Галактики — огромные вращающиеся звездные совокупности, подобные отечественной звездной совокупности — Галактике (в отличие от вторых галактик, ее наименование пишется с прописной буквы). физические характеристики и Внешний вид галактик очень разнообразны. Они содержат от 107 до 1012 звезд и имеют размеры от 1 до 100 кпс. Скорости перемещения звезд в них и скорости вращения самих галактик составляют от 10—20 км/с у галактик-карликов до 300—400 км/с у огромных галактик. Кроме звезд в галактиках содержится межзвездное вещество: газ, пыль, частицы космических лучей. Галактики громадного размера в большинстве случаев поделены в пространстве расстояниями в пара мегапарсек. Маленькие галактики довольно часто находятся вблизи галактик-гигантов и являются их спутниками.
Невооруженным глазом видны лишь ближайшие к нам маленькие по размеру Магеллановы Облака, и Туманность Андромеды. Остальные галактики видны в телескоп как туманные пятна разной формы. Раньше их именовали внегалактическими туманностями, потому, что они наблюдаются во всех направлениях на небе, за исключением полосы Млечного Пути (Галактики), где они не видны из-за сильного поглощения света межзвездной пылью, сосредоточенной в галактической плоскости.
В конце XVIII в. французский астролог Мессье, занимавшийся поиском комет, составил каталог видимых на небе туманных пятен (всего около ПО объектов), дабы не принять их по неточности за новую комету. Часть этих туманностей была звездными скоплениями, часть — тучами тёплого межзвездного газа и практически добрая половина — галактиками. Объекты этого каталога обозначаются буквой М с номером (к примеру, М31 — Туманность Андромеды). В конце XVIII — начале XIX в. много внегалактических туманностей было открыто известным британским астрологом В. Гершелем. Его соотечественник Дрейер в 1888 г. составил «Новый неспециализированный каталог звёздных скоплений и туманностей» (New General Catalogue…), что содержал уже тысячи галактик. В этом каталоге Туманность Андромеды обозначена как NGC 224. Громадный каталог уже одних лишь галактик был составлен в СССР в 60-х гг. Он содержит более 30 000 галактик.
Много лет астрологи спорили о природе внегалактических туманностей и о расстоянии до них. Только в начале XX в. удалось различить на фотографиях ближайших галактик отдельные звезды. Среди этих звезд американский астролог Э. Хаббл в 20-х гг. нашёл переменные звезды — цефеиды, по которым он смог выяснить расстояния до галактик. Таким методом было совсем доказано, что внегалактические туманности находятся далеко за пределами отечественной Галактики и имеют сравнимые с ней размеры. Но и по сей день, не смотря на то, что наибольшим телескопам в принципе дешёвы миллиарды галактик, сфотографировать отдельные звезды возможно только в нескольких ближайших совокупностях. Остальные галактики выглядят туманными пятнами, у которых возможно различить лишь самые заметные подробности: спиральные ветви, центральную звездную конденсацию, отдельные большие тучи ионизованного газа. Изображения самых далеких галактик, удаленных от нас на миллиарды парсек, чуть отличимы от звезд.
Введенная Хабблом классификация галактик основывается на их внешнем виде и дробит все галактики на три главных класса: эллиптические, спиральные и неправильные. Как выяснилось позднее, эта классификация отражает и значительные физические различия между галактиками, не смотря на то, что и не включает в себя кое-какие редкие типы.
Эллиптические галактики (тип Е по классификации Хаббла), как видно из заглавия, имеют форму эллипсоидов. Пространственная плотность звезд в них равномерно значительно уменьшается от центра к периферии. Большая часть эллиптических галактик практически лишено межзвездного газа, исходя из этого формирование молодых звезд в том месте не происходит и галактики складываются из ветхих звезд, аналогичных Солнцу либо еще менее массивных. Вращение эллиптических галактик происходит с маленькой скоростью, менее 100 км/с, а их равновесие по большей части поддерживается за счет хаотического перемещения звезд по своим радиально вытянутым орбитам. самые массивные галактики видятся конкретно среди эллиптических.
Спиральные галактики (тип S), к каким относятся, например, Туманность Андромеды и наша Галактика, состоят как бы из двух отдельных систем: сферической и дисковой. Первая из них по своим особенностям напоминает эллиптическую галактику. Дисковая же система очень сильно сжата и содержит не считая ветхих относительно юные звезды, и межзвездные пыль и газ. облака и Звезды диска газа вращаются около центра галактики со скоростью 150—300 км/с, один оборот продолжается много миллионов лет. самые плотные и массивные тучи газа и самый юные броские звезды сосредоточены в спиральных ветвях, протянувшихся от ядра к периферии галактики. количество и Форма спиральных ветвей различаются у различных галактик. Время от времени рукава выходят не из ядра, а из финишей яркой перемычки (бара), пересекающей ядро. Такие галактики именуют спиралями с перемычкой (с баром).
Неправильные галактики (тип Ir) имеют довольно размер и небольшую массу, богаты межзвездным газом и характеризуются клочковатой структурой, связанной в большинстве случаев с наличием нескольких очагов звездообразования. Примером таких галактик могут служить Магеллановы Облака.
Промежуточным типом между спиральными и эллиптическими являются линзовидные галактики (тип SO). Они имеют замечательную сферическую составляющую и диск, но практически лишены межзвездного газа и у них совсем не видны спиральные ветви. Не считая главных типов, выделенных Хабблом, позднее были открыты другие типы галактик, к примеру карликовые эллиптические галактики низкой плотности, компактные галактики маленького размера, но высокой яркости. У некоторых галактик, по большей части эллиптических, было найдено интенсивное радиоизлучение, которое связано с замечательными процессами выделения энергии в их ядрах. Такие галактики стали называться радиогалактик. Спиральные галактики, в ядрах которых наблюдаются активные процессы, открыл американский астролог К. Сейферт в 1943 г.; они стали называться сейфертовских. Широкие броские линии в спектрах их ядер говорят о наличии в том месте громадного количества ионизованного газа, движущегося со скоростями в тысячи километров в секунду.
Галактики распределены в пространстве не однородно, а образуют сверхсложные совокупности. Мелкие галактики довольно часто бывают спутниками более больших. Громадные галактики часто видятся парами либо более большими группами, к примеру Местная несколько галактик. Время от времени видятся тесные группы, в которых галактики практически соприкасаются между собой либо кроме того частично попадают приятель в приятеля. Наряду с этим форма галактик заметно искажается: они соединяются перемычками, «выбрасывают хвосты», бывают окружены облаком разреженных звезд. Такие галактики именуются взаимодействующими, их открыл и первым изучил член АПН СССР Б. А. Воронцов-Вельяминов.
Большие скопления галактик имеют, в большинстве случаев, сферическую либо эллипсоидальную форму и содержат многие тысячи галактик, и тёплый межгалактический газ. Радиусы таких скоплений составляют 1—4 Мпс, а в отдельных случаях доходят до 10 Мпс. Ближайшее к нам большое скопление отмечается в созвездии Девы. Оно находится на расстоянии около 15 Мпс от нас и есть центром Местного сверхскопления галактик — совокупности, объединяющей в себе пара скоплений галактик, среди них и Местную группу. Сверхскопления имеют в большинстве случаев плоскую либо размер и сигарообразную форму до 100 Мпс. Как показывают наблюдения, обоюдные расстояния между скоплениями, как и между сверхскоплениями галактик всегда увеличиваются, т. е. отмечается так именуемое разбегание галактик. В современной космологии оно связывается с расширением Вселенной.