河外星系

自從17世紀初望遠鏡發明後，人類視野拓展到越來越遠的宇宙深處，天文學家們陸續發現了一些雲霧狀天體，被稱為星雲。有的星雲是氣體的，有的被認為像銀河系一樣，是由許許多多恆星組成的宇宙島，由於距離地球太遠，觀測都分辨不清那些由大量恆星構成的朦朧天體。

18世紀，德國哲學家康德和英國天文學家賴特等人曾猜想這些星雲是像銀河一樣由星羣構成的宇宙島，只因距離太遠而不能分辨出單個的星體。

關於河外星系的發現過程可以追溯到兩百多年前。在當時法國天文學家梅西耶 （ Messier Charles ） 為星雲編制的星表中，編號為M31的星雲在天文學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內用肉眼找到它，一個模糊的斑點，是俗稱仙女座大星雲 ^[2]  。

從1885年起，人們就在仙女座大星雲裏陸陸續續地發現了許多新星，從而推斷出仙女座星雲不是一團通常的、被動地反射光線的塵埃氣體雲，而一定是由許許多多恆星構成的系統，而且恆星的數目一定極大，這樣才有可能在它們中間出現那麼多的新星。假設這些新星最亮時候的亮度和在銀河系中找到的其它新星的亮度是一樣的，那麼就可以大致推斷出仙女座大星雲離地球十分遙遠，遠遠超出了已知的銀河系的範圍。但是由於用新星來測定的距離並不很可靠，因此也引起了爭議。

1917年，美國天文學家裏奇拍攝星雲NGC6946時，在其中發現了一顆新星。後來美國天文學家柯蒂斯也有類似的發現。由於星雲中的新星極其闇弱，他們猜測星雲應該極其遙遠，是銀河系外的天體。

1924年，美國天文學家哈勃（E.Hubble，1889年－1953年）用當時世界最大的天文望遠鏡——威爾遜山天文台2.5米直徑的望遠鏡觀察仙女座星雲，第一次發現星雲其實是由許多恆星組成的，並利用其中的造父變星測定出仙女座星雲位於70萬光年之外。這遠遠超出了銀河系範圍，證明它是銀河系之外的星系。此後，哈勃又測定出三角座星雲和星雲NGC6822也位於銀河系之外。

1924年，哈勃用當時世界上最大的望遠鏡在仙女座大星雲的邊緣找到了被稱為"量天尺"的造父變星，利用造父變星的光變週期和光度的對應關係才可以定出仙女座星雲的準確距離，證明它確實是在銀河系之外，也就是説像銀河系一樣，是一個巨大、獨立的恆星集團。因此，仙女星雲應改稱為仙女星系。

第一個發現的河外星系是仙女座大星雲（M31）。隨着望遠鏡口徑的增大，觀測技術的進步，哈勃望遠鏡和各種航天探測器的上天，發現的河外星系也越來越多。時下，在觀測所及的範圍內可以觀測到10億個以上的星系。在這眾多的河外星系中，只有極少數很亮的才有專門名字：有的以發現者的名字來命名，如大小麥哲倫雲，有的以所在星座的名稱來命名，如獵犬座星雲等。絕大多數河外星系是以某個星雲、星團表的號數來命名。

2020年3月，在距地球5.6億光年的“馬卡良231”（Markarian 231）星系內，中外科學家聯手發現了氧氣。這是人類首次在銀河系外發現氧氣，也是迄今為止在太陽系外探測到氧氣最多的一次。 ^[4] 

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看不出任何旋渦結構。

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。一般説來，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佈的情況。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説來彌散較小。

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。 ^[1] 

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。 ^[1] 

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。 ^[1] 

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。

從橢圓星系到不規則星系，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。從橢圓星系到不規則星系，色指數越來越小，就是説，橢圓星系最紅，不規則星系最藍。對旋渦星系來説，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。從橢圓星系到不規則星系，有發射線的星系所佔的比例越來越大。對Sc系和Irr系來説，有發射線的佔絕大多數。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。 ^[1] 

星系在宇宙空間的總體分佈是各個方向都一樣，接三重星系。加上仙女座大星系等構成了該星系羣。 ^[1] 

旋渦星系符號為S0，它具有一個核心部分，稱為核球。核球外面是一個薄薄的圓盤。從核球外緣附近有兩條或更多條旋臂向外延伸出去，極少發現有一條旋臂的。核球部分有的比較圓，有的比較扁，也可以用E0—E7來表示核球的形狀。 ^[3] 

旋渦星系還可以分為Sa、Sb、Sc等次型。分類的標準有兩條旋臂的開展程度與核球的相對大小。Sa型核球的相對大小最大，旋臂纏得最緊；Sc型核球的相對大小最小，旋臂最開展。如果旋渦星系是“極向”的，即其對稱軸與視線重合，它的旋渦特點就很容易看出來；如果對稱軸與視線垂直，旋渦形狀就不容易看出來。同時，由於星系對稱面附近星際物質的消光作用，常可看到一條暗帶。

多數旋渦星系有兩條對稱的旋臂，如獵犬座旋渦星系M51、三角座旋渦星系（M33）；室女座河外星系又稱草帽狀星系，是巨大的旋渦星系，從側面看中央突出呈球形，赤道邊緣呈盤狀，四周有旋臂。但是一般説來，多旋臂常出現在星系外邊緣，而且很短，纏得很緊。還有些旋渦星系的形狀很特殊，例如有的有環狀結構，有的旋臂極不規則，呈“V”字形等等。

與旋渦星系平行的還有一類，稱棒旋星系，符號為SBb棒旋星系的特點是一個棒狀物，棒的中心部分有核球，旋臂從棒的兩端向外延伸出去。與旋渦星系類似，棒旋星系也可分成SBa、SBb、SBc等次型。

分類的依據與旋渦星系一樣。SBa型的旋臂最不開展，看起來像希臘字母“θ”，核球最大。SBc型的旋臂最開展，像一個大寫的拉丁字母“S”，核球也最小。

不規則星系符號為I或In。它具有不規則的形狀，又分為兩個次型IrrI。IrrI型不規則星系中心沒有核，看不出有旋轉對稱性，它的恆星組成類似於Sc，偶而隱約可以看見旋渦結構。IrrⅡ型則完全不規則，是一種特殊天體，如著名的M82。

活動星系，這是一些核心部分非常明亮而且有強烈活動的星系。核發出的光往往占星系總輻射的大部分。它又包括很多種類型如N星系、賽佛特星系等等。從星係數按類型的分佈來看星系中旋渦星系（包括棒星系）所佔比例最大，約60%以上，不規則星系佔比例最少，僅佔2%左右。

范登堡按照絕對星等的大小把河外星大致系分為五類：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。

基於此，范登堡提出了河外星系的二元分類法，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。

標準燭光法的原理很簡單。對於河外星系裏的某些恆星或星團，可以從觀測中定出它們的視星等。同時，如果知道這些天體的絕對星等，具體説來就是假定它們的絕對星等等於銀河系裏的對應天體的絕對星等，那麼就可以按照視星等與絕對星等的關係算出它們的距離，這也就是它們所屬的河外星系的距離。也可以把河外星系作為整體來看待，從觀測中求出累積視星等，並假定其絕對星等等於某個平均值，從而求出距離。具體有如下幾種方法：

利用造父變星（包括天琴RR型變星）求距離。這是最準確可靠的方法。正因為如此，造父變星周光關係零點的確定才成為天文學中十分重要的任務。這個方法的缺點是，只有比較近的河外星系中才有可能分辨出造父變星來，對稍遠一點的河外星系，這個方法不能用。

利用亮星求距離。在每個能夠分辨出恆星的河外星系裏總有一些最亮的恆星，它們是O型星、早B型星，佛耳夫一拉葉星，中晚型超巨星等。這些恆星的平均絕對星等是知道的。比如説，佛爾夫—拉葉星的絕對星是-4等到-6等，平均可取為-5等；最亮的超巨星的平均絕對星等可達-9等。這個方法很方便，因為在不太遠的星系裏一般總能找到一些亮星特別是超巨星，這個方法比造父變星法能測得更遠的距離，但由於絕對星等彌散較大，不如後者精確。

利用新星求距離。在一些河外星系裏發現了許多新星。如果能從觀測得到新星光極大時的視星等，並假定光極大時的絕對星等等於銀河系新星極大時的絕對星等，那麼就可以求出距離來。此法的缺點是，發現新星的河外星系並不很多，因此不能普遍應用。

利用超新星求距離。方法與新星類似。由於超新星光極大時光度很大，絕對星等可達-17等至-19等，因此可以測到比較遙遠的星系的距離。但是，由於光極大時的絕對星等彌散很大，因此測得距離誤差也大。

利用球狀星團的累積星等求距離。球狀星團的絕對星等在- 5等至-10等之間，彌散太大。顯然，若利用單個球狀星團求距離，可靠性就太差。不過，一般在同一個星系裏可觀測到好多球狀星團，對它們作某種平均，也可粗略地估計出距離來。

利用星系的累積星等求距離，這也是一種重要的方法。從觀測中可以得到星系的累積視星等Mr，如果用其他方法求出星系的距離，這樣就可以得到星系的累積絕對星等Mr。把所有用這種方法得到的Mr平均一下，得出一個平均值。對於待求距離的星系，假定它的Mr就等於這個平均值，它的Mr可以由觀測得到，這樣就可算出距離來。在利用這種方法時往往需要把星系分門別類，而且，不僅是按橢圓星系、旋渦星系……等分類，還需對每一種類型再按某種條件細分，使絕對星等的彌散盡可能地小，這樣才能得到較可靠的結果。

紅移：實驗室光源中同一譜線相比較，天體光譜線向紅端位移的現象。用符號Z表示。

20世紀20年代，發現了一個具有重大意義的現象，除了離人們較近的三個星系（包括仙女座星雲）外，在所有星系的光譜型、譜線都向紅端位移；而且星系越微弱，紅移的數量越大。如果把譜線位移解釋為多普勒效應，那麼從位移就可求出視向速度Vr。對於距離能從其它他法求得。

觀測結果表明， Vr近似地和距離r成正比，即Vr=Hr式中r以百萬秒差距為單位，Vr以千米裏/秒單位，比例常數H稱為哈勃常數，以千米/秒·百萬秒差距為單位。公式稱為哈勃定律。這個公式除了對類星體尚有些爭議外，對一般的河外星系是普遍適用的。對於未知的河外星系，如果能拍到足夠清晰的光譜，並求出Vr，就可以利用公式求出距離。這個方法的優點是它對所有的星系普遍適用，特別是對於極遙遠的河外天體，其他方法都不能用。哈勃常數H的數值經常改動。

在1930年以前，H值定為528千米/秒·百萬秒差距；1956年改為180；時下改到100以下，傾向於50— 60。這一點毫不奇怪，因為隨着資料積累得越來越多，觀測精度越來越高，H值也就越來越準確。

17世紀，人們陸續發現了一些朦朧的天體，於是稱它們為“星雲”。星雲（Nebula）包含了除行星和彗星外的幾乎所有延展型天體。它們的主要成份是氫，其次是氦，還含有一定比例的金屬元素和非金屬元素。1990年哈勃望遠鏡升空以來的研究還發現含有有機分子等物質。

20世紀20年代，美國天文學家哈勃在仙女座大星雲中發現了一種叫作“造父變星”的天體，從而計算出星雲的距離，終於肯定它是銀河系以外的天體系統，稱它們為“河外星系”。人類已經發現了超過100億個河外星系。

銀河系以外還有許許多多的天體。在天空中有一種天體，用小型望遠鏡看，它幾乎和銀河系的星雲差不多，不能分辨。如果用大望遠鏡看，就會發現，它們不是瀰漫的氣體和塵埃，而是可以分辨的一顆顆恆星組成的，形狀也象一個旋渦。它們是與銀河系類似的天體系統，距離都超出了銀河系的範圍，因此稱它們為“河外星系”。仙女座星系就是位於仙女座的一個河外星系。

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。觀測到的星系有1000億個之多，如1518年-1520年葡萄牙人麥哲倫環球航行到南半球，在南天空肉眼發現了兩個大河外星雲（河外星系）命名為：大麥哲倫星雲和小麥哲倫星雲，它們是距銀河系最近的河外星系，而且和銀河系有物理聯繫，組成一個三重星系。

關於河外星系的發現過程可以追溯到兩百多年前。在當時法國天文學家梅西耶（Messier Charles）為星雲編制的星表中，編號為M31的星雲在天文學史上有着重要的地位。初冬的夜晚，熟悉星空的人可以在仙女座內用肉眼找到它——一個模糊的斑點，俗稱仙女座大星雲的。

如果假設這些新星最亮時候的亮度和在銀河系中找到的其它新星的亮度是一樣的，那麼就可以大致推斷出仙女座大星雲離我們十分遙遠，遠遠超出了我們已知的銀河系的範圍。但是由於用新星來測定的距離並不很可靠，因此也引起了爭議。直到1924年，美國天文學家哈勃用當時世界上最大的2.4米口徑的望遠鏡在仙女座大星雲的邊緣找到了被稱為“量天尺”的造父變星，利用造父變星的光變週期和光度的對應關係才能定出仙女座星雲的準確距離，證明它確實是在銀河系之外，也可以説像銀河系一樣，是一個巨大、獨立的恆星集團。因此，仙女星雲應改稱為仙女星系。

從河外星系的發現，可以反觀我們的銀河系。它僅僅是一個普通的星系，是千億星系家族中的一員，是宇宙海洋中的一個小島，是無限宇宙中很小很小的一部分。

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，説明年輕的成員星沒有旋渦星系裏的多，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。天文觀測説明，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，其亮度分佈異常，彷彿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，星系在宇宙中分佈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。

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。它們大都密集地分佈在銀河系對稱平面附近，形成銀盤，其餘部分則散佈在銀盤上下近於球狀的銀暈裏。恆星和星際介質在銀盤內也不是均勻分佈的，而是更為密集地分佈在由銀河中心伸出的幾個螺旋形旋臂內，成條帶狀。

一般分佈在旋臂內的恆星，年輕而富金屬，並多與電離氫雲之類的星際介質成協。而點綴在銀暈裏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。

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。

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，不規則星系只佔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天體佔很大比例。 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。

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。

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。

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？這種位移現象説明了什麼呢？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。

星系在宇宙空間的總體分佈是各個方向都一樣，近於均勻。但是從小尺度看，星系的分佈又不是均勻的，與恆星的分佈一樣，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羣。

作為龐大的天體系統來説，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。

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繫有盤，SO系和S系的差別是SO系沒有旋臂。

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。從橢圓星系到不規則星系，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。從橢圓星系到不規則星系，色指數越來越小，就是説，橢圓星系最紅，不規則星系最藍。對旋渦星系來説，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。從橢圓星系到不規則星系，有發射線的的星系所佔的比例越來越大。對Sc系和Irr系來説，有發射線的大約甚至佔絕大多數。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，沒有看到任何譜線。

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説來彌散是較小。

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。一般説來，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佈的情況。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。

研究河外星系的恆星組成的最直接方法是儘可能地用大望遠鏡把星系分解為恆星。的確，在較近的星系裏觀測到大量的各種類型的恆星，如OB星、中晚型超巨星、天琴座RR型變星、經典造父變星、新星、超新星、長週期變星等。也觀測到許多疏散星團和球狀星團。但是這種方法受到很大限制，因為，河外星系畢竟離我們太遠了。即使對於較近的星系，也只能觀測到它裏面的高光度恆星。比如説，仙女座大星雲，如果用5米望遠鏡觀測，取它的極限星等為23等，也只能觀測到絕對星等-1.4等的恆星，像太陽型矮星根本就觀測不到。如果星系的距離超過一百萬秒差距，即使裏面有超新星爆發，我們也觀測不到。一般説來，我們可以通過研究星系的光譜和顏色來研究星系的恆星組成。

橢圓星系和旋渦星系的核球在光譜、色指數等方面很相似，説明它們的恆星組成很相似。相對説來，旋臂的光譜型較早，顏色較藍，説明旋臂的恆星組成與核球的不一樣。正是根據對銀河系和河外星系的研究，巴德才提出了兩個星族的概念。橢圓星系和旋渦星系的核球主要由星族Ⅱ組成；旋臂及不規則星系主要由星族Ⅰ組成。但是需要指出，每個星系，包括橢圓星系和不規則星系，決不是隻包括一種星族的恆星。比如説，橢圓星系的光譜裏常有一些重元素的譜線。這些譜線的強度表明，重元素的含量比極端星族Ⅱ恆星高。因此，橢圓星系也可能包含一些盤星族恆星。相反，不規則星系，也可能包含一些星族Ⅱ恆星，如大小麥哲倫雲裏發現了許多天琴座胍型變星和球狀星團，這些都是極端星族Ⅱ的恆星。

許多星系的光譜中有類似於銀河星雲的發射線，説明它們有星際氣體存在。中性氫21釐米譜線的觀測也證實了這點。橢圓星系中有發射線的很少；另外，除了一個橢圓星系外，其餘的迄今為止還沒有觀測到中性氫21釐米線。這些説明橢圓星系中沒有氣體或氣體很少。但是，有一些橢圓星系的核心部分，觀測到強的發射線，包括許多禁線，因此，在核心部分應該有氣體存在。

橢圓星系和不規則星系肯定有星際氣體和塵埃。事實上，在一些較近的旋渦星系和不規則星系裏，直接看到許多氣體星雲。觀測表明，從Sa到Irr氣體含量逐漸增加，Irr中氣體的含量達 20%以上。氣體和塵埃主要集中在對稱面附近。在一些側面對着我們的旋渦星系中，可以清楚看到塵埃的消光作用產生的吸收暗帶。

經科學家的不懈探索已發現河外星系10億多個，探索距離達360億光年。那麼距離我們銀河較近的河外星系又是哪些呢？

大麥哲倫星系（Large Magellanic Cloud），距離我們16萬光年；其次為小麥哲倫星系，距離我們19萬光年。從外形上劃分，它們都是不規則星系。它們是銀河系的附屬星系，在南半球才能看到。肉眼可見。當年麥哲倫航海到南半球發現了它們，因而得名。

仙女星系（M31）

仙女座星系（The Andromeda Galaxy）是離我們所在的銀河系較近的一個星系。她是一個典型的旋渦星系（Spiral Galaxy），但規模比銀河系大。

由於人類身處銀河系，無法觀測到銀河系的全貌，過去銀河系被認為與仙女座星系一樣是一個旋渦星系，但最新的研究表明銀河系應該是一個棒旋星系。仙女座星系、銀河系和其他30多個星系共同組成一個更大的星系集團--本星系羣（Local Group Galaxy Cluster）。

仙女座星系在18世紀法國天文學家Charles Messier的遙遠模糊天體列表中排在第31位，故又稱M31。她距離地球約200萬光年，直徑達16萬光年（銀河系為10萬光年），質量不小於3.1×1011個太陽質量，含有2億顆以上的恆星，是本星系羣中最大的一個。