Пост 27.07.2026

Галактики представляют собой гигантские звёздные «острова» в которых сосредоточено основное количество существующих в природе звёзд и холодного газа. Все объекты внутри галактики находятся в движении относительно общего центра масс и удерживаются вместе суммарным гравитационным полем.
Галактику, в которой находится солнечная система, как и все звёзды, доступные наблюдению невооруженным глазом или в небольшой телескоп, называют нашей Галактикой или галактикой Млечный Путь.
Звёздные системы, состоящие из большого количества звёзд, были известны задолго до открытия галактик. Это гравитационно связанные звёздные скопления внутри нашей Галактики.
В общем случае, звёздные системы могут и не быть гравитационно связанными.
Известны разреженные группировки молодых звёзд спектральных классов О, В или типа Т Тельца, называемые звёздными ассоциациями. Они рождаются в областях высокой концентрации межзвёздного газа и довольно быстро распадаются в гравитационном поле Галактики.
Различают два типа звёздных скоплений — рассеянные и шаровые скопления. Некоторые рассеянные скопления хорошо видны невооруженным глазом. Шаровые скопления находятся на больших расстояниях, и для того чтобы увидеть даже ярчайшие из них, требуется телескоп. Если рассеянные скопления наблюдаются преимущественно вблизи полосы Млечного Пути, то шаровые, наоборот, избегают Млечный Путь и почти все сосредоточены в одной полусфере неба с центром в созвездии Стрельца, где располагается центр нашей Галактики.
Масса звёздного скопления составляет 10^3 –10^4 с.м. для наиболее крупных рассеянных скоплений и 10^5 –10^6 с.м. — для шаровых. При этом характерные размеры для наиболее крупных скоплений обоих типов измеряются десятками парсек. Рассеянные скопления содержат значительно меньше звёзд и, следовательно, более разрежены. Сила гравитации, удерживающая звёзды вместе, у них более слабая, и поэтому лишь немногие рассеянные скопления доживают до возраста в миллиард лет, не распадаясь.
Большие различия между скоплениями иллюстрируют сложность процесса формирования и эволюции галактических структур. Звёзды, входящие в каждое скопление, имеют близкий возраст, а значит, образовались в результате единого процесса (есть редкие исключения, например, шаровое скопление ω Центавра, где было две или несколько вспышек звездообразования). Именно по этой причине скопления оказались очень удобными для проверки теорий звёздной эволюции, поскольку они дают возможность сравнивать светимость и цвет звёзд разных масс, но одного возраста.
Возраст звёзд определяется по их спектру и светимости путём сопоставления их
положения на диаграмме Герцшпрунга–Рессела с теоретически построенными изохронами (кривыми, описывающими положение звёзд равного возраста), а химический состав — по эквивалентным ширинам линий поглощения в спектрах или — по цвету старых звёзд-гигантов, который коррелирует с относительным содержанием металлов.
Звёзды рассеянных скоплений имеют возраст до 1–2 миллиардов лет (как правило, значительно меньше) и нормальный (близкий к солнечному) химический состав. Среди них много систем, где образование звёзд ещё продолжается или завершилось сравнительно недавно (10^7 –10^8 лет назад). Самые яркие звёзды рассеянных скоплений — это, как правило, звёзды спектральных классов В или А, и лишь в самых молодых скоплениях ещё сохранились голубые сверхгиганты.
Что касается шаровых скоплений, то они расположены, в основном, во внутренней области Галактики, концентрируясь к её центру. Их возраст превышает 12 миллиардов лет, а содержание в звёздах элементов тяжелее гелия в десятки и сотни раз ниже, чем в Солнце.
Последнее свидетельствует о том, что в эпоху образования шаровых скоплений Галактика только формировалась, и тяжелые элементы ещё не успели возникнуть в звёздах и попасть в межзвёздную среду. Самые яркие звёзды шаровых скоплений — это звёзды с массой, близкой к массе Солнца, которые успели проэволюционировать до стадии красного гиганта.
С помощью космического телескопа «Хаббл» в скоплениях удалось увидеть и большое количество старых звёзд очень низкой светимости — белых карликов. В рентгеновском диапазоне в некоторых шаровых скоплениях найдены также уникальные объекты, связанные с тесными двойными системами старых звёзд. Речь идёт о самых быстрых природных «волчках» — миллисекундных пульсарах, вращающихся со скоростями порядка четверти или трети скорости света.
Большая часть звёзд Галактики, включая Солнце и ближайшие к нему звёзды, не
принадлежит ни к каким скоплениям и сосредоточена в галактическом диске толщиной несколько сотен парсек, который мы видим на небе «изнутри» как полосу Млечного Пути, и который содержит основное количество звёзд и газа в Галактике. Свет Млечного Пути значительно ослаблен межзвёздным поглощением, но его самая яркая часть находится там, где располагается центр (ядро) Галактики и, предположительно, гигантская чёрная дыра с массой ≈ 4 млн. масс Солнца. Расстояние до центра 7–8 кпк (21–24 тысячи св. лет), а общий
диаметр звёздного диска — не менее 30 кпк. Средняя пространственная концентрация звёзд в диске падает с расстоянием от центра Галактики, и в окрестностях Солнца одна звезда в среднем приходится на объём 5-10 пк^3 . Самый многочисленный класс звёзд — красные карлики с массой в несколько раз меньше солнечной.
Если бы мы имели возможность взглянуть на Галактику со стороны, то увидели бы систему клочковатых спиральных ветвей в звёздном диске, вытянутую звёздную перемычку — бар во внутренней области диска и выделяющуюся по яркости центральную часть, где концентрация звёзд максимальна. Находясь вблизи плоскости звёздного диска, мы можем видеть его только «с ребра», при этом центральная часть выделяется как «вздутие» (балдж).
Наша Галактика относится к гигантским спиральным системам, содержащим большое количество межзвёздного газа с различной температурой (от нескольких K до 10^6 K) и областей звездообразования, расположенных преимущественно в спиральных ветвях. В спиральных же ветвях находятся самые массивные газовые конденсации — гигантские молекулярные облака, масса которых в некоторых случаях достигает 10^6 с.м. С межзвёздным газом хорошо перемешана пыль, составляющая по массе немногим меньше 1%
от суммарной массы газа. Изучать Галактику изнутри во многих отношениях сложнее, чем исследовать другие галактики — как из-за эффектов проекции, так и из-за того, что Солнце находится на расстоянии всего нескольких парсек от галактической плоскости, и высокая концентрация пыли сильно ослабляет излучение, препятствуя наблюдению слабых или далёких объектов в видимом диапазоне, особенно если направление на них близко к плоскости диска.
Звёзды, как и газ, участвуют во вращении Галактики, обладая, помимо этого, ещё и собственными, случайными скоростями. Соотношения между скоростью вращения и случайными скоростями во многом определяют форму и структуру как нашей, так и других галактик. Орбитальная скорость Солнца в Галактике составляет 210–230 км/с, а его скорость относительно совокупности ближайших звёзд диска, вращающихся вместе с Солнцем вокруг центра Галактики, – около 20 км/с. Звёздный и газовый состав, характер внутренних движений и другие свойства Галактики достаточно типичны для спиральных галактик.
Галактики являются системами более высокого порядка по сравнению со звёздными скоплениями, входящими в их состав. Они отличаются от последних в тысячи раз большими размерами, и хотя минимальная масса наблюдаемых карликовых галактик близка к максимальной массе шаровых скоплений, средняя плотность звёзд в галактиках на несколько порядков ниже.
Основные наблюдаемые составляющие галактик включают:
1) нормальные звёзды различных масс и возрастов, часть которых объединена в звёздные скопления;
2) компактные остатки проэволюционировавших звёзд;
3) сравнительно холодная газопылевая среда, пронизываемая крупномасштабным магнитным полем (атомарный и молекулярный газ, области ионизованного газа, межзвёздная пыль), и, наконец,
4) разреженный ионизованный газ с температурой 10^5 –10^6 К, который заполняет локальные полости («пузыри») внутри диска, а также образует горячее газовое гало.
Определение размера и массы галактик требует уточнения, поскольку у галактик нет резких границ, и в большинстве случаев нельзя сказать, где она кончается. Чаще всего под размером понимают фотометричекий размер, ограниченный определённым уровнем яркости в пределах условно выбранной «пороговой» изофоты.
Для некоторых карликовых галактик большая часть вещества находится в форме
межзвёздного газа. Такие галактики лишь с некоторой натяжкой можно называть
звёздными системами. Обнаружены и отдельные межгалактические газовые облака, которые по размерам и массе сопоставимы с карликовыми галактиками. Но подобные объекты, почти или совершенно «невидимые» в оптике, редко встречаются и плохо изучены.