Спектральные линии Е-галактик очень широкие из-за большой дисперсии скоростей звезд (до 200 км/с). Звезды вращаются вокруг центра галактики в разных плоскостях. Видимое сжатие Е-галактик связано с тем, что не все орбиты звезд устойчивы. Орбиты, плоскости которых параллельны оси вращения всей системы, неустойчивы. При небольшом гравитационном влиянии соседних звезд движение звезды по такой орбите быстро изменяется: эллипс превращается в отрезок прямой, и звезда падает на центр звездной системы. Как целое Е-галактики вращаются медленно, причем более уплощенные системы вращаются быстрее, чем сферические.

    Характерные параметры Е-галактик охватывают широкий диапазон: радиусы 5–10 кпк, массы 10⁶ – 10¹³М_o, светимости 10⁶ – 10¹²L_o (М_o = 2•10³³ г, L_o = 4 – 10³³ эрг/с).

    Самые крупные из Е-галактик выделяют в отдельную группу cD-галактик. В этих галактиках имеется компактная звездная система, окруженная гигантской разреженной оболочкой из звезд. Размеры оболочки могут быть десятки и даже сотни килопарсек.

    Галактики cD встречаются редко. Ближайшая к нам и наиболее изученная из них – система М 87. Радиус ее центральной компоненты около 8 кпк, а оболочка прослеживается на расстоянии до 60 кпк от центра. Масса М 87 около 10¹²M_o. Самая большая из известных cD-систем имеет радиус оболочки около 2 Мпк – галактика А 1413.

    Оказывается, что cD-системы находятся всегда в центре скоплений галактик. Галактика М87 – это центральная система в скоплении галактик в созвездии Дева.

    Массовые определения различных характеристик галактик позволили установить важные эмпирические закономерности. Оказывается, что чем больше светимость Е-галактик L_B, тем больше ширина линий в ее спектре. Ширина линий пропорциональна дисперсии скоростей звезд σ_v. Связь между L_B и σ_v имеет вид L_B ~ σ_v⁴. Это соотношение называется соотношением Фабера – Джексона, его можно использовать для измерения расстояний во Вселенной. Было также установлено, что гигантские эллиптические галактики более богаты металлами, чем карликовые...