text:
# 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.

## Історія вивчення галактик

### 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». 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», 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, 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 спектру, тому для інфрачервоної астрономії використовуються висотні або космічні телескопи.
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.
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.

### 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 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.

## Спостереження
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 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× 10 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                              |

### Відстані
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 Хаббла.
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.

### Основні спостережувані частини галактик
Основні спостережувані частини галактик включають:
1. Зорі (різної маси й різного віку), частина яких розташована в скупченнях.
2. Компактні залишки зір, які проеволюціонували.
3. Холодне міжзоряне середовище, що складається з газу і пилу.
4. Розріджений гарячий газ із температурою 105—106 К.
5. Надмасивна чорна діра (НМЧД) у центрі галактики, яка сильно впливає на її динаміку та еволюцію.

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.

### 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» 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.
{\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 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.
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).
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.

### 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 Fν, 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 (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.

### 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                  |

### 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.

## Склад
Ядро — вкрай мала область в центрі галактики. Коли мова заходить про ядра галактик, то найчастіше говорять про активні ядра галактик, де процеси не можна пояснити властивостями сконцентрованих у них зір.
Диск — відносно тонкий шар, в якому сконцентровано більшість об'єктів галактики. 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 — це 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) — це витягнуті зоряні структури в центрі деяких спіральних галактик. Вони спрямовують газ у центральні області, що може активувати ядро або створювати нові зорі.

## Класифікація
Докладніше: Класифікація Габбла
Галактики бувають спіральні, еліптичні й неправильні.
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[100][101]. Це число є показником спостережуваної форми галактики (у проєкції на досліджувану площину), а не справжньої її форми (у просторі), що часто заважає визначенню морфології[102].
- S0 — галактики з лінзоподібною структурою, що мають форму диска з чітко окресленою центральною опуклістю (балджем), однак у них не спостерігаються спіральні рукави[103].

- 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[104].

- SBa, SBb, SBc — галактики зі спіральною структурою і баром[105]. У структурі галактик такого виду можна спостерігати яскравий бар, який перетинає балдж та з'єднує його з рукавами, що розходяться[104].
- Irr — собою галактики неправильної форми, які не підпадають ні під який з існуючих класів[106]. Галактики виду Irr I мають залишки спіральної структури, а види галактик Irr II демонструють абсолютно неправильну форму[107].Зіткнення галактик NGC 4676Активна гігантська еліптична галактика M87. З центру галактики виривається релятивістський струмінь (джет).
- d — карликові галактики. Це маленькі за розмірами галактики, які складаються з декількох мільярдів зір[108] (така кількість зір є дуже малою в порівнянні з нашою Галактикою, яка налічує від ста до чотирьохсот мільярдів зір[109]).
  - Карликові еліптичні галактики (dE) — нагадує еліптичні галактики[110].
  - Карликові сфероїдальні галактики (dSph) — різновид dE, тільки відрізняється низькою поверхневою яскравістю[110]. Їхня форма є більш сферичною, ніж еліптичною.
  - Карликові неправильні галактики (dIr) — має неправильну форму, їхні властивості подібні до властивостей більших неправильних галактик[110].
  - Карликові блакитні компактні галактики (dBCG або BCD) — має у своїй структурі ознаки активного зореутворення[111].
  - Ультракомпактні карликові галактики (UCD) — галактики дуже маленьких розмірів[112].

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.

## Процеси

### Взаємодія галактик
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 спектру 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.

### Активні ядра
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.
За сучасними уявленнями, 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.

### Згасання галактик
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.
- 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

title: Галактика

wikitext:
{{Otheruses|Галактика (значення)}}{{Кандидат у добрі статті}}[[Файл:NGC 4414 (NASA-med).jpg|thumb|[[NGC 4414]], спіральна галактика в [[сузір'я|сузір'ї]] [[Волосся Вероніки]] діаметром близько {{s|17 000}} [[парсек]]ів, що розташована на відстані близько 20 мегапарсеків від [[Земля|Землі]]]]'''Гала́ктика''' ({{lang-grc|Γαλαξίας}} — «молочний») — система [[Зоря|зір]], [[Міжзоряне середовище|міжзоряного газу]], [[Космічний пил|пилу]] та [[Темна матерія|темної матерії]], поєднаних [[Гравітація|силою тяжіння]]<ref>{{Cite book |url=https://books.google.com.ua/books?id=tzNF79roUfoC&redir_esc=y |title=Galaxies in the Universe: An Introduction |last=Sparke |first=Linda S. |last2=Gallagher |first2=John Sill |date=2000-08-21 |publisher=Cambridge University Press |language=en |isbn=978-0-521-59740-1}}</ref><ref>{{Cite web |url=https://web.archive.org/web/20200328193824/https://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/aug/HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter.html |title=NASA Finds Direct Proof of Dark Matter |last=Hupp |first=Erica |last2=Roy |first2=Steve |last3=Watzke |first3=Megan |date=2020-03-28 |website=web.archive.org |publisher=NASA |access-date=2025-05-17}}</ref>. Слово походить від [[Давньогрецька мова|давньогрецького]] {{Lang|grc|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 [[Галактика типу cD|надгігантські]] зі 100 трильйонами зірок<ref>{{Cite web |url=https://www.space.com/26078-how-many-stars-are-there.html |title=How Many Stars Are In The Universe? |last=Harvey |first=Ailsa |last2=published |first2=Elizabeth Howell |date=2022-02-11 |website=Space |language=en |access-date=2025-05-17}}</ref>. 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 [[Надмасивна чорна діра|надмасивні чорні діри]]. За [[Морфологічна класифікація галактик|видимою формою]] галактики поділяються на [[Еліптична галактика|еліптичні]]<ref name=":2">{{Cite journal |last=Graham |first=Alister W. |last2=Guzmán |first2=Rafael |date=2003-06-01 |title=HST Photometry of Dwarf Elliptical Galaxies in Coma,and an Explanation for the Alleged Structural Dichotomy between Dwarf andBright EllipticalGalaxies* |url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/374992 |journal=The Astronomical Journal |language=en |volume=125 |issue=6 |pages=2936 |doi=10.1086/374992 |issn=1538-3881}}</ref>, [[Спіральна галактика|спіральні]]<ref name=":3">{{Cite web |url=http://www.messier.seds.org/spir.html |title=Spiral (and other Disk) Galaxies |website=www.messier.seds.org |access-date=2025-05-17}}</ref> й [[Неправильна галактика|неправильні]]<ref name=":4">{{Cite web |url=https://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/galmorph/ |title=Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas |last=Jarrett |first=T. H. |website=www.ipac.caltech.edu |publisher=Infrared Processing and Analysis Center. California Institute of Technology |access-date=2025-05-17}}</ref>.

Нашу галактику [[Чумацький Шлях]] можна спостерігати на [[Горизонт|небосхилі]] у вигляді довгої витягнутої смуги, густо вкритої зорями. Інші галактики дуже віддалені. Відстань до найближчих із них вимірюється в [[парсек|мегапарсеках]], а до далеких — в одиницях [[Космологічне червоне зміщення|космологічного червоного зміщення]]. Через віддаленість неозброєним оком на небі можна побачити лише чотири з них: [[Галактика Андромеди|туманність Андромеди]] (у північній півкулі), [[Магелланові Хмари|Велику і Малу Магелланові Хмари]] (у південній півкулі) та [[Галактика Трикутника|галактику М33]] (у північній півкулі)<ref>{{Cite web|title=Как определяется граница галактики?|url=https://kipmu.ru/kak-opredelyaetsya-granica-galaktiki/|website=kipmu.ru|accessdate=2019-10-02|language=ru|first=|last=Анималов|date=27.09.2019|publisher=Сетевое издание научно-популярный журнал: «Как и Почему»|archive-date=1 жовтня 2019|archive-url=https://web.archive.org/web/20191001160946/https://kipmu.ru/kak-opredelyaetsya-granica-galaktiki/}}</ref>. Окремі зорі в інших галактиках уперше вдалося зафіксувати наприкінці XIX століття — це були яскраві транзієнти на кшталт нової [[SN 1885A|S Андромеди]] (1885). Проте тоді ще не було відомо, що ці туманності є окремими галактиками. Лише після відкриття [[Едвін Габбл|Габбла]] у 1920-х роках стало можливим цілеспрямовано виділяти окремі зорі за їхніми світловими характеристиками.

За оцінками, у [[Видимий всесвіт|видимому Всесвіті]] існує від 200 мільярдів до 2 трильйонів галактик<ref>{{Cite web |url=https://www.sciencefocus.com/space/how-many-galaxies-are-in-the-universe |title=How many galaxies are in the Universe? {{!}} BBC Science Focus |last=Saunders |first=Toby |date=2023-07-25 |website=BBC Science Focus Magazine |language=en |access-date=2025-05-17}}</ref>. Більшість галактик мають діаметр від 1000 до 100 000 [[парсек]] (приблизно від 3000 до 300 000 [[Світловий рік|світлових років]]) і розділені відстанями порядку мільйонів парсеків.

Галактики розподілені у Всесвіті нерівномірно. Більшість з них гравітаційно пов'язані в [[Група галактик|групи]], [[Скупчення галактик|скупчення]] та [[Надскупчення галактик|надскупчення]]. У найбільшому масштабі ці асоціації зазвичай організовані в [[Галактична нитка|стінки та нитки]], оточені величезними [[Войд|войдами]] (пустотами)<ref>{{Cite web |url=https://web.archive.org/web/20120426215141/http://www.damtp.cam.ac.uk/research/gr/public/gal_lss.html |title=Galaxy Clusters and Large-Scale Structure |date=2012-04-26 |website= |publisher=University of Cambridge |access-date=2025-05-17}}</ref>. Чумацький Шлях є частиною [[Місцева група|Місцевої групи]], яка входить до складу [[надскупчення Діви]], а воно, своєю чергою, міститься в набагато більшій космічній структурі під назвою [[Ланіакея]]<ref>{{Cite journal |last=Gibney |first=Elizabeth |date=2014-09-03 |title=Earth's new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea' |url=https://www.nature.com/articles/nature.2014.15819 |journal=Nature |language=en |doi=10.1038/nature.2014.15819 |issn=1476-4687}}</ref>.

== Етимологія ==
Слово «галактика» (від {{lang-grc|γαλαξίας}} — «молочний», утворене з γάλα, род. відм. γάλακτος — «молоко», від [[Праіндоєвропейська мова|праінд]]. кореня *galact-  – «молоко») спочатку вживалося на позначення світлої смуги на нічному небі, відомої як Молочний Шлях (грец. {{lang-grc2|κύκλος γαλαξίας}} — «молочне коло»). Через латинське galaxias це слово потрапило до новоєвропейських мов<ref>{{Cite web |url=https://www.etymonline.com/search?q=galaxy |title=Search 'galaxy' on etymonline |website=etymonline |language=en-US |access-date=2025-05-11}}</ref>. Етимологію слова Galaxias ''(Γαλαξίας)'' і його зв'язок з молоком (γάλα) розкривають два [[Давньогрецька міфологія|давньогрецьких міфи]]. Згідно з однією з легенд, [[Гера]] годувала грудьми [[Геракл|Геракла]], але, дізнавшись, що це дитя — не її син, а син [[Зевс|Зевса]] від смертної жінки, відштовхнула немовля, і молоко, що розлилося по небу, стало Молочним Шляхом. Інша версія міфу пов'язана з [[Рея (міфологія)|Реєю]], дружиною [[Кронос|Кроноса]], яка намагалася врятувати свого сина Зевса від пожирання батьком, і пролите молоко з її грудей також стало символом небесної смуги<ref>{{Cite book |title=Легенди та міфи стародавньої Греції. |last=Кун М.А. |year=К., 1996.}}</ref>.

З розвитком телескопічних спостережень у XVIII–XIX століттях туманні об'єкти вважалися невизначеними [[Зоряне скупчення|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»<ref>{{Cite web |url=https://ned.ipac.caltech.edu/level5/March02/Gordon/Gordon2.html |title=History of our Understanding of a Spiral Galaxy: M 33 - K.J. Gordon |website=ned.ipac.caltech.edu |access-date=2025-05-11}}</ref>. Однак після відкриттів на основі спостережень з більших телескопів, зокрема [[Галактика Андромеди|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»<ref>{{Cite web |url=https://ned.ipac.caltech.edu/level5/March02/Gordon/Gordon2.html |title=History of our Understanding of a Spiral Galaxy: M 33 - K.J. Gordon |website=ned.ipac.caltech.edu |access-date=2025-05-11}}</ref>.

Термін «галактика» у його сучасному науковому значенні вперше застосував Пітер Нікол у книзі «Зоряний Всесвіт: погляд на його упорядкування, рухи та еволюції» ({{Lang-en|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<ref>{{Cite book |title=Великомасштабна структура Всесвіту: спостереження і методи дослідження. Навчальний посібник до спецкурсу "Позагалактична астрономія" для студентів фізичного факультету. |last=Вавілова |first=Ірина |year=1998 |publisher=Редакційно-видавничий центр "Київський університет" |location=Київ |pages=7}}</ref>.

Термін «галактика» належить до зоряної системи, а термін «Молочний шлях» до її світлої проєкції на небесну сферу<ref>{{Cite book |title=Астрономія :(рівень стандарту, за навч. програмою авт. кол. під керівництвом Яцківа Я. С.) : підруч. для 11-го кл. закл. заг. серед. освіти |last=Сиротюк |first=Володимир |last2=Мирошніченко |first2=Юрій |year=2019 |publisher=Генеза |location=Київ |pages=131-132}}</ref>. У сучасній астрономії галактику визначають як космічну систему, що складається із зір, міжзоряного газу, пилу та темної матерії<ref>{{Cite web |url=https://slovnyk.ua/index.php?swrd=%D0%B3%D0%B0%D0%BB%D0%B0%D0%BA%D1%82%D0%B8%D0%BA%D0%B0 |title=ГАЛАКТИКА - тлумачення, орфографія, новий правопис онлайн |website=slovnyk.ua |access-date=2025-05-11}}</ref>.

== Історія вивчення галактик ==

=== Чумацький Шлях ===
{{Main|Чумацький Шлях}}[[Файл:Herschel-Galaxy.png|міні|Форма Чумацького Шляху, оцінена на основі підрахунку зір [[Фрідріх Вільгельм Гершель|Вільямом Гершелем]] у 1785 році; вважалося, що Сонячна система знаходиться поблизу центру.]][[Давньогрецька філософія|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<ref>{{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=I34rSPrX1tQC |title=The Complete Works Volume 3: Essays and Miscellanies |last=Plutarch |date=2006-11 |publisher=Echo Library |language=en |isbn=978-1-4068-3224-2}}</ref>.  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 [[Атмосфера планети|атмосфери]], в {{Link-interwiki|Підмісячна сфера|Q=Q3359073|text=в області Світу, яка безперервно пов’язана з рухом небесних тіл}}<nowiki/>». Філософ-[[Неоплатонізм|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<ref>{{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=acraAAAAMAAJ |title=A History of Physical Theories of Comets, From Aristotle to Whipple |last=Heidarzadeh |first=Tofigh |date=2008-06-02 |publisher=Springer |pages=23–25 |language=en |isbn=978-1-4020-8322-8}}</ref>.

[[Астрономія ісламського Середньовіччя|Арабський]] астроном [[Ібн аль-Хайсам]] (965–1037) зробив першу спробу спостерігати та виміряти паралакс Чумацького Шляху<ref>{{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=8uEFaPCpAdgC |title=Great Muslim Mathematicians |last=Mohamed |first=Mohaini |date=2000 |publisher=Penerbit UTM |pages=49–50 |language=en |isbn=978-983-52-0157-8}}</ref>. Він визначив, що «оскільки Чумацький Шлях не має паралакса, він має бути віддаленим від Землі та не належати до атмосфери»<ref>{{Cite web |url=http://spie.org/etop/ETOP2005_080.pdf |title=Popularisation of optical phenomena: Establishing the first Ibn Al-Haytham workshop on photography |last=Bouali |first=Hamid-Eddine |last2=Zghal |first2=Mourad |last3=Lakhdar |first3=Zohra B. |website=spie.org |language=en |bibcode=2005SPIE.9664E..22B |doi=10.1117/12.2207764 |access-date=2025-05-17}}</ref>. Перський астроном [[аль-Біруні]] (973–1048) припустив, що галактика Чумацький Шлях є «сукупністю незліченних фрагментів природи туманних зір»<ref>{{Cite web |url=https://mathshistory.st-andrews.ac.uk/Biographies/Al-Biruni/ |title=Al-Biruni - Biography |last=O'Connor |first=John J. |last2=Edmund F |first2=Robertson |website=Maths History |publisher=University of St Andrews |language=en |access-date=2025-05-17}}</ref>. В XII столітті [[Аль-Андалус|андалузький]] астроном [[Ібн Баджа|Авемпас]] припустив, що вона складається з багатьох зір, які майже торкаються одна одної, і виглядає як безперервне зображення через ефект [[заломлення]] від підмісячної речовини<ref>{{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=acraAAAAMAAJ |title=A History of Physical Theories of Comets, From Aristotle to Whipple |last=Heidarzadeh |first=Tofigh |date=2008-06-02 |publisher=Springer |pages=25 |language=en |isbn=978-1-4020-8322-8}}</ref><ref name=":02">{{Cite book |url=https://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja/ |title=Ibn Bâjja [Avempace] |last=Montada |first=Josep Puig |date=2023 |editor-last=Zalta |editor-first=Edward N. |editor2-last=Nodelman |editor2-first=Uri |series=The Stanford Encyclopedia of Philosophy |publisher=Metaphysics Research Lab, Stanford University |edition=Spring 2023}}</ref>, посилаючись на своє спостереження [[сполучення]] Юпітера та Марса як доказ того, що це відбувається, коли два об'єкти знаходяться поруч<ref name=":02" />. У XIV столітті сирійський філософ {{Link-interwiki|Ібн Кайїм аль-Джаузія|Q=Q119679}} припустив, що галактика Чумацький Шлях є «<nowiki/>[[Міріада|міріадом]] крихітних зір, розташованих разом у сфері [[Нерухомі зорі|нерухомих]] зір»<ref>{{Cite journal |last=Livingston |first=John W. |date=1971-01 |title=Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation |url=https://www.jstor.org/stable/600445?origin=crossref |journal=Journal of the American Oriental Society |language=en |volume=91 |issue=1 |pages=96 |doi=10.2307/600445}}</ref>.

Фактичний доказ того, що Чумацький Шлях складається з зір, з'явився 1610 року, коли італійський астроном [[Галілео Галілей]] використав [[Оптичний телескоп|телескоп]] для його вивчення та виявив, що він складається з величезної кількості слабких зір<ref>{{Cite book |url=https://archive.org/details/Sidereusnuncius00Gali?view=theater |title=Sidereus nuncius |last=Smithsonian Libraries |first=Galileo |last2=Baglioni |first2=Tommaso |last3=Evans |first3=Herbert M. (Herbert McLean) |last4=Burndy Library |first4=donor DSI |date=1610 |publisher=Venetiis : Apud Thomam Baglionum}}</ref>. 1750 року англійський астроном [[Томас Райт (астроном)|Томас Райт]] у своїй праці «Оригінальна теорія, або нова гіпотеза Всесвіту» ({{Lang-en|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 [[Гравітація|гравітаційними]] силами, подібно до [[Сонячна система|Сонячної системи]], але в набагато більшому масштабі, і що отриманий диск зір можна спостерігати як смугу на небі через перебування Сонячної системи в ньому<ref>{{Cite web |url=https://books.google.com/books?id=80VZAAAAcAAJ&source=gbs_navlinks_s |title=An Original Theory or New Hypothesis of the Universe |last=Wright |first=Thomas |date=1750 |website= |language=en |archive-url=https://web.archive.org/web/20210430062726/https://books.google.com/books?id=80VZAAAAcAAJ&source=gbs_navlinks_s |archive-date=2021-04-30 |access-date=2025-05-17}}</ref><ref name=":1">{{Cite web |url=http://physics.gmu.edu/~jevans/astr103/CourseNotes/ECText/ch20_txt.htm |title=Astronomy Supplement - Our Galaxy |website=physics.gmu.edu |archive-url=http://web.archive.org/web/20160904071806/http://physics.gmu.edu/~jevans/astr103/CourseNotes/ECText/ch20_txt.htm |archive-date=2016-09-04 |access-date=2025-05-17}}</ref>. У своєму трактаті 1755 року [[Іммануїл Кант]] детальніше розкрив ідею Райта про структуру Чумацького Шляху<ref>{{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=nCcaAQAAMAAJ&pg=PP9 |title=Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels |last=Kant |first=Immanuel |date=1755 |publisher=Fischer |language=de |isbn=978-3-89131-002-1 |archive-url=https://web.archive.org/web/20161120195036/https://books.google.com/books?id=nCcaAQAAMAAJ&pg=PP9 |archive-date=2016-11-20}}</ref>.

[[Фрідріх Вільгельм Гершель|Вільям Гершель]] 1785 року вперше описав форму Чумацького Шляху шляхом підрахунку кількості зір у різних областях неба. Він створив діаграму форми галактики з [[Галактоцентризм|Сонячною системою, розташованою близько до центру]]<ref>{{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=IU9FAAAAcAAJ&pg=PA213 |title=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 |last=Herschel |first=William |date=1785 |publisher=Philosophical Transactions of the Royal Society of London |language=en |doi=10.1098/rstl.1785.0012 |issn=0261-0523}}</ref>. 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, [[Якобус Корнеліус Каптейн|Каптейн]] у 1920 році дійшов зображення невеликої (діаметром близько 15 [[Парсек|кілопарсеків]]) еліпсоїдної галактики із Сонцем поблизу центру. Інший метод [[Гарлоу Шеплі]], заснований на каталогізації [[Кулясте скупчення|кулястих скупчень]], призвів до радикально іншої картини: плоский диск діаметром приблизно 70 кілопарсеків, а Сонце далеко від центру<ref>{{Cite web |url=http://physics.gmu.edu/~jevans/astr103/CourseNotes/ECText/ch20_txt.htm |title=Astronomy Supplement - Our Galaxy |website=physics.gmu.edu |language=en |archive-url=http://web.archive.org/web/20160904071806/http://physics.gmu.edu/~jevans/astr103/CourseNotes/ECText/ch20_txt.htm |archive-date=2016-09-04 |access-date=2025-05-17}}</ref>. В обох аналізах не враховувалося [[Міжзоряне поглинання|поглинання світла]] [[Космічний пил|міжзоряним пилом]], присутнім у [[Галактична площина|галактичній площині]]. Але після того, як [[Роберт Джуліус Трюмплер]] кількісно визначив цей ефект у 1930 році, вивчаючи [[Розсіяне скупчення|розсіяні скупчення]], виникла сучасна картина галактики Чумацький Шлях<ref>{{Cite book |title=Robert Trumpler and the (Non)transparency of Space |last=Trimble |first=V. |year=1999 |edition=31 |volume=31 |pages=1479 |language=1479 |bibcode=1999AAS...195.7409T}}</ref>.

=== Відмінність від інших туманностей ===
[[Файл:Pic_iroberts1.jpg|праворуч|міні|Фотографія «Великої туманності Андромеди» [[Isaac Roberts|Айзека Робертса]], 1899 рік, пізніше ідентифікованої як [[галактика Андромеди]]]]
Кілька галактик за межами Чумацького Шляху видно на нічному небі [[Неозброєне око|неозброєним оком]], зокрема [[галактика Андромеди]], [[Велика Магелланова Хмара]], [[Мала Магелланова Хмара]] та [[галактика Трикутника]]. У X столітті перський астроном [[Абд аль-Рахман аль-Суфі|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 {{Link-interwiki|«Книга нерухомих зір»|Q=Q2087785|text=«Книзі нерухомих зір»}}, описуючи її, як «Аль-Бакра південних арабів», оскільки при [[Схилення (астрономія)|схиленні]] близько 70° на південь її не було видно з його місця спостереження<ref>{{Cite web |url=http://messier.obspm.fr/xtra/ngc/lmc.html |title=The Large Magellanic Cloud, LMC |last=Frommert |first=Hartmut |last2=Hartmut |first2=Christine |website=messier.obspm.fr |publisher=Observatoire de Paris |language=en |archive-url=https://web.archive.org/web/20170622160536/http://messier.obspm.fr/xtra/ngc/lmc.html |archive-date=2017-06-22 |access-date=2025-05-17}}</ref>. Європейцям Магелланова Хмара стала добре відома лише після подорожі [[Фернан Магеллан|Магеллана]] у XVI столітті. Галактику Андромеди пізніше незалежно від інших відзначив [[Симон Маріус]] 1612 року<ref>{{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=aCocRAAACAAJ |title=The Night Sky Observers Guide |last=Kepple |first=George Robert |last2=Sanner |first2=Glen W. |date=1998 |publisher=Willmann-Bell |language=en |isbn=978-0-943396-58-3 |archive-url=https://web.archive.org/webhttps://web.archive.org/web/20210324072https://web.archive.org/web/20210324072055/https://books.google.com/books?id=aCocRAAACAAJ055/https://books.google.com/books?id=aCocRAAACAAJ072055/https://books.google.com/books?id=aCocRAAACAAJ |archive-date=2021-03-24}}</ref>.

1734 року філософ [[Еммануїл Сведенборг|Емануїл Сведенборг]] у своїх «<nowiki/>[[Principia (книга)|Початках]]<nowiki/>» висловив припущення, що за межами Всесвіту можуть існувати інші галактики, сформовані в [[Галактичні групи та скупчення галактик|галактичні скупчення]], які є крихітними частинами Всесвіту, що простягаються далеко за межі видимого. Вчені вважають погляди Сведенборга «надзвичайно близькими до сучасних поглядів на космос»<ref>{{Cite book |url=https://ned.ipac.caltech.edu/level5/March02/Gordon/paper.pdf |title=History of our Understanding of a Spiral Galaxy: Messier 33 |last=Gordon |first=Kurtiss J. |year=1969 |publisher=Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society |volume=10 |pages=293–307 |language=en |archive-url=https://web.archive.org/web/20210426125751/http://ned.ipac.caltech.edu/level5/March02/Gordon/paper.pdf |archive-date=2021-04-26}}</ref>. 1745 року [[П'єр Луї Мопертюї]] висунув гіпотезу, що деякі об'єкти, подібні до [[Галактична туманність|туманностей]], є сукупністю зір з унікальними властивостями, включаючи [[Релятивістський струмінь|джети]], які виробляють самі зорі, і повторив думку [[Ян Гевелій|Йоганна Гевелія]] про те, що яскраві плями були масивними та сплющеними через своє обертання<ref>{{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=nCcaAQAAMAAJ&pg=PP9 |title=Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels |last=Kant |first=Immanuel |date=1755 |publisher=Fischer |language=de |isbn=978-3-89131-002-1 |archive-url=https://web.archive.org/web/20161120195036/https://books.google.com/books?id=nCcaAQAAMAAJ&pg=PP9 |archive-date=2016-11-20}}</ref>. 1750 року [[Томас Райт (астроном)|Томас Райт]] правильно припустив, що Чумацький Шлях — це сплющений диск зір, і що деякі туманності, видимі на нічному небі, можуть бути окремими «Чумацькими Шляхами»<ref name=":1" /><ref>{{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=uOlOPgAACAAJ |title=Disturbing the universe |last=Dyson |first=Freeman J. |date=1981 |publisher=Pan Books |location=London |pages=245 |language=en |isbn=978-0-330-26324-5 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210324071314/https://books.google.com/books?id=uOlOPgAACAAJ |archive-date=2021-03-24}}</ref>.

Ближче до кінця XVIII століття [[Шарль Мессьє]] склав [[Каталог Мессьє|каталог]], що містив 109 найяскравіших небесних об'єктів, які виглядають туманними. Згодом Вільям Гершель склав каталог із 5000 туманностей<ref name=":1" />. 1845 року [[Вільям Парсонс, третій лорд Росс|лорд Росс]] дослідив туманності, каталогізовані Гершелем, і спостерігав спіральну структуру [[Галактика Вир|об'єкта Мессьє M51]], відомого зараз як [[галактика Вир]]<ref>{{Cite journal |last=Steinicke |first=Wolfgang |date=2012 |title=The M51 mystery: Lord Rosse, Robinson, South and the discovery of spiral structure in 1845 |url=https://adsabs.harvard.edu/full/2012JAHH...15...19S |journal=[[Journal of Astronomical History and Heritage]] |volume=15 |issue=1 |pages=19–29 |bibcode=2012JAHH...15...19S |doi=10.3724/SP.J.1440-2807.2012.01.03}}</ref><ref>{{Cite magazine |last=Payne-Gaposchkin |first=Cecilia H. |author-link=Cecilia Payne-Gaposchkin |date=1953 |title=Why Do Galaxies Have a Spiral Form? |url=https://www.jstor.org/stable/24944338 |journal=[[Scientific American]] |volume=189 |issue=3 |pages=89–99 |issn=0036-8733 |jstor=24944338}}</ref>.

1912 року [[Весто Слайфер|Весто М. Слайфер]] провів [[Спектрограф|спектрографічні]] дослідження найяскравіших [[Спіральна галактика|спіральних туманностей]], щоб визначити їхній склад. Слайфер виявив, що спіральні туманності мають високі [[Ефект Доплера|доплерівські]] зсуви, а отже рухаються зі швидкістю, що перевищує швидкість зір, які він виміряв. Він також виявив, що більшість цих туманностей віддаляються від нас<ref>{{Cite book |title=The radial velocity of the Andromeda Nebula |last=Slipher |first=Vesto. M. |year=1913 |publisher=Lowell Observatory Bulletin |edition=8 |volume=1 |pages=56-57 |language=en |bibcode=1913LowOB...2...56S}}</ref><ref>{{Cite book |title=Spectrographic Observations of Nebulae |last=Slipher |first=V. M. |year=1915 |publisher=Popular Astronomy. |volume=23 |pages=21–24. |language=en |bibcode=1915PA.....23...21S}}</ref>.

[[Файл:M31 by Messier.jpg|thumb|Об'єкт M31, галактика Андромеда. Рисунок Мессьє]]1917 року [[Гебер Кертіс|Гібер Дуст Кертіс]] спостерігав нову [[SN 1885A|зорю S Андромеди]] у «Великій туманності [[Андромеда (сузір'я)|Андромеди]]<nowiki/>», як тоді називали галактику Андромеди, [[Каталог Мессьє|об'єкт Мессьє]] [[Галактика Андромеди|M31]]. Шукаючи фотографічні дані, він знайшов ще 11 [[Нова зоря|нових зір]]. Кертіс помітив, що ці нові зорі були в середньому на 10 [[Зоряна величина|зоряних величин]] тьмянішими за ті, що виникли в межах цієї галактики. В результаті він зміг оцінити відстань у 150 000 [[Парсек|парсеків]]. Він став прихильником так званої гіпотези «острівних всесвітів», яка стверджує, що спіральні туманності насправді є незалежними галактиками<ref>{{Cite journal |last=Curtis |first=Heber D. |date=1988 |title=Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory |journal=[[Publications of the Astronomical Society of the Pacific]] |volume=100 |page=6 |bibcode=1988PASP..100....6C |doi=10.1086/132128 |doi-access=free |author-link1=Heber Doust Curtis}}</ref>.

1920 року відбулася так звана [[Велика суперечка]], дебати між [[Гарлоу Шеплі]] та [[Гебер Кертіс|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 [[Ефект Доплера|доплерівський зсув]]<ref>{{Cite web |url=http://www.nap.edu/readingroom/books/biomems/rtrumpler.html |title=Robert Julius Trumpler |last=Weaver |first=Harold. F. |publisher=[[United States National Academy of Sciences|US National Academy of Sciences]] |archive-url=https://web.archive.org/web/20131224112329/http://www.nap.edu/readingroom/books/biomems/rtrumpler.html |archive-date=December 24, 2013 |url-status=dead |access-date=January 5, 2007}}</ref>.

1922 року естонський астроном [[Ернст Юліус Епік|Ернст Епік]] визначив відстань, підтвердивши теорію про те, що туманність Андромеди справді є далеким позагалактичним об'єктом<ref>{{Cite journal |last=Öpik |first=Ernst |author-link=Ernst Öpik |date=1922 |title=An estimate of the distance of the Andromeda Nebula |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=55 |page=406 |bibcode=1922ApJ....55..406O |doi=10.1086/142680}}</ref>. Використовуючи новий 100-дюймовий телескоп в [[Обсерваторія Маунт-Вілсон|обсерваторії Маунт-Вілсон]], [[Едвін Габбл]] зміг розрізнити зовнішні частини деяких спіральних туманностей як сукупності окремих зір та ідентифікував деякі [[Цефеїда|змінні цефеїди]]. Це дозволило йому оцінити відстань до туманностей: вони були занадто далекі, щоб бути частиною Чумацького Шляху<ref>{{Cite journal |last=Hubble |first=Edwin P. |date=1929 |title=A spiral nebula as a stellar system, Messier 31 |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=69 |pages=103–158 |bibcode=1929ApJ....69..103H |doi=10.1086/143167 |doi-access=free |author-link1=Edwin Hubble}}</ref>. У 1926 році Габбл створив класифікацію [[Морфологічна класифікація галактик|галактичної морфології]], яка використовується й в сучасності<ref>{{Cite journal |last=Hubble |first=Edwin P. |author-link=Edwin Hubble |year=1926 |title=No. 324. Extra-galactic nebulae |journal=Contributions from the Mount Wilson Observatory |publisher=Carnegie Institution of Washington |volume=324 |pages=1–49 |bibcode=1926CMWCI.324....1H}}</ref><ref>{{Cite journal |last=Sandage |first=Allan R. |author-link=Allan Sandage |date=1989 |title=Edwin Hubble, 1889–1953 |url=https://apod.nasa.gov/diamond_jubilee/1996/sandage_hubble.html |journal=[[Journal of the Royal Astronomical Society of Canada]] |volume=83 |issue=6 |pages=351–362 |bibcode=1989JRASC..83..351S |archive-url=https://web.archive.org/web/20240205104433/https://apod.nasa.gov/diamond_jubilee/1996/sandage_hubble.html |archive-date=February 5, 2024 |access-date=April 21, 2024 |url-status=live}}</ref>.

=== Багатохвильове спостереження ===
Досягнення в астрономії завжди були зумовлені технологіями. Після століть успіхів в [[Астрономія#Астрономічні спостереження|оптичній астрономії]], за останні десятиліття спостерігається значний прогрес в дослідженні [[Електромагнітний спектр|електромагнітних спектрів]]<ref>{{Cite book |title=Measuring the Universe: A Multiwavelength Perspective |last=Rieke |first=George Henry |authorlink1=George H. Rieke |date=2012 |publisher=[[Cambridge University Press]] |page=xi |isbn=978-0-521-76229-8}}</ref>.

[[Космічний пил|Пил]], що присутній у міжзоряному середовищі, більш видимий в {{Link-interwiki|Астрономія далекого інфрачервоного діапазону|Q=Q5434481|text=далекому інфрачервоному діапазоні}}, ніж у видимому світлі, що може бути використано для детального спостереження внутрішніх областей гігантських молекулярних хмар та [[Балдж|галактичних ядер]]<ref>{{Cite web |url=http://www.ipac.caltech.edu/Outreach/Edu/Regions/irregions.html |title=Near, Mid & Far Infrared |website=[[Infrared Processing and Analysis Center]] |publisher=[[California Institute of Technology]] |archive-url=https://web.archive.org/web/20061230203454/http://www.ipac.caltech.edu/Outreach/Edu/Regions/irregions.html |archive-date=December 30, 2006 |url-status=dead |access-date=January 2, 2007}}</ref>. Інфрачервоне випромінювання також використовується для спостереження далеких галактик [[Червоний зсув|із червоним зсувом]], які утворилися набагато раніше. Водяна пара та [[Діоксид вуглецю|вуглекислий газ]] поглинають низку інформативних частин інфрачервоного спектру, тому для [[Інфрачервона астрономія|інфрачервоної астрономії]] використовуються висотні або космічні телескопи{{Sfn|Fraknoi et al.|2023|сторінки=[https://openstax.org/books/astronomy-2e/pages/5-2-the-electromagnetic-spectrum 144], [https://openstax.org/books/astronomy-2e/pages/6-5-observations-outside-earths-atmosphere 202]}}.

Перше невізуальне дослідження галактик, зокрема активних галактик, проведено за допомогою [[Радіоастрономія|радіочастот]]. Атмосфера Землі майже прозора для радіохвиль у діапазоні 5 [[Герц|МГц]] та 30 ГГц. [[Іоносфера]] блокує сигнали нижче цього діапазону. Для картографування активних струменів, що випромінюються активними ядрами, використовувалися великі [[Інтерферометрія|радіоінтерферометри]]<ref>{{Cite web |url=http://radiojove.gsfc.nasa.gov/education/educ/radio/tran-rec/exerc/iono.htm |title=The Effects of Earth's Upper Atmosphere on Radio Signals |publisher=[[NASA]] |archive-url=https://web.archive.org/web/20120507101534/http://radiojove.gsfc.nasa.gov/education/educ/radio/tran-rec/exerc/iono.htm |archive-date=May 7, 2012 |url-status=dead |access-date=August 10, 2006}}</ref>.

[[Ультрафіолетова астрономія|Ультрафіолетові]] та [[Рентгенівський телескоп|рентгенівські телескопи]] можуть спостерігати високоенергетичні галактичні явища. Ультрафіолетові спалахи іноді спостерігаються, коли зоря у далекій галактиці розривається приливними силами сусідньої чорної діри<ref>{{Cite news|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/galex/galex-20061205.html|title=NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star|date=December 5, 2006|publisher=[[NASA]]|work=[[Galaxy Evolution Explorer]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20100425205637/http://www.nasa.gov/mission_pages/galex/galex-20061205.html|archive-date=April 25, 2010|url-status=dead|access-date=January 2, 2007}}</ref>. Розподіл гарячого газу в галактичних скупченнях можна картографувати за допомогою рентгенівських променів. Існування надмасивних чорних дір у ядрах галактик підтверджено за допомогою [[Рентгенівська астрономія|рентгенівської астрономії]]<ref>{{Cite web |url=http://www-xray.ast.cam.ac.uk/xray_introduction/ |title=An Introduction to X-ray Astronomy |last=Dunn |first=Robert |date=August 9, 2005 |publisher=[[Institute of Astronomy, Cambridge|Institute of Astronomy]] X-Ray Group |archive-url=https://web.archive.org/web/20070101105849/http://www-xray.ast.cam.ac.uk/xray_introduction/ |archive-date=January 1, 2007 |url-status=live |access-date=January 2, 2007}}</ref>.

=== Сучасні дослідження ===
[[Файл:Rotation_curve_of_spiral_galaxy_Messier_33_(Triangulum).png|міні|Крива обертання спіральної галактики [[Галактика Трикутника|Мессьє 33]] (жовті та сині точки з смугами похибки) та передбачена на основі розподілу видимої матерії (сіра лінія). Розбіжність між двома кривими можна пояснити додаванням [[Гало темної матерії|гало темної матерії,]] що оточує галактику<ref>{{Cite journal |last=Corbelli |first=E. |last2=Salucci |first2=P. |year=2000 |title=The extended rotation curve and the dark matter halo of M33 |journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |volume=311 |issue=2 |pages=441–447 |arxiv=astro-ph/9909252 |bibcode=2000MNRAS.311..441C |doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03075.x |bibcode-access=free |doi-access=free}}</ref>. ]]
1944 року [[Гендрік ван де Гулст|Гендрік ван де Гульст]] передбачив, що [[Мікрохвильове випромінювання|мікрохвильове]] випромінювання з [[Радіолінія водню 21 см|довжиною хвилі 21 см]] можна буде виявити з міжзоряного атомарного [[Водень|газоподібного]] водню, а 1951 року це було спостережено<ref>{{Cite web |url=http://www.phys-astro.sonoma.edu/BruceMedalists/vandeHulst/ |title=Hendrik Christoffel van de Hulst |last=Tenn |first=Joe |website=The Bruce Medalists |publisher=[[Sonoma State University]] |archive-url=https://web.archive.org/web/20120114042216/http://www.phys-astro.sonoma.edu/BruceMedalists/vandeHulst/ |archive-date=January 14, 2012 |url-status=dead |access-date=January 5, 2007}}</ref>. 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 (астрономія)|бар]] в центрі цієї галактики<ref>{{Cite journal |last=López-Corredoira |first=M. |displayauthors=etal |date=2001 |title=Searching for the in-plane Galactic bar and ring in DENIS |journal=[[Astronomy & Astrophysics]] |volume=373 |issue=1 |pages=139–152 |arxiv=astro-ph/0104307 |bibcode=2001A&A...373..139L |doi=10.1051/0004-6361:20010560}}</ref>. Завдяки вдосконаленим [[Радіотелескоп|радіотелескопам]] водень також можна було б простежити в інших галактиках. У 1970-х роках [[Вера Рубін|Віра Рубін]] виявила розбіжність між спостережуваною [[Крива обертання галактики|швидкістю обертання]] галактик і тією, що передбачається видимою масою зір і газу. Сьогодні вважається, що проблема обертання галактики пояснюється наявністю великої кількості невидимої [[Темна матерія|темної матерії]]<ref>{{Cite magazine |last=Rubin |first=Vera C. |author-link=Vera Rubin |date=1983 |title=Dark matter in spiral galaxies |journal=[[Scientific American]] |volume=248 |issue=6 |pages=96–106 |bibcode=1983SciAm.248f..96R |doi=10.1038/scientificamerican0683-96}}</ref><ref>{{Cite journal |last=Rubin |first=Vera C. |author-link=Vera Rubin |date=2000 |title=One Hundred Years of Rotating Galaxies |journal=[[Publications of the Astronomical Society of the Pacific]] |volume=112 |issue=772 |pages=747–750 |bibcode=2000PASP..112..747R |doi=10.1086/316573 |doi-access=free}}</ref>.

Починаючи з 1990-х років, [[Габбл (телескоп)|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<ref>{{Cite press release |title=Hubble Rules Out a Leading Explanation for Dark Matter |publisher=[[NASA]] |date=October 17, 1994 |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/41/text/ |access-date=January 8, 2007 |archive-date=November 27, 2012 |archive-url=https://web.archive.org/web/20121127083251/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/41/text/ |url-status=dead}}</ref>.  [[Hubble Deep Field|Глибоке поле Габбла]], надзвичайно довга експозиція відносно порожньої частини неба, надало докази того, що у [[Видимий всесвіт|видимому всесвіті]] існує близько 125 мільярдів галактик<ref>{{Cite web |url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/021127a.html |title=How many galaxies are there? |last=Mattson |first=Barbara |date=November 27, 2002 |editor-last=Gibb |editor-first=Meredith |website=Imagine the Universe! |publisher=[[NASA]] |archive-url=https://web.archive.org/web/20120728035236/http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/021127a.html |archive-date=July 28, 2012 |url-status=dead |access-date=January 8, 2007}}</ref>. Удосконалені технології виявлення [[Електромагнітний спектр|спектрів]], невидимих для людини (радіотелескопи, інфрачервоні камери та [[Рентгенівська астрономія|рентгенівські телескопи]]), дозволяють виявляти інші галактики, які не виявляються Габблом. Зокрема, дослідження в [[Зона уникання|Зоні уникання]] (ділянка неба, що блокується Чумацьким Шляхом на довжинах хвиль видимого світла) виявили низку нових галактик<ref>{{Cite journal |last=Kraan-Korteweg |first=R. C. |last2=Juraszek |first2=S. |date=2000 |title=Mapping the hidden Universe: The galaxy distribution in the Zone of Avoidance |journal=[[Publications of the Astronomical Society of Australia]] |volume=17 |issue=1 |pages=6–12 |arxiv=astro-ph/9910572 |bibcode=2000PASA...17....6K |doi=10.1071/AS00006}}</ref>.

У дослідженні 2016 року під керівництвом {{Не перекладено|Крістофер Конселіс|Крістофера Конселіса|en|Christopher Conselice}} з [[Ноттінгемський університет|Ноттінгемського університету]] проаналізовано багато джерел даних, щоб оцінити, що видимий Всесвіт (до [[Червоний зсув|z]]=8) містить щонайменше два трильйони галактик, тобто в 10 разів більше, ніж безпосередньо спостерігається на зображеннях [[Габбл (телескоп)|Габбла]]<ref name="Conselice">{{Cite journal |last=Conselice |first=Christopher J. |displayauthors=etal |year=2016 |title=The Evolution of Galaxy Number Density at z <{{nbsp}}8 and its Implications |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=830 |issue=2 |page=83 |arxiv=1607.03909 |bibcode=2016ApJ...830...83C |doi=10.3847/0004-637X/830/2/83 |doi-access=free}}</ref><ref name="NYT-20161017">{{Cite news|url=https://www.nytimes.com/2016/10/18/science/two-trillion-galaxies-at-the-very-least.html|title=Two Trillion Galaxies, at the Very Least|last=Fountain|first=Henry|date=17 October 2016|work=[[The New York Times]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20191231233343/https://www.nytimes.com/2016/10/18/science/two-trillion-galaxies-at-the-very-least.html|archive-date=December 31, 2019|url-access=registration|url-status=live|access-date=17 October 2016}}</ref>. Пізніші спостереження за допомогою космічного зонда [[New Horizons|«Нові горизонти»]] з-за меж [[Зодіакальне світло|зодіакального світла]] виявили менше космічного оптичного світла, ніж Конселіс, хоча все ще свідчать про те, що прямі спостереження пропускають галактики<ref>{{Cite news|url=https://phys.org/news/2021-01-horizons-spacecraft-dark-space.html|title=New Horizons spacecraft answers the question: How dark is space?|language=en|work=[[Phys.org]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20210115110710/https://phys.org/news/2021-01-horizons-spacecraft-dark-space.html|archive-date=January 15, 2021|url-status=live|access-date=15 January 2021}}</ref>.
== Спостереження ==
Найважливіші інтегральні характеристики галактик{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=299}} (екстремальні значення опущені):

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

=== Відстані ===
{{Див. також|Шкала космічних відстаней|Відстані в космології}}Для вимірювання відстаней до галактик існує система [[шкала космічних відстаней|шкали космічних відстаней]]. У ній використовується арсенал індикаторів відстаней, які послідовно калібрують та застосовують до зростаючих масштабів<ref name="distance">{{cite web
 |author      = Игорь Дроздовский.
 |title       = Методы определения расстояний до галактик
 |url         = http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1168209&uri=distances.html
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/60r7aUzeK?url=http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1168209
 |archivedate = 11 серпня 2011
 |accessdate  = 8 жовтня 2012
}}</ref>.
Важливими індикаторами відстані в астрономії є стандартні свічки. У ролі [[Шкала космічних відстаней#Стандартні свічки|стандартних свічок]] (індикаторів відстаней) для [[Місцева група|місцевої групи]] (до 10 [[Парсек|Мпк]]) виступають [[Шкала космічних відстаней#Цефеїди та зорі типу RR Ліри|цефеїди]], [[Шкала космічних відстаней#Цефеїди та зорі типу RR Ліри|зорі типу RR Ліри]] та [[Шкала космічних відстаней#Червоні гіганти|яскраві червоні гіганти]]. Для галактик сусідніх скупчень, таких як [[Скупчення галактик у сузір'ї Діви|скупчення Діви]] (50—200 Мпк), відстані вимірюють за допомогою [[Шкала космічних відстаней#Функція світності планетарних туманностей|планетарних туманностей]], [[Шкала космічних відстаней#Метод флуктуацій поверхневої яскравості|флуктуацій яскравості галактик]] та [[Шкала космічних відстаней#Функція світності кулястих скупчень|розподілу світності кулястих зоряних скупчень]]. Для віддаленіших спіральних галактик (200—1000 Мпк) використовують [[Шкала космічних відстаней#Наднові типу Ia|наднові типу Ia]]<ref name=":6">{{cite journal |last=Colgate |first=S. A. |year=1979 |title=Supernovae as a standard candle for cosmology |journal=[[Astrophysical Journal]] |volume=232 |issue=1 |pages=404–408 |bibcode=1979ApJ...232..404C |doi=10.1086/157300}}</ref> та [[Шкала космічних відстаней#Співвідношення Таллі—Фішера|співвідношення Таллі—Фішера]], а для далеких еліптичних галактик — [[Шкала космічних відстаней#співвідношення D-σ|співвідношення D-σ]]. До найдальших галактик (>1000 Мпк), що формують [[Великомасштабна структура Всесвіту|великомасштабну структуру Всесвіту]], використовують [[Закон Габбла — Леметра|закон Хаббла]].

Для цих об'єктів абсолютна зоряна величина вважається відомою, а видима може бути виміряна зі спостережень<ref name=":6" />. Таким чином, фотометрична відстань може бути визначена як:

<math>D=10^{0.2*(m-M)+1}</math>,

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

Фотометрична відстань також фігурує в [[Закон Габбла — Леметра|законі Габбла-Леметра]]:
:<math>~R=\frac{c\,z}{H_0}</math>,
де ''z'' — [[червоний зсув|червоне зміщення]] спектральних ліній, ''c'' — [[швидкість світла]], ''H<sub>0</sub>'' — [[Закон Габбла — Леметра|стала Габбла]], а ''R'' — відстань в парсеках.

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

<math>~R=\frac{D}{1+z}</math>.

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

=== Основні спостережувані частини галактик ===
Основні спостережувані частини галактик включають{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=295—296}}:
# Зорі (різної маси й різного віку), частина яких розташована в [[Зоряне скупчення|скупченнях]].
# Компактні залишки зір, які проеволюціонували.
# Холодне міжзоряне середовище, що складається з газу і пилу.
# Розріджений гарячий газ із температурою 10<sup>5</sup>—10<sup>6</sup> К.
# [[Надмасивна чорна діра]] (НМЧД) у центрі галактики, яка сильно впливає на її динаміку та еволюцію.
Газопилове середовище й зорі складаються з [[атом]]ів, і їхню сукупність називають [[Баріони|баріонною матерією]] галактики. До небаріонної включають масу темної матерії й масу [[чорна діра|чорних дір]]{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=295—296}}. Темна матерія вносить значний внесок в розподіл маси в галактиках, чим ускладнює їх дослідження.

=== 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<sub>c</sub>, яка обумовлена тільки [[Гравітація|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<ref>{{Cite journal |last=Bournaud |first=F. |last2=Combes |first2=F. |date=2002-09 |title=Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal |url=http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361:20020920 |journal=Astronomy & Astrophysics |volume=392 |issue=1 |pages=83–102 |doi=10.1051/0004-6361:20020920 |issn=0004-6361}}</ref>.
: <math>V^2=R\left(\frac{\partial\Phi}{\partial R} + \frac{\nabla P}{\rho_g}\right)=V_c^2 +R\frac{\nabla P}{\rho_g}</math>
де ''Φ'' — [[гравітаційний потенціал]], а ''ρ<sub>g</sub>'' — густина газу.

Безпосередньо одержувана зі спостережень швидкість — це сума швидкості руху цілої галактики й швидкості внутрішнього руху. Зазвичай швидкість галактики в цілому (V<sub>0</sub>) ототожнюється зі швидкістю руху центральної ділянки. Для далеких галактик ця швидкість обумовлена габблівським розширенням Всесвіту<ref>{{Cite journal |last=Visser |first=Matt |date=1997-12-15 |title=General relativistic energy conditions: The Hubble expansion in the epoch of galaxy formation |url=https://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/PhysRevD.56.7578 |journal=Physical Review D |volume=56 |issue=12 |pages=7578–7587 |doi=10.1103/PhysRevD.56.7578}}</ref>.

Швидкість, отримана після врахування швидкості руху галактики як цілого, це [[променева швидкість]] (швидкість уздовж променя зору, V<sub>r</sub>), 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<sub>r</sub> до V<sub>φ</sub>, необхідно знати п'ять параметрів: швидкість руху галактики V<sub>0</sub>, кути ''i'' та ''φ'', дві координати центру галактики (відносно будь-якої точки зображення)<ref name=":0">{{Cite journal |last=Katz |first=D. |last2=Munari |first2=U. |last3=Cropper |first3=M. |last4=Zwitter |first4=T. |last5=Thévenin |first5=F. |last6=David |first6=M. |last7=Viala |first7=Y. |last8=Crifo |first8=F. |last9=Gomboc |first9=A. |date=2004-11-11 |title=Spectroscopic survey of the Galaxy with Gaia– I. Design and performance of the Radial Velocity Spectrometer |url=https://academic.oup.com/mnras/article/354/4/1223/1054235 |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=354 |issue=4 |pages=1223–1238 |doi=10.1111/j.1365-2966.2004.08282.x |issn=0035-8711}}</ref>.

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<ref name=":0" />:
: <math>~V_{\phi}(R)=\frac{|V_0 - V_r(l)|}{\sin{i}}</math>,
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 [[спектроскопія|спектроскопію]]. Зазвичай застосовується або багатоканальний приймач, або [[інтерферометр Фабрі — Перо]]. Радіоспостереження газу в [[Зони H I|областях HII]] також дозволяють отримати двовимірну картину розподілу швидкості в галактиці<ref>{{Cite book |title=The spiral structure of our Galaxy determined from H II regions |last=Georgelin, Y. M., Georgelin, Y. P. |year=1976 |publisher=Astronomy and Astrophysics |pages=Vol. 49, p. 57-79 |archive-url=}}</ref>.

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

Маса дискових галактик оцінюється за [[Крива обертання галактики|кривою обертання]] в рамках певної моделі. Вибір оптимальної моделі галактики спирається як на форму кривої обертання, так і на загальні уявлення про структуру галактики. Для грубих оцінок маси еліптичних галактик необхідно знати [[Дисперсія швидкості|дисперсію швидкостей]] зір залежно від відстані до центру та радіальний розподіл [[густина|густини]]{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=318-335}}.

Маса холодного газу в галактиці визначається за інтенсивністю лінії H I. Якщо реєстрована густина потоку випромінювання від галактики або будь-якої її частини рівні F<sub>ν</sub>, то відповідна маса дорівнює<ref>{{Cite journal |last=Zwaan |first=M. A. |last2=Staveley-Smith |first2=L. |last3=Koribalski |first3=B. S. |last4=Henning |first4=P. A. |last5=Kilborn |first5=V. A. |last6=Ryder |first6=S. D. |last7=Barnes |first7=D. G. |last8=Bhathal |first8=R. |last9=Boyce |first9=P. J. |date=2003-06 |title=The 1000 Brightest HIPASS Galaxies: The H i Mass Function and  H i |url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/374944 |journal=The Astronomical Journal |language=en |volume=125 |issue=6 |pages=2842–2858 |doi=10.1086/374944 |issn=0004-6256}}</ref>:
: <math>M_{HI}\approx 2\cdot 10^5 M_{\bigodot}D^2\int_{\nu}F_{\nu}(\nu )d\nu</math>,
де ''D'' — відстань у мегапарсеках, густина спектрального <math>F_{\nu}</math> виражена у [[Янський (одиниця вимірювання)|янських]].

Оцінка маси молекулярного газу досить складна, оскільки лінії H<sub>2</sub> у спектрі холодного газу відсутні. Тому вихідними даними є інтенсивності спектральних ліній молекули [[Монооксид вуглецю|CO]] (''I<sub>CO</sub>''). Коефіцієнт пропорційності між інтенсивністю випромінювання CO і його масою залежить від [[Металічність|металічності]] газу. Але найбільша невизначеність пов'язана з малопрозорістю хмари: через неї основна частина світла, випромінювана внутрішніми областями, поглинається самою хмарою, таким чином, до спостерігача доходить світло лише від поверхні хмар{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=344-345}}.

=== Спектр галактики ===
[[Спектр]] галактик складається з випромінювання всіх частин її об'єктів. Спектр середньостатистичної галактики має два локальних максимуми. Основне джерело випромінювання — це зорі, максимум інтенсивності випромінювання більшості з яких лежить в [[Світло|оптичному діапазоні]] (перший максимум). Зазвичай в галактиці багато пилу, який поглинає випромінювання в оптичному діапазоні й перевипромінює його в [[інфрачервоне випромінювання|інфрачервоному діапазоні]]<ref>{{Cite journal |last=van de Voort |first=Freeke |last2=Schaye |first2=Joop |date=2012-07-11 |title=Properties of gas in and around galaxy haloes: Gas properties in and around haloes |url=https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1111/j.1365-2966.2012.20949.x |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |language=en |volume=423 |issue=4 |pages=2991–3010 |doi=10.1111/j.1365-2966.2012.20949.x}}</ref><ref>{{Cite journal |last=Liszt |first=H. S. |last2=Burton |first2=W. B. |date=1980-03 |title=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 |url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/157803 |journal=The Astrophysical Journal |language=en |volume=236 |pages=779 |doi=10.1086/157803 |issn=0004-637X}}</ref>. Так утворюється другий максимум в інфрачервоній області. Якщо світність в оптичному діапазоні прийняти за одиницю, то спостерігається наступна залежність між джерелами та типами випромінювання<ref name="zasovpostnov297">{{книга
|автор=А. В. Засов, К. А. Постнов.
|заголовок=Общая астрофизика
|видавництво=Век 2
|місце=Фрязино
|рік=2006
|сторінки=297
|частина=Галактики и скопления галактик
|isbn=5-85099-169-7}}</ref>:

{| class="standard"
|-
!Діапазон
!Відносна світність
!Основні джерела випромінювання
|-
|[[Гамма-промені|Гамма]]
|<10<sup>−4</sup>
|[[Активні ядра галактик|Активні ядра]] деяких галактик; джерела, що дають поодинокі короткі сплески (гамма-сплески)<ref>{{Cite journal |last=Mayer-Hasselwander |first=H. A. |date=1983-11-01 |title=Large-scale structure of the Galaxy and high-energy gamma-ray observations |url=https://link.springer.com/article/10.1007/BF00247089 |journal=Space Science Reviews |language=en |volume=36 |issue=3 |pages=223–247 |doi=10.1007/BF00247089 |issn=1572-9672}}</ref>
|-
|[[Рентгенівське випромінювання|Рентгенівський]]
| 10<sup>−3</sup>—10<sup>−4</sup>
|[[Акреція (космос)|Акреційні диски]] тісних подвійних систем; гарячий газ; активні ядра<ref>{{Cite journal |last=Cox |first=T. J. |last2=Di Matteo |first2=Tiziana |last3=Hernquist |first3=Lars |last4=Hopkins |first4=Philip F. |last5=Robertson |first5=Brant |last6=Springel |first6=Volker |date=2006-06 |title=X‐Ray Emission from Hot Gas in Galaxy Mergers |url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/503284 |journal=The Astrophysical Journal |language=en |volume=643 |issue=2 |pages=692–706 |doi=10.1086/503284 |issn=0004-637X}}</ref>
|-
|[[Видиме світло|Оптичний]]
|1
|Зорі різної температури; навколозоряні пилові диски у ближній ІЧ області; емісійне випромінювання газу<ref>{{Cite journal |last=Madsen |first=G. J. |last2=Reynolds |first2=R. J. |last3=Haffner |first3=L. M. |date=2006-11-20 |title=A Multiwavelength Optical Emission Line Survey of Warm Ionized Gas in the Galaxy |url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/508441 |journal=The Astrophysical Journal |language=en |volume=652 |issue=1 |pages=401–425 |doi=10.1086/508441 |issn=0004-637X}}</ref>
|-
|[[Інфрачервоне випромінювання|Дальний ІЧ]]
|0,5—2
|Міжзоряний пил, нагрітий світлом зір; в деяких галактиках активні ядра і пил<ref>{{Cite journal |last=Dasyra |first=K. M. |last2=Combes |first2=F. |last3=Novak |first3=G. S. |last4=Bremer |first4=M. |last5=Spinoglio |first5=L. |last6=Santaella |first6=M. Pereira |last7=Salomé |first7=P. |last8=Falgarone |first8=E. |date=2014-05-01 |title=Heating of the molecular gas in the massive outflow of the local ultraluminous-infrared and radio-loud galaxy 4C12.50 |url=https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2014/05/aa23070-13/aa23070-13.html |journal=Astronomy & Astrophysics |language=en |volume=565 |pages=A46 |doi=10.1051/0004-6361/201323070 |issn=0004-6361}}</ref>
|-
|[[Радіохвилі|Радіо]]
|10<sup>−2</sup>—10<sup>−4</sup>
|[[Синхротронне випромінювання]]; [[теплове випромінювання]] [[Зони H II|областей H II]], емісійні лінії H I<ref>{{Cite journal |last=Osterbrock |first=Donald E. |date=1978-02 |title=Observational model of the ionized gas in Seyfert and radio-galaxy nuclei* |url=https://www.pnas.org/doi/abs/10.1073/pnas.75.2.540 |journal=Proceedings of the National Academy of Sciences |volume=75 |issue=2 |pages=540–544 |doi=10.1073/pnas.75.2.540 |pmc=411290 |pmid=16592488}}</ref><ref>{{Cite journal |last=Pihlström |first=Y. M. |last2=Conway |first2=J. E. |last3=Vermeulen |first3=R. C. |date=2003-06-01 |title=The presence and distribution of H I absorbing gas in sub-galactic sized radio sources |url=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2003/24/aah4321/aah4321.html |journal=Astronomy & Astrophysics |language=en |volume=404 |issue=3 |pages=871–881 |doi=10.1051/0004-6361:20030469 |issn=0004-6361}}</ref>
|}

=== Проблема темного гало ===
[[Файл:GalacticRotation2.svg|міні|Крива обертання дискової галактики. A — без урахування прихованої маси, B — спостережувана]]
Якщо основна маса галактик міститься в зорях, то, знаючи співвідношення маса—світність і припускаючи, що воно не дуже змінюється з радіусом, густину речовини в галактиці можна 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<ref name=":5">{{Cite journal |last=Kerr |first=F. J. |date=1961-10-01 |title=Galactic Velocity Models and the Interpretation of 21-cm Surveys |url=https://academic.oup.com/mnras/article/123/4/327/2602371 |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=123 |issue=4 |pages=327–345 |doi=10.1093/mnras/123.4.327 |issn=0035-8711}}</ref>. 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<ref>{{Cite journal |last=Bernabei |first=R. |last2=Belli |first2=P. |last3=Cappella |first3=F. |last4=Cerulli |first4=R. |last5=Montecchia |first5=F. |last6=Nozzoli |first6=F. |last7=Incicchitti |first7=A. |last8=Prosperi |first8=D. |last9=Dai |first9=C. J. |date=2004-12 |title=DARK MATTER PARTICLES IN THE GALACTIC HALO: RESULTS AND IMPLICATIONS FROM DAMA/NaI |url=https://www.worldscientific.com/doi/abs/10.1142/S0218271804006619 |journal=International Journal of Modern Physics D |volume=13 |issue=10 |pages=2127–2159 |doi=10.1142/S0218271804006619 |issn=0218-2718}}</ref><ref name=":5" />.

Незалежним чином можна дійти до висновку про наявність прихованої маси, якщо оцінювати загальну масу виходячи з умови стійкості зоряного диска<ref>{{Cite journal |last=Graham |first=Alister W. |last2=Trujillo |first2=I. |last3=Caon |first3=N. |date=2001-10 |title=Galaxy Light Concentration. I. Index Stability and the Connection with Galaxy Structure, Dynamics, and Supermassive Black Holes |url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/323090 |journal=The Astronomical Journal |volume=122 |issue=4 |pages=1707–1717 |doi=10.1086/323090}}</ref>. Виміри швидкості руху супутників масивних галактик змушують припускати, що розмір темного гало в декілька разів більший, ніж оптичний діаметр галактики<ref>{{Cite journal |last=Efstathiou |first=G. |last2=Lake |first2=G. |last3=Negroponte |first3=J. |date=1982-08-01 |title=The stability and masses of disc galaxies |url=https://academic.oup.com/mnras/article/199/4/1069/2893642 |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=199 |issue=4 |pages=1069–1088 |doi=10.1093/mnras/199.4.1069 |issn=0035-8711}}</ref>.

Масивні темні гало виявлено в галактиках всіх типів, але в різних пропорціях відносно світної речовини<ref>{{книга
|автор=А. В. Засов, К. А. Постнов.
|заголовок=Общая астрофизика
|видавництво=Век 2
|місце=Фрязино
|рік=2006
|сторінки=323
|частина=Галактики и скопления галактик
|isbn=5-85099-169-7}}</ref>.

== Склад ==
[[Файл:SpiralGalaxySchemeSideView uk.svg|міні|Схема спіральної галактики, вид у профіль]]''[[Галактичний центр|Ядро]]'' — вкрай мала область в центрі галактики. Коли мова заходить про ядра галактик, то найчастіше говорять про ''[[активні ядра галактик]]''<ref>{{Cite web |url=https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept11/Buta/Buta5.html |title=Galaxy Morphology - Ronald J. Buta |website=ned.ipac.caltech.edu |access-date=2025-06-08}}</ref>, де процеси не можна пояснити властивостями сконцентрованих у них зір.

''[[Галактичний диск|Диск]]'' — відносно тонкий шар, в якому сконцентровано більшість об'єктів галактики. Він містить зорі, газ та пил<ref>{{Cite web |url=https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Glossary/Essay_barnes_disk.html |title=Galaxies. Disk, Evolution |website=ned.ipac.caltech.edu |access-date=2025-06-08}}</ref>.

''[[Галактика з полярним кільцем|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<ref>
{{cite web
 |author      = В. П. Решетников.
 |title       = Эти странные галактики с полярными кольцами
 |url         = http://www.rfbr.ru/pics/28159ref/file.pdf
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/60r7b4pFZ?url=http://www.rfbr.ru/rffi/ru/pages/404
 |archivedate = 2011-08-11
 |accessdate  = 2012-10-13
 |deadurl     = yes
}}
</ref>.

''[[Спіральний рукав галактики|Спіральні рукави]]'' — це яскраві смуги в диску спіральних галактик, де багато молодих зір і газу. Вони утворюються через хвилі підвищеної густини, які стискають газ і запускають зореутворення<ref>{{Cite journal |last=Toomre |first=A. |date=1964-05 |title=On the gravitational stability of a disk of stars. |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1964ApJ...139.1217T/abstract |journal=The Astrophysical Journal |language=en |volume=139 |pages=1217–1238 |doi=10.1086/147861 |issn=0004-637X}}</ref>.

[[Бар (астрономія)|''Перемички (бари)'']] — це витягнуті зоряні структури в центрі деяких спіральних галактик. Вони спрямовують газ у центральні області, що може активувати ядро або створювати нові зорі<ref>{{Cite book |url=https://link.springer.com/rwe/10.1007/978-94-007-5609-0_6 |title=Clusters of Galaxies |last=Bower |first=Richard |date=2013 |series=Planets, Stars and Stellar Systems |publisher=Springer, Dordrecht |pages=265–303 |language=en |doi=10.1007/978-94-007-5609-0_6 |isbn=978-94-007-5609-0}}</ref><ref>{{Cite journal |last=Sellwood |first=J A |last2=Wilkinson |first2=A |date=1993-02-01 |title=Dynamics of barred galaxies |url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0034-4885/56/2/001 |journal=Reports on Progress in Physics |volume=56 |issue=2 |pages=173–256 |doi=10.1088/0034-4885/56/2/001 |issn=0034-4885}}</ref>.[[Файл:Hubble sequence.svg|міні|Класифікація галактик, яку 1936 року запропонував  Едвін Габбл.]]
[[Файл:Elliptical_Galaxy_NGC_4150.jpg|міні|Еліптична галактика (NGC 4150)]]
[[Файл:Spiral_Galaxy_NGC_1232.jpg|міні|Спіральна галактика (NGC 1232)]]
[[Файл:M82_HST_ACS_2006-14-a-large_web.jpg|міні|Неправильна галактика M82]]

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

Галактики бувають спіральні<ref name=":3" />, еліптичні<ref name=":2" /> й неправильні<ref name=":4" />.

Класифікація Габбла — це схема морфологічної класифікації галактик Всесвіту, яку запропонував 1926 року [[Едвін Габбл]]<ref>{{Cite journal |last=Hubble |first=E. P. |date=1926-12 |title=Extragalactic nebulae. |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1926ApJ....64..321H/abstract |journal=The Astrophysical Journal |language=en |volume=64 |pages=321–369 |doi=10.1086/143018 |issn=0004-637X}}</ref><ref>{{Cite book |url=https://www.uwa.edu.au/study/-/media/Faculties/Science/Docs/Galaxy-classification.pdf |title=Galaxy classification |year=2014 |publisher=The University of Western Australia}}</ref>. Відтоді запропоновано розгорнутіші системи класифікації, однак, класифікація Габбла досі є актуальною<ref>{{Cite book |url=http://svn.ari.uni-heidelberg.de/svn/edu/trunk/aida_03_galaxies/en/en_aida_03_galaxies.pdf |title=THE HUBBLE SEQUENCE |last=Iafrate |first=G. |last2=Ramella |first2=M. |last3=Bologna |first3=V. |publisher=Istituto Comprensivo S. Giovanni |language=en |archive-url=https://web.archive.org/web/20250615050231/http://svn.ari.uni-heidelberg.de/svn/edu/trunk/aida_03_galaxies/en/en_aida_03_galaxies.pdf |archive-date=2025-06-15}}</ref>.
* '''E0-E7 —''' [[Еліптична галактика|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<ref>{{Cite web |url=https://cas.sdss.org/dr6/en/proj/basic/galaxies/ellipticals.asp |title=Elliptical Galaxies |website=cas.sdss.org |access-date=2025-06-10}}</ref><ref>{{Cite web |url=https://www.esahubble.org/images/heic9902o/ |title=The Hubble tuning fork - classification of galaxies |last=information@eso.org |website=www.esahubble.org |language=en |access-date=2025-06-10}}</ref>. Це число є показником спостережуваної форми галактики (у проєкції на досліджувану площину), а не справжньої її форми (у просторі), що часто заважає визначенню морфології<ref>{{Cite web |url=https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l9_p3.html |title=Hubble's Tuning Fork and Galaxy Classification {{!}} Astronomy 801: Planets, Stars, Galaxies, and the Universe |website=www.e-education.psu.edu |language=en |access-date=2025-07-18}}</ref>.
* '''S0 —''' [[Лінзоподібна галактика|галактики з лінзоподібною структурою]], що мають форму диска з чітко окресленою центральною опуклістю (балджем), однак у них не спостерігаються спіральні рукави<ref>{{Cite web |url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/S/S0+galaxy |title=S0 Galaxy {{!}} COSMOS |website=astronomy.swin.edu.au |access-date=2025-06-10}}</ref>.

* '''Sa, Sb, Sc, Sd —''' [[Спіральна галактика|галактики зі спіральною структурою]], що мають у своєму складі [[балдж]] і зовнішній диск у поєднанні з рукавами. Літера визначає ступінь щільності розташування рукавів. У випадку з галактиками, які мають спіральну структуру, розмір їхнього балджа і товщина рукавів зменшуються «зліва направо», а концентрація пилу при цьому підвищується<ref name=":7">{{Cite web |url=https://ned.ipac.caltech.edu/level5/ESSAYS/Elmgreen/elmgreen.html |title=Galaxies, Spiral, Structure |website=ned.ipac.caltech.edu |access-date=2025-06-10}}</ref>.

* '''SBa, SBb, SBc''' — [[Спіральні галактики з баром|галактики зі спіральною структурою і баром]]<ref>{{Cite web |url=https://lco.global/spacebook/galaxies/galaxy-classification/ |title=Galaxy Classification |website=lco.global |language=en |access-date=2025-06-10}}</ref>. У структурі галактик такого виду можна спостерігати яскравий [[Бар (астрономія)|бар]], який перетинає балдж та з'єднує його з рукавами, що розходяться<ref name=":7" />.
* '''Irr''' — собою галактики неправильної форми, які не підпадають ні під який з існуючих класів<ref>{{Cite web |url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/I/Irregular+Galaxy |title=Irregular Galaxy {{!}} COSMOS |website=astronomy.swin.edu.au |access-date=2025-06-10}}</ref>. Галактики виду Irr I мають залишки спіральної структури, а види галактик Irr II демонструють абсолютно неправильну форму<ref>Gallagher, J. S. & Hunter, D. A. (1984). "Structure and Evolution of Irregular Galaxies." ''Annual Review of Astronomy and Astrophysics.'' '''22''': 37–74. {{doi|10.1146/annurev.aa.22.090184.000345}}</ref>.[[Файл:Merging galaxies NGC 4676 (captured by the Hubble Space Telescope).jpg|thumb|Зіткнення галактик NGC 4676]][[Файл:M87 jet.jpg|thumb|Активна гігантська еліптична галактика M87. З центру галактики виривається [[релятивістський струмінь]] (джет).]]
* '''d''' — [[карликові галактики]]. Це маленькі за розмірами галактики, які складаються з декількох мільярдів зір<ref>{{Cite web |url=https://esahubble.org/wordbank/dwarf-galaxy/ |title=Dwarf Galaxy |last=information@eso.org |website=esahubble.org |language=en |access-date=2025-06-10}}</ref> (така кількість зір є дуже малою в порівнянні з нашою Галактикою, яка налічує від ста до чотирьохсот мільярдів зір<ref>{{Cite web |url=https://asd.gsfc.nasa.gov/blueshift/index.php/2015/07/22/how-many-stars-in-the-milky-way/ |title=How Many Stars in the Milky Way? {{!}} NASA Blueshift |website=asd.gsfc.nasa.gov |access-date=2025-06-10}}</ref>).
** Карликові еліптичні галактики ('''dE''') — нагадує еліптичні галактики<ref name=":8">{{Cite web |url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/D/dwarf+galaxy#:~:text=They%20are%20most%20commonly%20found%20in%20galaxy%20clusters,,dust%20and%20clear%20evidence%20for%20ongoing%20star%20formation. |title=Dwarf Galaxy {{!}} COSMOS |website=astronomy.swin.edu.au |access-date=2025-06-10}}</ref>.
** [[Карликові сфероїдальні галактики]] ('''dSph''') — різновид '''dE''', тільки відрізняється низькою поверхневою яскравістю<ref name=":8" />. Їхня форма є більш сферичною, ніж еліптичною.
** [[Карликові неправильні галактики]] ('''dIr''') — має неправильну форму, їхні властивості подібні до властивостей більших неправильних галактик<ref name=":8" />.
** [[Карликові блакитні компактні галактики]] ('''dBCG''' або '''BCD''') — має у своїй структурі ознаки активного зореутворення<ref>{{Cite web |url=https://science.nasa.gov/centers-and-facilities/goddard/hubbles-true-blue-compact-dwarf/ |title=Hubble's True Blue Compact Dwarf - NASA Science |date=2015-06-19 |language=en-US |access-date=2025-06-10}}</ref>.
** [[Ультракомпактні карликові галактики]] ('''UCD''') — галактики дуже маленьких розмірів<ref>{{Cite web |url=https://www.eso.org/~smieske/ucds.htm |title=Ultra-compact dwarf galaxies |website=www.eso.org |access-date=2025-06-10}}</ref>.

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<ref>{{Cite web |url=http://sevengalaxy.ru/galaktiki-vselennoy/ |title=Галактики вселенной и их изучение |website=sevengalaxy.ru |archive-url=https://web.archive.org/web/20161112090106/http://sevengalaxy.ru/galaktiki-vselennoy/ |archive-date=12 листопада 2016 |accessdate=2016-12-25}}</ref>.

== Процеси ==

=== Взаємодія галактик ===
{{Докладніше|Взаємодіючі галактики}}Якщо середня відстань між галактиками стає порівняною з їх діаметром, то істотними стають [[Припливні сили|припливні впливи]] галактик. Якщо відстань велика (у порівнянні з розмірами галактик), але також великий і час прольоту двох галактик поблизу одна одної, то масивніша галактика може перетягнути [[міжгалактичний газ]], що оточує сусідню галактику, тим самим позбавивши її джерел поповнення внутрішніх запасів [[Міжзоряний газ|міжзоряного газу]], що бере участь при [[зореутворення|формуванні зір]]<ref name="merg">{{cite web
 |url         = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0305512
 |title       = Interactions and Mergers of Cluster Galaxies
 |author      = Mihos, Chris.
 |date        = 05-2003
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20171106045405/http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv%3Aastro-ph%2F0305512
 |archivedate = 2017-11-06
 |accessdate  = 2019-04-08
 |deadurl     = yes
}}</ref>.

Якщо відстань є меншою, є можливість того, що масивніший компонент разом з міжгалактичним газом перетягне на себе й темне гало галактики, залишивши її фактично без [[Темна матерія|темної матерії]]. Особливо часто таке трапляється у разі великої різниці в масах галактик. Також якщо відстань невелика, як невеликий і час взаємодії, то в галактиках виникне періодична зміна густини газу, що слугуватиме причиною спалаху [[зореутворення]] і появи [[Спіральний рукав галактики|спіральних гілок]]<ref name="merg" />.

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 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<ref>{{Cite web |url=https://hubblesite.org/contents/news-releases/2011/news-2011-30.html |title=Astronomers Pin Down Galaxy Collision Rate |date= |website=hubblesite.org |language=en |archive-url=https://web.archive.org/web/20210608204841/https://hubblesite.org/contents/news-releases/2011/news-2011-30.html |archive-date=2021-06-08 |access-date=2025-05-17}}</ref>.

Орбітальний телескоп «Габбл» 2006 року сфотографував [[взаємодіючі галактики]], дві з яких завдяки гравітаційному впливу розривають третю на частини (сузір'я [[Південна Риба|Південної Риби]], на відстані 100 мільйонів [[Світловий рік|світлових років]] від Землі)<ref>{{Cite web |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2009/10/ |title=HubbleSite - NewsCenter - Trio of Galaxies Mix It Up (03/03/2009) - Introduction |date= |website=hubblesite.org |language=en |archive-url=https://web.archive.org/web/20090304103608/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2009/10/ |archive-date=2009-03-04 |access-date=2025-05-17}}</ref>.

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<ref>{{Cite web |url=http://www.nature.com/news/2009/090102/full/news.2008.1343.html |title=Galaxies' collision history revealed : Nature News |date= |website=www.nature.com |language=en |archive-url=https://web.archive.org/web/20121025065031/http://www.nature.com/news/2009/090102/full/news.2008.1343.html |archive-date=2012-10-25 |access-date=2025-05-17}}</ref>. Також телескопом [[Gaia]] виявлено, що менше, ніж 3 мільярди років тому відбулося зіткнення Чумацького Шляху з іншою галактикою<ref>{{Cite web |url=https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Gaia/Gaia_Milky_Way_s_last_major_collision_was_surprisingly_recent |title=Gaia: Milky Way’s last major collision was surprisingly recent |website=www.esa.int |language=en |access-date=2025-05-31}}</ref>.
=== Активні ядра ===
{{main|Активні ядра галактик}}
Галактичні ядра мають ознаки активності, якщо<ref>{{Cite journal |last=Urry |first=C. Megan |last2=Padovani |first2=Paolo |date=1995-09 |title=Unified Schemes for Radio-Loud Active Galactic Nuclei |url=http://iopscience.iop.org/article/10.1086/133630 |journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |language=en |volume=107 |pages=803 |doi=10.1086/133630 |issn=0004-6280}}</ref>:
# спектр [[електромагнітне випромінювання|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 спектра 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 спектра випромінювання та його поляризації, за якими можна припустити наявність магнітного поля.

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

За сучасними уявленнями, активність ядер галактик пояснюється існуванням в їх ядрах [[надмасивна чорна діра|надмасивних чорних дір]]<ref name="black_hole_ref_1">Дані станом на 2006 рік.</ref>, на які відбувається [[Акреція (космос)|акреція]] галактичного газу. Відмінність типів галактик з активними ядрами пояснюється відмінністю кута нахилу площини галактики відносно до спостерігача<ref name="Annual_Reviews_31_1">{{Cite journal
| volume = 31
| issue = 1
| pages = 473—521
| author = Antonucci, R.
| title = Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars
| journal = Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics
| date = 1993
| doi = 10.1146/annurev.aa.31.090193.002353 |issn=0066-4146 }} {{en icon}}</ref>.

=== Згасання галактик ===

Згасання галактик відбувається від центру до периферії 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<ref>{{Cite journal |last=Bluck |first=Asa F. L. |last2=Maiolino |first2=Roberto |last3=Piotrowska |first3=Joanna M. |last4=Trussler |first4=James |last5=Ellison |first5=Sara L. |last6=Sanchez |first6=Sebastian F. |last7=Thorp |first7=Mallory D. |last8=Teimoorinia |first8=Hossen |last9=Moreno |first9=Jorge |date=2020 |title=How do central and satellite galaxies quench? -- Insights from spatially resolved spectroscopy in the MaNGA survey |url=https://arxiv.org/abs/2009.05341 |doi=10.48550/ARXIV.2009.05341}}</ref><ref>{{Cite web |url=http://viknaodessa.od.ua/news/?news=113958 |title=Затухання галактик |archive-url=https://web.archive.org/web/20150418171557/http://viknaodessa.od.ua/news/?news=113958 |archive-date=18 квітня 2015 |accessdate=18 квітня 2015}}</ref>, 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<ref>{{Cite journal |last=Vijayaraghavan |first=Rukmani |last2=Sarazin |first2=Craig |date=2017-05-19 |title=The Evaporation and Survival of Cluster Galaxy Coronae. I. The Effectiveness of Isotropic Thermal Conduction Including Saturation |url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aa706d |journal=The Astrophysical Journal |volume=841 |issue=1 |pages=22 |doi=10.3847/1538-4357/aa706d |issn=0004-637X}}</ref><ref>{{Cite journal |last=Kaufman |first=Joshua J. |last2=Tao |first2=Guangming |last3=Shabahang |first3=Soroush |last4=Banaei |first4=Esmaeil-Hooman |last5=Deng |first5=Daosheng S. |last6=Liang |first6=Xiangdong |last7=Johnson |first7=Steven G. |last8=Fink |first8=Yoel |last9=Abouraddy |first9=Ayman F. |date=2012-09 |title=Erratum: Structured spheres generated by an in-fibre fluid instability |url=https://www.nature.com/articles/nature11454 |journal=Nature |language=en |volume=489 |issue=7416 |pages=460–460 |doi=10.1038/nature11454 |issn=1476-4687}}</ref>.<gallery perrow="4" mode="packed">
Файл:Messier object 089.jpg|E0: M89
Файл:MESSIER 105 2MASS.jpg|E1: M105
Файл:Messier 60 Hubble WikiSky.jpg|E2: M60
Файл:Messier object 086.jpg|E3: M86
Файл:Messier object 049.jpg|E4: M49
Файл:Messier object 110.jpg|E6: M110
Файл:Ngc1316 hst.jpg|S0: NGC 1316
Файл:Phot-34b-05-fullres.jpg|Sa: NGC 92
Файл:Messier51 sRGB.jpg|Sc: M51
Файл:Phot-14b-09-fullres 2.JPG|Sd: NGC 7793
Файл:Ngc1427AIrregulargalaxy.jpg|Irr:NGC 1427
Файл:NGC 4650A I HST2002.jpg|NGC 4650A
</gallery>

== Примітки ==
{{reflist}}

== Література ==
{{Вікіпосилання
|Тема               = Галактика
|Портал             = Астрономія
|Портал-зображення  = The Earth seen from Apollo 17.jpg
|Вікісловник        = Via Lactea
|Вікіпідручник      =
|Вікіцитати         =
|Вікіджерела        =
|Вікіновини         =
|Вікісховище        = Category:Galaxies
|Метавікі           =
|Проєкт             =
}}
* {{книга
|автор = James Binney.
|заголовок = Galactic Astronomy
|видавництво = Princeton University Press
|рік = 1998
}}
* {{книга|автор=Terence Dickinson.|заголовок=The Universe and Beyond|видання=Fourth Edition|видавництво=Firefly Books Ltd.|рік=2004}}
* {{Cite web
 |url         = http://planetarium-kharkov.org/?q=node/413
 |title       = Галактики — велетенські зоряні світи
 |accessdate  = 2010-09-28
 |author      = Володимир Кажанов
 |date        = 2007-01-12
 |work        = [http://planetarium-kharkov.org Харьковский планетарий]
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20100613082917/http://planetarium-kharkov.org/?q=node%2F413
 |archivedate = 2010-06-13
 |deadurl     = yes
}}
* {{А-Е-С|стаття=Галактики|сторінка=90-91|літера=g}}
{{refbegin}}
* {{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=cTdsuAEACAAJ |title=Minding the Heavens: the Story of our Discovery of the Milky Way |last1=Belkora |first1=Leila |date=2003 |publisher=[[CRC Press]] |language=en |isbn=978-0-7503-0730-7 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210324072023/https://books.google.com/books?id=cTdsuAEACAAJ |archive-date=March 24, 2021 |url-status=live |access-date=July 25, 2018}}
* {{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=06yfwrdpTk4C |title=Spiral Structure in Galaxies: a Density Wave Theory |last1=Bertin |first1=Giuseppe |last2=Lin |first2=Chia-Chiao |date=1996 |publisher=[[MIT Press]] |language=en |isbn=978-0-262-02396-2 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210324074538/https://books.google.com/books?id=06yfwrdpTk4C |archive-date=March 24, 2021 |url-status=live |access-date=July 25, 2018 |author-link1=Giuseppe Bertin |author-link2=Chia-Chiao Lin}}
* {{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=0CKLswEACAAJ |title=Galactic Astronomy |last1=Binney |first1=James |last2=Merrifield |first2=Michael |date=1998 |publisher=Princeton University Press |language=en |isbn=978-0-691-00402-0 |oclc=39108765 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210324072040/https://books.google.com/books?id=0CKLswEACAAJ |archive-date=March 24, 2021 |url-status=live |access-date=July 25, 2018 |author-link1=James Binney}}
* {{Cite book |title=The Universe and Beyond |last1=Dickinson |first1=Terence |date=2004 |publisher=Firefly Books |edition=4th |language=en |isbn=978-1-55297-901-3 |oclc=55596414}}
* {{Cite book |url=https://openstax.org/details/books/astronomy-2e |title=Astronomy 2e |last1=Fraknoi |first1=Andrew |date=2023 |publisher=[[OpenStax]] |language=en |isbn=978-1-951693-50-3 |ref={{harvid|Fraknoi et al.|2023}} |author-link1=Andrew Fraknoi |display-authors=etal}}
* {{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=acraAAAAMAAJ |title=A History of Physical Theories of Comets, from Aristotle to Whipple |last1=Heidarzadeh |first1=Tofigh |date=2008 |publisher=Springer |language=en |isbn=978-1-4020-8322-8 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210324072049/https://books.google.com/books?id=acraAAAAMAAJ |archive-date=March 24, 2021 |url-status=live |access-date=July 25, 2018}}
* {{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=Zj7fDU3Z4wsC |title=Galaxy Formation and Evolution |last1=Mo |first1=Houjun |last2=van den Bosch |first2=Frank |last3=White |first3=Simon |date=2010 |publisher=[[Cambridge University Press]] |language=en |isbn=978-0-521-85793-2 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210324072050/https://books.google.com/books?id=Zj7fDU3Z4wsC |archive-date=March 24, 2021 |url-status=live |access-date=July 25, 2018 |author3-link=Simon White}}
* {{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=aCocRAAACAAJ |title=The Night Sky Observer's Guide, Volume 1 |last1=Kepple |first1=George R. |last2=Sanner |first2=Glen W. |date=1998 |publisher=[[Willmann-Bell]] |language=en |isbn=978-0-943396-58-3 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210324072055/https://books.google.com/books?id=aCocRAAACAAJ |archive-date=March 24, 2021 |url-status=live |access-date=July 25, 2018}}
*{{Cite book |url=https://link.springer.com/book/10.1007/978-3-540-73478-9 |title=Galaxy Formation |last=Longair |first=Malcolm S. |date=2008 |series=Astronomy and Astrophysics Library |publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]] |edition=2nd |location=Berlin |language=en |doi=10.1007/978-3-540-73478-9 |isbn=978-3-540-73477-2 |author-link=Malcolm Longair}}
* {{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=cOa1ku640zAC |title=Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei |last=Merritt |first=David R. |date=2013 |publisher=[[Princeton University Press]] |language=en |isbn=978-1-4008-4612-2 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210324074542/https://books.google.com/books?id=cOa1ku640zAC |archive-date=March 24, 2021 |url-status=live |access-date=July 25, 2018 |author-link=David Merritt}}
* {{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=8uEFaPCpAdgC |title=Great Muslim Mathematicians |last1=Mohamed |first1=Mohaini |date=2000 |publisher=[[Penerbit UTM]] |language=en |isbn=978-983-52-0157-8 |oclc=48759017 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210324072117/https://books.google.com/books?id=8uEFaPCpAdgC |archive-date=March 24, 2021 |url-status=live |access-date=July 25, 2018}}
* {{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=A7PA9EsFB84C |title=The Milky Way Galaxy and Statistical Cosmology, 1890–1924 |last1=Paul |first1=Erich R. |date=1993 |publisher=[[Cambridge University Press]] |language=en |isbn=978-0-521-35363-2 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210324072121/https://books.google.com/books?id=A7PA9EsFB84C |archive-date=March 24, 2021 |url-status=live |access-date=July 25, 2018}}
*{{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=I8zkMgEACAAJ |title=The Deep Universe |last1=Sandage |first1=Allan R. |last2=Kron |first2=Richard G. |last3=Longair |first3=Malcolm S. |year=1995 |series=Saas-Fee Advanced Course, Swiss Society for Astrophysics and Astronomy |publisher=[[Springer-Verlag]] |volume=23 |language=en |isbn=978-3-54-058913-6 |author-link1=Allan Sandage |author-link3=Malcolm Longair}}
* {{Cite book |url=https://books.google.com/books?id=tzNF79roUfoC |title=Galaxies in the Universe: An Introduction |last1=Sparke |first1=Linda S. |last2=Gallagher |first2=John S. |date=2000 |publisher=[[Cambridge University Press]] |language=en |isbn=978-0-521-59740-1 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210324072126/https://books.google.com/books?id=tzNF79roUfoC |archive-date=March 24, 2021 |url-status=live |access-date=July 25, 2018 |author1-link=Linda Sparke}}
* {{cite book |url=https://books.google.com/books?id=geEVkpueEPcC |title=Galaxy Morphology and Classification |last1=Van den Bergh |first1=Sidney |date=1998 |publisher=Cambridge University Press |language=en |isbn=978-0-521-62335-3 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210324072137/https://books.google.com/books?id=geEVkpueEPcC |archive-date=March 24, 2021 |url-status=live |access-date=July 25, 2018 |author-link1=Sidney Van den Bergh}}
* {{cite book |url=https://archive.org/details/galaxiescosmicfr0000wall |title=Galaxies and the Cosmic Frontier |last1=Waller |first1=William H. |last2=Hodge |first2=Paul W. |date=2003 |publisher=[[Harvard University Press]] |language=en |isbn=978-0-674-01079-6 |url-access=registration |author-link2=Paul W. Hodge}}
*{{cite book |url=https://books.google.com/books?id=80VZAAAAcAAJ |title=An Original Theory or New Hypothesis of the Universe |last=Wright |first=Thomas |year=1750 |publisher=Chapelle |language=en |archive-url=https://web.archive.org/web/20210430062726/https://books.google.com/books?id=80VZAAAAcAAJ&source=gbs_navlinks_s |archive-date=30 April 2021 |accessdate=21 April 2024 |quote="...{{nbsp}}the stars are not infinitely dispersed and distributed in a promiscuous manner throughout all the mundane space, without order or design,{{nbsp}}... this phænomenon [is] no other than a certain effect arising from the observer's situation,{{nbsp}}... To a spectator placed in an indefinite space,{{nbsp}}... it [i.e., the Milky Way (''Via Lactea'')] [is] a vast ring of stars{{nbsp}}..." |author-link=Thomas Wright (astronomer) |publication-place=London}}
{{refend}}

== Посилання ==

* {{YouTube|_ZeDp0UR2HE|Добірка №4. Галактики, їхня структура, походження спіральних рукавів, вплив надмасивних чорних дір.|logo=1}}
* {{YouTube|08LBltePDZw|A Flight Through the Universe, by the Sloan Digital Sky Survey|logo=1}}

* [https://ned.ipac.caltech.edu/ NASA/IPAC Extragalactic Database (NED)]
* [http://ned.ipac.caltech.edu/Library/Distances/ NED Redshift-Independent Distances]
* [https://www.youtube.com/watch?v=08LBltePDZw ''A Flight Through the Universe, by the Sloan Digital Sky Survey'' – animated video from Berkeley Lab]

* {{cite web|url=http://www.seds.org/messier/galaxy.html|title=Galaxies|publisher=SEDS|language=англійською|archiveurl=https://web.archive.org/web/20110902084452/http://www.seds.org/messier/galaxy.html|archivedate=2011-09-02|accessdate=2008-10-25|deadurl=yes}}
* [https://web.archive.org/web/20150718054637/http://www.atlasoftheuniverse.com/ An Atlas of The Universe]
* [https://web.archive.org/web/20150912191650/http://www.nightskyinfo.com/galaxies/ Galaxies — Information and amateur observations]
* [http://science.nasa.gov/headlines/y2002/08feb_gravlens.htm The Oldest Galaxy Yet Found] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20060411094750/http://science.nasa.gov/headlines/y2002/08feb_gravlens.htm |date=11 квітня 2006 }}
* [http://www.bbc.co.uk/radio4/history/inourtime/inourtime_20060629.shtml Galaxies — discussed on BBC Radio 4's «In Our Time» programme] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20090103042949/http://www.bbc.co.uk/radio4/history/inourtime/inourtime_20060629.shtml |date=3 січня 2009 }}
* [http://www.galaxyzoo.org Galaxy Zoo] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20180309083234/http://www.galaxyzoo.org/ |date=9 березня 2018 }} {{ref-en}}— онлайн-проєкт класифікації галактик Всесвіту.

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

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

П: Портал «Астрономія»

d: Інформація у Вікіданих?

wikt: Означення у Вікісловнику?

CMNS: Галактика у Вікісховищі?