從北緯 40 度觀測天空 / 導言

從北緯 40 度觀測天空

恆星

恆星是由引力束縛在一起的巨大的發光等離子體球體。恆星在星際介質中密度較高的延伸區域形成，雖然其密度仍然低於地球真空室內部的密度。這些區域被稱為分子云，主要由氫組成，約佔 23% 到 28% 的氦，以及一小部分較重的元素。

恆星的形成始於分子云內部的引力不穩定性，通常由超新星（大質量恆星爆炸）的衝擊波或兩個星系的碰撞（如在星暴星系中）觸發。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，它就開始在自身引力作用下坍縮。當雲坍縮時，密集的塵埃和氣體個體團聚形成所謂的 Bok 球狀體。當球狀體坍縮並密度增加時，引力能轉化為熱量，溫度升高。當原恆星雲大致達到流體靜力平衡的穩定狀態時，在核心處形成一顆原恆星。這些前主序星通常被一個原行星盤包圍。引力收縮階段持續約 1000 萬到 1500 萬年。

恆星大約在其生命週期的 90% 時間內將氫聚變為氦，在核心附近進行高溫高壓反應。這種恆星被稱為處於主序星（MS）上，被稱為矮星。從零齡主序星（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，恆星會緩慢地升溫並增加亮度。恆星在主序星上停留的時間主要取決於它擁有的燃料量和它聚變燃料的速率，即它的初始質量和它的亮度。大恆星消耗燃料的速度非常快，壽命很短。小恆星（稱為紅矮星）消耗燃料的速度非常慢，可以持續數十億到數百億年。在生命的最後階段，它們只是變得越來越暗淡。然而，由於這種恆星的壽命大於宇宙當前的年齡（137 億年），預計還沒有紅矮星達到這種狀態。

當質量至少為 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後，聚變會在一個圍繞著由碳和氧組成的熱核心的外殼中繼續進行。然後，恆星遵循一條平行於原始紅巨星階段的演化路徑，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。一旦核心中的這種燃料耗盡，它們就可以繼續聚變比氦更重的元素。最後階段是當恆星開始產生鐵時到達。由於鐵核比任何更重的核都更緊密地結合在一起，如果它們被聚變，它們不會釋放能量。同樣，由於它們比所有較輕的核都更緊密地結合在一起，因此裂變不會釋放能量。在相對古老的超大質量恆星中，一個大的惰性鐵核心會在恆星中心積聚。這些恆星中較重的元素可以進入表面，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，會剝離其外層大氣。

一顆演化的中等大小的恆星現在會將其外層以行星狀星雲的形式拋射出去。如果在拋射掉外層大氣後剩下的部分小於 1.4 個太陽質量，它會縮小到一個相對較小的天體（大約地球大小），其質量不足以進行進一步的壓縮，被稱為白矮星。

在更大的恆星中，聚變會持續進行，直到鐵核心長大到一定程度（超過 1.4 個太陽質量），以至於它再也無法支撐自己的質量。這個核心會突然坍縮，因為它的電子被驅動進入它的質子，在逆 β 衰變或電子俘獲的爆發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，以至於它們可能會短暫地超過恆星整個宿主星系的亮度。當它們出現在銀河系內時，超新星曆史上一直被肉眼觀察者觀察到，作為“新星”，在那裡以前沒有恆星。恆星中的大部分物質被超新星爆炸吹走，形成細絲。剩下的部分將變成中子星（它有時表現為脈衝星或 X 射線爆發器），或者，對於最大的恆星（留下大約 4 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，這些重元素可以在新的恆星形成過程中被回收利用。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起著重要作用。

恆星按其光譜特徵進行分類。恆星的光譜類別是恆星的一個指定類別，描述了其色球的電離程度，恆星光中最突出的原子激發是什麼，提供了色球溫度的客觀測量。來自恆星的光透過衍射光柵對其進行分析，將入射光子細分為光譜，顯示彩虹色，其間散佈著吸收線，每條線都表示某種化學元素的特定離子。在這樣的吸收光譜中，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。如果恆星溫度已經透過大多數吸收線確定，則特定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 星是最熱的，字母序列表示從最熱的 O 類到最冷的 M 類，依次表示溫度越來越低的恆星。根據非正式傳統

O 星是“藍色”；
B 星是“藍白色”；
A 星是“白色”；
F 星是“黃白色”；
G 星是“黃色”；
K 星是“橙色”；
M 星是“紅色”。

即使觀察者感知的實際恆星顏色可能會偏離這些顏色，具體取決於視覺條件和觀察到的單個恆星。

在當前的恆星分類系統中，光譜字母由一個從0 到9 的數字增強，表示兩個恆星類別之間的十分之一，因此 A5 是 A0 和 F0 之間的五分之五，但 A2 是 A0 到 F0 的整個範圍的十分之二。

此係統中包含的另一個維度是亮度類別，用羅馬數字I、II、III、IV 和V表示，表示恆星光譜中某些吸收線的寬度。研究表明，該特徵是恆星大小的通用度量，因此也是恆星總光度輸出的度量。

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是主序星。

在這個分類系統下，我們的太陽的光譜型別是 G2V，可以解釋為“一顆朝‘橙色’方向移動的‘黃色’主序星”。

最常用的最亮恆星的命名法是拜耳命名法。使用該系統命名的恆星顯示希臘字母，後面是其母星座的拉丁名所有格形式。在字母“ω”之後，使用小寫拉丁字母，然後使用大寫拉丁字母。

雙星

雙星是指兩顆從地球上看透過光學望遠鏡觀察時，在天空上顯得彼此靠近的恆星。這種情況可能發生是因為這對恆星形成了雙星，即一個相互繞軌道執行的雙星系統，引力束縛在一起，或者是因為它是一個光學雙星，即兩顆在天空上隨機排列的恆星，它們位於不同的距離上。

雙星是指由兩顆繞共同質心執行的恆星組成的恆星系統。較亮的恆星被稱為主星，而另一顆被稱為伴星、伴星或次星。雙星根據其觀察方式分為四種類型：目視雙星，透過目視觀察；光譜雙星，透過光譜線的週期性變化；測光雙星，透過由日食引起的亮度變化；或天體測量雙星，透過測量一顆恆星的位置因不可見伴星而產生的偏差。

目視雙星是指兩顆恆星之間的角距離足夠大，可以在地面望遠鏡甚至高倍雙筒望遠鏡中被觀測到，並被識別為雙星的恆星系統。雙星中亮度較高的恆星稱為主星，亮度較低的恆星稱為伴星。一種特殊的雙星系統被稱為食雙星，在這種系統中，兩顆恆星的軌道平面幾乎與觀測者的視線方向重合，因此會發生相互掩食的現象。如果這個雙星系統也是光譜雙星，並且已知其視差，那麼它對於恆星分析非常有價值。食雙星表現為變星，並非因為單個恆星的亮度變化，而是由於掩食造成的。

一個恆星系統可以由三個或更多個彼此之間受引力束縛的恆星組成。在這種情況下，該系統被稱為多星系統。

變星

變星是指亮度隨時間發生變化的恆星。許多（也許大多數）恆星的亮度都會發生一定程度的波動：例如，我們太陽的能量輸出在 11 年的太陽活動週期中會變化約 0.1%，相當於亮度變化千分之一。

變星可以是內稟變星或外稟變星。內稟變星是指亮度變化是由恆星本身物理性質的變化引起的。這類別可以分為三個子類：

脈動變星：這類恆星在自然演化過程中會發生半徑交替膨脹和收縮。經典造父變星、半規則變星和米拉變星都屬於這個子類。
爆發變星：這類恆星表面會發生爆發，例如耀斑或物質拋射。年輕的主序前恆星、沃爾夫-拉葉星、亮藍變星和仙后座 γ 變星都屬於這個子類。
災變變星或爆發變星：這類恆星的性質會發生災變性變化，例如新星和超新星。

外稟變星是指亮度變化是由外部因素引起的，例如自轉或掩食。這類別主要分為兩個子類：

食雙星：兩顆恆星彼此繞轉，從地球的角度觀察，它們偶爾會發生相互掩食。
自轉變星：這類恆星的亮度變化是由其自轉相關的現象引起的。例如，具有極端“太陽黑子”的恆星，這些黑子會影響其視亮度；或者自轉速度很快的恆星，導致其形狀變得橢圓形。

疏散星團

疏散星團是一群最多幾千顆恆星，它們具有相同的起源和相似的年齡。它們透過相互之間的引力作用鬆散地束縛在一起，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相遇而變得分散，導致它們位於銀河系主體內部，並且由於內部的近距離相遇而損失了星團成員。

疏散星團的形成始於巨分子云的部分坍縮，巨分子云是寒冷緻密的 gas 雲，質量高達太陽質量的數千倍。許多因素可能會觸發巨分子云（或其一部分）的坍縮，並引發恆星形成爆發，最終形成疏散星團，包括來自附近超新星的衝擊波和引力相互作用。一旦巨分子云開始坍縮，恆星形成過程就會透過雲層不斷分裂成越來越小的團塊，最終形成數百顆或一千顆恆星。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一次。

恆星形成開始後，最熱、質量最大的恆星（O 型和 B 型光譜類別的恆星，集中在OB 協會中）將發出大量的紫外線輻射。這種輻射迅速電離了巨分子云周圍的 gas，形成了HII 區。來自大質量恆星的恆星風和輻射壓力開始驅散 gas；幾百萬年後，星團將經歷第一次超新星爆發，這也會將 gas 從系統中驅散出去。幾千萬年後，星團將被剝奪 gas，不再發生恆星形成。通常，在氣體消散之前，星團中最初只有不到 10% 的氣體會形成恆星。

通常，OB 協會以它們所在的星座命名；OB 協會的典型名稱是星座的主格 + OB + 數字。研究 OB 協會對於瞭解我們銀河系和其他星系中發生的恆星形成過程非常重要。

由於疏散星團往往在大多數恆星達到生命終點之前就分散了，因此它們的亮度主要由年輕、熱、藍色的恆星主導。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。一些疏散星團包含熱藍色的恆星，這些恆星似乎比星團中的其他恆星年輕得多。這些藍色流浪星也存在於球狀星團中，而且在球狀星團的緻密核心，人們認為它們是在恆星碰撞時形成的，形成了一顆更熱、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，恆星碰撞無法解釋觀測到的藍色流浪星數量。相反，人們認為，大多數藍色流浪星可能是由恆星與其他恆星之間的動力學相互作用造成的，導致雙星系統合併成一顆恆星。

許多疏散星團本身不穩定，質量很小，以至於系統的逃逸速度低於組成恆星的平均速度。這些星團將在幾百萬年內迅速分散。在許多情況下，星團形成過程中由熱年輕恆星的輻射壓力驅散 gas 會降低星團質量，從而導致星團迅速分散。一旦周圍星雲蒸發，具有足夠質量以引力束縛的星團可以保持數千萬年的獨立存在，但隨著時間的推移，內部和外部過程也會導致星團分散。在內部，星團成員之間的近距離相遇通常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鬆散之後，許多組成恆星仍然會沿著相似的軌跡在太空中運動，被稱為星協、運動星團或運動星群。大熊座“北斗七星”中最明亮的幾顆恆星是曾經屬於一個疏散星團的成員，現在形成了這樣一個星協，在這種情況下，就是大熊座運動星群。最終，它們略微不同的相對速度將使它們分散在整個星系中。如果我們發現其他看似無關的恆星具有相似的速度和年齡，那麼更大的星團就被稱為星流。

銀河系中已知的疏散星團超過 1000 個，但實際數量可能高達這個數字的十倍。在螺旋星系中，疏散星團總是出現在螺旋臂中，那裡 gas 密度最高，因此大多數恆星形成都在那裡發生，而且星團通常在它們有時間走出螺旋臂之前就分散了。疏散星團強烈地集中在銀河系平面上方，在我們銀河系中的尺度高度約為 180 光年，而銀河系的半徑約為 10 萬光年。

球狀星團

球狀星團是指繞星系核心執行的衛星狀球形恆星集合體。球狀星團由引力緊密束縛在一起，這賦予了它們球形形狀，並且在中心區域具有相對較高的恆星密度。儘管看起來球狀星團包含了銀河系中最先形成的一些恆星，但它們的起源及其在星系演化中的作用仍不清楚。有一點很清楚，球狀星團與矮橢圓星系有顯著差異，它們是在母星系恆星形成過程中形成的，而不是作為獨立星系形成的。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截然不同的物體型別。

與疏散星團不同，大多數球狀星團在引力上保持束縛的時間段與大多數恆星的壽命相當。然而，當與其他大質量天體發生強潮汐相互作用導致恆星分散時，這可能是一個例外。

目前，球狀星團的形成仍然是一個知之甚少的現象。尚不清楚球狀星團中的恆星是單一世代形成的，還是在幾億年的時間跨度內跨越多個世代形成的。然而，與許多球狀星團的年齡相比，這個恆星形成時期相對短暫。對球狀星團的觀測表明，這些恆星結構主要出現在恆星形成效率高的區域，並且那裡星際物質的密度比普通恆星形成區域更高。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。球狀星團形成後，其中的恆星開始相互之間發生引力相互作用。

大多數星團隨著距離的縮短而亮度穩步增加，直到距核心一定距離時亮度才趨於穩定。通常，這個距離約為核心 1-2 秒差距。然而，約 20% 的球狀星團經歷了一個被稱為“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。人們認為，核心坍縮發生在球狀星團中質量較大的恆星與質量較小的伴星發生碰撞時。由於這些相遇，質量較大的恆星往往會損失動能，並開始向核心沉降。經過漫長的時間，這導致大量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。由於這些偶然相遇，一些奇特的恆星類別，例如藍色流浪星、毫秒脈衝星和低質量 X 射線雙星，在球狀星團中更為常見。藍色流浪星是由兩顆恆星合併形成的，可能是由於與雙星系統相遇造成的。合併後的恆星的溫度比星團中具有相同亮度的其他恆星更高，因此與星團開始形成時的主序星不同。

在我們的銀河系中，大多數球狀星團都位於銀河系的中心附近，絕大部分位於以銀河系中心為中心的天空區域，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。大型星系可能有更多：例如，仙女座星系可能擁有多達 500 個球狀星團。一些巨大的橢圓星系，特別是那些位於星系團中心的星系，比如 M87，擁有多達 13,000 個球狀星團。這些球狀星團繞著星系執行，半徑可達 40 千秒差距（約 131,000 光年）或更遠。本地星系群中每個質量足夠大的星系都有一個相關的球狀星團群，並且幾乎每個被觀測到的大型星系都被發現擁有一個球狀星團系統。

人馬座矮星系和巨犬座矮星系是銀河系的兩顆小衛星星系，它們似乎正在將它們相關的球狀星團（如帕洛馬 12）捐贈給銀河系。這表明銀河系中的許多球狀星團是在過去從其他星系中獲得的。

明亮的星雲

明亮的星雲（或瀰漫星雲）是由塵埃、氫氣、氦氣和其他電離氣體組成的星際雲。許多星雲或恆星是由星際介質（ISM）中氣體引力坍縮形成的。隨著物質在自身重力作用下坍縮，中心可能會形成大質量恆星，它們發出的紫外線輻射會電離周圍的氣體，使其在光學波長下變得可見。

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

H II 區是一個大型的氣體和電離氣體雲，它在最近發生恆星形成的地方，密度較低，發光。H II 區的前身是巨型分子云（GMC）。巨型分子云是一個寒冷而密集的雲，主要由分子氫組成。巨型分子云可以長時間保持穩定狀態，但超新星產生的衝擊波、雲之間的碰撞以及磁場相互作用都會觸發雲的一部分坍縮。當這種情況發生時，透過雲的坍縮和碎裂過程，恆星形成就會發生。

星雲中誕生的質量最大的恆星將達到足夠高的溫度，可以電離周圍的氣體。在電離輻射場形成後不久，高能光子會產生一個電離前沿，它以超音速穿過周圍的氣體。離電離恆星越遠，電離前沿速度越慢，而新電離氣體的壓力會使電離體積膨脹。最終，電離前沿速度減慢到亞音速，並被星雲膨脹引起的衝擊波超越。

H II 區的壽命大約為幾百萬年；來自年輕熱恆星的輻射壓最終會將大部分氣體推開。事實上，整個過程往往非常低效，在其餘氣體被吹走之前，H II 區中只有不到 10% 的氣體形成了恆星。此外，最重的恆星的超新星爆炸也會導致氣體損失，這將在僅僅 1-2 百萬年後發生。

螺旋星系和不規則星系包含大量的 H II 區，而橢圓星系幾乎沒有 H II 區。在螺旋星系中，包括銀河系，H II 區集中在旋臂上，而在不規則星系中，它們則混亂地分佈著。一些星系包含巨大的 H II 區，其中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，但碰撞星系中的巨型分子云和 H II 區卻被強烈地擾動。在這種情況下，會觸發巨大的恆星形成爆發，速度如此之快，以至於大部分氣體被轉化為恆星，而不是正常的 10% 或更少。

銀河系中一些最明亮的 H II 區可以用肉眼看到，比如著名的獵戶座星雲、船底座星雲和礁湖星雲。

反射星雲

反射星雲是由塵埃或氣體組成的雲，它反射附近恆星的光線。附近恆星或恆星發出的能量不足以電離星雲的氣體，從而形成發射星雲，但足以提供足夠的散射，使塵埃變得可見。因此，反射星雲顯示的頻譜（以及顏色）與照亮它們的恆星相似。

許多反射星雲呈現深藍色；這是因為熱的藍色恆星有足夠的能量來照亮遠處的小團氣體，這些氣體位於這些恆星形成的巨大雲的邊緣，而且藍色光的散射比紅色光的散射更有效（這是使我們看到藍色天空和紅色日落的相同散射過程）。

反射星雲的例子有獵戶座中的 M78 和圍繞昴宿星團恆星的小塊星雲。

超新星遺蹟

超新星遺蹟（SNR）是由恆星在超新星爆發後形成的結構。超新星遺蹟被一個膨脹的衝擊波包圍，由爆炸中噴射出的物質、以及它在途中掃過並衝擊的星際物質組成。

超新星有兩種可能的途徑：要麼一顆大質量恆星可能耗盡燃料，停止在其核心產生聚變能量，並在自身重力的作用下向內坍縮形成中子星或黑洞；要麼一顆白矮星可能從伴星中積累（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% 的速度（大約 3,000 公里/秒）噴射出大部分或全部恆星物質。當這些物質與周圍的星周或星際氣體發生碰撞時，它會形成衝擊波，可以將氣體加熱到高達 1000 萬開爾文的溫度，形成等離子體。

超新星遺蹟通常呈現殼狀形狀和許多氣體細絲；超新星爆炸產生的衝擊波可能會清理周圍的環境，形成一個密度非常低的星際介質超級氣泡。

超新星爆炸可以提供壓縮附近巨型分子云所需的衝擊波，創造出恆星形成的條件。

超新星遺蹟的例子有金牛座中的 M1（蟹狀星雲）、天鵝座中的面紗星雲和船帆座中的船帆座星雲。

最著名和最受關注的年輕超新星遺蹟是由 SN 1987A 形成的，它是在 1987 年出現在大麥哲倫星雲中的超新星（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，它是在銀河系中心發現的，估計是在 140 年前發生的超新星。

行星狀星雲

行星狀星雲是一種發射星雲，由某些型別恆星在其生命後期漸近巨星支階段噴射出的膨脹發光電離氣體殼組成。這個名字的由來是因為它們在小型光學望遠鏡中看起來像巨大的行星，但與太陽系的行星無關。

質量超過 8 個太陽質量的恆星很可能以壯觀的超新星爆炸結束其生命。行星狀星雲可能是中等質量和低質量恆星（質量低至 0.8 個太陽質量）死亡的結果。中等質量和低質量恆星在其主序星階段經歷數千萬年到數十億年後，會耗盡核心中的氫。當它們耗盡氫時，核心的壓縮會導致溫度升高。作為對核心極高溫度的反應，恆星的外層會大幅膨脹並變得更冷。恆星會變成紅巨星。核心會繼續收縮並加熱，當其溫度達到 1 億開爾文時，氦核開始聚變成碳和氧。聚變反應的恢復阻止了核心的收縮。氦燃燒很快形成一個由碳和氧組成的惰性核心，周圍環繞著氦燃燒層和氫燃燒層。

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，這再次降低了反應速率。巨大的脈動累積起來，最終變得足夠大，足以將整個恆星大氣拋向太空。這些噴射的氣體在現在暴露的恆星核心周圍形成一個物質雲。隨著越來越多的恆星大氣遠離恆星，越來越深、溫度越來越高的層暴露出來。當暴露的表面溫度達到約 30,000 開爾文時，會發射出足夠的紫外線光子來電離噴射的大氣，使其發光。在這個過程的最後，雲最終變成了行星狀星雲。

行星狀星雲在星系演化中起著非常重要的作用。早期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，行星狀星雲的氣體包含大量碳、氮和氧等元素，當它們膨脹並融入星際介質時，會用這些重元素來豐富星際介質，這些重元素被天文學家統稱為金屬。隨後形成的恆星將具有更高的初始重元素含量。即使重元素仍然是恆星中非常小的組成部分，它們也會對其演化產生顯著影響。在宇宙早期形成的含有少量重元素的恆星被稱為第二星族星，而含有較高重元素的年輕恆星被稱為第一星族星。

在我們銀河系中，在 2000 億顆恆星中，目前已知有大約 3000 個行星狀星雲。與恆星總壽命相比，它們非常短的壽命解釋了它們的稀有性。它們主要分佈在銀河系的銀盤附近，在銀河系中心附近的濃度最大。行星狀星雲也被發現是四個球狀星團的成員：M15、M22、NGC 6441 和帕洛瑪 6。然而，根據一致的距離、紅化和徑向速度，尚未發現開放星團中存在行星狀星雲的確定案例。

只有大約 20% 的行星狀星雲是球對稱的。存在各種各樣的形狀，其中一些呈現出非常複雜的形態。不同的作者將行星狀星雲分類為：恆星型、圓盤型、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屬於以下三種類型：球形、橢圓形和雙極形。最後一種型別的星雲顯示出對銀河系的平面有最強烈的集中度，因此它們的祖先都是相對年輕的大質量恆星。另一方面，球形星雲可能是類似於太陽的老恆星產生的。

行星狀星雲的一個例子是水瓶座的螺旋星雲，它也是天空中最大的行星狀星雲，因為它的距離較近。另一個例子是天琴座的環狀星雲（M57）。

星系

星系是一個巨大的、受引力束縛的系統，它由恆星和恆星殘骸、星際介質氣體塵埃以及一個重要的、但鮮為人知的被稱為暗物質的組成部分組成。這個名字來自希臘語根詞 galaxias，字面意思是“乳白色”，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，該序列基於星系的視覺形態型別。由於哈勃序列完全基於視覺形態型別，它可能忽略了星系的一些重要特徵，例如恆星形成速率（在星暴星系中）和核心活動（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，範圍從E0（幾乎是球形的）到E7（高度拉長的）。這些星系具有橢球形的輪廓，無論從哪個角度觀察，都呈現出橢圓形。它們的形狀顯示出很少的結構，並且通常具有相對少量的星際物質。因此，這些星系也具有較少的疏散星團和較低的恆星形成率。相反，它們主要由通常較老、演化程度更高的恆星組成，這些恆星以隨機的方向圍繞共同的重心執行。從這個意義上說，它們與小得多的球狀星團有一些相似之處。

最大的星系實際上是巨大的橢圓星系。許多橢圓星系被認為是在星系相互作用、碰撞和合並後形成的。它們可以長到巨大的尺寸（例如，與螺旋星系相比），並且巨大的橢圓星系通常位於大型星系團的核心附近。星暴星系是這種星系碰撞的結果，它會導致橢圓星系的形成。

螺旋星系由一個旋轉的恆星和星際介質圓盤組成，以及一個通常由較老的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），該字母表示旋臂的緊密程度和中心隆起的尺寸。Sa 星系具有緊密纏繞、定義不明的旋臂，並且具有相對較大的核心區域。在另一個極端，Sc 星系具有開放、定義明確的旋臂和較小的核心區域。

在螺旋星系中，旋臂確實具有近似對數螺旋的形狀，這種模式可以透過理論證明是由於均勻旋轉的恆星質量的擾動造成的。與恆星一樣，旋臂也圍繞中心旋轉，但它們以恆定的角速度旋轉。旋臂被認為是高密度物質或“密度波”區域。當恆星穿過旋臂時，每個恆星系統的空間速度會受到更高密度的引力的影響。（恆星離開旋臂的另一側後，速度會恢復正常。）這種效應類似於“減速波”沿著充滿移動汽車的高速公路移動。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而年輕的恆星。

大多數螺旋星系都具有線性、棒狀的恆星帶，從核心的兩側向外延伸，然後與旋臂結構合併。在哈勃分類方案中，這些棒旋星系用SB表示，後面跟著一個小寫字母（a、b或c），表示旋臂的形式（與正常螺旋星系的分類方式相同）。棒被認為是暫時的結構，可能是由於從核心向外輻射的密度波，或者由於與另一個星系的潮汐相互作用而形成的。許多棒旋星系都是活躍的，這可能是由於氣體沿著旋臂被引導到核心造成的。

還有許多其他形態的星系。例如，奇特星系是由於與其他星系的潮汐相互作用而發展出非典型特性的星系形成體。環狀星系就是一個例子，它擁有圍繞著裸露核心的一圈恆星和星際介質。據認為環狀星系是在一個較小的星系穿過螺旋星系的核心的過程中形成的。這種事件可能影響了仙女座星系，因為它在紅外輻射中顯示出多環結構。

透鏡星系是一種中間形式，它兼具橢圓星系和螺旋星系的特徵。它們被歸類為哈勃型別S0，它們擁有模糊的旋臂，以及由恆星組成的橢圓形暈。（棒狀透鏡星系的哈勃分類為SB0。）

除了上述分類之外，還有一些星系不能輕易地歸類為橢圓形或螺旋形形態。這些星系被歸類為不規則星系。Irr-I 星系具有一些結構，但與哈勃分類方案不完全一致。Irr-II 星系沒有任何與哈勃分類類似的結構，並且可能已經受到破壞。附近的（矮）不規則星系例子包括麥哲倫星雲。

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。與其他星系形成體相比，這些星系相對較小，只有銀河系大小的百分之一，只包含數十億顆恆星。最近發現的超緻密矮星系，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；銀河系至少有十幾個這樣的衛星，估計還有 300-500 個尚未被發現。

銀河系

銀河系是太陽系所在的星系。所有肉眼可見的恆星都屬於銀河系，但除了這些相對較近的恆星外，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。光來自於星系盤中存在的恆星和其他物質。光帶中的黑暗區域，例如大裂縫和煤袋星雲，對應於遠處恆星的光被暗星雲遮擋的區域。

銀河系的中心位於人馬座的方向，這裡銀河看起來最亮。從人馬座看，銀河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、仙王座和蠍虎座、天鵝座、狐狸座、箭座、天鷹座、蛇夫座、盾牌座，然後回到人馬座。銀河將夜空分成兩個大致相等的半球這一事實表明，太陽系位於星系盤附近。

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，以對數螺旋形狀向外旋轉。星系內物質的質量分佈與 SBbc 哈勃分類非常相似，這是一種棒旋星系，其旋臂相對鬆散。

銀河盤在銀河系中心向外凸起，直徑介於 70,000 到 100,000 光年之間。太陽到銀河系中心的距離估計為 26,000 ± 1,400 光年。

銀河系中心存在一個緊湊的物體，根據圍繞中心的物質運動確定，具有非常大的質量。名為人馬座 A* 的強烈射電源被認為標誌著銀河系的中心，最近被證實是一個超大質量黑洞。

星系棒被認為約有 27,000 光年長，穿過其中心，與太陽和銀河系中心連線成 44 ± 10 度角。它主要由紅巨星組成，被認為是古老的恆星。棒狀結構周圍有一個名為“5 千秒差距環”的環，其中包含銀河系中大部分的分子氫，以及銀河系的大部分恆星形成活動。從仙女座星系觀察，它將是我們自己星系中最明亮的特徵。

銀河系擁有兩個主要的恆星臂：英仙座臂和人馬-南十字臂。另外兩個長臂是人馬座臂和天鵝座臂，有時被稱為外臂。在人馬座臂和英仙座臂之間是獵戶座支臂，一個包含太陽系的較小旋臂。所有這些特徵都位於星系盤上，即盤狀星系（旋渦星系和棒旋星系）的旋臂、棒狀結構和圓盤存在的平面。活躍的恆星形成發生在圓盤中（尤其是在旋臂中，代表著高密度的區域）。疏散星團也主要出現在圓盤中，以及 H II 區。

銀河盤周圍環繞著一個球狀的暈，其中包含古老的恆星和球狀星團，其中 90% 位於 100,000 光年內，表明恆星暈的直徑為 200,000 光年。然而，一些球狀星團已經發現距離更遠，例如 PAL 4 和 AM1，距離銀河系中心超過 200,000 光年。大約 40% 的這些星團處於逆行軌道上，這意味著它們以與銀河系自轉相反的方向運動。

銀河系和仙女座星系是巨型旋渦星系的雙星系統，屬於一個包含 50 個緊密結合的星系的星系群，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星雲，直徑為 20,000 光年。它有一個緊密的伴侶，小麥哲倫星雲。麥哲倫星流是連線這兩個小星系的奇特的氫氣流。人們認為該星流是在麥哲倫星雲與銀河系的潮汐相互作用中被拉出來的。

一些圍繞銀河系執行的矮星系包括大犬座矮星系（最近的）、人馬座矮橢球星系、小熊座矮星系、雕塑座矮星系、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。可能還存在一些未被探測到的矮星系，它們在動力學上與銀河系相連，以及一些已經被銀河系吸收的矮星系，例如 ω 星團。透過迴避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至今尚未被探測到。

目前的測量表明，仙女座星系正在以每秒 100 到 140 公里的速度向我們靠近。根據星系相對運動中未知橫向分量的重要性，銀河系可能在 3 到 40 億年內與仙女座星系發生碰撞。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 億年的時間內合併形成一個單一的橢圓星系。

星座

星座是由天體（通常是恆星）組成的群組，這些天體看起來在天空中形成了圖案。今天的 астрономы 仍然使用這個術語，但目前的系統主要關注星座作為天球的網格狀部分，而不是作為圖案。沒有被正式歸類為星座的星形圖案被稱為星群。一個著名的例子是北斗七星，這個術語沒有被國際天文學聯合會 (IAU) 使用，因為這些恆星被認為是大熊座這一更大星座的一部分。

1922 年，亨利·諾里斯·羅素幫助 IAU 將天球劃分成 88 個官方星座。通常，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事件、生物或人物有關，但將夜空分類成可識別的圖案對於早期在發現時代之前發明指南針之前的陸地和海上航行至關重要。隨著天文學技術的進步，從以圖案為基礎的星座系統轉向以區域對映為基礎的系統變得很重要，這導致一些歷史上的結構變得過時。

1930 年，歐仁·德爾波特根據赤經和赤緯的垂直和水平線，設計出了 88 個官方星座之間的邊界。其中 37 個屬於北半球，51 個屬於南半球。然而，他使用的資料源於 B1875.0 紀元。當時本傑明·A·古爾德首次提出了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。這個早期日期的後果是，由於春分點的歲差，現代星圖（例如 J2000 紀元）上的邊界已經略微傾斜，不再完全垂直或水平。這種效應將在未來幾年和幾個世紀內不斷增加。

一個星座內的恆星很少在物理上存在任何實質性的聯絡，它們在地球上看起來很接近，掩蓋了它們實際上相距數光年的事實。然而，也有一些例外：在大熊座中，北斗七星幾乎完全由彼此靠近的恆星組成，屬於一個被稱為大熊座移動星群的恆星群。

在西方世界，北半球的星空傳統上按照古希臘人描述的那些星座劃分。最早處理星座的古希臘著作是星系神話書籍。其中最古老的是赫西俄德在公元前 8 世紀左右創作的一首詩，現僅存片段。現存最完整的處理星座神話起源的著作是所謂的偽埃拉託斯特尼和被稱為偽希吉努斯的早期羅馬作家的著作。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方的恆星時，南方的星空被劃分成許多小的新的星座，這些星座是在以前的天文學家所不知的“空白”區域中創造出來的。這些星座中的許多代表了 16 至 18 世紀發明的技術儀器。

一些星座被黃道穿過。黃道是太陽在一年中在天空中執行的視路徑，看起來相對於（幾乎）固定的恆星，在假想的球形表面（即天球）上向東移動。更準確地說，它是天球與黃道面的交點，黃道面是包含地球繞太陽執行的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，而是與其成約 23°27' 的角度，這就是所謂的軸傾斜（或黃道傾角）。

黃道是稱為黃道帶的區域的中心，該區域構成黃道兩側 9° 的帶狀區域；月亮和行星始終位於該區域內。傳統上，該區域被劃分為 12 個 30° 經度長的星座。根據傳統，這些星座以黃道上的 13 個星座中的 12 個命名。黃道星座被轉化為“星座”，用於占星術。

區分黃道星座和與之相關的星座非常重要，不僅因為由於春分點歲差導致它們彼此漂移，而且因為物理星座本身形狀和形式各異，佔據黃道帶的寬度也各不相同。因此，處女座在黃道經度上的跨度是天蠍座的五倍。另一方面，黃道星座是從物理星座中抽象出來的，旨在代表完整的圓周的十二分之一，即太陽大約在 30.4 天內行進的經度。