在重子世界中，星系是宇宙构成的砖块，但是星系在宇宙中的分布却不是随机的。在大尺度上，星系的分布是网状的；在小尺度上，星系往往也会成对存在，比如本地星系群中的银河系和仙女座大星云。
星系对最终会发生并合，而这个并合过程是星系增长的主要途径之一。对星系对进行的观测研究能够帮助人们理解星系的相互作用和增长过程。
文章重点介绍了现代星系巡天中对星系对进行的观测，特别是中国的重大科学工程郭守敬望远镜在其中所发挥的作用 。
1、星系及其在宇宙中的分布直到20世纪早期，人们眼中的星系还不外是银河系中发亮的云块罢了，即“星云”。对这些星云的熟悉可谓少之甚少。
1920年举行的天文世纪大辩说，将河外星系的研讨拉开了序幕。世纪大辩说是天文艺家沙普利(Harlow Shapley)和柯蒂斯(Heber Doust Curtis)之间举行的对“星云”理解的辩说。
此中沙普利以为星系是银河系内的天体，而银河系便是全部宇宙。而柯蒂斯以为星系是与银河系同样标准的河外天体，是宇宙中岛屿一样的存在。
这场争辩直到1924年才有了明白的效果：哈勃等科学家测算出了仙女座大星云的距离，肯定了这些“亮云”实在是和我们地点银河系同样标准的庞然大物。
随后，1929年，哈勃发现和证明了哈勃定理，即星系的间隔和星系的退行速率成正比，也就是说宇宙在膨胀。
基于哈勃定理，凭据星系的红移(退行速率)可以正确地肯定星系在大标准上的间隔。今后，星系天文艺飞速生长，人们对宇宙的熟悉有了质的奔腾。
椭圆星系(E)具有平滑的光度漫衍，成椭圆形。根据扁率，椭圆星系又细分为E0到E7几类。E7为最扁长的椭圆星系。
旋涡星系(S)的特性是具有扁平的盘和从星系中央舒展出的旋臂。旋涡星系进一步分为Sa，Sb，Sc几类。
简单来说，从Sa到Sc，旋臂缠绕变松，星系中央的核球变小。有些旋涡星系中央有棒状布局，从而被归类为棒旋星系(SB)。根据与旋涡星系同样的细分要领，棒旋星系也被分为a，b，c三类。
除了这几种星系外，没有任何肯定特性的星系被称为不规矩星系。这些星系的光度漫衍呈斑状，并且不具有对称性。
星系的哈勃分类固然基于外形，但是却和星系的性质有着亲密的接洽。同类的星系具有类似的色彩、气体含量、金属品貌以及动力学性质。因此，这种分类要领在天文艺中被广泛利用。
综上所述，宇宙中的星系极具多样性。然而在大标准的宇宙布局中，星系又仅是一个根本构成单位。
在长程的引力相互作用下，星系和星系之间组成了种种庞大的星系体系。这些体系包罗小标准上的星系对、星系群、星系团，不停到大标准上的纤维状、网状的超星系级布局。
在这些体系中，星系对可以说是最小的也是最简朴的一种体系，正如双星体系对应于恒星体系一样。
2、星系对的观测和定义星系对的发明记载可以追溯到18世纪，PierreMéchain在1781年起首留意到NGC5195和M51在空间组成了一对间隔很近的“星云”。
在18世纪，人们对星系还没有一个物理上的熟悉，更不用说有关星系对的物理图像了。有关星系对的体系性研讨是在20世纪30年代哈勃发明哈勃定理并创建起河外星系天文之后。
在早期的星系对的研讨中，星系对的界说主要是基于天体上的投影，只要两个星系靠得比力近，就以为是星系对。
好比，在 Lundmark等人1927年的研讨中，两星系被以为是星系对的条件是它们在天球上的角间隔小于此中较大星系的直径。
而在Holmberg 1937年的研讨中，选取星系对的条件则为两个星系之间的角间隔不凌驾两个成员星系直径之和的两倍。
由于星系的退行速度反应的不但仅是宇宙的团体膨胀(间隔)，并且还包罗星系自身在小标准动力学条件中的活动速度(又称为本动速率)，因此星系对中的两个成员星系的退行速率差，更多反应的是两者的本动速率在视线偏向上的斤两之差，而不是两者的间隔在视线偏向的斤两之差。
现在，从观察上来说，星系对的界说仍旧重要基于P和ΔV。因此，这样的两个简朴判据成为如今大多数与星系对相关的研讨所接纳的判据。
怎样选择临界的P和ΔV的数值来界说星系对实在并没有共鸣，由于星系对自己又处在种种差别的庞大条件当中。
在星系对的研讨中，为了区分种种差别的环境，再有一种研讨是仅研讨那些动力学上的体系。
这种研讨思量的是，两个星系要组成一个物理上的星系对，应当请求这两个星系之间的相互作用宏大于四周其他星系对它们的作用。
因此，要界说这种伶仃的星系对体系，不但必要思量两个星系之间的间隔以及两星系的物理性质，还需要思量四周的其他星系对它们的影响。
如此定义的长处是显然的，但是，正是由于其界说的复杂性，这种要了解给样本带来庞大的选择效应。
3、星系对与星系并合星系的并合在大标准布局形成的层级理论中占据非常紧张的职位。该理论以为，星系以及其分属的暗物质晕通过不停地并合来集合物资，从而形成现有的范围。
星系的并合在星系的形成和演变历程中起着至关紧张的作用。并合历程对星系自己的影响十分伟大。在20世纪70年代，Toomre A和ToomreJ用数值模仿的要领研讨了星系的碰撞和并合。
他们提出，激烈的并合可以导致气体内流，在短时代内形成大批恒星，即星爆历程。
在ToomreA和Toomre J并公道论提出之后，Larson和Tinsley即通过观察发明，并合确切可以引起大批的恒星形成，从而在观测上验证Toomre A和Toomre J的理论。
只管星系并合的根本图像如今已经清晰，但是关于并合历程的底细仍旧存在许多悬而未决的题目。
由并合引起的中心黑洞的增加对全部黑洞增加汗青的贡献又是几多？要定量地答复这些题目，现在主要有两种研讨要领。
一是使用数值模仿要领，采用N体或流体动力学要领分步模仿星系并合历程中的暗物质、恒星和母体之间的引力相互作用，联合一些模子，参数化并合历程的恒星形成、黑洞吸积等物理历程，从而对全部并合历程中的各种物理历程得到定量的估算。
但是，在这种模拟历程中，要害的物理历程的参数实在仍旧是依靠于观察束缚。
除了数值模仿外，别的一种研讨要领就是，举行实行，无论从时光仍旧是从空间标准上我们都不大概得到一个星系并合历程的完备图像。
对付一个星系对来说，我们得到的是其并合历程中地从某一个一定角度观察的在某逐一定时光上的切片。
但是，假如我们有一个很大的并且完备的星系对观察样本，对差别的星系对来说，我们相称于得到了从差别角度观察的处于差别并合阶段的星系并合历程。
也就是说，基于当代巡天给出的大样本星系对的观察数据，我们可以使用统计的研讨要领，将星系的并合历程重新解码使用大的星系对样本从统计上研讨星系的并合过程。
总结我们重点论述了当代星系巡天SDSS和LAMOST巡天在星系对的观察研讨中所起的作用及二者的特色和上风。末了，我们先容了使用LAMOST现有数据在星系对的证认事情方面所取得的一些希望。
在SDSS中，固然星系对样本具有高度的不完备性，但由于其主星系样本数量伟大，可得到的星系对样本仍远远凌驾我们基于LAMOST数据的结果。
我们的科学研讨也仍旧以SDSS的星系对样本为主，以LAMOST证认的星系对作为补充。但是，随着LAMOST观察的举行，我们的补充星系样本将能得到更多的有用红移观察，因此可证认出的星系对数量也将进一步进步。
现在，我们正力图使用LAMOST的高效光谱观察模式获取全部增补星系样本的正确红移测量。
假如这一目的完成，将使得SDSS主星系样本的红移完备性从90%进步到100%。如许100%完备的红移样本的科学意义是伟大的，该完备样本除了将在本文所述的在星系对和星系并合的相关研讨中起到紧张作用外，再有望辅助星系的小标准布局上的条件、卫星星系等多个研讨偏向取得希望。
假如这一目的完成，LAMOST固然只需要10%的丈量，但是它的结果必将和SDSS一起成为天文艺研讨的一项庞大遗产。
参考文献[1] Lundmark K. Medd. Uppsala Obs.，1927，30：
[2] Holmberg E. Annals Lund Obs.，1937，
[3] Nikolic B，Cullen H，Alexander P. Mon. Not. R. Astron. Soc.，2004，
355：874
[4] Karachentsev I D. Publ. Special Astrophys. Obs. Acad. Sci. USSR，
1972
