Прагляд зыходнага тэксту старонкі Галактыка

{{значэнні|Млечны Шлях}}
[[Файл:NGC 4414 (NASA-med).jpg|right|thumb|280px|'''[[NGC 4414]]''', спіральная галактыка з [[сузор’е|сузор’я]] [[Валасы Веранікі]] дыяметрам каля 17 000 [[парсек]], якая знаходзіцца на адлегласці прыкладна ў 20 мегапарсек ад [[Планета Зямля|Зямлі]]]]
'''Галактыка''' — масіўная, [[гравітацыя|гравітацыйна звязаная]] сістэма, якая складаецца з [[Зорка|зорак]], {{нп3|Кампактная зорка|зорных рэшткаў|ru|Компактная звезда}}, [[Міжзорнае асяроддзе|міжзорнага асяроддзя]], газу, [[пыл]]у і [[Цёмная матэрыя|цёмнай матэрыі]] (апошняя з’яўляецца важным, але не надта вывучаным кампанентам)<ref name="sparkegallagher2000"/><ref name=nasa060812/>. Слова ''галактыка'' паходзіць ад [[Старажытная Грэцыя|грэчаскага]] ''galaxias'' ({{lang|el|γαλαξίας}}), літаральна «малочны», гэта спасылка на [[Млечны Шлях]]. Галактыкі могуць быць ад {{нп3|Карлікавая галактыка|карлікавых|ru|Карликовая галактика}} з усяго толькі дзясяцьма мільёнамі (10<sup>7</sup>) зорак<ref name=eso000503/> да гігантаў з (10<sup>14</sup>) зорак<ref name=science250_4980_539/>, дзе кожная абарочваецца вакол ўласнага [[Цэнтр мас|цэнтра мас]].

Галактыкі ўтрымліваюць розны лік [[Планета|планет]], [[Зорная сістэма|зорных сістэм]], [[Зорнае скопішча|зорных скопішчаў]] і разных {{нп3|міжзорнае воблака|міжзорных аблокаў|en|Interstellar cloud}}. У прамежку паміж гэтымі аб’ектамі ёсць разрэджанае міжзорнае асяроддзе [[газ]]у, [[пыл]]у і [[Касмічныя прамяні|касмічных прамянёў]]. Звышмасіўныя [[Чорная дзірка|чорныя дзіркі]] знаходзяцца ў цэнтры большасці галактык. Яны лічацца асноўным фактарам, які вызначае актыўнасць галактычных ядраў. Галактыка [[Млечны Шлях]], як вядома, мае па меншай меры адзін такі аб’ект<ref name="smbh"/>.

Галактыкі былі гістарычна класіфікаваныя ў залежнасці ад іх відавочнай формы. Распаўсюджанай формай з’яўляецца эліптычная галактыка<ref name=uf030616/>, якая мае светлавой профіль у форме [[эліпс]]а. Спіральныя галактыкі дыскападобныя з запыленымі выгнутымі рукавамі. Галактыкі нерэгулярнай ці незвычайнай формы вядомыя як [[Няправільная галактыка|няправільныя галактыкі]]<ref name="IRatlas"/>. Яны, як правіла, паходзяць з парушэнняў ад прыцягнення суседніх галактык. Такія ўзаемадзеянні паміж суседнімі галактык, якія ў канчатковым выніку можа прывесці да зліцця, часам выклікаюць выпадкі зоркаўтварэння, якія вядуць да зоркаўтварэння галактык.

Ёсць, імаверна, больш за 170 млрд галактык ў назіраным [[Сусвет|Сусвеце]]<ref>{{cite book|author=Deutsch, David |title=The Fabric of Reality|url=http://books.google.com/books?id=Z7uFxViR19oC&pg=PT234|year=2011|publisher=Penguin Books Limited|isbn=978-0-14-196961-9|pages=234–}}</ref>. Большасць з іх ад 1000 да 100000 [[парсек]] у дыяметры і звычайна падзеленыя адлегласцямі парадку мільёнаў [[парсек]] (або мегапарсек). Міжгалактычная прастора (прастора паміж галактыкамі) запоўненая разрэджаным газам сярэдняй шчыльнасці менш аднаго [[атам]]а на кубічны метр. Большасць галактык сабраныя ў групы і [[Скопішча галактык|скопішчы]], якія, у сваю чаргу, сабраныя, больш буйныя [[Звышскопішча галактык|звышскопішчы]]. На найбуйнейшым маштабе, гэтыя групы, як правіла, размешчаны ў лісты і ніткі, якія акружаны вялізнымі [[Войд|пустэчамі]]<ref name=camb_lss/>.

== Этымалогія назвы ==

[[Файл:A Milky Arc Over Paranal.jpg|thumb|Дуга Млечнага Шляху на {{нп3|Паранальская абсерваторыя|Паранальскай абсерваторыяй|ru|Паранальская обсерватория}}<ref>{{cite news|title=A Milky Arc Over Paranal|url=http://www.eso.org/public/images/potw1411a/|accessdate=10 April 2014|newspaper=ESO Picture of the Week}}</ref>.]]

Слова «галактыка» паходзіць ад грэчаскага тэрміна для нашай Галактыкі, Galaxias (({{lang-grc|γαλαξίας}}), «малочны»), або Kyklos («круг») галактыкас («малочны»)<ref name=oed/> за з’яўленні ў якасці лёгкай паласы ў небе. У грэчаскай міфалогіі [[Зеўс]] змяшчае свайго сына, народжанага ад смяротнай жанчыны, немаўля [[Геракл]]а, на грудзях [[Гера|Геры]] у той час, як яна спіць так, што дзіця будзе піць яе цудоўнае малако і, такім чынам, стаць несмяротным. Гера прачынаецца падчас кармлення грудзьмі, а затым разумее, што яна няньчыць невядомае дзіця. Яна штурхае дзіця ў бок і струмень яе малака цячэ па начным небе, роблячы слабую паласу святла, вядомую як Млечны Шлях<ref name=waller_hodge2003/><ref name=konean2006/>.

У астранамічнай літаратуры капіталізаванае слова «Galaxy» выкарыстоўваецца для абазначэння нашай галактыкі, Млечнага Шляху, каб адрозніць яго ад мільярдаў іншых галактык. Англійскі тэрмін Млечны Шлях можа быць прасочаны да аповеду [[Джэфры Чосер|Чосера]]:

{{Quote|"See yonder, lo, the Galaxyë<br />&nbsp;Which men clepeth the Milky Wey,<br />&nbsp;For hit is whyt."|Джэфры Чосер. ''Будынак сораму'', ''c.'' 1380.<ref name=oed/>}}

Калі [[Уільям Гершэль]] пабудаваў сваю каталог аб’ектаў далёкага космасу ў [[1786]] годзе, ён выкарыстаў імя [[Спіральная галактыка|спіральнай туманнасці]] для некаторых аб’ектаў, такіх як [[Аб'ект Месье M31|М31]]. Яны потым будуць прызнаныя велізарнымі кангламератамі зорак, калі сапраўдную адлегласць да гэтых аб’ектаў сталі браць пад увагу, і яны будуць названы ''астраўнымі сусветамі''. Зрэшты, пад словам Сусвет разумеецца паўната існавання, так гэты выраз выйшаў з ужывання і аб’екты сталі вядомыя як галактыкі<ref name=rao2005/>.

== Наменклатура ==

[[Файл:NASA-HS201427a-HubbleUltraDeepField2014-20140603.jpg|thumb|200px|right|{{нп3|Hubble Ultra-Deep Field|Hubble Ultra-Deep Field|en|Hubble Ultra-Deep Field}} (поўны спектр ад ультрафіялетавага да блізкага інфрачырвонага святла) у [[Сузор’е Печ|сузор’і Печы]], які паказвае галактыкі неўзабаве пасля [[Вялікі выбух|Вялікага выбуху]] (Чэрвень 2014)<ref name="NASA-20140603">{{cite web |last=Harrington |first=J.D. |last2=Jenkins |first2=Ann |last3=Villard |first3=Ray |title=NASA RELEASE 14-151 - Hubble Team Unveils Most Colorful View of Universe Captured by Space Telescope |url=http://www.nasa.gov/press/2014/june/hubble-team-unveils-most-colorful-view-of-universe-captured-by-space-telescope/ |date=3 June 2014 |work=[[NASA]] |accessdate=4 June 2014 }}</ref>.]]

Дзясяткі тысяч гэтых галактык ўжо былі каталагізаваныя. Толькі нешматлікія з іх маюць агульнапрынятую назву, такія як [[галактыка Андрамеды]], [[Магеланавы воблакі]], [[Аб'ект Месье M51|Галактыка Вадаварот]] і [[Аб’ект Месье M104|Галактыка Самбрэра]]. Астраномы працаваць з лікамі з пэўных каталогаў, такіх як [[каталог Месье]], NGC ([[Новы агульны каталог]]), IC (Індэксны каталог), CGCG, (Каталог галактык і скопішчаў галактык), MCG (марфалагічны каталог галактык) і UGC (Агульны каталог галактык Упсала). Усу з вядомых галактык змяшчаюцца ў адным або больш з гэтых каталогаў, але кожны раз па розным лікам. Напрыклад, [[Аб'ект Месье M109|Месье 109]], спіральная сістэма, якая мае нумар 109 у каталогу Месье, мае коды NCG3992, UGC6937, CGCG 269—023, MCG +09-20-044 і PGC 37617.

[[Файл:Distant galaxy in Hubble Frontier Field Abell 2744.jpg|thumb|left|200px|Далёкая галактыка Абэль 2744<ref>{{cite news|title=Distant galaxy in Hubble Frontier Field Abell 2744|url=http://www.spacetelescope.org/images/opo1417a/|accessdate=11 February 2014|newspaper=ESA/Hubble}}</ref>.]]

Паколькі ў навуцы прыйнята прызначаць імёны для большасці вывучаемых аб’ектаў, нават самых маленькіх, бельгійскі астрафізік Жэрар Бадзіфі і класіцыст Мішэль Бергер пачаў новы каталог (CNG)<ref>{{Cite web|url=http://www.bodifee.be/acms/acmsdata/document/9/184_CNG%20catalogue.pdf|title=CNG-Catalogue of Named Galaxies |author=Bodifée G. & Berger M.|year=2010|accessdate=2014-01-17}}</ref>, у якім тысячы вядомых галактык атрымалі апісальныя імёны на латыні (або лацінізаванай грэчаскай мове)<ref>{{cite web |title=Contemporary Latin |url=http://www.isnare.com/encyclopedia/Contemporary_Latin#In_science |accessdate=22 January 2014 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20140202094308/http://www.isnare.com/encyclopedia/Contemporary_Latin#In_science |archivedate=2 лютага 2014 |url-status=dead }}</ref> у адпаведнасці з бінаміяльнай наменклатурай, якая выкарыстоўваецца і ў іншых навуках: біялогіі, анатоміі, палеанталогіі і ў іншых галінах астраноміі, такіх як геаграфія Марса. Адным з аргументаў, каб зрабіць гэта, было тое, што гэтыя ўражлівыя аб’екты заслугоўваюць лепшага, чым проста коды. Напрыклад Бадзіфі і Бергер прапанавалі нефармальнае апісальнае імя «Callimorphus Ursae Majoris» для добра сфарміраванай галактыкі [[Аб'ект Месье M109|Месье 109]] у [[Вялікая Мядзведзіца|Вялікай Мядзведзіцы]].

== Гісторыя вывучэння ==
Усведамленне таго, што мы жывем у галактыцы, і, што на самай справе існуе шмат іншых галактык, прайшло паралельна з адкрыццямі аб [[Млечны Шлях|Млечным Шляху]] і іншымі туманнасцямі ў начным небе.

У [[1610]] годзе [[Галілеа Галілей]] выявіў, што [[Млечны Шлях (з’ява)|Млечны Шлях]], які ён вырашыў даследаваць сваім [[тэлескоп]]ам, складаецца з велізарнага ліку слабых [[зорка|зорак]]<ref>Galileo Galilei, ''Sidereus Nuncius'' (Venice, (Italy): Thomas Baglioni, 1610), [https://archive.org/stream/Sidereusnuncius00Gali#page/n37/mode/2up pages 15 and 16.]<br />
English translation: Galileo Galilei with Edward Stafford Carlos, trans., ''The Sidereal Messenger'' (London, England: Rivingtons, 1880), [https://archive.org/stream/siderealmessenge80gali#page/42/mode/2up/ pages 42 and 43.]</ref><ref>{{cite web
 |last1=O'Connor
 |first1=J. J.
 |last2=Robertson
 |first2=E. F.
 |date=November 2002
 |title=Galileo Galilei
 |url=http://www-gap.dcs.st-and.ac.uk/~history/Biographies/Galileo.html
 |publisher=University of St. Andrews
 |accessdate=2007-01-08
 |archiveurl=https://archive.today/20120530/http://www-gap.dcs.st-and.ac.uk/~history/Biographies/Galileo.html
 |archivedate=30 мая 2012
 |url-status=dead
 }}</ref>. У сваім трактаце [[1755]] года, заснаваным на працах [[Томас Райт|Томаса Райта]], [[Імануіл Кант]] выказаў здагадку, што Галактыка можа быць целам, якое верціцца і складаецца з велізарнай колькасці зорак, утрыманых [[гравітацыя|гравітацыйнымі сіламі]], падобнымі з тымі, што дзейнічаюць у [[Сонечная сістэма|Сонечнай сістэме]], але ў вялікіх маштабах. З нашага месца ўнутры Галактыкі яе дыск будзе бачны на начным небе як светлая паласа. Кант выказаў і здагадку, што некаторыя з [[туманнасць|туманнасцей]], бачных на [[начное неба|начным небе]], могуць быць асобнымі галактыкамі.

Да канца [[18 стагоддзе|XVIII стагоддзя]] [[Шарль Месье]] склаў [[Каталог Месье|каталог]], які ўтрымліваў 109 яркіх туманнасцей. Услед за ім з’явіўся каталог з 5000 туманнасцей [[Уільям Гершэль|Уільяма Гершэля]]. Пасля пабудовы свайго [[тэлескоп]]а ў [[1845]] годзе лорд Рос змог убачыць адрозненні паміж эліптычнымі і спіральнымі туманнасцямі. У некаторых з гэтых туманнасцей ён змог вылучыць і асобныя крыніцы святла, што надавала гіпотэзе Канта вялікую праўдападобнасць. Аднак пытанне аб тым, ці з’яўляюцца гэтыя туманнасці асобнымі галактыкамі, заставалася спрэчным да пачатку [[1920-я|1920-х]] гадоў, калі дзякуючы новаму тэлескопу [[Эдвін Хабл]] даў на яго адказ. Ён здолеў разглядзець вонкавыя часткі некаторых спіральных туманнасцей як скапленне асобных зорак і вызначыць сярод іх зменныя-[[цэфеіды]]. Гэта дазволіла яму ацаніць адлегласць да гэтых туманнасцей: яны знаходзіліся занадта далёка, каб быць часткай Млечнага Шляху. У [[1936]] гозе Хабл пабудаваў класіфікацыю галактык, якая выкарыстоўваецца па сёння і называецца [[паслядоўнасць Хабла|паслядоўнасцю Хабла]].

Першую спробу вызначыць форму Млечнага Шляху і становішча Сонца ў ім прадпрыняў [[Уільям Гершэль]] у [[1785]] годзе пры дапамозе руплівага падліку зорак у розных участках неба.

У 1920 годзе адбылася {{нп5|Вялікая спрэчка|«Вялікая спрэчка»|ru|Большой спор}} паміж [[Харлау Шэплі]] і [[Хебер Дуст Кёрціс|Хеберам Кёрцісам]]. Сутнасць спрэчкі заключалася ў вымярэнні адлегласці па цэфеідах да Магеланавых Аблокаў і ацэнцы памераў Млечнага Шляху. Выкарыстоўваючы ўдасканалены варыянт метаду чарпакоў, [[Хебер Дуст Кёрціс|Кёрціс]] у [[1920]] годзе зрабіў вывад аб маленькай (дыяметрам у 15 кілапарсек) пляскатай галактыцы з Сонцам каля цэнтра, і таксама аб невялікай адлегласці да Магеланавых Аблокаў. [[Харлау Шэплі]], карыстаючыся метадам, заснаваным на падліку шаравых скапленняў, даў зусім іншую карціну — плоскі дыск дыяметрам каля 70 кілапарсек з [[Сонца]]м, размешчаным далёка ад цэнтра. Адлегласць да Магеланавых Аблокаў была таго ж парадку. Абодва даследаванні не былі дакладныя з-за таго, што не ўлічвалі паглынанне святла міжзорным газам у плоскасці галактыкі. Сучасная карціна нашай Галактыкі з’явілася ў [[1930]] годзе, калі [[Роберт Джуліус Трумплер]] вымераў гэты эфект, вывучаючы размеркаванне [[рассеянае зорнае скопішча|рассеяных зорных скопішчаў]], якія канцэнтруюцца ў плоскасці Галактыкі.

У [[1944]] годзе [[Хендрык ван дэ Хюлст]] прадказаў існаванне [[рэліктавае выпраменьванне|радыёвыпраменьвання з даўжынёй хвалі ў 21]] [[сантыметр|см]], [[электрамагнітнае выпраменьванне|выпрамененага]] міжзорным [[атам]]арным [[вадарод]]ам. Такое выпраменьванне было выяўлена ў [[1951]] годзе. Гэтае выпраменьванне, не паглынаемае пылам, дазволіла дадаткова вывучыць [[Млечны Шлях|Галактыку]] дзякуючы [[эфект Доплера|доплераўскаму зрушэнню]]. Гэтыя назіранні прывялі да стварэння мадэлі з перамычкай у цэнтры Галактыкі. Прагрэс [[радыётэлескоп]]аў дазволіў адсочваць [[вадарод]] і ў іншых галактыках. У [[1970-я|1970-х]] гадах стала зразумела, што агульная бачная [[маса]] галактык (якая складаецца з масы [[зорка|зорак]] і [[міжзорны газ|міжзорнага газу]]), не тлумачыць хуткасці кручэння газу. Гэта прывяло да высновы аб існаванні [[цёмная матэрыя|цёмнай матэрыі]].

Новыя назіранні, зрабленыя ў пачатку [[1990-я|1990-х]] гадоў на [[Касмічны тэлескоп імя Хабла|Касмічным тэлескопе імя Хабла]], паказалі, што [[цёмная матэрыя]] ў нашай [[Галактыка, Млечны Шлях|Галактыцы]] не можа складацца толькі з вельмі слабых і малых зорак. На ім таксама былі атрыманыя выявы далёкага космасу, якія атрымалі назву [[Hubble Deep Field]] і [[Hubble Ultra Deep Field]]. Гэтыя фотаздымкі паказалі відавочнасць таго, што ў нашай Сусвеце існуюць сотні мільярдаў галактык.

У [[2004]] годзе самай далёкай галактыкай з тых, што калі-небудзь [[назіранне|назіраліся]] [[чалавецтва]]м, стала галактыка [[Abell 1835 IR1916]].

== Назіранні ==

=== Адлегласць ===
Адлегласць ад назіральніка да галактыкі як фізічная характарыстыка не ўваходзіць ні ў адзін працэс, які адбываецца з галактыкай. Неабходнасць у інфармацыі аб адлегласці да галактыкі ўзнікае пры: атаясненні малавывучаных падзей, напрыклад, [[гама-ўсплёск]]аў; вывучэнні [[Сусвет]]у як цэлага, вывучэнні эвалюцыі саміх галактык, вызначэнні масы галактык і іх памераў і іншых чынніках.

Усе больш-менш мадэленезалежныя спосабы вызначэння адлегласці да галактыкі можна падзяліць на два тыпы, як вымярэнне па аб’екце ўнутры галактыкі, адлегласць да якога на нязначную велічыню адрозніваецца ад адлегласці да самой галактыкі, і па [[чырвонае зрушэнне|чырвоных зрушэннях]].

Першы спосаб — фотаметрычны спосаб, з выкарыстаннем так званых ''стандартных свечак'', свяцільнасць якіх лічыцца вядомай. Тады адлегласць можна вылічыць па наступнай формуле:
: <math>R=10^{\frac{1}{5}(m-M)+1},</math>
дзе ''m'' — бачная [[зорная велічыня]], ''М'' — [[абсалютная зорная велічыня]], а ''R'' — адлегласць, вымераная ў [[парсек]]ах. На сучасным этапе ў якасці такіх стандартных свечак выкарыстоўваюць<ref name="distance">Игорь Дроздовский. [http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1168209&uri=distances.html Методы определения расстояний до галактик] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20120229121836/http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1168209&uri=distances.html |date=29 лютага 2012 }}.</ref>:
* [[Цэфеіды]] — ведаючы перыяд іх пульсацый, можна даведацца пра іхнюю свяцільнасць. Першы аб’ект, па якім вымералі адлегласць да іншых галактык.
* [[Звышновая зорка|Звышновыя зоркі]] тыпу Ia. Менавіта з дапамогай іх у [[1990-я|1990-х]] гадах адкрылі паскоранае пашырэнне Сусвету.
* Чырвоныя гіганты.
* Звышгіганты.
Другі спосаб заснаваны на эмпірычным [[закон Хабла|законе Хабла]] і больш залежны ад абранай мадэлі, чым папярэдні.
: <math>~R=\frac{cz}{H_0},</math>
дзе ''H<sub>0</sub>'' — [[сталая велічыня Хабла]]. Калі ж узяць цяпер распаўсюджаную [[Мадэль Лямбда-CDM|ΛCDM-мадэль]] (з той жа сталай Хабла), то колькі-небудзь істотнае разыходжанне будзе на z ~ 10, што дазваляе яго прылічыць да адносна мадэленезалежных.

Існуе таксама шэраг моцна мадэлезалежных спосабаў<ref name="distance"/>:
* па [[эфект Сюняева—Зяльдовіча|эфекце Сюняева—Зяльдовіча]],
* па [[шаравое скопішча|шаравых скопішчах]],
* па [[суадносіны Талі—Фішэра|залежнасці Талі—Фішэра]],
* па [[суадносіны Фабер—Джэксана|залежнасці Фабер—Джэксана]].

=== Асноўныя назіраныя складнікі галактык ===
Асноўныя назіраныя складнікі галактык уключаюць{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=295—296}}:
# Нармальныя зоркі розных мас і ўзростаў, частка якіх складзена ў [[Зорнае скопішча|вялікай колькасці]].
# Кампактныя рэшткі праэвалюцыянаваных зорак.
# Халоднае газапылавое асяроддзе.
# Найбольш разрэджаны гарачы газ з тэмпературай 10<sup>5</sup>—10<sup>6</sup> К.
[[Падвойная зорка|Падвойныя зоркі]] ў суседніх галактыках не назіраюцца, але, мяркуючы па наваколлях Сонца, кратных зорак павінна быць досыць шмат. Газапылавое асяроддзе і зоркі складаюцца з [[атам]]аў, і іхную сукупнасць называюць [[барыён|барыённай матэрыяй]] галактыкі. У небарыённую ўключаецца маса цёмнай матэрыі і маса [[чорная дзірка|чорных дзірак]]{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=295—296}}.

=== Хуткасць кручэння галактык ===
Пад хуткасцю кручэння галактыкі маецца на ўвазе хуткасць кручэння розных кампанентаў галактыкі вакол яе цэнтра. Дадзеная хуткасць ёсць сумарная хуткасць, набытая падчас розных працэсаў. Хуткасць кручэння галактыкі варта адрозніваць ад [[кругавая хуткасць|кругавой хуткасці]] V<sub>c</sub>, якая абумоўлена толькі [[гравітацыя|сілай гравітацыі]] і роўная, па вызначэнні, неабходнай хуткасці цела, якое рухаецца па крузе пад дзеяннем сілы прыцягнення да цэнтра. Хуткасць жа кручэння ў агульным выпадку абумоўлена таксама радыяльным градыентам ціску P міжзорнага газу.
: <math>V^2=R\left(\frac{\partial\Phi}{\partial R} + \frac{\nabla P}{\rho_g}\right)=V_c^2 +R\frac{\nabla P}{\rho_g}</math>
Тут ''Φ'' — [[гравітацыйны патэнцыял]], а ''ρ<sub>g</sub>'' — шчыльнасць газу.

Для розных кампанентаў галактыкі хуткасць кручэння ацэньваецца па-рознаму. Для газу — па [[эфект Доплера|доплераўскаму зрушэнню]] эмісійных ліній. Для зорак — па доплераўскаму зрушэнню абсарбцыйных ліній зорак. Схема атрымання хуткасці кручэння наступная.

Непасрэдна хуткасць з назіранняў ёсць сума хуткасці руху галактыкі як цэлага і хуткасці ўнутранага руху. Звычайна хуткасць галактыкі ў цэлым (V<sub>0</sub>) атаясамляецца з хуткасцю руху цэнтральнай вобласці. Для далёкіх галактык гэтая хуткасць абумоўлена хаблаўскім пашырэннем Сусвету, уласная хуткасць нязначная.

Хуткасць, атрыманая пасля ўліку хуткасці руху галактыкі як цэлага, — хуткасць па прамяню зроку (V<sub>r</sub>), і каб вылічыць хуткасць кручэння галактыкі на дадзенай адлегласці, неабходна ўлічыць эфекты праекцыі. Для гэтага неабходна ведаць вугал нахілу восі галактыкі да промня погляду ''i'', а таксама вугал ''φ'' паміж вялікай воссю галактыкі і прамой, якая праходзіць праз цэнтр галактыкі і назіраную кропку. Такім чынам, каб перайсці ад V<sub>r</sub> да V<sub>φ</sub>, неабходна ведаць пяць параметраў: хуткасць руху галактыкі V<sub>0</sub>, вуглы ''i'' і ''φ'', дзве каардынаты цэнтра галактыкі (адносна любога пункта выявы).

Калі галактыка выглядае восесіметрычнай, то задача спрашчаецца, бо вуглы арыентацыі і становішча цэнтра можна вылічыць па размеркаванні яркасці дыска. І калі шчыліну спектрографа размясціць уздоўж яе вялікай восі, можна атрымаць:
: <math>~V_{\phi}(R)=\frac{|V_0 - V_r(l)|}{\sin{i}},</math>
дзе ''l'' — адлегласць ад цэнтра галактыкі ўздоўж шчыліны. Аднак найбольш поўную інфармацыю пра рух у галактыцы дае аналіз поля хуткасцей — сукупнасці вымярэнняў прамянёвых хуткасцей для вялікай колькасці пунктаў па дыску галактыкі. Для атрымання поля хуткасцей прымяняюць двухмерную [[спектраскапія|спектраскапію]]. Звычайна ўжываецца альбо шматканальны прыёмнік, альбо [[інтэрферометр Фабры—Перо]]. Радыёназіранні газу ў [[вобласць H I|лініях H I]] таксама дазваляюць атрымаць двухмерную карціну размеркавання хуткасцей у галактыцы{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=312—317}}.

=== Маса і памер ===
Галактыкі не маюць дакладных меж. Нельга дакладна сказаць, дзе канчаецца галактыка і пачынаецца [[міжгалактычная прастора]]. Да прыкладу, калі ў [[оптыка|аптычным]] дыяпазоне галактыка мае адзін памер, то вызначаны паводле радыёназіранняў [[міжзорны газ|міжзорнага газу]] радыус галактыкі можа аказацца ў дзясяткі разоў большым. Ад памеру залежыць і маса галактыкі, якую можна вымяраць. Звычайна пад памерам галактыкі разумеюць фотаметрычны памер [[ізафота|ізафоты]] 25-й зорнай велічыні з квадратнай [[вуглавая секунда|вуглавой секунды]] ў фільтры B. Стандартнае абазначэнне такога памеру — D<sub>25</sub>{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=298}}.

Маса дыскавых галактыкаў ацэньваецца па крывой кручэння ў рамках нейкай мадэлі. Выбар аптымальнай мадэлі галактыкі абапіраецца як на форму крывой кручэння, так і на агульныя ўяўленні аб структуры галактыкі. Для грубых ацэнак масы эліптычных галактык неабходна ведаць [[дысперсія|дысперсію]] хуткасцей [[зорка|зорак]] у залежнасці ад адлегласці ад цэнтра і радыяльнае размеркаванне шчыльнасці{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=318—335}}.

Маса халоднага газу ў галактыцы вызначаецца па інтэнсіўнасці лініі H I. Калі зарэгістраваная шчыльнасць патоку выпраменьвання ад галактыкі або якой-небудзь яе частцы роўныя Fν, тады адпаведная маса роўная:
: <math>M_{HI}\approx 2\cdot 10^5 M_{\bigodot}D^2\int_{\nu}F_{\nu}(\nu )d\nu</math>,
дзе ''D'' — адлегласць у мегапарсеках. Паток, выражаны ў [[янскі, адзінка вымярэння|янскіх]].

Ацэнка масы малекулярнага газу вельмі складаная, бо [[спектр]] самай распаўсюджанай малекулы H<sub>2</sub> не мае ліній, якія ўзбуджаюцца ў халодным газе. Таму зыходнымі дадзенымі з’яўляюцца інтэнсіўнасці спектральных ліній малекулы [[монааксід вугляроду|CO]] (''I<sub>CO</sub>''). Каэфіцыент прапарцыянальнасці паміж інтэнсіўнасцю выпраменьвання CO і яго масай залежыць ад [[металічнасць|металічнасці]] газу. Але самая вялікая нявызначанасць звязана з малой празрыстасцю воблака, з-за яе асноўная доля [[святло|святла]], выпрамененая ўнутранымі абласцямі, паглынаецца самім жа воблакам, такім чынам, да назіральніка даходзіць святло толькі ад паверхні аблокаў{{sfn|Засов и Постнов|2006|с=344—345}}.

== Віды галактык ==
[[Файл:M49a.jpg|thumb|Эліптычная [[галактыка M49]]]]
Галактыкі адрозніваюцца па форме і памерах.

'''Эліптычныя галактыкі''' ўключаюць [[зорка|зоркі]], якія верцяцца ў розных плоскасцях, пры гэтым хуткасці іх абарачэння параўнальна невялікія. Такія галактыкі складаюцца, пераважна з жоўтых і чырвоных зорак. У гэтых сістэмах спыніліся працэсы зораўтварэння. Дыяметры эліптычных галактык складаюць 5-50 тыс. [[парсек]].

[[Файл:M31bobo.jpg|thumb|left|250px|[[Туманнасць Андрамеды]] — найбліжэйшая да нас спіральная галактыка]]
'''[[Спіральныя галактыкі]]''' — моцна сплясканыя сістэмы з цэнтральным ядром. Яны досыць хутка абарачаюцца ў кірунку закручвання спіральных рукавоў, дзе канцэнтруюцца самыя яркія і маладыя зоркі, рассеяныя зорныя скопішчы, туманнасці. Асноўная маса зорак знаходзіцца ў дыску такой галактыкі, для якога характэрная спіральная структура. Спіральная структура галактыкі акружаная сферычнай кампанентай, якая складаецца са старых зорак і шаравых скопішчаў. Сярод такіх галактык — Туманнасць Андрамеды, яе дыяметр складае каля 70 тыс. парсек, адлегласць ад [[планета Зямля|Зямлі]] — 770 тыс. парсек. Гэта адзіная галактыка, якую ва ўмераных шыротах Паўночнага паўшар’я Зямлі можна ўбачыць няўзброеным вокам.

'''Лінзападобныя галактыкі''' моцна сплясканыя, але не маюць спіральнай структуры. У іх адрозніваюць ядро і лінзу-дыск. Яны вельмі хутка абарачаюцца вакол ядра, акружаныя сферычнымі каронамі.

[[Файл:Large.mc.arp.750pix.jpg|thumb|[[Вялікае Магеланава воблака]]]]
Да '''няправільных''' адносяцца галактыкі, у якіх не назіраецца выяўленага ядра і сіметрычнай формы. Гэта звычайна невялікія па памерах галактыкі. Сярод іх: Вялікае Магеланава воблака і Малое Магеланава воблака — спадарожнікі нашай Галактыкі. Іх аддзяляе ад нас прыкладна 70 тыс. парсек. Гэтыя галактыкі можна назіраць няўзброеным вокам у Паўднёвым паўшар’і Зямлі (у сузор’ях Залатой Рыбы і Тукана).

Нарэшце, існуюць дробныя па памерах '''радыёгалактыкі''' і '''квазары''', якія пры параўнальна невялікіх памерах з’яўляюцца вельмі магутнымі крыніцамі радыёвыпраменьвання. Квазары — найбольш аддаленыя ад нас аб’екты, якія дазваляюць вывучаць уласцівасці рэчыва (на адлегласці ў мільярды светлавых гадоў). Квазары аддаляюцца ад нас з хуткасцямі, блізкімі да хуткасці святла. Самыя быстрыя з іх маюць хуткасць роўную 80-90 % светлавой.

== Ядры галактык ==
У большасці галактык можна вылучыць яркую цэнтральную частку — ядро. Гэта вобласць адрозніваецца вялікай зоркавай шчыльнасцю, якая дасягае 10<sup>6</sup> —
10<sup>8</sup> пк<sup>−3</sup>. Але, нягледзячы на гэта, сутыкненняў ядраў і зорак у гэтай вобласці не адбываецца.

Даследаванні апошніх гадоў паказалі, што ядро — не проста больш шчыльнае месца галактыкі: у самым цэнтры яго можна выявіць яшчэ адно ўшчыльненне — ядзерка. Так, пры назіранні ядра [[Галактыка Андрамеды|туманнасці Андрамеды]] (яго памеры 100 пк) удалося вылучыць яркае ядзерка папярочнікам 1—14 пк. Яно верціцца як цвёрдае цела (з перыядам вярчэння 500 тыс. гадоў). Маса ядзерка складае прыблізна 13 млн сонечных мас. Шчыльнасць — каля 1500 сонечных мас на 1 пк³, г. зн. у 20 тыс. разоў больш, чым каля Сонца. Ядзерка паводзіць сябе такім чынам, быццам гэта самастойнае ўтварэнне, «укладзенае» ў галактыку. Радыёдаследаванні нашай Галактыкі паказалі, што ў яе цэнтры таксама ёсць ядзерка памерам прыкладна ў 6 пк.

У ядрах некаторых галактык адбываецца каласальнае выдзяленне энергіі, якое нельга растлумачыць выпраменьваннем ці выбухамі звычайных зорак. Такія галактыкі атрымалі назву галактык з актыўнымі ядрамі. Формы праяўлення актыўнасці ядраў галактык розныя. Гэта можа быць вялікая магутнасць выпраменьвання ў інфрачырвонай, аптычнай ці рэнтгенаўскай частцы спектра, прычым яна мяняецца за параўнальна невялікі час (за некалькі гадоў, месяцаў і нават дзён).

У некаторых выпадках назіраецца хуткі рух газу ў ядры (са скарасцямі ≈ 1000 км/с). Часам газ утварае доўгія просталінейныя газавыя струмені — джэты.

Найбольш праўдападобная гіпотэза для тлумачэння актыўнасці ядраў дапускае наяўнасць масіўнай [[чорная дзірка|чорнай дзіры]] ў цэнтры галактыкі.

== Наша Галактыка (Млечны Шлях) ==
{{main|Млечны Шлях}}

[[Файл:Laser Towards Milky Ways Centre.jpg|thumb|Даследаванне цэнтральнай вобласці [[Млечны Шлях|Млечнага Шляху]] з дапамогай лазера (Чылі, 2010)]]
Галактыка '''Мле́чны Шлях''' ('''Птушыная дарога'''), якая называецца таксама проста '''Галактыка''' (з вялікай літары) — гіганцкая зорная сістэма, у якой знаходзіцца, сярод іншых, [[Сонца]], усе бачныя няўзброеным вокам асобныя [[зорка|зоркі]], а таксама велізарная колькасць зорак, якія зліваюцца разам і назіраюцца ў выглядзе паласы [[Млечны Шлях (з’ява)|млечнага шляху]]. Млечны Шлях з’яўляецца спіральнай галактыкай з перамычкай тыпу SBbc па [[класіфікацыя Хабла|класіфікацыі Хабла]].

Галактыка ўключае не менш чым 10 млрд зорак, а таксама міжзорнае рэчыва (газ, пыл). Наша Галактыка (Млечны Шлях) — велізарнае, плоскай формы ўтварэнне з патаўшчэннем у цэнтральнай частцы. Галактыка мае дыяметр каля 25 тыс. парсек, або амаль 100 тыс. светлавых гадоў. Сонечная сістэма знаходзіцца амаль у плоскасці яе сіметрыі на адлегласці прыкладна 2/3 радыуса Галактыкі ад яе цэнтра.

Цэнтральная вобласць Галактыкі атрымала назву ядро. Яно мае дыяметр 1-2 тыс. парсек, і ўяўляе сабой велізарнае, адносна шчыльнае скопішча зорак. Ядро Галактыкі знаходзіцца ў [[Сузор’е Стралец|сузор’і Стральца]], але назіранню яго перашкаджаюць аблокі касмічнага пылу. Ядро Галактыкі з’яўляецца крыніцай магутнага радыёвыпраменьвання, што сведчыць аб актыўных працэсах, якія адбываюцца ў ім. Тут канцэнтруюцца шаравыя зорныя скопішчы, чырвоныя гіганты.

Большасць зорак галоўнай паслядоўнасці, уключаючы [[Сонца]], белыя карлікі, туманнасці, абарачаюцца вакол ядра Галактыкі. Хуткасць іх абарачэння залежыць ад адлегласці да цэнтра Галактыкі, таму Галактыка мае спіральную структуру. Сонца абарачаеца вакол цэнтра Галактыкі з хуткасцю каля 230 км/с. Перыяд абароту Сонца вакол цэнтра Галактыкі складае каля 200 млн гадоў. Спіральныя рукавы Галактыкі ўключаюць і маладыя зоркі, век якіх не перавышае 100 млн гадоў, тут знаходзіцца асноўная маса цэфеід, планетарныя туманнасці. Усё гэта кажа аб тым, што ў спіральных рукавах Галактыкі адбываюцца працэсы зораўтварэння.

Існуюць, нарэшце, касмічныя целы, якія перамяшчаюцца па выцягнутых арбітах у розных кірунках, і не ўдзельнічаюць у кручэнні галактычнага дыска: шаравыя скопішчы, чырвоныя гіганты, доўгаперыядычнныя пераменныя зоркі тыпу Міры.

== Узаемадзейныя галактыкі ==
Блізка размешчаныя галактыкі часам бываюць звязаныя паміж сабой паласой святлівай матэрыі. Часта гэтыя блакітнаватыя палосы з’яўляюцца працягам спіральных галін. Палосы складаюцца з газу і гарачых маладых зорак. Нярэдка галактыкі агорнуты агульным «зорным туманам», тады іх называюць узаемадзейнымі. У большасці выпадкаў асаблівасці форм узаемадзейных галактык тлумачацца ўзбуральнымі прыліўнымі сіламі, якія ўздзейнічаюць на зоркі адной галактыкі з боку другой. Многія даследчыкі лічаць, што ўзаемадзейныя галактыкі збліжаюцца, а назіранні ў сучасныя буйныя тэлескопы паказваюць, што сярод такіх галактык вельмі шмат тых, якія сутыкаюцца. Нават наша Галактыка з’яўляецца ўзаемадзейнай. У цяперашні час яна паглынае адну карлікавую галактыку, якая знаходзіцца на процілеглым ад нас баку галактычнага дыска.

Праз некалькі мільярдаў гадоў наша Галактыка «праглыне» Магеланавы Воблакі, а праз 5 млрд гадоў сутыкнецца з [[Галактыка Андрамеды|туманнасцю Андрамеды (М 31)]]. Але пры гэтым
імавернасць таго, што будуць сутыкацца асобныя зоркі, вельмі малая, таму што яны аддалены адна ад адной на адлегласці ў сотні мільёнаў разоў большыя за іх дыяметр.

[[Файл:Antennae 1997-34-a-full.jpg|thumb|300 px|Галактыкі NGC 4038 і NGC 4039 узаемадзейнічаюць. Злева — выява з вялікім вуглом зроку, справа — павялічаная выява ядраў галактык — фрагмента, выдзеленага на левым здымку.]]
Найбліжэй да нас знаходзіцца пара сутыкаючыхся буйных галактык [[NGC 4038]] i [[NGC 4039]] у сузор’і Крумкача. Гэта ўзаемадзейная сістэма аддалена на 63 млн светлавых гадоў. Пад уздзеяннем сіл прыцягнення ў галактык з’явіліся доўгія «антэны», якія складаюцца з газу і зорак, таму іх часта называюць «антэннымі» галактыкамі. Гэтыя ўтварэнні ўзніклі ў выніку сутыкнення зоркавых сістэм. Астраномы адкрылі ў «антэнных» галактыках больш за тысячу зоркавых скопішчаў,
якія ўтварыліся нядаўна. У кожным з іх утрымліваецца да мільёна зорак. Узрост скопішчаў не перавышае 100 млн гадоў. Яны ўтварыліся пад уздзеяннем прыліўных сіл, узбуджаных збліжэннем дзвюх сістэм.

== Буйныя структуры ==
{{main|Звышгалактыка}}
Галактыкі размяшчаюцца ў прасторы нераўнамерна. На асобных участках неба іх мала, затое на іншых яны згрупаваныя ў скопішчы. Буйныя скопішчы могуць уключаць тысячы галактык.

Наша Галактыка (Млечны Шлях) разам з [[галактыка Андрамеды|галактыкай Андрамеды]] M31 і [[галактыка Трыкутніка|галактыкай Трыкутніка]] (М33), а таксама некалькімі невялікімі галактыкамі-спадарожнікамі (у т.л. Вялікае і Малое [[Магеланавы воблакі]]) утварае [[Мясцовая група|Мясцовую групу]], якая, у сваю чаргу, уваходзіць у [[Звышскопішча Дзевы]]. Галоўную ролю ў ім адыгрывае Скопішча Дзевы (у якое наша Галактыка не ўваходзіць).

== Гл. таксама ==
* [[IC 5216]]

== Крыніцы ==
{{Reflist|colwidth=30em|refs=
<ref name="sparkegallagher2000">{{harvnb|Sparke|Gallagher III|2000|p=i}}</ref>

<ref name=waller_hodge2003>{{harvnb|Waller|Hodge|2003|p=91}}</ref>

<ref name=nasa060812>{{cite web
 |last1=Hupp
 |first1=E.
 |last2=Roy
 |first2=S.
 |last3=Watzke
 |first3=M.
 |date=2006-08-12
 |title=NASA Finds Direct Proof of Dark Matter
 |url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/aug/HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter.html
 |publisher=[[NASA]]
 |accessdate=2007-04-17
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20200328193824/https://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/aug/HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter.html
 |archivedate=28 сакавіка 2020
 |url-status=dead
 }}</ref>

<ref name=eso000503>{{cite web
 |date=2000-05-03
 |title=Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy
 |url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-12-00.html
 |publisher=[[ESO]]
 |accessdate=2007-01-03
 |archiveurl=https://archive.today/20120729/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-12-00.html
 |archivedate=29 ліпеня 2012
 |url-status=dead
 }}</ref>

<ref name=science250_4980_539>
{{cite journal
 |last1=Uson |first1=J. M.
 |last2=Boughn |first2=S. P.
 |last3=Kuhn |first3=J. R.
 |year=1990
 |title=The central galaxy in Abell 2029&nbsp;– An old supergiant
 |journal=[[Science (journal)|Science]]
 |volume=250 |issue=4980 |pages=539–540
 |bibcode=1990Sci...250..539U
 |doi=10.1126/science.250.4980.539
 |issn=0036-8075}}</ref>

<ref name=uf030616>{{cite news
 |last1=Hoover
 |first1=A.
 |date=2003-06-16
 |title=UF Astronomers: Universe Slightly Simpler Than Expected
 |url=http://news.ufl.edu/2003/06/16/galaxies/
 |publisher=Hubble News Desk
 |accessdate=2011-03-04
 |archive-date=20 ліпеня 2011
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110720083835/http://news.ufl.edu/2003/06/16/galaxies/
 |url-status=dead
 }} {{Cite web |url=http://news.ufl.edu/2003/06/16/galaxies/ |title=Архіўная копія |access-date=7 снежня 2014 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110720083835/http://news.ufl.edu/2003/06/16/galaxies/ |archivedate=20 ліпеня 2011 |url-status=dead }}{{Cite web |url=http://news.ufl.edu/2003/06/16/galaxies/ |title=Архіўная копія |access-date=7 снежня 2014 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110720083835/http://news.ufl.edu/2003/06/16/galaxies/ |archivedate=20 ліпеня 2011 |url-status=dead }} Based upon:
*{{Cite journal
 |last1=Graham
 |first1=A. W.
 |last2=Guzman
 |first2=R.
 |year=2003
 |title=HST Photometry of Dwarf Elliptical Galaxies in Coma, and an Explanation for the Alleged Structural Dichotomy between Dwarf and Bright Elliptical Galaxies
 |url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2003-06_125_6/page/2936
 |journal=[[Astronomical Journal]]
 |volume=125
 |issue=6
 |pages=2936–2950
 |bibcode=2003AJ....125.2936G
 |doi=10.1086/374992
 |arxiv=astro-ph/0303391
 }}</ref>

<ref name="IRatlas">
{{cite web
 |last1=Jarrett |first1=T. H.
 |title=Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas
 |url=http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/galmorph/
 |publisher=[[California Institute of Technology]]
 |accessdate=2007-01-09
}}</ref>

<ref name=camb_lss>
{{cite web
 |title=Galaxy Clusters and Large-Scale Structure
 |url=http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/gal_lss.html
 |publisher=[[University of Cambridge]]
 |accessdate=2007-01-15
}}</ref>

<ref name="smbh">
{{cite web
 |last1=Finley |first1=D.
 |last2=Aguilar |first2=D.
 |date=2005-11-02
 |title=Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way's Mysterious Core
 |url=http://www.nrao.edu/pr/2005/sagastar/
 |publisher=[[National Radio Astronomy Observatory]]
 |accessdate=2006-08-10
}}</ref>

<ref name=konean2006>{{cite web
 |last1=Koneãn˘
 |first1=Lubomír
 |url=http://www.udu.cas.cz/collegium/tintoretto.pdf
 |title=Emblematics, Agriculture, and Mythography in The Origin of the Milky Way
 |publisher=[[Academy of Sciences of the Czech Republic]]
 |accessdate=2007-01-05
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20060720204104/http://www.udu.cas.cz/collegium/tintoretto.pdf
 |archivedate=20 ліпеня 2006
 |url-status=live
 }}</ref>

<ref name=oed>
{{cite web
 |last1=Harper |first1=D.
 |url=http://www.etymonline.com/index.php?term=galaxy
 |title=galaxy|work=[[Online Etymology Dictionary]]
 |accessdate=2011-11-11
}}</ref>

<ref name=rao2005>
{{cite web
 |last1=Rao |first1=J.
 |date=2005-09-02
 |title=Explore the Archer's Realm
 |url=http://www.space.com/spacewatch/050902_teapot.html
 |publisher=[[Space.com]]
 |accessdate=2007-01-03
}}</ref>

}}

== Літаратура ==
* {{Крыніцы/БЭ|4|Галактыкі}}
* Астраномія: падруч. для 11-га кл. устаноў агул. сярэд. адукацыі з беларус. мовай навучання / І. В. Галуза, У. А. Голубеў, А. А. Шымбалёў; пер. з рус. мовы Т. К. Слауты. — Мн.: Адукацыя і выхаванне, 2015. — 224 с.: іл. ISBN 978-985-471-765-4
* {{кніга
 |аўтар=Засов А. В., Постнов К. А.
 |частка=
 |спасылка частка= 
 |загаловак=Общая астрофизика
 |спасылка=
 |адказны=
 |выданне= |месца=Фрязино |выдавецтва=Век 2
 |год=2006 |том = |старонкі= |старонак=496
 |серыя=
 |isbn=5-85099-169-7, УДК 52, ББК 22.6 |тыраж=3000
 |ref=Засов и Постнов
}}{{v|2012|01|27}}

* {{кніга|аўтар=James Binney.|загаловак=Galactic Astronomy|выдавецтва=Princeton University Press|год=1998}}
* {{кніга|аўтар=Terence Dickinson.|загаловак=The Universe and Beyond|выданне=Fourth Edition|выдавецтва=Firefly Books Ltd.|год=2004}}
* {{Cite book
 |last=Al-Biruni
 |others=R. Ramsay Wright (transl.)
 |year=2004
 |title=The Book of Instruction in the Elements of the Art of Astrology
 |url=http://books.google.com/books?id=VbPna7GOoIEC&pg=PA87
 |publisher=Kessinger Publishing
 |isbn=0-7661-9307-1
}}
* {{Cite book
 |last1=Heidarzadeh |first1=T.
 |year=2008
 |title=A History of Physical Theories of Comets, from Aristotle to Whipple
 |url=https://archive.org/details/historyofphysica0000heid
 |publisher=Springer
 |isbn=1-4020-8322-X
}}
* {{Cite book
 |last1=Mohamed |first1=M.
 |year=2000
 |title=Great Muslim Mathematicians
 |publisher=Penerbit UTM
 |isbn=983-52-0157-9
 |oclc=48759017
}}
* {{Cite book
 |last1=Paul |first1=E. R.
 |year=1993
 |title=The Milky Way Galaxy and Statistical Cosmology, 1890–1924
 |url=https://archive.org/details/milkywaygalaxyst0000paul
 |publisher=Cambridge University Press
 |isbn=0-521-35363-7
}}
* {{Cite book
 |last1=Sparke |first1=L. S.
 |last2=Gallagher III |first2=J. S.
 |year=2000
 |title=Galaxies in the Universe: An Introduction
 |url=https://archive.org/details/galaxiesinuniver0000spar
 |publisher=Cambridge University Press
 |isbn=0-521-59740-4
}}
* {{cite book
 |last1=Waller
 |first1=W. H.
 |last2=Hodge
 |first2=P. W.
 |year=2003
 |title=Galaxies and the Cosmic Frontier
 |publisher=Harvard University Press
 |isbn=0-674-01079-5
 |url-access=registration
 |url=https://archive.org/details/galaxiescosmicfr0000wall
 }}

== Спасылкі ==
{{Commonscat|Galaxies}}
* {{cite web|url=http://www.seds.org/messier/galaxy.html|title=Galaxies|publisher=SEDS|lang=en|archiveurl=https://www.webcitation.org/60r7hzj4e?url=http://www.seds.org/messier/galaxy.html|archivedate=11 жніўня 2011|accessdate=15 лістапада 2011|url-status=live}}

{{Зорная сістэма}}
{{Галактыкі}}

{{Бібліяінфармацыя}}

[[Катэгорыя:Галактыкі| ]]
[[Катэгорыя:Астранамічныя аб’екты]]
[[Катэгорыя:Астрафізіка]]
[[Катэгорыя:Вікіпедыя:Істотныя артыкулы]]