Galaksija

[mini|250px|[NGC 4414, tipična spiralna galaksija]]
**Galaksija** je sistem  zvijezda, zvjezdanih ostataka, međuzvjezdanog plina, prašine i tamne materije koje se drže na okupu međusobnim gravitacijskim privlačenjem. Riječ je izvedena od grčke riječi galaxias (γαλαξίας), doslovno 'mliječna', što se odnosi na galaksiju Mliječni put koja sadrži Sunčev sistem. Galaksije, s prosječno procijenjenih 100 miliona zvijezda, variraju u veličini i obliku. Najmanje su galaksije patuljci s manje od hiljadu zvijezda, dok na drugom kraju skale postoje gigantske galaksije s približno 3000 milijardi zvijezda. Većina mase u tipičnoj galaksiji je u obliku tamne materije, a samo nekoliko postotaka te mase vidljivo je u obliku zvijezda i maglina. Supermasivne crne rupe su uobičajena karakteristika u centrima galaksija.

Galaksije su dijeljene prema njihovom prividnom izgledu kao eliptične, spiralne ili nepravilne. Mliječni put je primjer spiralne galaksije. Procjenjuje se da u vidljivom svemiru postoji između 200 milijardi (2×1011) i 2 triliona galaksija. Većina galaksija ima promjer od 1.000 do 100.000 parseka (približno 3.000 do 300.000 svjetlosnih godina) i odvojene su udaljenostima reda veličine miliona parseka (ili megaparseka). Poređenja radi, Mliječni put ima promjer od najmanje 26.800 parseka (87.400 sg)  i odvojen je od galaksije Andromeda, svog najbližeg velikog susjeda, za nešto više od 750.000 parseka (2,5 miliona sg).

Većina galaksija organizirana je u hijerarhijskim društvima koja se nazivaju skupovima, koji se opet, dalje, mogu združivati u superskupove. Te veće strukture općenito se raspoređuju u plohe i niti koje se prostiru nepreglednim svemirskim prazninama. Mliječni put je dio Lokalne grupe, kojom dominira zajedno s galaksijom Andromeda. Grupa je dio Superjata Djevica. U najvećoj mjeri, ova udruženja su uglavnom raspoređena u slojeve i niti okružene ogromnim prazninama. I Lokalna grupa i Superjato Djevica nalaze se u mnogo većoj kosmičkoj strukturi nazvanoj Lanijakea.

## Etimologija 
Riječ galaksija je posuđena preko francuskog i srednjovjekovnog latinskog jezika iz grčkog termina za Mliječni put, galaxías (kúklos) γαλαξίας (κύκλος) 'mliječni (krug)', nazvanog po svom izgledu kao mliječna traka svjetlosti na nebu. U astronomskoj literaturi, riječ "Galaksija" s velikim slovom se često koristi za označavanje galaksije Mliječni put, kako bi se razlikovala od ostalih galaksija u svemiru.

Galaksije su prvobitno otkrivene teleskopski i bile su poznate kao spiralne magline. Većina astronoma iz XVIII do XIX stoljeća smatrala ih je ili neriješenim zvjezdanim jatima ili ekstragalaktičkim maglinama,  ali njihov pravi sastav i priroda ostali su misterija. Opservacije nekoliko obližnjih sjajnih galaksija, poput Andromedine galaksije, korištenjem većih teleskopa počele su ih razdvajati u ogromne konglomeracije zvijezda, a stvarne udaljenosti pojedinih uočenih zvijezda smjestile su ih daleko izvan Mliječnog puta. Zbog toga su popularno nazvani ostrvskim svemirima. Harlow Shapley je počeo zagovarati termin "galaksija" i bio je protiv korištenja termina "svemiri" i "maglina" za objekte, ali vrlo utjecajni Edwin Hubble se držao maglina. Nomenklatura se nije u potpunosti promijenila sve do Hubbleove smrti 1953. godine.

## Nomenklatura 
thumb|Galaktički skup SDSS J1152+3313. SDSS je skraćenica za Sloan Digital Sky Survey, J za Julijansku epohu, a 1152+3313 za rektascenziju i deklinaciju, respektivno.
Milioni galaksija su katalogizirani, ali samo nekoliko njih ima dobro utvrđena imena, kao što su Andromeda, Magelanovi oblaci, Vrtlog i Sombrero. Astronomi rade s brojevima iz određenih kataloga, kao što su Messier katalog, NGC (Novi opći katalog), IC (Indeksni katalog), CGCG (Katalog galaksija i jata galaksija), MCG (Morfološki katalog galaksija), UGC (Opći katalog galaksija Uppsala) i PGC (Katalog glavnih galaksija, također poznat kao LEDA). Sve poznate galaksije pojavljuju se u jednom ili više ovih kataloga, ali svaki put pod drugim brojem. Na primjer, Messier 109 (ili "M109") je spiralna galaksija koja ima broj 109 u Messier katalogu. Također ima oznake NGC 3992, UGC 6937, CGCG 269–023, MCG +09-20-044 i PGC 37617 (ili LEDA 37617), između ostalih. Milioni slabijih galaksija poznati su po svojim identifikatorima u pregledima neba kao što je Sloan Digital Sky Survey.

## Historija posmatranja 
### Mliječni put 
Grčki filozof Demokrit (450–370. p.n.e.) pretpostavio je da bi se svijetla traka na noćnom nebu poznata kao Mliječni put mogla sastojati od udaljenih zvijezda. Međutim, Aristotel (384–322. p.n.e.) vjerovao je da je Mliječni put uzrokovan "paljenjem vatrenog izdisaja nekih zvijezda koje su bile velike, brojne i blizu jedna drugoj" i da se "paljenje odvija u gornjem dijelu atmosfere, u području Svijeta koje je kontinuirano s nebeskim kretanjem". Neoplatonistički filozof Olimpijodor Mlađi (oko 495–570. p.n.e.) kritikovao je ovo gledište, tvrdeći da ako je Mliječni put sublunarni (smješten između Zemlje i Mjeseca), trebao bi izgledati drugačije u različito vrijeme i na različitim mjestima na Zemlji i da bi trebao imati paralaksu, što nije imao. Po njegovom mišljenju, Mliječni put je nebeski.

Prema Mohaniju Mohamedu, arapski astronom Ibn Alhazen (965–1037) napravio je prvi pokušaj posmatranja i mjerenja paralakse Mliječnog puta, i tako je "utvrdio da, budući da Mliječni put nema paralaksu, mora biti udaljen od Zemlje, a ne pripadati atmosferi." Perzijski astronom El-Biruni (973–1048) predložio je da je galaksija Mliječni put "skup bezbrojnih fragmenata prirode magličastih zvijezda." Andaluzijski astronom Avempace (umro 1138) predložio je da je sastavljena od mnogih zvijezda koje se gotovo dodiruju i izgledaju kao kontinuirana slika zbog efekta refrakcije od sublunarnog materijala, navodeći svoje posmatranje konjunkcije Jupitera i Marsa kao dokaz da se to događa kada su dva objekta blizu. U XIV vijeku, Ibn Qajjim al-Džavzijja, rođen u Siriji, predložio je da je galaksija Mliječni put "mnoštvo sićušnih zvijezda spakovanih zajedno u sferi fiksnih zvijezda".

Pravi dokaz da se Mliječni put sastoji od mnogih zvijezda došao je 1610. godine kada je italijanski astronom Galileo Galilei koristio teleskop da ga proučava i otkrio da se sastoji od ogromnog broja slabih zvijezda. Godine 1750. engleski astronom Thomas Wright, u svojoj knjizi "Originalna teorija ili nova hipoteza o svemiru", ispravno je pretpostavio da bi to moglo biti rotirajuće tijelo ogromnog broja zvijezda koje drže zajedno gravitacijske sile, slično Sunčevom sistemu, ali u mnogo većoj mjeri, i da se rezultirajući disk zvijezda može vidjeti kao traka na nebu iz perspektive unutar njega. U svojoj raspravi iz 1755. godine, Immanuel Kant je razradio Wrightovu ideju o strukturi Mliječnog puta.

thumb|Oblik Mliječnog puta kako ga je procijenio William Herschel na osnovu brojanja zvijezda 1785. godine; pretpostavljalo se da je Sunčev sistem blizu centra.
Prvi projekat koji je opisao oblik Mliječnog puta i položaj Sunca preduzeo je William Herschel 1785. godine brojanjem broja zvijezda u različitim dijelovima neba. Napravio je dijagram oblika galaksije sa Sunčevim sistemom blizu centra. Koristeći profinjeni pristup, Kapteyn je 1920. godine došao do slike male (prečnika oko 15 kiloparseka) elipsoidne galaksije sa Suncem blizu centra. Drugačija metoda Harlowa Shapleyja, zasnovana na katalogizaciji kuglastih jata, dovela je do radikalno drugačije slike: ravnog diska prečnika približno 70 kiloparseka i Sunca daleko od centra. Obje analize nisu uzele u obzir apsorpciju svjetlosti međuzvjezdanom prašinom prisutnom u galaktičkoj ravni; ali nakon što je Robert Julius Trumpler kvantificirao ovaj efekat 1930. godine proučavajući otvorena jata, pojavila se sadašnja slika galaksije Mliječni put.

### Razlikovanje od drugih maglina 
thumb|desno|Fotografija "Velike Andromedine magline" koju je snimio Isaac Roberts 1899. godine, kasnije identificirana kao galaksija Andromeda
Nekoliko galaksija izvan Mliječnog puta vidljivo je u tamnoj noći golim okom, uključujući Andromedinu galaksiju, Veliki Magelanov oblak, Mali Magelanov oblak i galaksiju Trougao. U X vijeku, perzijski astronom Abdurahman al-Sufi napravio je najraniju zabilježenu identifikaciju Andromedine galaksije, opisujući je kao "mali oblak". Godine 964. vjerovatno je spomenuo Veliki Magelanov oblak u svojoj Knjizi fiksnih zvijezda, misleći na "Al Bakra južnih Arapa", budući da Veliki Megelanov oblak nije bio vidljiv na deklinaciji od oko 70° južno, gdje je živio al-Sufi. Ova galaksija bila dobro poznata Evropljanima sve do Magellanovog putovanja u XVI vijeku. Andromedina galaksija je kasnije posmatrao i Simon Marius 1612. godine.

Godine 1734, filozof Emanuel Swedenborg u svojim Principiama spekulisao je da bi mogle postojati i druge galaksije izvan Mliječnog puta koje su formirane u galaktička jata koja su bila sićušni dijelovi svemira koji su se protezali daleko izvan onoga što se moglo vidjeti. Swedenborgovi stavovi "su izuzetno bliski današnjim pogledima na kosmos". Godine 1745, Pierre Louis Maupertuis pretpostavio je da su neki objekti slični maglini skupovi zvijezda s jedinstvenim svojstvima, uključujući sjaj koji premašuje svjetlost koju njegove zvijezde same proizvode, te je ponovio stav Johannesa Heveliusa da su sjajne tačke masivne i spljoštene zbog svoje rotacije. Godine 1750, Thomas Wright je ispravno spekulisao da je Mliječni put spljošteni disk zvijezda i da bi neke od maglina vidljivih na noćnom nebu mogle biti odvojeni Mliječni putevi.

Pred kraj XVIII vijeka, Charles Messier sastavio je katalog koji sadrži 109 najsjajnijih nebeskih objekata maglovitog izgleda. Nakon toga, William Herschel sastavio je katalog od 5.000 maglina. Godine 1845, Lord Rosse ispitao je magline koje je katalogizirao Herschel i uočio spiralnu strukturu Messierovog objekta M51, danas poznatog kao galaksija Vrtlog.

Godine 1912, Vesto M. Slipher izvršio je spektrografske studije najsjajnijih spiralnih maglina kako bi odredio njihov sastav. Slipher je otkrio da spiralne magline imaju visoke Dopplerove pomake, što ukazuje na to da se kreću brzinom većom od brzine zvijezda koje je izmjerio. Otkrio je da se većina ovih maglina udaljava od nas.

Godine 1917., Heber Doust Curtis je posmatrao novu S Andromeda unutar "Velike Andromedine magline", kako je tada bila poznata Andromedina galaksija, Messier objekt M31. Pretražujući fotografski zapis, pronašao je još 11 novih. Curtis je primijetio da su ove nove, u prosjeku, 10 magnituda slabije od onih koje su se pojavile unutar ove galaksije. Kao rezultat toga, uspio je doći do procjene udaljenosti od 150.000 parseka. Postao je zagovornik takozvane hipoteze o "ostrvskim svemirima", koja tvrdi da su spiralne magline zapravo nezavisne galaksije.

Godine 1920. održana je debata između Harlowa Shapleyja i Hebera Curtisa, Velika debata, o prirodi Mliječnog puta, spiralnih maglina i dimenzija svemira. Kako bi potkrijepio svoju tvrdnju da je Velika Andromedina maglina vanjska galaksija, Curtis je primijetio pojavu tamnih traka koje podsjećaju na oblake prašine u Mliječnom putu, kao i značajan Dopplerov pomak.

Godine 1922., estonski astronom Ernst Öpik predložio je način određivanja udaljenosti koje je podržalo teoriju da je Andromedina maglina zaista udaljeni ekstragalaktički objekt. Koristeći novi 100-inčni Mount Wilson teleskop, Edwin Hubble je uspio razlučiti vanjske dijelove nekih spiralnih maglina kao skupove pojedinačnih zvijezda i identificirao neke cefeidne varijable, što mu je omogućilo da procijeni udaljenost do maglina: bile su previše udaljene da bi bile dio Mliječnog puta. Godine 1926. Hubble je izradio klasifikaciju galaktičke morfologije koja se koristi do danas.

### Posmatranje na više talasnih dužina 
thumb|desno|Ova ultraljubičasta slika galaksije Andromeda prikazuje plave regije koje sadrže mlade, masivne zvijezde
Napredak u astronomiji oduvijek je bio vođen tehnologijom. Nakon vijekova uspjeha u optičkoj astronomiji, posljednjih decenija došlo je do velikog napretka u drugim područjima elektromagnetnog spektra.

Prašina prisutna u međuzvjezdanom mediju je neprozirna za vidljivu svjetlost. Prozirnija je za daleko infracrveno zračenje, koje se može koristiti za detaljno posmatranje unutrašnjih područja gigantskih molekularnih oblaka i galaktičkih jezgara. Infracrveno zračenje se također koristi za posmatranje udaljenih, galaksija sa crvenim pomakom koje su formirane mnogo ranije. Vodena para i ugljik-dioksid apsorbiraju brojne korisne dijelove infracrvenog spektra, pa se za infracrvenu astronomiju koriste teleskopi na velikim visinama ili oni u svemiru.

Prva nevizualna studija galaksija, posebno aktivnih galaksija, provedena je korištenjem radio frekvencija. Zemljina atmosfera je gotovo prozirna za radio između 5&nbsp;MHz i 30&nbsp;GHz. Ionosfera blokira signale ispod ovog raspona. Veliki radio interferometri korišteni su za mapiranje aktivnih mlazova emitiranih iz aktivnih galaksijskih jezgara.

Ultraljubičasti i rendgenski teleskopi mogu posmatrati visokoenergetske galaktičke pojave. Ultraljubičasti bljeskovi se ponekad opažaju kada zvijezdu u udaljenoj galaksiji rastrgnu plimne sile obližnje crne rupe. Raspodjela vrućeg plina u galaktičkim jatima može se mapirati rendgenskim zracima. Postojanje supermasivnih crnih rupa u jezgrima galaksija potvrđeno je rendgenskom astronomijom.

### Moderna istraživanja 
Godine 1944, Hendrik van de Hulst je predvidio da će mikrotalasno zračenje talasne dužine 21&nbsp;cm biti detektovano iz međuzvjezdanog atomskog vodonika; a 1951. godine je i uočeno. Na ovo zračenje ne utiče apsorpcija prašine, pa se njegov Dopplerov pomak može koristiti za mapiranje kretanja gasa u ovoj galaksiji. Ova zapažanja dovela su do hipoteze o rotirajućoj strukturi prečke u centru ove galaksije. Uz pomoć poboljšanih radio teleskopa, vodonik se mogao pratiti i u drugim galaksijama. Sedamdesetih godina XX vijeka, Vera Rubin je otkrila nesklad između uočene brzine rotacije galaksije i one predviđene vidljivom masom zvijezda i gasa. Danas se smatra da se problem rotacije galaksije objašnjava prisustvom velikih količina nevidljive tamne materije.

Počevši od 1990-ih, Svemirski teleskop Hubble donio je poboljšana zapažanja. Između ostalog, njegovi podaci pomogli su u utvrđivanju da se nedostajuća tamna materija u ovoj galaksiji ne može sastojati samo od inherentno slabih i malih zvijezda. Hubbleovo duboko polje, izuzetno duga ekspozicija relativno praznog dijela neba, pružilo je dokaze da u vidljivom svemiru postoji oko 125 milijardi (1,25×1011) galaksija. Poboljšana tehnologija u detekciji spektra nevidljivih ljudima (radio teleskopi, infracrvene kamere i rendgenski teleskopi) omogućava detekciju drugih galaksija koje Hubble ne detektuje. Posebno su istraživanja u Zoni izbjegavanja (područje neba koje Mliječni put blokira na vidljivim svjetlosnim valnim dužinama) otkrila niz novih galaksija.

Studija iz 2016. godine objavljena u časopisu The Astrophysical Journal, koju je vodio Christopher Conselice sa Univerziteta u Nottinghamu, analizirala je mnoge izvore podataka kako bi procijenila da vidljivi svemir (do z=8) sadrži najmanje dva triliona (2×1012) galaksija, što je faktor 10 više nego što se direktno posmatra na Hubbleovim slikama.: 12  Međutim, kasnija posmatranja svemirskom sondom New Horizons izvan zodijačke svjetlosti uočila su manje kosmičke optičke svjetlosti nego Conselice, iako su i dalje sugerirala da u direktnim posmatranjima ne budu uočene galaksije.

## Tipovi i morfologija 
Historijski, galaksije su dijeljene prema njihovom prividnom izgledu (što se često naziva vizuelnom morfologijom) kao eliptične, spiralne ili nepravilne.
Nešto opširniji opis tipova galaksija na osnovu njihovog izgleda dat je Hablovim nizom. Budući da je Hablov niz u potpunosti zasnovan na vizuelnom morfološkom tipu (obliku), može propustiti određene važne karakteristike galaksija kao što su brzina formiranja zvijezda u galaksijama zvjezdanog praska i aktivnost u jezgrima aktivnih galaksija.

Iako još uvijek nedovoljno shvaćena, tamna materija, pretpostavlja se, učestvuje sa 90% u masi većine galaksija. Posmatranja ukazuju na to, da bi u središtima većine, ako ne i svih galaksija, mogle postojati supermasivne crne rupe. Pretpostavlja se da bi one mogle biti osnovnim uzrokom aktivnih galaktičkih jezgara nađenih u središtima nekih galaksija. Čini se da i Mliječni put u područnu koje se naziva galaktički centar ima najmanje jedan takav objekt.

### Eliptične 
thumb|340px|Tipovi galaksija prema Hablovoj klasifikacijskoj šemi: *E* označava tip eliptične galaksije, *S* je spiralna galaksija , a *SB* je prečkasta spiralna galaksija
Hablov klasifikacijski sistem ocjenjuje eliptične galaksije na osnovu njihove eliptičnosti, u rasponu od E0, koja je gotovo sferična, do E7, koja je jako izdužena. Ove galaksije imaju elipsoidni profil, što im daje eliptični izgled bez obzira na ugao gledanja. Njihov izgled pokazuje malo strukture i obično imaju relativno malo međuzvjezdane materije. Posljedično, ove galaksije također imaju nizak udio otvorenih jata i smanjenu stopu formiranja novih zvijezda. Umjesto toga, u njima dominiraju uglavnom starije, razvijenije zvijezde koje kruže oko zajedničkog centra gravitacije u nasumičnim smjerovima. Zvijezde sadrže nisku količinu teških elemenata jer formiranje zvijezda prestaje nakon početnog praska. U tom smislu imaju određenu sličnost s mnogo manjim kuglastim jatima.

### Supergigantske eliptične galaksije 
thumb|desno|290px|Galaktičkim jatom Abell 1413 dominira ova cD eliptična galaksija označena kao Abell 1413 BCG. Ima izofotalni prečnik od preko 800.000 svjetlosnih godina. Obratite pažnju na gravitacionu leću.
Nazivaju se i Galaksije tipa cD i predstavljaju najveće galaksije. Prvi put opisane 1964. godine u radu Thomasa A. Matthewsa i drugih, one su podtip uobičajenije klase D galaksija, koje su gigantske eliptične galaksije, osim što su mnogo veće. Popularno su poznate kao supergigantske eliptične galaksije i predstavljaju najveće i najsjajnije poznate galaksije. Ove galaksije imaju centralno eliptično jezgro sa opsežnim, slabim oreolom zvijezda koje se protežu do megaparsek skala. Profil njihovog površinskog sjaja kao funkcija njihovog radijusa (ili udaljenosti od njihovih jezgara) opada sporije nego kod njihovih manjih pandana.

Formiranje ovih cD galaksija još se aktivno ispituje, ali vodeći model je da su one rezultat spajanja manjih galaksija u okruženjima gustih jata, ili čak onih izvan jata sa slučajnim prekomjernim gustinama. Ovi procesi su mehanizmi koji pokreću formiranje fosilnih grupa ili fosilnih jata, gdje se veliki, relativno izolovani, supergigantski eliptični skup nalazi u sredini jata i okružen je opsežnim oblakom rendgenskih zraka kao ostatkom ovih galaktičkih sudara. Drugi stariji model pretpostavlja fenomen hladnog toka, gdje se zagrijani gasovi u jatima urušavaju prema svojim centrima dok se hlade, formirajući zvijezde u tom procesu, fenomen koji se opaža u jatima poput Perzeja, a nedavno i u jatu Feniks.

### Slojevite galaksije 
thumb|190px|NGC 3923 Eliptična ljuskasta galaksija (Hablova fotografija)
Slojevita galaksija (sloj, ljuska, omotač) je vrsta eliptične galaksije u kojoj su zvijezde u njenom halou raspoređene u koncentričnim slojevima, ljuskama. Oko jedne desetine eliptičnih galaksija ima strukturu nalik ljusci, što nikada nije uočeno u spiralnim galaksijama. Smatra se da se ove strukture razvijaju kada veća galaksija apsorbuje manju galaksiju pratioca - da kako se dva centra galaksija približavaju, počinju oscilirati oko središnje tačke, a oscilacija stvara gravitacijske talase koji formiraju ljuske zvijezda, slične talasima koji se šire po vodi. Na primjer, galaksija NGC 3923 ima preko 20 ljuski.

### Spiralne 
thumb|desno|Galaksija Pinwheel (Vrtuljak), NGC 5457
Spiralne galaksije podsjećaju na spiralne vjetrenjače. Iako zvijezde i drugi vidljivi materijal sadržan u takvoj galaksiji uglavnom leže u ravni, većina mase u spiralnim galaksijama postoji u grubo sfernom oreolu tamne materije koji se proteže izvan vidljive komponente, što pokazuje koncept univerzalne krive rotacije.[82]

Spiralne galaksije se sastoje od rotirajućeg diska zvijezda i međuzvjezdanog medija, zajedno sa središnjom izbočinom uglavnom starijih zvijezda. Iz izbočine se protežu relativno svijetli krakovi. U Hablovoj klasifikacijskoj šemi, spiralne galaksije su navedene kao tip S, nakon čega slijedi slovo (a, b ili c) koje označava stepen zategnutosti spiralnih krakova i veličinu središnje izbočine. Sa galaksija ima čvrsto namotane, slabo oblikovane krakove i posjeduje relativno veliko jezgro. Na drugom kraju, Sc galaksija ima otvorene, dobro oblikovane krakove i malo jezgro. Galaksija sa slabo oblikovanim krakovima ponekad se naziva flokulentnom spiralnom galaksijom; za razliku od dobro oblikovane spiralne galaksije koja ima istaknute i dobro oblikovane spiralne krakove. Smatra se da brzina kojom se galaksija okreće korelira s ravnošću diska, budući da neke spiralne galaksije imaju debele izbočine, dok su druge tanke i guste.

U spiralnim galaksijama, spiralni krakovi zaista imaju oblik približnih logaritamskih spirala, obrazac za koji se teoretski može pokazati da je rezultat poremećaja u uniformno rotirajućoj masi zvijezda. Poput zvijezda, spiralni krakovi se okreću oko centra, ali to čine konstantnom ugaonom brzinom. Smatra se da su spiralni krakovi područja materije visoke gustoće ili "talasi gustoće". Kako se zvijezde kreću kroz krak, prostorna brzina svakog zvjezdanog sistema se mijenja gravitacionom silom veće gustoće. (Brzina se vraća u normalu nakon što zvijezde odu s druge strane kraka.) Ovaj efekat je sličan "valu" usporavanja koji se kreće duž autoputa punog automobila u pokretu. Krakovi su vidljivi jer visoka gustoća olakšava formiranje zvijezda i stoga se u njima nalaze mnoge sjajne i mlade zvijezde.

### Prečkaste spiralne 
thumb|200px|desno|NGC 1300, primjer prečkaste spiralne galaksije
Većina spiralnih galaksija, uključujući galaksiju Mliječni put, ima linearnu, prečkastu traku zvijezda koja se proteže prema van na obje strane jezgra, a zatim se spaja u strukturu spiralnog kraka. U Hablovoj klasifikacijskoj šemi, one su označene sa SB, nakon čega slijedi malo slovo (a, b ili c) koje označava oblik spiralnih krakova (na isti način kao i kategorizacija normalnih spiralnih galaksija). Smatra se da su prečke privremene strukture koje se mogu pojaviti kao rezultat vala gustoće koji zrači prema van iz jezgra ili zbog plimne interakcije s drugom galaksijom. Mnoge prečkaste spiralne galaksije su aktivne, moguće kao rezultat usmjeravanja plina u jezgro duž krakova.

Naša galaksija, Mliječni put, je velika prečkasta spiralna galaksija u obliku diska promjera oko 30 kiloparseka i debljine jednog kiloparseka. Sadrži oko dvjesto milijardi (2×10^11) zvijezda  i ima ukupnu masu od oko šeststo milijardi (6×10^11) puta veću od mase Sunca.

### Super-luminozne spiralne 
Nedavno su istraživači opisali galaksije nazvane superluminozne spiralne galaksije. One su vrlo velike s promjerom od 437.000 svjetlosnih godina prema gore (u usporedbi s promjerom Mliječnog puta od 87.400 svjetlosnih godina). S masom od 340 milijardi solarnih masa, one generiraju značajnu količinu ultraljubičaste i srednje infracrvene svjetlosti. Smatra se da imaju povećanu stopu formiranja zvijezda oko 30 puta bržu od Mliječnog puta.

### Druge morfologije 
* Neobične galaksije su galaktičke formacije koje razvijaju neobična svojstva zbog plimnih interakcija s drugim galaksijama.
** Prstenasta galaksija ima prstenastu strukturu zvijezda i međuzvjezdanog medija koji okružuje golo jezgro. Smatra se da prstenasta galaksija nastaje kada manja galaksija prolazi kroz jezgro spiralne galaksije. Takav događaj je mogao uticati na Andromedu, jer ona pokazuje strukturu koja podsjeća na prstenastu kada se posmatra u infracrvenom zračenju.
* Lećasta ili lentikularna galaksija je međuoblik koji ima karakteristike i eliptičnih i spiralnih galaksija. One su kategorizirane kao Hablov tip S0 i posjeduju slabo definirane spiralne krakove s eliptičnim haloom zvijezda (prugaste lentikularne galaksije dobijaju Hablovu klasifikaciju SB0).

* Nepravilne galaksije su galaksije koje se ne mogu lako klasificirati u eliptičnu ili spiralnu morfologiju.

** Galaksija Irr-I ima određenu strukturu, ali se ne poklapa u potpunosti sa Hablovom klasifikacijskom shemom.
** Galaksije Irr-II ne posjeduju nikakvu strukturu koja podsjeća na Hablovu klasifikaciju i moguće je da su poremećene. Bliski primjeri (patuljastih) nepravilnih galaksija uključuju Magelanove oblake.
* Tamna ili "ultra difuzna" galaksija je galaksija izuzetno niske luminoznosti. Može biti iste veličine kao Mliječni put, ali imati broj vidljivih zvijezda koji iznosi samo jedan posto Mliječnog puta. Predloženo je više mehanizama za stvaranje ove vrste galaksije i moguće je da su različite tamne galaksije nastale na različite načine. Jedno od mogućih objašnjenja za nisku luminoznost je da je galaksija izgubila svoj plin za formiranje zvijezda u ranoj fazi, što je rezultiralo starim zvjezdanim populacijama.

### Patuljaste 
Uprkos istaknutosti velikih eliptičnih i spiralnih galaksija, većina galaksija su patuljaste galaksije. One su relativno male u poređenju s drugim galaktičkim formacijama, veličine oko stoti dio Mliječnog puta, sa samo nekoliko milijardi zvijezda. Plave kompaktne patuljaste galaksije sadrže velika jata mladih, vrućih, masivnih zvijezda. Otkrivene su ultrakompaktne patuljaste galaksije koje su promjera samo 100 parseka.

Mnoge patuljaste galaksije mogu kružiti oko jedne veće galaksije; Mliječni put ima najmanje desetak takvih satelita, a procjenjuje se da ih još 300-500 treba biti otkriveno. Većina informacija koje imamo o patuljastim galaksijama potiče iz posmatranja lokalne grupe, koja sadrži dvije spiralne galaksije, Mliječni put i Andromedu, i mnoge patuljaste galaksije. Ove patuljaste galaksije su klasifikovane kao nepravilne ili patuljaste eliptične/patuljaste sferoidne galaksije.

Studija 27 susjeda Mliječnog puta otkrila je da je u svim patuljastim galaksijama centralna masa približno 10 miliona solarnih masa, bez obzira na to da li ima hiljade ili milione zvijezda. Ovo ukazuje na to da su galaksije uglavnom formirane od tamne materije i da minimalna veličina može ukazivati na oblik tople tamne materije nesposobne za gravitacijsko spajanje na manjoj skali.

## Varijante 
### Međusobno djelovanje 
[thumb|right|200px|[Antene (galaksije) prolaze kroz sudar koji će rezultirati njihovim konačnim spajanjem.]]
Međusobno djelovanje (interakcija) između galaksija je relativno često i može igrati važnu ulogu u galaktičkoj evoluciji. Bliski sudari između galaksija rezultiraju iskrivljenim distorzijama zbog plimnih interakcija i mogu uzrokovati izmjenu plina i prašine.[109][110] Sudari se događaju kada dvije galaksije prolaze direktno jedna kroz drugu i imaju dovoljan relativni moment da se ne spoje. Zvijezde galaksija koje međusobno djeluju obično se ne sudaraju, ali plin i prašina unutar dva oblika interaguju, ponekad pokrećući formiranje zvijezda. Sudar može ozbiljno iskriviti oblike galaksija, formirajući šipke, prstenove ili strukture slične repu.

Na ekstremnim primjerima interakcija su galaktička spajanja, gdje relativni momenti galaksija nisu dovoljni da im omoguće da prolaze jedna kroz drugu. Umjesto toga, one se postepeno spajaju i formiraju jednu, veću galaksiju. Spajanja mogu rezultirati značajnim promjenama u izvornoj morfologiji galaksija. Ako je jedna od galaksija mnogo masivnija od druge, rezultat je poznat kao kanibalizam, gdje masivnija veća galaksija ostaje relativno netaknuta, a manja se rastrga. Galaksija Mliječni put je trenutno u procesu kanibaliziranja patuljaste eliptične galaksije Strijelac i patuljaste galaksije Veliki pas.

### Zvjezdorodne galaksije 
[thumb|right|200px|[Messier 82|M82, je zvjezdorodna galaksija sa deset puta većom stopom formiranja zvijezda od "normalne" galaksije.]]
Zvijezde se stvaraju unutar galaksija iz rezervi hladnog plina koji formira gigantske molekularne oblake. Kod nekih galaksija je uočeno da formiraju zvijezde izuzetnom brzinom, što je poznato kao zvjezdani prasak. Ako to nastave činiti, potrošile bi svoju rezervu plina u vremenskom periodu kraćem od životnog vijeka galaksije. Stoga aktivnost zvjezdanog praska obično traje samo oko deset miliona godina, što je relativno kratak period u historiji galaksije. Zvjezdane galaksije bile su češće tokom rane historije svemira, ali i dalje doprinose procijenjenih 15% ukupnoj proizvodnji zvijezda.

Zvjezdorodne galaksije karakteriziraju koncentracije prašine i  plina i pojava novonastalih zvijezda, uključujući masivne zvijezde koje ioniziraju okolne oblake stvarajući H II regije. Ove zvijezde proizvode eksplozije supernova, stvarajući ostatke koji se šire i snažno interaguju s okolnim plinom. Ovi praskovi pokreću lančanu reakciju stvaranja zvijezda koja se širi po cijelom plinovitom području. Tek kada se dostupni plin gotovo potroši ili rasprši, aktivnost prestaje.

Zvjezdani praskovi se često povezuju sa spajanjem ili interakcijom galaksija. Prototipni primjer takve interakcije koja formira zvjezdane eksplozije je M82, koja je doživjela bliski susret s većom M81. Nepravilne galaksije često pokazuju razmaknuta područja aktivnosti zvjezdanih eksplozija.

### Radiogalaksije 
thumb|200px|Herkul A, supergigantska eliptična radio-galaksija
Radiogalaksija je galaksija sa ogromnim regijama radio emisije koje se protežu daleko izvan njene vidljive strukture. Ove energetske radio režnjeve napajaju mlazovi iz njenog aktivnog galaksijskog jezgra. Radio-galaksije su klasifikovane prema svojoj Fanaroff-Riley klasifikaciji. Klasa FR I ima nižu radio-luminoznost i pokazuje strukture koje su izduženije; klasa FR II ima veću radio-luminoznost. Korelacija radio-luminoznosti i strukture sugeriše da se izvori u ove dvije vrste galaksija mogu razlikovati.

Radio-galaksije se također mogu klasifikovati kao gigantske radio-galaksije (GRG), čije radio emisije se mogu protezati do skala megaparseka (3,26 miliona svjetlosnih godina). Alcyoneus je radio-galaksija niske ekscitacije klase FR II koja ima najveću uočenu radio emisiju, sa režnjevitim strukturama koje se protežu na 5 megaparseka (16×106 sg). Poređenja radi, druga gigantski radio-galaksija slične veličine je 3C 236, sa režnjevima širine 15 miliona svjetlosnih godina. Međutim, treba napomenuti da se radio emisije ne smatraju uvijek dijelom same glavne galaksije.

Džinovska radio galaksija je posebna klasa objekata koju karakterizira prisustvo radio režnjeva generiranih relativističkim mlazovima koje pokreće supermasivna crna rupa centralne galaksije. Džinovske radio galaksije razlikuju se od običnih radio galaksija po tome što se mogu protezati do mnogo većih razmjera, dosežući i do nekoliko megaparseka u prečniku, daleko većeg od prečnika njihovih galaksija domaćina.

"Normalna" radio galaksija nema izvor koji je supermasivna crna rupa ili monstruozna neutronska zvijezda; umjesto toga, izvor je sinhrotronsko zračenje relativističkih elektrona ubrzanih supernovom. Ovi izvori su relativno kratkog vijeka, što radio spektar normalnih radio galaksija čini posebno dobrim načinom za proučavanje formiranja zvijezda.

### Aktivne galaksije 
[thumb|right|200px|Mlaz čestica se emituje iz jezgra eliptične radio-galaksije [Messier 87.]]
Neke vidljive galaksije klasifikuju se kao "aktivne" ako sadrže aktivno galaksijsko jezgro (AGN). Značajan dio ukupne energetske proizvodnje galaksije emituje aktivno jezgro umjesto da to čine njene zvijezde, prašina i međuzvjezdani medij. Postoje višestruke šeme klasifikacije i imenovanja za AGN-ove, ali one u nižim rasponima luminoznosti nazivaju se Seyfertove galaksije, dok su one sa luminoznostima mnogo većim od galaksije domaćina poznate kao kvazi-zvjezdani objekti ili kvazari. Modeli AGN-ova sugeriraju da se značajan dio njihove svjetlosti pomiče u daleke infracrvene frekvencije jer optičku i UV emisiju u jezgru apsorbuju i emituju prašina i plin koji ga okružuju.

Standardni model za aktivno galaktičko jezgro zasniva se na akrecionom disku koji se formira oko supermasivne crne rupe (SMBH) u jezgru galaksije. Zračenje iz aktivnog galaktičkog jezgra rezultat je gravitacione energije materije dok pada prema crnoj rupi iz diska. Luminoznost AGN-a zavisi od mase SMBH i brzine kojom materija pada na njega. U oko 10% ovih galaksija, dijametralno suprotstavljeni par energetskih mlazova izbacuje čestice iz jezgra galaksije brzinama bliskim brzini svjetlosti. Mehanizam za proizvodnju ovih mlazova nije dobro shvaćen.

### Seyfertove galaksije 
Seyfertove galaksije su jedna od dvije najveće grupe aktivnih galaksija, uz kvazare. Imaju jezgra slična kvazarima (vrlo luminozne, udaljene i sjajne izvore elektromagnetnog zračenja) s vrlo visokim površinskim sjajem; ali za razliku od kvazara, njihove galaksije domaćini su jasno uočljive. Posmatrano kroz teleskop, Seyfertova galaksija izgleda kao obična galaksija sa sjajnom zvijezdom koja se nalazi na vrhu jezgra. Seyfertove galaksije su podijeljene u dva glavna podtipa na osnovu frekvencija koje se posmatraju u njihovim spektrima.

### Kvazari 
Kvazari su najenergičniji i najudaljeniji članovi aktivnih galaktičkih jezgara. Izuzetno sjajni, prvi put su identificirani kao izvori elektromagnetne energije s visokim crvenim pomakom, uključujući radio valove i vidljivu svjetlost, koji su izgledali sličniji zvijezdama nego drugim izvorima sličnim galaksijama. Njihova luminoznost može biti 100 puta veća od Mliječnog puta. Najbliži poznati kvazar, Markarian 231, udaljen je oko 581 milion svjetlosnih godina od Zemlje, dok su drugi otkriveni čak do UHZ1, udaljenog otprilike 13,2 milijarde svjetlosnih godina. Kvazari su značajni po tome što pružaju prvu demonstraciju fenomena da gravitacija može djelovati kao leča za svjetlost.

### Druga Aktivna galaksijska jezgra 
Vjeruje se da su Blazari aktivne galaksije s relativističkim mlazom usmjerenim prema Zemlji. Radio-galaksija emituje radio frekvencije iz relativističkih mlazova. Ujedinjeni model ovih tipova aktivnih galaksija objašnjava njihove razlike na osnovu položaja posmatrača. Otprilike jedna trećina obližnjih galaksija klasificirana je kao da sadrže LINER jezgre.

### Svjetleće infracrvene galaksije 
Svjetleće infracrvene galaksije (LIRG) su galaksije sa luminozitetom - mjerenjem elektromagnetne izlazne snage - iznad 1011 L☉ (sunčevog luminoziteta). U većini slučajeva, većina njihove energije dolazi od velikog broja mladih zvijezda koje zagrijavaju okolnu prašinu, koja ponovo zrači energiju u infracrvenom spektru. Svjetlost dovoljno visoka da bi bila LIRG zahtijeva brzinu formiranja zvijezda od najmanje 18 M☉ god−1. Ultra-svjetleće infracrvene galaksije (ULIRG) su najmanje deset puta svjetlije i formiraju zvijezde brzinama >180 M☉ god−1. Mnogi LIRG-ovi također emituju zračenje iz aktivnog galaksijskog jezgra (AGN). Infracrvene galaksije emituju više energije u infracrvenom spektru nego u svim ostalim talasnim dužinama zajedno, sa vršnom emisijom obično na talasnim dužinama od 60 do 100 mikrona. Vjeruje se da LIRG-ovi nastaju iz jake interakcije i spajanja spiralnih galaksija. Iako nisu uobičajeni u lokalnom svemiru, LIRG i ULIRGS su bili češći kada je svemir bio mlađi.

## Prečnik 
Galaksije po svojoj prirodi nemaju određene granice i karakterizira ih postepeno smanjenje gustoće zvijezda kao funkcija povećanja udaljenosti od njihovog centra, što otežava mjerenje njihovih stvarnih veličina. Ipak, astronomi su u posljednjih nekoliko decenija postavili nekoliko kriterija za definisanje veličina galaksija.

### Ugaoni prečnik 
Još u Hablovo vrijeme 1936. godine, bilo je pokušaja da se okarakterišu prečnici galaksija. Najraniji napori su se zasnivali na posmatranom uglu koji galaksija zatvara i njenoj procijenjenoj udaljenosti, što je dovelo do ugaonog prečnika (također nazvanog "metrički prečnik").

### Izofotalni prečnik 
Izofotalni prečnik se uvodi kao konvencionalni način mjerenja veličine galaksije na osnovu njenog prividnog površinskog sjaja. Izofote su krive koje spajaju sve tačke jednakog sjaja i korisne su za definisanje obima galaksije. Prividni fluks sjaja galaksije mjeri se u jedinicama magnitude po kvadratnoj lučnoj sekundi (mag/arcsec²; ponekad se izražava kao mag arcsec−²), što definiše dubinu sjaja izofote. Da bismo ilustrovali kako ova jedinica funkcioniše, tipična galaksija ima fluks sjaja od 18 mag/arcsec² u svom centralnom području. Ovaj sjaj je ekvivalentan svjetlosti hipotetičkog tačkastog objekta 18. magnitude (poput zvijezde) koja se ravnomjerno raspoređuje u području neba od jedne kvadratne lučne sekunde. Izofotalni dijametar se obično definiše kao područje koje obuhvata svu svjetlost do 25 mag/arcsec² u plavom B-pojasu, koje se tada naziva D25 standard.

### Efektivni radijus i njegove varijacije 
Radijus (poluprečnik) polu-svjetlosti (također poznat kao efektivni radijus; Re) je mjera koja se zasniva na ukupnom fluksu sjaja galaksije. To je poluprečnik na kojem je emitirana polovina, ili 50%, ukupnog fluksa sjaja galaksije. Ovo je prvi predložio Gérard de Vaucouleurs 1948. godine. Izbor korištenja 50% bio je proizvoljan, ali se pokazao korisnim u daljnjim radovima R. A. Fisha 1963. godine, gdje je uspostavio zakon koncentracije sjaja koji povezuje sjaj eliptičnih galaksija i njihov odgovarajući Re, te Joséa Luisa Sérsica 1968. godine koji je definirao odnos mase i poluprečnika u galaksijama.

Prilikom definisanja Re, potrebno je da se uhvati ukupni fluks sjaja galaksije, metodom koju je Bershady koristio 2000. godine, sugerišući mjerenje dvostruke veličine gdje je fluks sjaja proizvoljno odabranog poluprečnika, definisan kao lokalni fluks, podijeljen s ukupnim prosječnim fluksom jednak 0,2. Korištenje polusjajnog radijusa omogućava grubu procjenu veličine galaksije, ali nije posebno korisno u određivanju njene morfologije.

Postoje varijacije ove metode. Konkretno, u ESO-Uppsala katalogu galaksija vrijednosti od 50%, 70% i 90% ukupne plave svjetlosti (svjetlost detektovana kroz specifični B-pojas filter) korištene su za izračunavanje prečnika galaksije.

### Petrosianova magnituda 
Prvi put ju je opisao Vahe Petrosian 1976. godine, a modificirana verzija ove metode korištena je od strane Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Ova metoda koristi matematički model na galaksiji čiji je radijus određen azimutalno (horizontalno) prosječnim profilom njenog fluksa sjaja. Konkretno, SDSS je koristio Petrosjanovu magnitudu u R-pojasu (658&nbsp;nm, u crvenom dijelu vidljivog spektra) kako bi se osiguralo da se fluks sjaja galaksije uhvati što je više moguće, a istovremeno se suprotstavi efektima pozadinske buke. Za galaksiju čiji je profil sjaja eksponencijalni, očekuje se da će uhvatiti sav svoj fluks sjaja, a da će biti uhvaćeno 80% sjaja za galaksije koje slijede profil koji slijedi de Vaucouleursov zakon.

Petrosianova magnituda ima prednost jer je nezavisna od crvenog pomaka i udaljenosti, što omogućava mjerenje prividne veličine galaksije budući da je Petrosianov radijus definisan u smislu ukupnog svjetlosnog fluksa galaksije.

Centar za infracrvenu obradu i analizu izdao je kritiku ranije verzije ove metode, pri čemu metoda uzrokuje veću grešku (do 10%) vrijednosti nego korištenje izofotalnog promjera. Upotreba Petrosianovih magnituda također ima nedostatak jer propušta većinu svjetlosti izvan Petrosianove aperture, koja je definisana u odnosu na ukupni profil sjaja galaksije, posebno za eliptične galaksije, s većim omjerima signal-šum na većim udaljenostima i crvenim pomacima. Ispravku za ovu metodu izdali su Graham i saradnici 2005. godine, na osnovu pretpostavke da galaksije slijede Sérsicov zakon.

### Metoda bliskog infracrvenog zračenja 
Ovu metodu koristi 2MASS kao adaptaciju prethodno korištenih metoda izofotalnog mjerenja. Budući da 2MASS radi u bliskom infracrvenom zračenju, što ima prednost u mogućnosti prepoznavanja tamnijih, hladnijih i starijih zvijezda, ima drugačiji pristup u poređenju s drugim metodama koje obično koriste B-filter. Detalji metode koju koristi 2MASS detaljno su opisani u dokumentu Jarretta i saradnika, pri čemu je istraživanje mjerilo nekoliko parametara.

Standardna elipsa otvora (područje detekcije) definirana je infracrvenom izofotom na Ks pojasu (otprilike 2,2 μm valne dužine) od 20 mag/arcsec². Prikupljanje ukupnog svjetlosnog fluksa galaksije korišteno je pomoću najmanje četiri metode: prva je kružni otvor koji se proteže 7 lučnih sekundi od centra, izofota na 20 mag/arcsec², "totalni" otvor definisan radijalnom distribucijom svjetlosti koja pokriva pretpostavljeni opseg galaksije i Kron otvor (definisan kao 2,5 puta prvi-moment radijus, integracija fluksa "totalnog" otvora).

## Velike strukture svemira 
thumb|lijevo|225px|Seyfertov sekstet je primjer kompaktne grupe galaksija.
Istraživanja dubokog neba pokazuju da se galaksije često nalaze u grupama i jatima. Usamljene galaksije koje nisu značajno interagovale s drugim galaksijama uporedive mase u posljednjih nekoliko milijardi godina su relativno rijetke. Samo oko 5% ispitanih galaksija je izolovano u ovom smislu. Međutim, moguće je da su u prošlosti interagovale, pa se čak i spajale s drugim galaksijama, i da oko njih još uvijek orbitiraju manje satelitske galaksije.

Na najvećoj skali, svemir se kontinuirano širi, što rezultira prosječnim povećanjem udaljenosti između pojedinačnih galaksija (vidi Hubbleov zakon). Grupe galaksija mogu prevazići ovo širenje na lokalnoj skali putem međusobnog gravitacionog privlačenja. Ove grupe su se formirale rano, dok su grudve tamne materije privlačile galaksije. Bliske grupe su se kasnije spojile i formirale jata većih razmjera. Ovaj kontinuirani proces spajanja, kao i priliv gasa koji pada, zagrijava međugalaktički gas u jatu na vrlo visoke temperature od 30-100 megakelvina. Oko 70–80% mase jata je u obliku tamne materije, daljih 10–30% čini ovaj zagrijani gas, a preostalih nekoliko procenata je u obliku galaksija.

Većina galaksija je gravitaciono vezana za niz drugih galaksija. One formiraju fraktalnu hijerarhijsku distribuciju jatastih struktura, pri čemu se najmanje takve asocijacije nazivaju grupama. Grupa galaksija je najčešći tip galaktičkog jata; ove formacije sadrže većinu galaksija (kao i većinu barionske mase) u svemiru. Da bi ostala gravitaciono vezana za takvu grupu, svaka galaksija članica mora imati dovoljno malu brzinu da spriječi njen bijeg (vidi Virialov teorem). Međutim, ako nema dovoljno kinetičke energije, grupa se može razviti u manji broj galaksija putem spajanja.

Jata galaksija se sastoje od stotina do hiljada galaksija povezanih gravitacijom. Galaktička jata često su pod uticajem jedne divovske eliptične galaksije, poznate kao najsjajnija galaksija u jatu, koja vremenom plimnim silama uništava svoje satelitske galaksije i dodaje njihovu masu svojoj vlastitoj.

Superklasteri sadrže desetine hiljada galaksija, koje se nalaze u klasterima, grupama, a ponekad i pojedinačno. Na skali superklastera, galaksije su raspoređene u slojeve i niti koje okružuju ogromne praznine. Iznad ove skale, svemir izgleda isto u svim smjerovima (izotropan i homogen), iako je ova ideja posljednjih godina dovedena u pitanje brojnim nalazima velikih struktura koje, čini se, premašuju ovu skalu. Veliki zid Hercules-Corona Borealis, trenutno najveća struktura u svemiru pronađena do sada, dug je 10 milijardi svjetlosnih godina (tri gigaparseka).

Galaksija Mliječni put je član udruženja pod nazivom Lokalna grupa, relativno male grupe galaksija koji ima prečnik od približno jednog megaparseka. Mliječni put i galaksija Andromeda su dvije najsjajnije galaksije unutar grupe; mnoge druge galaksije članice su patuljasti pratioci ove dvije. Sama Lokalna grupa je dio strukture nalik oblaku unutar Skupaa Virgo (Superklastera), velike, proširene strukture grupa i jata galaksija centriranih u Virgo jatu. Nadalje, Virgo Superklaster je dio Laniakea Superklastera.

## Magnetna polja 
Galaksije imaju svoja magnetna polja. Magnetno polje galaksije utiče na njenu dinamiku na više načina, uključujući uticaj na formiranje spiralnih krakova i prenos ugaonog momenta u oblacima gasa. Potonji efekat je posebno važan, jer je neophodan faktor za gravitacioni kolaps tih oblaka, a time i za formiranje zvijezda.

Tipična prosječna jačina ekviparticije za spiralne galaksije je oko 10 μG (mikrogauss) ili 1 nT (nanotesla). Poređenja radi, Zemljino magnetsko polje ima prosječnu jačinu od oko 0,3 G (Gauss) ili 30 μT (mikrotesla). Galaksije sa slabim radio-talasima poput M 31 i M33, susjeda Mliječnog puta, imaju slabija polja (oko 5 μG), dok galaksije bogate gasom sa visokom stopom formiranja zvijezda, poput M 51, M 83 i NGC 6946, imaju u prosjeku 15 μG. U istaknutim spiralnim krakovima, jačina polja može biti i do 25 μG, u regijama gdje su koncentrisani i hladni gas i prašina. Najjača ukupna ekviparticijska polja (50–100 μG) pronađena su u galaksijama zvjezdanog sjaja - na primjer, u M 82 i Antenama; te u područjima jezgara zvjezdanih praskova, kao što su centri NGC 1097 i drugih prečkastih galaksija.

## Formiranje i evolucija 
desno|thumb|Umjetnički prikaz protoklastera koji se formira u ranom svemiru

### Formiranje 
Trenutni modeli formiranja galaksija u ranom svemiru zasnovani su na ΛCDM modelu. Oko 300.000 godina nakon Velikog praska, atomi vodika i helija su počeli da se formiraju, u događaju koji se naziva rekombinacija. Gotovo sav vodik je bio neutralan (neionizovan) i lako je apsorbovao svjetlost, a još nisu formirane zvijezde. Kao rezultat toga, ovaj period je nazvan "mračno doba". Upravo zbog fluktuacija gustine (ili anizotropnih nepravilnosti) u ovoj primordijalnoj materiji počele su se pojavljivati ​​veće strukture. Kao rezultat toga, mase barionske materije počele su se kondenzovati unutar hladnih haloa tamne materije. Ove primordijalne strukture omogućile su gasovima da se kondenzuju u protogalaksije, velike gasne oblake koji su bili preteče prvih galaksija.

Kako gas pada pod gravitaciju haloa tamne materije, njegov pritisak i temperatura rastu. Da bi se dalje kondenzovao, gas mora zračiti energiju. Ovaj proces je bio spor u ranom svemiru, u kojem su dominirali atomi i molekuli vodonika, koji su neefikasni radijatori u poređenju sa težim elementima. Kako se grudve gasa nakupljaju formirajući rotirajuće diskove, temperature i pritisci nastavljaju da rastu. Neka mjesta unutar diska dostižu dovoljno visoku gustinu da formiraju zvijezde.

thumb|desno|Umjetnički prikaz akrecionog materijala mlade galaksije
Nakon što su se protogalaksije počele formirati i skupljati, unutar njih su se pojavile prve zvijezde, nazvane zvijezde populacije III. One su se sastojale od primordijalnog plina, gotovo u potpunosti od vodika i helija. Emisija iz prvih zvijezda zagrijava preostali plin, što pomaže u pokretanju dodatnog formiranja zvijezda; emisija ultraljubičastog svjetla iz prve generacije zvijezda reionizirala je okolni neutralni vodik u širećim sferama koje su na kraju dosegle cijeli svemir, događaj koji se naziva reionizacija. Najmasovnije zvijezde kolabiraju u nasilnim eksplozijama supernovih, oslobađajući teške elemente ("metale") u međuzvjezdanu materiju. Ovaj sadržaj metala je ugrađen u zvijezde populacije II.

Teorijski modeli za rano formiranje galaksija su verificirani i formirani velikim brojem i raznolikošću sofisticiranih astronomskih opažanja. Fotometrijska opažanja uglavnom zahtijevaju spektroskopsku potvrdu zbog velikog broja mehanizama koji mogu uvesti sistematske greške. Na primjer, fotometrijsko posmatranje visokog crvenog pomaka (z ~ 16) od strane Svemirskog teleskopa James Webb (JWST) kasnije je korigovano da bude bliže z ~ 5. Ipak, potvrđena posmatranja sa JWST-a i drugih opservatorija se akumuliraju, što omogućava sistematsko poređenje posmatranja ranih galaksija sa teoretskim predviđanjima.

Dokazi o pojedinačnim zvijezdama Populacije III u ranim galaksijama su još izazovniji. Čak i naizgled potvrđeni spektroskopski dokazi mogu se pokazati da imaju drugo porijeklo. Na primjer, astronomi su izvijestili o dokazima emisije He II za zvijezde Populacije III u galaksiji Cosmos Redshift 7, sa vrijednošću crvenog pomaka od 6,60. Naknadna posmatranja  su otkrila metalne emisione linije, OIII, koje nisu u skladu sa zvijezdom rane galaksije.

thumb|desno|Različite komponente bliske infracrvene pozadinske svjetlosti koje je detektovao svemirski teleskop Hubble tokom istraživanja dubokog svemira

### Evolucija 
Kada zvijezde počnu da se formiraju, emituju zračenje, a u nekim slučajevima i eksplodiraju, proces formiranja galaksija postaje vrlo složen, uključujući interakcije između sila gravitacije, zračenja i toplotne energije. Mnogi detalji su još uvijek slabo shvaćeni.

U roku od milijardu godina od formiranja galaksije, počinju se pojavljivati ​​ključne strukture. Formiraju se kuglasti skupovi, centralna supermasivna crna rupa i galaktička izbočina (galactic bulge) zvijezda Populacije II siromašnih metalima. Stvaranje supermasivne crne rupe izgleda igra ključnu ulogu u aktivnoj regulaciji rasta galaksija ograničavanjem ukupne količine dodatne materije. Tokom ove rane epohe, galaksije prolaze kroz proces intenzivnog formiranja zvijezda.

Tokom sljedeće dvije milijarde godina, akumulirana materija se taloži u galaktički disk. Galaksija će nastaviti da apsorbuje materijal koji pada iz oblaka velike brzine i patuljastih galaksija tokom svog života. Ova materija je uglavnom vodik i helijum. Ciklus zvjezdanog rađanja i umiranja polako povećava količinu teških elemenata, što na kraju omogućava formiranje planeta.

Stope formiranja zvijezda u galaksijama zavise od njihovog lokalnog okruženja. Izolovane galaksije u 'prazninama' (void) imaju najveću stopu po zvjezdanoj masi, dok galaksije 'polja' povezanih sa spiralnim galaksijama imaju niže stope, a galaksije u gustim jatima imaju najniže stope.

Na evoluciju galaksija mogu značajno uticati interakcije i sudari. Spajanja galaksija bila su uobičajena tokom rane epohe svemira, a većina galaksija je bila neobične morfologije. S obzirom na udaljenosti između pojedinačnih zvijezda, velika većina zvjezdanih sistema u galaksijama koje se sudaraju neće biti pogođena. Međutim, gravitacijsko "skidanje" međuzvjezdanog plina i prašine koji čine spiralne krakove stvara dugi niz zvijezda poznat kao plimni rep. Primjeri ovih formacija mogu se vidjeti u NGC 4676 ili Antena galaksijama.

Galaksija Mliječni put i obližnja galaksija Andromeda kreću se jedna prema drugoj brzinom od oko 130&nbsp;km/s i - ovisno o lateralnim kretanju - mogle bi se sudariti za oko pet do šest milijardi godina. Iako se Mliječni put nikada prije nije sudario s galaksijom velikom kao što je Andromeda, u prošlosti se sudarao i spajao s drugim galaksijama. Kosmološke simulacije pokazuju da se prije 11 milijardi godina spojio sa posebno velikom galaksijom koja je nazvana Kraken.

Takve interakcije velikih razmjera su rijetke. Kako vrijeme prolazi, spajanja dva sistema jednake veličine postaju rjeđa. Većina sjajnih galaksija ostala je u osnovi nepromijenjena posljednjih nekoliko milijardi godina, a neto stopa formiranja zvijezda vjerovatno je također dostigla vrhunac prije otprilike deset milijardi godina.

### Budući trendovi 
Spiralne galaksije, poput Mliječnog puta, proizvode nove generacije zvijezda sve dok imaju guste molekularne oblake međuzvjezdanog vodika u svojim spiralnim krakovima. Eliptične galaksije su uglavnom lišene ovog plina, pa stoga formiraju malo novih zvijezda. Zalihe materijala za formiranje zvijezda su ograničene; kada zvijezde pretvore dostupne zalihe vodika u teže elemente, formiranje novih zvijezda će se završiti.

Očekuje se da će trenutna era formiranja zvijezda trajati do sto milijardi godina, a zatim će se "zvjezdano doba" završiti nakon otprilike deset triliona do sto triliona godina (1013–1014 godina), kako najmanje, najdugovječnije zvijezde u vidljivom svemiru, sićušni crveni patuljci, počnu blijedjeti. Na kraju zvjezdanog doba, galaksije će biti sastavljene od kompaktnih objekata: smeđih patuljaka, bijelih patuljaka koji se hlade ili su hladni ("crni patuljci"), neutronskih zvijezda i crnih rupa. Na kraju, kao rezultat gravitacijske relaksacije, sve zvijezde će ili pasti u centralne supermasivne crne rupe ili će biti odbačene u međugalaktički prostor kao rezultat sudara.

## Također pogledajte 
* NGC 1855
* NGC 7532
* NGC 700

## Reference 
## Vanjski linkovi 
* Astro.fdst.hr
* Astronomija u BiH 
* Galaxy Formation Research Homepage
* http://www.bbc.co.uk/programmes/p003c1cn
* http://www.seds.org/messier/galaxy.html
* https://web.archive.org/web/20150718054637/http://www.atlasoftheuniverse.com/
* http://www.physics.org/facts/sand-galaxies.asp  Koliko ima galaksija?
* https://web.archive.org/web/20150715160713/http://www.astronoo.com/en/galaxies.html
* http://science.nasa.gov/headlines/y2002/08feb_gravlens.htm 


Kategorija:Koncepti u astronomiji