關於星系、星系團、星雲、類星體的基礎天文學知識

本文匯總了一些天文學基本知識，如關於星系、星團、星雲的知識等關於各種天體的知識。

一、星系的基本分類：

簡單地說，巨大數量的恆星（上億顆）和星際物質所組成的天體系統就是星系。

橢圓星系，通常用E來表示，這些星系是圓球形或橢圓球形的，由比較古老的恆星構成。

圖為橢圓星系M105

2.旋渦星系（螺旋星系），用S來表示，向漩渦結構一樣的星系，旋轉的螺旋形星系有著很長的旋臂。

著名的仙女座大星雲M31

3.棒旋星系，用SB來表示，棒旋星系有很長的旋臂和一個中央棒（核心處的棒狀結構），我們所在的銀河系就屬於棒旋星系。

棒旋星系NGC 1300

4.不規則星系，用Irr表示，無法分辨形狀的星系叫做不規則星系，此類星系一般較小。

大熊星座中的M82（雪茄星系）。

5.透鏡星系，通常指的是像漩渦星系一樣扁平卻看不見漩渦結構的星系，標記為S0。這圖是找的百科對應詞條上的，至於是什麼我都不知道

透鏡星系有NGC 4976

還有一種星系叫做賽弗特星系，通常指的是星系核非常明亮的星系，

通常人們認為，左邊的星系很古老而右邊的星系很年輕。

此外，各類型的星系還可以再分為一些亞型，用數字或小寫的英文字母表示，例如：橢圓星系的E1、E2、E3…一直到E10；旋渦星系中的Sa、Sb、Sc、Sd…；棒旋星系中的有SBa、SBb、SBc…；

二、星團的基本分類：

簡單地說，星團就是星系的組成部分。

根據星團之間的不同特點，我們把星團細分為疏散星團和球狀星團。銀河系中已知的疏散星團約有上千個，而已知的有100多個球狀星團。

疏散星團：

由幾十顆到上千顆恆星，不太緊密地聚集在一個不大的空間內所組成的星團，叫做疏散星團。比如，著名的金牛座昴（讀作三聲mao，而不是ang）星團（在冬季比較容易觀測到）就是一個銀河系內的疏散星團，它距離地球約400多光年，大約有300顆恆星，其中約有6、7顆肉眼可觀測到的亮星。有一些簡單的設備（如雙筒望遠鏡）就可以輕易的觀測到它們；如果條件好（有天文望遠鏡，在污染較輕的野外，天氣晴朗的夜晚等優越條件），就可以清楚的觀測到許多的疏散星團甚至是拍下它們的照片來。

2.球狀星團：

球狀星團中的恆星數量較多，約有上萬顆。由幾千至幾十萬顆恆星密集在一個較小的空間內構成的一個呈球形的星團叫做球狀星團。球狀星團一般離地球距離都較遠，並且它們的年齡都較為古老。例如著名的武仙座M13球狀星團，由數十萬顆恆星組成，距離地球約2.1萬光年。

三、星雲的基本分類：

星雲有三種基本分類方法：通過明亮程度、形狀（形態）和星雲構成的物質成分進行分類。

明亮程度：

就明亮程度來分類，星雲可分為明亮星雲和暗星雲兩大類。明亮星雲一般比較容易觀測到，而暗星雲一般通過周圍恆星的照射才能觀測到。比如著名的獵戶座馬頭星雲，它距離地球大約1500光年，就是憑藉著它周圍的明亮背景的照亮下才被人們發現的。而著名的獵戶座大星雲和玫瑰星雲就是亮星雲。

亮星雲，玫瑰星云：

2.星雲的形狀分類：

從形狀上來歸類，星雲主要分為瀰漫星雲和行星狀星雲兩大類，此外還有網狀星雲等。這其中瀰漫星雲又較為常見，瀰漫星雲的形狀不規則，它們也沒有明確的邊界。如著名的天鷹星雲（鷹狀星雲）和前面提到的馬頭星雲、玫瑰星雲等都是屬於瀰漫星雲。

圖為天鷹星云：

而行星狀星雲多是由於一些即將消亡的恆星外層物質噴射而形成的星雲，因此，行星狀星雲的中心多有一顆很小很熱的白矮星或是中子星。小質量的恆星（如太陽）擴張成為紅巨星，它們在燃料耗盡後塌縮。它們的外層膨脹為指環狀或是盤狀，這樣的星雲稱之為行星狀星雲。如著名的貓眼星雲、蝴蝶星雲就屬於行星狀星雲，而超新星1987A爆炸後殘留的遺迹和蟹狀星雲（SN 1054超新星爆炸遺迹）可能也屬於行星狀星雲。總之，行星狀星雲的產生多是由於恆星晚年的演化（如紅巨星的膨脹收縮和超新星爆炸等）所致。

著名的貓眼星云：

3.星雲成份的分類

此分類下星雲可分為氣體星雲和塵埃星雲，星雲的組成成分分別為氣體和塵埃等。不同星雲中的氣體和塵埃的含量是不同的哦。由於其名稱就已經道出了星雲的成份情況，在此就不再一一細談了。

四、超新星的分類

大家知道，超新星是大質量恆星的演化階段的末期，超新星爆發後將成為中子星或黑洞，以壯觀的「焰火」來結束一顆恆星的生命。比如著名的金牛座蟹狀星雲就是超新星SN 1054爆炸後的產生的遺迹，而著名的超新星爆炸還有發生在1987年，位於大麥哲倫星雲的SN 1987A等等。

以前我一直以為超新星的兩種類型（I型和II型）是通過質量的大小或是爆炸後變成的中子星或黑洞來進行分類的，其實不然，這是按照超新星的成份和構成物質來分類的。

天文學家把超新星按它們光譜上的不同元素的吸收線來分成數個類型：

I型：沒有氫吸收線A

Ia型：沒有氫、氦吸收線，有硅吸收線

Ib型：沒有氫吸收線，有氦吸收線

Ic型：沒有氫、氦、硅吸收線

II型：有氫吸收線

1、I型超新星

Ia超新星 缺乏氫和氦，光譜的峰值中以遊離硅的615.0納米波長的光最為明顯。

Ib超新星 未遊離的氦原子（He I）的587.6納米，和沒有強烈的硅615納米吸收譜線。

Ic超新星 沒有或微弱的氦線，和沒有強烈的硅615納米吸收譜線。

2、II型超新星

II-P超新星在光度曲線上有一個「高原區」。

II-L超新星 光度曲線（星等對時間的改變，或光度對時間呈指數變化）呈「線性」的衰減。

如果一顆超新星的光譜不包含氫的吸收線，那它就會被歸入I型，不然就是II型。一個類型可根據其他元素的吸收線再細分。天文家認為這些觀測差別代表這些超新星不同的來源。他們對II型的來源理論滿肯定，但是雖然天文有一些意見解釋I型超新星發生的方法，這些意見比較不肯定。

Ia型的超新星沒有氦，但有硅。它們都是源於到達或接近錢德拉塞卡極限的白矮星的爆發。一個可能性是那白矮星是處於一個密近雙星系統中，它不斷地從它的巨型伴星吸收物質，直至它的質量到達錢德拉塞卡極限。那時候電子簡併壓力再不足以抵銷星體本身的引力，塌縮的過程可以把剩下的碳原子和氧原子融合。而最後核融合反應所產生衝擊波就把那星體炸成粉碎，這與新星產生的機制很相似，只是新星所對應的白矮星未達錢德拉塞卡極限，不會發生碳氧核反應，爆發所產生的能量是來自積聚在其表面上的氫或氦的融合反應。

亮度的突然增加是由爆發中釋放的能量所提供的，爆發以後亮度不會即時消失，而是會在一段長時間中慢慢地下降，那是因為放射性鈷衰變成鐵而放出能量。

Ib超新星有氦的吸收線，而Ic超新星則沒有氦和硅的吸收線，天文學家對它們產生的機制還是不太清楚。一般相信這些星都是正在結束它們的生命（如II型），但它們可能在之前（巨星階段）已經失去了氫（Ic則連氦也失去了），所以它們的光譜中沒有氫的吸收線。Ib超新星可能是沃爾夫－拉葉型恆星塌縮的結果。

如果一顆恆星的質量很大，它本身的引力就可以把硅融合成鐵。因為鐵原子的比結合能已經是所有元素中最高的，把鐵融合是不會釋放能量，相反的能量反而會被消耗。當鐵核心的質量到達錢德拉塞卡極限，它就會即時衰變成中子並塌縮，釋放出大量攜帶著能量的中微子。中微子將爆發的一部份能量傳到恆星的外層。當鐵核心塌縮時候所產生的衝擊波在數個小時後抵達恆星的表面時，亮度就會增加，這就是II型超新星爆發。而視乎核心的質量，它會成為中子星或黑洞。

II型超新星也有一些小變型如II-P型和II-L型，但這些只是描述了光度曲線圖的不同（II-P的曲線圖有暫時性的平坦地區，II-L則無），爆發的基本原理沒有太大差別。

還有一類被稱為「超超新星」的理論爆發現象。超超新星指一些質量極大恆星的核心直接塌縮成黑洞併產生了兩股能量極大、近光速的噴流，發出強烈的伽傌射線。這有可能是導致伽瑪射線暴的原因。

I型超新星一般都比II型超新星亮。

在一個大質量、演變的恆星（a）元素成洋蔥的殼層狀進行融合，形成鐵芯（b）並且達到錢德拉塞卡質量和開始塌縮。核心的內部被壓縮形成中子（c），造成崩落的物質反彈（d）和形成向外傳播的衝擊波（紅色）。沖積波開始失去作用（e），但是中微子的加入使交互作用恢復活力。周圍的物質被驅散（f），留下的只有被簡併的殘骸。

這個超新星的分類對於業餘的天文愛好者們理解起來可能確實有些困難，我也不能徹底理解，所以我直接轉載了百度百科上的原內容。反正總而言之就是I型超新星沒有氫的吸收線，而II型超新星則有氫吸收線。

蟹狀星雲，SN 1054超新星的爆炸遺迹，目前在星雲內部已發現了一顆中子星，距離地球6000多光年，目前星雲仍在膨脹擴散中…

超新星1987A爆炸遺迹，位於大麥哲倫星雲中，距離地球約16.3萬光年，由於爆發被觀測到時間不長，所以至今仍未觀測到其內部的中子星或是黑洞。據說其前身恆星質量約為太陽的20倍…

類星體基本知識：

類星體是迄今為止人類所觀測到的最遙遠的天體，距離地球至少在10億光年以上（百度百科上寫的是100億光年，這是不對的，我要給糾正一下。）類星體是一種在極其遙遠距離外觀測到的高光度和和強射電的天體。類星體比星系小很多，但是釋放的能量卻是星系的千倍以上，類星體的超常亮度使其光能在100億光年以外的距離處被觀測到。據推測，在100億年前，類星體數量更多，光度更大。也就是說，類星體是一種光度極高、距離我們極遙遠、輻射強而且紅移幅度極大的天體。

有理論認為，類星體有可能是星系核，或者其中心擁有一個大質量的黑洞或是白洞。著名的類星體有如：3C 273和3c 48 等，由於類星體距離我們太過遙遠，所以關於類星體，我們還是知之甚少。關於類星體的更多奧秘，還有待人類科技進一步地發展來不斷揭開。

喜歡這篇文章嗎？立刻分享出去讓更多人知道吧！