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河外星系，是指在银河系以外，由大量恒星组成星系。因为距离遥远，在外表上都表现为模糊的光点，因而又被称为“河外星云”。河外星系与银河系一样也是由大量的恒星、星团、星云和星际物质组成。 人们又观测到大约10亿个同银河系类似的星系。按照它们的形状和结构，可以分为：旋涡星系、棒旋星系、椭圆星系和不规则星系。人们估计河外星系的总数在千亿个以上。最通用的河外星系分类法是1926年哈勃提出的。 河外星系的发现将人类的认识首次拓展到遥远的银河系以外，是人类探索宇宙过程中的重要里程碑。
主要特征
大小 椭圆星系的大小差别很大，直径大致在3300多光年至49万光年之间；旋涡星系的直径一般在1.6万光年至16万光年之间；不规则星系直径一般在6500光年至2.9万光年之间。当然，由于星系的亮度总是从中心向边缘渐暗，外边缘没有明显界线，往往用不同的方法测得的结果也是不一样的。
质量 星系质量一般在太阳质量的100万至10000亿倍之间。椭圆星系的质量差异很大，大小质量差竟达1亿倍。相比之下，旋涡星系质量居中，不规则星系一般较小。
运动 星系内的恒星在运动，星系本身也有自转，星系整体在空间同样在运动。星系的红移现象 所谓星系的红移现象，就是在星系的光谱观测中，某一谱线向红端的位移。为什么有这种位移呢？这种位移现象说明了什么呢？根据物理学中的多普勒效应，红移表明被观测的天体在空间视线方向上正在远离我们而去。1929年，哈勃发现星系红移量与星系离我们的距离成正比。距离越远，红移量越大。这种关系被称之为哈勃定律。这是大爆炸宇宙学的实测依据。
分布 星系在宇宙空间的总体分布是各个方向都一样，近于均匀。但是从小尺度看，星系的分布又不是均匀的，与恒星的分布一样，有成团集聚的倾向，大麦哲伦星系和小麦哲伦星系组成双重星系。它们又和银河系组成三重星系。加上仙女座大星系等构成了本星系群。
演化 作为庞大的天体系统来说，星系也是有形成、发展到衰亡的演化过程。星系从形态序列看有椭圆星系、旋涡星系和不规则星系。这种形态上的差别是否代表它们演化阶段的不同呢？谁属年轻？谁是中年？谁算老年？尚处于探索之中。 最著名的河外星系有：仙女座河外星系、猎犬座河外星系、大麦哲伦星系、小麦哲伦星系和室女座河外星系等。
结构
不规则星系谈不上结构。E系一般由核和晕组成。核又分为核球和核心。有些矮E系没有核。S系（包括SB）最复杂，有核心、核球、盘和晕，盘内又有旋臂。S0系和E系的主要差别是SO系有盘，SO系和S系的差别是SO系没有旋臂。
光谱
河外星系是很复杂的天体系统，它的光是它的各组成部分发出光的总和。因此，当我们把河外星系作为整体进行分光研究时，拍到的光谱是它所有组成部分的光谱的叠加。显然，组成部分不同，导致河外星系的光谱也不同。河外星系的组成与它的类型有关，所以，不同类型的累积光谱是不同的。 椭圆星系的累积光谱型最晚，大致相当于K型。从椭圆星系到不规则星系，累积光谱型越来越早。Ivr型的累积光谱型同Sc型差不多，相当于A型或F型。不同类型的光谱的不同意味着它们的颜色也不同。从椭圆星系到不规则星系，色指数越来越小，就是说，椭圆星系最红，不规则星系最蓝。对旋涡星系来说，核球部分和旋臂部分的光谱和颜色有显著的不同：核球部分类似于椭圆星系，光谱型较晚，颜色较红，而旋臂部分的光谱型较早，颜色较蓝。 星系的主要组成部分是恒星，累积光谱主要是类似于恒星的吸收光谱。但是，也有相当多的星系，光谱中除了吸收线外还有一些发射线。椭圆星系中有发射线的最少。从椭圆星系到不规则星系，有发射线的的星系所占的比例越来越大。对Sc系和Irr系来说，有发射线的大约甚至占绝大多数。少数特殊河外星系的光谱主要是发射线，吸收线很少，有的甚至完全没有吸收线。还有个别的河外星系只有累续光谱，至今没有看到任何谱线。[1]
亮度
绝对星等。如果知道了河外星系的距离，从观测得到的视星等可以求得绝对星等。观测表明，河外星系的绝对星等弥散很大。其中椭圆星系的绝对星等弥散最亮，最亮的可以亮至-22等，最暗的可以暗到-10等以下。旋涡星系和不规则星系的绝对星等相对说来弥散是较小。 范登堡的河外星系五类：超巨系、亮巨系、巨系、亚巨系和矮系。这五类分别以罗马字Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ表示。在这基础上，范登堡提出了河外星系的二元分类法，即是在哈勃类型的基础上再加上光度型。这种分类法与恒星的二元光谱分类法很类似。 表面亮度。河外星系是面光源，我们可以测量它的表面亮度，研究表面亮度的变化规律。通常，表面亮度用星等/角秒2表示。一般说来，物质密度越大，辐射就越强，光度在星系视面上的变化情况可以反映了物质分布的情况。因此，研究亮度的变化规律，对搞清楚星系的结构是很有价值的，不同类型星系的表面亮度很不相同，椭圆星系的亮度、旋涡星系的亮度、透镜状星系的亮度等各有不同。
主要分类
椭圆星系 星系分类法是哈勃在1926年提出的，分为： 椭圆星系：外形呈正圆形或椭圆形，中心亮，边缘渐暗。按外形又分为E0到E7八种次型。椭圆星系是河外星系的一种，呈圆球型或椭球型。中心区最亮，亮度向边缘递减，对距离较近的，用大型望远镜望远镜可以分辨出外围的成员恒星。椭圆星系根据哈勃分类，按其椭率大小分为E0、E1、E2、E3、…、E7共八个次型，E0型是圆星系，E7是最扁的椭圆星系。 同一类型的河外星系，质量差别很大，有巨型和矮型之分，其中以椭圆星系的质量差别最大。质量最小的矮椭圆星系和球状星团相当，而质量最大的超巨型椭圆星系可能是宇宙中最大的恒星系统，质量范围约为太阳的千万倍到百万亿倍，光度幅度范围从绝对星等-9等到-23等。 椭圆星系质量光度比约为50~100，而旋涡星系的质光比约为2~15。这表明椭圆星系的产能效率远远低于旋涡星系。椭圆星系的直径范围是1~150千秒差距。总光谱型为K型，是红巨星的光谱特征。颜色比旋涡星系红，说明年轻的成员星没有旋涡星系里的多，由星族II天体组成，没有或仅有少量星际气体和星际尘埃，椭圆星系中没有典型的星族I天体蓝巨星。 关于椭圆星系的形成，有一种星系形成理论认为，椭圆星系是由两个旋涡扁平星系相互碰撞、混合、吞噬而成。天文观测说明，旋涡扁平星系盘内的恒星的年龄都比较轻，而椭圆星系内恒星的年龄都比较老，即先形成旋涡扁平星系，两个旋涡扁平星系相遇、混合后再形成椭圆星系。还有人用计算机模拟的方法来验证这一设想，结果表明，在一定的条件下，两个扁平星系经过混合的确能发展成一个椭圆星系。 加拿大天文学家考门迪在观测中发现，某些比一般椭圆星系质量大的多的巨椭圆星系的中心部分，其亮度分布异常，仿佛在中心部分另有一小核。他的解释就是由于一个质量特别小的椭圆星系被巨椭圆星系吞噬的结果。但是，星系在宇宙中分布的密度毕竟是非常低的，它们相互碰撞的机会极小，要从观测上发现两个星系恰好处在碰撞和吞噬阶段是是非常困难的。所以，这种形成理论还有待人们去深入探索。
漩涡星系 星系分类法是哈勃在1926年提出的，分为： 太阳系所处的银河系是一个漩涡星系，主要由质量和年龄不尽相同的数以千亿计的恒星和星际介质（气体和尘埃）所组成。它们大都密集地分布在银河系对称平面附近，形成银盘，其余部分则散布在银盘上下近于球状的银晕里。恒星和星际介质在银盘内也不是均匀分布的，而是更为密集地分布在由银河中心伸出的几个螺旋形旋臂内，成条带状。 一般分布在旋臂内的恒星，年轻而富金属，并多与电离氢云之类的星际介质成协。而点缀在银晕里的恒星则是年老而贫金属的。其中最老的恒星年龄达150亿年，有的恒星早已衰老并通过超新星爆发将内部所合成的含有重元素的碎块连同灰烬一起降落到银盘上。
透镜星系 星系分类法是哈勃在1926年提出的，分为： 在椭圆星系中，比E7型更扁的并开始出现旋涡特征的星系，被称为透镜星系。透镜星系是椭圆星系向旋涡星系或者椭圆星系向棒旋星系的过渡时的一种过度型星系。
不规则星系 外形不规则,没有明显的核和旋臂，没有盘状对称结构或者看不出有旋转对称性的星系，用字母Irr表示。在全天最亮星系中，不规则星系只占5%。 按星系分类法，不规则星系分为Irr I型和Irr II型两类。 I型的是典型的不规则星系，除具有上述的一般特征外，有的还有隐约可见不甚规则的棒状结构。它们是矮星系，质量为太阳的一亿倍到十亿倍，也有可高达100亿倍太阳质量的。 它们的体积小，长径的幅度为2~9千秒差距。 星族成分和Sc型螺旋星系相似：O-B型星、电离氢区、气体和尘埃等年轻的星族I天体占很大比例。 II型的具有无定型的外貌，分辨不出恒星和星团等组成成分，而且往往有明显的尘埃带。 一部分II型不规则星系可能是正在爆发或爆发后的星系，另一些则是受伴星系的引力扰动而扭曲了的星系。所以I型和II型不规则星系的起源可能完全不同。[2]
物理性质
星系结构 E系一般由核和晕组成。核又分为核球和核心。有些矮E系没有核。S系（包括SB）最复杂。 由于观测技术的改进，发现有的透镜状星系仍可看出有旋涡结构，实际上应该是Sa或SBa，但也有一部分SO和SBO至今看不出任何旋涡结构。
星系亮点 河外星系是面光源，人们可以测量它的表面亮度，研究表面亮度的变化规律。一般说来，物质密度越大，辐射就会越强，光度在星系视面上的变化情况反映了物质分布的情况。因此，研究亮度的变化规律，对了解星系的结构是很有价值的，不同类型星系的表面亮度是不相同，椭圆星系的亮度、旋涡星系的亮度、透镜状星系的亮度各有不同。 如果知道了河外星系的距离，从观测得到的视星角度等可以求得绝对星等，或者光度。观测表明，河外星系的绝对星等弥散很大。其中椭圆星系的绝对星等弥散是最大，最亮的可以达到-22等，最暗的可以暗到-10等以下。旋涡星系和不规则星系的绝对星等相对说来弥散较小。 由于星系的亮度总是由中心向边缘渐暗，外边缘没有是明显界线，往往用不同的方法测得的结果也是不一样的。
星系大小 椭圆星系的大小差异很大，直径一般在3300多光年至49万光年之间；旋涡星系的直径一般在1.6万光年至16万光年之间；不规则星系直径一般在6500光年至2.9万光年之间。
星系质量 星系的质量一般在太阳质量的100万至10000亿倍之间。椭圆星系的质量差异很大，大小质量的差竟达1亿倍。相比之下，旋涡星系质量居中，不规则星系一般较小。
星系光谱 河外星系是很复杂的天体系统，它的光是它的各组成部分发出光的总和。因此，当把河外星系作为整体进行分光研究时，拍到的光谱是它所有轨道组成部分的光谱的叠加。显然，组成部分不同，河外星系的光谱也不同。河外星系的组成和与它的类型是相关的，因此，不同类型的累积光谱是不同的。椭圆星系的累积光谱型最晚，大致相当于K型。 从椭圆星系到不规则星系，累积光谱型越来越早。IVr型的累积光谱型同Sc型差不多，相当于A型或F型。不同类型的光谱的意味着它们的颜色也不同。从椭圆星系到不规则星系，色指数越来越小，就是说，椭圆星系最红，不规则星系最蓝。对旋涡星系来说，核球部分和旋臂部分的光谱和颜色有显著的不同：核球部分类似于椭圆星系，光谱型较晚，颜色较红，而旋臂部分的光谱型较早，颜色较蓝。 星系的主要组成部分是恒星，累积光谱主要是类似于恒星的吸收光谱。也有相当多的星系，光谱中除了吸收线外还有一些发射线。椭圆星系中有发射线的最少。从椭圆星系到不规则星系，有发射线的星系所占的比例越来越大。对Sc系和Irr系来说，有发射线的占绝大多数。少数特殊河外星系的光谱主要就是发射线，吸收线很少，有的甚至完全没有吸收线。 星系内的恒星在运动，星系该身也有自转，星系整体在空间同样在运动。星系的红移现象所谓星系的红移现象，就是在星系的光谱观测中，某一谱线向红端的位移。根据物理学中的多普勒效应，红移表明被观测的天体在空间视线方向上正在远离地球而去。1929年，哈勃发现星系红移量与星系离地球的距离成正比。距离越远，红移量就越大。这种关系被称之为哈勃定律。这是大爆炸宇宙学的实测依据。
星系分布 星系在宇宙空间的总体分布是各个方向都一样，接三重星系。加上仙女座大星系等构成了该星系群。