Перегляд вихідного коду сторінки Галактика

{{Otheruses|Галактика (значення)}}
[[Файл:NGC 4414 (NASA-med).jpg|right|thumb|200px|'''[[NGC 4414]]''', спіральна галактика в [[сузір'я|сузір'ї]] [[Волосся Вероніки]] діаметром близько {{s|17 000}} [[парсек]]ів, що розташована на відстані близько 20 мегапарсеків від [[Земля|Землі]]]]

'''Гала́ктика''' ({{lang-grc|Γαλαξίας}}&nbsp;— «молочний»)&nbsp;— система [[Зоря|зір]], [[Міжзоряне середовище|міжзоряного газу]], [[Космічний пил|пилу]] та [[Темна матерія|темної матерії,]] поєднаних [[Гравітація|силою тяжіння]]. Слово походить від [[Давньогрецька мова|давньогрецького]] {{Lang|grc|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 галактики|карликові]] з менш ніж 100 мільйонами зір, і [[Галактика типу cD|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 [[Надмасивна чорна діра|надмасивні чорні діри]].

За [[Морфологічна класифікація галактик|видимою формою]] галактики поділяються на [[Еліптична галактика|еліптичні]], [[Спіральні галактики|спіральні]] й [[Неправильна галактика|неправильні]].

Нашу Галактику&nbsp;— [[Чумацький Шлях]]&nbsp;— можна спостерігати на [[небосхил]]і у вигляді довгої витягнутої смуги, густо вкритої зорями.
Усі інші галактики дуже віддалені. Відстань до найближчих із них вимірюється в [[парсек|мегапарсеках]], а до далеких&nbsp;— в одиницях [[Космологічне червоне зміщення|космологічного червоного зміщення]]. Саме через віддаленість неозброєним оком на небі можна побачити лише чотири з них: [[Галактика Андромеди|туманність Андромеди]] (у північній півкулі), [[Магелланові Хмари|Велику і Малу Магелланові Хмари]] (у південній півкулі) та [[Галактика Трикутника|галактику М33]] (у північній півкулі)<ref>{{Cite web|title=Как определяется граница галактики?|url=https://kipmu.ru/kak-opredelyaetsya-granica-galaktiki/|website=kipmu.ru|accessdate=2019-10-02|language=ru|first=|last=Анималов|date=27.09.2019|publisher=Сетевое издание научно-популярный журнал: «Как и Почему»|archive-date=1 жовтня 2019|archive-url=https://web.archive.org/web/20191001160946/https://kipmu.ru/kak-opredelyaetsya-granica-galaktiki/}}</ref>. Вирізнити окремі зорі в зображеннях інших галактик не вдавалося аж до початку [[XX століття]]. До початку [[1990-ті|1990-х років]] налічувалося не більше 30 галактик, в яких вдалося виділити окремі зорі (всі ці галактики належать до [[Місцева група|Місцевої групи]]). Після запуску [[Габбл (телескоп)|космічного телескопа «Габбл»]] і введення в дію 10-метрових наземних телескопів кількість галактик, в яких вдалося розрізнити окремі зорі, значно зросла.

За оцінками, у [[Видимий всесвіт|видимому Всесвіті]] існує від 200 мільярдів ({{Val|2e11}}) до 2 трильйонів галактик. Більшість галактик мають діаметр від 1000 до 100 000 [[парсек]] (приблизно від 3000 до 300 000 [[Світловий рік|світлових років]]) і розділені відстанями порядку мільйонів парсеків.

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

== Етимологія ==
Слово '''«гала́ктика» '''({{lang-grc|γαλαξίας}}) походить від грецької назви [[Чумацький Шлях|нашої Галактики]] ({{lang-grc2|κύκλος γαλαξίας}} означає «молочне кільце»&nbsp;— як опис спостережуваного явища на нічному небі), далі з γάλα (γάλακτος) «молоко», та згодом з [[Праіндоєвропейська мова|праінд]]. *galact- «молоко»<ref>{{cite web|url=http://www.astronet.ru:8100/db/msg/1180523|title=Галактика|work=Астронет|author=Сучков Л.&nbsp;А.}}</ref>. Коли астрономи припустили, що різні небесні об'єкти, які вважалися спіральними [[туманність|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 [[Давньогрецька міфологія|давньогрецьких міфи]]. Одна з легенд розповідає про розлите по небу материнське молоко богині [[Гера|Гери]], яка годувала грудьми [[Геракл]]а. Коли Гера дізналася, що немовля, яке вона годує груддю, не її власне дитя, а незаконний син [[Зевс]]а і земної жінки, вона відштовхнула його, і розлите молоко стало Чумацьким Шляхом. Інша легенда говорить про те, що розлите молоко — це молоко [[Рея (міфологія)|Реї]], дружини [[Кронос]]а, 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 знані як спіральні туманності, то більшість астрономів 18-19 століть вважали їх або невизначеними [[Зоряне скупчення|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<ref>{{Cite web|url=https://astro.lnu.edu.ua/astro/bukvy/o.pdf|title=Астрономічний енциклопедичний словник|last=за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів}}</ref>, але цей термін швидко вийшов з ужитку, оскільки слово "[[Всесвіт]]" означало всю повноту існування. Натомість їх стали називати просто галактиками<ref>{{Cite web|title=SPACE.com -- Explore the Archer's Realm|url=http://www.space.com/spacewatch/050902_teapot.html|website=web.archive.org|date=2010-10-31|accessdate=2023-12-03|archive-date=2010-10-31|archive-url=https://web.archive.org/web/20101031092648/http://www.space.com/spacewatch/050902_teapot.html}}</ref>.

== Історія вивчення галактик ==

[[1610]] року [[Галілео Галілей]] за допомогою [[телескоп]]а виявив, що [[Чумацький Шлях]] складається з величезної кількості слабких [[зоря|зір]]<ref>{{Cite book
|url=http://dx.doi.org/10.1525/9780520342941
|title=Dialogue Concerning the Two Chief World Systems
|last=Galilei
|first=Galileo
|date=1967-12-31
|publisher=University of California Press
|isbn=978-0-520-34294-1
}}</ref>. У [[трактат]]і [[1755]] року, заснованому на роботах [[Томас Райт (астроном)|Томаса Райта]] ({{lang-en|Thomas Wright}}), [[Іммануїл Кант]] припустив, що Чумацький Шлях може бути обертовим тілом, яке складається з величезної кількості зір, що утримуються гравітаційною взаємодією, подібно до [[Сонячна система|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 [[туманність|туманностей]], видимих на нічному небі, також можуть бути окремими галактиками.

[[Файл:M31 by Messier.jpg|thumb|300px|left|Об'єкт M31, галактика Андромеда. Рисунок [[Мессьє]]]]
До кінця [[XVIII століття]] [[Шарль Мессьє]] склав [[Каталог Мессьє|каталог]], що містив 109 яскравих [[туманність|туманностей]]. Від часу публікації каталогу до 1924 року тривали суперечки про природу цих [[туманність|туманностей]].

[[Вільям Гершель]] висловив припущення, що [[туманність|туманності]] можуть бути далекими зоряними системами, подібними до [[Чумацький Шлях|Чумацького Шляху]]. [[1785]] року він спробував визначити форму і розміри Чумацького Шляху і розташування в ньому [[Сонце|Сонця]], використовуючи метод «черпків»&nbsp;— 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&nbsp;— далекі зоряні системи<ref name="efremov">{{cite web|author=Ю. Н. Ефремов.|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1198709|title=Постоянная Хаббла|archiveurl=https://web.archive.org/web/20101226201454/http://astronet.ru/db/msg/1198709|archivedate=2010-12-26|accessdate=2011-03-26|deadurl=yes}}</ref>.

До середини XIX століття [[Джон Гершель]], син [[Фрідріх Вільям Гершель|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 [[Чумацький Шлях|Чумацького Шляху]]. Було виявлено, що існує «зона уникнення»&nbsp;— ділянка, на якій немає (або майже немає) подібних [[туманність|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<ref name="efremov"/>.

Після побудови свого телескопа [[1845]] року [[Вільям Парсонс, третій лорд Росс|Вільям Парсонс]] зміг побачити відмінності між [[еліптична галактика|еліптичними]] та [[спіральна галактика|спіральними]] туманностями. У деяких із цих туманностей він зміг виділити й окремі джерела світла.

[[1865]] року [[Вільям Гаґґінс]] вперше отримав [[спектр]] туманностей<ref>{{А-Е-С|Хеггінс Вільям|509|H}}</ref>. Характер емісійних ліній [[Туманність Оріона|туманності Оріона]] ясно свідчив про її газовий склад, але спектр [[галактика Андромеди|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.

[[Файл:Pic iroberts1.jpg|300px|right|thumb|Фотографія M31, 1900&nbsp;р.]]
На початку [[XX століття]] [[Весто Мелвін Слайфер]] ({{lang-en|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 [[Джеймс Едвард Кілер|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 [[відбивна туманність|відбивних туманностей]] (здебільшого&nbsp;— пилових) навколо [[Плеяди (зоряне скупчення)|Плеяд]].

[[1910]] року [[Джордж Річі]] ({{lang-en|George Willis Ritchey}}) на 60-дюймовому телескопі обсерваторії Маунт-Вілсон отримав знімки, на яких було видно, що спіральні гілки великих [[туманність|туманностей]] всипані зореподібними об'єктами, але зображення багатьох з них були нерізкі, туманні. Це могли бути й компактні [[туманність|туманності]], і [[зоряні скупчення]], і декілька зображень зірок, що злилися разом.[[Файл:Milky Way Galaxy.jpg|міні|Наша галактика — Чумацький (Молочний) Шлях.]]У [[1912]]–[[1913]] роках була відкрита залежність «період&nbsp;— світність» для [[цефеїда|цефеїд]].

[[1920]] року відбулася «Велика суперечка» між [[Харлоу Шеплі]] і [[Гебер Дуст Кертіс|Гебером Кертісом]]. Сутність суперечки полягала у вимірі відстані до [[Магелланові Хмари|Магелланових Хмар]] за [[цефеїда]]ми та оцінюванні розміру [[Чумацький Шлях|Чумацького Шляху]].
Застосовуючи вдосконалений варіант методу «черпків», [[Гебер Дуст Кертіс|Кертіс]] зробив висновок про існування порівняно невеликої (діаметром близько 15 кілопарсек) сплющеної галактики із [[Сонце]]м поблизу центра, а також про невелику відстань до [[Магелланові Хмари|Магелланових Хмар]].
[[Гарлоу Шеплі|Шеплі]], ґрунтуючись на підрахунку [[кулясте скупчення|кулястих скупчень]], подав зовсім іншу картину&nbsp;— [[Сонце]] перебуває досить далеко від центра плоского диска діаметром близько 70 кілопарсек, відстань до [[Магелланові Хмари|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 [[галактика Андромеди|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&nbsp;— не частина Чумацького Шляху. Існування галактик було доведено, і «Велику суперечку» вирішено<ref name="efremov" />.

Сучасна будова нашої Галактики з'ясувалася [[1930]] року, коли [[Роберт Джуліус Трюмплер]] ({{lang-en|Robert Julius Trumpler}}) виміряв ефект поглинання світла, вивчаючи розподіл [[розсіяне скупчення|розсіяних зоряних скупчень]], що концентруються в площині Галактики<ref>{{Астрономи|http://www.astronet.ru/db/msg/1219764|Трюмплер Роберт Джулиус}}</ref>.

[[1936]] року Габбл побудував класифікацію галактик, яка використовується і сьогодні та називається [[Класифікація Габбла|послідовністю Габбла]]<ref>{{книга
|автор         = [[Едвін Габбл|Hubble, E. P.]]
|назва      = Realm of the Nebulae
|місце         = New Haven
|видавництво  = Yale University Press
|рік           = 1936
|isbn          =
}}</ref>.

[[1944]] року [[Гендрік ван де Гулст]] ({{lang-nl|Hendrik van de Hulst}}) передбачив існування радіовипромінювання міжзоряного атомарного [[Гідроген|водню]] із довжиною хвилі 21,2&nbsp;см, яке було виявлено<ref>{{А-Е-С|Хюлст Хендрик Кристофель ван де|516|H}}</ref> [[1951]] року. Це випромінювання, що не поглинається пилом, дозволило додатково вивчити Галактику завдяки [[ефект Доплера|доплерівському зсуву]]. Спостереження призвели до побудови моделі з перемичкою в центрі Галактики. Згодом розвиток [[радіотелескоп]]ів дозволив відстежувати рух [[водень|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<ref name="skazanie">{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1233291/text.html|title=Сказание о тёмной материи|archiveurl=https://web.archive.org/web/20101206010643/http://astronet.ru/db/msg/1233291/text.html|archivedate=2010-12-06|accessdate=2011-03-26|deadurl=yes}}</ref>.

Починаючи з 1990-х років, [[Габбл (телескоп)|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<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://archive.today/20120630/http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html|archivedate=2012-06-30|deadurl=yes}}</ref>. [[Hubble Deep Field]], надзвичайно довга експозиція відносно порожньої частини неба, надала докази того, що у спостережуваному Всесвіті існує близько 125 мільярдів (1,25×''10<sup>11</sup>'') галактик. Вдосконалення технологій виявлення спектрів, невидимих для людини ([[радіотелескоп]]и, [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоні]] телескопи, [[Рентгенівський телескоп|рентгенівські телескопи]]), дозволяє виявляти інші галактики, які не були зафіксовані телескопом Габбла. Зокрема, дослідження в [[Зона уникання|Зоні Уникання]] (область неба, заблокована Чумацьким Шляхом у видимому діапазоні довжин світлових хвиль) дозволили виявити низку нових галактик<ref>{{Cite news|title=Mapping the Hidden Universe: The Galaxy Distribution in the Zone of Avoidance|url=http://dx.doi.org/10.1071/as00006|work=Publications of the Astronomical Society of Australia|date=2000|accessdate=2023-12-03|issn=1323-3580|doi=10.1071/as00006|pages=6–12|volume=17|issue=1|first=Renée C.|last=Kraan-Korteweg|first2=Sebastian|last2=Juraszek}}</ref>.

Дослідження 2016 року, опубліковане в  [[Astrophysical Journal]] під керівництвом Крістофера Конселіса з [[Ноттінгемський університет|Ноттінгемського університету]], використовувало 20-річні зображення [[Габбл (телескоп)|Габбла]], щоб оцінити, що спостережуваний Всесвіт містить щонайменше два трильйони (2×''10<sup>12</sup>'') галактик<ref>{{Cite news|title=Universe is home to about 2 trillion galaxies, study says|url=http://dx.doi.org/10.1063/pt.5.0210153|work=Physics Today|date=2016|accessdate=2023-12-03|issn=1945-0699|doi=10.1063/pt.5.0210153}}</ref><ref>{{Cite news|title=THE EVOLUTION OF GALAXY NUMBER DENSITY AT z < 8 AND ITS IMPLICATIONS|url=https://dx.doi.org/10.3847/0004-637X/830/2/83|work=The Astrophysical Journal|date=2016-10|accessdate=2023-12-03|issn=0004-637X|doi=10.3847/0004-637X/830/2/83|pages=83|volume=830|issue=2|language=en|first=Christopher J.|last=Conselice|first2=Aaron|last2=Wilkinson|first3=Kenneth|last3=Duncan|first4=Alice|last4=Mortlock}}</ref>, однак пізніші спостереження за допомогою космічного зонда [[Нью-Горайзонс]] з-поза меж [[Зодіакальне світло|зодіакального світла]] зменшили цю цифру до приблизно 200 мільярдів (2×''10<sup>11</sup>'')<ref name="Centre">{{Cite web|url=https://phys.org/news/2021-01-horizons-spacecraft-dark-space.html|title=New Horizons spacecraft answers the question: How dark is space?|last=Centre|first=ESA/Hubble Information|website=phys.org|language=en|accessdate=2023-12-03}}</ref><ref>{{Cite news|title=New Horizons Observations of the Cosmic Optical Background|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/abc881|work=The Astrophysical Journal|date=2021-01-01|accessdate=2023-12-03|issn=0004-637X|doi=10.3847/1538-4357/abc881|pages=77|volume=906|issue=2|first=Tod R.|last=Lauer|first2=Marc|last2=Postman|first3=Harold A.|last3=Weaver|first4=John R.|last4=Spencer|first5=S. Alan|last5=Stern|first6=Marc W.|last6=Buie|first7=Daniel D.|last7=Durda|first8=Carey M.|last8=Lisse|first9=A. R.|last9=Poppe}}</ref>.

== Спостереження ==
Найважливіші інтегральні характеристики галактик{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=299}} (екстремальні значення опущені):

{| class="standard"
|-
! Параметр
! Основний метод вимірювання
! Інтервал значень
! Приблизне значення для нашої галактики
|-
| [[#Маса і розмір|Діаметр D<sub>25</sub>]]
| [[Фотометрія]]
| 5—50 [[Парсек|кпк]]
| 30 кпк
|-
| [[Закон Серсіка|Радіальна шкала диску R<sub>0</sub>]]
| Фотометрія
| 1—7 кпк
| 3 кпк
|-
| Товщина зоряного диску
| Фотометрія дисків, що спостерігаються «з ребра»
| 0,3—1 кпк
| 0,7 кпк
|-
| [[Світність]]
| Фотометрія
| 10<sup>7</sup>—10<sup>11</sup> [[сонячна світність|L<sub>ʘ</sub>]]
| 5{{e|10}} L<sub>ʘ</sub>
|-
| [[#Маса і розмір|Маса М<sub>25</sub> у межах D<sub>25</sub>]]
| Вимірювання швидкостей газу та/або зір за ефектом Доплера
| 10<sup>7</sup>—10<sup>12</sup> [[сонячна маса|M<sub>ʘ</sub>]]
| 2{{e|11}} M<sub>ʘ</sub>
|-
| Відносна маса газу M<sub>gas</sub>/M<sub>25</sub> у межах D<sub>25</sub>
| Вимірювання інтенсивностей ліній нейтрального і молекулярного [[водень|водню]]
| 0,1—30&nbsp;%
| 2&nbsp;%
|-
| Швидкість обертання V зовнішніх областей галактик
| Вимірювання швидкостей газу та/або зір за ефектом Доплера
| 50—300 км/с
| 220 км/с (для околу Сонця)
|-
| Період обертання зовнішніх областей галактик
| Вимірювання швидкостей газу та/або зір за ефектом Доплера
| 10<sup>8</sup>—10<sup>9</sup> років
| 2{{e|8}} років (для околу Сонця)
|-
| Маса центральної чорної діри
| Вимірювання швидкостей зір і газу поблизу ядра; емпірична залежність від центральної дисперсії зір
| 3{{e|5}}—3{{e|9}} M<sub>ʘ</sub>
| 4{{e|6}} M<sub>ʘ</sub>
|}

=== Відстані ===
{{Див. також|Шкала космічних відстаней|Відстані в космології}}
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-сплеск]]ів; вивченні Всесвіту як цілого, вивченні еволюції самих галактик, визначенні маси галактик та їх розмірів тощо.

Для вимірювання відстаней до галактик існує система [[шкала космічних відстаней|шкали космічних відстаней]]. У цій системі використовується арсенал індикаторів відстаней, які послідовно калібрують та застосовують до зростаючих масштабів.<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  = https://www.webcitation.org/60r7aUzeK?url=http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1168209
 |archivedate = 11 серпня 2011
 |accessdate  = 8 жовтня 2012
}}</ref>
У ролі [[Шкала космічних відстаней#Стандартні свічки|стандартних свічок]] (індикаторів відстаней) для [[Місцева група|місцевої групи]] (до 10&nbsp;[[Мпк]]) виступають
[[Шкала космічних відстаней#Цефеїди та зорі типу RR Ліри|цефеїди]],
[[Шкала космічних відстаней#Цефеїди та зорі типу RR Ліри|зорі типу RR Ліри]] та
[[Шкала космічних відстаней#Червоні гіганти|яскраві червоні гіганти]]. Для галактик сусідніх скупчень, таких як [[скупчення Діви]] (50—200&nbsp;[[Мпк]]), відстані вимірюють за допомогою
[[Шкала космічних відстаней#Функція світності планетарних туманностей|планетарних туманностей]],
[[Шкала космічних відстаней#Метод флуктуацій поверхневої яскравості|флуктуацій яскравості галактик]] та
[[Шкала космічних відстаней#Функція світності кулястих скупчень|розподілу світності кулястих зоряних скупчень]].
Для віддаленіших спіральних галактик (200—1000&nbsp;[[Мпк]]) використовують
[[Шкала космічних відстаней#Наднові типу Ia|наднові типу Ia]] та
[[Шкала космічних відстаней#Співвідношення Таллі—Фішера|Таллі—Фішера]], а для далеких еліптичних галактик&nbsp;— [[Шкала космічних відстаней#співвідношення D-σ|співвідношення D-σ]].
Нарешті, до найдальших галактик (>1000&nbsp;[[Мпк]])&nbsp;— тих що формують [[Великомасштабна структура Всесвіту|великомасштабну структуру Всесвіту]]&nbsp;— єдиним методом вимірювання відстаней на сьогодні залишається [[закон Габбла]]:
: <math>~R=\frac{c\,z}{H_0}</math>,
де ''z''&nbsp;— [[червоний зсув]] спектральних ліній, ''c''&nbsp;— [[швидкість світла]], а ''H<sub>0</sub>''&nbsp;— [[стала Габбла]].

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

=== Основні спостережувані складові галактик ===
Основні спостережувані складові галактик включають{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=295—296}}:
# ''Зорі (різної маси й різного віку), частина яких розташована в [[Зоряне скупчення|скупченнях]].''
# ''Компактні залишки зір, які проеволюціонували.''
# ''Холодне газопилове середовище.''
# ''Розріджений гарячий газ із температурою 10<sup>5</sup>—10<sup>6</sup>&nbsp;К.''
[[Подвійна зоря|Подвійні зорі]] в сусідніх галактиках не спостерігаються, але, судячи з околиць Сонця, кратних зір має бути досить багато. Газопилове середовище й зорі складаються з [[атом]]ів, і їх сукупність називають [[Баріон#баріонна матерія|баріонною матерією]] галактики. До небаріонної включають масу темної матерії й масу [[чорна діра|чорних дір]]{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=295—296}}.

=== Швидкість обертання галактик ===
Під швидкістю обертання галактики мається на увазі швидкість обертання різних компонент галактики навколо її центру. Ця швидкість&nbsp;— це сумарна швидкість, отримана в ході різних процесів. Швидкість обертання галактики слід відрізняти від «кругової швидкості» V<sub>c</sub>, яка обумовлена тільки [[Гравітація|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.
: <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>
Тут ''Φ''&nbsp;— [[гравітаційний потенціал]], а ''ρ<sub>g</sub>''&nbsp;— густина газу.

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

Безпосередньо одержувана зі спостережень швидкість&nbsp;— це сума швидкості руху галактики як цілого й швидкості внутрішнього руху. Зазвичай швидкість галактики в цілому (V<sub>0</sub>) 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<sub>r</sub>), 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<sub>r</sub> до V<sub>φ</sub>, необхідно знати п'ять параметрів: швидкість руху галактики V<sub>0</sub>, 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:
: <math>~V_{\phi}(R)=\frac{|V_0 - V_r(l)|}{\sin{i}}</math>,
де ''l''&nbsp;— відстань від центру галактики уздовж щілини. Однак найповнішу інформацію про рух в галактиці дає аналіз поля швидкостей&nbsp;— сукупності вимірів променевої швидкості для багатьох точок на диску галактики. Для отримання поля швидкостей застосовують двовимірну [[спектроскопія|спектроскопію]]. Зазвичай застосовується або багатоканальний приймач, або [[інтерферометр Фабрі — Перо]]. Радіоспостереження газу в [[область H I|лініях H I]] також дозволяють отримати двовимірну картину розподілу швидкості в галактиці{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=312—317}}.

=== Маса й розмір ===
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 [[ізофота|ізофоти]] 25-ї зоряної величини на квадратну [[кутова секунда|кутову секунду]] в [[Зоряна величина#Спектральна залежність|фільтрі B]]. Стандартне позначення такого розміру&nbsp;— D<sub>25</sub>{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=298}}.

Маса дискових галактик оцінюється за [[Крива обертання галактики|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 [[Дисперсія швидкостей|дисперсію швидкостей]] зір залежно від відстані до центру та радіальний розподіл [[густина|густини]]{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=318-335}}.

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<sub>ν</sub>, то відповідна маса дорівнює:
: <math>M_{HI}\approx 2\cdot 10^5 M_{\bigodot}D^2\int_{\nu}F_{\nu}(\nu )d\nu</math>,
де ''D''&nbsp;— відстань у мегапарсеках, потік виражений у [[Янський|янських]].

Оцінка маси молекулярного газу досить складна, оскільки лінії H<sub>2</sub> у спектрі холодного газу відсутні. Тому вихідними даними є інтенсивності спектральних ліній молекули [[Монооксид вуглецю|CO]] (''I<sub>CO</sub>''). Коефіцієнт пропорційності між інтенсивністю випромінювання CO і його масою залежить від [[Металічність|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{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=344-345}}.

=== Спектр галактики ===
[[Спектр]] галактик складається з випромінювання всіх складових її об'єктів. Спектр середньостатистичної галактики має два локальних максимуми. Основне джерело випромінювання&nbsp;— це зорі, максимум інтенсивності випромінювання більшості з яких лежить в [[видиме випромінювання|оптичному діапазоні]] (перший максимум). Зазвичай в галактиці багато пилу, який поглинає випромінювання в оптичному діапазоні й перевипромінює його в [[інфрачервоне випромінювання|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<ref name="zasovpostnov297">{{книга
|автор=А. В. Засов, К. А. Постнов.
|заголовок=Общая астрофизика
|видавництво=Век 2
|місце=Фрязино
|рік=2006
|сторінки=297
|частина=Галактики и скопления галактик
|isbn=5-85099-169-7}}</ref>:

{| class="standard"
|-
!Діапазон
!Відносна світність
!Основні джерела випромінювання
|-
|[[Гамма-випромінювання|Гамма]]
|<10<sup>−4</sup>
|[[Активні ядра галактик|Активні ядра]] деяких галактик; джерела, що дають поодинокі короткі сплески (гамма-сплески)
|-
|[[Рентгенівське випромінювання|Рентгенівський]]
| 10<sup>−3</sup>—10<sup>−4</sup>
|[[Акреція (космос)|Акреційні диски]] тісних подвійних систем; гарячий газ; активні ядра
|-
|[[Видиме світло|Оптичний]]
|1
|Зорі різної температури; навколозоряні пилові диски у ближній ІЧ області; емісійне випромінювання газу
|-
|[[Інфрачервоне випромінювання|Дальний ІЧ]]
|0,5—2
|Міжзоряний пил, нагрітий світлом зір; в деяких галактиках активні ядра і пил
|-
|[[Радіовипромінювання|Радіо]]
|10<sup>−2</sup>—10<sup>−4</sup>
|[[Синхротронне випромінювання]]; [[теплове випромінювання]] [[область H II|областей H&nbsp;II]], емисійні линії H&nbsp;I
|-
|}

=== Проблема темного гало ===
[[Файл:GalacticRotation2.svg|міні|250x250пкс|Крива обертання дискової галактики. A&nbsp;— без урахування прихованої маси, B&nbsp;— спостережувана]]
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<ref>{{книга
|автор=А. В. Засов, К. А. Постнов.
|заголовок=Общая астрофизика
|видавництво=Век 2
|місце=Фрязино
|рік=2006
|сторінки=323
|частина=Галактики и скопления галактик
|isbn=5-85099-169-7}}</ref>.

== Морфологія ==
[[Файл:SpiralGalaxySchemeSideView uk.svg|міні|350x350пкс|Схема спіральної галактики, вид у профіль]]
Галактики бувають спіральні, еліптичні й неправильні.[[Файл:Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg|250px|right|thumb|Бар (перемичка) проходить від внутрішніх кінців спіральних гілок (блакитні) до центру галактики. [[NGC 1300]].]]
''[[Галактичний центр|Ядро]]''&nbsp;— 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.

''[[Галактичний диск|Диск]]''&nbsp;— відносно тонкий шар, в якому сконцентровано більшість об'єктів галактики. Поділяється на газопиловий диск і зоряний диск.

''[[Галактика з полярним кільцем|Полярне кільце]]''&nbsp;— 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<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  = https://www.webcitation.org/60r7b4pFZ?url=http://www.rfbr.ru/rffi/ru/pages/404
 |archivedate = 2011-08-11
 |accessdate  = 2012-10-13
 |deadurl     = yes
}}
</ref>.

<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 з полярним кільцем
</gallery>

== Класифікація ==
''Докладніше: [[Класифікація Габбла]]''

[[Класифікація Габбла|Послідовність Габбла]] являє собою процес поділу галактик Всесвіту, який запропонував 1936 року [[Едвін Габбл]]. Відтоді років на суд запропоновано розгорнутіші системи класифікації, однак ту, яку запропонував Габбл досі вважають затребуваною.
[[Файл:Hubble sequence.svg|міні|Класифікація галактик, яку 1936 року запропонував  Едвін Габбл.|центр|478x478пкс]][[Файл:Elliptical Galaxy NGC 4150.jpg|міні|Еліптична галактика (NGC 4150)]]
* Тип галактик ('''E0-E7''') являє собою [[Еліптичні галактики|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 [[Лінзоподібна галактика|галактики з лінзоподібною структурою]], що мають форму диска з чітко окресленою центральною опуклістю (балджем), однак у них не спостерігаються спіральні рукави.
[[Файл:Spiral Galaxy NGC 1232.jpg|міні|Спіральна галактика (NGC 1232)]]
* Типи галактик ('''Sa, Sb, Sc''') являє собою [[Спіральна галактика|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 [[Спіральна галактика з перемичкою|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 [[Галактика Сигара|M82]].[[Файл:NGC 5010 lenticular galaxy by Hubble Space Telescope.jpg|міні|Лінзоподібна галактика (NGC 5010)]]
* 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 10<sup>9</sup> L<sub>☉</sub> або -16<sup>m</sup> абсолютної зоряної величини (це приблизно в сто разів менше яскравості Чумацького Шляху).
[[Файл:Dwarf Galaxy UGC 5497.jpg|ліворуч|міні|Карликова галактика (UGC 5497)]]
[[Файл:M82 HST ACS 2006-14-a-large web.jpg|міні|Неправильна галактика M82]]

=== Типи карликових галактик ===
{{Main|Карликові галактики}}
# [[Карликові еліптичні галактики]] ('''dE''')&nbsp;— нагадує еліптичні галактики.
# [[Карликові сфероїдальні галактики]] ('''dSph''')&nbsp;— різновид '''dE''', тільки відрізняється низькою поверхневою яскравістю.
# [[Карликові неправильні галактики]] ('''dIr''')&nbsp;— має клоччасту структуру будови.
# [[Карликові блакитні компактні галактики]] ('''dBCG''' або '''BCD''')&nbsp;— має у своїй структурі ознаки активного зореутворення.
# [[Ультракомпактні карликові галактики]] ('''UCD''')&nbsp;— галактики дуже маленьких розмірів.

Що стосується [[Едвін Габбл|Габбла]], який був автором даної послідовності, яка вважається актуальною дотепер, 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&nbsp;— пізнім. Завдяки цим знанням були розгадані багато загадок космосу.<ref>{{Cite web|url=http://sevengalaxy.ru/galaktiki-vselennoy/|title=Галактики вселенной и их изучение|website=sevengalaxy.ru|accessdate=2016-12-25|archive-date=12 листопада 2016|archive-url=https://web.archive.org/web/20161112090106/http://sevengalaxy.ru/galaktiki-vselennoy/}}</ref>

== Процеси ==

=== Зіткнення ===
[[Файл:Antennae galaxies xl.jpg|thumb|350px|left|Галактика Антенна&nbsp;— пара взаємодіючих галактик]]
Якщо середня відстань між галактиками стає порівняною з їх [[діаметр]]ом, то істотними стають [[Припливні сили|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 [[Міжзоряний газ|міжзоряного газу]], що бере участь при [[зореутворення|формуванні зір]]<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
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20171106045405/http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv%3Aastro-ph%2F0305512
 |archivedate = 2017-11-06
 |accessdate  = 2019-04-08
 |deadurl     = yes
}}</ref>.

Якщо відстань є меншою, є можливість того, що масивніший компонент разом з міжгалактичним газом перетягне на себе й темне гало галактики, залишивши її фактично без [[Темна матерія|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 [[Галактичний рукав|спіральних гілок]]<ref name="merg"/>.

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

Орбітальний телескоп «Габбл» у [[2006|2006 році]] сфотографував [[взаємодіючі галактики]], дві з яких завдяки гравітаційному впливу розривають третю на частини ([[сузір'я]] [[Південна Риба (сузір'я)|Південної Риби]], на відстані 100 [[мільйон]]ів [[Світловий рік|світлових років]] від Землі)<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  = https://web.archive.org/web/20090305112351/http://lenta.ru/news/2009/03/04/three/
 |archivedate = 2009-03-05
 |deadurl     = yes
}}</ref>.

Зіткнення галактик є досить поширеним явищем у Всесвіті. У результаті аналізу 21 902 галактик (повідомлення початку [[2009|2009 року]]<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  = https://web.archive.org/web/20130420142057/http://lenta.ru/news/2009/01/05/galaxies/
 |archivedate = 2013-04-20
 |deadurl     = yes
 |language    = ru
}}</ref>) 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<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  = https://web.archive.org/web/20090427080836/http://lenta.ru/news/2009/02/23/collision/
 |archivedate = 2009-04-27
 |deadurl     = yes
 |language    = ru
}}</ref>.
[[Файл:Merging galaxies NGC 4676 (captured by the Hubble Space Telescope).jpg|300px|right|thumb|Зіткнення галактик NGC 4676]]

=== Процеси в активних ядрах ===
{{main|Активні ядра галактик}}
[[Файл:M87 jet.jpg|thumb|right|300px|Активна гігантська еліптична галактика M87. З центру галактики виривається [[релятивістський струмінь]] (джет).]]
Галактичні ядра мають ознаки активності, якщо<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  = https://web.archive.org/web/20080320235656/http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1157501
 |archivedate = 2008-03-20
 |deadurl     = yes
 |language    = ru
}}</ref>:
# спектр [[електромагнітне випромінювання|електромагнітного випромінювання]] об'єкта значно ширший ніж спектр звичайних галактик; іноді охоплює діапазон від [[радіовипромінювання|радіо-]] до жорсткого [[гамма-випромінювання]];
# спостерігається «змінність»&nbsp;— 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);
# є особливості спектру випромінювання, за якими можна зробити висновок про велику швидкість переміщення гарячого газу;
# є видимі морфологічні особливості, в тому числі викиди та «гарячі плями»;
# є особливості спектру випромінювання та його поляризації, за якими можна припустити наявність магнітного поля.

Галактики з активними ядрами поділяються на [[Сейфертівська галактика|сейфертівські галактики]], [[квазар]]и, [[лацертид]]и, [[радіогалактика|радіогалактики]].

За сучасними уявленнями, активність ядер галактик пояснюється існуванням в їх ядрах [[надмасивна чорна діра|надмасивних чорних дір]]<ref name="black_hole_ref_1">Дані станом на 2006 рік.</ref>, на які відбувається [[Акреція (космос)|акреція]] галактичного газу. Відмінність типів галактик з активними ядрами пояснюється відмінністю кута нахилу площини галактики відносно до спостерігача<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 |issn=0066-4146 }} {{en icon}}</ref>.

=== Згасання галактик ===

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.<ref>{{Cite web |url=http://viknaodessa.od.ua/news/?news=113958 |title=Затухання галактик |accessdate=18 квітня 2015 |archive-date=18 квітня 2015 |archive-url=https://web.archive.org/web/20150418171557/http://viknaodessa.od.ua/news/?news=113958 }}</ref>{{Неавторитетне джерело}}

== Чумацький Шлях ==
{{main|Чумацький Шлях}}
[[Файл:Milkyway Swan Panorama.jpg|thumb|center|800px|Картина Чумацького Шляху]]
Чумацький Шлях є великою спіральною галактикою з перемичкою діаметром близько 30 кілопарсек (або 100 000 світлових років) і завтовшки 1000 світлових років (до 3000 в районі [[балдж]]а<ref>{{книга |автор = Thanu Padmanabhan. |заголовок = After the first three minutes: the story of our universe |посилання = http://books.google.com/books?id=lZerfB7L_jgC&lpg=PA87&dq=milky%20way%20thickness&hl=ru&pg=PA87#v=onepage&q&f=false|видавництво = [[Cambridge University Press]] |рік = 1998 |pages = 87 |allpages = 215 |isbn = 0-521-62039-2}}</ref>). Сонце з [[Сонячна система|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&nbsp;т.&nbsp;д. Галактика містить близько 3{{e|11}} зір<ref>{{cite web
 |author      = Frommert, H.; Kronberg, C.
 |date        = 25 серпня 2005
 |url         = http://www.seds.org/messier/more/mw.html
 |title       = The Milky Way Galaxy
 |publisher   = SEDS
 |accessdate  = 2007-05-09
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20070512093341/http://seds.org/MESSIER/more/mw.html
 |archivedate = 2007-05-12
 |deadurl     = yes
 |language    = en
}}</ref>, а її загальна маса становить близько 3{{e|12}} мас Сонця.

Велику роль у вивченні Чумацького Шляху відіграють дослідження скупчень зірок&nbsp;— 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 [[діаграма Герцшпрунга — Рассела|діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела]], можна розрахувати вік скупчення. Скупчення поділяються на [[розсіяне зоряне скупчення|розсіяні]] та [[Кулясте скупчення|кулясті]].

* '''<u>''Кулясті''</u>'''<u>''&nbsp;''</u>— старі зоряні скупчення, що мають кулясту форму, концентруються до центру Галактики. Окремі кулясті скупчення можуть мати вік понад 12&nbsp;млрд років.
* '''<u>''Розсіяні''</u>'''&nbsp;— відносно молоді скупчення, мають вік до 2&nbsp;млрд років, в деяких ще йдуть процеси зореутворення. Найяскравіші зорі розсіяних скупчень&nbsp;— молоді зорі [[спектральні класи зірок|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,&nbsp;— [[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&nbsp;— це теж результат взаємодії зір у тісних подвійних системах.

== Примітки ==
{{reflist}}

== Література ==
{{Вікіпосилання
|Тема               = Галактика
|Портал             = Астрономія
|Портал-зображення  = The Earth seen from Apollo 17.jpg
|Вікісловник        = Via Lactea
|Вікіпідручник      = 
|Вікіцитати         = 
|Вікіджерела        = 
|Вікіновини         = 
|Вікісховище        = Category:Galaxies
|Метавікі           = 
|Проєкт             = 
}}
* {{книга
    |автор=Засов А. В., Постнов К. А.
    |заголовок=Общая астрофизика
    |місце=Фрязино |видавництво=Век 2
    |рік=2006 |сторінки=496
    |isbn=5-85099-169-7, УДК 52, ББК 22.6 |тираж=3000
    |ref=Засов и Постнов |мова=ru
  }}{{Перевірено|2012|01|27}}

* {{cite web|author=Ю. Н. Ефремов.|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1198709|title=Постоянная Хаббла|archiveurl=https://web.archive.org/web/20101226201454/http://astronet.ru/db/msg/1198709|archivedate=2010-12-26|accessdate=2011-03-26|deadurl=yes}}
* {{книга|автор=James Binney.|заголовок=Galactic Astronomy|видавництво=Princeton University Press|рік=1998}}
* {{книга|автор=Terence Dickinson.|заголовок=The Universe and Beyond|видання=Fourth Edition|видавництво=Firefly Books Ltd.|рік=2004}}
* {{Cite web
 |url         = http://planetarium-kharkov.org/?q=node/413
 |title       = Галактики — велетенські зоряні світи
 |accessdate  = 2010-09-28
 |author      = Володимир Кажанов
 |date        = 2007-01-12
 |work        = [http://planetarium-kharkov.org Харьковский планетарий]
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20100613082917/http://planetarium-kharkov.org/?q=node%2F413
 |archivedate = 2010-06-13
 |deadurl     = yes
}}
* {{А-Е-С|стаття=Галактики|сторінка=90-91|літера=g}}

== Посилання ==
* {{cite web|url=http://www.seds.org/messier/galaxy.html|title=Galaxies|publisher=SEDS|language=англійською|archiveurl=https://web.archive.org/web/20110902084452/http://www.seds.org/messier/galaxy.html|archivedate=2011-09-02|accessdate=2008-10-25|deadurl=yes}}
* {{cite web|url=http://www.femto.com.ua/articles/part_1/0656.html|title=Галактики|work=Физическая энциклопедия|archiveurl=https://web.archive.org/web/20120807145450/http://www.femto.com.ua/articles/part_1/0656.html|archivedate=2012-08-07|accessdate=2012-10-03|deadurl=yes}}
* {{cite web|url=http://www.astrogalaxy.ru/151.html|title=Наша Галактика&nbsp;— звёздный дом, в котором мы живём|work=Астрогалактика|archiveurl=https://web.archive.org/web/20121101124447/http://www.astrogalaxy.ru/151.html|archivedate=2012-11-01|accessdate=2012-10-03|deadurl=yes}}
* {{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1180523|title=Галактика|work=Астронет|archiveurl=https://web.archive.org/web/20120315080001/http://www.astronet.ru/db/msg/1180523|archivedate=2012-03-15|accessdate=2012-10-03|deadurl=yes}}
* [https://web.archive.org/web/20150718054637/http://www.atlasoftheuniverse.com/ An Atlas of The Universe]
* [https://web.archive.org/web/20150912191650/http://www.nightskyinfo.com/galaxies/ Galaxies&nbsp;— Information and amateur observations]
* [http://science.nasa.gov/headlines/y2002/08feb_gravlens.htm The Oldest Galaxy Yet Found] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20060411094750/http://science.nasa.gov/headlines/y2002/08feb_gravlens.htm |date=11 квітня 2006 }}
* [http://www.bbc.co.uk/radio4/history/inourtime/inourtime_20060629.shtml Galaxies&nbsp;— discussed on BBC Radio 4's «In Our Time» programme] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20090103042949/http://www.bbc.co.uk/radio4/history/inourtime/inourtime_20060629.shtml |date=3 січня 2009 }}
* {{ref-en}} [http://www.galaxyzoo.org Galaxy Zoo] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20180309083234/http://www.galaxyzoo.org/ |date=9 березня 2018 }}&nbsp;— онлайн-проєкт класифікації галактик Всесвіту.

{{Розташування землі у Всесвіті}}
{{Галактики}}
{{Зоряні системи}}
{{Зорі}}
{{ac}}

[[Категорія:Галактики|*]]
[[Категорія:Астрофізика]]
[[Категорія:Астрономічні об'єкти]]
[[Категорія:Астрономічна термінологія]]