1. 은하
가을 밤하늘의 안드로메다자리 안에 보이는 안드로메다 은하는 육안과 작은 망원경으로 오리온성운 등과 비슷하고 희미하게 빛나므로 오랫동안 안드로메다 성운으로 불렸다. 그러나 큰 망원경으로 본 안드로메다 은하는 많은 별이 구별되며, 성단과 성운을 포함하고 있다는 것도 알 수 있습니다. 거리는 약 210만 광년이며, 이 거리와 겉보기 크기로 실제 지름을 계산하면 약 10만 광년이 됩니다. 안드로메다 은하가 은하계 속에 있는 성운과 비슷하게 보이는 거은 거리가 매우 멀기 때문이다. 안드로메다 은하와 같은 천체는 은하계 밖의 우주 공간에 널리 분포하고 있으며 그들을 은하로 부릅니다. 은하는 그 하나하나가 독립된 소우주이고, 마치 바다 한가운데 있는 섬과 같이 분포하고 있으므로 섬우주라고도 합니다. 그 섬우주들을 띄우는 바다에 해당하는 것이 바로 우주입니다.
2. 은하의 종류
타원형으로 보이는 은하로 E0에서 E7까지 세분됩니다. E는 타원을 나타내는 기호이며 그 뒤의 숫자는 타원의 긴 반지름을 a, 짧은 반지름을 b로 했을 때 편평률 10배의 값입니다. 그래서 E0는 a=b에서 구형, E7은 b=0.3a로 편평한 타원형입니다. 또 E7보다 더 편평한 타원 은하가 존재하지 않는 것이 주목할 만한 사실인 것입니다. 타원형의 얇은 원반이 에워싼 형태의 것으로 전체적으로는 볼록 렌즈 모양을 렌즈상 은하라 합니다. 나선 은하와는 다르게 원반부에 나선형이 보이지 않습니다. 렌즈상의 약호 L 또는 S0이라고 하는 기호로 쓰입니다. 타원형으로 부푼 주위에 나선 구조를 갖는 원반부가 에워싼 형태의 정상 나선 은하가 있습니다. S로 나타내고 Sa, Sb, Sc, Sd, Sm으로 나누어 줍니다. 타원형으로 볼록한 부분을 통과하는 막대 모양의 양쪽 끝에서 나선이 나온 형태로 막대 나선 은하라 합니다. 이것은 SB로 나타내고 SBa, SBb, SBm으로 세분됩니다. 뚜렷한 형태를 가지지 않는 것으로 불규칙 은하가 있습니다. 약호로는 I로 나타냅니다. 나열된 것들 중에 속하는 은하이기는 하지만 어떤 특이한 형태를 보이는 것을 특이 은하라 하고, 약화를 P로 나타냅니다.
3. 은하의 거리
은하의 거리를 결정하는 데는 가까운 것과 먼 것과는 전혀 다른 방법이 적용됩니다. 가까운 은하의 경우는 그 속에 들어 있는 밝은 천체 ( 별, 성단, 성운 등 )가 식별되므로, 그것을 거리의 지표로 이용합니다. 거리의 지표가 되는 천체는 그 실제 밝기와 실제 크기를 알고 있는 것입니다. 발광체의 겉보기 밝기는 그 거리의 제곱에 반비례하고 겉보기 크기는 그 거리에 반비례합니다. 이 원리에 의해 절대 등급 또는 실제 지름이 알려져 있는 천체의 겉보기 등급, 겉보기 지름을 재면 그것들의 거리를 계산할 수 있습니다.
4. 은하의 특성
은하의 거리가 결정되면 그 실제 지름과 실제 광도는 겉보기 지름이나 겉보기 밝기에서 계산됩니다. 처녀자리의 타원 은하 M87과 광도 계급 I의 나선 은하는 지름 수십만 광년, 실제 광도가 태양의 수백억 배 되는 것에 대하여 왜소 은하로 불리는 것은 지름 1000 광년, 실제 광도가 태양의 10만 배에 불과합니다. 그러나 밀소 은하로 불리는 것은 밝기에 비해 지름이 작고, 지름, 광도표 상에서 보통 은하와는 다른 계열상에 늘어서있습니다. 또한 지름이 매우 작으면서 밝은 것을 준성이라 합니다. 은하는 별의 경우와 같이 두 개의 다른 파장 범위에서 잰 은하의 등급차를 은하의 색지수라 합니다. 은하도 별의 집단이므로, 청, 백색의 비율이 많으며 색지수 B-V는 작은 값이 되고 주황색과 적색 별이 많으면 B-V는 큰 값이 됩니다. 불규칙 은하의 색지수는 적고, 나선 막대 나선 은하는 중간, 렌즈상 타원 은하에서는 매우 크게 나타납니다. 불규칙 은하에서는 밝은 청백색 별이 우세해 종족 I의 특징을 나타내고, 타원 은하에서는 밝은 주황색과 적색 별이 많고 종족 II의 특성이 있음을 알 수 있습니다. 색지수는 관측으로 결정되므로 이런 관계를 이용하면 은하의 절대 등급을 알게 되어 은하의 거리 결정에 이용할 수 있습니다. 은하의 스펙트럼을 촬영하여 스펙트럼선의 기울기를 재면 허블의 법칙에서 설명한 것처럼 은하의 시선 속도가 구해집니다. 근거리 은하에 대해서는 은하 속의 여러 점에서의 시선 속도를 구할 수 있습니다. 그 결과를 보면 은하 중심 주위의 회전 속도가 중심에서의 거리에 의해 어떻게 달라지는가를 나타내는 회전 속도 곡선을 그릴 수 있습니다. 이 회전 속도 곡선은 중심에서의 거리와 함께 처음에는 차츰 증대하여 최댓값 Vm에 이른 후, 서서히 감소해 가는 것이 전형적입니다. 즉, 타원 은하는 나선 은하보다 회전이 느린 것입니다. 나선은하가 회전축과 직각인 방향으로 모양이 편평한 데 비해 타원은하가 그렇지 않은 것은 회전 속도의 대소에 관계가 있는 것으로 봅니다. 또한 은하의 질량 분포와 회전 속도의 변화는 역학적인 관계가 있습니다. 그리고 별의 경우인 쌍성과 마찬가지로 두 개 또는 그 이상의 은하가 공통 중심의 주위를 도는 연속된 은하인 경우는 궤도 운동의 관측으로 은하의 질량을 구할 수 있게 됩니다.