Параметри галактик

Однією з найважливіших проблем в астрономії є визначення відстаней до космічних об'єктів. Починаючи з 20-х років ХХ ст. цю проблему щодо галактик майже розв'язано: дотепер розроблено більше  10 методів визначення відстаней до них.
Першим із цих методів - за спостереженням Цефеїд - скористався Е. Хаббл у 1924 р. На околицях галактик М31 (а невдовзі ще декількох) він виявив цефеїди, зумів відзначивши періоди зміни їхнього блиску, а потім встановити відстані до них.
У далеких галактиках намагаються зареєструвати спалах нових і особливо наднових зір у момент максимуму їхнього блиску. Покладаючи, що потужності цих об'єктів однакові у всіх галактиках, за їхніми видимими величинами встановлюють відстані. Після цього за кутовими розмірами визначають і лінійні діаметри галактик. Порівнюючи зміщення спектральних ліній у різних частинах галактики (або з розширенням ліній у спектрі), встановлюють факт її обертання навколо своєі осі, а для зір, що перебувають на околицях галактик - швидкості обертання навколо центра мас системи. Ці дані використовують для визначення мас галактик. Як виявилося, і наша Галактика, і Туманність Андромеди входять до числа найбільших за масою, світність і кількістю зір.
Можна з упевненістю твердити, що в спіральних і неправильних галактиках міститься багато білих і блакитних зір, тоді як в еліптичних галактиках - більше червоних. Це означає, що різні типи галактик мають різний вік.