УДАЛЕНИЕ ГАЛАКТИК — ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПО ОБЪЕКТАМ С ИЗВЕСТНОЙ ЯРКОСТЬЮ. а) дельта-цефеиды (М  приблизительно от минус 1 до минус 5). Речь идет при этом о переменных звездах. Поскольку период колебания яркости известен, то из соотношения период-светимость можно сделать вывод об абсолютной яркости. Галактика Андромеды содержит (согласно проведенным до сих пор наблюдениям) 40 дельта-цефеидов. Всего до сих пор дельта-цефеиды были обнаружены в 15 галактиках. Хотя метод определения удаления по данному типу звезды является самым точным, результаты постоянно сильно отличаются друг от друга в ходе совершенствования методов наблюдения. Это зависит от того, что цефеиды встречаются редко. В окружении нашего Солнца их, например, вообще не найдено, в результате чего затрудняется градуировка шкалы. б) ЯРКИЕ ЗВЕЗДЫ О И В (М равна приблизительно 6,3). Только самые яркие звезды О и В годятся для определения удаления. Их до сих пор можно было наблюдать более чем в 100 галактиках. Результаты в достаточной мере неопределенны, поскольку абсолютные яркости сильно расходятся. в) ШАРОВЫЕ СКОПЛЕНИЯ (М равна приблизительно минус 6,8). Проведенные до сих пор наблюдения позволяют сделать вывод, что шаровые скопления имеются во всех типах галактик. В галактике Андромеды известно, например, свыше 200 шаровых скоплений, в М 31 — до сих пор 15, а в М 101 — пока 6. Определение удаления при помощи шаровых скоплений пока ненадежно, что частично обусловлено светопоглощающим и искажающим влиянием межзвездных туманностей в нашей Галактике и в других галактиках. Расчет с помощью средних значений также дает ненадежный результат вследствие неравномерно распределенной межзвездной материи. г) Новая (М равна приблизительно минус 7,0). В чужих галактиках можно было до сих пор наблюдать 130 новых звезд — всего в 35 галактиках. В большинстве случаев новые звезды появляются в галактических центрах сгущения. Соседняя с нами галактика Андромеда имеет в среднем 30 новых звезд за год; в большинстве случаев их число, однако, гораздо меньше. Поскольку абсолютная яркость новой звезды сильно рассеяна, относительно точный расчет возможно осуществить только тогда, когда можно наблюдать наибольшую часть кривой света. д) Суперновая (М равна приблизительно минус 14,0). В среднем каждая галактика дает в течение примерно 360 лет одну суперновую звезду. До сих пор было обнаружено 46 суперновых звезд в 40 галактиках. Абсолютные яркости суперновых звезд, тем не менее, особенно сильно разбросаны. Отдельные методы обладают, естественно, различными зонами досягаемости, обусловленными разрешающей способностью средств наблюдения. Например, дельта-цефеи можно наблюдать только внутри местной группы галактик. Самые яркие звезды, шаровые скопления и новые звезды можно было до сих пор раздельно воспринимать на расстоянии до 1000 килопарсек. Только суперновые звезды можно наблюдать с любого расстояния, на котором вообще еще могут быть обнаружены галактики, поскольку они в большинстве случаев сияют так ярко, как вся звездная система. Но они появляются редко и, кроме того, сильно разбросаны. Галактики типов SО и SВО — речь идет о галактиках, центр сгущения которых и внешние формы одинаковы с типом S (спиральные галактики) или BS (пересеченные спиральные галактики), которые, однако, не имеют ни спиральных ветвей, ни светящихся газовых туманностей, ни темных полос светопоглощающей материи. Их яркость равномерно уменьшается от центра сгущения к краю; в отдельных случаях их свет распределяется вокруг центра сгущения как средней точки в виде множества колец. Отсутствие характерных структур, молодых звезд и межзвездного газа позволяет сделать вывод, что галактики типов S-ноль и SВ-ноль очень стары и уже израсходовали свой запас газа для образования звезд или же что межзвездный газ был потерян в результате прохода через вторую звездную систему.