Перегляд вихідного коду сторінки Спіральний рукав галактики

[[Файл:Messier51_sRGB.jpg|міні|300x300пкс|[[Галактика Вир]] (M 51) має виражену спіральну структуру]]
'''Спіральний рукав''' ({{lang-en|spiral arm}})&nbsp;— характерний елемент структури [[Спіральні галактики|спіральної галактики]], який виглядає як [[Спіраль|спіралеподібна]] область підвищеної яскравості в [[Галактичний диск|диску галактики]]. Зазвичай у галактиці два чи декілька спіральних рукавів. В сукупності їх називають '''спіральним візерунком''' або '''спіральною структурою''' галактики.

Зовнішній вигляд спіральних рукавів досить різноманітний. [[Спіральна галактика з упорядкованою структурою|Галактики з упорядкованою структурою]] мають симетричний і чіткий візерунок, що складається з двох спіральних рукавів, які простягаються на всю галактику, і навпаки, спіральна структура [[Флокулентна спіральна галактика|флокулентних галактик]] складається з безлічі невеликих фрагментів рукавів, не пов'язаних один з одним.

У різних частинах електромагнітного спектра спіральні рукави мають різний вигляд: у червоних та [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоних променях]] спіральний малюнок гірше помітний, натомість у блакитних та ультрафіолетових променях він чіткіший, бо саме в цьому діапазоні сильніше світять молоді гарячі зорі, якими багаті спіральні рукави.

Крім підвищеної яскравості, спіральні рукави відрізняються підвищеною концентрацією [[Міжзоряне середовище|міжзоряного газу та пилу]], яскравих зір і [[Зоряне скупчення|зоряних скупчень]], активним [[зореутворення]]м, блакитнішим кольором і сильнішим [[Магнітне поле|магнітним полем]]. Внесок спіральних рукавів у загальну світність галактики може сягати 40-50&nbsp;%. Різні характеристики спіральних рукавів корелюють з іншими властивостями галактик, наприклад, кут закрутки спіральних рукавів пов'язаний з такими параметрами, як маса [[Надмасивна чорна діра|надмасивної чорної діри]] в центрі та внесок [[балдж]]а в загальну світність.

Спіральну структуру вперше виявив 1850 року [[Вільям Парсонс, третій лорд Росс|лорд Росс]] у [[Галактика Вир|Галактиці Вир]], але питання природи спіральної структури галактик тривалий час залишалось невирішеним. Існує дві основні теорії, які пояснюють виникнення спіральних рукавів,&nbsp;— це [[модель стохастичного самопідтримуваного зореутворення]] та [[Теорія хвиль густини|теорія хвиль щільності]]. Вони описують різні варіанти спіральної структури та не виключають одна одну. Крім цих теорій, існують інші, які можуть пояснювати виникнення спіральної структури в деяких окремих випадках.

== Загальні характеристики ==
[[Файл:Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg|міні|300x300пкс|[[NGC 1300]]&nbsp;— спіральна галактика з вираженим баром]]
Спіральні рукави<ref name="aes_449" />&nbsp;— характерні елементи структури [[Спіральні галактики|спіральних галактик]], що знаходяться в [[Галактичний диск|дисках]] і вирізняються підвищеною яскравістю<ref name=":0">{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1178160|title=Спиральные ветви галактик|last=[[Засов Анатолій Володимирович|Засов А. В.]]|website=[[Астронет]]|accessdate=2022-12-03|archivedate=2018-08-18|archiveurl=https://web.archive.org/web/20180818082751/http://www.astronet.ru/db/msg/1178160|deadurl=no}}</ref>. Такі структури мають форму [[Спіраль|спіралей]], які в [[Спіральна галактика без бара|галактиках без бара]] зазвичай виходять з області поблизу центра галактики, тоді як у [[Спіральні галактики з баром|галактиках з баром]] вони починаються на кінцях [[Бар (астрономія)|бара]]{{Sfn|Karttunen et al.|2016|сторінки=389—390}}. Спіральні рукави не поширюються на весь радіус диска і закінчуються на тій відстані, за межами якої диск все ще можна виявити{{Sfn|Засов, Постнов|2011|с=382}}. Зазвичай у галактиці буває два чи більше спіральних рукавів<ref name=":1">{{Cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/s/Spiral+Arm|title=Spiral Arm|website=astronomy.swin.edu.au|publisher=Swinburne University of Technology|accessdate=2022-12-03|archivedate=2023-02-03|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230203233543/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/S/Spiral+Arm|deadurl=no}}</ref>. Їхня сукупність у галактиці називається спіральним візерунком або спіральною структурою<ref name=":10">{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188699|title=Спиральная структура галактик|last=[[Марочник Леонід Самойлович|Марочник Л. С.]]|website=[[Астронет]]|accessdate=2023-01-24|archivedate=2021-11-28|archiveurl=https://web.archive.org/web/20211128171410/http://www.astronet.ru/db/msg/1188699|deadurl=no}}</ref>.

З усіх масивних галактик близько 2/3 є спіральними<ref name=":2">{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019A%26A...631A..94D|author=Díaz-García S., Salo H., Knapen J. H., Herrera-Endoqui M.|title=The shapes of spiral arms in the S4G survey and their connection with stellar bars|date=2019|місяць=11|видання=[[Astronomy and Astrophysics]]|том=631|pages=A94|issn=0004-6361|place=Les Ulis|publisher=EDP Sciences|doi=10.1051/0004-6361/201936000|language=en|archivedate=2023-02-20|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230220044952/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019A%26A...631A..94D}}</ref>. Спіральні рукави спостерігаються у галактик на [[Червоний зсув|червоних зсувах]] до <math>z \approx 1</math>, а іноді й у дальших, що відповідає моменту часу, коли [[вік Всесвіту]] становив менше половини нинішнього. Це говорить про те, що спіральна структура є довготривалим явищем{{Sfn|Seigar|2017|сторінки=31—32}}.

За своїм зовнішнім виглядом спіральні рукави значно розрізняються<ref name=":1"/>, але загалом вони характеризуються підвищеною концентрацією [[Міжзоряне середовище|газу]] та [[Міжзоряний пил|пилу]], у них відбувається активне [[зореутворення]], спостерігається більше [[Зоряне скупчення|зоряних скупчень]], [[Зони H II|зон H II]] та яскравих зір, ніж у решті диска<ref name=":0"/>. Хоча спіральні рукави помітні насамперед завдяки молодому зоряному населенню, концентрація старих зір у них також підвищена{{Sfn|Засов, Постнов|2011|с=382}}<ref name=":2"/>.
[[Файл:M_51_in_UV,_optical_and_IR.png|міні|300x300пкс|Зображення M 51 в огляді [[Слоанівський цифровий огляд неба|SDSS]] у трьох різних {{нп|Фотометрична система|світлофільтрах||Photometric system}}: зліва направо смуги u ([[Ультрафіолетове випромінювання|ультрафіолетова]]), r ([[Видиме світло|видима]]) та z ([[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервона]])]]
Залежно від частини [[Електромагнітний спектр|електромагнітного спектра]], в якій спостерігається галактика, вираженість та зовнішній вигляд спіральних рукавів відрізняються. У блакитній та [[Ультрафіолетове випромінювання|ультрафіолетовій]] частині спектра спіральні рукави добре виражені завдяки наявності в них [[Блакитні надгіганти|блакитних надгігантів]]; у червоній та ближній [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоній]] області більший внесок роблять старі зорі, тому спіральні рукави виглядають менш контрастними, але рівномірнішими. Випромінювання міжзоряного пилу робить спіральні рукави яскравими в далекій інфрачервоній ділянці, а випромінювання нейтрального водню та молекул&nbsp;— у радіодіапазоні. Найбільшу контрастність і кількість дрібних деталей у спіральних рукавах можна помітити при спостереженні в емісійних [[Спектральна лінія|спектральних лініях]], створюваних [[Емісійна туманність|емісійними туманностями]], а також в лініях [[Поліциклічні ароматичні вуглеводні|поліароматичних вуглеводнів]], які створюються холодними хмарами газу{{Sfn|Засов, Постнов|2011|с=382—384}}.

Зовнішній вигляд спіральних рукавів&nbsp;— один із критеріїв [[Морфологічна класифікація галактик|морфологічної класифікації галактик]]. Наприклад, у схемі класифікації [[Едвін Габбл|Габбла]] спіральні галактики без бара поділяються на типи Sa, Sb, Sc, а спіральні галактики з баром&nbsp;— SBa, SBb, SBc. Галактики ранніх типів Sa і SBa мають туго закручені й гладкі спіральні рукави, а галактики пізніх типів Sc і SBc&nbsp;— неоднорідні спіральні рукави з більшим кутом закрутки. Типи Sb та SBb мають проміжні характеристики{{Sfn|Karttunen et al.|2016|сторінки=388—391}}{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|pp=153—154}}.<gallery class="center" heights="180" mode="packed" caption="Спіральні галактики різних морфологічних типів у огляді [[Слоанівський цифровий огляд неба|SDSS]]{{Sfn|Buta|2011|сторінки=129, 167}}">
Файл:NGC_4314_SDSS.jpg|[[NGC 4314]] (SBa)
Файл:NGC_3351_SDSS.jpg|[[Мессьє 95|M 95]] (SBb)
Файл:NGC3367_-_SDSS_DR14.jpg|[[NGC 3367]] (SBc)
</gallery>

=== Морфологія ===
Спіральна структура галактик досить різноманітна на вигляд. [[Спіральна галактика з упорядкованою структурою|Галактики з упорядкованою структурою]] ({{Lang-en|grand design}}) мають симетричний і чіткий візерунок, що складається з двох спіральних рукавів, які тягнуться на всю галактику,&nbsp;— такі об'єкти становлять 10&nbsp;% від загальної кількості спіральних галактик. Навпаки, спіральна структура [[Флокулентна спіральна галактика|флокулентних галактик]] складається з безлічі невеликих фрагментів рукавів, не пов'язаних один з одним&nbsp;— частка таких галактик серед спіральних дорівнює 30&nbsp;%{{Sfn|Засов, Постнов|2011|с=382}}<ref name=":4">{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1245721/lec.17.1.html|title=Звёздная астрономия в лекциях. 17.1 Наблюдательные данные о спиральной структуре|website=[[Астронет]]|accessdate=2023-01-01|archivedate=2020-01-07|archiveurl=https://web.archive.org/web/20200107015246/http://www.astronet.ru/db/msg/1245721/lec.17.1.html|deadurl=no}}</ref>.

Інші галактики відносять до проміжного типу&nbsp;— багаторукавних спіральних галактик<ref>{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1210263|title=Физика галактик и галактических ядер|website=[[Астронет]]|accessdate=2023-01-03|archivedate=2023-01-03|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230103002923/http://www.astronet.ru/db/msg/1210263|deadurl=no}}</ref>, які мають властивості як флокулентних, так і впорядкованих. Наприклад, вони можуть бути схожі на галактики з упорядкованою структурою, але мати більш ніж два рукави або впорядковану структуру з двох рукавів у внутрішніх частинах, яка стає неправильною на периферії{{Sfn|Buta|2011|сторінки=11, 34}}<ref name=":5">{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013JKAS...46..141A|author=Ann H. B., Lee H-R.|title=Spiral Arm Morphology of Nearby Galaxies|date=2013|місяць=6|видання=Journal of Korean Astronomical Society|language=en|volume=46|pages=141—149|issn=1225-4614|place=Seoul|publisher=Korean Astronomical Society|doi=10.5303/JKAS.2013.46.3.141|archivedate=2023-01-03|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230103002923/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013JKAS...46..141A}}</ref><ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020IAUS..353..140B|author=Bittner A., Gadotti D. A., Elmegreen B. G., Athanassoula E., Elmegreen D. M., Bosma A., Muñoz-Mateos J.|title=The sequence of spiral arm classes: Observational signatures of persistent spiral density waves in grand-design galaxies|language=en|date=2020|місяць=1|видання=Galactic Dynamics in the Era of Large Surveys|відповідальний=M. Valluri & J. A. Sellwood (eds.)|place=N. Y.|publisher=[[Cambridge University Press]]|том=353|pages=140—143|doi=10.1017/S1743921319008160|archivedate=2023-01-03|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230103002931/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020IAUS..353..140B}}</ref>. Проте практично завжди у спіральній структурі присутні елементи обох видів структури: навіть у галактиках з упорядкованою структурою є деталі, які не вписуються у глобальний спіральний візерунок{{Sfn|Засов, Постнов|2011|с=382}}. Трапляються й такі галактики, які при спостереженні в різних спектральних діапазонах демонструють різний вид спіральної структури<ref name=":7"/>. Відмінність між двома основними типами спіральних рукавів пов'язана з принциповими фізичними відмінностями між ними{{Sfn|Засов, Постнов|2011|с=384—386}}.

<gallery widths="180" heights="180" class="center" mode="packed" caption="Галактики з різною морфологією спіральної структури{{#tag:ref|{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013JKAS...46..141A|автор=Ann H. B., Lee H-R.|заглавие=Spiral Arm Morphology of Nearby Galaxies|язык=en|год=2013|месяц=6|день=1|издание=Journal of Korean Astronomical Society|volume=46|pages=141—149|issn=1225-4614|место=Seoul|издательство=Korean Astronomical Society|doi=10.5303/JKAS.2013.46.3.141}}}}">
Файл:Messier 81 HST.jpg|[[M 81]] — спіральна галактика з упорядкованою структурою
Файл:M101 hires STScI-PRC2006-10a.jpg|[[Галактика Вертушка|M 101]] — багаторукавна спіральна галактика
File:NGC 4414 (NASA-med).jpg|[[NGC 4414]] — флокулентна спіральна галактика
</gallery>Також існує поділ спіральних рукавів на «масивні» ({{Lang-en|massive}}) і «ниткоподібні» ({{Lang-en|filamentary}}). У першому випадку рукави широкі, дифузні та не надто контрастують з простором між ними, а в другому&nbsp;— вузькі та чітко окреслені{{Sfn|Buta|2011|с=34}}.

<gallery widths="180" heights="180" class="center" mode="packed" caption="Галактики з різною морфологією спіральної структури{{Sfn|Buta|2011|p=34}}">
Файл:M101 hires STScI-PRC2006-10a.jpg|[[Галактика Вертушка|M 101]] має ниткоподібні рукави
Файл:M33 - Triangulum Galaxy.jpg|[[M 33]] має масивні рукави
</gallery>

=== Форма та кут закрутки ===
[[Файл:Spiral_arm_pitch_angle.svg|міні|300x300пкс|Кут закрутки спірального рукава <math>\mu</math>]]
Форма рукава зазвичай параметризується кутом закрутки (або кутом закручування) <math>\mu</math>, який дорівнює куту між дотичною до спірального рукава в певній точці та перпендикуляром до радіуса, проведеного в цю точку. У більшості спіральних галактик середній кут закрутки становить від 5° до 30°<ref name=":4"/><ref>{{cite web|url=https://ned.ipac.caltech.edu/level5/STRUCTURE/spst.html|title=Spiral Structure|website=NASA/IPAC Extragalactic Database|publisher=[[Caltech]]|access-date=2023-01-01|archive-date=2022-10-12|archive-url=https://web.archive.org/web/20221012213045/https://ned.ipac.caltech.edu/level5/STRUCTURE/spst.html|deadlink=no}}</ref>. Спіральні рукави з малим кутом закрутки також називають туго закрученими, з більшим кутом закрутки&nbsp;— розкритими<ref name=":3">{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013MNRAS.436.1074S|author=Savchenko S. S., Reshetnikov V. P.|title=Pitch angle variations in spiral galaxies|date=2013|місяць=12|видання=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=436|pages=1074—1083|issn=0035-8711|place=Oxf.|publisher=[[Wiley-Blackwell]]|doi=10.1093/mnras/stt1627|language=en|archivedate=2022-05-03|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220503202842/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013MNRAS.436.1074S}}</ref>.

Форма спіральних рукавів часто спрощено описується [[Логарифмічна спіраль|логарифмічною спіраллю]], також іноді спіральні рукави описують [[Спіраль Архімеда|архімедовою]] або [[Гіперболічна спіраль|гіперболічною спіраллю]]. У разі логарифмічної спіралі кут закрутки постійний, в архімедовій зменшується зі зростанням відстані від центру, а в гіперболічній зростає. Вимірювання кутів закрутки в галактиках показує, що лише у меншості спіральних галактик кути закрутки в рукавах близькі до сталих значень, а у понад 2/3 галактик кут закрутки варіюється більш ніж на 20&nbsp;%. Середній кут закрутки [[Кореляція|корелює]] з різними параметрами галактики, наприклад, у галактик з яскравішими [[балдж]]ами спіральні рукави закручені більш туго<ref name=":3"/>.

<gallery widths="180" heights="180" class="center" mode="packed" caption="Декілька галактик, для яких проводилось вимірювання кута закрутки, зображення [[SDSS]] (в дужках вказано виміряне {{#tag:math|\mu}}){{#tag:ref|{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2022Galax..10..100S|автор=Shields D., Boe B., Pfountz C., Davis B. L., Hartley M., Miller R., Slade Z., Abdeen M. S., Kennefick D., Kennefick J.|заглавие=Spirality: A Novel Way to Measure Spiral Arm Pitch Angle|год=2022|месяц=10|день=1|издание=Galaxies|том=10|страницы=100|issn=2075-4434|место=Basel|издательство=[[MDPI]]|doi=10.3390/galaxies10050100|язык=en}}}}">
Файл:NGC4977 - SDSS DR14.jpg|[[NGC 4977]] (<math>\mu = 7{,}3^\circ</math>)
Файл:NGC2649 - SDSS DR14.jpg|[[NGC 2649]] (<math>\mu = 12{,}6^\circ</math>)
Файл:NGC4195 - SDSS DR14.jpg|[[NGC 4195]] (<math>\mu = 25{,}7^\circ</math>)
Файл:NGC2575 - SDSS DR14.jpg|[[NGC 2575]] (<math>\mu = 29{,}7^\circ</math>)
Файл:NGC2532 - SDSS DR14.jpg|[[NGC 2532]] (<math>\mu = 45{,}1^\circ</math>)
</gallery>
[[Файл:NGC_4622HSTFull.jpg|міні|341x341пкс|У галактиці [[NGC 4622]] спіральні рукави закручуються в різні боки, тобто вона має і випереджаючі, і відстаючі спіральні рукави<ref name=":6"/>]]
Спіральні рукави можна розділити на «відстаючі» ({{Lang-en|trailing}}) або «випереджаючі» ({{Lang-en|leading}}). Кінці відстаючих спіральних рукавів спрямовані у бік, протилежний напряму обертання галактики, а у випереджаючих рукавів&nbsp;— у той самий бік, у якому обертається галактика. На практиці важко визначити, чи є рукави даної галактики випереджаючими або відстаючими: галактика не повинна бути нахилена до картинної площини занадто сильно, щоб спіральна структура була помітна, але деякий нахил необхідний, щоб можна було виміряти напрямок обертання, крім того, має бути можливість визначити яка сторона галактики ближче до спостерігача. Різні спостереження показують, що більшість галактик має відстаючі спіральні рукави, а випереджаючі рідкісні: наприклад, із двох сотень досліджених в такий спосіб галактик тільки у двох рукави можуть бути випереджаючими. Іноді зустрічаються галактики, що мають і випереджаючі, і відстаючі спіральні рукави&nbsp;— наприклад, [[NGC 4622]]. Чисельне моделювання показує, що випереджаючі спіральні рукави можуть виникати в особливих випадках&nbsp;— наприклад, якщо [[гало темної матерії]] обертається у бік, протилежний до обертання диска галактики<ref name=":6">{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2022MNRAS.509..685L|author=Lieb E., Collier A., Madigan A.-M.|title=Bar-driven leading spiral arms in a counter-rotating dark matter halo|date=2022|місяць=1|видання=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=509|pages=685—692|issn=0035-8711|place=Oxf.|publisher=[[Wiley-Blackwell]]|doi=10.1093/mnras/stab2904|language=en|archivedate=2021-11-17|archiveurl=https://web.archive.org/web/20211117085144/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2022MNRAS.509..685L}}</ref><ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006Ap&SS.301..189C|author=Capozziello S., Lattanzi A.|title=Spiral Galaxies as Chiral Objects?|date=2006|місяць=1|видання=Astrophysics and Space Science|том=301|pages=189—193|place=N. Y.|publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|issn=0004-640X|doi=10.1007/s10509-006-1984-6|language=en}}</ref>.

Ширина спіральних рукавів у більшості галактик зростає зі збільшенням відстані від центра. Найбільшу ширину мають рукави в галактиках з упорядкованою структурою<ref name=":8">{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020MNRAS.493..390S|author=Savchenko S., Marchuk A., Mosenkov A., Grishunin K.|title=A multiwavelength study of spiral structure in galaxies. I. General characteristics in the optical|date=2020|місяць=3|видання=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=493|pages=390—409|issn=0035-8711|place=Oxf.|publisher=[[Wiley-Blackwell]]|doi=10.1093/mnras/staa258|language=en|archivedate=2023-11-06|archiveurl=https://web.archive.org/web/20231106063542/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020MNRAS.493..390S}}</ref>.

=== Світність та колір ===
[[Файл:NGC_4921_by_HST.jpg|міні|307x307пкс|[[NGC 4921]]&nbsp;— [[анемічна галактика]]]]
Відношення світності спіральної структури до світності всієї галактики найвище для спіральних галактик з упорядкованою структурою: для них це відношення становить середньому 21&nbsp;%, а для деяких галактик може досягати 40—50&nbsp;%. Для флокулентних та багаторукавних галактик це відношення становить 13&nbsp;% та 14&nbsp;% відповідно. Також частка спіральних рукавів у загальній світності підвищується у пізніших морфологічних типах: для галактик типу Sa вона становить у середньому 13&nbsp;%, а для Sc&nbsp;— 30&nbsp;%<ref name=":8"/>.

Колір спіральних рукавів стає блакитнішим для галактик пізніх морфологічних типів. [[Показник кольору]] g-r для галактик типу Sc становить близько 0,3-0,4<sup>[[Зоряна величина|m]]</sup>, а для галактик типу Sa&nbsp;— 0,5-0,6<sup>m</sup><ref name=":8"/>.

Існують і так звані [[Анемічна галактика|анемічні галактики]]{{Sfn|Сурдин|2017|с=224—225}}. Вони відрізняються нечітким, слабким спіральним візерунком, що викликано меншою кількістю [[Міжзоряне середовище|газу]] і, отже, нижчим [[Зореутворення|темпом зореутворення]], ніж у звичайних спіральних галактик того ж морфологічного типу. Анемічні галактики найчастіше зустрічаються в [[Скупчення галактик|скупченнях галактик]]&nbsp;— ймовірно, на галактики в скупченнях діє [[лобовий тиск]] ({{Lang-en|ram pressure}}), через що вони швидко втрачають газ. Передбачається, що цей тип галактик може бути проміжним між спіральними та [[Лінзоподібна галактика|лінзоподібними]] галактиками{{Sfn|Buta|2011|с=36}}<ref name="Darling">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/spiralgal.html|title=Spiral galaxy|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220616145231/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/spiralgal.html|archivedate=2022-06-16|accessdate=2022-06-07|deadurl=no}}</ref>.

=== Магнітне поле ===
У спіральних рукавах спостерігаються сильніші [[Магнітне поле|магнітні поля]], ніж в решті галактики. Середнє значення магнітних полів у спіральних галактиках становить 10 [[Гаус (одиниця вимірювання)|мікрогаус]], а в їхніх спіральних рукавах&nbsp;— 25 мікрогаус. У галактиках з вираженим спіральним візерунком магнітні поля орієнтовані вздовж рукавів, хоча у деяких випадках магнітне поле може утворювати окрему спіральну структуру у просторі між видимими спіральними рукавами. Своєю чергою магнітні поля можуть впливати на рух газу в галактиці та сприяти формуванню спіральних рукавів<ref>{{Стаття|url=http://www.scholarpedia.org/article/Galactic_magnetic_fields|author=Beck R.|title=Galactic magnetic fields|date=2007|місяць=8|видання=[[Scholarpedia]]|том=2|issue=8|pages=2411|issn=1941-6016|doi=10.4249/scholarpedia.2411|language=en|archivedate=2023-01-23|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230123203803/http://www.scholarpedia.org/article/Galactic_magnetic_fields}}</ref><ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015A%26ARv..24....4B|author=Beck R.|title=Magnetic fields in spiral galaxies|date=2015|місяць=12|видання=Astronomy and Astrophysics Review|том=24|pages=4|issn=0935-4956|place=N. Y.|publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|doi=10.1007/s00159-015-0084-410.48550/arXiv.1509.04522|language=en|archivedate=2022-10-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20221013012635/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015A%26ARv..24....4B}}</ref>, хоча вони занадто слабкі, щоб відігравати провідну роль у формуванні спіральних рукавів{{Sfn|Seigar|2017|с=81}}.

=== Зв'язок параметрів спіральних рукавів з іншими властивостями галактики ===
Параметри спіральних рукавів [[Кореляція|корелюють]] з іншими властивостями галактики. Наприклад, відомо, що галактики з більшим кутом закрутки зазвичай мають нижчу масу [[Надмасивна чорна діра|надмасивної чорної діри]] в центрі<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.471.2187D|author=Davis B. L., Graham A. W., Seigar M. S.|title=Updating the (supermassive black hole mass)-(spiral arm pitch angle) relation: a strong correlation for galaxies with pseudobulges|date=2017|місяць=10|видання=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=471|pages=2187—2203|issn=0035-8711|place=Oxf.|publisher=[[Wiley-Blackwell]]|doi=10.1093/mnras/stx179410.48550/arXiv.1707.04001|language=en|archivedate=2022-10-20|archiveurl=https://web.archive.org/web/20221020021321/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.471.2187D}}</ref> і меншу масу всієї галактики, менший внесок [[балдж]]а в загальну світність, нижчу [[Дисперсія швидкості|дисперсію швидкостей]] у центрі, а їх [[Крива обертання галактики|криві обертання]]<nowiki/> демонструють більше зростання<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...645.1012S|author=Seigar M. S., Bullock J. S., Barth A. J., Ho L. C.|title=Constraining Dark Matter Halo Profiles and Galaxy Formation Models Using Spiral Arm Morphology. I. Method Outline|date=2006|місяць=7|видання=[[The Astrophysical Journal]]|том=645|pages=1012—1023|issn=0004-637X|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.1086/50446310.48550/arXiv.astro-ph/0603622|language=en|archivedate=2022-06-16|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220616190859/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...645.1012S}}</ref>, але ці залежності не надто сильні<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...871..194Y|author=Yu S.-Y., Ho L. C.|title=On the Connection between Spiral Arm Pitch Angle and Galaxy Properties|date=2019|місяць=2|видання=[[The Astrophysical Journal]]|том=871|pages=194|issn=0004-637X|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.3847/1538-4357/aaf89510.48550/arXiv.1812.06010|language=en|archivedate=2023-05-29|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230529180633/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...871..194Y}}</ref>. Хоча кут закрутки спіральних рукавів спочатку був введений у морфологічну класифікацію галактик як один із критеріїв класифікації, виявилося, що ця величина корелює з морфологічним типом навіть слабше, ніж, наприклад, показник кольору спіральних рукавів<ref name=":8"/>. Кореляцію кута закрутки зі згаданими параметрами можна пояснити теоретично: описані величини пов'язані з розподілом маси в галактиці, а розподіл маси, своєю чергою, визначає поширення [[Теорія хвиль густини|хвиль густини]] в диску галактики{{Sfn|Seigar|2017|сторінки=108—123}}.

Контрастніші та чіткіше виражені спіральні рукави спостерігаються у масивніших галактик з [[Спіральна галактика з упорядкованою структурою|більш упорядкованою структурою]]<ref name=":8"/>. Також контрастність спіральних рукавів вище в галактиках з вираженим [[Бар (астрономія)|баром]], але ця кореляція слабка<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.471.1070B|author=Bittner A., Gadotti D. A., Elmegreen B. G., Athanassoula E., Elmegreen D. M., Bosma A., Muñoz-Mateos J.-C.|title=How do spiral arm contrasts relate to bars, disc breaks and other fundamental galaxy properties?|date=2017|місяць=10|видання=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=471|pages=1070—1087|issn=0035-8711|place=Oxf.|publisher=[[Wiley-Blackwell]]|doi=10.1093/mnras/stx164610.48550/arXiv.1706.09904|language=en|archivedate=2022-11-01|archiveurl=https://web.archive.org/web/20221101083502/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.471.1070B}}</ref>. [[Флокулентна спіральна галактика|Флокулентні галактики]] в середньому мають меншу масу і пізніший морфологічний тип, ніж галактики з упорядкованою структурою<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2023MNRAS.518.1022S|author=Sarkar S., Narayanan G., Banerjee A., Prakash P.|title=Identification of Grand-design and Flocculent spirals from SDSS using deep convolutional neural network|date=2023|місяць=1|видання=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=518|pages=1022—1040|issn=0035-8711|place=Oxf.|publisher=[[Wiley-Blackwell]]|doi=10.1093/mnras/stac3096|language=en}}</ref>.

== Спіральна структура Чумацького Шляху ==
[[Файл:Milky Way full annotated ukrainian.jpg|міні|праворуч|300x300пкс|Спіральні рукави, позначені на художньому зображенні Чумацького шляху]]
Про наявність спіральних рукавів у диску [[Чумацький Шлях|нашої Галактики]] важко зробити висновок, спостерігаючи в оптичному діапазоні, оскільки Сонце знаходиться у площині диска Чумацького Шляху, а світло сильно поглинається [[Міжзоряний пил|міжзоряним пилом]]. Однак спіральні рукави можна помітити, наприклад, при складанні карти розподілу [[Спектр атома водню|нейтрального водню]] або [[Молекулярна хмара|молекулярних хмар]]<ref name=":43">{{Cite web|language=en|url=https://www.britannica.com/place/Milky-Way-Galaxy|title=Milky Way Galaxy|last=Hodge P. W.|website=[[Encyclopedia Britannica]]|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220119174143/https://www.britannica.com/place/Milky-Way-Galaxy|archivedate=2022-01-19|accessdate=2022-01-19|deadurl=no}}</ref>.

Розташування, довжина і навіть кількість спіральних рукавів ще точно не визначені<ref name=":9">{{БРЭ}}</ref><ref name=":11">{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018RAA....18..146X|author=Xu Y., Hou L., Wu Y.|title=The spiral structure of the Milky Way|date=2018|місяць=12|видання=Research in Astronomy and Astrophysics|том=18|pages=146|issn=1674-4527|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.1088/1674-4527/18/12/146|language=en|archivedate=2022-01-24|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220124121036/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018RAA....18..146X}}</ref>, але найчастіше вважається, що в Чумацькому Шляху чотири великі спіральні рукави: два головні ([[Рукав Щита–Центавра|рукав Щита-Центавра]] і [[рукав Персея]]) і два вторинних ([[Рукав Косинця—Зовнішній|рукав Косинця-Зовнішній]] і [[Рукав Стрільця–Кіля|рукав Стрільця-Кіля]])<ref>{{Стаття|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/151/3/55|author=Vallée J. P.|title=The start of the Sagittarius spiral arm (Sagittarius origin) and the start ot the Norma spiral arm (Norma origin): Model-computed and observed arm tangents at galactic longitudes −20° < l < +23°|date=2016|place=Bristol|видання=[[The Astronomical Journal]]|publisher=[[IOP Publishing]]|місяць=2|том=151|issue=3|pages=55|issn=1538-3881|doi=10.3847/0004-6256/151/3/55|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220124203609/https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/151/3/55|archivedate=2022-01-24|language=en}}</ref>. Їхні назви обумовлені розташуванням основних масивів рукавів у відповідних сузір'ях. Кут закрутки рукавів становить близько 12°. Їхня ширина оцінюється в 800 [[парсек]]<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014AJ....148....5V|author=Vallée J. P.|title=The Spiral Arms of the Milky Way: The Relative Location of Each Different Arm Tracer within a Typical Spiral Arm Width|date=2014|місяць=7|видання=[[The Astronomical Journal]]|том=148|pages=5|issn=0004-6256|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.1088/0004-6256/148/1/5|language=en|archivedate=2023-04-04|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230404045644/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014AJ....148....5V}}</ref>. Крім великих рукавів, виділяються і дрібніші подібні утворення, як, наприклад, [[рукав Оріона]], також званий Місцевим рукавом{{Sfn|Сурдин|2017|с=172—175, 199, 202—207}}.

== Теорії виникнення спіральної структури ==
[[Файл:SSPSF_simulation.gif|міні|300x300пкс|Виникнення спіральних рукавів у моделі [[модель стохастичного самопідтримуваного зореутворення|стохастичного самопідтримуваного зореутворення]]]]
Поширеність спіральних галактик свідчить, що спіральна структура&nbsp;— тривке явище. Однак через те, що самі галактики обертаються [[Диференціальне обертання|диференціально]], а не як тверде тіло, будь-яка структура в диску має сильно закручуватися разом із диском та зникати за 1-2 оберти. Два найпоширеніші варіанти розв'язання цієї проблеми&nbsp;— [[модель стохастичного самопідтримуваного зореутворення]] і [[теорія хвиль густини]], причому вони описують різні варіанти спіральної структури. Згідно з першим поясненням, спіральні рукави постійно утворюються і зникають, не встигаючи сильно закрутитися&nbsp;— такі спіральні рукави називають матеріальними. Теорія хвиль густини передбачає, що спіральний візерунок є хвилею густини й тому обертається незалежно від диска, як тверде тіло,&nbsp;— у цьому випадку спіральні рукави називають хвильовими. Такі види спіральних рукавів не виключають одна одну й можуть працювати одночасно{{Sfn|Засов, Постнов|2011|с=384—386}}{{Sfn|Seigar|2017|pp=40—44, 94—104}}.

[[Припливний хвіст|Припливні хвости]], що спостерігаються у взаємодіючих галактик, також відносять до матеріальних спіральних рукавів. Через невелику швидкість руху речовини на відстані від галактики припливні хвости виявляються відносно довговічними{{Sfn|Засов, Постнов|2011|с=385—386}}.

=== Теорія стохастичного самопідтримуваного зореутворення ===
Згідно з [[Модель стохастичного самопідтримуваного зореутворення|моделлю стохастичного самопідтримуваного зореутворення]], спіральні рукави виникають, коли в якійсь області галактики активізується [[зореутворення]]. Через наявність молодих яскравих зір ця область впливає на сусідні області [[Міжзоряне середовище|міжзоряного середовища]]&nbsp;— наприклад, [[Наднова|спалахи наднових]] створюють [[Ударна хвиля|ударні хвилі]] в газі, так що зореутворення поширюється диском{{Sfn|Seigar|2017|сторінки=94—104}}. За період менш як 100 мільйонів років, швидше за час одного оберту галактики, найяскравіші зорі, що виникли в цій області, встигають згаснути, а через диференціальне обертання ця область встигає витягнутися в коротку дугу. Оскільки зореутворення постійно спалахує у різних частинах диска, то в різні моменти часу в диску спостерігається багато таких дуг, що спостерігається, як флокулентний спіральний візерунок<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1994A&A...287...55J|author=Jungwiert B., Palous J.|title=Stochastic self-propagating star formation with anisotropic probability distribution|date=1994-07-01|видання=[[Astronomy and Astrophysics]]|том=287|pages=55—67|issn=0004-6361|place=Les Ulis|publisher=EDP Sciences|language=en}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Gallagher/Gall4_3.html|title=Structure and Evolution of Irregular Galaxies. 4.3 SSPSF: A Possible Model|last=Gallagher J. S. III., Hunter D. A.|website=NASA/IPAC Extragalactic Database|publisher=[[Caltech]]|accessdate=2023-01-17|archivedate=2023-01-17|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230117212054/https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Gallagher/Gall4_3.html|deadurl=no}}</ref>. Оскільки такі спіральні рукави помітні лише завдяки молодим зорям, вони практично не впливають на розподіл маси в галактиці та практично не спостерігаються в [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоному діапазоні]]{{Sfn|Засов, Постнов|2011|с=385—386}}.

=== Теорія хвиль густини ===
[[Файл:Spiral_arms_color_gradients.svg|міні|300x300пкс|Схематичне зображення градієнтів кольору в спіральних рукавах, якщо вони є хвилями густини]]
Спіральні рукави в теорії хвиль густини виникають, якщо в диску відбуваються [[Коливання|механічні коливання]] і з'являється хвиля густини. При цьому зорі рухаються в диску таким чином, що в деяких областях вони зближуються, і їхня щільність підвищується. Хвиля густини впливає не тільки на зорі, але й на газ, і в областях, де густина газу збільшується, йде активніше зореутворення. При цьому в різні моменти часу в спіральному рукаві опиняються різні зорі, так що хвиля густини рухається з іншою швидкістю, ніж обертання зоряного диска, і не закручується його [[Диференціальне обертання|диференціальним обертанням]]. Під впливом цього механізму утворюється великомасштабна, [[Спіральна галактика з упорядкованою структурою|упорядкована спіральна структура]], що спостерігається і в інфрачервоному діапазоні{{Sfn|Засов, Постнов|2011|с=385—387}}<ref name=":7">{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016ARA%26A..54..667S|author=Shu F. H.|title=Six Decades of Spiral Density Wave Theory|date=2016|місяць=9|видання=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|том=54|pages=667—724|issn=0066-4146|place=Palo Alto|publisher=[[Annual Reviews]]|doi=10.1146/annurev-astro-081915-023426|language=en|archivedate=2023-06-18|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230618230427/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016ARA%26A..54..667S}}</ref><ref>{{Стаття|url=https://www.nature.com/articles/s41550-018-0627-5|author=Peterken T. G., Merrifield M. R., Aragón-Salamanca A., Drory N., Krawczyk C. M., Masters K. L., Weijmans A.-M., Westfall K. B.|title=A direct test of density wave theory in a grand-design spiral galaxy|date=2019|місяць=2|видання=Nature Astronomy|том=3|issue=2|pages=178—182|issn=2397-3366|place=N. Y.|publisher=[[Nature Portfolio]]|doi=10.1038/s41550-018-0627-5|language=en|archivedate=2023-01-17|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230117212054/https://www.nature.com/articles/s41550-018-0627-5}}</ref>. Концентрація зір у спіральному рукаві збільшується ненабагато&nbsp;— на 10-20&nbsp;%, але відповідна зміна [[Гравітаційний потенціал|гравітаційного потенціалу]] значно впливає на рух газу. Газ розганяється, в ньому можуть виникати ударні хвилі, які зовні помітні як темні [[Пилова смуга (астрономія)|пилові смуги]] у рукавах<ref name=":10"/>.

Підтвердити наявність хвилі густини важко, але можливо. Наприклад, зорі, які вже виходять зі спірального рукава, мають бути старішими й тому червонішими, ніж щойно сформовані зорі в середині рукава. Всередині [[Коротаційне коло|радіуса коротації]] зорі мають виходити з рукава вперед, а зовні радіуса коротації&nbsp;— назад. Це має призвести до градієнта кольору поперек рукава<ref>{{Стаття|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aaa965|author=Beckman J. E., Font J., Borlaff A., García-Lorenzo B.|title=Precision Determination of Corotation Radii in Galaxy Disks: Tremaine–Weinberg versus Font–Beckman for NGC 3433|date=2018|місяць=2|видання=[[The Astrophysical Journal]]|том=854|issue=2|pages=182|issn=1538-4357|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.3847/1538-4357/aaa965|language=en|archivedate=2023-01-17|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230117235626/https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aaa965}}</ref><ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...694..512M|author=Martínez-García E. E., González-Lópezlira R. A., Bruzual-A G.|title=Spiral Density Wave Triggering of Star Formation in SA and SAB Galaxies|date=2009|місяць=3|видання=[[The Astrophysical Journal]]|том=694|pages=512—545|issn=0004-637X|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.1088/0004-637X/694/1/512|language=en|archivedate=2022-06-21|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220621065644/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...694..512M}}</ref>. Вважається, що хвилі густини створюються та підтримуються [[Бар (астрономія)|барами]] галактик або [[Припливні сили|припливним впливом]] з боку [[Галактика-супутник|галактик-супутників]]<ref name=":10"/>.

Теорія хвиль густини передбачає, що стійкими є лише відстаючі спіральні рукави, а будь-яка випереджаюча структура повинна в якийсь момент перетворюватися на відстаючу{{Sfn|Seigar|2017|сторінки=53—54}}.
<gallery widths="180" heights="180" class="center" mode="packed" caption="Вплив диференціального обертання на структуру спіральних рукавів (анімація)">
Файл:Galaxy rotation wind.ogv|«Матеріальні» спіральні рукави сильно закручуються за невеликий час
Файл:Galaxy rotation wave.ogv|Хвилі густини створюють рукави, які не закручуються з часом
</gallery>

=== Альтернативні теорії ===
Деякі теорії пропонують інші механізми появи спіральних рукавів, ніж теорія хвиль густини та модель стохастичного самопідтримуваного зореутворення. Найчастіше вони покликані не замінити вищеописані теорії повністю, а пояснити виникнення спіральних рукавів в окремих випадках.

Наприклад, теорія многовидів ({{Lang-en|manifold theory}}) поширюється лише на [[спіральні галактики з баром]]. Відповідно до цієї теорії, через гравітаційний вплив бару орбіти зір вишиковуються певним чином, створюють спіральні рукави та рухаються вздовж них. Назва теорії пов'язана з тим, що в рамках цієї моделі зорі, що рухаються в спіральних рукавах, у [[Фазовий простір|фазовому просторі]]<nowiki/> утворюють [[многовид]]. На відміну від теорії хвиль густини, теорія многовидів не передбачає виникнення градієнтів кольору в спіральних рукавах, які у багатьох галактиках насправді спостерігаються. Те, що в галактиках з баром спіральні рукави починаються з області поблизу бару, може вказувати на зв'язок цих структур, і теорія многовидів&nbsp;— не єдина, яка пояснює виникнення рукавів завдяки барам{{Sfn|Seigar|2017|сторінки=78—84}}<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020A%26A...636A..44E|author=Efthymiopoulos C., Harsoula M., Contopoulos G.|title=Manifold spirals in barred galaxies with multiple pattern speeds|date=2020|місяць=4|видання=[[Astronomy and Astrophysics]]|том=636|pages=A44|issn=0004-6361|place=Les Ulis|publisher=EDP Sciences|doi=10.1051/0004-6361/201936871|language=en|archivedate=2023-01-24|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230124164212/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020A%26A...636A..44E}}</ref>.

== Історія вивчення ==
[[Файл:M51Sketch.jpg|міні|300x300пкс|Замальовка M 51, зроблена лордом Россом]]
Спіральні рукави були вперше виявлені в [[Галактика Вир|галактиці Вир (M 51)]]: в ній [[Вільям Парсонс, третій лорд Росс|лорд Росс]] відкрив спіральну структуру в 1850 році<ref name=":11"/>.

У 1896 році було сформульовано проблему закручування: якби спіральні рукави були матеріальними утвореннями, то внаслідок [[Диференціальне обертання|диференціального обертання]] вони б дуже швидко закручувалися настільки, що їх було б неможливо спостерігати. Таким чином, питання про природу спіральної структури тривалий час залишалося невирішеним. З 1927 року цим питанням займався [[Бертіл Ліндблад]], і в 1961 він зробив правильний висновок про те, що спіральні рукави виникають внаслідок гравітаційної взаємодії між зорями в диску. Пізніше, в 1964 році, [[Цзяцяо Лінь]] та [[Френк Шу]] розробили [[Теорія хвиль густини|теорію]], згідно з якою спіральні рукави можна розглядати як хвилі густини<ref name=":7"/><ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1964ApJ...140..646L|author=Lin C. C., Shu F. H.|title=On the Spiral Structure of Disk Galaxies|date=1964|місяць=8|видання=[[The Astrophysical Journal]]|том=140|pages=646|issn=0004-637X|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.1086/147955|language=en|archivedate=2023-02-04|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230204002840/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1964ApJ...140..646L}}</ref>. Модель стохастичного самопідтримуваного зореутворення з'явилася в 1978 році, але ще в 1953 [[Ернст Юліус Епік|Ернст Епік]] зазначив, що спалах [[Наднова|наднової]] може стимулювати [[зореутворення]] в сусідніх областях, що й лягло в основу майбутньої теорії<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...223..129G|author=Gerola H., Seiden P. E.|title=Stochastic star formation and spiral structure of galaxies|date=1978|місяць=7|видання=[[The Astrophysical Journal]]|том=223|pages=129—139|issn=0004-637X|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.1086/156243|language=en|archivedate=2023-01-24|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230124175454/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...223..129G}}</ref>{{Sfn|Seigar|2017|сторінки=36—40, 94—98}}.

У 1953 році досить точно виміряли відстані до різних зоряних асоціацій у нашій Галактиці. Завдяки цьому було показано, що в Чумацькому шляху теж є спіральна структура<ref name=":43"/>.

Поділ галактик на [[Флокулентна спіральна галактика|флокулентні]], багаторукавні та [[Спіральна галактика з упорядкованою структурою|з упорядкованою структурою]] походить від складнішої схеми морфологічної класифікації, що включає 10 класів, які описують вид спірального візерунка. Цю схему класифікації розробили [[Дебра Елмегрін|Дебра]] та [[Брюс Елмегрін]] у 1987 році<ref name=":422">{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1987ApJ...314....3E|author=Elmegreen D. M., Elmegreen B. G.|title=Arm Classifications for Spiral Galaxies|date=1987|place=Bristol|видання=[[The Astrophysical Journal]]|publisher=[[IOP Publishing]]|місяць=3|том=314|pages=3|issn=0004-637X|doi=10.1086/165034|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220303030325/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1987ApJ...314....3E|archivedate=2022-03-03|language=en}}</ref>{{Sfn|Buta|2011|сторінки=33—37}}.

Попри успіхи теорії хвиль густини, фізична природа спіральних рукавів поки що не пояснена повністю, і дослідження цього питання тривають<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2022Galax..10..100S|author=Shields D., Boe B., Pfountz C., Davis B. L., Hartley M., Miller R., Slade Z., Abdeen M. S., Kennefick D., Kennefick J.|title=Spirality: A Novel Way to Measure Spiral Arm Pitch Angle|date=2022-10-01|видання=Galaxies|том=10|pages=100|issn=2075-4434|place=Basel|publisher=[[MDPI]]|doi=10.3390/galaxies10050100|language=en|archivedate=2023-01-02|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230102014750/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2022Galax..10..100S}}</ref>{{Sfn|Seigar|2017|сторінки=126—129}}.

== Примітки ==
{{reflist|2|
|refs=<ref name="aes_449">{{А-Е-С|Спіральні рукави|449—450|s}}</ref>
}}

== Література ==
* {{книга|автор=Денищенко С. І. |частина=Рукав Scutum-Centaurus |посилання частина= |заголовок=Структурні особливості галактики Чумацький шлях за результатами кінематичного аналізу |оригінал= |посилання=https://karazin.ua/storage/static-content/source/documents/aspirantura/zakhysty/Denyshchenko/Denyshchenko%20дисертація_compressed.pdf |відповідальний= |видання= |місце=Харків |видавництво=Харківський національний університет імені В. Н. Каразіна |рік=2023 |том= |сторінки= |сторінок= |серія= |isbn= |тираж= |ref=Денищенко }}
* {{книга|автор=Кудря Ю. М., Вавилова І. Б. |частина=Спіральна структура |посилання частина= |заголовок=Позагалактична астрономія. Книга 1. Галактики: основні фізичні властивості. Навчальний посібник |оригінал= |посилання=https://www.mao.kiev.ua/index.php/ua/pdf-opener?pzastr |відповідальний= |видання= |місце=Київ |видавництво=[[Наукова думка]] |рік=2016 |том= |сторінки=51-54 |сторінок=344 |серія= |isbn=978-966-00-1517-3 |тираж= |ref= }}
* {{Книга
|ref = Сурдин
|автор = [[Сурдін Володимир Георгійович|Сурдин В. Г.]]
|заголовок = Галактики
|рік = 2017
|видання = 2-е, испр. и доп
|місце = М.
|видавництво = Физматлит
|сторінок = 432
|ISBN = 978-5-9221-1726-5
}}
* {{Книга
|ref = Засов, Постнов
|посилання = https://mipt.ru/upload/medialibrary/d26/general_astrophysics.pdf
|автор = [[Засов Анатолій Володимирович|Засов А. В.]], [[Постнов Костянтин Олександрович|Постнов К. А.]]
|заголовок = Общая астрофизика
|рік = 2011
|видання = 2-е изд. испр. и дополн
|місце = Фрязино
|видавництво = Век 2
|сторінок = 576
|ISBN = 978-5-85099-188-3
}}
* {{Книга
|ref = Karttunen et al.
|посилання = https://books.google.com/books?id=ndd2DQAAQBAJ
|автор = Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J.
|заголовок = Fundamental Astronomy
|рік = 2016
|видання = 6th Edition
|місце = Berlin; Heidelberg; {{N. Y.}}
|видавництво = [[Springer Science+Business Media|Springer]]
|allpages = 550
|ISBN = 978-3-662-53045-0
}}
* {{Книга
|ref = Binney, Merrifield
|посилання = https://books.google.com/books?id=dh8sEAAAQBAJ
|автор = Binney J., Merrifield M.
|заголовок = Galactic Astronomy
|рік = 1998
|місце = Princeton
|видавництво = [[Princeton University Press]]
|allpages = 816
|ISBN = 978-0-691-23332-1
}}
* {{Книга
|ref = Seigar
|посилання = https://www.worldcat.org/oclc/994877317
|автор = Seigar M. S.
|заголовок = Spiral structure in galaxies
|рік = 2017
|місце = San Rafael California
|видавництво = [[IOP Publishing]]
|allpages = 129
|ISBN = 978-1-6817-4609-8
}}
* {{книга|автор=Buta R. J. |частина= |посилання частина= |заголовок=Galaxy Morphology |оригінал= |посилання=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011arXiv1102.0550B |відповідальний=ed. by T. D. Oswalt |видання=Planets, Stars, and Stellar Systems |місце=New York |видавництво=[[Springer Science+Business Media|Springer Reference]] |рік=2011 |volume=6 / ed. by W. C. Keel |сторінки= |сторінок= |серія= |isbn=978-94-007-5609-0 |doi=10.1007/978-94-007-5609-0 |тираж= |ref=Buta }}
* {{Стаття |author=Sellwood J. A., Masters K. L. |title=Spirals in Galaxies |url=https://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev-astro-052920-104505 |format= |journal=[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]] |type= |date=2022 |volume=60 |issue= |pages=73-120 |issn= |doi=10.1146/annurev-astro-052920-104505 |id= |accessdate= |language=en }}

{{Галактики}}
{{Добра стаття}}

[[Категорія:Галактики]]