光度

外部星系的总光度范围非常大。本质上最微弱的是极矮星椭圆星系，比如小熊座它的光度约为10万个太阳。最明亮的星系是那些包含类星体在他们的中心。这些异常明亮的超活跃核的亮度可以达到太阳的2万亿倍。下面的星系通常比它们的核心暗100倍。正常的大型螺旋星系的光度为几千亿个太阳。

年龄

尽管不同的星系有着截然不同的历史，但测量结果往往表明，大多数(如果不是全部的话)星系的年龄几乎相同。银河系的年龄是通过确定其中最古老的恒星的年龄来测量的，大约是130亿年。附近的星系，甚至是大星系和小星系麦哲伦星云包含大量非常年轻的恒星，也至少有一些年龄大致相同的非常古老的恒星。当更遥远的星系被研究时，它们的光谱和颜色会更接近像我们可以推断出，它们也一定包含着一群类似的非常古老的恒星。另一方面，极遥远的星系看起来更年轻，但这是因为“回头看”的时间占了它们年龄的很大一部分;从这样的星系接收到的光是在它们相当年轻的时候发出的。

似乎所有的星系都是在同一时间开始形成的宇宙冷却到足以使物质凝结，因此它们都在几乎同一时期开始形成恒星。他们之间的巨大差异不是年龄的问题，而是他们如何调节物质(气体和尘埃)形成恒星的过程。一些椭圆星系在最初的几十亿年里形成了几乎所有的恒星，而另一些椭圆星系的历史可能更复杂，包括不同的活跃期明星与小星系合并有关的形成。在合并事件中，气体可以被压缩增强了形成新恒星爆发的必要条件。另一方面，螺旋型和不规则型则逐渐地消耗了它们的物质。

作文

恒星和星系中化学元素的丰度是非常一致的。天文学家观测到的不同元素的数量之比太阳对于银河系中的其他恒星和其他星系中的恒星来说，这是一个相当好的近似。所发现的主要差异是相对的数量原始的气体,氢而且氦．较重的元素是由恒星演化过程形成的，它们在大量恒星形成的地区相对更丰富。因此，在像天龙座这样的小椭圆星系中，几乎所有的恒星都是在其生命初期形成的，组成恒星的成分几乎是纯氢和氦，而在像天龙座这样的大星系中仙女座星系有些地区的恒星形成已经活跃了很长一段时间(事实上直到现在)，在那里，研究人员发现较重的元素更丰富。在一些外部星系以及银河系系统的某些部分，重元素甚至比太阳更丰富，但很少超过两倍左右。即使在这种情况下，氢和氦也构成了大部分组成材料，至少占质量的90%。

的球状组件

大多数，也许是所有的星系都有老恒星的球状成分。在椭圆中，这个分量构成任何给定系统的全部或大部分。在螺旋中，它代表了大约一半的组成恒星(根据星系类型的不同，这一比例变化很大)。在不规则的情况下，球体成分是非常不明显的，或可能在某些情况下，完全不存在。所有星系的球形部分的结构都是相似的，就好像螺旋和不规则的星系拥有一个古老恒星的骨架，排列在一个类似椭圆的结构中。恒星的径向分布遵循某种形式的规律我＝我_e10^{(−3.33 {[r/r_e］1/4−1})}，在哪里我表面亮度(或恒星密度)在位置上吗r，r到中心的径向距离，和我_e而且r_e是常数。这个表达是由法国出生的美国天文学家Gerard de Vaucouleurs提出的经验这个公式非常适用于描述几乎所有星系的球形成分。一个替代公式，由埃德温·哈勃的形式我＝我₀（r/一个+ 1)⁻²，在哪里我是表面亮度，我₀是中心亮度，r到中心的距离，和一个是一个比例常数。这两个公式都很好地描述了结构，但都不能解释它。

根据恒星之间的相互引力以及恒星之间近距离接触的长期影响，可以推导出一组稍微复杂一些的方程。这些球状成分的模型(在其他星系成分的存在下进行了适当的修改)很好地符合观测到的结构。旋转并不是一个重要的因素，因为大多数椭圆星系和螺旋系统(如银河系)的球形部分旋转缓慢。关于这些物体结构的一个悬而未决的问题是，为什么它们像其他一些物体一样有这么多的扁平化。在大多数情况下，测量到的旋转速率不足以解释在一个扁圆球体模型的基础上围绕其短轴旋转的变平现象。一些椭圆星系反而是长球状体，绕着它们的长轴旋转。

的磁盘组件

除了S0、SB0、Sa和SBa等早期类型的星系外，螺旋星系和不规则星系的恒星中有平坦的部分，这些恒星发出大部分的亮度。圆盘的厚度大约是其直径的五分之一(这取决于所考虑的恒星类型;看到银河系)．恒星呈向外呈指数递减的径向分布;也就是说，亮度服从公式的形式日志我=−kr，在哪里我是表面亮度，r到中心的距离，和k是一个比例常数。这个常数既取决于星系的类型，也取决于星系本身内在光度。对于早期的哈勃类型(Sa和SBa)和亮度最低的星系，向外倾斜的陡度是最大的。

旋臂

螺旋星系旋臂的结构取决于星系类型，每种类型内也有很大的变异性。一般来说，早期的哈勃类型有平滑的，不清晰的螺旋臂和小的俯仰角。后一种类型拥有更大的张开臂(更大的俯仰角)。在一个给定的类型中，可以找到具有广泛的旋臂(围绕中心延伸两次或两次以上的完整旋转)和由许多短碎片组成的混沌旋臂结构，仅围绕中心延伸20°或30°。所有的螺旋臂都很适合本文所描述的对数螺旋形式银河系．

气体分布

如果一个人用只显示中性氢气的波长来观察星系，它们看起来会与它们的光学外观大不相同。通常情况下，在中性氢原子的无线电波长下探测到的气体分布得更广，气体成分的大小通常是光学可见图像的两倍。此外，在一些星系中，系统中心存在一个洞，几乎没有中性氢出现。然而，有足够的分子氢来弥补原子氢的不足。分子氢很难检测，但它会伴随其他分子，如一氧化碳，可以在无线电波长观测到。

集群类型

星系团有几种不同的分类方案，但最简单的是最有用的。该方案将簇分为三类:组簇、不规则簇和球形簇。

组

群类由10到50个混合类型的星系组成的小型紧凑群组成，大约跨越500万光年。此类实体的一个示例是本地组其中包括银河系、麦哲伦星云、仙女座星系，以及大约50个其他星系，其中大部分是矮星系。

分布

星系团在天空中随处可见。它们很难在银河系中被探测到，因为银河系中高浓度的尘埃和气体几乎掩盖了光波长上的一切。然而，即使在那里，也可以在一些星系“窗口”中发现星团，这些“窗口”是尘埃中的随机洞，可以进行光学观测。

星团在天空中不是均匀分布的;相反，它们的排列方式表明了某种程度的组织。星团经常与其他星团相结合，形成巨大的星团超星系团．这些超星系团通常由3到10个星系团组成，跨度可达2亿光年。也有巨大的星团之间相当空的区域，形成空洞。20世纪80年代对星系径向速度进行的大规模调查揭示了一种更大的结构。人们发现，星系和星系团倾向于沿着大平面和曲线下落，几乎像巨大的墙壁，它们之间的空间相对空白。一个相关的大尺度结构被发现存在，在某些方向上出现了偏离速度-距离关系的情况，这表明原本均匀的膨胀被大质量的集中所扰动。其中一个在1988年被发现，被称为“大吸引子”。

集群成员之间的交互

星系团中的星系存在于宇宙中比平均密度大得多的部分，其结果是它们具有几个不寻常的特征。在密集星系团的内部，即使有，也很少有正常的螺旋星系。这种情况可能是紧密聚集的星系之间相当频繁的碰撞造成的，因为这种剧烈的相互作用往往会把星际气体扫出去，只留下球形成分和一个没有气体的圆盘。剩下的实际上是一个S0星系．

星系相互作用的第二个相关影响是在大型不规则星系团的中心存在缺乏气体的螺旋系统。这样的星系团中有相当数量的成员具有异常少量的中性氢，它们的气体成分平均来说比那些更孤立的星系要小。这被认为是这些星系之间频繁的远距离相遇的结果，包括它们的外部部分的破坏。

密集集群的第三个效应环境在一些星系团中——通常是相当小而密集的星系团——是否存在一种叫做a的不寻常类型的星系cD星系。这些天体在结构上与S0星系有些相似(见上图S0星系)，但它们的体积要大得多，其外围的半径可达100万光年。它们中的许多都有多个核，而且大多数都是强无线电波源。对cD星系最有可能的解释是，它们是巨大的中央星系系统，由于其主导的引力场，俘获了较小的星系团成员，并将其他星系吸收到自己的结构中。天文学家有时把这个过程称为银河同类相食。在这个意义上，cD系统的外部扩展盘，以及它们的多个核，代表了过去部分消化的“饭”的残留物。

另一个可以追溯到星系团环境的影响是强射电和x射线源的存在，它们往往发生在星系团中心或附近。这些将在下一节中详细讨论。