从北纬 40 度观测天空 / 导言

从北纬 40 度观测天空

恒星

恒星是由引力束缚在一起的巨大的发光等离子体球体。恒星在星际介质中密度较高的延伸区域形成，虽然其密度仍然低于地球真空室内部的密度。这些区域被称为分子云，主要由氢组成，约占 23% 到 28% 的氦，以及一小部分较重的元素。

恒星的形成始于分子云内部的引力不稳定性，通常由超新星（大质量恒星爆炸）的冲击波或两个星系的碰撞（如在星暴星系中）触发。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，它就开始在自身引力作用下坍缩。当云坍缩时，密集的尘埃和气体个体团聚形成所谓的 Bok 球状体。当球状体坍缩并密度增加时，引力能转化为热量，温度升高。当原恒星云大致达到流体静力平衡的稳定状态时，在核心处形成一颗原恒星。这些前主序星通常被一个原行星盘包围。引力收缩阶段持续约 1000 万到 1500 万年。

恒星大约在其生命周期的 90% 时间内将氢聚变为氦，在核心附近进行高温高压反应。这种恒星被称为处于主序星（MS）上，被称为矮星。从零龄主序星（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，恒星会缓慢地升温并增加亮度。恒星在主序星上停留的时间主要取决于它拥有的燃料量和它聚变燃料的速率，即它的初始质量和它的亮度。大恒星消耗燃料的速度非常快，寿命很短。小恒星（称为红矮星）消耗燃料的速度非常慢，可以持续数十亿到数百亿年。在生命的最后阶段，它们只是变得越来越暗淡。然而，由于这种恒星的寿命大于宇宙当前的年龄（137 亿年），预计还没有红矮星达到这种状态。

当质量至少为 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后，聚变会在一个围绕着由碳和氧组成的热核心的外壳中继续进行。然后，恒星遵循一条平行于原始红巨星阶段的演化路径，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。一旦核心中的这种燃料耗尽，它们就可以继续聚变比氦更重的元素。最后阶段是当恒星开始产生铁时到达。由于铁核比任何更重的核都更紧密地结合在一起，如果它们被聚变，它们不会释放能量。同样，由于它们比所有较轻的核都更紧密地结合在一起，因此裂变不会释放能量。在相对古老的超大质量恒星中，一个大的惰性铁核心会在恒星中心积聚。这些恒星中较重的元素可以进入表面，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，会剥离其外层大气。

一颗演化的中等大小的恒星现在会将其外层以行星状星云的形式抛射出去。如果在抛射掉外层大气后剩下的部分小于 1.4 个太阳质量，它会缩小到一个相对较小的天体（大约地球大小），其质量不足以进行进一步的压缩，被称为白矮星。

在更大的恒星中，聚变会持续进行，直到铁核心长大到一定程度（超过 1.4 个太阳质量），以至于它再也无法支撑自己的质量。这个核心会突然坍缩，因为它的电子被驱动进入它的质子，在逆 β 衰变或电子俘获的爆发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，以至于它们可能会短暂地超过恒星整个宿主星系的亮度。当它们出现在银河系内时，超新星历史上一直被肉眼观察者观察到，作为“新星”，在那里以前没有恒星。恒星中的大部分物质被超新星爆炸吹走，形成细丝。剩下的部分将变成中子星（它有时表现为脉冲星或 X 射线爆发器），或者，对于最大的恒星（留下大约 4 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，这些重元素可以在新的恒星形成过程中被回收利用。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起着重要作用。

恒星按其光谱特征进行分类。恒星的光谱类别是恒星的一个指定类别，描述了其色球的电离程度，恒星光中最突出的原子激发是什么，提供了色球温度的客观测量。来自恒星的光通过衍射光栅对其进行分析，将入射光子细分为光谱，显示彩虹色，其间散布着吸收线，每条线都表示某种化学元素的特定离子。在这样的吸收光谱中，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。如果恒星温度已经通过大多数吸收线确定，则特定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 星是最热的，字母序列表示从最热的 O 类到最冷的 M 类，依次表示温度越来越低的恒星。根据非正式传统

O 星是“蓝色”；
B 星是“蓝白色”；
A 星是“白色”；
F 星是“黄白色”；
G 星是“黄色”；
K 星是“橙色”；
M 星是“红色”。

即使观察者感知的实际恒星颜色可能会偏离这些颜色，具体取决于视觉条件和观察到的单个恒星。

在当前的恒星分类系统中，光谱字母由一个从0 到9 的数字增强，表示两个恒星类别之间的十分之一，因此 A5 是 A0 和 F0 之间的五分之五，但 A2 是 A0 到 F0 的整个范围的十分之二。

此系统中包含的另一个维度是亮度类别，用罗马数字I、II、III、IV 和V表示，表示恒星光谱中某些吸收线的宽度。研究表明，该特征是恒星大小的通用度量，因此也是恒星总光度输出的度量。

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是主序星。

在这个分类系统下，我们的太阳的光谱类型是 G2V，可以解释为“一颗朝‘橙色’方向移动的‘黄色’主序星”。

最常用的最亮恒星的命名法是拜耳命名法。使用该系统命名的恒星显示希腊字母，后面是其母星座的拉丁名所有格形式。在字母“ω”之后，使用小写拉丁字母，然后使用大写拉丁字母。

双星

双星是指两颗从地球上看通过光学望远镜观察时，在天空上显得彼此靠近的恒星。这种情况可能发生是因为这对恒星形成了双星，即一个相互绕轨道运行的双星系统，引力束缚在一起，或者是因为它是一个光学双星，即两颗在天空上随机排列的恒星，它们位于不同的距离上。

双星是指由两颗绕共同质心运行的恒星组成的恒星系统。较亮的恒星被称为主星，而另一颗被称为伴星、伴星或次星。双星根据其观察方式分为四种类型：目视双星，通过目视观察；光谱双星，通过光谱线的周期性变化；测光双星，通过由日食引起的亮度变化；或天体测量双星，通过测量一颗恒星的位置因不可见伴星而产生的偏差。

目视双星是指两颗恒星之间的角距离足够大，可以在地面望远镜甚至高倍双筒望远镜中被观测到，并被识别为双星的恒星系统。双星中亮度较高的恒星称为主星，亮度较低的恒星称为伴星。一种特殊的双星系统被称为食双星，在这种系统中，两颗恒星的轨道平面几乎与观测者的视线方向重合，因此会发生相互掩食的现象。如果这个双星系统也是光谱双星，并且已知其视差，那么它对于恒星分析非常有价值。食双星表现为变星，并非因为单个恒星的亮度变化，而是由于掩食造成的。

一个恒星系统可以由三个或更多个彼此之间受引力束缚的恒星组成。在这种情况下，该系统被称为多星系统。

变星

变星是指亮度随时间发生变化的恒星。许多（也许大多数）恒星的亮度都会发生一定程度的波动：例如，我们太阳的能量输出在 11 年的太阳活动周期中会变化约 0.1%，相当于亮度变化千分之一。

变星可以是内禀变星或外禀变星。内禀变星是指亮度变化是由恒星本身物理性质的变化引起的。这类别可以分为三个子类：

脉动变星：这类恒星在自然演化过程中会发生半径交替膨胀和收缩。经典造父变星、半规则变星和米拉变星都属于这个子类。
爆发变星：这类恒星表面会发生爆发，例如耀斑或物质抛射。年轻的主序前恒星、沃尔夫-拉叶星、亮蓝变星和仙后座 γ 变星都属于这个子类。
灾变变星或爆发变星：这类恒星的性质会发生灾变性变化，例如新星和超新星。

外禀变星是指亮度变化是由外部因素引起的，例如自转或掩食。这类别主要分为两个子类：

食双星：两颗恒星彼此绕转，从地球的角度观察，它们偶尔会发生相互掩食。
自转变星：这类恒星的亮度变化是由其自转相关的现象引起的。例如，具有极端“太阳黑子”的恒星，这些黑子会影响其视亮度；或者自转速度很快的恒星，导致其形状变得椭圆形。

疏散星团

疏散星团是一群最多几千颗恒星，它们具有相同的起源和相似的年龄。它们通过相互之间的引力作用松散地束缚在一起，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相遇而变得分散，导致它们位于银河系主体内部，并且由于内部的近距离相遇而损失了星团成员。

疏散星团的形成始于巨分子云的部分坍缩，巨分子云是寒冷致密的 gas 云，质量高达太阳质量的数千倍。许多因素可能会触发巨分子云（或其一部分）的坍缩，并引发恒星形成爆发，最终形成疏散星团，包括来自附近超新星的冲击波和引力相互作用。一旦巨分子云开始坍缩，恒星形成过程就会通过云层不断分裂成越来越小的团块，最终形成数百颗或一千颗恒星。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一次。

恒星形成开始后，最热、质量最大的恒星（O 型和 B 型光谱类别的恒星，集中在OB 协会中）将发出大量的紫外线辐射。这种辐射迅速电离了巨分子云周围的 gas，形成了HII 区。来自大质量恒星的恒星风和辐射压力开始驱散 gas；几百万年后，星团将经历第一次超新星爆发，这也会将 gas 从系统中驱散出去。几千万年后，星团将被剥夺 gas，不再发生恒星形成。通常，在气体消散之前，星团中最初只有不到 10% 的气体会形成恒星。

通常，OB 协会以它们所在的星座命名；OB 协会的典型名称是星座的主格 + OB + 数字。研究 OB 协会对于了解我们银河系和其他星系中发生的恒星形成过程非常重要。

由于疏散星团往往在大多数恒星达到生命终点之前就分散了，因此它们的亮度主要由年轻、热、蓝色的恒星主导。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。一些疏散星团包含热蓝色的恒星，这些恒星似乎比星团中的其他恒星年轻得多。这些蓝色流浪星也存在于球状星团中，而且在球状星团的致密核心，人们认为它们是在恒星碰撞时形成的，形成了一颗更热、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，恒星碰撞无法解释观测到的蓝色流浪星数量。相反，人们认为，大多数蓝色流浪星可能是由恒星与其他恒星之间的动力学相互作用造成的，导致双星系统合并成一颗恒星。

许多疏散星团本身不稳定，质量很小，以至于系统的逃逸速度低于组成恒星的平均速度。这些星团将在几百万年内迅速分散。在许多情况下，星团形成过程中由热年轻恒星的辐射压力驱散 gas 会降低星团质量，从而导致星团迅速分散。一旦周围星云蒸发，具有足够质量以引力束缚的星团可以保持数千万年的独立存在，但随着时间的推移，内部和外部过程也会导致星团分散。在内部，星团成员之间的近距离相遇通常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松散之后，许多组成恒星仍然会沿着相似的轨迹在太空中运动，被称为星协、运动星团或运动星群。大熊座“北斗七星”中最明亮的几颗恒星是曾经属于一个疏散星团的成员，现在形成了这样一个星协，在这种情况下，就是大熊座运动星群。最终，它们略微不同的相对速度将使它们分散在整个星系中。如果我们发现其他看似无关的恒星具有相似的速度和年龄，那么更大的星团就被称为星流。

银河系中已知的疏散星团超过 1000 个，但实际数量可能高达这个数字的十倍。在螺旋星系中，疏散星团总是出现在螺旋臂中，那里 gas 密度最高，因此大多数恒星形成都在那里发生，而且星团通常在它们有时间走出螺旋臂之前就分散了。疏散星团强烈地集中在银河系平面上方，在我们银河系中的尺度高度约为 180 光年，而银河系的半径约为 10 万光年。

球状星团

球状星团是指绕星系核心运行的卫星状球形恒星集合体。球状星团由引力紧密束缚在一起，这赋予了它们球形形状，并且在中心区域具有相对较高的恒星密度。尽管看起来球状星团包含了银河系中最先形成的一些恒星，但它们的起源及其在星系演化中的作用仍不清楚。有一点很清楚，球状星团与矮椭圆星系有显著差异，它们是在母星系恒星形成过程中形成的，而不是作为独立星系形成的。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截然不同的物体类型。

与疏散星团不同，大多数球状星团在引力上保持束缚的时间段与大多数恒星的寿命相当。然而，当与其他大质量天体发生强潮汐相互作用导致恒星分散时，这可能是一个例外。

目前，球状星团的形成仍然是一个知之甚少的现象。尚不清楚球状星团中的恒星是单一世代形成的，还是在几亿年的时间跨度内跨越多个世代形成的。然而，与许多球状星团的年龄相比，这个恒星形成时期相对短暂。对球状星团的观测表明，这些恒星结构主要出现在恒星形成效率高的区域，并且那里星际物质的密度比普通恒星形成区域更高。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。球状星团形成后，其中的恒星开始相互之间发生引力相互作用。

大多数星团随着距离的缩短而亮度稳步增加，直到距核心一定距离时亮度才趋于稳定。通常，这个距离约为核心 1-2 秒差距。然而，约 20% 的球状星团经历了一个被称为“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。人们认为，核心坍缩发生在球状星团中质量较大的恒星与质量较小的伴星发生碰撞时。由于这些相遇，质量较大的恒星往往会损失动能，并开始向核心沉降。经过漫长的时间，这导致大量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。由于这些偶然相遇，一些奇特的恒星类别，例如蓝色流浪星、毫秒脉冲星和低质量 X 射线双星，在球状星团中更为常见。蓝色流浪星是由两颗恒星合并形成的，可能是由于与双星系统相遇造成的。合并后的恒星的温度比星团中具有相同亮度的其他恒星更高，因此与星团开始形成时的主序星不同。

在我们的银河系中，大多数球状星团都位于银河系的中心附近，绝大部分位于以银河系中心为中心的天空区域，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。大型星系可能有更多：例如，仙女座星系可能拥有多达 500 个球状星团。一些巨大的椭圆星系，特别是那些位于星系团中心的星系，比如 M87，拥有多达 13,000 个球状星团。这些球状星团绕着星系运行，半径可达 40 千秒差距（约 131,000 光年）或更远。本地星系群中每个质量足够大的星系都有一个相关的球状星团群，并且几乎每个被观测到的大型星系都被发现拥有一个球状星团系统。

人马座矮星系和巨犬座矮星系是银河系的两颗小卫星星系，它们似乎正在将它们相关的球状星团（如帕洛马 12）捐赠给银河系。这表明银河系中的许多球状星团是在过去从其他星系中获得的。

明亮的星云

明亮的星云（或弥漫星云）是由尘埃、氢气、氦气和其他电离气体组成的星际云。许多星云或恒星是由星际介质（ISM）中气体引力坍缩形成的。随着物质在自身重力作用下坍缩，中心可能会形成大质量恒星，它们发出的紫外线辐射会电离周围的气体，使其在光学波长下变得可见。

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

H II 区是一个大型的气体和电离气体云，它在最近发生恒星形成的地方，密度较低，发光。H II 区的前身是巨型分子云（GMC）。巨型分子云是一个寒冷而密集的云，主要由分子氢组成。巨型分子云可以长时间保持稳定状态，但超新星产生的冲击波、云之间的碰撞以及磁场相互作用都会触发云的一部分坍缩。当这种情况发生时，通过云的坍缩和碎裂过程，恒星形成就会发生。

星云中诞生的质量最大的恒星将达到足够高的温度，可以电离周围的气体。在电离辐射场形成后不久，高能光子会产生一个电离前沿，它以超音速穿过周围的气体。离电离恒星越远，电离前沿速度越慢，而新电离气体的压力会使电离体积膨胀。最终，电离前沿速度减慢到亚音速，并被星云膨胀引起的冲击波超越。

H II 区的寿命大约为几百万年；来自年轻热恒星的辐射压最终会将大部分气体推开。事实上，整个过程往往非常低效，在其余气体被吹走之前，H II 区中只有不到 10% 的气体形成了恒星。此外，最重的恒星的超新星爆炸也会导致气体损失，这将在仅仅 1-2 百万年后发生。

螺旋星系和不规则星系包含大量的 H II 区，而椭圆星系几乎没有 H II 区。在螺旋星系中，包括银河系，H II 区集中在旋臂上，而在不规则星系中，它们则混乱地分布着。一些星系包含巨大的 H II 区，其中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，但碰撞星系中的巨型分子云和 H II 区却被强烈地扰动。在这种情况下，会触发巨大的恒星形成爆发，速度如此之快，以至于大部分气体被转化为恒星，而不是正常的 10% 或更少。

银河系中一些最明亮的 H II 区可以用肉眼看到，比如著名的猎户座星云、船底座星云和礁湖星云。

反射星云

反射星云是由尘埃或气体组成的云，它反射附近恒星的光线。附近恒星或恒星发出的能量不足以电离星云的气体，从而形成发射星云，但足以提供足够的散射，使尘埃变得可见。因此，反射星云显示的频谱（以及颜色）与照亮它们的恒星相似。

许多反射星云呈现深蓝色；这是因为热的蓝色恒星有足够的能量来照亮远处的小团气体，这些气体位于这些恒星形成的巨大云的边缘，而且蓝色光的散射比红色光的散射更有效（这是使我们看到蓝色天空和红色日落的相同散射过程）。

反射星云的例子有猎户座中的 M78 和围绕昴宿星团恒星的小块星云。

超新星遗迹

超新星遗迹（SNR）是由恒星在超新星爆发后形成的结构。超新星遗迹被一个膨胀的冲击波包围，由爆炸中喷射出的物质、以及它在途中扫过并冲击的星际物质组成。

超新星有两种可能的途径：要么一颗大质量恒星可能耗尽燃料，停止在其核心产生聚变能量，并在自身重力的作用下向内坍缩形成中子星或黑洞；要么一颗白矮星可能从伴星中积累（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% 的速度（大约 3,000 公里/秒）喷射出大部分或全部恒星物质。当这些物质与周围的星周或星际气体发生碰撞时，它会形成冲击波，可以将气体加热到高达 1000 万开尔文的温度，形成等离子体。

超新星遗迹通常呈现壳状形状和许多气体细丝；超新星爆炸产生的冲击波可能会清理周围的环境，形成一个密度非常低的星际介质超级气泡。

超新星爆炸可以提供压缩附近巨型分子云所需的冲击波，创造出恒星形成的条件。

超新星遗迹的例子有金牛座中的 M1（蟹状星云）、天鹅座中的面纱星云和船帆座中的船帆座星云。

最著名和最受关注的年轻超新星遗迹是由 SN 1987A 形成的，它是在 1987 年出现在大麦哲伦星云中的超新星（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，它是在银河系中心发现的，估计是在 140 年前发生的超新星。

行星状星云

行星状星云是一种发射星云，由某些类型恒星在其生命后期渐近巨星支阶段喷射出的膨胀发光电离气体壳组成。这个名字的由来是因为它们在小型光学望远镜中看起来像巨大的行星，但与太阳系的行星无关。

质量超过 8 个太阳质量的恒星很可能以壮观的超新星爆炸结束其生命。行星状星云可能是中等质量和低质量恒星（质量低至 0.8 个太阳质量）死亡的结果。中等质量和低质量恒星在其主序星阶段经历数千万年到数十亿年后，会耗尽核心中的氢。当它们耗尽氢时，核心的压缩会导致温度升高。作为对核心极高温度的反应，恒星的外层会大幅膨胀并变得更冷。恒星会变成红巨星。核心会继续收缩并加热，当其温度达到 1 亿开尔文时，氦核开始聚变成碳和氧。聚变反应的恢复阻止了核心的收缩。氦燃烧很快形成一个由碳和氧组成的惰性核心，周围环绕着氦燃烧层和氢燃烧层。

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，这再次降低了反应速率。巨大的脉动累积起来，最终变得足够大，足以将整个恒星大气抛向太空。这些喷射的气体在现在暴露的恒星核心周围形成一个物质云。随着越来越多的恒星大气远离恒星，越来越深、温度越来越高的层暴露出来。当暴露的表面温度达到约 30,000 开尔文时，会发射出足够的紫外线光子来电离喷射的大气，使其发光。在这个过程的最后，云最终变成了行星状星云。

行星状星云在星系演化中起着非常重要的作用。早期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，行星状星云的气体包含大量碳、氮和氧等元素，当它们膨胀并融入星际介质时，会用这些重元素来丰富星际介质，这些重元素被天文学家统称为金属。随后形成的恒星将具有更高的初始重元素含量。即使重元素仍然是恒星中非常小的组成部分，它们也会对其演化产生显著影响。在宇宙早期形成的含有少量重元素的恒星被称为第二星族星，而含有较高重元素的年轻恒星被称为第一星族星。

在我们银河系中，在 2000 亿颗恒星中，目前已知有大约 3000 个行星状星云。与恒星总寿命相比，它们非常短的寿命解释了它们的稀有性。它们主要分布在银河系的银盘附近，在银河系中心附近的浓度最大。行星状星云也被发现是四个球状星团的成员：M15、M22、NGC 6441 和帕洛玛 6。然而，根据一致的距离、红化和径向速度，尚未发现开放星团中存在行星状星云的确定案例。

只有大约 20% 的行星状星云是球对称的。存在各种各样的形状，其中一些呈现出非常复杂的形态。不同的作者将行星状星云分类为：恒星型、圆盘型、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属于以下三种类型：球形、椭圆形和双极形。最后一种类型的星云显示出对银河系的平面有最强烈的集中度，因此它们的祖先都是相对年轻的大质量恒星。另一方面，球形星云可能是类似于太阳的老恒星产生的。

行星状星云的一个例子是水瓶座的螺旋星云，它也是天空中最大的行星状星云，因为它的距离较近。另一个例子是天琴座的环状星云（M57）。

星系

星系是一个巨大的、受引力束缚的系统，它由恒星和恒星残骸、星际介质气体尘埃以及一个重要的、但鲜为人知的被称为暗物质的组成部分组成。这个名字来自希腊语根词 galaxias，字面意思是“乳白色”，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，该序列基于星系的视觉形态类型。由于哈勃序列完全基于视觉形态类型，它可能忽略了星系的一些重要特征，例如恒星形成速率（在星暴星系中）和核心活动（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，范围从E0（几乎是球形的）到E7（高度拉长的）。这些星系具有椭球形的轮廓，无论从哪个角度观察，都呈现出椭圆形。它们的形状显示出很少的结构，并且通常具有相对少量的星际物质。因此，这些星系也具有较少的疏散星团和较低的恒星形成率。相反，它们主要由通常较老、演化程度更高的恒星组成，这些恒星以随机的方向围绕共同的重心运行。从这个意义上说，它们与小得多的球状星团有一些相似之处。

最大的星系实际上是巨大的椭圆星系。许多椭圆星系被认为是在星系相互作用、碰撞和合并后形成的。它们可以长到巨大的尺寸（例如，与螺旋星系相比），并且巨大的椭圆星系通常位于大型星系团的核心附近。星暴星系是这种星系碰撞的结果，它会导致椭圆星系的形成。

螺旋星系由一个旋转的恒星和星际介质圆盘组成，以及一个通常由较老的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），该字母表示旋臂的紧密程度和中心隆起的尺寸。Sa 星系具有紧密缠绕、定义不明的旋臂，并且具有相对较大的核心区域。在另一个极端，Sc 星系具有开放、定义明确的旋臂和较小的核心区域。

在螺旋星系中，旋臂确实具有近似对数螺旋的形状，这种模式可以通过理论证明是由于均匀旋转的恒星质量的扰动造成的。与恒星一样，旋臂也围绕中心旋转，但它们以恒定的角速度旋转。旋臂被认为是高密度物质或“密度波”区域。当恒星穿过旋臂时，每个恒星系统的空间速度会受到更高密度的引力的影响。（恒星离开旋臂的另一侧后，速度会恢复正常。）这种效应类似于“减速波”沿着充满移动汽车的高速公路移动。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而年轻的恒星。

大多数螺旋星系都具有线性、棒状的恒星带，从核心的两侧向外延伸，然后与旋臂结构合并。在哈勃分类方案中，这些棒旋星系用SB表示，后面跟着一个小写字母（a、b或c），表示旋臂的形式（与正常螺旋星系的分类方式相同）。棒被认为是暂时的结构，可能是由于从核心向外辐射的密度波，或者由于与另一个星系的潮汐相互作用而形成的。许多棒旋星系都是活跃的，这可能是由于气体沿着旋臂被引导到核心造成的。

还有许多其他形态的星系。例如，奇特星系是由于与其他星系的潮汐相互作用而发展出非典型特性的星系形成体。环状星系就是一个例子，它拥有围绕着裸露核心的一圈恒星和星际介质。据认为环状星系是在一个较小的星系穿过螺旋星系的核心的过程中形成的。这种事件可能影响了仙女座星系，因为它在红外辐射中显示出多环结构。

透镜星系是一种中间形式，它兼具椭圆星系和螺旋星系的特征。它们被归类为哈勃类型S0，它们拥有模糊的旋臂，以及由恒星组成的椭圆形晕。（棒状透镜星系的哈勃分类为SB0。）

除了上述分类之外，还有一些星系不能轻易地归类为椭圆形或螺旋形形态。这些星系被归类为不规则星系。Irr-I 星系具有一些结构，但与哈勃分类方案不完全一致。Irr-II 星系没有任何与哈勃分类类似的结构，并且可能已经受到破坏。附近的（矮）不规则星系例子包括麦哲伦星云。

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。与其他星系形成体相比，这些星系相对较小，只有银河系大小的百分之一，只包含数十亿颗恒星。最近发现的超致密矮星系，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；银河系至少有十几个这样的卫星，估计还有 300-500 个尚未被发现。

银河系

银河系是太阳系所在的星系。所有肉眼可见的恒星都属于银河系，但除了这些相对较近的恒星外，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。光来自于星系盘中存在的恒星和其他物质。光带中的黑暗区域，例如大裂缝和煤袋星云，对应于远处恒星的光被暗星云遮挡的区域。

银河系的中心位于人马座的方向，这里银河看起来最亮。从人马座看，银河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、仙王座和蝎虎座、天鹅座、狐狸座、箭座、天鹰座、蛇夫座、盾牌座，然后回到人马座。银河将夜空分成两个大致相等的半球这一事实表明，太阳系位于星系盘附近。

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，以对数螺旋形状向外旋转。星系内物质的质量分布与 SBbc 哈勃分类非常相似，这是一种棒旋星系，其旋臂相对松散。

银河盘在银河系中心向外凸起，直径介于 70,000 到 100,000 光年之间。太阳到银河系中心的距离估计为 26,000 ± 1,400 光年。

银河系中心存在一个紧凑的物体，根据围绕中心的物质运动确定，具有非常大的质量。名为人马座 A* 的强烈射电源被认为标志着银河系的中心，最近被证实是一个超大质量黑洞。

星系棒被认为约有 27,000 光年长，穿过其中心，与太阳和银河系中心连线成 44 ± 10 度角。它主要由红巨星组成，被认为是古老的恒星。棒状结构周围有一个名为“5 千秒差距环”的环，其中包含银河系中大部分的分子氢，以及银河系的大部分恒星形成活动。从仙女座星系观察，它将是我们自己星系中最明亮的特征。

银河系拥有两个主要的恒星臂：英仙座臂和人马-南十字臂。另外两个长臂是人马座臂和天鹅座臂，有时被称为外臂。在人马座臂和英仙座臂之间是猎户座支臂，一个包含太阳系的较小旋臂。所有这些特征都位于星系盘上，即盘状星系（旋涡星系和棒旋星系）的旋臂、棒状结构和圆盘存在的平面。活跃的恒星形成发生在圆盘中（尤其是在旋臂中，代表着高密度的区域）。疏散星团也主要出现在圆盘中，以及 H II 区。

银河盘周围环绕着一个球状的晕，其中包含古老的恒星和球状星团，其中 90% 位于 100,000 光年内，表明恒星晕的直径为 200,000 光年。然而，一些球状星团已经发现距离更远，例如 PAL 4 和 AM1，距离银河系中心超过 200,000 光年。大约 40% 的这些星团处于逆行轨道上，这意味着它们以与银河系自转相反的方向运动。

银河系和仙女座星系是巨型旋涡星系的双星系统，属于一个包含 50 个紧密结合的星系的星系群，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星云，直径为 20,000 光年。它有一个紧密的伴侣，小麦哲伦星云。麦哲伦星流是连接这两个小星系的奇特的氢气流。人们认为该星流是在麦哲伦星云与银河系的潮汐相互作用中被拉出来的。

一些围绕银河系运行的矮星系包括大犬座矮星系（最近的）、人马座矮椭球星系、小熊座矮星系、雕塑座矮星系、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。可能还存在一些未被探测到的矮星系，它们在动力学上与银河系相连，以及一些已经被银河系吸收的矮星系，例如 ω 星团。通过回避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至今尚未被探测到。

目前的测量表明，仙女座星系正在以每秒 100 到 140 公里的速度向我们靠近。根据星系相对运动中未知横向分量的重要性，银河系可能在 3 到 40 亿年内与仙女座星系发生碰撞。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 亿年的时间内合并形成一个单一的椭圆星系。

星座

星座是由天体（通常是恒星）组成的群组，这些天体看起来在天空中形成了图案。今天的 астрономы 仍然使用这个术语，但目前的系统主要关注星座作为天球的网格状部分，而不是作为图案。没有被正式归类为星座的星形图案被称为星群。一个著名的例子是北斗七星，这个术语没有被国际天文学联合会 (IAU) 使用，因为这些恒星被认为是大熊座这一更大星座的一部分。

1922 年，亨利·诺里斯·罗素帮助 IAU 将天球划分成 88 个官方星座。通常，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事件、生物或人物有关，但将夜空分类成可识别的图案对于早期在发现时代之前发明指南针之前的陆地和海上航行至关重要。随着天文学技术的进步，从以图案为基础的星座系统转向以区域映射为基础的系统变得很重要，这导致一些历史上的结构变得过时。

1930 年，欧仁·德尔波特根据赤经和赤纬的垂直和水平线，设计出了 88 个官方星座之间的边界。其中 37 个属于北半球，51 个属于南半球。然而，他使用的數據源于 B1875.0 纪元。当时本杰明·A·古尔德首次提出了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。这个早期日期的后果是，由于春分点的岁差，现代星图（例如 J2000 纪元）上的边界已经略微倾斜，不再完全垂直或水平。这种效应将在未来几年和几个世纪内不断增加。

一个星座内的恒星很少在物理上存在任何实质性的联系，它们在地球上看起来很接近，掩盖了它们实际上相距数光年的事实。然而，也有一些例外：在大熊座中，北斗七星几乎完全由彼此靠近的恒星组成，属于一个被称为大熊座移动星群的恒星群。

在西方世界，北半球的星空传统上按照古希腊人描述的那些星座划分。最早处理星座的古希腊著作是星系神话书籍。其中最古老的是赫西俄德在公元前 8 世纪左右创作的一首诗，现仅存片段。现存最完整的处理星座神话起源的著作是所谓的伪埃拉托斯特尼和被称为伪希吉努斯的早期罗马作家的著作。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方的恒星时，南方的星空被划分成许多小的新的星座，这些星座是在以前的天文学家所不知的“空白”区域中创造出来的。这些星座中的许多代表了 16 至 18 世纪发明的技术仪器。

一些星座被黄道穿过。黄道是太阳在一年中在天空中运行的视路径，看起来相对于（几乎）固定的恒星，在假想的球形表面（即天球）上向东移动。更准确地说，它是天球与黄道面的交点，黄道面是包含地球绕太阳运行的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，而是与其成约 23°27' 的角度，这就是所谓的轴倾斜（或黄道倾角）。

黄道是称为黄道带的区域的中心，该区域构成黄道两侧 9° 的带状区域；月亮和行星始终位于该区域内。传统上，该区域被划分为 12 个 30° 经度长的星座。根据传统，这些星座以黄道上的 13 个星座中的 12 个命名。黄道星座被转化为“星座”，用于占星术。

区分黄道星座和与之相关的星座非常重要，不仅因为由于春分点岁差导致它们彼此漂移，而且因为物理星座本身形状和形式各异，占据黄道带的宽度也各不相同。因此，处女座在黄道经度上的跨度是天蝎座的五倍。另一方面，黄道星座是从物理星座中抽象出来的，旨在代表完整的圆周的十二分之一，即太阳大约在 30.4 天内行进的经度。