銀河係
銀河係的年齡
長期以來，天文界對銀河係的年齡說法不一。有的認為隻有70億歲，有的認為有200億歲。1983年，美國教授納斯·詹姆士和彼雷·迪馬庫，使用一種新的測量技術對銀河係的年齡進行了反複的計算，結果最後測定銀河係的年齡接近120億歲。發明宇宙天文鍾的荷蘭天文學家經測量認為，1990年宇宙年齡的上限為120億年。
銀河係的結構
很久以來，天文學家一直認為銀河係是一個漩渦星係。但1991年，美國科學家認為銀河係是棒旋星係，為此提出了種種線索。例如，銀河係核心附近的星際雲的不規則運動是以一個棒為中心的。 ．
對銀河係核心附近的恒星的近紅外光觀測，為棒狀結構發現提供了直接證據。棒略微傾斜，它的東端向南傾斜穿出銀道麵，如它在天空中的大角厚度所揭示的那樣，那部分離地球也比較近。經貝爾實驗室的科學家計算，證明棒的重力將使附近的大質量星際氣體雲迅速地旋進核心，其結果很可能是激烈的中心恒星爆發。在爆發中，大量的非常亮的大質量恒星形成。
銀河係的分子雲
1982年美國科學家發現，在銀河係外緣部有新的分子雲。太陽係距離銀河係中心大約3萬光年。新近發現的分子雲大約位於太陽係外側3萬至5萬光年處，其主要成分是氫和一氧化碳，分子雲的範圍大約為3萬光年。
銀河係的中子星爆發消亡
1996年，美國天文學家在靠近銀河係中心的位置發現了一個天體。該天體被認為是一顆正在消亡的“中子星”。這是x射線天文學35年來的首次發現，引起了科學家們極大的興趣並爭先恐後地投入研究，以趕在該星體消亡前獲得盡可能多的數據。
該星體的直徑僅16千米，但卻有巨大的質量——相當於太陽的質量；有巨大的重力場——相當於地球的1億倍。該星體的密度極高，僅一手指尖大小的物質就有l億噸。該星體從一個比它更大的伴星上吸取氣體，獲得能量，其抽取氣體的力量之大可把這整氣體加溫至1億度，並由此引發每半秒鍾一次x射線長時間的爆發。該星體的獨特之處還在於在x光波長上同時具有脈衝和爆發兩種現象，還存在x射線長爆發現象，一天達二十餘次。有的科學家說該發現“是一個奇跡之巔的奇跡”。
銀河係的新星誕生
1989年，日本科學家在世界上首次記錄了一顆銀河係新星的誕生過程。他們借助微波幹涉儀完成了係列攝影，根據這些相片可以觀察到作為一顆新星形成過程的初始階段怎樣向銀河中部的一個點集中。研究已確定，即將從中產生恒星的氣體星雲直徑總計為一光年；氣體圍繞“雲霧”中心旋轉的速度，邊緣為一秒鍾一千米，靠近中心為一秒鍾三千米。
銀河係存在巨大黑洞
天文學中“黑洞”是指演變到最後階段的恒星，由中子星進一步收縮而形成的。黑洞有巨大的引力場，使它所發射的任務電磁波都無法向外傳播，從而變成看不見的孤立天體。我們隻能通過引力作用來確定它的存在，所以叫做“黑洞”，也叫“坍縮星”。
由於天河中心釋放出x光和電波，所以科學界認為銀河中心存在著黑洞。但是，多年來科學界一直未找到證明黑洞確實存在的證據。
在1997年8月於日本京都市舉行的第23屆國際天文學聯係總會上，美國及德國的兩個科研小組同時報告：在銀河係中心的確存在巨大的黑洞，他們的研究已找到了這種證據。兩個小組的研究均得出幾乎相同的結果，足可使銀河係中心存在巨大黑洞成為定論。
找到這種證據的是德國麥克斯普蘭克研究所的研究小組，另一個是美國加利福尼亞大學的研究小組。
德國的研究小組在以往的6年問，利用智利的3．5米口徑望遠鏡，對處於天馬星座銀河係中心附近的星體活動進行了詳細觀測。發現在從銀河巾心到光行進一周時問的距離內的星體正以每秒約兩千米的迅猛速度繞銀河中心周圍旋轉。從這一速度計算得出，星體旋轉軌道內側的質量約為太陽質量的250萬倍。將如此巨大的質量集中於如此狹小的範圍內，除了黑洞沒有其他可能。
加利福尼亞大學研究小組開始觀測的時間比德國的研究小組晚。他們用口徑10米的望遠鏡，通過兩年的猛追細察，準確地掌握了銀河係中心附近近百個星體的運動速度。以這些速度計算出的中心質量與德國研究小組的基本相同，大約也是太陽質量的250萬倍。
德國和美國的科研小組在不同的地方、利用不同的器械分別進行觀測得到了相同的結論，這可以證明黑洞確實存在。
銀河外星係
在廣袤無垠、浩瀚遼闊的宇宙海洋中，肉眼所見的天體，絕大多數是銀河係的成員，那麽，銀河係就是通常所說的宇宙嗎?遠遠不是!在宇宙中存在著數以億計的星係，我們的銀河係隻是一個普通的星係，銀河係以外的星係稱為河外星係，簡稱星係，因此，銀河係並不是宇宙，它隻是宇宙海洋中的一個小島，是無限宇宙中的很小的一部分。
據天文學家估計，在銀河係以外約有上千億個河外星係，每個星係都由數萬乃至數千萬顆恒星組成。河外星係有的是兩個結成一對，多的則幾百以致幾千個星係聚成一團。現在觀測到的星係團已有一萬多個，最遠的星係團距離銀河係約70億光年。
河外星係的外形和結構多種多樣。1926年，哈勃按星係的形態，把星係分為橢圓星係、漩渦星係和不規則星係三大類。後來又細分為橢圓、透鏡、漩渦、棒旋和不規則星係五個類型。各類星係中，距離銀河係較近的星係有麥哲倫雲星係和仙女座星係。
麥哲倫雲星係，包括大麥哲倫雲和小麥哲倫雲兩個星係，它們是銀河係的兩個伴星，也是離銀河係最近的星係，距離銀河係為16萬光年和19萬光年。它們在北緯20。以南的地區升出地平麵，是南大銀河附近兩個肉眼清晰可見的雲霧狀天體。大麥哲倫雲星係在劍魚座和山案座，張角約6。，相當於12個月球視直徑，小麥哲倫雲星係在杜鵑座，張角約2。，相當於4個月球視直徑。兩個星係在天球上相距約20．5萬光年。
關於河外星係的發現過程可以追溯到兩百多年前。初冬的夜晚，熟悉星空的人可以在仙女座內用肉眼找到它——一個模糊的斑點，俗稱仙女座大星雲。從1885年起，人們就在仙女座大星雲裏陸陸續續地發現了許多新星，從而推斷出仙女座星雲不是一團通常的、被動地反射光線的塵埃氣體雲，而一定是由許許多多恒星構成的係統，而且恒星的數目一定極大，這樣才有可能在它們中間出現那麽多的新星。如果假設這些新星最亮時候的亮度和在銀河係中找到的其他新星的亮度是一樣的，那麽就可以大致推斷出仙女座大星雲離我們十分遙遠，遠遠超出了我們已知的銀河係的範圍。但是由於用新星來測定的距離並不很可靠，因此也引起了爭議。直到1924年，美國天文學家哈勃用當時世界上最大的2．4米口徑的望遠鏡在仙女座大星雲的邊緣找到了被稱為“量天尺”的造父變星，利用造父變星的光變周期和光度的對應關係才定出仙女座星雲的準確距離，證明它確實是在銀河係之外，也像銀河係一樣，是一個巨大、獨立的恒星集團。因此，仙女星雲應改稱為仙女星係。
大麥哲倫雲星係
麥哲倫雲星係是由阿拉伯人和葡萄牙人首先發現的。1521年，葡萄牙著名航海家麥哲倫在環球航行時，第一次對它們作了精確描述，後來就以他的名字命名。1912年，美國天文學家勒維特發現小麥哲倫雲的造父變星的周光關係，赫茨普龍和沙普利隨即測定了小麥哲倫雲的距離，成為最早確定的河外星係。兩星雲之間雖存在著微弱的聯係，但它們自存一個係統。大麥哲倫雲星係從前離我們可能更近一些，大約在五億年前，它也許恰好挨著我們的銀河係，距離銀心隻有6．5萬光年。小麥哲倫雲中一個恒星形成區域的中心。剛剛形成的明亮藍色恒星驅散了那裏的氣體塵埃，在星雲中吹出了一個巨大的空洞。 ．
大麥哲倫雲星係屬棒旋星係或不規則星係，質量為銀河星係的l／20。小麥哲倫雲星係屬不規則星係或不規則棒旋星係，質量隻及銀河係的l／100。麥哲倫雲星係中的氣體含量豐富，中性氫質量分別占它們總質量的9％和32％，，都比銀河係大得多。但它們的星際塵埃含量卻比銀河係少，而年輕的星族I的天體則很多，有大量的高光度O—B型星；此外，還觀測到新星、超新星遺跡，x射線雙星等天體。射電資料表明，大小麥哲倫雲星係有一個共同的氫雲包層；兩雲之問的中性氫纖維狀結構，一直伸展到南銀極大區，橫跨半個天球，稱為麥哲倫氣流。它們和銀河係有物理聯係，三者構成一個三重星係。
由於麥哲倫雲星係距離我們太遙遠，對它們的範圍現在還沒有一個精確的數字。估計大麥哲倫雲星係的直徑可能達到4萬光年，接近銀河係的一半。麥哲倫雲星係的恒星分布密度比銀河係低得多。大麥哲倫雲星係的恒星總數可能不超過50一100億個；小麥哲倫雲星係則隻10～20億個。兩星係的恒星數量加在一起，隻及銀河係的1／10。因此，有人把它們說成是銀河係的兩個衛星。 ．
仙女座星係
仙女座星係，又稱仙女座大星雲。它用肉眼可以看見，亮度為4度，看上去像是一顆暗弱、模糊的星係。仙女座星係是位於仙女星座的巨型漩渦星係，天球坐標是赤經0640m0，赤緯+41。00’(1950．0)。視星等My為3．5等，肉眼看去狀如暗弱的橢圓小光斑。在照片上呈現為傾角77~的sb型星係，大小是160’×40’，從亮核伸展出兩條細而緊的旋臂，範圍可達245’×75’。1786年確認為銀河係之外的恒星係統。現在測定它的距離為220萬光年(670千秒差距)。直徑是16萬光年(50秒差距)，為銀河係的一倍，是本星係群中最大的一個。近年來發現，仙女座星係成員的重元素含量從外圍向中心逐漸增加。1914年探知它有自轉運動。據目前估計，仙女星係的質量不小於3．1×10，相對太陽質量，是本星係群中質量最大的一個。
仙女星係中心有一個類星核心，絕對星等級Mv=一1l，直徑隻有25光年(8秒差距)，質量相當於107個太陽，即一立方秒差距內聚集1500個恒星。類星核心的紅外輻射很強，約等於銀河係整個核心區的輻射。但那裏的射電卻隻有銀河射電的1／20。仙女星係有兩個矮伴星係——NGC221(M，2)和NGC205，按形態分類分別為E2和E5。P在本星係群中，仙女星係還和其他星係構成所謂仙女星係次群。 ．
漩渦星係又叫漩渦星雲，是漩渦形狀的河外星係。漩渦星係的中心區為透鏡狀，周圍圍繞著扁平的圓盤。從隆起的核心球網端延伸出若幹條螺線狀旋臂，跌回在星係盤上。漩渦星係可以分正常漩渦星係和棒旋星係兩種。按哈勃分類，正常漩渦星係又分為a、b、c三種次型；S型中心區大，稀疏地分布著緊卷旋臂s型中心區較小，旋臂較大並較伸展；s型中心區為小亮核，旋臂大而鬆弛。除了旋臂上集聚高光度O、B型星和超巨星、電離氫區外，同時還有大量的塵埃和氣體分布在星盤上，從側麵看去，在主平麵上呈現為一條窄的塵埃帶，有明顯的消光現象。漩渦星係通常有一個籠罩整體的、結構稀疏的暈，叫做星係暈。其中主要的星族Ⅱ天體，其典型代表是球狀星團。一個中等質量的漩渦星係往往有100～300個球星團，不均勻地散布在星係盤周圍空間。再往外，可能還有更稀疏的氣體球；稱為星係冕。漩渦星係向質量(M)為109—1011個太陽質量，對應的光度是絕對星等一15～一20等。 ’
仙女座星係是距離我們銀河係最近的大星係。一般認為銀河係的外觀與仙女座大星係十分很像，兩者共同主宰著本星係群。仙女座大星係彌漫的光線是由數千億顆恒星成員共同貢獻而成的。幾顆圍繞在仙女座大星係影像旁的亮星，其實是我們銀河係裏的星星，比起背景物體要近得多了。仙女座大星係又名為M3l，因為它是著名的梅西耶星團星雲表中的第31號彌漫天體。M31的距離相當遠，從它那兒發出的光需要200萬年的時間才能到達地球。星雲中的恒星可以劃分成約20個群落，這意味著它們可能來自仙女座星係“吞噬”的較小星係。
河外星係除上述幾種星係外，還發現有大量各種類型的星係。天文學家估計，在最先進的儀器所觀測到的這一部分宇宙裏，星係的總數可能高達一千億個之多。不久以前，美國天文學家宜布發現了迄今為止最大的發光結構——一道由星係組成的長至少有5億光年、寬約2億光年、厚約1500光年、距地球2—3億光年的“宇宙長城”。這座巨大的“宇宙長城”實際是一個巨大的河外星係。
隨著太空時代的到來，人們對太空星係越來越感興趣。如今世界各地已有數百種天文雜誌和數千個大大小小的天文學會社團，僅西歐就有數十萬業餘天文愛好者。世界各國為使自己在開發利用宇宙空問的宏偉事業中處於有利地位，更是加緊探索宇宙中的奧秘。