Реферат: Изучение Галактик
Неправильные галактики обозначение Ir от англ. irregular (неправильные, беспорядочные) за отсутствие правильной структуры. Характерными представителями таких галактик являются Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако. Они находятся в южном полушарии неба вблизи Млечного Пути, хорошо видны невооруженным глазом в виде туманных пятен размерами 6 и 30 соответственно. Впервые европейцы обнаружили их в 1519 г. во время кругосветного плавания Ф. Магеллана (1480 - 1521). Но даже в небольшой телескоп видно, что оба Облака состоят из множества звезд. В них также содержатся газ и пыль.
Классификацию галактик, предложенную Хабблом, часто называют камертонной, так как последовательность расположения в ней типов галактик напоминает вилку камертона.
Вся звездные системы – галактики настолько далеки, что их тригонометрические параллаксы ничтожно малы и не подаются измерениям. Поэтому для определения расстояния до галактик применяют другие способы, точность которых не очень велика.
Обозначив расстояние до галактики через r, линейный диаметр – D, угловой диаметр – d”, легко вывести следующую формулу для определения диаметра галактики:
,
где D и r выражены в парсеках, а d” – в секундах дуги.
Линейный диаметр ближайшей к нам галактики (Туманности Андромеды ) не менее 40 кпк, т.е. превышает диаметр нашей Галактики.
Один из методов определения расстояния до галактики основан на определении видимых и абсолютных звездных величин цефеид, новых и сверхновых звезд, открываемых в других галактиках. По формуле можно вычислить расстояние до тех галактик, в которых обнаружены цефеиды, новые и сверхновые звезды.
Смещение спектральных линий, наблюдаемое в различных частях какой-нибудь близкой к нам галактики, свидетельствует о том, что галактики вращаются. Если область галактики, расположенная на окраине (на расстоянии R от ее центра), имеет линейную скорость вращения v, то центростремительное ускорение этой области будет 
. Приравниваем его к гравитационному ускорению, полу4чаемому из закона всемирного тяготения 
, где М – масса ядра галактики:
,
отсюда найдем массу ядра галактики:
.
Масса всей галактики на один-два порядка больше массы ее ядра. Например, масса ядра галактики в созвездии Андромеды порядка 1040 кг (примерно 1010 масса Солнца), а всей галактики – примерно в 100 раз больше (такова же примерно и масса нашей Галактики).
Литература:
1. «Гипотезы о звездах и Вселенной»
В.А. Бронштейн 1974 г. Издательство «Наука»
2 . «Проблеммы современной астрофизики»
И.С. Шкловский 1982 г. Издательство «Наука»
3 . «Книга для чтения по астрономии «Астрофизика” »
М.М. Дагаев В.М. Чаругин 1988 г. Издательство «Просвещение»
4 . «Астрономия»
Е.П. Левитан 1994 г. Издательство «Просвещение»