Hvězdná obloha: Prostým okem spatříme na obloze více než 2 tisíce hvězd, z nichž některé jsou velmi jasné, takže ihned upoutají naši pozornost. Jiné jsou slabší a nejvíce hvězd je nejméně jasných. Hvězdy se rozdělují podle jasnosti do hvězdných tříd. Velmi jasné patří do třídy 1, nejslabší, které pouhým okem ještě vidíme, náleží ke třídě 6, až konečně nejméně jasné, jež spatříme na snímcích, získaných největšími dalekohledy, přísluší do třídy 23. Aby se lidé mohli na obloze orientovat, zařazovali hvězdy do souhvězdí, z nichž mnohá dostala již v dávných dobách jména z řecké mytologie.
Polohy hvězd: Označení souhvězdí se používá i dnes, i když již zcela nevyhovuje. Čím většího dalekohledu použijeme k pozorování, tím více hvězd spatříme. Aby se astronomové v takovém množství hvězd vyznali, bylo nutno zhotovit přesné katalogy, v nichž se uvádí nejen jejich poloha, ale i jasnost a jiné údaje. Pro stanovení polohy hvězd na obloze byla zvolena soustava souřadnic, která je podobná zeměpisné délce a šířce na zeměkouli. Poloha hvězd na obloze je pak dána dvěma souřadnicemi, které se jmenují rektascence a deklinace. Pomocí těchto souřadnic můžeme zhotovit i mapy hvězdné oblohy. Čím je hvězda jasnější, tím většího kroužku se používá k jejímu zakreslení. Na obrázku vidíme úsek z moderní mapy oblohy. Do map se však kromě hvězd zakreslují i jiné objekty, které lze na obloze pozorovat.
Pohyby hvězd: Dříve se hvězdám říkalo stálice. Dnes se již od tohoto pojmenování upouští, protože se i hvězdy pohybují. První pohyby hvězd byly zjištěny na počátku 18. století, a to porovnáním poloh hvězd, změřených ve starověku a středověku, s polohami novějšími. Pohyby hvězd jsou však velmi malé, takže je lze měřit jen velmi přesnými přístroji. Obrázek ukazuje, jak vypadalo souhvězdí Velkého medvěda před 50 000 roky /A/, jak vypadá dnes /B/ a jak bude vypadat za 50 000 let /C/.
Radiální rychlosti: Pohyby hvězd, tak jak se nám jeví na obloze, představují pouze projekci na nebeskou klenbu a nic nám neříkají o pohybech skutečných. Existuje však způsob, jak můžeme zjistit skutečné, prostorové pohyby hvězd. Jestliže se k nám hvězda blíží, pak se čáry, které se vyskytují v jejím spektru, posunují k fialovému konci, při vzdalování k červenému. Proměřením spektra hvězdy je možno snadno zjistit její rychlost přibližování nebo vzdalování /tzv. radiální rychlost/, a to přímo v kilometrech za vteřinu. Na dolním obrázku značí V skutečný pohyb hvězdy v prostoru, R radiální a T tzv. tangenciální složku pohybu, kterou můžeme vyjádřit též v kilometrech za vteřinu, známe-li vlastní pohyb hvězdy na obloze P v obloukových vteřinách a známe-li vzdálenost hvězdy. Z těchto údajů je pak možno vypočítat pohyb hvězdy v prostoru V.
Vzdálenost hvězd I.: Protože jsou hvězdy od nás velmi daleko, je nesnadné změřit jejich vzdálenosti. Při měření vzdáleností hvězd využíváme pohybu Země kolem Slunce. Země se pohybuje kolem Slunce po eliptické dráze a je-li v bodě Z₁, promítá se obraz hvězdy H do místa H₁. Za půl roku se Země dostane do bodu Z₂ a pak se obraz hvězdy promítá do bodu H₂. V důsledku toho vykazují všechny hvězdy na obloze eliptické pohyby. Rozměry elips jsou tím větší, čím je hvězda blíže, všeobecně jsou však velmi malé, takže tímto způsobem je možno měřit jen vzdálenosti nejbližších hvězd.
Vzdálenosti hvězd II.: Vzdálenosti hvězd se dříve uváděly ve světelných rocích. Světelný rok je vzdálenost, kterou světelný paprsek, šířící se rychlostí 300 000 kilometrů za vteřinu, urazí za jeden rok. Je to přibližně 9 1/2 biliónů kilometrů. Nyní se však k vyjadřování vzdáleností hvězd užívá jiné míry, paprseku. Jeden paprsek je vzdálenost, z níž by se jevil poloměr dráhy Země kolem Slunce, měřící 150 000 000 km, pod úhlem 1 obloukové vteřiny. Parsek je roven zhruba 3,26 světelnému roku, tj. asi 31 biliónům km. Často se používá ještě větších měr než je paprsek: kilopaprseku a megapaprseku, z nichž první je tisíckrát, druhý miliónkrát větší než paprsek.
Spektrální třídy: Rozložíme-li světlo hvězd skleněným hranolem ve spektrum, můžeme podle jednotlivých čar, které se ve spektru vyskytují, nejen zjistit, jaké prvky na hvězdě září, ale hlavně stanovit fyzikální podmínky, za nichž září. Porovnáme-li spektra velkého počtu hvězd, zjistíme, že je můžeme podle vzhledu rozdělit do několika málo tříd. Tyto třídy se označují velkými písmeny; hlavní jsou B, A, F, G, K, M. Třídám B a A se říká rané, K a M pozdní.
Vztah spektrum – barva: Se spektrem hvězd úzce souvisí jejich barva. Již prostým okem si povšimneme, že některé hvězdy jsou načervenalé, jiné nažloutlé a další bílé. Ukazuje se, že hvězdy raných spektrálních tříd mají bílou barvu, hvězdy středních tříd barvu žlutou a pozdních tříd barvu červenou. Vynášíme-li do grafu závislost mezi barvou hvězd a jejich spektrální třídou, dostaneme tento diagram.
Vztah spektrum – svítivost: Vyneseme-li do grafu na svislou osu tzv. absolutní hvězdnou velikost /což je hvězdná velikost, jakou by hvězda měla, kdyby byla vzdálena 10 paprsek/, a na svislou osu spektrum hvězd, dostaneme diagram, který ukazuje závislost mezi svítivostí a spektrem hvězd. Na první pohled je patrno, že hvězdy nejsou rovnoměrně rozloženy po celé ploše grafu, ale kupí se do dvou větví, z nichž jedna probíhá od levého horního rohu k pravému dolnímu, druhá probíhá zhruba vodorovně v horní části diagramu. Hvězdy o velkých svítivostech jsou v horní části grafu, hvězdy s malými svítivostmi v dolní části. Z diagramu je patrno, že hvězdy velkých svítivostí, tedy hvězdy obří, patří k nejrůznějším spektrálním třídám, kdežto hvězdy s malými svítivostmi, tedy trpasličí, se vyskytují hlavně u pozdních spektrálních tříd.
Opravený diagram spektrum – svítivost: Diagram na předešlém obrázku neodpovídá přesně skutečnosti, neboť je značně zkreslen výběrovým efektem. Hvězdy obří vidíme totiž pro jejich velké svítivosti z mnohem větších vzdáleností než hvězdy trpasličí, jejichž svítivosti jsou malé. Vyneseme-li do stejného grafu jako na předešlém obrázku jen hvězdy do určité vzdálenosti, dostaneme tento diagram. Je na něm dobře patrno, že prakticky zmizela vodorovná větev, tj. větev obrů, a nejvíce je v něm hvězd středních a pozdních spektrálních tříd. Takové hvězdy se tedy v převážném množství vyskytují ve vesmíru nebo alespoň v našem okolí. Velmi zajímavé jsou hvězdy, které se ojediněle vyskytují v levém dolním rohu. Mají malé svítivosti – jde tedy o hvězdy malých rozměrů – a rané spektrální třídy. Říká se jim bílí trpaslíci a vyznačují se tím, že jejich hustoty jsou neobyčejně velké.
Teploty hvězd: Ze zkušenosti je nám známo, že např. železo v kovářské peci při teplotě asi 500° má barvu tmavě červenou, při 1000° světle červenou až oranžovou a při 1400° bílou. Tohoto poznatku využíváme i v astronomii při určování teploty hvězd. Je zřejmé, že hvězdy bílé mají vyšší teplotu než hvězdy červené. Aby však bylo možno přesně stanovit teplotu hvězdy, musíme získat její spektrum a proměřením zjistit intenzitu záření v různých částech spektra. Křivky na obrázku znázorňují rozložení intenzity záření ve spektru pro hvězdy různých teplot. Vidíme, že čím je hvězda teplejší, tím je maximum křivek položeno blíže k ultrafialovému konci spektra. Vyčárkovaná část značí viditelný obor spektra.
Průměry hvězd: Jediná hvězda, u níž lze přímo měřit průměr, je Slunce. Průměr Slunce je roven 1,4 miliónu km. Průměry dalších několika málo hvězd lze měřit složitými přístroji a u většiny hvězd je možno jejich rozměry určit pouze početně. Vychází se zde z absolutních velikostí hvězdy, která závisí na dvou veličinách: na teplotě a na rozměrech hvězdy. Známe-li tedy absolutní hvězdnou velikost a teplotu, pak je možno vypočítat při známé vzdálenosti hvězdy její průměr. Ukazuje se, že obří hvězdy raných spektrálních tříd mají průměry 2–20krát větší, obři pozdních spektrálních tříd 4–40krát větší než průměry Slunce. Existují však i takové hvězdy, jejichž průměry jsou až tisíckrát větší než je průměr Slunce. Na obrázku je znázorněn průměr jedné z největších hvězd, Antara v souhvězdí Štíra. Vidíme, že kdybychom do středu této hvězdy umístili Slunce, obíhala by ještě Země uvnitř Antara.
Hmoty hvězd: Ukázali jsme si, že průměry hvězd kolísají ve velmi velikém rozmezí. Je pozoruhodné, že hmoty naprosté většiny hvězd se příliš neliší od hmoty Slunce. Mezi hmotami hvězd a jejich absolutními velikostmi je úzká souvislost, kterou znázorňuje tento diagram. Na svislé ose je nanášena absolutní hvězdná velikost, na vodorovné hmoty. Vidíme, že se hvězdy kupí k přímce, která probíhá od levého dolního rohu k pravému hornímu. Na základě tohoto diagramu můžeme podle známé absolutní velikosti stanovit hmotu hvězdy.
Energie hvězd: Každá hvězda vyzařuje do prostoru obrovské množství energie. Dnes víme, že energie, která se ve hvězdách uvolňuje, má svou příčinu v jaderných reakcích, probíhajících v nitrech hvězd. Jednou takovou reakcí je uhlíkový řetězec, kde ze čtyř jader vodíku /H¹/ vzniká za uvolnění energie jedno jádro hélia /He⁴/. Uhlík /C/ je v reakci regenerován a hraje úlohu jakéhosi katalyzátoru. Z jednoho gramu vodíku se při přeměně v hélium podle této reakce uvolní energie asi 10¹⁹ ergů. Každou vteřinu vyzáří Slunce energii odpovídající 4 miliónům tun hmoty. Při obrovské hmotě může však Slunce zářit miliardy let, než vyčerpá své zásoby vodíku. Kromě uhlíkového řetězce známe řadu jiných reakcí, které nám objasňují, jakým způsobem hvězdy uvolňují energii, kterou vyzařují do prostoru.
Vnitřní stavba hvězd: Nitro hvězd pochopitelně zůstane navždy ukryto přímému pozorování. Studium nitra hvězd je možno tedy provádět toliko teoreticky na základě znalosti rozměru hvězdy, její hmoty a povrchové teploty. Především však vycházíme ze základního nutného předpokladu, že hvězda musí být v určité rovnováze, aby se vůbec udržela pohromadě. To znamená, že tlak, který vzniká zářením hvězdy a působí směrem od středu hvězdy ven, musí být vyrovnán tlakem hvězdných mas. Čili jak vidíme na našem grafu, tlak vznikající zářením hvězdy P₁ musí být vyrovnán stejným tlakem P₂, vyvolaným vahou sloupce hvězdné hmoty. Z těchto úvah také vycházíme, počítáme-li tlaky a teplo uvnitř hvězdy. Tak pro Slunce vychází tlak v centru 1,3 miliard atmosfér a teplota 10 až 13 miliónů stupňů.
Vznik hvězdného spektra: Pro studium fyzikálních procesů odehrávajících se na hvězdách je velmi důležité studium spekter hvězd. O významu spekter jsme již mluvili, jak však vzniká? Hustší části hvězdy, tedy i hlubší vrstvy vyzařují spojité spektrum bez čar. Rozdělení intenzity záření v jednotlivých částech spektra závisí čistě na teplotě hvězdného povrchu. Avšak husté vrstvy vysílající záření jsou obklopeny vrstvami řidšími a chladnějšími – hvězdnou atmosférou. Ve hvězdné atmosféře je naopak záření hvězdy částečně chladnými plyny pohlcováno. Ovšem především je pohlcováno záření té vlnové délky – jinými slovy řečeno – té barvy, kterou je ten či onen prvek schopen vysílat. Proto není hvězdné záření pohlcováno spojitě, ale v určitých úzkých pásech, doslova v úzkých čarách. Podle hustoty těchto čar, umístěných ve spektru, a jejich šířek je možno soudit na četné fyzikální procesy, které se v atmosféře hvězdy odehrávají. V případě, že z nějakého důvodu se teplota v některé vrstvě hvězdné atmosféry zvětší, pak místo temné absorpční čáry se objeví čára emisní. Tak je tomu např. na Slunci v oblasti chromosférických erupcí.
Dvojhvězdy: Velké procento hvězd na obloze nejsou jednoduché hvězdy, mnohé rozložíme pomocí dalekohledu na dvě i více složek. Jsou to dvojhvězdy. V některých případech jde o náhodný průmět dvou hvězd vedle sebe na obloze, avšak většinou jde o skutečné dvojhvězdy, dvě hvězdy, které kolem sebe obíhají /někdy jde i o vícenásobné soustavy/. Jestliže jsou obě dvě hvězdy stejné co do hmoty, obíhají kolem společného těžiště, je-li jedna hvězda podstatně větší, pak obíhá menší kolem větší, jako planeta kolem Slunce.
Spektroskopické dvojhvězdy: Je ovšem mnoho takových dvojhvězd, které jsou tak těsně u sebe, že je nerozložíme ani v největším dalekohledu. Tyto dvojhvězdy se většinou prozradí toliko periodickými změnami polohy čar ve spektru, vyvolanými pohybem obou složek střídavě k pozorovateli a od pozorovatele. Takové dvojhvězdy označujeme jako dvojhvězdy spektroskopické.
Význam dvojhvězd: Velký význam dvojhvězd tkví v tom, že z dráhy dvojhvězdy, a zejména pak z periody oběhu můžeme určit hmotu obou složek. Čím jsou hvězdy hmotnější a čím jsou si blíže, tím je doba oběhu kratší. Jedině pomocí dvojhvězd jsme zjistili, jakou hmotu mají vzdálené hvězdy. Dnes víme, že maximální hmota je asi stonásobek hmoty sluneční. Většina hvězd však nemá hmoty příliš odlišné od Slunce. Na obrázku je znázorněna dráha dvojhvězdy Velkého vozu.
Zákrytové proměnné hvězdy I.: Jestliže u spektroskopických dvojhvězd oběžná rovina obou složek prochází Zemí, pak jedna složka dvojhvězdy při oběhu zakrývá druhou a můžeme pozorovat kolísání jasnosti. Z obrázku je patrno, že nejmenší jasnost budeme pozorovat tehdy, když méně jasná složka dvojhvězdy bude v bodě B, tj. bude-li zakrývat složku jasnější. Úbytek jasnosti spatříme i tehdy, bude-li temnější složka v bodě A, tj. když bude zakrývána složkou jasnější. Jinak se nám hvězda bude jevit v největší jasnosti. Takovéto hvězdy se nazývají zákrytové proměnné.
Zákrytové proměnné hvězdy II.: Budeme-li do grafu nanášet jasnost dvojhvězdy z předešlého obrázku v závislosti na čase, dostaneme tento obrázek. V určitý časový okamžik nastává prudký pokles jasnosti, odpovídající zákrytu jasnější složky složkou temnější. Po zákrytu se jasnost zvyšuje, až dosáhne určité hranice, která potrvá tak dlouho, až zakryje jasnější složka temnější. Poté dostoupí jasnost opět maxima a změna jasnosti se periodicky opakuje. Známe-li křivku jasnosti u zákrytové proměnné hvězdy, můžeme z ní vypočítat řadu údajů o hvězdě.
Miridy: V předešlém případě byla příčina změn jasnosti pouze zdánlivá, ve skutečnosti se jasnosti hvězd neměnily. Známe však i takové hvězdy, jejichž jasnost není stále stejná, ale kolísá. Již od starověku je známa hvězda Mira v souhvězdí Velryby, která mění svou jasnost tak, že v době největší jasnosti je dobře viditelná prostým okem, kdežto v době nejmenší jasnosti jen dalekohledem. Doba, která uplyne mezi dvěma po sobě následujícími maximy jasnosti je asi 330 dní, takže perioda změn je velmi dlouhá. Proto se proměnným hvězdám tohoto typu říká dlouhoperiodické.
Cefeidy: Podobnou křivku jasnosti jako Mira má jiná jasná proměnná hvězda označená v souhvězdí Cefea. Avšak rozdíl největší a nejmenší jasnosti je u této hvězdy poměrně malý a také doba, která uplyne mezi dvěma po sobě následujícími maximy jasnosti je krátká – obnáší pouze 5 1/3 dne. Hvězdám tohoto typu se říká cefeidy. Proměnlivost jasnosti je u nich způsobována tím, že hvězda periodicky zmenšuje a zvětšuje svoje rozměry, říkáme, že pulzuje. Když je její průměr největší, je největší i její jasnost.
Diagram perioda – svítivost: Cefeidy mají velký význam při určování vzdáleností. Ukázalo se totiž, že perioda, tj. doba, která uplyne od maxima jasnosti do maxima následujícího, je závislá na absolutní velikosti hvězdy /svítivosti/. Tuto závislost ukazuje promítnutý graf. Čím je perioda delší, tím je větší i absolutní hvězdná velikost. Vzhledem k tomu, že z absolutní hvězdné velikosti je možno vypočítat i vzdálenost hvězdy, je možno u každé cefeidy stanovit na základě znalosti periody její vzdálenost.
Nové hvězdy: Svoji jasnost nemění jen proměnné hvězdy, ale i tzv. hvězdy nové čili novy. Jsou to nestabilní hvězdy, které náhle zvýší značně svou jasnost. Příčinou takového zvýšení jasnosti je výbuch ohromných rozměrů. Proto také křivka jasnosti velmi prudce dosáhne maxima, po němž následuje pozvolný pokles mnohdy s četnými výkyvy.
Hvězdokupy: Na obloze můžeme pozorovat řadu nakupení hvězd – hvězdokup. Některé mají pravidelný kulový tvar, jiné nepravidelný. Dle toho dělíme hvězdokupy na otevřené a kulové. Toto rozdělení má i fyzikální význam. Na obrázku vidíte dvě význačné hvězdokupy – otevřenou hvězdokupu Plejády v souhvězdí Býka a kulovou hvězdokupu v souhvězdí Hada.
Otevřené hvězdokupy: Otevřené hvězdokupy obsahují několik desítek, nejvýše set hvězd, většinou žhavých, spektrálních tříd A až O. Rozměry jsou několik desítek paprsek. Až na nečetné případy nalézáme je v rovině Mléčné dráhy. Podle poměrně nevelkého stáří hvězd se zdá, že otevřené hvězdokupy jsou mladé útvary. Dnes známe téměř 800 hvězdokup tohoto druhu /v naší soustavě Mléčné dráhy/, zdá se, že je to však nepatrný počet z celkového počtu otevřených hvězdokup. Jejich "životní doba" je však omezena a mnohem kratší než samotných hvězd, které jsou v nich. Vlivem rušivých přitažlivých sil okolních hvězd se některé pozvolně rozpadají. Na obrázku je dvojitá hvězdokupa v Perseu.
Kulové hvězdokupy: Oproti otevřeným hvězdokupám jsou kulové hvězdokupy zřejmě útvary mnohem starší. Je to patrno již z toho, že neobsahují žádné hvězdy, o kterých bychom mohli bezpečně tvrdit, že jsou mladé. Počet hvězd je také mnohem větší – několik tisíc, rozměry jsou větší než u hvězdokup otevřených a jako celek jsou kulové hvězdokupy stabilnější. Nalezneme je prakticky roztroušeny po celé obloze. Dnes je bezpečně známo 114 hvězdokup kulových a skutečný počet v naší Mléčné dráze nebude toto číslo příliš převyšovat. Na obrázku vidíte kulovou hvězdokupu Centauri; počet hvězd uvnitř hvězdokupy je takový, že na obrázku se slévají zdánlivě v mlhavé jádro.
Hvězdné asociace: Vedle hvězdokup existují v Mléčné dráze skupiny hvězd velmi mladých /většinou jsou to žhavé hvězdy O a B/ které sice netvoří výraznou skupinu, kterou by bylo možno nazvat hvězdokupou, avšak při bližším studiu seznáme, že vývojově k sobě patří. Tyto hvězdné asociace, jak je nazývá jejich objevitel – sovětský astronom Ambarcumijan, jsou útvary velmi rychle se rozpadávající, a jestliže je dnes pozorujeme, je zřejmé, že musejí i v těchto dobách vznikat. Holandský astronom Blaauw objevil, že prodloužíme-li si pohyby hvězd v některých asociacích nazpět, dojdeme k závěru, že před několika milióny lety musely být tyto hvězdy v jednom místě prostoru. Tuto dobu můžeme považovat za stáří hvězd v asociacích. Na obrázku vidíte střední část Orionu, kde je jedna z význačných asociací. Stáří hvězd v tomto útvaru není větší než 10 miliónů let, což je doba tisíckrát kratší než je stáří našeho Slunce.
Hvězdné proudy: Vedle hvězdokup a asociací nalezneme v okolí Slunce i řadu hvězd, které mají v prostoru společný směr pohybu. Jsou to tak zvané hvězdné proudy. Jedná se zřejmě o hvězdy, které patrně společně vznikly, avšak vlivem rušivých sil se nevytvořila hvězdokupa, nýbrž hvězdy po svých vlastních drahách, které se však navzájem mnoho neliší, obíhají kolem centra Galaxie. Význačným takovým proudem na jižní obloze je proud hvězd v souhvězdí Scorpia a Centaura. Na severní obloze je to proud v souhvězdí Velkého vozu. Na obrázku je znázorněn zdánlivý pohyb hvězd v souhvězdí Býka, který vykonají po obloze hvězdy za 1000 let.
Schéma Galaxie podle dnešních představ: Veškeré hvězdy, jednotlivé, dvojhvězdy, hvězdy náležející do jednotlivých hvězdných skupin tvoří soustavu Mléčné dráhy, Galaxie. Na tomto obrázku je znázorněna Mléčná dráha, viděná z "boků". Jeví se jako profil disku, obklopený jemným, průhledným rojem hvězd kulového tvaru. Galaxie se totiž skládá ze tří složek, nebo jak také říkáme, podsystémů – plochého /disk/, středního a kulového. Vzhledem k tomu, že v plochém podsystému je nahromaděno převážně svítivých hvězd, svítící i temné mezihvězdné látky /mlhovin/, je plochý podsystém – disk – výraznější než podsystém kulový. Také celkový počet hvězd je v plochém podsystému, společně se středním podsystémem, podstatně větší. Proto se plochá složka na obloze promítá ve formě hvězdného pásu, složeného ze zdánlivě slabých /tedy velmi vzdálených/ hvězd. Tento hvězdný pás můžeme pozorovat na letní obloze jako Mléčnou dráhu. Kdyby naše Galaxie měla tvar koule, pak by průměrný počet hvězd na každé oblasti oblohy byl stejný. Naše Slunce neleží ve středu Galaxie, ale ve vzdálenosti asi 30 000 světelných let od jejího centra, které se nám promítá do souhvězdí Střelce. Celkový průměr Galaxie je asi 100 000 světelných let.
Ramena naší Galaxie: Již po řadu let soudí badatelé, že naše Mléčná dráha – Galaxie – se co do celkového vzhledu podobá jiným galaxiím, které pozorujeme jako spirální mlhoviny. Novější výzkumy skutečně ukázaly, že i naše Galaxie má jednotlivá spirální ramena. Na obrázku vidíme schematické znázornění těchto ramen, které pochopitelně známe dobře jen v okolí Slunce. Vidíme, že zde můžeme nalézt tři spirální ramena /přesněji řečeno jejich části/. Celá Galaxie se otáčí kolem svého středu. Vnitřní části se otáčejí jako pevné kolo, to znamená, že doba otočky kolem středu nezávisí na vzdálenosti. Vnější části se opožďují, tj. čím dále jsou vzdáleny od středu, tím pomaleji obíhají /jako je to u planet ve sluneční soustavě/.
Jednotlivé typy galaxií: Galaxie nemají jednotný tvar. Některé jsou objekty čistě eliptické, bez nějaké detailní struktury, jiné jsou plně rozvinuté spirály a konečně některé mají i zcela nepravidelný tvar. Dle toho můžeme rozdělit galaxie na několik skupin, které představují i určitý sled. Z útvarů čistě kulových přechází tvar na eliptický a pak se dělí na spirály s příčkou a spirály normální. V této řadě však nesmíme spatřovat nějakou řadu vývojovou. Není dosud jasno, zda kupříkladu eliptické mlhoviny představují mladé či naopak nejstarší útvary.
Magalhaesova mračna: Určitou zvláštností mezi objekty, které nenáležejí k naší mléčné dráze, jsou dvě mračna, nazvaná podle slavného mořeplavce Magalhaese, který je poprvé popsal ve svých zápiscích pozorování jižní oblohy. Nejde zde o galaxie v pravém slova smyslu, neboť jejich vzdálenost je pouze asi 1/10 průměrné vzdálenosti mezi jednotlivými galaxiemi. Jsou to jakési "přívěsky" naší Galaxie. Jedno z těchto mračen je menší a nazýváme je Malé Magalhaesovo mračno na rozdíl od mračna velkého. Obě mračna nejsou ani od sebe příliš vzdálena /toliko 3 tisíce paprsek/ a také spolu fyzicky souvisí.
Vzdálenosti galaxií: Vzdálenosti galaxií ve většině případů pouze odhadujeme. U těch, které nejsou příliš daleko, možno zjistit vzdálenost podle jasnosti proměnných hvězd, které v galaxiích nalézáme a které mají zcela určitou svítivost. U vzdálenějších galaxií možno vzdálenost pouze odhadnout ze zdánlivého rozměru. Nejbližší známé galaxie mají tyto vzdálenosti: Mlhovina v Andromedě: 460 000 paprsek, tj. 1 500 000 svět. let; Mlhovina v trojúhelníku: 480 000 paprsek, tj. 1 600 000 svět. let; Velké mračno Magalh.: 45 000 paprsek, tj. 150 000 svět. let; NGC 185: 408 000 paprsek, tj. 1 340 000 svět. let. Jak tedy vidíme, průměrná vzdálenost mezi galaxiemi v okolí naší Mléčné dráhy je asi 1/2 miliónu paprseků. Ovšem známe již spirální mlhoviny, u kterých vzdálenost odhadujeme kolem sta miliónů paprsek.
Celkový počet galaxií: V celém dosud pozorovaném světovém prostoru bylo nalezeno několik set tisíc galaxií a to zdaleka nejsou všechny ještě známy. Někde můžeme nalézt celé shluky galaxií. Každá taková galaxie obsahuje přibližně 100 miliard hvězd. Z těchto čísel je již patrno, kam moderní věda svůj výzkum již rozšířila a kolik nesčetných objevů v kosmickém prostoru ještě můžeme udělat. Na obrázku vidíme hnízdo galaxií v souhvězdí Panny.
y
