就這樣，赫茲普隆確定了某些造父變星的距離。於是如前所述，所有其他造父變星的距離也都能測定出來。沙普利將這種測量體係應用於球狀星團，在1920年得出結論：這些球狀星團集中在一個中心點周圍。
這個中心點正是銀河係的中心。20世紀30年代，人們確定銀河係的跨度達100000光年，由數以千億計的恒星組成。太陽不是處於銀河係的中心，而是在它的外圍。球狀星團在天空中的分布之所以看起來偏於一邊，乃是由於我們自己在銀河係中偏於一邊的緣故。因此，當我們朝人馬座方向看去時，我們的視線要穿過77000光年的一厚層恒星，而在相反的方向上，則僅穿過23000光年厚的恒星。但倘若果真如此的話，銀河各處又為什麼幾乎都一樣亮呢?
原來，在群星之間存在著許多氣體和塵埃。它們像霧一樣吸收著光線，使人們看不見它們背後的恒星。這種氣體——塵埃雲散布在整個銀河係內。它們使我們無法看見銀河係的中心，當然也更無法看見銀河係中心彼側的那些部分。事實上，我們看見的僅是銀河係中鄰近我們的某個範圍，而我們自己又正好位於這個範圍的中央。這便是銀河在各個方向上看起來幾乎都一樣亮的原因。多虧了球狀星團，才使我們即使看不見，也還能推知整個銀河係的巨大範圍。今天的測量精度比20世紀30年代又有了很大的進步，現在我們知道：銀河係的直徑約為85000光年，太陽差不多正好位於銀河係的對稱平麵上，與銀河係中心相距約27000光年。
3.美麗的亮星雲和神秘的暗星雲
用肉眼可以看到的星雲是獵戶座大星雲。冬夜，獵戶座高懸南天，獵戶座中間三顆恒星排成一條線，想象為獵戶的腰帶，在腰帶下方懸掛的寶刀上，即在獵戶座星處，有一片模糊的光斑，這就是獵戶座大星雲。用望遠鏡觀看，光斑並不像銀河係或其他旋渦星係那樣分解為顆顆恒星。光譜的觀測表明，它真的是一團稀薄的氣體，這些氣體物質發射出淡綠色的光芒，形成一個不規則的雲塊，包圍在由四顆像寶石一樣閃光的恒星組成的不規則四邊形之中，構成了星空中最美麗的天體之一。它離我們隻有約500秒差距遠，直徑約5秒差距，主要由電離的氫所組成，發射出由氫、氦和氧的發射線組成的光譜，估計獵戶座大星雲的質量約為太陽質量的300倍。
像獵戶座大星雲這樣的天體本身是不能發光的，50多年前哈勃發現，在每一個像獵戶座大星雲這樣的天體附近，必定有一顆非常熾熱的藍白色的恒星。星雲發光是這種恒星的光芒照耀的結果。
亮星雲在熱星照耀下的發光過程大致如下：恒星發出的光子轟擊著星雲中的原子。低頻光子不會產生什麼影響，但波長短於9.12×10－8米的紫外光子會使氫原子電離，即使外圍電子與氫原子核分開。電離後，帶負電的電子不容易與帶正電的離子重新複合，因為星雲物質十分稀薄，自由電子往往要奔跑幾天甚至幾十天才能遇上一個氫離子並與之複合，因此亮星雲的周圍永遠存著一個由電離氫組成的區域，稱為電離氫區。
自由電子與氫離子的複合會發射光子，光子的頻率取決於電子達到的能級。如果光子能量較大，它會被另一個氫原子吸收，使後者激發或電離，隻有較低能量的光子才能從星雲中逃逸出來。因此，每一個紫外光子最後總會變成一個紅色光子和一些波長更長的光子，這就是我們觀測到的包含氫發射線的星雲光譜，上述過程稱為熒光過程。
熾熱恒星的紫外照射，還會加熱電離氫區，一般中性氫區的溫度為絕對溫度的100K左右，而電離氫區的溫度一般達1萬K，在這樣的溫度下，粒子間的碰撞可以把一些重元素離子激發到亞穩狀態，處在高能態的離子是不穩定的，會很快發射光子返回低能態，但在亞穩態發射光子需要長得多的時間。在地球實驗室中，即使在理想的真空條件下，粒子間的碰撞仍很頻繁，粒子難以有足夠長的時間停留在亞穩態，也難以發出相應的譜線。因此，這種譜線稱為禁戒譜線。但在星雲中物質密度很低，每立方厘米體積平均隻有10個到1000個粒子，粒子間的碰撞十分稀少。於是，在這種特定條件下，亞穩態可保留足夠長的時間，並產生禁戒譜線。結果星雲的禁戒譜線不但可以產生，而且可以非常強，幾乎與氫的譜線差不多強，這個結果的原因不難理解。正是電子使一些重元素離子激發到亞穩態，但同樣是電子又可以使亞穩態離子經碰撞返回基態，難以長時間維持。因此電子密度足夠低是產生禁戒譜線的條件。另一方麵，電子密度低將使它和氫離子複合的過程不易發生，從而減少了氫譜線的強度。於是，雖然星雲中氧離子數目比氫離子少1/1000，但是1927年鮑恩卻在星雲光譜中觀測到與氫譜線差不多同樣強的兩條電離氧的譜線(4.959×10-7米和5.007×10－7米)。由於很長時間內人們無法解釋這個事實，就把它歸結為星雲中某種神秘元素“”發出的輻射。對譜線的解釋再一次證明，“天上”和“人間”由同樣的物質組成，遵循同樣的物理規律。
在很多發射星雲附近都有熾熱的O、B型恒星，這並不是偶然的巧合。現在知道，恒星正是由星雲物質凝聚形成的。亮星雲正是剛剛誕生的年輕恒星的搖籃。這些星雲往往在銀河係的旋臂附近，形成旋臂的密度波壓縮星際物質，迫使星雲凝聚成為恒星。獵戶座大星雲就是這樣一個恒星的搖籃。照亮它的一些恒星的年齡還不足50萬年。用紅外觀測可以透過氣體和塵埃而看到星雲的內部，發現其中有一個恒星“嬰兒”，它的年齡竟隻有2000年。
除了亮星雲外，還存在暗星雲，當星雲背後有很多恒星時，星雲會部分或全部擋住恒星的光，結果會在亮的背景下出現一片暗雲。有的星雲還可以反射附近恒星的光芒，稱為反射星雲。
恒星處於垂死階段時，會拋出外層氣體，形成蛋圓形的電離區，因為外形與行星相仿，叫做行星狀星雲。恒星死亡後也會由超新星爆發而形成雲狀超新星遺跡，向外發出射電輻射甚至非熱的各種輻射。
但是，由星際物質形成的星雲本身並不能發光，上述種種情況都需要有某種其他天體來照亮它，沒有其他天體的幫助，就無法用光學方法研究它們。星際物質的分布很不均勻，有時可以更稀薄地分布在恒星之間的廣袤空間之中，密度可低到每立方厘米隻有一個粒子，即原子之間的距離是它本身大小的一億倍。塵埃總是和氣體在一起，但塵埃顆粒比氣體更稀薄，由於它們對研究恒星演化和星係性質十分重要，所以需要尋找更有效的研究方法。
河外星係
1.河外星係的發現，銀河係≠宇宙
在廣袤無垠，浩瀚遼闊的宇宙海洋中，肉眼所見的天體，絕大多數是銀河係的成員，那麼，銀河係就是通常所說的宇宙嗎?遠遠不是!在宇宙中存在著數以億計的星係。我們的銀河係隻是一個普通的星係，銀河係以外的星係稱為河外星係，簡稱星係，因此，銀河係並不是宇宙，它隻是宇宙海洋中的一個小島，是無限宇宙中的很小的一部分。
據天文學家估計，在銀河係以外約有上千億個河外星係，每個星係都由數萬乃至數千萬顆恒星組成。河外星係有的是兩個結成一對，多的則幾百以至幾千個星係聚成一團。現在觀測到的星係團已有10000多個，最遠的星係團距離銀河係約70億光年。
河外星係的外形和結構多種多樣。1926年，哈勃按星係的形態，把星係分為橢圓星係、旋渦星係和不規則星係三大類。後來又細分為橢圓、透鏡、旋渦、棒旋和不規則星係五個類型。各類星係中，距離銀河係較近的星係有麥哲倫雲星係和仙女座星係。
麥哲倫雲星係，包括大麥哲倫雲和小麥哲倫雲兩個星係，它們是銀河係的兩個伴星，也是離銀河係最近的星係，距離銀河係分別約為16萬和19萬光年。它們在北緯20°以南的地區升出地平麵，是南天銀河附近兩個肉眼清晰可見的雲霧狀天體。大麥哲倫雲星係在劍魚座和山案座，張角約6°，相當於12個月球視直徑；小麥哲倫雲星係在杜鵑座，張角約2°，相當於4個月球視直徑。兩個星係在天球上相距約20°，5萬光年。
麥哲倫雲星係是由阿拉伯人和葡萄牙人首先發現的。1521年，葡萄牙著名航海家麥哲倫在環球航行時，第一次對它們作了精確描述，後來就以他的名字命名。1912年，美國天文學家勒維特發現小麥哲倫雲的造父變星的周光關係，赫茨普龍和沙普利隨即測定了小麥哲倫雲的距離，成為最早確定的河外星係。兩星雲之間雖存在著微弱的聯係，但它們自存一個係統。大哲倫雲星係從前離我們可能更近一些，大約在5億年前，它也許恰好挨著我們的銀河係，距離銀心隻有6.5萬光年。
大麥哲倫雲星係屬棒旋矮星係或不規則星係，質量為銀河星係的1/20。小麥哲倫雲星係屬不規則星係或不規則棒旋矮星係，質量隻及銀河係的1/100。麥哲倫雲星係中的氣體含量豐富，中性氫質量分別占它們總質量的9%和32%，都比銀河係大得多。但它們的星際塵埃含量卻比銀河係少，而年輕的星族Ⅰ的天體則很多，有大量的高光度O—B型星；此外，還觀測到新星、超新星遺跡，X射線雙星等天體。射電資料表明，大小麥哲倫雲星係有一個共同的氫雲包層；兩雲之間的中性氫纖維狀結構，一直伸展到南銀極天區，橫跨半個天球，稱為麥哲倫氣流。它們和銀河係有物理聯係，三者構成一個三重星係。
由於麥哲倫雲星係距離我們太遙遠，對它們的範圍現在還沒有一個精確的數字。估計大麥哲倫雲星係的直徑可能達到4萬光年，接近銀河係的一半。麥哲倫雲星係的恒星分布密度比銀河係低得多。大麥哲倫雲星係的恒星總數可能不超過50～100億個；小麥哲倫雲星係則隻有10～20億個。兩星係的恒星數量加在一起，隻及銀河係的1/10。因此，有人把它們說成是銀河係的兩個衛星。
仙女座星係，又稱仙女座大星雲。它用肉眼可以看見，亮度為4等，看上去像是一顆暗弱、模糊的星係。
仙女座星係是位於仙女星座的巨型旋渦星係，天球坐標是赤經Oh40mO，赤緯＋41°00′(1950.0)。視星等mv為3.5等，肉眼看去狀如暗弱的橢圓小光斑。在照片上呈現為傾角77°的sb型星係，大小是160′×40′，從亮核伸展出兩條細而緊的旋臂，範圍可達245′×75′。1786年將它列入能分解為恒星的星雲，1924年確認為銀河係之外的恒星係統。現在測定它的距離為220萬光年(670千秒差距)。直徑是16萬光年(50秒差距)，為銀河係的一倍，是本星係群中最大的一個。近年來發現，仙女座星係成員的重元素含量從外圍向中心逐漸增加。1914年探知它有自轉運動。據目前估計，仙女星係的質量不小於3.1×1011個太陽質量，是本星係群中質量最大的一個。
仙女星係中心有一個類星核心，絕對星等Mv＝－11，直徑隻有25光年(8秒差距)，質量相當於107個太陽，即一立方秒差距內聚集1500個恒星。類星核心的紅外輻射很強，約等於銀河係整個核心區的輻射。但那裏的射電卻隻有銀心射電的1/20。仙女星係有兩個矮伴星係——NGC221(M32)和NGC205，按形態分類分別為E2和E5P。在本星係群中，仙女星係還和其他星係構成所謂仙女星係次群。
旋渦星係又叫旋渦星雲，是旋渦形狀的河外星係。旋渦星係的中心區為透鏡狀，周圍圍繞著扁平的圓盤。從隆起的核心球兩端延伸出若幹條螺線狀旋臂，迭加在星係盤上。旋渦星係可以分正常旋渦星係和棒旋星係兩種。按哈勃分類，正常旋渦星係又分為a、b、c三種次型；Sa型中心區大，稀疏地分布著緊卷旋臂；Sb型中心區較小，旋臂較大並較伸展；Sc型中心區為小亮核，旋臂大而鬆弛。除了旋臂上集聚高光度O、B型星和超巨星、電離氫區外，同時還有大量的塵埃和氣體分布在星盤上，從側麵看去，在主平麵上呈現為一條窄的塵埃帶，有明顯的消光現象。旋渦星係通常有一個籠罩整體的、結構稀疏的暈，叫做星係暈。其中主要的星族Ⅱ天體，其典型代表是球狀星團。一個中等質量的旋渦星係往往有100～300個球星團，不均勻地散布在星係盤周圍空間。再往外，可能還有更稀疏的氣體球，稱為星係冕。旋渦星係的質量(M)為109～1011個太陽質量，對應的光度是絕對星等－15～－12等。
河外星係除上述幾種星係外，還發現有大量各種類型的星係。天文學家估計，在最先進的儀器所能觀測到的這一部分宇宙裏，星係的總數可能高達1000億個之多。不久以前，美國天文學家宣布發現了迄今為止最大的發光結構——一道由星係組成的長至少有5億光年、寬約2億光年、厚約1500光年、距地球2～3億光年的“宇宙長城”。這座巨大的“宇宙長城”實際上是一個巨大的河外星係。
隨著太空時代的到來，人們對太空星係越來越感興趣。如今世界各地已有數百種天文雜誌和數千個大大小小的天文學會社團，僅西歐就有數十萬業餘天文愛好者。世界各國為使自己在開發利用宇宙空間的宏偉事業中處於有利地位，更是加緊探索宇宙中的奧秘。
1990年4月22日，美國用航天飛機把一顆長13米、重10噸、目前世界上最大最複雜的哈勃太空望遠鏡送入了太空。這顆耗資15億美元的望遠鏡能夠看到距地球140億光年之遙的恒星和星係(地麵望遠鏡僅能看到10億光年)，從而為人類觀測到更多的河外星係提供了可能。
2.仙女座大星雲：第一個河外星係
本世紀初，對星雲的觀測事實逐漸增多，根據這些事實，人們開始觸及與星雲有關的一些重大問題，首先，旋渦星雲究竟離我們有多遠，它在銀河係之內還是在銀河係之外，這牽涉到河係之外(河外)是否存在大量星係的問題，也就牽涉到當時在能觀測到的範圍內我們的“宇宙”應該擴展到多遠的問題，要正確地回答這個問題，關鍵在於距離的測定，與此相關的是旋渦星雲的組成，即它是由恒星和氣體組成的，還是隻包括氣體，換句話說，旋渦星雲是氣體雲還是與銀河係類似的星係，如果是後者，就應該稱之為“旋渦星係。”
由於對事實的選擇有所偏愛，更由於對事實的真正含義不夠理解，逐漸形成了兩種對立的意見。1920年4月在美國華盛頓國家科學院的一次會議上，以沙普利為一方，柯蒂斯為另一方，展開了激烈的爭辯，由於這次辯論在星係研究史上具有重要的地位，後來得名為“偉大的辯論”。當時的爭辯集中在以下三個方麵：(1)旋渦星雲究竟有多遠?(2)旋渦星雲是否由恒星和氣體組成?(3)為什麼旋渦星雲都避開銀道麵?
旋渦星雲究竟有多遠
沙普利和柯蒂斯兩人都很清楚，解決爭論的關鍵是估計旋渦星雲的距離。
1917年在美國威爾遜山天文台工作的天文學家裏奇偶然地在星雲NGC6946發現了一個新星爆發。於是，威爾遜山的其他星雲觀測的底片也被搜索一遍，結果發現了更多的新星。
裏克天文台的柯蒂斯也參加了新星搜索工作，他認為，新星的發現證明旋渦星雲並不是盤狀氣體雲。而是在銀河係之外的獨立的恒星係統。
他還提出過一些其他論據，柯蒂斯指出各個旋渦星雲的角大小相差很大，最近的仙女座大星雲的角大小達2度，而一些小的旋渦星雲的角大小隻有10′甚至更小，如果它們的大小相差不多，那麼它們離我們的距離就將顯著不同，假定仙女座大星雲剛好在銀河係的邊緣上，那麼這些小的星雲將比仙女座大星雲遠10倍以上，因此，把所有旋渦星雲都包括在銀河係內是不合理的也是不可能的，它們應是在銀河係之外的獨立的星係。
1885年，恰好在仙女座大星雲中觀測到一顆稱為仙女座的新星，其亮度與銀河新星相當，沙普利當時不可能知道這是一顆亮度比新星大得多的超新星，而認為它的距離較近。這成為沙普利反對柯蒂斯的另一個理由。
旋渦星雲是由恒星和氣體組成的嗎?
柯蒂斯正確地指出，旋渦星雲的光譜與由星際氣體組成的亮星雲的光譜不同，前者像許多恒星光譜的疊加，在明亮的背景上有許多暗的吸收線，後者則有明顯的亮發射線，這也表明旋渦星雲是恒星係統而不是氣體雲。
沙普利在這個問題上研究得比柯蒂斯更細致，沙普利認為，如果旋渦星雲像銀河係一樣是由恒星和氣體組成的係統，那麼隻證明它的測光及光譜性質和氣體星雲不同是不夠的，應該證明它們與太陽附近的銀河情況相同才行。
現在看來，沙普利的所有判據和他指出的這些差別都是正確的，問題在於當時還沒有人真正知道由恒星和氣體組成的星係應該是什麼樣?銀河係內的星際消光減弱了恒星計數算出的表麵亮度，而且直到1944年巴德提出星族概念之後，人們才能解釋銀盤中心和太陽附近的銀盤所具有的本質差別，也才能夠把旋渦星雲的中心分解為一顆顆恒星，因此，太陽附近與旋渦星雲不同，不能排除旋渦星雲的河外性質。
為什麼旋渦星雲都避開銀道麵，即為什麼會存在所謂“隱帶”?為什麼所有旋渦星雲都以較高的速度離開銀河係?
沙普利認為，旋渦星雲都避開銀道麵表明它們很容易受到銀河係的影響，因此不可能離得很遠，沙普利指出，隻要假設銀河係對旋渦星雲施加一種特殊的排斥力，則上述兩個觀測事實便都可以解釋。
柯蒂斯則指出，一些側麵對準我們的旋渦星雲中心有一條暗帶，這可能標誌著在銀盤麵中存在消光物質(銀河係內的星際消光效應是在這次辯論後十年才發現的)。如果銀河係中存在類似的消光物質，如果太陽也處在有消光物質的盤麵中，再加上如果旋渦星雲在銀河係之外，那麼隱帶就可以用消光遮擋來解釋，至於星雲高速離開銀河係的問題，柯蒂斯無法解釋，隻說星係具有很大速度是可能的(事實上，關於宇宙膨脹的觀點和有關規律是九年後才由哈勃指明的)。
總之，沙普利用一個“斥力”假設解釋隱帶和高速退行兩個觀測事實，但斥力的性質不明，與已知的各種作用又無關係，是否有其他物理效應亦無所知，所以難於揭示它的物理本質。相反，為了解釋與隱帶有關的事實，柯蒂斯需要假設存在消光物質，旋渦星雲在河外，又要假設星雲能高速離開銀河係，所作的假設是很多的。
現在我們知道，就銀河係大小的估計而言，兩人都有出入，沙普利的估計大了3倍，柯蒂斯又小了1/3。但我們絕不能因此貶低兩人的工作。沙普利致力於銀河係的研究，正是他，在哥白尼把地球從太陽係中心的位置上移開之後，又把太陽從位於銀河係中心的“王位”上趕了下來。柯蒂斯則進一步指出宇宙中充滿了大量像銀河係那樣龐大的恒星係統。於是，繼地球、太陽之後，銀河係也同樣不再具有任何特殊的中心的地位了。隨著人類對宇宙探索的步步深入，銀河係、太陽係及人類居住的地球在宇宙中的地位變得越來越平凡，這似乎是對探索者的一種諷刺。不!應該說，地球在宇宙中的平凡地位，越發襯托出居住在地球上的不平凡的人類的智慧是何等的光輝燦爛，充滿著無限的活力。
柯蒂斯和沙普利的論戰沒有得出一致的結果，因為當時的觀測水平還不足以作出決定性的判斷，直到三年之後，哈勃才給出了決定性的觀測事實，表明旋渦星雲的確是真正獨立的恒星係統。1923年，利用新投入觀測的美國威爾遜山天文台2.5米望遠鏡，哈勃把仙女座大星雲的外邊緣區域分解成了一顆一顆的恒星，又從中找到了一顆造父變星，它的周期為45天，根據周光關係，可以推斷出它應比太陽亮二萬五千倍，即應為絕對星等－6等的恒星，得出該星的距離為15萬秒差距(由於當時采用的造父變星周光關係有錯誤，該星的距離實際上是80萬秒差距)，這比沙普利的銀河係(9萬秒差距)要大得多。這表明仙女座大星雲確實是一個河外星係。為了對宇宙中星係的巨大尺度有一個更深刻的概念，我們要提醒讀者，仙女座大星雲雖然這麼遙遠，卻是離銀河係最近的大旋渦星係(麥哲侖雲離得更近，但隻是一個較小的星係)。
確定了旋渦星雲的距離之後，對於星雲中心部分是否由恒星組成，許多人仍持懷疑態度，直到1944年巴德最後把仙女座大星雲的中心區域也分解為一顆顆恒星之後，人們才最終解除了懷疑，所以大爭辯的最終結束，恐怕要算到1944年。
3.以貌取名，指稱星係
星係形態的研究始於20年代，所謂星係形態，就是通過肉眼或照片觀測到的星係整體的幾何形狀，哈勃最早對星係作了大量觀測，並於1926年提出了第一個按形態劃分的星係分類係統。隨後幾十年中，雖然有人提出過其他分類方法，類型更多更細致，但哈勃的基本思想至今仍然是星係分類的基礎。
哈勃提出的第一類星係是橢圓星係(E)。它們看起來都很相似，顯不出任何結構，在天球上呈圓形或橢圓形。早期分類中，進一步按觀測所見的橢圓星係的扁度，即長短軸之比而分為次型。但是看到的扁度並不代表橢圓真正的扁平程度，因為觀測的結果與橢圓星係在天空中的方位，即與它的長短軸在天空的指向有關，更有物理意義的是把橢圓星係按照光度的大小記為矮橢星係，一般橢圓星係和巨橢圓星係。巨橢圓星係可能是最大的星係，矮橢星係往往很小甚至與球狀星團的大小和質量相當，從橢圓星係中心往四周看去，相當緩慢地逐漸變暗。
第二大類是旋渦星係，銀河係就是一個典型代表，它們因在照片上呈現出明顯的旋臂結構而得名。其實從物質分布來看，臂與相鄰臂之間的對比並不很懸殊，但旋臂上有許多明亮的年輕恒星，眼睛或照相底片對它們特別敏感，因而容易顯現出來。旋臂開始於核球部分的稱為正常旋渦星係，它的旋臂沿核球邊緣的切線向外螺旋狀伸展出去。另外一種情況是，旋臂開始於橫跨核球的一個棒狀結構且通常旋臂與棒垂直，這稱為棒旋星係。還有的旋臂沿著核球外麵一個環狀結構的切線方向發出，在分類時注上γ字母，以便與正常情況相區別。但是，旋渦星係性質的研究表明，SA、SB的區別，S的變態，可能都是較為次要的細節。星係內含的物理性質主要隨旋渦星係所處階段的不同而不同。至於星係所處階段，則按(1)核球與銀盤的相對大小，(2)旋臂卷緊的程度，可區分為Sa型，Sb型和Sc型三類。Sa型中心區大，旋臂緊卷；Sb型中心區較小，旋臂較大而舒展；Sc型中心區為一小亮核，旋臂大而鬆弛。近年來又發現一些星係，它們與旋渦星係一樣，也有扁平的銀盤，但是不存在旋臂結構，人們稱之為透鏡星係，介於哈勃分類的橢圓星係和旋渦星係之間，記為SO或SBO。
旋渦星係的核球看起來很相似，其光強也是由中心向外逐漸變暗，銀盤向外顯著變暗，因此外邊緣更為明顯。
哈勃把不能劃歸橢圓星係或旋渦星係的少數星係稱為不規則星係，它們不存在核球，也沒有確定的旋臂係統，主要由圓盤狀結構組成，但其表麵亮度較低，而且在亮度分布上有很多不規則結構。