本星系群是包括银河系在内的约80个星系组成的引力束缚系统，直径约1000万光年，是室女座超星系团的一个成员。在这个“宇宙邻里”中，银河系和仙女座星系（M31）是最大的两个成员，各自拥有数十个卫星星系。本星系群不仅是距离我们最近的星系群，也是研究星系形成、演化和相互作用的最佳实验室——在这里，我们可以详细研究星系的形态、恒星种群、化学演化、暗物质分布，以及星系之间的潮汐相互作用。本星系群的未来将由银河系与仙女座星系的碰撞并合决定，这场“宇宙之舞”将在约40亿年后开始，最终将本星系群中最大的两个成员合并成一个巨大的椭圆星系。理解本星系群，就是理解我们自身星系的过去和未来。
20世纪初，天文学家对“旋涡星云”的本质存在激烈争论。它们是银河系内的气体云，还是与银河系同等的独立星系？
1920年，哈洛·沙普利和希伯·柯蒂斯就这个问题展开“世纪大辩论”。沙普利认为银河系就是整个宇宙，旋涡星云是银河系内的星云；柯蒂斯认为旋涡星云是独立的“宇宙岛”。
1923-1924年，埃德温·哈勃用威尔逊山天文台的2.5米胡克望远镜观测仙女座大星云（M31），在其中发现了造父变星。利用勒维特的周光关系，他计算出M31的距离约90万光年（现代值约250万光年），远大于当时已知的银河系大小。
这一发现证明：M31不是星云，而是一个独立的星系。宇宙的尺度在一夜之间扩大了数百万倍。
“1923年10月5日，我在M31中发现了一颗造父变星。当计算出它的距离时，我意识到——我们刚刚打开了宇宙的大门。”
1936年，哈勃在《星云世界》一书中首次提出“本地群”（Local Group）的概念。他列出了已知的11个成员：银河系、M31、M33、大麦哲伦云、小麦哲伦云、NGC 6822、IC 1613等。
哈勃认为这些星系在空间上聚集在一起，形成一个物理上关联的系统。他估计本星系群的直径约100万光年（现代值约1000万光年）。
20世纪下半叶，随着望远镜和探测器的发展，本星系群的成员数量从哈勃时代的11个增加到今天的约80个：
“本星系群不再是几个大星系加上几个小伴星系的简单系统。它是一个由约80个星系组成的复杂系统，其中大部分是极暗的矮星系——它们是宇宙中最暗、最贫金属、暗物质占绝对主导的天体。”
| 参数 | 数值 |
|---|---|
| 成员数量 | 约80个 |
| 直径 | 约1000万光年 |
| 总质量 | 约2-3×10¹² M☉ |
| 总光度 | 约3×10¹⁰ L☉ |
| 质心 | 在银河系与M31之间 |
| 所属结构 | 室女座超星系团 |
本星系群的成员可分为三个主要子群：
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银河系子群以银河系为中心，包括约60个卫星星系：
| 类型 | 成员 | 数量 |
|---|---|---|
| 大质量成员 | 银河系 | 1 |
| 大卫星 | 大麦哲伦云、小麦哲伦云 | 2 |
| 经典矮星系 | 天炉座、玉夫座、狮子座I、II等 | 约10 |
| 超暗矮星系 | 大熊座II、牧夫座I等 | 约50 |
M31子群以仙女座星系为中心，包括约30个卫星星系：
| 类型 | 成员 | 特征 |
|---|---|---|
| 大质量成员 | M31（仙女座星系） | 本星系群最大星系 |
| 较亮卫星 | M32、M110 | 紧邻M31 |
| 其他卫星 | NGC 147、NGC 185、仙女座I-XXVI等 | 多数为矮椭球星系 |
三角座子群以M33（三角座星系）为中心，可能还包括其他几个矮星系：
| 成员 | 特征 |
|---|---|
| M33 | 本星系群第三大星系 |
| 可能成员 | 双鱼座矮星系等 |
M33是M31的卫星还是独立成员？尚有争议。它可能在绕M31运行，也可能只是潮汐相互作用。
本星系群中还有一些孤立矮星系，不属于任何大星系的子群：
| 成员 | 特征 |
|---|---|
| IC 10 | 恒星形成活跃 |
| IC 1613 | 矮不规则星系 |
| NGC 6822 | 巴纳德星系 |
| 天炉座矮不规则星系 | 与天炉座矮椭球不同 |
| 凤凰座矮星系 | 有恒星形成 |
| 玉夫座矮不规则星系 | 与玉夫座矮椭球不同 |
M31的特征：
- 类型：SBbc棒旋星系 - 质量：约1.5×10¹² M☉ - 直径：约10-15万光年 - 恒星数量：约1000-4000亿颗 - 卫星星系：约60个
银河系的特征：
- 类型：Sc旋涡星系 - 距离：约270万光年 - 质量：约5×10¹⁰ M☉ - 直径：约6万光年 - 恒星数量：约400亿颗 - 卫星星系：可能有几个矮星系
M33的特征：
- 类型：不规则星系（有棒） - 距离：约16万光年 - 质量：约10¹⁰ M☉ - 直径：约1.4万光年 - 恒星数量：约300亿颗
LMC的特征：
- 类型：不规则星系 - 距离：约20万光年 - 质量：约7×10⁸ M☉ - 直径：约7000光年 - 恒星数量：约30亿颗
SMC的特征：
- 类型：矮椭球星系（紧凑型） - 距离：约250万光年 - 质量：约3×10⁸ M☉ - 特征：极紧凑，有核星团
M32的特征：
- 类型：矮椭球星系 - 距离：约250万光年 - 质量：约10⁹ M☉ - 特征：有尘埃带，有年轻恒星
M110的特征：
本星系群的质心在银河系与M31之间，靠近M31一侧。
| 星系 | 相对于质心的速度 |
|---|---|
| 银河系 | 约100 km/s |
| M31 | 约100 km/s（方向相反） |
| M33 | 约200 km/s（绕M31运动？） |
银河系与M31正在相互靠近，相对速度约110 km/s。这是通过测量M31的蓝移（靠近）发现的。
未来碰撞时间线：
| 时间 | 事件 |
|---|---|
| 现在 | 相距约250万光年 |
| 40亿年后 | 第一次相互穿过，形态扭曲 |
| 60亿年后 | 第二次穿过，开始并合 |
| 80亿年后 | 并合完成，形成椭圆星系 |
本星系群是引力束缚的系统——总动能小于总势能（绝对值）。这意味着它不会膨胀，而是保持为一个稳定的星系群。
本星系群的命运：
盖亚卫星精确测量了银河系卫星星系的运动：
本星系群的金属丰度从大星系到小星系呈下降趋势：
| 星系 | 金属丰度 [Fe/H] | 说明 |
|---|---|---|
| 银河系 | 0（太阳） | 大质量，多代恒星 |
| M31 | -0.1 | 与银河系相近 |
| M33 | -0.5 | 较小，演化较慢 |
| LMC | -0.5 | 恒星形成活跃 |
| SMC | -1.0 | 较小，演化更慢 |
| 天炉座 | -1.5 | 早期停止恒星形成 |
| 超暗矮星系 | -2.5 至 -3.0 | 仅一两代恒星 |
本星系群星系的恒星形成历史各异：
| 星系 | 恒星形成历史 |
|---|---|
| 银河系 | 持续至今，近期较平静 |
| M31 | 持续至今，近期有增强 |
| M33 | 持续至今，活跃 |
| LMC | 持续至今，近期增强 |
| SMC | 持续至今，较弱 |
| 天炉座 | 约100亿年前停止 |
| 超暗矮星系 | 约120亿年前停止 |
本星系群星系的化学演化遵循“质量-金属丰度关系”：质量越大的星系金属丰度越高。这反映了：
| 方法 | 原理 | 应用 |
|---|---|---|
| 光学巡天 | 寻找恒星聚集 | 发现新成员 |
| 颜色-星等图 | 识别年老恒星（红巨星分支） | 确认成员，测量距离 |
| 变星 | 天琴座RR变星、造父变星 | 精确距离 |
| 视向速度 | 多普勒效应 | 测量运动 |
| 自行 | 盖亚卫星 | 测量切向运动 |
| 哈勃常数 | 本星系群是距离阶梯的锚点 | 校准宇宙距离 |
| 项目 | 波段 | 贡献 |
| ------ | ------ | ------ |
| HST | 光学/紫外 | 分辨星系中单颗恒星 |
| Gaia | 光学 | 精确测量恒星运动 |
| SDSS | 光学 | 发现超暗矮星系 |
| DES | 光学 | 南天超暗矮星系 |
| LAMOST | 光学 | 光谱巡天，金属丰度 |
| 中国空间站巡天 | 光学 | 未来贡献 |
| JWST | 红外 | 研究矮星系的恒星种群 |
LAMOST在本星系群研究中做出重要贡献：
本星系群是宇宙距离阶梯的第一级——通过造父变星、天琴座RR变星等标准烛光测量本星系群星系的距离，然后用于校准更远的距离指示器（如Ia型超新星）。
本星系群的矮星系是暗物质占绝对主导的天体，是研究暗物质分布和性质的最佳场所：
本星系群是唯一可以详细研究单个星系形成和演化的实验室：
本星系群的矮星系保留了宇宙早期恒星形成和化学演化的信息：
本星系群未来的核心事件是银河系与M31的碰撞并合：
并合后的星系：被称为“银河仙女座星系”（Milkomeda）或“Milkdromeda”。
太阳系在银河系-M31并合中的命运：
但太阳本身将在约50亿年后变成红巨星，地球将被吞噬。银河系并合发生在太阳系“死亡”之后。
“银河系与仙女座星系的并合将在40亿年后开始。但太阳在50亿年后就会变成红巨星，地球将被吞噬。我们的太阳系不会亲眼见证这场宇宙之舞的终章。”