Галактика

Гала́ктика (д.-грец. Γαλαξίας — «молочний») — велика космічна система зір, міжзоряного газу, пилу та темної матерії, поєднаних силою тяжіння.

Типова велика галактика налічує понад 100 мільярдів зір^[1], тоді як карликові галактики можуть містити менш ніж 100 мільйонів зір. Найбільші надгігантські галактики можуть містити десятки трильйонів зір^[2], а в галактиці IC 1101 їхню кількість оцінюють приблизно у 100 трильйонів^[3]. У центрах більшості великих галактик містяться надмасивні чорні діри. Більшу частину загальної маси галактик становить темна матерія, яка утворює навколо них протяжні гало; на зорі та газ припадає лише невелика частина загальної маси, коли до неї включають масу темного гало, хоча ця частка істотно залежить від типу галактики та області, у межах якої визначають її масу.

Нашу галактику Чумацький Шлях можна спостерігати на нічному небі як протяжну смугу світла^[4], утворену численними зорями. Інші галактики дуже віддалені: відстані до них вимірюють у парсеках та їхніх кратних одиницях, а для дуже далеких галактик відстань можна оцінювати за космологічним червоним зміщенням. За сприятливих умов неозброєним оком можна побачити чотири галактики: галактики Андромеди (M31) і Трикутника (M33) у північній частині небесної сфери та Велику й Малу Магелланові Хмари у південній. На початку XX століття ще не було відомо, що спостережувані на небі «спіральні туманності» є окремими галактиками. Ідентифікація галактик як окремих структур стала можливою лише після відкриття в 1913 році залежності між періодом пульсації та світністю цефеїд, що дозволило вимірювати значно більші відстані, ніж дозволяв метод паралаксу. В 1923 році Едвін Габбл ідентифікував цефеїду в туманності Андромеди^[5] та, визначивши відстань до неї, показав, що туманність Андромеди розташована далеко за межами Чумацького Шляху й є окремою галактикою.

За оцінками, у видимому Всесвіті існує від 200 мільярдів до 2 трильйонів галактик. Розміри галактик можуть становити від кількох сотень до сотень тисяч парсеків залежно від їхнього типу та способу визначення розміру. Вони розподілені у Всесвіті нерівномірно, а відстані між окремими галактиками зазвичай мають порядок мегапарсеків. Галактики часто об'єднані в гравітаційно пов'язані групи та скупчення, які можуть входити до складу надскупчень. На найбільших масштабах галактики розташовані вздовж ниток і стінок космічної павутини, які оточують величезні войди (порожнини). Чумацький Шлях є частиною Місцевої групи, яка розташована на периферії надскупчення Ланіакея. Еволюція галактик пов'язана із зореутворенням, рухом та акрецією газу, взаємодіями і злиттями галактик, а також із діяльністю надмасивних чорних дір у їхніх центрах. Дослідження галактик дозволяють астрономам краще розуміти структуру та історію розвитку Всесвіту^[6].

Слово «галактика» (від д.-грец. γαλαξίας — «молочний», утвореного від γάλα, род. відм. γάλακτος — «молоко», від праінд. кореня *g(a)lakt- — «молоко») спочатку вживалося на позначення світлої смуги на нічному небі. Сьогодні відомо, що ця смуга є видимою із Землі частиною диска нашої галактики, Чумацького Шляху, або, у буквальному перекладі латинської назви, Молочного Шляху (англ. Milky Way, лат. Via Lactea). Через пізньолатинське galaxias слово потрапило до європейських мов^[7]. Чумацький Шлях як помітне явище нічного неба посідає важливе місце в міфологіях та віруваннях багатьох народів.

Із розвитком телескопічних спостережень у XVIII—XIX століттях, зокрема завдяки появі більших і досконаліших телескопів, астрономи відкривали й докладніше досліджували туманні об'єкти, які спочатку часто вважали зоряними скупченнями. Деякі астрономи припускали, що спіральні туманності можуть бути окремими зоряними системами, подібними до нашої. У той період для позначення таких гіпотетичних зоряних систем уживали термін «острівні всесвіти»^[8]. У XIX столітті термін «галактика» почали вживати не лише щодо Чумацького Шляху, а й щодо інших зоряних систем. Зокрема, Джон Прінгл Нікол використовував його в цьому значенні у книзі «Зоряний Всесвіт: погляд на його упорядкування, рухи та еволюції», опублікованій 1848 року^[9]. Значення терміна «галактика» продовжувало змінюватися на початку XX століття^[10]. У 1920-х роках Едвін Габбл, застосувавши залежність між періодом пульсації та світністю цефеїд, визначив відстані до M33 і M31, показавши, що вони розташовані далеко за межами Чумацького Шляху. Це стало одним із ключових результатів Великої суперечки щодо природи спіральних туманностей. З розв'язанням Великої суперечки спіральні туманності стали називати спіральними галактиками, а термін «острівні всесвіти» поступово вийшов із ужитку^[11].

На сьогодні поняття галактики визначено наступним чином. Галактика — це велика група зір, газу та пилу, зв'язаних гравітацією. Галактики також містять значну кількість темної матерії, яка формує протяжні гало навколо них^[12][13]. Розміри галактик можуть становити від кількох тисяч до сотень тисяч світлових років залежно від їхнього типу та способу визначення розміру^[14]. У центрах більшості великих галактик містяться надмасивні чорні діри, маса яких може становити від сотень тисяч до десятків мільярдів мас Сонця^[14][15].

Наша галактика має назву «Чумацький Шлях». Також для її позначення вживають слово «Галактика» з великої літери. Термін «Молочний Шлях» позначає світлову проєкцію нашої галактики на небесну сферу^[16].

Грецький філософ Демокріт (прибл. 460—370 рр. до н. е.) припускав, що Чумацький Шлях може бути світлом далеких зір^[17]. Водночас Арістотель (384—322 до н. е.) вважав, що Чумацький Шлях виник унаслідок «запалювання вогняного видихання деяких зір, які були великими, численними та розташованими близько одна до одної», і що «запалювання відбувається у верхній частині атмосфери, в області Світу, яка безперервно пов'язана з рухом небесних тіл». Філософ-неоплатонік Олімпіодор Молодший (прибл. 495-570 рр. н. е.) критикував цю думку, стверджуючи, що якби Чумацький Шлях мав підмісячну природу, він повинен був би виглядати по-різному в різний час і в різних місцях на Землі та мати паралакс, якого насправді не спостерігали. На його думку, Чумацький Шлях мав небесну, а не підмісячну природу^[18].

Ібн аль-Хайсам (прибл. 965—1040) здійснив одну з перших систематичних спроб визначити паралакс Чумацького Шляху. Дослідивши його положення відносно Землі, він дійшов висновку, що відсутність вимірного паралаксу свідчить про значну віддаленість Чумацького Шляху від Землі та його небесну, а не атмосферну природу^[19]. Перський астроном аль-Біруні (973—1048) припускав, що Чумацький Шлях є «сукупністю незліченних фрагментів природи туманних зір»^[20]. У XII столітті андалузький астроном Авемпас припустив, що смуга на небі складається з багатьох зір, які майже торкаються одна одної, і виглядає як безперервне зображення внаслідок заломлення світла в підмісячній області. Він посилався на своє спостереження сполучення Юпітера та Марса 1106 або 1107 року як доказ того, що такий ефект виникає, коли два об'єкти перебувають поруч^[21]. У XIV столітті сирійський філософ Ібн Кайїм аль-Джаузія припустив, що Чумацький Шлях є «міріадою крихітних зір, розташованих разом у сфері нерухомих зір»^[22].

1610 року італійський астроном Галілео Галілей за допомогою телескопа дослідив Чумацький Шлях і показав, що його світло утворюють величезна кількість слабких зір^[23]. 1750 року англійський астроном Томас Райт у праці «Оригінальна теорія, або нова гіпотеза Всесвіту» (англ. An Original Theory or New Hypothesis of the Universe) припустив, що зорі утворюють впорядковану систему та рухаються навколо спільного центру. Він вважав, що їхній рух визначається, зокрема, універсальним законом гравітації та відцентровою силою, а Чумацький Шлях є видимою ізсередини частиною цієї зоряної системи^[24][25]. 1755 року Іммануїл Кант розвинув ідеї Райта, запропонувавши модель Чумацького Шляху як сплощеної системи зір, що обертається, а також припустивши, що деякі туманності можуть бути окремими зоряними системами, подібними до Чумацького Шляху^[26][27].

1785 року Вільям Гершель спробував визначити форму Чумацького Шляху, підраховуючи кількість зір у різних областях неба. На основі цих спостережень він побудував схему зоряної системи, розташувавши Сонце поблизу її центру^[28]. 1790 року, спостерігаючи планетарну туманність NGC 1514, він побачив яскраву зорю, оточену слабкою туманною речовиною, і дійшов висновку, що ця туманність не має зоряної природи. Це стало важливим свідченням того, що принаймні деякі туманні об'єкти не були нерозрізненими скупченнями зір^[29].

У 1920 році Якобус Каптейн, використовуючи підрахунки зір, побудував модель Чумацького Шляху як сплюснутої зоряної системи діаметром близько 15 кілопарсеків, у якій Сонце містилося поблизу центру^[30][31]. Інший підхід Гарлоу Шеплі, заснований на дослідженні розподілу та відстаней до кулястих скупчень, привів до значно більшої оцінки — близько 100 кілопарсеків у діаметрі, причому Сонце, за його моделлю, містилося приблизно за 16 кілопарсеків від центра^[30][32]. Обидві моделі не враховували належним чином вплив міжзоряного поглинання світла, що призводило до помилок в оцінюванні розмірів Галактики. У 1930 році Роберт Джуліус Трюмплер, досліджуючи розсіяні зоряні скупчення, продемонстрував значний вплив міжзоряного поглинання та почервоніння світла^[33].

Кілька галактик за межами Чумацького Шляху видно на нічному небі неозброєним оком, зокрема галактику Андромеди, Велику й Малу Магелланові Хмари та галактику Трикутника. У X столітті перський астроном Абд аль-Рахман ас-Суфі зробив найдавнішу відому письмову згадку про галактику Андромеди, описавши її як «маленьку хмару»^[34]. Європейцям Магелланові Хмари були відомі ще до подорожі Фернана Магеллана: першу європейську згадку про них пов'язують з Амеріго Веспуччі, який спостерігав їх під час плавання 1503—1504 років. Назва «Магелланові Хмари» не була дана Магелланом або його хроністом Антоніо Пігафеттою; вона закріпилася в науковому вжитку лише значно пізніше^[35]. Пізніше галактику Андромеди незалежно спостерігав Симон Маріус 1612 року^[34].

1734 року філософ Емануїл Сведенборг у своїй праці «Principia» розмірковував про можливість існування інших світів і небесних систем, подібних до нашої. Водночас ці міркування мали переважно спекулятивний характер^[36]. 1745 року П'єр Луї Мопертюї, обговорюючи природу туманностей, припускав, що деякі з них можуть бути скупченнями зір, віддаленими від Чумацького Шляху^[26]. 1750 року Томас Райт висунув гіпотезу, згідно з якою Чумацький Шлях є обмеженою системою зір, а деякі туманності можуть бути іншими, дуже віддаленими зоряними системами^[37][38].

Ближче до кінця XVIII століття Шарль Мессьє склав каталог, що містив 109 найяскравіших небесних об'єктів, які виглядали туманними. Згодом Вільям Гершель та його син Джон виявили понад 5000 туманних об'єктів, значну частину яких Джон Гершель каталогізував у 1864 році^[39]. У 1845-му лорд Росс дослідив низку туманностей за допомогою великого рефлектора і виявив спіральну структуру об'єкта M51, відомого нині як галактика Вир^[40][41].

1912 року Весто М. Слайфер отримав першу спектрограму «туманності Андромеди» (M31) і визначив її променеву швидкість, яка становила близько 300 км/с^[42]. У подальших спектрографічних дослідженнях він виміряв променеві швидкості інших спіральних туманностей і виявив, що вони значно перевищують типові променеві швидкості зір Чумацького Шляху. До 1915 року Слайфер отримав спектри 15 спіральних туманностей; 13 із них мали додатні променеві швидкості, тобто віддалялися від нас^[43].

1917 року Гебер Дуст Кертіс, аналізуючи нові в «Великій туманності Андромеди» (M31), виявив на фотографічних платівках ще 11 таких об'єктів, доповнивши відому на той час S Андромеди. Кертіс зазначив, що нові в Андромеді були в середньому приблизно на 10 зоряних величин слабшими за нові, що спостерігалися в Чумацькому Шляху. Припустивши, що їхня абсолютна світність була порівнянною, він оцінив відстань до туманності Андромеди приблизно у 150 000 парсеків і використав цей результат як аргумент на користь гіпотези «острівних всесвітів», згідно з якою спіральні туманності є окремими зоряними системами^[44][45].

1920 року відбулася дискусія між Гарлоу Шеплі та Гебером Кертісом щодо розмірів Чумацького Шляху, положення Сонячної системи в ньому та природи «спіральних туманностей», яка згодом стала відома як Велика суперечка. Кертіс, відстоюючи їхню позагалактичну природу, серед інших аргументів звертав увагу на темні смуги в «туманності Андромеди», подібні до пилових смуг у Чумацькому Шляху, а також на її значний доплерівський зсув^[46][47][48].

1922 року естонський астроном Ернст Епік визначив відстань до туманності Андромеди, отримавши оцінку, яка підтримувала припущення про її позагалактичну природу^[49]. Використовуючи 60- та 100-дюймові рефлектори обсерваторії Маунт-Вілсон, Едвін Габбл на фотографіях зовнішніх частин спіральних рукавів туманності Андромеди розрізнив скупчення слабких зір і виявив змінні цефеїди. За їхньою періодичною зміною блиску він визначив відстань до Андромеди та встановив, що вона розташована далеко за межами Чумацького Шляху^[50]. 1926 року Габбл запропонував морфологічну класифікацію позагалактичних туманностей, яка стала основою подальших систем класифікації галактик^[51][52].

Після багатовікового розвитку оптичної астрономії наприкінці XX — на початку XXI століття значно розширилися можливості астрономічних спостережень в інших діапазонах електромагнітного спектра. Сучасна астрономія використовує спостереження від радіохвиль до гамма-випромінювання, що дає змогу досліджувати різні фізичні процеси у Всесвіті^[53].

У 1931—1932 роках Карл Янський виявив радіовипромінювання космічного походження, а 1932 року встановив, що його максимум припадає на напрямок сузір'я Стрільця, у бік центру Чумацького Шляху, положення якого раніше визначили Гарлоу Шеплі та Ян Оорт^[54]. У 1942 році Ґроут Ребер побудував перші радіокарти неба за допомогою власноруч збудованого радіотелескопа у США^[55][56].

У 1946 році Дж. С. Гей, С. Дж. Парсонс і Дж. В. Філліпс виявили змінне космічне радіовипромінювання в напрямку сузір'я Лебедя; це джерело згодом отримало назву Лебідь А^[57]. 1949 року Дж. Г. Болтон, Г. Дж. Стенлі та О. Б. Слі уточнили положення кількох дискретних радіоджерел, зокрема Лебедя A^[58]. Удосконалення радіоінтерферометричних методів дало змогу значно точніше визначити положення Лебедя A, після чого 1954 року Вальтер Баде та Рудольф Мінковський ідентифікували його з далекою галактикою та встановили його позагалактичну природу^[59]. Подальші дослідження показали, що потужне радіовипромінювання Лебедя A має синхротронну природу^[60].

1951 року було відкрито радіолінію атомарного водню з довжиною хвилі близько 21 см у міжзоряному середовищі Чумацького Шляху. Спостереження цієї лінії дали змогу вимірювати швидкості міжзоряного газу за доплерівським зсувом і досліджувати обертання та структуру Галактики^[61]. Завдяки відсутності істотного поглинання радіовипромінювання міжзоряним пилом 21-см спостереження стали важливим засобом дослідження внутрішніх областей Галактики. Подальші спостереження в різних діапазонах електромагнітного спектра дали докази наявності в центральній частині Галактики бара^[62]. Згодом 21-см спостереження дали змогу досліджувати розподіл і рух нейтрального водню в інших спіральних галактиках. У 1970-х роках спостереження Віри Рубін та її колег показали, що швидкості обертання зір у зовнішніх частинах спіральних галактик залишаються високими, замість того щоб зменшуватися з віддаленням від центру. Ці так звані плоскі криві обертання стали важливим спостережним доказом існування значної кількості невидимої маси, відомої як темна матерія^[63][64].

Спостереження в далекому інфрачервоному діапазоні дають змогу досліджувати внутрішні області гігантських молекулярних хмар та центральні частини галактик, зокрема холодний пил і газ^[65]. Інфрачервоні спостереження також відіграють важливу роль у дослідженні далеких галактик із великим червоним зсувом, оскільки внаслідок розширення Всесвіту їхнє випромінювання зміщується до довших хвиль, зокрема в інфрачервоний діапазон. За дуже великих червоних зміщень ультрафіолетове та видиме випромінювання перших галактик зміщується переважно в ближній та середній інфрачервоний діапазони^[66][67]. Водяна пара та діоксид вуглецю в атмосфері Землі поглинають частину інфрачервоного випромінювання, тому інфрачервоні спостереження проводять із високих гір, літаків та космічних апаратів^[68].

Перші систематичні дослідження позагалактичного інфрачервоного неба були проведені за допомогою супутника IRAS, запущеного 1983 року. Огляд результатів IRAS показав значне різноманіття інфрачервоних позагалактичних джерел, зокрема спіральних, еліптичних, карликових і взаємодіючих галактик, активних галактичних ядер та надзвичайно яскравих інфрачервоних галактик^[69]. Подальшим важливим етапом стало дослідження космічного інфрачервоного фону за допомогою приладу DIRBE на борту супутника COBE. DIRBE систематично вимірював яскравість неба в десяти фотометричних смугах у діапазоні від 1,25 до 240 мкм; після моделювання та вилучення внесків випромінювання Чумацького Шляху та міжпланетного пилу було отримано свідчення існування дифузного позагалактичного інфрачервоного фону^[70]. Космічний інфрачервоний фон містить сумарне випромінювання зір і галактик та відображає історію формування структур і зореутворення у Всесвіті^[70][71]. Ідея про те, що сумарне випромінювання галактик може створювати спостережуваний космічний фон, була висунута ще 1967 року^[72].

Ультрафіолетові та рентгенівські телескопи дають змогу досліджувати високоенергетичні процеси в галактиках та галактичних скупченнях. Ультрафіолетові спалахи можуть виникати під час приливного руйнування зір надмасивними чорними дірами: спостереження GALEX дозволили виявити яскравий ультрафіолетовий спалах у галактиці, спричинений руйнуванням зорі її центральною чорною дірою^[73]. Рентгенівські спостереження дають змогу картографувати гарячий газ у скупченнях галактик, оскільки газ із температурами в мільйони та десятки мільйонів градусів інтенсивно випромінює в рентгенівському діапазоні^[74][75]. Крім того, рентгенівська астрономія дає змогу досліджувати активні надмасивні чорні діри та гарячу речовину, що акреціює навколо них^[76].

Поява рентгенівської астрономії дала змогу виявляти скупчення галактик за їхнім рентгенівським випромінюванням від гарячого внутрішньоскупченного середовища. Особливий прорив стався після запуску німецько-американо-британського супутника ROSAT 1990 року: у 1990—1991 роках він провів перший рентгенівський огляд усього неба з використанням рентгенівського телескопа, чутливого до м'якого рентгенівського діапазону^[77]. На основі даних ROSAT було створено великі рентгенівські каталоги скупчень галактик, зокрема каталог REFLEX, який містив 447 скупчень^[78]. Рентгенівські огляди також дали змогу досліджувати просторову густину та фізичні властивості скупчень на космологічних відстанях, зокрема їхню еволюцію до червоних зміщень близько ${\displaystyle z\approx 1}$^[79].

Одним із перших астрономічних каталогів, що містив галактики, був Каталог Мессьє, створений французьким астрономом Шарлем Мессьє у XVIII столітті. Остання опублікована Мессьє версія каталогу, видана 1781 року, містила 103 об'єкти^[80]. Згодом каталог розширили до 110 об'єктів; сучасні версії включають також пізніші доповнення об'єктів, які спостерігали Мессьє та його колега П'єр Мешен, але які не увійшли до оригінального списку^[80]. Мессьє проводив свої спостереження за допомогою 4-дюймового рефракторного телескопа з готелю Клюні в Парижі, тому каталог містить лише об'єкти, доступні для спостереження з Парижа. Найпівденніший об'єкт каталогу, Мессьє 7, має схилення близько −34,8°^[81].

1932 року Гарлоу Шеплі та Аделаїда Еймс опублікували Каталог яскравих галактик Шеплі — Еймс, який містив 1249 яскравих галактик північного та південного неба. Це була перша збірка яскравих галактик, що охоплювала обидві півкулі неба^[82][83]. Упродовж наступних десятиліть каталог був важливим джерелом даних про червоні зміщення та морфологічні типи галактик^[84].

1958 року Джордж Ейбелл опублікував Каталог щільних скупчень галактик Ейбелла, до якого входило 2712 багатих скупчень галактик, виявлених на червоних фотопластинках Паломарського огляду неба (POSS)^[85]. 1989 року каталог розширили на південну півкулю, унаслідок чого об'єднаний каталог Ейбелла — Корвіна — Олвіна містив 4073 багатих скупчення^[86]. На основі даних Паломарського огляду неба Фріц Цвіккі та його співробітники створили Каталог галактик і скупчень галактик, який видавався у шести томах у 1961—1968 роках. Каталог містив близько 29 400 галактик і понад 9100 скупчень галактик^[87][88]. Цвіккі також розробив класифікацію скупчень за їхньою структурою на компактні, середньокомпактні та відкриті; він представив цю класифікацію 1967 року^[88]. 1973 року Пітер Нільсон опублікував Загальний каталог галактик Уппсала, що містив дані про 12 921 галактику на північ від схилення −2° 30′^[89].

Станом на 2026 рік до каталогу REGALADE входить майже 80 млн галактик; він охоплює все небо та об'єднує дані великих астрономічних оглядів^[90].

Починаючи з 1990-х років, космічний телескоп «Габбл» став важливим інструментом спостережень галактик, зокрема завдяки глибоким оглядам неба. Спостереження в межах глибоких полів Габбла дали змогу виявляти та фотометрично досліджувати галактики до дуже слабких рівнів і вивчати властивості галактик на великих червоних зміщеннях^[91]. Зокрема, спостереження Габбла показали, що слабкі червоні карлики не можуть становити основну частину темної матерії Чумацького Шляху: за оцінками, вони становлять менше 6 % маси його гало^[92].

Багатохвильові спостереження в різних діапазонах електромагнітного спектра — зокрема в оптичному, ближньому інфрачервоному, радіо- та рентгенівському діапазонах — дають змогу виявляти галактики, спостереження яких у видимому світлі ускладнене поглинанням випромінювання пилом і великою кількістю зір Чумацького Шляху. Зокрема, такі огляди використовують для дослідження зони уникання — ділянки неба, де міжзоряний пил і зорі нашої Галактики перешкоджають оптичним спостереженням^[93]. Численні галактики, приховані за площиною Чумацького Шляху, вже виявлено за допомогою оптичних, інфрачервоних та радіооглядів^[94].

У дослідженні 2016 року під керівництвом Крістофера Конселіса та його колег проаналізовано багато джерел даних та оцінено, що Всесвіт до червоного зсуву z = 8 містить близько ${\displaystyle 2,0_{-0,6}^{+0,7}}$ трильйона галактик, тобто майже в 10 разів більше, ніж можна було б побачити під час повного огляду неба з чутливістю надглибокого поля Габбла^[95][96]. Пізніші спостереження за допомогою космічного апарата «Нові горизонти» за межами основної частини зодіакального світла показали, що космічне оптичне тло слабше, ніж передбачала оцінка Конселіса, однак його інтенсивність усе ще приблизно вдвічі перевищує внесок від галактик, наявних у сучасних каталогах. Це свідчить про наявність додаткового внеску до космічного оптичного тла, джерело якого залишається невизначеним; серед можливих пояснень розглядають, зокрема, дуже слабкі далекі галактики та дифузне світло зоряних гало^[97].

Частково вивченням галактик займається також космічний телескоп «Чандра», запущений 1999 року. Його рентгенівські спостереження використовували, зокрема, для дослідження гарячого газу та процесів злиття галактичних систем. Спостереження скупчення галактик Abell 2142 дали змогу дослідити розподіл температури, густини та тиску гарячого газу в центральній області скупчення, що зливається^[98]. Рентгенівські спостереження також застосовують для дослідження взаємодіючих і злитих галактик та пов'язаного з цими процесами гарячого газу^[99].

Дані «Чандри» також використовували для дослідження гарячого газового гало Чумацького Шляху. Спостереження рентгенівського випромінювання та поглинання, доповнені даними інших рентгенівських обсерваторій, дали свідчення існування протяжного теплого й гарячого газового середовища навколо Галактики; його густина, просторова протяжність і загальна маса залишаються предметом досліджень^[100][101].

Космічний телескоп «Спітцер» (2003—2020) відіграв важливу роль у дослідженні галактик у локальному Всесвіті та на великих червоних зсувах. За його допомогою досліджували внесок спалахів зореутворення та активних галактичних ядер в інфрачервоне випромінювання галактик, а також властивості світних інфрачервоних галактик^[102].

Телескоп Джеймса Вебба (JWST), що працює з 2022 року, також активно використовують для дослідження галактик, зокрема галактик раннього Всесвіту. У межах програми JWST Advanced Deep Extragalactic Survey (JADES) за допомогою спостережень NIRCam було відібрано сотні кандидатів у галактики при червоних зсувах z > 8^[103]. Спектроскопічні спостереження за допомогою NIRSpec дають змогу підтверджувати червоні зміщення та досліджувати фізичні властивості таких галактик^[104]. У цьому дослідженні для галактики MoM-z14 визначено спектроскопічний червоний зсув z = 14,44, що відповідає спостереженню галактики приблизно через 280 мільйонів років після Великого вибуху.

З 2009 року місія НАСА WISE здійснювала огляд усього неба в інфрачервоному діапазоні. Дані WISE дали змогу виявити WISE J224607.55-052634.9 (W2246-0526) — на той час найяскравішу з відомих галактик у Всесвіті, з болометричною світністю близько ${\displaystyle 3{,}5\times 10^{14}\,L_{\odot }}$^[105]. За даними Gaia та unWISE також було створено каталоги кандидатів в активні ядра галактик^[106].

Великий міліметровий радіотелескоп Атаками (ALMA) дає змогу отримувати високороздільні зображення молекулярного газу в галактиках. Зокрема, огляд PHANGS-ALMA охоплює близько 90 близьких галактик і дає змогу досліджувати розподіл молекулярного газу, властивості та еволюцію молекулярних хмар і їхній зв'язок із процесами зореутворення^[107]. Для близьких галактик такі спостереження дають змогу розділяти молекулярний газ на масштабах, порівнянних із розмірами окремих гігантських молекулярних хмар^[107]. Магелланові Хмари є близькими маломасивними галактиками з низькою металічністю; їх дослідження дає змогу вивчати вплив металічності та маси галактики на молекулярний газ і зореутворення^[108].

Місія ЄКА «Евклід» з 2023 року здійснює широкопольний огляд позагалактичного неба у видимому та ближньому інфрачервоному діапазонах. Телескоп поєднує високороздільну оптичну зйомку з ближньою інфрачервоною фотометрією та спектроскопією, що дає змогу досліджувати розподіл галактик і великомасштабну структуру Всесвіту^[109]. Перший оперативний випуск даних місії (Q1) містив каталог близько 378 000 яскравих або протяжних галактик, для яких визначено морфологічні ознаки, зокрема наявність центральних барів, спіральних рукавів та ознак поточних злиттів^[110].

Сучасні огляди всього неба дають змогу отримувати спектроскопічну інформацію для сотень мільйонів галактик. Зокрема, космічна обсерваторія SPHEREx здійснює спектроскопічний огляд усього неба в ближньому інфрачервоному діапазоні в 102 спектральних смугах. Спектроскопічні дані використовують, зокрема, для визначення відстаней і дослідження складу галактик. За два роки основної місії SPHEREx має провести чотири повні огляди неба та зібрати дані про понад 450 млн галактик^[111].

• Ядро — центральна область галактики, де розташований галактичний центр. У випадку активних галактичних ядер спостережувані процеси значною мірою пов'язані з активністю надмасивної чорної діри в центрі галактики^[112].
• Балдж — центральне сфероїдальне або еліпсоїдальне скупчення зір, характерне передусім для спіральних та лінзоподібних галактик^[113].
• Диск — відносно пласка структура, що містить значну частину зір, газу та пилу галактики^[114].
• Гало — майже сфероїдальна протяжна компонента, що оточує диск і містить старі зорі, кулясті скупчення та розріджений газ^[115].
• Гало темної матерії — протяжне гало з темної матерії, яке оточує видиму частину галактики та простягається значно далі за її світні компоненти.

• Полярне кільце — рідкісний тип галактичної структури, за якого навколо центрального зоряного компонента простягається кільце або диск із газу, пилу та зір, площина якого майже перпендикулярна до площини основного диска галактики. Походження полярних кілець пов'язують, зокрема, з припливним захопленням речовини, злиттями галактик та акрецією газу з космічних філаментів^[116][117].
• Спіральні рукави — протяжні структури в дисках спіральних галактик, багаті на газ, пил та молоді зорі. Зореутворення в них пов'язане з підвищеннями густини газу та зір^[118].
• Перемички (бари) — витягнуті зоряні структури, що проходять через центральні області деяких спіральних галактик. Вони можуть спрямовувати газ до центральних областей галактики та впливати на зореутворення й активність ядра^[119][120].
• Бульбашки Фермі — величезні структури гарячого газу, що простягаються над і під диском галактики. Кожна з двох бульбашок простягається приблизно на 25 000 світлових років від площини диска, а вся структура має близько 50 000 світлових років заввишки^[121][122].
• Релятивістські струмені (джети) — вузькі, сильно колімовані потоки плазми та випромінювання, що виникають поблизу надмасивних чорних дір у центрах деяких активних галактичних ядер. Вони можуть рухатися з релятивістськими швидкостями та простягатися далеко за межі галактики^[123][124].

Основні спостережувані складові частини галактик включають:

• Зорі різної маси та віку, частина яких розташована в зоряних скупченнях. Зорі є основним джерелом видимого світла галактик, а розподіл їхніх мас, віку та хімічного складу визначає їхні спостережувані властивості та простежує історію зореутворення^[125].

• Компактні зоряні залишки — білі карлики, нейтронні зорі та чорні діри зоряної маси, що утворюються внаслідок еволюції масивних зір або інших зоряних процесів. Вони становлять частину зоряної маси галактик і можуть впливати на їхню динаміку та енергетичний баланс^[126].

• Міжзоряне середовище — газ і пил між зорями. Газ перебуває в різних фазах — від холодного молекулярного та атомарного газу до іонізованого та гарячого газу. Молекулярні хмари є основним середовищем, у якому формуються нові зорі, а пил поглинає та перевипромінює електромагнітне випромінювання^[127].

• Розріджений гарячий газ — багатофазне газове середовище, яке може простягатися далеко за межі видимих частин галактики. Гарячий газ спостерігається, зокрема, у рентгенівському діапазоні та є важливою складовою газового середовища навколо галактик. Він бере участь в обміні речовиною та енергією між галактикою і навколишнім середовищем та відіграє важливу роль у їхньому формуванні й еволюції^[128][129].

• Надмасивна чорна діра — багато великих галактик містять надмасивні чорні діри в центральних областях. Їхня маса та енергія, що вивільняється під час акреції, можуть істотно впливати на властивості центральних областей галактики та її еволюцію. Спостереження свідчать про тісний зв'язок між масою надмасивної чорної діри та властивостями її галактики-господаря^[130].

Газ, пил і зорі складаються переважно зі звичайної, або баріонної, матерії, тоді як темна матерія є окремим компонентом, який не випромінює, не поглинає та не відбиває світло й виявляється переважно за своєю гравітаційною дією. Темна матерія становить значну частину маси галактик і формує великі гало, що простягаються далеко за межі їхніх видимих компонентів^[131][132].

Якби основна частина маси галактики була зосереджена у видимій речовині, то, використовуючи відношення маса — світність та моделі розподілу зоряного й газового компонентів, можна було б розрахувати очікувану криву обертання. За такої моделі зі збільшенням відстані від центра, після того як більша частина видимої маси вже охоплена орбітою, швидкість обертання мала б зменшуватися приблизно за кеплерівським законом. Натомість спостереження спіральних галактик показують, що на великих радіусах їхні криві обертання залишаються приблизно пласкими або зменшуються значно повільніше, ніж передбачає модель, заснована лише на видимій речовині^[133].

Ця невідповідність означає, що на великих відстанях від центра галактик присутня значна кількість маси, яка не простежується за її випромінюванням. У межах стандартної космологічної моделі це пояснюють темною матерією, що утворює просторово протяжне темне гало навколо галактики. Спостереження кривих обертання є одним із основних методів дослідження розподілу маси в дискових галактиках^[133][134].

Незалежним чином можна дійти до висновку про наявність прихованої маси, якщо оцінювати загальну масу, виходячи з умови стійкості зоряного диска^[135]. Вимірювання швидкостей руху галактик-супутників масивних галактик також свідчать про наявність протяжних масивних темних гало, розмір яких значно перевищує оптичні розміри галактик^[136]. Подальші дослідження з використанням кінематики галактик-супутників підтвердили зв'язок між властивостями центральних галактик і масою їхніх протяжних темних гало^[137].

Найважливіші інтегральні характеристики галактик включають:

У галактичній фотометрії D₂₅ визначають як діаметр ізофоти, на якій поверхнева яскравість галактики в B-смузі становить 25 mag/arcsec². Це традиційний фотометричний показник розміру галактики^[144].

Для Чумацького Шляху оцінки світності залежать від фотометричної смуги. За екстраполяцією локальної інфрачервоної світності на всю Галактику її абсолютна зоряна величина в K-смузі становить приблизно ${\displaystyle M_{K}=-24{,}2}$^[140]. Незалежна оцінка в I-смузі дає глобальну світність Чумацького Шляху близько ${\displaystyle (3{,}8\pm 0{,}6)\times 10^{10}\,L_{\odot }}$^[145].

Галактики не мають чітких фізичних меж: їхні зовнішні області поступово переходять у міжгалактичне середовище, а вимірюваний розмір залежить від довжини хвилі спостережень та способу його визначення. Наприклад, радіоспостереження нейтрального водню можуть простежувати газ на більших відстанях від центра галактики, ніж оптичні спостереження зоряного компонента. Тому для порівняння розмірів галактик використовують стандартизовані фотометричні визначення^[146].

Традиційно під оптичним розміром галактики розуміють діаметр ізофоти, на якій поверхнева яскравість у B-смузі становить 25 mag/arcsec². Таке позначення розміру називають D₂₅^[147]. Це традиційне визначення, яке широко використовувалося в каталогах галактик, зокрема HyperLEDA та RC3; сучасні каталоги також містять аналогічні ізофотні діаметри, визначені в інших фотометричних смугах^[148].

Масу дискових галактик можна оцінювати за кривою обертання, моделюючи внески зоряного диска, газу, балджу та темного гало до загального гравітаційного потенціалу. Криві обертання отримують, зокрема, за спостереженнями спектральних ліній H I, CO та Hα, а розподіл маси моделюють на основі кінематичних і фотометричних даних^[149][150].

Для еліптичних галактик, де зорі рухаються переважно по неколових орбітах, масу визначають за кінематикою зір у поєднанні з фотометричним профілем світності та динамічними моделями. Важливу роль відіграє дисперсія швидкостей; за наявності детальнішої кінематичної інформації можна оцінювати радіальний розподіл маси та досліджувати внесок темної матерії. Для грубої оцінки маси в межах ефективного радіуса може бути достатньо його розміру та апертурно усередненої дисперсії швидкостей^[151].

Масу холодного атомарного газу в галактиці можна оцінити за інтегральним потоком випромінювання в лінії H I на довжині хвилі 21 см. Для галактики на відстані D маса атомарного водню визначається за співвідношенням^[152]:

${\displaystyle M_{\mathrm {H\,I} }=2{,}36\times 10^{5}\,D^{2}F_{\mathrm {H\,I} }\,M_{\odot }}$,

де D — відстань до галактики в мегапарсеках, а ${\displaystyle F_{\mathrm {H\,I} }}$ — інтегральний потік лінії H I в янських км/с (Jy km/s).

Оцінка маси молекулярного газу досить складна, оскільки холодний молекулярний водень (H₂) практично не спостерігається у випромінюванні. Тому для оцінки його кількості зазвичай використовують інтенсивність спектральних ліній молекули монооксиду вуглецю (CO), зокрема переходу CO J = 1 → 0. Зв'язок між інтенсивністю випромінювання CO та масою H₂ описують коефіцієнтом перетворення X_CO. Його значення залежить від фізичних умов у газі, зокрема від металічності, і може істотно відрізнятися в різних ділянках галактик^[153].

Під швидкістю обертання галактики мають на увазі азимутальну швидкість її компонент навколо центра. Для газу в диску цю швидкість позначають як V_φ. Її слід відрізняти від кругової швидкості V_c, яка визначається гравітаційним потенціалом галактики та відповідає швидкості, необхідній для руху по коловій орбіті за відсутності інших сил. Для газу, крім гравітації, важливу роль може відігравати радіальний градієнт тиску^[154].

За умов осесиметричного диска, стаціонарного руху та переважно азимутального руху газу радіальне рівняння рівноваги можна записати як

${\displaystyle V_{\phi }^{2}=V_{c}^{2}+{\frac {R}{\rho _{g}}}{\frac {\partial P}{\partial R}}}$,

де P — тиск газу, ρ_g — його густина, R — відстань від центра галактики, а ${\displaystyle V_{c}^{2}=R{\frac {\partial \Phi }{\partial R}}}$ — квадрат кругової швидкості, визначеної гравітаційним потенціалом ${\displaystyle \Phi }$. Оскільки в галактичних дисках тиск зазвичай зменшується з радіусом, його градієнт є від'ємним, тому обертальна швидкість газу може бути меншою за кругову; це називають підтримкою тиском.

Безпосередньо зі спектральних спостережень визначають швидкість руху галактики вздовж променя зору. Спостережуване поле швидкостей містить як внесок від системного руху галактики, так і внески від її внутрішніх рухів. Під час побудови кривої обертання системну швидкість галактики, положення кінематичного центра, нахил диска та інші кінематичні параметри визначають у межах моделі поля швидкостей^[155].

Швидкість, отримана зі спектральних спостережень, є променевою швидкістю — складовою швидкості вздовж променя зору. Для визначення швидкості обертання галактики необхідно врахувати геометрію проєкції диска на площину неба. Кінематичне моделювання поля швидкостей враховує, зокрема, системну швидкість галактики, положення центра обертання та нахил диска до променя зору^[155].

У найпростішій моделі осесиметричного диска проєкція кругової швидкості на променеву складову залежить від кута нахилу диска i та азимутального положення точки в диску. Тому для відновлення швидкості обертання за спостережуваним полем швидкостей необхідно визначити геометричні параметри галактики та її системну швидкість.

Якщо галактика має приблизно осесиметричний диск і переважно круговий рух газу, задачу можна спростити. Уздовж великої осі диска проєкція швидкості обертання на променеву швидкість визначається кутом нахилу диска i. Після віднімання системної швидкості галактики швидкість обертання можна оцінити як^[156]:

${\displaystyle V_{\rm {rot}}(R)={\frac {V_{\rm {LOS}}(R)-V_{\rm {sys}}}{\sin i}}}$,

де V_LOS — спостережувана швидкість уздовж променя зору, V_sys — системна швидкість галактики, i — кут нахилу диска до променя зору, а R — галактоцентрична відстань. Формула застосовна для точок уздовж великої осі, де проєкція кругової швидкості на променеву швидкість максимальна.

Для повного відновлення кривої обертання зазвичай використовують двовимірне поле променевих швидкостей, отримане для багатьох точок диска. Стандартним підходом є модель нахилених кілець (англ. tilted-ring model), у якій диск поділяють на концентричні кільця та для кожного кільця враховують системну швидкість, кінематичний центр, кут нахилу, позиційний кут і швидкість обертання^[155]. Такі моделі застосовують, зокрема, до двовимірних карт швидкостей, отриманих зі спостережень лінії H I та оптичних емісійних ліній.

Спектральний розподіл енергії (англ. Spectral Energy Distributions, SED) галактики є сукупним результатом випромінювання її зір, газу, пилу та, у разі наявності, активного галактичного ядра. Форма SED залежить, зокрема, від складу й віку зоряного населення, темпів зореутворення, властивостей міжзоряного пилу та його просторового розподілу^[157]. У звичайних галактиках значна частина випромінювання припадає на ультрафіолетовий, оптичний та інфрачервоний діапазони. Молоді масивні зорі є важливим джерелом ультрафіолетового випромінювання, тоді як міжзоряний пил поглинає та розсіює частину ультрафіолетового й оптичного випромінювання і перевипромінює поглинуту енергію в інфрачервоному діапазоні^[158].

Галактики також випромінюють у рентгенівському та радіодіапазонах, а деякі активні галактичні ядра — у гамма-діапазоні. Тому для дослідження галактик використовують багатохвильові спостереження від гамма-променів до радіохвиль^[159].

Окрім широкосмугового випромінювання, спектри галактик містять спектральні лінії поглинання та випромінювання. Лінії поглинання утворюються, коли атоми та іони в атмосфері зір або в холоднішому газі поглинають випромінювання певних довжин хвиль. Емісійні лінії виникають, зокрема, в іонізованому газі, коли збуджені атоми та іони переходять у стани з меншою енергією та випромінюють фотони певних довжин хвиль^[160].

Емісійні лінії іонізованого газу дають змогу досліджувати зореутворення, хімічний склад, фізичні умови та кінематику газу. Зокрема, в оптичному діапазоні широко використовують лінії Hα, Hβ, [O III] та [N II], тоді як у радіодіапазоні важливим діагностичним показником є лінія нейтрального водню H I на довжині хвилі 21 см^[161][162].

Спектральні лінії також використовують для визначення променевих швидкостей галактик за доплерівським зміщенням. Аналіз просторово розподілених спектральних ліній дає змогу досліджувати кінематику газу та зір і будувати поля швидкостей галактик.

Показник кольору (англ. color index) використовують для характеристики кольору галактик та дослідження властивостей їхніх зоряних популяцій. Він визначається як різниця зоряних величин, виміряних у двох різних фотометричних смугах; наприклад, показник кольору B−V є різницею зоряних величин у B- та V-смугах. Колір галактики залежить, зокрема, від властивостей її зоряних популяцій та поглинання світла міжзоряним пилом^[163].

У галактиках показники кольору та комбіновані показники кольору використовують для дослідження властивостей зоряних популяцій і фотометричної структури. Наприклад, для галактик з активним зореутворенням NGC 834 та NGC 1134 за результатами BVRI-фотометрії було застосовано комбінований показник кольору Q_BVI. Він слабко залежить від внутрішнього поглинання світла та чутливий до наявності блакитних зір, що дає змогу використовувати його для виявлення структурних особливостей і ділянок недавнього зореутворення в запилених галактиках^[164].

Дослідження кольорових профілів 223 дискових галактик на червоних зсувах z = 1–3, проведене за допомогою космічного телескопа Джеймса Вебба (JWST) у межах програми CEERS, виявило U-подібні кольорові профілі у частини галактик. Такі профілі характеризуються поступовим посинінням із радіусом до певного мінімуму кольору, після якого галактика стає червонішою. U-подібні профілі виявлено у 36 % галактик із дисковими профілями типу II, причому мінімум кольору зазвичай розташований поблизу радіуса зламу диска. Вивчення таких профілів дає змогу досліджувати історію формування зовнішніх частин дисків і процеси їхньої еволюції^[165].

• 
  Еліптична галактика (NGC 4150)
• 
  Спіральна галактика (NGC 1232)
• 
  Неправильна галактика M82

За зовнішнім виглядом галактики поділяють на еліптичні, лінзоподібні, спіральні та неправильні. Таку систему класифікації запропонував 1926 року Едвін Габбл^[166]. У межах класифікації Габбла еліптичні, лінзоподібні та спіральні галактики утворюють послідовність морфологічних типів, яку традиційно називають послідовністю Габбла^[166]. Терміни «ранній тип» і «пізній тип» галактик історично пов'язані з морфологічною послідовністю: ранніми типами називають еліптичні та ранні спіральні галактики, а пізніми — спіральні галактики пізніх морфологічних типів. Ці назви походять від історичного уявлення про послідовність морфологічних типів і самі по собі не означають встановленої послідовності еволюції галактик^[167]. Відтоді запропоновано численні розширення та альтернативи класифікації Габбла, зокрема системи, що враховують бари, особливості спіральних рукавів, карликові галактики та інші морфологічні характеристики. Водночас класифікація Габбла залишається однією з основних систем опису морфологічних типів галактик^[168].

У 1959 роЦі Жерар де Вокулер розширив послідовність Габбла^[169]. У системі де Вокулера збережено основні морфологічні класи галактик Габбла, але послідовність спіральних галактик розширено з урахуванням наявності перемички, кілець та характеру спіральних рукавів^[167]. Кожному морфологічному типу в системі де Вокулера відповідає числове значення T, яке утворює розширену морфологічну послідовність: від від'ємних значень для галактик ранніх типів, зокрема еліптичних і лінзоподібних, до додатних значень для спіральних та неправильних галактик^[170]. У таблиці наведено відповідність числових значень T класам де Вокулера та їхнє приблизне зіставлення з класами послідовності Габбла.

У морфологічній класифікації галактик виділяють такі основні типи та підтипи:

• E0–E7 — еліптичні галактики, які мають гладкий, майже однорідний розподіл поверхневої яскравості та еліптичну форму в проєкції. Число після літери E характеризує спостережувану еліптичність галактики: E0 відповідає об'єктам, що мають майже круглу форму в проєкції, а E7 — найбільш сплюснутим об'єктам цієї послідовності^[171][173]. Ця класифікація характеризує лише видиму форму галактики в проєкції, яка може не відображати її справжню тривимірну форму.

• S0 — лінзоподібні галактики, які мають дископодібну структуру, але не демонструють виразних спіральних рукавів. У системі де Вокулера лінзоподібні галактики поділяють на стадії S0⁻, S0⁰ та S0⁺, що відрізняються ступенем вираженості внутрішніх структур^[171].

• Sa, Sb, Sc, Sd — спіральні галактики, для яких морфологічна стадія визначається сукупністю ознак, зокрема відносним розміром центрального балджа та характером спіральних рукавів. У напрямку від ранніх до пізніх типів відносний розмір балджа зменшується, а рукави стають більш відкритими та фрагментованими^[174].

• SBa, SBb, SBc — спіральні галактики з баром. Позначення SB вказує на наявність перемички, тоді як літера після нього позначає морфологічну стадію за аналогією зі звичайними спіральними галактиками^[171].

• Irr — неправильні галактики, які не мають достатньо вираженої регулярної структури, щоб їх можна було віднести до еліптичних, лінзоподібних або спіральних типів. У деяких системах їх поділяють на підтипи Irr I та Irr II залежно від характеру їхньої структури^[175].

• До морфологічних підтипів карликових галактик належать карликові еліптичні (dE), сфероїдальні (dSph), неправильні (dIrr), спіральні (dS) та блакитні компактні (BCD) галактики^[176].
  • dE — позначення карликових галактик еліптичної морфології. Карликові еліптичні галактики мають гладкий розподіл поверхневої яскравості; їхні властивості частково перекриваються з властивостями карликових сфероїдальних галактик^[177].
  • dSph — карликові сфероїдальні галактики, дифузні, газодефіцитні та малояскраві; їхні зоряні популяції переважно старі, хоча в окремих галактиках присутні й проміжновікові зорі^[178].
  • dIrr — карликові неправильні галактики, зазвичай газонасичені, малояскраві та металодефіцитні; у них відбувається зореутворення^[179].
  • BCD — карликові блакитні компактні галактики, компактні карликові галактики з високою поверхневою яскравістю та інтенсивним поточним зореутворенням^[180].
  • UCD — ультракомпактні карликові галактики, дуже компактні зоряні системи, властивості яких займають проміжне положення між кулястими зоряними скупченнями та компактними галактиками; їхня природа та походження залишаються предметом досліджень^[181].

• 
  E0: M89
• 
  E1: M105
• 
  E2: M60
• 
  E3: M86
• 
  E4: M49
• 
  E6: M110
• 
  S0: NGC 1316
• 
  Sa: NGC 92
• 
  Sc: M51
• 
  Sd: NGC 7793
• 
  Irr: NGC 1427A
• 
  S0/a pec: NGC 4650A

Розрізнення між зоряним скупченням і карликовою галактикою є складним завданням, оскільки властивості цих об'єктів можуть перекриватися. Для їхньої класифікації використовують сукупність структурних, динамічних і хімічних характеристик. Важливою ознакою карликових галактик вважають значний внесок темної матерії в їхню загальну масу, проте для найтьмяніших систем її виявити вкрай складно. Додатковими критеріями є розмір, динамічна маса, співвідношення маси до світності та хімічний склад зоряного населення. Зокрема, ультратьмяні карликові галактики зазвичай мають значно більшу динамічну масу порівняно із зоряною масою та можуть демонструвати розкид металічності, тоді як зоряні скупчення здебільшого складаються з одноріднішого за хімічним складом зоряного населення^[182][183].

Водночас самі лише розміри та маси не дають чіткої межі: існують компактні зоряні системи, властивості яких перекриваються^[184][185]. Прикладом розмитої межі є об'єкт UMa III / U1, природа якого залишається дискусійною: спочатку його розглядали як можливу ультратьмяну карликову галактику, однак новіші спостереження більше узгоджуються із зоряним скупченням, хоча галактична природа об'єкта остаточно не виключена^[182][186].

Близько 10 % відомих галактик класифікують як активні, тобто такі, у яких центральна область значно яскравіша за зоряне населення галактики^[187]. Активність галактичного ядра може проявлятися в широкому спектрі електромагнітного випромінювання, значній змінності випромінювання, широких або вузьких емісійних лініях, високошвидкісному русі газу, релятивістських струменях та інших особливостях випромінювання^[188][189]. Галактики з активними ядрами охоплюють кілька спостережуваних класів об'єктів, зокрема сейфертівські галактики, квазари, лацертиди та радіогалактики. Їхні відмінності значною мірою пов'язані з властивостями активного ядра, орієнтацією щодо спостерігача та домінуванням різних компонентів випромінювання^[190].

Перші квазари, зокрема 3C 48 та 3C 273, виявили як потужні радіоджерела наприкінці 1950-х років. На початку 1960-х їх почали ототожнювати з оптичними об'єктами, які мали зореподібний вигляд. Спектри цих об'єктів містили широкі емісійні лінії, які спочатку не вдавалося ідентифікувати^[191]. Прорив стався 1963 року, коли Мартен Шмідт, досліджуючи спектр 3C 273, встановив, що його широкі емісійні лінії відповідають бальмерівській серії водню, зміщеній у бік довших хвиль через значний червоний зсув^[192]. Незабаром аналогічний червоний зсув було встановлено і для 3C 48^[193].

Сучасне розуміння квазарів пов'язує їх із найяскравішими проявами активних галактичних ядер, енергія яких вивільняється під час акреції речовини на надмасивну чорну діру. У яскравих активних ядрах чорну діру оточує гарячий акреційний диск, у якому гравітаційна енергія акреційної речовини перетворюється на інтенсивне електромагнітне випромінювання^[194].

Уніфікована модель активних галактичних ядер пояснює частину відмінностей між спостережуваними типами AGN геометрією системи та її орієнтацією відносно спостерігача. Зокрема, на вигляд ядра впливає те, під яким кутом до лінії зору розташовані акреційний диск і навколишній пиловий тор: за різної орієнтації окремі області ядра можуть бути безпосередньо видимими або прихованими від спостерігача^[194][195].

Галактика-супутник — галактика, гравітаційно пов'язана з більш масивною галактикою-господарем та така, що рухається навколо неї в межах спільного гало темної матерії^[196]. Супутникові галактики зазвичай мають значно меншу масу, ніж їхні галактики-господарі, і можуть зазнавати впливу їхнього гравітаційного поля та інших ефектів середовища, зокрема припливних сил та вилучення газу динамічним тиском (англ. ram-pressure stripping)^[196]. Багато супутникових галактик є карликовими галактиками, хоча супутникові системи можуть містити об'єкти різної маси^[197].

Галактики-супутники взаємодіють із галактиками-господарями та їхнім оточенням. Гравітаційний вплив галактики-господаря може спричиняти припливні ефекти, тоді як рух супутника крізь гарячий газ у гало галактики може призводити до вилучення газу під дією динамічного тиску. Ці процеси, а також припинення надходження нового газу до галактики, можуть зменшувати запаси холодного газу, необхідного для зореутворення, і зрештою призводити до пригнічення зореутворення в галактиках-супутниках^[198][199].

Сучасні моделі формування галактик у ранньому Всесвіті базуються на моделі Лямбда-CDM (ΛCDM). Приблизно через 380 000 років після Великого вибуху відбулася рекомбінація, під час якої первісна плазма утворила переважно нейтральний водень, а речовина відокремилася від фотонного поля. Всесвіт увійшов у період, відомий як космічні темні віки, коли зорі та галактики ще не сформувалися^[200]. Первинні флуктуації густини поступово зростали під дією гравітації, що призвело до формування великих структур і гало холодної темної матерії. Баріонний газ накопичувався в цих гравітаційних потенціальних ямах, охолоджувався та конденсувався, утворюючи перші зорі й протогалактичні системи^[201]. Ці ранні системи згодом зростали завдяки акреції газу, злиттям та об'єднанню менших галактичних систем, формуючи галактики, що спостерігаються у сучасному Всесвіті^[201].

Коли газ падає в гравітаційне поле гало темної матерії, він стискається й нагрівається. Щоб подальше стискання та конденсація могли тривати, газ повинен втрачати енергію, зокрема через випромінювання. У первісному газі раннього Всесвіту основним механізмом охолодження в малих гало було випромінювання молекулярного водню (H₂), оскільки за температур, недостатніх для ефективного атомарного охолодження водню, саме переходи молекул H₂ забезпечували відведення теплової енергії^[202][203]. У міру накопичення газу в гало та його охолодження він міг утворювати обертові диски. За достатньо високої густини в окремих ділянках дисків газ ставав гравітаційно нестійким, що створювало умови для утворення зір.

Коли протогалактики почали формуватися та стискатися, у них утворилися перші зорі, відомі як зорі Популяції III^[204]. Вони формувалися з первісного, практично безметалевого газу, що складався переважно з водню та гелію. Масивні зорі Популяції III випромінювали значну кількість ультрафіолетового випромінювання, яке іонізувало навколишній нейтральний водень, сприяючи поступовій реіонізації Всесвіту^[205]. Наймасивніші зорі Популяції III, ймовірно, завершували життя потужними вибухами наднових, викидаючи важкі елементи в навколишній газ^[204]. Збагачення газу важкими елементами створило умови для формування наступного покоління зір — зір Популяції II.

Теоретичні моделі формування галактик у ранньому Всесвіті перевіряють за допомогою численних астрономічних спостережень^[201]. Фотометричні спостереження галактик на великих червоних зсувах часто потребують спектроскопічного підтвердження, оскільки різні особливості спектра можуть спричиняти неоднозначність у визначенні червоного зсуву. Наприклад, один із кандидатів на галактику з фотометричним червоним зсувом близько z ≈ 16, виявлений за допомогою космічного телескопа Джеймса Вебба (JWST), після спектроскопічних спостережень виявився об'єктом із червоним зсувом z = 4,9^[206]. Це ілюструє важливість спектроскопічного підтвердження для надійного визначення відстаней і фізичних властивостей найдавніших галактик. Водночас спектроскопічно підтверджені спостереження JWST уже дають змогу безпосередньо перевіряти моделі раннього формування галактик; зокрема, спостереження дуже масивних галактик при z ≈ 7–10 використовують для перевірки узгодженості властивостей галактик із прогнозами стандартної космологічної моделі ΛCDM^[207].

Докази існування окремих зір Популяції III у ранньому Всесвіті отримати надзвичайно складно. Навіть спектроскопічні спостереження не завжди дають однозначні докази, оскільки подібні характеристики випромінювання можуть мати й інше походження^[204]. Наприклад, спостереження галактики Cosmos Redshift 7 з червоним зсувом z = 6,60 виявили сильну емісійну лінію He II, яку розглядали як можливу ознаку зоряної популяції, подібної до Популяції III^[208]. Однак подальший аналіз показав сильне випромінювання [O III] та слабшу, ніж вважалося раніше, лінію He II; автори дійшли висновку, що властивості CR7 не потребують пояснення Популяцією III і можуть бути зумовлені молодим зоряним спалахом із низькою металічністю або активним галактичним ядром^[209].

Коли в галактиках починається зореутворення, еволюція галактичного газу та зоряних популяцій визначається взаємодією багатьох фізичних процесів, зокрема гравітації, охолодження й нагрівання газу, зореутворення, випромінювання та зворотного впливу зір і надмасивних чорних дір. Ці процеси взаємодіють між собою та визначають темпи зореутворення, хімічний склад, структуру й подальшу еволюцію галактик. Попри значний прогрес у теоретичному моделюванні та чисельних симуляціях, багато аспектів фізики формування та еволюції галактик залишаються недостатньо зрозумілими^[210].

У міру розвитку галактик у них формуються та еволюціонують основні структурні компоненти, зокрема зоряні диски, балджі та зоряні скупчення. Ці процеси супроводжуються інтенсивним зореутворенням і поступовим збагаченням міжзоряного газу важкими елементами. Важливу роль в еволюції масивних галактик відіграють надмасивні чорні діри в їхніх центрах: акреція газу на них може вивільняти значну кількість енергії та спричиняти зворотний зв'язок активного ядра, який впливає на нагрівання газу та темпи зореутворення^[210]. Спостереження галактик раннього Всесвіту показують, що інтенсивне зореутворення та ріст надмасивних чорних дір відбувалися вже протягом першого мільярда років після Великого вибуху^[211][212].

Протягом ранньої еволюції галактики газ, що надходить із гало та міжгалактичного середовища, може осідати в галактичному диску. У молодих газонасичених дисках гравітаційна нестійкість спричиняє утворення масивних згустків, які можуть мігрувати до центру та сприяти формуванню балджа^[213]. Надходження речовини триває і на пізніших етапах еволюції галактик: газ може надходити безпосередньо з міжгалактичного середовища або разом із газонасиченими галактиками-супутниками^[214]. Така акреція поповнює запаси газу в галактиках і може підтримувати зореутворення^[215]. Унаслідок еволюції зір та вибухів наднових міжзоряний газ поступово збагачується важчими за гелій елементами, синтезованими в зорях і під час вибухів наднових, що впливає на хімічну еволюцію галактик і склад наступних поколінь зір^[216]. Хімічний склад зір, своєю чергою, пов'язаний зі складом і формуванням планетних систем^[217].

Еволюція галактик може істотно змінюватися під впливом взаємодій та злиттів. Взаємодії та злиття галактик відіграють важливу роль у їхній еволюції; у ранньому Всесвіті частка масивних галактик, що переживають великі злиття, була значно вищою, ніж у сучасну епоху^[218]. Через великі відстані між зорями безпосередні зіткнення зір під час взаємодії галактик є дуже рідкісними, тому більшість зір залишається неушкодженою^[219]. Натомість гравітаційні припливні впливи можуть витягувати газ, пил і зорі з дисків галактик, утворюючи довгі припливні хвости та інші морфологічні структури^[219][220]. Припливні впливи стають особливо значними під час близьких зближень галактик, коли їхні гравітаційні поля суттєво впливають одне на одне^[220]. У середовищі галактичних скупчень взаємодія з навколишнім середовищем також може спричиняти втрату газу, зокрема внаслідок напірного тиску, що обмежує поповнення запасів холодного газу, необхідного для зореутворення^[221]. Прикладами галактик із вираженими припливними структурами, зокрема довгими припливними хвостами, є NGC 4676 та Галактики Антени^[219].

Якщо відстань між галактиками достатньо мала, гравітаційна взаємодія спричиняє сильну динамічну реакцію галактичних дисків, зокрема може призвести до формування спіральних рукавів та барів. Ці неосьосиметричні структури спричиняють стискання та рух газу в дисках, що підвищує темп зореутворення і може призвести до спалаху зореутворення^[221].

Європейська південна обсерваторія за допомогою Дуже великого телескопа (VLT) сфотографувала трійку взаємодіючих галактик NGC 7173, NGC 7174 і NGC 7176 у сузір'ї Південної Риби, на відстані близько 106 мільйонів світлових років від Землі. NGC 7173 і NGC 7176 є еліптичними галактиками, тоді як NGC 7174 — спіральна галактика із сильно викривленими пиловими смугами та довгим викривленим хвостом, що свідчить про її взаємодію із сусідніми галактиками^[222]. За даними спостережень космічного телескопа «Габбл», сильна припливна взаємодія між галактиками відриває значну кількість зір від їхніх галактик; ці зорі утворюють розріджений світний компонент групи^[223].

Найбільш руйнівним типом взаємодії галактик є їхнє злиття, яке може відбуватися під час зіткнення двох або більше галактик. Гравітаційна взаємодія між галактиками та гідродинамічні процеси в їхньому газі істотно впливають на галактики, що беруть участь у злитті. Наслідки злиття залежать від широкого спектра параметрів, зокрема від співвідношення мас галактик, геометрії їхнього зближення та властивостей газу^[224]. Частота злиттів галактик та її зміни протягом космічного часу є важливими показниками їхньої еволюції та дають змогу досліджувати роль злиттів у нарощуванні маси галактик^[225].

Зіткнення та злиття галактик є поширеними явищами. Аналіз 21 902 галактик показав, що переважна більшість із них зазнавала злиття з іншими галактиками в минулому^[226]. Дослідження даних космічної обсерваторії Gaia свідчить, що близько 2,7 мільярда років тому Чумацький Шлях зазнав великого злиття з карликовою галактикою; цю подію, відому як Virgo Radial Merger, вважають останнім великим зіткненням Чумацького Шляху^[227].

Чумацький Шлях і Галактика Андромеди зближуються під дією взаємного гравітаційного притягання. За новими оцінками, отриманими на основі даних космічних телескопів «Габбл» і Gaia, ймовірність їхнього зіткнення протягом наступних 10 мільярдів років становить близько 50 %; тому майбутня взаємодія двох галактик залишається невизначеною^[228]. Чумацький Шлях уже неодноразово взаємодіяв і зливався з іншими галактиками. Зокрема, близько 10 мільярдів років тому відбулося його значне злиття з галактикою Gaia–Sausage–Enceladus, що спричинило динамічне нагрівання попередника сучасного товстого диска та істотно вплинуло на формування внутрішнього зоряного гало^[229]. Дані про історію ранніх злиттів Чумацького Шляху продовжують уточнюватися; зокрема, сучасні дослідження вказують на ще одне значне злиття, що відбулося приблизно 1,8 мільярда років до злиття з Gaia–Sausage–Enceladus^[230].

Швидкість зореутворення (англ. star formation rate, SFR) — це маса нових зір, що утворюється в галактиці за одиницю часу; зазвичай її вимірюють у сонячних масах на рік (M_☉/рік). Швидкість зореутворення є одним із ключових параметрів для дослідження еволюції галактик і дає змогу вивчати їхні властивості та еволюційну історію^[231].

Існує кілька методів оцінювання швидкості зореутворення, кожен із яких має свої переваги та обмеження. Один із основних підходів полягає у використанні емісійних ліній, зокрема Hα та заборонених ліній [O II] і [O III], що виникають в іонізованому газі під дією випромінювання молодих масивних зір. Світність цих ліній можна використовувати для оцінювання швидкості зореутворення, оскільки вона пов'язана з кількістю іонізуючих фотонів, що випромінюються молодими зорями. Лінія Hα є одним із найпоширеніших індикаторів швидкості зореутворення, оскільки випромінювання іонізованого газу безпосередньо пов'язане з короткоживучими масивними зорями^[231]. Наприклад, у галактики COSMOS-11142 швидкість зореутворення, оцінена за допомогою моделювання спектрального розподілу енергії, становить близько 3 M_☉/рік для наймолодшої популяції зір віком до 30 млн років, хоча невизначеність цієї оцінки становить приблизно фактор 3^[232]. Інший підхід полягає у використанні ультрафіолетового (UV) та інфрачервоного (IR) випромінювання. Ультрафіолетове випромінювання молодих зір частково поглинається міжзоряним пилом і перевипромінюється в інфрачервоному діапазоні. Комбінування UV- та IR-світності дає змогу оцінювати швидкість зореутворення з урахуванням поглинання випромінювання пилом. Такі методи особливо корисні для пилозатінених і далеких галактик, у яких оптичні емісійні лінії можуть бути істотно послаблені пилом^[231].

Спіральні галактики, як-от Чумацький Шлях, можуть продовжувати утворювати нові покоління зір, доки мають достатні запаси холодного газу, зокрема в молекулярних хмарах, де відбувається зореутворення^[233]. Еліптичні галактики зазвичай містять значно менше холодного газу, необхідного для зореутворення, тому в них нині утворюється мало нових зір^[234]. У міру споживання холодного газу зореутворення в галактиках поступово сповільнюється, а його припинення може бути спричинене не лише вичерпанням газових запасів, а й нагріванням або видаленням холодного газу з галактики^[235].

Нинішня епоха зоряного утворення, як очікується, триватиме приблизно до 10¹⁴ років після Великого вибуху. Наприкінці так званої зоряної ери більшість звичайних зір вичерпає запаси ядерного палива, доступного для термоядерних реакцій, а найменші й найдовгоживучіші червоні карлики поступово згаснуть. Очікується, що на цьому етапі в галактиках переважатимуть зоряні залишки — коричневі карлики, білі карлики, нейтронні зорі та чорні діри^[236]. Надалі гравітаційні взаємодії між зоряними залишками поступово змінюватимуть структуру галактик: частина об'єктів може бути викинута в міжгалактичний простір, а частина — потрапити в центральні надмасивні чорні діри^[236].

Згасання зореутворення в галактиках може відбуватися різними шляхами. У багатьох масивних центральних галактиках воно починається в центральних областях і поступово поширюється до периферії, тоді як у супутникових галактиках вплив навколишнього середовища може спричиняти згасання від периферії до центру^[237]. Одним із важливих механізмів згасання є припинення або зменшення надходження холодного газу, необхідного для утворення нових зір. Активність надмасивної чорної діри в центрі галактики також може пригнічувати зореутворення, перешкоджаючи надходженню та охолодженню газу або спричиняючи його викидання з галактики^[238].

Галактики зазвичай входять до складу більших структур у Всесвіті. Вони утворюють групи та скупчення, гравітаційно зв'язані між собою, а також об'єднуються у надскупчення та галактичні нитки, які разом з іншими великомасштабними структурами утворюють космічну павутину^[239].

Групи галактик зазвичай містять 100 або менше галактик. Чумацький Шлях і його найближчі сусіди, зокрема галактика Андромеди, входять до складу Місцевої групи, яка налічує понад 50 інших галактик. Скупчення галактик містять від сотень до тисяч галактик^[239]. Наприклад, скупчення Діви містить понад 2000 галактик і простягається приблизно на 15 мільйонів світлових років^[240][241]. Окрім галактик, скупчення містять велику кількість гарячого газу з температурою в десятки мільйонів градусів і значну кількість темної матерії^[239].

Надскупчення є великими об'єднаннями скупчень, груп та окремих галактик, які зазвичай не є гравітаційно зв'язаними як єдина система. Місцева група розташована на периферії надскупчення Ланіакея, де разом із масивним скупченням Діви утворює Надскупчення Діви^[239][242].

Галактики в скупченнях рухаються під впливом спільного гравітаційного поля скупчення. Їхній рух і швидкості визначаються розподілом його загальної маси, значну частину якої становить темна матерія^[243].

Ще більшими елементами космічної павутини є галактичні нитки та стіни — великомасштабні структури, утворені галактиками й речовиною. Прикладами великих стін є Велика стіна CfA2 та Велика стіна Слоуна; остання простягається приблизно на 1,4 мільярда світлових років^[239]. Такі структури не є гравітаційно зв'язаними як єдині системи. Вони разом з іншими елементами космічної павутини оточують великі області зниженої густини матерії — войди, що сформувалися внаслідок еволюції початкових збурень густини у Всесвіті^[244].

Для вимірювання відстаней до галактик застосовують шкалу космічних відстаней — сукупність методів та індикаторів, які послідовно калібрують і використовують для вимірювання дедалі більших відстаней^[245].

Важливими індикаторами відстані в астрономії є стандартні свічки — об'єкти з відомою або передбачуваною світністю. Для вимірювання відстаней до близьких галактик використовують, зокрема, цефеїди та зорі типу RR Ліри, а також яскраві червоні гіганти. На більших відстанях застосовують інші індикатори, зокрема наднові типу Ia^[246], а також методи, засновані на властивостях галактик, зокрема співвідношення Таллі — Фішера для спіральних і співвідношення D-σ для еліптичних галактик. Для визначення космологічних відстаней до далеких галактик використовують їхній червоний зсув та прийняту космологічну модель.

Для об'єктів, відстані до яких визначають за їхньою світністю, відома або оцінена абсолютна зоряна величина M, тоді як видиму зоряну величину m вимірюють зі спостережень. Їхній зв'язок із відстанню виражається модулем відстані:

${\displaystyle m-M=5\log _{10}\left({\frac {D}{10}}\right)}$,

звідки

${\displaystyle D=10^{0.2(m-M)+1}}$,

де D — відстань до об'єкта в парсеках, m — його видима зоряна величина, а M — абсолютна зоряна величина; у першій формулі число 10 відповідає відстані 10 парсеків.

Для достатньо близьких галактик, для яких червоний зсув невеликий, відстань також можна наближено оцінити за законом Габбла — Леметра:

${\displaystyle D\approx {\frac {c\,z}{H_{0}}}}$,

де D — відстань до галактики, z — червоний зсув, c — швидкість світла, а H₀ — стала Габбла^[247].

Для далеких об'єктів простого співвідношення між червоним зсувом і відстанню недостатньо: залежно від поставленого завдання розрізняють, зокрема, супутню, світнісну та кутову відстані, а їхнє визначення залежить від прийнятої космологічної моделі^[248].

Навколо галактик міститься розріджений іонізований газ, який може взаємодіяти з реліктовим випромінюванням і спричиняти ефект Сюняєва — Зельдовича. Оскільки сигнал від окремих галактик є дуже слабким, для його виявлення використовують статистичне поєднання сигналів у напрямках великої кількості галактик. Вимірювання теплового та кінематичного ефектів Сюняєва — Зельдовича дають змогу досліджувати властивості іонізованого газу в галактичних гало^[249].

• Перелік галактик
• Список найближчих галактик
• Список еліптичних галактик

• Володимир Кажанов (12 січня 2007). Галактики — велетенські зоряні світи. planetarium-kharkov.org. Архів оригіналу за 13 червня 2010. Процитовано 28 вересня 2010.
• Галактики // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 90-91. — ISBN 966-613-263-X.
• Вавілова І.Б. (1998). Великомасштабна структура Всесвіту: спостереження і методи дослідження. Київ: РВЦ Київський університет.
• Вавилова І.Б.; Кудря Ю.М. (2016). Позагалактична астрономія. Книга 1. Галактики: основні фізичні властивості. ISBN 978-966-00-1517-3.
• Вавилова І.Б.; Кудря Ю.М. (2023). Позагалактична астрономія. Книга 2. Галактики: багатохвильові властивості. doi:10.15407/978-966-00-1842-6.
• Наша Галактика - Астрономія. Профільний рівень. 11 клас. Пришляк. uahistory.co (укр.). Процитовано 9 червня 2026.

•  Добірка №4. Галактики, їхня структура, походження спіральних рукавів, вплив надмасивних чорних дір. на YouTube
•  A Flight Through the Universe, by the Sloan Digital Sky Survey на YouTube
•  Де межа між галактикою і зоряним скупченням? Велика розмова з астрофізикинею Дарʼєю Зарембою на YouTube
• Галактична добірка: Чумацький Шлях, його сусіди і таємниці міжгалактичного простору YouTube
• NASA/IPAC Extragalactic Database (NED)
• NED Redshift-Independent Distances
• A Flight Through the Universe, by the Sloan Digital Sky Survey — animated video from Berkeley Lab
• Galaxies in Messier`s catalog (англійською) . SEDS. Архів оригіналу за 2 вересня 2011. Процитовано 25 жовтня 2008.
• An Atlas of The Universe
• Galaxies — Information and amateur observations
• The Oldest Galaxy Yet Found [Архівовано 11 квітня 2006 у Wayback Machine.]
• Galaxies — discussed on BBC Radio 4's «In Our Time» programme [Архівовано 3 січня 2009 у Wayback Machine.]
• Galaxy Zoo [Архівовано 9 березня 2018 у Wayback Machine.] (англ.)— онлайн-проєкт класифікації галактик Всесвіту.