河外星系
河外星系，是指在銀河系以外，由大量恆星組成星系。因為距離遙遠，在外表上都表現為模糊的光點，因而又被稱為「河外星雲」。河外星系與銀河系一樣也是由大量的恆星、星團、星雲和星際物質組成。 人們又觀測到大約10億個同銀河系類似的星系。按照它們的形狀和結構，可以分為：旋渦星系、棒旋星系、橢圓星系和不規則星系。人們估計河外星系的總數在千億個以上。最通用的河外星系分類法是1926年哈勃提出的。 河外星系的發現將人類的認識首次拓展到遙遠的銀河系以外，是人類探索宇宙過程中的重要里程碑。
目錄
主要特徵
大小 橢圓星系的大小差別很大，直徑大致在3300多光年至49萬光年之間；旋渦星系的直徑一般在1.6萬光年至16萬光年之間；不規則星系直徑一般在6500光年至2.9萬光年之間。當然，由於星系的亮度總是從中心向邊緣漸暗，外邊緣沒有明顯界線，往往用不同的方法測得的結果也是不一樣的。
質量 星系質量一般在太陽質量的100萬至10000億倍之間。橢圓星系的質量差異很大，大小質量差竟達1億倍。相比之下，旋渦星系質量居中，不規則星系一般較小。
運動 星系內的恆星在運動，星系本身也有自轉，星系整體在空間同樣在運動。星系的紅移現象 所謂星系的紅移現象，就是在星系的光譜觀測中，某一譜線向紅端的位移。為什麼有這種位移呢？這種位移現象說明了什麼呢？根據物理學中的多普勒效應，紅移表明被觀測的天體在空間視線方向上正在遠離我們而去。1929年，哈勃發現星系紅移量與星系離我們的距離成正比。距離越遠，紅移量越大。這種關係被稱之為哈勃定律。這是大爆炸宇宙學的實測依據。
分布 星系在宇宙空間的總體分布是各個方向都一樣，近於均勻。但是從小尺度看，星系的分布又不是均勻的，與恆星的分布一樣，有成團集聚的傾向，大麥哲倫星系和小麥哲倫星系組成雙重星系。它們又和銀河系組成三重星系。加上仙女座大星系等構成了本星系群。
演化 作為龐大的天體系統來說，星系也是有形成、發展到衰亡的演化過程。星系從形態序列看有橢圓星系、旋渦星系和不規則星系。這種形態上的差別是否代表它們演化階段的不同呢？誰屬年輕？誰是中年？誰算老年？尚處於探索之中。 最著名的河外星系有：仙女座河外星系、獵犬座河外星系、大麥哲倫星系、小麥哲倫星系和室女座河外星系等。
結構
不規則星系談不上結構。E系一般由核和暈組成。核又分為核球和核心。有些矮E系沒有核。S系（包括SB）最複雜，有核心、核球、盤和暈，盤內又有旋臂。S0系和E系的主要差別是SO系有盤，SO系和S系的差別是SO系沒有旋臂。
光譜
河外星系是很複雜的天體系統，它的光是它的各組成部分發出光的總和。因此，當我們把河外星系作為整體進行分光研究時，拍到的光譜是它所有組成部分的光譜的疊加。顯然，組成部分不同，導致河外星系的光譜也不同。河外星系的組成與它的類型有關，所以，不同類型的累積光譜是不同的。 橢圓星系的累積光譜型最晚，大致相當於K型。從橢圓星繫到不規則星系，累積光譜型越來越早。Ivr型的累積光譜型同Sc型差不多，相當於A型或F型。不同類型的光譜的不同意味着它們的顏色也不同。從橢圓星繫到不規則星系，色指數越來越小，就是說，橢圓星系最紅，不規則星系最藍。對旋渦星系來說，核球部分和旋臂部分的光譜和顏色有顯著的不同：核球部分類似於橢圓星系，光譜型較晚，顏色較紅，而旋臂部分的光譜型較早，顏色較藍。 星系的主要組成部分是恆星，累積光譜主要是類似於恆星的吸收光譜。但是，也有相當多的星系，光譜中除了吸收線外還有一些發射線。橢圓星系中有發射線的最少。從橢圓星繫到不規則星系，有發射線的的星系所占的比例越來越大。對Sc系和Irr系來說，有發射線的大約甚至占絕大多數。少數特殊河外星系的光譜主要是發射線，吸收線很少，有的甚至完全沒有吸收線。還有個別的河外星系只有累續光譜，至今沒有看到任何譜線。[1]
亮度
絕對星等。如果知道了河外星系的距離，從觀測得到的視星等可以求得絕對星等。觀測表明，河外星系的絕對星等彌散很大。其中橢圓星系的絕對星等彌散最亮，最亮的可以亮至-22等，最暗的可以暗到-10等以下。旋渦星系和不規則星系的絕對星等相對說來彌散是較小。 范登堡的河外星系五類：超巨系、亮巨系、巨系、亞巨系和矮系。這五類分別以羅馬字Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ表示。在這基礎上，范登堡提出了河外星系的二元分類法，即是在哈勃類型的基礎上再加上光度型。這種分類法與恆星的二元光譜分類法很類似。 表面亮度。河外星系是面光源，我們可以測量它的表面亮度，研究表面亮度的變化規律。通常，表面亮度用星等/角秒2表示。一般說來，物質密度越大，輻射就越強，光度在星系視面上的變化情況可以反映了物質分布的情況。因此，研究亮度的變化規律，對搞清楚星系的結構是很有價值的，不同類型星系的表面亮度很不相同，橢圓星系的亮度、旋渦星系的亮度、透鏡狀星系的亮度等各有不同。
主要分類
橢圓星系 星系分類法是哈勃在1926年提出的，分為： 橢圓星系：外形呈正圓形或橢圓形，中心亮，邊緣漸暗。按外形又分為E0到E7八種次型。橢圓星系是河外星系的一種，呈圓球型或橢球型。中心區最亮，亮度向邊緣遞減，對距離較近的，用大型望遠鏡望遠鏡可以分辨出外圍的成員恆星。橢圓星系根據哈勃分類，按其橢率大小分為E0、E1、E2、E3、…、E7共八個次型，E0型是圓星系，E7是最扁的橢圓星系。 同一類型的河外星系，質量差別很大，有巨型和矮型之分，其中以橢圓星系的質量差別最大。質量最小的矮橢圓星系和球狀星團相當，而質量最大的超巨型橢圓星系可能是宇宙中最大的恆星系統，質量範圍約為太陽的千萬倍到百萬億倍，光度幅度範圍從絕對星等-9等到-23等。 橢圓星系質量光度比約為50~100，而旋渦星系的質光比約為2~15。這表明橢圓星系的產能效率遠遠低於旋渦星系。橢圓星系的直徑範圍是1~150千秒差距。總光譜型為K型，是紅巨星的光譜特徵。顏色比旋渦星系紅，說明年輕的成員星沒有旋渦星系裡的多，由星族II天體組成，沒有或僅有少量星際氣體和星際塵埃，橢圓星系中沒有典型的星族I天體藍巨星。 關於橢圓星系的形成，有一種星系形成理論認為，橢圓星系是由兩個旋渦扁平星系相互碰撞、混合、吞噬而成。天文觀測說明，旋渦扁平星系盤內的恆星的年齡都比較輕，而橢圓星系內恆星的年齡都比較老，即先形成旋渦扁平星系，兩個旋渦扁平星系相遇、混合後再形成橢圓星系。還有人用計算機模擬的方法來驗證這一設想，結果表明，在一定的條件下，兩個扁平星系經過混合的確能發展成一個橢圓星系。 加拿大天文學家考門迪在觀測中發現，某些比一般橢圓星系質量大的多的巨橢圓星系的中心部分，其亮度分布異常，仿佛在中心部分另有一小核。他的解釋就是由於一個質量特別小的橢圓星系被巨橢圓星系吞噬的結果。但是，星系在宇宙中分布的密度畢竟是非常低的，它們相互碰撞的機會極小，要從觀測上發現兩個星系恰好處在碰撞和吞噬階段是是非常困難的。所以，這種形成理論還有待人們去深入探索。
漩渦星系 星系分類法是哈勃在1926年提出的，分為： 太陽系所處的銀河系是一個漩渦星系，主要由質量和年齡不盡相同的數以千億計的恆星和星際介質（氣體和塵埃）所組成。它們大都密集地分布在銀河系對稱平面附近，形成銀盤，其餘部分則散布在銀盤上下近於球狀的銀暈里。恆星和星際介質在銀盤內也不是均勻分布的，而是更為密集地分布在由銀河中心伸出的幾個螺旋形旋臂內，成條帶狀。 一般分布在旋臂內的恆星，年輕而富金屬，並多與電離氫雲之類的星際介質成協。而點綴在銀暈里的恆星則是年老而貧金屬的。其中最老的恆星年齡達150億年，有的恆星早已衰老並通過超新星爆發將內部所合成的含有重元素的碎塊連同灰燼一起降落到銀盤上。
透鏡星系 星系分類法是哈勃在1926年提出的，分為： 在橢圓星系中，比E7型更扁的並開始出現旋渦特徵的星系，被稱為透鏡星系。透鏡星系是橢圓星系向旋渦星系或者橢圓星系向棒旋星系的過渡時的一種過度型星系。
不規則星系 外形不規則,沒有明顯的核和旋臂，沒有盤狀對稱結構或者看不出有旋轉對稱性的星系，用字母Irr表示。在全天最亮星系中，不規則星系只占5%。 按星系分類法，不規則星系分為Irr I型和Irr II型兩類。 I型的是典型的不規則星系，除具有上述的一般特徵外，有的還有隱約可見不甚規則的棒狀結構。它們是矮星系，質量為太陽的一億倍到十億倍，也有可高達100億倍太陽質量的。 它們的體積小，長徑的幅度為2~9千秒差距。 星族成分和Sc型螺旋星系相似：O-B型星、電離氫區、氣體和塵埃等年輕的星族I天體占很大比例。 II型的具有無定型的外貌，分辨不出恆星和星團等組成成分，而且往往有明顯的塵埃帶。 一部分II型不規則星系可能是正在爆發或爆發後的星系，另一些則是受伴星系的引力擾動而扭曲了的星系。所以I型和II型不規則星系的起源可能完全不同。[2]
物理性質
星繫結構 E系一般由核和暈組成。核又分為核球和核心。有些矮E系沒有核。S系（包括SB）最複雜。 由於觀測技術的改進，發現有的透鏡狀星系仍可看出有旋渦結構，實際上應該是Sa或SBa，但也有一部分SO和SBO至今看不出任何旋渦結構。
星系亮點 河外星系是面光源，人們可以測量它的表面亮度，研究表面亮度的變化規律。一般說來，物質密度越大，輻射就會越強，光度在星系視面上的變化情況反映了物質分布的情況。因此，研究亮度的變化規律，對了解星系的結構是很有價值的，不同類型星系的表面亮度是不相同，橢圓星系的亮度、旋渦星系的亮度、透鏡狀星系的亮度各有不同。 如果知道了河外星系的距離，從觀測得到的視星角度等可以求得絕對星等，或者光度。觀測表明，河外星系的絕對星等彌散很大。其中橢圓星系的絕對星等彌散是最大，最亮的可以達到-22等，最暗的可以暗到-10等以下。旋渦星系和不規則星系的絕對星等相對說來彌散較小。 由於星系的亮度總是由中心向邊緣漸暗，外邊緣沒有是明顯界線，往往用不同的方法測得的結果也是不一樣的。
星系大小 橢圓星系的大小差異很大，直徑一般在3300多光年至49萬光年之間；旋渦星系的直徑一般在1.6萬光年至16萬光年之間；不規則星系直徑一般在6500光年至2.9萬光年之間。
星系質量 星系的質量一般在太陽質量的100萬至10000億倍之間。橢圓星系的質量差異很大，大小質量的差竟達1億倍。相比之下，旋渦星系質量居中，不規則星系一般較小。
星系光譜 河外星系是很複雜的天體系統，它的光是它的各組成部分發出光的總和。因此，當把河外星系作為整體進行分光研究時，拍到的光譜是它所有軌道組成部分的光譜的疊加。顯然，組成部分不同，河外星系的光譜也不同。河外星系的組成和與它的類型是相關的，因此，不同類型的累積光譜是不同的。橢圓星系的累積光譜型最晚，大致相當於K型。 從橢圓星繫到不規則星系，累積光譜型越來越早。IVr型的累積光譜型同Sc型差不多，相當於A型或F型。不同類型的光譜的意味着它們的顏色也不同。從橢圓星繫到不規則星系，色指數越來越小，就是說，橢圓星系最紅，不規則星系最藍。對旋渦星系來說，核球部分和旋臂部分的光譜和顏色有顯著的不同：核球部分類似於橢圓星系，光譜型較晚，顏色較紅，而旋臂部分的光譜型較早，顏色較藍。 星系的主要組成部分是恆星，累積光譜主要是類似於恆星的吸收光譜。也有相當多的星系，光譜中除了吸收線外還有一些發射線。橢圓星系中有發射線的最少。從橢圓星繫到不規則星系，有發射線的星系所占的比例越來越大。對Sc系和Irr系來說，有發射線的占絕大多數。少數特殊河外星系的光譜主要就是發射線，吸收線很少，有的甚至完全沒有吸收線。 星系內的恆星在運動，星系該身也有自轉，星系整體在空間同樣在運動。星系的紅移現象所謂星系的紅移現象，就是在星系的光譜觀測中，某一譜線向紅端的位移。根據物理學中的多普勒效應，紅移表明被觀測的天體在空間視線方向上正在遠離地球而去。1929年，哈勃發現星系紅移量與星系離地球的距離成正比。距離越遠，紅移量就越大。這種關係被稱之為哈勃定律。這是大爆炸宇宙學的實測依據。
星系分布 星系在宇宙空間的總體分布是各個方向都一樣，接三重星系。加上仙女座大星系等構成了該星系群。