银河系由许多次系组成，各个次系在空间分布、时间运动和物理特性方面互有区别。银河系次系可分为三类：第一类是扁平次系，例如O型星次系、B型星次系、经典造父变星次系和银河星团次系等，它们高度集聚于银道面两旁，形成扁平状的系统。第二类是球状次系，如天琴座RR型变星次系、亚矮星次系和球状星团次系等，它们以银河系中心为集聚点，形成球状系统。第三类是中介次系，介于扁平次系与球状次系之间，如新星次系和白矮星次系等。
银河系恒星大部分是成群成团的分布，据统计推算，银河系应有18000个银河星团和500个球状星团，由于受观测技术限制，迄今仅观测到球状星团132个，银河星团1000多个。除了恒星外，银河系内还存有大量的弥漫物质，即气体和尘埃。它们除聚成星际云，高度集中分布于银道面附近外，还广泛散布在星际空间。银河系的质量为1.4×1011个太阳质量，其中恒星约占90％，气体和尘埃组成的星际物质约占10％。
太阳系是银河系的重要成员，是一个“行星系”。它由太阳、9颗行星、数十颗卫星、1000多颗小行星，以及4000多个彗星和流星体、行星际物质构成，在太阳系中，太阳是中心天体，也是一个恒星，位于银道面以北约8秒差距处，距银心约为3万光年，率太阳系以每秒250公里速度绕银心运转，约2.5亿年转一周。太阳的质量占太阳系总质量的99.8％，其强大的引力牢牢地控制着整个太阳系，使太阳系内的其他天体绕太阳公转。太阳系的9大行星分为性质不同的三类：类地行星有水星、金星、地球、火星；巨行星有木星和土星；远日行星有天王星、海王星和冥王星。9大行星都在接近同一平面的近圆形轨道上朝同一方向绕太阳公转，它们具有轨道运动的共面性、近圆性和同向性。
2.银河系的中心，肉眼看不见
每颗恒星在太空中的运动都可以分为两部分：一是横越我们视线的运动，即“横向运动”，它可以由恒星的“自行”计算出来；一是朝向或离开我们的运动，称为“视向运动”。它可以根据光谱的位移确定。对于不同的恒星，这两种运动的组合情况当然会有所不同。但是，如果你观测大量的恒星，那就可以认为它们的平均视向运动大致等于其平均的横向运动。
1913年，丹麦天文学家赫兹普隆研究了某一星团中不同造父变星的光谱，测定了它们的视向运动速度，然后求出其平均值。他又观测了这个星团中恒星的微小“自行”，并且假定造成这些“自行”的平均横向速度就等于平均视向速度。那么就可以计算出星团中的恒星必须离我们多远才会呈现出如此微小的“平均自行”。
就这样，赫兹普隆确定了某些造父变星的距离。于是如前所述，所有其他造父变星的距离也都能测定出来。沙普利将这种测量体系应用于球状星团，在1920年得出结论：这些球状星团集中在一个中心点周围。
这个中心点正是银河系的中心。20世纪30年代，人们确定银河系的跨度达100000光年，由数以千亿计的恒星组成。太阳不是处于银河系的中心，而是在它的外围。球状星团在天空中的分布之所以看起来偏于一边，乃是由于我们自己在银河系中偏于一边的缘故。因此，当我们朝人马座方向望去时，我们的视线要穿过77000光年的一厚层恒星，而在相反的方向上，则仅穿过23000光年厚的恒星。但倘若果真如此的话，银河各处又为什么几乎都一样亮呢？
原来，在群星之间存在着许多气体和尘埃。它们像雾一样吸收着光线，使人们看不见它们背后的恒星。这种气体——尘埃云散布在整个银河系内。它们使我们无法看见银河系的中心，当然也更无法看见银河系中心彼侧的那些部分。事实上，我们看见的仅是银河系中邻近我们的某个范围，而我们自己又正好位于这个范围的中央。这便是银河在各个方向上看起来几乎都一样亮的原因。多亏了球状星团，才使我们即使看不见，也还能推知整个银河系的巨大范围。今天的测量精度比20世纪30年代又有了很大的进步，现在我们知道：银河系的直径约为85000光年，太阳差不多正好位于银河系的对称平面上，与银河系中心相距约27000光年。
3.美丽的亮星云和神秘的暗星云
用肉眼可以看到的星云是猎户座大星云。冬夜，猎户座高悬南天，猎户座中间三颗恒星排成一条线，想象为猎户的腰带，在腰带下方悬挂的宝刀上，即在猎户座θ星处，有一片模糊的光斑，这就是猎户座大星云。用望远镜观看，光斑并不像银河系或其他旋涡星系那样分解为颗颗恒星。光谱的观测表明，它真的是一团稀薄的气体，这些气体物质发射出淡绿色的光芒，形成一个不规则的云块，包围在由四颗像宝石一样闪光的恒星组成的不规则四边形之中，构成了星空中最美丽的天体之一。它离我们只有约500秒差距远，直径约5秒差距，主要由电离的氢所组成，发射出由氢、氦和氧的发射线组成的光谱，估计猎户座大星云的质量约为太阳质量的300倍。
像猎户座大星云这样的天体本身是不能发光的，50多年前哈勃发现，在每一个像猎户座大星云这样的天体附近，必定有一颗非常炽热的蓝白色的恒星。星云发光是这种恒星的光芒照耀的结果。
亮星云在热星照耀下的发光过程大致如下：恒星发出的光子轰击着星云中的原子。低频光子不会产生什么影响，但波长短于9.12×10-8米的紫外光子会使氢原子电离，即使外围电子与氢原子核分开。电离后，带负电的电子不容易与带正电的离子重新复合，因为星云物质十分稀薄，自由电子往往要奔跑几天甚至几十天才能遇上一个氢离子并与之复合，因此亮星云的周围永远都存着一个由电离氢组成的区域，称为电离氢区。
自由电子与氢离子的复合会发射光子，光子的频率取决于电子达到的能级。如果光子能量较大，它会被另一个氢原子吸收，使后者激发或电离，只有较低能量的光子才能从星云中逃逸出来。因此，每一个紫外光子最后总会变成一个红色光子和一些波长更长的光子，这就是我们观测到的包含氢发射线的星云光谱，上述过程称为荧光过程。
炽热恒星的紫外照射，还会加热电离氢区，一般中性氢区的温度为绝对温度的100K左右，而电离氢区的温度一般达1万K，在这样的温度下，粒子间的碰撞可以把一些重元素离子激发到亚稳状态，处在高能态的离子是不稳定的，会很快发射光子返回低能态，但在亚稳态发射光子却需要长得多的时间。在地球实验室中，即使在理想的真空条件下，粒子间的碰撞仍很频繁，粒子难以有足够长的时间停留在亚稳态，也难以发出相应的谱线。因此，这种谱线称为禁戒谱线。但在星云中物质密度很低，每立方厘米体积平均只有10个到1000个粒子，粒子间的碰撞十分稀少。于是，在这种特定条件下，亚稳态可以维持足够长的时间，并产生禁戒谱线。结果星云的禁戒谱线不但可以产生，而且可以非常强，几乎与氢的谱线差不多强，这个结果的原因不难理解。正是电子使一些重元素离子激发到亚稳态，但同样是电子又可以使亚稳态离子经碰撞返回基态，难以长时间维持。因此电子密度足够低是产生禁戒谱线的条件。另一方面，电子密度低将使它和氢离子复合的过程不易发生，从而减少了氢谱线的强度。于是，虽然星云中氧离子数目比氢离子少1/1000，但是1927年鲍恩却在星云光谱中观测到与氢谱线差不多同样强的两条电离氧的谱线（4.959×10-7米和5.007×10-7米）。由于很长时间内人们无法解释这个事实，就把它归结为星云中某种神秘元素“气云”发出的辐射。对气云谱线的解释再一次证明，“天上”和“人间”由同样的物质组成，遵循同样的物理规律。
在很多发射星云附近都有炽热的O、B型恒星，这并不是偶然的巧合。现在知道，恒星正是由星云物质凝聚形成的。亮星云正是刚刚诞生的年轻恒星的摇篮。这些星云往往在银河系的旋臂附近，形成旋臂的密度波压缩星际物质，迫使星云凝聚成为恒星。猎户座大星云就是这样一个恒星的摇篮。照亮它的一些恒星的年龄还不足50万年。用红外观测可以透过气体和尘埃而看到星云的内部，发现其中有一个恒星“婴儿”，它的年龄竟只有2000年。
除了亮星云外，还存在暗星云，当星云背后有很多恒星时，星云会部分或全部挡住恒星的光，结果会在亮的背景下出现一片暗云。有的星云还可以反射附近恒星的光芒，称为反射星云。
恒星处于垂死阶段时，会抛出外层气体，形成蛋圆形的电离区，因为外形与行星相仿，所以称作行星状星云。恒星死亡后也会由超新星爆发而形成云状超新星遗迹，向外发出射电辐射甚至非热的各种辐射。
但是，由星际物质形成的星云本身并不能发光，上述种种情况都需要有某种其他天体来照亮它，没有其他天体的帮助，就无法用光学方法研究它们。星际物质的分布很不均匀，有时可以更稀薄地分布在恒星之间的广袤空间之中，密度可低到每立方厘米只有一个粒子，即原子之间的距离是它本身大小的一亿倍。尘埃总是和气体在一起，但尘埃颗粒比气体更稀薄，由于它们对研究恒星演化和星系性质十分重要，所以需要寻找更有效的研究方法。
五、河外星系，一方神秘而诱人的天体
1.河外星系的发现，银河系≠宇宙
在广袤无垠、浩瀚辽阔的宇宙海洋中，肉眼所见的天体，绝大多数是银河系的成员，那么，银河系就是通常所说的宇宙吗？远远不是！在宇宙中存在着数以亿计的星系。我们的银河系只是一个普通的星系，银河系以外的星系称为河外星系，简称星系，因此，银河系并不是宇宙，它只是宇宙海洋中的一个小岛，是无限宇宙中的很小的一部分。
据天文学家估计，在银河系以外约有上千亿个河外星系，每个星系都由数万乃至数千万颗恒星组成。河外星系有的是两个结成一对，多的则几百以至几千个星系聚成一团。现在观测到的星系团已有10000多个，最远的星系团距离银河系约70亿光年。
河外星系的外形和结构多种多样。1926年，哈勃按星系的形态，把星系分为椭圆星系、旋涡星系和不规则星系三大类。后来又细分为椭圆、透镜、旋涡、棒旋和不规则星系五个类型。各类星系中，距离银河系较近的星系有麦哲伦云星系和仙女座星系。
麦哲伦云星系，包括大麦哲伦云和小麦哲伦云两个星系，它们是银河系的两个伴星，也是离银河系最近的星系，距离银河系分别约为16万和19万光年。它们在北纬20°以南的地区升出地平面，是南天银河附近两个肉眼清晰可见的云雾状天体。大麦哲伦云星系在剑鱼座和山案座，张角约6°，相当于12个月球视直径；小麦哲伦云星系在杜鹃座，张角约2°，相当于4个月球视直径。两个星系在天球上相距约20°，5万光年。
麦哲伦云星系是由阿拉伯人和葡萄牙人首先发现的。1521年，葡萄牙著名航海家麦哲伦在环球航行时，第一次对它们作了精确描述，后来就以他的名字命名。1912年，美国天文学家勒维特发现小麦哲伦云的造父变星的周光关系，赫茨普龙和沙普利随即测定了小麦哲伦云的距离，成为最早确定的河外星系。两星云之间虽存在着微弱的联系，但它们自存一个系统。大哲伦云星系从前离我们可能更近一些，大约在5亿年前，它也许恰好挨着我们的银河系，距离银心只有6.5万光年。
大麦哲伦云星系属棒旋矮星系或不规则星系，质量为银河星系的1/20。小麦哲伦云星系属不规则星系或不规则棒旋矮星系，质量只及银河系的1/100。麦哲伦云星系中的气体含量丰富，中性氢质量分别占它们总质量的9％和32％，都比银河系大得多。但它们的星际尘埃含量却比银河系少，而年轻的星族Ⅰ的天体则很多，有大量的高光度O-B型星；此外，还观测到新星、超新星遗迹，X射线双星等天体。射电资料表明，大小麦哲伦云星系有一个共同的氢云包层；两云之间的中性氢纤维状结构一直伸展到南银极天区，横跨半个天球，称为麦哲伦气流。它们和银河系有物理联系，三者构成一个三重星系。
由于麦哲伦云星系距离我们太遥远，对它们的范围现在还没有一个精确的数字。估计大麦哲伦云星系的直径可能达到4万光年，接近银河系的一半。麦哲伦云星系的恒星分布密度比银河系低得多。大麦哲伦云星系的恒星总数可能不超过50～100亿个；小麦哲伦云星系则只有10～20亿个。两星系的恒星数量加在一起，只及银河系的1/10。因此，有人把它们说成是银河系的两个卫星。
仙女座星系，又称仙女座大星云。它用肉眼可以看见，亮度为4等，看上去像是一颗暗弱、模糊的星系。
