Phaàn 1: caùc haït sô caáp hạt sơ cấp (còn được gọi là hạt cơ bản) là những thực thể VI mô tồn tại như một hạt nguyên vẹn, đồng nhất, không thể tách thành các phần nhỏ hơn; ví dụ như các hạt photon, electron, positron, neutrino I

Phân loại quang phổ Morgan-Keenan

Lý do phân bổ cọc cạch của các chữ cái có nguyên nhân lịch sử. Khi người ta lần đầu tiên lấy quang phổ của các sao, họ nhận thấy các sao có các vạch quang phổ hiđrô có độ đậm rất khác nhau, vì thế họ phân loại sao trên cơ sở độ đậm của các vạch thuộc chuỗi balmơ của hiđrô từ A (mạnh nhất) đến Q (yếu nhất). Các vạch khác của các chất trung hòa hay ion hóa sau đó cũng được xét đến (các vạch H và K của canxi, vạch D của natri v.v). Sau đó người ta nhận thấy một số phân loại trên thực tế là đúp và các phân loại đó đã bị loại ra. Muộn hơn nữa, người ta nhận ra rằng độ đậm các vạch của hiđrô có liên hệ với nhiệt độ bề mặt của các sao. Công việc nền tảng này được hoàn thành bởi "các cô gái" của Đài thiên văn đại học Harvard, chủ yếu là Cannon và Antonia Maury, dựa trên các công trình của Williamina Fleming. Các phân loại này sau đó được phân loại nhỏ hơn theo các số Ả Rập (0-9). A0 có nghĩa là sao "nóng" nhất trong lớp A và A9 là sao "lạnh" nhất trong lớp này. Mặt Trời của chúng ta được phân loại là G2.

Các sao thuộc lớp O cực kỳ nóng và cực kỳ chói lọi, về màu sắc rất gần với màu xanh. Naos (trong chòm sao Puppis) sáng gấp khoảng một triệu lần Mặt Trời. Các sao này có các vạch quang phổ hêli ion hóa và trung hòa rõ nét và các vạch hiđrô yếu. Các sao lớp O phát ra phần lớn bức xạ trong dạng tia tử ngoại.

Các sao lớp B rất chói lọi, Rigel (trong chòm sao Orion) là siêu khổng lồ xanh thuộc lớp B. Quang phổ của chúng có các vạch hêli trung hòa và các vạch hiđrô vừa phải. Vì các sao lớp O và B hoạt động rất mạnh nên tuổi thọ của chúng rất thấp. Chúng không rời xa khỏi khu vực chúng đã sinh ra vì không đủ thời gian. Do đó chúng có khuynh hướng liên kết với nhau trong cái gọi là các liên kết OB1, một loại liên kết có liên quan với các đám mây phân tử khổng lồ. Liên kết Orion OB1 là nguyên một nhánh xoắn ốc thuộc về thiên hà của chúng ta (các sao sáng hơn sẽ làm cho nhánh xoắn ốc sáng hơn, nhưng thực ra không có nhiều sao ở đó) và chứa toàn bộ chòm sao Orion.

Các sao lớp A thì phổ biến hơn trong số các sao có thể quan sát bằng mắt thường. Deneb trong chòm sao Cygnus là một sao có sức hoạt động ghê gớm, trong khi Sirius cũng là sao lớp A, nhưng không hoạt động mạnh như thế. Các sao lớp A có màu trắng. Rất nhiều sao lùn trắng cũng thuộc lớp A. Chúng có các vạch quang phổ hiđrô đậm và của các ion kim loại.

Các sao lớp F cũng là những sao hoạt động mạnh nhưng chúng có xu hướng là những sao trong chuỗi chính, chẳng hạn như Fomalhaut trong chòm sao Piscis Austrinus. Quang phổ của chúng được đặc trưng bởi các vạch hiđrô yếu và của ion kim loại, màu của chúng là trắng pha màu vàng nhẹ.

Các sao lớp G có lẽ được biết đến nhiều nhất do Mặt Trời của chúng ta thuộc lớp này. Chúng có quang phổ hiđrô yếu hơn lớp F nhưng cùng với các quang phổ ion kim loại, chúng còn có các quang phổ của kim loại trung hòa. Các sao siêu khổng lồ thông thường là thuộc lớp O hay B (xanh) hay K hoặc M (đỏ) (do chúng là như vậy nên chúng khó có khả năng thuộc về lớp G bởi vì đây là những khu vực không ổn định cho các sao siêu khổng lồ tồn tại).

Các sao lớp K là các sao màu da cam, có nhiệt độ thấp hơn Mặt Trời một chút. Một số sao lớp K là sao khổng lồ và siêu khổng lồ, chẳng hạn như Arcturus trong khi một số khác như Alpha Centauri B là sao thuộc chuỗi chính. Chúng có vạch quang phổ hiđrô cực yếu (nếu như có), và chủ yếu là của các kim loại trung hòa.

Lớp M là phổ biến nhất nếu tính theo số lượng sao. Mọi sao lùn đỏ nằm ở đây và chúng có rất nhiều; hơn 90% sao là các sao lùn đỏ, chẳng hạn như Proxima Centauri. Một số sao khổng lồ và siêu khổng lồ như Antares và Betelgeuse, hay các sao đổi màu Mira thuộc về lớp này. Quang phổ của sao lớp M thuộc về các phân tử và kim loại trung hòa nhưng thông thường không có hiđrô. Titan ôxít có thể rất nhiều trong các sao lớp M. Sự mờ của màu đỏ làm người ta nhầm lẫn là ngôi sao ở một khoảng cách xa hơn thật sự. Khi có một vật thể có độ nóng tương tự như các sao này, chẳng hạn như đèn halogen (3.000 K) được đặt cách chúng ta vài kilômét, nó cũng sẽ xuất hiện đối với chúng ta như một nguồn sáng đỏ tương tự như các sao này.

Dù vật chất tối lý thuyết dường như chiếm khoảng 90% khối lượng đa số thiên hà, tình trạng của những thành phần không nhìn thấy được này vẫn chưa được hiểu biết đầy đủ. Có một số bằng chứng cho thấy rằng những hố đen khối lượng siêu lớn có thể tồn tại tại trung tâm của đa số, nếu không phải là toàn bộ, các thiên hà.

Trái Đất nằm trong một hệ mặt trời thuộc một thiên hà có tên là Ngân Hà; Hệ Mặt Trời của chúng ta nằm ở phía ngoài rìa của đĩa thiên hà Ngân Hà, trên nhánh Tráng Sĩ. Vào các buổi tối mùa hè, từ Trái Đất nhìn vào tâm sẽ thấy một dải các sao thường được gọi là dải Ngân Hà. Tuổi của Ngân Hà được ước lư ợng vào khoảng 13 tỷ năm, ngoài ra tuổi đời còn được tính bằng số vòng quay của nó.

Thiên hà gần Ngân Hà nhất có tên là thiên hà Andromeda. Các thiên hà ở gần nhau có xu hướng tiến lại gần và sát nhập vào nhau, tạo thành một thiên hà lớn hơn.

Các thiên hà cũng giống như các hành tinh và các hệ hành tinh, chúng cũng tập hợp thành những nhóm gọi là Quần tụ thiên hà. Các Quần tụ thiên hà lại họp lại trở thành Siêu thiên hà...

Có ba kiểu thiên hà chính: elíp, xoắn ốc, và không đều. Một cách miêu tả các kiểu thiên hà khác hơi rộng hơn dựa trên hình dáng bên ngoài của chúng là dãy Hubble. Bởi vì dãy Hubble hoàn toàn dựa trên hình thức nhìn thấy bên ngoài, nó có thể thiếu một số đặc điểm quan trọng của thiên hà như tỷ lệ hình thành sao (trong các starburst galaxy) hay hoạt động tại lõi (trong các thiên hà hoạt động).

Trong các thiên hà xoắn ốc, những cánh tay xoắn có hình gần xoắn ốc loga, một mô hình về lý thuyết có thể là kết quả của một sự nhiễu loạn của một khối lượng các ngôi sao lớn không có cùng vận tốc quay. Giống như các ngôi sao, các cánh tay xoắn cũng quay quanh tâm, nhưng chúng quay với tốc độ góc không đổi. Điều này có nghĩa các ngôi sao đi vào và đi ra khỏi các cánh tay xoắn ốc. Các cánh tay xoắn được cho là những vùng có mật độ cao hay là vùng của các sóng mật độ. Khi các ngôi sao đi vào một cánh tay, chúng chậm lại, vì thế tạo ra mật độ lớn hơn; nó tương tự như một làn "sóng" chậm lại di chuyển dọc theo một con đường cao tốc đầy những xe đang chuyển động. Các cánh tay có thể quan sát được bởi mật độ cao tạo điều kiện thuận lợi cho việc hình thành sao và vì thế chúng cũng là nơi chứa nhiều ngôi sao sáng và sao trẻ.