# data[].attributes.headline
1610 року Галілео Галілей за допомогою телескопа виявив, що 1610 року Галілео Галілей за допомогою телескопа виявив, що Чумацький Шлях складається з величезної кількості слабких зір. У трактаті 1755 року, заснованому на роботах Томаса Райта , Іммануїл Кант припустив, що Чумацький Шлях 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. 

# data[].attributes.subject
1610 року Галілео Галілей за допомогою телескопа виявив, що 1610 року Галілео Галілей за допомогою телескопа виявив, що Чумацький Шлях складається з величезної кількості слабких зір. У трактаті 1755 року, заснованому на роботах Томаса Райта , Іммануїл Кант припустив, що Чумацький Шлях 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. 

# data[].attributes.headline
До кінця XVIII століття Ш

# data[].attributes.body
До кінця XVIII століття Шарль Мессьє склав каталог, що містив 109 яскравих туманностей. Від часу публікації каталогу до 1924 року тривали суперечки про природу цих туманностей. 

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

# data[].attributes.headline
До середини XIX стол

# data[].attributes.body
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 розташована 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.

# data[].attributes.headline
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 Гаґґінс вперше отримав спектр туманностей. Характер емісійних ліній туманності Оріона ясно 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  пояснив спектр туманності Андромеди відбиттям світла центральної зорі (зорею 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 спектри відбивних туманностей (здебільшого — пилових) навколо Плеяд. 1910 року Джордж Річі  на 60-дюймовому телескопі обсерваторії Маунт-Вілсон отримав знімки, на яких було видно, що спіральні гілки великих туманностей всипані зореоподібними об'єктами, але зображення багатьох з них були нерізкі, туманні. Це могли бути і компактні туманності, і зоряні скупчення, і декілька зображень зірок, що злилися разом. 

# data[].attributes.subject
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 Гаґґінс вперше отримав спектр туманностей. Характер емісійних ліній туманності Оріона ясно 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  пояснив спектр туманності Андромеди відбиттям світла центральної зорі (зорею 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 спектри відбивних туманностей (здебільшого — пилових) навколо Плеяд. 1910 року Джордж Річі  на 60-дюймовому телескопі обсерваторії Маунт-Вілсон отримав знімки, на яких було видно, що спіральні гілки великих туманностей всипані зореоподібними об'єктами, але зображення багатьох з них були нерізкі, туманні. Це могли бути і компактні туманності, і зоряні скупчення, і декілька зображень зірок, що злилися разом. 

# data[].attributes.headline
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 до Магелланових 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 до Магелланових Хмар виходила приблизно такою ж. Підсумком суперечки став висновок про необхідність ще одного незалежного вимірювання. 1924 року на 100-дюймовому телескопі Едвін Габбл знайшов у туманності Андромеди 36 цефеїд і виміряв відстань до них. Відстань виявилася величезною (хоча обчислена Габблом величина була втричі меншою за сучасну). Це підтвердило, що туманність Андромеди — не частина Чумацького Шляху. Існування галактик було доведено, і «Велику суперечку» вирішено[10]. Сучасна будова нашої Галактики з'ясувалася 1930 року, коли Роберт Джуліус Трюмплер виміряв ефект поглинання світла, вивчаючи розподіл розсіяних зоряних скупчень, що концентруються в площині Галактики  

# data[].attributes.subject
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 до Магелланових 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 до Магелланових Хмар виходила приблизно такою ж. Підсумком суперечки став висновок про необхідність ще одного незалежного вимірювання. 1924 року на 100-дюймовому телескопі Едвін Габбл знайшов у туманності Андромеди 36 цефеїд і виміряв відстань до них. Відстань виявилася величезною (хоча обчислена Габблом величина була втричі меншою за сучасну). Це підтвердило, що туманність Андромеди — не частина Чумацького Шляху. Існування галактик було доведено, і «Велику суперечку» вирішено[10]. Сучасна будова нашої Галактики з'ясувалася 1930 року, коли Роберт Джуліус Трюмплер виміряв ефект поглинання світла, вивчаючи розподіл розсіяних зоряних скупчень, що концентруються в площині Галактики  

# data[].attributes.headline
1936 року Габбл побудував

# data[].attributes.body
1936 року Габбл побудував класифікацію галактик, яка використовується і сьогодні та називається послідовністю Габбла[

# data[].attributes.headline
1944 року Гендрік ван де Гулст ( передбачив існування радіовипромінювання міжзоряного атомарного водню із довжиною хвилі 21,2 см, яке було виявлено 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[. 

# data[].attributes.subject
1944 року Гендрік ван де Гулст ( передбачив існування радіовипромінювання міжзоряного атомарного водню із довжиною хвилі 21,2 см, яке було виявлено 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[. 

# data[].attributes.headline
Нові спостереження, здійснені на початку 1990-х років на космічному телескопі «Габбл», 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.

# data[].attributes.subject
Нові спостереження, здійснені на початку 1990-х років на космічному телескопі «Габбл», 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.