Галактика — Вікіпедія

Гала́ктика (дав.-гр. Γαλαξίας — «молочний») — система зір, міжзоряного газу, пилу та темної матерії, поєднаних силою тяжіння. Слово походить від давньогрецького γαλαξίας — «молочний», що є посиланням на давньогрецьку назву галактики Чумацький Шлях, в якій знаходиться Сонячна система. Типові Галактики налічують близько 100 мільярдів зір, однак серед галактик зустрічаються і карликові з менш ніж 100 мільйонами зір, і надгігантські зі 100 трильйонами зір. Більшу частину маси типової галактики становить темна матерія, натомість як на зорі й газові туманності припадає лише кілька відсотків загальної маси. В центрах багатьох галактик містяться надмасивні чорні діри.

За видимою формою галактики поділяються на еліптичні, спіральні й неправильні.

Нашу Галактику — Чумацький Шлях — можна спостерігати на небосхилі у вигляді довгої витягнутої смуги, густо вкритої зорями. Усі інші галактики дуже віддалені. Відстань до найближчих із них вимірюється в мегапарсеках, а до далеких — в одиницях космологічного червоного зміщення. Саме через віддаленість неозброєним оком на небі можна побачити лише чотири з них: туманність Андромеди (у північній півкулі), Велику і Малу Магелланові Хмари (у південній півкулі) та галактику М33 (у північній півкулі)^[1]. Вирізнити окремі зорі в зображеннях інших галактик не вдавалося аж до початку XX століття. До початку 1990-х років налічувалося не більше 30 галактик, в яких вдалося виділити окремі зорі (всі ці галактики належать до Місцевої групи). Після запуску космічного телескопа «Габбл» і введення в дію 10-метрових наземних телескопів кількість галактик, в яких вдалося розрізнити окремі зорі, значно зросла.

За оцінками, у видимому Всесвіті існує від 200 мільярдів (2×10¹¹) до 2 трильйонів галактик. Більшість галактик мають діаметр від 1000 до 100 000 парсек (приблизно від 3000 до 300 000 світлових років) і розділені відстанями порядку мільйонів парсеків.

Галактики розподілені у Всесвіті нерівномірно. Більшість з них гравітаційно пов'язані в групи, скупчення та надскупчення. Чумацький Шлях є частиною Місцевої групи, яка, своєю чергою, входить до складу надскупчення Діви. У найбільшому масштабі ці асоціації зазвичай організовані в стіни та нитки, оточені величезними войдами (пустотами). Наше надскупчення Діви міститься в набагато більшій космічній структурі під назвою Ланіакея.

Етимологія[ред. | ред. код]

Слово «гала́ктика» (дав.-гр. γαλαξίας) походить від грецької назви нашої Галактики (κύκλος γαλαξίας означає «молочне кільце» — як опис спостережуваного явища на нічному небі), далі з γάλα (γάλακτος) «молоко», та згодом з праінд. *galact- «молоко»^[2]. Коли астрономи припустили, що різні небесні об'єкти, які вважалися спіральними туманностями, можуть бути величезними скупченнями зір, ці об'єкти стали називати «острівними всесвітами» або «зоряними островами». Але пізніше, коли стало зрозуміло, що ці об'єкти схожі на нашу Галактику, обидва терміни вийшли з ужитку й були замінені терміном «галактика».

Етимологію слова Galaxias (Γαλαξίας) і його зв'язок з молоком (γάλα) розкривають два схожих давньогрецьких міфи. Одна з легенд розповідає про розлите по небу материнське молоко богині Гери, яка годувала грудьми Геракла. Коли Гера дізналася, що немовля, яке вона годує груддю, не її власне дитя, а незаконний син Зевса і земної жінки, вона відштовхнула його, і розлите молоко стало Чумацьким Шляхом. Інша легенда говорить про те, що розлите молоко — це молоко Реї, дружини Кроноса, а немовлям був сам Зевс. Кронос пожирав своїх дітей, оскільки йому було передбачено, що він буде повалений власним сином. У Реї зародився план, як урятувати свою шосту дитину, новонародженого Зевса. Вона загорнула в дитячий одяг камінь і підсунула його Кроносу. Кронос попросив її погодувати сина ще раз, перед тим як він його проковтне. Молоко, пролите з грудей Реї на голий камінь, згодом стали називати Чумацьким Шляхом.

Оскільки галактики спочатку були відкриті телескопічно і були відомі як спіральні туманності, то більшість астрономів 18-19 століть вважали їх або невизначеними зоряними скупченнями, або анагалактичними туманностями, і просто вважали частиною Чумацького Шляху, але їхній справжній склад і природа залишалися загадкою. Згодом спостереження за допомогою більших телескопів кількох сусідніх яскравих галактик, таких як Галактика Андромеди, почали перетворювати їх на величезні скупчення зірок, але, виходячи лише з видимої тьмяності та чисельності зірок, справжні відстані цих об'єктів розміщували їх далеко за межами Чумацького Шляху. З цієї причини їх називали острівними Всесвітами^[3], але цей термін швидко вийшов з ужитку, оскільки слово "Всесвіт" означало всю повноту існування. Натомість їх стали називати просто галактиками^[4].

Історія вивчення галактик[ред. | ред. код]

1610 року Галілео Галілей за допомогою телескопа виявив, що Чумацький Шлях складається з величезної кількості слабких зір^[5]. У трактаті 1755 року, заснованому на роботах Томаса Райта (англ. Thomas Wright), Іммануїл Кант припустив, що Чумацький Шлях може бути обертовим тілом, яке складається з величезної кількості зір, що утримуються гравітаційною взаємодією, подібно до Сонячної системи, але у більших масштабах. Якщо спостерігати таку Галактику зсередини, на нічному небі диск буде помітно як світлу смугу. Кант висловив припущення, що деякі з туманностей, видимих на нічному небі, також можуть бути окремими галактиками.

До кінця XVIII століття Шарль Мессьє склав каталог, що містив 109 яскравих туманностей. Від часу публікації каталогу до 1924 року тривали суперечки про природу цих туманностей.

Вільям Гершель висловив припущення, що туманності можуть бути далекими зоряними системами, подібними до Чумацького Шляху. 1785 року він спробував визначити форму і розміри Чумацького Шляху і розташування в ньому Сонця, використовуючи метод «черпків» — підрахунку зір за різними напрямками. 1795 року, спостерігаючи планетарну туманність NGC 1514, він виразно побачив у її центрі окрему зорю, оточену туманною речовиною. Існування справжніх туманностей, таким чином, не підлягало сумніву, і не було необхідності вважати, що всі туманні плями — далекі зоряні системи^[6].

До середини XIX століття Джон Гершель, син Вільяма Гершеля, відкрив ще 5000 туманних об'єктів. Побудований на їх основі розподіл став головним аргументом проти припущення, що вони є далекими «острівними всесвітами», подібними до нашої системи Чумацького Шляху. Було виявлено, що існує «зона уникнення» — ділянка, на якій немає (або майже немає) подібних туманностей. Ця зона розташована поблизу площини Чумацького Шляху і це явище було інтерпретовано як зв'язок туманностей із системою Чумацького Шляху. Поглинання світла, найсильніше у площині Галактики, було ще невідоме^[6].

Після побудови свого телескопа 1845 року Вільям Парсонс зміг побачити відмінності між еліптичними та спіральними туманностями. У деяких із цих туманностей він зміг виділити й окремі джерела світла.

1865 року Вільям Гаґґінс вперше отримав спектр туманностей^[7]. Характер емісійних ліній туманності Оріона ясно свідчив про її газовий склад, але спектр туманності Андромеди (M31 за каталогом Месьє) був безперервним, як у зір. Хеггінс зробив висновок, що такий вигляд спектру M31 викликано високою щільністю і непрозорістю газової складової.

На початку XX століття Весто Мелвін Слайфер (англ. Vesto Melvin Slipher) пояснив спектр туманності Андромеди відбиттям світла центральної зорі (зорею він помилково вважав ядро галактики). Такий висновок було зроблено на підставі фотографій, отриманих Джеймсом Кілером на 36-дюймовому рефлекторі. Загалом було виявлено 120 000 слабких туманностей. Спектр (там, де його можна було отримати) був відбивним. Як зараз відомо, це були спектри відбивних туманностей (здебільшого — пилових) навколо Плеяд.

1910 року Джордж Річі (англ. George Willis Ritchey) на 60-дюймовому телескопі обсерваторії Маунт-Вілсон отримав знімки, на яких було видно, що спіральні гілки великих туманностей всипані зореподібними об'єктами, але зображення багатьох з них були нерізкі, туманні. Це могли бути й компактні туманності, і зоряні скупчення, і декілька зображень зірок, що злилися разом.

У 1912–1913 роках була відкрита залежність «період — світність» для цефеїд.

1920 року відбулася «Велика суперечка» між Харлоу Шеплі і Гебером Кертісом. Сутність суперечки полягала у вимірі відстані до Магелланових Хмар за цефеїдами та оцінюванні розміру Чумацького Шляху. Застосовуючи вдосконалений варіант методу «черпків», Кертіс зробив висновок про існування порівняно невеликої (діаметром близько 15 кілопарсек) сплющеної галактики із Сонцем поблизу центра, а також про невелику відстань до Магелланових Хмар. Шеплі, ґрунтуючись на підрахунку кулястих скупчень, подав зовсім іншу картину — Сонце перебуває досить далеко від центра плоского диска діаметром близько 70 кілопарсек, відстань до Магелланових Хмар виходила приблизно такою ж. Підсумком суперечки став висновок про необхідність ще одного незалежного вимірювання.

1924 року на 100-дюймовому телескопі Едвін Габбл знайшов у туманності Андромеди 36 цефеїд і виміряв відстань до них. Відстань виявилася величезною (хоча обчислена Габблом величина була втричі меншою за сучасну). Це підтвердило, що туманність Андромеди — не частина Чумацького Шляху. Існування галактик було доведено, і «Велику суперечку» вирішено^[6].

Сучасна будова нашої Галактики з'ясувалася 1930 року, коли Роберт Джуліус Трюмплер (англ. Robert Julius Trumpler) виміряв ефект поглинання світла, вивчаючи розподіл розсіяних зоряних скупчень, що концентруються в площині Галактики^[8].

1936 року Габбл побудував класифікацію галактик, яка використовується і сьогодні та називається послідовністю Габбла^[9].

1944 року Гендрік ван де Гулст (нід. Hendrik van de Hulst) передбачив існування радіовипромінювання міжзоряного атомарного водню із довжиною хвилі 21,2 см, яке було виявлено^[10] 1951 року. Це випромінювання, що не поглинається пилом, дозволило додатково вивчити Галактику завдяки доплерівському зсуву. Спостереження призвели до побудови моделі з перемичкою в центрі Галактики. Згодом розвиток радіотелескопів дозволив відстежувати рух водню і в інших галактиках. У 1970-х роках стало зрозуміло, що загальна видима маса галактик (що складається з маси зір і міжзоряного газу), не пояснює швидкості обертання газу. Це призвело до висновку про існування темної матерії^[11].

Починаючи з 1990-х років, космічний телескоп "Габбл" дозволив покращити спостереження. Серед іншого, його дані допомогли встановити, що відсутня темна матерія в цій галактиці не могла складатися виключно з притаманних їй слабких і малих зірок^[12]. Hubble Deep Field, надзвичайно довга експозиція відносно порожньої частини неба, надала докази того, що у спостережуваному Всесвіті існує близько 125 мільярдів (1,25×10¹¹) галактик. Вдосконалення технологій виявлення спектрів, невидимих для людини (радіотелескопи, інфрачервоні телескопи, рентгенівські телескопи), дозволяє виявляти інші галактики, які не були зафіксовані телескопом Габбла. Зокрема, дослідження в Зоні Уникання (область неба, заблокована Чумацьким Шляхом у видимому діапазоні довжин світлових хвиль) дозволили виявити низку нових галактик^[13].

Дослідження 2016 року, опубліковане в Astrophysical Journal під керівництвом Крістофера Конселіса з Ноттінгемського університету, використовувало 20-річні зображення Габбла, щоб оцінити, що спостережуваний Всесвіт містить щонайменше два трильйони (2×10¹²) галактик^[14][15], однак пізніші спостереження за допомогою космічного зонда Нью-Горайзонс з-поза меж зодіакального світла зменшили цю цифру до приблизно 200 мільярдів (2×10¹¹)^[16][17].

Спостереження[ред. | ред. код]

Найважливіші інтегральні характеристики галактик^[18] (екстремальні значення опущені):

Відстані[ред. | ред. код]

Відстань від спостерігача до галактики як фізична характеристика не входить до жодного процесу, що відбувається з галактикою. Необхідність в інформації про відстань до галактики виникає при ототожненні маловивчених подій, наприклад, гамма-сплесків; вивченні Всесвіту як цілого, вивченні еволюції самих галактик, визначенні маси галактик та їх розмірів тощо.

Для вимірювання відстаней до галактик існує система шкали космічних відстаней. У цій системі використовується арсенал індикаторів відстаней, які послідовно калібрують та застосовують до зростаючих масштабів.^[19] У ролі стандартних свічок (індикаторів відстаней) для місцевої групи (до 10 Мпк) виступають цефеїди, зорі типу RR Ліри та яскраві червоні гіганти. Для галактик сусідніх скупчень, таких як скупчення Діви (50—200 Мпк), відстані вимірюють за допомогою планетарних туманностей, флуктуацій яскравості галактик та розподілу світності кулястих зоряних скупчень. Для більш далеких спіральних галактик (200—1000 Мпк) використовують наднові типу Ia та Таллі—Фішера, а для далеких еліптичних галактик — співвідношення D-σ. Нарешті, до найдальших галактик (>1000 Мпк) — тих що формують великомасштабну структуру Всесвіту — єдиним методом вимірювання відстаней на сьогодні залишається закон Габбла:

${\displaystyle ~R={\frac {c\,z}{H_{0}}}}$,

де z — червоний зсув спектральних ліній, c — швидкість світла, а H₀ — стала Габбла.

Слід зазначити, що для об'єктів, для яких цей спосіб визначення відстані є єдиним, поняття «відстань» перестає бути однозначним внаслідок релятивістських ефектів та космологічного викривлення простору-часу. Про такі об'єкти кажуть, що вони перебувають на космологічних відстанях. Оцінка відстані до таких об'єктів залежить від прийнятої космологічної моделі.

Основні спостережувані складові галактик[ред. | ред. код]

Основні спостережувані складові галактик включають^[20]:

1. Зорі (різної маси й різного віку), частина яких розташована в скупченнях.
2. Компактні залишки зір, які проеволюціонували.
3. Холодне газопилове середовище.
4. Розріджений гарячий газ із температурою 10⁵—10⁶ К.

Подвійні зорі в сусідніх галактиках не спостерігаються, але, судячи з околиць Сонця, кратних зір має бути досить багато. Газопилове середовище й зорі складаються з атомів, і їх сукупність називають баріонною матерією галактики. До небаріонної включають масу темної матерії й масу чорних дір^[20].

Швидкість обертання галактик[ред. | ред. код]

Під швидкістю обертання галактики мається на увазі швидкість обертання різних компонент галактики навколо її центру. Ця швидкість — це сумарна швидкість, отримана в ході різних процесів. Швидкість обертання галактики слід відрізняти від «кругової швидкості» V_c, яка обумовлена тільки силою гравітації й за визначенням дорівнює швидкості тіла, яке під дією сили тяжіння рухається по колу. Швидкість же обертання в загальному випадку обумовлена також радіальним градієнтом тиску P міжзоряного газу.

${\displaystyle V^{2}=R\left({\frac {\partial \Phi }{\partial R}}+{\frac {\nabla P}{\rho _{g}}}\right)=V_{c}^{2}+R{\frac {\nabla P}{\rho _{g}}}}$

Тут Φ — гравітаційний потенціал, а ρ_g — густина газу.

Для різних компонент галактики швидкість обертання оцінюється по-різному. Для газу — за доплерівським зміщенням емісійних ліній. Для зір — за доплерівським зміщенням абсорбційних ліній зір. Схема отримання швидкості обертання наступна.

Безпосередньо одержувана зі спостережень швидкість — це сума швидкості руху галактики як цілого й швидкості внутрішнього руху. Зазвичай швидкість галактики в цілому (V₀) ототожнюється зі швидкістю руху центральної ділянки. Для далеких галактик ця швидкість обумовлена габблівським розширенням Всесвіту; власною швидкістю можна знехтувати.

Швидкість, отримана після врахування швидкості руху галактики як цілого, це променева швидкість (швидкість уздовж променя зору, V_r), і щоб обчислити швидкість обертання галактики на даній відстані, необхідно врахувати ефекти проєкції. Для цього необхідно знати кут нахилу осі галактики до променя зору i, а також кут φ між великою віссю галактики й прямою, що проходить через центр галактики та точку спостереження. Таким чином, щоб перейти від V_r до V_φ, необхідно знати п'ять параметрів: швидкість руху галактики V₀, кути i та φ, дві координати центру галактики (щодо будь-якої точки зображення).

Якщо галактика виглядає осесиметричною, то задача спрощується, оскільки кути орієнтації та положення центру можна обчислити за розподілом яскравості диска. Якщо щілину спектрографа розташувати уздовж її великої осі, можна отримати:

${\displaystyle ~V_{\phi }(R)={\frac {|V_{0}-V_{r}(l)|}{\sin {i}}}}$,

де l — відстань від центру галактики уздовж щілини. Однак найповнішу інформацію про рух в галактиці дає аналіз поля швидкостей — сукупності вимірів променевої швидкості для багатьох точок на диску галактики. Для отримання поля швидкостей застосовують двовимірну спектроскопію. Зазвичай застосовується або багатоканальний приймач, або інтерферометр Фабрі — Перо. Радіоспостереження газу в лініях H I також дозволяють отримати двовимірну картину розподілу швидкості в галактиці^[21].

Маса й розмір[ред. | ред. код]

Галактики не мають чітких меж. Не можна точно сказати, де закінчується галактика та починається міжгалактичний простір. Приміром, якщо в оптичному діапазоні галактика має один розмір, то визначений за радіоспостереженнями міжзоряного газу радіус галактики може виявитися в десятки разів більшим. Від розміру залежить і вимірювана маса галактики. Зазвичай під розміром галактики розуміють фотометричний розмір ізофоти 25-ї зоряної величини на квадратну кутову секунду в фільтрі B. Стандартне позначення такого розміру — D₂₅^[22].

Маса дискових галактик оцінюється за кривою обертання в рамках певної моделі. Вибір оптимальної моделі галактики спирається як на форму кривої обертання, так і на загальні уявлення про структуру галактики. Для грубих оцінок маси еліптичних галактик необхідно знати дисперсію швидкостей зір залежно від відстані до центру та радіальний розподіл густини^[23].

Маса холодного газу в галактиці визначається за інтенсивністю лінії H I. Якщо реєстрована густина потоку випромінювання від галактики або будь-якої її частини рівні F_ν, то відповідна маса дорівнює:

${\displaystyle M_{HI}\approx 2\cdot 10^{5}M_{\bigodot }D^{2}\int _{\nu }F_{\nu }(\nu )d\nu }$,

де D — відстань у мегапарсеках, потік виражений у янських.

Оцінка маси молекулярного газу досить складна, оскільки лінії H₂ у спектрі холодного газу відсутні. Тому вихідними даними є інтенсивності спектральних ліній молекули CO (I_CO). Коефіцієнт пропорційності між інтенсивністю випромінювання CO і його масою залежить від металічності газу. Але найбільша невизначеність пов'язана з малопрозорістю хмари: через неї основна частина світла, випромінювана внутрішніми областями, поглинається самою хмарою, таким чином, до спостерігача доходить світло лише від поверхні хмар^[24].

Спектр галактики[ред. | ред. код]

Спектр галактик складається з випромінювання всіх складових її об'єктів. Спектр середньостатистичної галактики має два локальних максимуми. Основне джерело випромінювання — це зорі, максимум інтенсивності випромінювання більшості з яких лежить в оптичному діапазоні (перший максимум). Зазвичай в галактиці багато пилу, який поглинає випромінювання в оптичному діапазоні й перевипромінює його в інфрачервоному діапазоні. Так утворюється другий максимум в інфрачервоній області. Якщо світність в оптичному діапазоні прийняти за одиницю, то спостерігається наступна залежність між джерелами та типами випромінювання^[25]:

Проблема темного гало[ред. | ред. код]

Якщо основна маса галактик міститься в зорях, то, знаючи співвідношення маса—світність і припускаючи, що воно не дуже змінюється з радіусом, густину речовини в галактиці можна оцінити за яскравістю зоряного населення. Ближче до свого краю галактика тьмяніє, значить, і середня густина зір падає, а тому зменшується і швидкість обертання зір. Однак криві обертання галактик, що спостерігаються, свідчать про кардинально іншу картину: починаючи з якогось моменту швидкості обертання зір аномально високі для густини, що отримується із залежності маса—світність. Пояснити високу швидкість зір на краю диска можна, припустивши, що на великих відстанях від центру галактики основну роль відіграє маса, що виявляє себе виключно через гравітаційну взаємодію.

Незалежним чином можна дійти до висновку про наявність прихованої маси, якщо оцінювати загальну масу виходячи з умови стійкості зоряного диска.

Виміри швидкості руху супутників масивних галактик змушують припускати, що розмір темного гало в декілька разів більший, ніж оптичний діаметр галактики.

Масивні темні гало було виявлено в галактиках всіх типів, але в різних пропорціях відносно світної речовини^[26].

Морфологія[ред. | ред. код]

Галактики бувають спіральні, еліптичні й неправильні.

Ядро — вкрай мала область в центрі галактики. Коли мова заходить про ядра галактик, то найчастіше говорять про активні ядра галактик, де процеси не можна пояснити властивостями сконцентрованих у них зір.

Диск — відносно тонкий шар, в якому сконцентровано більшість об'єктів галактики. Поділяється на газопиловий диск і зоряний диск.

Полярне кільце — рідкісний компонент. У класичному випадку галактика з полярним кільцем має два диски, що обертаються в перпендикулярних площинах. Центри цих дисків збігаються. Причина виникнення полярних кілець не є повністю обґрунтована^[27].

• 
  E0: M89
• 
  E1: M105
• 
  E2: M60
• 
  E3: M86
• 
  E4: M49
• 
  E6: M110
• 
  S0: NGC 1316
• 
  Sa: NGC 92
• 
  Sc: M51
• 
  Sd: NGC 7793
• 
  Irr:NGC 1427
• 
  NGC 4650A — галактика з полярним кільцем

Класифікація[ред. | ред. код]

Докладніше: Класифікація Габбла

Послідовність Габбла являє собою процес поділу галактик Всесвіту, запропонований 1936 року Едвіном Габблом. З того часу років на суд запропоновано більш розгорнуті системи класифікації, однак запропонована Габблом досі вважається затребуваною.

• Тип галактик (E0-E7) являє собою галактики з еліптичною структурою і характеризуються чіткою симетрією розташування зір при відсутності спостережуваного ядра. Наявна в назві цифра показує ступінь ексцентриситету: галактики E0 мають правильну кулясту форму, зі зростанням величини збільшується ступінь сплюснутості. Це число є показником спостережуваної форми галактики (у проєкції на досліджувану площину), а не справжньої її форми (у просторі), що часто заважає визначенню морфології.
• Тип галактик (S0) являє собою галактики з лінзоподібною структурою, що мають форму диска з чітко окресленою центральною опуклістю (балджем), однак у них не спостерігаються спіральні рукави.

• Типи галактик (Sa, Sb, Sc) являє собою галактики зі спіральною структурою, що мають у своєму складі Балдж і зовнішній диск у поєднанні з рукавами. Літера визначає ступінь щільності розташування рукавів. У випадку з галактиками, які мають спіральну структуру, розмір їх балджа і товщина рукавів зменшуються «зліва направо», а концентрація пилу при цьому підвищується.
• Тип галактик (SBa, SBb, SBc) являє собою галактики зі спіральною структурою і баром. У структурі галактик такого виду можна спостерігати яскравий бар, який перетинає балдж та з'єднує його з рукавами, що розходяться.
• Тип галактик (Irr) являє собою галактики неправильної форми, які не підпадають ні під який з існуючих класів. Галактики виду IrrI мають залишки спіральної структури, а види галактик IrrII демонструють абсолютно неправильну форму. Прикладом неправильної галактики є M82.

  

• Тип галактик (d) являє собою карликові галактики. Це маленькі за розмірами галактики, які складаються з декількох мільярдів зір (така кількість зір є дуже малою в порівнянні з нашою Галактикою, яка налічує від двохсот до чотирьохсот мільярдів зір). До карликових відносять галактики зі світністю 10⁹ L_☉ або -16^m абсолютної зоряної величини (це приблизно в сто разів менше яскравості Чумацького Шляху).

Типи карликових галактик[ред. | ред. код]

1. Карликові еліптичні галактики (dE) — нагадує еліптичні галактики.
2. Карликові сфероїдальні галактики (dSph) — різновид dE, тільки відрізняється низькою поверхневою яскравістю.
3. Карликові неправильні галактики (dIr) — має клоччасту структуру будови.
4. Карликові блакитні компактні галактики (dBCG або BCD) — має у своїй структурі ознаки активного зореутворення.
5. Ультракомпактні карликові галактики (UCD) — галактики дуже маленьких розмірів.

Що стосується Габбла, який був автором даної послідовності, яка вважається актуальною до теперішнього часу, то він був упевнений в її здатності до розвитку. Як він припускав, процес розвитку відбувається від галактик з еліптичною структурою до галактик зі спіральною структурою. Надалі галактики з еліптичною структурою стали називати раннім класом, а галактики зі спіральною структурою — пізнім. Завдяки цим знанням були розгадані багато загадок космосу.^[28]

Процеси[ред. | ред. код]

Зіткнення[ред. | ред. код]

Якщо середня відстань між галактиками стає порівняною з їх діаметром, то істотними стають припливні впливи галактик. Якщо відстань велика (у порівнянні з розмірами галактик), але також великий і час прольоту двох галактик поблизу одна одної, то масивніша галактика може перетягнути міжгалактичний газ, що оточує сусідню галактику, тим самим позбавивши її джерел поповнення внутрішніх запасів міжзоряного газу, що бере участь при формуванні зір^[29].

Якщо відстань є меншою, є можливість того, що більш масивний компонент разом з міжгалактичним газом перетягне на себе й темне гало галактики, залишивши її фактично без темної матерії. Особливо часто таке трапляється у разі великої різниці в масах галактик. Також якщо відстань невелика, як невеликий і час взаємодії, то в галактиках виникне періодична зміна густини газу, що слугуватиме причиною спалаху зореутворення і появи спіральних гілок^[29].

Граничний випадок взаємодії — це злиття галактик. За сучасними уявленнями, спочатку зливаються темні гало галактик. Потім галактики починають наближатися одна до одної по спіралі. І тільки потім починають зливатися зоряні компоненти, викликаючи в навколишньому газі хвилі щільності й спалахи зореутворення.

Орбітальний телескоп «Габбл» у 2006 році сфотографував взаємодіючі галактики, дві з яких завдяки гравітаційному впливу розривають третю на частини (сузір'я Південної Риби, на відстані 100 мільйонів світлових років від Землі)^[30].

Зіткнення галактик є досить поширеним явищем у Всесвіті. У результаті аналізу 21 902 галактик (повідомлення початку 2009 року^[31]) було з'ясовано, що практично всі вони в минулому зіштовхувалися з іншими галактиками. Також підтверджується припущення, що близько 2 мільярдів років тому відбулося зіткнення Чумацького Шляху з іншою галактикою^[32].

Процеси в активних ядрах[ред. | ред. код]

Галактичні ядра мають ознаки активності, якщо^[33]:

1. спектр електромагнітного випромінювання об'єкта значно ширший ніж спектр звичайних галактик; іноді охоплює діапазон від радіо- до жорсткого гамма-випромінювання;
2. спостерігається «змінність» — зміна «потужності» джерела випромінювання в точці спостереження (як правило, це відбувається з періодом від 10 хвилин в рентгенівському діапазоні до 10 років в оптичному і радіо діапазонах);
3. є особливості спектру випромінювання, за якими можна зробити висновок про велику швидкість переміщення гарячого газу;
4. є видимі морфологічні особливості, в тому числі викиди та «гарячі плями»;
5. є особливості спектру випромінювання та його поляризації, за якими можна припустити наявність магнітного поля.

Галактики з активними ядрами поділяються на сейфертівські галактики, квазари, лацертиди, радіогалактики.

За сучасними уявленнями, активність ядер галактик пояснюється існуванням в їх ядрах надмасивних чорних дір^[34], на які відбувається акреція галактичного газу. Відмінність типів галактик з активними ядрами пояснюється відмінністю кута нахилу площини галактики відносно до спостерігача^[35].

Згасання галактик[ред. | ред. код]

Згасання галактик відбувається від центру до периферії. Називають декілька причин «вмирання» галактик, зокрема, велика кількість чорних дір в центрі, зменшення кількості холодного газу з міжгалактичного простору, який підживлює зірки. Галактики затухають від центру до периферії.^{[36][неавторитетне джерело]}

Чумацький Шлях[ред. | ред. код]

Чумацький Шлях є великою спіральною галактикою з перемичкою діаметром близько 30 кілопарсек (або 100 000 світлових років) і товщиною 1000 світлових років (до 3000 в районі балджа^[37]). Сонце з Сонячною системою знаходяться всередині галактичного диска, наповненого пилом, що поглинає світло. Тому на небі ми бачимо смугу зір, але клоччасту, що нагадує згустки молока. Через поглинання світла Чумацький Шлях як галактика вивчений не до кінця: не побудована крива обертання, до кінця не з'ясований морфологічний тип, невідома кількість спіральних рукавів і т. д. Галактика містить близько 3× 10¹¹ зір^[38], а її загальна маса становить близько 3× 10¹² мас Сонця.

Велику роль у вивченні Чумацького Шляху відіграють дослідження скупчень зірок — відносно невеликих гравітаційно зв'язаних об'єктів, що містять від сотень до сотень тисяч зірок. Їх гравітаційна зв'язаність, ймовірно, викликана єдністю походження. Тому, виходячи з теорії еволюції зірок і знаючи розташування зірок скупчення на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, можна розрахувати вік скупчення. Скупчення поділяються на розсіяні та кулясті.

• Кулясті — старі зоряні скупчення, що мають кулясту форму, концентруються до центру Галактики. Окремі кулясті скупчення можуть мати вік понад 12 млрд років.
• Розсіяні — відносно молоді скупчення, мають вік до 2 млрд років, в деяких ще йдуть процеси зореутворення. Найяскравіші зорі розсіяних скупчень — молоді зорі спектральних класів B або A, а в самих молодих скупченнях ще є блакитні надгіганти (клас O).

Внаслідок своїх невеликих (щодо космологічних масштабів) розмірів, зоряні скупчення безпосередньо можуть спостерігатися лише в Галактиці і її найближчих сусідах.

Ще один тип об'єктів, доступний для спостереження тільки в околицях Сонця, — подвійні зорі. Значимість подвійних зір для дослідження різних процесів, що відбуваються в галактиці, пояснюється тим, що завдяки їм можливо визначити масу зорі, саме в них можна вивчити процеси акреції. Нові та наднові типу Ia — це теж результат взаємодії зір у тісних подвійних системах.

Примітки[ред. | ред. код]

Література[ред. | ред. код]

Галактика у сестринських Вікіпроєктах
	Портал «Астрономія»
	Означення у Вікісловнику?
	Галактика у Вікісховищі?

• Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика. — Фрязино : Век 2, 2006. — С. 496. — 3000 прим. — ISBN 5-85099-169-7, УДК 52, ББК 22.6.(Перевірено 27 січня 2012)

• Ю. Н. Ефремов. Постоянная Хаббла. Архів оригіналу за 26 грудня 2010. Процитовано 26 березня 2011.
• James Binney. Galactic Astronomy. — Princeton University Press, 1998.
• Terence Dickinson. The Universe and Beyond. — Fourth Edition. — Firefly Books Ltd, 2004.
• Володимир Кажанов (12 січня 2007). Галактики — велетенські зоряні світи. Харьковский планетарий. Архів оригіналу за 13 червня 2010. Процитовано 28 вересня 2010.
• Галактики // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 90-91. — ISBN 966-613-263-X.

Посилання[ред. | ред. код]

• Galaxies (англійською) . SEDS. Архів оригіналу за 2 вересня 2011. Процитовано 25 жовтня 2008.
• Галактики. Физическая энциклопедия. Архів оригіналу за 7 серпня 2012. Процитовано 3 жовтня 2012.
• Наша Галактика — звёздный дом, в котором мы живём. Астрогалактика. Архів оригіналу за 1 листопада 2012. Процитовано 3 жовтня 2012.
• Галактика. Астронет. Архів оригіналу за 15 березня 2012. Процитовано 3 жовтня 2012.
• An Atlas of The Universe
• Galaxies — Information and amateur observations
• The Oldest Galaxy Yet Found [Архівовано 11 квітня 2006 у Wayback Machine.]
• Galaxies — discussed on BBC Radio 4's «In Our Time» programme [Архівовано 3 січня 2009 у Wayback Machine.]
• (англ.) Galaxy Zoo [Архівовано 9 березня 2018 у Wayback Machine.] — онлайн-проєкт класифікації галактик Всесвіту.

п о р Галактики Класифікація галактик Еліптична (E) Спіральна (S) з баром (SB) без бара (SA) анемічна проміжна (SAB) флокулентна з упорядкованою структурою магелланова Лінзоподібна (S0) з баром (SA0) без бару (SB0) проміжна (SAB0) Неправильна (Irr) Карликова (d) еліптична (dEs) неправильна) (dI) спіральна (dS) сфероїдальна (dSph) блакитна компактна (dBC) ультракомпактна (UCD) Пекулярна галактика Галактика зі спалахом зореутворення Кільцеподібна галактика Галактика з полярним кільцем Структура Ядро Надмасивна чорна діра Балдж Бар Диск Спіральний рукав Гало Гало темної матерії Міжгалактичний простір Активні ядра Релятивістський струмінь Сейфертівська галактика Радіогалактика Блазар Лацертид Квазари Взаємодія та великомасштабні структури Взаємодіючі галактики Супутник Зоряний потік Група галактик Місцева група Скупчення Надскупчення галактик Надскупчення Діви Ланіакея Надскупчення Персея—Риб Войд Пустотна галактика Галактична нитка Комплекс надскупчень Риб — Кита Велика стіна CfA2 Велика стіна Слоуна Велика Стіна Геркулеса — Північної Корони Метагалактика Явища та процеси Утворення та еволюція галактик Протогалактика Гравітаційна лінза Галактичний рік Списки галактик Найближчі галактики Спіральні галактики Квазари Скупчення Войди[en] Атлас пекулярних галактик Каталог Цвіккі Категорія:Галактики Портал:Астрономія

п о р Зоря Еволюція Діаграма Герцшпрунга — Рассела  · Головна послідовність  · Гілка червоних гігантів  · Горизонтальна гілка  · Червоне згущення  · Асимптотична гілка гігантів  · Зачерпування  · Зоря OH/IR  · Смуга нестабільності  · Протопланетарна туманність  · Планетарна туманність  · Яскраві блакитні змінні  · Зоря Вольфа — Райє  · Наднова (гіпернова)  · Кілонова  · Зоряне населення  · Блакитна петля Зореутворення Молекулярна хмара (зони H II) · Глобула Бока  · Протозорі  · Зорі до головної послідовності  · Об'єкт Гербіга — Аро  · Трек Хаяші  · Трек Хеньї  · Оріонові змінні (зорі типу T Тельця  · фуори)  · Ae/Be-зорі Гербіга Класифікація зір Субкарлик  · Карлики (червоний  · жовтий  · помаранчевий  · блакитний)  · Субгіганти  · Гіганти (червоний  · блакитний  · білий  · яскравий)  · Надгігант (червоний  · жовтий  · блакитний)  · Гіпергігант  · Блакитні приблуди  · Вуглецева зоря  · Метинова зоря  · Барієва зоря  · Хімічно пекулярна зоря  · Ртутно-манганова зоря  · Змінні зорі Зоряні залишки Білий карлик  · Чорний карлик  · Залишок наднової (плеріон)  · Нейтронна зоря  · Пульсар (радіопульсар  · рентгенівський  · подвійний)  · Магнетар (аномальний рентгенівський пульсар  · Джерело м'яких повторюваних гамма-сплесків)  · Чудова сімка  · Чорна діра зоряної маси «Недозорі» Коричневий карлик  · Субкоричневий карлик  · Субзоряний об'єкт  · Планетар Будова зорі Зоряне ядро  · Конвективна зона  · Промениста зона  · Фотосфера  · Хромосфера  · Зоряна корона  · Зоряний вітер  · Бульбашка зоряного вітру  · Зоряне магнітне поле  · Астросейсмологія  · Сонцеподібні осциляції  · Навколозоряна оболонка  · Межа Еддінгтона Зоряний нуклеосинтез Протон-протонний цикл  · Потрійна гелієва реакція (спалах гелієвого ядра)  · Вуглецево-азотний цикл  · Альфа-процес  · Горіння вуглецю (вуглецева детонація)  · Горіння кисню  · s-процес  · r-процес  · p-процес  · rp-процес  · Горіння неону  · Горіння кремнію Властивості зір Видима зоряна величина  · Абсолютна зоряна величина  · Спектральний клас  · Ефективна температура  · Металічність  · Зоряна кінематика (власний рух  · променева швидкість)  · Зоряна динаміка  · Обертання зір  · Зоряна маса  · Планетна система  · Фотометрія (північний полярний ряд  · UBV  · uvbyβ)  · Позначення зір Списки зір Список найбільших зір  · Список найяскравіших зір  · Найближчі зорі  · Перелік коричневих карликів Зоряні системи Подвійні зорі  · Кратні зорі  · Зоряні асоціації  · Розсіяні скупчення  · Кулясті скупчення  · Галактики  · Великомасштабна структура Всесвіту

Тематичні сайти Quora · Yleinen suomalainen ontologia · Zhihu Словники та енциклопедії Башкирська енциклопедія · Башкирська енциклопедія · Велика данська енциклопедія · Велика каталанська енциклопедія · Велика норвезька енциклопедія · Енциклопедія сучасної України · Шведська національна енциклопедія · Энциклопедия Кругосвет · American Cycl. (1879) · BabelNet · Britannica (11-th) · Brockhaus Enzyklopädie · Cultureel Woordenboek · Encyclopédie Larousse · Encyclopedia Treccani · Encyclopædia Britannica · Encyclopædia Universalis · Internetowa encyklopedia PWN · Klexikon Довідкові видання Australian Broadcasting Corporation · KBpedia · WordNet · Nuovo soggettario · Англійська Вікідія · Іспанська Вікідія · Каталанська Вікідія · Французька Вікідія Нормативний контроль BNF: 11941212g · Freebase: /m/039b5 · GND: 4057375-8 · J9U: 987007555549005171 · LCCN: sh85052763 · NDL: 00562458 · NKC: ph120460