Галактики , гігантські зоряні системи, подібні до нашої зоряної системи, — Галактиці, до складу якої входить Сонячна система. (Термін «галактики», на відміну від терміну «Галактика», пишуть з рядкової букви.) Застарілі назва Г. «Позагалактичні туманності» і «анагалактічеськие туманності» відображають той факт, що вони видно на піднебінні як світлі туманні плями поза смугою Молочного Шляху (Галактики), яка є, т. о., для них «зоною уникнення». У цій зоні Р. не видні із-за концентрації темною, поглинаючою світло пилової матерії поблизу екваторіальної плоскості нашої Галактики. Природа Р. стала відома після того, як американський астроном Е. Хаббл в 20-х рр. 20 ст виявив, що найближчі Р. складаються з безлічі дуже слабких зірок, які при спостереженні в невеликі телескопи зливаються в суцільну світлу пляму — туманність. Серед окремих найбільш яскравих зірок йому удалося виявити змінні зірки типа цефєїд, вимір видимого блиску яких дозволяє встановити відстань до систем, в які вони входять. Таким дорогою було остаточно встановлено, що Р. знаходяться далеко за межами нашої Галактики і мають розміри, порівнянні з нею. Найближчими до них р. виявилися схожі на обривки Молочного Шляху Магелланови Хмари, відстань до яких складає 46 кілопарсек (близько 150 тис. світлових років). У поперечнику вони у декілька разів менше нашої Галактики і, мабуть, є її супутниками. Відстані до далеких Р. оцінюють по червоному зсуву — зсуву ліній в спектрі Р., обумовленому Доплера ефектом . Цей зсув статистично зростає із збільшенням відстані до Г. Расстояніє до найбільш далеких Р., помітних на фотографіях, отриманих за допомогою найкрупніших телескопів, складає більше 1 млрд. парсек (більше 3 млрд. світлових років). У 20—30-х рр. 20 ст Хаббл розробив основи структурної класифікації Р., згідно якої розрізняють 3 класи Г.: 1) спіральні Р., характерні 2 порівняно яскравими гілками, розташованими довкола ядра по спіралі. Гілки виходять або з яскравого ядра (такі Р. позначаються S), або з кінців світлої перемички, що пересікає ядро (позначаються SB). 2) Еліптичні Р. (Е), такі, що мають форму еліпсоїдів. 3) Іррегулярні (неправильні) Р. (I), такі, що володіють неправильними формами. По мірі клочковатості гілок спіральні Р. розділяються на підтипи: а , b і з . В перших з таких Р. гілки аморфні, в других — декілька клочковати, в третіх — дуже клочковати, а ядро завжди неяскраво і мало. У 2-ій половині 40-х рр. 20 ст У. Бааде (США) встановив, що клочковатость спіральних гілок і їх блакить зростають з підвищенням вмісту в них гарячих блакитних зірок, їх скупчень і дифузних туманностей. Центральні частини спіральних Р. жовтіше, ніж гілки, і містять старі зірки (населення 2-го типа, по Бааде, або населення сферичною складовою), тоді як плоскі спіральні гілки складаються з молодих зірок (населення 1-го типа, або населення плоскої складовій). Щільність розподілу зірок в просторі зростає з наближенням до екваторіальної плоскості спіральних Г. Ета плоскість є плоскістю симетрії системи, і більшість зірок при своєму зверненні довкола центру Р. залишаються поблизу неї; періоди звернення складають 10 7 —10 9 років. При цьому внутрішні частини обертаються як тверде тіло, а на периферії кутова і лінійна швидкості звернення убувають з видаленням від центру. Проте в деяких випадках ще менше ядерце («керн»), що знаходиться усередині ядра, обертається найшвидше. Аналогічно обертаються і неправильні Р., такі, що є також плоскими зоряними системами. Еліптичні Р. складаються із зірок 2-го типа населення. Обертання виявлене лише в найбільш стислих з них. Космічного пилу в них, як правило, немає, чим вони відрізняються від неправильних і особливо спіральних Р., в яких пилова речовина, що поглинає світло, є у великій кількості. У спіральних Р. воно складає від декілька тисячних до сотої долі повної їх маси. Унаслідок концентрації пилової речовини до екваторіальної плоскості, воно утворює темну смугу в Р., повернених до нас ребром і що мають вигляд веретена. Радіоастрономічні спостереження дозволили виявити в Р. скупчення нейтрального водню, Маса його відносно мала в спіральних Г. Sa , досягає декількох відсотків в Sb і доходить до 10% від маси зірок в галактиках Sc , а також в неправильних Р. В основному нейтральний водень — головна частина газової складової Р. — розташований у вузькому екваторіальному шарі, але окремі хмари спостерігаються і далеко від нього, де немає вельми гарячих зірок, здатних іонізовать його і привести в стан свічення.
Подальші спостереження показали, що описана класифікація недостатня, щоб систематизувати все різноманіття форм і властивостей Р. Так, були виявлені Р., що займають в деякому сенсі проміжне положення між спіральними і еліптичними Р. (позначаються S0). Ці Р. мають величезне центральне згущування і що оточує його плоский диск, але спіральні гілки відсутні, В 60-х рр. 20 ст було відкрито багаточисельні кільцеподібні і дисковидні Р. зі всіма градаціями великої кількості гарячих зірок і пилу. Ще в 30-х рр. 20 ст було відкрито еліптичні карликові Р. в сузір'ях Печі і Скульптора з украй низькою поверхневою яскравістю, настільки малою, що ці, одні з найближчих до нас, Р. навіть в центральній своїй частині насилу видні на тлі піднебіння. З ін. сторони, на початку 60-х рр. 20 ст було відкрито безліч далеких компактних Р., з яких найбільш далекі по своєму вигляду невідмітні від зірок навіть в сильні телескопи. Від зірок вони відрізняються спектром, в якому видно яскраві лінії випромінювання з величезними червоними зсувами, відповідними таким великим відстаням, на яких навіть найяскравіші одиночні зірки не можуть бути видні. На відміну від звичайних далеких Р., які із-за поєднання дійсного розподілу енергії в їх спектрі і червоного зсуву виглядають червонуватими, найбільш компактні Р. (звані також квазізоряними Р.) мають голубуватий колір. Як правило, ці об'єкти в сотні разів яскравіше звичайних надгігантських Р., але є і слабкіші. У багатьох Р. виявлено радіовипромінювання нетеплової природи, що виникає, згідно теорії сов.(радянський) астронома І. С. Шкловського, при гальмуванні в магнітному полі електронів і важчих заряджених часток, рухомих з швидкостями, близькими до швидкості світла (т.з. синхротронне випромінювання). Такі швидкості частки отримують в результаті грандіозних вибухів усередині Р.
Компактні далекі Р., такі, що володіють потужним нетепловим радіовипромінюванням, називаються n-галактікамі. Зіркоподібні джерела з таким радіовипромінюванням називаються квазарами (квазізоряними радіоджерелами), а Р., що володіють потужним радіовипромінюванням і помітні кутові розміри, що мають, — радіогалактиками. Всі ці об'єкти надзвичайно далекі від нас, що утрудняє їх вивчення. Радіогалактики, що мають особливо потужне нетеплове радіовипромінювання, володіють переважно еліптичною формою, зустрічаються і спіральні. Великий інтерес представляють т.з. галактики Сейферта. У спектрах їх невеликих ядер є багато дуже широких яскравих смуг що свідчать про потужні викиди газу з їх центру з швидкостями, що досягають декількох тисяч км/сек . В деяких галактик Сейферта виявлено дуже слабке нетеплове радіовипромінювання. Не виключено, що і оптичне випромінювання таких ядер, як і в квазарах, обумовлене не зірками, а також має нетеплову природу. Можливо, що потужне нетеплове радіовипромінювання — тимчасовий етап в розвитку квазізоряних Г. Блізкие до нас радіогалактики вивчені повніше, зокрема методами оптичної астрономії. У деяких з них виявлені поки що не пояснені до кінця особливості. Так, в гігантській еліптичній галактиці Центавр А виявлена незвичайно потужна темна смуга уздовж її діаметру. Ще одна радіогалактика складається з двох еліптичних Р., близьких один до одного і сполучених перемичкою, що складається із зірок. При вивченні неправильної галактики М82 в сузір'ї Великої Ведмедиці американські астрономи А. Сандідж і Ц. Лінде в 1963 прийшли до висновку, що в її центрі близько 1,5 мільйонів років тому стався грандіозний вибух, в результаті якого на всі боки з швидкістю близько 1000 км/сек були викинуті струмені гарячого водню. Опір міжзоряного середовища перешкодив поширенню струменів газу в екваторіальній плоскості, і вони потекли переважно в двох протилежних напрямах уздовж осі обертання Г. Етот вибух, мабуть, породив і безліч електронів з швидкостями, близькими до швидкості світла, які з'явилися причиною нетеплового радіовипромінювання.
Задовго до виявлення вибуху в М82 для пояснення багаточисельних інших фактів радянський астроном В. А. Амбарцумян висунув гіпотезу про можливість вибухів в ядрах Г. По його думці, така речовина і зараз знаходиться в центрі деяких Р. і воно може ділитися на частини при вибухах, які супроводяться сильним радіовипромінюванням. Т. о., радіогалактики — це Р., в яких ядра знаходяться в процесі розпаду. Викинуті щільні частини, продовжуючи дробитися, можливо, утворюють нові Р. — сестри, або супутники Р. меншої маси. При цьому швидкості розльоту осколків можуть досягати величезних значень. Дослідження показали, що багато груп і навіть скупчення Р. розпадаються: їх члени необмежено віддаляються один від одного, неначебто вони всі були породжені вибухом.
Не пояснені ще також причини освіти т.з. що взаємодіють Р., виявлених в 1957—58 радянським астрономом Би. А. Воронцовим-Вельяміновим. Це пари або тісні групи Р., в яких один або декілька членів мають явні спотворення форми, придатки; інколи вони занурені в загальний туман, що світиться. Спостерігаються також тонкі перемички, що сполучають пару Р., і «хвости», направлені геть від сусідньої Р., як би відштовхувані нею. Перемички інколи бувають подвійними, що свідчить про те, що спотворення форм що взаємодіють Р. не можуть бути пояснені приливними явищами. Часто велика Р. однієї зі своїх гілок, інколи деформованою, з'єднується з супутником. Всі ці деталі, подібно самим Р., складаються із зірок і інколи дифузної матерії.
Часто Р. зустрічаються в просторі парами і крупнішими групами, інколи у вигляді скупчень, що містять сотні Г. Наша Галактика з Хмарами Магеллановимі і з ін. найближчими Р. складає, ймовірно, також окреме місцеве скупчення Г. Магелланови Хмари і наша Галактика, мабуть, занурені в загальну для них водневу хмару. Групи і скупчення всілякі по типах тих, що входять в них Г. Іногда в них входять лише спіральні і неправильні, інколи лише еліптичні Р., інколи ж — і ті, та інші. Найближчими до нас є розріджена хмара галактик у Великій Ведмедиці і неправильне скупчення в сузір'ї Деви. Обидва містять Р. всіх типів. Дуже багате і компактне скупчення галактик Е і S0, що знаходиться в сузір'ї Волос Вероникі, налічує тисячі членів. Світимості і розміри Р. вельми всілякі. Г.-сверхгиганты мають світимості, в 10 11 раз Сонця, що перевищують світимість, квазари в середньому ще в 100 разів яскравіше; слабкі ж з відомих Г.-карликов порівнянні із звичайними кульовими зоряними скупченнями в нашій Галактиці. Їх світимість складає біля 10 5 світимості Сонця. Розміри Р. вельми всілякі і вагаються від десятків парсек до десятків тисяч парсек.
Простір між Р., особливо усередині скупчень Р., мабуть, містить інколи космічний пил. Радіотелескопи не виявляють в них відчутної кількості нейтрального водню, але космічні промені пронизують його наскрізь, так само, як і електромагнітне випромінювання.
Відоме близько 1,5 тис. яскравих Р. (до 13-ої зоряної величини). У «Морфологічному каталозі галактик» (4 томи) складеному в СРСР (публікація закінчена в 1968), містяться зведення об 30 тис. Р. яскравіше за 15-у зоряну величину. Він охоплює 3 / 4 всього піднебіння. 5-метровому телескопу доступні декілька мільярдів Р. до 21-ої зоряної величини. Такі Р. відрізняються від слабких зірок лише легкою розмитістю зображення.
Літ.: Ейгенсон М. С., Позагалактична астрономія, М., 1960; Будова зоряних систем, пер.(переведення) з англ., під ред П. Н. Холопова, М., 1962; Агекян Т. А., Зірки, галактики, метагалактика, М., 1966: Бааде Ст, Еволюція зірок і галактик, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1966; Струве О. Л., Зебергс Ст, Астрономія 20 століть пер.(переведення) з англ.(англійський). М., 1968.
