Галактика

Гала́ктика (дав.-гр. Γαλαξίας — «молочний») — система зір, міжзоряного газу, пилу та темної матерії, поєднаних силою тяжіння[1][2]. Слово походить від давньогрецького γαλαξίας — «молочний», що є посиланням на давньогрецьку назву галактики Чумацький Шлях, в якій знаходиться Сонячна система.
Типові Галактики налічують близько 100 мільярдів зірок, однак серед галактик зустрічаються і карликові з менш ніж 100 мільйонами зірок, і надгігантські зі 100 трильйонами зірок[3]. Більшу частину маси типової галактики становить темна матерія, натомість на зорі й газові туманності припадає лише кілька відсотків загальної маси. В центрах багатьох галактик містяться надмасивні чорні діри. За видимою формою галактики поділяються на еліптичні[4], спіральні[5] й неправильні[6].
Нашу Галактику — Чумацький Шлях — можна спостерігати на небосхилі у вигляді довгої витягнутої смуги, густо вкритої зорями. Усі інші галактики дуже віддалені. Відстань до найближчих із них вимірюється в мегапарсеках, а до далеких — в одиницях космологічного червоного зміщення. Саме через віддаленість неозброєним оком на небі можна побачити лише чотири з них: туманність Андромеди (у північній півкулі), Велику і Малу Магелланові Хмари (у південній півкулі) та галактику М33 (у північній півкулі)[7]. Вирізнити окремі зорі в зображеннях інших галактик не вдавалося аж до початку XX століття. До початку 1990-х років налічувалося не більше 30 галактик, в яких вдалося виділити окремі зорі (всі ці галактики належать до Місцевої групи). Після запуску космічного телескопа «Габбл» і введення в дію 10-метрових наземних телескопів кількість галактик, в яких вдалося розрізнити окремі зорі, значно зросла.
За оцінками, у видимому Всесвіті існує від 200 мільярдів до 2 трильйонів галактик[8]. Більшість галактик мають діаметр від 1000 до 100 000 парсек (приблизно від 3000 до 300 000 світлових років) і розділені відстанями порядку мільйонів парсеків.
Галактики розподілені у Всесвіті нерівномірно. Більшість з них гравітаційно пов'язані в групи, скупчення та надскупчення. Чумацький Шлях є частиною Місцевої групи, яка, своєю чергою, входить до складу надскупчення Діви. У найбільшому масштабі ці асоціації зазвичай організовані в стінки та нитки, оточені величезними войдами (пустотами)[9]. Наше надскупчення Діви міститься в набагато більшій космічній структурі під назвою Ланіакея[10].
Слово «галактика» (від дав.-гр. γαλαξίας — «молочний», утворене з γάλα, род. відм. γάλακτος — «молоко», від праінд. кореня *galact- – «молоко») спочатку вживалося на позначення світлої смуги на нічному небі, відомої як Молочний Шлях (грец. κύκλος γαλαξίας — «молочне коло»). Через латинське galaxias це слово потрапило до новоєвропейських мов[11].
Етимологію слова Galaxias (Γαλαξίας) і його зв'язок з молоком (γάλα) розкривають два давньогрецьких міфи. Згідно з однією з легенд, Гера годувала грудьми Геракла, але, дізнавшись, що це дитя — не її син, а син Зевса від смертної жінки, відштовхнула немовля, і молоко, що розлилося по небу, стало Молочним Шляхом. Інша версія міфу пов'язана з Реєю, дружиною Кроноса, яка намагалася врятувати свого сина Зевса від пожирання батьком, і пролите молоко з її грудей також стало символом небесної смуги[12].
Із розвитком телескопічних спостережень у XVIII–XIX століттях туманні об'єкти вважалися невизначеними зоряними скупченнями. Деякі астрономи припускали, що так звані спіральні туманності можуть бути окремими зоряними системами, подібними до нашої. У той період виникли терміни «острівні всесвіти» або «зоряні острови»[13].
Однак після відкриттів на основі спостережень з більших телескопів, зокрема Галактики Андромеди, стало зрозуміло, що ці об'єкти є гравітаційно пов'язаними скупченнями мільярдів зір, розташованими за межами нашої зоряної системи. У зв'язку з цим термін «острівні всесвіти» поступився більш точному — «галактика»[14].
Термін «галактика» у його сучасному науковому значенні вперше застосував Пітер Нікол у книзі «Зоряний Всесвіт: погляд на його упорядкування, рухи та еволюції» (англ. The Stellar Universe: view of its arrangements, motions and evolutions), опубілкованої 1848 року. Попередні автори, а також його сучасники, описуючи небо за межами площини Молочного Шляху, використовували слово «nebula» (туманність) для позначення об’єкта, який ми зараз називаємо галактика[15].
Термін «галактика» належить до зоряної системи, а термін «Молочний шлях» до її світлої проекції на небесну сферу[16]. У сучасній астрономії галактику визначають як космічну систему, що складається із зір, міжзоряного газу, пилу та темної матерії[17].
Грецький філософ Демокріт (450–370 рр. до н. е.) припустив, що яскрава смуга на нічному небі, відома як Чумацький Шлях, може складатися з далеких зір[18]. Водночас Арістотель (384–322 до н. е.) вважав, що Чумацький Шлях виник внаслідок «запалювання вогняного видихання деяких зір, які були великими, численними та розташованими близько одна до одної», і що «запалювання відбувається у верхній частині атмосфери, в області Світу, яка є безперервною з небесними рухами ». Філософ-неоплатонік Олімпіодор Молодший (прибл. 495 рр. н. е.) критикував ці при припущення, стверджуючи, що якщо Чумацький Шлях розташований в підмісячній сфері (між Землею та Місяцем), він повинен виглядати по-різному в різний час і місцях на Землі і мати паралакс, якого він насправді не мав. На його думку, Чумацький Шлях був небесним[19].
Арабський астроном Ібн аль-Хайсам (965–1037) зробив першу спробу спостерігати та виміряти паралакс Чумацького Шляху[20]. Таким чином він визначив, що «оскільки Чумацький Шлях не має паралакса, він має бути віддаленим від Землі та не належати до атмосфери»[21]. Перський астроном аль-Біруні (973–1048) припустив, що галактика Чумацький Шлях є «сукупністю незліченних фрагментів природи туманних зір»[22]. В 12 столітті андалузький астроном Авемпас припустив, що вона складається з багатьох зір, які майже торкаються одна одної, і виглядає як безперервне зображення через ефект заломлення від підмісячної речовини[23][24], посилаючись на своє спостереження сполучення Юпітера та Марса як доказ того, що це відбувається, коли два об'єкти знаходяться поруч[24]. У 14 столітті сирійський філософ Ібн Кайїм аль-Джаузія припустив, що галактика Чумацький Шлях є «міріадом крихітних зір, розташованих разом у сфері нерухомих зір»[25].
Фактичний доказ того, що Чумацький Шлях складається з зір, з'явився 1610 року, коли італійський астроном Галілео Галілей використав телескоп для його вивчення та виявив, що він складається з величезної кількості слабких зір[26]. 1750 року англійський астроном Томас Райт у своїй праці «Оригінальна теорія, або нова гіпотеза Всесвіту» (англ. An Original Theory or New Hypothesis of the Universe) припустив, що Всесвіт може бути тілом, що обертається та складається з величезної кількості зір, що утримуються разом гравітаційними силами, подібно до Сонячної системи, але в набагато більшому масштабі, і що отриманий диск зір можна спостерігати як смугу на небі через перебування Сонячної системи в ньому[27][28]. У своєму трактаті 1755 року Іммануїл Кант детальніше розкрив ідею Райта про структуру Чумацького Шляху[29].

Вільям Гершель 1785 року вперше описав форму Чумацького Шляху шляхом підрахунку кількості зір у різних областях неба. Він створив діаграму форми галактики з Сонячною системою, розташованою близько до центру[30]. 1795 року, спостерігаючи планетарну туманність NGC 1514, він виразно побачив у її центрі окрему зорю, оточену туманною речовиною. Існування справжніх туманностей, таким чином, не підлягало сумніву, і не було необхідності вважати, що всі туманні плями — далекі зоряні системи. Використовуючи вдосконалений підхід, Каптейн у 1920 році дійшов зображення невеликої (діаметром близько 15 кілопарсеків) еліпсоїдної галактики із Сонцем поблизу центру. Інший метод Гарлоу Шеплі, заснований на каталогізації кулястих скупчень, призвів до радикально іншої картини: плоский диск діаметром приблизно 70 кілопарсеків, а Сонце далеко від центру[31]. В обох аналізах не враховувалося поглинання світла міжзоряним пилом, присутнім у галактичній площині. Але після того, як Роберт Джуліус Трюмплер кількісно визначив цей ефект у 1930 році, вивчаючи розсіяні скупчення, виникла сучасна картина галактики Чумацький Шлях[32].

Кілька галактик за межами Чумацького Шляху видно на нічному небі неозброєним оком, зокрема галактика Андромеди, Велика Магелланова Хмара, Мала Магелланова Хмара та галактика Трикутника. У 10 столітті перський астроном Абд аль-Рахман ас-Суфі зробив найдавнішу зафіксовану ідентифікацію галактики Андромеди, описавши її як «маленьку хмару». 964 року він, ймовірно, згадував Велику Магелланову Хмару у своїй «Книзі нерухомих зір» , описуючи її, як «Аль-Бакра південних арабів», оскільки при схиленні близько 70° на південь її не було видно з його місця спостереження[33]. Європейцям Магелланова Хмара стала добре відома лише після подорожі Магеллана у 16 столітті. Галактику Андромеди пізніше незалежно від інших відзначив Симон Маріус 1612 року[34].
1734 року філософ Емануїл Сведенборг у своїх «Початках» висловив припущення, що за межами Всесвіту можуть існувати інші галактики, сформовані в галактичні скупчення, що є крихітними частинами Всесвіту, що простягаються далеко за межі видимого. Вчені вважають погляди Сведенборга «надзвичайно близькими до сучасних поглядів на космос»[35]. 1745 року П'єр Луї Мопертюї висунув гіпотезу, що деякі об'єкти, подібні до туманностей, є сукупністю зір з унікальними властивостями, включаючи джети, які виробляють самі зорі, і повторив точку зору Йоганна Гевелія про те, що яскраві плями були масивними та сплющеними через своє обертання[36]. 1750 року Томас Райт правильно припустив, що Чумацький Шлях — це сплющений диск зір, і що деякі туманності, видимі на нічному небі, можуть бути окремими «Чумацькими Шляхами»[28][37].
Ближче до кінця 18 століття Шарль Мессьє склав каталог, що містив 109 найяскравіших небесних об'єктів, що виглядають туманними. Згодом Вільям Гершель склав каталог із 5000 туманностей[28]. 1845 року лорд Росс дослідив туманності, каталогізовані Гершелем, і спостерігав спіральну структуру об'єкта Мессьє M51, відомого зараз як галактика Вир[38][39].
1912 року Весто М. Слайфер провів спектрографічні дослідження найяскравіших спіральних туманностей, щоб визначити їхній склад. Слайфер виявив, що спіральні туманності мають високі доплерівські зсуви, що вказує на те, що вони рухаються зі швидкістю, що перевищує швидкість зір, які він виміряв. Він також виявив, що більшість цих туманностей віддаляються від нас[40][41].

1917 року Гібер Дуст Кертіс спостерігав нову зорю S Андромеди у «Великій туманності Андромеди», як тоді називали галактику Андромеди, об'єкт Мессьє M31. Шукаючи фотографічні дані, він знайшов ще 11 нових зір. Кертіс помітив, що ці нові зорі були в середньому на 10 зоряних величин тьмянішими за ті, що виникли в межах цієї галактики. В результаті він зміг оцінити відстань у 150 000 парсеків. Він став прихильником так званої гіпотези «острівних всесвітів», яка стверджує, що спіральні туманності насправді є незалежними галактиками[42].
1920 року відбулися дебати (так звана Велика суперечка) між Гарлоу Шеплі та Гібером Кертісом щодо природи Чумацького Шляху, спіральних туманностей та розмірів Всесвіту. Щоб підтвердити своє твердження про те, що Велика туманність Андромеди є зовнішньою галактикою, Кертіс зазначив появу темних смуг, що нагадують пилові хмари в Чумацькому Шляху, а також значний доплерівський зсув[43].
1922 року естонський астроном Ернст Епік визначив відстань, що підтвердило теорію про те, що туманність Андромеди справді є далеким позагалактичним об'єктом[44]. Використовуючи новий 100-дюймовий телескоп в обсерваторії Маунт-Вілсон, Едвін Габбл зміг розрізнити зовнішні частини деяких спіральних туманностей як сукупності окремих зір та ідентифікував деякі змінні цефеїди, що дозволило йому оцінити відстань до туманностей: вони були занадто далекі, щоб бути частиною Чумацького Шляху[45]. У 1926 році Габбл створив класифікацію галактичної морфології, яка використовується й в сучасності[46][47].
Досягнення в астрономії завжди були зумовлені технологіями. Після століть успіхів в оптичній астрономії, за останні десятиліття спостерігається значний прогрес в дослідженні електромагнітних спектрів[48].
Пил, що присутній у міжзоряному середовищі, більш видимий в далекому інфрачервоному діапазоні , ніж у видимому світлі, що може бути використано для детального спостереження внутрішніх областей гігантських молекулярних хмар та галактичних ядер[49]. Інфрачервоне випромінювання також використовується для спостереження далеких галактик із червоним зсувом, які утворилися набагато раніше. Водяна пара та вуглекислий газ поглинають низку інформативних частин інфрачервоного спектру, тому для інфрачервоної астрономії використовуються висотні або космічні телескопи[50].
Перше невізуальне дослідження галактик, зокрема активних галактик, проведено за допомогою радіочастот. Атмосфера Землі майже прозора для радіохвиль у діапазоні 5 МГц та 30 ГГц. Іоносфера блокує сигнали нижче цього діапазону. Для картографування активних струменів, що випромінюються активними ядрами, використовувалися великі радіоінтерферометри[51].
Ультрафіолетові та рентгенівські телескопи можуть спостерігати високоенергетичні галактичні явища. Ультрафіолетові спалахи іноді спостерігаються, коли зоря у далекій галактиці розривається приливними силами сусідньої чорної діри[52]. Розподіл гарячого газу в галактичних скупченнях можна картографувати за допомогою рентгенівських променів. Існування надмасивних чорних дір у ядрах галактик підтверджено за допомогою рентгенівської астрономії[53].

1944 року Гендрік ван де Гульст передбачив, що мікрохвильове випромінювання з довжиною хвилі 21 см можна буде виявити з міжзоряного атомарного газоподібного водню, а 1951 року це було спостережено[55]. Це випромінювання не залежить від поглинання пилом, тому його доплерівський зсув можна використовувати для картографування руху газу в цій галактиці. Ці спостереження призвели до гіпотези про бар в центрі цієї галактики[56]. Завдяки вдосконаленим радіотелескопам водень також можна було б простежити в інших галактиках. У 1970-х роках Віра Рубін виявила розбіжність між спостережуваною швидкістю обертання галактик і тією, що передбачається видимою масою зір і газу. Сьогодні вважається, що проблема обертання галактики пояснюється наявністю великої кількості невидимої темної матерії[57][58].
Починаючи з 1990-х років, космічний телескоп «Габбл» дав змогу покращити спостереження. Його дані допомогли встановити, що ця темна матерія в галактиці не може складатися виключно з суттєво слабких і малих зір[59]. Глибоке поле Габбла, надзвичайно довга експозиція відносно порожньої частини неба, надало докази того, що у видимому всесвіті існує близько 125 мільярдів галактик[60]. Удосконалені технології виявлення спектрів, невидимих для людини (радіотелескопи, інфрачервоні камери та рентгенівські телескопи), дозволяють виявляти інші галактики, які не виявляються Габблом. Зокрема, дослідження в Зоні уникання (ділянка неба, що блокується Чумацьким Шляхом на довжинах хвиль видимого світла) виявили низку нових галактик[61].
У дослідженні 2016 року під керівництвом Крістофера Конселіса[en] з Ноттінгемського університету, проаналізовано багато джерел даних, щоб оцінити, що видимий Всесвіт (до z=8) містить щонайменше два трильйони галактик, що в 10 разів більше, ніж безпосередньо спостерігається на зображеннях Габбла[62][63]. Однак, пізніші спостереження за допомогою космічного зонда «Нові горизонти» з-за меж зодіакального світла виявили менше космічного оптичного світла, ніж Конселіс, хоча все ще свідчать про те, що прямі спостереження пропускають галактики[64].
Найважливіші інтегральні характеристики галактик[65] (екстремальні значення опущені):
Параметр | Основний метод вимірювання | Інтервал значень | Приблизне значення для нашої галактики |
---|---|---|---|
Діаметр D25 | Фотометрія | 5—50 кпк | 30 кпк |
Радіальна шкала диску R0 | Фотометрія | 1—7 кпк | 3 кпк |
Товщина зоряного диску | Фотометрія дисків, що спостерігаються «з ребра» | 0,3—1 кпк | 0,7 кпк |
Світність | Фотометрія | 107—1011 Lʘ | 5× 1010 Lʘ |
Маса М25 у межах D25 | Вимірювання швидкостей газу та/або зір за ефектом Доплера | 107—1012 Mʘ | 2× 1011 Mʘ |
Відносна маса газу Mgas/M25 у межах D25 | Вимірювання інтенсивностей ліній нейтрального і молекулярного водню | 0,1—30 % | 2 % |
Швидкість обертання зовнішніх областей галактик | Вимірювання швидкостей газу та/або зір за ефектом Доплера | 50—300 км/с | 220 км/с (для Сонця) |
Період обертання зовнішніх областей галактик | Вимірювання швидкостей газу та/або зір за ефектом Доплера | 108—109 років | 2× 108 років (для Сонця) |
Маса центральної чорної діри | Вимірювання швидкостей зір і газу поблизу ядра; емпірична залежність від центральної дисперсії швидкостей зір | 3× 105—3× 109 Mʘ | 4× 106 Mʘ |
Для вимірювання відстаней до галактик існує система шкали космічних відстаней. У цій системі використовується арсенал індикаторів відстаней, які послідовно калібрують та застосовують до зростаючих масштабів[66].
У ролі стандартних свічок (індикаторів відстаней) для місцевої групи (до 10 Мпк) виступають цефеїди, зорі типу RR Ліри та яскраві червоні гіганти. Для галактик сусідніх скупчень, таких як скупчення Діви (50—200 Мпк), відстані вимірюють за допомогою планетарних туманностей, флуктуацій яскравості галактик та розподілу світності кулястих зоряних скупчень. Для віддаленіших спіральних галактик (200—1000 Мпк) використовують наднові типу Ia[67] та співвідношення Таллі—Фішера, а для далеких еліптичних галактик — співвідношення D-σ. Нарешті, до найдальших галактик (>1000 Мпк) — тих що формують великомасштабну структуру Всесвіту, використовують закон Хаббла.
Важливими індикаторами відстані в астрономії є стандартні свічки. Для цих об'єктів абсолютна зоряна величина вважається відомою, а видима може бути виміряна з спостережень[67]. Таким чином, фотометрична відстань може бути визначена як:
,
де D — фотометрична відстань, m — видима зоряна величина об'єкта, M — абсолютна зоряна величина.
Фотометрична відстань також фігурує в законі Габбла-Леметра:
- ,
де z — червоне зміщення спектральних ліній, c — швидкість світла, а H0 — стала Габбла.
Від фотометричної відстані можна перейти до метричної, за допомогою співвідношення:
.
Визначення відстаней до далеких об'єктів залежить від вибору космологічної моделі.
Основні спостережувані складові галактик включають[68]:
- Зорі (різної маси й різного віку), частина яких розташована в скупченнях.
- Компактні залишки зір, які проеволюціонували.
- Холодне міжзоряне середовище, що складається з газу і пилу.
- Розріджений гарячий газ із температурою 105—106 К.
Газопилове середовище й зорі складаються з атомів, і їх сукупність називають баріонною матерією галактики. До небаріонної включають масу темної матерії й масу чорних дір[68]. Темна матерія вносить значний внесок в розподіл маси в галактиках, чим ускладнює їх дослідження.
Під швидкістю обертання галактики мається на увазі швидкість обертання різних компонент галактики навколо її центру. Ця швидкість — це сумарна швидкість, отримана в ході різних процесів. Швидкість обертання галактики слід відрізняти від «кругової швидкості» Vc, яка обумовлена тільки силою гравітації й за визначенням дорівнює швидкості тіла, яке під дією сили тяжіння рухається по колу. Натомість швидкість обертання в загальному випадку обумовлена також радіальним градієнтом тиску P міжзоряного газу[69].
де Φ — гравітаційний потенціал, а ρg — густина газу.
Безпосередньо одержувана зі спостережень швидкість — це сума швидкості руху цілої галактики й швидкості внутрішнього руху. Зазвичай швидкість галактики в цілому (V0) ототожнюється зі швидкістю руху центральної ділянки. Для далеких галактик ця швидкість обумовлена габблівським розширенням Всесвіту[70].
Швидкість, отримана після врахування швидкості руху галактики як цілого, це променева швидкість (швидкість уздовж променя зору, Vr), і для обчислення швидкості 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 Vr до Vφ, необхідно знати п'ять параметрів: швидкість руху галактики V0, кути i та φ, дві координати центру галактики (відносно будь-якої точки зображення)[71].
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[71]:
- ,
де l — відстань від центру галактики уздовж щілини. Однак найповнішу інформацію про рух в галактиці дає аналіз поля швидкостей — сукупності вимірів променевої швидкості для багатьох точок на диску галактики. Для отримання поля швидкостей застосовують двовимірну спектроскопію. Зазвичай застосовується або багатоканальний приймач, або інтерферометр Фабрі — Перо. Радіоспостереження газу в областях HII також дозволяють отримати двовимірну картину розподілу швидкості в галактиці[72].
Галактики не мають чітких меж. Не можна точно сказати, де закінчується галактика та починається міжгалактичний простір. Наприклад, якщо в оптичному діапазоні галактика має один розмір, то визначений за радіоспостереженнями міжзоряного газу радіус галактики може виявитися в десятки разів більшим. Від розміру залежить і вимірювана маса галактики. Зазвичай під розміром галактики розуміють фотометричний розмір ізофоти 25-ї зоряної величини на квадратну кутову секунду в фільтрі B. Стандартне позначення такого розміру — D25[73].
Маса дискових галактик оцінюється за кривою обертання в рамках певної моделі. Вибір оптимальної моделі галактики спирається як на форму кривої обертання, так і на загальні уявлення про структуру галактики. Для грубих оцінок маси еліптичних галактик необхідно знати дисперсію швидкостей зір залежно від відстані до центру та радіальний розподіл густини[74].
Маса холодного газу в галактиці визначається за інтенсивністю лінії H I. Якщо реєстрована густина потоку випромінювання від галактики або будь-якої її частини рівні Fν, то відповідна маса дорівнює[75]:
- ,
де D — відстань у мегапарсеках, потік виражений у Янських.
Оцінка маси молекулярного газу досить складна, оскільки лінії H2 у спектрі холодного газу відсутні. Тому вихідними даними є інтенсивності спектральних ліній молекули CO (ICO). Коефіцієнт пропорційності між інтенсивністю випромінювання CO і його масою залежить від металічності газу. Але найбільша невизначеність пов'язана з малопрозорістю хмари: через неї основна частина світла, випромінювана внутрішніми областями, поглинається самою хмарою, таким чином, до спостерігача доходить світло лише від поверхні хмар[76].
Спектр галактик складається з випромінювання всіх складових її об'єктів. Спектр середньостатистичної галактики має два локальних максимуми. Основне джерело випромінювання — це зорі, максимум інтенсивності випромінювання більшості з яких лежить в оптичному діапазоні (перший максимум). Зазвичай в галактиці багато пилу, який поглинає випромінювання в оптичному діапазоні й перевипромінює його в інфрачервоному діапазоні[77][78]. Так утворюється другий максимум в інфрачервоній області. Якщо світність в оптичному діапазоні прийняти за одиницю, то спостерігається наступна залежність між джерелами та типами випромінювання[79]:
Діапазон | Відносна світність | Основні джерела випромінювання |
---|---|---|
Гамма | <10−4 | Активні ядра деяких галактик; джерела, що дають поодинокі короткі сплески (гамма-сплески)[80] |
Рентгенівський | 10−3—10−4 | Акреційні диски тісних подвійних систем; гарячий газ; активні ядра[81] |
Оптичний | 1 | Зорі різної температури; навколозоряні пилові диски у ближній ІЧ області; емісійне випромінювання газу[82] |
Дальний ІЧ | 0,5—2 | Міжзоряний пил, нагрітий світлом зір; в деяких галактиках активні ядра і пил[83] |
Радіо | 10−2—10−4 | Синхротронне випромінювання; теплове випромінювання областей H II, емісійні лінії H I[84][85] |

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 було б оцінити за яскравістю зоряного населення. За такими міркуваннями, ближче до свого краю галактика тьмяніє і, відповідно, 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[86]. 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[87][86].
Незалежним чином можна дійти до висновку про наявність прихованої маси, якщо оцінювати загальну масу виходячи з умови стійкості зоряного диска[88]. Виміри швидкості руху супутників масивних галактик змушують припускати, що розмір темного гало в декілька разів більший, ніж оптичний діаметр галактики[89].
Масивні темні гало виявлено в галактиках всіх типів, але в різних пропорціях відносно світної речовини[90].

Морфологічна класифікація галактик — система поділу галактик на групи за візуальними ознаками. Існує кілька схем поділу галактик на морфологічні типи. Найвідомішу запропонував Едвін Габбл, і згодом розвинули Жерар де Вокулер та Алан Сендідж.
Галактики бувають спіральні[5], еліптичні[4] й неправильні[6].

Ядро — вкрай мала область в центрі галактики. Коли мова заходить про ядра галактик, то найчастіше говорять про активні ядра галактик[91], де процеси не можна пояснити властивостями сконцентрованих у них зір.
Диск — відносно тонкий шар, в якому сконцентровано більшість об'єктів галактики. Він містить зорі, газ та пил[92].
Полярне кільце — рідкісний компонент. У класичному випадку галактика з полярним кільцем має два диски, що обертаються в перпендикулярних площинах. Центри цих дисків збігаються. Причина виникнення полярних кілець не є повністю обґрунтована[93].
Докладніше: Класифікація Габбла
Класифікація Габбла — це схема морфологічної класифікації галактик Всесвіту, яку запропонував 1926 року Едвін Габбл[94][95]. Відтоді запропоновано розгорнутіші системи класифікації, однак, класифікація Габбла досі є актуальною.

- E0-E7 — галактики з еліптичною структурою, що характеризуються чіткою симетрією розташування зір при відсутності спостережуваного ядра. Наявна в назві цифра показує ступінь ексцентриситету: галактики E0 мають правильну кулясту форму, тоді як E7 довгі та сплюснуті[96][97]. Це число є показником спостережуваної форми галактики (у проєкції на досліджувану площину), а не справжньої її форми (у просторі), що часто заважає визначенню морфології.
Еліптична галактика (NGC 4150) - S0 — галактики з лінзоподібною структурою, що мають форму диска з чітко окресленою центральною опуклістю (балджем), однак у них не спостерігаються спіральні рукави[98].
- Sa, Sb, Sc, Sd — 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[99].
Спіральна галактика (NGC 1232)
- Тип галактик (SBa, SBb, SBc) являє собою галактики зі спіральною структурою і баром[100]. У структурі галактик такого виду можна спостерігати яскравий бар, який перетинає балдж та з'єднує його з рукавами, що розходяться[99].
- Тип галактик (Irr) являє собою галактики неправильної форми, які не підпадають ні під який з існуючих класів[101]. Галактики виду IrrI мають залишки спіральної структури, а види галактик IrrII демонструють абсолютно неправильну форму. Прикладом неправильної галактики є M82.
Неправильна галактика M82 - Тип галактик (d) являє собою карликові галактики. Це маленькі за розмірами галактики, які складаються з декількох мільярдів зір[102] (така кількість зір є дуже малою в порівнянні з нашою Галактикою, яка налічує від ста до чотирьохсот мільярдів зір[103]). До карликових відносять галактики зі світністю 109 L☉ або -16m абсолютної зоряної величини (це приблизно в сто разів менше яскравості Чумацького Шляху).

- Карликові еліптичні галактики (dE) — нагадує еліптичні галактики[104].
- Карликові сфероїдальні галактики (dSph) — різновид dE, тільки відрізняється низькою поверхневою яскравістю[104]. Їхня форма є більш сферичною, ніж еліптичною.
- Карликові неправильні галактики (dIr) — має неправильну форму, їхні властивості подібні до властивостей більших неправильних галактик[104].
- Карликові блакитні компактні галактики (dBCG або BCD) — має у своїй структурі ознаки активного зореутворення[105].
- Ультракомпактні карликові галактики (UCD) — галактики дуже маленьких розмірів[106].
Що стосується 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 — пізнім. Завдяки цим знанням були розгадані багато загадок космосу.[107]

Якщо середня відстань між галактиками стає порівняною з їх діаметром, то істотними стають припливні впливи галактик. Якщо відстань велика (у порівнянні з розмірами галактик), але також великий і час прольоту двох галактик поблизу одна одної, то масивніша галактика може перетягнути міжгалактичний газ, що оточує сусідню галактику, тим самим позбавивши її джерел поповнення внутрішніх запасів міжзоряного газу, що бере участь при формуванні зір[108].
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 темної матерії. Особливо часто таке трапляється у разі великої різниці в масах галактик. Також якщо відстань невелика, як невеликий і час взаємодії, то в галактиках виникне періодична зміна густини газу, що слугуватиме причиною спалаху зореутворення і появи спіральних гілок[108].
Злиття галактик може відбуватися при зіткненні двох (або більше) галактик. Вони є найбільш «жорстоким» типом взаємодії галактик. Гравітаційна взаємодія між галактиками та тертя між газом і пилом мають великий вплив на галактики, що беруть участь, але точні наслідки таких злиттів залежать від широкого спектру параметрів, таких як кути зіткнення, швидкості та відносний розмір, склад, і в даний час є надзвичайно активною областю досліджень. Злиття галактик важливе, оскільки швидкість злиття є фундаментальним вимірюванням еволюції галактик, а також дає астрономам підказки про те, як галактики перетворилися на свої поточні форми протягом тривалих періодів часу[109].
Орбітальний телескоп «Габбл» 2006 року сфотографував взаємодіючі галактики, дві з яких завдяки гравітаційному впливу розривають третю на частини (сузір'я Південної Риби, на відстані 100 мільйонів світлових років від Землі)[110].
Зіткнення галактик є досить поширеним явищем у Всесвіті. У результаті аналізу 21 902 галактик з'ясовано, що практично всі вони в минулому зіштовхувалися з іншими галактиками[111]. Також телескопом Gaia виявлено, що менше, ніж 3 мільярди років тому відбулося зіткнення Чумацького Шляху з іншою галактикою[112].


Галактичні ядра мають ознаки активності, якщо[113]:
- спектр електромагнітного випромінювання об'єкта значно ширший ніж спектр звичайних галактик; іноді охоплює діапазон від радіо- до жорсткого гамма-випромінювання;
- спостерігається «змінність» — зміна «потужності» джерела випромінювання в точці спостереження (як правило, це відбувається з періодом від 10 хвилин в рентгенівському діапазоні до 10 років в оптичному і радіо діапазонах);
- 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 сейфертівські галактики, квазари, лацертиди, радіогалактики.
За сучасними уявленнями, активність ядер галактик пояснюється існуванням в їх ядрах надмасивних чорних дір[114], на які відбувається акреція галактичного газу. Відмінність типів галактик з активними ядрами пояснюється відмінністю кута нахилу площини галактики відносно до спостерігача[115].
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[116][117].
-
E0: M89
-
E1: M105
-
E2: M60
-
E3: M86
-
E4: M49
-
E6: M110
-
S0: NGC 1316
-
Sa: NGC 92
-
Sc: M51
-
Sd: NGC 7793
-
Irr:NGC 1427
-
NGC 4650A — галактика з полярним кільцем
- ↑ Sparke, Linda S.; Gallagher, John Sill (21 серпня 2000). Galaxies in the Universe: An Introduction (англ.). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-59740-1.
- ↑ Hupp, Erica; Roy, Steve; Watzke, Megan (28 березня 2020). NASA Finds Direct Proof of Dark Matter. web.archive.org. NASA. Процитовано 17 травня 2025.
- ↑ Harvey, Ailsa; published, Elizabeth Howell (11 лютого 2022). How Many Stars Are In The Universe?. Space (англ.). Процитовано 17 травня 2025.
- ↑ а б Graham, Alister W.; Guzmán, Rafael (1 червня 2003). HST Photometry of Dwarf Elliptical Galaxies in Coma,and an Explanation for the Alleged Structural Dichotomy between Dwarf andBright EllipticalGalaxies*. The Astronomical Journal (англ.). 125 (6): 2936. doi:10.1086/374992. ISSN 1538-3881.
- ↑ а б Spiral (and other Disk) Galaxies. www.messier.seds.org. Процитовано 17 травня 2025.
- ↑ а б Jarrett, T. H. Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas. www.ipac.caltech.edu. Infrared Processing and Analysis Center. California Institute of Technology. Процитовано 17 травня 2025.
- ↑ Анималов (27.09.2019). Как определяется граница галактики?. kipmu.ru (рос.). Сетевое издание научно-популярный журнал: «Как и Почему». Архів оригіналу за 1 жовтня 2019. Процитовано 2 жовтня 2019.
- ↑ Saunders, Toby (25 липня 2023). How many galaxies are in the Universe? | BBC Science Focus. BBC Science Focus Magazine (англ.). Процитовано 17 травня 2025.
- ↑ Galaxy Clusters and Large-Scale Structure. University of Cambridge. 26 квітня 2012. Процитовано 17 травня 2025.
- ↑ Gibney, Elizabeth (3 вересня 2014). Earth's new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea'. Nature (англ.). doi:10.1038/nature.2014.15819. ISSN 1476-4687.
- ↑ Search 'galaxy' on etymonline. etymonline (амер.). Процитовано 11 травня 2025.
- ↑ Кун М.А. (К., 1996.). Легенди та міфи стародавньої Греції.
- ↑ History of our Understanding of a Spiral Galaxy: M 33 - K.J. Gordon. ned.ipac.caltech.edu. Процитовано 11 травня 2025.
- ↑ History of our Understanding of a Spiral Galaxy: M 33 - K.J. Gordon. ned.ipac.caltech.edu. Процитовано 11 травня 2025.
- ↑ Вавілова, Ірина (1998). Великомасштабна структура Всесвіту: спостереження і методи дослідження. Навчальний посібник до спецкурсу "Позагалактична астрономія" для студентів фізичного факультету. Київ: Редакційно-видавничий центр "Київський університет". с. 7.
- ↑ Сиротюк, Володимир; Мирошніченко, Юрій (2019). Астрономія :(рівень стандарту, за навч. програмою авт. кол. під керівництвом Яцківа Я. С.) : підруч. для 11-го кл. закл. заг. серед. освіти. Київ: Генеза. с. 131—132.
- ↑ ГАЛАКТИКА - тлумачення, орфографія, новий правопис онлайн. slovnyk.ua. Процитовано 11 травня 2025.
- ↑ Plutarch (2006-11). The Complete Works Volume 3: Essays and Miscellanies (англ.). Echo Library. ISBN 978-1-4068-3224-2.
- ↑ Heidarzadeh, Tofigh (2 червня 2008). A History of Physical Theories of Comets, From Aristotle to Whipple (англ.). Springer. с. 23—25. ISBN 978-1-4020-8322-8.
- ↑ Mohamed, Mohaini (2000). Great Muslim Mathematicians (англ.). Penerbit UTM. с. 49—50. ISBN 978-983-52-0157-8.
- ↑ Bouali, Hamid-Eddine; Zghal, Mourad; Lakhdar, Zohra B. Popularisation of optical phenomena: Establishing the first Ibn Al-Haytham workshop on photography (PDF). spie.org (англ.). Bibcode:2005SPIE.9664E..22B. doi:10.1117/12.2207764. Процитовано 17 травня 2025.
- ↑ O'Connor, John J.; Edmund F, Robertson. Al-Biruni - Biography. Maths History (англ.). University of St Andrews. Процитовано 17 травня 2025.
- ↑ Heidarzadeh, Tofigh (2 червня 2008). A History of Physical Theories of Comets, From Aristotle to Whipple (англ.). Springer. с. 25. ISBN 978-1-4020-8322-8.
- ↑ а б Montada, Josep Puig (2023). Zalta, Edward N.; Nodelman, Uri (ред.). Ibn Bâjja [Avempace]. The Stanford Encyclopedia of Philosophy (вид. Spring 2023). Metaphysics Research Lab, Stanford University.
- ↑ Livingston, John W. (1971-01). Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation. Journal of the American Oriental Society (англ.). 91 (1): 96. doi:10.2307/600445.
- ↑ Smithsonian Libraries, Galileo; Baglioni, Tommaso; Evans, Herbert M. (Herbert McLean); Burndy Library, donor DSI (1610). Sidereus nuncius. Venetiis : Apud Thomam Baglionum.
- ↑ Wright, Thomas (1750). An Original Theory or New Hypothesis of the Universe (англ.). Архів оригіналу за 30 квітня 2021. Процитовано 17 травня 2025.
- ↑ а б в Astronomy Supplement - Our Galaxy. physics.gmu.edu. Архів оригіналу за 4 вересня 2016. Процитовано 17 травня 2025.
- ↑ Kant, Immanuel (1755). Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels (нім.). Fischer. ISBN 978-3-89131-002-1. Архів оригіналу за 20 листопада 2016.
- ↑ Herschel, William (1785). Philosophical Transactions of the Royal Society of London: Giving Some Accounts of the Present Undertakings, Studies, and Labours, of the Ingenious, in Many Considerable Parts of the World (англ.). Philosophical Transactions of the Royal Society of London. doi:10.1098/rstl.1785.0012. ISSN 0261-0523.
- ↑ Astronomy Supplement - Our Galaxy. physics.gmu.edu (англ.). Архів оригіналу за 4 вересня 2016. Процитовано 17 травня 2025.
- ↑ Trimble, V. (1999). Robert Trumpler and the (Non)transparency of Space (1479) . Т. 31 (вид. 31). с. 1479. Bibcode:1999AAS...195.7409T.
- ↑ Frommert, Hartmut; Hartmut, Christine. The Large Magellanic Cloud, LMC. messier.obspm.fr (англ.). Observatoire de Paris. Архів оригіналу за 22 червня 2017. Процитовано 17 травня 2025.
- ↑ Kepple, George Robert; Sanner, Glen W. (1998). The Night Sky Observers Guide (англ.). Willmann-Bell. ISBN 978-0-943396-58-3. Архів оригіналу за 24 березня 2021.
- ↑ Gordon, Kurtiss J. (1969). History of our Understanding of a Spiral Galaxy: Messier 33 (PDF) (англ.). Т. 10. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. с. 293—307. Архів оригіналу (PDF) за 26 квітня 2021.
- ↑ Kant, Immanuel (1755). Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels (нім.). Fischer. ISBN 978-3-89131-002-1. Архів оригіналу за 20 листопада 2016.
- ↑ Dyson, Freeman J. (1981). Disturbing the universe (англ.). London: Pan Books. с. 245. ISBN 978-0-330-26324-5. Архів оригіналу за 24 березня 2021.
- ↑ Steinicke, Wolfgang (2012). The M51 mystery: Lord Rosse, Robinson, South and the discovery of spiral structure in 1845. Journal of Astronomical History and Heritage. 15 (1): 19—29. Bibcode:2012JAHH...15...19S. doi:10.3724/SP.J.1440-2807.2012.01.03.
- ↑ Payne-Gaposchkin, Cecilia H. (1953). Why Do Galaxies Have a Spiral Form?. Scientific American. Т. 189, № 3. с. 89—99. ISSN 0036-8733. JSTOR 24944338.
- ↑ Slipher, Vesto. M. (1913). The radial velocity of the Andromeda Nebula (англ.). Т. 1 (вид. 8). Lowell Observatory Bulletin. с. 56—57. Bibcode:1913LowOB...2...56S.
- ↑ Slipher, V. M. (1915). Spectrographic Observations of Nebulae (англ.). Т. 23. Popular Astronomy. с. 21–24. Bibcode:1915PA.....23...21S.
- ↑ Curtis, Heber D. (1988). Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 100: 6. Bibcode:1988PASP..100....6C. doi:10.1086/132128.
- ↑ Weaver, Harold. F. Robert Julius Trumpler. US National Academy of Sciences. Архів оригіналу за 24 грудня 2013. Процитовано 5 січня 2007.
- ↑ Öpik, Ernst (1922). An estimate of the distance of the Andromeda Nebula. The Astrophysical Journal. 55: 406. Bibcode:1922ApJ....55..406O. doi:10.1086/142680.
- ↑ Hubble, Edwin P. (1929). A spiral nebula as a stellar system, Messier 31. The Astrophysical Journal. 69: 103—158. Bibcode:1929ApJ....69..103H. doi:10.1086/143167.
- ↑ Hubble, Edwin P. (1926). No. 324. Extra-galactic nebulae. Contributions from the Mount Wilson Observatory. Carnegie Institution of Washington. 324: 1—49. Bibcode:1926CMWCI.324....1H.
- ↑ Sandage, Allan R. (1989). Edwin Hubble, 1889–1953. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 83 (6): 351—362. Bibcode:1989JRASC..83..351S. Архів оригіналу за 5 лютого 2024. Процитовано 21 квітня 2024.
- ↑ Rieke, George Henry (2012). Measuring the Universe: A Multiwavelength Perspective. Cambridge University Press. с. xi. ISBN 978-0-521-76229-8.
- ↑ Near, Mid & Far Infrared. Infrared Processing and Analysis Center. California Institute of Technology. Архів оригіналу за 30 грудня 2006. Процитовано 2 січня 2007.
- ↑ Fraknoi et al., 2023, с. 144, 202.
- ↑ The Effects of Earth's Upper Atmosphere on Radio Signals. NASA. Архів оригіналу за 7 травня 2012. Процитовано 10 серпня 2006.
- ↑ NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star. Galaxy Evolution Explorer. NASA. 5 грудня 2006. Архів оригіналу за 25 квітня 2010. Процитовано 2 січня 2007.
- ↑ Dunn, Robert (9 серпня 2005). An Introduction to X-ray Astronomy. Institute of Astronomy X-Ray Group. Архів оригіналу за 1 січня 2007. Процитовано 2 січня 2007.
- ↑ Corbelli, E.; Salucci, P. (2000). The extended rotation curve and the dark matter halo of M33. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 311 (2): 441—447. arXiv:astro-ph/9909252. Bibcode:2000MNRAS.311..441C. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03075.x.
- ↑ Tenn, Joe. Hendrik Christoffel van de Hulst. The Bruce Medalists. Sonoma State University. Архів оригіналу за 14 січня 2012. Процитовано 5 січня 2007.
- ↑ López-Corredoira, M. та ін. (2001). Searching for the in-plane Galactic bar and ring in DENIS. Astronomy & Astrophysics. 373 (1): 139—152. arXiv:astro-ph/0104307. Bibcode:2001A&A...373..139L. doi:10.1051/0004-6361:20010560.
- ↑ Rubin, Vera C. (1983). Dark matter in spiral galaxies. Scientific American. Т. 248, № 6. с. 96—106. Bibcode:1983SciAm.248f..96R. doi:10.1038/scientificamerican0683-96.
- ↑ Rubin, Vera C. (2000). One Hundred Years of Rotating Galaxies. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 112 (772): 747—750. Bibcode:2000PASP..112..747R. doi:10.1086/316573.
- ↑ Hubble Rules Out a Leading Explanation for Dark Matter (Пресреліз). NASA. 17 жовтня 1994. Архів оригіналу за 27 листопада 2012. Процитовано 8 січня 2007.
- ↑ Mattson, Barbara (27 листопада 2002). Gibb, Meredith (ред.). How many galaxies are there?. Imagine the Universe!. NASA. Архів оригіналу за 28 липня 2012. Процитовано 8 січня 2007.
- ↑ Kraan-Korteweg, R. C.; Juraszek, S. (2000). Mapping the hidden Universe: The galaxy distribution in the Zone of Avoidance. Publications of the Astronomical Society of Australia. 17 (1): 6—12. arXiv:astro-ph/9910572. Bibcode:2000PASA...17....6K. doi:10.1071/AS00006.
- ↑ Conselice, Christopher J. та ін. (2016). The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and its Implications. The Astrophysical Journal. 830 (2): 83. arXiv:1607.03909. Bibcode:2016ApJ...830...83C. doi:10.3847/0004-637X/830/2/83.
- ↑ Fountain, Henry (17 жовтня 2016). Two Trillion Galaxies, at the Very Least. The New York Times. Архів оригіналу за 31 грудня 2019. Процитовано 17 жовтня 2016.
- ↑ New Horizons spacecraft answers the question: How dark is space?. Phys.org (англ.). Архів оригіналу за 15 січня 2021. Процитовано 15 січня 2021.
- ↑ Засов и Постнов, 2006, с. 299.
- ↑ Игорь Дроздовский. Методы определения расстояний до галактик. Архів оригіналу за 11 серпня 2011. Процитовано 8 жовтня 2012.
- ↑ а б Colgate, S. A. (1979). Supernovae as a standard candle for cosmology. Astrophysical Journal. 232 (1): 404—408. Bibcode:1979ApJ...232..404C. doi:10.1086/157300.
- ↑ а б Засов и Постнов, 2006, с. 295—296.
- ↑ Bournaud, F.; Combes, F. (2002-09). Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal. Astronomy & Astrophysics. 392 (1): 83—102. doi:10.1051/0004-6361:20020920. ISSN 0004-6361.
- ↑ Visser, Matt (15 грудня 1997). General relativistic energy conditions: The Hubble expansion in the epoch of galaxy formation. Physical Review D. 56 (12): 7578—7587. doi:10.1103/PhysRevD.56.7578.
- ↑ а б Katz, D.; Munari, U.; Cropper, M.; Zwitter, T.; Thévenin, F.; David, M.; Viala, Y.; Crifo, F.; Gomboc, A. (11 листопада 2004). Spectroscopic survey of the Galaxy with Gaia– I. Design and performance of the Radial Velocity Spectrometer. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 354 (4): 1223—1238. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08282.x. ISSN 0035-8711.
{{cite journal}}
: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ Georgelin, Y. M., Georgelin, Y. P. (1976). The spiral structure of our Galaxy determined from H II regions. Astronomy and Astrophysics. с. Vol. 49, p. 57-79.
- ↑ Засов и Постнов, 2006, с. 298.
- ↑ Засов и Постнов, 2006, с. 318-335.
- ↑ Zwaan, M. A.; Staveley-Smith, L.; Koribalski, B. S.; Henning, P. A.; Kilborn, V. A.; Ryder, S. D.; Barnes, D. G.; Bhathal, R.; Boyce, P. J. (2003-06). The 1000 Brightest HIPASS Galaxies: The H i Mass Function and H i. The Astronomical Journal (англ.). 125 (6): 2842—2858. doi:10.1086/374944. ISSN 0004-6256.
- ↑ Засов и Постнов, 2006, с. 344-345.
- ↑ van de Voort, Freeke; Schaye, Joop (11 липня 2012). Properties of gas in and around galaxy haloes: Gas properties in and around haloes. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 423 (4): 2991—3010. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20949.x.
{{cite journal}}
: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ Liszt, H. S.; Burton, W. B. (1980-03). The gas distribution in the central region of the Galaxy. III - A barlike model of the inner-Galaxy gas based on improved H I data. The Astrophysical Journal (англ.). 236: 779. doi:10.1086/157803. ISSN 0004-637X.
- ↑ А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино : Век 2, 2006. — С. 297. — ISBN 5-85099-169-7.
- ↑ Mayer-Hasselwander, H. A. (1 листопада 1983). Large-scale structure of the Galaxy and high-energy gamma-ray observations. Space Science Reviews (англ.). 36 (3): 223—247. doi:10.1007/BF00247089. ISSN 1572-9672.
- ↑ Cox, T. J.; Di Matteo, Tiziana; Hernquist, Lars; Hopkins, Philip F.; Robertson, Brant; Springel, Volker (2006-06). X‐Ray Emission from Hot Gas in Galaxy Mergers. The Astrophysical Journal (англ.). 643 (2): 692—706. doi:10.1086/503284. ISSN 0004-637X.
- ↑ Madsen, G. J.; Reynolds, R. J.; Haffner, L. M. (20 листопада 2006). A Multiwavelength Optical Emission Line Survey of Warm Ionized Gas in the Galaxy. The Astrophysical Journal (англ.). 652 (1): 401—425. doi:10.1086/508441. ISSN 0004-637X.
- ↑ Dasyra, K. M.; Combes, F.; Novak, G. S.; Bremer, M.; Spinoglio, L.; Santaella, M. Pereira; Salomé, P.; Falgarone, E. (1 травня 2014). Heating of the molecular gas in the massive outflow of the local ultraluminous-infrared and radio-loud galaxy 4C12.50. Astronomy & Astrophysics (англ.). 565: A46. doi:10.1051/0004-6361/201323070. ISSN 0004-6361.
- ↑ Osterbrock, Donald E. (1978-02). Observational model of the ionized gas in Seyfert and radio-galaxy nuclei*. Proceedings of the National Academy of Sciences. 75 (2): 540—544. doi:10.1073/pnas.75.2.540. PMC 411290. PMID 16592488.
- ↑ Pihlström, Y. M.; Conway, J. E.; Vermeulen, R. C. (1 червня 2003). The presence and distribution of H I absorbing gas in sub-galactic sized radio sources. Astronomy & Astrophysics (англ.). 404 (3): 871—881. doi:10.1051/0004-6361:20030469. ISSN 0004-6361.
- ↑ а б Kerr, F. J. (1 жовтня 1961). Galactic Velocity Models and the Interpretation of 21-cm Surveys. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 123 (4): 327—345. doi:10.1093/mnras/123.4.327. ISSN 0035-8711.
{{cite journal}}
: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ Bernabei, R.; Belli, P.; Cappella, F.; Cerulli, R.; Montecchia, F.; Nozzoli, F.; Incicchitti, A.; Prosperi, D.; Dai, C. J. (2004-12). DARK MATTER PARTICLES IN THE GALACTIC HALO: RESULTS AND IMPLICATIONS FROM DAMA/NaI. International Journal of Modern Physics D. 13 (10): 2127—2159. doi:10.1142/S0218271804006619. ISSN 0218-2718.
- ↑ Graham, Alister W.; Trujillo, I.; Caon, N. (2001-10). Galaxy Light Concentration. I. Index Stability and the Connection with Galaxy Structure, Dynamics, and Supermassive Black Holes. The Astronomical Journal. 122 (4): 1707—1717. doi:10.1086/323090.
- ↑ Efstathiou, G.; Lake, G.; Negroponte, J. (1 серпня 1982). The stability and masses of disc galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 199 (4): 1069—1088. doi:10.1093/mnras/199.4.1069. ISSN 0035-8711.
{{cite journal}}
: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино : Век 2, 2006. — С. 323. — ISBN 5-85099-169-7.
- ↑ Galaxy Morphology - Ronald J. Buta. ned.ipac.caltech.edu. Процитовано 8 червня 2025.
- ↑ Galaxies. Disk, Evolution. ned.ipac.caltech.edu. Процитовано 8 червня 2025.
- ↑ В. П. Решетников. Эти странные галактики с полярными кольцами. Архів оригіналу (PDF) за 11 серпня 2011. Процитовано 13 жовтня 2012.
- ↑ Hubble, E. P. (1926-12). Extragalactic nebulae. The Astrophysical Journal (англ.). 64: 321—369. doi:10.1086/143018. ISSN 0004-637X.
- ↑ Galaxy classification (PDF). The University of Western Australia. 2014.
- ↑ Elliptical Galaxies. cas.sdss.org. Процитовано 10 червня 2025.
- ↑ information@eso.org. The Hubble tuning fork - classification of galaxies. www.esahubble.org (англ.). Процитовано 10 червня 2025.
- ↑ S0 Galaxy | COSMOS. astronomy.swin.edu.au. Процитовано 10 червня 2025.
- ↑ а б Galaxies, Spiral, Structure. ned.ipac.caltech.edu. Процитовано 10 червня 2025.
- ↑ Galaxy Classification. lco.global (англ.). Процитовано 10 червня 2025.
- ↑ Irregular Galaxy | COSMOS. astronomy.swin.edu.au. Процитовано 10 червня 2025.
- ↑ information@eso.org. Dwarf Galaxy. esahubble.org (англ.). Процитовано 10 червня 2025.
- ↑ How Many Stars in the Milky Way? | NASA Blueshift. asd.gsfc.nasa.gov. Процитовано 10 червня 2025.
- ↑ а б в Dwarf Galaxy | COSMOS. astronomy.swin.edu.au. Процитовано 10 червня 2025.
- ↑ Hubble's True Blue Compact Dwarf - NASA Science (амер.). 19 червня 2015. Процитовано 10 червня 2025.
- ↑ Ultra-compact dwarf galaxies. www.eso.org. Процитовано 10 червня 2025.
- ↑ Галактики вселенной и их изучение. sevengalaxy.ru. Архів оригіналу за 12 листопада 2016. Процитовано 25 грудня 2016.
- ↑ а б Mihos, Chris. (05-2003). Interactions and Mergers of Cluster Galaxies. Архів оригіналу за 6 листопада 2017. Процитовано 8 квітня 2019.
- ↑ Astronomers Pin Down Galaxy Collision Rate. hubblesite.org (англ.). Архів оригіналу за 8 червня 2021. Процитовано 17 травня 2025.
- ↑ HubbleSite - NewsCenter - Trio of Galaxies Mix It Up (03/03/2009) - Introduction. hubblesite.org (англ.). Архів оригіналу за 4 березня 2009. Процитовано 17 травня 2025.
- ↑ Galaxies' collision history revealed : Nature News. www.nature.com (англ.). Архів оригіналу за 25 жовтня 2012. Процитовано 17 травня 2025.
- ↑ Gaia: Milky Way’s last major collision was surprisingly recent. www.esa.int (англ.). Процитовано 31 травня 2025.
- ↑ Urry, C. Megan; Padovani, Paolo (1995-09). Unified Schemes for Radio-Loud Active Galactic Nuclei. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.). 107: 803. doi:10.1086/133630. ISSN 0004-6280.
- ↑ Дані станом на 2006 рік.
- ↑ Antonucci, R. (1993). Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars. Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics. 31 (1): 473—521. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002353. ISSN 0066-4146. (англ.)
- ↑ Bluck, Asa F. L.; Maiolino, Roberto; Piotrowska, Joanna M.; Trussler, James; Ellison, Sara L.; Sanchez, Sebastian F.; Thorp, Mallory D.; Teimoorinia, Hossen; Moreno, Jorge (2020). How do central and satellite galaxies quench? -- Insights from spatially resolved spectroscopy in the MaNGA survey. doi:10.48550/ARXIV.2009.05341.
- ↑ Затухання галактик. Архів оригіналу за 18 квітня 2015. Процитовано 18 квітня 2015.
- James Binney. Galactic Astronomy. — Princeton University Press, 1998.
- Terence Dickinson. The Universe and Beyond. — Fourth Edition. — Firefly Books Ltd, 2004.
- Володимир Кажанов (12 січня 2007). Галактики — велетенські зоряні світи. Харьковский планетарий. Архів оригіналу за 13 червня 2010. Процитовано 28 вересня 2010.
{{cite web}}
: Зовнішнє посилання в
(довідка)|work=
- Галактики // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 90-91. — ISBN 966-613-263-X.
- Belkora, Leila (2003). Minding the Heavens: the Story of our Discovery of the Milky Way (англ.). CRC Press. ISBN 978-0-7503-0730-7. Архів оригіналу за 24 березня 2021. Процитовано 25 липня 2018.
- Bertin, Giuseppe; Lin, Chia-Chiao (1996). Spiral Structure in Galaxies: a Density Wave Theory (англ.). MIT Press. ISBN 978-0-262-02396-2. Архів оригіналу за 24 березня 2021. Процитовано 25 липня 2018.
- Binney, James; Merrifield, Michael (1998). Galactic Astronomy (англ.). Princeton University Press. ISBN 978-0-691-00402-0. OCLC 39108765. Архів оригіналу за 24 березня 2021. Процитовано 25 липня 2018.
- Dickinson, Terence (2004). The Universe and Beyond (англ.) (вид. 4th). Firefly Books. ISBN 978-1-55297-901-3. OCLC 55596414.
- Fraknoi, Andrew та ін. (2023). Astronomy 2e (англ.). OpenStax. ISBN 978-1-951693-50-3.
- Heidarzadeh, Tofigh (2008). A History of Physical Theories of Comets, from Aristotle to Whipple (англ.). Springer. ISBN 978-1-4020-8322-8. Архів оригіналу за 24 березня 2021. Процитовано 25 липня 2018.
- Mo, Houjun; van den Bosch, Frank; White, Simon (2010). Galaxy Formation and Evolution (англ.). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85793-2. Архів оригіналу за 24 березня 2021. Процитовано 25 липня 2018.
- Kepple, George R.; Sanner, Glen W. (1998). The Night Sky Observer's Guide, Volume 1 (англ.). Willmann-Bell. ISBN 978-0-943396-58-3. Архів оригіналу за 24 березня 2021. Процитовано 25 липня 2018.
- Longair, Malcolm S. (2008). Galaxy Formation. Astronomy and Astrophysics Library (англ.) (вид. 2nd). Berlin: Springer. doi:10.1007/978-3-540-73478-9. ISBN 978-3-540-73477-2.
- Merritt, David R. (2013). Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei (англ.). Princeton University Press. ISBN 978-1-4008-4612-2. Архів оригіналу за 24 березня 2021. Процитовано 25 липня 2018.
- Mohamed, Mohaini (2000). Great Muslim Mathematicians (англ.). Penerbit UTM. ISBN 978-983-52-0157-8. OCLC 48759017. Архів оригіналу за 24 березня 2021. Процитовано 25 липня 2018.
- Paul, Erich R. (1993). The Milky Way Galaxy and Statistical Cosmology, 1890–1924 (англ.). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-35363-2. Архів оригіналу за 24 березня 2021. Процитовано 25 липня 2018.
- Sandage, Allan R.; Kron, Richard G.; Longair, Malcolm S. (1995). The Deep Universe. Saas-Fee Advanced Course, Swiss Society for Astrophysics and Astronomy (англ.). Т. 23. Springer-Verlag. ISBN 978-3-54-058913-6.
- Sparke, Linda S.; Gallagher, John S. (2000). Galaxies in the Universe: An Introduction (англ.). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-59740-1. Архів оригіналу за 24 березня 2021. Процитовано 25 липня 2018.
- Van den Bergh, Sidney (1998). Galaxy Morphology and Classification (англ.). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-62335-3. Архів оригіналу за 24 березня 2021. Процитовано 25 липня 2018.
- Waller, William H.; Hodge, Paul W. (2003). Galaxies and the Cosmic Frontier (англ.). Harvard University Press. ISBN 978-0-674-01079-6.
- Wright, Thomas (1750). An Original Theory or New Hypothesis of the Universe (англ.). London: Chapelle. Архів оригіналу за 30 квітня 2021. Процитовано 21 квітня 2024.
... the stars are not infinitely dispersed and distributed in a promiscuous manner throughout all the mundane space, without order or design, ... this phænomenon [is] no other than a certain effect arising from the observer's situation, ... To a spectator placed in an indefinite space, ... it [i.e., the Milky Way (Via Lactea)] [is] a vast ring of stars ...
Добірка №4. Галактики, їхня структура, походження спіральних рукавів, вплив надмасивних чорних дір. на YouTube
A Flight Through the Universe, by the Sloan Digital Sky Survey на YouTube
- NASA/IPAC Extragalactic Database (NED)
- NED Redshift-Independent Distances
- A Flight Through the Universe, by the Sloan Digital Sky Survey – animated video from Berkeley Lab
- Galaxies (англійською) . SEDS. Архів оригіналу за 2 вересня 2011. Процитовано 25 жовтня 2008.
- An Atlas of The Universe
- Galaxies — Information and amateur observations
- The Oldest Galaxy Yet Found [Архівовано 11 квітня 2006 у Wayback Machine.]
- Galaxies — discussed on BBC Radio 4's «In Our Time» programme [Архівовано 3 січня 2009 у Wayback Machine.]
- Galaxy Zoo [Архівовано 9 березня 2018 у Wayback Machine.] (англ.)— онлайн-проєкт класифікації галактик Всесвіту.