一顆大行星圍繞著一顆小恒星~圖提供：JPL-Caltech, NASA
行星能與它繞行的恒星一樣大嗎？最近觀測發現，附近的Van Biesbroeck恒星可能就有這樣一顆大型行星。儘管VB10距離僅僅20光年遠，它是一顆小紅矮星，非常昏暗，亮度只有17等，需要望遠鏡才能看到它。
Van Biesbroeck恒星最初以其在天空中快速的自行而聞名，它移動很快，僅僅大約1,000光年就能通過一個滿月的距離。通過記錄VB10在天空中運行軌跡的大小，天文學家就能推測出那裏有一顆品質是木星數倍的行星。
儘管恒星VB10的品質可能是已發現行星VB10b的10倍多，但是恒星可能更緊密，因此兩顆天體在大小上很相像。這樣的系統可以被想像成上面藝術家的插圖一樣。因為類似VB10這樣的昏暗M-型恒星很普遍，它們周圍有行星系統環繞可能比我們太陽系內的行星系統更為普遍，其中還包括行星比母恒星更大的情況。
銀河外星系的自轉、大小和品質
A.自轉。銀河系有自轉，這使我們自然聯想到其他星系也有自轉。要確定銀河外星系是否在自轉，唯一的方法是測定星系視面上不同點的視向速度。如果星系在自轉，它的一邊應當離開觀測者，另一邊應當接近觀測者。我們可以拍攝它們的光譜、測量譜線的位移，再扣除掉整個星系共有的位移，就可以得到星系視面上各點相對於星系中心的速度在視線上的投影值。也可以利用射電方法觀測星系的中性氫21釐米譜線。
對一些較近的星系觀測結果表明，星系的確存在自轉，星系的中心部分像剛體一樣旋轉，自轉速度正比於到自轉軸的距離。當r增至某個極大值時，自轉速度最大。往外，自轉速度緩慢減少。在星系的最外部分，星系做開普勒轉動，即自轉速度正比於r-1/2。目前對星系自轉的實測工作做得還不多，這是因為星系一般都很微弱，要得到它的不同區域的足夠準確的光譜很不容易。據統計，有自轉資料的星系只有幾百個。
B.大小。直接測定銀河外星系的角直徑，可以用目視方法，也可以用照相方法、光電方法和射電方法。但是，不同方法測得的結果往往不同，有的甚至差別很大。比如仙女座大星雲，在目視望遠鏡裏直接用測微器測量，它的大小為160′×40′；用光電測光為270′×120′；在長曝光量的底片上，為270′×230′。困難的是如何確定星系的邊界。因為，星系的亮度總是由中心向邊緣減小的，在最外面的區域，亮度同背景差不多，要準確地定出星系的邊界很不容易。
霍姆伯在用照相方法研究星系時把底片上的亮度每平方角分26m處取為星系的邊界，這樣定出的星系半徑稱霍姆伯半徑。測出了星系的角直徑後，如果知道了星系的距離，就可以算出星系的線直徑。結果表明，星系的線直徑彌散很大。彌散最大的是橢圓星系，小的不足1千秒差距，大的超過50千秒差距，有些星系團中心的巨橢圓星系甚至大到超過100千秒差距。旋渦星系(包括棒旋星系)和不規則星系的彌散較小。旋渦星系的線直徑在5—50千秒差距，沒有發現比5千秒差距更小的。不規則星系的線直徑平均說來較小，約1—10千秒差距。
C.品質。星系的品質是一個很重要的參量，測定的方法有好多種。例如利用雙重星系測定品質、利用星系團定品質、利用星系的自轉定品質等，這裏就不詳細敍述了。目前進行品質測定工作的星系數目還不多。從已有的資料來看，品質的彌散很大。橢圓星系的品質彌散最大，有的可以小到105M，有的則可大到1013M以上。旋渦星系的品質彌散較小，沒有品質小於108M的。也很少有品質大於1012 M的。
不規則星系的情況同旋渦星系差不多，不過，一般說來，它的品質稍小些。戴文賽先生等人研究了213個星系的品質。按照品質大小，他們把星系分為超巨系(5×10″1013M)、巨系1010-5×10″ M、中系(108-1010M)和矮系(105-108M)。他們的結果表明：橢圓星系從矮系到超巨系都有，旋渦星系則沒有矮系，超巨系和中系也極少，絕大多數是巨系；不規則即沒有超巨系，也沒有矮系，都是巨系和中系。
銀河外星系的一般性質
一、結構。不規則星系談不上結構。E系一般由核和暈組成。核又分為核球和核心。有些矮E系沒有核。S系(包括SB)最複雜，有核心、核球、盤和暈，盤內又有旋臂。S0系和E系的主要差別是 SO系有盤，SO系和S系的差別是SO系沒有旋臂。
二、光譜。銀河外星系是很複雜的天體系統，它的光是它的各組成部分發出光的總和。因此，當我們把銀河外星系作為整體進行分光研究時，拍到的光譜是它所有組成部分的光譜的疊加。顯然，組成部分不同，銀河外星系的光譜也不同。銀河外星系的組成與它的類型有關，因此，不同類型的累積光譜是不同的。橢圓星系的累積光譜型最晚，大致相當於K型。
從橢圓星系到不規則星系，累積光譜型越來越早。Ivr型的累積光譜型同Sc型差不多，相當於A型或F型。不同類型的光譜的不同意味著它們的顏色也不同。從橢圓星系到不規則星系，色指數越來越小，就是說，橢圓星系最紅，不規則星系最藍。對旋渦星系來說，核球部分和旋臂部分的光譜和顏色有顯著的不同：核球部分類似於橢圓星系，光譜型較晚，顏色較紅，而旋臂部分的光譜型較早，顏色較藍。
星系的主要組成部分是恒星，累積光譜主要是類似於恒星的吸收光譜。但是，也有相當多的星系，光譜中除了吸收線外還有一些發射線。橢圓星系中有發射線的最少。從橢圓星系到不規則星系，有發射線的星系所占的比例越來越大。對Sc系和Irr系來說，有發射線的甚至占絕大多數。少數特殊銀河外星系的光譜主要是發射線，吸收線很少，有的甚至完全沒有吸收線。還有個別的銀河外星系只有累續光譜，至今沒有看到任何譜線。
三、亮度。絕對星等。如果知道了銀河外星系的距離，從觀測得到的視星等可以求得絕對星等，或者光度。觀測表明，銀河外星系的絕對星等彌散很大。其中橢圓星系的絕對星等彌散最大，最亮的可以亮至-22等，最暗的可以暗到-10等以下。旋渦星系和不規則星系的絕對星等相對說來彌散較小。
範登堡按照絕對星等的大小把銀河外星系分為五類：超巨系、亮巨系、巨系、亞巨系和矮系。這五類分別以羅馬字Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ表示。基於這一點，範登堡提出了銀河外星系的二元分類法，即在哈勃類型的基礎上再加上光度型。這種分類法與恒星的二元光譜分類法很類似。
表面亮度。銀河外星系是面光源，我們可以測量它的表面亮度，研究表面亮度的變化規律。通常，表面亮度用星等／角秒2表示。一般說來，物質密度越大，輻射就越強，光度在星系視面上的變化情況反映了物質分佈的情況。因此，研究亮度的變化規律，對搞清星系的結構是很有價值的，不同類型星系的表面亮度很不相同，橢圓星系的亮度、旋渦星系的亮度、透鏡狀星系的亮度各有不同。
四、恒星組成。研究銀河外星系的恒星組成的最直接方法是盡可能地用大望遠鏡把星系分解為恒星。的確，在較近的星系裏觀測到大量的各種類型的恒星，如OB星、中晚型超巨星、天琴座RR型變星、經典造父變星、新星、超新星、長週期變星等。也觀測到許多疏散星團和球狀星團。
但是這種方法受到很大限制，因為，銀河外星系畢竟離我們太遠了。即使對於較近的星系，也只能觀測到它裏面的高光度恒星。比如說，仙女座大星雲，如果用5米望遠鏡觀測，取它的極限星等為23等，也只能觀測到絕對星等-1.4等的恒星，像太陽型矮星根本就觀測不到。如果星系的距離超過一百萬秒差距，即使裏面有超新星爆發，我們也觀測不到。一般說來，我們可以通過研究星系的光譜和顏色來研究星系的恒星組成。
橢圓星系和旋渦星系的核球在光譜、色指數等方面很相似，說明它們的恒星組成很相似。相對說來，旋臂的光譜型較早，顏色較藍，說明旋臂的恒星組成與核球的不一樣。正是根據對銀河系和銀河外星系的研究，巴德才提出了兩個星族的概念。橢圓星系和旋渦星系的核球主要由星族Ⅱ組成；旋臂及不規則星系主要由星族Ⅰ組成。
但是需要指出，每個星系，包括橢圓星系和不規則星系，決不是只包括一種星族的恒星。比如說，橢圓星系的光譜裏常有一些重元素的譜線。這些譜線的強度表明，重元素的含量比極端星族Ⅱ恒星高。因此，橢圓星系也可能包含一些盤星族恒星。相反，不規則星系，也可能包含一些星族Ⅱ恒星，如大小麥哲倫雲裏發現了許多天琴座胍型變星和球狀星團，這些都是極端星族Ⅱ的恒星。
五、氣體和塵埃含量。許多星系的光譜中有類似于銀河星雲的發射線，說明它們有星際氣體存在。中性氫21釐米譜線的觀測也證實了這點。橢圓星系中有發射線的很少；另外，除了一個橢圓星系外，其餘的迄今為止還沒有觀測到中性氫21釐米線。這些說明橢圓星系中沒有氣體或氣體很少。
但是，有一些橢圓星系的核心部分，觀測到強的發射線，包括許多禁線，因此，在核心部分應該有氣體存在。橢圓星系和不規則星系肯定有星際氣體和塵埃。事實上，在一些較近的旋渦星系和不規則星系裏，直接看到許多氣體星雲。觀測表明，從Sa到Irr氣體含量逐漸增加，Irr中氣體的含量達 20％以上。氣體和塵埃主要集中在對稱面附近。在一些側面對著我們的旋渦星系中，可以清楚看到塵埃的消光作用產生的吸收暗帶。
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