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戒指星系也叫“哈氏星系”，是20世纪50年代被天文学家亚特格霍发现的。这类天体一直让科学家们非常苦恼，无法对其进行准确定位，因为它看上去有些像土星外围结构，通常也有非典型星系特征，非常不规则。它外围是由明亮的蓝色恒星组成的环状物，而中心处的圆球则主要是由许多可能较老的红色恒星构成。介于两者之间的是一道几乎完全黑暗的裂缝。虽然这些类似的天体已被识别出，并被归类为环状星系，但是哈氏天体(Hoag's Object)是如何形成的，目前仍不为人知。
戒指星系的介绍
AM 0644-741有一个美丽的蓝色亮光环，它就是一个戒指星系。它的直径有15万光年，比我们的银河系要大很多。它在飞鱼座方向，距离我们约300万光年。
对于戒指星系形成的原因，其中一个理论认为，戒指星系的这个奇特形状是由于碰撞造成的。当两个星系相撞时，就像一块石头扔进水里引起一圈圈涟漪那样。急速的碰撞改变了星系中恒星和气体的轨道，使它们向外扩冲。蓝色的亮圈中正在形成巨大的恒星，这些新形成的恒星发出极强的光和热使圆环格外漂亮。理论研究显示，这个星系不会永远继续膨胀。在大约300万年后，它将达到最大半径，然后瓦解。
我们的宇宙，就像像是一个星系的游乐园，充满了各种各样形状的星系，其中大多数都是具有较为普通的外形，比如有呈现球形的外观，椭圆形，还有扁平状的类似光盘状，像银河系这样带有棒状星系特点的螺旋星系，或者螺旋的方式可以是多种多样的，更能体现自然界里的事物具有艺术优雅的特性。但是，哈氏天体却显得如此与众不同，超级怪异，当时天文学家亚特霍格发现它的时候，甚至不敢相信这是一个星系。
相反地，当时他更认为是发现了一个垂死的恒星，一种被称为是行星状星云的天体，而外围则是由星际气体组成。但是，他自己却也不满意这个解释，并指出，该星系外围的环结构并没有出现具有炙热气体的波长特征。他进一步推测，星系外围神奇的环结构可能是一个光学幻觉，这种现象就是我们所熟知的引力透镜效应，其大概的原理是，当一个背景星系所发出的光线遇到一个强引力场，而发生的光线被引力场弯曲扭曲的现象。我们从前景星系的图像中，看出光线被扭曲到何种程度，如果扭曲程度越大，则说明前景星系的引力就越强，这样就可以解释前景星系中的引力场情况。然而，这样的解释对哈式天体而言，却显得非常地失败。[1]
探索
在1974年，对哈氏天体的核心观测数据表明，其质量确实太少，这个情况就意味着，其并不具有超强的引力场，这就使得引力透镜的假说显得有些无力，因为如果没有强大的引力，就不可能将背景星系发出的光线扭曲成一个超级环，而出现这样一个超级大的星系环结构，就需要强大引力场支持。
接着，在1987年，卡内基天文台的天文学家朗索瓦施韦策领导的一个研究小组曾建议，哈氏天体的形成原理是由两个星系碰撞而形成的。具体的过程中，当一个质量较小的星系经过一个大质量的椭圆形星系，两者发生了碰撞，较大的椭圆形星系被质量较小的星系从某一个角度上切入碰撞，两个星系的核心质量部分构成了我们现在所见到的核心结构，而较小的星系中用于形成恒星的气体和材料就被大质量的椭圆形星系所吸收，最后形成了飘着星系之外的环结构。
验证这个假说的方法其实也很简单，我们可以寻找在哈氏天体周围的星系碎片，如果确实是发生于两个星系的碰撞，那就应该留下位于星系外围微弱的星系碎片，碎片则是由星系碰撞而四分五裂所产生的。到目前为止，最具特征的观测是用俄罗斯6米直径的大望远镜进行观测，该项研究是由以色列特拉维夫大学的天文学家伊多芬克尔曼（Ido Finkelman）所领导，相关的研究发表在皇家天文学会的每月通告上。
星系碰撞假说也搭存在着证据不充分的问题，哈氏天体的形成时间可追溯到30亿年之前，经过如此漫长的时间，即使存在着碰撞留下的碎片，也将被抹去。目前，作为一个替代的解释方案，天文学家推测哈氏天体的核心部位在早期未形成环结构时，曾通过自身的引力大量地吸积周围宇宙空间的星际气体，而多余的气体就在星系周围形成了环结构。
对此，天文学家朗索瓦施韦策认为，这个观点比较合理，但是，现在也没有证据能证明哈氏天体不是由星系碰撞而产生的。而在30亿年前的宇宙，到底发生了什么事件，使得宇宙中形成了如此怪异的星系，仍然不得而知。我们目前所作出的一些推测，仅仅只是各种假说，也可能全都不正确。尽管在天文学家眼中，哈氏天体是一个非常难啃的骨头，且又具有令人惊讶的特征，任何国际天文研究小组关于哈氏天体的研究报告都将引起广泛的关注。由于研究对象的独一无二性，因此，对哈氏天体的研究，证明其“身世之谜”依然是一个很有价值的研究。[2]
主要特征
大小
椭圆星系的大小差别很大，直径大致在3300多光年至49万光年之间;旋涡星系的直径一般在1.6万光年至16万光年之间;不规则星系直径一般在6500光年至2.9万光年之间。当然，由于星系的亮度总是从中心向边缘渐暗，外边缘没有明显界线，往往用不同的方法测得的结果也是不一样的。
质量
星系质量一般在太阳质量的100万至10000亿倍之间。椭圆星系的质量差异很大，大小质量差竟达1亿倍。相比之下，旋涡星系质量居中，不规则星系一般较小。
运动
星系内的恒星在运动，星系本身也有自转，星系整体在空间同样在运动。星系的红移现象 所谓星系的红移现象，就是在星系的光谱观测中，某一谱线向红端的位移。为什么有这种位移呢?这种位移现象说明了什么呢?根据物理学中的多普勒效应，红移表明被观测的天体在空间视线方向上正在远离我们而去。1929年，哈勃发现星系红移量与星系离我们的距离成正比。距离越远，红移量越大。这种关系被称之为哈勃定律。这是大爆炸宇宙学的实测依据。
分布
星系在宇宙空间的总体分布是各个方向都一样，近于均匀。但是从小尺度看，星系的分布又不是均匀的，与恒星的分布一样，有成团集聚的倾向，大麦哲伦星系和小麦哲伦星系组成双重星系。它们又和银河系组成三重星系。加上仙女座大星系等构成了本星系群。
演化
作为庞大的天体系统来说，星系也是有形成、发展到衰亡的演化过程。星系从形态序列看有椭圆星系、旋涡星系和不规则星系。这种形态上的差别是否代表它们演化阶段的不同呢?谁属年轻?谁是中年?谁算老年?尚处于探索之中。
最著名的河外星系有：仙女座河外星系、猎犬座河外星系、大麦哲伦星系、小麦哲伦星系和室女座河外星系等。
拓展
18世纪，德国哲学家康德和英国天文学家赖特等人曾猜想这些星云是像银河一样由星群构成的宇宙岛，只因距离太远而不能分辨出单个的星体。
关于河外星系的发现过程可以追溯到两百多年前。在当时法国天文学家梅西耶 ( Messier Charles ) 为星云编制的星表中，编号为M31的星云在天文学史上是有着重要的地位。初冬的夜晚，熟悉星空的人可以在仙女座内用肉眼找到它，一个模糊的斑点，是俗称仙女座大星云[3] 。在从1885年起，人们就在仙女座大星云里陆陆续续地发现了许多新星，从而推断出仙女座星云不是一团通常的、被动地反射光线的尘埃气体云，而一定是由许许多多恒星构成的系统，而且恒星的数目一定极大，这样才有可能在它们中间出现那么多的新星。假设这些新星最亮时候的亮度和在银河系中找到的其它新星的亮度是一样的，那么就可以大致推断出仙女座大星云离地球十分遥远，远远超出了已知的银河系的范围。但是由于用新星来测定的距离并不很可靠，因此也引起了争议。
1917年，美国天文学家里奇拍摄星云NGC6946时，在其中发现了一颗新星。后来美国天文学家柯蒂斯也有类似的发现。由于星云中的新星极其暗弱，他们猜测星云应该极其遥远，是银河系外的天体。
1924年，美国天文学家哈勃(E.Hubble，1889-1953)用当时世界最大的天文望远镜——威尔逊山天文台2.5米直径的望远镜观察仙女座星云，第一次发现星云其实是由许多恒星组成的，并利用其中的造父变星测定出仙女座星云位于70万光年之外。这远远超出了银河系的范围，证明它是银河系之外的星系。此后，哈勃又测定出三角座星云和星云NGC6822也位于银河系之外。
1924年，哈勃用当时世界上最大的望远镜在仙女座大星云的边缘找到了被称为"量天尺"的造父变星，利用造父变星的光变周期和光度的对应关系才可以定出仙女座星云的准确距离，证明它确实是在银河系之外，也就是说像银河系一样，是一个巨大、独立的恒星集团。因此，仙女星云应改称为仙女星系。
第一个发现的河外星系是仙女座大星云(M31)。随着望远镜口径的增大，观测技术的进步，哈勃望远镜和各种航天探测器的上天，发现的河外星系也越来越多。时下，在观测所及的范围内可以观测到10亿个以上的星系。在这众多的河外星系中，只有极少数很亮的才有专门名字：有的以发现者的名字来命名，如大小麦哲伦云，有的以所在星座的名称来命名，如猎犬座星云等。绝大多数河外星系是以某个星云、星团表的号数来命名。[3]
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