低面亮度(Low Surface Brightness，簡稱LSB)星系是宇宙中最為豐富的星系品種，這些星系的表面亮度只及正常旋渦星系表面亮度的1/10到1/25，因而，它們是很難被探測到的。
基本介紹
- 中文名：LSB星系
- 外文名：Low Surface Brightness
- 學科：天文學
- 人物：英國天體攝影師馬林
- 例子：飛馬座矮橢球星系
- 分類：暗弱的巨星系、彌散的矮星系
簡介,暗弱的巨星系,LSB星系彌散的矮星系,LSB星系劃分,
簡介
隨著望遠鏡聚光本領的增強和新攝像技術的套用，天文學家探測到越來越暗的天體。現在，許多天文學家認為低面亮度(Low Surface Brightness，簡稱LSB)星系是宇宙中最為豐富的星系品種。這些星系的表面亮度只及正常旋渦星系表面亮度的1/10到1/25，因而，它們是很難被探測到的，但由於套用了英國天體攝影師馬林發明的攝像技術和高靈敏度電荷藕合器件(CCI))照相機，20年來，幾個國際天文小組已發現了許許多多的LSB星系 。
馬林今年56歲，17歲時就在一家瑞士公司里從事科學攝影。1974年，他到澳大利亞參加3.9米英澳望遠鏡和1.2米聯合王國施密特望遠鏡的天體攝影工作。經過幾年的探索，他研究出三項實用的攝像新技術:
- 改進三色照相技術，將分別通過紅、綠、藍濾光片拍攝到的同一天體的三色像疊合在一起，獲得了與黑白照片相同的明暗對比明顯的影像；
- 照相放大技術，將同一天區的多次露光的照片結合在一起以增強該天區內深空暗弱天體影像的反差；
- 消除模糊技術，將同一天區的正像和負像疊合起來以獲得星雲或星系過份露光部分的細節，這是由於在正、負像片上面天體影像的同一模糊部分互相抵消的同時，其明暗對比明顯的細節更加清晰。馬林用這些技術獲得了許多星團、星雲和星系非常清晰的影像。
他在1985年用1.2米聯合王國施密特望遠鏡於室女星系團方向拍攝到的一個暗弱星系，在美國天文學家伊姆拜(Christopher Impey)用帕洛瑪山5米望遠鏡進一步觀測後，天文學界開始了探測暗巨星系的熱潮。人們為了紀念馬林的功績，命名此星係為Malin1。LSB星系可分為暗弱的巨星系和彌散的矮星系兩大類。
暗弱的巨星系
現在，Malin1已被公認為暗弱巨星系族中的典型星系，其核心以25倍於室女星系團的運行速度與室女星系團分離，它與我們的距離是室女星系團與我們距離的巧倍，即約7億光年之遙。它不是靠近室女星系團的矮星系，而是一個直徑達70萬光年的龐大的旋渦星系，比我們銀河系的直徑大七倍多，與一般旋渦星系相比，要大10倍多，其總質量是銀河系總質量的20倍，它是我們已知尺度和質量最大的旋渦星系。Malin1似乎是一個孤立的場星系，一個相當平靜、未發覺其有演化的盤星系:在初始的一次爆發式的恆星形成，產生了星系的中心核球以後，幾十億年來，再沒有新的恆星誕生，因而顯得非常暗弱，其亮度只有正常旋渦星系的百分之一；它至今仍保留著大量的氣體，用位於美國波多黎各州阿雷西博的射電望遠鏡對其探測的結果表明:Mialnl中氫的含量大約是銀河系含氫量的10倍，但氣體密度卻只有銀河系恆星形成區域氣體密度的1/5。
有趣的是，如果把Malinl置於仙女星系的位置，即距離我們220萬光年處，它將占據天空20’，即40個滿月排成一排所占有的寬度，但即使用最好的光學望遠鏡去觀察也難以見到它，這是因為平均說來其巨大星系盤的亮度只有夜天空亮度的百分之二至三，其零散分布的恆星將很難與我們銀河系的恆星區分出來。具有諷刺意味的是，在較遠處的暗弱巨星系反而較易被發現，例如，伊姆拜小組在一次對天空赤道帶的巡天中，在望遠鏡上配備了高靈敏度的CCI〕照相機，與計算機聯用便紀錄到了距離我們2至4億光年遠處的已出版的星系表中尚未列人的500多個LSB星系。
20年來研究巨型I另B星系的經驗，天文學家們相信見到的大多數星系是從巨大氣雲形成的，較大、較濃密的雲團在其自身的引力作用下快速坍縮，在宇宙創生大爆炸後20至30億年間形成第一代星系，但幽靈般的1另B星系則是前不久，就整個宇宙而言，在離我們不太遠處形成的。LSB星系可能代表比較彌散的氣雲，因此，直到前不久才開始有恆星形成。這樣，LSB星系就打開了星系形成和演化的一扇新窗戶，提供了一個從古老氣體形成非常年輕星族的範例。現在，Malinl已被公認為暗弱巨星系族中的典型星系，其核心以25倍於室女星系團的運行速度與室女星系團分離，它與我們的距離是室女星系團與我們距。
LSB星系彌散的矮星系
矮星系是光度和質量都小的星系，它們的絕對星等一般為-8至-16等(正常旋渦星系的絕對星等亮於一20等)，質量一般為10^6~10^9倍太陽質量(正常旋渦星系的質量大於太陽質量的10^11倍)。
矮星系中多數為橢球狀的星系，如我們銀河系附近的天爐、玉夫、獅子工、獅子n、小熊、天龍、船底及六分儀星系，它們都是以所在星座的名字命名的。這些星系圍繞著銀河系運行，其共同特點是恆星的密集度極稀，即使在其中心區也只是太陽附近恆星密集度的千分之一，而且沒有氣體和塵埃，因此，可以透過它們觀測到更遠的河外星系。三年前發現的人馬座矮橢球星系經巴黎天文台阿勞德等人的進一步觀測發現它在空間跨越26000光年，幾乎是原先估計的3倍。這些伴星系的運動情況能反映出銀河系對它們的引力作用，從而可以反推出銀河系的質量—主要是銀河系中所含的大部分不可視的“暗物質”的質量。新發現的人馬座矮橢球星系離地球只有9萬光年，是諸矮星系中最靠近銀河系的一個，它被拉長了的外形說明在銀河系的巨大引力下正在被瓦解之中，阿勞德小組下一步擬研究銀暈中的部分質量是否是由該矮星系的大部分殘餘物所組成。仙女星系的7個伴星系中有5個是矮橢球星系。
矮不規則星系很早就被發現了，本星系群中有5個。它們的形狀不規則，有的隱約可見不甚規則的棒狀結構，長徑的幅度在6千~3萬光年，星族成分和段型旋渦星系相似:OB型星、電離氫區、氣體和塵埃等，年輕的星族I天體占很大的比例。有的矮不規則星系中可能含有大量的暗物質，例如，DD0154是後發星座內的一個矮不規則星系，天文學家用美國新墨西哥州的甚大天線陣測量來自DD0154中原子氫21厘米氫發射線的都卜勒頻移以測定星系中氣體的速度，從星系的旋轉速率、原子氫的分布以及星光的分布，計算出星系中發光質量和暗物質之比，得出兩者之比為1:10。
矮旋渦星系是不久前才發現的，與仙女星系M31比較，一個典型的矮旋渦星系其亮度、直徑和質量分別為M31的1/50、1/7和1/4。
最為引人注目的是發現了許多藍緻密矮星系。例如，歐洲南天天文台的兩位天文學家發現的一個正在形成中的藍緻密矮星系ESO400-G43，其特點是看上去很緻密而且顏色很藍，表明其中的恆星正在快速形成中，較重元素的含量低，說明如此快的產星率還為時不長。這類星系要末是年輕星系，要末是它們的恆星形成是爆發式的。用甚大天線陣在21厘米波長探測它，發現它被50億倍太陽質量的慢旋轉原子氫暈包圍著。光學觀測表明，它的形態和光譜特徵與該星系以年輕恆星為主和極低質量、光度比(1/10)一致:發光恆星集中在快速旋轉的中心星系盤內而暗物質主宰著它的外圍。
20年來幾個國際天文小組對LSB星系的探測研究，人們得出下列四點初步結論:
- 對冷暗物質學說提出挑戰在幾個天文小組觀測工作的基礎上，有人估計宇宙中LSB星系至少有幾十億個，其中矮星系占大多數，但由於它們既暗且遠，探測起來較難。果真如此的話，它們將占有宇宙中“暗物質”相當大的份額。暗物質(或失蹤的質量)是說明宇宙大尺度結構的演化所需要的，按照冷暗物質學說，表面亮度低的星系應位於亮星系團之間的空間內，但至今所觀測到的暗弱天體的分布卻與理論預測不一致。
- 有助於對早期宇宙的了解LSB星系的低氣體密度(一般為銀河系氣體密度的1/20)可能對說明另一個宇宙之謎有所幫助。這一密度可能扮演早期宇宙均勻“清湯”中最小的原初“團塊”的角色，這種團塊有助於觸發宇宙的膨脹。但對此也有不同看法:認為暗弱星系在已往的幾十億年中確有演化，故不能把它們看作是古老的原星系。
- LSB星系一般處於孤立狀態這主要指暗弱的巨星系而言。所有星系都經歷過一個以瀰漫氣體和金屬元素(重於氮的元素的總稱)豐度低為特徵的早期階段，但是是什麼原因使得暗弱星系長期保持著平靜狀態的呢?氣體密度過低可能是使它們難於結合成恆星的原因之一，而與大多數明亮星系不同的是，LSB星系往往處於孤立狀態，缺乏近鄰星系額外的引力吸引，而這種曳引力是促使氣體凝聚為恆星所必需的。
- LSB星系的顏色很藍之謎藍色暗示缺乏金屬和存在著年輕的大質量恆星，因為這些星在藍光波長有發射而金屬會吸收藍光，但大質量星發出的輻射迅即使其周圍的氫電離。天文工作者在這些星系中確曾發現過少數電離氫區。有人認為，一種可能是:這些LSB星系在進行著我們尚不了解的恆星形成過程，而這種過程在其他星系中迄今未被人們探測出來。總之，LSB星系的發現給現代宇宙學模型和星系的形成和演化學說提出了許多新問題，有待科學工作者進一步研究。我國天文工作者也參予了LSB星系的研究，如陳時、馬輯和俞允強三位學者在(天體物理學報)1995年第3期所發表的他們對“暗藍星系計數與星暴矮星系族”研究的論文。
LSB星系劃分
表面亮度對星系的選擇非常重要，那就需要找到測量表面亮度最好的方法。對盤星系而言，有三種適合的方法來表示盤的表面亮度 ：
- 中心表面亮度（μ0）
- 標準等值線（一般為25mag arcsec^(-2)）內的平均表面亮度（μiso）
- 半光半徑內平均表面亮度（μeff）
三種方法最大的不同是，第一種方法要求星系表面亮度值可用指數函式擬合。事實上，許多低表面亮度星系的總光度都符合這一標準。因此，一般選擇B波段中心表面亮度來定義低表面亮度盤星系的表面亮度。
Freeman規則主要適合於盤星系，μ0(B)比21.65mag arcsec^(-2)更暗的星係為低表面亮度星系。然而，低表面亮度星系的表面亮度臨界值沒有確定的界限，在不同的文獻中也不完全相同，而且也與所研究的波段有關。Impey和Bothun定義低表面亮度星系是B波段中心表面亮度比23.0mag arcsec^(-2)更暗的星系。而一般認為，B波段中心表面亮度比22.0mag arcsec^(-2)更暗的星系是低表面亮度星系。McGaugh試著更為詳細而準確地劃分低表面亮度星系，認為B波段中心表面亮度介於22.75-24.mag arcsec^(-2)的星係為低表面亮度星系（LSBGs）。而將B波段中心表面亮度在245~27之間的星系定義為非常低表面亮度星系(VLSBGs)，B波段中心表面亮度在22~22.75mag arcsec^(-2)之間的星系定為中等表面亮度星系(ISBGs)，波段中心表面亮度在21.25~22mag arc sec^-2之間的星系定為高表面亮度星系（HSBGs），B波段中心表面亮度小於22.25mag arcsec^(-2)之間的星系定為非常高表面亮度星系(VHSBGs)。而Courteau很好的定義了R波段中心表面亮度的上限為20.08mag arcsec^(-2)，Adami等人選擇的低表面亮度星系樣本就是暗於20.08mag arcsec^(-2)。
