Галактика (позднегреч. Galaktikos — молочний, млечний, від грецького gala — молоко), обширна зоряна система, до якої належить Сонце, а отже, і вся наша планетна система разом із Землею. Р. складається з безлічі зірок різних типів, а також зоряних скупчень і асоціацій, газових і пилових туманностей і окремих атомів і часток, розсіяних в міжзоряному просторі. Велика частина їх займає об'єм лінзоподібної форми поперечником близько 30 і завтовшки близько 4 кілопарсек (відповідно близько 100 тис. і 12 тис. світлових років). Менша частина заповнює майже сферичний об'єм з радіусом близько 15 кілопарсек (близько 50 тис. світлових років). Всі компоненти Р. зв'язані в єдину динамічну систему, що обертається довкола малої осі симетрії. Земному спостерігачеві, Р., що знаходиться усередині, вона представляється у вигляді Молочного Шляху (звідси і її назва — «Г.») і всієї безлічі окремих зірок, видимих на піднебінні. У зв'язку з цим Р. називається також системою Молочного Шляху. На відміну від всіх ін. галактик, ту, до якої належить Сонце, інколи називають «нашою Галактикою» (термін пишуть завжди з прописної букви).
Зірки і міжзоряна газопилова матерія заповнюють об'єм Р. нерівномірно: найбільш зосереджені вони біля плоскості, перпендикулярній осі обертання Р. і плоскістю її симетрії, що є (т.з. галактичною плоскістю). Поблизу лінії пересічення цієї плоскості з небесною сферою (галактичного екватора ) і видно Молочний Шлях, середня лінія якого є майже великим кругом, т. до. Солнечная система знаходиться недалеко від цієї плоскість. Молочним Шляхом є скупчення величезної кількості зірок, що зливаються в широку білясту смугу; проте зірки, що проектуються на піднебінні поруч, віддалені один від одного в просторі на величезні відстані, зіткнення, що виключають їх, не дивлячись на те, що вони рухаються з великими швидкостями (десятки і сотні км/сек ) у різних напрямах. Найменша щільність розподілу зірок в просторі (просторова щільність) спостерігається в напрямі полюсів Р. (її північний полюс знаходиться в сузір'ї Волосся Вероникі). Загальна кількість зірок в Р. оцінюється в 100 млрд.
Міжзоряна речовина розсіяна в просторі також нерівномірно, концентруючись переважно поблизу галактичної плоскості у вигляді глобул, окремих хмар і туманностей (від 5 до 20—30 парсек в поперечнику), їх комплексів або аморфних дифузних утворень. Особливо потужні, відносно близькі до нас темні туманності представляються неозброєному оку у вигляді темних прогалин неправильних форм на тлі смуги Молочного Шляху; дефіцит зірок в них є результатом поглинання світла цими пиловими хмарами, що не світяться. Багато міжзоряних хмар освітлено близькими до них зірками великої світимості і представляються у вигляді світлих туманностей, т. до. светятся або відбитим світлом (якщо складаються з космічних порошинок), або в результаті збудження атомів і подальшого випускання ними енергії (якщо туманності газові).
Повна маса Р., включаючи всі зірки і міжзоряну речовину, оцінюється в 10 11 мас Сонця, тобто біля 10 44 р. Як показують результати детальних досліджень, будова Р. схоже з будовою великої галактики в сузір'ї Андромеди, галактики в сузір'ї Волосся вероніки і ін. Проте, знаходячись усередині Р., ми не можемо бачити всю її структуру в цілому, що утрудняє її вивчення.
Вперше зоряну природу Молочного Шляху виявив Р. Галілей в 1610, але послідовне вивчення будови Р. почалося лише в кінці 18 ст, коли Ст Гершель, застосувавши свій «метод черпков», підрахував числа зірок, видимих в його телескоп в різних напрямах. На підставі результатів цих спостережень він висловив припущення, що спостережувані зірки утворюють гігантську систему сплюснутої форми. Ст Я. Струве виявив (1847), що число зірок в одиниці об'єму збільшується з наближенням до галактичної плоскості, що міжзоряний простір не ідеально прозоро, а Сонце не розташовано в центрі Р. В 1859 М. А. Ковальський вказав на вірогідне осьове обертання всієї системи Г. Первиє більш менш обгрунтовані оцінки розмірів Р. виконали німецьким астроном X. Зелігер і голландським астроном Я. Каптейн в 1-ій чверті 20 ст Зелігер, допускаючи нерівномірний розподіл зірок в просторі і різну їх світимість, уклав, що поверхні однакової зоряної щільність є еліпсоїдами обертання із стискуванням 1:5. Проте із-за неучета спотворюючого впливу міжзоряного поглинання світла зірок багато хто з перших виводів був помилковим; зокрема, виявилися перебільшеними розміри Г. Прі визначеннях положення Сонця (Землі) в Р. більшість дослідників відносили його до центру Р., головною причиною чого було також ігнорування впливу поглинання світла. Такий погляд підтримувався також і живучістю геоцентричного і антропоцентричного міропредставленія. У 20-х рр. 20 ст американський астроном Х. Шеплі остаточно довів нецентральне положення Сонця в Р., визначивши при цьому напрям на центр Р. (у сузір'ї Стрільця).
В середині 20-х рр. 20 ст Г. Стремберг (США), вивчаючи закономірності руху Сонця відносно різних груп зірок, виявив т.з. асиметрію зоряних рухів, яка дала фактичний матеріал для обгрунтування багатьох виводів про складнощі будови Р. Швед. астроном Б. Ліндблад (20-і рр. 20 ст), вивчаючи динаміку і будову Р. на основі аналізу швидкостей зірок, виявив складність будови Р. і принципову відмінність просторових швидкостей зірок, що населяють різні частини Р., хоча всі вони і зв'язані в єдину систему, симетричну відносно галактичної плоскості. Голландським астроном Я. Оорт в 1927 на основі статистичного вивчення променевих швидкостей і власних рухів зірок довів існування обертання Р. довкола власної малої осі. При цьому виявилось, що внутрішні, ближчі до центру, частини Р. обертаються швидше, ніж зовнішні. На відстані Сонця від центру Р. (10 кілопарсек ) ця швидкість близько 250 км/сек ; період повного звороту — близько 180 млн. років.
Доказ міжзоряного поглинання світла зірок (1930, сов.(радянський) астроном Би. А. Воронцов-Вельямінов, американський астроном Р. Трамплер) його кількісні оцінки і облік дозволили уточнити відстані до окремих галактичних об'єктів і розміри Р., поклали початок виявленню деталей її структури. Багаточисельні дослідження просторового розподілу зірок різних типів (радянський астроном П. П. Паренаго і ін.), власних рухів зірок (ранні роботи С. К. Костінського на Пулковськой обсерваторії, американського астронома В. Боса і ін.), руху Сонця в просторі, а також і рухів зоряних потоків (радянським астроном Ст Р. Фесенков, голландським астроном А. Блау і ін.), вивчення галактичного гравітаційного поля і ін. дозволили відкрити, з одного боку, багато загальних закономірностей, а з іншої — велика різноманітність в кінематичних, фізичних і структурних характеристиках окремих складових Р.
В 30-х і подальші роки 20 ст значних успіхів в області досліджень Р. досягли радянські астрономічні обсерваторії, Важливі результати отримані: в області динаміки зоряних систем; у спостереженнях і складанні багаточисельних каталогів параметрів зірок і ін. галактичних об'єктів; у розвитку нових поглядів на природу міжзоряного середовища; у розробці нових теорій і методів, параметрів, що дозволили виконати кількісні оцінки, характеризують поглинання в галактичному просторі; у з'ясуванні зв'язків між зірками і міжзоряною речовиною. У вибраних областях Молочного Шляху проведені за планом Р. А. Шайна (СРСР) і по комплексному плану П. П. Паренаго фотометрія і спектральна класифікація десятків тисяч зірок. Величезне значення для розуміння процесів розвитку Р. мало відкриття зоряних асоціацій . Велику роль у вивченні Р. зіграли успіхи радянської науки про змінні зірки. Зіставлення їх фізичних особливостей і морфологічних характеристик з віковими і просторовими параметрами дозволило вирішити ряд завдань структури і природи Г. Ісследованія радянських і американських астрономів зробили очевидними складна будова Р. Виявилось, що різним частинам Р. відповідають різні, сповна певні елементи їх складу. У 1948 радянські дослідники в результаті спостережень в інфрачервоних променях вперше отримали зображення ядра Г. Наблюденія 50-х рр. 20 ст показали наявність в нашої Р. спіральних рукавів. Вивчення Р., її будови і розвитку — предмет, в першу чергу, трьох розділів астрономії: зоряної астрономії, астрометрії і астрофізики. Всі ці розділи зіграли велику роль в уточненні і деталізації наших уявлень про Г. Большоє значення для дослідження Р. мало розвиток радіоастрономії, що отримала багато нових відомостей про Г. Радіоастрономічеськие спостереження дозволили виявити велику кількість джерел випромінювання в радіодіапазоні в міжзоряних просторах Р., маси нейтрального водню, вивчити їх рухи з'ясувати загальні межі внутрішньої будови Р.
На початок 70-х рр. 20 ст в результаті досліджень, виконаних в СРСР і за кордоном, склалося наступне уявлення про Г. Степень загальної сплюснутості Р., тобто відношення товщини Р. до її екваторіального діаметру, складає приблизно 1:10, хоча різко обкреслених кордонів Р. не має, Товщина розташованого уздовж плоскості галактичного екватора шаруючи, усередині якого знаходяться більшість зірок і основний маси міжзоряної речовини, рівна 400—500 парсек . Просторова щільність зірок в нім така, що одна зірка доводиться на об'єм, рівний кубу з ребром в 2 парсека . В околицях Сонця щільність декілька менше. Вона значно зростає у міру наближення до центру Р., який при спостереженні із Землі видний в сузір'ї Стрільця. Отже, розподіл зірок характеризується концентрацією як до плоскості Р., так і до її центру. Загальна маса міжзоряного газу в Р. складає близько 0,05 маси всіх зірок, і його средня щільність поблизу плоскості екватора не перевершує 10 -25 або 10 -24 г/см 3 . Міжзоряний пил, що складається з твердих частинок, радіуси яких порядку 10 -4 —10 -5 см , в своїй масі приблизно в 100 разів менше маси газу. Не впливаючи із-за нікчемної маси на динаміку Р., пил проте помітно впливає на видиму структуру Р., розсіюючи світло зірок, що проходить через її середовище. Ядро Р., будучи занурено у відносно щільні маси міжзоряної речовини, мало доступно оптичним спостереженням, але радіоастрономічні спостереження вказують на активність ядра, присутність в нім великих мас речовини і джерел енергії.
Р. має різко виражена підсистемна будова; розрізняють три підсистеми: плоску, проміжну і сферичну. Плоска підсистема характеризується наявністю молодих гарячих зірок, змінних зірок типа долгоперіодічеських цефєїд, зоряних асоціацій, розсіяних зоряних скупчень і газо-пилової речовини. Всі вони зосереджені в галактичної плоскості у формі екваторіального диска (товщиною 1 / 20 поперечника Р.). Середній вік зоряного населення диска близько 3 млрд. років. Слабкіше концентруються до плоскості Р. жовті і червоні зірки-карлики і зірки-гіганти, що займають об'єм у вигляді сильний сплюснутого еліпсоїда. Всі субкарлики, жовті і червоні гіганти, змінні зірки типа короткоперіодичних цефєїд і кульові зоряні скупчення утворюють сферичну складову (інколи називається гало), заповнюючи сферичний об'єм (з середнім діаметром, що перевищує 30 тис. парсек , тобто 100 тис. світлових років) з різким падінням щільності в напрямі від центральних областей до периферії. Її вік більше 5 млрд. років. Об'єкти різних складових відрізняються друг від друга також і швидкостями руху, і хімічним складом. Зірки плоскої складової мають великі швидкості руху відносно центру Р. і вони багатше металами. Це вказує на те, що зірки різних типів, що відносяться до різних підсистем, формувалися за різних початкових умов і в різних областях простору, займаного галактичною речовиною. Вся галактична система занурена в обширну газову масу, яку інколи називають галактичною короною . З центральної області Р. поширюються уздовж галактичної плоскості спіральні гілки, які, огинаючи ядро і розгалужуючись, поступово розширюються, втрачаючи яскравість. Спіральною структурою, що виявилася вельми характерною властивістю галактик на деякому етапі їх еволюції, Р. схожа з безліччю ін. зоряних систем того ж типа, що і вона, що мають такий же зоряний склад. У розвитку спіральної структури мабуть, грають роль гравітаційні сили і магнітогідродинамічні явища, при цьому на неї впливають і особливості обертання Г. Вдоль спіральних гілок відбувається звездообразованіє і вони населені найбільш молодими галактичними об'єктами.
Питання еволюції Р. в цілому або окремих її складових елементів мають велике світоглядне значення. Протягом довгого часу панував погляд про одночасну освіту всіх зірок і ін. об'єктів Г. Такой погляд зв'язувався з визнанням одноразового походження всіх галактик в одній точці Всесвіту і їх подальшого «розгону» в різні боки від неї. Проте детальні дослідження, засновані на багаточисельних спостереженнях, привели до висновку (радянським астроном Ст А. Амбарцумян), що процес звездообразованія продовжується і в справжню епоху.
Проблема походження і розвитку зірок в Р. є фундаментальною проблемою. Існують дві головні, але протилежні точки зору на формування зірок. Згідно першої з них, зірки утворюються з газової матерії, в значній кількості розсіяною в Р. і спостережуваною оптичними і радіоастрономічними методами. Газова речовина там, де його маса і щільність досягають досить великої величини, стискується і ущільнюється під дією власного тяжіння, утворюючи холодну кулю. В процесі подальшого стискування температура усередині нього, проте підвищується до декількох млн. градусів; це вистачає для виникнення термоядерних реакцій, які разом з процесами випромінювання і обумовлюють подальшу еволюцію цієї кулі —звезди. Згідно з другою точкою зору, зірки утворюються з деякої надщільної речовини. Надщільна речовина такого роду ще не виявлена і його властивості невідомі, але та обставина, що в спостережуваному Всесвіті процеси виділення мас із зірок, ділення і розпаду систем спостерігаються у багатьох випадках, процеси ж утворення зірок з міжзоряної речовини не спостерігаються, говорить на користь другої точки зору.
Передбачається, що Р. в цілому розвинулася в процесі конденсації первинної газової хмари, багатої воднем; зірки, що утворилися при цьому, в нашу епоху спостерігаються як зірки сферичної складової, бідні металами і що мають найбільший вік. Первинна газова хмара, продовжуючи стискуватися під дією гравітаційних сил, збагачувалося металами за рахунок викидання речовини з надр зірок, що раніше утворилися, в яких вже протягом багатьох сотень млн. років йшли внутрішньоядерні реакції і водень перетворювався на важчі елементи. Тому пізніше «покоління» зірок, що утворило диск Р., виявилося багатшим металами. Ця концепція пояснює спостережуваний розподіл швидкостей зірок і розшарування останніх по підсистемах. Проте у викладеній картині залишається немало протиріч. Що розвивається рядом радянських астрономів уявлення про роль в еволюції галактик потужних вибухових відштовхувальних сил, що таяться в надрах галактик, може пролити нове світло на проблему розвитку Р.
Див. ілл.
Літ.: Паренаго П. П., Курс зоряної астрономії, 3 видавництва, М., 1954; Бік Би. Дж. і Бік П. Ф., Молочний шлях пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1959; Курс астрофізики і зоряної астрономії, т. 2, М., 1962; Бакулін П. І., Кононович Е. Ст, Мороз Ст І., Курс загальної астрономії, М., 1966.
