Внегалактическая астрономия
Внегалакти́ческая астроно́мия, раздел астрономии, в котором исследуются объекты и явления за пределами нашей звёздной системы – Галактики. Наиболее многочисленные объекты, изучаемые внегалактической астрономией, – это далёкие звёздно-газовые системы (галактики), имеющие ту же природу, что и наша Галактика, и находящиеся на расстояниях от нескольких сотен тысяч до нескольких миллиардов световых лет от нас.
Внегалактическая астрономия как наука возникла в 1-й четверти 20 в. Однако идея о том, что наша Галактика, включающая в себя все звёзды, которые можно увидеть на небе невооружённым глазом или в небольшой телескоп, имеет конечные размеры и существуют другие сходные с ней звёздные «острова», высказывалась ещё в середине 18 в. (Э. Сведенборг, И. Кант, Т. Райт). Естественно было предположить, что такими «внешними» галактиками могли бы быть светлые туманные пятна низкой яркости c размытыми очертаниями, которые во всё возрастающем количестве открывались астрономами по мере увеличения возможностей используемых телескопов. Одно из таких туманных пятен заметно невооружённым глазом для наблюдателей, живущих в Северном полушарии, – это Туманность Андромеды, названная по имени созвездия, в котором она находится. Только в 20 в. выяснилось, что это ближайшая к нам массивная галактика, похожая на нашу (рис. 1).
Рис. 1. Туманность Андромеды (М31) и два её спутника – M32 (левее центра) и NGC 205 (справа внизу).Первый каталог найденных на небе туманностей содержал координаты более 100 объектов (Ш. Мессье, 1781, 2-е издание). Позднее оказалось, что около 40 из них являются галактиками. В середине 19 в. было впервые обнаружено наличие внутренней структуры в ряде туманностей и, в частности, существование спиральных ветвей (У. Парсонс). В конце 19 в. выяснилось, что природа наблюдаемых туманностей неодинакова: одни из них являются газовыми облаками, а другие – далёкими звёздными системами, хотя оставалось неясным, на каком расстоянии от нас эти объекты находятся, являются ли туманности вместе с наблюдаемыми звёздами частью одной большой системы – нашей Галактики, внутри которой мы живём, или мы можем наблюдать и другие галактики.
В начале 20 в. впервые удалось выделить изображения очень слабых звёзд на телескопических фотографиях нескольких светлых туманностей. В 1923–1924 гг. Э. Хаббл на 2,5-метровом телескопе (рис. 2) обсерватории Маунт-Вилсон (США) нашёл в нескольких туманностях звёзды известного к тому времени типа – цефеиды, регулярно меняющие свой блеск. Полученные с помощью цефеид и наиболее ярких звёзд оценки расстояний до нескольких туманностей, хотя и оказались на тот момент сильно заниженными (как было показано впоследствии), тем не менее убедительно показали, что эти звёздные «острова» действительно представляют собой самостоятельные системы гигантских размеров, находящиеся далеко за пределами нашей Галактики. С этого времени стало возможным говорить о рождении внегалактической астрономии. 
Рис. 2. Телескоп Хукера – 2,5-метровый (100-дюймовый) рефлектор обсерватории Маунт-Вилсон. 1940. Фото: Edison Hoge. Цифровая библиотека Хантингтона, Сан-Марино (штат Калифорния, США).Хабблу также принадлежит первая классификационная схема галактик (рис. 3), разделяющая их по внешнему виду на эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные галактики с различными подтипами. При этом некоторая часть галактик имеет такую структуру, которая не укладывается в приведённую схему.
Спектральные наблюдения галактик позволили оценить их лучевые скорости по смещению спектральных линий (вследствие эффекта Доплера). В 1920-х гг. было показано, что большая часть галактик с измеренными скоростями удаляется от нас, поскольку линии в их спектрах смещены в сторону красного конца спектра (красное смещение). Оказалось, что красные смещения галактик (или скорости их удаления от нас) примерно пропорциональны расстояниям до галактик (закон Хаббла – Леметра): чем дальше от нас галактики, тем в среднем больше скорость, с которой они от нас удаляются. Был предложен ряд способов оценки расстояний до галактик без использования красного смещения, что позволило прокалибровать эту эмпирическую зависимость. Поэтому стало возможным по наблюдаемому красному смещению узнать расстояние до галактик (за исключением наиболее близких галактик, для которых закон Хаббла – Леметра не выполняется). Знание расстояния, в свою очередь, позволило оценивать размер, светимость и другие важные характеристики галактик, а также сравнивать галактики, находящиеся на различных расстояниях. Внегалактическая астрономия начала быстро развиваться.
Рис. 3. Классификационная схема галактик, предложенная Э. Хабблом в 1920–1930-х гг. (т. н. последовательность Хаббла).В середине 20 в. были выявлены различные типы звёздного населения в галактиках, различающиеся возрастом и химическим составом звёзд. Были изучены особенности внутренней структуры галактик, начал разрабатываться физический подход к проблеме формирования и эволюции галактик. В тот же период были получены первые достаточно надёжные измерения масс галактик (по скоростям их вращения или по разбросам скоростей звёзд), заложена основа теории спиральной структуры галактик, рассматривающей протяжённые спиральные ветви как результат распространения волн плотности в галактических дисках (теория волн плотности). Было установлено, какие компоненты входят в состав галактик. Помимо звёзд и звёздных скоплений разных масс и возрастов галактики содержат, как правило, большое количество разреженного межзвёздного газа различной температуры, смешанного с мелкой пылью, ослабляющей свет звёзд. Из холодных облаков газово-пылевой среды в галактиках рождаются звёзды. Были найдены свидетельства существования тёмной материи в галактиках и системах галактик, которая непосредственно не наблюдается, но обнаруживает себя по гравитационному воздействию на движение звёзд и газа. Начались систематические исследования взаимодействующих галактик (рис. 4), формы которых искажены их взаимным гравитационным влиянием (Б. А. Воронцов-Вельяминов). 
Рис. 4. Две взаимодействующие галактики, NGC 3808 (справа, видимая плашмя) и NGC 3808A (слева, видимая с ребра). Звёзды, газ и пыль в результате гравитационного притяжения перетекают от галактики NGC 3808 к её компаньону, образуя вокруг него полярное кольцо, расположенное перпендикулярно плоскости основного диска. Фото: космический телескоп «Хаббл».Тем самым были заложены современные представления о галактиках как о гравитационно связанных системах, взаимодействующих со своим окружением. Галактики могут сталкиваться, сливаться, менять свою структуру или даже разрушаться при взаимодействии друг с другом, терять или, наоборот, пополнять запасы межзвёздного газа, обмениваться веществом с окружающей газовой средой.
Важным открытием явилось обнаружение источников энергии гигантской мощности в центральных областях некоторой части галактик (активных ядрах галактик). Была выдвинута идея о большой роли нестационарных процессов в эволюции галактик и их систем (В. А. Амбарцумян). В 1960-х гг. открыты далёкие внегалактические объекты – квазары, по своим свойствам похожие на активные ядра сравнительно близких галактик, но со значительно более высоким энерговыделением. Во 2-й половине 20 в. получен ряд независимых аргументов в пользу того, что источники энергии в ядрах галактик и квазарах связаны с очень массивными компактными телами массой до нескольких миллиардов масс Солнца и размерами, ничтожно малыми по сравнению с размерами галактик. Впоследствии подтвердилась идея о том, что такими компактными объектами являются сверхмассивные чёрные дыры (рис. 5), создающие очень сильные гравитационные поля вокруг себя. 
Рис. 5. Изображение тени сверхмассивной чёрной дыры массой 6,5 млрд масс Солнца на фоне её аккреционного диска. Чёрная дыра расположена в центре эллиптической галактики M87. Изображение получено по радионаблюдениям с использованием радиоинтерферометра Event Horizon Telescope.Благодаря мощному гравитационному полю вокруг чёрной дыры образуется область, где может выделяться колоссальная энергия, если имеет место падение вещества извне на чёрную дыру (аккреция).
Наблюдения далёких галактик выявили неоднородное распределение галактик и их скоплений (рис. 6) в пространстве на масштабах до нескольких сотен мегапарсеков. Оказалось, что изолированные галактики встречаются редко. Большинство галактик входит в состав систем различного масштаба (пáры, группы, скопления различных размеров), а они, в свою очередь, образуют в пространстве сетку вытянутых крупномасштабных структур – космологических филаментов (рис. 7). Наша Галактика является членом Местной группы галактик, в состав которой входят две гигантские спиральные галактики (наша Галактика и Туманность Андромеды) и несколько десятков маломассивных систем – карликовых эллиптических и карликовых неправильных галактик. Ближайшее к нам крупное скопление галактик находится в созвездии Дева (скопление Девы).
Рис. 6. Скопление галактик Abell 1689. Фото: космический телескоп «Хаббл».Гигантскую роль в развитии внегалактической астрономии сыграла появившаяся во 2-й половине 20 в. возможность исследования галактик в неоптических областях спектра, сначала наземными методами в радиодиапазоне, а позднее – с помощью космических аппаратов в далёком инфракрасном, далёком ультрафиолетовом, рентгеновском диапазонах и гамма-диапазоне. Основные составляющие межзвёздного газа в галактиках – разреженный атомарный и молекулярный водород – были обнаружены по их излучению на определённых радиочастотах, поскольку в оптическом диапазоне спектра этот газ не виден. Наиболее известна радиолиния на длине волны 21 см (1420,4 МГц), которую излучают атомы водорода в межзвёздной среде. Радиоизлучение другой природы, связанное с высокоэнергичными электронами в магнитных полях (синхротронное радиоизлучение), приходит к нам от галактик с активными ядрами (радиогалактики, квазары) и свидетельствует о существовании в них природных ускорителей элементарных частиц до невероятно высоких энергий. Внеатмосферные наблюдения в ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах спектра позволили глубже исследовать процесс звездообразования в галактиках различных типов, поскольку массивные недавно родившиеся звёзды излучают в основном в ультрафиолетовом диапазоне и при этом молодые звёзды нагревают межзвёздную пыль, которая переизлучает поглощённую энергию в далёком инфракрасном диапазоне.
Рис. 7. Крупномасштабное распределение галактик во Вселенной по данным обзора неба SDSS для двух секторов неба в пределах расстояния около 2 млрд световых лет. Наша Галактика находится в центре. Наиболее плотные области выделены красным. Распределение галактик имеет сетчатую структуру, включающую крупномасштабные уплотнения (сверхскопления) и вытянутые нити (филаменты), разделённые гигантскими пустотами (войдами). Вдоль радиальной линии указаны красные смещения галактик, вдоль окружности – прямые восхождения. Перевод: БРЭ.Наблюдения, проводимые космическими обсерваториями в рентгеновском диапазоне спектра, успешно используются для изучения активности ядер галактик. Они также позволили обнаружить области горячего газа с температурой в миллион и более градусов в галактиках и в скоплениях галактик. Основными источниками гамма-излучения оказались активные ядра галактик. В конце 1990-х гг. с помощью космических гамма-телескопов были получены первые отождествления с далёкими галактиками загадочных гамма-всплесков – мощных и очень коротких вспышек гамма-излучения, происходящих в самых различных областях неба. Их природа оказалась связанной в основном со вспышками сверхновых звёзд в галактиках, расположенных на больших расстояниях от нас.
В настоящее время большинство задач внегалактической астрономии решается с использованием спектральных и фотометрических наблюдений на крупных наземных оптических телескопах, радионаблюдений с помощью радиотелескопов и радиоинтерферометров (рис. 8), а также с использованием космических обсерваторий (рис. 9).
Рис. 8. Радиоинтерферометр WSRT, расположенный на северо-востоке Нидерландов, состоящий из 14 поворачивающихся радиоантенн апертурой 25 м и работающий по методу апертурного синтеза. Инструмент активно используется для исследования галактик, в том числе для наблюдения излучения нейтрального водорода в галактиках на длине волны 21 см.Галактики обладают исключительным разнообразием своих масс, размеров и других характеристик. Самые маломассивные галактики-карлики и самые массивные галактики-гиганты отличаются по размерам в сотни раз, а по массам в сотни тысяч раз – примерно так же, как по этим характеристикам различаются между собой Солнце и планеты. Галактики, в которых много межзвёздного газа и идёт активное звездообразование, нередко соседствуют с галактиками, где холодный газ практически отсутствует, а образование звёзд полностью завершилось миллиарды лет назад, при этом в обоих случаях галактики могут иметь сходный возраст. Это отражает различный характер эволюции галактик, зависящий как от внутренних процессов в них, так и от взаимодействия с окружающей средой или с другими галактиками.
Уникальной особенностью внегалактической астрономии является возможность непосредственного изучения объектов такими, какими они были в далёком прошлом. Современным крупным телескопам потенциально доступны для наблюдений многие миллиарды галактик, но большинство из них очень далеки от нас и видны на изображениях различных участков неба как крошечные пятнышки размером в несколько угловых секунд. 
Рис. 9. Российская (с участием Германии) орбитальная астрофизическая обсерватория «Спектр-Рентген-Гамма» («Спектр-РГ»), предназначенная для рентгеновского обзора всего неба и наблюдений скоплений галактик и активных ядер галактик в рентгеновском диапазоне спектра. Иллюстрация создана на основе 3D-модели Spektr-RG.Благодаря конечности скорости света излучение, рождённое в очень далёких галактиках, приходит к нам через миллиарды лет. Это позволяет, сравнивая наблюдаемые свойства галактик на различных расстояниях, исследовать те изменения, которые произошли с галактиками за это время.
К важнейшим направлениям современной внегалактической астрономии, определяющим тенденции её развития, относятся:
изучение звёздной составляющей галактик, пространственного распределения в галактике звёзд различного возраста и химического состава, а также эволюции звёздного населения;
изучение межзвёздной газово-пылевой среды в галактиках и формирования звёзд в галактиках различных типов;
исследование динамики звёзд и газа в галактиках, оценка массы и плотности различных компонентов галактики;
изучение механизмов формирования наблюдаемых структурных особенностей галактик;
физическое объяснение наблюдаемых форм активности ядер галактик, возможных механизмов выделения энергии в них, а также изучение влияния активности ядра на галактику в целом;
изучение процессов взаимодействия галактик друг с другом и с окружающей газовой средой;
исследование систем галактик, анализ крупномасштабной структуры распределения галактик и объяснение её формирования;
изучение процесса образования и эволюции галактик и их систем за большие промежутки времени;
определение космологических параметров, описывающих характер расширения Вселенной.
Нерешённые физические проблемы выяснения природы тёмной материи и тёмной энергии, как и проверки фундаментальных физических теорий, также решаются с использованием данных внегалактической астрономии.
Наша Галактика – такой же сложный по структуре и составу объект, как и многие другие наблюдаемые спиральные галактики. Поэтому внегалактическая астрономия, исследуя другие галактики, позволяет глубже понять процессы, происходящие в нашей звёздной системе, которую астрономы имеют возможность изучать только «изнутри».
Поскольку галактики – это важнейшие элементы общей структуры наблюдаемой Вселенной, в которых сосредоточена практически вся непосредственно наблюдаемая материя, внегалактическая астрономия имеет фундаментальное значение для построения физической картины окружающего мира и его эволюции. В теоретическом плане внегалактическая астрономия тесно связана с такими направлениями науки, как физика звёзд, звёздная динамика, газовая динамика, космическая электродинамика, теоретическая астрофизика, релятивистская физика и космология.