从南纬 30 度观测天空/简介
恒星是一个巨大的，发光的等离子球体，由重力束缚在一起。恒星形成于星际介质中密度较高的延伸区域，尽管其密度仍然低于地球真空室内部。这些区域被称为分子云，主要由氢组成，约占 23-28% 的氦和几百分比的较重元素。
恒星的形成始于分子云内部的引力不稳定性，通常是由超新星（大质量恒星爆炸）的冲击波或两个星系的碰撞（如在星爆星系中）触发的。一旦一个区域达到足够的物质密度以满足 Jeans 不稳定性标准，它就会在自身引力作用下开始坍缩。随着云团的坍缩，密集的尘埃和气体个别聚集形成被称为博克球体的物质。随着球体的坍缩和密度的增加，引力能转化为热量，温度升高。当原恒星云团大约达到流体静力学平衡的稳定状态时，在核心形成一颗原恒星。这些主序前恒星通常被原行星盘包围。引力收缩阶段持续大约 1000 万到 1500 万年。
恒星在其生命周期的 90% 时间里，通过在靠近核心的高温高压反应中将氢聚变成氦来燃烧。这种恒星被称为处于主序（MS）上，被称为矮星。从零龄主序（ZAMS）开始，恒星核心的氦比例会稳步增加。因此，为了维持核心所需的核聚变速率，恒星会缓慢地增加温度和光度。恒星在主序上停留的时间主要取决于它拥有多少燃料可以聚变以及它聚变这些燃料的速度，即它的初始质量和光度。大质量恒星消耗燃料非常快，寿命很短。小质量恒星（称为红矮星）消耗燃料非常慢，寿命可达数十亿甚至数百亿年。在其生命的尽头，它们只会变得越来越暗。然而，由于这种恒星的寿命大于宇宙目前的年龄（137 亿年），预计还没有红矮星到达这个状态。
当至少 0.4 个太阳质量的恒星耗尽其核心中的氢供应时，它们的外层会大幅膨胀并冷却，形成红巨星。在恒星消耗完核心中的氦之后，聚变会在一个热的碳和氧核周围的壳层中继续进行。然后，恒星遵循与最初的红巨星阶段平行的演化路径，但表面温度更高。在它们的氦燃烧阶段，质量超过九个太阳质量的超大质量恒星会膨胀形成红超巨星。一旦这种燃料在核心耗尽，它们就可以继续聚变比氦更重的元素。当恒星开始产生铁时，就会达到最终阶段。由于铁原子核比任何更重的原子核结合得更紧密，如果它们聚变，它们就不会释放能量。同样，由于它们比所有较轻的原子核结合得更紧密，因此裂变也不会释放能量。在相对古老的、非常大质量的恒星中，一个大的惰性铁核会积累在恒星的中心。这些恒星中较重的元素可以向上移动到表面，形成被称为沃尔夫-拉叶星的演化天体，这些天体具有密集的恒星风，会剥离外层大气。
一颗演化后的、中等大小的恒星现在会像行星状星云一样抛射掉它的外层。如果在外部大气被抛射后剩下的物质少于 1.4 个太阳质量，它会缩小成一个相对微小的天体（大约地球的大小），它没有足够的质量来进行进一步的压缩，被称为白矮星。
在更大的恒星中，聚变会一直持续到铁核变得如此之大（超过 1.4 个太阳质量），以至于它再也无法支撑自身的质量。这个核心会突然坍缩，因为它的电子被驱赶到它的质子中，在逆β衰变或电子俘获中形成中子和中微子。这种突然坍缩产生的冲击波会导致恒星的其余部分在超新星中爆炸。超新星非常亮，它们可能会短暂地超过恒星整个宿主星系的亮度。当它们发生在银河系内时，超新星在历史上被肉眼观测者观察到，被称为“新星”，在那里以前没有恒星存在。恒星中大部分物质在超新星爆炸中被吹散，形成细丝。剩下的部分将成为中子星（有时表现为脉冲星或 X 射线爆发源），或者，对于最大的恒星（大到足以留下大约四个太阳质量以上的恒星残骸），成为黑洞。
垂死恒星抛射出的外层包含重元素，这些重元素可能在新恒星形成过程中被回收。这些重元素允许形成岩石行星。超新星的流出和大型恒星的恒星风在塑造星际介质中发挥着重要作用。
恒星根据其光谱特征进行分类。恒星的光谱类型是指恒星的指定类别，描述了其色球的电离状态，哪些原子激发在光中最为突出，从而客观地衡量该色球的温度。来自恒星的光通过衍射光栅进行分析，将传入的光子细分为光谱，显示出彩虹色，其中穿插着吸收线，每条线都表示某个化学元素的特定离子。这种吸收光谱中特定化学元素的存在主要表明温度条件适合该元素的特定激发。如果恒星的温度已经通过大多数吸收线确定，那么某些元素线的异常缺失或强度可能表明色球的化学成分异常。
大多数恒星目前使用字母O、B、A、F、G、K和M进行分类，其中 O 型星是最热的，字母顺序表示逐渐变冷的恒星，直到最冷的 M 类。根据非正式的传统
- O 型星是“亮蓝色”；
- B 型星是“浅蓝色”；
- A 型星是“苍白色”；
- F 型星是“白色”；
- G 型星是“黄色”；
- K 型星是“橙色”；
- M 型星是“红色”。
尽管观察者感知到的实际恒星颜色可能会因视觉条件和观察到的单个恒星而异。
在目前恒星分类系统中，光谱字母由数字0到9增强，表示两个恒星类别之间范围的十分之一，因此 A5 是 A0 和 F0 之间范围的五分之一，但 A2 是 A0 到 F0 的完整范围的十分之二。
该系统中包含的另一个维度是通过罗马数字I、II、III、IV和V表示的光度类别，表示恒星光谱中特定吸收线的宽度。研究表明，该特征是恒星大小的一般度量，因此也是恒星总光度输出的度量。
- Ia 和 0 类被称为超巨星；
- I 类被称为超巨星；
- II 类被称为亮巨星；
- III 类被称为巨星；
- IV 类被称为亚巨星；
- V 类被称为矮星或更准确地说，主序星。
在这个分类系统下，我们的太阳的光谱类型是 G2V，这可以解释为“一颗'黄色'，向'橙色'方向移动了十分之二的主序星”。
最常用的最亮恒星的命名法是拜耳命名法。用这种系统命名的恒星显示一个希腊字母，后面跟着其母星座的拉丁文所有格形式。在字母“ω”之后，使用小写拉丁字母，然后是大写拉丁字母。
双星是指从地球上用光学望远镜观测时，在天空中看起来彼此靠近的两颗恒星。这可能是因为这两颗恒星形成了双星系统，即一个相互绕行的恒星双星系统，它们在引力上相互束缚在一起，或者是因为它们是光学双星，即天空中两颗距离不同的恒星偶然排列在一起。
双星系统是指由两颗围绕共同质心运行的恒星组成的恒星系统。较亮的恒星称为主星，而另一颗恒星称为伴星或次星。双星系统根据其观测方式分为四种类型：视觉双星、光谱双星、光度双星和天体测量双星。
视觉双星是指两颗恒星的角距离足够大，可以通过望远镜甚至高倍双筒望远镜观察到。视觉双星中较亮的恒星称为主星，较暗的恒星称为伴星。双星系统中的一类特殊类型是食双星，在这种系统中，两颗恒星的轨道平面几乎与观测者的视线一致，因此它们会相互发生掩食。如果双星系统也是光谱双星，并且已知该系统的视差，那么该双星系统对恒星分析非常有价值。食双星看起来像变星，并非因为单个恒星的光度发生变化，而是因为发生掩食。
一个恒星系统可以由三颗或更多颗在引力上相互束缚的恒星组成。在这种情况下，该系统被称为多星系统。
变星是指其视亮度随时间变化的恒星。许多恒星，甚至大多数恒星，其光度至少存在一些变化：例如，我们太阳的能量输出在一个 11 年的太阳周期内变化约 0.1%，相当于星等变化 1/1000。
变星可以是内禀变星或外禀变星。内禀变星是指其变异性是由恒星本身的物理性质变化引起的恒星。此类别可以分为三个亚组
- 脉动变星，是指在自然演化衰老过程中，半径交替膨胀和收缩的恒星。经典造父变星、半规则变星和米拉变星属于此亚组。
- 爆发变星，是指在其表面经历爆发，例如耀斑或物质抛射的恒星。年轻的主序前恒星、沃尔夫-拉叶星、发光蓝变星和仙后座γ变星属于此亚组。
- 灾变或爆发变星，是指经历灾难性性质变化的恒星，例如新星和超新星。
外禀变星是指其变异性是由外部性质引起的恒星，例如自转或掩食。主要有两个亚组。
- 食双星，是指从地球的视角来看，两颗恒星在绕轨道运行时会相互发生掩食的双星系统。
- 自转变星，是指其变异性是由与自转相关的现象引起的恒星。例如，具有极端“太阳黑子”的恒星，这些黑子会影响视亮度，或者自转速度很快的恒星，使其形状变为椭圆形。
疏散星团是指由几千颗恒星组成的一群恒星，这些恒星具有共同的起源和相似的年龄。它们通过相互之间的引力吸引力松散地结合在一起，并在绕银河系中心运行时，由于与其他星团和气体云的近距离遭遇而变得分散，因此它们位于银河系的主要主体中，并通过内部的近距离遭遇而失去星团成员。
疏散星团的形成始于一个巨大的分子云，一个包含高达太阳质量数千倍的寒冷致密气体云的部分坍缩。许多因素可能会引发一个巨大的分子云（或其一部分）的坍缩和恒星形成的爆发，这将导致疏散星团的形成，包括来自附近超新星的冲击波和引力相互作用。一旦一个巨大的分子云开始坍缩，恒星形成就会通过云层不断分裂成越来越小的团块而进行，最终导致形成数百或一千颗恒星。在我们自己的银河系中，疏散星团的形成率估计为每隔几千年就有一次。
一旦恒星形成开始，最热、质量最大的恒星（O 和 B 光谱类型的恒星，聚集在一个OB 星协中）将发出大量的紫外线辐射。这种辐射迅速电离了周围的巨型分子云气体，形成了一个H II 区。来自大质量恒星的恒星风和辐射压开始驱散气体；在几百万年后，星团将经历第一次超新星爆发，这也会将气体从系统中排出。在几千万年后，星团将被剥夺气体，不再形成新的恒星。通常，在气体被耗散之前，不到 10% 的最初存在于星团中的气体会形成恒星。
通常，OB 星协以它们所在的星座命名；OB 星协的典型名称是星座的主格 + OB + 数字。研究 OB 星协对于了解发生在我们银河系以及其他星系的区域中的恒星形成过程很重要。
由于疏散星团在大多数恒星到达生命尽头之前往往会分散，因此它们的光芒往往被年轻、热、蓝色的恒星所主导。这些恒星的质量最大，寿命最短，只有几千万年。因此，较老的疏散星团往往包含更多的黄色恒星。一些疏散星团包含似乎比星团其他部分年轻得多的热蓝色恒星。这些蓝离散星也被观测到球状星团中，在球状星团非常密集的核心，人们认为它们是恒星碰撞时产生的，形成了一个更热、质量更大的恒星。然而，疏散星团中的恒星密度远低于球状星团，恒星碰撞无法解释所观测到的蓝离散星数量。相反，人们认为它们中的大多数可能起源于当与其他恒星发生动力学相互作用时，双星系统合并成一颗恒星。
许多疏散星团本身并不稳定，其质量很小，以至于该系统的逃逸速度低于构成恒星的平均速度。这些星团将在几百万年内迅速分散。在许多情况下，由年轻热恒星的辐射压驱散了形成星团的气体，这使得星团的质量降低，从而使星团能够迅速分散。一旦周围星云蒸发，具有足够质量在引力上束缚在一起的星团可以保持数千万年的独立状态，但随着时间的推移，内部和外部过程也会使它们分散。在内部，星团成员之间的近距离遭遇往往会导致其中一颗恒星的速度增加到超过星团的逃逸速度，从而导致星团成员逐渐“蒸发”。
在一个星团变得引力上不稳定后，其许多构成恒星仍然会沿着相似的轨迹在太空中运动，形成一个被称为星协、运动星团或运动星群的结构。大熊座“北斗七星”中最亮的几颗恒星以前是疏散星团的成员，现在形成了这样一个星协，在这种情况下，是大熊座运动星群。最终，它们略微不同的相对速度将使它们散布在整个银河系。如果我们发现了原本无关的恒星的相似速度和年龄，那么一个更大的星团就被称为星流。
在银河系中，已知的疏散星团超过 1000 个，但实际总数可能比这高出十倍。在旋涡星系中，疏散星团总是出现在旋臂中，那里气体密度最高，因此恒星形成最活跃，星团通常在有时间离开旋臂之前就会分散。疏散星团强烈地集中在银河系平面附近，在我们银河系的标高高度约为 180 光年，而银河系半径约为 10 万光年。
球状星团是一个球形的恒星集合，绕着星系核作为卫星运行。球状星团由引力紧密束缚在一起，这使它们呈现出球形形状，并且在中心附近具有相对较高的恒星密度。虽然球状星团似乎包含了星系中最早诞生的恒星，但它们的起源及其在星系演化中的作用仍不清楚。很明显，球状星团与矮椭圆星系有很大不同，它们是在母星系的恒星形成过程中形成的，而不是作为独立的星系形成的。然而，天文学家最近的推测表明，球状星团和矮球状星系可能不是明显独立的和截然不同的天体类型。
与疏散星团相比，大多数球状星团在时间尺度上保持引力束缚，这与大多数恒星的寿命相当。然而，一个可能的例外是，当与其他大质量天体发生强烈的潮汐相互作用时，会导致恒星的散开。
目前，球状星团的形成仍然是一个鲜为人知的现象。尚不清楚球状星团中的恒星是在一次生成中形成的，还是在数亿年的时间里跨越多个世代产生的。然而，与许多球状星团的年龄相比，这个恒星形成阶段相对短暂。对球状星团的观测表明，这些恒星形成体主要出现在高效恒星形成的区域，并且星际介质的密度比正常恒星形成区域更高。球状星团的形成在星暴区域和相互作用的星系中普遍存在。在形成后，球状星团中的恒星开始彼此之间发生引力相互作用。
大多数星团随着距离的缩短而稳定地增加亮度，直到距核心一定距离，然后亮度达到稳定。通常，这个距离大约是核心 1-2 秒差距。然而，大约 20% 的球状星团经历了一个称为“核心坍缩”的过程。在这种类型的星团中，亮度一直稳定地增加到核心区域。核心坍缩被认为发生在球状星团中质量较大的恒星遇到质量较小的伴星时。由于相遇，较大的恒星往往会失去动能，并开始向核心沉降。在漫长的时间里，这会导致质量较大的恒星集中在核心附近，这种现象被称为质量偏析。
球状星团的恒星密度非常高，因此恒星之间的近距离相互作用和近距离碰撞相对频繁。由于这些偶然的相遇，一些奇异的恒星类型，如蓝离散星、毫秒脉冲星和低质量 X 射线双星，在球状星团中更为常见。蓝离散星是由两颗恒星合并形成的，可能是由于与双星系统相遇的结果。产生的恒星的温度高于星团中具有相同亮度的同类恒星，因此不同于星团形成之初的主序星。
在我们银河系内的球状星团中，大多数位于星系核附近，绝大多数位于以核心为中心的半球天空中，介于天蝎座、蛇夫座和人马座星座之间。目前已知的银河系球状星团约有 150 到 158 个，可能还有 10 到 20 个尚未被发现。大型星系可能更多：例如，仙女座星系可能拥有多达 500 个球状星团。一些巨型椭圆星系，特别是那些位于星系团中心的星系，如 M87，拥有多达 13,000 个球状星团。这些球状星团绕着星系运行，半径很大，40 千秒差距（大约 131,000 光年）或更多。本地群中每个质量足够大的星系都有一组相关的球状星团，几乎所有被观测到的大型星系都拥有球状星团系统。
人马座矮星系和犬夫座矮星系是银河系的两个小型卫星星系，似乎正在向银河系捐赠它们相关的球状星团（如帕洛马 12）。这表明这个星系的许多球状星团过去是如何从其他星系获得的。
明亮星云（或弥漫星云）是星际空间中由尘埃、氢气、氦气和其他电离气体组成的云。许多星云或恒星是由星际介质（ISM）中气体的引力坍缩形成的。当物质在其自身重量下坍缩时，中心可能会形成大质量恒星，它们的紫外线辐射会电离周围的气体，使其在光学波长下可见。
弥漫星云分为三大类：H II 区（发射星云）、反射星云和超新星遗迹。
H II 区是一个巨大的气体和电离气体云，在其中最近发生了恒星形成。H II 区的前身是巨分子云 (GMC)。GMC 是一种寒冷且密集的云，主要由分子氢组成。GMC 可以长时间处于稳定状态，但超新星引起的冲击波、云之间的碰撞以及磁性相互作用都可以触发云的一部分坍缩。当这种情况发生时，通过云坍缩和碎片化的过程，恒星形成就开始了。
在星云中诞生的质量最大的恒星将达到足够高的温度，从而电离周围的气体。在电离辐射场形成后不久，高能光子会产生电离锋，它以超音速穿过周围的气体。随着离电离恒星越来越远，电离锋减慢，而新电离气体的压力会导致电离体积膨胀。最终，电离锋减慢到亚音速，并被星云膨胀引起的冲击锋超过。
H II 区的寿命大约为数百万年；来自年轻热恒星的辐射压力最终会将大部分气体驱散。整个过程往往非常低效，只有不到 10% 的 H II 区中的气体形成恒星，而其余的气体则被吹走。最重的恒星的超新星爆炸也会导致气体损失，这些爆炸将在 1-2 百万年后发生。
螺旋星系和不规则星系包含大量 H II 区，而椭圆星系几乎没有 H II 区。在螺旋星系（包括银河系）中，H II 区集中在旋臂上，而在不规则星系中，它们则杂乱无章地分布。一些星系包含巨大的 H II 区，可能包含数万颗恒星。H II 区很少出现在椭圆星系中的原因是，椭圆星系被认为是通过星系合并形成的。在星系团中，这种合并很常见。当星系碰撞时，单个恒星几乎从不碰撞，但碰撞星系中的 GMC 和 H II 区会被剧烈扰动。在这种情况下，会触发巨大的恒星形成爆发，速度如此之快，以至于大部分气体都被转化为恒星，而不是正常的 10% 或更少。
银河系中的一些最亮的 H II 区用肉眼就可以看到，比如著名的猎户座星云、船底座星云和礁湖星云。
反射星云是一片尘埃或气体云，它反射来自附近恒星的光。来自附近恒星（或恒星）的能量不足以电离星云的气体以产生发射星云，但足以提供足够的散射使尘埃可见。因此，反射星云显示的频谱（和颜色）与照亮它们的恒星相似。
许多反射星云呈现出深蓝色；这是因为蓝色恒星的能量足够大，可以在巨型云的边缘照亮距离很远的小团气体，这些恒星是在这些巨型云中形成的，因为蓝色光比红色光散射效率更高（这与使我们看到蓝天和红色日落的相同散射过程）。
反射星云的例子有猎户座的梅西耶 78，以及围绕昴宿星团恒星的那些小的星云状斑块。
超新星遗迹（SNR）是指恒星在超新星爆发后留下的结构。 超新星遗迹被膨胀的冲击波包围，由从爆炸中喷出的物质和它沿途扫过并冲击的星际物质组成。
超新星爆发有两种可能途径：要么一颗巨大的恒星可能耗尽燃料，停止在其核心产生聚变能量，并在自身引力的作用下向内坍缩，形成一颗中子星或黑洞； 或者一颗白矮星可能会从伴星那里积累（吸积）物质，直到它达到临界质量并发生热核爆炸。 无论哪种情况，由此产生的超新星爆炸都会以高达光速 1%（约 3,000 公里/秒）的速度将大部分或全部恒星物质喷射出去。 当这些物质与周围的星周或星际气体碰撞时，它会形成冲击波，可以将气体加热到高达 1000 万 K 的温度，形成等离子体。
超新星遗迹通常呈现出壳状结构和许多气体细丝； 冲击波起源于超新星爆发，可能会清理周围的环境，形成一个超气泡，其中星际介质的密度非常低。
超新星爆发可以提供压缩附近巨型分子云所需的冲击波，创造恒星形成的环境。
超新星遗迹的例子包括金牛座的梅西耶 1（蟹状星云）、天鹅座的马头星云和船帆座的船帆座星云。
最著名、观测最完善的年轻超新星遗迹是由 SN 1987A 形成的，它是在大麦哲伦星云中出现的超新星，出现在 1987 年（大约在 168,000 年前爆炸）。 我们银河系中最新的遗迹是 G1.9+0.3，它是在银河系中心被发现的，据估计是在 140 年前发生的超新星爆发。
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行星状星云是指发射星云，它由某些类型恒星在其生命后期渐近巨星分支阶段抛射出的膨胀发光电离气体壳组成。 这种名称的由来是因为它们在小型光学望远镜中看起来与巨型行星相似，但与太阳系的行星无关。
质量超过 8 个太阳质量的恒星可能会以戏剧性的超新星爆发结束其生命。 行星状星云可能是质量介于 0.8 个太阳质量到中等质量的恒星死亡后形成的。 中等质量到低质量的恒星在主序星阶段经过数千万到数十亿年后，其核心会耗尽氢。 当它们耗尽氢时，核心的压缩会导致温度升高。 恒星的外层会相应地极度膨胀，并且变得更冷。 恒星会变成一颗红巨星。 核心继续收缩和加热，当其温度达到 1 亿 K 时，氦原子核开始聚变成碳和氧。 聚变反应的恢复阻止了核心的收缩。 氦燃烧很快会形成一个由碳和氧组成的惰性核心，周围环绕着氦燃烧壳层和氢燃烧壳层。
氦聚变反应会导致恒星变得非常不稳定。 氦燃烧层迅速膨胀，因此冷却，这会再次降低反应速率。 巨大的脉动积累起来，最终变得足够大，将整个恒星大气层抛入太空。 这些被抛射的气体会在恒星现已裸露的核心的周围形成一个物质云。 随着越来越多的恒星大气层远离恒星，越来越深、温度越来越高的层被暴露出来。 当暴露的表面温度达到约 30,000 K 时，会发射出足够的紫外线光子，使被抛射的大气层电离，使其发光。 在这个过程结束时，该云就变成了行星状星云。
行星状星云在银河系演化中起着非常重要的作用。 早期的宇宙几乎完全由氢和氦组成，但恒星通过核聚变创造了更重的元素。 因此，行星状星云的气体中含有大量碳、氮和氧等元素，当它们膨胀并合并到星际介质中时，它们会用这些重元素来丰富星际介质，天文学家统称为金属。 后来形成的恒星将具有更高的初始重元素含量。 尽管重元素仍然是恒星中非常小的组成部分，但它们对恒星的演化有显著影响。 在宇宙早期形成的并且含有少量重元素的恒星被称为第二星族星，而含有更高重元素含量的年轻恒星被称为第一星族星。
在 2000 亿颗恒星中，我们银河系中现在已知存在约 3000 个行星状星云。 它们与恒星总寿命相比，其寿命非常短，这解释了它们的稀有性。 它们主要出现在银河系的平面上，在银河系中心附近最为集中。 行星状星云也被发现是四个球状星团的成员：梅西耶 15、梅西耶 22、NGC 6441 和帕洛玛 6。 然而，根据一致的距离集、红化和径向速度，尚未有确定的行星状星云在疏散星团中被发现的案例。
只有大约 20% 的行星状星云是球对称的。 存在各种形状，其中一些形状非常复杂。 不同的作者将行星状星云分类为：恒星型、盘状、环状、不规则型、螺旋型、双极型、四极型和其他类型。 尽管它们中的大多数只属于三种类型：球状、椭圆形和双极型。 最后一种类型的星云显示出对银河系的平面的最强集中，因此它们的祖先是相对年轻的大质量恒星。 另一方面，球形星云可能是由类似太阳的古老恒星产生的。
行星状星云的例子是水瓶座的螺旋星云，由于它的临近性，它也是天空中最大的行星状星云。 另一个例子是天琴座的环状星云（梅西耶 57）。
星系是一个巨大的、受引力束缚的系统，由恒星和恒星遗骸、星际气体尘埃介质以及一个重要的但鲜为人知的成分组成，这个成分被暂时称为暗物质。 这个名字来源于希腊语的 galaxias，字面意思是“乳白色的”，指的是银河系。
星系主要分为三种类型：椭圆星系、螺旋星系和不规则星系。 哈勃序列对星系类型进行了更详细的描述，该序列基于星系的外观。 由于哈勃序列完全基于视觉形态类型，因此它可能会遗漏星系的某些重要特征，例如恒星形成率（在星爆星系中）和核心的活动（在活动星系中）。
哈勃分类系统根据椭圆星系的椭圆率对其进行评级，从E0（几乎是球形的）到E7（高度拉长的）不等。 这些星系具有椭圆形轮廓，无论观察角度如何，都会呈现出椭圆形外观。 它们的外观结构不明显，通常含有相对少的星际物质。 因此，这些星系中的疏散星团比例也很低，新的恒星形成率也较低。 相反，它们主要由通常较老、更演化的恒星组成，这些恒星以随机方向围绕共同的引力中心运行。 在这种意义上，它们与规模小得多的球状星团有一些相似之处。
事实上，最大的星系是巨型椭圆星系。 人们认为许多椭圆星系是由于星系的相互作用而形成的，导致碰撞和合并。 它们可以成长到巨大的尺寸（例如，与螺旋星系相比），巨型椭圆星系通常位于大型星系团的核心附近。 星爆星系是这种星系碰撞的结果，可以导致形成一个椭圆星系。
螺旋星系由旋转的恒星和星际介质盘组成，以及一个通常由较老恒星组成的中心隆起。 从隆起处向外延伸的是相对明亮的旋臂。 在哈勃分类方案中，螺旋星系被列为S型，后面跟着一个字母（a、b 或c），表示旋臂的紧密程度和中心隆起的大小。 Sa 星系具有紧密缠绕、定义不清的旋臂，并拥有一个相对较大的核心区域。 在另一个极端，Sc 星系具有开放的、定义明确的旋臂，以及一个较小的核心区域。
在螺旋星系中，旋臂确实具有近似对数螺旋的形状，这种模式可以从理论上证明是由于均匀旋转的恒星质量中的扰动造成的。 与恒星一样，旋臂绕中心旋转，但它们以恒定的角速度旋转。 旋臂被认为是高密度物质的区域，或“密度波”。 当恒星穿过旋臂时，每个恒星系统的空间速度会因更高密度的引力而发生改变。（当恒星从旋臂的另一侧离开时，速度会恢复正常。）这种影响类似于高速公路上充满行驶车辆的“减速波”。 旋臂之所以可见，是因为高密度促进了恒星形成，因此它们包含许多明亮的年轻恒星。
大多数螺旋星系都具有线性的、条状的恒星带，它从核心的两侧向外延伸，然后合并成旋臂结构。 在哈勃分类方案中，这些棒旋星系被指定为SB，后面跟着一个小写字母（a、b 或c），表示旋臂的形状（与正常螺旋星系的分类方式相同）。 人们认为棒状结构是暂时的结构，可能是由于从核心向外辐射的密度波，或者是由与另一个星系的潮汐相互作用造成的。 许多棒旋星系是活跃的，这可能是由于气体沿着旋臂被引导到核心造成的。
星系的形态多种多样。例如，奇特星系是由于与其他星系之间的潮汐相互作用而形成的，具有不寻常特性的星系。环状星系就是一个例子，它拥有一个围绕着裸露核心且由恒星和星际介质组成的环状结构。人们认为，当一个较小的星系穿过一个螺旋星系的中心时，就会形成环状星系。仙女座星系可能受到了类似事件的影响，因为在红外辐射下观察时，它显示出多环状结构。
透镜星系是一种介于椭圆星系和螺旋星系之间的过渡形态。它们被归类为哈勃分类S0型，具有模糊的螺旋臂和椭圆形的恒星晕。（棒状透镜星系在哈勃分类中被归类为SB0。）
除了上述分类外，还有一些星系无法轻易归类为椭圆星系或螺旋星系。这些星系被称为不规则星系。Irr-I星系具有一定的结构，但不能完全符合哈勃分类体系。Irr-II星系没有任何类似于哈勃分类的结构，可能是受到干扰的。附近的不规则（矮）星系的例子包括麦哲伦云。
尽管大型椭圆星系和螺旋星系很突出，但宇宙中大多数星系似乎都是矮星系。与其他星系相比，这些星系相对较小，大约是银河系大小的百分之一，只包含几十亿颗恒星。最近发现了一些超紧凑矮星系，其直径只有100秒差距。许多矮星系可能绕着一个更大的星系运行；银河系至少有12个这样的卫星，估计还有300-500个尚未被发现。
银河系
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银河系是太阳系所在的星系。肉眼能辨别出的所有恒星都属于银河系，但除了这些相对较近的恒星之外，银河系看起来像一条模糊的白色光带，拱形地环绕着整个天球。光线来自星系平面内的恒星和其他物质。光带中的黑暗区域，如大裂缝和煤袋，对应于来自遥远恒星的光线被暗星云阻挡的区域。
银河系的中心位于人马座方向，在那里银河系看起来最亮。从人马座开始，银河系似乎向西穿过天蝎座、天坛座、矩尺座、南三角座、圆规座、半人马座、苍蝇座、南十字座、船底座、船帆座、船尾座、大犬座、麒麟座、猎户座、双子座、金牛座、御夫座、英仙座、仙女座、仙后座、仙王座和天龙座、天鹅座、狐狸座、箭座、天鹰座、蛇夫座、盾牌座，最后回到人马座。银河系将夜空大致分成两个相等半球的事实表明，太阳系位于银河平面附近。
银河系由一个棒状的核心区域组成，周围环绕着一个由气体、尘埃和恒星组成的圆盘，形成了四个明显的旋臂结构，以对数螺旋形向外延伸。银河系内的质量分布与SBbc哈勃分类十分相似，这是一个棒状螺旋星系，其旋臂相对松散地卷曲。
银河盘在银河中心向外凸起，直径在70,000到100,000光年之间。太阳到银河中心的距离估计为26,000±1,400光年。
银河中心包含一个紧凑的物体，其质量非常大，这是通过中心周围物质的运动确定的。名为人马座A*的强烈的无线电源被认为是银河系的中心，最近被确认是一个超大质量黑洞。
星系棒的长度估计约为27,000光年，穿过其中心，与太阳到银河系中心的连线成44±10度的角。它主要由红巨星组成，被认为是古老的恒星。星系棒周围是一个名为“5千秒差距环”的环，包含着银河系中大部分的分子氢，以及银河系大部分的恒星形成活动。从仙女座星系看，它将是我们星系中最亮的特征。
银河系拥有两个主要的恒星旋臂：英仙臂和人马-南十字臂。另外两个较长的旋臂是人马臂和天鹅臂，有时被称为外臂。人马臂和英仙臂之间是猎户臂，这是一个包含太阳系的较小旋臂。所有这些特征都位于银河盘上，即圆盘星系（螺旋星系和棒状螺旋星系）的螺旋、棒状结构和圆盘所在的平面。银河盘（特别是螺旋臂，代表着高密度的区域）正在进行活跃的恒星形成。疏散星团也主要出现在银河盘中，还有H II区。
银河盘周围环绕着一个由老恒星和球状星团组成的球状晕，其中90%位于100,000光年以内，表明恒星晕的直径为200,000光年。然而，也发现了一些更远的球状星团，例如PAL 4和AM1，距离银河中心超过200,000光年。大约40%的这些星团位于逆行轨道上，这意味着它们运动方向与银河系的自转方向相反。
银河系和仙女座星系是一个巨大的螺旋星系的双星系统，属于一个包含50个紧密结合的星系的群体，称为本星系群，而本星系群本身又是室女座超星系团的一部分。
本星系群中还有两个较小的星系和一些矮星系围绕银河系运行。其中最大的是大麦哲伦云，直径为20,000光年。它有一个紧密的伴星，小麦哲伦云。麦哲伦流是连接这两个小星系的一条奇特的中性氢气流。人们认为，这条气流是在麦哲伦云与银河系的潮汐相互作用中被拉出来的。
一些绕银河系运行的矮星系包括大犬座矮星系（最靠近银河系的）、人马座矮椭圆星系、小熊座矮星系、雕具座矮星系、六分仪座矮星系、天炉座矮星系和狮子座I矮星系。银河系中最小的矮星系直径只有500光年。这些包括船底座矮星系、天龙座矮星系和狮子座II矮星系。可能还有一些尚未被发现的矮星系，它们与银河系之间存在引力束缚，还有一些已被银河系吸收，例如ω星团。通过避开区进行的观测经常发现新的遥远和附近的星系。一些主要由气体和尘埃组成的星系也可能迄今为止躲过了观测。
目前的测量结果表明，仙女座星系正在以每秒100到140公里的速度向我们靠近。银河系可能在30到40亿年后与它发生碰撞，具体时间取决于星系之间相对运动的未知横向分量的重要性。如果它们发生碰撞，星系内的单个恒星不会发生碰撞，而是两个星系将在大约10亿年的时间内合并成一个单一的椭圆星系。
星座
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星座是由天体（通常是恒星）组成的群体，它们看起来在天空中形成一个图案。今天的 астрономы仍然使用这个术语，尽管目前的体系主要将星座视为天球的网格状区域，而不是图案。一个没有正式归类为星座的星形图案被称为星群。一个著名的例子就是北斗七星，这是一个星群，国际天文联合会（IAU）没有使用这个术语，因为这些恒星被认为是大熊座的一部分。
1922年，亨利·诺里斯·罗素帮助IAU将天球划分为88个正式星座。通常情况下，这些现代星座与其希腊罗马祖先的名称相同，例如猎户座、狮子座和天蝎座。虽然这些天体结构最初与神话中的事件、生物或人物有关，但在指南针发明之前，将夜空划分成可识别的图案对于早期的陆地和海上航行至关重要。随着天文学技术的发展，从基于图案的星座体系转向基于区域映射的体系变得很重要，这导致了一些历史上的星座变得过时。
1930年，尤金·德尔波特沿赤经和赤纬的垂直和水平线设计了88个正式星座之间的边界。其中37个属于北半球，51个属于南半球。然而，他使用的数据来自公元1875.0的历元，当时本杰明·A·古尔德首次提出为天球指定边界的建议，德尔波特将以此建议为基础进行他的工作。由于岁差的影响，现代星图（例如公元2000.0的历元）上的边界已经略微倾斜，不再完全垂直或水平。这种影响将在未来几年和几个世纪内不断增加。
星座中的恒星很少在物理上相互关联，它们从地球上看起来很靠近，但实际上它们之间相隔着光年。然而，也有一些例外：在大熊星座中，北斗七星几乎完全由彼此靠近的恒星组成，它们属于一个称为大熊移动星群的恒星群。
在西方世界，北半球的天空传统上被划分为星座，这些星座是基于古希腊人描述的星座。最早的关于星座的古希腊著作是星神神话的书籍。其中最古老的是由赫西俄德在公元前八世纪左右创作的一首诗，现在只留下了片段。现存最完整的关于星座神话起源的著作是亚历山大时期被称为伪埃拉托色尼的作家和一位早期的罗马作家被称为伪希吉努斯。在公元 2 世纪，希腊天文学家托勒密在他的有影响力的著作《天文学大成》中详细描述了星座。
在近代和发现时代，当欧洲科学家观察和绘制南半球的恒星时，南半球的天空被划分为许多小的新的星座，这些星座是在以前的天文学家不知道的“空”区域创建的。这些星座中的许多代表了 16-18 世纪发明的技术仪器。
一些星座被黄道带穿过。黄道带是指太阳在一年中在天空中运行的视运动轨迹，它看起来在相对于（几乎）固定的恒星的假想球面——天球——上向东移动。更准确地说，它是天球与黄道面的交点，黄道面是指包含地球绕太阳平均轨道的几何平面。由于地球的自转轴不垂直于其轨道平面，赤道平面不平行于黄道面，而是与黄道面成大约 23°27' 的夹角，这被称为轴倾角（或黄道倾角）。
黄道带是称为黄道的区域的中心，黄道是围绕黄道带两侧 9° 的区域；月球和行星总是位于这个区域。传统上，这个区域被划分为 12 个符号，每个符号占 30° 经度。按照传统，这些符号以跨越黄道的 13 个星座中的 12 个星座命名。黄道星座被转化为“符号”，用于占星术。
区分黄道符号和与它们相关的星座很重要，不仅因为它们由于春分岁差而逐渐漂移，而且还因为物理星座由于其形状和形式的多样性而占据了黄道带的不同宽度。因此，室女座占据的黄道经度是天蝎座的五倍。另一方面，黄道符号是对物理星座的抽象化，旨在代表完整的圆圈的十二分之一，或者太阳大约在 30.4 天内运行的经度。