星系
星系（）是由恆星、恆星遺骸、星際氣體、塵埃和暗物質等組成，並受到引力綁定的系統。Galaxy 這個詞源於希臘 '（），字面的意思是「銀河」（請參考銀河系）。星系的大小從只有幾億顆（）恆星的矮星系到擁有上兆顆（）恆星的巨大星系，都繞著其質量中心運行。銀河系是包括地球在內的太陽系所在的星系。銀河系以外的星系被合稱為河外星系。
星系根據在視覺上的型態分類為橢圓、螺旋或不規則。許多星系被認為在它們的中心有超大質量黑洞。銀河系中心的黑洞，被稱為人馬座A*，其質量是太陽的400萬倍。 截至2016年3月，GN-z11是觀測到的最古老、最遙遠星系，距離地球的同移距離是320億光年，也就是說在大爆炸之後僅4億年它就存在了。
2016年發布的一項研究報告，修正了可觀測宇宙中的星系數量，從之前估計的2000億（）建議增加為2兆（）或更多，並且就整體而言，估計恆星的數量多達顆（比地球上所有沙粒的數目還要多）。大多數星系的直徑在1,000至100,000秒差距（3,000至300,000光年）之間，並且相隔距離的數量級在百萬秒差距。相比較之下，銀河系的直徑是30,000秒差距（100,000光年），與它最近的大星系鄰居是相隔78萬秒差距（250萬光年）的仙女座星系。
在星系之間的空間充滿了稀薄的氣體（星際物質），其平均密度小於每立方米一個原子。大多數星系在引力作用下會組織成星系群、星系團和超星系團。銀河系是本星系群的一部分，本星系群由銀河系和仙女座星系主導，它又是室女超星系團的一部分。在宇宙的大尺度中，這些關聯通常被排列成星系片和細絲，圍繞在空洞的周圍。本星系群和室女超星系團都包和在宇宙中更大的一個，稱為拉尼亞凱亞的結構內。 "galaxy"（星系）這個詞是從法語和中世紀拉丁語借用的，而它們又源自希臘語的牛奶路（Milky Way），"" （） 'milky（圓圈）'，是依據它在天空中呈現乳白色光帶的外觀命名。在希臘神話中，宙斯在赫拉睡著的時候，把一個凡人所生的兒子，還是嬰兒的赫拉克勒斯放在她的乳房上，讓他喝下她神聖的奶汁，從而長生不老。赫拉在哺乳期間醒來，然後意識到她正在哺乳一個不知名的嬰兒：她把嬰兒推開，因而有一些乳汁溢出，產生了這一條被稱為銀河的光帶。
在天文的文獻中，首字母大寫的"Galaxy"是指我們的星系：銀河系，以與宇宙中其它的星系有所區別。英文的術語"Milky Way"可以追溯到喬叟的故事： 星系在通過望遠鏡發現之初，被稱為"螺旋星雲"。在18與19世紀，大多數的天文學家認為它們要麼是未能分辨的星團，要不就是沒有恆星的星雲，但都認為是銀河系的一部分，而它們的真實組成和性質仍然是個謎。使用大型望遠鏡對附近的幾個明亮的星系，例如仙女座星系進行的觀測，開始將它們分解成巨大的恆星群，但僅僅基於表面上的黯淡度和純粹的恆星族群，這些天體的真實距離使它們遠遠的超出了銀河系的範圍。由於這個原因，他們被通俗的稱為"島宇宙"，但因為"宇宙"一詞存在著"全部"的意思，這個名詞很快就被廢棄了。取而代之的，就是簡單的稱為星系。
數以萬計的星系已經編入目錄中，但只有少數幾個星系有明確的名稱，例如仙女座星系、麥哲倫雲、渦狀星系和濶邊帽星系。天文學家使用某些星表中的數值，例如梅西耶表、NGC（NGC天體表）、IC（索引星表）、CGCG（星系和星系團表）、MCG（星系形態目錄）、和UGC（星系的烏普薩拉總目錄）來稱呼一些星系。所有著名的星系都會出現在一個或多個星表中，而且在每個星表中的數值名稱都不一樣。以M109為例，它是一個螺旋星系，在梅西耶表中是第109個天體，但也可以稱為NGC 3992、 UGC 6937、CGCG 269-023、MCG +09-20-044、和PGC 37617。
意識到我們所屬的銀河系只是是眾多星系中的一個，這與關於銀河系和其它星雲的重大發現是一致的。
希臘哲學家德謨克利特（西元前450–370）提出，夜空中被稱為銀河的明亮光帶可能是由遙遠的恆星。 然而，亞里斯多德（西元前384–322）認為，銀河是由一些恆星噴出的炙熱氣體點燃的。這些恆星在世界中與天上運動相連接的，它們是巨大、數量眾多和緊密的，並且點燃的火發生在大氣層的上層。新柏拉圖主義的哲學家（西元–570）對這一點抱持懷疑的態度，他認為如果銀河位於地球和月球之間，那麼在地球上不同的時間和地點，應該會表現出有所不同，它應該有視差，但它沒有。在他看來，銀河應該是天體。
依據莫罕默德，阿拉伯天文學家海什木（西元965-1037）首次嘗試觀察和量測銀河的視差，由於銀河沒有視差，因此，他斷定它必然不屬於大氣層，而在其外並且遠離地球。波斯天文學家比魯尼（西元973-1048）提出，銀河是"無數星雲、恆星性質碎片的集合"。安達魯斯天文學家伊本·巴哲（"Avempace"，西元1138）提出，銀河由許多幾乎相互接觸的恆星組成，由於受到次元（sublunary）物質折射的影響，看起來像是一個連續的影像，他引用自身對木星和火星合的觀察，作為當兩個物體靠近時發生這種現象的證據。在14世紀，出生於敘利亞的提出銀河是由"無數微小恆星組成的固體球體"。
1610年，義大利天文學家伽利略使用望遠鏡研究銀河系，發現它是由大量黯淡的恆星組成，這一事實證明了銀河系是由許多恆星組成的。
在1750年，英國天文學家湯姆斯·萊特在他著作的《宇宙的原始理論或新假設》中，推測銀河系可能類似於太陽系，但規模要大得多，是由引力聚集大量恆星組成的旋轉體。由此產生的星盤，我們可以從在星盤內部的透視圖上，看到它在天空上呈現一條帶狀物。在1755年的一篇論文中，伊曼努爾·康德詳細了萊特關於銀河系結構的觀點。
威廉·赫歇爾是第一位描述銀河系形狀和太陽位置的天文學家。他通過計算天空中不同位置的恆星數量，在1785年完成這項工作。他以太陽靠近中心的繪製了一張銀河系形狀的圖。雅各布斯·卡普坦採用精益求精的方法，在1920年得到了一個太陽靠近中心的小橢圓形星系（直徑15,000秒差距）圖片。哈羅·沙普利基於球狀星團的分布，採用不同的方法，得到了一個完全不同的畫面：直徑約70,000秒差距的平坦盤面，而且太陽遠離盤面中心。這兩種分析都沒有考慮到銀河平面中存在的宇宙塵埃對光的吸收，但是通過對疏散星團的研究，在1930年量化了這種影響之後，就出現了我們宿主星系當前的圖片。
在黑暗的夜晚，裸眼可以看到銀河系之外的一些星系，包括仙女座星系、大麥哲倫星系、小麥哲倫星系和三角座星系。在10世紀，波斯天文學家阿卜杜勒-拉赫曼·蘇菲對仙女座星系進行了有紀錄以來最早的鑑定，將其描述為一個"小雲"。在964年，蘇菲可能在他的《恆星之書》（指在"阿拉伯南部的阿爾巴克爾"，因為在他居住的緯度是看不到南緯70；直到16世紀麥哲倫航海，麥哲倫雲才為歐洲人熟知。）中提到了大麥哲倫星系。仙女座星系後來在1612年被西門·馬里烏斯獨立地發現。 在1734年，哲學家伊曼紐·斯威登堡在他的《"Principia"》中推測，在我們自己的銀河系之外，可能會有星系形成星系團，這些星系團只是宇宙中極小的部分，宇宙遠遠超出我們能看到的。這樣的觀點"非常接近當今的宇宙觀"。
在1745年，皮埃爾·莫佩爾蒂推測一些類似星雲的天體是具有獨特性質恆星的集合，包括自身產生發光超光速體的恆星；並重複了約翰·赫維留的觀點，即亮點的質量是巨大，而由於自身的旋轉而變得扁平。 在1750年，湯姆斯·萊特推測銀河系是一個扁平的星盤，在夜空中可見的一些星雲可能是獨立的星系。
在18世紀末，查爾斯·梅西耶編製了星表，收錄了109個最亮的天體，而它們都是外觀模糊的。隨後，威廉·赫歇爾收集了5,000個星雲，集結成目錄。在1845年，羅西勳爵建造了一架新的望遠鏡，能够區分橢圓星雲和螺旋星雲。他還設法找出這些星雲中個別的點光源，為康德早期的推測提供了依據。
在1912年，維斯托·斯里弗對最亮的螺旋星雲進行光譜研究，以確定它們的組成。斯里弗發現螺旋星雲有很高的都卜勒頻移，這表明它們的運動速度超過了他所測量到恆星的速度。他發現這些星雲的大多數都在遠離我們。
在1917年，希伯·柯蒂斯在仙女座星雲中觀測到新星仙女座S（當時已經將仙女座星系收錄為梅西耶天體，稱為M31）。在蒐索攝影紀錄時，他又發現了11顆。柯蒂斯注意到，這些新星平均比我們銀河系的新星要暗10個星等。由於這個結果，他估計仙女座星系的距離在150,000秒差距。他成為所謂"島宇宙"假說的支持者，該假說認為螺旋星雲實際上是獨立的星系。
哈羅·沙普利和希伯·柯蒂斯在1920年，就關於星系的性質、螺旋星雲和宇宙的維度的進行了世紀大辯論。為了支持他關於仙女座星雲是銀河系外的一個星系的說法，柯蒂斯注意到銀河系中出現類似於塵埃雲的暗帶，以及顯著的都卜勒頻移。
在1922年，愛沙尼亞天文學家恩斯特·奧匹克給出了一個距離測定，支持仙女座星雲確實是一個銀河系外天體的理論。愛德溫·哈伯使用威爾遜山天文台新的100英吋望遠鏡，可以解析出一些螺旋星雲外側那些恆星集合中的單獨個體，並識別初一些造父變星，從而能夠讓他測量出這些星雲的距離：它們太遙遠，不能成為銀河系的一部分。在1926年，哈伯提出了一個至今能在使用的星系型態分類法。
在1944年，亨德里克·C·范德胡斯特預測可以從星際原子氫氣體中探測到21公分的微波輻射；並且在1951年有人探測到。這種輻射不受塵埃吸收的影響，因此他的都卜勒頻移可以用來繪製星系中氣體的運動圖。這些觀測的結果導致在我們的星系中心有一個旋轉的棒狀結構的假說。隨著電波望遠鏡的改進，也可以追蹤在其他星系中的氫氣。在1970年代，薇拉·魯賓的觀測揭示了星系自轉速度與可見的恆星和氣體總質量預測值之間的差異。今天，星系自轉問題被認為是存在著大量看不見的暗物質來。
從20世紀的90年代開始，哈伯太空望遠鏡獲得了更好的觀測結果。除此之外，哈伯的數據幫助我們確定了銀河系中缺失的暗物質，不可能僅僅由本來就很小很暗的恆星組成。哈伯深空是對天空中非常空曠的部分進行極長時間的曝光，它提供了證據，證明在可觀測宇宙中大約有1,250億（）星系。探測人類看不見的光譜的科技進步（電波望遠鏡、紅外線照相機、和X射線望遠鏡），可以探測到哈伯未能探測到的星系。特別是在隱帶（在可見光波段被銀河系遮蔽的天空區域）的星系調查，揭示了許多新的星系。
在2016年，發表在天文物理期刊上，由諾丁漢大學領導的一項研究，通過對哈伯太空望遠鏡20年來所收集的影像進行三維建模得出的結論，在可觀測宇宙中有超過2兆個（）星系。
星系主要有三種類型：橢圓星系、螺旋星系和不規則星系。哈伯序列根據其外觀，對星系類型的描述更為廣泛。由於哈伯序列完全基於視覺型態的類型（形狀），因此它可能錯過星系的某些重要特徵，例如星暴星系中的恆星形成速率和活動星系核心的活動。
哈伯分類系統根據橢圓度對橢圓星系進行分類，橢圓度從E0到E7（扁平率增加）。這些星系有一個橢球體的輪廓，無論觀察角度為何，都呈現出橢圓形的外觀。從它們的外觀來看，幾乎沒有結構，而且通常只有相對較少的星際物質。因此，這些星系的疏散星團比例也很低，而且新恆星形成的速度也將低了。另一方面，它們通常由更古老、更為演化的恆星所支配，它們的恆星以隨機的方向圍繞著共同的質心運行。因為恆星在初始爆發後就停止，恆星只含有低豐度的重元素。從這個意義上說，它們與小得多的球狀星團有些相似。
最大的星系是巨橢圓星系。許多橢圓星系被認為是由於星系交互作用所導致的碰撞和合併而形成。它們可以長到巨大的尺寸（例如，與螺旋星系比較），巨橢圓星系通常是在大的星系團核心附近被發現。
殼層星系是星系暈中的恒星排列在同心殼層中的橢圓星系。大約十分之一的橢圓星系具有這種殼層狀的結構，而在螺旋星系中從未觀測到這種結構。一般認為，當一個叫大的星系吸收掉一個較小的衛星星系時，就會形成這種殼層狀的結構。當兩個星系靠近時，中心的恆星就會圍繞著一個中心點開始振盪，這種振盪產生的引力漣漪，類似於在水面上傳播的漣漪，形成恆星的外殼。例如，星系NGC 3923有超過20個殼層。
螺旋星系類似於螺旋狀風車。雖然這種星系包含的恆星和其它見的物質大多位於一個平面上，但大多數的質量都存在於暗物質中，以大致呈球形的星系暈環繞在星系周圍。星系暈的範圍超出可見部分，通過對星系自轉曲線的觀察，證實了暗物質的分布。
螺旋星系由恆星和星際物質組成旋轉的盤面，較老的恆星一般聚集在中心形成凸起的核球，相對較明亮的螺旋臂從核球向外延伸。在哈伯分類系統中，螺旋星系以"S"代表類型，後面跟隨小寫字母（"a"、"b"、或"c"），表示螺旋臂的鬆緊度和中央核球的大小。"Sa"是星系的螺旋臂緊密，以致不易界定範圍和辨識，並且擁有相對較大的核球。另一端的例子是"Sc"，呈現開放的狀態，螺旋臂可以明確的辨認，核球也相對較小。螺旋臂不明確的螺旋星系有時會稱為絮結螺旋星系；與擁有突出且可明確辨識螺旋臂的宏觀螺旋星系形成鮮明的對比。因為有些螺旋星系的盤面有厚厚的凸起，而另一些則很薄又密實，因此星系旋轉的速度被認為與圓盤的平坦度相關。
在螺旋星系中，螺旋臂的形狀確實具有近似等角螺線的形狀。從理論上講，這種模式可以證明是恆星均勻旋轉質量的擾動造成的。與恆星一樣，螺旋臂圍繞中心旋轉，但它們以恆定的角速度旋轉。螺旋臂被認為是物質密度高的區域，或"密度波"。當恆星穿過螺旋臂時，每顆恆星的系統的空間速度被高密度的引力改變（當恆星從另一側離開後，速度恢復正常。）。這種效應類似於在高速公路上行駛的汽車因局部擁塞時減速的"浪潮"。因為高密度促進恆星的形成，因此它們蘊藏著許多明亮且年輕的恆星，這使螺旋臂較顯而易見。
大多數的螺旋星系，包括我們自己的銀河系，都有一個線性的條狀帶，向外延伸至核心的兩側，然後銜接到螺旋臂的結構上。在哈伯分類系統中，這類星系以"SB"表示，後面跟隨小寫字母（"a"、"b"、或"c"），表示螺旋臂的形態（與正常螺旋星系的分類相同）。棒被認為是臨時結構，由於密度波從核心向外輻射，或可能是與其他星系的潮汐交互作用而發生。可能是氣體沿著螺旋臂被引導至核心，許多棒旋星系是活躍的。
我們自己的星系，銀河系，是有著巨大圓盤形狀的棒旋星系，直徑大約30,000秒差距，厚約1,000秒差距。包含大約2千億（2×10）顆恆星。恆星的總質量大約是6,000億（6×10年）逐漸消退。在恒星時代末期，星系將由緻密天體組成：棕矮星、冷卻中或已經冷卻的白矮星（即黑矮星）、中子星和黑洞。最終，由於引力弛豫，所有的恆星若不是落入星系中心的超大質量黑洞，就是由於碰撞而落入星系間空間。
深空探測顯示，星系通常以群或團的形式存在。在過去的十億年裡，沒有與另一個質量相當的星系發生明顯交互作用的孤立星系相對稀少。在被調查的星系中，大約只有5%的星系被發現是真正孤立的；然而，這些孤立的星系在過去可能與其它星系交互作用，甚至合併，而且可能還有較小的衛星星系在軌道上圍繞著它運行。孤立星系的氣體不會被附近的星系剝離，所以產生恆星的速率比正常的要高。
在最大的尺度上，宇宙不斷的膨脹，導致各個星系之間的平均距離增加（參見哈伯定律）。星系集團中的成員可以通過相互間的引力，在局部的尺度上克服這種膨脹。當暗物質將這些星系拉在一起時，這種關聯性很早就已經形成了。鄰近的群體，後來又合併成更大規模的群聚。這個正在進行的合併過程（以及流入氣體的湧入）將星系團內的星系際氣體加熱到非常高的溫度，達到30-100兆K。在一個星系團中，大約70–80% 的質量是以暗物質的形態存在著，另外10-30%的質量是由這種被加熱的氣體組成，剩下的少部分才以星系的形式存在。
大多數星系在引力作用下與許多其它星系相連。它們形成了一個類似分形的簇狀結構層次分佈，最小的這種關聯稱為群。星系群是最常見的星系團類型，這些構造包含了宇宙中大多數的星系（以及大部分重子的質量）。為了維持這樣一個星系群的引力束縛， 每個成員星系的速度必須足夠的低，才不至於逃逸（參見維里定理）。然而，若沒有足夠的動能，這些星系可能會通過合併，演化成星系數量較少的星系群。
星系團由數百至數千個星系組成，它們被引力束縛在一起。星系團通常由一個巨大的橢圓星系控制，這個星系稱為最亮團星系，隨著時間的推移，潮汐力摧毀了它的衛星星系，並將它們的質量據為己有。
超星系團包含數以萬計的星系，其中的成員以星系團、星系群、甚至個別的星系存在。在宇宙的大尺度結構中，星系被排列成薄片和細絲圍繞著巨大的空洞。在這個尺度之上，宇宙似乎在所有方向上都是相同的（各向同性）和，儘管此一概念在最近幾年受到許多大型結構的挑戰，但這些發現似乎超過了這個規模。武仙－北冕座長城的長度為100億光年（30億秒差距），是目前在宇宙中發現的。
銀河系是名為本星系群集團的成員，這是一個相對較小的星系群，直徑大約100萬秒差距。銀河系和仙女座星系是其中最亮的兩個星系；其它許多成員都是矮星系，是這兩個星系的衛星星系。本星系團本身又是室女超星系團內的一個似雲狀結構的一部分，這是以室女座星系團為中心的星系群和星系團組成的擴張形結構。而室女超星系團本身又是巨大的雙魚-鯨魚座超星系團複合體的一部分。
大部分恆星的輻射峰值都在可見光譜中，因此觀測形成星系的恆星一直是可見光天文學的重要組成部分。它也是以光譜觀測電離氫區和研究塵埃臂分布的有利部分。
存在星際物質中的塵埃對可見光是不透明的。它對遠紅外線較為透明，可以用來非常詳細地觀察巨大分子雲和核球的內部區域。紅外線也被用來觀察形成得更早的遙遠的紅移星系。水蒸氣和二氧化碳吸收了許多有用的紅外光譜部分，因此高空或太空望遠鏡被用於紅外天文學。
第一次對星系，特別是活躍星系的非可見光研究是利用電波頻率進行的。地球大氣層對在5Hz到30GHz之間的電波幾乎是透明的（電離層阻止低於此頻率的信號）。大的電波干涉儀被用來繪製活躍星系核發射的活躍噴流。 電波望遠鏡也可以用於觀測中性氫（通過21公分輻射），包括，潛在的，早期宇宙中後來崩塌形成星系的非電離。
紫外線和X射線望遠鏡可以觀測到高能量的星系現象。當遙遠星系中的恆星被附近黑洞的潮汐力撕裂時，有時會觀測到紫外線閃焰（耀斑）。熱氣體在星系團中的分布可以用X射線來描繪。通過X射線天文學證實了星系核心存在超大質量黑洞。