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星系

Wikipedia · 2026-02-11 维基百科 👁 1 阅读

**是一个典型的螺旋星系，直径55,000光年，距離6,520萬光年。圖片來源：哈伯太空望遠鏡NASA／ESA]]
。]]

星系（）是由恆星、恆星遺骸、星際氣體、塵埃和暗物質等組成，並受到引力綁定的系統。銀河系以外的星系被合稱為河外星系。

星系根據在視覺上的型態分類為橢圓，並且就整體而言，估計恆星的數量多達顆（比地球上所有沙粒的數目還要多）。大多數星系的直徑在1,000至100,000秒差距（3,000至300,000光年）之間，並且相隔距離的數量級在百萬秒差距。相比較之下，銀河系的直徑是30,000秒差距（100,000光年），與它最近的大星系鄰居是相隔78萬秒差距（250萬光年）的仙女座星系。

在星系之間的空間充滿了稀薄的氣體（星際物質），其平均密度小於每立方米一個原子。大多數星系在引力作用下會組織成星系群、星系團和超星系團。銀河系是本星系群的一部分，本星系群由銀河系和仙女座星系主導，它又是室女超星系團的一部分。在宇宙的大尺度中，這些組合通常被排列成星系片和細絲，圍繞在空洞的周圍。

詞源
galaxy（星系）這個詞是從法語和中世紀拉丁語借用的，而它們又源自希臘語的牛奶路（Milky Way），**' （）。
然而，亞里斯多德（西元前384–322）認為，銀河是由一些恆星噴出的炙熱氣體點燃的。這些恆星在世界中與天上運動相連接的，它們是巨大、數量眾多和緊密的，並且點燃的火發生在大氣層的上層。新柏拉圖主義的哲學家（西元–570）對這一點抱持懷疑的態度，他認為如果銀河位於地球和月球之間，那麼在地球上不同的時間和地點，應該會表現出有所不同，它應該有視差，但它沒有。在他看來，銀河應該是天體。波斯天文學家比魯尼（西元973-1048）提出，銀河是"無數星雲、恆星性質碎片的集合"。安達魯斯天文學家伊本·巴哲（"Avempace"，西元1138）提出，銀河由許多幾乎相互接觸的恆星組成，由於受到次元（sublunary）物質折射的影響，看起來像是一個連續的影像。

假設太陽在靠近中心之處根據恆星數量估算，在1785年提出的銀河系形狀]]

1610年，義大利天文學家伽利略使用望遠鏡研究銀河系，發現它是由大量黯淡的恆星組成，這一事實證明了銀河系是由許多恆星組成的。

在1750年，英國天文學家湯姆斯·萊特在他著作的《宇宙的原始理論或新假設》中，推測銀河系可能類似於太陽系，但規模要大得多，是由引力聚集大量恆星組成的旋轉體。由此產生的星盤，我們可以在星盤內部的透視圖上，看到它在天空上呈現一條帶狀物。

威廉·赫歇爾是第一位描述銀河系形狀和太陽位置的天文學家。他通過計算天空中不同位置的恆星數量，在1785年完成這項工作。他以太陽靠近中心的繪製了一張銀河系形狀的圖。

在智利拍攝的銀河系馬賽克。銀河在黑暗的夜空中以很高的傾角隆起，銀河系的衛星星系，麥哲倫雲出現在左邊的邊緣附近]]

與其他星雲的區別
在黑暗的夜晚，裸眼可以看到銀河系之外的一些星系，包括仙女座星系、大麥哲倫星系、小麥哲倫星系和三角座星系。在10世紀，波斯天文學家阿卜杜勒-拉赫曼·蘇菲對仙女座星系進行了有紀錄以來最早的鑑定，將其描述為一個"小雲"。仙女座星系後來在1612年被西門·馬里烏斯獨立地發現。

在1745年，皮埃爾·莫佩爾蒂推測一些類似星雲的天體是具有獨特性質恆星的集合，包括自身產生發光超光速體的恆星；並重複了約翰·赫維留的觀點，即亮點的質量是巨大，而由於自身的旋轉而變得扁平。
在1750年，湯姆斯·萊特推測銀河系是一個扁平的星盤，在夜空中可見的一些星雲可能是獨立的星系。

在1899年拍攝的"仙女座大星雲"，後來被確認是仙女座星系]]

在18世紀末，查爾斯·梅西耶編製了星表，收錄了109個最亮的天體，而它們都是外觀模糊的。隨後，威廉·赫歇爾收集了5,000個星雲，集結成目錄。

在1912年，維斯托·斯里弗對最亮的螺旋星雲進行光譜研究，以確定它們的組成。斯里弗發現螺旋星雲有很高的都卜勒頻移，這表明它們的運動速度超過了他所測量到恆星的速度。他發現這些星雲的大多數都在遠離我們。

在1917年，希伯·柯蒂斯在仙女座星雲中觀測到新星仙女座S（當時已經將仙女座星系收錄為梅西耶天體，稱為M31）。在蒐索攝影紀錄時，他又發現了11顆。柯蒂斯注意到，這些新星平均比我們銀河系的新星要暗10個星等。由於這個結果，他估計仙女座星系的距離在150,000秒差距。他成為所謂"島宇宙"假說的支持者，該假說認為螺旋星雲實際上是獨立的星系。

哈羅·沙普利和希伯·柯蒂斯在1920年，就關於星系的性質、螺旋星雲和宇宙的維度的進行了世紀大辯論。為了支持他關於仙女座星雲是銀河系外的一個星系的說法，柯蒂斯注意到銀河系中出現類似於塵埃雲的暗帶，以及顯著的都卜勒頻移。

在1922年，愛沙尼亞天文學家恩斯特·厄皮克給出了一個距離測定，支持仙女座星雲確實是一個銀河系外天體的理論。愛德溫·哈伯使用威爾遜山天文台新的100英吋望遠鏡，可以解析出一些螺旋星雲外側那些恆星集合中的單獨個體，並識別初一些造父變星，從而能夠讓他測量出這些星雲的距離：它們太遙遠，不能成為銀河系的一部分。在1926年，哈伯提出了一個至今能在使用的星系型態分類法。

現代研究
：（A）根據可見物質預測的曲線，和（B）實際觀測的曲線。距離是從星系核心起算]]

在1944年，亨德里克·C·范德胡斯特預測可以從星際原子氫氣體中探測到21公分的微波輻射；並且在1951年有人探測到。這種輻射不受塵埃吸收的影響，因此他的都卜勒頻移可以用來繪製星系中氣體的運動圖。這些觀測的結果導致在我們的星系中心有一個旋轉的棒狀結構的假說。隨著電波望遠鏡的改進，也可以追蹤在其他星系中的氫氣。在1970年代，薇拉·魯賓的觀測揭示了星系自轉速度與可見的恆星和氣體總質量預測值之間的差異。今天，星系自轉問題被認為是存在著大量看不見的暗物質來。

從20世紀的90年代開始，哈伯太空望遠鏡獲得了更好的觀測結果。除此之外，哈伯的數據幫助我們確定了銀河系中缺失的暗物質，不可能僅僅由本來就很小很暗的恆星組成。哈伯深空是對天空中非常空曠的部分進行極長時間的曝光，它提供了證據，證明在可觀測宇宙中大約有1,250億（）星系。探測人類看不見的光譜的科技進步（電波望遠鏡、紅外線照相機、和X射線望遠鏡），可以探測到哈伯未能探測到的星系。特別是在隱帶（在可見光波段被銀河系遮蔽的天空區域）的星系調查，揭示了許多新的星系。

在2016年，發表在天文物理期刊上，由諾丁漢大學領導的一項研究，通過對哈伯太空望遠鏡20年來所收集的影像進行三維建模得出的結論，在可觀測宇宙中有超過2兆個（）星系。

類型和形態
星系主要有三種類型：橢圓星系、螺旋星系和不規則星系。哈伯序列根據其外觀，對星系類型的描述更為廣泛。由於哈伯序列完全基於視覺型態的類型（形狀），因此它可能錯過星系的某些重要特徵，例如星暴星系中的恆星形成速率和活動星系核心的活動。

最大的星系是巨橢圓星系。許多橢圓星系被認為是由於星系交互作用所導致的碰撞和合併而形成。它們可以長到巨大的尺寸（例如，與螺旋星系比較），巨橢圓星系通常是在大的星系團核心附近被發現。

cD 型星系

最大的星系是 cD 型星系， 它們通常被稱為超巨橢圓星系，是已知暫CD型星系最大、最亮的星系。這些星系的特徵是中央橢圓形核，帶有廣泛而微弱的恆星光環，延伸至兆秒差距尺度。

殼層星系
]]

殼層星系是星系暈中的恒星排列在同心殼層中的橢圓星系。大約十分之一的橢圓星系具有這種殼層狀的結構，而在螺旋星系中從未觀測到這種結構。一般認為，當一個較大的星系吸收掉一個較小的衛星星系時，就會形成這種殼層狀的結構。當兩個星系靠近時，中心的恆星就會圍繞著一個中心點開始振盪，這種振盪產生的引力漣漪，類似於在水面上傳播的漣漪，形成恆星的外殼。例如，星系NGC 3923有超過20個殼層。

螺旋星系
，NGC 5457]]

螺旋星系類似於螺旋狀風車。雖然這種星系包含的恆星和其它見的物質大多位於一個平面上，但大多數的質量都存在於暗物質中，以大致呈球形的星系暈環繞在星系周圍。星系暈的範圍超出可見部分，通過對星系自轉曲線的觀察，證實了暗物質的分布。

螺旋星系由恆星和星際物質組成旋轉的盤面，較老的恆星一般聚集在中心形成凸起的核球，相對較明亮的螺旋臂從核球向外延伸。在哈伯分類系統中，螺旋星系以S代表類型，後面跟隨小寫字母（a、b、或c），表示螺旋臂的鬆緊度和中央核球的大小。Sa是星系的螺旋臂緊密，以致不易界定範圍和辨識，並且擁有相對較大的核球。另一端的例子是Sc，呈現開放的狀態，螺旋臂可以明確的辨認，核球也相對較小。螺旋臂不明確的螺旋星系有時會稱為絮結螺旋星系；與擁有突出且可明確辨識螺旋臂的宏觀螺旋星系形成鮮明的對比。

：一個棒旋星系的例子]]

在螺旋星系中，螺旋臂的形狀確實具有近似等角螺線的形狀。從理論上講，這種模式可以證明是恆星均勻旋轉質量的擾動造成的。與恆星一樣，螺旋臂圍繞中心旋轉，但它們以恆定的角速度旋轉。螺旋臂被認為是物質密度高的區域，或"密度波"。在哈伯分類系統中，這類星系以"SB"表示，後面跟隨小寫字母（a、b、或c），表示螺旋臂的形態（與正常螺旋星系的分類相同）。棒被認為是臨時結構，由於密度波從核心向外輻射，或可能是與其他星系的潮汐交互作用而發生。可能是氣體沿著螺旋臂被引導至核心，許多棒旋星系是活躍的。

我們自己的星系，銀河系，是有著巨大圓盤形狀的棒旋星系，直徑大約30,000秒差距，厚約1,000秒差距。包含大約2千億（2×1011）顆恆星。恆星的總質量大約是6,000億（6×1011）太陽質量。

超亮螺旋星系
最近，研究人描述了一種稱為超亮螺旋的星系。它們非常巨大，直徑可能超過437,000光年（銀河系的直徑只有100,000光年）。它們的質量估計為3,400億太陽質量，產生大量的紫外線和中紅外線。科學家認為它們的恆星形成速度比我們的銀河系快30倍左右。

其他型態

  • 特殊星系是由於和其他星系的潮汐交互作用而形成的星系結構。

** 環星系有一個由恆星和星際物質組成的環狀結構，圍繞著一個裸露的核心。環星系被認為是在一個較小的星系穿過一個螺旋星系的核心時產生的。此類事件可能影響了仙女座星系，因為當使用紅外線觀測它時，它顯示出多環狀的結構。

  • 透鏡星系是一種兼具橢圓星系和螺旋星系性質的中間形式。它們在哈伯分類系統被歸類為S0型，有著界線不明確的螺旋臂和橢圓的恆星（透鏡星系在哈伯分類為SB0。）。
  • 不規則星系是指不能明確劃分為橢圓或螺旋形態的星系。

** Irr-I有一些結構，但並不符合哈伯分類系統的結構，可能是遠本的結構已經被破壞了。
** Irr-II沒有任何類似哈伯分類系統的結構，也可能是完全被破壞了。 。附近的（矮星系）不規則星系包括麥哲倫雲。

  • 超稀疏星系（ultra diffuse galaxy，UDG）是密度極低的星系。這種星系可能與銀河系大小相同，但可見的恆星數量僅為銀河系的1%。缺乏光度是因為它缺少形成恆星的氣體，這導致它只有古老的恆星族群。

矮星系
儘管有突出的橢圓星系和螺旋星系，但大多數星系都是矮星系。與其它星系比較，這些星系相對嬌小，大小大約是銀河系的1%，只包含數十億顆恆星。最近發現有超緻密的矮星系，它們的大小只有100秒差距
。

許多矮星系可能圍繞著一個更大的星系運行；我們的銀河系至少有十餘顆這樣的衛星星系，估計還有300-500顆尚未發現。矮星系也可以分為橢圓、螺旋或不規則。由於小的矮橢圓星系與大的橢圓星系幾乎沒有相似之處，所以它們通常會被稱為矮橢球星系來取代。

一項對銀河系附近27個矮星系的研究發現，不管這個矮星系有數千萬顆還是數億顆恆星，它的核心質量均約為1,000萬太陽質量。這導致了這樣的一種說法：星系主要由暗物質形成，最小的尺寸可能表明一種溫暗物質無法在較小的尺度上進行引力合併的形式（性質）。

其它類型的星系
交互作用
，最終將導致它們合併]]

星系間的交互作用相對頻繁，這在星系演化中扮演重要的角色。星系間的擦身而過會由於潮汐交互作用而導致扭曲變形，並可能導致一些氣體和塵埃的交換。

當兩個星系直接穿過彼此，就會發生碰撞，但如果有足夠的相對動量，就不會合併。交互作用星系中的恆星通常不會發生碰撞，但在兩者中的氣體和塵埃會相互作用，由實惠觸發恆星的生成。碰撞也會嚴重扭曲星系的型狀，形成棒狀、環狀或尾狀結構]]

在星系中的恆星是由巨大分子雲中儲備的冷氣體形成的。一些星系被觀察到以異常的速度形成恆星，這就是所謂的恆星爆發。如果它繼續這樣做，那麼將會在比星系壽命短的時間內消耗掉它們儲備的氣體。因此，恆星爆發通常只會持續大約一千萬年，這在星系的生命史上是相對較短的時間。星暴星系在宇宙早期更為常見，即使在現在，估計仍有15%的星系有這樣的恆星產生率。

星暴星系的特徵是氣體塵埃的濃度和新形成恆星的出現，包括大質量恆星電離周圍的雲氣形成H II區域。這些大質量恆星產生超新星爆炸，導致膨脹的殘餘物與周圍的氣體發生強而有力的交互作用。這些爆發引發恆星形成的連鎖反應，擴散到整個氣態區域。只有當可用的氣體幾乎被消耗或分散時，星爆活動才會結束。

活躍星系
]]

如果星系中包含一個活躍星系核（AGN），那麼有一部分觀測到的星系會被歸類為活躍星系。這種星系輸出的總能量有很大的一部分來是活躍星系核的發射，而不是由恆星、塵埃和星系的星際物質發射。

活躍星系核的標準模型是基於圍繞該星系核心區超大質量黑洞（SMBH）形成的吸積盤。在大約10%的星系中，一對方向截然相反的高能噴流已接近光速的速度從星系核新噴出粒子。產生這種噴流的機制尚不清楚。

  • 依據它們亮度來分類的西佛星系或類星體，是以X射線的形式發射高能輻射的活躍星系。

耀變體
耀變體（Blazar）被認為是一種活躍星系，有一個指向地球方向的相對論性噴流。一個電波星系從相對論性噴流發射電波的頻率。活動星系的統一模型認為，可以根據觀察者的視角解釋它們之間的差異。在鄰近的星系中，大約三分之一的被歸類為含有低電離星系核的核心。

西佛星系
西佛星系是最大的兩個活耀星系群之一，另一群是類星體。它們有類似於類星體的核心（非常高光度、遙遠和明亮的電磁輻射源），表面亮度非常高，但與類星體不同的是可以清楚的探測到它們的宿主星系。西佛星系約佔所有星系的10%。在可見光下，大多數西佛星系看起來像正常的螺旋星系，但在使用其它波長研究時，其核心的亮度相當於整個銀河系大小星系的光度。

類星體
類星體（/ˈkweɪzɑr/）或準恆星電波源是能量最大、距離最遠的活躍星系核成員。 類星體具有極高的亮度，最初被認為是包括電波和可見光的高紅移電磁能量源。它們看起來類似於恆星，而不是類似星系的擴展源。它們的亮度可以是我們銀河系的100倍。

亮紅外星系
亮紅外星系（LIRGs）是亮度測量值超過1011 L☉的星系。在可比較的總光度下，LIRGs比星暴星系、西佛星系、和類星體的數量更為豐富。亮紅外星系在紅外線中發射的能量比其它所有波長的總和還要多。LIRGs的亮度是太陽的1,000億倍。

性質
磁場
星系有自己的磁場。它們強大到足以在動力學上起重要的作用：它們推動質量流入星系中心，改變螺旋壁的形成，並影響星系周邊氣體的旋轉。磁場提供了氣體雲崩塌和新恆星形成所需要的角動量傳輸。

螺旋星系的平均均分強度約為1010μG（微高斯）或1nT （奈特斯拉）。相較之下，地球磁場的平均強度約為0.3G（高斯或30μT（特斯拉|微特斯拉]]））。像M31和M33，我們銀河系的鄰居，這樣的弱電波星系，其磁場較弱（約5μG）。而恆星形成率高、富含氣體的星系，例如M51、M83、和NGC 6946，平均有15μG。在突出的螺旋臂中，也是楞氣體和塵埃其中的區域，磁場强度可達25μG。最強的總均分場（50-100μG）出現在星暴星系中，例如M82和觸鬚星系，以及核星暴區域，例如NGC 1097和其它棒旋星系的中心]]

現時早期宇宙的宇宙學模型是基於大爆炸理論。大約在大爆炸30萬年後，氫和氦原子開始形成，這一事件被稱為復合。幾乎所有的氫都是中性的（非電離的），在這之前光子很容易被吸收，而且恆星也還沒有開始形成。因此，這個時期之前被稱為黑暗時期。正是由於這種原始物質的密度波動（或各向異性的不規則性），大尺度結構開始出現。結果，大量的重子開始在冷暗物質暈內凝結。

雖然一些科學家聲稱其它天體（例如阿貝爾1835 IR1916）具有更高的紅移（因此可以在宇宙演化的早期階段看到），但IOK-1的年齡和組成以敬更可靠的確定。在2012年12月，天文學家報告說UDFj-39546284是已知最遠的天體，紅移值11.9。估計這個天體存在大爆炸（大約在138億年前）之後3.8億年，距離我們大約134.2光行程年。這種早期原星系的存在表明，它們一定是在所謂的"黑暗時代"生長的。

早期星系形成
在深空探測中檢測到不同成分的近紅外背景光]]

在天體物理學中，早期星系形成的詳細過程是一個懸而未決的問題。理論上可以分為兩類：自上而下和自下而上。在自上而下的關聯（例如Eggen–Lynden-Bell–Sandage的[ELS]模型）中，原星系在持續大約一億年的大規模同時的坍塌中形成。在自下而上的理論中（如Searle-Zinn的[SZ]模型），如球狀星團的小結構首先形成，然後大量這樣的天體吸積形成一個更大的。

一但原星系開始形成和收縮，第一顆暈星（稱為第三族恆星）出現在它們的內部。它們幾乎完全由氫組成，而且可能是巨大的。如果是這樣的話，這些巨大的恆星會很快耗盡它們的燃料，變成超新星，將重元素釋放出並成為到星際物質。 第一代恆星重新電離了周圍的中性氫，形成在空間中不斷膨脹的氣泡，光子很容易通過這些氣泡傳播。

在2015年6月，天文學家報告發現第三族恆星存在於 的宇宙紅移7號星系的證據。這類恆星很可能存在於非常早期的宇宙中（即高紅移），並且可能已經開始產生比氫重的化學元素，而這些元素是我們所知之後形成行星和生命所需要的。

演化
在星系形成的10億年內，關鍵的結構開始出現。球狀星團、中央的超大質量黑洞，和一個缺乏金屬的核球與第二星族星開始形成。超大質量黑洞似乎在通過限制過量的物質和總質量，來積極調節星系的增長方面，起著關鍵作用。在這個早期，星系經歷了一次恆星形成的大爆發。

在接下來的20億年裡，積累的物質沉澱成一個星系盤。星系將在其整個生命週期內，不斷吸收來自高速雲和矮星系的物質，這些物質主要是氫和氦。恆星誕生和死亡的循環，緩慢地增加重元素的豐度，最終允許行星的形成。

星系的演化會受到交互作用和碰撞的顯著影響。星系合併在早期是很常見的，而且大多數的星系型態都很特殊。考慮到恆星之間的距離，碰撞星系中絕大多數的恆星系統並不會受到影響。然而，構成螺旋臂的星際氣體和塵埃受到引力剝離，會產生一長串稱為潮汐尾的恆星流。在NGC 4676或觸鬚星系的例子可以看見形成的潮汐尾。

銀河系和附近的仙女座星系正以大約130千米/秒的速度相互接近。根據徑向速度，兩者在大約50到60億年後相撞。儘管銀河系以前從未與仙女座星系那麼大的星係發生碰撞，但過去曾與較小的矮星系碰撞的證據越來越多。

如此大規模的相互作用是罕見的。隨著時間的推移，兩個規模相等的星系核變得越來越罕見。在過去的數十億年裡，大多數明亮的星系基本上保持不變，恆星形成的速率可能也在100億年前就達到頂峰。

未來趨勢
螺旋星系和銀河系一樣，只要螺旋臂中的分子雲有密集的星際氫，就會產生新一代的恆星。橢圓星系基本上沒有這種氣體，因此形成的新恒星很少。恒星形成物質的供應是有限的；一旦恒星將可用的氫供應轉化為更重的元素，新恒星的形成就會結束。

目前的恆星形成時代，預計將持續長達1,000億年。然後"恒星時代"將因為我們宇宙中最小、壽命最長的恆星，微小的紅矮星開始衰亡，在大約10兆到100兆年（1013–1014年）逐漸消退。在恒星時代末期，星系將由緻密天體組成：棕矮星、冷卻中或已經冷卻的白矮星（即黑矮星）、中子星和黑洞。最終，由於引力弛豫，所有的恆星若不是落入星系中心的超大質量黑洞，就是由於碰撞而落入星系間空間。

大尺度結構
深空探測顯示，星系通常以群或團的形式存在。在過去的十億年裡，沒有與另一個質量相當的星系發生明顯交互作用的孤立星系相對稀少。在被調查的星系中，大約只有5%的星系被發現是真正孤立的；然而，這些孤立的星系在過去可能與其它星系發生交互作用，甚至合併，而且可能還有較小的衛星星系在軌道上圍繞著它運行。孤立星系的氣體不會被附近的星系剝離，所以產生恆星的速率比正常的要高。

在最大的尺度上，宇宙不斷的膨脹，導致各個星系之間的平均距離增加（參見哈伯定律）。星系集團中的成員可以通過相互間的引力，在局部的尺度上克服這種膨脹。當暗物質將這些星系拉在一起時，這種關聯性很早就已經形成了。鄰近的群體，後來又合併成更大規模的群聚。這個正在進行的合併過程（以及流入氣體的湧入）將星系團內的星系際氣體加熱到非常高的溫度，達到30-100兆K。在一個星系團中，大約70–80% 的質量是以暗物質的形態存在著，另外10-30%的質量是由這種被加熱的氣體組成，剩下的少部分才以星系的形式存在。

大多數星系在引力作用下與許多其它星系相連。它們形成了一個類似分形的簇狀結構層次分佈，最小的這種關聯稱為群。星系群是最常見的星系團類型，這些構造包含了宇宙中大多數的星系（以及大部分重子的質量）。為了維持這樣一個星系群的引力束縛， 每個成員星系的速度必須足夠的低，才不至於逃逸（參見維里定理）。然而，若沒有足夠的動能，這些星系可能會通過合併，演化成星系數量較少的星系群。

星系團由數百至數千個星系組成，它們被引力束縛在一起。星系團通常由一個巨大的橢圓星系控制，這個星系稱為最亮團星系，隨著時間的推移，潮汐力摧毀了它的衛星星系，並將它們的質量據為己有。

超星系團包含數以萬計的星系，其中的成員以星系團、星系群、甚至個別的星系存在。在宇宙的大尺度結構中，星系被排列成薄片和細絲圍繞著巨大的空洞。在這個尺度之上，宇宙似乎在所有方向上都是相同的（各向同性）和，儘管此一概念在最近幾年受到許多大型結構的挑戰，但這些發現似乎超過了這個規模。武仙－北冕座長城的長度為100億光年（30億秒差距），是目前在宇宙中發現的。

銀河系是名為本星系群集團的成員，這是一個相對較小的星系群，直徑大約100萬秒差距。銀河系和仙女座星系是其中最亮的兩個星系；其它許多成員都是矮星系，是這兩個星系的衛星星系。本星系團本身又是室女超星系團內的一個似雲狀結構的一部分，這是以室女座星系團為中心的星系群和星系團組成的擴張形結構。而室女超星系團本身又是巨大的雙魚-鯨魚座超星系團複合體的一部分。
（50秒的短片）
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多波段觀測
大部分恆星的輻射峰值都在可見光譜中，因此觀測形成星系的恆星一直是可見光天文學的重要組成部分。它也是以光譜觀測電離氫區和研究塵埃臂分布的有利部分。

存在星際物質中的塵埃對可見光是不透明的。它對遠紅外線較為透明，可以用來非常詳細地觀察巨大分子雲和核球的內部區域。紅外線也被用來觀察形成得更早的遙遠的紅移星系。水蒸氣和二氧化碳吸收了許多有用的紅外光譜部分，因此高空或太空望遠鏡被用於紅外天文學。

第一次對星系，特別是活躍星系的非可見光研究是利用電波頻率進行的。地球大氣層對在5Hz到30GHz之間的電波幾乎是透明的（電離層阻止低於此頻率的信號）。大的電波干涉儀被用來繪製活躍星系核發射的活躍噴流。 電波望遠鏡也可以用於觀測中性氫（通過21公分輻射），包括，潛在的，早期宇宙中後來崩塌形成星系的非電離。

紫外線和X射線望遠鏡可以觀測到高能量的星系現象。當遙遠星系中的恆星被附近黑洞的潮汐力撕裂時，有時會觀測到紫外線閃焰（耀斑）。熱氣體在星系團中的分布可以用X射線來描繪。通過X射線天文學證實了星系核心存在超大質量黑洞。

相關條目

  • 暗星系

*

  • 星系的形成和演化
  • 揭示計畫
  • 星系列表
  • 最近的星系列表
  • 亮紅外星系

*

  • 超大質量黑洞
  • 星系年表
  • 星團較星系小得多的恆星集團

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註解
參考資料
來源
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參考文獻
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外部連結

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