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星ほし系けい

天文てんもん結構けっこう
提示ていじ：此条目め页的主ぬし题不是ぜ行くだり星ほし系けい、星ほし团或ある星ほし云うん。

星ほし系けい（英語えいご：Galaxy）是ぜ由ゆかり恆星こうせい、恆星こうせい遺骸いがい、星ほし際ぎわ氣體きたい、塵埃じんあい和わ暗くら物質ぶっしつ等とう組成そせい，並なみ受到引力いんりょく綁定的てき系統けいとう[2][3]。Galaxy 這個詞し源げん於希まれ臘 isgalaxias（γαλαξίας），字面じめん的てき意思いし是ぜ「銀河ぎんが」（請參考さんこう銀河系ぎんがけい）。星ほし系けい的てき大小だいしょう從したがえ只ただ有ゆう幾いく億おく顆（108）恆星こうせい的てき矮星系けい到いた擁よう有ゆう上じょう兆ちょう顆（1014）恆星こうせい的てき巨大きょだい星ほし系けい[4]，都と繞にょう著ちょ其質量しつりょう中心ちゅうしん運行うんこう。銀河系ぎんがけい是ぜ包括ほうかつ地球ちきゅう在ざい內的太陽系たいようけい所在しょざい的てき星ほし系けい[5]。銀河系ぎんがけい以外いがい的てき星ほし系けい被ひ合ごう稱たたえ為ため河かわ外がい星ほし系けい。

位くらい於后髮かみ座ざ的てきNGC 4414是ぜ一个典型的螺旋星系，直径ちょっけい55,000光年こうねん，距離きょり6,520萬まん光年こうねん。圖ず片へん來らい源げん：哈伯太はかた空そら望遠鏡ぼうえんきょうNASA／ESA
弧こ形がた的てき银河系けい照あきら耀帕瑞纳天文台てんもんだい。[1]

星ほし系けい根據こんきょ在ざい視覺しかく上じょう的てき型かた態たい分類ぶんるい為ため橢圓だえん[6]、螺旋らせん或ある不規則ふきそく[7]。許多きょた星ほし系けい被ひ認みとめ為ため在ざい它們的てき中心ちゅうしん有ゆう超ちょう大だい質量しつりょう黑くろ洞ほら。銀河系ぎんがけい中心ちゅうしん的てき黑くろ洞ほら，被ひ稱しょう為ため人馬じんば座ざA*，其質量しつりょう是これ太陽たいよう的てき400萬まん倍ばい[8]。 截至2016年ねん3月がつ，GN-z11是ぜ觀測かんそく到いた的てき最古さいこ老おい、最さい遙遠ようえん星ほし系けい，距離きょり地球ちきゅう的てき同どう移うつり距離きょり是ぜ320億おく光年こうねん，也就是ぜ說せつ在ざい大だい爆ばく炸之これ後ご僅4億おく年ねん它就存在そんざい了りょう。

2016年ねん發布はっぷ的てき一いち項こう研究けんきゅう報告ほうこく，修正しゅうせい了りょう可か觀測かんそく宇宙うちゅう中なか的てき星ほし系けい數量すうりょう，從したがえ之の前ぜん估計的てき2000億おく（2×1011）[9]建議けんぎ增加ぞうか為ため2兆ちょう（2×1012）或ある更さら多おお[10][11]，並なみ且就整體せいたい而言，估計恆星こうせい的てき數量すうりょう多た達たち1×1024顆[12][13]（比ひ地球ちきゅう上うえ所有しょゆう沙すな粒つぶ的てき數すう目もく還かえ要よう多た）[14]。大だい多數たすう星ほし系けい的てき直徑ちょっけい在ざい1,000至いたり100,000秒びょう差さ距（3,000至いたり300,000光年こうねん）之の間あいだ，並なみ且相隔へだた距離きょり的てき數量すうりょう級きゅう在ざい百ひゃく萬まん秒びょう差さ距。相あい比較ひかく之の下した，銀河系ぎんがけい的てき直徑ちょっけい是ぜ30,000秒びょう差さ距（100,000光年こうねん），與あずか它最近さいきん的てき大星おおぼし系けい鄰居是ぜ相しょう隔へだた78萬まん秒びょう差さ距（250萬まん光年こうねん）的てき仙女せんにょ座ざ星ほし系けい。

在ざい星ほし系けい之の間あいだ的てき空間くうかん充滿じゅうまん了りょう稀薄きはく的てき氣體きたい（星ほし際ぎわ物質ぶっしつ），其平均へいきん密度みつど小しょう於每立方りっぽう米まい一いち個こ原子げんし。大だい多數たすう星ほし系けい在ざい引力いんりょく作用さよう下か會かい組織そしき成なり星ほし系けい群ぐん、星ほし系けい團だん和わ超ちょう星ほし系けい團だん。銀河系ぎんがけい是ぜ本ほん星ほし系けい群ぐん的てき一いち部分ぶぶん，本ほん星ほし系けい群ぐん由よし銀河系ぎんがけい和わ仙女せんにょ座ざ星ほし系けい主導しゅどう，它又是ぜ室しつ女おんな超ちょう星ほし系けい團だん的てき一いち部分ぶぶん。在ざい宇宙うちゅう的てき大だい尺度しゃくど中なか，這些組合くみあい通常つうじょう被ひ排列はいれつ成なり星ほし系けい片かた和わ細ほそ絲いと，圍繞いじょう在ざい空洞くうどう的てき周圍しゅうい[15]。本ほん星ほし系けい群ぐん和室わしつ女おんな超ちょう星ほし系けい團だん都と包含ほうがん在ざい一個更大的宇宙結構中，稱しょう為ため拉ひしげ尼あま亞あ凱亞[16]。

詞し源げん

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galaxy（星ほし系けい）這個詞し是ぜ從したがえ法語ほうご和わ中ちゅう世紀せいき拉ひしげ丁ひのと語ご借用しゃくよう的てき，而它們又源げん自じ希まれ臘語的てき牛うし奶路（Milky Way），galaxías (kúklos) γαλαξίας（κύκλος）[17][18] 'milky（圓えん圈けん）'，是ぜ依據いきょ它在天ざいてん空中くうちゅう呈てい現げん乳白色にゅうはくしょく光こう帶たい的てき外觀がいかん命名めいめい。在ざい希まれ臘神話ばなし中なか，宙ちゅう斯在ざい赫拉睡ねむ著しる的てき時候じこう，把わ一個凡人所生的兒子，還かえ是ぜ嬰兒えいじ的てき赫拉克かつ勒斯放ひ在ざい她的乳房ちぶさ上じょう，讓ゆずる他た喝かつ下か她神聖しんせい的てき奶汁，從したがえ而長生ちょうせい不老ふろう。赫拉在ざい哺乳ほにゅう期間きかん醒來，然しか後こう意識いしき到いた她正在ざい哺乳ほにゅう一いち個こ不知ふち名めい的てき嬰兒えいじ：她把嬰兒えいじ推開，因いん而有一些乳汁溢出，產さん生せい了りょう這一條被稱為銀河的光帶[19][20]。

在ざい天文てんもん的てき文獻ぶんけん中ちゅう，首しゅ字母じぼ大だい寫うつし的てき"Galaxy"是ぜ指ゆび我わが們的星ほし系けい：銀河系ぎんがけい，以與宇宙うちゅう中ちゅう其它的てき星ほし系けい有ゆう所しょ區別くべつ。英文えいぶん的てき術語じゅつごMilky Way可か以追溯さかのぼ到いた喬たかし叟的てき故事こじ约1380：

"看み那な邊あたり，洛らく，銀河系ぎんがけい
 它的意思いし就是克かつ萊普 the Milky Wey（牛うし奶路），
 命中めいちゅう注ちゅう定じょう的てき。"

——傑すぐる弗どる里さと·喬たかし叟，名人めいじん堂どう[18]

星ほし系けい在ざい通過つうか望遠鏡ぼうえんきょう發現はつげん之の初はつ，被ひ稱しょう為ため螺旋らせん星雲せいうん。在ざい18與あずか19世紀せいき，大だい多數たすう的てき天文學てんもんがく家か認みとめ為ため它們要よう麼是未み能のう分ぶん辨べん的てき星團せいだん，要よう不ふ就是沒ぼつ有ゆう恆星こうせい的てき星雲せいうん，但ただし都と認みとめ為ため是ぜ銀河系ぎんがけい的てき一いち部分ぶぶん，而它們的真實しんじつ組ぐみ成和せいわ性質せいしつ仍然是ぜ個こ謎なぞ。使用しよう大型おおがた望遠鏡ぼうえんきょう對たい附近ふきん的てき幾いく個こ明あきら亮あきら的てき星ほし系けい，例れい如仙女せんにょ座ざ星ほし系けい進行しんこう的てき觀測かんそく，開始かいし將はた它們分解ぶんかい成なり巨大きょだい的てき恆星こうせい群ぐん，但ただし僅僅きんきん基もと於表面めん上じょう的てき黯淡度ど和わ純粹じゅんすい的てき恆星こうせい族ぞく群ぐん，這些天體てんたい的てき真實しんじつ距離きょり使し它們遠とお遠とお的てき超ちょう出で了りょう銀河系ぎんがけい的てき範圍はんい。由よし於這個こ原因げんいん，他た們被通俗つうぞく的てき稱たたえ為ため島しま宇宙うちゅう，但ただし因よし為ため宇宙うちゅう一いち詞し存在そんざい著ちょ全部ぜんぶ的てき意思いし，這個名詞めいし很快就被廢棄はいき了りょう。取と而代之これ的てき，就是簡單かんたん的てき稱たたえ為ため星ほし系けい[21]。

命名めいめい法ほう

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星ほし系けい團だんSDSS J1152+3313。SDSS表示ひょうじ史隆ふみたか數すう位い巡じゅん天てん，J表示ひょうじ儒略曆れき元もと，還かえ有ゆう1152+3313表示ひょうじ赤あか經けい和わ赤あか緯ぬき

數かず以萬計的星系已經編入目錄中，但ただし只ただ有ゆう少數しょうすう幾いく個こ星ほし系けい有明ありあけ確かく的てき名稱めいしょう，例れい如仙女せんにょ座ざ星ほし系けい、麥むぎ哲あきら倫りん雲くも、渦狀かじょう星ほし系けい和わ濶邊帽ぼう星ほし系けい。天文學てんもんがく家か使用しよう某ぼう些星表ひょう中ちゅう的てき數すう值，例れい如梅うめ西にし耶表、NGC（NGC天體てんたい表ひょう）、IC（索引さくいん星ほし表ひょう）、CGCG（星ほし系けい和わ星ほし系けい團だん表ひょう）、MCG（星ほし系けい形態けいたい目錄もくろく）、和かずUGC（星ほし系けい的てき烏がらす普ひろし薩拉總そう目錄もくろく）來らい稱呼しょうこ一いち些星系けい。所有しょゆう著名ちょめい的てき星ほし系けい都會とかい出現しゅつげん在ざい一個或多個星表中，而且在ざい每まい個こ星ほし表ひょう中ちゅう的てき數すう值名稱しょう都と不一ふいつ樣さま。以M109為ため例れい，它是一いち個こ螺旋らせん星ほし系けい，在ざい梅うめ西にし耶表中ちゅう是ぜ第だい109個こ天體てんたい，但ただし也可以稱為ためNGC 3992、 UGC 6937、CGCG 269-023、MCG +09-20-044、和かずPGC 37617。

觀測かんそく簡史

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意識いしき到いた我わが們所屬しょぞく的てき銀河ぎんが銀河系ぎんがけい只ただ是ぜ眾多星ほし系けい中ちゅう的てき一いち個こ，這與關せき於銀河系ぎんがけい和わ其它星雲せいうん的てき重大じゅうだい發現はつげん是ぜ一致いっち的てき。

銀河系ぎんがけい

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主しゅ条目じょうもく：銀河系ぎんがけい

希まれ臘哲學てつがく家か德とく謨克利り特とく（西元にしもと前ぜん450–370）提出ていしゅつ，夜空よぞら中ちゅう被ひ稱しょう為ため銀河ぎんが的てき明あかり亮あきら光ひかり帶たい可能かのう是ぜ由よし遙遠ようえん的てき恆星こうせい[22]。 然しか而，亞あ里さと斯多德とく（西元にしもと前ぜん384–322）認みとめ為ため，銀河ぎんが是ぜ由よし一些恆星噴出的炙熱氣體點燃的。這些恆星こうせい在世ざいせい界かい中ちゅう與あずか天上てんじょう運動うんどう相しょう連接れんせつ的てき次元じげん球だま區く（英えい语：Sublunary sphere），它們是ぜ巨大きょだい、數量すうりょう眾多和わ緊密きんみつ的てき，並なみ且點燃もえ的てき火ひ發生はっせい在ざい大氣たいき層そう的てき上層じょうそう[23]。新しん柏かしわ拉ひしげ圖ず主義しゅぎ的てき哲學てつがく家か小しょう奧おく林りん匹ひき多た羅ら斯（英えい语：Olympiodorus the Younger）（西元にしもと约495–570）對たい這一いち點てん抱だき持じ懷疑かいぎ的てき態度たいど，他た認みとめ為ため如果銀河ぎんが位い於地球ちきゅう和わ月がつ球だま之の間あいだ，那な麼在地球ちきゅう上じょう不同ふどう的てき時間じかん和わ地點ちてん，應おう該會表ひょう現出げんしゅつ有ゆう所しょ不同ふどう，它應該有視差しさ，但ただし它沒有ゆう。在ざい他た看み來らい，銀河ぎんが應おう該是天體てんたい[24]。

依據いきょ莫罕默德とく，阿おもね拉ひしげ伯はく天文學てんもんがく家か海うみ什木（西元にしもと965-1037）首くび次じ嘗試觀察かんさつ和わ量りょう測はか銀河ぎんが的てき視差しさ[25]，由ゆかり於銀河ぎんが沒ぼつ有ゆう視差しさ，因いん此，他た斷定だんてい它必然しか不ふ屬ぞく於大おだい氣き層そう，而在其外並なみ且遠離はなれ地球ちきゅう[26]。波なみ斯天文學てんもんがく家か比ひ魯尼（西元にしもと973-1048）提出ていしゅつ，銀河ぎんが是ぜ"無數むすう星雲せいうん、恆星こうせい性質せいしつ碎片さいへん的てき集合しゅうごう"[27]。安達あだち魯斯天文學てんもんがく家か伊い本ほん·巴ともえ哲あきら（"Avempace"，西元にしもとd.1138）提出ていしゅつ，銀河ぎんが由よし許多きょた幾いく乎相互そうご接觸せっしょく的てき恆星こうせい組成そせい，由ゆかり於受到次元じげん（sublunary）物質ぶっしつ折おり射しゃ的てき影響えいきょう，看み起おこり來らい像ぞう是ぜ一いち個こ連續れんぞく的てき影像えいぞう[23][28]，他た引用いんよう自身じしん對たい木星もくせい和わ火星かせい合ごう的てき觀察かんさつ，作為さくい當とう兩個りゃんこ物體ぶったい靠もたれ近時きんじ發生はっせい這種現象げんしょう的てき證據しょうこ[23]。在ざい14世紀せいき，出生しゅっしょう於敘利とぎ亞あ的てき伊い本ほん·巴ともえ圖ず塔とう提出ていしゅつ銀河ぎんが是ぜ由よし"無數むすう微小びしょう恆星こうせい組成そせい的てき固體こたい球體きゅうたい"[29]。

 
威い廉かど·赫歇爾なんじ假設かせつ太陽たいよう在ざい靠もたれ近きん中心ちゅうしん之の處しょ根據こんきょ恆星こうせい數量すうりょう估算，在ざい1785年ねん提出ていしゅつ的てき銀河系ぎんがけい形狀けいじょう

1610年ねん，義よし大利おおとし天文學てんもんがく家か伽とぎ利り略りゃく使用しよう望遠鏡ぼうえんきょう研究けんきゅう銀河系ぎんがけい，發現はつげん它是由よし大量たいりょう黯淡的てき恆星こうせい組成そせい，這一事實證明了銀河系是由許多恆星組成的[30][31]。

在ざい1750年ねん，英國えいこく天文學てんもんがく家か湯ゆ姆斯·萊特在ざい他た著作ちょさく的てき《宇宙うちゅう的てき原始げんし理論りろん或ある新しん假設かせつ》中ちゅう，推測すいそく銀河系ぎんがけい可能かのう類似るいじ於太陽系たいようけい，但ただし規模きぼ要よう大だい得とく多た，是ぜ由ゆかり引力いんりょく聚集大量たいりょう恆星こうせい組成そせい的てき旋轉せんてん體たい。由よし此產生せい的てき星ほし盤ばん，我わが們可以在星ほし盤ばん內部的てき透視とうし圖ず上じょう，看み到いた它在天空てんくう上じょう呈てい現げん一いち條じょう帶狀おびじょう物ぶつ[32][33]。在ざい1755年ねん的てき一いち篇へん論文ろんぶん中ちゅう，伊い曼努爾なんじ·康德やすのり詳細しょうさい了解りょうかい萊特關せき於銀河系ぎんがけい結構けっこう的てき觀點かんてん[34]。

威い廉かど·赫歇爾なんじ是ぜ第だい一位描述銀河系形狀和太陽位置的天文學家。他た通過つうか計算けいさん天空てんくう中ちゅう不同ふどう位置いち的てき恆星こうせい數量すうりょう，在ざい1785年ねん完成かんせい這項工作こうさく。他た以太陽たいよう靠もたれ近きん中心ちゅうしん的てき星ほし系けい中心ちゅうしん論ろん（英えい语：Galactocentrism）繪え製せい了一りょういち張ちょう銀河系ぎんがけい形狀けいじょう的てき圖ず[35][36]。雅まさ各かく布ぬの斯·卡普坦ひろし採用さいよう精せい益えき求もとめ精せい的てき方法ほうほう，在ざい1920年ねん得え到いた了りょう一個太陽靠近中心的小橢圓形星系（直徑ちょっけい15,000秒びょう差さ距）圖ず片へん。哈羅·沙すな普ひろし利り基もと於球狀きゅうじょう星團せいだん的てき分布ぶんぷ，採用さいよう不同ふどう的てき方法ほうほう，得とく到いた了りょう一いち個こ完全かんぜん不同ふどう的てき畫面がめん：直徑ちょっけい約やく70,000秒びょう差さ距的平坦へいたん盤面ばんめん，而且太陽たいよう遠とお離はなれ盤面ばんめん中心ちゅうしん[33]。這兩種しゅ分析ぶんせき都と沒ぼつ有ゆう考慮こうりょ到いた銀河ぎんが平面へいめん中ちゅう存在そんざい的てき宇宙うちゅう塵埃じんあい對たい光ひかり的てき吸收きゅうしゅう，但ただし是これ川かわ普ひろし勒（英えい语：Robert Julius Trumpler）通過つうか對たい疏散星團せいだん的てき研究けんきゅう，在ざい1930年ねん量りょう化か了りょう這種影響えいきょう之これ後ご，就出現しゅつげん了りょう我わが們宿主しゅくしゅ星ほし系けい當とう前まえ的てき圖ず片へん[37]。

 
以魚さかな眼鏡めがね頭あたま在ざい智さとし利り拍はく攝と的てき銀河系ぎんがけい馬ば賽さい克かつ。銀河ぎんが在ざい黑くろ暗くら的てき夜空よぞら中ちゅう以很高だか的てき傾かたぶけ角かく隆起りゅうき，銀河系ぎんがけい的てき衛星えいせい星ほし系けい，麥むぎ哲あきら倫りん雲くも出現しゅつげん在ざい左邊さへん的てき邊あたり緣えん附近ふきん

與あずか其他星雲せいうん的てき區別くべつ

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在ざい黑くろ暗くら的てき夜よる晚ばん，裸眼らがん可か以看到いた銀河ぎんが系けい之これ外的がいてき一いち些星系けい，包括ほうかつ仙女せんにょ座ざ星ほし系けい、大麥おおむぎ哲あきら倫りん星ほし系けい、小麥こむぎ哲あきら倫りん星ほし系けい和わ三角さんかく座ざ星ほし系けい。在ざい10世紀せいき，波は斯天文學ぶんがく家か阿おもね卜ぼく杜もり勒-拉ひしげ赫曼·蘇そ菲對たい仙女せんにょ座ざ星ほし系けい進行しんこう了りょう有紀ゆうき錄ろく以來いらい最早もはや的てき鑑定かんてい，將はた其描述じゅつ為ため一いち個こ"小しょう雲くも"[38]。在ざい964年ねん，蘇そ菲可能かのう在ざい他た的てき《恆星こうせい之これ書しょ》（指ゆび在ざい"阿おもね拉ひしげ伯はく南部なんぶ的てき阿おもね爾しか巴ともえ克かつ爾なんじ"[39]，因いん為ため在ざい他た居住きょじゅう的てき緯度いど是ぜ看み不ふ到いた南緯なんい70；直ちょく到いた16世紀せいき麥むぎ哲あきら倫りん航海こうかい，麥むぎ哲あきら倫りん雲くも才ざい為ため歐おう洲しゅう人じん熟知じゅくち。）中ちゅう提ひっさげ到いた了りょう大麥おおむぎ哲あきら倫りん星ほし系けい[40][39]。仙女せんにょ座ざ星ほし系けい後來こうらい在ざい1612年ねん被かむ西門にしもん·馬ば里さと烏がらす斯獨立どくりつ地ち發現はつげん[38]。 在ざい1734年ねん，哲學てつがく家か伊い曼紐·斯威登とう堡在ざい他た的てき《Principia》中ちゅう推測すいそく，在ざい我わが們自己じこ的てき銀河系ぎんがけい之の外そと，可能かのう會かい有ゆう星ほし系けい形成けいせい星ほし系けい團だん，這些星ほし系けい團だん只ただ是ぜ宇宙うちゅう中ちゅう極小きょくしょう的てき部分ぶぶん，宇宙うちゅう遠とお遠とお超ちょう出で我わが們能看み到いた的てき。這樣的てき觀點かんてん"非常ひじょう接近せっきん當今とうぎん的てき宇宙うちゅう觀かん"[41]。

在ざい1745年ねん，皮かわ埃ほこり爾なんじ·莫佩爾なんじ蒂推測すいそく一いち些類似るいじ星雲せいうん的てき天體てんたい是ぜ具有ぐゆう獨特どくとく性質せいしつ恆星こうせい的てき集合しゅうごう，包括ほうかつ自身じしん產さん生せい發光はっこう超ちょう光速こうそく體たい的てき恆星こうせい；並なみ重複じゅうふく了りょう約やく翰·赫維留とめ的てき觀點かんてん，即そく亮あきら點てん的てき質量しつりょう是ぜ巨大きょだい，而由於自身じしん的てき旋轉せんてん而變得どく扁平へんぺい[42]。 在ざい1750年ねん，湯ゆ姆斯·萊特推測すいそく銀河系ぎんがけい是ぜ一いち個こ扁平へんぺい的てき星ほし盤ばん，在ざい夜空よぞら中ちゅう可か見み的てき一些星雲可能是獨立的星系[33][43]。

 
以撒·羅ら伯はく斯在ざい1899年ねん拍はく攝と的てき"仙女せんにょ座ざ大だい星雲せいうん"，後來こうらい被ひ確認かくにん是ぜ仙女せんにょ座ざ星ほし系けい

在ざい18世紀せいき末まつ，查爾斯·梅うめ西にし耶編へん製せい了りょう星ほし表ひょう，收錄しゅうろく了りょう109個こ最さい亮あきら的てき天體てんたい，而它們都是ぜ外觀がいかん模糊もこ的てき。隨ずい後ご，威い廉かど·赫歇爾なんじ收集しゅうしゅう了りょう5,000個こ星雲せいうん，集しゅう結成けっせい目錄もくろく[33]。在ざい1845年ねん，羅ら西にし勳爵くんしゃく建造けんぞう了りょう一いち架か新しん的てき望遠鏡ぼうえんきょう，能のう够區分くぶん橢圓だえん星雲せいうん和わ螺旋らせん星雲せいうん。他た還かえ設しつらえ法ほう找出這些星雲せいうん中ちゅう個別こべつ的てき點てん光源こうげん，為ため康德やすのり早期そうき的てき推測すいそく提供ていきょう了りょう依據いきょ[44]。

在ざい1912年ねん，維斯托たく·斯里弗どる對たい最さい亮あきら的てき螺旋らせん星雲せいうん進行しんこう光こう譜ふ研究けんきゅう，以確定かくてい它們的てき組成そせい。斯里弗どる發現はつげん螺旋らせん星雲せいうん有ゆう很高的てき都と卜ぼく勒頻移うつり，這表明ひょうめい它們的てき運動うんどう速度そくど超過ちょうか了りょう他所よそ測量そくりょう到いた恆星こうせい的てき速度そくど。他た發現はつげん這些星雲せいうん的てき大だい多數たすう都と在ざい遠とお離はなれ我わが們[45][46]。

在ざい1917年ねん，希まれ伯はく·柯蒂斯在ざい仙女せんにょ座ざ星雲せいうん中ちゅう觀測かんそく到いた新星しんせい仙女せんにょ座ざS（當時とうじ已やめ經けい將はた仙女せんにょ座ざ星ほし系けい收錄しゅうろく為ため梅うめ西にし耶天體たい，稱たたえ為ためM31）。在ざい蒐索攝と影かげ紀き錄ろく時じ，他た又また發現はつげん了りょう11顆。柯蒂斯注意ちゅうい到いた，這些新星しんせい平均へいきん比ひ我わが們銀河系ぎんがけい的てき新星しんせい要よう暗くら10個こ星ほし等ひとし。由よし於這個こ結果けっか，他た估計仙女せんにょ座ざ星ほし系けい的てき距離きょり在ざい150,000秒びょう差さ距。他た成なり為ため所謂いわゆる"島とう宇宙うちゅう"假說かせつ的てき支持しじ者しゃ，該假說せつ認みとめ為ため螺旋らせん星雲せいうん實際じっさい上じょう是ぜ獨立どくりつ的てき星ほし系けい[47]。

哈羅·沙すな普ひろし利り和わ希まれ伯はく·柯蒂斯在ざい1920年ねん，就關於星系けい的てき性質せいしつ、螺旋らせん星雲せいうん和わ宇宙うちゅう的てき維度的てき進行しんこう了りょう世紀せいき大だい辯論べんろん。為ため了りょう支持しじ他た關せき於仙女おんな座ざ星雲せいうん是ぜ銀河系ぎんがけい外的がいてき一いち個こ星ほし系けい的てき說法せっぽう，柯蒂斯注意ちゅうい到いた銀河系ぎんがけい中ちゅう出現しゅつげん類似るいじ於塵埃ほこり雲くも的てき暗くら帶たい，以及顯著けんちょ的てき都と卜ぼく勒頻移うつり[48]。

在ざい1922年ねん，愛あい沙すな尼あま亞あ天文學てんもんがく家か恩おん斯特·奧おく匹ひき克かつ給きゅう出で了りょう一いち個こ距離きょり測定そくてい，支持しじ仙女せんにょ座ざ星雲せいうん確實かくじつ是ぜ一いち個こ銀河系ぎんがけい外がい天體てんたい的てき理論りろん[49]。愛あい德とく溫ゆたか·哈伯使用しよう威い爾しか遜へりくだ山やま天文台てんもんだい新しん的てき100英えい吋いんち望遠鏡ぼうえんきょう，可か以解析出せきしゅつ一些螺旋星雲外側那些恆星集合中的單獨個體，並なみ識別しきべつ初はつ一いち些造みやつこ父ちち變へん星ぼし，從したがえ而能夠讓他た測量そくりょう出で這些星雲せいうん的てき距離きょり：它們太ふとし遙遠ようえん，不ふ能成よしなり為ため銀河系ぎんがけい的てき一いち部分ぶぶん[50]。在ざい1926年ねん，哈伯提出ていしゅつ了りょう一個至今能在使用的星ほし系けい型がた態たい分類ぶんるい法ほう[51]。

現代げんだい研究けんきゅう

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典型てんけい的てき螺旋らせん星ほし系けい自轉じてん曲線きょくせん：（A）根據こんきょ可か見物けんぶつ質しつ預あずか測はか的てき曲線きょくせん，和かず（B）實際じっさい觀測かんそく的てき曲線きょくせん。距離きょり是ぜ從したがえ星ほし系けい核心かくしん起算きさん

在ざい1944年ねん，亨とおる德とく里さと克かつ·C·范德胡えびす斯特預あずか測はか可か以從星ほし際ぎわ原子げんし氫氣體きたい中ちゅう探測たんそく到いた21公おおやけ分ぶん的てき微ほろ波なみ輻射ふくしゃ[52]；並なみ且在1951年ねん有人ゆうじん探測たんそく到いた。這種輻射ふくしゃ不ふ受塵埃ほこり吸收きゅうしゅう的てき影響えいきょう，因いん此他的てき都と卜ぼく勒頻移うつり可か以用來らい繪え製せい星ほし系けい中ちゅう氣體きたい的てき運動うんどう圖ず。這些觀測かんそく的てき結果けっか導しるべ致在我わが們的星ほし系けい中心ちゅうしん有ゆう一いち個こ旋轉せんてん的てき棒狀ぼうじょう結構けっこう的てき假說かせつ[53]。隨ずい著ちょ電波でんぱ望遠鏡ぼうえんきょう的てき改あらため進すすむ，也可以追蹤在其他星ほし系けい中ちゅう的てき氫氣。在ざい1970年代ねんだい，薇ぜんまい拉ひしげ·魯賓的てき觀測かんそく揭示けいじ了りょう星ほし系けい自轉じてん速度そくど與あずか可か見み的てき恆星こうせい和氣わき體たい總そう質量しつりょう預あずか測はか值之間あいだ的てき差異さい。今こん天てん，星ほし系けい自轉じてん問題もんだい被ひ認みとめ為ため是ぜ存在そんざい著ちょ大量たいりょう看み不ふ見み的てき暗くら物質ぶっしつ來き[54][55]。

 
科學かがく家か們利用りよう大だい天文台てんもんだい起源きげん深ふか空むなし巡じゅん天てん（英えい语：Great Observatories Origins Deep Survey）（GOODS）調ちょう查中可か見み的てき星ほし系けい來らい重おも新しん計算けいさん星ほし系けい的てき總數そうすう[56]

從したがえ20世紀せいき的てき90年代ねんだい開始かいし，哈伯太はかた空そら望遠鏡ぼうえんきょう獲得かくとく了りょう更さら好このみ的てき觀測かんそく結果けっか。除じょ此之外がい，哈伯的てき數すう據よりどころ幫助我わが們確定かくてい了りょう銀河系ぎんがけい中ちゅう缺かけ失しつ的てき暗くら物質ぶっしつ，不可能ふかのう僅僅きんきん由よし本來ほんらい就很小しょう很暗的てき恆星こうせい組成そせい[57]。哈伯深ふか空むなし是ぜ對たい天空てんくう中ちゅう非常ひじょう空そら曠的部分ぶぶん進行しんこう極ごく長時間ちょうじかん的てき曝光，它提供ていきょう了りょう證據しょうこ，證明しょうめい在ざい可か觀測かんそく宇宙うちゅう中大ちゅうだい約やく有ゆう1,250億おく（1.25×1011）星ほし系けい[58]。探測たんそく人類じんるい看み不ふ見み的てき光ひかり譜ふ的てき科技かぎ進步しんぽ（電波でんぱ望遠鏡ぼうえんきょう、紅べに外線がいせん照あきら相しょう機き、和わX射い線せん望遠鏡ぼうえんきょう），可か以探測たんそく到いた哈伯未み能のう探測たんそく到いた的てき星ほし系けい。特別とくべつ是ぜ在ざい隱かくれ帶たい（在ざい可か見み光波こうは段だん被ひ銀河系ぎんがけい遮蔽しゃへい的てき天空てんくう區域くいき）的てき星ほし系けい調ちょう查，揭示けいじ了りょう許多きょた新しん的てき星ほし系けい[59]。

在ざい2016年ねん，發表はっぴょう在ざい天文てんもん物理ぶつり期き刊かん上うえ，由ゆかり諾だく丁ひのと漢かん大學だいがくChristopher Conselice（英えい语：Christopher Conselice）領りょう導しるべ的てき一いち項こう研究けんきゅう，通過つうか對たい哈伯太はかた空そら望遠鏡ぼうえんきょう20年ねん來所らいしょ收集しゅうしゅう的てき影像えいぞう進行しんこう三維建模得出的結論，在ざい可か觀測かんそく宇宙うちゅう中有ちゅうう超過ちょうか2兆ちょう個こ（2×1012）星ほし系けい[10][11][60][61]。

類型るいけい和わ形態けいたい

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主しゅ条目じょうもく：星ほし系けい型がた態たい分類ぶんるい
 
根據こんきょ哈伯分類ぶんるい方案ほうあん的てき星ほし系けい類型るいけい： E表示ひょうじ橢圓だえん星ほし系けい，S是ぜ螺旋らせん星ほし系けい，SB是ぜ棒ぼう旋星系けい[note 1]

星ほし系けい主要しゅよう有ゆう三さん種類しゅるい型がた：橢圓だえん星ほし系けい、螺旋らせん星ほし系けい和わ不規則ふきそく星ほし系けい。哈伯序列じょれつ根據こんきょ其外觀かん，對たい星ほし系けい類型るいけい的てき描述更さら為ため廣こう泛。由よし於哈伯はく序列じょれつ完全かんぜん基もと於視覺しかく型がた態たい的てき類型るいけい（形狀けいじょう），因いん此它可能かのう錯過星ほし系けい的てき某ぼう些重要よう特徵とくちょう，例れい如星ほし暴星系けい中なか的てき恆星こうせい形成けいせい速はや率りつ和わ活動かつどう星ほし系けい核心かくしん的てき活動かつどう[7]。

橢圓だえん星ほし系けい

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主しゅ条目じょうもく：橢圓だえん星ほし系けい

哈伯分類ぶんるい系統けいとう根據こんきょ橢圓だえん度ど對たい橢圓だえん星ほし系けい進行しんこう分類ぶんるい，橢圓だえん度ど從したがえE0到いたE7（扁平へんぺい率りつ增加ぞうか）。這些星ほし系けい有ゆう一いち個こ橢球體きゅうたい的てき輪廓りんかく，無論むろん觀察かんさつ角度かくど為ため何なん，都と呈てい現出げんしゅつ橢圓だえん形がた的てき外觀がいかん。從したがえ它們的てき外觀がいかん來らい看み，幾いく乎沒有ゆう結構けっこう，而且通常つうじょう只ただ有ゆう相對そうたい較少的てき星ほし際ぎわ物質ぶっしつ。因よし此，這些星ほし系けい的てき疏散星團せいだん比例ひれい也很低てい，而且新しん恆星こうせい形成けいせい的てき速度そくど也將低てい了りょう。另一方面ほうめん，它們通常つうじょう由よし更さら古老ころう、更さら為ため演えんじ化か的てき恆星こうせい所しょ支配しはい，它們的てき恆星こうせい以隨機き的てき方向ほうこう圍繞いじょう著ちょ共同きょうどう的てき質しつ心しん運行うんこう。因よし為ため恆星こうせい在ざい初はつ始はじめ爆發ばくはつ後ご就停止ていし，恆星こうせい只ただ含有がんゆう低てい豐ゆたか度ど的てき重じゅう元素げんそ。從したがえ這個意義いぎ上うえ說せつ，它們與あずか小しょう得とく多た的てき球狀きゅうじょう星團せいだん有ゆう些相似そうじ[62]。

最大さいだい的てき星ほし系けい是ぜ巨きょ橢圓だえん星ほし系けい。許多きょた橢圓だえん星ほし系けい被ひ認みとめ為ため是ぜ由よし於星ほし系けい交互こうご作用さよう所ところ導しるべ致的碰撞和合わごう併而形成けいせい。它們可か以長到いた巨大きょだい的てき尺寸しゃくすん（例れい如，與あずか螺旋らせん星ほし系けい比較ひかく），巨きょ橢圓だえん星ほし系けい通常つうじょう是ぜ在ざい大だい的てき星ほし系けい團だん核心かくしん附近ふきん被ひ發現はつげん[63]。

cD 型がた星ほし系けい

最大さいだい的てき星ほし系けい是ぜ cD 型がた星ほし系けい， 它們通常つうじょう被ひ稱しょう為ため超ちょう巨きょ橢圓だえん星ほし系けい，是ぜ已やめ知ち暫CD型がた星ほし系けい最大さいだい、最さい亮あきら的てき星ほし系けい。這些星ほし系けい的てき特徵とくちょう是ぜ中央ちゅうおう橢圓だえん形がた核かく，帶おび有ゆう廣こう泛而微弱びじゃく的てき恆星こうせい光こう環たまき，延伸えんしん至いたり兆ちょう秒びょう差さ距尺度ど。

殼から層そう星ほし系けい

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哈伯拍はく攝と的てき殼から層そう星ほし系けいNGC 3923

殼から層そう星ほし系けい是ぜ星ほし系けい暈かさ中ちゅう的てき恒星こうせい排列はいれつ在ざい同心どうしん殼から層そう中ちゅう的てき橢圓だえん星ほし系けい。大約たいやく十分之一的橢圓星系具有這種殼層狀的結構，而在螺旋らせん星ほし系けい中ちゅう從したがえ未み觀測かんそく到いた這種結構けっこう。一般いっぱん認みとめ為ため，當とう一個較大的星系吸收掉一個較小的衛星星系時，就會形成けいせい這種殼から層狀そうじょう的てき結構けっこう。當とう兩個りゃんこ星ほし系けい靠もたれ近時きんじ，中心ちゅうしん的てき恆星こうせい就會圍繞いじょう著ちょ一いち個こ中心ちゅうしん點てん開始かいし振盪しんとう，這種振盪しんとう產さん生せい的てき引力いんりょく漣さざなみ漪，類似るいじ於在水面すいめん上じょう傳播でんぱ的てき漣さざなみ漪，形成けいせい恆星こうせい的てき外そと殼から。例れい如，星ほし系けいNGC 3923有ゆう超過ちょうか20個こ殼から層そう[64]。

螺旋らせん星ほし系けい

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主しゅ条目じょうもく：螺旋らせん星ほし系けい
 
風車かざぐるま星ほし系けい，NGC 5457

螺旋らせん星ほし系けい類似るいじ於螺旋らせん狀じょう風車かざぐるま。雖然這種星ほし系けい包含ほうがん的てき恆星こうせい和わ其它見み的てき物質ぶっしつ大だい多た位い於一いち個こ平面へいめん上じょう，但ただし大だい多數たすう的てき質量しつりょう都と存在そんざい於暗くら物質ぶっしつ中なか，以大致呈球形きゅうけい的てき星ほし系けい暈かさ環たまき繞にょう在ざい星ほし系けい周圍しゅうい。星ほし系けい暈かさ的てき範圍はんい超ちょう出で可か見み部分ぶぶん，通過つうか對たい星ほし系けい自轉じてん曲線きょくせん的てき觀察かんさつ，證あかし實じつ了りょう暗くら物質ぶっしつ的てき分布ぶんぷ[65]。

螺旋らせん星ほし系けい由よし恆星こうせい和わ星ほし際ぎわ物質ぶっしつ組成そせい旋轉せんてん的てき盤面ばんめん，較老的てき恆星こうせい一般聚集在中心形成凸起的核かく球だま，相對そうたい較明亮あきら的てき螺旋らせん臂ひじ從したがえ核かく球だま向こう外そと延伸えんしん。在ざい哈伯分類ぶんるい系統けいとう中ちゅう，螺旋らせん星ほし系けい以S代表だいひょう類型るいけい，後ご面めん跟隨小しょう寫字しゃじ母はは（a、b、或あるc），表示ひょうじ螺旋らせん臂ひじ的てき鬆す緊度和わ中央ちゅうおう核かく球だま的てき大小だいしょう。Sa是ぜ星ほし系けい的てき螺旋らせん臂ひじ緊密きんみつ，以致不易ふえき界かい定てい範圍はんい和わ辨べん識，並なみ且擁有ゆう相對そうたい較大的てき核かく球だま。另一端はし的てき例れい子こ是ぜSc，呈てい現げん開放かいほう的てき狀態じょうたい，螺旋らせん臂ひじ可か以明確かく的てき辨べん認みとめ，核かく球だま也相對たい較小[66]。螺旋らせん臂ひじ不明ふめい確かく的てき螺旋らせん星ほし系けい有ゆう時じ會かい稱たたえ為ため絮結螺旋らせん星ほし系けい；與あずか擁よう有ゆう突出とっしゅつ且可明確めいかく辨べん識螺旋臂的てき宏ひろし觀かん螺旋らせん星ほし系けい形成けいせい鮮明せんめい的てき對比たいひ[67]。因よし為ため有ゆう些螺旋星系けい的てき盤面ばんめん有ゆう厚あつ厚あつ的てき凸とつ起おこり，而另一些則很薄又密實，因いん此星系けい旋轉せんてん的てき速度そくど被ひ認みとめ為ため與あずか圓盤えんばん的てき平坦へいたん度ど相關そうかん[68]。

 
NGC 1300：一いち個こ棒ぼう旋星系けい的てき例れい子こ

在ざい螺旋らせん星ほし系けい中ちゅう，螺旋らせん臂ひじ的てき形狀けいじょう確實かくじつ具有ぐゆう近似きんじ等角とうかく螺にし線せん的形まとがた狀じょう。從したがえ理論りろん上うえ講こう，這種模も式しき可か以證明しょうめい是ぜ恆星こうせい均ひとし勻旋轉せんてん質量しつりょう的てき擾動造成ぞうせい的てき。與あずか恆星こうせい一いち樣よう，螺旋らせん臂ひじ圍繞いじょう中心ちゅうしん旋轉せんてん，但ただし它們以恆定じょう的てき角速度かくそくど旋轉せんてん。螺旋らせん臂ひじ被ひ認みとめ為ため是ぜ物質ぶっしつ密度みつど高だか的てき區域くいき，或ある"密度みつど波は"[69]。當とう恆星こうせい穿ほじ過か螺旋らせん臂ひじ時じ，每まい顆恆星こうせい的てき系統けいとう的てき空間くうかん速度そくど被ひ高密度こうみつど的てき引力いんりょく改變かいへん（當とう恆星こうせい從したがえ另一側がわ離はなれ開ひらき後ご，速度そくど恢復かいふく正常せいじょう。）。這種效こう應おう類似るいじ於在高速こうそく公こう路上ろじょう行ぎょう駛的汽車きしゃ因いん局部きょくぶ擁よう塞ふさが時とき減速げんそく的てき"浪なみ潮しお"。因いん為ため高密度こうみつど促進そくしん恆星こうせい的てき形成けいせい，因いん此它們蘊藏ぞう著ちょ許多きょた明あきら亮あきら且年輕けい的てき恆星こうせい，這使螺旋らせん臂ひじ較顯而易見み[70]。

 
霍格天體てんたい：一いち個こ環かん星ほし系けい的てき例れい子こ

棒ぼう旋星系けい

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主しゅ条目じょうもく：棒ぼう旋星系けい

大だい多數たすう的てき螺旋らせん星ほし系けい，包括ほうかつ我わが們自己じこ的てき銀河系ぎんがけい，都と有ゆう一個線性的條狀帶，向こう外そと延伸えんしん至いたり核心かくしん的てき兩側りょうがわ，然しか後こう銜接到いた螺旋らせん臂ひじ的てき結構けっこう上うえ[71]。在ざい哈伯分類ぶんるい系統けいとう中ちゅう，這類星ほし系けい以"SB"表示ひょうじ，後ご面めん跟隨小しょう寫字しゃじ母はは（a、b、或あるc），表示ひょうじ螺旋らせん臂ひじ的てき形態けいたい（與あずか正常せいじょう螺旋らせん星ほし系けい的てき分類ぶんるい相しょう同どう）。棒ぼう被ひ認みとめ為ため是ぜ臨時りんじ結構けっこう，由ゆかり於密度みつど波は從したがえ核心かくしん向こう外そと輻射ふくしゃ，或ある可能かのう是ぜ與あずか其他星ほし系けい的てき潮汐ちょうせき交互こうご作用さよう而發生はっせい[72]。可能かのう是ぜ氣體きたい沿著螺旋らせん臂ひじ被ひ引導いんどう至いたり核心かくしん，許多きょた棒ぼう旋星系けい是ぜ活躍かつやく的てき[73]。

我わが們自己じこ的てき星ほし系けい，銀河系ぎんがけい，是ぜ有ゆう著ちょ巨大きょだい圓盤えんばん形狀けいじょう的てき棒ぼう旋星系けい[74]，直徑ちょっけい大約たいやく30,000秒びょう差さ距，厚あつ約やく1,000秒びょう差さ距。包含ほうがん大約たいやく2千せん億おく（2×1011）顆恆星ぼし[75]。恆星こうせい的てき總そう質量しつりょう大約たいやく是ぜ6,000億おく（6×1011）太陽たいよう質量しつりょう[76]。

超ちょう亮あきら螺旋らせん星ほし系けい

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最近さいきん，研究けんきゅう人じん描述了りょう一種稱為超亮螺旋的星系。它們非常ひじょう巨大きょだい，直徑ちょっけい可能かのう超過ちょうか437,000光年こうねん（銀河系ぎんがけい的てき直徑ちょっけい只ただ有ゆう100,000光年こうねん）。它們的てき質量しつりょう估計為ため3,400億おく太陽たいよう質量しつりょう，產さん生せい大量たいりょう的てき紫外線しがいせん和わ中ちゅう紅べに外線がいせん。科學かがく家か認みとめ為ため它們的てき恆星こうせい形成けいせい速度そくど比ひ我わが們的銀河系ぎんがけい快かい30倍ばい左右さゆう[77][78]。

其他型がた態たい

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  • 特殊とくしゅ星ほし系けい是ぜ由よし於和其他星ほし系けい的てき潮汐ちょうせき交互こうご作用さよう而形成けいせい的てき星ほし系けい結構けっこう。
    • 環かん星ほし系けい有ゆう一個由恆星和星際物質組成的環狀結構，圍繞いじょう著ちょ一いち個こ裸はだか露ろ的てき核心かくしん。環かん星ほし系けい被ひ認みとめ為ため是ぜ在ざい一個較小的星系穿過一個螺旋星系的核心時產生的[79]。此類事件じけん可能かのう影響えいきょう了りょう仙女せんにょ座ざ星ほし系けい，因よし為當ためとう使用しよう紅べに外線がいせん觀測かんそく它時，它顯示けんじ出で多た環狀かんじょう的てき結構けっこう[80]。
  • 透とおる鏡きょう星ほし系けい是ぜ一種兼具橢圓星系和螺旋星系性質的中間形式。它們在ざい哈伯分類ぶんるい系統けいとう被ひ歸き類るい為ためS0型がた，有ゆう著ちょ界線かいせん不明ふめい確かく的てき螺旋らせん臂ひじ和わ橢圓だえん的てき恆星こうせい[81]（透とおる鏡きょう星ほし系けい在ざい哈伯分類ぶんるい為ためSB0。）。
  • 不規則ふきそく星ほし系けい是ぜ指ゆび不能ふのう明確めいかく劃分為ため橢圓だえん或ある螺旋らせん形態けいたい的てき星ほし系けい。
    • Irr-I有ゆう一いち些結構けっこう，但ただし並なみ不ふ符合ふごう哈伯分類ぶんるい系統けいとう的てき結構けっこう，可能かのう是ぜ遠どお本ほん的てき結構けっこう已やめ經けい被ひ破壞はかい了りょう。
    • Irr-II沒ぼつ有ゆう任にん何なん類似るいじ哈伯分類ぶんるい系統けいとう的てき結構けっこう，也可能かのう是ぜ完全かんぜん被ひ破壞はかい了りょう。 [82]。附近ふきん的てき（矮星系けい）不規則ふきそく星ほし系けい包括ほうかつ麥むぎ哲あきら倫りん雲くも。
  • 超ちょう稀まれ疏星系けい（ultra diffuse galaxy，UDG）是ぜ密度みつど極ごく低ひく的てき星ほし系けい。這種星ほし系けい可能かのう與あずか銀河系ぎんがけい大小だいしょう相しょう同どう，但ただし可か見み的てき恆星こうせい數量すうりょう僅為銀河系ぎんがけい的てき1%。缺乏けつぼう光度こうど是ぜ因いん為ため它缺少しょう形成けいせい恆星こうせい的てき氣體きたい，這導致它只ただ有ゆう古老ころう的てき恆星こうせい族ぞく群ぐん。

矮星系けい

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主しゅ条目じょうもく：矮星系けい

儘管有ゆう突出とっしゅつ的てき橢圓だえん星ほし系けい和わ螺旋らせん星ほし系けい，但ただし大だい多數たすう星ほし系けい都と是ぜ矮星系けい。與あずか其它星ほし系けい比較ひかく，這些星ほし系けい相對そうたい嬌小，大小だいしょう大約たいやく是ぜ銀河系ぎんがけい的てき1%，只ただ包含ほうがん數すう十じゅう億おく顆恆星ぼし。最近さいきん發はつ現有げんゆう超ちょう緻密ちみつ的てき矮星系けい，它們的てき大小だいしょう只ただ有ゆう100秒びょう差さ距 [83]。

許多きょた矮星系けい可能かのう圍繞いじょう著ちょ一個更大的星系運行；我わが們的銀河系ぎんがけい至いたり少しょう有ゆう十餘顆這樣的衛星星系，估計還かえ有ゆう300-500顆尚未み發現はつげん[84]。矮星系けい也可以分為ため橢圓だえん、螺旋らせん或ある不規則ふきそく。由よし於小的てき矮橢圓えん星ほし系けい與あずか大だい的てき橢圓だえん星ほし系けい幾いく乎沒有ゆう相似そうじ之の處しょ，所以ゆえん它們通常つうじょう會かい被ひ稱しょう為ため矮橢球だま星ほし系けい來き取ど代だい。

一いち項こう對たい銀河系ぎんがけい附近ふきん27個こ矮星系けい的てき研究けんきゅう發現はつげん，不ふ管かん這個矮星系けい有數ゆうすう千萬顆還是數億顆恆星，它的核心かくしん質量しつりょう均ひとし約やく為ため1,000萬まん太陽たいよう質量しつりょう。這導致了這樣的てき一種いっしゅ說法せっぽう：星ほし系けい主要しゅよう由ゆかり暗くら物質ぶっしつ形成けいせい，最小さいしょう的てき尺寸しゃくすん可能かのう表明ひょうめい一いち種しゅ溫ぬる暗くら物質ぶっしつ無法むほう在ざい較小的てき尺度しゃくど上じょう進行しんこう引力いんりょく合併がっぺい的てき形式けいしき（性質せいしつ）[85]。

其它類型るいけい的てき星ほし系けい

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交互こうご作用さよう

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主しゅ条目じょうもく：交互こうご作用さよう星ほし系けい
 
正せい在ざい經歷けいれき一場いちじょう碰撞中ちゅう的てき觸さわ鬚ひげ星ほし系けい，最終さいしゅう將はた導しるべ致它們合併がっぺい

星ほし系けい間あいだ的てき交互こうご作用さよう相對そうたい頻繁ひんぱん，這在星ほし系けい演えんじ化か中ちゅう扮ふん演えんじ重要じゅうよう的てき角かく色しょく。星ほし系けい間あいだ的てき擦こす身み而過會かい由よし於潮汐ちょうせき交互こうご作用さよう而導致扭曲きょく變形へんけい，並なみ可能かのう導しるべ致一些氣體和塵埃的交換[86][87]。

當とう兩個りゃんこ星ほし系けい直接ちょくせつ穿ほじ過か彼此ひし，就會發生はっせい碰撞，但ただし如果有ゆう足あし夠的相對そうたい動どう量りょう，就不會かい合併がっぺい。交互こうご作用さよう星ほし系けい中ちゅう的てき恆星こうせい通常つうじょう不ふ會かい發生はっせい碰撞，但ただし在ざい兩者りょうしゃ中ちゅう的てき氣體きたい和わ塵埃じんあい會かい相互そうご作用さよう，由實ゆみ惠めぐみ觸發しょくはつ恆星こうせい的てき生成せいせい。碰撞也會嚴重げんじゅう扭曲星ほし系けい的てき型がた狀じょう，形成けいせい棒狀ぼうじょう、環狀かんじょう或ある尾お狀じょう結構けっこう[86][87]

最さい極端きょくたん的てき交互こうご作用さよう是ぜ星ほし系けい合併がっぺい。在ざい這種情況じょうきょう下か，兩個りゃんこ星ほし系けい的てき相對そうたい動どう量りょう不足ふそく以讓兩個りゃんこ星ほし系けい彼此ひし通過つうか。取と而代之これ的てき是ぜ它們逐漸合併がっぺい成なり一個更大的單一星系。與原よはら本ほん的てき星ほし系けい對比たいひ，合併がっぺい會かい導しるべ致形態けいたい上じょう顯著けんちょ的てき改變かいへん。如果合併がっぺい的てき星ほし系けい之の一比另一個星系大很多，那な麼過程かてい的てき結果けっか會かい被ひ稱しょう為ため吞噬。質量しつりょう相對そうたい大だい很多的てき星ほし系けい，相對そうたい的てき不ふ會かい受到合併がっぺい的てき影響えいきょう，而較小しょう的てき星ほし系けい則のり會かい四分五裂しぶんごれつ。銀河系ぎんがけい目前もくぜん正ただし在ざい吞噬人馬じんば座ざ矮橢圓えん星ほし系けい和わ大だい犬いぬ座ざ矮星系けい [86][87]。

星ほし暴星系けい

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主しゅ条目じょうもく：星ほし暴星系けい
 
M82是ぜ一いち個こ星ほし暴星系けい。它的恆星こうせい形成けいせい量りょう是正ぜせい常つね星ほし系けい的てき10倍ばい[88]

在ざい星ほし系けい中ちゅう的てき恆星こうせい是ぜ由よし巨大きょだい分子ぶんし雲くも中ちゅう儲もうか備的冷氣れいき體たい形成けいせい的てき。一些星系被觀察到以異常的速度形成恆星，這就是ぜ所謂いわゆる的てき恆星こうせい爆發ばくはつ。如果它繼續けいぞく這樣做，那な麼將會かい在ざい比ひ星ほし系けい壽命じゅみょう短たん的てき時間じかん內消耗しょうもう掉它們儲備的氣體きたい。因よし此，恆星こうせい爆發ばくはつ通常つうじょう只ただ會かい持續じぞく大約たいやく一いち千せん萬まん年ねん，這在星ほし系けい的てき生命せいめい史上しじょう是ぜ相對そうたい較短的てき時間じかん。星ほし暴星系けい在ざい宇宙うちゅう早期そうき更さら為ため常見つねみ[89]，即そく使つかい在ざい現在げんざい，估計仍有15%的てき星ほし系けい有ゆう這樣的てき恆星こうせい產さん生せい率りつ[90]。

星ほし暴星系けい的てき特徵とくちょう是ぜ氣體きたい塵埃じんあい的てき濃度のうど和わ新しん形成けいせい恆星こうせい的てき出現しゅつげん，包括ほうかつ大だい質量しつりょう恆星こうせい電離でんり周圍しゅうい的てき雲氣うんき形成けいせいH II區域くいき[91]。這些大だい質量しつりょう恆星こうせい產さん生せい超新星ちょうしんせい爆ばく炸，導しるべ致膨脹ぼうちょう的てき殘餘ざんよ物ぶつ與あずか周圍しゅうい的てき氣體きたい發生はっせい強きょう而有力りょく的てき交互こうご作用さよう。這些爆發ばくはつ引發恆星こうせい形成けいせい的てき連鎖れんさ反應はんのう，擴散かくさん到いた整せい個こ氣き態たい區域くいき。只ただ有ゆう當とう可用かよう的てき氣體きたい幾いく乎被消耗しょうもう或ある分散ぶんさん時じ，星ほし爆ばく活動かつどう才ざい會かい結束けっそく[89]。

恆星こうせい爆發ばくはつ通常つうじょう與あずか星ほし系けい合併がっぺい或ある交互こうご作用さよう相關そうかん。這種星ぼし暴形成けいせい交互こうご作用さよう的てき原型げんけい例れい子こ是ぜM82，它曾經けい與あずか較大的てきM81有ゆう過か一いち次じ親密しんみつ接觸せっしょく。不規則ふきそく星ほし系けい經常けいじょう表ひょう現出げんしゅつ星ぼし爆ばく活動かつどう的てき間隔かんかく結ゆい[92]。

活躍かつやく星ほし系けい

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主しゅ条目じょうもく：活躍かつやく星ほし系けい核かく
 
從したがえ核心かくしん發はつ射出しゃしゅつ一股粒子噴流的橢圓電波星系M87

如果星ほし系けい中ちゅう包含ほうがん一いち個こ活躍かつやく星ほし系けい核かく（AGN），那な麼有一部分觀測到的星系會被歸類為活躍星系。這種星ほし系けい輸出ゆしゅつ的てき總そう能のう量りょう有ゆう很大的てき一部分來是活躍星系核的發射，而不是ぜ由よし恆星こうせい、塵埃じんあい和わ星ほし系けい的てき星ほし際ぎわ物質ぶっしつ發射はっしゃ。

活躍かつやく星ほし系けい核かく的てき標準ひょうじゅん模型もけい是ぜ基もと於圍繞いじょう該星系けい核心かくしん區く超ちょう大だい質量しつりょう黑くろ洞ほら（SMBH）形成けいせい的てき吸積盤ばん[93]。在ざい大約たいやく10%的てき星ほし系けい中ちゅう，一いち對たい方向ほうこう截然せつぜん相反あいはん的てき高こう能のう噴流ふんりゅう已やめ接近せっきん光速こうそく的てき速度そくど從したがえ星ほし系けい核かく新しん噴出ふんしゅつ粒子りゅうし。產さん生せい這種噴流ふんりゅう的てき機き制せい尚なお不ふ清楚せいそ[94]。

耀變體へんたい

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主しゅ条目じょうもく：耀變體へんたい

耀變體へんたい（Blazar）被ひ認みとめ為ため是ぜ一いち種しゅ活躍かつやく星ほし系けい，有ゆう一いち個こ指向しこう地球ちきゅう方向ほうこう的てき相對そうたい論ろん性せい噴流ふんりゅう。一いち個こ電波でんぱ星ほし系けい從したがえ相對そうたい論ろん性せい噴流ふんりゅう發射はっしゃ電波でんぱ的てき頻しき率りつ。活動かつどう星ほし系けい的てき統一とういつ模型もけい認みとめ為ため，可か以根據こんきょ觀察かんさつ者しゃ的てき視角しかく解釋かいしゃく它們之の間あいだ的てき差異さい[94]

低てい電離でんり星ほし系けい核かく

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主しゅ条目じょうもく：低てい電離でんり星ほし系けい核かく

可能かのう與あずか活躍かつやく星ほし系けい核かく（以及星ほし暴區域くいき）有ゆう關せき的てき是ぜ低てい電離でんり星ほし系けい核かく發射はっしゃ區域くいき（LINERs）。這種類型るいけい星ほし系けい的てき發射はっしゃ主要しゅよう由よし弱じゃく電離でんり的てき元素げんそ控ひかえ制せい。弱じゃく電離でんり輻射ふくしゃ的てき激發げきはつ元もと包括ほうかつ後ごAGB星ほし、AGN、和わ激げき波は[95]。在ざい鄰近的てき星ほし系けい中ちゅう，大約たいやく三分之一的被歸類為含有低電離星系核的核心[93][95][96]。

西にし佛ふつ星ほし系けい

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主しゅ条目じょうもく：西にし佛ふつ星ほし系けい

西にし佛ふつ星ほし系けい是ぜ最大さいだい的てき兩個りゃんこ活かつ耀星系けい群ぐん之の一いち，另一群ぐん是ぜ類るい星ほし體たい。它們有ゆう類似るいじ於類星ほし體たい的てき核心かくしん（非常ひじょう高だか光度こうど、遙遠ようえん和明かずあき亮あきら的てき電磁でんじ輻射ふくしゃ源げん），表面ひょうめん亮あきら度ど非常ひじょう高だか，但ただし與あずか類るい星ほし體たい不同ふどう的てき是ぜ可か以清楚すわえ的てき探測たんそく到いた它們的てき宿主しゅくしゅ星ほし系けい。西にし佛ふつ星ほし系けい約やく佔所有しょゆう星ほし系けい的てき10%。在ざい可か見み光こう下か，大だい多數たすう西にし佛ふつ星ほし系けい看み起おこり來らい像ぞう正常せいじょう的てき螺旋らせん星ほし系けい，但ただし在ざい使用しよう其它波長はちょう研究けんきゅう時じ，其核心的しんてき亮あきら度ど相當そうとう於整個こ銀河系ぎんがけい大小だいしょう星ほし系けい的てき光度こうど。

類るい星ほし體たい

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主しゅ条目じょうもく：類るい星ほし體たい

類るい星ほし體たい（/ˈkweɪzɑr/）或ある準じゅん恆星こうせい電波でんぱ源げん是能これよし量りょう最大さいだい、距離きょり最さい遠とお的てき活躍かつやく星ほし系けい核かく成員せいいん。 類るい星ほし體たい具有ぐゆう極きょく高だか的てき亮あきら度ど，最初さいしょ被ひ認みとめ為ため是ぜ包括ほうかつ電波でんぱ和わ可か見み光こう的てき高だか紅べに移うつり電磁でんじ能のう量りょう源げん。它們看み起おこり來らい類似るいじ於恆星ぼし，而不是ぜ類似るいじ星ほし系けい的てき擴展源げん。它們的てき亮あきら度ど可か以是我わが們銀河系ぎんがけい的てき100倍ばい。

亮あきら紅べに外がい星ほし系けい

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主しゅ条目じょうもく：亮あきら紅べに外がい星ほし系けい

亮あきら紅べに外がい星ほし系けい（LIRGs）是ぜ亮あきら度ど測量そくりょう值超過ちょうか1011 L☉的てき星ほし系けい。在ざい可か比較的ひかくてき總そう光度こうど下か，LIRGs比ひ星ほし暴星系けい、西にし佛ふつ星ほし系けい、和わ類るい星ほし體たい的てき數量すうりょう更さら為ため豐富ほうふ。亮あきら紅べに外がい星ほし系けい在ざい紅べに外線がいせん中ちゅう發射はっしゃ的てき能のう量りょう比ひ其它所有しょゆう波長はちょう的てき總和そうわ還かえ要よう多た。LIRGs的てき亮あきら度ど是ぜ太陽たいよう的てき1,000億おく倍ばい。

性質せいしつ

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磁場じば

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星ほし系けい有ゆう自己じこ的てき磁場じば[97]。它們強大きょうだい到いた足あし以在動力どうりょく學がく上起かみおこし重要じゅうよう的てき作用さよう：它們推動質量しつりょう流入りゅうにゅう星ほし系けい中心ちゅうしん，改變かいへん螺旋らせん壁かべ的てき形成けいせい，並なみ影響えいきょう星ほし系けい周邊しゅうへん氣體きたい的てき旋轉せんてん。磁場じば提供ていきょう了りょう氣體きたい雲くも崩くずし塌和新しん恆星こうせい形成けいせい所しょ需要じゅよう的てき角かく動どう量りょう傳でん輸。

[螺旋らせん星ほし系けい]]的てき平均へいきん均分きんぶん強度きょうど約やく為ため1010μみゅーG（微ほろ高こう斯）或ある1 nT （奈特斯拉）。相あい較之下か，地球ちきゅう磁場じば的てき平均へいきん強度きょうど約やく為ため0.3G（高こう斯或30μみゅーT（特とく斯拉|微ほろ特とく斯拉]]））。像ぞうM31和わM33，我わが們銀河系ぎんがけい的てき鄰居，這樣的てき弱じゃく電波でんぱ星ほし系けい，其磁場じょう較弱（約やく5 μみゅーG）。而恆星こうせい形成けいせい率りつ高だか、富とみ含氣體きたい的てき星ほし系けい，例れい如M51、M83、和かずNGC 6946，平均へいきん有ゆう15μみゅーG。在ざい突出とっしゅつ的てき螺旋らせん臂ひじ中ちゅう，也是楞氣體きたい和わ塵埃じんあい其中的てき區域くいき，磁場じば强度きょうど可か達たち25μみゅーG。最強さいきょう的てき總そう均分きんぶん場じょう（50-100μみゅーG）出現しゅつげん在ざい星ほし暴星系けい中ちゅう，例れい如M82和わ觸さわ鬚ひげ星ほし系けい，以及核かく星ぼし暴區域くいき，例れい如NGC 1097和わ其它棒ぼう旋星系けい的中てきちゅう心しん[97]。

形成けいせい和わ演えんじ化か

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主しゅ条目じょうもく：星ほし系けい的てき形成けいせい和わ演えんじ化か

星ほし系けい的てき形成けいせい和わ演えんじ化か在ざい天體てんたい物理ぶつり學がく中ちゅう是ぜ一いち個こ活躍かつやく的てき研究けんきゅう領域りょういき。

形成けいせい

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藝術げいじゅつ家か對たい早期そうき宇宙うちゅう形成けいせい源げん生せい星團せいだん的てき想像そうぞう[98]

現時げんじ早期そうき宇宙うちゅう的てき宇宙うちゅう學がく模型もけい是ぜ基もと於大だい爆ばく炸理論りろん。大約たいやく在ざい大だい爆ばく炸30萬まん年ねん後ご，氫和わ氦原子げんし開始かいし形成けいせい，這一事件じけん被ひ稱しょう為ため復ふく合あい。幾いく乎所有しょゆう的てき氫都是ぜ中性ちゅうせい的てき（非ひ電離でんり的てき），在ざい這之前ぜん光子こうし很容易ようい被ひ吸收きゅうしゅう，而且恆星こうせい也還沒ぼつ有ゆう開始かいし形成けいせい。因よし此，這個時期じき之の前ぜん被ひ稱しょう為ため黑くろ暗くら時期じき。正せい是ぜ由よし於這種しゅ原始げんし物質ぶっしつ的てき密度みつど波動はどう（或ある各かく向こう異性いせい的てき不規則ふきそく性せい），大だい尺度しゃくど結構けっこう開始かいし出現しゅつげん。結果けっか，大量たいりょう的てき重子しげこ開始かいし在ざい冷暗れいあん物質ぶっしつ暈かさ內凝結ぎょうけつ[99][100]。這些原始げんし結構けっこう最終さいしゅう將はた成なり為ため我わが們今天てん看み到いた的てき星ほし系けい。

 
藝術げいじゅつ家か對たい年とし輕けい星ほし系けい吸積物質ぶっしつ的てき想像そうぞう

早期そうき星ほし系けい

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2006年ねん發現はつげん了りょう星ほし系けい出現しゅつげん的てき最さい早期そうき證據しょうこ，當とう時人じじん們發現はつげん星ほし系けいIOK-1有ゆう著ちょ高だか達たち6.96的てき異常いじょう紅べに移うつり，相當そうとう於大おだい爆ばく炸發生後せいご的てき7.5億おく年ねん，是迄これまで今こん所見しょけん最さい遙遠ようえん、最さい原始げんし的てき星ほし系けい[101]。

雖然一些科學家聲稱其它天體（例れい如阿おもね貝かい爾なんじ1835 IR1916）具有ぐゆう更さら高だか的てき紅べに移うつり（因いん此可以在宇宙うちゅう演えんじ化か的てき早期そうき階段かいだん看み到いた），但ただしIOK-1的てき年齡ねんれい和わ組成そせい以敬更さら可か靠もたれ的てき確定かくてい。在ざい2012年ねん12月，天文學てんもんがく家か報告ほうこく說せつUDFj-39546284是ぜ已やめ知し最さい遠とお的てき天體てんたい，紅べに移うつり值11.9。估計這個天體てんたい存在そんざい大だい爆ばく炸（大約たいやく在ざい138億おく年ねん前まえ）之これ後ご3.8億おく年ねん[102][103]，距離きょり我わが們大約やく134.2光ひかり行程こうてい年ねん。這種早期そうき原はら星ほし系けい的てき存在そんざい表明ひょうめい，它們一定いってい是ぜ在所ざいしょ謂いい的てき"黑くろ暗くら時代じだい"生長せいちょう的てき[99]。截至2015年ねん5月がつ，星ほし系けいEGS-zs8-1是ぜ測量そくりょう到いた最さい遙遠ようえん、最早もはや的てき星ほし系けい，在ざい大だい爆ばく炸之これ後ご6.7億おく年ねん形成けいせい。EGS-zs8-1的てき光ひかり花はな了りょう130億おく年ねん才ざい到達とうたつ地球ちきゅう，而因為ため在ざい130億おく年ねん裡うら宇宙うちゅう膨脹ぼうちょう的てき緣故えんこ，它現在ざい距離きょり地球ちきゅう遠とお達たち300億おく光年こうねん[104][105][106][107][108]。

早期そうき星ほし系けい形成けいせい

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哈伯太はかた空そら望遠鏡ぼうえんきょう在ざい深ふか空むなし探測たんそく中ちゅう檢けん測はか到いた不ふ同どう成分せいぶん的てき近きん紅べに外がい背景はいけい光こう[109]

在ざい天體てんたい物理ぶつり學がく中ちゅう，早期そうき星ほし系けい形成けいせい的てき詳細しょうさい過程かてい是ぜ一個懸而未決的問題。理論りろん上じょう可か以分為ため兩りょう類るい：自じ上うえ而下和わ自じ下した而上。在自あらじ上じょう而下的てき關聯かんれん（例れい如Eggen–Lynden-Bell–Sandage的てき[ELS]模型もけい）中ちゅう，原はら星ほし系けい在ざい持續じぞく大約たいやく一億年的大規模同時的坍塌中形成[110]。在自あらじ下か而上的てき理論りろん中ちゅう（如Searle-Zinn的てき[SZ]模型もけい），如球狀きゅうじょう星團せいだん的てき小結こむすび構首先さき形成けいせい，然しか後ご大量たいりょう這樣的てき天體てんたい吸積形成けいせい一いち個こ更さら大だい的てき[111]。

一但原星系開始形成和收縮，第だい一いち顆暈かさ星ぼし（稱たたえ為ため第だい三さん族ぞく恆星こうせい）出現しゅつげん在ざい它們的てき內部。它們幾いく乎完全ちょん由ゆかり氫組成そせい，而且可能かのう是ぜ巨大きょだい的てき。如果是ぜ這樣的てき話ばなし，這些巨大きょだい的てき恆星こうせい會かい很快耗盡它們的てき燃料ねんりょう，變成へんせい超新星ちょうしんせい，將はた重じゅう元素げんそ釋放しゃくほう出で並なみ成なり為ため到いた星ほし際ぎわ物質ぶっしつ[112]。 第だい一代恆星重新電離了周圍的中性氫，形成けいせい在ざい空間くうかん中ちゅう不斷ふだん膨脹ぼうちょう的てき氣泡きほう，光子こうし很容易ようい通過つうか這些氣泡きほう傳播でんぱ[113]。

在ざい2015年ねん6月がつ，天文學てんもんがく家か報告ほうこく發現はつげん第だい三さん族ぞく恆星こうせい存在そんざい於 z = 6.60的てき宇宙うちゅう紅べに移うつり7號ごう星ほし系けい的てき證據しょうこ。這類恆星こうせい很可能かのう存在そんざい於非常ひじょう早期そうき的てき宇宙うちゅう中ちゅう（即そく高こう紅べに移うつり），並なみ且可能かのう已やめ經けい開始かいし產さん生せい比ひ氫重じゅう的てき化學かがく元素げんそ，而這些元素げんそ是ぜ我わが們所知之ともゆき後ご形成けいせい行ゆき星和せいわ生命せいめい所しょ需要じゅよう的てき[114][115]。

演えんじ化か

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在ざい星ほし系けい形成けいせい的てき10億おく年ねん內，關せき鍵かぎ的てき結構けっこう開始かいし出現しゅつげん。球狀きゅうじょう星團せいだん、中央ちゅうおう的てき超大ちょうだい質量しつりょう黑くろ洞ほら，和わ一いち個こ缺乏けつぼう金屬きんぞく的てき核かく球だま與あずか第だい二に星ほし族ぞく星ほし開始かいし形成けいせい。超ちょう大だい質量しつりょう黑くろ洞ほら似に乎在通過つうか限げん制せい過か量的りょうてき物質ぶっしつ和かず總そう質量しつりょう，來らい積極せっきょく調節ちょうせつ星ほし系けい的てき增長ぞうちょう方面ほうめん，起おこり著ちょ關せき鍵かぎ作用さよう[116]。在ざい這個早期そうき，星ほし系けい經歷けいれき了りょう一いち次じ恆星こうせい形成けいせい的てき大だい爆發ばくはつ[117]。

在ざい接せっ下か來らい的てき20億おく年ねん裡うら，積せき累るい的てき物質ぶっしつ沉澱成なり一いち個こ星ほし系けい盤ばん[118]。星ほし系けい將はた在ざい其整個こ生命せいめい週しゅう期き內，不斷ふだん吸收きゅうしゅう來らい自じ高速こうそく雲くも和わ矮星系けい的てき物質ぶっしつ[119]，這些物質ぶっしつ主要しゅよう是ぜ氫和氦。恆星こうせい誕生たんじょう和わ死亡しぼう的てき循環じゅんかん，緩慢かんまん地ち增ぞう加重かじゅう元素げんそ的てき豐ゆたか度ど，最終さいしゅう允許いんきょ行くだり星ぼし的てき形成けいせい[120]。

哈伯極ごく深ふか空むなし（XDF）
 
哈伯極ごく深ふか空むなし（XDF）的てき視野しや與あずか月つき球だま角すみ尺寸しゃくすん的てき比較ひかく。在ざい這個小しょう視野しや中有ちゅうう幾いく千せん個こ星ほし系けい，而每一個星系都由數十億顆恆星こうせい組成そせい。
 
2012年ねん的てき哈伯極ごく深ふか空むなし（XDF）觀點かんてん：每まい個こ光點こうてん都と是ぜ一いち個こ星ほし系けい，其中一いち些有132億おく年ねん的てき歷史れきし[121]； 估計可か觀測かんそく宇宙うちゅう包含ほうがん2,000億おく到いた2兆ちょう個こ星ほし系けい。
 
哈伯極ごく深ふか空むなし（XDF）的てき影像えいぞう顯示けんじ（從したがえ左ひだり至いたり右みぎ）完全かんぜん成熟せいじゅく的てき星ほし系けい（少しょう於50億おく年ねん）、接近せっきん成熟せいじゅく的てき星ほし系けい（從したがえ50億おく到いた90億おく年ねん前まえ）、和わ原はら星ほし系けい、燃燒ねんしょう著ちょ的てき年とし輕けい恆星こうせい（英えい语：Stellar age estimation）（超過ちょうか90億おく年ねん）。

星ほし系けい的てき演えんじ化か會かい受到交互こうご作用さよう和わ碰撞的てき顯著けんちょ影響えいきょう。星ほし系けい合併がっぺい在ざい早期そうき是ぜ很常見み的てき，而且大だい多數たすう的てき星ほし系けい型がた態たい都と很特殊こと[122]。考慮こうりょ到いた恆星こうせい之の間あいだ的てき距離きょり，碰撞星ほし系けい中絕ちゅうぜつ大だい多數たすう的てき恆星こうせい系統けいとう並なみ不ふ會かい受到影響えいきょう。然しか而，構成こうせい螺旋らせん臂ひじ的てき星ほし際ぎわ氣體きたい和わ塵埃じんあい受到引力いんりょく剝離，會かい產さん生せい一長串稱為潮汐尾的恆星流。在ざいNGC 4676[123]或ある觸さわ鬚ひげ星ほし系けい[124]的てき例れい子こ可か以看見み形成けいせい的てき潮汐ちょうせき尾お。

銀河系ぎんがけい和わ附近ふきん的てき仙女せんにょ座ざ星ほし系けい正せい以大約やく130千せん米めーとる/秒びょう的てき速度そくど相互そうご接近せっきん。根據こんきょ徑みち向こう速度そくど，兩者りょうしゃ在ざい大約たいやく50到いた60億おく年ねん後ご相しょう撞。儘管銀河系ぎんがけい以前いぜん從したがえ未み與あずか仙女せんにょ座ざ星ほし系けい那な麼大的てき星ほし係がかり發生はっせい碰撞，但ただし過去かこ曾與較小的てき矮星系けい碰撞的てき證據しょうこ越來ごえく越えつ多た[125]。

如此大だい規模きぼ的てき相互そうご作用さよう是ぜ罕見的てき。隨ずい著ちょ時間じかん的てき推移すいい，兩個りゃんこ規模きぼ相等そうとう的てき星ほし系けい核かく變へん得とく越來ごえく越えつ罕見。在ざい過去かこ的てき數すう十じゅう億おく年ねん裡うら，大だい多數たすう明あきら亮あきら的てき星ほし系けい基本きほん上じょう保持ほじ不變ふへん，恆星こうせい形成けいせい的てき速そく率りつ可能かのう也在100億年前就達到頂峰[126]。

未來みらい趨勢すうせい

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主しゅ条目じょうもく：膨脹ぼうちょう宇宙うちゅう的てき未來みらい

螺旋らせん星ほし系けい和わ銀河系ぎんがけい一いち樣よう，只ただ要よう螺旋らせん臂ひじ中ちゅう的てき分子ぶんし雲くも有ゆう密集みっしゅう的てき星ほし際ぎわ氫，就會產さん生新せいしん一いち代だい的てき恆星こうせい[127]。橢圓だえん星ほし系けい基本きほん上じょう沒ぼつ有ゆう這種氣體きたい，因いん此形成けいせい的てき新しん恒星こうせい很少[128]。恒星こうせい形成けいせい物質ぶっしつ的てき供應きょうおう是ぜ有限ゆうげん的てき；一旦恒星將可用的氫供應轉化為更重的元素，新しん恒星こうせい的てき形かたち成就じょうじゅ會かい結束けっそく[129][130]。

目前もくぜん的てき恆星こうせい形成けいせい時代じだい，預あずか計けい將しょう持續じぞく長ちょう達たち1,000億おく年ねん。然しか後こう"恒星こうせい時代じだい"將はた因いん為ため我わが們宇宙うちゅう中ちゅう最小さいしょう、壽命じゅみょう最長さいちょう的てき恆星こうせい，微小びしょう的てき紅べに矮星開始かいし衰亡すいぼう，在ざい大約たいやく10兆ちょう到いた100兆ちょう年ねん（1013–1014年とし）逐漸消きえ退ずさ。在ざい恒星こうせい時代じだい末期まっき，星ほし系けい將はた由ゆかり緻密ちみつ天體てんたい組成そせい：棕矮星ぼし、冷ひや卻中或ある已やめ經けい冷ひや卻的白しろ矮星（即そく黑くろ矮星）、中子なかご星ぼし和わ黑くろ洞ほら。最終さいしゅう，由ゆかり於引力いんりょく弛たゆ豫よ，所有しょゆう的てき恆星こうせい若わか不ふ是ぜ落入星ほし系けい中心ちゅうしん的てき超大ちょうだい質量しつりょう黑くろ洞ほら，就是由よし於碰撞而落入星ほし系けい間あいだ空間くうかん[129][131]。

大だい尺度しゃくど結構けっこう

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主しゅ条目じょうもく：大だい尺度しゃくど結構けっこう、大だい尺度しゃくど纖維狀せんいじょう結構けっこう和わGalaxy groups and clusters（英えい语：Galaxy groups and clusters）
 
西にし佛ほとけ六ろく重じゅう星ほし系けい是ぜ一個緻密星系群的例子。

深ふか空むなし探測たんそく顯示けんじ，星ほし系けい通常つうじょう以群或ある團だん的てき形式けいしき存在そんざい。在ざい過去かこ的てき十じゅう億おく年ねん裡うら，沒ぼつ有ゆう與あずか另一いち個こ質量しつりょう相當そうとう的てき星ほし系けい發生はっせい明あかり顯あらわ交互こうご作用さよう的てき孤立こりつ星ほし系けい相對そうたい稀少きしょう。在ざい被ひ調しらべ查的星ほし系けい中ちゅう，大約たいやく只ただ有ゆう5%的てき星ほし系けい被ひ發現はつげん是ぜ真正しんせい孤立こりつ的てき；然しか而，這些孤立こりつ的てき星ほし系けい在ざい過去かこ可能かのう與あずか其它星ほし系けい發生はっせい交互こうご作用さよう，甚至合併がっぺい，而且可能かのう還かえ有ゆう較小的てき衛星えいせい星ほし系けい在ざい軌道きどう上じょう圍繞いじょう著ちょ它運行うんこう。孤立こりつ星ほし系けい[note 2]的てき氣體きたい不ふ會かい被ひ附近ふきん的てき星ほし系けい剝離，所以ゆえん產さん生せい恆星こうせい的てき速そく率りつ比ひ正常せいじょう的てき要よう高だか[132]。

在ざい最大さいだい的てき尺度しゃくど上じょう，宇宙うちゅう不斷ふだん的てき膨脹ぼうちょう，導しるべ致各個かっこ星ほし系けい之の間あいだ的てき平均へいきん距離きょり增加ぞうか（參まいり見み哈伯定律ていりつ）。星ほし系けい集團しゅうだん中ちゅう的てき成員せいいん可か以通過つうか相互そうご間あいだ的てき引力いんりょく，在ざい局部きょくぶ的てき尺度しゃくど上じょう克服こくふく這種膨脹ぼうちょう。當とう暗くら物質ぶっしつ將はた這些星ほし系けい拉ひしげ在ざい一いち起おこり時じ，這種關聯かんれん性せい很早就已經けい形成けいせい了りょう。鄰近的てき群ぐん體たい，後來こうらい又また合併がっぺい成なり更さら大だい規模きぼ的てき群聚ぐんしゅう。這個正ただし在ざい進行しんこう的てき合併がっぺい過程かてい（以及流入りゅうにゅう氣體きたい的てき湧ゆう入いれ）將星しょうせい系けい團だん內的星ほし系けい際さい氣體きたい加熱かねつ到いた非常ひじょう高だか的てき溫度おんど，達たち到いた30-100兆ちょうK[133]。在ざい一いち個こ星ほし系けい團だん中ちゅう，大約たいやく70–80% 的てき質量しつりょう是ぜ以暗物質ぶっしつ的てき形態けいたい存在そんざい著ちょ，另外10-30%的てき質量しつりょう是ぜ由よし這種被ひ加熱かねつ的てき氣體きたい組成そせい，剩あま下した的てき少しょう部分ぶぶん才ざい以星系けい的てき形式けいしき存在そんざい[134]。

大だい多數たすう星ほし系けい在ざい引力いんりょく作用さよう下か與あずか許多きょた其它星ほし系けい相しょう連れん。它們形成けいせい了りょう一いち個こ類似るいじ分ぶん形かたち的てき簇むらが狀じょう結構けっこう層そう次じ分ぶん佈，最小さいしょう的てき這種關聯かんれん稱しょう為ため群ぐん。星ほし系けい群ぐん是ぜ最さい常見つねみ的てき星ほし系けい團だん類型るいけい，這些構造こうぞう包含ほうがん了りょう宇宙うちゅう中大ちゅうだい多數たすう的てき星ほし系けい（以及大だい部分ぶぶん重子しげこ的てき質量しつりょう）[135][136]。為ため了りょう維持いじ這樣一いち個こ星ほし系けい群ぐん的てき引力いんりょく束縛そくばく， 每まい個こ成員せいいん星ほし系けい的てき速度そくど必須ひっす足あし夠的低てい，才さい不ふ至いたり於逃逸いっ（參まいり見み維里定理ていり）。然しか而，若わか沒ぼつ有ゆう足あし夠的動どう能のう，這些星ほし系けい可能かのう會かい通過つうか合併がっぺい，演えんじ化成かせい星ほし系けい數量すうりょう較少的てき星ほし系けい群ぐん[137]。

  宇宙うちゅう中ちゅう宇宙うちゅう最大さいだい結構けっこう（英えい语：List of largest cosmic structures）比ひ預あずか期き的てき還かえ要よう大だい。這些是ぜ實際じっさい的てき結構けっこう，還かえ是ぜ隨ずい機き的てき密度みつど波動はどう？
 – 物理ぶつり學がく

星ほし系けい團だん由よし數すう百ひゃく至いたり數すう千せん個こ星ほし系けい組成そせい，它們被ひ引力いんりょく束縛そくばく在ざい一起かずき[138]。星ほし系けい團だん通常つうじょう由よし一個巨大的橢圓星系控制，這個星ほし系けい稱たたえ為ため最さい亮あきら團だん星ほし系けい，隨ずい著ちょ時間じかん的てき推移すいい，潮汐ちょうせき力りょく摧毀了りょう它的衛星えいせい星ほし系けい，並なみ將はた它們的てき質量しつりょう據よりどころ為ため己おのれ有ゆう[139]。

超ちょう星ほし系けい團だん包含ほうがん數すう以萬まん計けい的てき星ほし系けい，其中的てき成員せいいん以星系けい團だん、星ほし系けい群ぐん、甚至個別こべつ的てき星ほし系けい存在そんざい。在ざい宇宙うちゅう的てき大だい尺度しゃくど結構けっこう中なか，星ほし系けい被ひ排列はいれつ成なり薄片はくへん和わ細ほそ絲いと圍繞いじょう著ちょ巨大きょだい的てき空洞くうどう[140]。在ざい這個尺度しゃくど之の上うえ，宇宙うちゅう似に乎在所有しょゆう方かた向上こうじょう都と是ぜ相しょう同どう的てき（各かく向こう同性どうせい）和わ均質きんしつ（英えい语：wikt:Homogeneity）[141]，儘管此一概念在最近幾年受到許多大型結構的挑戰，但ただし這些發現はつげん似に乎超過ちょうか了りょう這個規模きぼ。武たけ仙せん－北きた冕座長城ちょうじょう的まと長ちょう度ど為ため100億おく光年こうねん（30億おく秒びょう差さ距），是ぜ目前もくぜん在ざい宇宙うちゅう中ちゅう發現はつげん的てき最大さいだい結構けっこう（英えい语：List of largest cosmic structures）[142][143][144]。

銀河系ぎんがけい是ぜ名めい為ため本ほん星ほし系けい群ぐん集團しゅうだん的てき成員せいいん，這是一個相對較小的星系群，直徑ちょっけい大約たいやく100萬まん秒びょう差さ距。銀河系ぎんがけい和わ仙女せんにょ座ざ星ほし系けい是ぜ其中最さい亮あきら的てき兩個りゃんこ星ほし系けい；其它許多きょた成員せいいん都と是ぜ矮星系けい，是ぜ這兩個りゃんこ星ほし系けい的てき衛星えいせい星ほし系けい[145]。本ほん星ほし系けい團だん本身ほんみ又また是これ室しつ女おんな超ちょう星ほし系けい團だん內的一個似雲狀結構的一部分，這是以室しつ女おんな座ざ星ほし系けい團だん為ため中心ちゅうしん的てき星ほし系けい群ぐん和わ星ほし系けい團だん組成そせい的てき擴張かくちょう形がた結構けっこう[146]。而室女おんな超ちょう星ほし系けい團だん本身ほんみ又また是ぜ巨大きょだい的てき雙そう魚さかな-鯨くじら魚ぎょ座ざ超ちょう星ほし系けい團だん複ふく合體がったい的てき一いち部分ぶぶん。

哈伯遺贈いぞう場じょう（50秒びょう的てき短たん片へん）[147]
 
次じ毫米波長はちょう觀かん看み的てき銀河系ぎんがけい盤面ばんめん南側みなみがわ[148]

多た波なみ段だん觀測かんそく

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参まいり见：觀測かんそく天文學てんもんがく
 
這張仙女せんにょ座ざ星ほし系けい的てき紫外線しがいせん影像えいぞう顯示けんじ的てき藍色あいいろ區域くいき包含ほうがん年ねん輕けい大だい質量しつりょう的てき恒星こうせい。

大だい部分ぶぶん恆星こうせい的てき輻射ふくしゃ峰ほう值都在ざい可か見み光こう譜ふ中なか，因いん此觀測かんそく形成けいせい星ほし系けい的てき恆星こうせい一いち直ちょく是ぜ可か見み光こう天文學てんもんがく的てき重要じゅうよう組成そせい部分ぶぶん。它也是ぜ以光譜ふ觀測かんそく電離でんり氫區和わ研究けんきゅう塵埃じんあい臂ひじ分布ぶんぷ的てき有利ゆうり部分ぶぶん。

存在そんざい星ほし際ぎわ物質ぶっしつ中なか的てき塵埃じんあい對たい可か見み光こう是ぜ不透明ふとうめい的てき。它對遠とお紅べに外線がいせん較為透明とうめい，可か以用來らい非常ひじょう詳細しょうさい地ち觀察かんさつ巨きょ大分おおいた子こ雲くも和わ核かく球だま的てき內部區域くいき[149]。紅べに外線がいせん也被用よう來らい觀察かんさつ形成けいせい得どく更さら早はや的てき遙遠ようえん的てき紅べに移うつり星ほし系けい。水蒸氣すいじょうき和わ二に氧化碳吸收きゅうしゅう了りょう許多きょた有用ゆうよう的てき紅べに外がい光こう譜ふ部分ぶぶん，因いん此高空むなし或ある太ふと空むなし望遠鏡ぼうえんきょう被ひ用よう於紅べに外がい天文學てんもんがく。

第だい一いち次じ對たい星ほし系けい，特別とくべつ是ぜ活躍かつやく星ほし系けい的てき非ひ可か見み光こう研究けんきゅう是ぜ利用りよう電波でんぱ頻しき率りつ進行しんこう的てき。地球ちきゅう大氣たいき層そう對たい在ざい5Hz到いた30GHz之の間あいだ的てき電波でんぱ幾いく乎是透明とうめい的てき（電離層でんりそう阻止そし低てい於此頻率りつ的てき信號しんごう）[150]。大だい的てき電波でんぱ干涉かんしょう儀ぎ被ひ用もちい來らい繪え製せい活躍かつやく星ほし系けい核かく發射はっしゃ的てき活躍かつやく噴流ふんりゅう。 電波でんぱ望遠鏡ぼうえんきょう也可以用於觀測かんそく中性ちゅうせい氫（通過つうか21公おおやけ分ぶん輻射ふくしゃ），包括ほうかつ，潛在せんざい的てき，早期そうき宇宙うちゅう中ちゅう後來こうらい崩くずし塌形成けいせい星ほし系けい的てき非ひ電離でんり[151]。

紫外線しがいせん和わX射い線せん望遠鏡ぼうえんきょう可か以觀測かんそく到いた高こう能のう量的りょうてき星ほし系けい現象げんしょう。當とう遙遠ようえん星ほし系けい中ちゅう的てき恆星こうせい被ひ附近ふきん黑くろ洞ほら的てき潮汐ちょうせき力りょく撕裂時じ，有ゆう時じ會かい觀測かんそく到いた紫外線しがいせん閃焰（耀斑）[152]。熱ねつ氣體きたい在ざい星ほし系けい團だん中ちゅう的てき分布ぶんぷ可か以用X射い線せん來らい描繪。通過つうかX射い線せん天文學てんもんがく證しょう實じつ了りょう星ほし系けい核心かくしん存在そんざい超大ちょうだい質量しつりょう黑くろ洞ほら[153]。

相關そうかん條目じょうもく

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註解ちゅうかい

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  1. ^ 在ざい哈伯分類ぶんるい系統けいとう左側ひだりがわ的てき星ほし系けい有ゆう時じ被ひ稱しょう為ため"早期そうき型がた"，而右側がわ的てき星ほし系けい則そく被ひ稱しょう為ため"晚期ばんき型がた"。
  2. ^ "場じょう星ほし系けい"這個名詞めいし有ゆう時じ被ひ用もちい來らい指ゆび孤立こりつ的てき星ほし系けい，但ただし也被用よう來らい描述不ふ屬ぞく於星系けい團だん，但ただし可能かのう是ぜ星ほし系けい群ぐん成員せいいん的てき星ほし系けい。

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來らい源みなもと

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參考さんこう文獻ぶんけん

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外部がいぶ連結れんけつ

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