，它幾乎完全都是氫原子，經由太初核合成，創造出相當大比例的氦和微量跡證的鋰。最初的恒星，被認為是第三星族星，完全不含任何金屬。這些恒星的質量是難以置信的巨大，因此在短促的恒星演化中經由核融合創造出週期表內比鐵輕的元素，然後經由壯觀的超新星將元素散佈在宇宙中。雖然，它們存在於主流的宇宙起源模型，但直至2007年，仍未發現第三星族星。下一代的恒星於第一代恒星死亡釋出的物質中创造出来，被觀測到最老的恒星，被認為是第二星族星，有非常少量的金屬；後續世代出生的恒星，因由先前世代的富含金屬的塵埃中创生出来，金屬含量越來越豐富。而當這些恒星死亡時，它們會將更豐富的金屬，經由行星狀星雲或超新星散佈到外面的雲氣中，讓新誕生的恒星有更豐富的金屬。最年輕的恒星，包括我們的太陽，含有的金屬最豐富的恒星，被認為是第一星族星。 橫跨銀河系，金屬量在銀心是最高的，並向外逐漸遞減。在群星之間的金屬量梯度隨恒星的密度變化：在星系的中心有最多的恒星，隨著時間的過去，有越來越多的金屬回到星際物質內，並且成為新恒星的原料。由相似的機制，較大的星系相較於較小的星系，也會有較高的金屬量。在兩個環繞著銀河系的小不規則星系，麥哲倫雲的例子中，大麥哲倫星系的金屬量是銀河系的40%，小麥哲倫星系的金屬量是銀河系的10%。.

查看 大熊座I矮星系和金屬量

J2000.0

J2000.0是在天文学上使用的曆元，前缀「J」代表这是一个儒略纪元法，而不是一个贝塞耳纪元。 它指的是儒略日期TT时2451545.0，或是TT时2000年1月1日12時，即相对于TAI的2000年1月1日，11:59:27.816或UTC时间2000年1月1日11:58:55.816。 因恒星赤经和赤纬会因岁差（與恒星的自行）改变，所以天文学家们经常指定某一特定的纪元作参考点。早期採用的纪元标准是B1950.0纪元。 在J2000时刻的天赤道與二分点用来定义天球参考坐标系，该参考坐标系也可写作J2000坐标或简单记为J2000，但更合适的，应该如下使用国际天球参考系統(ICRS)。.

查看 大熊座I矮星系和J2000.0

暗星系

暗星系是指一種含很少恆星（甚至沒有）的星系級的天體，一般認為它們是由暗物質構成，且這些物質也會如同一般星系一樣繞著星系核心旋轉，而它們可能含有一些氣體（例如氫），因此它們能藉由無線電波波段來偵測它們的存在。根據觀測結果在宇宙中暗物質佔的比例非常大，因此暗物質由自己的重力塌縮而形成暗星系也不是不可能。.

查看 大熊座I矮星系和暗星系

愛德文·哈勃

愛德溫·鮑威爾·哈勃（Edwin Powell Hubble，），美國著名的天文學家。 哈勃證實了銀河系外其他星系的存在，並发现了大多数星系都存在紅移的現象，建立了哈勃定律，是宇宙膨脹的有力证据（参见大爆炸理论）。哈勃是公認的星系天文学创始人和观测宇宙学的开拓者。並被天文學界尊稱為星系天文學之父。 為紀念哈勃的貢獻，小行星2069、月球上的哈勃環形山以及哈勃太空望遠鏡均以他的名字來命名。.

查看 大熊座I矮星系和愛德文·哈勃

另见

2005年发现的天体

矮橢球星系

銀河系次集團