戒指星系檢視原始碼討論檢視歷史
戒指星系也叫「哈氏星系」，是20世紀50年代被天文學家亞特格霍發現的。這類天體一直讓科學家們非常苦惱，無法對其進行準確定位，因為它看上去有些像土星外圍結構，通常也有非典型星系特徵，非常不規則。它外圍是由明亮的藍色恆星組成的環狀物，而中心處的圓球則主要是由許多可能較老的紅色恆星構成。介於兩者之間的是一道幾乎完全黑暗的裂縫。雖然這些類似的天體已被識別出，並被歸類為環狀星系，但是哈氏天體(Hoag's Object)是如何形成的，目前仍不為人知。
戒指星系的介紹
AM 0644-741有一個美麗的藍色亮光環，它就是一個戒指星系。它的直徑有15萬光年，比我們的銀河系要大很多。它在飛魚座方向，距離我們約300萬光年。
對於戒指星系形成的原因，其中一個理論認為，戒指星系的這個奇特形狀是由於碰撞造成的。當兩個星系相撞時，就像一塊石頭扔進水裡引起一圈圈漣漪那樣。急速的碰撞改變了星系中恆星和氣體的軌道，使它們向外擴沖。藍色的亮圈中正在形成巨大的恆星，這些新形成的恆星發出極強的光和熱使圓環格外漂亮。理論研究顯示，這個星系不會永遠繼續膨脹。在大約300萬年後，它將達到最大半徑，然後瓦解。
我們的宇宙，就像像是一個星系的遊樂園，充滿了各種各樣形狀的星系，其中大多數都是具有較為普通的外形，比如有呈現球形的外觀，橢圓形，還有扁平狀的類似光盤狀，像銀河系這樣帶有棒狀星系特點的螺旋星系，或者螺旋的方式可以是多種多樣的，更能體現自然界裡的事物具有藝術優雅的特性。但是，哈氏天體卻顯得如此與眾不同，超級怪異，當時天文學家亞特霍格發現它的時候，甚至不敢相信這是一個星系。
相反地，當時他更認為是發現了一個垂死的恆星，一種被稱為是行星狀星雲的天體，而外圍則是由星際氣體組成。但是，他自己卻也不滿意這個解釋，並指出，該星系外圍的環結構並沒有出現具有炙熱氣體的波長特徵。他進一步推測，星系外圍神奇的環結構可能是一個光學幻覺，這種現象就是我們所熟知的引力透鏡效應，其大概的原理是，當一個背景星系所發出的光線遇到一個強引力場，而發生的光線被引力場彎曲扭曲的現象。我們從前景星系的圖像中，看出光線被扭曲到何種程度，如果扭曲程度越大，則說明前景星系的引力就越強，這樣就可以解釋前景星系中的引力場情況。然而，這樣的解釋對哈式天體而言，卻顯得非常地失敗。[1]
探索
在1974年，對哈氏天體的核心觀測數據表明，其質量確實太少，這個情況就意味着，其並不具有超強的引力場，這就使得引力透鏡的假說顯得有些無力，因為如果沒有強大的引力，就不可能將背景星系發出的光線扭曲成一個超級環，而出現這樣一個超級大的星系環結構，就需要強大引力場支持。
接着，在1987年，卡內基天文台的天文學家朗索瓦施韋策領導的一個研究小組曾建議，哈氏天體的形成原理是由兩個星系碰撞而形成的。具體的過程中，當一個質量較小的星系經過一個大質量的橢圓形星系，兩者發生了碰撞，較大的橢圓形星系被質量較小的星系從某一個角度上切入碰撞，兩個星系的核心質量部分構成了我們現在所見到的核心結構，而較小的星系中用於形成恆星的氣體和材料就被大質量的橢圓形星系所吸收，最後形成了飄着星系之外的環結構。
驗證這個假說的方法其實也很簡單，我們可以尋找在哈氏天體周圍的星系碎片，如果確實是發生於兩個星系的碰撞，那就應該留下位於星系外圍微弱的星系碎片，碎片則是由星系碰撞而四分五裂所產生的。到目前為止，最具特徵的觀測是用俄羅斯6米直徑的大望遠鏡進行觀測，該項研究是由以色列特拉維夫大學的天文學家伊多芬克爾曼（Ido Finkelman）所領導，相關的研究發表在皇家天文學會的每月通告上。
星系碰撞假說也搭存在着證據不充分的問題，哈氏天體的形成時間可追溯到30億年之前，經過如此漫長的時間，即使存在着碰撞留下的碎片，也將被抹去。目前，作為一個替代的解釋方案，天文學家推測哈氏天體的核心部位在早期未形成環結構時，曾通過自身的引力大量地吸積周圍宇宙空間的星際氣體，而多餘的氣體就在星系周圍形成了環結構。
對此，天文學家朗索瓦施韋策認為，這個觀點比較合理，但是，現在也沒有證據能證明哈氏天體不是由星系碰撞而產生的。而在30億年前的宇宙，到底發生了什麼事件，使得宇宙中形成了如此怪異的星系，仍然不得而知。我們目前所作出的一些推測，僅僅只是各種假說，也可能全都不正確。儘管在天文學家眼中，哈氏天體是一個非常難啃的骨頭，且又具有令人驚訝的特徵，任何國際天文研究小組關於哈氏天體的研究報告都將引起廣泛的關注。由於研究對象的獨一無二性，因此，對哈氏天體的研究，證明其「身世之謎」依然是一個很有價值的研究。[2]
主要特徵
大小
橢圓星系的大小差別很大，直徑大致在3300多光年至49萬光年之間;旋渦星系的直徑一般在1.6萬光年至16萬光年之間;不規則星系直徑一般在6500光年至2.9萬光年之間。當然，由於星系的亮度總是從中心向邊緣漸暗，外邊緣沒有明顯界線，往往用不同的方法測得的結果也是不一樣的。
質量
星系質量一般在太陽質量的100萬至10000億倍之間。橢圓星系的質量差異很大，大小質量差竟達1億倍。相比之下，旋渦星系質量居中，不規則星系一般較小。
運動
星系內的恆星在運動，星系本身也有自轉，星系整體在空間同樣在運動。星系的紅移現象 所謂星系的紅移現象，就是在星系的光譜觀測中，某一譜線向紅端的位移。為什麼有這種位移呢?這種位移現象說明了什麼呢?根據物理學中的多普勒效應，紅移表明被觀測的天體在空間視線方向上正在遠離我們而去。1929年，哈勃發現星系紅移量與星系離我們的距離成正比。距離越遠，紅移量越大。這種關係被稱之為哈勃定律。這是大爆炸宇宙學的實測依據。
分布
星系在宇宙空間的總體分布是各個方向都一樣，近於均勻。但是從小尺度看，星系的分布又不是均勻的，與恆星的分布一樣，有成團集聚的傾向，大麥哲倫星系和小麥哲倫星系組成雙重星系。它們又和銀河系組成三重星系。加上仙女座大星系等構成了本星系群。
演化
作為龐大的天體系統來說，星系也是有形成、發展到衰亡的演化過程。星系從形態序列看有橢圓星系、旋渦星系和不規則星系。這種形態上的差別是否代表它們演化階段的不同呢?誰屬年輕?誰是中年?誰算老年?尚處於探索之中。
最著名的河外星系有：仙女座河外星系、獵犬座河外星系、大麥哲倫星系、小麥哲倫星系和室女座河外星系等。
拓展
18世紀，德國哲學家康德和英國天文學家賴特等人曾猜想這些星雲是像銀河一樣由星群構成的宇宙島，只因距離太遠而不能分辨出單個的星體。
關於河外星系的發現過程可以追溯到兩百多年前。在當時法國天文學家梅西耶 ( Messier Charles ) 為星雲編制的星表中，編號為M31的星雲在天文學史上是有着重要的地位。初冬的夜晚，熟悉星空的人可以在仙女座內用肉眼找到它，一個模糊的斑點，是俗稱仙女座大星雲[3] 。在從1885年起，人們就在仙女座大星雲里陸陸續續地發現了許多新星，從而推斷出仙女座星雲不是一團通常的、被動地反射光線的塵埃氣體雲，而一定是由許許多多恆星構成的系統，而且恆星的數目一定極大，這樣才有可能在它們中間出現那麼多的新星。假設這些新星最亮時候的亮度和在銀河系中找到的其它新星的亮度是一樣的，那麼就可以大致推斷出仙女座大星雲離地球十分遙遠，遠遠超出了已知的銀河系的範圍。但是由於用新星來測定的距離並不很可靠，因此也引起了爭議。
1917年，美國天文學家里奇拍攝星雲NGC6946時，在其中發現了一顆新星。後來美國天文學家柯蒂斯也有類似的發現。由於星雲中的新星極其暗弱，他們猜測星雲應該極其遙遠，是銀河系外的天體。
1924年，美國天文學家哈勃(E.Hubble，1889-1953)用當時世界最大的天文望遠鏡——威爾遜山天文台2.5米直徑的望遠鏡觀察仙女座星雲，第一次發現星雲其實是由許多恆星組成的，並利用其中的造父變星測定出仙女座星雲位於70萬光年之外。這遠遠超出了銀河系的範圍，證明它是銀河系之外的星系。此後，哈勃又測定出三角座星雲和星雲NGC6822也位於銀河系之外。
1924年，哈勃用當時世界上最大的望遠鏡在仙女座大星雲的邊緣找到了被稱為"量天尺"的造父變星，利用造父變星的光變周期和光度的對應關係才可以定出仙女座星雲的準確距離，證明它確實是在銀河系之外，也就是說像銀河系一樣，是一個巨大、獨立的恆星集團。因此，仙女星雲應改稱為仙女星系。
第一個發現的河外星系是仙女座大星雲(M31)。隨着望遠鏡口徑的增大，觀測技術的進步，哈勃望遠鏡和各種航天探測器的上天，發現的河外星系也越來越多。時下，在觀測所及的範圍內可以觀測到10億個以上的星系。在這眾多的河外星系中，只有極少數很亮的才有專門名字：有的以發現者的名字來命名，如大小麥哲倫雲，有的以所在星座的名稱來命名，如獵犬座星雲等。絕大多數河外星系是以某個星雲、星團表的號數來命名。[3]
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