| иффузных образований. Особенно мощные, относительно близкие к нам тёмные туманности представляются невооруж. глазу в виде тёмных прогалин неправильных форм на фоне полосы Млечного Пути; дефицит звёзд в них является результатом поглощения света этими несветящимися пылевыми облаками. Мн. межзвёздные облака освещены близкими к ним звёздами большой светимости и представляются в виде светлых туманностей, т. к. светятся либо отражённым светом (если состоят из космич. пылинок), либо в результате возбуждения атомов и последующего испускания ими энергии (если туманности газовые).
Полная масса Г., включая все звёзды и межзвёздное вещество, оценивается в 1011 масс Солнца, т. е. ок. 1044г. Как показывают результаты детальных исследований, строение Г. схоже со строением большой галактики в созвездии Андромеды, галактики в созвездии Волос Вероники и др. Однако, находясь внутри Г., мы не можем видеть всю её структуру в целом, что затрудняет её изучение.
Впервые звёздную природу Млечного Пути обнаружил Г. Галилей в 1610, но последоват. изучение строения Г. началось лишь в кон. 18 в., когда В. Гершель, применив свой метод черпков , подсчитал числа звёзд, видимых в его телескоп в различных направлениях. На основании результатов этих наблюдений он высказал предположение, что наблюдаемые звёзды образуют гигантскую систему сплюснутой формы. В. Я. Струве обнаружил (1847), что число звёзд в единице объёма увеличивается с приближением к галактич. плоскости, что межзвёздное пространство не идеально прозрачно, а Солнце не расположено в центре Г. В 1859 М. А. Ковальский указал на вероятное осевое вращение всей системы Г. Первые б. или м. обоснованные оценки размеров Г. выполнили нем. астроном X. Зелигер и голл. астроном Я. Каптейн в 1-й четв. 20 в. Зелигер, допуская неравномерное распределение звёзд в пространстве и различную их светимость, заключил, что поверхности одинаковой звёздной плотности являются эллипсоидами вращения со сжатием 1:5. Однако из-за неучёта искажающего влияния межзвёздного поглощения света звёзд многие из первых выводов были ошибочными; в частности, оказались преувеличенными размеры Г. При определениях положения Солнца (Земли) в Г. большинство исследователей относило его к центру Г., гл. причиной чего было также игнорирование влияния поглощения света. Такой взгляд поддерживался также и живучестью геоцентрич. и антропоцент-рич. миропредставления. В 20-х гг. 20 в. амер. астроном X. Шепли окончательно доказал нецентральное положение Солнца в Г., определив при этом направление на центр Г. (в созвездии Стрельца). В сер. 20-х гг. 20 в. Г. Стрёмберг (США), изучая закономерности движения Солнца относительно различных групп звёзд, обнаружил т. н. асимметрию звёздных движений, к-рая дала фактич. материал для обоснования мн. выводов о сложности строения Г. Швед, астроном Б. Линдблад (20-е гг. 20 в.), изучая динамику и строение Г. на основе анализа скоростей звёзд, обнаружил сложность строения Г. и принципиальное различие пространственных скоростей звёзд, населяющих разные части Г., хотя все они и связаны в единую систему, симметричную относительно галактич. плоскости. Голл. астроном Я. Оорт в 1927 на основе статистич. изучения лучевых скоростей и собств. движений звёзд доказал существование вращения Г. вокруг собственной малой оси. При этом оказалось, что внутренние, более близкие к центру, части Г. вращаются быстрее, чем внешние. На расстоянии Солнца от центра Г. (10 килопарсек) эта скорость ок. 250 км/сек; период полного оборота - ок. 180 млн. лет.
Доказательство межзвёздного поглощения света звёзд (1930, сов. астроном Б. А. Воронцов-Вельяминов, амер. астроном Р. Трамплер), его количеств, оценки и учёт позволили уточнить расстояния до отд. галактич. объектов и размеры Г., положили начало выявлению деталей её структуры. Многочисл. исследования пространственного распределения звёзд различных типов (сов. астроном П. П. Паренаго и др.), собственных движений звёзд (ранние работы С. К. Костинского на Пулковской обсерватории, амер. астронома В. Боса и др.), движения Солнца в пространстве, а также и движений звёздных потоков (сов. астроном В. Г. Фесенков, голл. астроном А. Блау и др.), изучение галактич. гравитац. поля и др. лозволили открыть, с одной стороны, много общих закономерностей, а с другой - большое разнообразие в кинематич., физич. и структурных характеристиках отд. составляющих Г.
В 30-е и последующие годы 20 в. значит, успехов в области исследований Г. достигли сов. астрономич. обсерватории. Важные результаты получены: в области динамики звёздных систем; в наблюдениях и составлении многочисл. каталогов параметров звёзд и др. галактич. объектов; в развитии новых взглядов на природу межзвёздной среды; в разработке ловых теорий и методов, позволивших выполнить количеств, оценки параметров, характеризующих поглощение в галактич. пространстве; в выяснении связей между звёздами и межзвёздным веществом. В избранных областях Млечного Пути проведены по плану Г. А. Шайна (СССР) и по комплексному плану П. П. Парена-го фотометрия и спектр, классификация десятков тысяч звёзд. Огромное значение для понимания процессов развития Г. имело открытие звёздных ассоциаций. Большую роль в изучении Г. сыграли успехи сов. пауки о переменных звёздах. Сопоставление их физич. особенностей и морфологич. характеристик с возрастными и пространственными параметрами позволило решить ряд задач структуры и природы Г. Исследования сов. и амер. астрономов сделали очевидным сложное строение Г. Оказалось, что различным частям Г. соответствуют различные, вполне определ. элементы их состава. В 1948 сов. исследователи в результате наблюдений в инфракрасных лучах впервые получили изображение ядра Г. Наблюдения 50-х гг. 20 в. показали наличие у нашей Г. спиральных рукавов. Изучение Г., её строения и развития - предмет, в первую очередь, трёх разделов астрономии: звёздной астрономии, астрометрии и астрофизики. Все эти разделы сыграли большую роль в уточнении и детализации наших представлений о Г. Большое значение для исследования Г. имело развитие радиоастрономии, получившей мн. новых сведений о Г. Радио-астрономич. наблюдения позволили обнаружить большое количество источников излучения в радиодиапазоне в межзвёздных пространствах Г., массы нейтрального водорода, изучить их движения, выяснить общие черты внутр. строения Г.
К нач. 70-х гг. 20 в. в результате исследований, выполненных в СССР и за рубежом, сложилось след, представление о Г. Степень общей сплюснутости Г., т. е. отношение толщины Г. к её экваториальному диаметру, составляет примерно 1:10, хотя резко очерченных границ Г.не имеет. Толщина расположенного вдоль плоскости галактич. экватора слоя, внутри к-рого находится большинство звёзд и осн. массы межзвёздного вещества, равна 400-500 парсек. Пространственная плотность звёзд в нём такова, что одна звезда приходится на объём, равный кубу с ребром в 2 парсека. В окрестностях Солнца плотность неск. меньше. Она значительно возрастает по мере приближения к центру Г., к-рый при наблюдении с Земли виден в созвездии Стрельца. Следовательно, распределение звёзд характеризуется концентрацией как к плоскости Г., так и к её центру. Общая масса межзвёздного газа в Г. составляет ок. 0,05 массы всех звёзд, и его ср. плотность близ плоскости экватора не превосходит 10-25 или 10-24 г/см3. Межзвёздная пыль, состоящая из твёрдых частичек, радиусы к-рых порядка 10-4-10-5см, в своей массе примерно в 100 раз меньше массы газа. Не влияя из-за ничтожной массы на динамику Г., пыль тем не менее заметно влияет на видимую структуру Г., рассеивая свет звёзд, проходящий через её среду. Ядро Г., будучи погружено в относительно плотные массы межзвездного вещества, мало доступно оптич. наблюдениям, но радиоастрономич. наблюдения указывают на активность ядра, присутствие в нём больших масс вещества и источников энергии.
Г. имеет резко выраженное подсистемное строение; различают три подсистемы: плоскую, промежуточную и сферическую. Плоская подсистема характеризуется наличием молодых горячих звёзд, переменных звёзд типа долгопериодич. цефеид, звёздных ассоциаций, рассеянных звёздных скоплений и газо-пылевого вещества. Все они сосредоточены у галактич. плоскости в форме экваториального диска (толщиной 1/20 поперечника Г.). Ср. возраст звёздного населения диска ок. 3 млрд. лет. Слабее концентрируются к плоскости Г. жёлтые и красные звёзды-карлики и звёзды-гиганты, занимающие объём в виде сильно сплюснутого эллипсоида. Все субкарлики, жёлтые и красные гиганты, переменные звёзды типа короткопериодич. цефеид и шаровые звёздные скопления образуют сферич. составляющую (иногда паз. гало), заполняя сферич. объём (со ср. диаметром, превышающим 30 тыс. парсек, т. е. 100 тыс. световых лет) с резким падением плотности в направлении от центр, областей к периферии. Её возраст более 5 млрд. лет. Объекты различных составляющих отличаются друг от друга также и скоростями движения, и химич. составом.
Звёзды плоской составляющей имеют большие скорости движения относительно центра Г. и они богаче металлами. Это указывает на то, что звёзды разных типов, относящиеся к разным подсистемам, формировались при различных начальных условиях и в различных областях пространства, занимаемого галактич. веществом. Вся галактич. система погружена в обширную газовую массу, к-рую иногда наз. галактической короной. Из центр, области Г. распространяются вдоль галактич. плоскости спиральные ветви, к-рые, огибая ядро и разветвляясь, постепенно расширяются, теряя яркость. Спиральной структурой, оказавшейся весьма характерным свойством галактик на нек-ром этапе их эволюции, Г. сходна с множеством др. звёздных систем того же типа, что и она, имеющих такой же звёздный состав. В развитии спиральной структуры, по-видимому, играют роль гравитац. силы и магнитогидродинамич. явления, при этом на неё влияют и особенности вращения Г. Вдоль спиральных ветвей происходит звездообразование и они населены наиболее молодыми галактич. объектами.
Вопросы эволюции Г. в целом или отдельных её составных элементов имеют большое мировоззренческое значение. В течение долгого времени господствовал взгляд об одновременном образовании всех звёзд и др. объектов Г. Такой взгляд связывался с признанием единовременного происхождения всех галактик в одной точке Вселенной и их последующего разбегания в разные стороны от неё. Однако детальные исследования, основанные на многочисл. наблюдениях, привели к заключению (сов. астроном В. А. Амбарцумян), что процесс звездообразования продолжается и в наст, эпоху.
Проблема происхождения и развития звёзд в Г. является фундаментальной проблемой. Существуют две главные, но противоположные точки зрения на формирование звёзд. Согласно первой из них, звёзды образуются из газовой материи, в значит, количестве рассеянной в Г. и наблюдаемой оптич. и радиоастрономич. методами. Газовое вещество там, где его масса и плотность достигают достаточно большой величины, сжимается и уплотняется под действием собственного притяжения, образуя холодный шар. В процессе дальнейшего сжатия темп-pa внутри него, однако, повышается до неск. млн. градусов; этого достаточно для возникновения термоядерных реакций, к-рые вместе с процессами излучения и обусловливают дальнейшую эволюцию этого шара - звезды. Согласно второй точке зрения, звёзды образуются из нек-рого сверхплотного веществa. Сверхплотное вещество такого рода ещё не обнаружено и его свойства неизвестны, но то обстоятельство, что в наблюдаемой Вселенной процессы истечения масс из звёзд, деления и распада систем наблюдаются во мн. случаях, процессы же образования звёзд из межзвёздного вещества не наблюдаются, говорит в пользу второй точки зрения.
Предполагается, что Г. в целом развилась в процессе конденсации первичного газового облака, богатого водородом; образовавшиеся при этом звёзды в нашу эпоху наблюдаются как звёзды сферич. составляющей, бедные металлами и имеющие наибольший возраст. Первичное газовое облако, продолжая сжиматься под действием гравитац. сил, обогащалось металлами за счёт выбрасывания вещества из недр ранее образовавшихся звёзд, в к-рых уже в течение мн. сотен млн. лет шли внутриядерные реакции и водород превращался в более тяжёлые элементы. Поэтому более позднее поколение звёзд, образовавшее диск Г., оказалось более богатым металлами. Эта концепция объясняет наблюдаемое распределение скоростей звёзд и расслоение последних по подсистемам. Тем не менее в изложенной картине остаётся немало противоречий. Развиваемое рядом сов. астрономов представление о роли в эволюции галактик мощных взрывных отталкиват. сил, таящихся в недрах галактик, может пролить новый свет на проблему развития Г.
Илл. см. т. 5, табл. XVII, стр. 448- 443.
Лит.: Паренаго П. П., Курс звёздной астрономии, 3 изд., М., 1954; Бок Б. Д ж. и Бок П. Ф., Млечный путь, пер. с англ., М., 1959; Курс астрофизики и звёздной астрономии, т. 2, М., 1962; Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И., Курс общей астрономии, М., 1966.
Е. К. Харадзе.
ГАЛАКТИКИ, гигантские звёздные системы, подобные нашей звёздной системе - Галактике, в состав к-рой входит Солнечная система. (Термин "галактики", в отличие от термина "Галактика", пишут со строчной буквы.) Устаревшие назв. Г. "внегалактические туманности" и "анагалактические туманности" отражают тот факт, что они видны на небе как светлые туманные пятна вне полосы Млечного Пути (Галактики), к-рая является, т. о., для них "зоной избегания". В этой зоне Г. не видны из-за концентрации тёмной, поглощающей свет пылевой материи вблизи экваториальной плоскости нашей Галактики. Природа Г. стала известна после того, как амер. астроном Э. Хаббл в 20-х гг. 20 в. обнаружил, что ближайшие Г. состоят из множества очень слабых звёзд, к-рые при наблюдении в небольшие телескопы сливаются в сплошное светлое пятно - туманность. Среди отдельных наиболее ярких звёзд ему удалось обнаружить переменные звёзды типа цефеид, измерение видимого блеска к-рых позволяет установить расстояние до систем, в к-рые они входят. Таким путём было окончательно установлено, что Г. находятся далеко за пределами нашей Галактики и имеют размеры, сравнимые с ней. Ближайшими к нам Г. оказались похожие на обрывки Млечного Пути Магеллановы Облака, расстояние до к-рых составляет 46 килопарсек (ок. 150 тыс. световых лет). В поперечнике они в неск. раз меньше нашей Галактики и, по-видимому, являются её спутниками. Расстояния до далёких Г. оценивают по красному смещению - смещению линий в спектре Г., обусловленному Доплера эффектом. Это смещение статистически возрастает с увеличением расстояния до Г. Расстояние до наиболее далёких Г., различимых на фотографиях, полученных с помощью самых крупных телескопов, составляет более 1 млрд. парсек (более 3 млрд. световых лет). В 20-30-х гг. 20 в. Хаббл разработал основы структурной классификации Г., согласно к-рой различают 3 класса Г.: 1) спиральные Г., характерные 2 сравнительно яркими ветвями, расположенными вокруг ядра по спирали. Ветви выходят либо из яркого ядра (такие Г. обозначаются S), либо из концов светлой перемычки, пересекающей ядро (обозначаются SB). 2) Эллиптические Г. (Е), имеющие форму эллипсоидов. 3) Иррегулярные (неправильные) Г. (I), обладающие неправильными формами. По степени клочко-ватости ветвей спиральные Г. разделяются на подтипы: а, о и с. У первых из |
