Кто открыл галактики?

В 1610 году Галилео Галилей обнаружил, что Млечный Путь, который он решил исследовать своим телескопом, состоит из огромного числа слабых звёзд. В своём трактате 1755 года, основанном на работах Томаса Райта (Thomas Wright), Иммануил Кант предположил, что Галактика может быть вращающимся телом, которое состоит из огромного количества звёзд, удерживаемых гравитационными силами, сходными с теми, что действуют в Солнечной системе, но в больших масштабах. С нашего места внутри Галактики 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.

К концу XVIII столетия Шарль Мессье составил каталог, содержащий 109 ярких туманностей, вслед за которым появился каталог из 5000 туманностей Уильяма Гершеля. После постройки своего телескопа в 1845 году лорд Росс смог увидеть различия между эллиптическими и спиральными туманностями. В некоторых из этих туманностей он смог выделить и отдельные источники света, что придавало гипотезе Канта большую правдоподобность. Однако вопрос о том, являются ли эти туманности отдельными галактиками, оставался спорным до начала 1920-х годов, когда благодаря новому телескопу Эдвин Хаббл дал на него ответ. Он сумел разглядеть внешние части некоторых спиральных туманностей как скопления отдельных звёзд и определить среди них переменные-цефеиды. Это позволило ему оценить расстояние до этих туманностей: они находились слишком далеко, чтобы быть частью Млечного Пути. В 1936 Хаббл построил классификацию галактик, которая используется по сей день и называется последовательностью Хаббла.

Первая попытка определить форму Млечного Пути и положение Солнца в нём была предпринята Уильямом Гершелем в 1785 году при помощи тщательного подсчёта звёзд в различных участках неба. Используя усовершенствованный вариант метода, Каптейн (Kapteyn) в 1920 году сделал вывод о маленькой (диаметром в 15 килопарсек) сплюснутой галактике с Солнцем вблизи центра. Другой метод, использованный Харлоу Шепли (Harlow Shapley) и основанный на подсчете шаровых скоплений, дал совсем другую картину — плоский диск диаметром около 70 килопарсек с Солнцем, находящимся далеко от центра. Оба исследования не были точны из-за того, что не учитывали поглощение света межзвёздным газом в плоскости галактики. Современная картина нашей Галактики появилась в 1930 году, когда Роберт Джулиус Трумплер (Robert Julius Trumpler) измерил этот эффект, изучая распределение рассеянных звёздных скоплений, концентрирующихся в плоскости Галактики.

В 1944 году Хендрик Ван де Хулст (Hendrik van de Hulst) предсказал существование радиоизлучения с длиной волны в 21 см, излучаемого межзвёздным атомарным водородом, которое было обнаружено в 1951 году. Это излучение, не поглощаемое пылью, позволило дополнительно изучить Галактику благодаря доплеровскому смещению. Эти наблюдения привели к созданию модели с перемычкой в центре Галактики. Впоследствии прогресс радиотелескопов позволил отслеживать водород и в других галактиках. В 1970-х годах стало понятно, что общая видимая масса галактик (состоящая из массы звёзд и межзвёздного газа) , не объясняет скорости вращения газа. Это привело к выводу о существовании тёмной материи.

Новые наблюдения, произведённые в начале 1990-х годов на Космическом телескопе имени Хаббла, показали, что тёмная материя в нашей Галактике не может состоять только из очень слабых и малых звёзд. На нём также были получены изображения далёкого космоса, получившие названия Hubble Deep Field и Hubble Ultra Deep Field, показавшие очевидность того, что в нашей Вселенной существуют сотни миллиардов галактик.

В 2004 году самой далёкой галактикой из тех, что когда-либо наблюдались человечеством, стала галактика Abell 1835 IR1916.