Встречается большое число галактик неправильной формы, без какой либо общей закономерности структурного строения.

Неправильная форма у галактики может быть в следствии того, что она не успела принять правильной формы из- за малой плотности в ней материи или из- за молодого возраста. Есть и другая версия: галактика может стать неправильной в следствии искажения формы в результате взаимодействия с другой галактикой.

Оба таких случая встречаются среди неправильных галактик, может быть, с этим связано разделение неправильных галактик на два подтипа.

Подтип J1 характеризуется сравнительно высокой поверхностной яркостью и сложностью неправильной структуры. Французский астроном Вокулер в некоторых галактиках этого подтипа обнаружил признаки разрушенной спиральной структуры. Кроме того, Вокулер заметил, что галактики этого подтипа часто встречаются парами. Существование одиночных галактик так же возможно. Объясняется это тем, что встреча с другой галактикой могла иметь место в прошлом, теперь галактики разошлись, но для того, чтобы принять снова правильную форму им требуется длительное время.

Другой подтип J 2 отличается очень низкой поверхностной яркостью. Эта черта выделяет их среди галактик всех других типов. Галактики этого подтипа отличаются так же отсутствием ярко выраженной структурности.

Если галактика имеет очень низкую поверхностную яркость при обычных линейных размерах, то это означает, что в ней очень мала звёздная плотность, и , следовательно, очень малая плотность материи.

Вращающееся жидкое тело под действием внутренних сил в равновесном состоянии принимает форму эллипсоида. В общей теории этой задачи доказывается, что при определённых состояниях между плотностью жидкости и угловой скоростью вращения эллипсоид может быть и сжатым эллипсоидом вращения и вытянутым трехосным эллипсоидом, напоминающим сигару или даже иглу.

Долгое время исследователи галактик предполагали, что вращающиеся звёздные системы, придя в равновесие, должны обязательно принять форму сжатого эллипсоида вращения. Однако в 1956 г. К.Ф. Огородников, специально рассмотрев вопрос о применяемости теории фигур равновесия жидких тел к звёздным системам , пришел к выводу, что среди звёздных систем могут быть и такие, которые приняли форму вытянутого трехосного эллипсоида.

Также Огородников приводит примеры галактик, которые, вероятно имеют форму вытянутых трехосных эллипсоидов- сигар, а не являются дисками, наблюдаемыми с ребра.

Для таких галактик характерно отсутствие ядра- утолщения, наблюдаемого в центральной части.

Именно Огородников назвал эти галактики иглообразными.

Галактики довольно часто встречаются в виде пар, но гораздо труднее выяснить, является ли наблюдаемая пара физически двойной галактикой или это только оптическая пара. У двойной галактики движение одного компонента по орбите вокруг другого настолько медленно, что его невозможно заметить даже после многолетних наблюдений.

Каталог двойных галактик был составлен шведским астрономом Хольмбером. Он выделил все пары галактик, у которых взаимное расстояние компонентов не более , чем в два раза превосходит сумму их диаметров.

В каталоге оказалось 695 двойных галактик. Подавляющее большинство из них физически двойные галактики. Но о каждой паре отдельно можно сказать: вероятно, что это физически двойная галактика.

Пару галактик можно назвать физически двойной в трех случаях:

1) Если компоненты имеют общее происхождение;

2) Если компоненты динамически связаны, т. е. Сумма кинетической и потенциальной энергии компонентов отрицательна;

3) Если компоненты расположены в пространстве близко друг к другу.

Компоненты физически двойной галактики находятся практически на одинаковом от нас расстоянии. Поэтому лучевые скорости, вызванные расширением пространства, у них одинаковы.

3. Понятие Метагалактики.

Понятие « Метагалактика» не является вполне ясным. Оно сформировалось на основании аналогии со звёздами. Наблюдения показывают, что галактики, подобно звёздам, группирующимся в рассеянные и шаровые скопления, также объединяются в группы- скопления различной численности.

Однако для звёзд известны объединения более высокого порядка- звёздные системы( галактики), характерные большей автономностью, т. е. Независимостью от влияния других тел, и большей замкнутостью, чем у звёздных скоплений. В частности, все звёзды, которые могут наблюдаться простым глазом в телескопы, образуют звёздную систему- нашу Галактику, насчитывающую около 100млд. Членов. В случае галактик аналогичные системы более высокого порядка непосредственно не наблюдаются.

Тем не менее имеются некоторые основания предполагать, что такая система, Метагалактика, существует, что она относительно автономна и является объединением галактик примерно такого порядка, каким для звёзд нашей системы является Галактика.

Следует предположить существование и других метагалактик.

Реальность метагалактики будет доказана, если удается как-то определить её границы и выделить наблюдаемые объекты, не принадлежащие ей.

В связи с гипотетичностью представлений о Метагалактики как об автономной гигантской системе галактик, включающей все наблюдаемые галактики, и их скопления, термин « метагалактика» стал чаще применяться для облегчения обозреваемой ( при помощи всех существующих средств наблюдения) части Вселенной.

Распределение звезд на небе стал впервые изучать В. Гершель в конце 18 века. Результатом было фундаментальное открытие- явление концентрации звёзд и галактической плоскости.

Приблизительно через полтора столетия наступило время изучить распределение по небу галактик. Сделал это Хабл.

Галактики по блеску в среднем значительно уступают звездам. Звёзды до 6-й видимой величины на всем небе несколько тысяч, а галактики до 6- ти только четыре. Звёзд до 13 около трех млн., а галактики около семисот. Только тогда, когда рассматриваются очень слабые объекты, число галактик становится большим и начинает приближаться к числу звёзд той же величины.

Чтобы иметь достаточное количество подсчитываемых галактик, нужно использовать большие инструменты способные уловить блеск слабых объектов. Но при этом возникает дополнительная сложность, связанная с тем, что слабые галактики и слабые звёзды не так заметно отличаются друг от друга, как яркие звёзды от ярких галактик. Слабые галактики имеют очень маленькие видимые размеры и их легко при подсчётах принять за звёзды.

Хабл использовал 2,5- метровый телескоп обсерватории Маунт Вилсон в Калифорнии, вступивший в 20- е годы ХХ века в строй, и выполнил подсчеты галактик до 20- й видимой звёздной величины в 1283 маленьких площадках, распределённых по всему небу. В результате, число галактик в площадках Хабла оказывалось тем меньше, чем ближе была расположена площадка к Млечному Пути. Около самого галактического экватора в полосе толщиной в 20, галактики, за отдельными исключениями, вовсе не наблюдается. Можно сказать, что плоскость Галактики является для галактики плоскостью деконцентрации, а зона у галактического экватора зоной избегания.[5]