Galaksi oluşumu ve evrimi

Gökadaların ortaya çıkma ve evrimlerinin incelenmesi bir bakıma gökadaların nasıl meydana geldikleri ve evren tarihinde nasıl bir evrim yolu izledikleri sorularının yanıtlanması girişimleridir. Bu alandaki bazı teoriler geniş ölçüde kabul görmekle birlikte, bu alan astrofizikte halen ilerlemeler bekleyen etkin (araştırmaların sürdüğü) bir alandır.

Evrim

Bir gökadanın oluşmasını sağlayıcı anahtar yapılar, Big Bang'ın başlangıcına kıyasla, bir milyar yıl içinde ortaya çıkmışlardır. Bunlar küresel yıldız kümeleri, dev kara delikler ve II. kuşak (yaşlı) yıldızlarından oluşan galaktik “karın”dır. Öyle görünüyor ki, dev kara delikler, gökadaların büyümelerinin düzenlenmesinde anahtar bir rol oynamışlardır. Bu erken dönemde gökadalar büyük ölçüde yıldız doğumları yaşamışlardır.
Sonraki iki milyar yıl sırasında, biriken madde "gökada diski" içine yerleşmiştir. Bir gökada, yaşamı boyunca, kendine “yüksek hız bulutları”  ve cüce gökadalardan çektiği maddeleri katar. Bu maddeler çoğunlukla hidrojen ve helyumdur. Yıldızların doğum-ölüm çevrimi, yavaş yavaş ağır elementlerin salınmasını artırır ki, bu, sonradan gezegenlerin oluşmasına imkân sağlayacaktır.
Çarpışmalarının ve kütleçekimsel etkileşimlerinin gökadaların evrimi üzerinde hatırı sayılır bir etkisi vardır. Erken dönemde gökada birleşmeleri daha yaygındı ve gökadaların çoğu, biçimleri bakımından “tuhaf gökadalar” (İng. peculiar galaxy) sınıfındaydılar. Yıldızlar arasındaki uzaklık yeterince büyük olduğundan, çarpışan gökadalardaki yıldızlar bu çarpışmadan etkilenmezler, yani gökadaların kendileri gibi değişikliğe uğramazlar. Bununla birlikte, spiral kolları oluşturan gaz ve tozun kütleçekim etkisiyle sıyrılması, “gelgit kuyruğu” denilen bir yıldız zincirinin meydana gelmesine neden olur. Bu tür oluşumların örnekleri NGC 4676  ve Antenler Gökadası  adıyla bilinen çarpışan gökadalarda görülebilir. 
Bu tür bir etkileşimin bir örneği de Samanyolu Gökadası ile komşusu Andromeda Gökadası’dır. Her iki gökada birbirlerine 130 km/s hızla yaklaşmaktadır ve hızlarını etkileyen yan hareketler göz ardı edilirse, yaklaşık 5-6 milyar yıl sonra çarpışacaklardır. Samanyolu Gökadası daha önce hiç bu kadar büyük bir gökada ile çarpışmamış olsa da, daha önce cüce gökadalar ile çarpışmış olduğuna ilişkin kanıtlar artmaktadır. Böyle büyük ölçekli çarpışmalar nadirdir ve zaman geçtikçe böyle iki denk gökadanın birleşmesi daha nadir hale gelmektedir. Parlak gökadaların çoğu ömürlerinin son milyar yıllarında böyle kökten bir değişikliğe uğramazlar.

Gelecek

İlkel yıldızın çökmesiyle meydana gelen yıldızlar, evrimleri boyunca kütlelerinin büyük bir kısmını yıldızlararası ortama atarak beyaz cüce, nötron yıldızı veya bir kara delik olarak evrimlerine son verirler. Günümüzde yıldız doğumlarının çoğu serin gazın pek tükenmemiş olduğu küçük gökadalarda meydana gelmektedir. Samanyolu Gökadası gibi sarmal gökadalar, spiral kollarındaki yıldızlararası yoğun hidrojen moleküler bulutlarına sahip oldukları sürece yalnızca yeni kuşak yıldızlar üretirler. Bu gazdan artık yoksun olduklarından eliptik gökadalar ise yeni yıldızlar üretemezler. Mevcut hidrojen rezervleri yıldızlarca tüketilip ağır elementlere dönüştürüldüğünde yeni yıldız doğumları meydana gelemez. Yıldızları yaşlandıkça gökadanın parlaklığı da giderek azalır.
İçinde bulunduğumuz "yıldız oluşum çağı"nın yüz milyar yıl süreceği tahmin edilmektedir. Kızıl cüceler gibi çok daha küçük ve giderek soluklaşan yaşlı yıldızların olacağı sonraki “yıldız çağı”nın 10-100 trilyon yıl süreceği düşünülmektedir. Bu “yıldız çağı”nın sonunda gökadalar şu sıkışık cisimlerden ibaret olacaklardır: Kahverengi cüceler, beyaz cüceler (soğumuş kara cüceler), nötron yıldızları ve kara delikler. Ardından kütleçekimsel gevşemenin sonucu olarak tüm yıldızlar kara deliklere düşecekler ya da çarpışmalar sonucunda galaksilerarası uzaya fırlatılacaklardır.