Позагалактична астрономія, розділ астрономії, що вивчає небесні тіла і їх системи, що знаходяться за межами нашої зоряної системи — Галактики. Формуванню цього розділу астрономії передував тривалий період з'ясування того, які типи небесних світил входять до складу нашої зоряної системи і які знаходяться поза нею. В кінці 1-ої чверті 20 ст було остаточно встановлено, що наша зоряна система має кінцеві розміри і в той же час не вичерпує собою всього зоряного Всесвіту. Вона отримала назву Галактика (з прописної букви). Було доведено існування також і інших зоряних систем, які по своїй замкнутості і незалежному положенню в просторі отримали назви галактик (з рядкової букви). Сукупність всіх галактик, звана метагалактикою, є найобширнішою системою з відомих науці. Найбільш далекі з яскравих галактик, відстані до яких удалося встановити, знаходяться від нас на відстанях, складових більше мільярда парсек . Точне значення цієї найбільшої відстані вказати неможливо, оскільки, по-перше, майже щорік стають відомими все більш і більш видалені об'єкти, а по-друге, тому, що результат обчислення відстаней на підставі величин, що отримуються безпосередньо із спостережень, залежить від передбачуваних властивостей простору метагалактики, недостатньо добре вивчених. Проте можна стверджувати, що найдальші з відомих галактик не знаходяться біля кордонів метагалактики.
Результати досліджень, отримані Ст а., є основним наглядовим матеріалом для космології . Вивчаючи прояви природи в найбільш крупних масштабах, Ст а. стикається з новими, раніше невідомими явищами і, можливо, навіть з новими законами природи. Результати Ст а. істотно допомагають вивченню нашої Галактики. Це обумовлено тим, що інші галактики ми спостерігаємо ззовні і в цілому, а нашу Галактику ми вимушені вивчати, знаходячись усередині неї, що у ряді стосунків важче. Сонячна система знаходиться усередині пилового екваторіального шару Галактики, який сильно скорочує для нас зону видимості, особливо в напрямах поблизу плоскості галактичного екватора. Інші ж галактики видно цілком і в різних ракурсах залежно від їх випадкового повороту відносно нашого променя зору. Але із-за дальності відстані до галактик в них майже не спостерігаються окремо зірки різних типів, з яких вони складаються. Навпаки, дані про типів зірок і про їх рухи в нашій Галактиці сприяють кращому розумінню інших зоряних систем.
Розподіл галактик в просторі неоднорідний. Більшість їх зосереджено в тісних або в розкиданих скупченнях галактик, що містять від десятків до десятків тисяч членів. Швидкості рухи галактик в скупченнях, виміряні по спектрограмах на основі ефекту Доплера, безладні по напрямах і досягають 2000 км/сек . В деяких випадках ці швидкості настільки великі, що можуть виявитися достатніми для того, щоб галактики покидали скупчення. Ще не вирішено питання, якою мірою розподіл скупчень галактик в метагалактиці можна вважати однорідним. З одного боку, більшість галактик зосереджена в скупченнях, а останні розкидані безладно, з іншого боку, різко вираженій асиметрії в розподілі скупчень або різкого скупчення їх не спостерігається. Питання про те, чи є реальний Всесвіт однорідним або неоднорідним, важливий для космології.
простір Метагалактики між галактиками не порожньо. У нім багато дрібних зоряних систем окремих зірок, розрідженого газу і космічного пилу, а також космічних променів, крім того, в нім відмінна від нуля інтенсивність полів — гравітаційного, магнітного і т.д. Їх вивчення також входить в завдання Ст а.
Англійський астроном В. Гершель на рубежі 18 і 19 вв.(століття) вперше склав обширні каталоги світлих туманних плям, видимих на піднебінні. Дослідження показали, що деякі з них при спостереженні в сильний телескоп виявляються що складаються із зірок. Проте, поряд з цим, було визнано існування туманностей, що складаються з суцільного дифузного середовища. Остаточно це було доведено в 2-ій половині 19 ст за допомогою спектрального аналізу. Спектр деяких туманностей виявився таким, що складається з яскравих ліній, що належать розрідженим газам; в інших він виявився подібним до спектру зоряних скупчень — безперервним, з лініями поглинання, причому таких туманностей виявилася переважна більшість. Пізніше з'ясувалося, що невелика доля туманностей з таким спектром є не зоряними системами, а хмарами космічного пилу, що світиться відбитим світлом яскравих зірок. У 20-х рр. 20 ст Е. Хабблу (США) удалося довести, що і газові і пилові туманності зустрічаються вже серед порівняно близьких до нас об'єктів. Декілька раніше Х. Шеплі (США) удалося визначити відстані до кульових зоряних скупчень, з яких дальші насилу «розкладаються» на зірки навіть в сильних телескопи.
Природа останніх туманних плям (а їх величезна більшість; у каталогах міститься близько 30 тис. об'єктів до 15-ої видимої зоряної величини) з'ясувалася до середини 20-х рр. 20 ст Ще в середині 19 ст англійський учений У. Росс виявив спіральну структуру в найбільш великих з них, але все різноманіття і тонкість структури туманностей виявилися лише після введення в астрономічну практику фотографії і підвищення потужності телескопів. Шведський астроном До. Лундмарк, спостерігаючи в спіральних туманностях ледве помітні спалахи нових зірок, що мають насправді колосальну світимість, прийшов до висновку, що спіральні туманності знаходяться за межами нашої Галактики. Надалі з'ясувалося, що зірки, спалахи яких спостерігалися в галактиках, були найчастіше не новими зірками, а в сотні разів яскравішими найновішими зірками, унаслідок чого оцінки відстаней до спіральних туманностей, проведені Лундмарком, довелося збільшити. У нашій Галактиці з часу винаходу телескопа жодна найновіша зірка не спостерігалася. Тому вивчення цих інтересних небесних тіл в основному спирається на результати Ст а.
Позднєє Е. Хаббл точніше визначив відстані і розміри спіральних галактик М31 (Велика туманність в сузір'ї Андромеди), М33 (у сузір'ї Трикутника) і NGC 6822 (у сузір'ї Стрільця). Він довів велику схожість цих зоряних систем з нашою Галактикою, встановивши, що всі вони містять зірки однакових типів, однакові зоряні скупчення і дифузні газові туманності, нові зірки. Ці відкриття, як і багато подальші в області Ст а., були виконані за допомогою найбільших в світі телескопів, встановлених в США.
В 1924—25 на фотографіях найближчих спіральних галактик були виявлені змінні зірки, у тому числі цефєїди, світимість яких пов'язана відомим чином з періодом зміни їх блиску. Таким чином, визначивши світимість по спостережуваній зміні блиску і порівнявши її з видимою зоряною велічиной цих небесних тіл, можна оцінити відстані до цефєїд, а отже, і до галактик, що містять їх. (Розміри галактик малі порівняно до відстаней до них.) Метод цефєїд для визначення відстаней до видалених зоряних систем найбільш точний, але застосовний лише до найближчих з них. Для дальших, аж до самих видалених з числа спостережуваних в даний час, найкращим є метод визначення відстані до галактик по величині зсуву ліній в спектрі галактик, так званого червоного зсуву . У 1924 К. Лундмарк і К. Вірц, (Німеччина) виявили, що чим більше відстань до галактики, тим сильніше за лінію її спектру зміщені до червоного кінця. Пізніше величина червоного зсуву, викликаного видаленням від нас (ефект Доплера), була уточнена. При визначенні відстаней цим методом приймають, що на кожен мільйон парсек відстані червоний зсув зростає приблизно на 100 км/сек (закон Хаббла). На цей систематичний зсув обумовлене розширенням метагалактики, накладаються зсуви спектральних ліній (у бік червоного або синього кінця спектру), обумовлені індивідуальними швидкостями галактик, які, проте, зазвичай не перевершують 1000 км/сек . Через це метод визначення відстаней по червоному зсуву спектральних ліній ненадійний в застосуванні до близьких галактик.
Завданнями Ст а. є фотографічне вивчення форми і вигляду галактик, їх класифікація (основи останньою заклав Хаббл), вимір зоряної величини і кольору галактик в цілому і окремих їх ділянок, а також дослідження закономірностей будови і складу скупчень галактик. У найближчих галактиках вивчають число і розподіл різних об'єктів різної світимості. За допомогою спектрального аналізу вивчаються швидкості руху і закони обертання галактик, що дає матеріал для визначення їх мас. Вивчається і порівнюється хімічний склад зірок що входять в галактики. При фотографуванні галактик застосовуються електронні підсилювачі яскравості, що скорочують час експонування і що дозволяють фотографувати дуже слабкі об'єкти.
Нові можливості дістала Ст а., застосовуючи методи радіоастрономії . З їх допомогою були відкриті принципово нові об'єкти і явища в Метагалактиці. До таких об'єктів належать так звані радіогалактики, для яких характерне незвичайно потужне випромінювання в радіодіапазоні, що відбувається, мабуть, від елементарних часток колосальних енергій, рухомих в магнітних полях деяких галактик, а також квазари, природа яких вивчена ще недостатньо. Проте вже зараз з дуже великих червоних зсувів в спектрах більшості спостережуваних квазарів укладають, що багато хто з них знаходиться на відстанях в декілька мільярдів парсек . Світимістю і спектром з квазарами схожі так звані квазізоряні галактики, звездоподобниє об'єкти, не що мають сильного, а може бути і помірного, радіовипромінювання. Їх число в десятки разів більше, ніж число квазарів. В той же час є багато загального між бурхливими процесами в квазарах і в ядрах деяких галактик.
В СРСР найбільш обширні теоретичні і наглядові дослідження в області Ст а. ведуться на Бюраканськой астрофізичної обсерваторії АН(Академія наук) Вірменською РСР і в Державному астрономічному інституті ним. П. К. Штернберга Московського університету. Див. також Галактики .
