星系的形态类型及判断

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' p+ `* |0 ^- |2 m( W2 {( x0 h1924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。
7 K" C( ~( S$ Y: m1926年，Hubble给出了星系类型的tuning fork“音叉图”。
' J4 a# g% H3 M3 v1936年，Hubble又增加了S0和SB0两种类型。

. B8 x% {4 q' K' B2 E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。
( V/ m* Z$ t8 d2 y$ k1 b3 o  W7 ^
$ n) Z7 ~) g+ t9 c/ Y
& g* U5 D# k- q. B4 O' h 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。

+ d; P" n* ~6 V( t 2.亮度分布轮廓
# {; {+ F1 T+ F 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。
3 C9 {% I' K* l; t4 k1 C3 @ 星系亮度分布的de Vaucouleurs拟合：

星系亮度分布的指数拟合：

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。
3.星系的聚度参数值C
( P! C" u# k% Y$ m6 v 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。
9 A8 c9 [% U  k- H5 U/ N! h) k 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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