Галактыка — масіўная, гравітацыйна звязаная сістэма, якая складаецца з зорак, , міжзорнага асяроддзя, газу, пылу і цёмнай матэрыі (апошняя з’яўляецца важным, але не надта вывучаным кампанентам). Слова галактыка паходзіць ад грэчаскага galaxias (), літаральна «малочны», гэта спасылка на Млечны Шлях. Галактыкі могуць быць ад з усяго толькі дзясяцьма мільёнамі (107) зорак да гігантаў з (1014) зорак, дзе кожная абарочваецца вакол ўласнага цэнтра мас.
Галактыкі ўтрымліваюць розны лік планет, зорных сістэм, зорных скопішчаў і разных . У прамежку паміж гэтымі аб’ектамі ёсць разрэджанае міжзорнае асяроддзе газу, пылу і касмічных прамянёў. Звышмасіўныя чорныя дзіркі знаходзяцца ў цэнтры большасці галактык. Яны лічацца асноўным фактарам, які вызначае актыўнасць галактычных ядраў. Галактыка Млечны Шлях, як вядома, мае па меншай меры адзін такі аб’ект.
Галактыкі былі гістарычна класіфікаваныя ў залежнасці ад іх відавочнай формы. Распаўсюджанай формай з’яўляецца эліптычная галактыка, якая мае светлавой профіль у форме эліпса. Спіральныя галактыкі дыскападобныя з запыленымі выгнутымі рукавамі. Галактыкі нерэгулярнай ці незвычайнай формы вядомыя як няправільныя галактыкі. Яны, як правіла, паходзяць з парушэнняў ад прыцягнення суседніх галактык. Такія ўзаемадзеянні паміж суседнімі галактык, якія ў канчатковым выніку можа прывесці да зліцця, часам выклікаюць выпадкі зоркаўтварэння, якія вядуць да зоркаўтварэння галактык.
Ёсць, імаверна, больш за 170 млрд галактык ў назіраным Сусвеце. Большасць з іх ад 1000 да 100000 парсек у дыяметры і звычайна падзеленыя адлегласцямі парадку мільёнаў парсек (або мегапарсек). Міжгалактычная прастора (прастора паміж галактыкамі) запоўненая разрэджаным газам сярэдняй шчыльнасці менш аднаго атама на кубічны метр. Большасць галактык сабраныя ў групы і скопішчы, якія, у сваю чаргу, сабраныя, больш буйныя звышскопішчы. На найбуйнейшым маштабе, гэтыя групы, як правіла, размешчаны ў лісты і ніткі, якія акружаны вялізнымі пустэчамі.
Этымалогія назвы
Слова «галактыка» паходзіць ад грэчаскага тэрміна для нашай Галактыкі, Galaxias ((), «малочны»), або Kyklos («круг») галактыкас («малочны») за з’яўленні ў якасці лёгкай паласы ў небе. У грэчаскай міфалогіі Зеўс змяшчае свайго сына, народжанага ад смяротнай жанчыны, немаўля Геракла, на грудзях Геры у той час, як яна спіць так, што дзіця будзе піць яе цудоўнае малако і, такім чынам, стаць несмяротным. Гера прачынаецца падчас кармлення грудзьмі, а затым разумее, што яна няньчыць невядомае дзіця. Яна штурхае дзіця ў бок і струмень яе малака цячэ па начным небе, роблячы слабую паласу святла, вядомую як Млечны Шлях.
У астранамічнай літаратуры капіталізаванае слова «Galaxy» выкарыстоўваецца для абазначэння нашай галактыкі, Млечнага Шляху, каб адрозніць яго ад мільярдаў іншых галактык. Англійскі тэрмін Млечны Шлях можа быць прасочаны да аповеду Чосера:
Калі Уільям Гершэль пабудаваў сваю каталог аб’ектаў далёкага космасу ў 1786 годзе, ён выкарыстаў імя спіральнай туманнасці для некаторых аб’ектаў, такіх як М31. Яны потым будуць прызнаныя велізарнымі кангламератамі зорак, калі сапраўдную адлегласць да гэтых аб’ектаў сталі браць пад увагу, і яны будуць названы астраўнымі сусветамі. Зрэшты, пад словам Сусвет разумеецца паўната існавання, так гэты выраз выйшаў з ужывання і аб’екты сталі вядомыя як галактыкі.
Наменклатура
Дзясяткі тысяч гэтых галактык ўжо былі каталагізаваныя. Толькі нешматлікія з іх маюць агульнапрынятую назву, такія як галактыка Андрамеды, Магеланавы воблакі, Галактыка Вадаварот і Галактыка Самбрэра. Астраномы працаваць з лікамі з пэўных каталогаў, такіх як каталог Месье, NGC (Новы агульны каталог), IC (Індэксны каталог), CGCG, (Каталог галактык і скопішчаў галактык), MCG (марфалагічны каталог галактык) і UGC (Агульны каталог галактык Упсала). Усу з вядомых галактык змяшчаюцца ў адным або больш з гэтых каталогаў, але кожны раз па розным лікам. Напрыклад, Месье 109, спіральная сістэма, якая мае нумар 109 у каталогу Месье, мае коды NCG3992, UGC6937, CGCG 269—023, MCG +09-20-044 і PGC 37617.
Паколькі ў навуцы прыйнята прызначаць імёны для большасці вывучаемых аб’ектаў, нават самых маленькіх, бельгійскі астрафізік Жэрар Бадзіфі і класіцыст Мішэль Бергер пачаў новы каталог (CNG), у якім тысячы вядомых галактык атрымалі апісальныя імёны на латыні (або лацінізаванай грэчаскай мове) у адпаведнасці з бінаміяльнай наменклатурай, якая выкарыстоўваецца і ў іншых навуках: біялогіі, анатоміі, палеанталогіі і ў іншых галінах астраноміі, такіх як геаграфія Марса. Адным з аргументаў, каб зрабіць гэта, было тое, што гэтыя ўражлівыя аб’екты заслугоўваюць лепшага, чым проста коды. Напрыклад Бадзіфі і Бергер прапанавалі нефармальнае апісальнае імя «Callimorphus Ursae Majoris» для добра сфарміраванай галактыкі Месье 109 у Вялікай Мядзведзіцы.
Гісторыя вывучэння Усведамленне таго, што мы жывем у галактыцы, і, што на самай справе існуе шмат іншых галактык, прайшло паралельна з адкрыццямі аб Млечным Шляху і іншымі туманнасцямі ў начным небе.
У 1610 годзе Галілеа Галілей выявіў, што Млечны Шлях, які ён вырашыў даследаваць сваім тэлескопам, складаецца з велізарнага ліку слабых зоракGalileo Galilei, Sidereus Nuncius (Venice, (Italy): Thomas Baglioni, 1610), pages 15 and 16. English translation: Galileo Galilei with Edward Stafford Carlos, trans., The Sidereal Messenger (London, England: Rivingtons, 1880), pages 42 and 43.. У сваім трактаце 1755 года, заснаваным на працах Томаса Райта, Імануіл Кант выказаў здагадку, што Галактыка можа быць целам, якое верціцца і складаецца з велізарнай колькасці зорак, утрыманых гравітацыйнымі сіламі, падобнымі з тымі, што дзейнічаюць у Сонечнай сістэме, але ў вялікіх маштабах. З нашага месца ўнутры Галактыкі яе дыск будзе бачны на начным небе як светлая паласа. Кант выказаў і здагадку, што некаторыя з туманнасцей, бачных на начным небе, могуць быць асобнымі галактыкамі.
Да канца XVIII стагоддзя Шарль Месье склаў каталог, які ўтрымліваў 109 яркіх туманнасцей. Услед за ім з’явіўся каталог з 5000 туманнасцей Уільяма Гершэля. Пасля пабудовы свайго тэлескопа ў 1845 годзе лорд Рос змог убачыць адрозненні паміж эліптычнымі і спіральнымі туманнасцямі. У некаторых з гэтых туманнасцей ён змог вылучыць і асобныя крыніцы святла, што надавала гіпотэзе Канта вялікую праўдападобнасць. Аднак пытанне аб тым, ці з’яўляюцца гэтыя туманнасці асобнымі галактыкамі, заставалася спрэчным да пачатку 1920-х гадоў, калі дзякуючы новаму тэлескопу Эдвін Хабл даў на яго адказ. Ён здолеў разглядзець вонкавыя часткі некаторых спіральных туманнасцей як скапленне асобных зорак і вызначыць сярод іх зменныя-цэфеіды. Гэта дазволіла яму ацаніць адлегласць да гэтых туманнасцей: яны знаходзіліся занадта далёка, каб быць часткай Млечнага Шляху. У 1936 гозе Хабл пабудаваў класіфікацыю галактык, якая выкарыстоўваецца па сёння і называецца паслядоўнасцю Хабла.
Першую спробу вызначыць форму Млечнага Шляху і становішча Сонца ў ім прадпрыняў Уільям Гершэль у 1785 годзе пры дапамозе руплівага падліку зорак у розных участках неба.
У 1920 годзе адбылася паміж Харлау Шэплі і Хеберам Кёрцісам. Сутнасць спрэчкі заключалася ў вымярэнні адлегласці па цэфеідах да Магеланавых Аблокаў і ацэнцы памераў Млечнага Шляху. Выкарыстоўваючы ўдасканалены варыянт метаду чарпакоў, Кёрціс у 1920 годзе зрабіў вывад аб маленькай (дыяметрам у 15 кілапарсек) пляскатай галактыцы з Сонцам каля цэнтра, і таксама аб невялікай адлегласці да Магеланавых Аблокаў. Харлау Шэплі, карыстаючыся метадам, заснаваным на падліку шаравых скапленняў, даў зусім іншую карціну — плоскі дыск дыяметрам каля 70 кілапарсек з Сонцам, размешчаным далёка ад цэнтра. Адлегласць да Магеланавых Аблокаў была таго ж парадку. Абодва даследаванні не былі дакладныя з-за таго, што не ўлічвалі паглынанне святла міжзорным газам у плоскасці галактыкі. Сучасная карціна нашай Галактыкі з’явілася ў 1930 годзе, калі Роберт Джуліус Трумплер вымераў гэты эфект, вывучаючы размеркаванне рассеяных зорных скопішчаў, якія канцэнтруюцца ў плоскасці Галактыкі.
У 1944 годзе Хендрык ван дэ Хюлст прадказаў існаванне радыёвыпраменьвання з даўжынёй хвалі ў 21 см, выпрамененага міжзорным атамарным вадародам. Такое выпраменьванне было выяўлена ў 1951 годзе. Гэтае выпраменьванне, не паглынаемае пылам, дазволіла дадаткова вывучыць Галактыку дзякуючы доплераўскаму зрушэнню. Гэтыя назіранні прывялі да стварэння мадэлі з перамычкай у цэнтры Галактыкі. Прагрэс радыётэлескопаў дазволіў адсочваць вадарод і ў іншых галактыках. У 1970-х гадах стала зразумела, што агульная бачная маса галактык (якая складаецца з масы зорак і міжзорнага газу), не тлумачыць хуткасці кручэння газу. Гэта прывяло да высновы аб існаванні цёмнай матэрыі.
Новыя назіранні, зрабленыя ў пачатку 1990-х гадоў на Касмічным тэлескопе імя Хабла, паказалі, што цёмная матэрыя ў нашай Галактыцы не можа складацца толькі з вельмі слабых і малых зорак. На ім таксама былі атрыманыя выявы далёкага космасу, якія атрымалі назву Hubble Deep Field і Hubble Ultra Deep Field. Гэтыя фотаздымкі паказалі відавочнасць таго, што ў нашай Сусвеце існуюць сотні мільярдаў галактык.
У 2004 годзе самай далёкай галактыкай з тых, што калі-небудзь назіраліся чалавецтвам, стала галактыка Abell 1835 IR1916.
Назіранні
Адлегласць Адлегласць ад назіральніка да галактыкі як фізічная характарыстыка не ўваходзіць ні ў адзін працэс, які адбываецца з галактыкай. Неабходнасць у інфармацыі аб адлегласці да галактыкі ўзнікае пры: атаясненні малавывучаных падзей, напрыклад, гама-ўсплёскаў; вывучэнні Сусвету як цэлага, вывучэнні эвалюцыі саміх галактык, вызначэнні масы галактык і іх памераў і іншых чынніках.
Усе больш-менш мадэленезалежныя спосабы вызначэння адлегласці да галактыкі можна падзяліць на два тыпы, як вымярэнне па аб’екце ўнутры галактыкі, адлегласць да якога на нязначную велічыню адрозніваецца ад адлегласці да самой галактыкі, і па чырвоных зрушэннях.
Першы спосаб — фотаметрычны спосаб, з выкарыстаннем так званых стандартных свечак, свяцільнасць якіх лічыцца вядомай. Тады адлегласць можна вылічыць па наступнай формуле:
дзе m — бачная зорная велічыня, М — абсалютная зорная велічыня, а R — адлегласць, вымераная ў парсеках. На сучасным этапе ў якасці такіх стандартных свечак выкарыстоўваюцьИгорь Дроздовский. Методы определения расстояний до галактик .: Цэфеіды — ведаючы перыяд іх пульсацый, можна даведацца пра іхнюю свяцільнасць. Першы аб’ект, па якім вымералі адлегласць да іншых галактык. Звышновыя зоркі тыпу Ia. Менавіта з дапамогай іх у 1990-х гадах адкрылі паскоранае пашырэнне Сусвету. Чырвоныя гіганты. Звышгіганты. Другі спосаб заснаваны на эмпірычным законе Хабла і больш залежны ад абранай мадэлі, чым папярэдні.
дзе H0 — сталая велічыня Хабла. Калі ж узяць цяпер распаўсюджаную ΛCDM-мадэль (з той жа сталай Хабла), то колькі-небудзь істотнае разыходжанне будзе на z ~ 10, што дазваляе яго прылічыць да адносна мадэленезалежных.
Існуе таксама шэраг моцна мадэлезалежных спосабаў: па эфекце Сюняева—Зяльдовіча, па шаравых скопішчах, па залежнасці Талі—Фішэра, па залежнасці Фабер—Джэксана.
Асноўныя назіраныя складнікі галактык Асноўныя назіраныя складнікі галактык уключаюць: Нармальныя зоркі розных мас і ўзростаў, частка якіх складзена ў вялікай колькасці. Кампактныя рэшткі праэвалюцыянаваных зорак. Халоднае газапылавое асяроддзе. Найбольш разрэджаны гарачы газ з тэмпературай 105—106 К. Падвойныя зоркі ў суседніх галактыках не назіраюцца, але, мяркуючы па наваколлях Сонца, кратных зорак павінна быць досыць шмат. Газапылавое асяроддзе і зоркі складаюцца з атамаў, і іхную сукупнасць называюць барыённай матэрыяй галактыкі. У небарыённую ўключаецца маса цёмнай матэрыі і маса чорных дзірак.
Хуткасць кручэння галактык