從南緯 30 度觀測天空/簡介
恆星是一個巨大的，發光的等離子球體，由重力束縛在一起。恆星形成於星際介質中密度較高的延伸區域，儘管其密度仍然低於地球真空室內部。這些區域被稱為分子云，主要由氫組成，約佔 23-28% 的氦和幾百分比的較重元素。
恆星的形成始於分子云內部的引力不穩定性，通常是由超新星（大質量恆星爆炸）的衝擊波或兩個星系的碰撞（如在星爆星系中）觸發的。一旦一個區域達到足夠的物質密度以滿足 Jeans 不穩定性標準，它就會在自身引力作用下開始坍縮。隨著雲團的坍縮，密集的塵埃和氣體個別聚集形成被稱為博克球體的物質。隨著球體的坍縮和密度的增加，引力能轉化為熱量，溫度升高。當原恆星雲團大約達到流體靜力學平衡的穩定狀態時，在核心形成一顆原恆星。這些主序前恆星通常被原行星盤包圍。引力收縮階段持續大約 1000 萬到 1500 萬年。
恆星在其生命週期的 90% 時間裡，透過在靠近核心的高溫高壓反應中將氫聚變成氦來燃燒。這種恆星被稱為處於主序（MS）上，被稱為矮星。從零齡主序（ZAMS）開始，恆星核心的氦比例會穩步增加。因此，為了維持核心所需的核聚變速率，恆星會緩慢地增加溫度和光度。恆星在主序上停留的時間主要取決於它擁有多少燃料可以聚變以及它聚變這些燃料的速度，即它的初始質量和光度。大質量恆星消耗燃料非常快，壽命很短。小質量恆星（稱為紅矮星）消耗燃料非常慢，壽命可達數十億甚至數百億年。在其生命的盡頭，它們只會變得越來越暗。然而，由於這種恆星的壽命大於宇宙目前的年齡（137 億年），預計還沒有紅矮星到達這個狀態。
當至少 0.4 個太陽質量的恆星耗盡其核心中的氫供應時，它們的外層會大幅膨脹並冷卻，形成紅巨星。在恆星消耗完核心中的氦之後，聚變會在一個熱的碳和氧核周圍的殼層中繼續進行。然後，恆星遵循與最初的紅巨星階段平行的演化路徑，但表面溫度更高。在它們的氦燃燒階段，質量超過九個太陽質量的超大質量恆星會膨脹形成紅超巨星。一旦這種燃料在核心耗盡，它們就可以繼續聚變比氦更重的元素。當恆星開始產生鐵時，就會達到最終階段。由於鐵原子核比任何更重的原子核結合得更緊密，如果它們聚變，它們就不會釋放能量。同樣，由於它們比所有較輕的原子核結合得更緊密，因此裂變也不會釋放能量。在相對古老的、非常大質量的恆星中，一個大的惰性鐵核會積累在恆星的中心。這些恆星中較重的元素可以向上移動到表面，形成被稱為沃爾夫-拉葉星的演化天體，這些天體具有密集的恆星風，會剝離外層大氣。
一顆演化後的、中等大小的恆星現在會像行星狀星雲一樣拋射掉它的外層。如果在外部大氣被拋射後剩下的物質少於 1.4 個太陽質量，它會縮小成一個相對微小的天體（大約地球的大小），它沒有足夠的質量來進行進一步的壓縮，被稱為白矮星。
在更大的恆星中，聚變會一直持續到鐵核變得如此之大（超過 1.4 個太陽質量），以至於它再也無法支撐自身的質量。這個核心會突然坍縮，因為它的電子被驅趕到它的質子中，在逆β衰變或電子俘獲中形成中子和中微子。這種突然坍縮產生的衝擊波會導致恆星的其餘部分在超新星中爆炸。超新星非常亮，它們可能會短暫地超過恆星整個宿主星系的亮度。當它們發生在銀河系內時，超新星在歷史上被肉眼觀測者觀察到，被稱為“新星”，在那裡以前沒有恆星存在。恆星中大部分物質在超新星爆炸中被吹散，形成細絲。剩下的部分將成為中子星（有時表現為脈衝星或 X 射線爆發源），或者，對於最大的恆星（大到足以留下大約四個太陽質量以上的恆星殘骸），成為黑洞。
垂死恆星拋射出的外層包含重元素，這些重元素可能在新恆星形成過程中被回收。這些重元素允許形成岩石行星。超新星的流出和大型恆星的恆星風在塑造星際介質中發揮著重要作用。
恆星根據其光譜特徵進行分類。恆星的光譜型別是指恆星的指定類別，描述了其色球的電離狀態，哪些原子激發在光中最為突出，從而客觀地衡量該色球的溫度。來自恆星的光透過衍射光柵進行分析，將傳入的光子細分為光譜，顯示出彩虹色，其中穿插著吸收線，每條線都表示某個化學元素的特定離子。這種吸收光譜中特定化學元素的存在主要表明溫度條件適合該元素的特定激發。如果恆星的溫度已經透過大多數吸收線確定，那麼某些元素線的異常缺失或強度可能表明色球的化學成分異常。
大多數恆星目前使用字母O、B、A、F、G、K和M進行分類，其中 O 型星是最熱的，字母順序表示逐漸變冷的恆星，直到最冷的 M 類。根據非正式的傳統
- O 型星是“亮藍色”；
- B 型星是“淺藍色”；
- A 型星是“蒼白色”；
- F 型星是“白色”；
- G 型星是“黃色”；
- K 型星是“橙色”；
- M 型星是“紅色”。
儘管觀察者感知到的實際恆星顏色可能會因視覺條件和觀察到的單個恆星而異。
在目前恆星分類系統中，光譜字母由數字0到9增強，表示兩個恆星類別之間範圍的十分之一，因此 A5 是 A0 和 F0 之間範圍的五分之一，但 A2 是 A0 到 F0 的完整範圍的十分之二。
該系統中包含的另一個維度是透過羅馬數字I、II、III、IV和V表示的光度類別，表示恆星光譜中特定吸收線的寬度。研究表明，該特徵是恆星大小的一般度量，因此也是恆星總光度輸出的度量。
- Ia 和 0 類被稱為超巨星；
- I 類被稱為超巨星；
- II 類被稱為亮巨星；
- III 類被稱為巨星；
- IV 類被稱為亞巨星；
- V 類被稱為矮星或更準確地說，主序星。
在這個分類系統下，我們的太陽的光譜型別是 G2V，這可以解釋為“一顆'黃色'，向'橙色'方向移動了十分之二的主序星”。
最常用的最亮恆星的命名法是拜耳命名法。用這種系統命名的恆星顯示一個希臘字母，後面跟著其母星座的拉丁文所有格形式。在字母“ω”之後，使用小寫拉丁字母，然後是大寫拉丁字母。
雙星是指從地球上用光學望遠鏡觀測時，在天空中看起來彼此靠近的兩顆恆星。這可能是因為這兩顆恆星形成了雙星系統，即一個相互繞行的恆星雙星系統，它們在引力上相互束縛在一起，或者是因為它們是光學雙星，即天空中兩顆距離不同的恆星偶然排列在一起。
雙星系統是指由兩顆圍繞共同質心執行的恆星組成的恆星系統。較亮的恆星稱為主星，而另一顆恆星稱為伴星或次星。雙星系統根據其觀測方式分為四種類型：視覺雙星、光譜雙星、光度雙星和天體測量雙星。
視覺雙星是指兩顆恆星的角距離足夠大，可以透過望遠鏡甚至高倍雙筒望遠鏡觀察到。視覺雙星中較亮的恆星稱為主星，較暗的恆星稱為伴星。雙星系統中的一類特殊型別是食雙星，在這種系統中，兩顆恆星的軌道平面幾乎與觀測者的視線一致，因此它們會相互發生掩食。如果雙星系統也是光譜雙星，並且已知該系統的視差，那麼該雙星系統對恆星分析非常有價值。食雙星看起來像變星，並非因為單個恆星的光度發生變化，而是因為發生掩食。
一個恆星系統可以由三顆或更多顆在引力上相互束縛的恆星組成。在這種情況下，該系統被稱為多星系統。
變星是指其視亮度隨時間變化的恆星。許多恆星，甚至大多數恆星，其光度至少存在一些變化：例如，我們太陽的能量輸出在一個 11 年的太陽週期內變化約 0.1%，相當於星等變化 1/1000。
變星可以是內稟變星或外稟變星。內稟變星是指其變異性是由恆星本身的物理性質變化引起的恆星。此類別可以分為三個亞組
- 脈動變星，是指在自然演化衰老過程中，半徑交替膨脹和收縮的恆星。經典造父變星、半規則變星和米拉變星屬於此亞組。
- 爆發變星，是指在其表面經歷爆發，例如耀斑或物質拋射的恆星。年輕的主序前恆星、沃爾夫-拉葉星、發光藍變星和仙后座γ變星屬於此亞組。
- 災變或爆發變星，是指經歷災難性性質變化的恆星，例如新星和超新星。
外稟變星是指其變異性是由外部性質引起的恆星，例如自轉或掩食。主要有兩個亞組。
- 食雙星，是指從地球的視角來看，兩顆恆星在繞軌道執行時會相互發生掩食的雙星系統。
- 自轉變星，是指其變異性是由與自轉相關的現象引起的恆星。例如，具有極端“太陽黑子”的恆星，這些黑子會影響視亮度，或者自轉速度很快的恆星，使其形狀變為橢圓形。
疏散星團是指由幾千顆恆星組成的一群恆星，這些恆星具有共同的起源和相似的年齡。它們透過相互之間的引力吸引力鬆散地結合在一起，並在繞銀河系中心執行時，由於與其他星團和氣體雲的近距離遭遇而變得分散，因此它們位於銀河系的主要主體中，並透過內部的近距離遭遇而失去星團成員。
疏散星團的形成始於一個巨大的分子云，一個包含高達太陽質量數千倍的寒冷緻密氣體雲的部分坍縮。許多因素可能會引發一個巨大的分子云（或其一部分）的坍縮和恆星形成的爆發，這將導致疏散星團的形成，包括來自附近超新星的衝擊波和引力相互作用。一旦一個巨大的分子云開始坍縮，恆星形成就會透過雲層不斷分裂成越來越小的團塊而進行，最終導致形成數百或一千顆恆星。在我們自己的銀河系中，疏散星團的形成率估計為每隔幾千年就有一次。
一旦恆星形成開始，最熱、質量最大的恆星（O 和 B 光譜型別的恆星，聚集在一個OB 星協中）將發出大量的紫外線輻射。這種輻射迅速電離了周圍的巨型分子云氣體，形成了一個H II 區。來自大質量恆星的恆星風和輻射壓開始驅散氣體；在幾百萬年後，星團將經歷第一次超新星爆發，這也會將氣體從系統中排出。在幾千萬年後，星團將被剝奪氣體，不再形成新的恆星。通常，在氣體被耗散之前，不到 10% 的最初存在於星團中的氣體會形成恆星。
通常，OB 星協以它們所在的星座命名；OB 星協的典型名稱是星座的主格 + OB + 數字。研究 OB 星協對於瞭解發生在我們銀河系以及其他星系的區域中的恆星形成過程很重要。
由於疏散星團在大多數恆星到達生命盡頭之前往往會分散，因此它們的光芒往往被年輕、熱、藍色的恆星所主導。這些恆星的質量最大，壽命最短，只有幾千萬年。因此，較老的疏散星團往往包含更多的黃色恆星。一些疏散星團包含似乎比星團其他部分年輕得多的熱藍色恆星。這些藍離散星也被觀測到球狀星團中，在球狀星團非常密集的核心，人們認為它們是恆星碰撞時產生的，形成了一個更熱、質量更大的恆星。然而，疏散星團中的恆星密度遠低於球狀星團，恆星碰撞無法解釋所觀測到的藍離散星數量。相反，人們認為它們中的大多數可能起源於當與其他恆星發生動力學相互作用時，雙星系統合併成一顆恆星。
許多疏散星團本身並不穩定，其質量很小，以至於該系統的逃逸速度低於構成恆星的平均速度。這些星團將在幾百萬年內迅速分散。在許多情況下，由年輕熱恆星的輻射壓驅散了形成星團的氣體，這使得星團的質量降低，從而使星團能夠迅速分散。一旦周圍星雲蒸發，具有足夠質量在引力上束縛在一起的星團可以保持數千萬年的獨立狀態，但隨著時間的推移，內部和外部過程也會使它們分散。在內部，星團成員之間的近距離遭遇往往會導致其中一顆恆星的速度增加到超過星團的逃逸速度，從而導致星團成員逐漸“蒸發”。
在一個星團變得引力上不穩定後，其許多構成恆星仍然會沿著相似的軌跡在太空中運動，形成一個被稱為星協、運動星團或運動星群的結構。大熊座“北斗七星”中最亮的幾顆恆星以前是疏散星團的成員，現在形成了這樣一個星協，在這種情況下，是大熊座運動星群。最終，它們略微不同的相對速度將使它們散佈在整個銀河系。如果我們發現了原本無關的恆星的相似速度和年齡，那麼一個更大的星團就被稱為星流。
在銀河系中，已知的疏散星團超過 1000 個，但實際總數可能比這高出十倍。在旋渦星系中，疏散星團總是出現在旋臂中，那裡氣體密度最高，因此恆星形成最活躍，星團通常在有時間離開旋臂之前就會分散。疏散星團強烈地集中在銀河系平面附近，在我們銀河系的標高高度約為 180 光年，而銀河系半徑約為 10 萬光年。
球狀星團是一個球形的恆星集合，繞著星系核作為衛星執行。球狀星團由引力緊密束縛在一起，這使它們呈現出球形形狀，並且在中心附近具有相對較高的恆星密度。雖然球狀星團似乎包含了星系中最早誕生的恆星，但它們的起源及其在星系演化中的作用仍不清楚。很明顯，球狀星團與矮橢圓星系有很大不同，它們是在母星系的恆星形成過程中形成的，而不是作為獨立的星系形成的。然而，天文學家最近的推測表明，球狀星團和矮球狀星系可能不是明顯獨立的和截然不同的天體型別。
與疏散星團相比，大多數球狀星團在時間尺度上保持引力束縛，這與大多數恆星的壽命相當。然而，一個可能的例外是，當與其他大質量天體發生強烈的潮汐相互作用時，會導致恆星的散開。
目前，球狀星團的形成仍然是一個鮮為人知的現象。尚不清楚球狀星團中的恆星是在一次生成中形成的，還是在數億年的時間裡跨越多個世代產生的。然而，與許多球狀星團的年齡相比，這個恆星形成階段相對短暫。對球狀星團的觀測表明，這些恆星形成體主要出現在高效恆星形成的區域，並且星際介質的密度比正常恆星形成區域更高。球狀星團的形成在星暴區域和相互作用的星系中普遍存在。在形成後，球狀星團中的恆星開始彼此之間發生引力相互作用。
大多數星團隨著距離的縮短而穩定地增加亮度，直到距核心一定距離，然後亮度達到穩定。通常，這個距離大約是核心 1-2 秒差距。然而，大約 20% 的球狀星團經歷了一個稱為“核心坍縮”的過程。在這種型別的星團中，亮度一直穩定地增加到核心區域。核心坍縮被認為發生在球狀星團中質量較大的恆星遇到質量較小的伴星時。由於相遇，較大的恆星往往會失去動能，並開始向核心沉降。在漫長的時間裡，這會導致質量較大的恆星集中在核心附近，這種現象被稱為質量偏析。
球狀星團的恆星密度非常高，因此恆星之間的近距離相互作用和近距離碰撞相對頻繁。由於這些偶然的相遇，一些奇異的恆星型別，如藍離散星、毫秒脈衝星和低質量 X 射線雙星，在球狀星團中更為常見。藍離散星是由兩顆恆星合併形成的，可能是由於與雙星系統相遇的結果。產生的恆星的溫度高於星團中具有相同亮度的同類恆星，因此不同於星團形成之初的主序星。
在我們銀河系內的球狀星團中，大多數位於星系核附近，絕大多數位於以核心為中心的半球天空中，介於天蠍座、蛇夫座和人馬座星座之間。目前已知的銀河系球狀星團約有 150 到 158 個，可能還有 10 到 20 個尚未被發現。大型星系可能更多：例如，仙女座星系可能擁有多達 500 個球狀星團。一些巨型橢圓星系，特別是那些位於星系團中心的星系，如 M87，擁有多達 13,000 個球狀星團。這些球狀星團繞著星系執行，半徑很大，40 千秒差距（大約 131,000 光年）或更多。本地群中每個質量足夠大的星系都有一組相關的球狀星團，幾乎所有被觀測到的大型星系都擁有球狀星團系統。
人馬座矮星系和犬夫座矮星系是銀河系的兩個小型衛星星系，似乎正在向銀河系捐贈它們相關的球狀星團（如帕洛馬 12）。這表明這個星系的許多球狀星團過去是如何從其他星系獲得的。
明亮星雲（或瀰漫星雲）是星際空間中由塵埃、氫氣、氦氣和其他電離氣體組成的雲。許多星雲或恆星是由星際介質（ISM）中氣體的引力坍縮形成的。當物質在其自身重量下坍縮時，中心可能會形成大質量恆星，它們的紫外線輻射會電離周圍的氣體，使其在光學波長下可見。
瀰漫星雲分為三大類：H II 區（發射星雲）、反射星雲和超新星遺蹟。
H II 區是一個巨大的氣體和電離氣體雲，在其中最近發生了恆星形成。H II 區的前身是巨分子云 (GMC)。GMC 是一種寒冷且密集的雲，主要由分子氫組成。GMC 可以長時間處於穩定狀態，但超新星引起的衝擊波、雲之間的碰撞以及磁性相互作用都可以觸發雲的一部分坍縮。當這種情況發生時，透過雲坍縮和碎片化的過程，恆星形成就開始了。
在星雲中誕生的質量最大的恆星將達到足夠高的溫度，從而電離周圍的氣體。在電離輻射場形成後不久，高能光子會產生電離鋒，它以超音速穿過周圍的氣體。隨著離電離恆星越來越遠，電離鋒減慢，而新電離氣體的壓力會導致電離體積膨脹。最終，電離鋒減慢到亞音速，並被星雲膨脹引起的衝擊鋒超過。
H II 區的壽命大約為數百萬年；來自年輕熱恆星的輻射壓力最終會將大部分氣體驅散。整個過程往往非常低效，只有不到 10% 的 H II 區中的氣體形成恆星，而其餘的氣體則被吹走。最重的恆星的超新星爆炸也會導致氣體損失，這些爆炸將在 1-2 百萬年後發生。
螺旋星系和不規則星系包含大量 H II 區，而橢圓星系幾乎沒有 H II 區。在螺旋星系（包括銀河系）中，H II 區集中在旋臂上，而在不規則星系中，它們則雜亂無章地分佈。一些星系包含巨大的 H II 區，可能包含數萬顆恆星。H II 區很少出現在橢圓星系中的原因是，橢圓星系被認為是透過星系合併形成的。在星系團中，這種合併很常見。當星系碰撞時，單個恆星幾乎從不碰撞，但碰撞星系中的 GMC 和 H II 區會被劇烈擾動。在這種情況下，會觸發巨大的恆星形成爆發，速度如此之快，以至於大部分氣體都被轉化為恆星，而不是正常的 10% 或更少。
銀河系中的一些最亮的 H II 區用肉眼就可以看到，比如著名的獵戶座星雲、船底座星雲和礁湖星雲。
反射星雲是一片塵埃或氣體雲，它反射來自附近恆星的光。來自附近恆星（或恆星）的能量不足以電離星雲的氣體以產生髮射星雲，但足以提供足夠的散射使塵埃可見。因此，反射星雲顯示的頻譜（和顏色）與照亮它們的恆星相似。
許多反射星雲呈現出深藍色；這是因為藍色恆星的能量足夠大，可以在巨型雲的邊緣照亮距離很遠的小團氣體，這些恆星是在這些巨型雲中形成的，因為藍色光比紅色光散射效率更高（這與使我們看到藍天和紅色日落的相同散射過程）。
反射星雲的例子有獵戶座的梅西耶 78，以及圍繞昴宿星團恆星的那些小的星雲狀斑塊。
超新星遺蹟（SNR）是指恆星在超新星爆發後留下的結構。 超新星遺蹟被膨脹的衝擊波包圍，由從爆炸中噴出的物質和它沿途掃過並衝擊的星際物質組成。
超新星爆發有兩種可能途徑：要麼一顆巨大的恆星可能耗盡燃料，停止在其核心產生聚變能量，並在自身引力的作用下向內坍縮，形成一顆中子星或黑洞； 或者一顆白矮星可能會從伴星那裡積累（吸積）物質，直到它達到臨界質量併發生熱核爆炸。 無論哪種情況，由此產生的超新星爆炸都會以高達光速 1%（約 3,000 公里/秒）的速度將大部分或全部恆星物質噴射出去。 當這些物質與周圍的星周或星際氣體碰撞時，它會形成衝擊波，可以將氣體加熱到高達 1000 萬 K 的溫度，形成等離子體。
超新星遺蹟通常呈現出殼狀結構和許多氣體細絲； 衝擊波起源於超新星爆發，可能會清理周圍的環境，形成一個超氣泡，其中星際介質的密度非常低。
超新星爆發可以提供壓縮附近巨型分子云所需的衝擊波，創造恆星形成的環境。
超新星遺蹟的例子包括金牛座的梅西耶 1（蟹狀星雲）、天鵝座的馬頭星雲和船帆座的船帆座星雲。
最著名、觀測最完善的年輕超新星遺蹟是由 SN 1987A 形成的，它是在大麥哲倫星雲中出現的超新星，出現在 1987 年（大約在 168,000 年前爆炸）。 我們銀河系中最新的遺蹟是 G1.9+0.3，它是在銀河系中心被發現的，據估計是在 140 年前發生的超新星爆發。
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行星狀星雲是指發射星雲，它由某些型別恆星在其生命後期漸近巨星分支階段拋射出的膨脹發光電離氣體殼組成。 這種名稱的由來是因為它們在小型光學望遠鏡中看起來與巨型行星相似，但與太陽系的行星無關。
質量超過 8 個太陽質量的恆星可能會以戲劇性的超新星爆發結束其生命。 行星狀星雲可能是質量介於 0.8 個太陽質量到中等質量的恆星死亡後形成的。 中等質量到低質量的恆星在主序星階段經過數千萬到數十億年後，其核心會耗盡氫。 當它們耗盡氫時，核心的壓縮會導致溫度升高。 恆星的外層會相應地極度膨脹，並且變得更冷。 恆星會變成一顆紅巨星。 核心繼續收縮和加熱，當其溫度達到 1 億 K 時，氦原子核開始聚變成碳和氧。 聚變反應的恢復阻止了核心的收縮。 氦燃燒很快會形成一個由碳和氧組成的惰性核心，周圍環繞著氦燃燒殼層和氫燃燒殼層。
氦聚變反應會導致恆星變得非常不穩定。 氦燃燒層迅速膨脹，因此冷卻，這會再次降低反應速率。 巨大的脈動積累起來，最終變得足夠大，將整個恆星大氣層拋入太空。 這些被拋射的氣體會在恆星現已裸露的核心的周圍形成一個物質雲。 隨著越來越多的恆星大氣層遠離恆星，越來越深、溫度越來越高的層被暴露出來。 當暴露的表面溫度達到約 30,000 K 時，會發射出足夠的紫外線光子，使被拋射的大氣層電離，使其發光。 在這個過程結束時，該雲就變成了行星狀星雲。
行星狀星雲在銀河系演化中起著非常重要的作用。 早期的宇宙幾乎完全由氫和氦組成，但恆星透過核聚變創造了更重的元素。 因此，行星狀星雲的氣體中含有大量碳、氮和氧等元素，當它們膨脹併合併到星際介質中時，它們會用這些重元素來豐富星際介質，天文學家統稱為金屬。 後來形成的恆星將具有更高的初始重元素含量。 儘管重元素仍然是恆星中非常小的組成部分，但它們對恆星的演化有顯著影響。 在宇宙早期形成的並且含有少量重元素的恆星被稱為第二星族星，而含有更高重元素含量的年輕恆星被稱為第一星族星。
在 2000 億顆恆星中，我們銀河系中現在已知存在約 3000 個行星狀星雲。 它們與恆星總壽命相比，其壽命非常短，這解釋了它們的稀有性。 它們主要出現在銀河系的平面上，在銀河系中心附近最為集中。 行星狀星雲也被發現是四個球狀星團的成員：梅西耶 15、梅西耶 22、NGC 6441 和帕洛瑪 6。 然而，根據一致的距離集、紅化和徑向速度，尚未有確定的行星狀星雲在疏散星團中被發現的案例。
只有大約 20% 的行星狀星雲是球對稱的。 存在各種形狀，其中一些形狀非常複雜。 不同的作者將行星狀星雲分類為：恆星型、盤狀、環狀、不規則型、螺旋型、雙極型、四極型和其他型別。 儘管它們中的大多數只屬於三種類型：球狀、橢圓形和雙極型。 最後一種型別的星雲顯示出對銀河系的平面的最強集中，因此它們的祖先是相對年輕的大質量恆星。 另一方面，球形星雲可能是由類似太陽的古老恆星產生的。
行星狀星雲的例子是水瓶座的螺旋星雲，由於它的臨近性，它也是天空中最大的行星狀星雲。 另一個例子是天琴座的環狀星雲（梅西耶 57）。
星系是一個巨大的、受引力束縛的系統，由恆星和恆星遺骸、星際氣體塵埃介質以及一個重要的但鮮為人知的成分組成，這個成分被暫時稱為暗物質。 這個名字來源於希臘語的 galaxias，字面意思是“乳白色的”，指的是銀河系。
星系主要分為三種類型：橢圓星系、螺旋星系和不規則星系。 哈勃序列對星系型別進行了更詳細的描述，該序列基於星系的外觀。 由於哈勃序列完全基於視覺形態型別，因此它可能會遺漏星系的某些重要特徵，例如恆星形成率（在星爆星系中）和核心的活動（在活動星系中）。
哈勃分類系統根據橢圓星系的橢圓率對其進行評級，從E0（幾乎是球形的）到E7（高度拉長的）不等。 這些星系具有橢圓形輪廓，無論觀察角度如何，都會呈現出橢圓形外觀。 它們的外觀結構不明顯，通常含有相對少的星際物質。 因此，這些星系中的疏散星團比例也很低，新的恆星形成率也較低。 相反，它們主要由通常較老、更演化的恆星組成，這些恆星以隨機方向圍繞共同的引力中心執行。 在這種意義上，它們與規模小得多的球狀星團有一些相似之處。
事實上，最大的星系是巨型橢圓星系。 人們認為許多橢圓星系是由於星系的相互作用而形成的，導致碰撞和合並。 它們可以成長到巨大的尺寸（例如，與螺旋星系相比），巨型橢圓星系通常位於大型星系團的核心附近。 星爆星系是這種星系碰撞的結果，可以導致形成一個橢圓星系。
螺旋星系由旋轉的恆星和星際介質盤組成，以及一個通常由較老恆星組成的中心隆起。 從隆起處向外延伸的是相對明亮的旋臂。 在哈勃分類方案中，螺旋星系被列為S型，後面跟著一個字母（a、b 或c），表示旋臂的緊密程度和中心隆起的大小。 Sa 星系具有緊密纏繞、定義不清的旋臂，並擁有一個相對較大的核心區域。 在另一個極端，Sc 星系具有開放的、定義明確的旋臂，以及一個較小的核心區域。
在螺旋星系中，旋臂確實具有近似對數螺旋的形狀，這種模式可以從理論上證明是由於均勻旋轉的恆星質量中的擾動造成的。 與恆星一樣，旋臂繞中心旋轉，但它們以恆定的角速度旋轉。 旋臂被認為是高密度物質的區域，或“密度波”。 當恆星穿過旋臂時，每個恆星系統的空間速度會因更高密度的引力而發生改變。（當恆星從旋臂的另一側離開時，速度會恢復正常。）這種影響類似於高速公路上充滿行駛車輛的“減速波”。 旋臂之所以可見，是因為高密度促進了恆星形成，因此它們包含許多明亮的年輕恆星。
大多數螺旋星系都具有線性的、條狀的恆星帶，它從核心的兩側向外延伸，然後合併成旋臂結構。 在哈勃分類方案中，這些棒旋星系被指定為SB，後面跟著一個小寫字母（a、b 或c），表示旋臂的形狀（與正常螺旋星系的分類方式相同）。 人們認為棒狀結構是暫時的結構，可能是由於從核心向外輻射的密度波，或者是由與另一個星系的潮汐相互作用造成的。 許多棒旋星系是活躍的，這可能是由於氣體沿著旋臂被引導到核心造成的。
星系的形態多種多樣。例如，奇特星系是由於與其他星系之間的潮汐相互作用而形成的，具有不尋常特性的星系。環狀星系就是一個例子，它擁有一個圍繞著裸露核心且由恆星和星際介質組成的環狀結構。人們認為，當一個較小的星系穿過一個螺旋星系的中心時，就會形成環狀星系。仙女座星系可能受到了類似事件的影響，因為在紅外輻射下觀察時，它顯示出多環狀結構。
透鏡星系是一種介於橢圓星系和螺旋星系之間的過渡形態。它們被歸類為哈勃分類S0型，具有模糊的螺旋臂和橢圓形的恆星暈。（棒狀透鏡星系在哈勃分類中被歸類為SB0。）
除了上述分類外，還有一些星系無法輕易歸類為橢圓星系或螺旋星系。這些星系被稱為不規則星系。Irr-I星系具有一定的結構，但不能完全符合哈勃分類體系。Irr-II星系沒有任何類似於哈勃分類的結構，可能是受到干擾的。附近的不規則（矮）星系的例子包括麥哲倫雲。
儘管大型橢圓星系和螺旋星系很突出，但宇宙中大多數星系似乎都是矮星系。與其他星系相比，這些星系相對較小，大約是銀河系大小的百分之一，只包含幾十億顆恆星。最近發現了一些超緊湊矮星系，其直徑只有100秒差距。許多矮星系可能繞著一個更大的星系執行；銀河系至少有12個這樣的衛星，估計還有300-500個尚未被發現。
銀河系
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銀河系是太陽系所在的星系。肉眼能辨別出的所有恆星都屬於銀河系，但除了這些相對較近的恆星之外，銀河系看起來像一條模糊的白色光帶，拱形地環繞著整個天球。光線來自星系平面內的恆星和其他物質。光帶中的黑暗區域，如大裂縫和煤袋，對應於來自遙遠恆星的光線被暗星雲阻擋的區域。
銀河系的中心位於人馬座方向，在那裡銀河系看起來最亮。從人馬座開始，銀河系似乎向西穿過天蠍座、天壇座、矩尺座、南三角座、圓規座、半人馬座、蒼蠅座、南十字座、船底座、船帆座、船尾座、大犬座、麒麟座、獵戶座、雙子座、金牛座、御夫座、英仙座、仙女座、仙后座、仙王座和天龍座、天鵝座、狐狸座、箭座、天鷹座、蛇夫座、盾牌座，最後回到人馬座。銀河系將夜空大致分成兩個相等半球的事實表明，太陽系位於銀河平面附近。
銀河系由一個棒狀的核心區域組成，周圍環繞著一個由氣體、塵埃和恆星組成的圓盤，形成了四個明顯的旋臂結構，以對數螺旋形向外延伸。銀河系內的質量分佈與SBbc哈勃分類十分相似，這是一個棒狀螺旋星系，其旋臂相對鬆散地捲曲。
銀河盤在銀河中心向外凸起，直徑在70,000到100,000光年之間。太陽到銀河中心的距離估計為26,000±1,400光年。
銀河中心包含一個緊湊的物體，其質量非常大，這是透過中心周圍物質的運動確定的。名為人馬座A*的強烈的無線電源被認為是銀河系的中心，最近被確認是一個超大質量黑洞。
星系棒的長度估計約為27,000光年，穿過其中心，與太陽到銀河系中心的連線成44±10度的角。它主要由紅巨星組成，被認為是古老的恆星。星系棒周圍是一個名為“5千秒差距環”的環，包含著銀河系中大部分的分子氫，以及銀河系大部分的恆星形成活動。從仙女座星系看，它將是我們星系中最亮的特徵。
銀河系擁有兩個主要的恆星旋臂：英仙臂和人馬-南十字臂。另外兩個較長的旋臂是人馬臂和天鵝臂，有時被稱為外臂。人馬臂和英仙臂之間是獵戶臂，這是一個包含太陽系的較小旋臂。所有這些特徵都位於銀河盤上，即圓盤星系（螺旋星系和棒狀螺旋星系）的螺旋、棒狀結構和圓盤所在的平面。銀河盤（特別是螺旋臂，代表著高密度的區域）正在進行活躍的恆星形成。疏散星團也主要出現在銀河盤中，還有H II區。
銀河盤周圍環繞著一個由老恆星和球狀星團組成的球狀暈，其中90%位於100,000光年以內，表明恆星暈的直徑為200,000光年。然而，也發現了一些更遠的球狀星團，例如PAL 4和AM1，距離銀河中心超過200,000光年。大約40%的這些星團位於逆行軌道上，這意味著它們運動方向與銀河系的自轉方向相反。
銀河系和仙女座星系是一個巨大的螺旋星系的雙星系統，屬於一個包含50個緊密結合的星系的群體，稱為本星系群，而本星系群本身又是室女座超星系團的一部分。
本星系群中還有兩個較小的星系和一些矮星系圍繞銀河系執行。其中最大的是大麥哲倫雲，直徑為20,000光年。它有一個緊密的伴星，小麥哲倫雲。麥哲倫流是連線這兩個小星系的一條奇特的中性氫氣流。人們認為，這條氣流是在麥哲倫雲與銀河系的潮汐相互作用中被拉出來的。
一些繞銀河系執行的矮星系包括大犬座矮星系（最靠近銀河系的）、人馬座矮橢圓星系、小熊座矮星系、鵰具座矮星系、六分儀座矮星系、天爐座矮星系和獅子座I矮星系。銀河系中最小的矮星系直徑只有500光年。這些包括船底座矮星系、天龍座矮星系和獅子座II矮星系。可能還有一些尚未被發現的矮星系，它們與銀河系之間存在引力束縛，還有一些已被銀河系吸收，例如ω星團。透過避開區進行的觀測經常發現新的遙遠和附近的星系。一些主要由氣體和塵埃組成的星系也可能迄今為止躲過了觀測。
目前的測量結果表明，仙女座星系正在以每秒100到140公里的速度向我們靠近。銀河系可能在30到40億年後與它發生碰撞，具體時間取決於星系之間相對運動的未知橫向分量的重要性。如果它們發生碰撞，星系內的單個恆星不會發生碰撞，而是兩個星系將在大約10億年的時間內合併成一個單一的橢圓星系。
星座
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星座是由天體（通常是恆星）組成的群體，它們看起來在天空中形成一個圖案。今天的 астрономы仍然使用這個術語，儘管目前的體系主要將星座視為天球的網格狀區域，而不是圖案。一個沒有正式歸類為星座的星形圖案被稱為星群。一個著名的例子就是北斗七星，這是一個星群，國際天文聯合會（IAU）沒有使用這個術語，因為這些恆星被認為是大熊座的一部分。
1922年，亨利·諾里斯·羅素幫助IAU將天球劃分為88個正式星座。通常情況下，這些現代星座與其希臘羅馬祖先的名稱相同，例如獵戶座、獅子座和天蠍座。雖然這些天體結構最初與神話中的事件、生物或人物有關，但在指南針發明之前，將夜空劃分成可識別的圖案對於早期的陸地和海上航行至關重要。隨著天文學技術的發展，從基於圖案的星座體系轉向基於區域對映的體系變得很重要，這導致了一些歷史上的星座變得過時。
1930年，尤金·德爾波特沿赤經和赤緯的垂直和水平線設計了88個正式星座之間的邊界。其中37個屬於北半球，51個屬於南半球。然而，他使用的資料來自公元1875.0的歷元，當時本傑明·A·古爾德首次提出為天球指定邊界的建議，德爾波特將以此建議為基礎進行他的工作。由於歲差的影響，現代星圖（例如公元2000.0的歷元）上的邊界已經略微傾斜，不再完全垂直或水平。這種影響將在未來幾年和幾個世紀內不斷增加。
星座中的恆星很少在物理上相互關聯，它們從地球上看起來很靠近，但實際上它們之間相隔著光年。然而，也有一些例外：在大熊星座中，北斗七星幾乎完全由彼此靠近的恆星組成，它們屬於一個稱為大熊移動星群的恆星群。
在西方世界，北半球的天空傳統上被劃分為星座，這些星座是基於古希臘人描述的星座。最早的關於星座的古希臘著作是星神神話的書籍。其中最古老的是由赫西俄德在公元前八世紀左右創作的一首詩，現在只留下了片段。現存最完整的關於星座神話起源的著作是亞歷山大時期被稱為偽埃拉托色尼的作家和一位早期的羅馬作家被稱為偽希吉努斯。在公元 2 世紀，希臘天文學家托勒密在他的有影響力的著作《天文學大成》中詳細描述了星座。
在近代和發現時代，當歐洲科學家觀察和繪製南半球的恆星時，南半球的天空被劃分為許多小的新的星座，這些星座是在以前的天文學家不知道的“空”區域建立的。這些星座中的許多代表了 16-18 世紀發明的技術儀器。
一些星座被黃道帶穿過。黃道帶是指太陽在一年中在天空中執行的視運動軌跡，它看起來在相對於（幾乎）固定的恆星的假想球面——天球——上向東移動。更準確地說，它是天球與黃道面的交點，黃道面是指包含地球繞太陽平均軌道的幾何平面。由於地球的自轉軸不垂直於其軌道平面，赤道平面不平行於黃道面，而是與黃道面成大約 23°27' 的夾角，這被稱為軸傾角（或黃道傾角）。
黃道帶是稱為黃道的區域的中心，黃道是圍繞黃道帶兩側 9° 的區域；月球和行星總是位於這個區域。傳統上，這個區域被劃分為 12 個符號，每個符號佔 30° 經度。按照傳統，這些符號以跨越黃道的 13 個星座中的 12 個星座命名。黃道星座被轉化為“符號”，用於占星術。
區分黃道符號和與它們相關的星座很重要，不僅因為它們由於春分歲差而逐漸漂移，而且還因為物理星座由於其形狀和形式的多樣性而佔據了黃道帶的不同寬度。因此，室女座佔據的黃道經度是天蠍座的五倍。另一方面，黃道符號是對物理星座的抽象化，旨在代表完整的圓圈的十二分之一，或者太陽大約在 30.4 天內執行的經度。