Галактика агӀонан коде хьажар

{{About|йукъара галактикех лаьцна|вайн галактикех лаьцна|Ча такхийна тачанех лаьцна|терминан кхечу маьӀнех лаьцна|Галактика (маьӀнаш)}} 

[[Файл:NGC 4414 (NASA-med).jpg|мини|300пкс|[[NGC{{nbsp}}4414|NGC 4414]], диаметр 17{{nbsp}}[[парсек|килопарсек]] гергга йолу, Дуьненна 20{{nbsp}}мегапарсек гергга гена йолу [[Вероникин Месаш (седарчийн гулам)|Вероникин месаш]] седарчийн гуламера [[спиралан галактика]]]]. 

'''Гала́ктика''' ({{lang-grc|[[wikt:γαλαξίας#Желтойн|γᾰλαξίας]]}} «Ча такхийна тача»<ref>{{Cite web |url=https://wiki.lingvoforum.net/wiki/index.php/Книги/Древнегреческо-русский_словарь_Дворецкого/26 |title=Древнегреческо-русский словарь Дворецкого: «γᾰλαξίας» |access-date=2022-06-18 |archive-date=2019-11-23 |archive-url=https://archive.ph/dwqsX |deadlink=no }}</ref> схьадаьлла {{lang-grc|[[wikt:γάλα#Ширажелтойн|γάλα]], [[wikt:en:γάλακτος#Ancient Greek|γάλακτος]]}} «[[Ча такхийна тача#Этимологи|ча]]») — [[гравитацин энерги|гравитацица-уьйран]] [[седа]]рчех, [[седин гулам]]ех, [[седарчашна йукъара газ]]ах а, [[седарчашна йукъара чан|ченах]], [[Къайлайаьккхина масса|бодане матерех]], [[Планета|планетех]] лаьтта система. Галактикина йукъара йерриг объекташа дакъа лоцу йукъара [[массийн центр]]ан гуонахьара боламехь<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>.

Йерриг галактикаш ([[Ча такхийна тача|вайниг]] йоцург) — чӀогӀа генара [[астрономин объект]]аш йу. Уггаре гергарчунна тӀе йолу йукъаметтиг йусту [[парсек|мегапарсекашкахь]], ткъа генарчунна — [[Космологин цӀен дӀатаӀар| цӀен дӀатаӀарца]]{{nbsp}}{{math|<var>z</var>}}{{nbsp}}. 2022 шарахь йевза уггаре генара галактика [[CEERS-93316]] йу. [[Стигал|Стиглахь]] [[гӀирс боцу бӀаьрг]]аца ган таро йу йиъ галактика: [[Андромедин галактика]] (го къилбаседин эхигехь), [[Магелланан Мархаш|Йоккха а, Жима а Магелланан Мархаш]] (го къилба эхигехь; вайн Галактикин спутник йу), [[Кхосаберг (седарчийн гулам)|Кхосаберг]] седарчийн гуламера [[Кхосаберган галактика|М33]] галактика (къилбаседа эхигера го серлайаланза стиглахь)<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>.

[[Гуш долу Ӏалам]]ера галактикин берриг барам билггала хууш бац. 1990-гӀа шерашкахь, космосан «[[Хаббл (телескоп)|Хаббл]]» телескопаца, лерира, йерриг йолу галактика 100 миллиард гергга хилар<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>. 2016 шарахь йуха мах хадийра ши триллион<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> гергга аьлла. 2021 шарахь космосан [[Керла анаш|New Horizons]] аппарато белла керлачу хаамашца, хӀинца йу масех бӀе миллиард<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/}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20210127150835/https://nat-geo.ru/science/universe/kolichestvo-galaktik-vo-vselennoi-vnov-pereschitali/ |date=2021-01-27 }}</ref> галактика.

Ӏаламехь галактикаш цхьабосса ца йекъна: цхьаьна областехь ган тарло дийнна тоба гергара галактикаш{{Дехьадалар|#Йоккхамасштабан галактикийн цхьаьнакхетаралла|green}}, ткъа цхьан а ца ган а тарло (царех олу [[войд]]аш).

XX бӀешо кхаччалц аьтту ца балара шеш долу седарчашка кхаччалц галактикийн суьрташ даха. 1990-гӀа шерашна йуьххьехь шеш седарчий ган аьтту баьлла 30 гергга галактика йагарйора, уьш йерриш йукъайоьдура [[Меттигера тоба]]нна. [[Космосан телескоп]] «[[Хаббл (телескоп)|Хаббл]]» хьалахецчул а, 10 метр йеха лаьттан тӀера телескоп а йинчул тӀаьхьа дика гун галактикийн барам цӀеххьана тӀекхийтира.

Галлактикаш тайп-тайпана хуьлу: эллиптически, дискан спиралан, спиралан перемычкица, линзах тӀера, кеги, нийса йоцу кепахь, и. к. д. Цера йозалла ю 10<sup>7</sup> дуьна 10<sup>12</sup> кхаччалц [[Малх|Маьлхан]] йозалла. Вайн галактикин йозалла ю 2х10<sup>11</sup> Маьлхан йозалла. Галактикашан йоккхалла хуьлу 5 — 250 килопарсек (16 — 800 эзар [[серлонан шо]]). Вайн галактикан диаметр ю 30 килопарсек (100 эзар серлонан шо). 2012 шарахь евзуш хила массарелла йоккха галактика IC 1101 ю 600 килопарсек<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}}</ref>.

Ӏаьржа материн йозалла хила тарло галактикан йозаллин 90 % кхочуш, я цхьайолу жима галактикашкахь санна цахила а тарло<ref>{{cite web
 |date        = 2009-03-11
 |url         = http://www.popmech.ru/article/5092-rozhdenie-karlika/
 |title       = Рождение карлика: Галактика без темноты
 |publisher   = Popmech.ru
 |accessdate  = 2009-07-26
 |archiveurl  = http://www.webcitation.org/60r7UNRME
 |archivedate = 2011-08-11
}} {{Webarchive|url=https://archive.today/20121221150257/http://www.popmech.ru/article/5092-rozhdenie-karlika/ |date=2012-12-21 }}</ref>.

''Галактикаш'' цхьанабараме дӀасаяржина йац: цхьайолу метташкахь уьш шортта хуьлу, кхоьчу метташкахь уьш цхьаа ца хуьлу (иштта метташках олу ''войд''). Массо а галактика маса ю хууш дац. Схьахетарех уьш цхьа бӀе миллиард ю (10<sup>11</sup>)<ref name="billion_galaxy"/>.

Галактикаш тайп-тайпана хуьлу: царна йукъахь билгалйаккха тарло сферинкепара [[эллиан галактикаш]], экъанан [[спиралан галактикаш]], [[тӀай долу спиралан галактика|тӀай долу галактикаш)]], [[Линзакепара галактикаш|линзакепара]], [[буйдолан галактика|буйдолан]], [[нийса йоцу галактика|нийса йоцу]], иштта кхин а{{Дехьадалар|#Морфологи|green}}. Нагахь терхьех лаьцна дийцахь, тӀаккха, масала, церан [[масса]] хийцало [[Малх|Маьлхан]] масса 0,5 {{e|6}} тӀера буйдолан галактикин ([[Segue 2]] саннарш) [[Малх|Маьлхан]] масса 2,5{{e|15}} кхаччалц тӀехгигантан галактикин (масала [[IC 1101]] саннарш), дуста далийча — вайн [[Ча такхийна тача]] галактикин масса йу Маьлхан 2{{e|11}} масса.

Галактикийн диаметр — 5 тӀера 250 кхаччалц кило[[парсек]]{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=299}} йу (16—800 эзар [[серлонан шо]]), дуьстича — [[Ча такхийна тача|вайн галактикин]] диаметр йу 30 килопарсек гергга (100 эзар серлонан шо). Йевза уггаре йоккха (2021 шарахь) галактика [[IC{{nbsp}}1101|IC 1101]] диаметрехь 600 килопарсек сов йу<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}}{{Недоступная ссылка|date=Сентябрь 2018 |bot=InternetArchiveBot }}</ref>{{Дехьадалар|#Масса а, барам а|green}}.

Галактикин хӀоттамах хиина боцу цхьа бала бу [[бодане матери]], цуо гойту ша гравитацин вовшийгӀодарехь. Иза хила тарло 90 % кхаччалц галактикин йерриг массех, хилне ца хила а тарло, цхьацца буйдолан галактикашкахь санна<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
}} {{Webarchive|url=https://archive.today/20121221150257/http://www.popmech.ru/article/5092-rozhdenie-karlika/ |date=2012-12-21 }}</ref>{{Дехьадалар|#Галактикин гулдаларшкахь бодане матереш лахар|green}}.

== Этимологи ==
«Галактика» ({{lang-grc|γαλαξίας}}) дош догӀуш ду [[Ча Такхийна Тача]]н грекийн цӀарах ({{lang-grc2|κύκλος γαλαξίας}} — «шуран го»)<ref>{{cite web |url=http://www.astronet.ru:8100/db/msg/1180523 |title=Галактика |work=[[Астронет]] |author=Сучков Л. А.}}</ref>.

== Тергонаш ==
<!--
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 нашей галактики
|-
| [[#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
| 10<sup>7</sup>—10<sup>11</sup> [[солнечная светимость|L<sub>ʘ</sub>]]
| 5{{e|10}} L<sub>ʘ</sub>
|-
| [[#Масса и размер|Масса М<sub>25</sub> в пределах D<sub>25</sub>]]
| Измерение скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера
| 10<sup>7</sup>—10<sup>12</sup> [[солнечная масса|M<sub>ʘ</sub>]]
| 2{{e|11}} M<sub>ʘ</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
| 10<sup>8</sup>—10<sup>9</sup> 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>ʘ</sub>
| 4{{e|6}} M<sub>ʘ</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 Вселенной как целого, изучении эволюции самих галактик, определении 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, измеряемое 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
 | archiveurl  = http://www.webcitation.org/60r7aUzeK
 | archivedate = 2011-08-11
}}</ref>:
* [[Цефеиды]], зная период пульсаций которых, можно узнать их светимость. Первый объект, по которому измерили расстояние до других галактик.
* [[Сверхновая звезда|Сверхновые]] типа Ia. Именно с помощью них в 90-х годах XX века открыли ускоренное расширение Вселенной.
* Красные гиганты.
* Сверхгиганты.
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 [[соотношение 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 10<sup>5</sup>—10<sup>6</sup> 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&nbsp;— 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}}.

=== 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]]
|<10<sup>−4</sup>
|[[Активные ядра галактик|Активные ядра]] некоторых галактик; источники, дающие одиночные короткие всплески излучения (нейтронные звёзды, чёрные дыры)
|-
|[[Рентгеновское излучение|Рентгеновский]]
| 10<sup>−3</sup>—10<sup>−4</sup>
|[[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]]
|10<sup>−2</sup>—10<sup>−4</sup>
|[[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 гравитационное взаимодействие.

Независимым образом можно прийти к выводу о наличии 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
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=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.&nbsp;П. Решетников.
 | title       = Эти странные галактики с полярными кольцами
 | url         = http://www.rfbr.ru/pics/28159ref/file.pdf
 | archiveurl  = http://www.webcitation.org/60r7b4pFZ
 | archivedate = 2011-08-11
}}</ref>.

''Сфероидальный компонент'' — сфероподобное распределение звёзд.

''[[Балдж]]'' ({{lang-en|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}}</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
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=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
! Sa-Sd
! 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. [[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 год в науке|2003 году]] Майклом Дринкуотером (''Michael Drinkwater'') из университета Квинсленда (University of Queensland) был открыт новый вид галактик, классифицируемый как [[ультракомпактная карликовая галактика|ультракомпактные карликовые галактики]]<ref>{{cite journal
 | author=Phillipps, S.; Drinkwater, M. J.; Gregg, M. D.; Jones, J. B. | title=Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster | journal=The Astrophysical Journal
 | year=2001 | volume=560 | issue=1 | pages=201—206
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...560..201P
 | doi=10.1086/322517}} {{en icon}}</ref>.
<center>
<gallery perrow="4">
Файл:Messier object 089.jpg|E0: M89
Файл:MESSIER 105 2MASS.jpg|E1: M105
Файл:Messier 60 Hubble WikiSky.jpg|E2: M60
Файл:Messier object 086.jpg|E3: M86
Файл:Messier object 049.jpg|E4: M49
Файл:Messier object 110.jpg|E6: M110
Файл:Ngc1316 hst.jpg|S0: NGC 1316
Файл:Phot-34b-05-fullres.jpg|Sa: NGC 92
Файл:Messier51 sRGB.jpg|Sc: M51
Файл:Phot-14b-09-fullres 2.JPG|Sd: NGC 7793
Файл:Ngc1427AIrregulargalaxy.jpg|Irr:NGC 1427
Файл:NGC 4650A I HST2002.jpg|NGC 4650A&nbsp;— галактика с полярным кольцом
</gallery>
</center>

== Крупномасштабные объединения галактик ==
[[Файл:Seyfert Sextet full.jpg|мини|300пкс|слева|[[Секстет Сейферта]] как пример группы галактик]]

На снимках галактик видно, что действительно одиноких галактик немного (так называемые галактики поля). Порядка 95 % галактик образуют [[Скопление галактик|группы галактик]]<ref name="McKee">{{cite web
 | author      = McKee, Maggie.
 | date        = 07-06-2005
 | url         = http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn7478
 | title       = Galactic loners produce more stars
 | publisher   = New Scientist
 | accessdate  = 2009-08-04
 | archiveurl  = http://www.webcitation.org/60r7bjRkM
 | archivedate = 2011-08-11
}}</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  = http://www.webcitation.org/60r7cEguw
 | archivedate = 2011-08-11
}}</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
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=335
|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>{{cite journal | author = Dubinski, John.
 | title=The Origin of the Brightest Cluster Galaxies
 | journal=Astrophysical Journal | year=1998 | volume=502
 | issue=2 | pages=141—149
 | url=http://www.cita.utoronto.ca/~dubinski/bcg/
 | doi=10.1086/305901}} {{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. В масштабах сверхскоплений галактики выстраиваются в полосы и нити, окружающие обширные разрежённые пустоты<ref>{{cite journal | author = Bahcall, Neta A.
 | title=Large-scale structure in the universe indicated by galaxy clusters
 | journal=Annual review of astronomy and astrophysics
 | year=1988 | volume=26 | pages=631—686
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988ARA&A..26..631B
 | doi=10.1146/annurev.aa.26.090188.003215}} {{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
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=401
|часть=Галактики и скопления галактик
|isbn=5-85099-169-7}}</ref>.

Наша Галактика является одной из галактик Местной группы, доминируя в ней вместе с Андромедой. 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
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=385
|часть=Галактики и скопления галактик
|isbn=5-85099-169-7}}</ref>.

== Процессы ==

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

[[Файл:Antennae galaxies xl.jpg|мини|300пкс|слева|Галактика Антенна — 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        = 05-2003
 | archivedate = 2011-08-11
 | archiveurl  = http://www.webcitation.org/60r7cTICP
 | archivedate = 2011-08-11
}}</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 год в науке|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
 | archiveurl  = http://www.webcitation.org/60r7chB15
 | archivedate = 2011-08-11
}}</ref>.

Столкновения галактик являются весьма распространённым явлением во Вселенной. В результате анализа 21 902 галактик (сообщение начала [[2009 год в науке|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
 | archiveurl  = http://www.webcitation.org/60r7dPDvl
 | archivedate = 2011-08-11
}}</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
 | archiveurl  = http://www.webcitation.org/60r7dxjtn
 | archivedate = 2011-08-11
}}</ref>.

=== Процессы в активных ядрах ===
{{Основная статья|Активные ядра галактик}}

[[Файл:M87 jet.jpg|мини|300пкс|Активная гигантская эллиптическая 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
 | archiveurl  = http://www.webcitation.org/60r7eViZe
 | archivedate = 2011-08-11
}}</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">{{Cite journal
| volume = 31
| issue = 1
| pages = 473—521
| author = Antonucci, R.
| title = Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars
| journal = Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics
| date = 1993
| doi = 10.1146/annurev.aa.31.090193.002353}} {{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
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=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
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=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
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=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|MACSJ0025.4-1222, 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]], строя изображение. Кроме этого, повышается [[яркость]] источника вследствие изменения его [[угловой размер|углового размера]]<ref>{{Книга
|автор=Захаров А.&nbsp;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 ΛCDM-модели Вселенной,
* поиска тёмной материи внутри скоплений галактик<ref>
{{cite web
 | author        = Vakif K. Onemli.
 | date = 01-2004
 | url           = http://ru.arxiv.org/abs/astro-ph/0401162
 | title         = Gravitational Lensing by Dark Matter Caustics
 | work = arXiv.org
 | accessdate = 2009-09-01
 | lang          = en
}}</ref>,
* поиска далёких галактик.

На данный момент в базе NED<ref>{{cite web
 | url         = http://nedwww.ipac.caltech.edu/
 | title       = NASA/IPAC Extragalactic Database
 | publisher   = IPAC
 | accessdate  = 2009-07-26
 | lang        = en
 | archiveurl  = http://www.webcitation.org/60r7f2bOq
 | archivedate = 2011-08-11
}}</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
 | archiveurl  = http://www.webcitation.org/60r7fHqiQ
 | archivedate = 2011-08-11
}}</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 MACSJ0025.4-1222, являющимся столкновением двух массивных скоплений галактик, поведение газа и тёмной материи диаметрально противоположны<ref name="merging_cluster_MACSJ0025.4-1222">[http://arxiv.org/abs/0806.2320 Revealing the properties of dark matter in the merging cluster MACSJ0025.4-1222]</ref>.

==== Поиск далёких галактик ====
Поиск далёких галактик сопряжён со следующими проблемами:
# 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, намного хуже;
# излучение далёких галактик ослаблено как из-за [[космология|космологических]] эффектов, так и из-за того, что молодые галактики, по современным представлениям, на больших z (а значит, на более ранних этапах своей жизни) гораздо меньше Млечного Пути и сходны с Магеллановыми Облаками.
Многократное усиление пучка света, вызванное гравитационным линзированием, помогает в решении обеих проблем, делая возможным наблюдения галактик на z>7. Исходя из этих теоретических представлений, группа астрономов стала наблюдать массивные скопления. В результате их наблюдений 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=08-01-2007 | 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 = 2009-07-31
 | doi=10.1017/S1743921306010520}}</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
|издательство=Век 2
|место=Фрязино
|год=2006
|страницы=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 данного процесса.
Размер области, охваченной звездообразованием, как правило, не превышает 100 пк. Однако встречаются комплексы со 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.&nbsp;А. Насимович.
 | title       = Звёзды/Как рождаются звёзды
 | url         = http://www.astronet.ru/db/msg/1222187/sect11.html
 | archiveurl  = http://www.webcitation.org/60r7g1KHo
 | archivedate = 2011-08-11
}}</ref>:
# наличие 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 10<sup>7</sup> М<sub>ʘ</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 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  = http://www.webcitation.org/60r7gML5H
 | archivedate = 2011-08-11
}}</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 = 07-2009
 | 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
}}</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|Картина Млечного Пути]]

Млечный Путь, называемый также просто ''Галактикой'', является большой спиральной галактикой с перемычкой, диаметром около 30 килопарсек (или 100 000 световых лет) и толщиной 1000 световых лет (до 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}}</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        = August 25, 2005
 | url         = http://www.seds.org/messier/more/mw.html
 | title       = The Milky Way Galaxy
 | publisher   = SEDS
 | accessdate  = 2007-05-09
 | archiveurl  = http://www.webcitation.org/60r7gXIR2
 | archivedate = 2011-08-11
}}</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 A, а в самых молодых скоплениях ещё есть голубые сверхгиганты (класс 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 Ia — это тоже результат взаимодействия звёзд в двойных системах, называемых тесными двойными системами.

== История изучения галактик ==
В [[1610 год в науке|1610 году]] [[Галилео Галилей]] при исследовании Млечного Пути с помощью [[телескоп]]а обнаружил, что Млечный Путь состоит из огромного числа слабых звёзд. В трактате [[1755 год в науке|1755 года]], основанном на работах [[Райт, Томас (астроном)|Томаса Райта]] ({{lang-en|Thomas Wright}}), [[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 век в науке|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 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|archiveurl=http://www.webcitation.org/60r7gd7of|archivedate=2011-08-11}}</ref>.

В [[XIX век в науке|XIX веке]] считалось, что неразрешимые на звёзды туманности являются формирующимися планетными системами. А NGC 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}}</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. 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]] ({{lang-en|William Huggins}}) впервые получил спектр туманностей. Характер эмиссионных линии [[Туманность Ориона|туманности Ориона]] явно говорил о её газовом составе, но спектр 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 M31, 1899 г.]]

В начале [[XX век в науке|XX века]] [[Слайфер, Весто Мелвин|Весто Слайфер]] ({{lang-en|Vesto Melvin Slipher}}) 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 120 000 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 год в науке|1910 году]] Джордж Ричи ({{lang-en|George Willis Ritchey}}) 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 год в науке|1912]]—[[1913 год в науке|1913]] была открыта зависимость «период — светимость» для 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 [[Кертис, Гебер Дуст|Гебером Кертисом]]. Суть спора заключалась в измерении расстояния по цефеидам до Магеллановых Облаков и оценке размера Млечного Пути.
Используя усовершенствованный вариант метода черпаков, Кертис 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 36 цефеид и измерил расстояния до неё, оно оказалось огромным (хотя и в 3 раза меньше современной величины). 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 год в науке|1930 году]], когда Роберт Джулиус Трюмплер ({{lang-en|Robert Julius Trumpler}}) измерил эффект поглощения света, изучая распределение рассеянных звёздных скоплений, концентрирующихся в плоскости Галактики<ref>{{книга
|автор          = Г. Колчинский, А.&nbsp;А. Корсунь, М.&nbsp;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
}}</ref>.

В [[1936 год в науке|1936 году]] Хаббл построил классификацию галактик, которая используется по сей день и называется 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]] (''Hendrik van de Hulst'') предсказал существование радиоизлучения с длиной волны 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|archiveurl=http://www.webcitation.org/60r7hNXMX|archivedate=2011-08-11}}</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
|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]] и [[Hubble Ultra Deep Field]], показавшие очевидность того, что в нашей Вселенной существуют сотни миллиардов галактик<ref name="billion_galaxy" />.
-->

== Галактикаш Ӏаморан истори ==
1610 шарахь [[Галилео Галилей]]н [[телескоп]]ан гӀоьнца карийра, Ча такхийна тача дуккха а гӀийла седарчех лаьтташ хилар. [[Райт, Томас (астроном)| Райт Томасан]] а, [[Кант, Иммануил|Кант Иммануилан]] а белхаш тӀехь йаздина, 1755 шеран трактатехь, тардалийтира, Галактика дуккха а гравитацин ницкъаша сацийна седарчех лаьтта хьийза дегӀ хилар, Маьлхан системехь лелар, амма йаккхийчу масштабашкахь. Галактикин чохь йолу тидаман меттигера (масала, вайн Маьлхан системехь), кхаьчна экъа буьйсенан стиглахь гур ду сирла аса санна. Канта шена хетарг элира, масала, [[буьйсенан стигал|буьйсенан стиглахь]] го цхьацца [[тача]]наш, шеш лаьтта галактикаш хила мега аьлла.

[[Файл:M31 by Messier.jpg|мини|300пкс|слева|M31 объект, Андромедин галактика. Мессьен сурт]]

XVIII бӀешеран чаккхенгахь [[Мессье, Шарль|Мессье Шарла]] чохь 109 къегина тача долу [[Мессьен каталог|каталог]] хӀоттийра. Каталоган зорба тоьхначул тӀаьхьа 1924 шо кхаччалц къийсамаш лаьттира оцу тачанийн Ӏаламах.

== Хьажа кхин а ==
* [[Галактикаш кхоллар а, кхиар а]]
* [[Серлоллин функци]]

== Билгалдахарш ==
{{Билгалдахарш}}

== 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|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}}

== Хьажоргаш ==
{{Гергара проекташ
|Ков = Астрономи
|Викидошам = 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]]}}

{{1000}}
{{АХь}}
{{Седарчийн система}}
{{Галактикаш}}

[[Категори:Астрономин объектийн тайпанаш]]
[[Категори:Астрофизика]]
[[Категори:Галактикаш|*]]