Galakse

En galakse er et massivt gravitasjonelt bundet system som består av stjerner og stjernerester, en interstellar materie av gass og støv, og en viktig, men dårlig forstått komponent som forsøksvis er kalt mørk materie. Galakser varierer i størrelse fra dverger med ti millioner (10⁷) stjerner til gigantgalakser med hundre billioner (10¹⁴) stjerner, som alle går i bane rundt galaksens massesentrum. Ordet galakse kommer fra gresk galaxias (γαλαξίας), bokstavelig «melkeaktig», og er en referanse til vår egen galakse Melkeveien.
Galakser inneholder varierende mengder stjernesystemer, stjernehoper og typer av interstellare skyer. Mellom disse objektene er det en spredt interstellar materie av gass, støv og kosmisk stråling. Mørk materie ser ut til å utgjøre ca. 90 % av massen i de fleste av galaksene. Observasjonsdata antyder at supermassive sorte hull eksisterer i sentrum av mange, om ikke alle, galakser. De antas å være den primære drivkraften til aktive galaksekjerner i noen galakser. Melkeveien synes å inneha minst ett slikt objekt.
Galakser har opp gjennom historien blitt kategorisert etter sin tilsynelatende form, vanligvis referert til som den synlige morfologien. En vanlig form er den elliptiske galaksen, som har en ellipseformet, lys profil. Spiralgalakser er skiveformede med støvete og buete armer. De med irregulære eller uvanlige former er kjent som irregulære 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 av stjernedannelser som fører til starburstgalakser. Mindre galakser som mangler en sammenhengende struktur, regnes som irregulære galakser.
Sannsynligvis finnes det mer enn 170 milliarder (1,7×10¹¹) galakser i det observerbare universet. De fleste er 1 000–100 000  parsec i diameter og er vanligvis adskilt med avstander i størrelsesorden millioner av parsec (eller megaparsec). Det intergalaktiske rommet (rommet mellom galaksene) er fylt med en tynn gass med en gjennomsnittlig tetthet på mindre enn ett atom per kubikkmeter. Hoveddelen av galaksene er organisert i et hierarki av galaksehoper, som i sin tur vanligvis danner større superhoper. Ved de største skalaene er disse forbindelsene generelt arrangert i sjikt og filamenter som er omgitt av enorme tomrom.

Etymologi

Ordet galakse kommer fra det greske begrepet for vår egen galakse, galaxias (γαλαξίας), «den melkeaktige»), eller kyklos («sirkel») galaktikos («melkeaktig») på grunn av dens utseende på himmelen. I gresk mytologi plasserer Zevs sin sønn født av en jordisk kvinne, spedbarnet Herakles, på Heras 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.
I den astronomiske litteraturen blir ordet Galakse med stor forbokstav brukt til å henvise til vår galakse, Melkeveien, for å skille den fra de andre milliardene av galakser.
Da William Herschel utarbeidet sin katalog over fjerne himmelobjekter i 1786, brukte han navnet spiraltåke for enkelte objekter, som M31. Da avstanden til disse objektene ble forstått, ble de anerkjent som enorme ansamlinger av stjerner, og fikk betegnelsen øyuniverser. Siden univers betyr «eksistensens helhet» falt uttrykket ut av bruk, og objektene ble i stedet kjent som galakser.

Observasjonshistorie

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 andre stjernetåker på nattehimmelen.

Melkeveien

Den greske filosofen Demokrit (450–370 f.Kr.) foreslo at den lyse stripen på natthimmelen kjent som Melkeveien kunne bestå av fjerne stjerner. 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 av atmosfæren i den regionen av verden som henger sammen med de himmelske bevegelsene.» Den nyplatonistiske filosofen Olympiodoros (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 en parallakse, noe den ikke har. I hans syn var Melkeveien himmelsk. Dette synet ble senere innflytelsesrikt i den islamske verden.
Ifølge Mohani Mohamed gjorde den arabiske astronomen Alhazen (965–1037) det første forsøket på å observere og måle Melkeveiens parallakse. Han fastslo at «siden Melkeveien ikke hadde noen parallakse, befant den seg svært langt unna jorden og tilhørte ikke atmosfæren.» Den persiske astronomen Abū Rayhān al-Bīrūnī (973–1048) foreslo at Melkeveien var en «samling av utallige fragmenter fra opprinnelsen av de tåkete stjernene». Den andalusiske astronomen Ibn 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 med lysbrytning fra materialer mellom jorden og månen. Han siterte sine observasjoner av konjunksjonen mellom Jupiter og Mars som bevis på at dette skjer når to objekter er nær hverandre. Den syrisk-fødte Ibn Qayyim al-Jawziyyah (1292–1350) foreslo at Melkeveien var «en myriade av små stjerner pakket sammen i sfæren til fiksstjernene».
Bevis for at Melkeveien består av mange stjerner kom i 1610, da Galileo Galilei studerte Melkeveien med et teleskop og observerte et stort antall svake stjerner. I 1750 spekulerte Thomas Wright i verket An original theory or new hypothesis of the Universe i at galaksen kunne være et roterende legeme med en stor mengde stjerner, holdt sammen av gravitasjonskrefter tilsvarende solsystemet, 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. I sin avhandling Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels fra 1755 utdypet Immanuel Kant Wrights ide om Melkeveiens struktur.
Det første forsøket på å beskrive Melkeveiens form og plasseringen av solen i galaksen ble utført av William 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. Ved hjelp av en forbedret tilnærming kom Kapteyn i 1920 over bildet av en liten (diameter på ca. 15 kiloparsec) ellipsoidegalakse med solen nær sentrum. En annen metode av Harlow Shapley, basert på katalogen for kulehoper, førte til et radikalt annerledes bilde: En flat skive med diameter på ca. 70 kiloparsec og solen langt fra sentrum. Ingen av analysene tok hensyn til absorpsjonen av lys av interstellart støv som finnes i det galaktiske planet. Etter at Robert Julius Trumpler kvantifiserte effekten i 1930 ved å studere åpne stjernehoper dukket det nåværende bildet av vår galakse Melkeveien opp.

Forskjell fra andre tåker

Den persiske astronomen Abd al-Rahman al-Sufi (903–986), kjent i vesten som Azophi, gjorde de første registrerte observasjonene av Andromedagalaksen, og beskrev den som en «liten sky» i Boken om fiksstjerner (arabisk: : كتاب صور الكواكب /kitab suwar al kawakib/) i år 964. Den ble uavhengig oppdaget av Simon Marius i 1612. Al-Sufi identifiserte også den store magellanske skyen, som er synlig fra Jemen, dog ikke fra Isfahan – den ble ikke sett av europeere før Magellans ferd på 1600-tallet. Dette var de første galaksene utenom Melkeveien som ble observert fra jorden.
I 1750 spekulerte Thomas Wright i sitt verk An original theory or new hypothesis of the Universe i at galaksen var en flat skive av stjerner, og at noe av stjernetåken som var synlig på himmelen kunne være separate Melkeveier. I 1755 brukte Immanuel Kant begrepet «øyunivers» om disse fjerne tåkene.
I 1781 sammenstilte Charles Messier en katalog 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. I 1845 konstruerte Lord Rosse et teleskop som kunne skille mellom elliptiske tåker og spiraltåker. Funnet av punktkilder i noen av stjernetåkene ga tiltro til Kants tidligere antakelser.
I 1912 utførte Vesto Slipher spektrografiske studier av de mest lyssterke spiraltåkene for å fastslå om de besto av kjemikalier som kunne forventes i et planetsystem. Deres høye rødforskyvning indikerte at de beveger seg bort med hastigheter høyere enn Melkeveiens unnslipningshastighet. De var dermed ikke gravitasjonelt bundet til Melkeveien, og kunne ikke være en del av den.
I 1917 observerte Heber Curtis novaen S Andromedae innenfor den «store Andromedatåken» (siden Andromedagalaksen, messierobjektet M31, var kjent). På leting etter fotografiske registreringer fant han ytterligere 11 novaer, 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.
I 1920 fant den «store debatten» sted mellom Harlow 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 betydelige dopplerforskyvningen.
Saken ble avgjort i 1922. Da kom astronomen Ernst Öpik opp med en fastsettelse av avstanden som støttet teorien om at Andromedatåken er et fjernt ekstragalaktisk objekt. Med det nye 100-tommers teleskopet ved Mount Wilson Observatory var Edwin Hubble i stand til å identifisere de ytre delene av noen spiraltåker som samlinger av individuelle stjerner, og han identifiserte noen kefeider. Dette gjorde det mulig å estimere avstanden til tåkene, og de var for langt unna til å være en del av Melkeveien. I 1936 utarbeidet Hubble klassifikasjonssystemet for galakser som brukes i dag.

Moderne forskning

I 1944 forutsa Henrik van de Hulst mikrobølgestråling med bølgelengde på 21 cm som kom fra interstellar atomisk hydrogengass; 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 roterende stavstruktur i sentrum av galaksen. Med forbedrede radioteleskop kunne hydrogengass også spores i andre galakser.
På 1970-tallet ble det oppdaget i Vera Rubins studie av rotasjonshastigheten 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 usett mørk materie.
Fra 1990 har Hubble-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. 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. Forbedret teknologi innen påvisning av spekter usynlige for mennesker (radioteleskop, infrarøde kameraer og røntgenteleskop) tillot påvisning av andre galakser som ikke var oppdaget av Hubble. Spesielt galaksemålinger i Zone of Avoidance (regionen på nattehimmelen som blokkeres av Melkeveien) har gitt en rekke nye galakser.

Typer og morfologi

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 antall stjernedannelser (i starburstgalakser) og aktivitet i kjernen (aktive galakser).

Elliptiske

Hubble-serien rangerer elliptiske galakser med utgangspunkt i elliptisiteten. Skalaen går fra E0, som er nesten sfærisk, og opp til E7, som er svært langstrakt. Galaksene har en ellipsoidisk profil, som gir dem en elliptisk fremtoning uavhengig av hvilken vinkel man ser dem fra. Utseende viser lite strukturer og de har typisk relativt lite interstellar materie. Følgelig har de også en lav andel av åpne stjernehoper og en redusert mengde med dannelse av nye stjerner. De domineres av generelt eldre og mer utviklede stjerner som går i bane rundt massefellespunktet i tilfeldige retninger. I denne forstand har de en viss likhet med de mye mindre kulehopene.
De største galaksene er gigantiske elliptiske. Mange elliptiske galakser antas å formes på grunn av vekselvirkning 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 store galaksehoper. Starburstgalakser er resultatet av en slik galaktisk kollisjon og kan resultere i dannelsen av en elliptisk galakse.

Spiraler

Spiralgalakser består av en roterende skive av stjerner og interstellar materie sammen med en sentral bul av generelt eldre stjerner. Ut fra bulen strekker det seg relativt lyse armer. I Hubble-serien er de listet som type S, etterfulgt av en bokstav (a, b, eller c) som indikerer graden av tetthet i spiralarmene og størrelsen på den sentrale bulen. En Sa-galakse har tette sammenbundne og dårlig definerte armer, og en relativt stor kjerneregion. I den andre enden har en Sc-galakse åpne og godt definerte armer med en liten kjerneregion. En galakse med dårlig definerte armer blir noen ganger referert til som en flokkulent spiralgalakse, i motsetning til en veldefinert spiralgalakse som har fremtredende og veldefinerte spiralarmer.
I spiralgalakser har spiralarmene den omtrentlige formen til logaritmisk spiraler. Mønsteret kan skyldes en forstyrrelse i en ensartet roterende masse av stjerner. Liksom stjernene roterer spiralarmene rundt sentrum, men de gjør det med en konstant vinkelhastighet. Spiralarmene antas å bestå av materie med høy tetthet eller «tetthetsbølger». Når stjerner beveger seg gjennom en arm, endres romhastigheten for hvert stjernesystem 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.
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. I Hubble-serien betegnes disse med SB etterfulgt av en liten bokstav (a, b eller c), 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 av tidevannspåvirkning fra en annen galakse. Mange stavspiralgalakser er aktive, muligens som et resultat av at gass blir kanalisert inn i kjernen langs armene.
Vår egen galakse er en skiveformet stavspiralgalakse, ca. 30 kiloparsec i diameter og en kiloparsec i tykkelse. Den inneholder om lag to hundre milliarder (2×10¹¹) stjerner og har en masse på omtrent seks hundre milliarder (6×10¹¹) ganger massen til solen.

Andre morfologier

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. En slik hendelse kan ha påvirket Andromedagalaksen ettersom dens struktur ligner på flere ringer når den ses i infrarød stråling.
En linseformet 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. (Stavlinsegalakser har Hubbleklassifiseringen SB0).
Det finnes også irregulære galakser som ikke enkelt kan bli klassifisert i en elliptisk eller spiralmorfologi. En Irr-I-galakse har noen strukturer, men kan ikke plasseres helt i Hubble-serien. Irr-II galakser har ingen strukturer som passer en Hubble-klassifisering, og kan ha blitt forstyrret. Nærliggende eksempler på (dverg-)irregulære galakser inkluderer de magellanske skyer.

Dverger

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 til Melkeveien, og inneholder kun et par milliarder stjerner. Ultrakompakte dverggalakser som bare er 100 parsec på tvers har nylig blitt oppdaget.
Mange dverggalakser kan gå i bane rundt en enkelt større galakse; Melkeveien har minst 14 slike satellitter, og det anslås at 300–500 ennå ikke er oppdaget. Dverggalakser kan også klassifiseres som elliptiske, sprialformede eller irregulære. Små elliptiske dverggalakser har få likheter med de store elliptiske galaksene, og blir ofte kalt sfæriske dverggalakser.
I en studie av 27 av Melkeveiens naboer fant man ut at i alle dverggalakser var den sentrale massen ca. 10 millioner solmasser, uavhengig av om galaksen hadde tusener eller millioner av stjerner. Dette førte til en hypotese om at galakser hovedsakelig består av mørk materie, og at minimumstørrelsen kan indikere en form for varm mørk materie uten mulighet for gravitasjonell koalesens i en mindre skala.

Påvirkning

Den gjennomsnittlige avstanden mellom galakser innenfor en hop 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 av tidevannskrefter og kan gi noe utveksling av gass og støv.
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 av stjernedannelser 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.
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 som kannibalisme. 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 dverggalaksen Skytten og dverggalaksen Store hund.

Starburst

Stjerner dannes innenfor galakser fra en reserve av kald gass som blir til gigantiske molekylskyer. I noen galakser er det observert eksepsjonelt hyppige stjernedannelser, kjent som starburst. 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, og utgjør i dag anslagsvis 15 % av den totale stjernedannelsen.
Starburstgalakser karakteriseres av støvete konsentrasjoner av gass og tilsynekomsten av nydannete stjerner, deriblant massive stjerner som ioniserer de omkringliggende skyene og danner H II-regioner. Disse massive stjernene fører til supernovaeksplosjoner som resulterer i utvidende rester 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.
Starburstgalakser forbindes ofte med sammenslående eller vekselvirkende galakser. Et eksempel på en prototype av en slik vekselvirkning er M82, som gjennomgikk et nært møte med den større M81. Irregulære galakser har ofte fordelte knuter med stjernedannelsesaktivitet.

Aktive kjerner

En del av galaksene klassifiseres som aktive. En betydelig del av deres totale energiproduksjon kommer fra andre kilder enn stjernene, støv og interstellar materie.
Standardmodellen for en aktiv galaksekjerne er basert på en akkresjonsskive som dannes rundt et supermassivt sort hull i kjerneregionen. Strålingen fra en aktiv galaksekjerne kommer fra gravitasjonell energi av materie som faller fra skiven i retning det sorte hullet. I ca. 10 % av disse objektene sender diametrale motsatte par av energetiske jetstråler partikler ut fra kjernen i hastigheter nær lysets hastighet. Mekanismen som produserer disse jetstrålene er lite forstått.
Aktive galakser som avgir høyenergetisk røntgenstråling, klassifiseres som Seyfert-galakser eller kvasarer, avhengig av luminositet. Blazarer antas å være en aktiv galakse med en relativistisk jet som peker i retning av jorden. En radiogalakse sender ut radiofrekvenser fra relativistiske jet. En enhetlig modell av disse aktive galaksetypene forklarer forskjellene basert på synsvinkelen til observatøren.
LINER, fra engelsk low-ionization nuclear emission-line region, er muligens relatert til aktive galaksekjerner (og stjernedannelsesregioner). Utstrålingen av LINER-type-galakser domineres svakt av ioniserte elementer. Omtrent en tredjedel av nærliggende galakser er klassifisert som innehavere av LINER-kjerner.

Dannelse og utvikling

Studier prøver å gi svar på spørsmål om hvordan galakser ble dannet og hvordan de har utviklet seg gjennom universets historie. Noen teorier har blitt bredt aksepterte, men det er fremdeles et aktivt område innen astrofysikken.

Dannelse

Nåværende kosmologiske modeller av det tidlige universet bygger på Big Bang-teorien. Ca. 300 000 år etter denne hendelsen begynte atomer av hydrogen og helium å dannes i en hendelse kalt rekombinasjon. 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 (eller anisotropisk uregelmessigheter) i denne opprinnelige materien at større strukturer begynte å oppstå. Dermed startet masser fra baryonsk materie å kondensere innenfor haloer av kald mørk materie. Disse opprinnelige strukturene ble til slutt det vi i dag ser som galakser.
I 2006 ble det oppdaget at galaksen IOK-1 har en rødforskyvning på 6,96, som tilsvarer 750 millioner år etter Big Bang. Den er dermed den fjerneste og eldste galaksen som har blitt observert. Noen vitenskapsmenn har hevdet at andre objekter (som Abell 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 tidlige protogalakser må ha vokst fram i den såkalte «mørke tiden».
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 og nedenfra 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. I nedenfra og opp-teorien (slik som Searle-Zinn-modellen [SZ]) dannes mindre strukturer som kulehoper først, og deretter akkreterer en rekke slike legemer til å bli en større galakse.
Så snart protogalaksene begynte å dannes og trekke seg sammen dukket de første halo-stjernene (kalt populasjon 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 blitt supernovaer som frigjorde tunge grunnstoffer inn i den interstellare materien. Denne første generasjonen av stjerner re-ioniserte det omkringliggende nøytrale hydrogenet og skapte ekspansjonsbobler av rom som lys lett kunne ferdes gjennom.

Utvikling

Innen en milliard år etter en galakses dannelse begynte nøkkelstrukturer å oppstå. Kulehoper, det sentrale supermassive sorte hullet og en galaktisk bul av metallfattig populasjon 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. Under denne tidlige epoken gjennomgikk galaksene en stor økning i stjernedannelser.
I løpet av de neste to milliarder år slår den akkumulerte massen seg ned i en galaktisk skive. En galakse vil fortsette å absorbere innfallende materie, hovedsakelig hydrogen og helium, fra høyhastighetsskyer og dverggalakser gjennom hele livstiden. Syklusen med stjerners fødsler og død øker sakte ved fraværet av tyngre grunnstoff, og tillater til slutt dannelsen av planeter.
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. 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 i Musegalaksene eller Antennegalaksene.
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.
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 av stjernedannelser nådde trolig også toppen for omtrent 10 milliarder år siden.

Fremtidige trender

I dag oppstår de fleste stjernedannelsene i mindre galakser hvor kald gass ikke er så utarmet. Spiralgalakser, som Melkeveien, produserer bare nye generasjoner med stjerner så lenge de har tette molekylskyer av interstellar hydrogen i spiralarmene. Elliptiske galakser er allerede i stor grad blottet for denne gassen, og danner derfor ingen nye stjerner. 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.
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, små røde dverger, begynner å falme. Mot slutten av stjernealderen vil galakser bestå av kompakte objekter: brune dverger, hvite dverger som avkjøles, eller kalde («sorte dverger»), nøytronstjerner og sorte 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.

Storskalastrukturer

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 mindre satellittgalakser kan fremdeles gå i bane rundt dem. Isolerte galakser kan produsere stjerner med en høyere frekvens enn normalt siden gassen i galaksen ikke fjernes av noen nærliggende galakse.
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 innfallende gass) varmer opp den intergalaktiske gassen innenfor en hop til svært høye temperaturer, opp mot 30–100 megakelvin. 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.
De fleste galaksene er gravitasjonelt bundet til mange andre galakser. De danner fraktallignende 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 den baryonske massen) i universet. For å forbli gravitasjonelt bundet til en gruppe, må hvert galaksemedlem ha tilstrekkelig lav hastighet for å forhindre at den flykter (se Viralteoremet). Hvis der er tilstrekkelig kinetisk energi, kan gruppen utvikle seg til et mindre antall galakser gjennom sammenslåinger.
Større strukturer med flere tusen galakser pakket inn i et område noen få megaparsec på tvers, kalles klynger. Klynger domineres ofte av en enkelt gigantisk elliptisk galakse, kjent som cD-galakse, som over tid tidevannsknuser satelittgalaksene og legger deres masse til sin egen.
Superhoper inneholder titusenvis av galakser som finnes i hoper, grupper og noen ganger enkeltvis. I superhopskala er galakser ordnet i sjikt og filamenter som omgir et stort tomt hullrom. Over denne skalaen synes universet å være isotropisk og homogent.
Melkeveien er medlem av en koalisjon som kalles den 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. Den lokale gruppen er en del av en skylignende struktur innenfor den lokale superhopen, en stor, utvidende struktur av grupper og hoper av galakser sentrert rundt Virgohopen.

Multi-bølgelengdeobservasjon

Etter at man fant ut at det eksisterer galakser utenom melkeveien, ble innledende observasjoner hovedsakelig utført ved bruk av synlig lys. Strålingstoppene til de fleste stjernene ligger her, og observasjon av stjernene i galakser har vært en viktig del av den optiske astronomien. Det er også en gunstig del av spektret for observasjon av ioniserte H II-regioner og for undersøkelser av fordelingen av støvarmene.
Støvet i den interstellare 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. Infrarød brukes også til å observere fjerne, rødforskjøvne galakser som ble dannet mye tidligere i universets historie. Vanndamp og karbondioksid absorberer en rekke nyttige deler av det infrarøde spekteret, så det brukes høytliggende eller rombaserte teleskoper for infrarød astronomi.
De første ikke-visuelle studiene av galakser, spesielt aktive galakser, ble utført ved bruk av radiofrekvenser. Atmosfæren er nesten transparent til radiobølger mellom 5 MHz og 30 GHz – ionosfæren blokkerer signaler under dette området. Det har blitt brukt store radiointerferometere for å kartlegge aktive jetstråler fra aktive kjerner. Radioteleskoper kan også brukes for å observere nøytralt hydrogen (via 21 cm stråling), inkludert den ikke-ioniserte materien i det tidlige universet som senere kollapset for å danne galakser.
Ultrafiolette- og røntgenteleskoper kan observere høyenergetiske galaksefenomener. En ultrafiolett fakkel ble observert da en stjerne i en fjern galakse ble revet i stykker av tidevannskreftene fra et sort hull. 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.