Галактики
1. Введение
Галактиками наз. гигантские (до ~1013 звёзд) звёздные системы, расположенные вне нашей Галактики. Их наз. ещё внегалактич. туманностями, т. к. при визуальном наблюдении в телескоп они выглядят туманными пятнышками, как и обычные газовые туманности. Сведения о Г. приводятся в спец. астрономич. каталогах. Из них наиболее известны первый каталог туманностей и звёздных скоплений, составленный в конце 18 в. франц. астрономом Ш. Мессье (в этом каталоге туманность Андромеды, напр., записана под номером 31 и обозначается М 31), и "Новый общий каталог" (1888 г.) англ. астронома Й. Дрейера (сокращённо NGC, в нём туманность Андромеды обозначается NGC 224).
Мир звёздных систем - Г.- стал интенсивно изучаться с 1920 г., когда швед. астроному К. Лундмарку удалось разложить на звёзды периферийную часть спиральной туманности М 33 (или NGC 598) в созвездии Треугольника. Вскоре амер. астроном Э. Хаббл, работавший на крупнейшем в то время телескопе с зеркалом диаметром 2,5 м, установил звёздную природу спиральных рукавов туманности Андромеды и нескольких более слабых Г. неправильной формы. Это положило начало развитию новой отрасли астрономич. науки - внегалактической астрономии. Изучение Г. требует максимально мощных инструментов, в частности оптических телескопов с зеркалами диаметром более метра, а также новейших средств и методов исследования далёких слабых объектов. Исключительно быстрому развитию внегалактич. астрономии способствовало внедрение радиоастрономич. методов исследования космич. объектов (см. Радиоастрономия).
Среди всё более слабых по блеску объектов число Г. быстро возрастает. Так, Г. ярче 12-й звёздной величины известно ок. 250, 15-й - уже ок. 50 тыс., а число Г., к-рые могут быть сфотографированы 6-метровым телескопом на пределе его возможностей, составляет многие миллиарды. Это указывает на значит. удалённость большинства Г.
Внегалактич. астрономия исследует размеры звёздных систем, их массы, строение, свойства оптич., ИК-, рентг. и радиоизлучения. Изучение пространственного распределения Г. выявляет крупномасштабную структуру Вселенной (можно сказать, что доступная наблюдению часть Вселенной - это мир Г.). В исследовании пространственного распределения Г. и путей их эволюции внегалактич. астрономия смыкается с космологией - наукой о Вселенной в целом.
Одной из важнейших во внегалактич. астрономии остаётся проблема определения расстоянии до Г. Благодаря тому что в ближайших Г. найдены цефеиды, новые звёзды, а также ярчайшие звёзды постоянного блеска (сверхгиганты), удалось установить расстояния до этих Г. До ещё более удалённых Г., в к-рых невозможно различить даже сверхгигантские звёзды, расстояния оцениваются иными способами (см. Расстояния до космических объектов).
В 1912 г. амер. астроном В. Слайфер обнаружил замечательное св-во Г.: в спектрах далёких Г. все спектр. линии оказались смещёнными к длинноволновому (красному) концу по сравнению с такими же линиями в спектрах источников, неподвижных относительно наблюдателя (т. н. красное смещение линий). В 1929 г. амер. астроном Э. Хаббл, сравнивая расстояния до Г. и их красные смещения, обнаружил, что последние растут в среднем прямо пропорционально расстояниям (см. Хаббла закон). Этот закон дал в руки астрономов эффективный метод определения расстояний до Г. по их красному смещению. Измерены красные смещения тысяч Г. и сотен квазаров.
Определение расстояний до Г. и их положения на небе позволило установить, что встречаются одиночные и двойные Г., группы Г., большие скопления их и даже облака скоплений (сверхскопления). Ср. расстояния между Г. в группах и скоплениях составляют неск. сотен кпк; это примерно в 10-20 раз больше размера крупнейших Г. Ср. расстояния между группами Г., одиночными Г. и кратными системами составляют 1-2 Мпк, расстояния между скоплениями - десятки Мпк. Т. о., Г. заполняют пространство с большей относительной плотностью, чем звёзды внутригалактич. пространство (расстояния между звёздами в среднем в 20 млн. раз больше их диаметров).