河外星系

河外 星系 ：是指在 银河系 以外，由大量 恒星 组成的星系。因为距离遥远，在外表上都表现为模糊的光点，因而又被称为“河外星云”。河外星系与银河系一样也是由大量的恒星、 星团 、 星云 和 星际物质 组成。

人们又观测到大约10亿个同银河系类似的星系。按照它们的形状和结构，可以分为： 旋涡星系 、 棒旋星系 、椭圆星系和 不规则星系 。人们估计河外星系的总数在千亿个以上。最通用的河外星系分类法是1926年 哈勃空间望远镜 提出的。

河外星系的发现将人类的认识首次拓展到遥远的 银河系 以外，是人类探索 宇宙 过程中的重要里程碑。

研究简史

自从17世纪初望远镜发明后，人类视野拓展到越来越远的宇宙深处，天文学家们陆续发现了一些云雾状 天体 ，被称为 星云 。有的星云是气体的，有的被认为像银河系一样，是由许许多多 恒星 组成的 星系 ，由于距离 地球 太远，观测都分辨不清那些由大量恒星构成的朦胧天体。

18世纪， 德国 哲学家 伊曼努尔·康德 和 英国 天文学家赖特等人曾猜想这些星云是像 银河系 一样由 星座 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 仙女座星系 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 仙女星系 。

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 仙女座星系 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 NGC 6946 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 爱德文·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 仙女星系 ，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 范围，证明它是银河系之外的 星系 。此后， 哈勃空间望远镜 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 仙女座星系 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（ 仙女座星系 ）。随着望远镜口径的增大，观测技术的进步， 哈勃空间望远镜 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。

物理性质

星系结构

E系一般由核和晕组成。核又分为核球和核心。有些矮E系没有核。S系（包括SB）最复杂。

由于观测技术的改进，发现有的 透镜 状星系仍可看出有旋涡结构，实际上应该是Sa或SBa，但也有一部分SO和 SBO 至今看不出任何旋涡结构。

星系亮点

河外星系是面光源，人们可以测量它的表面亮度，研究表面亮度的变化规律。一般说来，物质密度越大，辐射就会越强，光度在星系视面上的变化情况反映了物质分布的情况。因此，研究亮度的变化规律，对了解星系的结构是很有价值的，不同类型星系的表面亮度是不相同，椭圆星系的亮度、 螺旋星系 的亮度、透镜状星系的亮度各有不同。

如果知道了河外星系的距离，从观测得到的视星角度等可以求得 绝对星等 ，或者光度。观测表明，河外星系的绝对星等弥散很大。其中椭圆 星系 的绝对星等弥散是最大，最亮的可以达到-22等，最暗的可以暗到-10等以下。旋涡星系和 不规则星系 的绝对星等相对说来弥散较小。

由于 星系 的亮度总是由中心向边缘渐暗，外边缘没有是明显界线，往往用不同的方法测得的结果也是不一样的。

星系质量

星系的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，大小质量的差竟达1亿倍。相比之下， 旋涡星系 质量居中，不规则星系一般较小。

星系光谱

河外星系是很复杂的 天体系统 ，它的光是它的各组成部分发出光的总和。因此，当把河外星系作为整体进行分光研究时，拍到的 莫妮卡·兰博 是它所有轨道组成部分的光谱的叠加。显然，组成部分不同，河外星系的光谱也不同。河外星系的组成和与它的类型是相关的，因此，不同类型的累积光谱是不同的。椭圆星系的累积光谱型最晚，大致相当于K型。

从椭圆星系到 不规则星系 ，累积光谱型越来越早。IVr型的累积光谱型同Sc型差不多，相当于A型或F型。不同类型的光谱的意味着它们的颜色也不同。从椭圆 星系 到不规则星系，色指数越来越小，就是说，椭圆星系最红，不规则星系 最蓝 。对 螺旋星系 来说，核球部分和 旋臂 部分的光谱和颜色有显著的不同：核球部分类似于椭圆星系，光谱型较晚，颜色较红，而旋臂部分的光谱型较早，颜色较蓝。

星系 的主要组成部分是 恒星 ，累积光谱主要是类似于恒星的 吸收光谱 。也有相当多的星系，光谱中除了吸收线外还有一些发射线。椭圆星系中有发射线的最少。从椭圆 星系 到 不规则星系 ，有发射线的星系所占的比例越来越大。对Sc系和Irr系来说，有发射线的占绝大多数。少数特殊河外星系的光谱主要就是发射线，吸收线很少，有的甚至完全没有吸收线。

星系内的恒星在运动，星系该身也有自转，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。根据物理学中的 多普勒效应 ，红移表明被观测的 天河体育中心 在空间视线方向上正在远离 地球 而去。1929年， 爱德文·哈勃 发现 星系 红移量与星系离地球的距离成正比。距离越远，红移量就越大。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。

星系分布

星 系在宇宙空间的总体分布是各个方向都一样，接三重星系。加上 仙女星系 等构成了该 星系群 。

星系分类

旋涡星系

旋涡星系 符号为S0，它具有一个核心部分，称为核球。核球外面是一个薄薄的圆盘。从核球外缘附近有两条或更多条 旋臂 向外延伸出去，极少发现有一条旋臂的。核球部分有的比较圆，有的比较扁，也可以用E0—E7来表示核球的形状。

旋涡星系还可以分为Sa、Sb、Sc等次型。分类的标准有两条旋臂的开展程度与核球的相对大小。Sa型核球的相对大小最大，旋臂缠得最紧；Sc型核球的相对大小最小，旋臂最开展。如果 旋涡星系 是“极向”的，即其对称轴与视线重合，它的旋涡特点就很容易看出来；如果对称轴与视线垂直，旋涡形状就不容易看出来。同时，由于 星系 对称面附近 星际物质 的 消光 作用，常可看到一条暗带。

多数 旋涡星系 有两条对称的 旋臂 ，如 猎犬座 旋涡星系 M51 、 三角座 旋涡星系（ M33 ）； 处女座 河外星系又称草帽状星系，是巨大的旋涡星系，从侧面看中央突出呈球形， 赤道 边缘呈盘状，四周有旋臂。但是一般说来，多旋臂常出现在星系外边缘，而且很短，缠得很紧。还有些 旋涡星系 的形状很特殊，例如有的有环状结构，有的旋臂极不规则，呈“V” 字形 等等。

棒旋星系

与 旋涡星系 平行的还有一类，称 棒旋星系 ，符号为SBb棒旋星系的特点是一个棒状物，棒的中心部分有核球， 旋臂 从棒的两端向外延伸出去。与 旋涡星系 类似，棒旋星系也可分成SBa、SBb、SBc等次型。

分类的依据与旋涡星系一样。SBa型的旋臂最不开展，看起来像 希腊 字母“θ”，核球最大。 SBc 型的旋臂最开展，像一个大写的 拉丁 字母“S”，核球也最小。

不规则星系

不规则星系 符号为I或In。它具有不规则的形状，又分为两个次型IrrI。IrrI型不规则星系中心没有核，看不出有旋转对称性，它的 恒星 组成类似于Sc，偶而隐约可以看见旋涡结构。IrrⅡ型则完全不规则，是一种特殊 天体 ，如著名的 M82 。

活动星系

活动星系，这是一些核心部分非常明亮而且有强烈活动的星系。核发出的光往往占星系总辐射的大部分。它又包括很多种类型如N星系、赛佛特星系等等。从星系数按类型的分布来看星系中 螺旋星系 （包括棒星系）所占比例最大，约60%以上， 不规则星系 占比例最少，仅占2%左右。

范登堡分类法

范登堡 按照 绝对星等 的大小把河外星大致系分为五类：超巨系、亮巨系、巨系、亚巨系和矮系。这五类分别以罗马字Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、V表示。基于此， 范登堡 提出了河外星系的二元分类法，是在 爱德文·哈勃 类型的基础上再加上光度型。这种分类法与 恒星 的二元光谱分类法很类似。

距离测定

标准烛光法

标准烛光 法的原理很简单。对于河外星系里的某些恒星或 星团 ，可以从观测中定出它们的 视星等 。同时，如果知道这些 天体 的 绝对星等 ，具体说来就是假定它们的绝对星等等于 银河系 里的对应天体的绝对星等，那么就可以按照 视星等 与绝对星等的关系算出它们的距离，这也就是它们所属的河外星系的距离。也可以把河外星系作为整体来看待，从观测中求出累积视星等，并假定其绝对星等等于某个平均值，从而求出距离。具体有如下几种方法：

利用 造父 变星 （包括 天琴 RR型变星）求距离。这是最准确可靠的方法。正因为如此， 造父变星 周光关系 零点 的确定才成为 天文学 中十分重要的任务。这个方法的缺点是，只有比较近的河外星系中才有可能分辨出造父变星来，对稍远一点的河外星系，这个方法不能用。

利用亮星求距离。在每个能够分辨出 恒星 的河外星系里总有一些最亮的恒星，它们是 O型星 、早B型星，佛耳夫一拉叶星，中晚型超巨星等。这些恒星的平均 绝对星等 是知道的。比如说，佛尔夫—拉叶星的绝对星是-4等到-6等，平均可取为-5等；最亮的 超巨星 的平均 绝对星等 可达-9等。这个方法很方便，因为在不太远的 星系 里一般总能找到一些亮星特别是超巨星，这个方法比 造父 变星 法能测得更远的距离，但由于绝对星等弥散较大，不如后者精确。

利用 新星 求距离。在一些河外星系里发现了许多新星。如果能从观测得到 新星 光极大时的 视星等 ，并假定光极大时的绝对星等等于 银河系 新星极大时的绝对星等，那么就可以求出距离来。此法的缺点是，发现新星的河外星系并不很多，因此不能普遍应用。

利用 超新星 求距离。方法与新星类似。由于超新星光极大时光度很大， 绝对星等 可达-17等至-19等，因此可以测到比较遥远的 星系 的距离。但是，由于光极大时的绝对星等弥散很大，因此测得距离误差也大。

利用 球状星团 的累积 星等 求距离。球状星团的绝对星等在- 5等至-10等之间，弥散太大。显然，若利用单个球状星团求距离，可靠性就太差。不过，一般在同一个星系里可观测到好多球状星团，对它们作某种平均，也可粗略地估计出距离来。

利用星系的累积星等求距离，这也是一种重要的方法。从观测中可以得到星系的累积 视星等 Mr，如果用其他方法求出星系的距离，这样就可以得到星系的累积 绝对星等 Mr。把所有用这种方法得到的Mr平均一下，得出一个平均值。对于待求距离的 星系 ，假定它的Mr就等于这个平均值，它的Mr可以由观测得到，这样就可算出距离来。在利用这种方法时往往需要把星系分门别类，而且，不仅是按椭圆星系、 旋涡星系 ……等分类，还需对每一种类型再按某种条件细分，使绝对星等的弥散尽可能地小，这样才能得到较可靠的结果。

红移法

红移：实验室 光源中同一 谱线 相比较， 天河体育中心 光谱线 向红 端位移的现象。用符号Z表示。

20世纪20年代，发现了一个具有重大意义的现象，除了离人们较近的三个 星系 （包括 仙女座星云 ）外，在所有星系的光谱型、 谱线 都向红端位移；而且星系越微弱，红移的数量越大。如果把谱线位移解释为 多普勒效应 ，那么从位移就可求出视向速度Vr。对于距离能从其它他法求得。

观测结果表明， Vr近似地和距离r成正比，即Vr=Hr式中r以百万秒差距为单位，Vr以千米里/秒单位，比例 常数 H称为 爱德文·哈勃 常数，以千米/秒·百万秒差距为单位。公式称为哈勃定律。这个公式除了对 类星体 尚有些争议外，对一般的河外星系是普遍适用的。对于未知的河外星系，如果能拍到足够清晰的光谱，并求出Vr，就可以利用公式求出距离。这个方法的优点是它对所有的 星系 普遍适用，特别是对于极遥远的河外 天河体育中心 ，其他方法都不能用。哈勃常数H的数值经常改动。

在1930年以前，H值定为528千米/秒·百万秒差距；1956年改为180；时下改到100以下，倾向于50— 60。这一点毫不奇怪，因为随着资料积累得越来越多，观测精度越来越高，H值也就越来越准确。

基本简介

17世纪，人们陆续发现了一些朦胧的天体，于是称它们为“ 星云 ”。星云（Nebula）包含了除 行星 和 彗星 外的几乎所有延展型 天体 。它们的主要成份是氢，其次是氦，还含有一定比例的金属元素和 非金属元素 。1990年 哈勃空间望远镜 升空 以来的研究还发现含有 有机化合物 等物质。

20世纪20年代， 美国 天文学家 爱德文·哈勃 在 仙女座大星云 中发现了一种叫作“ 造父变星 ”的 天体 ，从而计算出星云的距离，终于肯定它是 银河系 以外的 天体系统 ，称它们为“河外星系”。人类已经发现了超过100亿个河外星系。

名称由来

银河系以外还有许许多多的 天体 。在天空中有一种天体，用小型望远镜看，它几乎和银河系的 星云 差不多，不能分辨。如果用大望远镜看，就会发现，它们不是弥漫的气体和尘埃，而是可以分辨的一颗颗 恒星 组成的，形状也象一个旋涡。它们是与银河系类似的 天体 系统，距离都超出了银河系的范围，因此称它们为“河外星系”。 仙女座 星系就是位于仙女座的一个河外星系。

河外星系与 银河系 一样，也是由大量的恒星、 星团 、 星云 和 星际物质 组成。观测到的 星系 有1000亿个之多，如1518---1520年葡萄牙人麦哲伦环球航行到 南半球 ，在南天空肉眼发现了两个 黄河 外星云（河外星系）命名为： 大麦哲伦星系 和 小麦哲伦星系 ，它们是距银河系最近的河外星系，而且和银河系有物理联系，组成一个三重星系。

发现历程

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 NGC 2736 编制的 星表 中，编号为M31的星云在天文学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 内用肉眼找到它——一个模糊的 斑点 ，俗称 仙女座大星云 的。

如果假设这些 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 离我们十分遥远，远远超出了我们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。直到1924年， 美国 天文学家 爱德文·哈勃 用当时世界上最大的2.4米口径的望远镜在仙女座大星云的边缘找到了被称为“ 造父变星 ”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能定出 仙女星系 的准确距离，证明它确实是在 银河系 之外，也可以说像银河系一样，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 。

从河外星系的发现，可以反观我们的银河系。它仅仅是一个普通的 星系 ，是千亿星系家族中的一员，是 宇宙 海洋中的一个 小岛 ，是无限宇宙中很小很小的一部分。

主要分类

椭圆星系

星系分类法是 爱德文·哈勃 在1926年提出的，分为：

椭圆星系：外形呈正圆形或椭圆形，中心亮，边缘渐暗。按外形又分为E0到E7八种次型。椭圆星系是河外星系的一种，呈 圆球 型或椭球型。中心区最亮，亮度向边缘递减，对距离较近的，用大型望远镜望远镜可以分辨出外围的成员 恒星 。椭圆 星系 根据 哈勃空间望远镜 分类，按其椭率大小分为E0、E1、E2、 E3 、…、E7共八个次型，E0型是圆星系，E7是最扁的椭圆星系。同一类型的河外星系，质量差别很大，有巨型和矮型之分，其中以椭圆星系的质量差别最大。质量最小的矮椭圆星系和 球状星团 相当，而质量最大的超巨型椭圆星系可能是 宇宙 中最大的 恒星系统 ，质量范围约为 太阳 的千万倍到百万亿倍，光度幅度范围从 绝对星等 -9等到-23等。

椭圆星系质量光度比约为50~100，而 螺旋星系 的质光比约为2~15。这表明椭圆星系的产能效率远远低于旋涡星系。椭圆星系的直径范围是1~150千秒差距。总光谱型为K型，是 红巨星 的光谱特征。颜色比 旋涡星系 红，说明年轻的 成员星 没有旋涡星系里的多，由 星族 II 天体 组成，没有或仅有少量星际气体和星际尘埃，椭圆星系中没有典型的星族I天体 蓝巨星 。

关于椭圆 星系 的形成，有一种星系形成理论认为，椭圆星系是由两个旋涡扁平星系相互碰撞、混合、吞噬而成。 天文观测 说明，旋涡扁平星系盘内的 恒星 的年龄都比较轻，而椭圆星系内恒星的年龄都比较老，即先形成旋涡扁平星系，两个旋涡扁平星系相遇、混合后再形成椭圆星系。还有人用 计算机模拟 的方法来验证这一设想，结果表明，在一定的条件下，两个扁平星系经过混合的确能发展成一个椭圆星系。

加拿大 天文学家考门迪在观测中发现，某些比一般椭圆星系质量大的多的巨椭圆 星系 的中心部分，其亮度分布异常，仿佛在中心部分另有一小核。他的解释就是由于一个质量特别小的椭圆星系被巨椭圆星系吞噬的结果。但是，星系在 宇宙 中分布的密度毕竟是非常低的，它们相互碰撞的机会极小，要从观测上发现两个星系恰好处在碰撞和吞噬阶段是是非常困难的。所以，这种形成理论还有待人们去深入探索。

漩涡星系

星系分类法是 爱德文·哈勃 在1926年提出的，分为：

太阳系 所处的 银河系 是一个 漩涡星系 ，主要由质量和年龄不尽相同的数以千亿计的 恒星 和星际介质（气体和尘埃）所组成。它们大都密集地分布在银河系对称平面附近，形成银盘，其余部分则散布在银盘上下近于球状的银晕里。恒星和星际介质在银盘内也不是 均匀分布 的，而是更为密集地分布在由 银河 中心伸出的几个螺旋形 旋臂 内，成条带状。一般分布在旋臂内的恒星，年轻而富金属，并多与电离氢云之类的星际介质成协。而点缀在银晕里的恒星则是年老而 贫金属 的。其中最老的恒星年龄达150亿年，有的恒星早已衰老并通过 超新星 爆发将内部所合成的含有重元素的碎块连同灰烬一起降落到银盘上。

透镜星系

星系分类法是 爱德文·哈勃 在1926年提出的，分为：

在椭圆 星系 中，比E7型更扁的并开始出现旋涡特征的星系，被称为透镜星系。透镜星系是椭圆星系向 旋涡星系 或者椭圆星系向 棒旋星系 的过渡时的一种过度型星系。

不规则星系

外形不规则，没有明显的核和 旋臂 ，没有盘状对称结构或者看不出有旋转对称性的星系，用字母Irr表示。在全天最亮星系中， 不规则星系 只占5%。按星系分类法，不规则星系分为Irr I型和Irr II型两类。 I型的是典型的不规则星系，除具有上述的一般特征外，有的还有隐约可见不甚规则的棒状结构。它们是 矮星系 ，质量为 太阳 的一亿倍到十亿倍，也有可高达100亿倍太阳质量的。它们的体积小，长径的幅度为2~9千秒差距。

星族 成分和Sc型 螺旋星系 相似：O-B型星、 电离氢区 、气体和尘埃等年轻的 星族 I 天体 占很大比例。 II型的具有无定型的外貌，分辨不出 恒星 和 星团 等组成成分，而且往往有明显的尘埃带。一部分II型 不规则星系 可能是正在爆发或爆发后的星系，另一些则是受伴星系的 引力 扰动而扭曲了的星系。所以I型和II型 不规则星系 的起源可能完全不同。

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， 哈勃空间望远镜 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、 螺旋星系 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 处女座 河外星系等。

结构

不规则星系 谈不上结构。E系一般由核和晕组成。核又分为核球和核心。有些矮E系没有核。S系（包括SB）最复杂，有核心、核球、盘和晕，盘内又有 旋臂 。S0系和E系的主要差别是SO系有盘，SO系和S系的差别是SO系没有旋臂。

光谱

河外星系是很复杂的 天体系统 ，它的光是它的各组成部分发出光的总和。因此，当我们把河外星系作为整体进行分光研究时，拍到的光谱是它所有组成部分的光谱的叠加。显然，组成部分不同，导致河外 星系 的光谱也不同。河外星系的组成与它的类型有关，所以，不同类型的累积光谱是不同的。椭圆星系的累积光谱型最晚，大致相当于K型。

星系的主要组成部分是 恒星 ，累积光谱主要是类似于 恒星 的 吸收光谱 。但是，也有相当多的星系，光谱中除了吸收线外还有一些发射线。椭圆星系中有发射线的最少。从椭圆星系到 不规则星系 ，有发射线的的星系所占的比例越来越大。对Sc系和Irr系来说，有发射线的大约甚至占绝大多数。少数特殊河外星系的光谱主要是发射线，吸收线很少，有的甚至完全没有吸收线。还有个别的河外星系只有累续光谱，至今没有看到任何 谱线 。

亮度

绝对星等 。如果知道了河外星系的距离，从观测得到的 视星等 可以求得绝对 星等 。观测表明，河外星系的绝对星等弥散很大。其中椭圆星系的绝对星等弥散最亮，最亮的可以亮至-22等，最暗的可以暗到-10等以下。 螺旋星系 和 不规则星系 的绝对星等相对说来弥散是较小。

范登堡 的河外 星系 五类：超巨系、亮巨系、巨系、亚巨系和矮系。这五类分别以罗马字Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ表示。在这基础上，范登堡提出了河外星系的二元分类法，即是在 爱德文·哈勃 类型的基础上再加上光度型。这种分类法与 恒星 的二元光谱分类法很类似。

表面亮度。河外星系是面光源，我们可以测量它的表面亮度，研究表面亮度的变化规律。通常，表面亮度用星等/角秒2表示。一般说来，物质密度越大，辐射就越强，光度在星系视面上的变化情况可以反映了物质分布的情况。因此，研究亮度的变化规律，对搞清楚星系的结构是很有价值的，不同类型星系的表面亮度很不相同，椭圆 星系 的亮度、 螺旋星系 的亮度、透镜状星系的亮度等各有不同。

恒星组成

研究河外星系的 恒星 组成的最直接方法是尽可能地用大望远镜把星系分解为 恒星 。的确，在较近的星系里观测到大量的各种类型的 恒星 ，如OB星、中晚型 超巨星 、 天琴座RR 型 变星 、经典 造父变星 、 新星 、 超新星 、长周期变星等。也观测到许多疏散 星团 和 球状星团 。但是这种方法受到很大限制，因为，河外星系毕竟离我们太远了。即使对于较近的星系，也只能观测到它里面的高光度恒星。比如说， 仙女座大星云 ，如果用5米望远镜观测，取它的 极限星等 为23等，也只能观测到 绝对星等 1.4等的 恒星 ，像 太阳 型 矮星 根本就观测不到。如果星系的距离超过一百万秒差距，即使里面有超新星爆发，我们也观测不到。一般说来，我们可以通过研究星系的光谱和颜色来研究星系的 恒星 组成。

椭圆星系和 旋涡星系 的核球在光谱、色指数等方面很相似，说明它们的恒星组成很相似。相对说来， 旋臂 的光谱型较早，颜色较蓝，说明旋臂的恒星组成与核球的不一样。正是根据对 银河 系 和河外星系的研究，巴德才提出了两个 星族 的概念。椭圆 星系 和 旋涡星系 的核球主要由星族Ⅱ组成；旋臂及 不规则星系 主要由星族Ⅰ组成。但是需要指出，每个星系，包括椭圆星系和不规则星系，决不是只包括一种星族的 恒星 。比如说，椭圆星系的光谱里常有一些重元素的 谱线 。这些谱线的强度表明，重元素的含量比极端星族Ⅱ 恒星 高。因此，椭圆星系也可能包含一些盘星族恒星。相反，不规则星系，也可能包含一些星族Ⅱ恒星，如大小 麦哲伦 云里发现了许多 天琴座 胍型 变星 和 球状星团 ，这些都是极端星族Ⅱ的恒星。

气体和尘埃含量

许多星系的光谱中有类似于银河 星云 的发射线，说明它们有星际气体存在。中性氢21厘米谱线的观测也证实了这点。椭圆星系中有发射线的很少；另外，除了一个椭圆星系外，其余的迄今为止还没有观测到中性氢21厘米线。这些说明椭圆星系中没有气体或气体很少。但是，有一些椭圆星系的核心部分，观测到强的发射线，包括许多禁线，因此，在核心部分应该有气体存在。

椭圆星系和 不规则星系 肯定有星际气体和尘埃。事实上，在一些较近的 螺旋星系 和 不规则星系 里，直接看到许多气体 星云 。观测表明，从Sa到Irr气体含量逐渐增加，Irr中气体的含量达 20%以上。气体和尘埃主要集中在对称面附近。在一些侧面对着我们的 旋涡星系 中，可以清楚看到尘埃的 消光 作用产生的吸收暗带。

信息

至今为止，经 科学家 的不懈探索已发现河外星系10亿多个，探索距离达360亿光年。那么距离我们 银河 较近的河外星系又是哪些呢？

大、 小麦哲伦星系

大麦哲伦星系 （ Large Magellanic Cloud），距离我们16万光年；其次为 小麦哲伦星系 ，距离我们19万光年。从外形上划分，它们都是 不规则星系 。它们是 银河系 的附属星系，在 南半球 才能看到。肉眼可见。当年 麦哲伦 航海到南半球发现了它们，因而得名。

仙女星系 （M31）

仙女座 （The Andromeda Galaxy ）是离我们所在的银河系较近的一个星系。她是一个典型的 螺旋星系 （Spiral Galaxy ），但规模比银河系大。

由于人类身处银河系，无法观测到银河系的全貌，过去银河系被认为与仙女座 星系 一样是一个旋涡星系，但最新的研究表明银河系应该是一个 棒旋星系 。仙女座星系、 银河系 和其他30多个星系共同组成一个更大的星系集团-- 本星系群 （Local 基团 Galaxy Cluster）。

仙女座 在18世纪 法国 天文学家Charles Messier的遥远模糊天体列表中排在第31位，故又称M31。她距离 地球 约200万光年，直径达16万光年（银河系为10万光年），质量不小于3.1×1011个太阳质量，含有2亿颗以上的 恒星 ，是本星系群中最大的一个。