我们的银河系并不是唯一一个孤零零地飘浮在宇宙这个广阔空间中的恒星社会。随着望远镜的研究，慢慢揭示出了宇宙中还存在着许多巨大的恒星群，且其与我们太阳所属的恒星群非常相似。其中，离我们最近的一个就是著名的仙女座，它甚至可直接用肉眼看到。
在我们的眼中，它就是一个又小又暗但却相当细长的星云带。威尔逊山天文台的大型望远镜也曾拍摄到两个这样的天体图像。这两张图像显示的是两个物体：一个是后发星座的边缘，另一个则是从大熊星云顶部看下去的正面视图。我们还注意到，作为银河系特有的凸透镜状的一部分，这些星云具有典型的螺旋结构，因此被称为"螺旋星云"或"旋涡状星云"。不过，对于身处其中的我们来说，要从内部确证这一点确实非常困难。但事实上，我们的太阳很可能位于"银河系大星云"的其中一条螺旋臂末端上。
长久以来，天文学家们都没有意识到这类旋涡星云是与银河系相类似的巨大恒星系，却一直把它们跟类猎户座的一般弥漫星云混淆了。直到后来才发现，这些雾状的旋涡形物体根本不是雾，而是由独立恒星组成的，但这只有在使用最高倍数的望远镜时才能观测清楚，我们会发现这些恒星可被看作是一个个微小的点。但因为它们真的离我们太远了，以至于我们无法用视差测量求出它们的实际距离。
乍一看，我们似乎已经到达了天体距离测量的极限了。但其实并非如此！因为在科学中，当我们遇到无法克服的困难时，延误往往只是一时的；因为每时每刻都有事情在发生，而正是这些事允许我们走得更远。在这种情况下，哈佛大学天文学家哈洛沙普利在所谓的脉冲星或称造父变星中发现了一种全新的"测量尺"。
如果现在突然有一颗超出视差测量极限的脉动恒星出现在我们的视野中，你所需要做的就是用望远镜观察它，并记录下它的脉动周期。而只要知道了周期，我们就能推出它的实际亮度，接着再把它与其视觉亮度相比对，立马就可以知道它距地球多远。沙普利正是通过此妙法成功地测量出了银河系内最远的距离，此外，此法在估测恒星系的大小的过程中也十分奏效。
而当沙普利使用同样的方法来测量藏在仙女座星云中的几颗脉动恒星到地球的距离时，他却被结果吓了一跳：结果显示，从地球到这些恒星的距离竟然高达1700000光年。当然，这其实也就是仙女座星云到地球的距离了。这样看来，这个距离竟比银河系恒星系的直径还要大上许多。而与我们整个银河系面积相比，仙女座星云也只小上一点而已。威尔逊山天文台观测到的大熊座的螺旋星云和后发座的螺旋星云这两个旋涡星云离我们更远，而它们的直径则与仙女座的直径相当。
能对这些距我们十分遥远的恒星团体做进一步的研究，主要归功于著名的威尔逊山天文台的星系观测者爱德温鲍威尔哈勃博士[插图]，正是他的发现，揭示了很多非常有趣且重要的事实。第一点事实是：通过功能强大的望远镜，哈勃观测到有很多，甚至比我们肉眼所能看到的还多的恒星，它们所在的星系形状都不是旋涡状，而呈现出很多其他形状（图104）。比如，有球状星系，它们看起来就像边界扩散的规则圆盘，有伸展程度各不相同的椭圆星系。而这些旋涡本身还会因其"缠绕紧密度"的不同而呈现出不同的形状。此外，还有一些较为奇特的"螺旋涡状星系"存在。
著名的英国物理学家和天文学家詹姆斯金斯爵士[插图]已从数学的角度论证了上述所有说法，他提出以上观点都适用于旋转着的球状气体。而与此同时，它们也可以用在我们所谓的星系这类巨大恒星云上，且不需对其做任何更改。事实上，这种数十亿颗恒星的聚会可被看作是一团气体，而单个恒星则发挥了分子的作用。
关于银河系中恒星的结构、运动及各部分的组成的知识，我们还有很多东西需要学习，而且需要更进一步的研究。举例来说，几年前，在威尔逊山天文台有一位叫巴德（Walter Baade）的天文学家就曾观测到了一个有趣的现象：旋涡状星云的中心体（核部分）的恒星、球状星系和椭球星系同属一类恒星，但不知怎的，在螺旋臂内部却出现了新的成分，即不同类型的恒星种群。
这种"螺旋臂"恒星群，又因存在非常炽热且明亮的恒星，即所谓的"蓝巨星"，而与中心区域的星群有所不同。但在中心区域以及球状星系和椭球星系中我们却又找不到这种恒星。而稍后我们将会看到（在本书的第十一章），这个蓝巨人——蓝巨星很可能代表了刚形成的恒星，因此，我们拍着胸脯说，螺旋臂就是新恒星种群的繁殖场所。我们可以假定说，从收缩的椭球星系隆起部位射出的大部分物质都是由原始气体形成的，那么这些原始气体在进入寒冷的星系际空间之后，就会凝结成单独的大块物质，这些物质随后会因收缩而变得又热又亮。
首先，需要说明的一点是：以脉动恒星距离测算法为基础，我们虽然在测算银河系附近的多数星系时获得了极好的效果，但在深入太空内部时却遭受了失败，这是因为我们在这里需要测算的距离已经远到即使使用功能最为强大的望远镜也难以将各个星星分辨出来了。这时的星系看起来就像细长的星云。所以，除了靠肉眼隐约可辨的星系大小来略加判断外，我们已别无他法。因为事实证据已相当充分地证明了，单个的恒星跟成团的星系确实是不同的，恒星大小不一，而同类型的星系则大小相差无几。这就好比说，当所有人都高矮相同时，就再没有巨人或矮人之分了，而你也就可以通过观察一个人的外表尺寸来判断他离你是近还是远。
哈勃博士用这种方法，成功地估测了遥远的星系与地球之间的距离，并进一步证明了：在眼睛能看到的范围内，星系或多或少均匀地散布在空间中。之所以说"或多或少"，是因为在很多情况下，星系是成群地聚在一起，其数量有时候甚至高达数千个，这与星系中独立恒星聚集的方式一致。
显然，我们的银河系是星系中相对较小的一个成员，而在它下面又包括三个旋涡状星云（包括我们的银河系和仙女座星云）、六个椭球形星云和四个不规则星云（其中两个是麦哲伦星云）。然而，除了这种星云间的偶尔聚会外，我们还可通过帕洛马山天文台[插图]口径为200英寸的望远镜看到，在十亿光年的距离内相当均匀地分布着各星系。而相邻的两个星系之间的平均距离约为500万光年，即使如此，在宇宙的可见地平线上还包含有约几十亿个独立的恒星世界呢！
正如要测算地球表面的曲率，不必行遍全球，而只需研究地球形状的某些部分的几何特征就可以测算得出。同理，望远镜观测范围内宇宙三维空间的曲率的问题也可经由此道得出答案。在第五章中我们已经了解到，需要分辨的曲率有两种，一种是正曲率，另一种是负曲率，其中正曲率对应的是有限体积的封闭空间，负曲率对应的是鞍形开放式无限空间。这两类空间的区别在于，在封闭式空间中，于给定的观测距离内，均匀散射的物体数目增加的速率比距离的立方慢，但在开放式空间中却正好相反。
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