Галактики – это большие звездные системы, в которых звезды связаны друг с другом силами гравитации. Существуют галактики, включающие триллионы звезд. Наша Галактика – Млечный Путь – также достаточно велика: ее масса равняется приблизительно двумстам миллиардам масс Солнца. Самые маленькие галактики содержат в миллион раз меньше звезд. Абсолютная звездная величина самых ярких сверхгигантских галактик М = –24, у карликовых галактик М = –15, самые слабые из карликовых галактик имеют абсолютную звездную величину М = –6. У туманности Андромеды абсолютная звездная величина М = –20,3, у нашей Галактики М = –19.
Массу галактики можно оценить по вращению ее частей. Если предположить, что вращение идет по окружности, а вся масса галактики сосредоточена в центре, то сравнивая центростремительную и гравитационную силы, получим
mV2 / R = G M m / R2.
Отсюда масса галактики равна M = R V2 / G.
Расстояние до галактики можно определить следующими способами: методом цефеид; методом новых и сверхновых звезд. Метод основан на наблюдении видимой звездной величины новой или сверхновой звезды и сравнении с абсолютными величинами. Для новой звезды, у которой блеск уменьшился на 3m за 12 дней, М = –9, для сверхновой I типа М = –19, для сверхновой II типа М = –16; методом сравнения областей ионизированного водорода H II.
Предполагают, что современные галактики образуются в результате слияния и объединения своеобразных строительных блоков из звезд, газа и пыли. По одной из гипотез галактики образуются слиянием таких блоков из BCG-галактик, из гигантских сверхскоплений, меньших по количеству звезд и размерам, чем обычные галактики, но больших, чем обычные скопления. Космическим телескопом им. Хаббла обнаружены большие концентрации таких галактик на далеких расстояниях (т.е. в ранней Вселенной, через 1—3 миллиарда лет после Большого Взрыва). Спектральные наблюдения на десятиметровом телескопе им. Кека на Гавайских островах также позволили доказать, что галактики формируются из более мелких скоплений (блоков).
Многообразие форм галактик поражает.
В 1784 году французский астроном Шарль Мессье составил первый каталог из 108 туманных объектов, доступных для наблюдений на инструментах того времени. Только 11 объектов из этого каталога оказались газовыми туманностями, остальные – шаровыми и рассеянными скоплениями и галактиками. И тем не менее только в двадцатых годах XX века американский астроном Эдвин Хаббл, наблюдая за цефеидами в туманности Андромеды, пришел к выводу, что она внегалактический объект, и доказал существование галактик.
Многочисленные наблюдения позволили Хабблу разделить галактики на эллиптические (Е), спиральные (S) и неправильные (Ir).
Эта классификация отражает не только особенности их видимой формы, но и свойства входящих в них звезд: Е-галактики состоят из очень старых звезд, в Ir-галактиках основной вклад в излучение дают звезды, существенно моложе Солнца, а в S-галактиках характер спектра выдает присутствие звезд всех возрастов.
