Галактики

Галактика — гравитационно связанная система из звёзд, звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли, тёмной материи, планет. Все объекты в составе галактики участвуют в движении относительно общего центра масс.

Все галактики (за исключением нашей) — чрезвычайно далёкие астрономические объекты. Расстояние до ближайших из них измеряют в мегапарсеках  (3,0857·1019 километров), а до далёких — в единицах красного смещения z. 

Общее количество галактик в наблюдаемой части Вселенной пока точно не известно. В 1990-х годах, основываясь на наблюдениях космического телескопа «Хаббл», считали, что всего существует порядка 100 миллиардов галактик. В 2016 году эту оценку пересмотрели и увеличили число галактик до двух триллионов. В 2021 году по новым данным, полученным космическим аппаратом New Horizons, оценка числа галактик была вновь уменьшена, и теперь составляет всего несколько сотен миллиардов

Строение галактики на примере Нашей галактики - Млечный Путь

Галактика состоит из диска, гало и короны. Центральная, наиболее компактная область Галактики называется ядром. Центральная, наиболее плотная часть гало в пределах нескольких тысяч световых лет от центра Галактики называется балдж.

Звездный диск содержит основное количество звезд в нашей Галактике.

Распределение звезд в Галактике имеет две ярко выраженные особенности: во-первых, очень высокая концентрация звезд в галактической плоскости, и, во-вторых, большая концентрация в центре Галактики. 

Помимо звезд в галактики входят газовые и пылевые туманности, шаровые и рассеянные звездные скопления, межзвездная пыль, а также другие объекты. 

Проблема тёмного гало

Гало галактики (также звёздное гало) — невидимый компонент галактики, основная часть её сферической подсистемы. В основном состоит из разрежённого горячего газа, звёзд и тёмной материи, составляющей основную массу галактики.

Если вся масса галактик заключена в звёздах, то, зная соотношение масса-светимость и предполагая, что оно не сильно меняется с радиусом, плотность вещества в галактике можно оценить по яркости звёздного населения. Ближе к своему краю галактика тускнеет, значит, и средняя плотность звёзд падает, а вместе с ней должна упасть и скорость вращения звёзд. Однако наблюдаемые кривые вращения галактик свидетельствуют о кардинально иной картине: начиная с какого-то момента скорости вращения звёзд аномально высоки для плотности, получаемой из зависимости масса-светимость.

Кривая вращения дисковой галактики. A — без учёта скрытой массы, B — наблюдаемая

Объяснить высокую скорость звёзд у края диска можно, предположив, что на больших расстояниях от центра галактики основную роль играет масса, проявляющая себя исключительно через гравитационное взаимодействие. Независимым образом можно прийти к выводу о наличии скрытой массы, если оценивать общую массу исходя из условия устойчивости звёздного диска. Измерения скоростей движений спутников массивных галактик заставляют предполагать, что размер тёмного гало в несколько раз больше, чем оптический диаметр галактики.

Присутствие массивных тёмных гало было обнаружено в галактиках всех типов, но в различных пропорциях по отношению к светящемуся веществу