Terminem Wszechświat albo Kosmos określa się całą czasoprzestrzeń z zawartą w niej materią i energią. Materia jest rozmieszczona w przestrzeni bardzo nierównomiernie. Jej widocznymi skupiskami są galaktyki. Stanowią one wielkie, podlegające ewolucji aglomeracje, liczące zazwyczaj setki miliardów gwiazd. Galaktyki stanowią podstawową jednostkę organizacji materii we Wszechświecie. Nasza Galaktyka jest jedną z wielu miliardów galaktyk wypełniających dostępny naszym obserwacjom Wszechświat. Pytanie o całkowitą liczbę wszystkich galaktyk w Kosmosie wiąże się z problemem jego skończoności- Dla opisu Wszechświata w wielkiej skali galaktyki w pewnych sytuacjach traktuje się jako punkty materialne; można badać ruchy i rozmieszczenie galaktyk, nie wnikając w ich wewnętrzną strukturę. W bezksiężycową noc można dostrzec gołym okiem w gwiazdozbiorze Andromedy słabą mgiełkę -jest to zbiorowisko gwiazd podobne do Drogi Mlecznej - Wielka Mgławica w Andromedzie, znana też jako M 31. Galaktyka ta istotnie przypomina naszą Drogę Mleczną: w ogólnym kształcie przedstawia wirujący dysk z zarysowanymi ramionami spiralnymi i wyraźnie jaśniejszym jądrem w środku. Dokładniejsze obserwacje pokazały, że M31 jest nieznacznie większa i jaśniejsza od naszej Galaktyki, ale ogólne podobieństwo sugeruje, iż Droga Mleczna nie jest tworem wyjątkowym. Mieszkańcy półkuli południowej mogą dostrzec na niebie dwie inne galaktyki (gołym okiem widoczne jako mgiełki o jasności powierzchniowej podobnej do jasności Drogi Mlecznej). Galaktyki te nie przypominają już Drogi Mlecznej: nie mają ani dysku (choć są zapewne spłaszczone), ani ramion, trudno też wyróżnić u nich jądro; obie są znacznie mniejsze od Drogi Mlecznej. Trzy bliskie galaktyki nie wyczerpują oczywiście całego bogactwa świata galaktyk; dopiero wielkie teleskopy odsłoniły rozmaitość form i struktur występujących we Wszechświecie. Galaktyki wykazują obok różnic niekiedy również istotne podobieństwa. Na wzór botaników, pragnących zrozumieć świat roślin, astronomowie stanęli wobec konieczności stworzenie systematyki galaktyk, czyli skonstruowania klasyfikacji, która wykorzystując wybrane cechy galaktyk, pozwoliłaby uporządkować naszą o nich wiedzę, a być może również stanowiła naturalną podstawę do zrozumienia źródeł obserwowanej różnorodności. Istnieje obecnie wiele systemów klasyfikowania galaktyk, stosujących rozmaite kryteria, m.in.: wygląd zewnętrzny (budowa morfologiczna, stopień zwartości), jasność (całkowita, rozkład jasności powierzchniowej), widmo (kolor, obecność, rodzaje i kształt linii emisyjnych). Powszechnie stosowany system wykorzystujący morfologiczne kryteria budowy został wprowadzony w 1936 r. przez Edwina P. Hubble*a i z niewielkimi modyfikacjami jest używany do dziś. Galaktyka spiralna M 100 w Warkoczu Bereniki została sklasyfikowana jako typ Sbc (na pograniczu między Sb i Sc); znajduje się w odległości około 11 megaparseków (Mpc) od Drogi Mlecznej. Klasyfikacja morfologiczna Hubble'a stosuje się do galaktyk normalnych, tj. takich, których świecenie pochodzi wyłącznie od gwiazd. Ściśle biorąc, do jasności galaktyki wnoszą swój wkład także jasne mgławice emisyjne, pobudzane do emitowania promieniowania przez najjaśniejsze gwiazdy- Ten dodatek jest zawsze niewielki, a -co ważniejsze - obłoki gazu świecą kosztem energii wyprodukowanej w gwiazdach, zatem ostatecznym źródłem jasności galaktyk normalnych są gwiazdy.Pod względem budowy galaktyki można podzielić na trzy grupy: eliptyczne (E), spiralne (S) i pozostałe, czyli te, które nie mieszczą się w żadnej z dwu pierwszych klas; określamy je mianem nieregularnych (Irr od ang. irregular). Zgodnie z nazwą obrazy galaktyk eliptycznych są z dobrym przybliżeniem elipsami. Galaktyki eliptyczne są pozbawione wewnętrznej struktury; ich obrazy na zdjęciach nie mają wyraźnych granic - są rozmytymi plamkami o jasności powierzchniowej spadającej łagodnie w miarę odchodzenia od centrum. Rozpatrywane jako twory przestrzenne, galaktyki te są elipsoidami. Galaktyki eliptyczne są zbudowane wyłącznie z gwiazd starych o stosunkowo małych masach (z reguły poniżej masy Słońca); zawierają jedynie niewielkie, często trudne do wykrycia, ilości gazu i pyłu. Brak młodych, masywnych, a zatem niebieskich gwiazd sprawia, że galaktyki te mają w porównaniu z galaktykami spiralnymi czerwone zabarwienie. Obserwowane obecnie różnice barw wynikają z odmiennych warunków, panujących w początkowych fazach formowania się galaktyk i ich późniejszej ewolucji. Prosta i regularna forma, określająca wygląd galaktyki eliptycznej, nie oznacza bynajmniej, że wszystkie te obiekty są do siebie podobne. Przede wszystkim różnią się rozmiarami, a w konsekwencji - również masą oraz jasnością. Najmniejsze galaktyki eliptyczne (ozn. dE, od ang. dwarf- karzeł) mają średnicę nie przekraczającą kilkuset parseków, jasność absolutną MB -8.5"1 i zawierają zaledwie kilka milionów gwiazd. Niewykluczone, że istnieje ciągłe przejście między skrajnie karłowatymi galaktykami eliptycznymi a gromadami kulistymi gwiazd. Małe jasności tych galaktyk sprawiają, że możemy je obserwować jedynie w bliskiej okolicy Drogi Mlecznej. W związku z tym nie wiadomo, czy ze stosunkowo znacznej ich liczby w Układzie Lokalnym należy wyciągnąć wniosek o powszechności występowania galaktyk karłowatych w dowolnym miejscu Wszechświata. Pewne jest natomiast, że gigantyczne galaktyki eliptyczne są obiektami trafiającymi się rzadko. Największe z nich, oznaczane cD (c - w tradycyjnej terminologii astronomicznej oznacza obiekt nadolbrzymi, D od ang. diffuse - rozmyty), mają masy oceniane na l O13 M, a ich absolutne wielkości gwiazdowe sięgają-25"1; są więc miliony razy jaśniejsze i masywniejsze niż najmniejsze galaktyki karłowate. Cechą charakterystyczną obiektów cD są niezwykle rozległe otoczki gwiazdowe, sięgające w skrajnych wypadkach pamset kiloparseków od centrum. Ich jasność spada powoli z odległością, tak że trudno określić dokładnie rzeczywiste rozmiary galaktyki cD. Pomiędzy tymi dwiema skrajnościami obserwujemy całą rozmaitość wielkości, jasności i mas galaktyk eliptycznych. Mimo wielkiej liczby gwiazd w galaktyce, typowe odległości między sąsiednimi gwiazdami (poza jądrem galaktyki i gromadami kulistymi) są dziesiątki milionów razy większe niż ich średnice. Dzięki temu gwiazdy niezwykle rzadko spotykają się ze sobą na tyle blisko, aby wskutek grawitacyjnego przyciągania znacząco zmienić swoją orbitę (podobna sytuacja ma również miejsce w pozostałych typach galaktyk). A zatem ruch gwiazd w galaktykach jest określony nie przez oddziaływania dwuciałowe, jak to ma miejsce np. dla cząsteczek gazu, lecz przez wypadkowe pole grawitacyjne wytworzone przez wszystkie gwiazdy i - ogólniej - przez całkowitą masę układu. Gwiazdy w galaktyce tworzą tzw. gaz bezzderzeniowy. Każda gwiazda jest związana z macierzystą galaktyką przez wspólne pole grawitacyjne, natomiast z reguły w ciągu całego swojego życia nie spotka się blisko z żadną swoją "koleżanką". Orbity gwiazd w galaktykach eliptycznych są zorientowane w przestrzeni chaotycznie. W dowolnie wybranym elemencie objętości wewnątrz galaktyki eliptycznej znajdziemy gwiazdy, których wektory prędkości mają w przybliżeniu rozkład izotropowy. Uważa się, że spłaszczenie galaktyk związane jest z ich obrotem wokół własnej osi. Niemniej nawet w obiektach typu E7 prędkości chaotyczne dominują nad prędkościami uporządkowanymi związanymi z rotacją. Stanowi to w sensie kinematycznym podstawową różnicę w stosunku do galaktyk spiralnych.