ב-1920 נערך ויכוח פומבי המכונה הוויכוח הגדול בין האסטרונומים הרלו שפלי והבר קרטיס לגבי מבנה היקום. שפלי טען כי היקום אינו גדול בהרבה משביל החלב ואילו קרטיס חשב ששביל החלב הוא רק גלקסיה אחת מני רבות. הוויכוח הוכרע רק לאחר מספר שנים כאשר אדווין האבל מדד את המרחק לגלקסיית אנדרומדה ומצא שהיא נמצאת בוודאות מחוץ לשביל החלב. האבל היה אסטרונום צעיר ומוכשר, וחשוב מכל, דקדקן באופן אובססיבי. הוא זיהה קפאיד באחת ה"ערפיליות", והסתייע בתוצאות מחקריה של הנרייטה ליוויט לחישוב המרחק לקפאיד זה. החשבון הניב תוצאה בת מאות אלפי שנות אור - בשני סדרי גודל מעל כל מרחק כוכבי שחושב קודם לכן.
היווצרות גלקסיות.
האופן בו נוצרות גלקסיות עדיין אינו ברור די הצורך. המודלים הממוחשבים של המאה ה־20, המניחים צבירה של גז היולי בשל פעולת הכבידה בין חלקיקי הגז, מנבאים יקום בו גלקסיות אליפטיות מהוות כ 90% מכלל הגלקסיות, בעוד שבפועל חוזים בחלוקה שווה כמעט של לולייניות מול אליפטיות.
במאה ה-21 שתי תגליות חדשות פסלו את המודלים הישנים. ברוב הגלקסיות הגדולות התגלה חור שחור על-מסיבי במרכזן, ונראה סביר יותר ויותר שזהו מאפיין של כל הגלקסיות הגדולות, בעלות המבנה הסדור. בנוסף תצפיות מהשנים האחרונות מעלות שכל גלקסיה מוקפת בהילה של חומר אפל. אין ספק ששני גורמים אלה הם בעלי השפעה מכרעת על היווצרות גלקסיות. בניית מודלים חדשים, שמתבססים על תגליות אלו, עדיין בשלבי פיתוח.
סוגי גלקסיות.
מספרן של הגלקסיות ביקום הנראה נאמד בסדר גודל של מאות מיליארדים.
נוהגים לחלק את הגלקסיות לסוגים על פי צורתן החיצונית (ראו גם: סיווג מורפולוגי של גלקסיות):
גלקסיות לולייניות (ספירליות).
לגלקסיות אלו יש מבנה לולייני, כשמהן יוצאות זרועות מפותלות. גלקסיה לוליינית דומה בצורתה החיצונית לגלקסיה שלנו, שביל החלב.
גלקסיות לולייניות מכילות כמות ניכרת של גז (בעיקר מימן מולקולרי) ואבק, ומתחוללת בהן יצירה של כוכבים חדשים. תהליך היצירה אינו מפוזר באקראי, אלא מתחולל לאורך חזיתות של גלי הלם. בחזיתות אלו רבים הכוכבים הצעירים, שחלק ניכר מהם מהוים ענקים כחולים בוהקים מאוד. חזיתות בוהקות אלו הן הזרועות הלולייניות.
גלקסיות אליפטיות.
גלקסיות אליפטיות צורתן פחות או יותר סימטרית בצורת אליפסה. הן מכילות כמויות זעומות של גז ואבק, ולא מתחוללת בהן יצירת כוכבים. פועל יוצא מכך שכוכבי הגלקסיות האליפטיות זקנים, ומאופיינים בצבע הקרוב לקצה האדום של הספקטרום.
גלקסיות לא-סדורות.
לגלקסיות לא-סדורות אין צורה מוגדרת. על סמך כמה דוגמאות מאוחרות, נראה שבמקור היו אלה גלקסיות בעלות מבנה סדור, ועקב אינטראקציות עם גלקסיות גדולות מהן צורתן התעוותה והמבנה הסדור התפרק.
גלקסיית עדשה.
מכילות מרכז בהיר המוקף במבנה דמוי עדשה, אך להבדיל מהגלקסיות הספירליות, אין להן זרועות וכמות הכוכבים החדשים הנוצרים בהם היא מועטה.
גלקסיות טבעת.
נקראות כך בשל צורתן המזכירה צורת טבעת. כיום מאמינים שגלקסיות טבעת נוצרות כאשר גלקסיה קטנה עוברת דרך מרכזה של גלקסיה גדולה. מכיוון שרוב הגלקסיה מכילה מרחב ריק, ה"התנגשות" גורמת רק לעיתים נדירות להתנגשויות ממשיות בין כוכבים.
גלקסיות ננסיות.
נקראות כך בגלל ממדיהן הקטנים יחסית לגלקסיה ממוצעת. לגלקסיות ננסיות אין מבנה סדור, והן מהוות שלב ביניים בין הגלקסיות הגדולות, בעלות המבנה הסדור, לערפיליות פליטה בהן נוצרים כוכבים.
גלקסיות אפלות.
גלקסיה אפלה היא עצם היפותטי בגודל של גלקסיה, המכיל מעט מאוד, אם בכלל, כוכבים, ומשום כך הוא אפל. גלקסיה אפלה מוחזקת ביחד על ידי חומר אפל וייתכן שגם גז ואבק. אף על פי שיש כמה מועמדים לגלקסיה מסוג זה, עדיין לא הוכח קיומה בשום דרך מקובלת.
כוכב
כוכב (או שמש) הוא גרם שמיים דמוי-כדור המורכב מחומר במצב צבירה פלזמה וגז. כוכב, בניגוד לכוכב לכת, מפיק קרינה משל עצמו על ידי היתוך גרעיני ופולט אותה לחלל החיצון. מקורה של האנרגיה המשתחררת מכוכבים הוא בהיתוך גרעיני, והיא נפלטת לחלל בצורת קרינה אלקטרומגנטית וחלקיקי נייטרינו.
לפי הערכות, ביקום הנראה יש בקירוב כוכבים. הערכות אחרות מדברות על לפחות formula_1 כוכבים. הכוכב הקרוב אלינו, מחוץ למערכת השמש, הוא פרוקסימה קנטאורי (לטינית: proximus - "קרוב"), הנמצא במרחק של 4.22 שנות אור מאיתנו. למעשה כמעט כל גרמי השמיים שמסוגלים לראות בלילה בכיפת השמיים הם שמשות.
הכוכבים יכולים להיות בגדלים שונים, מננסים אדומים שרדיוסם הוא רק כפליים הרדיוס של כוכב הלכת צדק, ועד ענקים אדומים, ענקים כחולים ועל-ענקים, אשר רדיוסם גדול פי 1,000 מרדיוס השמש. את המסה של כוכבים נהוג למדוד ביחידה "מסת שמש". מסת שמש אחת היא המסה של השמש במערכת השמש (סול) - 1.989x1030 ק"ג. מסתו של כוכב סדרה ראשית נעה מ-0.08 מסות שמש (מתחת לגבול זה נמצאים ננסים חומים) ועד 100–150 מסות שמש. הכוכב המסיבי ביותר שנצפה עד ל-2016 הוא R136a1 ומסתו 265 מסות שמש.
חלק מהכוכבים נמצאים במערכת כפולה עם כוכבים אחרים. קיימות גם קבוצות גדולות יותר של כוכבים, אשר מכונים צבירי כוכבים. ישנם צבירי כוכבים מפוזרים, כמו הפליאדות (Pleiades) או ההיאדות (Hyades) שליד הקבוצה שור (Taurus), וישנם צבירים כדוריים, המורכבים בדרך כלל מכוכבים ותיקים (כוכבי דור שני, Population II). הכוכבים ביקום אינם מפולגים באופן אחיד, אלא נוטים להצטבר במבנים הנקראים גלקסיות, שבתורן מאורגנות במבנים של צבירי גלקסיות וצבירי על.
הולדתם, מהלך חייהם ומותם של הכוכבים.
הכוכבים נולדים בתוך עננים מולקולריים של מימן, כאשר התפרצות סופרנובה או התנגשות בין שני עננים מולקולריים גורמת לדחיסת חלקים בתוך הענן ומתחיל תהליך בו כל אחד מאזורים אלו נמשך אל מרכז המסה של עצמו ומתכווץ, ובשל הדחיסה מתחממת ליבתו של האזור. שלב זה מכונה קדם-כוכב. הקדם-כוכב ממשיך להתכווץ בהדרגה תחת כבידה עצמית, והטמפרטורה בליבתו ממשיכה לעלות, עד שהיא שהיא גבוהה דיה להתחלת תהליכי היתוך גרעיני בליבת הכוכב המפיקים אנרגיה רבה ופועלים כנגד ההתכווצות, וכך נוצר כוכב יציב, ובמקרה של כוכבים גדולים במיוחד - כוכב פועם.
הכוכב מבלה את מרבית חייו כשבליבתו מותך מימן להליום. שלב זה מכונה השלב בו הכוכב נמצא בסדרה הראשית, ויהיה יציב במידה רבה. משך זמן שהותו של הכוכב על הסדרה הראשית נקבע על-פי מסתו, כאשר כוכבים בעלי מסה קטנה, כגון הננסים האדומים, יכולים להישאר על הסדרה במשך עשרות או אף מאות מיליארדי שנים, ואילו כוכבים מאסיביים מאוד מגיעים תוך מיליוני שנים בלבד למצב בו הצטברות ההליום בליבה מגיעה להיתוך ומתחילה את השלב הבא. כוכב ממוצע, הדומה לשמש שלנו יימצא על הסדרה הראשית כ-10 מיליארד שנה.
אחרי שהמימן בליבת הכוכב אוזל, מתחיל היתוך של הליום בליבה. היתוך ההליום מחמם את מעטפת המימן הסמוכה לליבה ומתחיל היתוך מימן מסביב לליבה. ההיתוך במעטפת מנפח מאוד את הכוכב, אך טמפרטורת פני שטחו יורדת – הכוכב הופך לענק אדום שטמפרטורת פני השטח שלו נמוכה. לאחר שלב זה, המשך חייו של הכוכב תלוי במסתו של הכוכב, ובמקרה של מערכת של כוכב כפול - גם במצב התפתחות של בן זוגו. הכוכב, שחדל מהיתוך של מימן בליבה, כבר מוגדר מחוץ לסדרה הראשית.
בכוכבים בעלי מסה קטנה, יתחיל בליבה היתוך הליום, אך תהליך זה יגרום לאי-יציבות הכוכב, ובסופו של דבר השכבות החיצוניות של הכוכב יתפזרו, כאשר הוא משאיר מאחוריו לא יותר מננס לבן. כוכבים קטנים במיוחד, בעלי מסה של פחות מחצי מסת שמש, לאחר סיום היתוך מימן יגוועו לאט. גורלם של כוכבים אלה מעולם לא נצפה על ידי האסטרונומים, מכיוון שאורך החיים של כוכבים נמוכי מסה גדול מגיל היקום הנראה.
בכוכבים בינוניים, שמסתם כחצי מסת שמש ועד כ-1.4 מסות שמש (גבול צ'נדראסקאר), לאחר שלב הענק האדום, כשיגמר המימן במעטפת הכוכב, הם יתחילו לקרוס לתוך עצמם, עד שהתנאים בליבה יהיו מתאימים להיתוך הליום לפחמן. בשלב זה הכוכב יתחמם יותר ויותר, יתרחב במה שקרוי הבזק הליום, וכשיגמר ההליום, הכוכב ישיל את שכבותיו החיצוניות, שתהפוכנה לערפילית פלנטרית, ליבת הכוכב הפחמנית תקרוס ותהפוך לננס לבן, העשוי ברובו מחומר דחוס ביותר - קובייה בגודל סנטימטר אחד שוקלת כמה טונות.
בכוכבים מאסיביים, אשר מסתם עולה על גבול צ'נדראסקאר, לאחר סיום תהליכי היתוך ההליום שתוארו לעיל הכוכב יתכווץ בשנית והטמפרטורה בליבה שלו תגדל עוד יותר. עקב הטמפרטורה הגבוהה, יתחילו בליבה תהליכים גרעיניים נוספים, בהם ייווצרו יסודות כמו חמצן, מגנזיום, צורן, עד לברזל. למעשה, הכוכב יהפוך למורכב משכבות-שכבות של יסודות שונים, בדומה לקליפות בצל. מסתה של ליבת הברזל תלך ותגדל, וכאשר היא תעבור על גבול צ'נדראסקאר, תתכווץ הליבה במהירות והשכבות החיצוניות של הכוכב תועפנה לחלל בפיצוץ סופרנובה מסוג II. הכוכב עצמו יקרוס לכוכב נייטרונים, או, אם מסתו תעלה על שלוש מסות שמש (גבול אופנהיימר-וולקוף), הוא יקרוס מעבר לכך, ויהפוך לחור שחור.
מיון ומאפיינים של כוכבים.
מדידת מרחקם, מסתם, בהירותם והרכבם הכימי של כוכבים הייתה תהליך רב שלבי. במסגרת התהליך נאספו קודם לכן נתונים עבור כוכבים סמוכים וההרכב הכימי של המעטפת החיצונית. נתונים אלו איפשרו את סיווג הכוכבים על פי הספקטרום שלהם והסקת מסקנות לגבי בהירות ומסה של כוכבים רחוקים יותר.
מדידת מרחק.
מרחק אל כוכבים סמוכים ניתן לחישוב ישיר ומדויק בשיטת הפרלקסה. מדידה מדויקת עד כדי 1% אפשרית לכ-100 מיליון כוכבים, ועבור 200 מיליון נוספים בדיוק העולה על 10%.