Просмотр кода страницы Галактика

{{о|галактиках в общем|нашей галактике|Млечный Путь|прочих значениях термина|Галактика (значения)}}

[[Файл:NGC 4414 (NASA-med).jpg|мини|300пкс|[[NGC{{nbsp}}4414|NGC 4414]], [[спиральная галактика]] из созвездия [[Волосы Вероники (созвездие)|Волосы Вероники]], диаметром около 17{{nbsp}}[[парсек|килопарсеков]], расположенная на расстоянии около 20{{nbsp}}мегапарсеков от Земли]]

'''Гала́ктика''' ({{lang-grc|[[wikt:γαλαξίας#Греческий|γᾰλαξίας]]}} «Млечный Путь»<ref>{{книга|заглавие=Древнегреческо-русский словарь|автор=[[Дворецкий, Иосиф Хананович|И. Х. Дворецкий]]|том=I|язык=ru|место=М.|издательство=Государственное издательство иностранных и национальных словарей|год=1958|страницы=312|страниц=1904}}</ref> от {{lang-grc|[[wikt:γάλα#Древнегреческий|γάλα]], [[wikt:en:γάλακτος#Ancient Greek|γάλακτος]]}} «[[Млечный Путь#Этимология|молоко]]») — [[гравитационная энергия|гравитационно связанная]] система из [[звезда|звёзд]], [[Звёздное скопление|звёздных скоплений]], [[межзвёздный газ|межзвёздного газа]] и [[межзвёздная пыль|пыли]], [[Скрытая масса|тёмной материи]], [[Планета|планет]]. Все объекты в составе галактики участвуют в движении относительно общего [[центр масс|центра масс]]<ref name="GiUanIntro-2">{{книга |автор=Sparke L. S., Gallagher III J. S. |заглавие= |оригинал=Galaxies in the Universe: An Introduction |ссылка=http://books.google.com/books?id=tzNF79roUfoC&hl=ru&source=gbs_navlinks_s |издание=2 |издательство=Cambridge University Press |год=2007 |страницы= |страниц=442 |серия= |isbn=0521671868}}{{v|2011|11|30}}</ref>{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=290}}<ref name="Kononovich">{{книга |автор=Кононович Э. В., Мороз В. И. |часть=11.1. Объекты, принадлежащие нашей Галактике |ссылка часть= |заглавие=Общий курс астрономии |ссылка= |викитека= |ответственный=В. В. Иванов |издание=2 |место=М. |издательство=Едиториал УРСС |год=2004 |страницы=433 |страниц=544 |серия= |isbn=5-354-00866-2 |тираж=3000}}{{v|2011|11|30}}</ref>.

Все галактики (за исключением [[Млечный путь|нашей]]) — чрезвычайно далёкие [[Астрономический объект|астрономические объекты]]. Расстояние до ближайших из них измеряют в [[парсек|мегапарсеках]], а до далёких — в единицах [[Космологическое красное смещение|красного смещения]]{{nbsp}}{{math|<var>z</var>}}{{nbsp}}. [[Список наиболее удалённых астрономических объектов|Самой удалённой]] из известных по состоянию на 2023 год является галактика [[HD1]]. Разглядеть на [[Небо|небе]] [[Невооружённый глаз|невооружённым глазом]] можно всего лишь четыре галактики: [[галактика Андромеды]] (видна в северном полушарии), [[Магеллановы Облака|Большое и Малое Магеллановы Облака]] (видны в южном; являются спутниками нашей Галактики) и галактика [[Галактика Треугольника|М33]] в созвездии [[Треугольник (созвездие)|Треугольника]] (из северного полушария, на незасвеченном небе)<ref>{{cite web|title=Галактики, видимые невооруженным глазом в северных широтах|url=http://www.hypernova.ru/zvezd/observer/galaxy_visible_naked_eye_in_northern_latitudes|date=1997-10|work=Hypernova.ru|accessdate=2017-12-12|archive-date=2017-12-12|archive-url=https://web.archive.org/web/20171212193450/http://www.hypernova.ru/zvezd/observer/galaxy_visible_naked_eye_in_northern_latitudes|deadlink=no}}</ref>.

Общее количество галактик в [[Наблюдаемая Вселенная|наблюдаемой части Вселенной]] пока точно не известно. В 1990-х годах, основываясь на наблюдениях космического телескопа «[[Хаббл (телескоп)|Хаббл]]», считали, что всего существует порядка 100 миллиардов галактик<ref name="billion_galaxy">{{cite web
 |author      = Mackie, Glen.
 |date        = 2002-02-01
 |url         = http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html
 |title       = To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand
 |publisher   = Swinburne University
 |accessdate  = 2006-12-20
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/60r7Xm9UZ?url=http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html
 |archivedate = 2011-08-11
 |deadlink    = no
}}</ref>. В 2016 году эту оценку пересмотрели и увеличили число галактик до двух триллионов<ref>{{cite web|author=Кристина Уласович|title=Астрономы «увеличили» число наблюдаемых галактик в десять раз|url=https://nplus1.ru/news/2017/01/17/number-of-galaxies|publisher=N + 1|date=2017-01-17|accessdate=2021-01-29|archive-date=2021-02-03|archive-url=https://web.archive.org/web/20210203150053/https://nplus1.ru/news/2017/01/17/number-of-galaxies|deadlink=no}}</ref>. В 2021 году по новым данным, полученным космическим аппаратом [[Новые горизонты|New Horizons]], оценка числа галактик была вновь уменьшена, и теперь составляет всего несколько сотен миллиардов<ref>{{cite news|title=Количество галактик во Вселенной «сократили» с двух триллионов до сотен миллиардов|url=https://nat-geo.ru/science/universe/kolichestvo-galaktik-vo-vselennoi-vnov-pereschitali/|accessdate=2021-01-29|work=National Geographic Россия|date=2021-01-14|archivedate=2021-01-27|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210127150835/https://nat-geo.ru/science/universe/kolichestvo-galaktik-vo-vselennoi-vnov-pereschitali/}}</ref>.

В пространстве галактики распределены неравномерно: в одной области можно обнаружить целую группу близких галактик{{Переход|#Крупномасштабные объединения галактик|green}}, а можно не обнаружить ни одной (так называемые [[войд]]ы).

[[Разрешение (оптика)|Получить]] изображение галактик до отдельных звёзд не удавалось вплоть до начала XX века. К началу 1990-х годов насчитывалось не более 30 галактик, в которых удалось увидеть отдельные звёзды, и все они входили в [[Местная группа|Местную группу]]. После запуска [[космический телескоп|космического телескопа]] «[[Хаббл (телескоп)|Хаббл]]» и ввода в строй 10-метровых наземных телескопов число разрешённых галактик резко возросло.

Галактики отличаются большим разнообразием: среди них можно выделить сфероподобные [[эллиптические галактики]], дисковые [[спиральные галактики]], [[спиральная галактика с перемычкой|галактики с перемычкой (баром)]], [[Линзовидная галактика|линзовидные]], [[карликовая галактика|карликовые]], [[неправильная галактика|неправильные]] и т. д.{{Переход|#Морфология|green}}. Если же говорить о числовых значениях, то, к примеру, их [[масса]] варьируется от 0,5 {{e|6}} масс [[Солнце|Солнца]] у карликовых галактик (таких как [[Segue 2]]) до 2,5{{e|15}} масс [[Солнце|Солнца]] у сверхгигантских галактик (таких как [[IC 1101]]), для сравнения — масса нашей галактики [[Млечный Путь]] равна 2{{e|11}} масс Солнца.

Диаметр галактик — от 5 до 250 кило[[парсек]]ов{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=299}} (16—800 тысяч [[световой год|световых лет]]), для сравнения — диаметр [[Млечный Путь|нашей галактики]] составляет около 30 килопарсеков (100 тысяч световых лет). Самая большая известная (на 2021 год) галактика [[IC{{nbsp}}1101|IC 1101]] имеет диаметр более 600 килопарсеков<ref>{{статья|автор=Clarke, T. E.; Blanton, Elizabeth L.; Sarazin, Craig L.|заглавие=The Complex Cooling Core of A2029: Radio and X-Ray Interactions|ссылка=http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/616/1/178/60597.text.html|язык=en|год=2004|том=616|выпуск=1|страницы=178—191|doi=10.1086/424911|bibcode=2004ApJ...616..178C | issn=0004-637X }}{{Недоступная ссылка|date=2018-09|bot=InternetArchiveBot }}</ref>{{Переход|#Масса и размер|green}}.

Одной из нерешённых проблем строения галактик является [[тёмная материя]], проявляющая себя только в гравитационном взаимодействии. Она может составлять до 90 % от общей массы галактики, а может и полностью отсутствовать, как в некоторых карликовых галактиках<ref>{{cite web
 |date         = 2009-03-11
 |url          = http://www.popmech.ru/article/5092-rozhdenie-karlika/
 |title        = Рождение карлика: Галактика без темноты
 |publisher    = [[Популярная механика]]
 |accessdate   = 2009-07-26
 |deadlink     = no
 |lang         = ru
 |archive-date = 2009-06-01
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20090601174147/http://www.popmech.ru/article/5092-rozhdenie-karlika
}}</ref>{{Переход|#Поиск тёмной материи в скоплениях галактик|green}}.

== Этимология ==
Слово «гала́ктика» ({{lang-grc|γαλαξίας}}) происходит от греческого названия [[Млечный Путь|нашей Галактики]] ({{lang-grc2|κύκλος γαλαξίας}} означает «молочное кольцо» — как описание наблюдаемого явления на ночном небе)<ref>{{cite web |url=http://www.astronet.ru:8100/db/msg/1180523 |title=Галактика |work=[[Астронет]] |author=Сучков Л. А. |publisher=[[Астронет]] }}</ref>. Когда [[астроном]]ы предположили, что различные небесные объекты, считавшиеся [[спиральная туманность|спиральными туманностями]], могут быть огромными скоплениями звёзд, эти объекты стали называть «островными вселенными» или «звёздными островами». Но позже, когда стало понятно{{когда?}}, что эти объекты похожи на нашу Галактику, оба термина перестали использоваться и были заменены на термин «галактика»{{нет АИ|20|02|2023}}.

== Наблюдения ==
Важнейшие интегральные характеристики галактик{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=299}} (экстремальные значения опущены):

{| class="standard"
|-
! Параметр
! Основной метод измерения
! Интервал значений
! Примерное значение для Млечного пути
|-
| [[#Масса и размер|Диаметр D<sub>25</sub>]]
| [[Фотометрия]]
| 5—50 [[Парсек|кпк]]
| 30 кпк
|-
| [[Закон Серсика|Радиальная шкала диска R<sub>0</sub>]]
| Фотометрия
| 1—7 кпк
| 3 кпк
|-
| Толщина звёздного диска
| Фотометрия дисков, наблюдаемых «с ребра»
| 0,3—1 кпк
| 0,7 кпк
|-
| [[Светимость]]
| Фотометрия
| {{e|7|0}}—{{e|11|0}} [[солнечная светимость|L<sub>☉</sub>]]
| 5{{e|10}} L<sub>☉</sub>
|-
| [[#Масса и размер|Масса М<sub>25</sub> в пределах D<sub>25</sub>]]
| Измерение скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера
| {{e|7|0}}—{{e|12|0}} [[солнечная масса|M<sub>☉</sub>]]
| 2{{e|11}} M<sub>☉</sub>
|-
| Относительная масса газа M<sub>gas</sub>/M<sub>25</sub> в пределах D<sub>25</sub>
| Измерение интенсивностей линий нейтрального и молекулярного [[водород]]а
| 0,1—30 %
| 2 %
|-
| Скорость вращения V внешних областей галактик
| Измерение скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера
| 50—300 км/с
| 220 км/с (для окрестности Солнца)
|-
| Период обращения внешних областей галактик
| Измерение скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера
| {{e|8|0}}—{{e|9|0}} лет
| 2{{e|8}} лет (для окрестности Солнца)
|-
| Масса центральной чёрной дыры
| Измерение скоростей звёзд и газа вблизи ядра; эмпирическая зависимость от центральной дисперсии звёзд
| 3{{e|5}}—3{{e|9}} M<sub>☉</sub>
| 4{{e|6}} M<sub>☉</sub>
|}

=== Расстояние ===
{{Основная статья|Шкала расстояний в астрономии}}

Расстояние от наблюдателя до галактики как физическая характеристика не входит ни в один процесс, происходящий с галактикой. Необходимость в информации о расстоянии до галактики возникает при: отождествлении малоизученных событий, например, [[гамма-всплеск]]ов; изучении [[Вселенная|Вселенной]] как целого, изучении эволюции самих галактик, определении [[Масса|массы]] галактик и их размеров и т. п.

Все более-менее моделенезависимые способы определения расстояния до галактики можно разделить на два типа: измерение по объекту внутри галактики, расстояние до которого на пренебрежимо малую величину отличается от расстояния до самой галактики, и по красному смещению.

Первый способ — фотометрический способ, с использованием так называемых ''стандартных свеч'', светимость которых считается известной. Тогда расстояние можно вычислить по следующей формуле:
: <math>R=10^{\frac{1}{5}(m-M)+1}</math>,
где ''m'' — видимая [[звёздная величина]], ''М'' — [[абсолютная звёздная величина]], а ''R'' — расстояние в парсеках. На современном этапе в качестве таких стандартных свеч используют<ref name="distance">{{cite web
 |author       = Игорь Дроздовский.
 |title        = Методы определения расстояний до галактик
 |url          = http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1168209&uri=distances.html
 |accessdate   = 2009-09-21
 |deadlink     = no
 |archive-date = 2011-08-11
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/60r7aUzeK?url=http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1168209
}}</ref>:
* [[Цефеиды]], зная период пульсаций которых, можно узнать их светимость. Первый объект, по которому измерили расстояние до других галактик.
* [[Сверхновая звезда|Сверхновые]] типа Ia (наблюдения за ними в 1990-е привели к возникновению гипотезы [[Ускоренное расширение Вселенной|ускоренного расширения Вселенной]], которая в 2010-х была поставлена под сомнение, т.к. представлена модель, согласно которой параметры звёзд этого типа меняются пропорционально возрасту галактики).
* [[Красный гигант|Красные гиганты]].
* [[Сверхгигант]]ы.
Второй способ основан на эмпирическом [[Закон Хаббла|законе Хаббла]] и более зависим от выбранной модели, чем предыдущий.
: <math>R=\frac{cz}{H_0}</math>,
где ''H<sub>0</sub>'' — [[постоянная Хаббла]]. Если же взять ныне распространённую [[Модель Лямбда-CDM|ΛCDM-модель]] (с той же постоянной Хаббла), то сколько-нибудь существенное расхождение будет на z~10, что позволяет его причислить к относительно моделенезависимым.

Существует также ряд сильно моделезависимых способов<ref name="distance"/>:
* по [[эффект Сюняева — Зельдовича|эффекту Сюняева — Зельдовича]],
* по [[шаровое звёздное скопление|шаровым скоплениям]],
* по [[Зависимость Талли-Фишера|зависимости Талли — Фишера]],
* по [[Соотношение Фабер-Джексона|зависимости Фабер — Джексона]].

=== Основные наблюдаемые составляющие галактик ===
Основные наблюдаемые составляющие галактик включают{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=295—296}}:
# Нормальные звёзды различных масс и возрастов, часть которых заключена в [[Звёздное скопление|скоплениях]].
# Компактные остатки проэволюционировавших звёзд.
# Холодная газопылевая среда.
# Наиболее разрежённый горячий газ с температурой {{val|e=5}}—{{val|e=6|u=К}}.
[[Двойная звезда|Двойные звёзды]] в соседних галактиках не наблюдаются, но, судя по окрестностям Солнца, кратных звёзд должно быть достаточно много. Газопылевая среда и звёзды состоят из [[атом]]ов, и их совокупность называют [[барион#Барионная материя|барионной материей]] галактики. В небарионную включается масса тёмной материи и масса [[чёрная дыра|чёрных дыр]]{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=295—296}}.

=== Скорость вращения галактик ===
Под скоростью вращения галактики подразумевается скорость вращения различных компонентов галактики вокруг её центра. Данная скорость — это суммарная скорость, приобретённая в ходе различных процессов. Скорость вращения галактики следует отличать от круговой скорости V<sub>c</sub>, которая обусловлена только [[Гравитация|силой гравитации]] и равна, по определению, необходимой скорости тела, движущегося по кругу под действием силы притяжения к центру. Скорость же вращения в общем случае обусловлена также радиальным градиентом давления P межзвёздного газа.
: <math>V^2=R\left(\frac{\partial\Phi}{\partial R} + \frac{\nabla P}{\rho_g}\right)=V_c^2 +R\frac{\nabla P}{\rho_g}</math>
Здесь ''Φ'' — [[гравитационный потенциал]], а ''ρ<sub>g</sub>'' — плотность газа.

Для разных компонентов галактики скорость вращения оценивается по-разному. Для газа — по доплеровскому смещению эмиссионных линий. Для звёзд — по доплеровскому смещению абсорбционных линий звёзд. Схема получения скорости вращения следующая.

Непосредственно получаемая из наблюдений скорость — это сумма скорости движения галактики как целого и скорости внутреннего движения. Обычно скорость галактики в целом (V<sub>0</sub>) отождествляется со скоростью движения центральной области. Для далёких галактик эта скорость обусловлена хаббловским расширением Вселенной, собственная скорость пренебрежимо мала.

Скорость, получившаяся после учёта скорости движения галактики как целого, — скорость по лучу зрения (V<sub>r</sub>), и чтобы вычислить скорость вращения галактики на данном расстоянии, необходимо учесть эффекты проекции. Для этого необходимо знать угол наклона оси галактики к лучу зрения ''i'', а также угол ''φ'' между большой осью галактики и прямой, проходящей через центр галактики и наблюдаемую точку. Таким образом, чтобы перейти от V<sub>r</sub> к V<sub>φ</sub>, необходимо знать пять параметров: скорость движения галактики V<sub>0</sub>, углы ''i'' и ''φ'', две координаты центра галактики (относительно любой точки изображения).

Если галактика выглядит осесимметричной, то задача упрощается, так как углы ориентации и положения центра можно вычислить по распределению яркости диска. И если щель спектрографа расположить вдоль её большой оси, можно получить:
: <math>V_{\phi}(R)=\frac{|V_0 - V_r(l)|}{\sin{i}}</math>,
где ''l'' — расстояние от центра галактики вдоль щели. Однако наиболее полную информацию о движении в галактике даёт анализ поля скоростей — совокупности измерений лучевых скоростей для большого числа точек по диску галактики. Для получения поля скоростей применяют двумерную [[спектроскопия|спектроскопию]]. Обычно применяется либо многоканальный приёмник, либо [[интерферометр Фабри — Перо]]. Радионаблюдения газа в [[область H I|линиях H I]] также позволяют получить двумерную картину распределения скоростей в галактике{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=312—317}}.

В марте 2018 года астрономы из Международного центра радиоастрономических исследований (ICRAR) выяснили, что все галактики, независимо от своего размера или типа, вращаются с одинаковой скоростью и совершают полный оборот вокруг своей оси за 1 млрд земных лет<ref>{{Cite web|url=https://naked-science.ru/article/sci/astronomy-vyyasnili-chto-vse-galaktiki|title=Астрономы выяснили, что все галактики совершают один оборот за одинаковое время {{!}} Naked Science|author=А. Евглевский|website=Naked Science|date=2018-03-14|publisher=naked-science.ru|lang=ru|accessdate=2018-03-16|archiveurl=https://www.webcitation.org/6xxej1O0e?url=https://naked-science.ru/article/sci/astronomy-vyyasnili-chto-vse-galaktiki|archivedate=2018-03-16|deadlink=no}}</ref><ref>{{Cite news|title=Astronomers discover galaxies spin like clockwork|author=International Centre for Radio Astronomy Research|url=https://phys.org/news/2018-03-astronomers-galaxies-clockwork.html|work=PHYS.org|date=2018-03-13|accessdate=2018-03-16|archiveurl=https://web.archive.org/web/20180315003720/https://phys.org/news/2018-03-astronomers-galaxies-clockwork.html|archivedate=2018-03-15}}</ref>.

=== Масса и размер ===
Галактики не имеют чётких границ. Нельзя точно сказать, где кончается галактика и начинается [[межгалактическое пространство]]. К примеру, если в оптическом диапазоне галактика имеет один размер, то определяемый по радионаблюдениям межзвёздного газа радиус галактики может оказаться в десятки раз больше. От размера зависит и измеряемая масса галактики. Обычно под размером галактики понимают фотометрический размер [[изофота|изофоты]] 25-й звёздной величины с квадратной [[угловая секунда|угловой секунды]] в [[Звёздная величина#Спектральная зависимость|фильтре B]]. Стандартное обозначение такого размера — D<sub>25</sub>{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=298}}.

Масса дисковых галактик оценивается по [[Кривая вращения галактики|кривой вращения]] в рамках некой модели. Выбор оптимальной модели галактики опирается как на форму кривой вращения, так и на общие представления о структуре галактики. Для грубых оценок массы эллиптических галактик необходимо знать [[Закон дисперсии|дисперсию]] скоростей звёзд в зависимости от расстояния от центра и радиальное распределение [[плотность|плотности]]{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=318—335}}.

Масса холодного газа в галактике определяется по интенсивности линии H I. Если регистрируемая плотность потока излучения от галактики или какой-либо её части равны F<sub>ν</sub>, то соответствующая масса равна:
: <math>M_{HI}\approx 2\cdot 10^5 M_{\bigodot}D^2\int_{\nu}F_{\nu}(\nu )d\nu</math>,
где ''D'' — расстояние в мегапарсеках, поток выражен в [[Янский (единица измерения)|янских]].

Оценка массы молекулярного газа весьма сложна, так как спектр самой распространённой молекулы H<sub>2</sub> не имеет линий, возбуждаемых в холодном газе. Поэтому исходными данными являются интенсивности спектральных линий молекулы [[Монооксид углерода|CO]] (''I<sub>CO</sub>''). Коэффициент пропорциональности между интенсивностью излучения CO и его массой зависит от [[металличность|металличности]] газа. Но самая большая неопределённость связана с малопрозрачностью облака, из-за неё основная доля света, излучаемая внутренними областями, поглощается самим же облаком, таким образом, до наблюдателя доходит свет только от поверхности облаков{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=344—345}}.

=== Спектр галактики ===
[[Спектр]] галактик складывается из излучения всех составляющих её объектов. Спектр среднестатистической галактики имеет два локальных максимума. Основной источник излучения — это звёзды, максимум интенсивности излучения большинства из них находится в [[видимое излучение|оптическом диапазоне]] (первый максимум). Обычно в галактике много пыли, которая поглощает излучение в оптическом диапазоне и переизлучает его в [[инфракрасное излучение|инфракрасном диапазоне]]. Отсюда второй максимум — в инфракрасной области. Если светимость в оптическом диапазоне принять за единицу, то наблюдается следующая зависимость между источниками и типами излучения{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=297}}:

{| class="standard"
|-
!Диапазон
!Относительная светимость
!Основные источники излучения
|-
|[[Гамма-излучение|Гамма]]
|{{e|−4|0}}
|[[Активные ядра галактик|Активные ядра]] некоторых галактик; источники, дающие одиночные короткие всплески излучения (нейтронные звёзды, чёрные дыры)
|-
|[[Рентгеновское излучение|Рентгеновский]]
| {{e|−3|0}}—{{e|−4|0}}
|[[Аккреция|Аккреционные диски]] тесных двойных систем; горячий газ; активные ядра
|-
|[[видимое излучение|Оптический]]
|1
|Звёзды различной температуры; околозвёздные пылевые диски в ближней ИК области; эмиссионное излучение газа в [[область H II|областях H II]] от УФ до ИК.
|-
|[[инфракрасное излучение|Далёкий ИК]]
|0,5—2
|Межзвёздная пыль, нагретая светом звёзд; в некоторых галактиках активные ядра и пыль в околоядерных дисках, охваченных звёздообразованием
|-
|[[Радиоизлучение|Радио]]
|{{e|−2|0}}—{{e|−4|0}}
|[[Синхротронное излучение]] релятивистских электронов из галактического диска или активного ядра галактики; остатки сверхновых, [[тепловое излучение]] [[область H II|областей H II]], эмиссионные радиолинии H I и различных молекул межзвёздного газа
|-
|}

=== Проблема тёмного гало ===
[[Файл:GalacticRotation2 ru.svg|мини|300пкс|Кривая вращения дисковой галактики. A — без учёта скрытой массы, B — наблюдаемая]]
Если вся [[масса]] галактик заключена в звёздах, то, зная соотношение масса-светимость и предполагая, что оно не сильно меняется с радиусом, плотность вещества в галактике можно оценить по яркости звёздного населения. Ближе к своему краю галактика тускнеет, значит, и средняя плотность звёзд падает, а вместе с ней должна упасть и скорость вращения звёзд. Однако наблюдаемые кривые вращения галактик свидетельствуют о кардинально иной картине: начиная с какого-то момента скорости вращения звёзд аномально высоки для плотности, получаемой из зависимости масса-светимость.

Объяснить высокую скорость звёзд у края диска можно, предположив, что на больших расстояниях от центра галактики основную роль играет масса, проявляющая себя исключительно через [[Гравитация|гравитационное]] взаимодействие.
Независимым образом можно прийти к выводу о наличии [[Скрытая масса|скрытой массы]], если оценивать общую массу исходя из условия устойчивости звёздного диска.
Измерения скоростей движений спутников массивных галактик заставляют предполагать, что размер тёмного [[гало]] в несколько раз больше, чем оптический диаметр галактики.

Присутствие массивных тёмных гало было обнаружено в галактиках всех типов, но в различных пропорциях по отношению к светящемуся веществу<ref>{{книга
|автор=А. В. Засов, К. А. Постнов.
|заглавие=Общая астрофизика
|ссылка=https://archive.org/details/isbn_5850991697
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=[https://archive.org/details/isbn_5850991697/page/n321 323]
|часть=Галактики и скопления галактик
|isbn=5-85099-169-7}}</ref>.

== Морфология ==
{{Основная статья|Морфологическая классификация галактик}}

[[Файл:SpiralGalaxySchemeSideView ru.svg|мини|350пкс|Схема спиральной галактики, вид в профиль]]

[[Файл:Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg|мини|350пкс|Бар (перемычка) проходит от внутренних концов спиральных ветвей (голубые) к центру галактики. [[NGC 1300]].]]

''[[Галактический центр|Ядро]]'' — крайне малая область в центре галактики. Когда речь заходит о ядрах галактик, то чаще всего говорят об ''[[Активные ядра галактик|активных ядрах галактик]]'', где процессы нельзя объяснить свойствами сконцентрированных в них звёзд.

''[[Галактический диск|Диск]]'' — относительно тонкий слой, в котором сконцентрировано большинство объектов галактики. Подразделяется на газопылевой диск и звёздный диск.

''[[Галактика с полярным кольцом|Полярное кольцо]]'' — редкий компонент. В классическом случае галактика с полярным кольцом имеет два диска, вращающихся в перпендикулярных плоскостях. Центры этих дисков в классическом случае совпадают. Причина возникновения полярных колец до конца не ясна<ref>{{cite web
 |author      = В. П. Решетников.
 |title       = Эти странные галактики с полярными кольцами
 |url         = http://www.rfbr.ru/pics/28159ref/file.pdf
 |accessdate  = 2009-09-18
 |deadlink    = yes
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20110818032316/http://www.rfbr.ru/rffi/ru/pages/404
 |archivedate = 2011-08-18
}}</ref>.

''Сфероидальный компонент'' — сфероподобное распределение звёзд.

''[[Балдж]]'' ({{lang-en|[[wikt:bulge#Английский|bulge]]}} «вздутие») — наиболее яркая внутренняя часть сфероидального компонента.

''[[Галактическое гало|Гало]]'' — внешний сфероидальный компонент; граница между балджем и гало размыта и достаточно условна.

''[[Галактический рукав|Спиральная ветвь]] (спиральный рукав)'' — уплотнение из межзвёздного газа и преимущественно молодых звёзд в виде спирали. Скорее всего, являются волнами плотности, вызванными различными причинами, однако вопрос об их происхождении до сих пор окончательно не решён.

''Бар (перемычка)'' — выглядит как плотное вытянутое образование, состоящее из звёзд и межзвёздного газа. По расчётам, главный поставщик межзвёздного газа к центру галактики. Однако почти все теоретические построения основываются на факте, что толщина диска много меньше его размеров, иными словами, диск плоский, и почти все модели — упрощённые двумерные модели, расчётов трёхмерных моделей дисков крайне мало. А трёхмерный расчёт галактики с баром и газом в известной литературе всего один<ref>{{cite web
 |author       = R. Fux.
 |date         = 1999-03-10
 |url          = http://arxiv.org/abs/astro-ph/9903154
 |title        = 3D self-consistent N-body barred models of the Milky Way: II. Gas dynamics
 |work         = arXiv.org
 |accessdate   = 2009-07-26
 |lang         = en
 |archive-date = 2017-01-08
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20170108001615/https://arxiv.org/abs/astro-ph/9903154
 |deadlink     = no
}}</ref>. По данным автора данного расчёта, газ не попадает в центр галактики, а проходит довольно далеко.

Важнейшими компонентами являются газопылевой диск, звёздный диск и сфероидальный компонент. Существует четыре основных вида галактик<ref name="zasovpostnov301">{{книга
|автор=А. В. Засов, К. А. Постнов.
|заглавие=Общая астрофизика
|ссылка=https://archive.org/details/isbn_5850991697
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=[https://archive.org/details/isbn_5850991697/page/n299 301]—302
|часть=Галактики и скопления галактик
|isbn=5-85099-169-7}}</ref>:
# '''[[Эллиптическая галактика|Эллиптические галактики]]''' ('''E''') — галактики, у которых дисковой составляющей нет, либо она слабоконтрастна. Все остальные галактики дисковые.
# '''[[Спиральная галактика|Спиральные галактики]]''' ('''S''') — галактики, обладающие спиральными ветвями. Иногда ветви могут вырождаться в кольца.
# '''[[Линзовидная галактика|Линзовидные галактики]]''' ('''S0''') — галактики, по своей структуре не отличающиеся от спиральных, за исключением отсутствия чёткого спирального узора. Объясняется это низким содержанием межзвёздного газа, а значит, и низким темпом звездообразования.
# '''[[Неправильная галактика|Неправильные галактики]]''' ('''Irr''') — для них характерна неправильная клочковатая структура. Как правило, в них очень много межзвёздного газа, до 50 % от массы галактики.

{| class="standard"
|-
|+Таблица характеристик основных видов галактик
|-
!
! E
! S0
! S
! Irr
|-
| Сфероидальный компонент
| Галактика целиком
| Есть
| Есть
| Очень слаб
|-
| Звёздный диск
| Нет или слабо выражен
| Есть
| Основной компонент
| Основной компонент
|-
| Газопылевой диск
| Нет
| Нет или очень разрежен
| Есть
| Есть
|-
| Спиральные ветви
| Нет или только вблизи ядра
| Нет или слабо выражены
| Есть
| Нет
|-
| Активные ядра
| Встречаются
| Встречаются
| Встречаются
| Нет
|-
| Процент от общего числа галактик
| 20 %
| 20 %
| 55 %
| 5 %
|}

Во многих случаях очень удобной оказывается несколько более подробная [[последовательность Хаббла|Хаббловская классификация]] галактик по подвидам. [[Последовательность Хаббла|Хаббловское деление]] (или камертон Хаббла), охватывающее все галактики, основывается на их визуально воспринимаемом строении. И если эллиптические она описывает вполне точно, то одна и та же спиральная галактика может классифицироваться по-разному.

В 2003 году Майклом Дринкуотером (''Michael Drinkwater'') из [[Квинслендский университет|университета Квинсленда]] был открыт новый вид галактик, классифицируемый как [[ультракомпактная карликовая галактика|ультракомпактные карликовые галактики]]<ref>{{статья
|заглавие=Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster
|издание=[[The Astrophysical Journal]]
|том=560
|номер=1
|страницы=201—206
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...560..201P
|doi=10.1086/322517
|язык=en
|автор=Phillipps, S.; Drinkwater, M. J.; Gregg, M. D.; Jones, J. B.
|год=2001
|издательство=[[IOP Publishing]]
|archivedate=2017-07-20
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20170720215439/http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...560..201P
}}{{en icon}}</ref>.
<center>
<gallery perrow="4">
Messier object 089.jpg|E0: M89
MESSIER 105 2MASS.jpg|E1: M105
Messier 60 Hubble WikiSky.jpg|E2: M60
Messier object 086.jpg|E3: M86
Messier object 049.jpg|E4: M49
Messier object 110.jpg|E6: M110
Ngc1316 hst.jpg|S0: NGC 1316
Phot-34b-05-fullres.jpg|Sa: NGC 92
Messier51 sRGB.jpg|Sc: M51
Phot-14b-09-fullres 2.JPG|Sd: NGC 7793
Ngc1427AIrregulargalaxy.jpg|Irr:NGC 1427А
NGC 4650A I HST2002.jpg|NGC 4650A — галактика с полярным кольцом
</gallery>
</center>

== Крупномасштабные объединения галактик ==
{{главная|Крупномасштабная структура Вселенной}}
[[Файл:Seyfert Sextet full.jpg|мини|240пкс|слева|[[Секстет Сейферта]] как пример группы галактик]]

На снимках галактик видно, что действительно одиноких галактик немного (так называемые галактики поля). Около 95 % галактик образуют [[Скопление галактик|группы галактик]]<ref name="McKee">{{cite web
 |author      = McKee, Maggie.
 |date        = 2005-06-07
 |url         = http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn7478
 |title       = Galactic loners produce more stars
 |publisher   = New Scientist
 |accessdate  = 2009-08-04
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/60r7bjRkM?url=http://www.newscientist.com/article/dn7478
 |archivedate = 2011-08-11
 |deadlink    = no
}}</ref>. В них, как и в обычных галактиках, предполагается присутствие тёмной материи, составляющей бо́льшую часть массы группы, 10—30 % — это межгалактический газ, а порядка 1 % составляет масса самих звёзд<ref>{{cite web
 |author      = Ricker, Paul.
 |url         = http://www.sdsc.edu/pub/envision/v15.2/ricker.html
 |title       = When Galaxy Clusters Collide
 |publisher   = San Diego Supercomputer Center
 |accessdate  = 2009-08-04
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/60r7cEguw?url=http://www.sdsc.edu/pub/envision/v15.2/ricker.html
 |archivedate = 2011-08-11
 |deadlink    = no
}}</ref>.

Самым маленьким по размеру и самым распространённым во Вселенной скоплением, включающим несколько десятков галактик, является [[Скопление галактик|группа галактик]]. Зачастую в них доминирует одна массивная эллиптическая или спиральная галактика, которая за счёт [[приливные силы|приливных сил]] со временем разрушает галактики-спутники и увеличивает свою массу, [[взаимодействующие галактики|поглощая их]]. В таких скоплениях скорости разбегания галактик друг от друга, вызванные хаббловским расширением Вселенной, слабы и доминируют случайные пекулярные скорости. Из анализа этих случайных скоростей и [[вириал|теоремы вириала]] можно получить массу таких групп<ref>{{книга
|автор=А. В. Засов, К. А. Постнов.
|заглавие=Общая астрофизика
|ссылка=https://archive.org/details/isbn_5850991697
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=[https://archive.org/details/isbn_5850991697/page/n333 335]
|часть=Галактики и скопления галактик
|isbn=5-85099-169-7}}</ref>.
Наша Галактика является одной из галактик Местной группы, доминируя в ней вместе с галактикой Андромеды. В Местной группе поперечником около 1 мегапарсека находятся более 40 галактик. Сама Местная группа является частью [[сверхскопление Девы|сверхскопления Девы]], главную роль в котором играет [[скопление Девы]], в которое наша Галактика не входит<ref>{{книга
|автор=А. В. Засов, К. А. Постнов.
|заглавие=Общая астрофизика
|ссылка=https://archive.org/details/isbn_5850991697
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=[https://archive.org/details/isbn_5850991697/page/n383 385]
|часть=Галактики и скопления галактик
|isbn=5-85099-169-7}}</ref>.

[[Скопление галактик|Скоплением галактик]] называют объединения в несколько сотен галактик, которые могут содержать как отдельные галактики, так и группы галактик. Обычно при наблюдении в таком масштабе можно выделить несколько очень ярких сверхмассивных эллиптических галактик<ref>{{статья
|заглавие=The Origin of the Brightest Cluster Galaxies
|издание=[[The Astrophysical Journal]]
|том=502
|номер=2
|страницы=141—149
|ссылка=http://www.cita.utoronto.ca/~dubinski/bcg/
|doi=10.1086/305901
|язык=en
|автор=Dubinski, John.
|год=1998
|издательство=[[IOP Publishing]]
|archivedate=2011-05-14
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20110514155953/http://www.cita.utoronto.ca/~dubinski/bcg/
}}{{en icon}}</ref>. Такие галактики должны непосредственно влиять на процесс образования и формирования структуры скопления.

[[Сверхскопление галактик|Сверхскопление]] — самый большой тип объединения галактик, включает в себя тысячи галактик<ref>{{статья
|заглавие=Large-scale structure in the universe indicated by galaxy clusters
|издание=Annual review of astronomy and astrophysics
|том=26
|страницы=631—686
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988ARA%26A..26..631B
|doi=10.1146/annurev.aa.26.090188.003215
|язык=en
|тип=journal
|автор=Bahcall, Neta A.
|год=1988
|archivedate=2018-08-09
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20180809150913/http://adsabs.harvard.edu/abs/1988ARA%26A..26..631B
}}{{en icon}}</ref>. Форма таких скоплений может быть различна: от цепочки, такой как [[цепочка Маркаряна]], до стен, как [[великая стена Слоуна]]. В больших масштабах [[Вселенная]] предстаёт [[изотропия|изотропной]] и однородной<ref>{{книга
|автор=А. В. Засов, К. А. Постнов.
|заглавие=Общая астрофизика
|ссылка=https://archive.org/details/isbn_5850991697
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=[https://archive.org/details/isbn_5850991697/page/n399 401]
|часть=Галактики и скопления галактик
|isbn=5-85099-169-7}}</ref>.

В масштабах сверхскоплений галактики выстраиваются в [[галактическая нить|нити]], окружающие обширные разрежённые пустоты ([[войд]]ы), и образующие плоские скопления (стены).

== Процессы ==

=== Столкновение ===
{{Основная статья|Взаимодействующие галактики}}

[[Файл:Antennae galaxies xl.jpg|мини|300пкс|слева|[[Галактики Антенны|Антенны]] — пара взаимодействующих галактик]]

Если среднее значение расстояния между галактиками не более чем на порядок больше их [[диаметр]]а, то существенными становятся приливные воздействия галактик. На эти воздействия каждый компонент галактики в разных условиях откликается по-разному. Если расстояние относительно велико, но также велико и время пролёта двух галактик друг относительно друга, то более массивная галактика может перетянуть межгалактический горячий газ, окружающий соседнюю галактику, тем самым лишив её источника, пополняющего внутренние запасы [[Межзвёздный газ|межзвёздного газа]], расходующегося при [[формирование звёзд|формировании звёзд]]<ref name="merg">{{cite web
 |url         = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0305512
 |title       = Interactions and Mergers of Cluster Galaxies
 |author      = Mihos, Chris.
 |date        = 2003-01-05
 |archivedate = 2011-08-11
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/60r7cTICP?url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv%3Aastro-ph%2F0305512
 |accessdate  = 2017-09-29
 |deadlink    = no
}}</ref>.

Если дополнительно уменьшить расстояние, то возможно, что более массивный компонент вместе с межгалактическим газом перетянет на себя и тёмное гало галактики, оставив её фактически без [[Тёмная материя|тёмной материи]]. Особенно часто такое встречается при сильном различии в массах галактик. Также если расстояние невелико, как невелико и время взаимодействия, то в галактиках возникнут волны плотности газа, что может послужить причиной массированной вспышки [[Звездообразование|звездообразования]] и появлению [[Галактический рукав|спиральных ветвей]]<ref name="merg"/>.

Предельный случай взаимодействия — это [[Атлас пекулярных галактик|слияние галактик]]. По современным представлениям, сначала сливаются тёмные гало галактик. Потом галактики начинают приближаться друг к другу по [[Спираль|спирали]]. И только потом начинают сливаться звёздные компоненты, вызывая в окружающем газе волны плотности и вспышки звездообразования.

Орбитальный телескоп «Хаббл» в 2006 году сфотографировал взаимодействующие галактики, две из которых разрывают третью на части, действуя на неё своей [[Гравитация|гравитацией]] (в [[Созвездие|созвездии]] [[Южная Рыба (созвездие)|Южной Рыбы]], удалены от Земли на расстояние в 100 [[миллион]]ов [[Световой год|световых лет]])<ref>{{cite web
 |date         = 2009-03-04
 |url          = http://lenta.ru/news/2009/03/04/three/
 |title        = «Хаббл» сфотографировал галактическое «перетягивание каната»
 |publisher    = [[Lenta.ru]]
 |accessdate   = 2009-07-26
 |deadlink     = no
 |lang         = ru
 |archive-date = 2009-03-05
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20090305112351/http://lenta.ru/news/2009/03/04/three/
}}</ref>.

Столкновения галактик являются весьма распространённым явлением во Вселенной. В результате анализа 21 902 галактик (сообщение начала 2009 года<ref>{{cite web
 |date         = 2009-01-05
 |url          = http://lenta.ru/news/2009/01/05/galaxies/
 |title        = В прошлом почти все галактики сталкивались с соседями
 |publisher    = [[Lenta.ru]]
 |accessdate   = 2009-07-26
 |deadlink     = no
 |lang         = ru
 |archive-date = 2013-04-20
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20130420142057/http://lenta.ru/news/2009/01/05/galaxies/
}}</ref>) было выяснено, что практически все они в прошлом встречались с другими галактиками. Также подтверждается предположение, что около 2 миллиардов лет назад произошло столкновение Млечного Пути с другой галактикой<ref>{{cite web
 |date         = 2009-02-23
 |url          = http://lenta.ru/news/2009/02/23/collision/
 |title        = Астрономы столкнули Млечный Путь с другой галактикой
 |publisher    = [[Lenta.ru]]
 |accessdate   = 2009-07-26
 |deadlink     = no
 |lang         = ru
 |archive-date = 2009-04-27
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20090427080836/http://lenta.ru/news/2009/02/23/collision/
}}</ref>.

=== Процессы в активных ядрах ===
{{Основная статья|Активные ядра галактик}}
[[Файл:M87 jet.jpg|мини|300пкс|Активная гигантская эллиптическая галактика [[M 87 (галактика)|M87]]. Из центра галактики вырывается [[релятивистская струя]] (джет).]]
Галактические ядра имеют признаки активности, если<ref>{{cite web
 |author      = С. Б. Попов (ГАИШ).
 |date        = 2000-12-09
 |url         = http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1157501
 |title       = Активные ядра галактик
 |publisher   = Научная сеть Nature Web.ru
 |accessdate  = 2009-07-26
 |deadlink    = yes
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20080320235656/http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1157501
 |archivedate = 2008-03-20
}}</ref>:
# спектр [[электромагнитное излучение|электромагнитного излучения]] объекта гораздо шире спектра обычных галактик, иногда простираясь от [[радиоизлучение|радио-]] до жёсткого [[Гамма-излучение|гамма-излучения]];
# наблюдается «переменность» — изменение «мощности» источника излучения в точке наблюдения (как правило, это происходит с периодом от 10 минут в рентгеновском диапазоне до 10 лет в оптическом и радио диапазонах);
# имеются особенности спектра излучения, по которым можно судить о перемещении горячего газа с большими скоростями;
# есть видимые морфологические особенности, в том числе выбросы и «горячие пятна»;
# имеются особенности спектра излучения и его поляризации, по которым можно предположить, в том числе, о наличии магнитного поля.

Галактики с активными ядрами подразделяются на [[Сейфертовская галактика|сейфертовские галактики]], [[квазар]]ы, [[блазар|лацертиды]], [[радиогалактика|радиогалактики]].

По современным представлениям, активность ядер галактик объясняется присутствием в их ядрах [[Сверхмассивная чёрная дыра|сверхмассивных чёрных дыр]]<ref name="black_hole_ref_1">Данные по состоянию на 2006 год.</ref>, на которые происходит [[аккреция]] галактического газа. А различие типов галактик с активными ядрами объясняется различием в угле наклона плоскости галактики по отношению к наблюдателю<ref name="Annual_Reviews_31_1">{{статья
|том=31
|номер=1
|страницы=473—521
|заглавие=Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars
|издание=Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics
|doi=10.1146/annurev.aa.31.090193.002353
|язык=en
|тип=journal
|автор=Antonucci, R.
|год=1993}}{{en icon}}</ref>.

=== Движение газа и звёзд ===
Так как звёзды расположены далеко друг от друга и вероятность их столкновения мала, звёзды, как в галактиках, так и в скоплениях, представляют собой бесстолкновительную среду. Это легко показать<ref name="zasovpostnov305307">{{книга
|автор=А. В. Засов, К. А. Постнов.
|заглавие=Общая астрофизика
|ссылка=https://archive.org/details/isbn_5850991697
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=[https://archive.org/details/isbn_5850991697/page/n303 305]—307
|часть=Галактики и скопления галактик
|isbn=5-85099-169-7}}</ref>. Будем называть столкновением двух звёзд случай, когда две звезды при сближении под действием силы гравитации изменят направление движения, сохранив при этом полную энергию. Тогда рассмотрим это сближение относительно центра масс звёзд. Для упрощения расчётов будем считать, что массы звёзд равны, и их скорости на начало сближения (формально на бесконечно большом расстоянии) тоже. Для первой оценки это вполне допустимое приближение. Запишем [[закон сохранения механической энергии]]:
: <math>mV^2-G\frac{m^2}{r}=mV_0^2</math>,
где ''V'' — текущая скорость звёзд (скорости должны быть одинаковы из-за соображений [[симметрия|симметрии]]), ''r'' — расстояние между звёздами, ''V<sub>0</sub>'' — скорость на бесконечности до взаимодействия, а ''G'' — [[гравитационная постоянная]]. Будем считать, что звёзды испытали столкновение, если в момент их сближения [[кинетическая энергия]] удвоилась. Тогда, подставив значение прицельного параметра ''d'' в уравнение, написанное выше, получим:
: <math>G\frac{m^2}{d}=mV_0^2</math>.
Тогда диаметр сечения столкновения тел и, соответственно, площадь сечения взаимодействия равны:
: <math>d=\frac{Gm}{V_0^2}</math>,
: <math>S_c=\frac{\pi d^2}{4}=\frac{\pi G^2m^2}{4V_0^4}</math>.
Оценим характерное время столкновения для звёзд окрестностей Солнца (n = 3{{e|−56}} см<sup>−3</sup>, а относительная скорость движения 20 км/с). Получим:
: <math>t_c=(nV_0S_c)^{-1}> 5\cdot 10^{21} c</math>.
Полученное время больше времени жизни Вселенной на три порядка. И даже в звёздных скоплениях, где [[концентрация частиц|концентрация]] звёзд на три порядка больше, ситуация не улучшается. Заметим, что можно было бы провести более точный расчёт, с учётом [[закон сохранения импульса|закона сохранения импульса]] и т. д., но результаты получились бы схожими<ref name="zasovpostnov305307"/>.
Из бесстолкновительности среды напрашивается вывод о неравновесности системы и распределении случайных скоростей звёзд не [[распределение Максвелла|максвелловским образом]]. Характерное время его установления должно быть много большим времени свободного пробега звезды. Однако в действительности всё оказалось гораздо сложнее.

Измерения показали, что звёзды, за исключением самых молодых, представляют собой частично «прорелаксировавшую» систему: распределение случайных скоростей звёзд максвелловское, но с различными дисперсиями по различным осям. Более того, в одном и том же объёме пространства наблюдается систематический, хотя и замедляющийся, рост случайных скоростей для старых звёзд. Таким образом, можно утверждать, что звёздный диск со временем нагревается<ref>{{книга
|автор=А. В. Засов, К. А. Постнов.
|заглавие=Общая астрофизика
|ссылка=https://archive.org/details/isbn_5850991697
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=[https://archive.org/details/isbn_5850991697/page/n306 308]
|часть=Галактики и скопления галактик
|isbn=5-85099-169-7}}</ref>.

Данная проблема не решена окончательно, по-видимому, решающую роль играют всё же столкновения, но не со звёздами, а с массивными [[туманность|газовыми облаками]]<ref>{{книга
|автор=А. В. Засов, К. А. Постнов.
|заглавие=Общая астрофизика
|ссылка=https://archive.org/details/isbn_5850991697
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=[https://archive.org/details/isbn_5850991697/page/n307 309]
|часть=Галактики и скопления галактик
|isbn=5-85099-169-7}}</ref>.

=== Явление гравитационного линзирования ===
{{Основная статья|Гравитационная линза}}
[[Файл:Galaxy Cluster MACS J0025.4-1222 Hubble.jpg|мини|300пкс|[[MACS J0025.4-1222]], распределения газа и тёмной материи]]
Проходя около массивного тела, луч [[свет]]а отклоняется. Таким образом, массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором [[фокус (физика)|фокусе]], формируя изображение. Кроме этого, повышается [[яркость]] источника вследствие изменения его [[угловой размер|углового размера]]<ref>{{Книга
|автор=Захаров А. Ф.
|заглавие =Гравитационные линзы и микролинзы
|издательство=Янус-К
|год =1997
|страниц = 328
|isbn = 5-88929-037-1
}}</ref>.

В [[1937 год в науке|1937 году]] [[Цвикки, Фриц|Фриц Цвикки]] предсказал возможность гравитационного линзирования для галактик. И хотя до сих пор не построена общепризнанная модель этого явления для галактик, уже сейчас этот эффект становится важным с точки зрения наблюдательной астрономии. Его применяют для:
* проверки [[Модель Лямбда-CDM|ΛCDM-модели Вселенной]],
* поиска [[Тёмная материя|тёмной материи]] внутри скоплений галактик<ref>{{cite web
 |author       = Vakif K. Onemli.
 |date         = 2004-01-01
 |url          = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0401162
 |title        = Gravitational Lensing by Dark Matter Caustics
 |work         = arXiv.org
 |accessdate   = 2009-09-01
 |lang         = en
 |archive-date = 2017-11-24
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20171124183047/https://arxiv.org/abs/astro-ph/0401162
 |deadlink     = no
}}</ref>,
* поиска далёких галактик.

На данный момент в {{нп5|База данных внегалактических объектов NASA/IPAC|базе данных внегалактических объектов NASA/IPAC (NED)||NASA/IPAC Extragalactic Database}}<ref>{{cite web
 |url         = http://nedwww.ipac.caltech.edu/
 |title       = NASA/IPAC Extragalactic Database
 |publisher   = IPAC
 |accessdate  = 2009-07-26
 |lang        = en
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/60r7f2bOq?url=http://ned.ipac.caltech.edu/
 |archivedate = 2011-08-11
 |deadlink    = no
}}</ref> свыше 700 линзированных галактик и квазаров.

==== Определение расстояния по гравитационным линзам ====
Как было сказано выше, гравитационная линза строит сразу несколько изображений, время запаздывания между изображениями в первом приближении равно <math>t_{del}=\frac{d}{c}</math>, где ''d'' — расстояние между изображениями, а ''с'' — скорость света.

Зная угловое расстояние между изображениями и применяя законы геометрии, можно вычислить расстояние до линзы. Однако минус этого метода в том, что априори неизвестны [[гравитационный потенциал]] линзы и его структура. Связанная с этим ошибка может быть значительна для точных измерений<ref>{{cite web
 |author       = В. Жаров, М. Сажин.
 |title        = Гравитационное линзирование в астрономии
 |url          = http://www.den-za-dnem.ru/page.php?article=324
 |accessdate   = 2009-10-01
 |deadlink     = no
 |archive-date = 2011-11-18
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20111118001155/http://den-za-dnem.ru/page.php?article=324
}}</ref>.

==== Поиск тёмной материи в скоплениях галактик ====
Наблюдая дисперсию скоростей галактик в скоплениях, [[Цвикки, Фриц|Ф. Цвикки]] совместно с С. Смитом обнаружил, что получаемая из теоремы вириала масса гораздо больше, чем суммарная масса галактик<ref name="skazanie"/>. Было выдвинуто предположение, что внутри скоплений галактик, как и в самой галактике, есть некая скрытая масса, проявляющая себя только гравитационным образом.

Опровергнуть или подтвердить это можно, зная [[гравитационный потенциал]] в каждой точке и основываясь на [[Классическая теория тяготения Ньютона|законе всемирного тяготения Ньютона]]. [[Гравитационный потенциал]] можно узнать, исследуя эффект гравитационного линзирования. На основании полученных данных учёными было сделано два вывода. С одной стороны, было подтверждено наличие тёмной материи. С другой, было обнаружено необычное поведение газа и тёмной материи. Раньше считалось, что во всех процессах тёмная материя должна увлекать за собой газ (это предположение легло в основу теории иерархической эволюции галактик). Однако в [[MACS J0025.4-1222]], являющимся столкновением двух массивных скоплений галактик, поведение газа и тёмной материи диаметрально противоположны<ref name="merging_cluster_MACSJ0025.4-1222">{{Cite web |url=https://arxiv.org/abs/0806.2320 |title=Revealing the properties of dark matter in the merging cluster MACSJ0025.4-1222 |access-date=2020-06-25 |archive-date=2020-04-15 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200415033919/https://arxiv.org/abs/0806.2320 |deadlink=no }}</ref>.

==== Поиск далёких галактик ====
Поиск далёких галактик сопряжён со следующими проблемами:
# значительно хуже чувствительность приёмников в инфракрасном диапазоне, куда из-за космологического красного смещения перемещается всё видимое излучение, вплоть до линии [[серия Лаймана|L<sub>α</sub> (Лайман-альфа)]] и лаймановского скачка;
# излучение далёких галактик ослаблено как из-за [[космология|космологических]] эффектов, так и из-за того, что молодые галактики, по современным представлениям, на больших [[красное смещение|единицах красного смещения z]] (а значит, на более ранних этапах своей жизни) гораздо меньше Млечного Пути и сходны с [[Магеллановы Облака|Магеллановыми Облаками]].
Многократное усиление пучка света, вызванное гравитационным линзированием, помогает в решении обеих проблем, позволяя наблюдать галактики на z > 7. Исходя из этих теоретических представлений, группа астрономов провела наблюдения, в результате которых был составлен список объектов-кандидатов в сверхдалёкие галактики<ref name="dalekie_galactici">{{cite web | author = D. Schaerer, R. Pello, E. Egami, A. Hempel, J. Richard, J.-F. Le Borgne, J.-P. Kneib, M. Wise, F. Boone, F. Combes. 
 | date=2007-01-08 | url = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0701195
 | title = News from z~6—10 galaxy candidates found behind gravitational lensing clusters
 | publisher = Galaxy Evolution Across the Hubble Time
 | accessdate = 2018-04-06
 | doi=10.1017/S1743921306010520}}</ref>.

Далёкие галактики наблюдаются с помощью телескопов [[Хаббл (телескоп)|«Хаббл»]] и [[Спитцер (космический телескоп)|«Спитцер»]]<ref name="WMN201902">{{статья |автор=Дэн Коу|заглавие=Назад во времени|издание=[[В мире науки]] |год=2019|номер=1/2|страницы=64—73}}</ref>.

=== Звездообразование ===
{{Основная статья|Звездообразование}}

[[Файл:M82 HST ACS 2006-14-a-large web.jpg|мини|300пкс|[[Галактика Сигара|M82]], галактика с активным звездообразованием]]

Звездообразование — крупномасштабный процесс в галактике, при котором из межзвёздного газа массово начинают формироваться звёзды<ref name="zasovpostnov356">{{книга
|автор=А. В. Засов, К. А. Постнов.
|заглавие=Общая астрофизика
|ссылка=https://archive.org/details/isbn_5850991697
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=[https://archive.org/details/isbn_5850991697/page/n354 356]—359
|часть=Галактики и скопления галактик
|isbn=5-85099-169-7}}</ref>. Спиральные ветви, общая структура галактики, звёздное население, светимость и [[химический состав]] [[межзвёздная среда|межзвёздной среды]] — результаты этого процесса.
Размер области, охваченной звездообразованием, как правило, не превышает 100 пк. Однако встречаются комплексы со [[Галактика со вспышкой звездообразования|вспышкой звездообразования]], называемые сверхассоциациями, размерами сопоставимые с неправильной галактикой.

В нашей и нескольких ближайших галактиках возможно непосредственное наблюдение процесса. В таком случае признаками происходящего звездообразования являются<ref name="surdin">{{cite web
 |author      = Ю. А. Насимович.
 |title       = Звёзды/Как рождаются звёзды
 |url         = http://www.astronet.ru/db/msg/1222187/sect11.html
 |accessdate  = 2009-09-30
 |deadlink    = yes
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20111217131045/http://www.astronet.ru/db/msg/1222187/sect11.html
 |archivedate = 2011-12-17
 |publisher= [[Астронет]]
 }}</ref>:
# наличие [[Спектральные классы звёзд|звёзд спектральных классов]] O-B-A и связанных с ними объектов (области HII, вспышки новых и сверхновых звёзд);
# инфракрасное излучение, как от нагретой пыли, так и от самих молодых звёзд;
# радиоизлучение газопылевых дисков вокруг формирующихся и новорождённых звёзд;
# доплеровское расщепление молекулярных линий во вращающемся диске вокруг звёзд;
# доплеровское расщепление молекулярных линий тонких быстрых струй (джетов), вырывающихся из этих дисков (с их полюсов) со скоростью примерно 100 км/с;
# наличие ассоциаций, скоплений и звёздных комплексов с массивными звёздами (массивные звёзды почти всегда рождаются большими группами);
# наличие глобул.

С увеличением расстояния уменьшается и видимый угловой размер объекта, и, начиная с некоторого момента, разглядеть отдельные объекты внутри галактики не представляется возможным. Тогда критериями протекающего в далёких галактиках звездообразования служат<ref name="zasovpostnov356"/>:
# высокая светимость в эмиссионных линиях, в частности, в H<sub>α</sub>;
# повышенная мощность в ультрафиолетовой и голубой части спектра, за которую непосредственно отвечает излучение массивных звёзд;
# повышенное излучение на длинах волн вблизи 8 мкм (ИК диапазон);
# повышенная мощность теплового и синхротронного излучения в радиодиапазоне;
# повышенная мощность рентгеновского излучения, связанная с горячим газом.

В общем виде процесс звездообразования можно разделить на несколько этапов: формирование крупных газовых комплексов (с массой {{e|7|0}} М<sub>☉</sub>), появление в них гравитационно связанных молекулярных облаков, гравитационное сжатие наиболее плотных их частей до возникновения звёзд, нагрев газа излучением молодых звёзд и вспышки [[Новая звезда|новых]] и сверхновых, уход газа.

Чаще всего области звездообразования можно найти<ref name="surdin"/>:
* в ядрах крупных галактик,
* на концах спиральных рукавов,
* на периферии неправильных галактик,
* в наиболее яркой части карликовой галактики.

Звездообразование является саморегулирующимся процессом: после формирования массивных звёзд и их короткой жизни происходит ряд мощных вспышек, уплотняющих и нагревающих газ. С одной стороны, уплотнение приводит к ускорению сжатия сравнительно густых облачков внутри комплекса, но с другой стороны нагретый газ начинает покидать область звездообразования, и чем больше его нагревают, тем быстрее он уходит.

=== Эволюционные процессы ===
{{Основная статья|Возникновение и эволюция галактик}}
Эволюцией галактики называется изменение её интегральных характеристик со временем: спектра, [[цвет]]а, химического состава, поля<!-- запятая не нужна--> скоростей. Описать жизнь галактики непросто: на эволюцию галактики влияют не только эволюция отдельных её частей, но также и её внешнее окружение. Вкратце процессы, влияющие на эволюцию галактики, можно представить следующей схемой<ref>{{cite web
 |author      = John Kormendy, Kennicutt, Robert C., Jr.
 |date        = 2005-06-07
 |url         = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ARA%26A..42..603K
 |title       = Secular Evolution and the Formation of Pseudobulges in Disk Galaxies
 |work        = Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 |accessdate  = 2009-07-31
 |doi         = 10.1146/annurev.astro.42.053102.134024
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/60r7gML5H?url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ARA%26A..42..603K
 |archivedate = 2011-08-11
 |deadlink    = no
}}</ref>:

[[Файл:Process in)galaxy.png|центр|750пкс]]
В центре указаны процессы, связанные с отдельными объектами внутри галактики. Процессы, масштаб которых сравним с масштабом галактики, делятся на внешние и внутренние, с одной стороны, и быстрые (характерное время которых сравнимо со временем свободного сжатия) и медленные (чаще связанные с обращением звёзд вокруг центра галактики), с другой.

Малое слияние галактик отличается от большого тем, что в большом участвуют равные по массе галактики, а в малом одна галактика значительно превосходит вторую.

До сих пор нет единой теории о том, как все эти процессы согласуются между собой, но будущая теория образования и эволюции галактик должна объяснять следующие наблюдения:
* В момент окончания [[Космологические модели#Ранняя Вселенная|тёмных веков]] вещество было крайне однородным. [[Флуктуации]] температуры [[реликтовое излучение|реликтового фона]] в различных участках пространства не превышают 0,01 %.
* Первичными элементами, полученными в ходе [[Нуклеосинтез#Первичный нуклеосинтез|первичного нуклеосинтеза]], были [[водород]], [[дейтерий]], [[гелий]], [[литий]] и немного [[бериллий|бериллия]].
* Процесс первичного звездообразования закончился к z~7, а возможно и к z~10. На это чётко указывают линия L<sub>α</sub> в спектре самой далёкой галактики<ref name="dalekie_galactici" />.
* Количество сверхмассивных эллиптических галактик в единице объёма почти не меняется за последние 8 млрд лет<ref>{{cite web
 |author       = Ignacio Ferreras, Thorsten Lisker, Anna Pasquali, Sadegh Khochfar, Sugata Kaviraj.
 |date         = 2009-01-07
 |url          = http://arxiv.org/abs/0901.4555
 |title        = On the formation of massive galaxies: A simultaneous study of number density, size and intrinsic colour evolution in GOODS
 |publisher    = MNRAS
 |accessdate   = 2009-09-01
 |lang         = en
 |archive-date = 2022-01-23
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20220123104701/http://arxiv.org/abs/0901.4555
 |deadlink     = no
}}</ref>.
* Структуры эллиптических и спиральных галактик динамически сильно отличаются друг от друга.

== Млечный Путь ==
{{Основная статья|Млечный Путь}}
[[Файл:Milkyway Swan Panorama.jpg|мини|центр|800пкс|Панорамный вид Млечного Пути в направлении созвездия [[Лебедь (созвездие)|Лебедя]]]]
Наша галактика Млечный Путь, называемая также просто ''Галактикой'', является большой спиральной галактикой с перемычкой, диаметром около {{num|30|килопарсек}} (или {{num|100|тыс.}} световых лет) и толщиной 1000 световых лет (до{{nbsp}}3000 в районе [[балдж]]а)<ref>{{книга |автор = Thanu Padmanabhan. |заглавие = After the first three minutes: the story of our universe |ссылка = http://books.google.com/books?id=lZerfB7L_jgC&lpg=PA87&dq=milky%20way%20thickness&hl=ru&pg=PA87#v=onepage&q&f=false |издательство = [[Cambridge University Press]] |год = 1998 |pages = 87 |allpages = 215 |isbn = 0-521-62039-2 |url-status = dead }}</ref>. Солнце с [[Солнечная система|Солнечной системой]] находятся внутри галактического диска, наполненного пылью, поглощающей свет. Поэтому на небе мы видим полосу звёзд, но клочковатую, напоминающую сгустки молока. Из-за поглощения света Млечный Путь как галактика изучен не до конца: не построена кривая вращения, до конца не выяснен морфологический тип, неизвестно число спиралей и т. д. Галактика содержит около 3{{e|11}} звёзд<ref>{{cite web
 |author      = Frommert, H.; Kronberg, C.
 |date        = 2005-08-25
 |url         = http://www.seds.org/messier/more/mw.html
 |title       = The Milky Way Galaxy
 |publisher   = SEDS
 |accessdate  = 2007-05-09
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/60r7gXIR2?url=http://www.seds.org/messier/more/mw.html
 |archivedate = 2011-08-11
 |deadlink    = no
}}</ref>, а её общая масса составляет около 3{{e|12}} масс Солнца.

Большую роль в изучении Млечного Пути играют исследования скоплений звёзд — относительно небольших гравитационно связанных объектов, содержащих от сотен до сотен тысяч звёзд. Их гравитационная связанность, вероятно, вызвана единством происхождения. Поэтому, исходя из теории эволюции звёзд и зная расположение звёзд скопления на [[диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Рассела]], можно рассчитать возраст скопления. Скопления делятся на [[рассеянное звёздное скопление|рассеянные]] и [[Шаровое звёздное скопление|шаровые]].
* '''Шаровые''' — старые звёздные скопления, имеющие шаровидную форму, концентрирующиеся к центру Галактики. Отдельные шаровые скопления могут иметь возраст свыше 12 млрд лет.
* '''Рассеянные''' — относительно молодые скопления, имеют возраст до 2 млрд лет, в некоторых ещё идут процессы звездообразования. Самые яркие звёзды рассеянных скоплений — молодые звёзды [[спектральные классы звёзд|спектральных классов]] B или{{nbsp}}A, а в самых молодых скоплениях ещё есть голубые сверхгиганты (класс{{nbsp}}O).
Вследствие своих небольших (относительно космологических масштабов) размеров, звёздные скопления напрямую могут наблюдаться только в Галактике и её ближайших соседях.

Ещё один тип объектов, доступный для наблюдения только в окрестностях Солнца, — двойные звёзды. Значимость двойных звёзд для исследования различных процессов, происходящих в галактике, объясняется тем, что благодаря им возможно определить массу звезды, именно в них можно изучить процессы аккреции. Новые и сверхновые типа{{nbsp}}Ia — это тоже результат взаимодействия звёзд в тесных двойных системах.

== История изучения галактик ==
В 1610 году [[Галилео Галилей]] с помощью [[телескоп]]а обнаружил, что Млечный Путь состоит из огромного числа слабых звёзд. В трактате 1755 года, основанном на работах [[Райт, Томас (астроном)|Томаса Райта]], [[Кант, Иммануил|Иммануил Кант]] предположил, что Галактика может быть вращающимся телом, которое состоит из огромного количества звёзд, удерживаемых гравитационными силами, сходными с теми, что действуют в Солнечной системе, но в бо́льших масштабах. С точки наблюдения, расположенной внутри Галактики (в частности, в нашей Солнечной системе), получившийся диск будет виден на ночном небе как светлая полоса. Кант высказал и предположение, что некоторые из [[туманность|туманностей]], видимых на [[ночное небо|ночном небе]], могут быть отдельными галактиками.

[[Файл:M31 by Messier.jpg|мини|300пкс|слева|Объект M31, галактика Андромеда. Рисунок Мессье]]

К концу XVIII столетия [[Мессье, Шарль|Шарль Мессье]] составил [[Каталог Мессье|каталог]], содержащий 109 ярких туманностей. С момента публикации каталога до 1924 года продолжались споры о природе этих туманностей.

[[Гершель, Уильям|Уильям Гершель]] высказал предположение, что туманности могут быть далёкими звёздными системами, аналогичными системе Млечного Пути. В [[1785 год в науке|1785 году]] он попытался определить форму и размеры Млечного Пути и положения в нём Солнца, используя метод «черпаков» — подсчёта звёзд по разным направлениям. В [[1795 год в науке|1795 году]], наблюдая планетарную туманность [[NGC{{nbsp}}1514|NGC 1514]], он отчётливо увидел в её центре одиночную звезду, окружённую туманным веществом. Существование подлинных туманностей, таким образом, не подлежало сомнению, и не было необходимости думать, что все туманные пятна — далёкие звёздные системы<ref name="efremov">{{cite web|author=Ю. Н. Ефремов.|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1198709|title=Постоянная Хаббла|accessdate=2009-07-31|deadlink=no|publisher=[[Астронет]]|archive-date=2010-12-26|archive-url=https://web.archive.org/web/20101226201454/http://astronet.ru/db/msg/1198709}}</ref>.

В XIX веке считалось, что неразрешимые на звёзды туманности являются формирующимися планетными системами. А NGC{{nbsp}}1514 была примером поздней стадии эволюции, где из первичной туманности уже сконденсировалась центральная звезда<ref name="efremov"/>.

К середине XIX века [[Джон Гершель]], сын Уильяма Гершеля, открыл ещё 5000 туманных объектов. Построенное на их основе распределение стало главным аргументом против предположения, что они являются далёкими «островными вселенными», подобными нашей системе Млечного Пути. Было обнаружено, что существует «зона избегания» — область, в которой нет или почти нет подобных туманностей. Эта зона находилась близ плоскости Млечного Пути и была проинтерпретирована как связь туманностей с системой Млечного Пути. Поглощение света, наиболее сильное в плоскости Галактики, было ещё неизвестно<ref name="efremov" />.

После постройки своего телескопа в [[1845 год в науке|1845 году]] [[Парсонс, Уильям (лорд Росс)|лорд Росс]] смог увидеть различия между эллиптическими и спиральными туманностями. В некоторых из этих туманностей он смог выделить и отдельные источники света.

Вращение Галактики вокруг ядра предсказано [[Ковальский, Мариан Альбертович|Марианом Ковальским]]<ref name="Cesevich">{{книга|автор=[[Цесевич, Владимир Платонович|Цесевич В.П.]]|часть=§ 80. Млечный Путь и строение Галактики|заглавие=Что и как наблюдать на небе|место={{М}}|издательство=[[Наука (издательство)|Наука]]|год=1973|издание=4-е изд|страниц=384|ссылка=http://12apr.su/books/item/f00/s00/z0000012/st081.shtml|archivedate=2014-08-26|archiveurl=https://web.archive.org/web/20140826054239/http://12apr.su/books/item/f00/s00/z0000012/st081.shtml}}</ref>, который в 1860 году в «Учёных записках Казанского университета» опубликовал статью с его математическим обоснованием, издание было переведено и на французский язык<ref>{{статья
|автор          = Kowalski M. A.
|издание        = Recherches astronomiques de l'Observatoire de Kasan. No.{{nbsp}}1
|заглавие       = Sur les lois du mouvement propre des étoiles du catalogue de Bradley
|ссылка         = http://books.google.ru/books?id=rp05AAAAcAAJ&pg=PA1
|место          = Казань
|издательство   = Imprimerie de l`Université
|год            = 1859
}}</ref>.

В [[1865 год в науке|1865 году]] [[Хаггинс, Уильям|Уильям Хаггинс]] впервые получил спектр туманностей. Характер эмиссионных линии [[Туманность Ориона|туманности Ориона]] явно говорил о её газовом составе, но спектр [[Галактика Андромеды|туманности Андромеды]] (M31 по каталогу Мессье) был непрерывный, как и у звёзд. Хаггинс заключил, что такой вид спектра M31 вызван высокой плотностью и непрозрачностью составляющего её газа.

В [[1890 год в науке|1890 году]] Агнесса Клерк ({{lang-en|Agnes Mary Clerke}}) в книге о развитии астрономии в XIX веке писала: «Вопрос о том, являются ли туманности внешними галактиками, вряд ли заслуживает теперь обсуждения. Прогресс исследований ответил на него. Можно с уверенностью сказать, что ни один компетентный мыслитель перед лицом существующих фактов не будет утверждать, что хотя бы одна туманность может быть звёздной системой, сравнимой по размерам с Млечным Путём»<ref name="efremov" />.

[[Файл:Pic iroberts1.jpg|мини|300пкс|Фотография [[Галактика Андромеды|M31]], 1899 г.]]

В начале XX века [[Слайфер, Весто Мелвин|Весто Слайфер]] объяснил спектр туманности Андромеды отражением света центральной звезды (за которую он принял ядро галактики). Такой вывод был сделан на основе фотографий, полученных [[Килер, Джеймс Эдуард|Джеймсом Килером]] на 36-дюймовом рефлекторе. Было обнаружено {{num|120000|слабых}} туманностей. Спектр там, где его можно получить, был отражательным. Как известно сейчас, это были спектры отражательных (в основном пылевых) туманностей вокруг звёзд [[Плеяды (звёздное скопление)|Плеяд]].

В 1910 году [[Ричи, Джордж Уиллис|Джордж Ричи]] на 60-дюймовом телескопе обсерватории [[Маунт-Вилсон]] получил снимки, на которых было видно, что спиральные ветви больших туманностей усыпаны звездообразными объектами, но изображения многих из них были нерезкие, туманные. Это могли быть и компактные туманности, и звёздные скопления, и несколько слившихся изображений звёзд.

В 1912—1913 была открыта зависимость «период — светимость» для [[цефеиды|цефеид]].

В [[1918 год в науке|1918 году]] [[Эпик, Эрнст Юлиус|Эрнст Эпик]]<ref>Astrophysical Journal, 55, 406—410 (1922)</ref> определил расстояние до туманности Андромеды и обнаружил, что она не может быть частью Млечного Пути. Хотя полученная им величина составляла 0,6 от современного значения, стало понятно, что Млечный Путь не является всей Вселенной.

В [[1920 год в науке|1920 году]] состоялся «[[Большой спор|Великий спор]]» между [[Шепли, Харлоу|Харлоу Шепли]] и [[Кёртис, Гебер Дуст|Гебером Кёртисом]]. Суть спора заключалась в измерении расстояния по цефеидам до [[Магеллановы Облака|Магеллановых Облаков]] и оценке размера Млечного Пути.
Используя усовершенствованный вариант метода черпаков, Кёртис сделал вывод о маленькой (диаметром в 15 килопарсек) сплюснутой галактике с Солнцем вблизи центра. И также небольшом расстоянии до Магеллановых Облаков.
Шепли, основываясь на подсчёте шаровых скоплений, дал совсем другую картину — плоский диск диаметром около 70 килопарсек с Солнцем, находящимся далеко от центра. Расстояние до Магеллановых Облаков было того же порядка. Итогом спора стал вывод о необходимости ещё одного независимого измерения.

В [[1924 год в науке|1924 году]] на 100-дюймовом телескопе [[Хаббл, Эдвин Пауэлл|Эдвин Хаббл]] нашёл в туманности Андромеды {{num|36|цефеид}} и измерил расстояния до неё, оно оказалось огромным (хотя его оценка и была в {{num|3|раза}} меньше современной). Это подтвердило, что туманность Андромеды — не часть Млечного Пути. Существование галактик было доказано, и «Великий спор» завершён<ref name="efremov" />.

Современная картина нашей Галактики появилась в 1930 году, когда [[Трюмплер, Роберт Джулиус|Роберт Джулиус Трюмплер]] измерил эффект поглощения света, изучая распределение рассеянных звёздных скоплений, концентрирующихся в плоскости Галактики<ref>{{книга
 |автор        = Г. Колчинский, А. А. Корсунь, М. Р. Родригес.
 |часть        = Трюмплер Роберт Джулиус
 |заглавие     = Астрономы
 |ссылка       = http://www.astronet.ru/db/msg/1219764
 |место        = Киев
 |издательство = Наукова Думка
 |год          = 1977
 |издание      = 2-е изд
 |archivedate  = 2010-12-24
 |archiveurl   = https://web.archive.org/web/20101224224723/http://www.astronet.ru/db/msg/1219764
}}</ref>.

В [[1936 год в науке|1936 году]] Хаббл построил классификацию галактик, которая используется по сей день и называется [[Последовательность Хаббла|последовательностью Хаббла]]<ref>{{книга
|автор         = [[Хаббл, Эдвин Пауэлл|Hubble, E. P.]]
|заглавие      = Realm of the Nebulae
|ссылка        =
|место         = New Haven
|издательство  = Yale University Press
|год           = 1936
|allpages =
|pages =
|isbn          =
}}</ref>.

В [[1944 год в науке|1944 году]] [[Хюлст, Хендрик Кристофель ван де|Хендрик Ван де Хюлст]] предсказал существование радиоизлучения с длиной волны {{num|21|см}}, излучаемого межзвёздным атомарным водородом, которое было обнаружено в [[1951 год в науке|1951 году]]. Данное излучение, не поглощаемое пылью, позволило дополнительно изучить Галактику благодаря [[эффект Доплера|доплеровскому смещению]]. Эти наблюдения привели к созданию модели с перемычкой в центре Галактики. Впоследствии прогресс [[радиотелескоп]]ов позволил отслеживать водород и в других галактиках. В 1970-х годах стало понятно, что общая видимая масса галактик (состоящая из массы звёзд и межзвёздного газа), не объясняет скорости вращения газа. Это привело к выводу о существовании тёмной материи<ref name="skazanie">{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1233291/text.html|title=Сказание о тёмной материи|accessdate=2009-08-14|deadlink=no|publisher=[[Астронет]]|archive-date=2010-12-06|archive-url=https://web.archive.org/web/20101206010643/http://astronet.ru/db/msg/1233291/text.html}}</ref>.

В конце 1940-х гг. А. А. Калиняк, В. И. Красовский и [[Никонов, Владимир Борисович|В. Б. Никонов]] получили первое изображение [[Ядро Галактики|центра Галактики]] в [[Инфракрасная астрономия|инфракрасном]] диапазоне спектра<ref name="Cesevich"/><ref>{{статья
|автор         = А. А. Калиняк, В. И. Красовский, В. Б. Никонов
|заглавие      = Наблюдение области галактического центра в инфракрасных лучах
|язык          = ru
|издание       = [[Доклады Академии наук|Доклады Академии наук СССР]]
|том           = 66
|выпуск        = 1
|год           = 1949
}}</ref>.

Новые наблюдения, произведённые в начале 1990-х годов на космическом телескопе «Хаббл», показали, что [[тёмная материя]] в нашей Галактике не может состоять только из очень слабых и малых звёзд. На нём также были получены изображения далёкого космоса, получившие названия [[Hubble Deep Field]], [[Hubble Ultra Deep Field]] и [[Hubble Extreme Deep Field]], показавшие, что в нашей Вселенной существуют сотни миллиардов галактик<ref name="billion_galaxy" />.

Изображение ядра активной галактики с рекордно высоким за всю историю астрономии угловым разрешением получила Российская космическая обсерватория «[[Радиоастрон]]», о чём объявила в 2016 году. Благодаря серии наблюдений, проведённых при участии обсерватории и полутора десятков наземных радиотелескопов, учёным удалось получить рекордное угловое разрешение — 21 микросекунда дуги.
Объектом наблюдения астрономов была [[BL Ящерицы]]. Это сверхмассивная чёрная дыра, находящаяся в центре галактики. Её окружает диск плазмы температурой в миллиарды градусов. Массивные магнитные поля и высочайшие температуры создают джеты — газовые струи, длина которых до нескольких световых лет.
Гипотезы и теоретическое моделирование показали, что благодаря вращению чёрной дыры и аккреционного диска линии магнитного поля должны создать спиральные структуры, а они ускоряют движение потока вещества в джетах. Все это удалось увидеть с помощью снимков орбитального телескопа «Радиоастрона»<ref>{{Cite web |url=https://tass.ru/nauka/2614951 |title=ТАСС: Наука — «РадиоАстрон» получил самые детальные снимки чёрной дыры в созвездии Ящерицы |access-date=2020-06-25 |archive-date=2018-08-13 |archive-url=https://web.archive.org/web/20180813193704/http://tass.ru/nauka/2614951 |deadlink=no }}</ref>.

== См. также ==
* [[Возникновение и эволюция галактик]]
* [[Функция светимости]]

== Примечания ==
{{примечания|2}}

== Литература ==
* {{книга
    |автор=Засов А. В., Постнов К. А.
    |часть=
    |ссылка часть= 
    |заглавие=Общая астрофизика
    |ссылка=
    |викитека= 
    |ответственный=
    |издание= |место=Фрязино |издательство=Век 2
    |год=2006 |том = |страницы= |страниц=496
    |серия=
    |isbn=5-85099-169-7, УДК 52, ББК 22.6 |тираж=3000
    |ref=Засов и Постнов
  }}{{v|2012|01|27}}
* {{cite web|author=Ю. Н. Ефремов.|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1198709|title=Постоянная Хаббла|accessdate=2009-07-31|deadlink=no|publisher=[[Астронет]]}}
* {{книга|автор=James Binney.|заглавие=Galactic Astronomy|ссылка=https://archive.org/details/galacticastronom0000binn|издательство=Princeton University Press|год=1998}}
* {{книга|автор=Terence Dickinson.|заглавие=The Universe and Beyond|ссылка=https://archive.org/details/universebeyond0004dick|издание=Fourth Edition|издательство=Firefly Books Ltd.|год=2004}}
* {{книга|автор=Марочник, Л.С.; Сучков, А.А.|заглавие=Галактика|место=Москва|издательство=Наука|год=1984|страниц=392}}

== Ссылки ==
{{Навигация
|Портал = Астрономия
|Викисловарь = галактика
}}
* {{cite web|url=https://seds.org/messier/galaxy.html|title=Galaxies|publisher=SEDS|lang=en|archiveurl=https://www.webcitation.org/60r7hzj4e?url=https://seds.org/messier/galaxy.html|archivedate=2011-08-11|accessdate=2005-09-17|deadlink=no}}
* {{cite web|url=http://www.femto.com.ua/articles/part_1/0655.html|title=Галактика|work=Физическая энциклопедия|accessdate=2009-04-01|deadlink=no}}
* {{cite web|url=http://www.femto.com.ua/articles/part_1/0656.html|title=Галактики|work=Физическая энциклопедия|accessdate=2012-06-01|deadlink=no}}
* {{cite web|url=https://astrogalaxy.ru/151.html|title=Наша Галактика — звёздный дом, в котором мы живём|work=Астрогалактика|accessdate=2009-08-12|deadlink=no}}
* {{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1180523|title=Галактика|work=Астронет|accessdate=2009-08-12|deadlink=no|publisher=[[Астронет]]}}

{{ВС}}
{{Звёздная система}}
{{Галактики}}
{{Избранная статья|Астрономия|Физика}}

[[Категория:Типы астрономических объектов]]
[[Категория:Астрофизика]]
[[Категория:Галактики|*]]