우리은하 이외에 천구상에 존재하는 은하들. 소우주라고도 한다. 외부은하의 존재는 1920년대까지는 알려지지 않았으나 대형 광학망원경과 전파망원경(電波望遠鏡)의 건설과 더불어 가장 빨리 발전하고 있는 천문학의 한 분야이다. 외부은하들은 우리로부터 아주 먼 거리에 있지만 가장 가까운 소마젤란은하는 52 kpc 정도이고, 3C9퀘이사의 경우 2,400 Mpc으로 이는 80억 광년의 거리에 있다. 정상은하들의 절대등급은 －15∼－20으로 별의 경우보다 훨씬 좁은 범위 내에 있다. 이들의 질량은 대부분 태양의 수십억 배에서 수조 배에 이르며 평균질량은 태양의 800억 배 정도이다. 외부은하는 그들의 모양에 따라 허블-샌디지에 의해 분류되었다. 이 중 타원은하는 E로 표시되며, 그 편평도에 따라 E0에서 E7까지 구분된다. 이 구분은 타원은하의 장축과 단축의 비가 10:10인 경우, 즉 완전 구형인 경우 E0이며, 타원체로서 장축대 단축의 비가 10:3인 경우 이를 E7이라 한다. 타원은하에는 가스 등의 성간물질(星間物質)은 거의 없으며, 대부분 종족 II에 속한 별들로 구성되어 있다. 또한 이들의 표면밝기는 은하 중심으로부터의 거리를 R라고 할 때 R1/4에 비례하며 외부로 갈수록 어두워진다. 나선은하에는 S로 표시되는 정상 나선은하와 중심부에 막대 모양이 있는 막대 나선은하인 SB로 나누어진다. 이들 나선은하들은 나선팔의 발달 정도에 따라 Sa, Sb, Sc 또는 SBa, SBb, SBc 등으로 나눈다. 이들의 분류는 나선팔이 더 많이 발달할수록 만기형(晩期型)인 Sd(또는 SBd)로 구분되며 만기형으로 갈수록 중심핵 부분은 줄어든다. 나선은하는 타원은하와는 달리 많은 양의 성간물질이 존재하며, 만기형으로 갈수록 그 양은 증가한다. 이들 성간물질은 주로 나선팔에 존재하며, 이 곳에는 O나 B형 별이나 많은 수의 H II지역들이 존재한다. 종족 I에 속한 별들은 주로 나선팔에 중심핵과 원반구에는 종족 II에 속한 별들로 이루어져 있다. 나선은하의 표면 밝기는 중심부에서 타원은하와 같은 분포를 가지지만, 은하외부는 지수함수적으로 그 광도가 감소하는 이중 표면광도분포를 가지고 있다. 나선팔의 형성에 관해서는 밀도분포의 차이 때문에 생겼다는 밀도파이론(密度波理論)과 주위의 다른 은하가 접근할 때에 그 중력에 의해 만들어졌다는 두 가지설이 있지만 어느 것도 모든 나선은하의 나선팔의 형성을 설명하지는 못하고 있다. 나선은하의 회전은 중심부에서는 회전속도가 급격히 증가하는 강체(剛體) 회전운동을 하고 있지만, 그 외부에서는 은하 중심으로부터의 거리에 따라 속도가 감소하거나 거의 균일한 회전을 하는 케플러 운동을 하는 차등(差等) 회전운동을 하고 있다. 렌즈형은하인 SO나 SBO은하는 원래 타원은하와 나선은하의 중간형으로 생각되었으나 광도 분포 등의 연구에서 지금은 나선은하와 유사한 특성을 가지지만 단지 나선구조와 흡수물질이 존재하지 않는 것이 특징이다. 불규칙은하는 Irr로 표시되며 일정한 형태가 없고 중심핵이나 회전대칭성이 존재하지 않는 은하이다. 이들은 마젤란은하들처럼 밝은 O나 B형의 별들이 관측되는 Irr I과 M82처럼 개개의 별들이 구별되지 않는 불규칙은하는 Irr II로 세분한다. 이 외에도 극히 작은 중심핵을 가지고 그 중심핵에서 폭발이 일고 있는 것으로 알려진 시퍼트(Seyfert) 은하와, 정상은하처럼 보이지만 강한 전파복사를 내고 있는 전파은하 및 준성천체(準星天體)로서 극히 작은 지름(주로 시각지름이 1초 이내)을 가지면서 강한 전파원이며 매우 큰 적색이동을 보이고 있는 퀘이사(quasar) 등이 있다. 색지수인 B-V 값은 E, So, Sa의 경우 0.9 정도이지만 Sb는 0.8, SO는 0.6, Irr는 0.5로 만기성은하인 불규칙은하로 갈수록 그 빛깔이 청색을 나타냄을 알 수 있다. 이는 불규칙은하에는 다른 은하보다 더 많은 성간물질이 있음을 나타내며, 이로 미루어 더 많은 별의 형성을 기대할 수 있다. 은하들의 평균질량은 타원은하인 경우 태양의 1012배, Sb는 1011.5배, Sc는 1010.8배 정도이다. 이중 천체질량에 대한 중성수소의 질량비는 Sb는 1 %, Sc는 8 %, 불규칙은하는 16 % 정도로 만기성은하로 갈수록 중성수소의 양이 많아진다. 이 밖에도 은하형태에 따른 질량 대 광도의 평균비(M/L)는 타원은하는 80, SO는 50, Sa는 30, Sb는 20, Sc는 10, Irr는 3으로 만기성은하로 갈수록 질량 대 광도의 비는 작아진다. 은하들은 그들의 공간분포에 따라 집단으로 나눌 수 있으며, 이런 집단을 은하단(銀河團)이라고 한다. 이중 우리은하와 마젤란은하 및 안드로메다은하가 포함된 은하단을 국부은하군(局部銀河群)이라 한다. 이 집단에는 17개의 은하들이 있으며, 그 중 3개는 나선은하, 10개는 타원은하, 4개는 불규칙은하들이다. 그 밖에도 3,000개 이상의 은하들로 구성된 처녀자리 은하단(Virgo cluster)과 11,000개 정도의 은하로 된 머리털자리 은하단(Coma cluster)은 아주 잘 알려진 은하단들이다.