Галактика

Гала́ктика (дав.-гр. Γαλαξίας — «молочний») — система зір, міжзоряного газу, пилу та темної матерії, поєднаних силою тяжіння. Слово походить від давньогрецького γαλαξίας — «молочний», що є посиланням на давньогрецьку назву галактики Чумацький Шлях, в якій міститься Сонячна система.

Типові галактики налічують близько 100 мільярдів зірок, однак зустрічаються і карликові галактики з менш ніж 100 мільйонами зірок, і надгігантські зі 100 трильйонами зірок. 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, спіральні й неправильні.

Нашу галактику Чумацький Шлях можна спостерігати на небосхилі у вигляді довгої витягнутої смуги, густо вкритої зорями. Інші галактики дуже віддалені. Відстань до найближчих із них вимірюється в мегапарсеках, а до далеких — в одиницях космологічного червоного зміщення. 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). Окремі зорі в інших галактиках уперше вдалося зафіксувати наприкінці XIX століття — це були яскраві транзієнти на кшталт нової S Андромеди (1885). Проте тоді ще не було відомо, що ці туманності є окремими галактиками. Лише після відкриття Габбла у 1920-х роках стало можливим цілеспрямовано виділяти окремі зорі за їхніми світловими характеристиками.

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

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

Етимологія

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. 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.

З 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». 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».

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), опублікованій 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.

Термін «галактика» належить до зоряної системи, а термін «Молочний шлях» до її світлої проєкції на небесну сферу. У сучасній астрономії галактику визначають як космічну систему, що складається із зір, міжзоряного газу, пилу та темної матерії.

Визначення

Згідно з офіційним визначенням НАСА, галактика — це велика група зір, газу та пилу, зв'язаних гравітаційно. Її розмір може варіюватися від кількох тисяч до понад мільйона світлових років у діаметрі. Більшість великих галактик мають у своїх центрах надмасивні чорні діри, маса яких може досягати мільярдів мас Сонця. Галактики є основними будівельними блоками Всесвіту. Вони не лише містять зорі та планети, але й впливають на космічну еволюцію через процеси зореутворення, акрецію матерії та взаємодії між собою. Дослідження галактик дозволяють астрономам краще розуміти структуру та історію розвитку Всесвіту.

Визначення межі між зоряним скупченням та карликовою галактикою

Визначення межі між зоряним скупченням та карликовою галактикою є складним завданням, оскільки ці об'єкти можуть мати схожі характеристики, але суттєво відрізняються за структурою, динамікою та походженням.

Ключові критерії:

1. Маса та радіус: Зоряні скупчення зазвичай мають меншу масу та радіус порівняно з карликовими галактиками. Наприклад, ультракомпактні карликові галактики (UCDs) мають маси від 10⁶ до 10⁸ сонячних мас і радіуси від 10 до 100 парсеків, що дозволяє їх відрізняти від традиційних зоряних скупчень.
2. Кінематика та динаміка: Карликові галактики часто демонструють більш складну кінематику, включаючи обертання та наявність темної матерії, тоді як зоряні скупчення мають більш просту динаміку, зокрема, рух зір, що підкоряються гравітаційним силам без значного впливу темної матерії.
3. Походження та еволюція: Деякі об'єкти, такі як UMa3/U1, раніше вважалися карликовими галактиками, але подальші дослідження показали, що вони є зоряними скупченнями, які могли утворитися внаслідок злиття менших зоряних систем.

Історія вивчення галактик

Чумацький Шлях

Докладніше: Чумацький Шлях

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. 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 в області Світу, яка безперервно пов’язана з рухом небесних тіл(інші мови)». Філософ-неоплатонік Олімпіодор Молодший (прибл. 495 рр. н. е.) критикував ці 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 та мати паралакс, якого він насправді не мав. На його думку, Чумацький Шлях був небесним.

Арабський астроном Ібн аль-Хайсам (965–1037) зробив першу спробу спостерігати та виміряти паралакс Чумацького Шляху. Він визначив, що «оскільки Чумацький Шлях не має паралакса, він має бути віддаленим від Землі та не належати до атмосфери». Перський астроном аль-Біруні (973–1048) припустив, що галактика Чумацький Шлях є «сукупністю незліченних фрагментів природи туманних зір». В XII 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, посилаючись на своє спостереження сполучення Юпітера та Марса як доказ того, що це відбувається, коли два об'єкти знаходяться поруч. У XIV столітті сирійський філософ Ібн Кайїм аль-Джаузія припустив, що галактика Чумацький Шлях є «міріадом крихітних зір, розташованих разом у сфері нерухомих зір».

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. 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, які 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. У своєму трактаті 1755 року Іммануїл Кант детальніше розкрив ідею Райта про структуру Чумацького Шляху.

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. 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. 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.

Відмінність від інших туманностей

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 X 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»(інші мови), описуючи її, як «Аль-Бакра південних арабів», оскільки при схиленні близько 70° на південь її не було видно з його місця спостереження. Європейцям Магелланова Хмара стала добре відома лише після подорожі Магеллана у XVI столітті. Галактику Андромеди пізніше незалежно від інших відзначив Симон Маріус 1612 року.

1734 року філософ Емануїл Сведенборг у своїх «Початках» висловив припущення, що за межами Всесвіту можуть існувати інші галактики, сформовані в галактичні скупчення, які є крихітними частинами Всесвіту, що простягаються далеко за межі видимого. Вчені вважають погляди Сведенборга «надзвичайно близькими до сучасних поглядів на космос». 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 думку Йоганна Гевелія про те, що яскраві плями були масивними та сплющеними через своє обертання. 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».

Ближче до кінця XVIII століття Шарль Мессьє склав каталог, що містив 109 найяскравіших небесних об'єктів, які виглядають туманними. Згодом Вільям Гершель склав каталог із 5000 туманностей. 1845 року лорд Росс дослідив туманності, каталогізовані Гершелем, і спостерігав спіральну структуру об'єкта Мессьє M51, відомого зараз як галактика Вир.

1912 року Весто М. Слайфер провів спектрографічні дослідження найяскравіших спіральних туманностей, щоб визначити їхній склад. Слайфер виявив, що спіральні туманності мають високі доплерівські зсуви, а отже рухаються зі швидкістю, що перевищує швидкість зір, які він виміряв. Він також виявив, що більшість цих туманностей віддаляються від нас.

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.

1920 року відбулася так звана Велика суперечка, дебати 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, які нагадують пилові хмари в Чумацькому Шляху, а також значний доплерівський зсув.

1922 року естонський астроном Ернст Епік визначив відстань, підтвердивши теорію про те, що туманність Андромеди справді є далеким позагалактичним об'єктом. 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. Це дозволило йому оцінити відстань до туманностей: вони були занадто далекі, щоб бути частиною Чумацького Шляху. У 1926 році Габбл створив класифікацію галактичної морфології, яка використовується й в сучасності.

Багатохвильове спостереження

Досягнення в астрономії завжди були зумовлені технологіями. Після століть успіхів в оптичній астрономії, за останні десятиліття спостерігається значний прогрес в дослідженні електромагнітних спектрів.

Пил, що присутній у міжзоряному середовищі, більш видимий в далекому інфрачервоному діапазоні(інші мови), ніж у видимому світлі, що може бути використано для детального спостереження внутрішніх областей гігантських молекулярних хмар та галактичних ядер. 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 спектра, тому для інфрачервоної астрономії використовуються висотні або космічні телескопи.

Перше невізуальне дослідження галактик, зокрема активних галактик, проведено за допомогою радіочастот, у 1931 році, коли Карл Янський відкрив космічне радіовипромінювання. Атмосфера Землі майже прозора для радіохвиль у діапазоні 5 МГц та 30 ГГц. Іоносфера блокує сигнали нижче цього діапазону. У 1944 році Ґрот Ребер побудував перші радіокарти неба, а вже в 1950-х роках великі радіоінтерферометри почали застосовуватися для картографування активних струменів, що випромінюються активними ядрами.

Перші радіозображення галактик отримав Ґроут Ребер у 1939–40 роках, коли власноруч збудував радіотелескоп у США та зафіксував випромінювання Чумацького Шляху. У 1946 році австралійські дослідники, використовуючи надлишкове військове радарне обладнання, виявили сильне радіоджерело в сузір'ї Лебедя, яке пізніше отримало назву Cygnus A. Це стало однією з перших відомих радіогалактик. На початку 1950-х завдяки інтерферометричним спостереженням було підтверджено, що подібні джерела є екстрагалактичними об'єктами, а їх випромінювання зумовлене синхротронними процесами в потужних магнітних полях.

Ультрафіолетові та рентгенівські телескопи можуть спостерігати високоенергетичні галактичні явища. Ультрафіолетові спалахи іноді спостерігаються, коли зоря у далекій галактиці розривається приливними силами сусідньої чорної діри. Розподіл гарячого газу в галактичних скупченнях можна картографувати за допомогою рентгенівських променів. Існування надмасивних чорних дір у ядрах галактик підтверджено за допомогою рентгенівської астрономії.

Поява рентгенівської астрономії дозволила вперше побачити скупчення галактик як потужні джерела високоенергетичного випромінювання завдяки гарячій міжгалактичній плазмі. Особливий прорив зробив німецький супутник ROSAT, який у 1990—1999 роках виконав повносферичне рентгенівське обстеження, надавши перші систематичні карти сотень скупчень у м'якому рентгенівському діапазоні. Це стало основою великих каталогів, які дозволили дослідити просторовий розподіл скупчень на космологічних масштабах.

Перші квазари були ідентифіковані на початку 1960-х років, коли Мартен Шмідт визначив, що спектр об'єкта 3C 273 у сузір'ї Діви відповідає лініям водню зі значним червоним зсувом, що свідчило про його екстрагалактичну природу та надзвичайну світність. Незабаром подібні властивості були підтверджені й у джерела 3C 48, а сам термін «quasi-stellar object» увійшов у вжиток для опису цих компактних, але дуже яскравих активних ядер галактик.

Перші спроби дослідження космічного інфрачервоного випромінювання здійснювались ще у 1970–1980-х рр.. Запуск супутника IRAS у 1983 році вперше продемонстрував, що галактики є надзвичайно ефективними джерелами інфрачервоного випромінювання, виявивши тисячі нових космічних об'єктів. Революційним стало відкриття космічного інфрачервоного фону за допомогою інструменту DIRBE на борту місії COBE у 1990—1993, який дозволив отримати перші надійні вимірювання дифузного випромінювання у діапазоні від 1.25 до 240 мкм. Це підтвердило давні теоретичні передбачення про накопичене світло від далеких галактик і заклало основу для сучасної інфрачервоної космології.

Поляриметрія з початком XX ст. стала ключовим методом для вивчення магнітних полів та міжзоряного пилу, відкривши існування вирівняних пилових зерен у Галактиці. Перші вимірювання міжзоряної поляризації в 1949 р. показали, що світло зірок зазнає поляризації через магнітно-орієнтований пил, і це стало доказом присутності впорядкованих магнітних полів у міжзоряному середовищі. Сучасні огляди підкреслюють, що поляриметрія на різних довжинах хвиль дозволяє відстежувати процеси формування зірок, еволюцію дисків та властивості атмосфер екзопланет. Поляриметрія сьогодні розглядається як найбільш точний метод вивчення магнітних полів у астрофізиці, адже вона дозволяє простежувати їх від міжзоряних хмар і зоряних дисків до масштабів цілих галактик.

Каталоги галактик

Перший визначний каталог, що містив галактики, створив Шарль Мессьє у XVIII столітті. Католог Мессьє містив 110 об'єктів, серед яких 40 галактик. Мессьє проводив свої спостереження за допомогою 4-дюймового рефракторного телескопа з готелю Клюні (нині Музей Клюні) в Парижі, Франція. Його каталог містить лише об'єкти, видимі з Парижа. Тому до каталогу занесено лише об'єкти північної півкулі, а найпівденніший об'єкт знаходиться на 34,50° широті.

1932 року астрономи Гарлоу Шеплі та Аделаїда Еймс опублікували Каталог яскравих галактик Шеплі-Еймс. До нього входили 1249 галактик, що було першою збіркою галактик південної та північної пікуль та було головним джерелом інформації про червоні зсуви та типи галактик впродовж наступних 60 років. Також під час його створення вчені спростували припущення про ізотопію галактик, адже виявили більшу концентрацію галактик у північній півкулі.

1958 року опубліковано Каталог щільних скупчень галактик Ейбелла, до якого входило 4073 скупчень галактик номінального червоного зсуву меншого за 0,2. Джордж Ейбелл розробляв каталог за допомогою візуального огляду червоних пластин 103a-E Паломарського аталаса (POSS). А на основі даних Паломарської обсерваторії створено каталог Цвіккі. З 1961 по 1968 роки каталог виходив в шести томах та містив 31 350 галактик і 9700 скупчень галактик. У каталозі Цвіккі вперше розроблено сучасну класифікацію скупчень на компактні, помірно-компактні й відкриті. 1973 року Паломарський атлас також був джерелом для створення загального каталогу галактик Уппсала, що містить 12 971 галактику північної півкулі.

Сучасні дослідження

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. 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. 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.

Починаючи з 1990-х років, космічний телескоп «Габбл» дав змогу покращити спостереження. Його дані допомогли встановити, що темна матерія в галактиці не може складатися виключно з суттєво слабких і малих зір. Глибоке поле Габбла, надзвичайно довга експозиція відносно порожньої частини неба, надало докази того, що у видимому всесвіті існує близько 125 мільярдів галактик. 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.

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, тобто в 10 разів більше, ніж безпосередньо спостерігається на зображеннях «Габбла». 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.

Частково вивченням галактик займається також космічний телескоп «Чандра», запущений 1999 року. Завдяки його даним вчені досліджували процеси в галактиці Abell 2142, спостерігали злиття галактик, аномальні випромінювання чорних дір, відкрили величезне гало навколо Чумацького Шляху тощо. Космічний телескоп «Спітцер» (2003-2020) відіграв важливу роль у дослідженні галактик у локальному Всесвіті та при високих червоних зміщеннях. Зокрема завдяки телескопу зроблено вимірювання ролі спалахів зореутворення та активної акреції надмасивних чорних дір як джерел енергії, пошук доказів енергетичного зворотного зв'язку на атомному та молекулярному міжзоряному газі та пилі, а також визначення фізичних властивостей світливих інфрачервоних галактик на головній послідовності зореутворення галактик та поза нею. Телескоп Джеймса Вебба (JWST) активно вивчає галактики з моменту запуску 2021 року. Його інструменти розроблені для пошуку та вивчення найдавніших галактик, і протягом першого року спостережень у рамках JWST Advanced Deep Extragalactic Survey (JADES) виявлено сотні галактик-кандидатів з перших 650 мільйонів років після Великого вибуху. А 2023 року за допомогою даних JWST відкрито найдальшу галактику, яку відомо станом на 2025 рік,  — MoM-z14(інші мови).

У період з 2009 року по 2013 рік працював космічний апарат ЄКА «Планк», основною метою якої було вивчення космічного мікрохвильового фону (КМФ), залишкового випромінювання Великого вибуху. На основі вимірювання КМФ вдалось значно покращити розуміння зореутворення та утворення галактик. З 2009 по 2024 роки завдяки місії НАСА WISE отримано зображення найяскравішої відомої галактики у Всесвіті, що сяє світлом понад 300 трильйонів сонць. А також індентифіковано безліч активних ядер галактик за допомогою даних Gaia та WISE.

Великий міліметровий радіотелескоп Атаками (ALMA) може отримувати зображення молекулярного газу в галактиках з високою роздільною здатністю, виявляючи детальні структури всередині спіральних галактик, еліптичних галактик та карликових галактик. Вивчаючи подібності та відмінності в цих структурах, астрономи можуть дослідити зв'язки між зореутворенням та структурою галактик. Для близьких галактик, таких як Магелланові хмари, ALMA може вивчати окремі молекулярні хмари всередині них. Дослідження ALMA показали, що ці галактики мають швидкість зореутворення, яка в 10 разів перевищує швидкість утворення в околицях нашого Сонця.

Запущена 2023 року місія ЄКА «Евклід» може дати глибше розуміння формування та еволюції галактик, особливо поєднуючи дані телескопа з даними JWST. 11 березня 2025 року запущено космічний апарат SPHEREx. В ході дворічної місії апарат досліджуватиме небо в оптичному та ближньому інфрачервоному діапазонах. Астрономи використовуватимуть місію для збору даних про понад 450 мільйонів галактик, а також про понад 100 мільйонів зірок у нашому Чумацькому Шляху.

Формування та еволюція

Див. також: Утворення та еволюція галактик

Формування

Сучасні моделі формування галактик у ранньому Всесвіті базуються на моделі ΛCDM. Приблизно через 300 000 років після Великого Вибуху почали формуватися атоми водню та гелію в процесі, відомому як рекомбінація. Майже весь водень був нейтральним (неіонізованим) і активно поглинав світло, а зорі ще не утворилися. Через це цей період називають «темними віками». Саме із флуктуацій щільності (або анізотропних нерівностей) у первісній речовині почали з'являтися більші структури. Унаслідок цього маси баріонної речовини почали конденсуватися всередині гало холодної темної матерії. Ці первинні структури дозволили газам конденсуватися в протогалактики — великі газові хмари, що були попередниками перших галактик.

Коли газ падає в гравітаційне поле гало темної матерії, його тиск і температура зростають. Щоб продовжити конденсацію, газ повинен випромінювати енергію. Цей процес був повільним у ранньому Всесвіті, де домінував водень у вигляді атомів і молекул, які є неефективними випромінювачами порівняно з важчими елементами. У міру того як газові скупчення збираються, утворюючи обертові диски, температура і тиск продовжують зростати. У деяких ділянках диска щільність стає достатньо високою для утворення зір.

Коли протогалактики почали формуватися та скорочуватися, у них з'явилися перші зорі гало, відомі як зорі Популяції III. Вони складалися з первісного газу, майже повністю водню та гелію. Випромінювання перших зір нагріває залишковий газ, сприяючи подальшому утворенню зір; ультрафіолетове випромінювання від першого покоління зір реіонізувало навколишній нейтральний водень у розширюваних сферах, які з часом охопили весь Всесвіт — подію, відому як реіонізація. Наймасивніші зорі колапсують у потужних вибухах наднових, викидаючи важкі елементи («метали») у міжзоряний простір. Цей вміст металів включається до складу зір Популяції II.

Теоретичні моделі раннього формування галактик були підтверджені та уточнені численними й різноманітними складними астрономічними спостереженнями. Фотометричні спостереження зазвичай потребують спектроскопічного підтвердження через велику кількість механізмів, що можуть вводити систематичні помилки. Наприклад, фотометричне спостереження з високим червоним зміщенням (z ~ 16) телескопа Джеймса Вебба (англ. James Webb Space Telescope, JWST) пізніше було уточнене до z ~ 5. Попри це, підтверджені спостереження JWST та інших обсерваторій накопичуються, що дозволяє систематично порівнювати ранні галактики з прогнозами теорії.

Докази існування окремих зір Популяції III у ранніх галактиках виявляються ще більш складними для отримання. Навіть, здавалося б, підтверджені спектроскопічні дані можуть мати інше походження. Наприклад, астрономи повідомляли про спостереження випромінювання HeII як ознаку зір Популяції III у галактиці Cosmos Redshift 7(інші мови) із червоним зміщенням z = 6,60. Проте подальші спостереження виявили металеві емісійні лінії, OIII, що не узгоджуються з характером зір ранньої галактики.

Еволюція

Коли зорі починають утворюватися, випромінювати енергію і в деяких випадках вибухати, процес формування галактик стає дуже складним, залучаючи взаємодії гравітаційних сил, випромінювання та теплової енергії. Багато деталей цього процесу досі недостатньо зрозумілі.

Протягом мільярда років після формування галактики починають з'являтися ключові структури. Формуються кулясті скупчення, центральна надмасивна чорна діра та балдж із малометалічних зір Популяції II. Створення надмасивної чорної діри відіграє ключову роль у регулюванні росту галактик, обмежуючи загальну кількість додаткової речовини, що приєднується. Під час цього раннього етапу галактики переживають потужний спалах зореподібної активності.

Протягом наступних двох мільярдів років накопичена речовина осідає в галактичний диск. Галактика продовжує поглинати матерію з падаючих високошвидкісних хмар і карликових галактик протягом усього свого існування. Ця речовина здебільшого складається з водню та гелію. Цикл народження та загибелі зір поступово збільшує вміст важких елементів, що зрештою дозволяє формування планет.

Еволюція галактик може значно змінюватися через взаємодії та зіткнення. Злиття галактик були поширеними в ранню епоху, і більшість галактик мала незвичайну морфологію. Через великі відстані між зорями більшість зоряних систем у галактиках, що стикаються, залишаються неушкодженими. Проте гравітаційне стягування міжзоряного газу та пилу, які формують спіральні рукави, утворює видовження з зір, відомі як приливні хвости. Прикладами таких утворень є NGC 4676 або Галактики Антени.

Галактика Чумацький Шлях і сусідня Галактика Андромеди рухаються назустріч одна одній зі швидкістю близько 130 км/с і — залежно від бічних рухів — можуть зіткнутися приблизно через п'ять-шість мільярдів років. Хоча Чумацький Шлях ніколи раніше не стикався з галактикою такого розміру, як Андромеда, він уже раніше зазнавав зіткнень і злиттів з іншими галактиками. Космологічні симуляції свідчать, що 11 мільярдів років тому він злився з особливо великою галактикою, яку назвали «Кракен». Такі масштабні взаємодії трапляються рідко. З часом злиття двох систем однакового розміру стають менш поширеними. Більшість яскравих галактик залишалася суттєво незмінною протягом останніх кількох мільярдів років, а загальна швидкість утворення зір також досягла піку приблизно десять мільярдів років тому.

Швидкість зореутворення

Швидкість зореутворення є критичним параметром для розуміння еволюції галактик. Цей показник визначає кількість нових зір, що формуються в одиницю часу, зазвичай вимірюється в сонячних масах на рік (M_☉/рік). Вивчення швидкості зореутворення дозволяє астрономам оцінювати темпи еволюції галактик, їхню хімічну еволюцію та взаємодію з навколишнім середовищем.

Існує кілька методів оцінки швидкості зореутворення, кожен з яких має свої переваги та обмеження. Один з основних підходів полягає у використанні емісійних ліній, таких як Hα, OIII, OII, Hβ та NII, які виникають внаслідок іонізації газу молодими гарячими зорями. Ці лінії дозволяють визначити ступінь іонізації газу та, відповідно, оцінити кількість зір, що їх спричинили. Наприклад, дослідження, проведене за допомогою спектроскопії, показало, що швидкість зореутворення для галактики COSMOS-11142 складає приблизно 3 M_☉/рік. Інший підхід полягає у використанні ультрафіолетового (UV) та інфрачервоного (IR) випромінювання. Молоді зорі активно випромінюють в UV-діапазоні, а пил у галактиці поглинає це випромінювання та перевипромінює його в IR-діапазоні. Аналізуючи співвідношення між UV та IR випромінюванням, можна оцінити кількість нових зір. Цей метод особливо корисний для вивчення галактик на великих відстанях, де Hα-лінія може бути поглинена космічним пилом.

Майбутні тенденції

Див. також: Майбутнє Всесвіту, що розширюється

Спіральні галактики, такі як Чумацький Шлях, утворюють нові покоління зір доти, доки в їхніх спіральних рукавах є щільні молекулярні хмари міжзоряного водню. Еліптичні галактики значною мірою позбавлені цього газу, тому формують мало нових зір. Запас матеріалу для зоряного утворення обмежений; коли зорі перетворять наявний водень на важчі елементи, процес утворення нових зір припиниться.

Нинішня епоха зоряного утворення, як очікується, триватиме до ста мільярдів років. «Зоряний вік» згасне приблизно через 10-100 трильйонів років (10¹³–10¹⁴ років), коли найменші та найдовше живучі зорі видимого Всесвіту — крихітні червоні карлики — почнуть тьмяніти. Наприкінці зоряного віку галактики складатимуться з компактних об'єктів: коричневих карликів, білих карликів, що охолоджуються або вже холодних («чорні карлики»), нейтронних зір та чорних дір. Згодом, внаслідок гравітаційного релаксаційного процесу, усі зорі або впадатимуть у центральні надмасивні чорні діри, або викидатимуться у міжгалактичний простір через зіткнення.

Згасання галактик відбувається від центру до периферії через кілька причин. Серед них — велика кількість чорних дір у центральній частині, що впливають на середовище, зменшення надходження холодного газу з міжгалактичного простору, який є паливом для утворення нових зір, а також процес викидання зір із галактики, відомий як «випаровування». Це явище полягає в тому, що зорі можуть отримувати достатню швидкість, щоб покинути гравітаційне поле галактики через внутрішні взаємодії, динамічні збурення або ефекти, пов'язані з активністю ядра галактики. Викидання зір сприяє втраті маси галактики та уповільненню її зореутворення.

Розподіл галактик у Всесвіті

Галактики зазвичай є частиною більших структур і надструктур у космосі, що поєднанні гравітацією. Ці структури поділяються на групи, скупчення, надскупчення, галактичні нитки.

Групи галактик зазвичай містять 100 або менше галактик. Чумацький Шлях та найближчі сусідські галактики, включаючи галактику Андромеди, існують поряд з понад 50 іншими галактиками в Місцевій групі. Скупчення галактик містять набагато більше галактик, від сотень до тисяч. Наприклад, скупчення Діви містить понад 2000 галактик і простягається на понад 15 мільйонів світлових років у діаметрі. Окрім галактик, ці скупчення також містять багато гарячого газу у десятки мільйонів градусів і, ймовірно, велику кількість темної матерії. Гравітаційно пов'язані скупчення, групи галактик, та окремі галактики утворюють надскупчення. Місцева група разом з скупченням Діви, розташована у надскупченні Діви, яка є частиною ще більшого надскупчення — Ланіакея.

Галактики в скупченнях рухаються, обертаючись навколо свого центру, а також у просторі, під впливом гравітаційного тяжіння скупчення. Їх можна побачити разом як групу, причому на їхню швидкість впливає загальна маса скупчення та наявність темної матерії.

Складові видимого Всесвіту

Ще більшими структурами є стіни (або ж галактичні нитки) з галактик. Прикладами таких структур є Велика стіна CfA2, Велика Стіна Геркулеса — Північної Корони, Велика стіна Слоуна, які можуть становити від сотні мільйонів до десятка мілярдів світлових років у ширині та довжині та бути завтовшки у десятки мільйонів св. р. На відміну від надскупчень стіни не пов'язані гравітацією, а натомість є просто областями, через яку проходить безліч галактик.

Відстані

Див. також: Шкала космічних відстаней та Відстані в космології

Для вимірювання відстаней до галактик існує система шкали космічних відстаней. У ній використовується арсенал індикаторів відстаней, які послідовно калібрують та застосовують до зростаючих масштабів.

Важливими індикаторами відстані в астрономії є стандартні свічки. 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 та співвідношення Таллі—Фішера, а для далеких еліптичних галактик — співвідношення D-σ. До найдальших галактик (>1000 Мпк), що формують великомасштабну структуру Всесвіту, використовують закон Габбла.

Для цих об'єктів абсолютна зоряна величина вважається відомою, а видима може бути виміряна зі спостережень. Таким чином, фотометрична відстань може бути визначена як:

${\displaystyle D=10^{0.2*(m-M)+1}}$,

де D — фотометрична відстань, m — видима зоряна величина об'єкта, M — абсолютна зоряна величина.

Фотометрична відстань також фігурує в законі Габбла-Леметра:

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

де z — червоне зміщення спектральних ліній, c — швидкість світла, H₀ — стала Габбла, а R — відстань в парсеках.

Від фотометричної відстані можна перейти до метричної, за допомогою співвідношення:

${\displaystyle ~R={\frac {D}{1+z}}}$.

Визначення відстаней до далеких об'єктів залежить від вибору космологічної моделі.

Ефект Сюняєва — Зельдовича

Див. також: Ефект Сюняєва — Зельдовича

У Всесвіті є слабке «фонове сяйво» — реліктове випромінювання (CMB). Коли його фотони пролітають крізь гарячий газ (електрони) у скупченнях і гало галактик, вони отримують трішки енергії. Це змінює яскравість CMB на різних частотах — і ми бачимо ефект Сюняєва — Зельдовича (SZ). Є два варіанти: тепловий SZ (tSZ) показує тиск гарячого газу, а кінематичний SZ (kSZ) — рух цього газу вздовж променя зору. Характерна «нульова» точка tSZ — близько 217 ГГц: нижче сигнал виглядає як затемнення, вище — як підсилення.

Сила tSZ майже не «тьмяніє» з відстанню, тому ним зручно виявляти скупчення по всьому небу, навіть на великих червоних зсувах. Наприклад, космічний телескоп Планк побудував перший великий огляд скупчень усього неба, знайдених «всліпу» лише за SZ-сигналом, і перевірив, що їхні профілі тиску узгоджуються з рентгенівськими даними. Окремі галактики мають навколо себе розріджений іонізований газ. Він дає дуже слабкий сигнал, тому астрономи накладають карти CMB у позиціях тисяч галактик. Так знаходять kSZ і tSZ від їхніх гало та оцінюють, скільки там електронів (густина), який тиск і температура. Такі вимірювання виконували, поєднуючи карти CMB з каталогами галактик BOSS/SDSS.

Будова

Структурні елементи

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

Балдж — скупчення зір зазвичай у центрах спіральних галактик та лінзоподібних галактик.

Диск — відносно тонкий шар, в якому сконцентровано більшість об'єктів галактики. Він містить зорі, газ та пил.

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.

Спіральні рукави — яскраві смуги в диску спіральних галактик, де багато молодих зір і газу. Вони утворюються через хвилі підвищеної густини, які стискають газ і запускають зореутворення.

Перемички (бари) — витягнуті зоряні структури в центрі деяких спіральних галактик. Вони спрямовують газ у центральні області, що може активувати ядро або створювати нові зорі.

Бульбашки Фермі — величезні структури гарячого газу, що простягаються над і під диском галактики, сягаючи приблизно 25 000 світлових років в кожному напрямку від центру галактики, а загальна висота становить 50 000 світлових років.

Релятивістські струмені (джети) — потужні струмені випромінювання та частинок, що рухаються зі швидкістю, близькою до швидкості світла, які утворюють надмасивні чорні діри в центрах деяких активних галактик.

Гало — майже сферичний компонент з тонко розсіяних зір, кулястих скупчень та розрідженого газу, розташований навколо спіральних галактик.

Складові частини

Основні спостережувані складові частини галактик включають:

Зорі (різної маси й різного віку), частина яких розташована в скупченнях. Основну світність галактик дають зірки від молодих масивних зір, що домінують у ультрафіолеті та живлять дрейфові хвилі формування зір, до старих червоних гігантів, що визначають інфрачервоний світловий профіль. Розподіл популяцій зірок формує спектр та колір галактики і є головним маркером її еволюційного стану.

Компактні залишки зір — білі карлики, нейтронні зорі та зоряні чорні діри, які накопичуються в галактичних ядрах і скупченнях. Вони впливають на динаміку через масу та чинять вклад у релятивістичні явища.

Холодне міжзоряне середовище — молекулярні хмари, атомарний газ і пил, які є джерелом палива для формування зір і відповідають за поглинання і перерозподіл світла. Характерні щільності й хімічний склад керують ефективністю охолодження і процесами фрагментації, що визначають швидкість і місця народження зір.

Розріджений гарячий газ із температурою 10⁵—10⁶ К. У багатьох галактиках присутній мультифазний розріджений газ високих температур, що видно на рентгені й ультрафіолеті. Цей газ діє як резервуар і середовище обміну енергією, визначає втрати маси й термодинаміку гало галактики.

Надмасивна чорна діра (НМЧД). Багато галактик містять у своїх центрах надмасивні чорні діри (10⁶–10¹⁰ M☉), чия гравітаційна та енергетична дія радикально впливає на динаміку галактичного ядра, морфологію галактики й її еволюцію. Емпіричні співвідношення свідчать про тісний зв'язок між ростом НМЧД і ростом галактичного балджу. Вважається, що в кожній великій галактиці є НМЧД.

Газопилове середовище й зорі складаються з атомів, і їхню сукупність називають баріонною матерією галактики. До небаріонної включають масу темної матерії й масу чорних дір. Темна матерія вносить значний внесок в розподіл маси в галактиках, чим ускладнює їх дослідження.

Проблема темного гало

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. Пояснити високу швидкість зір на краю диска можна, припустивши, що на великих відстанях від центру галактики основну роль відіграє маса, що виявляє себе виключно через гравітаційну взаємодію.

Незалежним чином можна дійти до висновку про наявність прихованої маси, якщо оцінювати загальну масу виходячи з умови стійкості зоряного диска. Виміри швидкості руху супутників масивних галактик змушують припускати, що розмір темного гало в декілька разів більший, ніж оптичний діаметр галактики. Масивні темні гало виявлено в галактиках всіх типів, але в різних пропорціях відносно світної речовини.

Фізичні властивості

Найважливіші інтегральні характеристики галактик (екстремальні значення опущені):

Параметр	Основний метод вимірювання	Інтервал значень	Приблизне значення для нашої галактики
Діаметр D25	Фотометрія	5—50 кпк	30 кпк
Радіальна шкала диска R0	Фотометрія	1—7 кпк	3 кпк
Товщина зоряного диска	Фотометрія дисків, що спостерігаються «з ребра»	0,3—1 кпк	0,7 кпк
Світність	Фотометрія	10^7—10^11Lʘ	5× 10^10 Lʘ
Маса М25 у межах D25	Вимірювання швидкостей газу та/або зір за ефектом Доплера	10^7—10^12Mʘ	2× 10^11 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	10^8—10^9 років	2× 10^8 років (для Сонця)
Маса центральної чорної діри	Вимірювання швидкостей зір і газу поблизу ядра; емпірична залежність від центральної дисперсії швидкостей зір	3× 10^5—3× 10^9 Mʘ	4× 10^6 Mʘ

Маса й розмір

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.

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.

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

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

де D — відстань у мегапарсеках, густина спектрального ${\displaystyle F_{\nu }}$ виражена у янських.

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

Швидкість обертання галактик

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

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

де Φ — гравітаційний потенціал, а ρ_g — 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.

Швидкість, отримана після врахування швидкості руху галактики як цілого, це променева швидкість (швидкість уздовж променя зору, V_r), 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 V_r до V_φ, необхідно знати п'ять параметрів: швидкість руху галактики V₀, кути i та φ, дві координати центру галактики (відносно будь-якої точки зображення).

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

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

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

Спектр галактики

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

Діапазон	Відносна світність	Основні джерела випромінювання
Гамма	<10^−4	Активні ядра деяких галактик; джерела, що дають поодинокі короткі сплески (гамма-сплески)
Рентгенівський	10^−3—10^−4	Акреційні диски тісних подвійних систем; гарячий газ; активні ядра
Оптичний	1	Зорі різної температури; навколозоряні пилові диски у ближній ІЧ області; емісійне випромінювання газу
Дальний ІЧ	0,5—2	Міжзоряний пил, нагрітий світлом зір; в деяких галактиках активні ядра і пил
Радіо	10^−2—10^−4	Синхротронне випромінювання; теплове випромінювання областей H II, емісійні лінії H I

Показник кольору

Див. також: Показник кольору B−V

Показник кольору (англ. color index) є важливим інструментом в астрономії для дослідження властивостей галактик. Цей параметр визначається як різниця між двома фотометричними фільтрами, наприклад, B-V, де B — це величина в блакитному діапазоні, а V — у видимому. Він дає змогу оцінити температуру зір, вік популяцій зір та рівень поглинання світла пилом.

У галактиках показник кольору використовується для класифікації зір і вивчення їхніх властивостей. Наприклад, у галактиках з активним зореутворенням, таких як NGC 834 та NGC 1134, комбінований показник кольору був використаний для дослідження їхньої фотометричної структури. Цей індекс не залежить від внутрішнього поглинання світла та чутливий до присутності блакитних зір.

Дослідження кольорових профілів дискових галактик на червоних зсувів z = 1–3, проведене за допомогою космічного телескопа Джеймса Вебба (JWST), показало наявність U-подібних кольорових профілів. Ці профілі стають поступово блакитнішими з відстанню від центру, а потім червонішають за певною межею. Вивчення таких профілів може значно покращити наше розуміння фізичних процесів, що домінують у еволюції дискових галактик у ранньому Всесвіті.

Класифікація

Докладніше: Морфологічна класифікація галактик

Ознакою розрізнення між галактикою та зоряним скупченням є здатність матерії галактики утримуватися разом завдяки гравітаційній дії темної матерії, а не просто взаємному тяжінню складових — зірок, газу і чорних дір.

Галактики бувають спіральні, еліптичні й неправильні.

Класифікація Габбла

Докладніше: Класифікація Габбла

Класифікація Габбла — це схема морфологічної класифікації галактик Всесвіту, яку запропонував 1926 року Едвін Габбл. 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. Це число є показником спостережуваної форми галактики (у проєкції на досліджувану площину), а не справжньої її форми (у просторі), що часто заважає визначенню морфології.
• S0 — галактики з лінзоподібною структурою, що мають форму диска з чітко окресленою центральною опуклістю (балджем), однак у них не спостерігаються спіральні рукави.

• 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 їхнього балджа і товщина рукавів зменшуються «зліва направо», а концентрація пилу при цьому підвищується.

• SBa, SBb, SBc — галактики зі спіральною структурою і баром. У структурі галактик такого виду можна спостерігати яскравий бар, який перетинає балдж та з'єднує його з рукавами, що розходяться.
• Irr — собою галактики неправильної форми, які не підпадають ні під який з існуючих класів. Галактики виду Irr I мають залишки спіральної структури, а види галактик Irr II демонструють абсолютно неправильну форму.
• d — карликові галактики. Це маленькі за розмірами галактики, які складаються з декількох мільярдів зір (така кількість зір є дуже малою в порівнянні з нашою Галактикою, яка налічує від ста до чотирьохсот мільярдів зір).
  • Карликові еліптичні галактики (dE) — нагадує еліптичні галактики.
  • Карликові сфероїдальні галактики (dSph) — різновид dE, тільки відрізняється низькою поверхневою яскравістю. Їхня форма є більш сферичною, ніж еліптичною.
  • Карликові неправильні галактики (dIr) — має неправильну форму, їхні властивості подібні до властивостей більших неправильних галактик.
  • Карликові блакитні компактні галактики (dBCG або BCD) — має у своїй структурі ознаки активного зореутворення.
  • Ультракомпактні карликові галактики (UCD) — галактики дуже маленьких розмірів.

Як Габбл 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.

Система де Вокулера

Докладніше: Система де Вокулера

1959 року Жерар де Вокулер розширив послідовність Габбла. Система де Вокулера зберігає базовий поділ галактик Габбла на еліптичні, лентикулярні, спіральні та неправильні. Щоб доповнити систему Габбла, де Вокулер запровадив більш складну систему класифікації спіральних галактик, засновану на трьох морфологічних характеристиках: перемичках, кільцях, спіральних рукавах. Де Вокулер також присвоїв числові значення (𝑇) кожному класу галактик у своїй схемі. Значення коливаються від -6 до +10, причому від'ємні числа відповідають галактикам раннього типу (еліптичним та лентикулярним), а додатні числа — пізнім типам (спіральним та неправильним).

${\displaystyle T}$	−6	−5	−4	−3	−2	−1	0	1	2	3	4	5	6	7	8	9	10
Клас по де Вокулера	CE	E	E^+	S0^-	S0^0	S0^+	S0/a	Sa	Sab	Sb	Sbc	Sc	Scd	Sd	Sdm	Sm	Im
Приблизно клас по Габблу	E			S0			S0/a	Sa	Sa-b	Sb	Sb-c	Sc			Sc-Irr	Irr I

Галактики з активними ядрами

Докладніше: Активні ядра галактик

Галактичні ядра мають ознаки активності, якщо:

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

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

Активність ядер галактик пояснюється існуванням в їх ядрах надмасивних чорних дір, на які відбувається акреція галактичного газу. Відмінність типів галактик з активними ядрами пояснюється відмінністю кута нахилу площини галактики відносно до спостерігача.

Взаємодія галактик

Докладніше: Взаємодіючі галактики

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.

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.

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 спектра параметрів, таких як кути зіткнення, швидкості та відносний розмір, склад, і зараз 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.

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).

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. Також телескопом Gaia виявлено, що менше, ніж 3 мільярди років тому відбулося зіткнення Чумацького Шляху з іншою галактикою.

Галактики-супутники

Докладніше: Галактика-супутник

Галактика-супутник — це менша галактика-компаньйон, яка рухається по зв'язаних орбітах у межах гравітаційного потенціалу більш масивної та світної галактики. Галактики-супутники та їхні складові пов'язані зі своєю галактикою-господарем так само, як планети Сонячної системи гравітаційно пов'язані з Сонцем. Хоча більшість галактик-супутників є карликовими галактиками, галактики-супутники великих скупчень галактик можуть бути набагато масивнішими.

Галактики-супутники зазвичай ведуть бурхливе життя через свою хаотичну взаємодію як з більшою галактикою-господарем, так і з іншими супутниками. Наприклад, галактика-господар здатна порушувати роботу галактик-супутників, що обертаються навколо них, через припливний та напірний тиск. Ці екологічні ефекти можуть усунути велику кількість холодного газу з галактик-супутників (тобто палива для зореутворення), і це може призвести до того, що галактики-супутники стануть неактивними в тому сенсі, що вони перестануть утворювати зірки.

Див. також

• Перелік галактик