Маша галактика кто это. Кто открыл галактики? История открытия галактики

После открытия Галактики казалось, что теперь мы все знаем об устройстве Вселенной. Но только казалось...

Во-первых, снова нам как бы не повезло с местом, занимаемым Солнцем и Солнечной системой в Галактике. Дело в том, что мы находимся совсем не в центре Галактики, а примерно на расстоянии в 30 000 световых лет от него. Впрочем, это не так уж плохо, потому что нелегко себе вообразить, каково приходится звездам и планетам вблизи до сих пор загадочного центра Галактики, где, наверное, очень и очень неспокойно. Скорее всего, в центре Галактики не только много массивных звезд и различных источников рентгеновского инфракрасного и радиоизлучения. Быть может, там притаилась и пока дремлет огромная черная дыра?

Во-вторых, пытливым наблюдателям долгое время не давали покоя многочисленные туманные "пятнышки". Некоторые из них видны невооруженным глазом, но большинство удается рассмотреть лишь в бинокли и телескопы.

Что это? В 1771 году французский астроном Шарль Мессье (1730 - 1817) опубликовал список (каталог), содержащий сотню таких объектов. Сделал это Ш. Мессье для того, чтобы охотники за кометами (а Мессье сам был одним из них) не путали бы вновь открываемые кометы с туманными объектами, которые к кометам не имеют никакого отношения.

У. Гершель тоже составил каталог туманностей, но в нем уже было свыше 2500 новых объектов. Среди них, как потом выяснилось, оказались и настоящие туманности из газа и пыли, и звездные скопления, которые, как и туманности, принадлежат нашей Галактике, и, наконец, другие звездные острова - галактики (о чем узнали значительно позже).

Астрономы не сразу поняли, что перед ними далекие звездные системы, похожие или не очень похожие на нашу собственную Галактику. А чтобы убедиться в этом, требовалось решить две главные задачи: доказать, что "кандидаты" в другие галактики находятся далеко за пределами нашей Галактики и действительно состоят из множества звезд, а не представляют собой светлые облака разреженной космической материи в Галактике.

Гершель, которому, напомним, удалось в 1785 году построить первую, весьма приближенную модель Галактики, считал, что среди множества туманностей есть внегалактические звездные туманности. Но решающие открытия были сделаны лишь в ХХ веке. Однако не прямой и широкой была дорога к этим открытиям. Уж слишком неправдоподобным выглядело представление о том, что Вселенная простирается далеко за пределы нашего Млечного Пути.

И даже после того, как Гершель заметил, что некоторые "туманности" состоят из звезд (1785 г.), он на склоне лет своих писал: "Все, что за пределами нашей собственной системы, покрыто мраком неизвестности". А спустя 70 лет Агнеса Кларк (тоже английский астроном) уверяла: "Можно с уверенностью сказать, что ни один компетентный ученый, располагающий всеми доказательствами, не станет придерживаться мнения, что хотя бы одна туманность является звездной системой, сравнимой по размерам с Млечным Путем..."

Действительность оказалась более интересной. Не успел завершиться XIX век, как появились данные, противоречащие этому приговору. Каковы они? Во-первых, выяснили, что Туманность Андромеды, едва различимая невооруженным глазом (она 5-й звездной величины), по-видимому, состоит из звезд. Во-вторых, по мере вступления в строй все более мощных и совершенных телескопов открывали тысячи новых туманностей и на многих фотографиях обнаруживали, что они напоминают спирали. Они хорошо видны на снимках Туманности Андромеды. А ведь еще в начале XX века астрономы, основываясь на оказавшихся ошибочными определениях расстояний до Туманности Андромеды, считали, что это одна из туманностей нашей Галактики...

Пожалуй, "по-настоящему" (или окончательно) внегалактические туманности (то есть другие галактики) были открыты в 20-х годах XX столетия. В апреле 1920 года в Национальной академии наук США состоялась публичная дискуссия между двумя известными астрономами - Xapлoy Шепли и Гербертом Кертисом. Это был "великий спор" в основном о том, что представляют собой спиральные туманности. Считая, что Туманность Андромеды удалена от нас на расстояние около 500 000 световых лет (в действительности оно составляет 2 300 000 световых лет), Кертис доказывал, что Туманность Андромеды - это другая галактика. Иной точки зрения придерживался Шепли. По его мнению, диаметр нашей Галактики не менее 300 000 световых лет (втрое больше, чем на самом деле) и большинство наблюдаемых туманностей находятся внутри Галактики. Если же внегалактические туманности где-то есть, то они так далеки от нас, что мы их просто не можем увидеть. Спор закончился "вничью": каждый остался при своем мнении... Одно было очевидным: нужны новые наблюдения туманностей и новые данные о масштабах огромного звездного мира, в котором мы живем.

И вскоре решающее слово было сказано. Его произнес великий американский астроном Эдвин Хаббл (1889-1953), который с помощью 2,5-метрового телескопа получил четкие изображения звезд в трех туманностях. Ими были "туманности" в созвездиях Андромеды, Треугольника и Печи.

Хаббл не только убедительно показал, что внешние части "туманностей" состоят из звезд. Более того: он открыл среди них переменные звезды - цефеиды, которые по праву называют "маяками Вселенной". Мог ли думать английский любитель астрономии, глухонемой юноша Джон Гудрайк, открывший в 1784 году переменность четвертой по блеску звезды в созвездии Цефея, что им обнаружен не только интереснейший, ныне насчитывающий тысячи объектов, класс пульсирующих звезд - цефеид, но и найден один из ключей от "дверей" бездны мироздания? Но именно так и оказалось, потому что в XX веке цефеиды помогли астрономам определить расстояния до звездных систем (звездных скоплений, галактик), в которых их находили.

Предположив, что цефеиды действительно принадлежат "туманностям" (а не случайно видны на их фоне) и мигают они в других звездных системах точно так, как и в нашей собственной, Хаббл определил расстояния до этих таинственных туманных пятен. Расстояния оказались столь велики, что стало ясно: "туманности" - это огромные звездные системы, расположенные за пределами Галактики. Хабблу принадлежат и другие великие открытия. О некоторых из них вы скоро узнаете. Однако это уже будет рассказ не о "великое споре", который, наконец, был завершен в середине 20-х годов прошлого века. В последующие годы и десятилетия происходили не менее драматические события. Ведь взору землян открылся удивительный мир галактик, их грандиозных "сообществ" (скоплений и сверхскоплений галактик) и величественная расширяющаяся Вселенная...

Мир галактик

Галактики – гигантские звездные острова, находящиеся за пределами нашей звездной системы (нашей Галактики). Они очень разнообразны по своим размерам, внешнему виду и составу. Различие меду галактиками разных типов объясняется как различными условиями формирования, так и эволюционными изменениями, произошедшими за миллиарды лет их жизни.

Пространство между галактиками прозрачно, что позволяет наблюдать очень далекие объекты. Невооруженному глазу доступно всего три галактики – туманность Андромеды в северном полушарии и Большое и Малое Магеллановы Облака – в южном. Магеллановы облака являются самыми близкими к нам галактиками: расстояние до них около 150 тыс. св. лет. Современным крупным телескопам потенциально доступны для наблюдения более миллиарда далеких галактик, однако, большинство из них едва заметны и видны лишь как крошечные пятнышки размером в несколько угловых секунд, часто по виду с трудом отличимые от слабых звезд нашей Галактики. Поэтому современные представления о галактиках основаны на изучении нескольких десятков тысяч сравнительно близких объектов, которые могут быть исследованы более детально.

Изучение галактик очень важно, так как это может объяснить происхождение Вселенной, звезд, нашей планеты.

ИЗ ИСТОРИИ ОТКРЫТИЯ

Идея о том, что наша Галактика не заключает в себя весь звездный мир и существуют другие, сходные с ней звездные системы, впервые была высказана учеными и философами в середине 18 в. (Э.Сведенборг в Швеции, И.Кант в Германии, Т.Райт в Англии). На небе другие звездные системы выглядят как далекие гигантские скопления звезд. Естественно было предположить, что такими «внешними» галактиками являются светлые туманные пятна низкой яркости, открытые астрономами на небе, когда в их распоряжении появились достаточно крупные телескопы. Английский астроном В.Гершель в конце 18 в. смог с помощью построенного им большого телескопа первым «разложить» на отдельные звезды некоторые из таких туманностей. Впоследствии оказалось, что они являются звездными скоплениями, которые принадлежат нашей Галактике. Другие же туманности (включая большую Туманность Андромеды) не разрешались на звезды, и было неизвестно, относятся ли они к нашей Галактике или лежат за ее пределами. Позднее, в конце 19 в., выяснилось, что природа наблюдаемых светлых пятен вообще не одинакова, некоторые из них, действительно, могут быть далекими звездными скоплениями, а другие имеют спектр, характерный для газа, а не для звезд, а, значит, являются облаками нагретого межзвездного газа.

В середине 19 в. было впервые обнаружено наличие спиральной структуры у некоторых туманностей (лорд Росс, Великобритания). Но их звездная природа еще долгое время оставалась недоказанной.

ОБЩИЕ СВОЙСТВА ГАЛАКТИК

Галактики – сложные по составу и структуре системы. Самые маленькие из них по числу звезд сопоставимы с большими звездными скоплениями в нашей Галактике, однако по размерам они значительно их превосходят: диаметр даже самых маленьких галактик составляет несколько тысяч св. лет. Размеры гигантских галактик в сотни раз больше.

Галактики не имеют резких границ, их яркость постепенно спадает с удалением от центра наружу, поэтому понятие размера не является строго определенным. Видимый размер галактик зависит от возможности телескопа выделить их внешние области, имеющие низкую яркость, на фоне свечения ночного неба, которое никогда не бывает абсолютно черным.

Существую такие в иды галактик :

Эллиптические галактики

Спиральные галактики

Неправильные галактики

Кто открыл галактики? Когда это случилось впервые?

В 1610 году Галилео Галилей обнаружил, что Млечный Путь, который он решил исследовать своим телескопом, состоит из огромного числа слабых звёзд. В своём трактате 1755 года, основанном на работах Томаса Райта (Thomas Wright), Иммануил Кант предположил, что Галактика может быть вращающимся телом, которое состоит из огромного количества звёзд, удерживаемых гравитационными силами, сходными с теми, что действуют в Солнечной системе, но в больших масштабах. С нашего места внутри Галактики получившийся диск будет виден на ночном небе как светлая полоса. Кант высказал и предположение, что некоторые из туманностей, видимых на ночном небе, могут быть отдельными галактиками.

К концу XVIII столетия Шарль Мессье составил каталог, содержащий 109 ярких туманностей, вслед за которым появился каталог из 5000 туманностей Уильяма Гершеля. После постройки своего телескопа в 1845 году лорд Росс смог увидеть различия между эллиптическими и спиральными туманностями. В некоторых из этих туманностей он смог выделить и отдельные источники света, что придавало гипотезе Канта большую правдоподобность. Однако вопрос о том, являются ли эти туманности отдельными галактиками, оставался спорным до начала 1920-х годов, когда благодаря новому телескопу Эдвин Хаббл дал на него ответ. Он сумел разглядеть внешние части некоторых спиральных туманностей как скопления отдельных звёзд и определить среди них переменные-цефеиды. Это позволило ему оценить расстояние до этих туманностей: они находились слишком далеко, чтобы быть частью Млечного Пути. В 1936 Хаббл построил классификацию галактик, которая используется по сей день и называется последовательностью Хаббла.

Первая попытка определить форму Млечного Пути и положение Солнца в нём была предпринята Уильямом Гершелем в 1785 году при помощи тщательного подсчёта звёзд в различных участках неба. Используя усовершенствованный вариант метода, Каптейн (Kapteyn) в 1920 году сделал вывод о маленькой (диаметром в 15 килопарсек) сплюснутой галактике с Солнцем вблизи центра. Другой метод, использованный Харлоу Шепли (Harlow Shapley) и основанный на подсчете шаровых скоплений, дал совсем другую картину - плоский диск диаметром около 70 килопарсек с Солнцем, находящимся далеко от центра. Оба исследования не были точны из-за того, что не учитывали поглощение света межзвёздным газом в плоскости галактики. Современная картина нашей Галактики появилась в 1930 году, когда Роберт Джулиус Трумплер (Robert Julius Trumpler) измерил этот эффект, изучая распределение рассеянных звёздных скоплений, концентрирующихся в плоскости Галактики.

В 1944 году Хендрик Ван де Хулст (Hendrik van de Hulst) предсказал существование радиоизлучения с длиной волны в 21 см, излучаемого межзвёздным атомарным водородом, которое было обнаружено в 1951 году. Это излучение, не поглощаемое пылью, позволило дополнительно изучить Галактику благодаря доплеровскому смещению. Эти наблюдения привели к созданию модели с перемычкой в центре Галактики. Впоследствии прогресс радиотелескопов позволил отслеживать водород и в других галактиках. В 1970-х годах стало понятно, что общая видимая масса галактик (состоящая из массы звёзд и межзвёздного газа), не объясняет скорости вращения газа. Это привело к выводу о существовании тёмной материи.

Новые наблюдения, произведённые в начале 1990-х годов на Космическом телескопе имени Хаббла, показали, что тёмная материя в нашей Галактике не может состоять только из очень слабых и малых звёзд. На нём также были получены изображения далёкого космоса, получившие названия Hubble Deep Field и Hubble Ultra Deep Field, показавшие очевидность того, что в нашей Вселенной существуют сотни миллиардов галактик.

В 2004 году самой далёкой галактикой из тех, что когда-либо наблюдались человечеством, стала галактика Abell 1835 IR1916.

Слово "Галактика" известно не только любителям астрономии. Люди, далекие от астрономии, с удовольствием поют "Мы - дети Галактики...", встречают это слово на рекламных щитах различных фирм или вывесках ресторанов и кафе, редко задумываясь над его истинным смыслом. А ведь Галактика - это наш огромный звездный дом, в котором, кроме нашей звезды - Солнца, сотни миллиардов (а быть может, даже триллион!) звезд. Выходит, что звезд в Галактике во много раз больше, чем людей на Земле.

И вот такое громадное звездное жилище было открыто с немалым трудом, который завершился в общих чертах лишь в XX веке.

А самое начало открытия Галактики можно, пожалуй, отнести к тем далеким временам, когда две-три тысячи лет назад люди обратили внимание на таинственную светящуюся полосу на небе. Сегодня мы называем ее Млечный Путь, а вообще-то как только ее не называли - "Молоко", "Молочный Путь", "Молочный Круг", "Соломенная дорога", "Птичий Путь", "Небесная Река" и т. д. Общепринятое в настоящее время название "Млечный Путь" пришло к нам из Древнего Рима, куда оно перекочевало из астрономии Древней Греции. Еще древнегреческий философ Демокрит (около 460-370 год до нашей эры) догадывался о том, что Млечный Путь - это множество неярких звезд, которые сливаются в светящуюся полосу. Как это часто бывает в истории науки, догадка Демокрита оказалась забытой на многие века. О догадке Демокрита забыли надолго, а Млечный Путь "переоткрывали" вновь и вновь: то объявляли его отражением солнечного света, то говорили, что это светящиеся в небе земные газы или какое-то скопление звездных паров...

В сочинениях Птолемея содержится подробное описание Млечного Пути, которое без существенных изменений сохранилось до XIX века. Млечный Путь с присущей ему неодинаковой яркостью (от хорошо заметных участков до темных "провалов") Птолемей нанес и на свой небесный глобус.

В том, что Млечный Путь - действительно множество звезд, убедился Галилео Галилей (1564-1642), наведя на Млечный Путь построенный им первый телескоп. Это было уже в 1610 году. Однако ни первые телескопические наблюдения, ни многие последовавшие за ними не прояснили главную загадку Млечного Пути. Еще долго было совершенно неясно, какое отношение звезды Млечного Пути имеют к нашему Солнцу и к тем звездам, что находятся вблизи него. Знаменитый немецкий философ Иммануил Кант (1724-1804) был одним из мыслителей, считавших, что звезды Млечного Пути образуют систему, по форме напоминающую диск. Незадолго до Канта идеи о том, что звезды Млечного Пути определенным образом упорядочены и удерживаются физическими силами, высказывали и другие ученые и философы. Например, швед Эммануэль Сведенберг (1688-1772) придавал большое значение магнитным силам и предполагал, что именно эти силы играют важную роль в упорядочении звезд Млечного Пути.

Важнейший вклад в открытие нашей Галактики принадлежит английскому астроному (который был сначала любителем, а потом стал профессионалом) Уильяму Гершелю (1738 -1822).

Созданные Гершелем большие и весьма совершенные телескопы позволили ему в 36-летнем возрасте начать серьезные исследования в различных областях астрономии, продолжая еще многие годы заниматься музыкой.

Результаты астрономических трудов Гершеля поразительны. Вот важнейшие из них: он открыл планету Уран, несколько спутников Сатурна и Урана, сезонные изменения на Марсе, движение Солнечной системы по направлению к одной из звезд созвездия Геркулеса, исследовал множество переменных звезд, получил данные о форме нашей Галактики и ее изолированности в пространстве, добавил сотни объектов к каталогу туманностей, по существу шагнув за пределы нашей Галактики. На могиле этого великого исследователя звездного мира написано: "Он сломал засовы небес". А ведь "попутно" ему удалось сделать выдающиеся открытия и в других областях науки. Например, изучая спектр Солнца, он в 1800 году открыл инфракрасные лучи! Задумайтесь, пожалуйста, о жизни и такой плодотворной деятельности ученого, о том, как много может дать природа человеку и как важно на протяжении всей жизни каждому стараться обнаруживать и развивать заложенные в нем способности.

Хотя о каждом из открытий Гершеля можно было бы немало рассказать, остановимся на его исследовании Галактики. Само слово "Галактика" происходит от "молочного круга" - греческого обозначения Млечного Пути. Долгое время в слова "Галактика" и "Млечный Путь" вкладывали одинаковый смысл, они были синонимами. Впрочем, и сейчас, когда нашу звездную систему обычно называют Галактикой, иногда говорят "Наша Галактика - Млечный Путь". А что же мы все-таки видим на небе, любуясь Млечным Путем? Проекцию на небесную сферу нашей звездной системы, нашей Галактики. Как же в этом разобрались? Как узнали, каковы форма и размеры Галактики? Гершель придумал для этого особый способ подсчета звезд на выбранных площадках неба, способ "звездных черпков". На каждом из выбранных участков неба Гершель определял число звезд, доступных наблюдению в его телескоп (самые слабые из звезд были 15-й звездной величины). Площадки, которые изучал Гершель, находились по обе стороны и на разных угловых расстояниях от средней плоскости Млечного Пути. Больше всего звезд было в самых плотных частях Млечного Пути, там за несколько минут через поле зрения телескопа проходили десятки тысяч звезд. В то время еще не знали расстояний до звезд. А как без этого изучать пространственное расположение звезд? Гершель нашел ответ на этот вопрос. Он предположил, что самые яркие звезды - как раз те, которые к нам ближе всего, а самые далекие - те, которые с трудом различимы в телескоп. Расстояния до ярких звезд Гершель принял за единицу и в этом масштабе в 1785 году схематически изобразил нашу Галактику. Рассматривая эту схему, обратите внимание на раздвоение Млечного Пути (в созвездии Лебедя). Сегодня хорошо известна причина такого раздвоения: оно возникло из-за непрозрачности облаков пыли.

Гершель попытался оценить размеры Галактики. У него получилось, что диаметр сплюснутого галактического диска - 5800 световых лет, а толщина диска - около 1100 световых лет. Между прочим, световой год как единицу расстояния тоже придумал Гершель.

Если сравнить размеры Галактики, полученные Гершелем, с современными данными, то окажется, что он почти в 15 раз "уменьшил" размеры нашей звездной системы. Конечно, расхождение очень большое, но ведь это был только первый шаг, основанный на непосредственных наблюдениях.

С тех пор прошло более двух веков. Еще в XIX веке астрономам, в том числе и российским, удалось наконец измерить расстояния до некоторых звезд, например до Веги - 27 световых лет, до α Центавра - 4,3 светового года) и понять, что в межзвездном пространстве есть вещество (пыль), поглощающее свет далеких звезд. Василий Яковлевич Струве (1793-1864) - основатель Пулковской обсерватории - был одним из тех, кому удалось измерить расстояния до звезд, открыть поглощение света в межзвездном пространстве и сделать правильный вывод о том, что Солнце находится не в центре Галактики, а на значительном расстоянии от него. Да и сами размеры Галактики у В.Я. Струве получились большими, чем у У. Гершеля.

В конце XIX - начале XX века астрономы пришли к выводу, что центр Галактики должен быть расположен вблизи границы созвездий Стрельца, Скорпиона и Змееносца. В конце 20-х годов ХХ века уже было доказано, что Галактика вращается. Все звезды, включая, конечно, наше Солнце, движутся вокруг центра Галактики. Солнце мчится по своей галактической орбите со скоростью 250 км/с, совершая один оборот вокруг центра Галактики за 200 миллионов лет. Такова продолжительность одного галактического года!

От центра Галактики наше светило отделяют почти 30 тыс. св. лет. Это примерно одна треть от диаметра Галактики и в три раза больше, чем толщина галактического диска. Именно в диске и его утолщении (оно называется балдж) содержатся большинство звезд, звездные скопления и газово-пылевые комплексы Галактики. Но галактический диск - это еще не вся Галактика. Звезды и шаровые звездные скопления населяют пространство вокруг нашего звездного дома, которое называется гало. А далеко за пределами диска и гало простирается во многом еще загадочная корона Галактики. Быть может, где-то в короне спрятана "скрытая масса" - невидимое вещество, которое "весит" больше, чем все звезды Галактики?..

Введение

Из истории открытия

Общие свойства галактик

Морфологическая классификация и структура галактик

Оценка расстояний до галактик

Состав галактик

Кинематика галактик

Ядра галактик

Системы галактик

Заключение

ВВЕДЕНИЕ

Галактики – гигантские звездные острова, находящиеся за пределами нашей звездной системы (нашей Галактики). Они очень разнообразны по своим размерам, внешнему виду и составу. Различие меду галактиками разных типов объясняется как различными условиями формирования, так и эволюционными изменениями, произошедшими за миллиарды лет их жизни.

Пространство между галактиками прозрачно, что позволяет наблюдать очень далекие объекты. Невооруженному глазу доступно всего три галактики – туманность Андромеды в северном полушарии и Большое и Малое Магеллановы Облака – в южном. Магеллановы облака являются самыми близкими к нам галактиками: расстояние до них около 150 тыс. св. лет. Современным крупным телескопам потенциально доступны для наблюдения более миллиарда далеких галактик, однако, большинство из них едва заметны и видны лишь как крошечные пятнышки размером в несколько угловых секунд, часто по виду с трудом отличимые от слабых звезд нашей Галактики. Поэтому современные представления о галактиках основаны на изучении нескольких десятков тысяч сравнительно близких объектов, которые могут быть исследованы более детально.

Изучение галактик очень важно, так как это может объяснить происхождение Вселенной, звезд, нашей планеты.

ИЗ ИСТОРИИ ОТКРЫТИЯ

Идея о том, что наша Галактика не заключает в себя весь звездный мир и существуют другие, сходные с ней звездные системы, впервые была высказана учеными и философами в середине 18 в. (Э.Сведенборг в Швеции, И.Кант в Германии, Т.Райт в Англии). На небе другие звездные системы выглядят как далекие гигантские скопления звезд. Естественно было предположить, что такими «внешними» галактиками являются светлые туманные пятна низкой яркости, открытые астрономами на небе, когда в их распоряжении появились достаточно крупные телескопы. Английский астроном В.Гершель в конце 18 в. смог с помощью построенного им большого телескопа первым «разложить» на отдельные звезды некоторые из таких туманностей. Впоследствии оказалось, что они являются звездными скоплениями, которые принадлежат нашей Галактике. Другие же туманности (включая большую Туманность Андромеды) не разрешались на звезды, и было неизвестно, относятся ли они к нашей Галактике или лежат за ее пределами. Позднее, в конце 19 в., выяснилось, что природа наблюдаемых светлых пятен вообще не одинакова, некоторые из них, действительно, могут быть далекими звездными скоплениями, а другие имеют спектр, характерный для газа, а не для звезд, а, значит, являются облаками нагретого межзвездного газа.

В середине 19 в. было впервые обнаружено наличие спиральной структуры у некоторых туманностей (лорд Росс, Великобритания). Но их звездная природа еще долгое время оставалась недоказанной.

На помощь пришла фотография. В начале 20 в. американскому астроному Дж.Ричи с помощью нового телескопа с диаметром 1,5 м на обсерватории Маунт Вильсон впервые удалось, используя длинные экспозиции, получить фотографии нескольких туманных пятен (включая туманности в Андромеде и в Треугольнике) такого высокого качества, что на них можно было рассмотреть изображения большого числа очень слабых звезд. Но поскольку никто не мог сказать, к каким типам принадлежат эти звезды, открытие Ричи не решило вопрос о расстоянии, а значит, и о природе исследуемых объектов. Окончательно этот проблема была решена в 1924 г, когда американский астроном Э.Хаббл, проводя наблюдения на новом инструменте – 2,5-метровом рефлекторе, обнаружил в туманностях Андромеды и Треугольника звезды знакомого типа – цефеиды.

Расстояние до этих переменных звезд астрономы уже умели определять по характерной для них зависимости «период–светимость». И хотя впоследствии выяснилось, что полученные Хабблом расстояния более чем вдвое меньше действительных, его оценки убедительно показали, что наблюдавшиеся звездные системы находятся далеко за пределами нашей Галактики. С этого времени стало возможным говорить о рождении нового раздела науки – внегалактической астрономии.

Первый каталог, содержащий информацию о положении на небе более ста туманных пятен, был составлен французским астрономом, специализировавшимся на поиске комет, Шарлем Мессье в 18 в. Большинство зарегистрированных им пятен впоследствии оказалось галактиками, остальные – светлыми газовыми туманностями и звездными скоплениями нашей Галактики. Объекты Мессье до сих пор обозначаются номерами его каталога (например, туманность Андромеды имеет обозначение М31). Одним из более обширных каталогов, номерами из которых часто обозначают галактики, является New General Catalogue (NGC), основы которого заложили английские астрономы Вильям Гершель и его сын Джон Гершель. Вместе с добавлением к нему (Index Catalogues, или IC) каталог NGC содержит координаты более 13 тыс. объектов.

Работа по составлению более подробных каталогов галактик была существенно расширена несколькими изданиями Реферативного каталога ярких галактик Ж. де Вокулера с сотрудниками. Более обширные, но менее информативные каталоги, основанные на просмотре фотографических пластинок обзора неба, полученных на 1,2-метровой камере Шмидта Паломарской обсерватории, были опубликованы еще ранее Ф.Цвикки в США (Каталог Цвикки), П.Нильсоном в Швеции (каталог UGC) и Б.А.Воронцовым-Вельяминовым в СССР (Морфологический каталог галактик). Они содержат координаты, звездные величины, угловые размеры и некоторые другие параметры для нескольких десятков тысяч галактик приблизительно до 15-й звездной величины. Позднее был проведен аналогичный обзор и для южного неба – по фотографиям, полученным с помощью широкоугольных камер Шмидта Европейской южной обсерватории в Чили и в Австралии. Со временем появились многочисленные более специализированные атласы и каталоги галактик, обладающих теми или иными свойствами, в том числе составленные по наблюдениям в радио, рентгеновском или инфракрасном диапазонах спектра.

Одна и та же галактика под различными номерами может входить в разные каталоги. За исключением небольшого числа объектов, галактики не имеют собственных имен. Каждой соответствует цифровое обозначение, перед которым, как правило, стоит аббревиатура (сокращенное до нескольких букв название) соответствующего каталога. Обозначения галактик по разным каталогам вместе с обширной информацией об их наблюдаемых свойствах можно найти, например, в базе данных НАСА по внегалактическим объектам на сайте.

ОБЩИЕ СВОЙСТВА ГАЛАКТИК

Галактики – сложные по составу и структуре системы. Самые маленькие из них по числу звезд сопоставимы с большими звездными скоплениями в нашей Галактике, однако по размерам они значительно их превосходят: диаметр даже самых маленьких галактик составляет несколько тысяч св. лет. Размеры гигантских галактик в сотни раз больше.

Галактики не имеют резких границ, их яркость постепенно спадает с удалением от центра наружу, поэтому понятие размера не является строго определенным. Видимый размер галактик зависит от возможности телескопа выделить их внешние области, имеющие низкую яркость, на фоне свечения ночного неба, которое никогда не бывает абсолютно черным. В его слабом свете «тонут» периферийные части галактик. Современная техника позволяет регистрировать области галактик с яркостью менее 1% от яркости ночного неба. Для объективной оценки размеров галактик за их границу условно принимается определенный уровень поверхностной яркости, или, как говорят, определенная изофота (так называют линию, вдоль которой поверхностная яркость имеет постоянное значение). Часто в качестве такого порогового значения яркости принимается 25 звездная величина с квадратной угловой секунды в фотографической области спектра. Соответствующая ей яркость в десятки раз ниже яркости ночного, ничем не «подсвеченного» неба. Яркость центральных областей галактик может быть в несколько сотен раз выше порогового значения.

Светимость галактик (т.е. полная мощность излучения) меняется в еще больших пределах, чем их размер – от нескольких миллионов светимостей Солнца (L c) у самых маленьких галактик до нескольких сотен миллиардов L c для галактик-гигантов. Эта величина примерно соответствует общему количеству звезд в галактике или ее полной массе. Светимость галактик такого типа как наша Галактика составляет несколько десятков миллиардов светимостей Солнца. Однако у одной и той же галактики она может сильно различаться в зависимости от диапазона спектра, в котором ведется наблюдение. Поэтому очень важную роль в изучении галактик играют наблюдения в различных интервалах длин волн. Вид галактик неузнаваемо меняется при переходе от одного спектрального диапазона к другому – от радиоволн к гамма-лучам. Это связано с тем, что основной вклад в излучение галактик на различных длинах волн вносят объекты различной природы.

Массы галактик, как и их светимости, также могут различаться на несколько порядков – от значений, характерных для крупных шаровых звездных скоплений (миллионы масс Солнца) до тысячи миллиардов масс Солнца у некоторых эллиптических галактиках.