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不规则星系
此类的大多数代表由发光区域的颗粒状、高度不规则的组合组成 。 它们既没有明显的对称性 ， 也没有明显的中央核 ， 而且它们的颜色通常比螺旋星系的臂和盘更蓝 。 然而 ， 其中极少数是红色的 ， 并且具有平滑但不对称的形状 。
四个不规则星系
哈勃认出了这两种不规则星系 ，Irr I 和 伊尔II 。 Irr I 型是最常见的不规则系统 ， 它似乎自然地属于螺旋类的延伸 ， 超出 Sc ， 进入没有可辨别螺旋结构的星系 。 它们是蓝色的 ， 分辨率很高 ， 并且几乎没有或没有核 。 Irr II 系统是红色的稀有天体 。 它们包括各种混沌星系 ， 显然有许多不同的解释 ， 包括最常见的星系-星系相互作用的结果 ， 潮汐扭曲和同类相食；因此 ， 这一类别不再被视为对星系进行分类的有用方法 。
星系类型
一些不规则的星系 ， 如螺旋星系 ， 是被禁止的 。 它们具有近乎中心的条形结构 ， 支配着原本杂乱无章的材料排列 。 大麦哲伦星云就是一个众所周知的例子 。
其他分类方案和星系类型
其他类似于哈勃的分类方案遵循他的模式 ， 但对星系进行了不同的细分 。 此类系统的一个显着例子是德沃库勒 。 这个该方案自 1959 年成立以来已经有了很大的发展 ， 其中包括大量代码 ， 用于指示星系图像中可见的不同类型的形态特征（见 桌子） 。 哈勃星系的主要类别构成了德沃库勒斯方案的框架 ， 其细分包括不同的家族、变种和阶段 。 de Vaucouleurs 系统非常详细 ， 它更像是一个星系的描述性代码 ， 而不是一个常用的分类方案 。 cD：具有异常大、膨胀形状的星系 ， 总是在星系团的中心区域发现 ， 并假设由合并的星系组成 。 Seyfert 星系 ， 最初由美国天文学家 Carl K. Seyfert 从光谱中识别 。 这些天体具有非常明亮的原子核 ， 带有氢和其他常见元素的强发射线 ， 显示出每秒数百或数千公里的速度 。 大多数是无线电源 。 N：具有小而非常明亮的核和强无线电发射的星系 。 这些可能类似于赛弗特星系 ， 但距离更远 。 类星体（Quasars） ， 或称 QSO ， 是一种极小的、极其明亮的天体 ， 其中许多是强大的射电源 。 类星体显然与 Seyfert 和 N 星系有关 ， 但它们拥有如此明亮的原子核 ， 以至于很难探测到下面的星系 。 对于极遥远的星系也有不同的方案 ， 我们在它们年轻的时候就看到过 。 当用非常大的望远镜观察一个非常遥远的星系时 ， 我们会看到它的结构 ， 就像数十亿年前发出光时一样 。 在这种情况下 ， 独特的哈勃类型并不那么明显 。 显然 ， 星系在早期的组织性要差得多 ， 而且这些非常遥远的天体往往是高度不规则和不对称的 。 尽管有时会出于特殊目的使用特殊的分类方案 ， 但更新形式的哈勃通用方案是最常用的一种 。
【星系的类型和构成】在天文学家确定星系的存在之前 ， 他们必须开发一种方法来测量它们的距离 。 在前面的部分中 ， 解释了天文学家如何在 1920 年代首次为附近的星系完成这项极其艰巨的任务 。 直到 20 世纪后期 ， 进展缓慢得令人沮丧 。 尽管全世界越来越关注这个问题 ， 但仍未达成共识 。 事实上 ， 大多数工人的结果落入了两个不同的阵营 ， 其中一个发现的距离大约是另一个的两倍 。 出于这个原因 ， 在 1990 年发射到地球轨道后不久 ， 哈勃太空望远镜(HST) 被分配了可靠地确定河外距离尺度的特殊任务 。 在加拿大出生的天文学家温迪·弗里德曼 (Wendy Freedman) 和美国天文学家罗伯特·肯尼卡特 (Robert Kennicutt) 的带领下 ， 该团队利用 HST 的大量时间来测量一组精心挑选的星系中造父变星的特性 。 他们的结果介于两个较早的距离尺度之间 。 随着随后的改进 ， 星系之间的距离比例现在处于相当安全的基础上 。
HST 距离尺度项目建立了邻近宇宙的距离尺度 。 在目前的整个观测范围（数十亿光年）内确定到星系的距离是一项更加艰巨的任务 。 所涉及的过程是许多彼此密切相关的连续步骤之一 。 在建立 HST 测量的附近星系距离之前 ， 必须首先确定一些更接近银河系的星系的距离 ， 特别是那些在银河系中的星系 。 本地组 。 对于这一步 ， 使用已在银河系内校准的标准 ， 可以在不同方法之间进行检查 ， 最终标准是几何标准 ， 基本上涉及三角视差 ， 尤其是由Hipparcos卫星确定的那些 。 然后将这些充当“标准烛光”的距离标准与本地组以外星系的 HST 观测进行比较 ， 其中校准其他方法以允许测量更大的距离 。 这个一般的逐步过程一直持续到可观测宇宙的边缘 。
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