Галактика є гігантськими зоряними системами, що містять від декількох мільйонів до багатьох сотень мільярдів зірок. Окрім зірок до складу галактик входять міжзоряний газ, міжзоряне пил, космічні промені. Кількість газу в галактиках по масі істотно менше, ніж зірок, і різне у галактик різних типів. Кількість інших видів речовини ще істотно менше, ніж газу.

Більшість галактик можна розділити на чотири основних типи.

Серед порівняно близьких до нас галактик (яскравіше 13-ї видимої зоряної величини) - близько 13 % належить до класу еліптичних. Їх позначають літерою Е. Вони мають сферичну або эллипсоидальную форму. Вивчення спектрів цих галактик показує, що зірки в них рухаються з майже однаковою ймовірністю у всіх напрямках, а вони обертаються повільно. Щільність зірок у одиниці об'єму збільшується до центру і плавно спадає від центру до краю. У більшості еліптичних галактик дуже мало газу - менше 0,1 % всієї маси.

Іншим типом галактик є спіральні галактики, вони позначаються буквою S. Серед близьких галактик спіральні становлять трохи більше 60 %. Їх відрізняє наявність двох (а іноді і більше) спіральних рукавів, утворюють плоску систему-"диск". Крім диска в S-галактнках є так звана сферична складова. Вона утворюється об'єктами, які розташовуються приблизно сферично-симетрично навколо центру галактики. В спіральних рукавах зосереджено багато молодих яскравих зірок і нагріваються ними світяться газових хмар. Є також холодні газо-пилові хмари.

На відміну від сферичної складової зірки і газ диска обертаються навколо центру галактики, причому з різною кутовою швидкістю па різних відстанях від центру.

Кількість газу і спіральних галактик коливається від одного до п'ятнадцяти відсотків від загальної маси.

Газ в галактиках (не тільки в спіральних, та інших типів) складається по масі на 70 % з водню і 30 % з гелію. Домішка більш важких елементів вкрай мало.

Основна маса газу в галактиках знаходиться у вигляді нейтральних атомів. Температура таких газових областей сильно залежить від щільності газу та інших умов. Тут газ нагрівається м'яким космічним випромінюванням, а також ультрафіолетових і рентгенівським випромінюванням. Температура коливається від 10 До щільних хмарах до декількох тисяч Кельвінів в розрідженій межоблачной середовищі. Порівняно недавно було встановлено, що в таких відносно холодних областях істотна частина водню знаходиться в молекулярному стані. В околиці гарячих зірок газ ионизуется їх ультрафіолетовим випромінюванням. Це так звані області іонізованого водню НІІ (нагадаємо, що водень-основний елемент по масі). Маса іонізованого водню навколо окремої зірки може доходити до 104 мас Сонця (маса Сонця дорівнює 2·1033 р і позначається, Mc). Температура цих областей близько 104 К.

Наступним типом галактик є лінзоподібні, позначаються S0. Серед близьких галактик їх було 22 %. У цих галактиках яскраве основне тіло сплюснуте, "лінза", оточене слабким ореолом. Іноді лінза має навколо себе кільце.

Близько 4 % близьких галактик становлять неправильні галактики. Вони позначаються Ir. До цього класу відносять всі не потрапили в перераховані вище класи. Клас неправильних галактик вкрай неоднорідний. Кількість газу у неправильних галактиках може доходити до 50 % загальної маси, у інших випадках може складати всього декілька відсотків.

Маси різних галактик помітно відрізняються один від одного. Також сильно відрізняються і світності галактик. Маси галактик визначаються по руху в них зірок і газових хмар. В спіральних галактиках по зсуву спектральних ліній визначаються швидкості обертання на різній відстані від центру. Закон всесвітнього тяжіння дозволяє за цим швидкостей визначити масу. У випадку еліптичних галактик, у яких немає помітного обертання, маса визначається за дисперсії (розкиду) швидкостей зірок. Дисперсія швидкостей призводить до розширення спектральних ліній. Чим більша дисперсія швидкостей і, отже, більше ширина спектральних ліній, тим більше маса. Найбільша різноманітність зустрічається серед еліптичних галактик. Серед них є надгіганти, які випромінюють в кілька десятків разів потужніший від нашої Галактики і мають маси до 1013 Мс (маса нашої Галактики близько 1011 Мс). Але в класі еліптичних галактик зустрічаються і зовсім карликові, так звані пігмеї, потужність випромінювання яких в десятки тисяч разів менше, ніж у нашої Галактики, а маса складає всього 106 Мс. Надгіганти в класі спіральних галактик зустрічаються рідко. Неправильні галактики мають зазвичай порівняно невеликі світності (0,1-0,01 від нашої світності Галактики) і порівняно невеликі маси в межах 1010 - 108 Mc.

Деякі галактики є потужними джерелами радіовипромінювання; в радіодіапазоні їх випромінювання значно потужніше, ніж в області оптичних довжин волі. Такі галактики отримали назву радиогалактик.

У більшої частини потужних радиогалактик основна частина радіовипромінювання йде з протяжних областей (сотні тисяч парсеків), розташованих симетрично по обидві сторони від видимої в оптичних променях галактики.

В центрах багатьох яскравих галактик є згущення, що називається ядром, а всередині ядер деяких галактик є яскраві ядерця керни. Природа ядер різко відрізняється від природи інших частин галактик. У них спостерігаються активні процеси, пов'язані з виділенням енергії. На важливість цих явищ вказав у 1958 р. академік В. А. Амбарцумяп.

Відомі галактики з надзвичайно активними процесами в ядрах. Це так звані сейфертовские галактики, N-радиогалактики та інші. У таких ядрах галактик відбуваються потужні руху газу зі швидкостями тисячі кілометрів в секунду, спостерігаються викиди речовини. Яскравість ядер часто мінлива.

Абсолютно особливий клас об'єктів складають квазари, відкриті голландським астрономом М. Шмідтом (працюючим у США) в 1963 р. Ці об'єкти випромінюють в оптичному діапазоні в сотні разів могутніше галактик, а основна частина випромінювання виходить з керна розміром не більше 0,1 парсека або навіть менше! Цей керн квазара оточена газовою оболонкою, що тягнеться на сотні парсеків. Квазари мають також потужним радіовипромінюванням і, крім того, деякі з них - інфрачервоним і рентгенівським випромінюванням. В оптичному діапазоні блиск квазарів змін, подібно до того як змін блиск активних ядер галактик.

Через два роки після відкриття квазарів А. Сендідж відкрив так звані квазаги, які подібні квазарам, за винятком того, що вони не володіють помітним радіовипромінюванням.

В даний час більшість дослідників вважають, що квазари є ядрами галактик, що знаходяться в стадії надзвичайно сильної активності. Зірки галактики, навколишнього квазар, зазвичай не видно, так як квазари знаходяться на великих відстанях і яскравий блиск квазара не дозволяє бачити слабке світло зірок.

В останні роки навколо декількох десятків близьких квазарів виявлені слабкі протяжні оптичні туманності. Їх середній розмір близько 90 тисяч парсек, а світність в кілька разів менше світності найяскравіших галактик. З'ясувалося, що в цих туманностях багато іонізованого газу, головним чином водню. Питання про присутність у них зірок поки не зовсім ясний.

Велика частина галактик входить до складу скупчень. Опубліковані каталоги, що містять тисячі скупчень галактик. Скупчення поділяються па правильні і неправильні. Крім цього важливого поділу скупчень на дві групи, існують класифікації скупчень за різними параметрами, наприклад, за багатством (числа членів з досить потужним випромінюванням), за наявності яскравих галактик у центрі, за наявності пекулярних галактик і т. п.

Правильні скупчення складаються з великої кількості галактик (іноді понад 104 членів), мають сферичної симетрією, великою концентрацією до центру. Яскраві члени цих скупчень відносяться, мабуть, тільки до типів Е і S0. У центрі скупчення часто знаходиться одна або дві найяскравіші еліптичні галактики, оточені гало. Ці галактики називають cD-галактиками. Типовий представник правильних скупчень - скупчення в сузір'ї Волосся Вероніки (Соша). Неправильні (розсіяні) скупчення мають неправильну форму, у них часто трапляються окремі згущення. Складаються ці скупчення з галактик всіх типів. Вони можуть бути і багатими (більш як тисяча членів) і дуже бідними. Згідно думку радянського астрофізика Б. А. Воронцова-Вельямінова загальне поле галактик складається з слабких зовнішніх частин і численних перекриваються розсіяних скупчень і дрібних груп

Найбільш добре вивчені правильні скупчення. Розмір правильного скупчення в сузір'ї Волосся Вероніки близько 4 Мпк. Загальне число галактик в скупченні (включаючи слабкі) оцінюється в кілька десятків тисяч. Дисперсія променевих швидкостей галактик становить близько dv= 1000 км/с.

Прикладом неправильного скупчення є скупчення в Діві. Воно містить тисячі членів; розмір його близько 3 Мпк.

У деяких скупченнях виявлені великі маси гарячого іонізованого газу, нагрітого до температури близько 108 К. Цей газ випромінює в рентгенівському діапазоні. Загальна маса гарячого газу в скупченні може становити помітну частку сумарної маси всіх галактик скупчення.

Цікаві наглядові ефекти виникають при розсіюванні реліктового випромінювання на електронах цього гарячого газу. Я. Б. Зельдовіч і Р. А. Сюняев показали, що якщо спостерігати реліктове випромінювання в сантиметровому діапазоні зарадиоволн, то його інтенсивність в напрямку на скупчення буде менше, ніж у сусідніх напрямках. Зіставлення спостережень реліктового випромінювання і рентгенівських спостережень дозволяє обчислити лінійні розміри хмари газу в скупченні, що дає ще один спосіб оцінки постійної Хаббла.

Довго обговорювалося питання про те, чи існують скупчень галактик скупчення. Мабуть, значних неоднорідностей густини в масштабах, в сотні разів перевищують розміри великих скупчень не існує. Найсильніші аргументи на користь цього дають непрямі міркування, засновані па спостереженні ізотропія реліктового випромінювання, про що ми вже згадували вище. Якщо б були значні неоднорідності в розподілі речовини у масштабах, що наближаються до тисячам мегапарсек, то це помітно вплинуло б на ізотропія інтенсивності реліктового випромінювання на небі, чого не спостерігається. В масштабах більше 200 Мпк Всесвіт однорідний.

Крім великих скупчень існує величезна кількість невеликих скупчень, груп і кратних галактик.

Останнім часом дослідженнями естонських астрофізиків Я. Эйнасто, А. Саару, М. Йыэвээра та ін., американських фахівців П. Пиблса, О. Грегорі, Л. Томпсона та ін. показано, що найбільш великомасштабні неоднорідності в розподілі галактик носять "ніздрюватий" характер. У "стінках комірок" багато галактик, їхніх скупчень, а всередині - порожнеча. Розміри чарунок близько 100 Мпк, товщина стінок 3-4 Мпк. Великі скупчення галактик знаходяться у вузлах цієї комірчастої структури.

Окремі фрагменти пористої структури іноді називають сверхскопленипми. Надскупчення часто мають сильно витягнуту форму зразок ниток.