Galakser varierer i størrelse fradverger med ti millioner (107) stjerner[2] til gigantgalakser med hundre billioner (1014) stjerner,[L 2] som alle går ibane rundt galaksensmassesentrum. Ordet galakse kommer fragreskgalaxias (γαλαξίας), bokstavelig «melkeaktig», og er en referanse til vår egen galakseMelkeveien.
Galakser inneholder varierende mengderstjernesystemer,stjernehoper og typer avinterstellare skyer. Mellom disse objektene er det en spredt interstellar materie av gass, støv ogkosmisk stråling. Mørk materie ser ut til å utgjøre ca. 90 % avmassen i de fleste av galaksene. Observasjonsdata antyder atsupermassive sorte hull eksisterer i sentrum av mange, om ikke alle, galakser. De antas å være den primære drivkraften tilaktive galaksekjerner i noen galakser. Melkeveien synes å inneha minst ett slikt objekt.[3]
Galakser har opp gjennom historien blitt kategorisert etter sin tilsynelatende form, vanligvis referert til som den synlige morfologien. En vanlig form er denelliptiske galaksen,[4] som har enellipseformet, lys profil.Spiralgalakser er skiveformede med støvete og buete armer. De med irregulære eller uvanlige former er kjent somirregulære galakser og kommer typisk av forstyrrelser fra gravitasjonskraften fra nærliggende galakser. Slike vekselvirkninger mellom nærliggende galakser, som til slutt kan resultere i en sammenslåing, forårsaker i noen tilfeller økte forekomster avstjernedannelser som fører tilstarburstgalakser. Mindre galakser som mangler en sammenhengende struktur, regnes som irregulære galakser.[5]
Sannsynligvis finnes det mer enn 170 milliarder (1,7×1011) galakser idet observerbare universet.[L 3][6] De fleste er 1 000–100 000 parsec i diameter[7] og er vanligvis adskilt med avstander i størrelsesorden millioner av parsec (eller megaparsec).[8] Rommet mellom galaksene (det intergalaktiske rommet) er fylt med en tynn gass med en gjennomsnittlig tetthet på mindre enn ettatom per kubikkmeter.
Hoveddelen av galaksene er organisert i et hierarki avgalaksehoper, som i sin tur vanligvis danner størresuperhoper. Ved de største skalaene er disse forbindelsene generelt arrangert isjikt og filamenter som er omgitt av enorme tomrom.[9]
Ordetgalakse kommer fra detgreske begrepet for vår egen galakse,galaxias (γαλαξίας),«den melkeaktige»), ellerkyklos («sirkel») galaktikos («melkeaktig»)[10] på grunn av dens utseende på himmelen. Igresk mytologi plassererZevs sin sønn født av en jordisk kvinne, spedbarnetHerakles, påHeras bryst mens hun sover slik at barnet kan drikke hennes gudommelige melk og dermed bli udødelig. Hera våkner mens hun ammer og innser da at hun pleier et ukjent barn. Hun skyver barnet unna, og en stråle av melken hennes sprutes over nattehimmelen og fører til den svake stripen av lys som kalles Melkeveien.[L 4][11]
I den astronomiske litteraturen blir ordetGalakse med stor forbokstav brukt til å henvise til vår galakse,Melkeveien, for å skille den fra de andre milliardene av galakser.
DaWilliam Herschel utarbeidet sinkatalog over fjerne himmelobjekter i 1786, brukte han navnetspiraltåke for enkelte objekter, somM31. Da avstanden til disse objektene ble forstått, ble de anerkjent som enorme ansamlinger av stjerner, og fikk betegnelsenøyuniverser. Sidenunivers betyr «eksistensens helhet» falt uttrykket ut av bruk, og objektene ble i stedet kjent som galakser.[12]
Erkjennelsen av at vi lever i en galakse, og at det fantes mange andre galakser, går parallelt med funn som ble gjort om Melkeveien og andrestjernetåker på nattehimmelen.
Dengreske filosofenDemokrit (450–370 f.Kr.) foreslo at den lyse stripen på natthimmelen kjent som Melkeveien kunne bestå av fjerne stjerner.[13][L 5]Aristoteles (384–322 f.Kr.) trodde imidlertid at Melkeveien var forårsaket av «tenningen av den brennende utpusten til noen stjerner som var store, mange og nær hverandre» og at «tenningen fant sted i den øvre delen avatmosfæren i denregionen av verden som henger sammen med de himmelske bevegelsene.»[14] Dennyplatonistiske filosofenOlympiodoros (ca. 495–570) var vitenskapelig kritisk til dette: Hvis Melkeveien var mellom jorden og månen, ville den fremstå ulikt til ulike tider og steder på jorden, og den ville hatt enparallakse, noe den ikke har. I hans syn var Melkeveien himmelsk. Dette synet ble senere innflytelsesrikt iden islamske verden.[L 6]
Ifølge Mohani Mohamed gjorde denarabiske astronomenAlhazen (965–1037) det første forsøket på å observere og måle Melkeveiens parallakse.[L 7] Han fastslo at «siden Melkeveien ikke hadde noen parallakse, befant den seg svært langt unna jorden og tilhørte ikke atmosfæren.»[15] Denpersiske astronomenAbū Rayhān al-Bīrūnī (973–1048) foreslo at Melkeveien var en «samling av utallige fragmenter fra opprinnelsen av de tåkete stjernene».[16][L 8] Denandalusiske astronomenIbn Bajjah («Avempace», død 1138) foreslo at Melkeveien bestod av mange stjerner som nesten berørte hverandre og fremsto som et kontinuerlig bilde på grunn av effekten medlysbrytning fra materialer mellom jorden og månen.[14][L 9] Han siterte sine observasjoner avkonjunksjonen mellomJupiter ogMars som bevis på at dette skjer når to objekter er nær hverandre.[14] Densyrisk-fødteIbn Qayyim al-Jawziyyah (1292–1350) foreslo at Melkeveien var «en myriade av små stjerner pakket sammen i sfæren til fiksstjernene».[L 10]
Bevis for at Melkeveien består av mange stjerner kom i 1610, daGalileo Galilei studerte Melkeveien med etteleskop og observerte et stort antall svake stjerner.[17] I 1750 spekulerteThomas Wright i verketAn original theory or new hypothesis of the Universe i at galaksen kunne være et roterende legeme med en stor mengde stjerner, holdt sammen avgravitasjonskrefter tilsvarendesolsystemet, men i en mye større skala. Den resulterende skiven med stjerner kan sees som en stripe på himmelen fra vårt perspektiv på innsiden av skiven.[18] I sin avhandlingAllgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels fra 1755 utdypetImmanuel Kant Wrights ide om Melkeveiens struktur.
Melkeveiens form slik den ble utledet fra stjernetelling av William Herschel i 1785; solsystemet ble antatt å være nær sentrum.
Det første forsøket på å beskrive Melkeveiens form og plasseringen avsolen i galaksen ble utført avWilliam Herschel i 1785 ved nøye telling av antall stjerner i de ulike himmelregionene. Han utarbeidet et diagram over formen på galaksen med solsystemet nær sentrum.[L 11] Ved hjelp av en forbedret tilnærming komKapteyn i 1920 over bildet av en liten (diameter på ca. 15 kiloparsec) ellipsoidegalakse med solen nær sentrum. En annen metode avHarlow Shapley, basert på katalogen forkulehoper, førte til et radikalt annerledes bilde: En flat skive med diameter på ca. 70 kiloparsec og solen langt fra sentrum.[18] Ingen av analysene tok hensyn tilabsorpsjonen av lys avinterstellart støv som finnes i detgalaktiske planet. Etter atRobert Julius Trumpler kvantifiserte effekten i 1930 ved å studereåpne stjernehoper dukket det nåværende bildet av vår galakse Melkeveien opp.[L 12]
I 1750 spekulerteThomas Wright i sitt verkAn original theory or new hypothesis of the Universe i at galaksen var en flat skive av stjerner, og at noe avstjernetåken som var synlig på himmelen kunne være separate Melkeveier.[18][a] I 1755 brukteImmanuel Kant begrepet «øyunivers» om disse fjerne tåkene.
I 1781 sammenstilteCharles Messier enkatalog over de 109 mest lyssterke tåkene (himmellegemer med et tåkete utseende). Denne ble i 1786 fulgt opp med en større katalog på 5 000 tåker sammensatt av William Herschel.[18] I 1845 konstruerteLord Rosse et teleskop som kunne skille mellom elliptiske tåker og spiraltåker. Funnet av punktkilder i noen av stjernetåkene ga tiltro til Kants tidligere antakelser.[21]
I 1912 utførteVesto Slipher spektrografiske studier av de mest lyssterke spiraltåkene for å fastslå om de besto av kjemikalier som kunne forventes i etplanetsystem. Deres høyerødforskyvning indikerte at de beveger seg bort med hastigheter høyere enn Melkeveiensunnslipningshastighet. De var dermed ikke gravitasjonelt bundet til Melkeveien, og kunne ikke være en del av den.[L 14][L 15]
I 1917 observerteHeber Curtis novaenS Andromedae innenfor den «storeAndromedatåken» (siden Andromedagalaksen,messierobjektetM31, var kjent). På leting etter fotografiske registreringer fant han ytterligere 11novaer, som i snitt var 10 størrelsesklasser svakere enn de som oppstod innenfor vår galakse. Han estimerte avstanden til 150 000 parsec, og ble en talsmann for hypotesen om «øyuniverser», som hevdet at spiraltåker er uavhengige galakser.[L 16]
Foto av den «store Andromedatåken» fra 1899, senere identifisert somAndromedagalaksen.
I 1920 fant den«store debatten» sted mellomHarlow Shapley og Heber Curtis om Melkeveiens natur, spiraltåker og dimensjonene på universet. For å støtte sitt syn om at Andromedatåken var en ekstern galakse, bemerket Curtis forekomsten av mørke stier som minner om støvskyene i Melkeveien så vel som den betydeligedopplerforskyvningen.[22]
Saken ble avgjort i 1922. Da kom astronomenErnst Öpik opp med en fastsettelse av avstanden som støttet teorien om at Andromedatåken er et fjernt ekstragalaktisk objekt.[L 17] Med det nye 100-tommers teleskopet vedMount Wilson Observatory varEdwin Hubble i stand til å identifisere de ytre delene av noen spiraltåker som samlinger av individuelle stjerner, og han identifiserte noenkefeider. Dette gjorde det mulig å estimere avstanden til tåkene, og de var for langt unna til å være en del av Melkeveien.[L 18] I 1936 utarbeidet Hubbleklassifikasjonssystemet for galakser som brukes i dag.[23]
Rotasjonskurve for en typisk spiralgalakse: forutsagt (A) og observert (B). Avstanden er fra galaksekjernen.Den nest fjerneste galaksen:UDFy-38135539
I 1944 forutsaHenrik van de Hulstmikrobølgestråling medbølgelengde på 21 cm som kom fra interstellar atomiskhydrogengass;[24] denne strålingen ble observert i 1951. Strålingen muliggjorde forbedret studie av Melkeveien siden den ikke påvirkes av støvabsorpsjon og dopplerforskyvningen kan brukes for å kartlegge gassens bevegelse i galaksen. Disse observasjonene førte til en postulering av en roterendestavstruktur i sentrum av galaksen.[L 19] Med forbedrederadioteleskop kunne hydrogengass også spores i andre galakser.
På 1970-tallet ble det oppdaget iVera Rubins studie avrotasjonshastigheten til gassen i galakser at den totale synlige massen (fra stjernene og gassen) ikke tar tilstrekkelig høyde for hastigheten til den roterende gassen. Problemet med galakserotasjonen antas å skyldes store mengder usettmørk materie.[L 20][L 21]
Fra 1990 harHubble-teleskopet gitt forbedrede observasjoner. Blant annet ble det fastslått at den manglende mørke materien i vår galakse ikke utelukkende kan bestå av iboende svake og små stjerner.[25]Hubble Deep Field, en ekstremt lang eksponering av en relativt tom del av himmelen, ga bevis for at det finnes ca. 125 milliarder (1,25×1011) galakser i universet.[26] Forbedret teknologi innen påvisning avspekter usynlige for mennesker (radioteleskop,infrarøde kameraer ogrøntgenteleskop) tillot påvisning av andre galakser som ikke var oppdaget av Hubble. Spesielt galaksemålinger iZone of Avoidance (regionen på nattehimmelen som blokkeres av Melkeveien) har gitt en rekke nye galakser.[L 22]
Galaksene deles inn i tre hovedtyper: elliptiske, spiraler og irregulære. En noe mer utvidet beskrivelse av galaksetypene er gitt av Hubble-serien. Hubble-serien er utelukkende basert på den visuelle morfologitypen, og tar ikke hensyn til visse viktige egenskaper som antallstjernedannelser (istarburstgalakser) og aktivitet i kjernen (aktive galakser).[5]
Hubble-serien rangerer elliptiske galakser med utgangspunkt i elliptisiteten. Skalaen går fra E0, som er nestensfærisk, og opp til E7, som er svært langstrakt. Galaksene har enellipsoidisk profil, som gir dem en elliptisk fremtoning uavhengig av hvilken vinkel man ser dem fra. Utseende viser lite strukturer og de har typisk relativt liteinterstellar materie. Følgelig har de også en lav andel avåpne stjernehoper og en redusert mengde med dannelse av nye stjerner. De domineres av generelt eldre og merutviklede stjerner som går i bane rundt massefellespunktet i tilfeldige retninger. I denne forstand har de en viss likhet med de mye mindrekulehopene.[27]
De største galaksene er gigantiske elliptiske. Mange elliptiske galakser antas å formes på grunn avvekselvirkning mellom galakser med kollisjon og sammenslåing som resultat. De kan vokse til enorme størrelser (sammenlignet med spiralgalakser, for eksempel), og gigantiske elliptiske galakser er ofte funnet nær kjernen av storegalaksehoper.[28] Starburstgalakser er resultatet av en slik galaktisk kollisjon og kan resultere i dannelsen av en elliptisk galakse.[27]
Spiralgalakser består av en roterende skive av stjerner og interstellar materie sammen med en sentral bul av generelt eldre stjerner. Ut frabulen strekker det seg relativt lyse armer. I Hubble-serien er de listet som typeS, etterfulgt av en bokstav (a,b, ellerc) som indikerer graden av tetthet i spiralarmene og størrelsen på den sentrale bulen. EnSa-galakse har tette sammenbundne og dårlig definerte armer, og en relativt stor kjerneregion. I den andre enden har enSc-galakse åpne og godt definerte armer med en liten kjerneregion.[29] En galakse med dårlig definerte armer blir noen ganger referert til som enflokkulent spiralgalakse, i motsetning til enveldefinert spiralgalakse som har fremtredende og veldefinerte spiralarmer.[L 23]
I spiralgalakser har spiralarmene den omtrentlige formen tillogaritmisk spiraler. Mønsteret kan skyldes en forstyrrelse i en ensartet roterende masse avstjerner. Liksom stjernene roterer spiralarmene rundt sentrum, men de gjør det med en konstantvinkelhastighet. Spiralarmene antas å bestå av materie med høy tetthet eller «tetthetsbølger».[L 24] Når stjerner beveger seg gjennom en arm, endres romhastigheten for hvertstjernesystem av gravitasjonskraften av den høyere tettheten – hastigheten går tilbake til normalen når stjernene kommer til den andre siden av armen. Effekten ligner «bølgen» av forsinkelser som beveger seg langs en motorvei full av biler i bevegelse. Armene er synlige fordi den høye tettheten forenkler stjernenes formasjon, og derfor har de mange lyssterke og unge stjerner.[L 25]
Majoriteten av spiralgalaksene har en lineær, stavformet stripe av stjerner som strekker seg utover mot hver side av kjernen før den slår seg sammen med en spiralarmstruktur.[L 26] I Hubble-serien betegnes disse medSB etterfulgt av en liten bokstav (a,b ellerc), som indikerer formen til spiralarmene (liksom kategoriseringen av normale spiralgalakser). Staver antas å være midlertidige strukturer som kan oppstå som et resultat av tetthetsbølger som stråler utover fra kjernen, eller på grunn avtidevannspåvirkning fra en annen galakse.[L 27] Mange stavspiralgalakser er aktive, muligens som et resultat av at gass blir kanalisert inn i kjernen langs armene.[L 28]
Vår egen galakse er en skiveformet stavspiralgalakse,[L 29] ca. 30 kiloparsec i diameter og en kiloparsec i tykkelse. Den inneholder om lag to hundre milliarder (2×1011)[30] stjerner og har en masse på omtrent seks hundre milliarder (6×1011) ganger massen tilsolen.[L 30]
Særegne galakser utvikler uvanlige egenskaper på grunn av tidevannspåvirkning med andre galakser.Ringgalakser innhar en ringlignende struktur av stjerner og interstellar materie som omgir en naken kjerne. En ringgalakse antas å oppstå når en mindre galakse passerer gjennom kjernen til en spiralgalakse.[L 31] En slik hendelse kan ha påvirketAndromedagalaksen ettersom dens struktur ligner på flere ringer når den ses iinfrarød stråling.[31]
Enlinseformet galakse (Hubble-type S0) er en mellomform som har egenskapene til både elliptiske og spiralgalakser. De har dårlig definerte spiralarmer med en elliptisk halo av stjerner.[32] (Stavlinsegalakser har Hubbleklassifiseringen SB0).
Det finnes ogsåirregulære galakser som ikke enkelt kan bli klassifisert i en elliptisk eller spiralmorfologi. En Irr-I-galakse har noen strukturer, men kan ikke plasseres helt iHubble-serien. Irr-II galakser har ingen strukturer som passer en Hubble-klassifisering, og kan ha blitt forstyrret.[33] Nærliggende eksempler på (dverg-)irregulære galakser inkluderer demagellanske skyer.
Til tross for at de store elliptiske og spiralgalaksene er fremtredende, ser de fleste galaksene ut til å være dverggalakser. De er relativt små sammenlignet med andre galakseformasjoner – om lag én hundredel av størrelsen tilMelkeveien, og inneholder kun et par milliarder stjerner. Ultrakompakte dverggalakser som bare er 100 parsec på tvers har nylig blitt oppdaget.[L 32]
Mange dverggalakser kan gå ibane rundt en enkelt større galakse; Melkeveien har minst 14 slike satellitter, og det anslås at 300–500 ennå ikke er oppdaget.[34] Dverggalakser kan også klassifiseres somelliptiske,sprialformede ellerirregulære. Små elliptiske dverggalakser har få likheter med de store elliptiske galaksene, og blir ofte kaltsfæriske dverggalakser.
I en studie av 27 av Melkeveiens naboer fant man ut at i alle dverggalakser var den sentralemassen ca. 10 millionersolmasser, uavhengig av om galaksen hadde tusener eller millioner av stjerner. Dette førte til en hypotese om at galakser hovedsakelig består avmørk materie, og at minimumstørrelsen kan indikere en form forvarm mørk materie uten mulighet for gravitasjonell koalesens i en mindre skala.[35]
Den gjennomsnittlige avstanden mellom galakser innenfor enhop er litt over en størrelsesorden større enn diameteren deres. Derfor er vekselvirkninger mellom dem relativt hyppige og spiller en viktig rolle i utviklingen av galaksene. Nesten-kollisjoner mellom galakser resulterer i forstyrrende fordreininger på grunn avtidevannskrefter og kan gi noe utveksling av gass og støv.[36][37]
Antennegalaksene gjennomgår en kollisjon som vil resultere i at de til slutt slås sammen.
Kollisjoner oppstår når to galakser passerer direkte gjennom hverandre og har tilstrekkelig relativt moment til at de ikke slår seg sammen. Stjernene innenfor disse vekselvirkende galaksene vil typisk passere rett gjennom uten å kollidere. Gassen og støvet innenfor de to formene vil imidlertid vekselvirke. Dette kan føre til utbrudd avstjernedannelser når den interstellare materien blir forstyrret og komprimert. En kollisjon kan sterkt forvrenge formen til en eller begge galaksene og danne staver, ringer eller halelignende strukturer.[36][37]
Det ekstreme innen vekselvirkninger er galaktiske sammenslåinger. I disse tilfellene er det relative momentet til de to galaksene utilstrekkelig til at de kan passere gjennom hverandre. I stedet smelter de gradvis sammen til en større galakse. Sammenslåtte galakser kan medføre betydelige endringer i morfologien sammenlignet med de opprinnelige galaksene. I tilfeller hvor en av galaksene er veldig mye mer massiv er resultatet kjent somkannibalisme. I disse tilfellene vil den største galaksen forbli relativt uforstyrret, mens den mindre galaksen blir revet fra hverandre. Melkeveien er i ferd med å spise opp den elliptiske dverggalaksenSkytten og dverggalaksenStore hund.[36][37]
M82, arketypen av startburstgalakse, har opplevd en 10-gangers økning[38] i hyppigheten avstjernedannelser sammenlignet med en «normal» galakse.
Stjerner dannes innenfor galakser fra en reserve av kaldgass som blir til gigantiskemolekylskyer. I noen galakser er det observert eksepsjonelt hyppige stjernedannelser, kjent somstarburst. Skulle de fortsette å gjøre dette, vil de imidlertid konsumere gassreservene innenfor en tidsramme som er mindre enn livstiden til galaksen. Derfor varer vanligvis denne hyppige stjernedannelsen rundt ti millioner år, en relativt kort periode i en galakses historie. Starburstgalakser var vanligere i universets tidlige historie,[39] og utgjør i dag anslagsvis 15 % av den totale stjernedannelsen.[L 33]
Starburstgalakser karakteriseres av støvete konsentrasjoner av gass og tilsynekomsten av nydannete stjerner, deriblant massive stjerner som ioniserer de omkringliggende skyene og dannerH II-regioner.[40] Disse massive stjernene fører tilsupernovaeksplosjoner som resulterer i utvidenderester som vekselvirker kraftig med den omkringliggende gassen. Disse utbruddene starter en kjernereaksjon av stjernedannelser som sprer seg gjennom gassregionen, og den pågår helt til den tilgjengelige gassen er konsumert eller dispergert.[39]
Starburstgalakser forbindes ofte med sammenslående eller vekselvirkende galakser. Et eksempel på en prototype av en slik vekselvirkning erM82, som gjennomgikk et nært møte med den størreM81. Irregulære galakser har ofte fordelte knuter med stjernedannelsesaktivitet.[41]
En del av galaksene klassifiseres som aktive. En betydelig del av deres totale energiproduksjon kommer fra andre kilder enn stjernene, støv oginterstellar materie.
Standardmodellen for enaktiv galaksekjerne er basert på enakkresjonsskive som dannes rundt etsupermassivt sort hull i kjerneregionen. Strålingen fra en aktiv galaksekjerne kommer fragravitasjonell energi av materie som faller fra skiven i retning det sorte hullet.[42] I ca. 10 % av disse objektene sender diametrale motsatte par av energetiske jetstråler partikler ut fra kjernen i hastigheter nærlysets hastighet. Mekanismen som produserer disse jetstrålene er lite forstått.[43]
En jetstråle med partikler stråles ut fra kjernen av den elliptiske radiogalaksenM87.
Aktive galakser som avgir høyenergetiskrøntgenstråling, klassifiseres somSeyfert-galakser ellerkvasarer, avhengig avluminositet.Blazarer antas å være en aktiv galakse med enrelativistisk jet som peker i retning avjorden. Enradiogalakse sender ut radiofrekvenser fra relativistiske jet. En enhetlig modell av disse aktive galaksetypene forklarer forskjellene basert på synsvinkelen til observatøren.[43]
LINER, fra engelsklow-ionization nuclear emission-line region, er muligens relatert til aktive galaksekjerner (og stjernedannelsesregioner). Utstrålingen av LINER-type-galakser domineres svakt avioniserte elementer.[L 34] Omtrent en tredjedel av nærliggende galakser er klassifisert som innehavere av LINER-kjerner.[42][L 34][L 35]
Studier prøver å gi svar på spørsmål om hvordan galakser ble dannet og hvordan de har utviklet seg gjennomuniversets historie. Noen teorier har blitt bredt aksepterte, men det er fremdeles et aktivt område innenastrofysikken.
Nåværende kosmologiske modeller av det tidlige universet bygger påBig Bang-teorien. Ca. 300 000 år etter denne hendelsen begynteatomer avhydrogen oghelium å dannes i en hendelse kaltrekombinasjon. Nesten alt hydrogenet var nøytralt (ikke-ionisert) og lett absorbert, og ingen stjerner hadde til da blitt dannet. Derfor har denne perioden blitt kalt den «mørke tiden». Det var fra tetthetssvingninger (elleranisotropisk uregelmessigheter) i denne opprinnelige materien at større strukturer begynte å oppstå. Dermed startet masser frabaryonsk materie å kondensere innenfor haloer avkald mørk materie.[44][L 36] Disse opprinnelige strukturene ble til slutt det vi i dag ser som galakser.
I 2006 ble det oppdaget at galaksenIOK-1 har enrødforskyvning på 6,96, som tilsvarer 750 millioner år etter Big Bang. Den er dermed den fjerneste og eldste galaksen som har blitt observert.[L 37] Noen vitenskapsmenn har hevdet at andre objekter (somAbell 1835 IR1916) har høyere rødforskyvning (og derfor ses i et tidligere stadium av universets utvikling), men IOK-1s alder og sammensetning er mer pålitelig etablert. Slike tidligeprotogalakser må ha vokst fram i den såkalte «mørke tiden».[44]
Den detaljerte prosessen under en slik tidlig dannelse av galakser er et stort åpent spørsmål. Teoriene kan deles inn i to kategorier:ovenfra og ned ognedenfra og opp. I ovenfra og ned-teorien (slik som Eggen-Lynden-Bell-Sandage-modellen [ELS]) dannes protogalakser i en enorm kollaps som varer omtrent hundre millioner år.[L 38] I nedenfra og opp-teorien (slik som Searle-Zinn-modellen [SZ]) dannes mindre strukturer somkulehoper først, og deretter akkreterer en rekke slike legemer til å bli en større galakse.[L 39]
Så snart protogalaksene begynte å dannes og trekke seg sammen dukket de førstehalo-stjernene (kaltpopulasjon III-stjerner) opp i dem. De var sammensatt nesten utelukkende av hydrogen og helium, og kan ha vært massive. I så fall ville disse stjernene raskt ha konsumert tilførselen av brennstoff og blittsupernovaer som frigjorde tungegrunnstoffer inn i deninterstellare materien.[L 40] Denne første generasjonen av stjerner re-ioniserte det omkringliggende nøytrale hydrogenet og skapte ekspansjonsbobler av rom som lys lett kunne ferdes gjennom.[L 41]
I Zwicky 18 (nederst til venstre) minner om en nylig dannet galakse.[45][46]
Innen en milliard år etter en galakses dannelse begynte nøkkelstrukturer å oppstå.Kulehoper, det sentrale supermassive sorte hullet og engalaktisk bul av metallfattigpopulasjon II-stjerner ble dannet. Dannelsen av et supermassivt sort hull synes å spille en nøkkelrolle i aktiv regulering av galaksens vekst, ved at den begrenser den totale mengden tilleggsmaterie som blir lagt til.[47] Under denne tidlige epoken gjennomgikk galaksene en stor økning istjernedannelser.[48]
I løpet av de neste to milliarder år slår den akkumulerte massen seg ned i en galaktisk skive.[L 42] En galakse vil fortsette å absorbere innfallende materie, hovedsakelig hydrogen og helium, frahøyhastighetsskyer ogdverggalakser gjennom hele livstiden.[49] Syklusen med stjerners fødsler og død øker sakte ved fraværet av tyngre grunnstoff, og tillater til sluttdannelsen avplaneter.[L 43]
Utviklingen av galakser kan bli betydelig påvirket av vekselvirkninger og kollisjoner. Sammenslåing av galakser var vanlig i den tidlige epoken, og hoveddelen av galaksene var særegne i morfologi.[L 44] Gitt avstanden mellom stjernene vil hoveddelen av stjernesystemene i kolliderende galakser forbli upåvirket. Gravitasjonell fjerning av interstellar gass og støv som utgjør spiralarmene produserer imidlertid et langt tog av stjerner («tidevannshaler»). Eksempler kan ses iMusegalaksene[50] ellerAntennegalaksene.[L 45]
Melkeveien og den nærliggende Andromedagalaksen beveger seg mot hverandre med ca. 130 km/s, og kan – avhengig av bevegelsen sideveis – kollidere om fem eller seks milliarder år. Melkeveien har aldri kollidert med en galakse så stor som Andromeda tidligere, men det legges stadig fram nye beviser for tidligere kollisjoner med mindre dverggalakser.[51]
Slike store vekselvirkninger er sjeldne. Etter som tiden går blir sammenslåinger av to slike systemer med like størrelser mindre vanlige. De fleste lyse galaksene har vært fundamentalt uendret de siste par milliarder år, og nettohyppigheten avstjernedannelser nådde trolig også toppen for omtrent 10 milliarder år siden.[L 46]
I dag oppstår de fleste stjernedannelsene i mindre galakser hvor kald gass ikke er så utarmet.[L 44] Spiralgalakser, som Melkeveien, produserer bare nye generasjoner med stjerner så lenge de har tettemolekylskyer av interstellar hydrogen i spiralarmene.[L 47] Elliptiske galakser er allerede i stor grad blottet for denne gassen, og danner derfor ingen nye stjerner.[L 48] Tilgangen til stjernedannende materialer er endelig; så snart stjerner har konvertert tilgjengelig tilførsel av hydrogen til tyngre grunnstoffer vil dannelsen av nye stjerner ta slutt.[52]
Den nåværende æraen med stjernedannelser ventes å fortsette i opptil hundre milliarder år, og deretter vil «stjernealderen» trappe ned etter ca. ti til hundre billioner år (10×1013–10×1014 år) etter hvert som de minste og lengstlevende stjernene i vår astrosfære, smårøde dverger, begynner å falme. Mot slutten av stjernealderen vil galakser bestå avkompakte objekter:brune dverger,hvite dverger som avkjøles, eller kalde («sorte dverger»),nøytronstjerner ogsorte hull. Som et resultat av at gravitasjonen avtar vil alle stjerner enten falle inn mot det supermassive sorte hullet eller bli kastet ut i det intergalaktiske rommet på grunn av kollisjoner.[52][53]
Dypromsundersøkelser viser at galakser ofte finnes i relativt nære forbindelser med andre galakser. Ensomme galakser som ikke har vekselvirket vesentlig med en annen galakse med sammenlignbar masse de siste milliarder år er relativt sjeldne. Bare 5 % av galaksene er virkelig isolerte; de kan imidlertid ha vekselvirket og til og med slått seg sammen med andre galakser i fortiden, og mindresatellittgalakser kan fremdeles gå i bane rundt dem. Isolerte galakser[c] kan produsere stjerner med en høyere frekvens enn normalt siden gassen i galaksen ikke fjernes av noen nærliggende galakse.[54]
I største skala er universet stadig voksende, med en gjennomsnittlig økning av avstanden mellom galaksene (Hubbles lov). Galaksekoalisjoner kan overvinne utvidelsen i en lokal skala gjennom deres felles gravitasjonstiltrekning. Koalisjonene ble dannet tidlig i universet som klumper av mørk materie som trakk sine respektive galakser sammen. Nærliggende grupper slo seg senere sammen med disse storskalaklyngene. Denne pågående fusjonsprosessen (samt en strøm av innfallendegass) varmer opp den intergalaktiske gassen innenfor enhop til svært høyetemperaturer, opp mot 30–100 megakelvin.[55] Om lag 70–80 % av massen i en hop er mørk materie, 10–30 % består av denne oppvarmede gassen og de resterende få prosentene av materien i form av galakser.[56]
De fleste galaksene er gravitasjonelt bundet til mange andre galakser. De dannerfraktallignende hierarkier av samlede strukturer, hvor de minste strukturene kalles grupper. En gruppe galakser er den vanligste typen av galaksehoper, og inneholder flertallet av galaksene (i tillegg til det meste av denbaryonske massen) i universet.[57][58] For å forbli gravitasjonelt bundet til en gruppe, må hvert galaksemedlem ha tilstrekkelig lav hastighet for å forhindre at den flykter (seViralteoremet). Hvis der er tilstrekkeligkinetisk energi, kan gruppen utvikle seg til et mindre antall galakser gjennom sammenslåinger.[L 49]
Større strukturer med flere tusen galakser pakket inn i et område noen fåmegaparsec på tvers, kalles klynger. Klynger domineres ofte av en enkelt gigantisk elliptisk galakse, kjent somcD-galakse, som over tidtidevannsknuser satellittgalaksene og legger deres masse til sin egen.[L 50]
Superhoper inneholder titusenvis av galakser som finnes i hoper, grupper og noen ganger enkeltvis. Isuperhopskala er galakser ordnet i sjikt og filamenter som omgir et stort tomt hullrom.[L 51] Over denne skalaen synes universet å væreisotropisk oghomogent.[L 52]
Melkeveien er medlem av en koalisjon som kallesden lokale gruppen. En relativt liten gruppe galakser som har en diameter på ca. én megaparsec. Melkeveien og Andromedagalaksen er de to lyssterkeste galaksene i gruppen; mange av de andre er dverggalakser omkring disse to galaksene.[L 53] Den lokale gruppen er en del av en skylignende struktur innenforden lokale superhopen, en stor, utvidende struktur av grupper og hoper av galakser sentrert rundtVirgohopen.[L 54]
Dette ultrafiolette bildet av Andromeda viser blå regioner som inneholder unge, massive stjerner.
Etter at man fant ut at det eksisterer galakser utenom melkeveien, ble innledende observasjoner hovedsakelig utført ved bruk avsynlig lys. Strålingstoppene til de fleste stjernene ligger her, og observasjon av stjernene i galakser har vært en viktig del av denoptiske astronomien. Det er også en gunstig del av spektret for observasjon av ioniserteH II-regioner og for undersøkelser av fordelingen av støvarmene.
Støvet i deninterstellare materien er skjult i synlig lys. Det er mer gjennomsiktig for fjern-infrarød, som kan brukes til detaljobservasjon av de indre regionene av gigantiske molekylskyer og galaktiske kjerner.[59] Infrarød brukes også til å observere fjerne,rødforskjøvne galakser som ble dannet mye tidligere i universets historie.Vanndamp ogkarbondioksid absorberer en rekke nyttige deler av det infrarøde spekteret, så det brukes høytliggende eller rombaserteteleskoper forinfrarød astronomi.
De første ikke-visuelle studiene av galakser, spesielt aktive galakser, ble utført ved bruk avradiofrekvenser. Atmosfæren er nesten transparent til radiobølger mellom 5 MHz og 30 GHz –ionosfæren blokkerer signaler under dette området.[60] Det har blitt brukt storeradiointerferometere for å kartlegge aktive jetstråler fraaktive kjerner.Radioteleskoper kan også brukes for å observere nøytralt hydrogen (via21 cm stråling), inkludert den ikke-ioniserte materien i det tidlige universet som senere kollapset for å danne galakser.[61]
Ultrafiolette- ogrøntgenteleskoper kan observere høyenergetiske galaksefenomener. En ultrafiolett fakkel ble observert da en stjerne i en fjern galakse ble revet i stykker av tidevannskreftene fra etsort hull.[62] Fordelingen av varm gass i galaktiske hoper kan kartlegges ved røntgen, og eksistensen av supermassive sorte hull i kjernen av galakser ble bekreftet gjennom røntgenastronomi.[63]
^Se sitert tekst fra WrightsAn original theory or new hypothesis of the Universe iDyson (1979), s. 245
^Galakser på venstre side av tabellen fra Hubble-serien refereres enkelte ganger til som «tidlige typer», mens de på høyre side er «sene typer»
^Begrepet «feltgalakse» brukes noen ganger i betydningen av en isolert galakse, selv om det samme begrepet også brukes for å beskrive galakser som ikke tilhører en hop, men som kan være medlem av en gruppe galakser.
^Sandage, A. (1989).«Edwin Hubble, 1889–1953».Journal of the Royal Astronomical Society of Canada (på engelsk). Arkivert fraoriginalen 30. mai 2012. Besøkt 29. mars 2012.
^abBarstow, M.A. (2005).«Elliptical Galaxies» (på engelsk). Leicester University Physics Department. Arkivert fraoriginalen 13. september 2012. Besøkt 30. mars 2012.
^ab«Starburst Galaxies» (på engelsk). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 29. august 2006. Arkivert fraoriginalen 7. juli 2012. Besøkt 31. mars 2012.
^Baugh, C.; Frenk, C. (mai 1999).«How are galaxies made?» (på engelsk). PhysicsWeb. Arkivert fraoriginalen 4. juni 2012. Besøkt 1. april 2012.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
^abAdams, Fred; Laughlin, Greg (13. juli 2006).«The Great Cosmic Battle» (på engelsk). Astronomical Society of the Pacific. Arkivert fraoriginalen 31. juli 2012. Besøkt 1. april 2012.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Belkora, L. (2003).Minding the Heavens: the Story of our Discovery of the Milky Way (på engelsk). CRC Press.ISBN0-7503-0730-7.
Bell, G. R. (1997). «Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership».Bulletin of the American Astronomical Society (på engelsk). 29 (2).Bibcode:1997AAS...19110806B.
Bertin, G.; Lin, C.C. (1996).Spiral Structure in Galaxies: a Density Wave Theory (på engelsk). MIT Press.ISBN0-262-02396-2.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Conselice, C.J. (2007). «The Universe's Invisible Hand».Scientific American (på engelsk). 296 (2).
Curtis, H.D. (1988). «Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory».Publications of the Astronomical Society of the Pacific (på engelsk). 100.Bibcode:1988PASP..100....6C.doi:10.1086/132128.
Dyson, F. (1979).Disturbing the Universe (på engelsk). Pan Books.ISBN0-330-26324-2.
Eggen, O.J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A.R. (1962). «Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed».Reports on Progress in Physics (på engelsk). 136.Bibcode:1962ApJ...136..748E.doi:10.1086/147433.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Eskridge, P.B.; Frogel, J.A. (1999). «What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?».Astrophysics and Space Science (på engelsk). 269/270.Bibcode:1999Ap&SS.269..427E.doi:10.1023/A:1017025820201.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Firmani, C.; Avila-Reese, V. (2003). «Physical processes behind the morphological Hubble sequence».Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (på engelsk). 17.Bibcode:2003RMxAC..17..107F.arXiv:astro-ph/0303543.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Gerber, R.A.; Lamb, S.A.; Balsara, D.S. (1994). «Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass».Bulletin of the American Astronomical Society (på engelsk). 26.Bibcode:1994AAS...184.3204G.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Gonzalez, G. (1998). «The Stellar Metallicity — Planet Connection».Proceedings of a workshop on brown dwarfs and extrasolar planets (på engelsk).Bibcode:1998bdep.conf..431G.
Heckman, T. M. (1980). «An optical and radio survey of the nuclei of bright galaxies — Activity in normal galactic nuclei».Astronomy and Astrophysics (på engelsk). 87.Bibcode:1980A&A....87..152H.
Graham, A.W.; Guzmán, R. (2003). «HST Photometry of Dwarf Elliptical Galaxies in Coma, and an Explanation for the Alleged Structural Dichotomy between Dwarf and Bright Elliptical Galaxies».Astronomical Journal (på engelsk). 125 (6).Bibcode:2003AJ....125.2936G.doi:10.1086/374992.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Kennicutt Jr., R.C.; Tamblyn, P.; Congdon, C.E. (1994). «Past and future star formation in disk galaxies».Astrophysical Journal (på engelsk). 435 (1).Bibcode:1994ApJ...435...22K.doi:10.1086/174790.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Kennicutt Jr., R.C. (2005). «Demographics and Host Galaxies of Starbursts» (på engelsk).Bibcode:2005sdlb.proc..187K.
Kepple, G.R.; Sanner, G.W. (1998).The Night Sky Observer's Guide, Volume 1 (på engelsk). Willmann-Bell.ISBN0-943396-58-1.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Knapen, J.H.; Pérez-Ramírez, D.; Laine, S. (2002). «Circumnuclear regions in barred spiral galaxies — II. Relations to host galaxies».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (på engelsk). 337 (3).Bibcode:2002MNRAS.337..808K.arXiv:astro-ph/0207258.doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05840.x.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Kraan-Korteweg, R.C.; Juraszek, S. (2000). «Mapping the hidden universe: The galaxy distribution in the Zone of Avoidance».Publications of the Astronomical Society of Australia (på engelsk). 17 (1).Bibcode:1999astro.ph.10572K.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Livingston, J.W. (1971). «Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation».Journal of the American Oriental Society (på engelsk). 91 (1).doi:10.2307/600445.
Mandolesi, N.; m.fl. (1986). «Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background».Letters to Nature (på engelsk). 319 (6056).Bibcode:1986Natur.319..751M.doi:10.1038/319751a0.CS1-vedlikehold: Eksplisitt bruk av m.fl. (link)
Panter, B.; Jimenez, R.; Heavens, A. F.; Charlot, S (2007). «The star formation histories of galaxies in the Sloan Digital Sky Survey».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (på engelsk). 378 (4).Bibcode:2007MNRAS.378.1550P.arXiv:astro-ph/0608531.doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11909.x.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Phillipps, S.; Drinkwater, M. J.; Gregg, M. D.; Jones, J. B. (2001). «Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster».Astrophysical Journal (på engelsk). 560 (1).Bibcode:2001ApJ...560..201P.arXiv:astro-ph/0106377.doi:10.1086/322517.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Plutark (2006).The Complete Works Volume 3: Essays and Miscellanies (på engelsk). kapittel 3: Echo Library.ISBN978-1-4068-3224-2.
Rubin, V.C. (2000). «One Hundred Years of Rotating Galaxies».Publications of the Astronomical Society of the Pacific (på engelsk). 112 (772).Bibcode:2000PASP..112..747R.doi:10.1086/316573.
Searle, L.; Zinn, R. (1978). «Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo».Astrophysical Journal (på engelsk). 225 (1).Bibcode:1978ApJ...225..357S.doi:10.1086/156499.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Slipher, V.M. (1913). «The radial velocity of the Andromeda Nebula».Lowell Observatory Bulletin (på engelsk). 1.Bibcode:1913LowOB...2...56S.
Sparke, L.S.; Gallagher III, J.S (2000).Galaxies in the Universe: An Introduction (på engelsk).Cambridge University Press.ISBN0521597404.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Trimble, V. (1999). «Robert Trumpler and the (Non)transparency of Space».Bulletin of the American Astronomical Society (på engelsk). 31 (31).Bibcode:1999AAS...195.7409T.
Uson, J.M.; Boughn, S.P.; Kuhn, J.R. (1990). «The central galaxy in Abell 2029 – An old supergiant».Science (på engelsk). 250 (4980).Bibcode:1990Sci...250..539U.doi:10.1126/science.250.4980.539.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
.jpg)
