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透镜状星系
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“S0s”重定向至此。关于other uses，请见“S0”。透镜星系（表示为S0）在星系型态分类方案中，是介于椭圆星系（表示为E）和螺旋星系之间的星系类型[1]。它包含一个大型圆盘，但没有大型螺旋臂。 透镜状星系是圆盘星系，但它们已经耗尽或失去了大部分星际物质，因此几乎没有正在进行的恒星形成[2]。然而，它们的盘面中可能会保留大量灰尘。因此，它们主要由衰老的恒星组成（如椭圆星系）。尽管存在形态差异，但透镜星系和椭圆星系具有光谱特征和尺度关系等共同特性。两者都可以被认为是被动进化的早期星系，至少在宇宙的局部是这样。连接椭圆星系和S0星系的是具有中等尺度盘的ES星系[3]。
形态和结构
透镜星系的独特之处在于它们有一个可见的盘状成分和一个突出的凸起成分。它们的凸起与圆盘比典型的螺旋高得多，也没有晚期典型的螺旋臂[note 1]星系，但可能会展示一个中央棒。[4]这种核球优势可以在透镜星系样本的轴比（即观测到的盘状星系的短轴和长轴之间的比率）分布中看到。透镜星系的分布在0.25到0.85的范围内稳步上升，而螺旋星系的分布基本上是平坦的[5]。更大的轴比可以通过观察盘面星系来解释，或者通过观察核球（核球占主导地位）星系的样本来解释。想像一下，看着两个盘状星系，一个有核球，一个没有核球。根据轴比的定义，与没有核球的星系相比，具有突出核球的星系将具有更大的边轴比。具有突出核球成分的盘状星系样本将有更多轴比更大的星系。透镜星系的分布随着观测到的轴比的增加而增加，这一事实意味着透镜状星系主要由中心核球成分主导[4]。
透镜星系通常被认为是螺旋星系和椭圆星系之间一种鲜为人知的过渡状态，这导致它们在哈伯序列上处于中间位置。这是由于透镜体具有突出的圆盘和核球成分。圆盘成分通常没有特征，这排除了类似于螺旋星系的分类系统。由于核球部分通常是球形的，也不合适椭圆星系的分类。因此，透镜星系根据存在的尘埃数量或中心棒的突出程度分为子类。没有棒形的透镜星系的类别是S01、S02、和S03，其中下标数值表示盘面组件中的灰尘吸收量；具有中心条的透镜状物的相应类别为SB01、SB02、和SB03[4]。
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透镜星系的表面亮度轮廓可以很好地描述为球状成分的塞西克轮廓加上圆盘的指数下降模型（塞西客指数n≈1），以及棒状星系的第三个成分[6]。有时，在〜4个盘尺度长度处，透镜星系的表面亮度分布会出现截断[7]。这些特征与螺旋星系的一般结构是一致的。然而，从形态分类的角度来看，透镜体的凸起成分与椭圆星系的关系更为密切。这个球状区域主导著透镜状星系的内部结构，具有更陡峭的表面亮度分布（塞西克指数通常在n=1到4之间）[8][9]而不是盘面组件。通过分析透镜星系样本的表面亮度分布，可以将其与无盘（不包括小核盘）椭圆星系群区分开来[10]。
像螺旋星系一样，透镜星系可以具有中心棒结构。虽然正常透镜星系的分类系统取决于尘埃含量，但棒透镜状星系是根据中心棒的突出程度进行分类的。SB01星系具有最不明确的棒形结构，仅被归类为沿中心核球（凸起）的相对侧具有略微增强的表面亮度。棒的突出度随着指数的增加而增加，因此SB03星系，如NGC 1460，具有非常明确的棒，可以延伸穿过核球和盘之间的过渡区域[4]。NGC 1460实际上是透镜星系中最大的棒透镜星系之一。不幸的是，透镜星系中棒状物的性质还没有得到非常详细的研究。了解这些特性，以及了解棒的形成机制，将有助于阐明透镜星系的形成和演化历史[7]。
NGC 1375和NGC 1175是具有所谓箱形核球的透镜星系的例子。它们被归类为SB0-pec。在边缘星系中可以看到箱形凸起，大多是螺旋形的，但很少是透镜状的[11]。
在许多方面，透镜星系的组成与椭圆星系的组成相似。例如，它们主要都由较老的恒星组成，因此更红。它们所有的恒星都被认为比大约10亿年大，这与他们与塔利-费雪关系的偏移相一致（见下文）。除了这些一般的恒星内容外，球状星团在透镜星系中比在质量和光度相似的螺旋星系中更常见。它们也几乎没有分子气体（因此没有恒星形成），也没有明显的氢α或21公分的发射。最后，与椭圆星系不同，它们可能仍然拥有大量的尘埃[4]。
运动学
透镜星系与螺旋星系和椭圆星系具有共同的运动学特性[14]。这是由于透镜星系的显著核球和盘状性质。膨胀分量类似于椭圆星系，因为它是由中心速度离散支撑的压力。这种情况类似于气球，其中空气粒子（在核球的情况下是恒星）的运动由随机运动主导。然而，透镜星系的运动学主要受旋转支撑盘的支配。旋转支持意味着星盘中恒星的平均圆周运动对星系的稳定性负责。因此，运动学通常用于区分透镜星系和椭圆星系。确定椭圆星系和透镜星系之间的区别通常依赖于速度离散（σ）、旋转速度（v）和椭圆率（ε）的量测[14]。为了区分透镜和椭圆透镜，通常查看固定ε的 v/σ 比。例如，区分透镜星系和椭圆星系的粗略标准是，当 ε = 0.3 时，椭圆星系的 v/σ < 0.5[14]。这个标准背后的动机是，透镜星系确实有突出的核球和盘成分，而椭圆星系没有盘结构。因此，透镜星系的 v/σ 比椭圆星系大得多，因为它们的旋转速度不可忽略（由于盘分量）；此外，与椭圆星系相比，它们没有那么突出的凸起分量。然而，这种对每个星系使用单一比率的方法存在问题，因为 v/σ 比率依赖于一些早期星系中测量的半径[15][16]。
盘星系的运动学通常由Hα或21-cm发射线，由于通常缺乏冷却气体，它们通常不存在于透镜星系中[7]。因此，透镜星系的运动学资讯和粗略的质量估计通常来自恒星吸收线，而这些吸收线不如发射线的测量可靠。推导出透镜星系的准确旋转速度也存在相当大的困难。这是由于测量透镜星系的倾斜具有困难、凸盘界面区域的投影效应以及影响真实旋转速度的恒星随机运动的综合效应[17]。与正常的盘星系相比，这些效应使得透镜星系的运动学测量要困难得多。
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在分析螺旋星系和透镜星系样品的塔利-费雪关系时，螺旋星系和透镜星系之间的运动学联系最为明显。如果透镜星系是螺旋星系的演化阶段，那么它们应该与螺旋星系具有类似的塔利-费雪关系，但在光度/绝对星等轴上有偏移。这将是由于更亮、更红的恒星主导了透镜星系的恒星群。这种效果的一个例子可以在相邻的图中看到[7]。可以清楚地看到，螺旋星系数据和透镜星系的最佳拟合线具有相同的斜率（因此遵循相同的塔利-费雪关系），但被 ΔI ≈ 1.5 所抵消。这意味着透镜星系曾经是螺旋星系，但现在被古老的红色恒星所主导。
形成理论
透镜星系的形态和运动学在某种程度上都表明了是一种星系形成的模式。 它们的盘状外观，可能布满灰尘，表明它们来自褪色的螺旋星系，其旋臂特征消失了。然而，一些透镜星系比螺旋星系更明亮，这表明它们不仅仅是螺旋星系的褪色残骸。透镜星系可能是由星系合并引起的，这增加了恒星的总质量，并可能使新合并的星系呈现出盘状、无臂的外观[7]。或者，有人提议[20]它们通过（气体和小合并）吸积事件生长了自己的盘面。 以前有人认为，发光透镜星系的演化可能与椭圆星系的演化密切相关，而较暗的透镜星系可能与冲压压力剥离的螺旋星系更密切相关[21]，尽管后一种星系骚扰场景因其存在而受到质疑[22]极端孤立、低光度的透镜星系，例如LEDA 2108986。
没有气体、有尘埃、缺乏最近的恒星形成和旋转支持，这些都是人们可能期望的螺旋星系的内容，它在恒星形成过程中耗尽了所有的气体[7]。存在气体贫乏的贫血螺旋星系，进一步增强了这种可能性。如果螺旋图案随后消散，那么产生的星系将类似于许多透镜体[23]。Moore等人还记录了潮汐骚扰：来自附近其它星系的引力效应，可以在密集区域帮助这一过程[24]。然而，对这一理论最明确的支持是，他们坚持了上文讨论的塔利-费雪关系轻微转变的版本。
2012年的一篇论文提出了一种新的分类系统，该系统最初由加拿大天文学家西德尼·范登贝赫提出，用于透镜星系和矮椭球星系（S0a-S0b-S0c-dSph），与螺旋和不规则星系的哈伯序列（Sa-Sb-Sc-Im）相似，加强了这一观点，表明螺旋-不规则序列与透镜状和矮椭球星系的新序列非常相似[25]。
伯斯坦（英语：Burstein）[26]和桑德奇（英语：Sandage）的分析[27]表明透镜星系的表面亮度通常比其它螺旋星系大得多。人们还认为，透镜星系比螺旋星系表现出更大的核球与盘面比率，这可能与螺旋星系的简单衰减不一致[28][29]。如果S0s由其它螺旋星系的合并形成的，那么这些观测结果将是恰当的，这也将解释球状星团频率的增加。然而，应该提到的是，包括一般塞西克轮廓和棒形的中央核球的先进模型表明核球较小[30]，从而减少了不一致性。除非假设合并的星系与我们今天看到的星系截然不同，否则合并也无法解释塔利-费雪关系的偏移。
至少在一些透镜星系中通过气体吸积形成圆盘，以及在预先存在的球状结构周围形成小星系，最初被认为是一种解释，将高红移致密大质量球状星系与附近大质量透镜星系所见的同样致密的大质量核球相匹配[31]。在“缩小规模”的情况下，更大的透镜星系可能首先被建造出来：在一个有更多气体的年轻宇宙中，而质量较低的星系可能更慢地吸引它们的盘状结构物质，就像孤立的早期型星系LEDA 2108986一样。在星系团中，冲压力会去除气体，并防止可能进一步发展盘面的新气体的吸积。
例子
图集
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注解
参考文献
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