История изучения галактик

В 1610 году Галилео Галилей при исследовании Млечного Пути с помощью телескопа обнаружил, что Млечный Путь состоит из огромного числа слабых звезд. В трактате 1755 года Иммануил Кант предположил, что Галактика может быть вращающимся телом, которое состоит из огромного количества звезд, удерживаемых гравитационными силами, сходными с теми, что действуют в Солнечной системе, но в бо́льших масштабах. С точки наблюдения, расположенной внутри Галактики (в частности, в нашей Солнечной системе), получившийся диск будет виден на ночном небе как светлая полоса. Кант высказал и предположение, что некоторые из туманностей, видимых на ночном небе, могут быть отдельными галактиками.

В 1785 году Уильям Гершель попытался определить форму и размеры Млечного Пути и положения в нем Солнца, используя метод «черпаков» – подсчета звезд по разным направлениям.

В 1924 году Эдвин Хаббл измерил расстояние до туманности Андромеды. Оно оказалось огромным (хотя и в 3 раза меньше современной величины). Это подтвердило, что туманность Андромеды – не часть Млечного Пути.

Современная картина нашей Галактики появилась в 1930 году после исследования Роберта Джулиуса Трюмплера.

В 1970-х годах стало понятно, что общая видимая масса галактик (состоящая из массы звезд и межзвездного газа), не объясняет скорости вращения газа. Это привело к выводу о существовании темной материи.

В начале 1990-х годов с помощью космического телескопа «Хаббл» были получены изображения далекого космоса, показавшие, что в нашей Вселенной существуют сотни миллиардов галактик.

Масса и размер галактик

Галактики не имеют четких границ. Нельзя точно сказать, где кончается галактика и начинается межгалактическое пространство. К примеру, если в оптическом диапазоне галактика имеет один размер, то определяемый по радионаблюдениям межзвездного газа радиус галактики может оказаться в десятки раз больше.

Закон Хаббла

Закон Хаббла установлен экспериментально Э. Хабблом в 1929 году для галактик с помощью телескопа, который разрешает ближайшие галактики на звезды.

Математически он формулируется очень просто:

v = H r

где v – скорость удаления галактики от нас,

r – расстояние до нее,

H – постоянная Хаббла.

Современное значение постоянной Хаббла составляет 74,2 ± 3,6 км/с на мегапарсек.

Проблема оценки Н осложняется тем, что, помимо космологических скоростей, обусловленных расширением Вселенной, галактики еще обладают собственными (пекулярными) скоростями, которые могут составлять несколько сотен км/с (для членов массивных скоплений галактик – более 1000 км/с). Это приводит к тому, что закон Хаббла плохо выполняется или совсем не выполняется для объектов, находящихся на расстоянии ближе 10 – 15 млн св. лет, то есть как раз для тех галактик, расстояния до которых наиболее надежно определяются без красного смещения.

Закон Хаббла плохо выполняется и для галактик на очень больших расстояниях (в миллиарды св. лет). Расстояния до таких объектов теряют однозначность, поскольку зависят от принимаемой модели Вселенной.