Визначивши, як обертаються галактики, можна розрахувати їх маси. Існує закон: в кожній точці галактики відцентрова сила, яка обумовлена обертанням, дорівнює центростремительной силі, яка пов'язана з притяганням до центру галактики. Але сила тяжіння залежить від розподілу мас в галактиці. Тому, якщо ми маємо криву променевих швидкостей, то по ній можна визначити, як змінюється щільність речовини в галактиці. При цьому можна оцінити загальну масу галактики.
Однак не для всіх галактик можна побудувати криву швидкостей. Неможливо це зробити для повільно обертаються галактик - еліптичних і карликових галактик I II. Ці галактики заселені зоряними об'єктами II типу. Тому в них немає гарячих гігантів, гігантів і надгігантів. У них немає і яскравих згустків водню. Іншими словами, в цих галактиках немає достатньо яскравих джерел світла, щоб можна було виміряти променеві швидкості. Фахівці в цьому випадку застосовують інший метод, хоча і менш точний. Він застосуємо для тих галактик, які обертаються повільно або зовсім не обертаються. У таких галактиках зірки рухаються в однаковому ступені в усіх напрямках.
Якщо галактика не обертається, то середню швидкість зірок в ній можна визначити спектральним методом. Чим більше розширення спектральних ліній, тим більше середня променева швидкість випромінюючих зірок.
Маса невращающейся галактики, її обсяг і середня швидкість рухомих в ній в усіх напрямках зірок пов'язані між собою певним чином. Це і зрозуміло, оскільки якщо дві галактики займають два однакових обсягу і в однієї з галактик маса більше, то у неї повинна бути більше і швидкість зірок. В іншому випадку важка галактика стала б стискатися під дією сили тяжіння. Закон цього взаємозв'язку між масою, об'ємом і середньою швидкістю встановлений теоретично. Тому, знаючи дві з зазначених величин, можна визначити третю. Значить, для того, щоб визначити масу галактики, треба знати її обсяг і середню швидкість зірок. Що стосується обсягу, який займає галактика, то його можна визначити так: виміряти кутові розміри галактики і потім розрахувати відстань до галактики. Середня швидкість зірок визначається по розширенню спектральних ліній.
У таблиці 6 наведені маси галактик, які були визначені першим або другим методом.
Таблиця 6. Маси галактик
Мал. 53. NGC 4486 - найпотужніша з галактик, маси яких виміряні
У карликових галактик I і II типів дуже мала маса. У одній з таких галактик маса дорівнює всього двом мільйонам сонячних мас. В іншої маса в десять разів більше. Дуже мала маса у еліптичного супутника NGC 221 туманності Андромеди.
Найбільша маса у еліптичної галактики NGC 4486 типу ЕО. Ця галактика не має видимого стиснення. її маса
дорівнює одному трильйона мас Сонця. Ця галактика (рис. 53) оточена багатющої системою кульових скупчень. Загальна їх кількість досягає 400.
У таблиці 6 наведені також відносини мас галактик до їх світності.
Щільності еліптичних галактик значно більше щільності спіральних галактик. У тих і інших різна еволюція, автобіографія. Висока щільність речовини в еліптичних галактиках свідчить про те, що вони були більш щільними і на стадії протогалактики, ще до утворення зірок. Чим більше щільність речовини в протогалактіке, тим інтенсивніше протікає процес зореутворення. Вважають, що швидкість масового зореутворення пропорційна квадрату щільності речовини. В еліптичних галактиках ще на самому початку все газове речовина сконцентрувалося в зірки. Ці зірки мали в подальшому достатньо часу для того, щоб пройти тривалу еволюцію.
На закінчення в таблицях 7,8 і 9 наведемо деякі відомості про зірок.