Сторія вивчення галактик

1610 року Галілео Галілей за допомогою телескопа виявив, що Чумацький Шлях складається з величезного числа слабких зір. У трактаті 1755 року, заснованому на роботах Томаса Райта (англ. Thomas Wright), Іммануїл Кант припустив, що Галактика може бути обертовим тілом, яке складається з величезної кількості зір, що утримуються гравітаційною взаємодією, подібно до Сонячної системи, але у більших масштабах. Якщо спостерігати таку Галактику зсередини, на нічному небі диск буде помітно як світлу смугу. Кант висловив припущення, що деякі з туманностей, видимих ​​на нічному небі, також можуть бути окремими галактиками.

До кінця XVIII століття Шарль Мессьє склав каталог, що містив 109 яскравихтуманностей. Від часу публікації каталогу до 1924 року тривали суперечки про природу цих туманностей.

Вільям Гершель висловив припущення, що туманності можуть бути далекими зоряними системами, аналогічними системі Чумацького Шляху. 1785 року він спробував визначити форму і розміри Чумацького Шляху і розташування в ньому Сонця, використовуючи метод «черпків» — підрахунку зірок за різними напрямками. 1795 року, спостерігаючи планетарну туманність NGC 1514, він виразно побачив у її центрі одиночну зірку, оточену туманною речовиною. Існування справжніх туманностей, таким чином, не підлягало сумніву, і не було необхідності вважати, що всі туманні плями — далекі зоряні системи^[2].

До середини XIX століття Джон Гершель, син Вільяма Гершеля, відкрив ще 5000 туманних об'єктів. Побудований на їх основі розподіл став головним аргументом проти припущення, що вони є далекими «острівними всесвітами», подібними до нашої системи Чумацького Шляху. Було виявлено, що існує «зона уникнення» — ділянка, на якій немає (або майже немає) подібних туманностей. Ця зона знаходилася поблизу площини Чумацького Шляху і це явище було інтерпретовано як зв'язок туманностей із системою Чумацького Шляху. Поглинання світла, найсильніше у площині Галактики, було ще невідоме^[2].

Після побудови свого телескопа 1845 року Вільям Парсонс зміг побачити відмінності між еліптичними і спіральними туманностями. У деяких із цих туманностей він зміг виділити й окремі джерела світла.

1865 року Вільям Хеггінс (англ. William Huggins) вперше отримав спектр туманностей^[3]. Характер емісійних ліній туманності Оріонаясно свідчив про її газовий склад, але спектр туманності Андромеди (M31 за каталогом Мессьє) був безперервним, як у зір. Хеггінс зробив висновок, що такий вигляд спектру M31 викликано високою щільністю і непрозорістю газової складової.

На початку XX століття Весто Мелвін Слайфер (англ. Vesto Melvin Slipher) пояснив спектр туманності Андромеди відбиттям світла центральної зірки (зіркою він помилково вважав ядро галактики). Такий висновок було зроблено на підставі фотографій, отриманих Джеймсом Кілером на 36-дюймовому рефлекторі. Загалом було виявлено 120 000 слабких туманностей. Спектр (там, де його можна було отримати) був відбивним. Як відомо зараз, це були спектривідбивних туманностей (здебільшого — пилових) навколо Плеяд.

1910 року Джордж Річі (англ. George Willis Ritchey) на 60-дюймовому телескопі обсерваторії Маунт-Вілсон отримав знімки, на яких було видно, що спіральні гілки великих туманностей всипані зіркоподібними об'єктами, але зображення багатьох з них були нерізкі, туманні. Це могли бути і компактні туманності, ізоряні скупчення, і декілька зображень зірок, що злилися разом.

У 1912 -1913 роках була відкрита залежність «період — світність» для цефеїд.

1920 року відбулася «Велика суперечка» між Харлоу Шеплі і Гебером Кертісом. Сутність суперечки полягала у вимірі відстані доМагелланових Хмар за цефеїдами та оцінюванні розміру Чумацького Шляху. Застосовуючи вдосконалений варіант методу «черпків»,Кертіс зробив висновок про існування порівняно невеликої (діаметром близько 15 кілопарсек) сплющеної галактики із Сонцем поблизу центру, а також про невелику відстань до Магелланових Хмар. Шеплі, ґрунтуючись на підрахунку кулястих скупчень, подав зовсім іншу картину — Сонце перебуває досить далеко від центру плоского диска діаметром близько 70 кілопарсек, відстань доМагелланових Хмар виходила приблизно такою ж. Підсумком суперечки став висновок про необхідність ще одного незалежного вимірювання.

1924 року на 100-дюймовому телескопі Едвін Хаббл знайшов у туманності Андромеди 36 цефеїд і виміряв відстань до них. Відстань виявилося величезною (хоча обчислена Хабблом величина була втричі меншою за сучасну). Це підтвердило, що туманність Андромеди — не частина Чумацького Шляху. Існування галактик було доведено, і «Велику суперечку» вирішено^[2].

Сучасна будова нашої Галактики з'ясувалася 1930 року, коли Роберт Джуліус Трюмплер (англ. Robert Julius Trumpler) виміряв ефект поглинання світла, вивчаючи розподіл розсіяних зоряних скупчень, що концентруються в площині Галактики^[4].

1936 року Хаббл побудував класифікацію галактик, яка використовується і сьогодні та називається послідовністю Хаббла^[5].

1944 року Хендрик ван де Хюлст (нід. Hendrik van de Hulst) передбачив існування радіовипромінювання міжзоряного атомарноговодню із довжиною хвилі 21,2 см, яке було виявлено^[6] 1951 року. Це випромінювання, що не поглинається пилом, дозволило додатково вивчити Галактику завдяки доплерівському зсуву. Спостереження призвели до побудови моделі з перемичкою в центрі Галактики. Згодом розвиток радіотелескопів дозволив відстежувати рух водню і в інших галактиках. У 1970-х роках стало зрозуміло, що загальна видима маса галактик (що складається з маси зір і міжзоряного газу), не пояснює швидкості обертання газу. Це призвело до висновку про існування темної матерії^[7].

Нові спостереження, здійснені на початку 1990-х років на космічному телескопі «Хаббл», довели, що темна матерія в нашій Галактиці не може складатися з одних лише слабких і малих зір. На ньому також було отримано зображення далекого космосу, що одержали назви Hubble Deep Field і Hubble Ultra Deep Field, що довели існування в нашому Всесвіті сотень мільярдів галактик^[8].