Гала́ктика ( «Млечный Путь» от «молоко») — гравитационно связанная система из звёзд, звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли, тёмной материи, планет. Все объекты в составе галактики участвуют в движении относительно общего центра масс.
Все галактики (за исключением нашей) — чрезвычайно далёкие астрономические объекты. Расстояние до ближайших из них измеряют в мегапарсеках, а до далёких — в единицах красного смещения. Самой удалённой из известных по состоянию на 2026 год является галактика MoM-z14. Разглядеть на небе невооружённым глазом можно всего лишь четыре галактики: галактика Андромеды (видна в северном полушарии), Большое и Малое Магеллановы Облака (видны в южном; являются спутниками нашей Галактики) и галактика М33 в созвездии Треугольника (из северного полушария, на незасвеченном небе).
Общее количество галактик в наблюдаемой части Вселенной пока точно не известно. В 1990-х годах, основываясь на наблюдениях космического телескопа «Хаббл», считали, что всего существует порядка 100 миллиардов галактик. В 2016 году эту оценку пересмотрели и увеличили число галактик до двух триллионов. В 2021 году по новым данным, полученным космическим аппаратом New Horizons, оценка числа галактик была вновь уменьшена, и теперь составляет всего несколько сотен миллиардов.
В пространстве галактики распределены неравномерно: в одной области можно обнаружить целую группу близких галактик, а можно не обнаружить ни одной (так называемые войды).
Получить изображение галактик до отдельных звёзд не удавалось вплоть до начала XX века. К началу 1990-х годов насчитывалось не более 30 галактик, в которых удалось увидеть отдельные звёзды, и все они входили в Местную группу. После запуска космического телескопа «Хаббл» и ввода в строй 10-метровых наземных телескопов число разрешённых галактик резко возросло.
Галактики отличаются большим разнообразием: среди них можно выделить сфероподобные эллиптические галактики, дисковые спиральные галактики, галактики с перемычкой (баром), линзовидные, карликовые, неправильные и т. д.. Если же говорить о числовых значениях, то, к примеру, их масса варьируется от 0,5 масс Солнца у карликовых галактик (таких как Segue 2) до 2,5 масс Солнца у сверхгигантских галактик (таких как IC 1101), для сравнения — масса нашей галактики Млечный Путь равна 2 масс Солнца.
Диаметр галактик — от 5 до 250 килопарсеков (16—800 тысяч световых лет), для сравнения — диаметр нашей галактики составляет около 30 килопарсеков (100 тысяч световых лет). Самая большая известная (на 2021 год) галактика IC 1101 имеет диаметр более 600 килопарсеков.
Одной из нерешённых проблем строения галактик является тёмная материя, проявляющая себя только в гравитационном взаимодействии. Она может составлять до 90 % от общей массы галактики, а может и полностью отсутствовать, как в некоторых карликовых галактиках.
Этимология Слово «гала́ктика» () происходит от греческого названия нашей Галактики ( означает «молочное кольцо» — как описание наблюдаемого явления на ночном небе).
Наблюдения Важнейшие интегральные характеристики галактик (экстремальные значения опущены):
Параметр Основной метод измерения Интервал значений Примерное значение для Млечного пути Диаметр D25 Фотометрия 5—50 кпк 30 кпк Радиальная шкала диска R0 Фотометрия 1—7 кпк 3 кпк Толщина звёздного диска Фотометрия дисков, наблюдаемых «с ребра» 0,3—1 кпк 0,7 кпк Светимость Фотометрия — L☉ 5 L☉ Масса М25 в пределах D25 Измерение скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера — M☉ 2 M☉ Относительная масса газа Mgas/M25 в пределах D25 Измерение интенсивностей линий нейтрального и молекулярного водорода 0,1—30 % 2 % Скорость вращения V внешних областей галактик Измерение скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера 50—300 км/с 220 км/с (для окрестности Солнца) Период обращения внешних областей галактик Измерение скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера — лет 2 лет (для окрестности Солнца) Масса центральной чёрной дыры Измерение скоростей звёзд и газа вблизи ядра; эмпирическая зависимость от центральной дисперсии звёзд 3—3 M☉ 4 M☉
Расстояние
Расстояние от наблюдателя до галактики как физическая характеристика не входит ни в один процесс, происходящий с галактикой. Необходимость в информации о расстоянии до галактики возникает при: отождествлении малоизученных событий, например, гамма-всплесков; изучении Вселенной как целого, изучении эволюции самих галактик, определении массы галактик и их размеров и т. п.
Все более-менее моделенезависимые способы определения расстояния до галактики можно разделить на два типа: измерение по объекту внутри галактики, расстояние до которого на пренебрежимо малую величину отличается от расстояния до самой галактики, и по красному смещению.
Первый способ — фотометрический способ, с использованием так называемых стандартных свеч, светимость которых считается известной. Тогда расстояние можно вычислить по следующей формуле: , где m — видимая звёздная величина, М — абсолютная звёздная величина, а R — расстояние в парсеках. На современном этапе в качестве таких стандартных свеч используют: Цефеиды, зная период пульсаций которых, можно узнать их светимость. Первый объект, по которому измерили расстояние до других галактик. Сверхновые типа Ia (наблюдения за ними в 1990-е привели к возникновению гипотезы ускоренного расширения Вселенной, которая в 2010-х была поставлена под сомнение, так как представлена модель, согласно которой параметры звёзд этого типа меняются пропорционально возрасту галактики). Красные гиганты. Сверхгиганты. Второй способ основан на эмпирическом законе Хаббла и более зависим от выбранной модели, чем предыдущий. , где H0 — постоянная Хаббла. Если же взять ныне распространённую ΛCDM-модель (с той же постоянной Хаббла), то сколько-нибудь существенное расхождение будет на z~10, что позволяет его причислить к относительно моделенезависимым.
Существует также ряд сильно моделезависимых способов: по эффекту Сюняева — Зельдовича, по шаровым скоплениям, по зависимости Талли — Фишера, по зависимости Фабер — Джексона.
Основные наблюдаемые составляющие галактик Основные наблюдаемые составляющие галактик включают: Нормальные звёзды различных масс и возрастов, часть которых заключена в скоплениях. Компактные остатки проэволюционировавших звёзд. Холодная газопылевая среда. Наиболее разрежённый горячий газ с температурой —. Двойные звёзды в соседних галактиках не наблюдаются, но, судя по окрестностям Солнца, кратных звёзд должно быть достаточно много. Газопылевая среда и звёзды состоят из атомов, и их совокупность называют барионной материей галактики. В небарионную включается масса тёмной материи и масса чёрных дыр.
Скорость вращения галактик Под скоростью вращения галактики подразумевается скорость вращения различных компонентов галактики вокруг её центра. Данная скорость — это суммарная скорость, приобретённая в ходе различных процессов. Скорость вращения галактики следует отличать от круговой скорости Vc, которая обусловлена только силой гравитации и равна, по определению, необходимой скорости тела, движущегося по кругу под действием силы притяжения к центру. Скорость же вращения в общем случае обусловлена также радиальным градиентом давления P межзвёздного газа.
Здесь Φ — гравитационный потенциал, а ρg — плотность газа.
Для разных компонентов галактики скорость вращения оценивается по-разному. Для газа — по доплеровскому смещению эмиссионных линий. Для звёзд — по доплеровскому смещению абсорбционных линий звёзд. Схема получения скорости вращения следующая.
Непосредственно получаемая из наблюдений скорость — это сумма скорости движения галактики как целого и скорости внутреннего движения. Обычно скорость галактики в целом (V0) отождествляется со скоростью движения центральной области. Для далёких галактик эта скорость обусловлена хаббловским расширением Вселенной, собственная скорость пренебрежимо мала.
Скорость, получившаяся после учёта скорости движения галактики как целого, — скорость по лучу зрения (Vr), и чтобы вычислить скорость вращения галактики на данном расстоянии, необходимо учесть эффекты проекции. Для этого необходимо знать угол наклона оси галактики к лучу зрения i, а также угол φ между большой осью галактики и прямой, проходящей через центр галактики и наблюдаемую точку. Таким образом, чтобы перейти от Vr к Vφ, необходимо знать пять параметров: скорость движения галактики V0, углы i и φ, две координаты центра галактики (относительно любой точки изображения).
Если галактика выглядит осесимметричной, то задача упрощается, так как углы ориентации и положения центра можно вычислить по распределению яркости диска. И если щель спектрографа расположить вдоль её большой оси, можно получить: , где l — расстояние от центра галактики вдоль щели. Однако наиболее полную информацию о движении в галактике даёт анализ поля скоростей — совокупности измерений лучевых скоростей для большого числа точек по диску галактики. Для получения поля скоростей применяют двумерную спектроскопию. Обычно применяется либо многоканальный приёмник, либо интерферометр Фабри — Перо. Радионаблюдения газа в линиях H I также позволяют получить двумерную картину распределения скоростей в галактике.
В марте 2018 года астрономы из Международного центра радиоастрономических исследований (ICRAR) выяснили, что все галактики, независимо от своего размера или типа, вращаются с одинаковой скоростью и совершают полный оборот вокруг своей оси за 1 млрд земных лет.
Масса и размер Галактики не имеют чётких границ. Нельзя точно сказать, где кончается галактика и начинается межгалактическое пространство. К примеру, если в оптическом диапазоне галактика имеет один размер, то определяемый по радионаблюдениям межзвёздного газа радиус галактики может оказаться в десятки раз больше. От размера зависит и измеряемая масса галактики. Обычно под размером галактики понимают фотометрический размер изофоты 25-й звёздной величины с квадратной угловой секунды в фильтре B. Стандартное обозначение такого размера — D25.
Масса дисковых галактик оценивается по кривой вращения в рамках некой модели. Выбор оптимальной модели галактики опирается как на форму кривой вращения, так и на общие представления о структуре галактики. Для грубых оценок массы эллиптических галактик необходимо знать дисперсию скоростей звёзд в зависимости от расстояния от центра и радиальное распределение плотности.
Масса холодного газа в галактике определяется по интенсивности линии H I. Если регистрируемая плотность потока излучения от галактики или какой-либо её части равны Fν, то соответствующая масса равна: , где D — расстояние в мегапарсеках, поток выражен в янских.
Оценка массы молекулярного газа весьма сложна, так как спектр самой распространённой молекулы H2 не имеет линий, возбуждаемых в холодном газе. Поэтому исходными данными являются интенсивности спектральных линий молекулы CO (ICO). Коэффициент пропорциональности между интенсивностью излучения CO и его массой зависит от металличности газа. Но самая большая неопределённость связана с малопрозрачностью облака, из-за неё основная доля света, излучаемая внутренними областями, поглощается самим же облаком, таким образом, до наблюдателя доходит свет только от поверхности облаков.
Спектр галактики Спектр галактик складывается из излучения всех составляющих её объектов. Спектр среднестатистической галактики имеет два локальных максимума. Основной источник излучения — это звёзды, максимум интенсивности излучения большинства из них находится в оптическом диапазоне (первый максимум). Обычно в галактике много пыли, которая поглощает излучение в оптическом диапазоне и переизлучает его в инфракрасном диапазоне. Отсюда второй максимум — в инфракрасной области. Если светимость в оптическом диапазоне принять за единицу, то наблюдается следующая зависимость между источниками и типами излучения: