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來源：互聯網

矮星系（英文：Dwarf Galaxies）是一種小型星系，可能包含1000顆至數十億顆恒星不等。它們不像大質量星系能維持漩渦密度波并與伴星系相互作用，引發恒星形成爆發。多數矮星系較為單調，被喻為“平民星系”。

矮星系的形狀不固定，有些呈圓形，有些則呈不規則形狀。從數量上看，它比普通亮度的星系（旋渦星系、橢圓星系等）多很多。在早期宇宙中，暗物質密度的波動可能形成了引力勢阱，氣體在此聚集并開始形成恒星，從而導致矮星系的誕生。矮星系經歷的演化過程可能顯著改變其外觀和組成。與大型星系的相互作用可能剝離它們的氣體和恒星，這種現象被稱為潮汐剝離，導致矮不規則星系轉變為矮球狀星系。矮星系觀測方法多樣，包括綜合光測量法、星計數法，還可利用射電望遠鏡觀測中性氫等氣體了解相關特征。矮星系的典型代表有大麥哲倫星系、獅子座A、圖卡納二號、仙女座四世等。

矮星系雖天體規模相對較小，但在宇宙演化中扮演關鍵角色。雖然體積小，矮星系可能富含暗物質，有些星系的暗物質占其總質量的比例高達99%。這使它們成為研究這種神秘物質的寶貴實驗室。同時，其超高的密度在宇宙進化的電腦模擬圖中得以顯現，在古老星系中的實際數量或許遠超天文學家預期。盡管矮星系可能并非宇宙研究的最重要對象，但后續仍需對其展開深入研究與探索。

矮星系的發現不能歸功于單一個體，因為這一過程涉及了多位天文學家長時間以來的觀測與研究。然而，“矮星系”這一術語以及對這些較小星系的分類始于20世紀中葉。

發現

早期發現

矮星系的發現不能歸功于單一個體，因為這一過程涉及了多位天文學家長時間以來的觀測與研究。然而，“矮星系”這一術語以及對這些較小星系的分類始于20世紀中葉。在理解矮星系方面，一項重要的早期貢獻來自愛德文·哈勃（Edwin Hubble）在20世紀20年代的工作。他在星系分類方面發揮了關鍵作用，并為后來的研究奠定了基礎。哈勃空間望遠鏡關于星系形態學的研究包括了對各種類型星系的觀測，盡管他并未像人們理解的那樣專門劃分出矮星系這一類別。

將矮星系確立為一個獨特類別，其進程在20世紀70至80年代加速，當時天文學家開始發現并編錄這些較小的星系，特別是在包含銀河系的本星系群中。這一時期的重要發現包括認識到麥哲倫云（大麥哲倫云和小麥哲倫星系）屬于不規則矮星系。20世紀后期，觀測技術的進步，例如性能更優的望遠鏡以及對夜空的系統性中國空間站工程巡天望遠鏡，導致發現了眾多先前未被注意到的額外矮星系，特別是那些因其低光度而難以察覺的暗淡而彌散的矮星系。像亞倫·P·H·M·范登伯格等天文學家在識別和分類這些星系方面發揮了關鍵作用。

總而言之，雖然矮星系發現的基礎是由愛德文·哈勃等20世紀初期的天文學家奠定的，但矮星系的分類和理解是通過多位天文學家數十年來的工作，尤其是在20世紀下半葉，才得以顯著發展。

重大突破

2005年，在斯隆數字巡天（Sloan Digital Sky Survey）中，超微弱矮星系的發現是矮星系研究的一個重要里程碑。這些超微弱矮星系（L<10?L_sun）代表了星系光度函數的極端下限，它們是已知最古老、最暗物質主導、最貧金屬且化學演化程度最低的恒星系統，為研究首批星系的形成以及小尺度上暗物質的行為提供了獨特窗口。

持續發現

隨著觀測技術的不斷進步，新的矮星系不斷被發現。例如，研究人員通過對哈勃空間望遠鏡（HST）檔案觀測幀的分析，在獅子座A 星系中發現了新的星團，這意味著對該矮星系的結構和恒星組成有了更深入的認識。這也從側面反映出對矮星系的研究在不斷細化和深入。

矮星系是宇宙中已知的最小星系，與中等級別的銀河系包含數千億顆恒星相比，它們最小的只有數千顆恒星，因而極其暗淡。截止2015年，科學家發現了超過20個圍繞銀河系運轉的矮星系，但其中約一半是在2005年和2006年觀測到的，此后只有零星發現。

形成

矮星系的形成是天文學家積極研究和爭論的主題。根據主流理論，這些微小星系要么通過形成大型星系的層級合并過程形成，要么作為未能聚合成更大結構的原始構建塊而存在。在早期宇宙中，暗物質密度的波動可能形成了引力勢阱，氣體在此聚集并開始形成恒星，從而導致矮星系的誕生。

矮星系經歷的演化過程可能顯著改變其外觀和組成。與大型星系的相互作用可能剝離它們的氣體和恒星，這種現象被稱為潮汐剝離，導致矮不規則星系轉變為矮球狀星系。盡管體積小，矮星系可能富含暗物質，有些星系的暗物質占其總質量的比例高達99%。這使它們成為研究這種神秘物質的寶貴實驗室。

構成

恒星

恒星數量與質量范圍：矮星系通常包含幾千到幾十億顆恒星。不同類型的矮星系，恒星數量差異較大。例如，超暗矮星系恒星數量相對較少，可能僅有數千顆；而一些較大的矮星系，恒星數量可達幾十億顆。在質量方面，矮星系中的恒星質量范圍與其他星系類似，從質量較小的紅矮星到質量較大的大質量恒星都有分布。但總體而言，由于矮星系的低光度和小尺度特性，其中低質量恒星的占比較高。

恒星形成歷史：矮星系的恒星形成歷史較為復雜。部分矮星系經歷了長時間斷斷續續的恒星形成過程，而有些則在特定的時間段內集中形成恒星。例如，一些矮星系可能在早期宇宙中經歷了一次劇烈的恒星形成爆發，之后恒星形成活動逐漸減弱。恒星形成歷史受多種因素影響，如氣體的供應、星系間的相互作用等。在一些受到潮汐作用或與其他星系發生相互作用的矮星系中，恒星形成活動可能會被觸發或抑制。

恒星化學組成：矮星系中恒星的化學組成可以反映其演化歷史。許多矮星系中的恒星具有較低的金屬豐度，這表明它們在早期宇宙中形成時，星際介質中的重元素含量較少。對矮星系中恒星化學豐度模式的研究發現，一些元素的豐度比例與銀河系中的恒星有所不同。例如，矮星系中恒星的化學豐度模式可能需要兩種r-過程元素的來源，其中一種可能歸因于中子星合并，這對理解元素的起源和星系的化學演化具有重要意義。

氣體

中性氫（HI）：中性氫是矮星系中重要的氣體成分，星系的HI含量是研究星系演化的重要參數。通過對矮星系中性氫的觀測發現，不同環境下矮星系的HI含量存在差異。在星系團等高密度區域，由于受到多種氣體去除機制的影響，如合并和潮汐間的相互作用、沖壓剝離等，富氣體晚型矮星系的氣體可能會隨著時間推移被去除，導致HI含量降低。而在一些距離主星系較遠的衛星矮星系中，可能會探測到較多的HI氣體。例如，大多數距離銀河系或M31超過270kpc的衛星星系都探測到了HI氣體，而在這個距離內的大多數衛星星系沒有探測到HI氣體。通過對矮星系中性氫的研究，可以探討星系演化，以及暗物質的性質等問題。

其他氣體成分：除了中性氫，矮星系中還可能包含少量的分子氫（H?）以及一些重元素組成的氣體，如一氧化碳（CO）等。分子氫是恒星形成的重要原料，其在矮星系中的分布和含量與恒星形成活動密切相關。然而，相比于大型星系，矮星系中分子氫的含量通常較低，這也限制了其恒星形成的速率。通過對一氧化碳等氣體的觀測，可以間接推斷分子氫的分布和含量，從而進一步了解矮星系中恒星形成的條件和過程。

塵埃

塵埃在矮星系中雖然含量相對較少，但對星系的物理過程和觀測特性具有重要影響。塵埃主要由碳、硅等元素組成，它可以吸收和散射恒星發出的光線，影響星系的光度和顏色。在一些恒星形成活動較為活躍的矮星系中，塵埃的含量可能相對較高，這是因為恒星形成過程中會產生塵埃。塵埃還可以在星際介質中起到冷卻作用，促進氣體的凝聚和恒星的形成。通過對矮星系塵埃的觀測和研究，可以了解星系的恒星形成歷史、星際介質的物理性質以及星系的演化過程。

暗物質

暗物質是矮星系的重要組成部分，對矮星系的結構和演化起著關鍵作用。許多矮星系表現出較高的暗物質與可見物質比例，尤其是超暗矮星系，它們被認為是最古老、最暗物質主導的恒星系統。暗物質通過引力作用影響矮星系中恒星和氣體的運動，維持星系的結構穩定。研究表明，矮星系的恒星速度彌散在大多數情況下對雙星和前景污染等系統誤差具有較強的魯棒性，這也從側面反映了暗物質在維持矮星系動力學平衡中的重要作用。對矮星系中暗物質的研究有助于深入理解暗物質的性質和行為，以及其在星系演化中的作用機制。

觀測方法

綜合光測量法

通過探索有限的表面亮度-空間分辨率（μeff，lim-θ）參數空間，綜合光測量法可以非常有效地檢測到局部體積中3-10Mpc之間的微弱場矮星系。這種方法利用本地群中的矮星系樣本，構造光度和結構參數（如M?–μeff，V和M?–Reff）之間的關系，進而計算局部體積中可檢測到的最低恒星質量以及預期星系數量。對于距離>3Mpc的星系，檢測到的星系數量主要取決于極限表面亮度；而對于距離>8Mpc的星系，空間分辨率開始發揮作用。

星計數法

經典的星計數法是通過對星系中的恒星進行逐一計數來研究星系的特性。在矮星系的發現中，星計數法可以幫助確定星系的恒星數量、分布等信息，從而識別出矮星系。不過，這種方法相對較為耗時，且對于一些遙遠或恒星分布較為復雜的矮星系可能存在一定局限性。

其他方法

利用射電望遠鏡對矮星系中的中性氫等氣體進行觀測，了解其氣體含量、運動學特征等，也有助于發現矮星系。例如，基于澳大利亞望遠鏡緊湊陣列（ATCA）進行的“本地體積HI中國空間站工程巡天望遠鏡”（LVHIS），對附近矮星系（D<10Mpc）的氣體含量、運動學和恒星形成進行了研究，樣本涵蓋近100個星系，包括新發現的星系，這些研究為矮星系的發現和研究提供了重要信息。

典型代表

大麥哲倫云

大麥哲倫星云（LMC）是距地球約16.17萬光年的矮不規則星系，其位于南半球山案座與劍魚座，肉眼可見。它曾被認為是銀河系衛星星系，經證實是首次靠近銀河系的“過客”，與小麥哲倫星系（SMC）通過引力相互作用形成氣體流和橋。其直徑約3.25萬光年，質量為銀河系10%-20%，含60個球狀星團、700個疏散星團及著名的狼蛛科星云。1987年爆發了迄今肉眼可見的最后一顆超新星。研究顯示，麥哲倫星系的恒星形成和氣體結構或源于自身相互作用，這種雙星系近距離靠近大星系的組合極為罕見。

獅子座A

獅子座A是一個孤立的氣體豐富的矮星不規則星系，處于恒星集團郊區，其恒星質量和金屬含量較低。該星系的恒星種群年齡跨度較大，從約1000萬年到約100億年不等。通過斯巴魯紅色巨星分支恒星的廣角光度法，發現了一個巨大的恒星暈，其投影距離可達約1.7千秒差距。對獅子座A星系外圍的研究分析了哈勃空間望遠鏡WFC3檔案觀測數據，對F475W和F814W通帶中的星狀物體進行測光，并研究了水平分支以下恒星的空間分布。研究結果報道了在該星系中發現恒星光暈種群（次生物和暗淡的紅色巨人），距離銀心的投影距離高達約2.3千秒差距，同時色度圖分析表明，年齡大于50億年的舊恒星群體金屬性極低，約為Z=0.0001。

圖卡納二號（Tucana II）

圖卡納二號是環繞銀河系的超暗矮星系，距地球約16.3萬光年，恒星質量僅約3000倍太陽質量，但其暗物質暈達1000萬倍太陽質量，遠超此前估計。其恒星金屬豐度極低，顯示為古老星系。研究發現，該星系外圍恒星金屬豐度比中心低三倍，暗示可能由兩個星系合并形成，外圍恒星或來自被吞噬的原始小星系。這是首次在古老星系中觀測到此類化學差異，為星系合并提供了線索。此發現表明早期星系的暗物質暈可能比想象中大得多，超暗矮星系或成為研究暗物質及星系演化的關鍵樣本。

仙女座四世

仙女座IV是位于仙女座的不規則星系。1972年由范登伯格發現。其距離存在爭議，早期認為可能是仙女座星系（M31）盤內的恒星云或外圍疏散星團，因恒星種群年輕且參與M31旋轉。哈勃空間望遠鏡后續研究顯示，其更可能是背景矮不規則星系，距離估計在5-8百萬秒差距（1600萬-2600萬光年），遠超本星系群，可能與NGC 784等星系組成松散群。其視向速度256公里/秒，表面亮度中等，類似本星系群的IC 1613等矮星系，但觀測極限下僅能捕捉到模糊影像，分類及屬性仍需更多研究確認。

學術研究

矮星系“失蹤”之謎

2013年2月，科學家對宇宙中神秘的“矮星系”之謎進行探索，天文學家小組已經確定了“宇宙網剝離”可能是矮星系失蹤現象的一種解釋，在現代天文觀測中，對矮星系失蹤的探索與宇宙形成的冷暗物質模型存在關聯，其中隱藏著關于宇宙起源的奧秘。過去的兩年間，科學家通過高精度的觀測繪制出宇宙的“地圖”，進一步確認了占據75%的暗能量，20%的暗物質，而普通物質僅占5%，龐大的星系等“可見”物質分布與巨大的“宇宙網”中。

通過超級計算機的實驗表明，宇宙應該存在大量的矮星系，其質量僅為銀河系質量的千分之一左右。在銀河系周圍的空間中，科學家僅發現了少量的矮星系，對宇宙中矮星系“失蹤”現象的觀測已經成為一個重大的挑戰，其有助于人們理解星系的形成過程。國際天文學家小組通過模擬觀測位置和星系速度來創建銀河系周圍空間物質分布模型，其范圍被限定在以銀心，半徑為數千萬光年之內的宇宙空間。萊布尼茲研究所科學家斯特凡·戈特勒貝爾認為這一項目的主要目標是模擬本地星系群空間環境，對象為仙女座大星系、銀河系以及周圍的衛星星系。

科學家發現“宇宙網”可在一定程度上剝離快速穿過的矮星系氣體，并模擬出可視化的圖像效果，即當矮星系在本地星系群中國移動通信集團時，大部分的組成氣體可以被剝離。因此，科學家們將其稱為“宇宙網剝離”效應，消耗了矮星系中的氣體等物質。對于矮星系“失蹤”之謎，研究人員認為它們可能非常小，當前的探測手段可能很難觀測到它們。該項研究發表在2013年2月份的《天體物理學快報》上。

暗物質暈“年齡”塑造矮星系空間分布

2025年5月21日，中國科學技術大學王慧元教授研究團隊首次在觀測中發現彌散矮星系超強的成團性，證實了宇宙中神秘的“暗物質暈集聚偏置（halo assembly bias）”現象。這項研究為理解暗物質本質、宇宙大尺度結構與星系協同演化提供了重要線索。北京時間5月21日，該項成果正式發表在國際學術期刊《自然》。

暗物質是一種看不見、不發光的神秘物質，它通過引力悄然塑造著宇宙的結構，主導著星系的形成與演化。暗物質粒子在引力作用下聚集，形成暗物質暈（暗暈），星系在暗暈的引力勢阱中形成并演化。暗暈在宇宙大尺度上的分布并不均勻，而是呈現“抱團”分布。這種“抱團”性不僅與質量相關，也在固定質量下與形成時間、內部結構等多重變量呈現統計相關性。這種現象被稱為暗暈集聚偏置，它為人們理解宇宙大尺度結構及星系的形成提供了關鍵線索。

研究團隊分析斯隆數字巡天項目（SDSS）光學數據時，有了超乎預期的發現。當他們將目光聚焦在矮星系——這類質量小、光度低、通常由暗物質主導的星系群體上時，發現彌散的矮星系更喜歡“抱團”（成團性較高），而致密矮星系更喜歡“單干”（成團性較低）。“這與以往根據大質量星系樣本所得的經驗完全相反，通常面密度越高的星系更喜歡聚集在一起。”王慧元團隊很快意識到，這可能是一個非常罕見和珍貴的發現。

盡管宇宙結構形成理論早已預言了“暗暈集聚偏置”現象的存在，但長期以來并未從觀測中發現確鑿的證據支持。此次研究團隊的發現，首次為這一預言提供了高置信度的觀測支持。王慧元團隊還獨立發展了一種宇宙學模擬方法——ELUCID數值模擬重構技術，能夠精確再現真實宇宙中暗暈分布及其演化歷史。利用該技術，他們進一步解釋了上述現象。研究發現，年老的暗暈在宇宙中的空間分布與彌散矮星系類似，也更喜歡“抱團”。這表明，矮星系的形成與暗暈的“年齡”之間有著緊密聯系。

科研價值

研究意義

望遠鏡技術的最新進展迎來了矮星系研究的黃金時代。天文學家使用哈勃空間望遠鏡和阿塔卡馬大型毫米波/亞毫米波陣列（ALMA）等儀器觀測這些微小星系，揭示它們的奧秘。研究矮星系使科學家能夠檢驗宇宙結構形成理論，了解暗物質的性質，并深入了解推動星系演化的過程。盡管體積不大，矮星系在宇宙圖景中扮演著關鍵角色，為解開宇宙的深層奧秘提供了線索。

挑戰機遇

研究矮星系并非沒有挑戰。它們的低亮度和小尺寸使其難以探測，尤其是在遠距離觀測時。此外，區分屬于矮星系的恒星和銀河系前景中的恒星可能是一項艱巨的任務。然而，這些挑戰也為天文學家帶來了獨特的機遇。更靈敏、更高分辨率的望遠鏡的不斷發展，有望發現更多矮星系，從而更清晰、更全面地了解這些天體。

天文貢獻

矮星系對人類理解宇宙學和天體物理學做出了重大貢獻。它們是研究與銀河系環境截然不同的恒星形成過程的理想場所。此外，它們的暗物質主導性為解釋宇宙這一神秘組成部分的理論模型提供了獨特的試驗場。通過研究矮星系，科學家可以更好地理解支配宇宙的規律和物質本身的性質。

未來展望

矮星系研究的未來充滿希望，開展的太空任務和地面觀測站有望將人類對其的理解提升到新的高度。詹姆斯·韋伯空間望遠鏡太空望遠鏡（JWST）和大型綜合中國空間站工程巡天望遠鏡望遠鏡（LSST）等項目通過提供更深入、更詳細的觀測，徹底改變人類對矮星系的認識。這些進展將使天文學家能夠更準確地追溯這些星系的歷史，從它們在早期宇宙中的形成到現在的狀態，并解開暗物質和星系演化的奧秘。

參考資料 >

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Astronomers Detect a Tiny Dwarf Galaxy That Has Way More Dark Matter Than We Expected.www.sciencealert.com.2025-05-27

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