星系的形态类型及判断

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1924年，Hubble通过证认出M31中的造父变星，计算出M31距离我们有90万光年，虽然比目前人们认识到的220万光年小很多，但毕竟比银河系的10万光年的尺度大了好多，从而将人们的视野从银河系拓宽到更为遥远的河外星系。
& ?! e- Y) Y+ x. J( X' e7 ^7 |1926年，Hubble给出了星系类型的tuning fork“音叉图”。
' G3 N8 z' K8 d" z- J3 i8 b% }1936年，Hubble又增加了S0和SB0两种类型。

: a" o/ ^7 x. A! q由于历史原因，通常将椭圆星系（E）和透镜星系（S0）称为早型星系（Early-type Galaxies），而将漩涡星系（S）和棒旋星系（SB）称为晚型星系，这种说法沿用至今，并在科技文献里依然使用，虽然这种说法不一定正确。
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$ O9 N0 {0 b; t, i6 W2 y 将星系的形态进行分类，最直接、最有效的方法就是看其图像，根据星系的形态特征（如悬臂、棒、环结构及尘埃带等）来进行分类。但是，由于望远镜口径的限制，大多数暗的星系就很难判断其形态，而如果有星系的光谱和测光数据，则可以根据一些方法来判定其形态类型。
1.Dn（4000）
Dn（4000）是星系光谱在4000埃出跃变的强度，由一些金属线的累积所致。年轻星族的4000埃处跳跃会小一些，而金属丰度高的年老星族4000埃处得跃变比较显着，通常Dn>1.6多数为椭圆星系。
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2.亮度分布轮廓
一般说来，椭圆星系的亮度轮廓可用de Vaucouleurs形式拟合得较好，而旋涡星系则基本满足指数形式。
星系亮度分布的de Vaucouleurs拟合：
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% k: i* n4 ~3 h0 ?  [) E 星系亮度分布的指数拟合：

( f! g* m) m& R* x. ?- t 如果没有光谱，只有测光数据，可以根据给出的de Vaucouleurs形式拟合概率值Ldev和指数拟合的概率值Lexp来确定星系的形态。
. O5 P6 w+ X+ [) M8 R! S# u5 l$ S 3.星系的聚度参数值C
- t/ e. m# |& N" ?$ `- |( ^6 o 星系的聚度参数定义为：C=R90/R50，某波段星系光度值的90%和50%处两个半径的比值。有人研究指出，C>2.6的星系大部分是椭圆星系和透镜星系，而漩涡星系和不规则星系的聚度值通常在2<C<2.6的范围内。
4.星系发射线Hα线的等值宽度
由于晚型星系的气体和尘埃物质比较丰富，HⅠHⅡ比较强，所以晚型星系有较强的发射线，所以对于形态上无法区分的S0和Sa/Sb星系，发射线强度可以帮助我们判断。
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