"Qalaktika" sözü yunanca "galaxias" (γαλαξίας) sözündən gəlir və mənası "südlü" deməkdir. Bu cür adlandırma Süd yolu qalaktikasının səmada görünüşü ilə əlaqəlidir. Yunan mifologiyasında bəhs edilir ki, Zevs ölümlü bir qadından doğulan körpə uşağını, Heraklı, Heranın sinəsinin üzərinə qoyur ki, körpə onun ilahi südünü içsin və beləliklə, ölməz olsun. Hera ana südü verərkən oyanır və sonra naməlum bir körpəni əmizdirdiyini anlayır:o, körpəni özündən itələyir, südünün bir hissəsi səmaya sıçrayır və "Südlü Yol" adlandırılan xəfif işıq zolağı yaranır.

Astronomiya ədəbiyyatında böyük hərflərlə yazılmış "Galaxy" kəlməsi bizim qalaktika olan Süd Yolu qalaktikasını ifadə edir və onu kainatdakı digər qalaktikalardan fərqləndirmək üçün istifadə olunur. İngiliscə termin olan "Milky Way" Çoserin qısa bir hekayəsi ilə əlaqəlidir:

Qalaktikalar ilk olaraq teleskopla kəşf edildi və spiral nebulae olaraq bilinirdi. 18–19-cu əsrlərin əksər astronomları onları görünməyən ulduz topaları və ya anaqalaktik dumanlıqlar hesab edirdilər və Süd Yolunun tərkib hissəsi olduğunu düşünürdülər, lakin əsl tərkibi və təbiəti sirr olaraq qalırdı. Andromeda qalaktikası kimi bir neçə yaxınlıqdakı parlaq qalaktikaların böyük teleskoplarından istifadə etməklə həyata keçirilən müşahidələri onların ulduzların nəhəng topaları olduğunu, ancaq ulduzların aydın görünən həssaslığına və şəffaf populyasiyasına əsaslanaraq, bu obyektlərin həqiqi məsafələri onların Süd Yolundan kənarda yerləşdiyini göstərirdi. Bu səbəblə onları "ada kainatlar" (island universes) adlandırdılar, lakin "kainat" kəlməsi mövcud olan bütün varlığı ifadə etdiyinə görə bu termin tez bir zamanda istifadədən çıxdı. Bunun əvəzinə, həmin obyektləri sadəcə "qalaktikalar" adlandırdılar.

On minlərlə qalaktikalar kataloqlaşdırıldı, ancaq onlardan yalnız bir neçəsinin xüsusi adları var: Andromeda qalaktikası, Magellan buludları, Brulğan qalaktikası, Sombrero qalaktikası və.s. Astronomlar bir neçə xüsusi kataloq üzərində işləyirlər: Messier kataloqu, NGC (Yeni ümumi kataloq— New General Catalogue), IC ( — Index Catalogue), CGCG ( — Catalogue of Galaxies and of Clusters of Galaxies), MCG ( — Morphological Catalogue of Galaxies) və UGC ( — Uppsala General Catalogue of Galaxies). Bütün yaxşı bilinən qalaktikalar bir və ya daha çox kataloqda görünür, lakin fərqli adlar altında. Məsələn, Messier 109 Messier kataloqunda nömrəsi 109 olan spiral qalaktikadır. Həmçinin digər kodlara da sahibdir: NCG3992, UGC6937, CGCG 269–023, MCG + 09–20-044 və PGC 37617.

Bir çox qalaktikalardan biri olan bir qalaktikada yaşadığımızın fərqinə varmağımız, Süd Yolu və digər dumanlıqlar barədə edilən əsas kəşflərlə paralellik təşkil edir.

  Əsas məqalə: Süd Yolu

Yunan filosofu Demokrit (b.e.ə. 450–370) Süd Yolu olaraq bilinən gecə səmasındaki parlaq zolağın uzaq ulduzlardan ibarət olması fikrini irəli sürmüşdü. Ancaq Aristotel hesab edirdi ki, Süd Yolu "böyük, çox sayda və bir-birinə yaxın olan bəzi ulduzların odlu ekshalasiyasının alovlanmasından" qaynaqlanır və "alovlanma atmosferin yuxarı hissəsində, səma hərəkətləri ilə davamlı olan dünya bölgəsində baş verir."Neoplatonist filosof olan Kiçik Olimpiodor (e.ə. 495–570) bu görüşə tənqidlə yanaşırdı. O, iddia edirdi ki, Süd Yolu sublunar idisə, (Yer və Ay arasında yerləşirdisə) Yerdən fərqli bölgə və vaxtlarda fərqli görünməli və onun parallaksı olmalı idi, ancaq faktiki olaraq yoxdur. Onun görüşünə əsasən, Süd Yolu ilahi bir şey idi.

Muhəni Mohamedə görə, ərəb astronomu İbn əl-Haytəm (965–1037) Süd Yolunun parallaksını müşahidə və ölçmək üçün ilk cəhdi etdi və belə bir nəticəyə gəldi: "Süd Yolunun parallaksı olmadığına görə Yerdən çox uzaqdır və atmosferə aid deyil." Fars astronomu əl-Biruni (973–1048) Süd Yolu qalaktikasının "dumanlı ulduzların təbiətinin saysız-hesabsız fraqmentləri toplusu" olduğu fikrini irəli sürürdü. Əndəlüs astronomu İbn Bəccə Süd Yolunun demək olar ki, bir-birinə toxunan çoxlu ulduzdan meydana gəldiyini və sublunar materialın səbəb olduğu sınma effektinə görə davamlı bir görüntü şəklində göründüyünü irəli sürürdü. Müşahidələrini sübut etmək üçün dəlil olaraq Yupiter və Marsın gecə səmasında birləşməsinə istinad edirdi. Bu hadisə obyektlər bir-birinə yaxın olduqda baş verir. Suriya əsilli İbn Qayyim Süd Yolunun "sabit ulduzlar sferasında bir yerə yığılmış saysız-hesabsız kiçik ulduzlar" olduğunu hesab edirdi.

Süd Yolunun çoxlu sayda ulduzlardan ibarət olmasını 1610-cu ildə Qalileo Qaliley faktiki olaraq sübut etdi, o, teleskopdan istifadə edərək müşahidələri ilə Süd Yolunun çoxlu sayda xəfif ulduzlardan təşkil olunduğunu aşkarladı. 1750-ci ildə İngilis astronom Tomas Rayt özünün "Kainatın yeni Hipotezləri və ya Orginal Nəzəriyyə" əsərində fərziyyə irəli sürürdü ki, qalaktika böyük miqyaslarda Günəş sisteminin oxşarı olan və cazibə qüvvəsi tərəfindən bir yerdə tutulan çoxlu sayda ulduzların fırlanan cismi ola bilər. Yaranan ulduzlar diski bizim perspektivimizdən, diskin içindən, səmada zolaq kimi görünür.İmmanuel Kant 1755-ci ildə traktatında Raytın Süd Yolunun strukturu barədə olan ideyalarını yenidən işlədi.

Süd Yolunun formasının və Günəşin mövqeyinin təsvirinin müəyyən edilməsindəki ilk cəhd ilk dəfə Vilyam Herşel tərəfindən 1785-ci ildə həyata keçirildi. O, səmanın müxtəlif bölgələrindəki ulduzların miqdarını böyük dəqiqliklə sayaraq Günəş sisteminin mərkəzə yaxın olduğu qalaktikanın formasının diaqramını hazırladı. Kapteyn daha dəqiq yanaşma sərgiləyərək 1920-ci ildə Günəşin mərkəzə yaxın olduğu balaca ellipsoid qalaktikanın şəklini əldə etdi (diametri — 15 kiloparsek). kürəvi ulduz topalarının kataloqlaşdırılmasına əsaslanaraq fərqli bir üsul istifadə etdi. O, tamami ilə radikal dərəcədə fərqli şəkil əldə etdi: diametri təxminən 70 kiloparsek olan düz disk və Günəş mərkəzdən uzaq idi. Hər iki analiz də qalaktika müstəvisində mövcud olan tərəfindən işığın udulmasını nəzərə almamışdı, ancaq Robert Trampler bu effekti 1930-cu ildə açıq ulduz topalarını öyrənərək ölçdükdən sonra bizim qalaktikanın, Süd Yolunun, müasir şəkli əldə olundu.

Süd Yolunun xaricində Andromeda qalaktikası, , Kiçik Magellan Dumanlığı və Triangulum qalaktikası da daxil olmaqla bir neçə qalaktika qaranlıq gecədə çılpaq gözlə görünür. Andromeda qalaktikasının ən erkən qeydə alınmış identifikasiyasını 10-cu əsrdə Fars astronomu əl-Sufi etmişdi. Sufi onu "kiçik bulud" olaraq təsvir etmişdi. Tədqiqatlarını Hərəkətsiz Ulduzlar Kitabında yayımlayan əl-Süfi Böyük Magellan Dumanlığından da bəhs etmişdi, hansı ki, Yəməndən görünüb, yaşadığı şəhər olan İsfahandan görünmədiyinə görə onu "cənub ərəblərin əl-Bəkri" olaraq adlandırırdı. Böyük Magellan Dumanlığını avropalılar 16-cı əsrdə Magellanın səyahətinə qədər görə bilməmişdilər.Andromeda qalaktikası sonralar müstəqil olaraq Simon Marius tərəfindən 1612-ci ildə qeydə alındı. 1734-cü ildə Emmanuel Svedenborq Principia adlı traktatında yazırdı: bizim qalaktikadan başqa qalaktikalar ola bilər, hansı ki, onlar qalaktika topalarının daxilindədirlər və kainatın kiçik bir hissəsidirlər. Bu görüşlər "kosmos barədə olan müasir görüşlərə diqqətəlayiq dərəcədə yaxındır." 1745-ci ildə Pyer Lui Mopertyui "dumanlıq bənzəri obyektlərin ulduzlarının istehsal etdikləri parıltıdan daha güclü parıltı yaymaları, parlaq ləkələrin daha çox kütləli olduqları və fırlanma səbəbindən düzləşməsi də daxil olmaqla unikal xüsusiyyətlərə sahib ulduz toplusu olduqları" fərziyyəsini irəli sürdü. 1750-ci ildə özünün "Kainatın yeni Hipotezləri və ya Orginal Nəzəriyyə" əsərində "Süd Yolu ulduzların düzləşdirilmiş diskidir və ola bilər ki, gecə səmada görünən bəzi dumanlıqlar başqa Süd Yollarıdır" fərziyyəsini irəli sürdü.

18-ci əsrin sonlarına yaxın Çarlz Messier bulanıq görünüşə sahib 109 ən parlaq göy cisimindən ibarət bir kataloq tərtib etdi. Ondan sonra daha böyük kataloqu, hansı ki, 5000 ədəd dumanlıqdan ibarət idi, Vilyam Herşel tərtib etdi. 1845-ci ildə elliptik və spiral dumanlıqları ayırd etməyə imkan yaradan yeni bir teleskop qurraşdırdı. O, həmçinin bu dumanlıqlarda fərdi nöqtəvi bölgələri müəyyən etməyi bacardı, beləliklə, o, Kantın fərziyyəsini gücləndirdi.

1912-ci ildə tərkibini müəyyənləşdirmək üçün ən parlaq spiral dumanlıqların spektroqrafik tədqiqatlarını həyata keçirdi. Slayfer spiral dumanlıqların yüksək Doppler yerdəyişməsinə sahib olduqlarını kəşf etdi, bu da onu göstərirdi ki, dumanlıqlar Süd Yolunun cazibə qüvvəsindən qaçmaq üçün lazım olduğundan daha sürətli hərəkət edirdilər. O, dumanlıqların əksəriyyətinin bizdən uzaqlaşdığını aşkar etdi.

1917-ci ildə Herber Kartis Böyük Andromeda Dumanlığında S Andromedae ifrat yeni ulduzu kəşf etdi. Fotoqrafik qeydlərdə axtarış edərək daha 11 yeni nova aşkarladı. Bu novalar bizim qalaktikada baş verənlərdən orta hesabla 10 görünən ulduz ölçüsü qədər daha xəfif idi. Nəticədə, o, məsafənin 150.000 parsek olduğunu təxmin etdi. O, spiral dumanlıqların əslində müstəqil qalaktikalar olduğunu irəli sürən "ada kainatlar" fərziyyəsinin tərəfdarı oldu.

1920-ci ildə Harlou Şepli və Herber Kartis arasında Süd Yolunun, spiral dumanlıqların təbiəti və kainatın ölçüləri ilə bağlı debat baş tutmuşdu. Böyük Andromeda Dumanlığının xarici qalaktika olması iddiasını dəstəkləmək üçün Kartis qaranlıq zolaqların görünüşünün Süd Yolundaki toz buludlarına bənzədiyini və həmçinin əhəmiyyətli Doppler yerdəyişməsini qeyd etdi.

1922-ci ildə estoniyalı astronom Andromeda Dumanlığının həqiqətən uzaq qalaktik obyekt olması nəzəriyyəsini dəstəkləyən məsafə təyini verdi.

Edvin Habbl Vilson dağındaki 100 inçlik (250 sm) teleskopdan istifadə edərək bəzi spiral dumanlıqların xarici hissələrini individual ulduzların toplusu şəklində görə bildi, həmçinin bir neçə dəyişkən Çefeid aşkarladı və beləliklə, bu, ona dumanlıqlara qədər olan məsafənin müəyyən edilməsinə imkan yaratdı: onlar Süd Yolunun bir hissəsi ola bilməyəcək qədər çox uzaqda idilər. 1936-cı ildə Habbl bu günə qədər istifadə olunan hazırladı.

1944-cü ildə 21 sm dalğa uzunluğunda olan mikrodalğalı radiasiyanın ulduzlararası atomik hidrogen qazından təsbit ediləcəyini proqnozlaşdırdı: bu radiasiya 1951-ci ildə müşahidə edildi. Bu radiasiya toz absorbasiyasından təsirlənmir və onun Doppler yerdəyişməsindən istifadə etməklə qalaktikamızdakı qazın trayektoriyasını müəyyən etmək mümkündür. Bu müşahidələr qalaktikamızın mərkəzində fırlanan budaq satrukturu hipotezinin yaranmasına səbəb oldu. Təkmilləşdirilmiş radio teleskopları ilə hidrogen qazının izlərinin digər qalaktikalarda da təyin edilməsi mümükündür. 1970-ci ildə müşahidə olunan qalaktik fırlanma sürəti ilə görünən ulduzların və qazın kütləsi ilə proqnozlaşdırılan sürət arasında uyğunsuzluq aşkar etdi. Qalaktika fırlanma problemi çoxlu miqdarda görünməz mövcudluğu ilə izah edilir.

1990-cı illərin əvvəllərində Habbl Kosmik Teleskopu təkmilləşdirilmiş müşahidələrə başladı. Habbl teleskopu vasitəsilə əldə edilən göstəricilərə əsaslanaraq ortaya çıxdı ki, qalaktikamızdaki itkin sadəcə xəfif və kiçik ulduzlardan ibarət ola bilməz. "Habbl Dərin Mənzərə"si müşahidə olunan kainatda təqribən 125 milyard (1,25×10¹¹) qalaktikanın olduğunu sübut etdi. İnsanlar tərəfindən görünməyən spektrləri aşkarlamaq üçün təkmilləşdirilmiş texnologiya (radio teleskopları, infraqırmızı kameralar və rentgen teleskopları) Habbl teleskopu tərəfindən aşkar edilməyən digər qalaktikaların aşkarlanmasına imkan yaratdı. Xüsusilə, Qaçınma zonasında aparılan qalaktik müşahidələr bir sıra yeni qalaktikaları aşkar etdi. 2016-cı ildə Habbl Kosmik Teleskopu tərəfindən 20 il ərzində toplanan görüntülərin 3D modelləşdirilməsindən istifadə edərək Nottinqem Universitetinin professoru Kristofer Konselisin rəhbərliyini etdiyi, "The Astrophysical Journal"da dərc edilmiş bir tədqiqat görə, müşahidə olunan kainatda iki trilyondan (2×10¹²) çox qalaktika var.

  Əsas məqalə:

Qalaktikalar üç əsas tipə bölünür: elliptik, spiral və qeyri-müntəzəm. Qalaktika tiplərinin görünüşünə əsaslanaraq bir az daha geniş təsviri Habbl ardıcıllığı ilə verilir. Habbl ardıcıllığı tamamilə vizual morfoloji tipə (forma) əsaslandığından, ulduzyaradan qalaktikalarda ulduzun formalaşma sürəti və fəal nüvəli qalaktikaların nüvəsindəki fəallıq kimi qalaktikaların müəyyən vacib xüsusiyyətlərini nəzərdən qaçıra bilər.

  Əsas məqalə:

Habbl təsnifat sistemi elliptik qalaktikaları E0-dən başlayaraq sferik, E7-ə qədər yüksək uzanan elliptikliyə görə qiymətləndirir. Bu qalaktikalar ellipsoid profilə malikdir, bu da onlara baxış bucağından asılı olmayaraq elliptik görünüş verir. Görünüşləri az struktur göstərir və nisbətən az ulduzlararası maddəyə sahibdirlər. Nəticə etibarı ilə, bu qalaktikalar açıq ulduz topalarının az hissəsinə sahibdir və yeni ulduz formalaşmasının azaldılmış dərəcəsi ilə xarakterizə olunur. Bunun əvəzinə, bu qalaktikalarda ümumi cazibə mərkəzi ətrafında təsadüfi istiqamətlərdə fırlanan daha yaşlı, daha çox inkişaf etmiş ulduzlar üstünlük təşkil edir. Bu ulduzların tərkibində az miqdarda ağır element olur, çünki ulduz formalaşması ilkin partlayışdan sonra dayanır. Bu mənada onlar daha kiçik kürəvi ulduz topaları ilə müəyyən oxşarlığa malikdirlər.

Ən böyük qalaktikalar nəhəng elliptiklərdir. Müasir görüşlərə əsasən, bir çox elliptik qalaktika qalaktikaların birləşmə və toqquşmasına səbəbiyyət verən qalaktikaların qarşılıqlı təsiri nəticəsində formalaşır. Onlar çox böyük ölçüdə böyüyə bilirlər (məsələn, spiral qalaktikalarla müqayisədə). Nəhəng elliptik qalaktikalar çox vaxt böyük qalaktika topalarının nüvəsinin yaxınlığında olur.

Qabıq qalaktikası qalaktikanın haləsində ulduzların konsentrik qabıqlarda yerləşdiyi elliptik qalaktika tipidir. təxminən onda bir hissəsi spiral qalaktikalarda əvvəllər müşahidə olunmayan qabığa bənzər quruluşa malikdir. Qabığa bənzər quruluşların daha böyük qalaktikanın daha kiçik yoldaş qalaktikanı udduğu zaman inkişaf etdiyi düşünülür. İki qalaktika mərkəzi bir-birinə yaxınlaşdıqca mərkəzlər bir mərkəz nöqtəsi ətrafında rəqs etməyə başlayır. Rəqs ulduzların qabıqlarını formalaşdıran cazibə dalğalanmaları yaradır (su üzərindəki dalğalanmalar kimi). Məsələn, NGC 3923 qalaktikasında iyirmidən çox qabıq var.

  Əsas məqalələr: və

Spiral qalaktikalar spiral fırlancağa bənzəyir. Baxmayaraq ki, bu cür qalaktikalarda yerləşən ulduzlar və digər görünən materiya, əsasən, müstəvidə yerləşir, spiral qalaktikalardakı kütlənin əksəriyyəti görünən komponentdən kənara çıxan təxminən sferik halosunda olur.

Spiral qalaktikalar yaşlı ulduzların mərkəzi qabarıqlığı ilə birlikdə ulduzların fırlanan diskindən və ulduzlararası mühitdən ibarətdir. Qabarıqlıqdan kənara uzanan qollar nisbətən parlaqdır. Habbl təsnifat sxemində spiral qalaktikalar S tipində verilmişdir, hansı ki, bu hərfin ardından spiral qolların sıxlıq dərəcəsini və mərkəzi qabarıqlığın ölçüsünü göstərən hərflər (a, b və ya c) gəlir. Sa qalaktikası dar spirallara, sıx sarılmış qollara və nisbətən böyük nüvəli bölgəyə sahibdir. Sc qalaktikaları kiçik nüvə bölgəsinə və açıq çoxsaylı spiral qollara malikdir. Yaxşı təyin olunmamış qalaktikalara bəzən "flokulent spiral qalaktika" deyilir; bunun əksinə olaraq, "böyük dizayn spiral qalaktika" görkəmli və yaxşı təyin olunmuş spiral qollara sahibdir. Bəzi spiral qalaktikalar qalın və iri qabarıqlığa sahibdir, bəziləri isə düz diskə, incə və yoğun qabarıqlığa sahibdir, hansı ki, bu cür qalaktikalar daha sürətli fırlanır.

Spiral qalaktikalarda spiral qollar təxminən loqaritmik spiral şəklinə malikdir. Ulduzlar kimi spiral qollar da mərkəz ətrafında fırlanır, ancaq sabit bucaq sürəti ilə. Spiral qolların yüksək sıxlıqlı maddənin sahələri və ya "sıxlıq dalğaları" olduğu düşünülür.Ulduzlar qollardan keçərək hərəkət etdiyindən, hər ulduz sisteminin sürəti yüksək sıxlıq bölgəsinin cazibə qüvvəsinin təsiri altında dəyişir (Ulduzlar qolun digər tərəfinə keçdikdən sonra sürət normala qayıdır). Bu effekt hərəkət edən maşınlarla dolu magistral yolda hərəkətin yavaşlama "dalğasına" bənzəyir. Bu qollar görünür, çünki yüksək sıxlıq ulduz formalaşması proseslərini asanlaşdırır və buna görə də bu bölgələrdə çoxlu sayda parlaq və gənc ulduzlar var.

Süd Yolu qalaktikamız da daxil olmaqla spiral qalaktikaların əksəriyyəti xətti, budaq formalı ulduz qrupuna sahibdir, hansı ki, nüvənin hər iki tərəfindən xaricə doğru uzanır, sonra isə spiral qol strukturuna birləşir. Habbl təsnifat sxemində bunlar SB ilə təyin olunur, sonra spiral qolların formasını göstərən bu ifadəyə bitişik hərflər (a, b və ya c) gəlir. Budaqların nüvədən xaricə doğru sıx dalğa şüalanması və ya digər qalaktika ilə cazibə qarşılıqlı təsiri nəticəsində meydana gələn müvəqqəti quruluş olduğu düşünülür. Ehtimal ki, qollar boyunca nüvəyə axan qazın nəticəsində bir çox budaqlı qalaktika aktivdir.

Süd Yolu qalaktikası böyük disk formasında olan budaqlı spiral qalaktikadır. Onun diametri 30 kiloparsek, qalınlığı isə 1 kiloparsekdir. Tərkibində təxminən 200 milyard (2×10¹¹) ulduz var və kütləsi 600 milyard Günəş kütləsinə bərabərdir.

İfrat parlaq spiral qalaktikaların diametrləri 437.000 işıq ilindən çoxdur (müqayisə üçün, Süd Yolunun diametri 100.000 işıq ilidir) və kütlələri 340 milyard günəş kütləsinə bərabərdir. Bu qalaktikalar xeyli miqdarda ultrabənövşəyi və orta miqdarda infraqırmızı işıq istehsal edir. Bu qalaktikaların ulduz formalaşdırma dərəcəsinin çox olduğu düşünülür, təxmini olaraq Süd Yolunun ulduz formalaşdırma dərəcəsindən 30 dəfə çoxdur.

• Pekulyar qalaktikalar digər qalaktikalar ilə qravitasiya qarşılıqlı təsirin nəticəsində qeyri-adi xüsusiyyətlər inkişaf etdirən qalaktik formasiyalardır.
  • ulduzlardan ibarət halqa bənzəri struktura və çılpaq nüvəni əhatə edən ulduzlararası mühitə sahibdir. Halqavari qalaktikanın nisbətən daha kiçik bir qalaktikanın spiral qalaktikanın nüvəsindən keçdiyi vaxt formalaşdığı düşünülür. Ehtimal ki, belə bir hadisə Andromeda qalaktikasına təsir göstərib, çünki infraqırmızı diapazonda multi-halqavari struktura sahibdir.
• həm elliptik, həm də spiral qalaktikaların xüsusiyyətlərinə sahib ara formadır. Habbl təsnifatında bu qalaktikaların tipi S0 olaraq göstərilir (Budaqlı linzavari qalaktikalar isə SB0 tipində göstərilir).
• asanlıqla elliptik və ya spiral olaraq təsnifləşdirmələri qeyri-mümkün olan qalaktikalardır.
  • Irr-I qalaktikaları müəyyən bir quruluşa sahibdir, lakin Habbl təsnifat sxemi ilə tamamilə uyğunluq göstərmir.
  • Irr-II qalaktikaları Habbl təsnifatına bənzəyən har hansı struktura sahib deyil və ola bilsin, dağılmışdır. Qeyri-müntəzəm qalaktikaların yaxınlıqdakı nümunələrinə Magellan buludları aiddir.
• xeyli dərəcədə aşağı sıxlıqlı qalaktikadır. Bu qalaktikalar Süd Yolu ilə eyni ölçüdə ola bilər, ancaq görünən ulduz sayı Süd Yolunun görünən ulduz sayının yüzdə birinə bərabərdir. Parlaqlığın olmaması ulduz formalaşdıran qazın olmamasından qaynaqlanır, bu da yaşlı ulduz populasiyalarına səbəbiyyət verir.

Böyük elliptik və spiral qalaktikaların üstünlük təşkil etməsinə baxmayaraq, əksər qalaktikalar . Bu qalaktikalar digər qalaktik formasiyalarla müqayisədə nisbətən kiçikdir, Süd Yolunun yüzdə bir hissəsinə bərabərdir və tərkiblərində bir neçə milyard ulduz vardır. Son vaxtlarda cəmi 100 parsek diametr genişliyində olan ultra kompakt cırtdan qalaktikalar aşkar edilmişdir.

Bir çox cırtdan qalaktika daha böyük bir qalaktikanın ətrafında dövr edir; Süd Yolu ən azı 12 ədəd belə peykə sahibdir və təxmini olaraq 300–500 ədədi hələ kəşf edilməyib. Cırtdan qalaktikalar da elliptik, spiral və ya qeyri-müntəzəm olaraq təsnif edilə bilər.

Süd Yolunun 27 qonşu qalaktikası üzərində həyata keçirilən tədqiqatlara əsasən, bütün cırtdan qalaktikaların tərkibində minlərlə və ya milyonlarla ulduz olmasından aslı olmayaraq, mərkəzi kütləsi 10 milyon günəş kütləsinə bərabərdir. Bu isə belə bir fərziyyənin yaranmasına səbəbiyyət verdi: qalaktikaların formalaşmasında böyük rol oynayır və ola bilsin, minimum ölçü daha kiçik miqyasda qravitasiya vasitəsilə birləşmə qabiliyyətinə sahib olmayan isti qaranlıq materiyanın formasını göstərir.

Qalaktikalar arasındakı qarşılıqlı təsir nisbətən tez-tez olur və qalaktik təkamüldə mühüm rol oynayır. Qalaktikalar bir-birindən yaxın keçişlər edərkən qravitasiya qarşılıqlı təsiri onların deformasiyasına və bir-biriləri ilə qaz, toz mübadiləsi etməsinə səbəbiyyət verir. Toqquşmalar o vaxt baş verir ki, iki qalaktika birbaşa bir-birilərinin içindən keçir və birləşməmələri üçün kifayət qədər nisbi impulsa sahibdirlər. Qarşılıqlı təsirdə olan qalaktikaların ulduzları adətən toqquşmurlar, ancaq iki formadaki qaz və toz bir-biriləri ilə qarşılıqlı təsirə keçərək bəzən ulduz formalaşmasına səbəbiyyət verir. Toqquşmalar qalaktikaların formasını ciddi şəkildə pozaraq, budaqlar, halqalar və ya quyruq bənzəri strukturlar yarada bilir.

Toqquşmaların ifrat formasında qalaktikaların birləşməsi baş verir. Bu vəziyyətdə qalaktikaların nisbi impulsu onların bir-birinin içindən keçmələrinə imkan verə bilməyəcək qədər az olur. Bunun əvəzinə, onlar tədricən birləşərək vahid və daha böyük qalaktika formalaşdırırlar. Birləşmələr orijinal qalaktikalarla müqayisədə morfologiyada əhəmiyyətli dəyişikliklərlə nəticələnə bilir. Birləşmə zamanı bir qalaktika digərindən daha çox kütləlidirsə, nəticə kannibalizm adlanır.

Daha kütləli böyük qalaktika birləşmə nəticəsində deformasiyaya məruz qalmır, kiçik qalaktika isə parçalanır. Hazırda Sagittarius Cırtdan Elliptik qalaktikası və Kanis Major Cırtdan qalaktikası Süd Yolu tərəfindən kannibalizasiya edilir.

Ulduzlar qalaktikalardakı nəhəng molekulyar buludlarda formalaşan soyuq qaz rezevrlərində yaranır. Müşahidələr göstərdi ki, bəzi qalaktikalarda ulduzlar yüksək templə formalaşır. Bu qalaktikalar yüksək tempdə ulduzyaradan qalaktikalar adlanır. Əgər onlar bu templə ulduz yaratmağa davam etsələr, onda qaz ehtiyatlarını qalaktikanın ömründən az olan bir müddət ərzində istehlak edərdilər. Belə ki, ulduzyaratma aktivliyi 10 milyon il dəvam edir; qalaktika tarixində nisbətən qısa perioddur. Ulduzyaradan qalaktikalar kainatın ilkin vaxtlarında daha çox yayılmışdı və hazırda, hələ də ümumi ulduz istehsal tempinə təxminən 15 %-lik töhfə verirlər.

Ulduzyaradan qalaktikalar qazın tozlu konsentrasiyası və ətrafdakı buludları ionlaşdıraraq H II bölgələri yaradan kütləli ulduzlar da daxil olmaqla yeni formalaşmış ulduzların görünüşü ilə xarakterizə olunur. Bu kütləli ulduzlar supernova partlayışları yaradır və bunun nəticəsində də ətrafdaki qazla güclü qarşılıqlı təsirə keçən genişlənən qalıqlar yaranır. Bu partlayışlar bütün qazlı bölgəyə yayılan ulduz formalaşmalarının zəncirvari reaksiyalarına səbəb olur. Yalnız əlçatan qaz təxminən istehlak edildikdə və ya dağıldıqda, ulduzyaratma fəaliyyəti sona çatır.

Ulduzyaradan qalaktikalar bəzən birləşən və ya qarşılıqlı təsirə girən qalaktikalarla əlaqələndirilir. Ulduzyaratma qarşılıqlı təsirinin belə bir prototip nümunəsi daha böyük qalaktik olan M82 ilə yaxın toqquşma keçirmiş M81-dir. Qeyri-müntəzəm qalaktikalar tez-tez ulduzyaratma aktivliklərinin aralıq düyünlərini nümayiş etdirir.

  Əsas məqalə: Fəal nüvəli qalaktikalar

Müşahidə olunan qalaktikalarda fəal qalaktik nüvə varsa, onlar aktiv qalaktikalar kimi təsnif edilir. Qalaktikadan buraxılan ümumi enerjinin əhəmiyyətli bir hissəsi ulduzlar, toz və ulduzlararası mühit əvəzinə fəal qalaktik nüvədən yayılır.

Qalaktikanın fəal nüvəsinin standart modeli qalaktikanın nüvə bölgəsindəki ifrat kütləli qara dəliyin ətrafında formalaşan yığılma diskinə əsaslanır. Qalaktikanın fəal nüvəsindən şüalanma diskdən qara dəliyə doğru düşən maddənin cazibə enerjisi ilə alınır. Bu qalaktikaların təxminən 10 %-i diametrik şəkildə bir-birinə əks enerqetik axın cütü qalaktika nüvəsindən işıq sürətinə yaxın sürətlərdə hissəciklər qovub çıxarır. Bu axınların istehsal mexanizmi tam məlum deyil.

• Parlaqlığından asılı olaraq təsnif edilən və ya kvazarlar rentgen şüaları şəklində yüksək enerjili radiasiya yayan fəal qalaktikalardır.

Hesab edilir ki, Blazarlar Yerə istiqamətlənmiş relyativistik axına sahib fəal qalaktikadır. Radioqalaktika relyativistik axınlardan radio tezliyi yayır. Bu tip fəal qalaktikaların vahid modeli müşahidəçinin baxış bucağına əsaslanaraq onların fərqlərini izah edir.

Aşağı ionlaşma nüvə emissiya xətti bölgələrinin (ing. low-ionization nuclear emission-line regions) fəal qalaktik nüvə ilə əlaqəli olması mümükündür. LINER tipli qalaktikalardan gələn emissiya zəif ionlaşmış elementlər tərəfindən idarə olunur. Zəif ionlaşmış xətlərin həyəcanlaşma mənbələrinə post-AGB ulduzları, AGN və zərbələr daxildir. Yaxınlıqdakı qalaktikaların təxminən üçdə biri LINER nüvələrini ehtiva edir.

  Əsas məqalə:

Seyfert qalaktikaları kvazarlarla birlikdə fəal qalaktikaların ən böyük iki qrupundan biridir. Onların çox yüksək səthi parlaqlıqları olan kvazara bənzər nüvələri (çox parlaq, uzaq və parlaq elektromaqnit şüalanma mənbələri) var, lakin kvazarlardan fərqli olaraq, onların içində olduqları qalaktikalar aydın şəkildə təyin ediləndir. Seyfert qalaktikaları bütün qalaktikaların təxminən 10 % -ni təşkil edir. Görünən işıqda Seyfert qalaktikalarının əksəriyyəti normal spiral qalaktikalara bənzəyir, lakin digər dalğa uzunluqlarında tədqiq edildikdə, nüvələrinin parlaqlığı Süd Yolunun ölçüsündə olan bütün qalaktikaların parlaqlığına bərabərdir.

  Əsas məqalə: Kvazar

Kvazarlar və ya kvazi-ulduz radio mənbələri aktiv qalaktik nüvələrin ən enerjili və uzaq üzvləridir. Kvazarlar son dərəcə parlaqdır və ilk dəfə radio dalğaları və görünən işıq da daxil olmaqla, elektromaqnit enerjisinin yüksək qırmızı yerdəyişmə mənbəsi olaraq müəyyən edilmişdir. Onların parlaqlığı Süd Yolunun parlaqlığından 100 dəfə çox ola bilir.

Parlaq infraqırmızı qalaktikalar 10¹¹ L☉-dən yuxarı olan parlaqlıq göstəricisinə sahib qalaktikalardır. İnfraqırmızı qalaktikalar bütün digər dalğa uzunluqlarına nisbətən infraqırmızı dalğa uzunluğunda daha çox enerji yayır. Parlaq infraqırmızı qalaktikalar Günəşin parlaqlığından 100 milyard dəfə parlaqdır.

Qalaktikaların öz maqnit sahələri var. Onların maqnit sahələri dinamik əhəmiyyət kəsb edəcək qədər güclüdür: kütlə axınını qalaktikanın mərkəzinə istiqamətləndirirlər, spiral qolların formalaşmasını şəkilləndirirlər və qalaktikaların xarici bölgələrində qazın fırlanmasına təsir göstərə bilirlər. Maqnetik sahələr qaz buludlarının dağılması və beləliklə, yeni ulduzların formalaşması üçün tələb olunan impuls momentinin daşınmasını təmin edir.

Spiral qalaktikalar 10 μG (mikroQaus) və ya 1 nT (nanoTesla) tipik bərabər paylanma gücünə sahibdir. Müqayisə üçün, Yerin maqnit sahəsinin orta gücü təxminən 0,3 G (Qaus və ya 30 μT (mikroTesla) təşkil edir. Süd Yolunun qonşuları olan M 31 və M 33 kimi radio-zəif qalaktikalar daha zəif sahələrə (təxminən 5 μG), M 51, M 83 və NGC 6946 kimi yüksək nisbətdə ulduz formalaşdıran qazla zəngin qalaktikalar isə orta hesabla 15 μG-a malikdirlər. Nəzərəçarpan spiral qollarda, soyuq qaz və tozun da cəmləşdiyi bölgələrdə, sahə gücü 25 μG-a qədər ola bilir. Ən güclü ümumi bərabər paylanma sahələri (50–100 μG) ulduzyaradan qalaktikalarda, məsələn, M 82 və Antena qalaktikalarında və ulduzyaradan qalaktikaların nüvə bölgələrində, məsələn NGC 1097 qalaktikasının və digər budaqlı qalaktikaların mərkəzində aşkar edilmişdir.

  Əsas məqalə:

Qalaktikaların formalaşması və təkamülü astrofizikanın aktiv tədqiqat sahəsidir.

Erkən kainatın mövcud kosmoloji modelləri Böyük partlayış nəzəriyyəsinə əsaslanır. Böyük partlayışdan təxminən 300.000 il sonra hidrogen və helium atomları formalaşmağa başladı. Təxminən bütün hidrogenlər neytral (ionlaşmayan) idi və asanlıqla işığı udurdu. Bu vaxt ulduzlar hələ formalaşmamışdı. Nəticə etibari ilə bu dövr "qaranlıq dövrlər" adlandırıldı. Bu, ilkin maddənin sıxlığının dalğalanmasından (və ya anizotrop pozuntularından) nisbətən daha böyük strukturlar formalaşmağa başladı. Nəticədə, bariyonik maddələrinin kütlələri soyuq qaranlıq maddə halolarında kondensasiya olunmağa başladı. Bu ibtidai strukturlar sonda bu gün gördüyümüz qalaktikalara çevriləcəkdi.

Qalaktikaların ilkin ortaya çıxmasına dair dəlil 2006-cı ildə tapıldı; IOK-1 qalaktikası qeyri-adi dərəcədə yüksək qırmızı yerdəyişmə göstəricisinə sahib idi, hansı ki, bu, qalaktikanın Böyük partlayışdan 750 milyon il sonra yarandığını və bu günə qədər gördüyümüz ən uzaq və ilkin qalaktika olduğunu göstərirdi. Bəzi alimlər digər obyektlərin (məsələn, ) daha yüksək qırmızı yerdəyişməyə sahib olduğunu iddia etsələr də (nəticə etibari ilə, kainatın təkamülünün daha erkən mərhələsində ortaya çıxmışdı), IOK-1 qalaktikasının yaşı və tərkibi daha əsaslı şəkildə isbatlanıb. 2012-ci ilin dekabr ayında astronomlar qalaktikasının ən uzaq obyekt olduğunu açıqladılar, hansı ki, həmin qalaktika 11,9 qırmızı yerdəyişmə göstəricisinə sahib idi. Hesablamalara əsasən, bu qalaktika Böyük partlayışdan təxminən 380 milyon il sonra meydana gəlib və Yerdən 13,42 milyard işıq ili uzaqlıqdadır. Bu cür erkən protoqalaktikaların mövcudluğu onların "qaranlıq çağlar" adlandırılan dövrdə böyüdüklərini göstərir. 2015-ci ilin 5 may tarixindən etibarən EGS-zs8–1 qalaktikası Böyük partlayışdan 670 milyon il sonra meydana gəlmiş ən uzaq və ən erkən qalaktikadır. EGS-zs8–1 qalaktikasından gələn işıq Yerə 13 milyard ilə çatmışdır və 13 milyard il ərzində kainatın genişlənməsi səbəbindən indi həmin qalaktika 30 milyard işıq ili uzaqdadır.

Erkən qalaktikaların formalaşdığı detallı proses astrofizikada açıq mövzudur. Bununla bağlı nəzəriyyələri iki kateqoriyaya bölmək olar: yuxarı-aşağı və alt-yuxarı. Yuxarı aşağı nəzəriyyələrə görə, protoqalaktikalar təxminən yüz milyon il davam edən genişmiqyaslı sinxron çöküşdə meydana gəldi. Alt-yuxarı nəzəriyyələrə görə isə, ilk növbədə kürəvi ulduz topaları kimi kiçik strukturlar meydana gəlmiş və sonra bu cür cisimlərin müəyyən miqdarı bir yerə yığılaraq qalaktikaları meydana gətirmişdir. Protoqalaktiakalar formalaşmağa və sıxışmağa başladıqda, onların daxilində ilk halo ulduzlar (III Populyasiya ulduzları) meydana çıxdı. Onlar demək olar ki, tamamilə hidrogen və heliumdan ibarət idi və mümkün ki, daha çox kütləli idilər. Belə olsaydı, bu nəhəng ulduzlar tez bir zamanda yanacaq tədarükünü tükədərək ifrat yeni ulduz olub nəticədə ağır elementlərini ulduzlararası mühitə buraxardılar. Bu ilk ulduz nəsli ətrafdakı neytral hidrogenləri yenidən ionlaşdırdı və işığın asanlıqla səyahət edə biləcəyi genişlənən fəza qabarcıqlarını yaratdı.

2015-ci ilin iyun ayında astronomlar z = 6,60 səviyyəsində Cosmos Redshift 7 qalaktikasında III Populyasiya ulduzlarının sübutlarını tapdıqlarını bildirdilər. Ehtimal ki, bu cür ulduzlar kainatın erkən vaxtlarında mövcud olmuşlar və planetlərin və həyatın formalaşması üçün lazım olan hidrogendən daha ağır kimyəvi elementlərin istehsalına başlamışlar.

Bir qalaktikanın formalaşmasından bir milyard il ərzində əsas strukturlar ortaya çıxmağa başlayır: kürəvi ulduz topaları, mərkəzi ifrat kütləli qara dəlik və metal baxımından yoxsul II Populyasiya ulduzlarının qalaktik qabarıqlığı formalaşır. İfrat kütləli qara dəliyin formalaşması qalaktikanın böyüməsinin aktiv şəkildə tənzimlənməsində əsas rol oynayır. Bu erkən dövr ərzində qalaktikalar ulduzyaratma prosesinin əsas mərhələsini yaşayır.

Sonrakı iki milyard il ərzində yığılmış maddə qalaktik diskə yerləşir. Qalaktika ömrü boyunca yüksək sürətə malik buludlardan və cırtdan qalaktikalardan maddə absorbasiya etməyə dəvam edəcək. Bu maddə əsasən hidrogen və heliumdur. Ulduz doğum və ölüm dövrü ağır elementlərin bolluğunu yavaş-yavaş artırır və nəticədə, planetlərin meydana gəlməsinə imkan yaradır.

Qalaktikaların təkamülü qarşılıqlı təsirlərdən və toqquşmalardan əhəmiyyətli dərəcədə təsirlənə bilir. Qalaktikaların birləşməsi erkən dövrdə çox yayılmışdı və əksəriyyətinin özünəməxsus morfologiyası var idi. Ulduzlar arasındakı məsafələr nəzərə alındıqda, toqquşan qalaktikalarda ulduz sistemlərinin böyük əksəriyyəti təsirlənmir. Ancaq spiral qolları yaradan ulduzlararası qazın və tozun qravitasiya təsiri ulduzların uzun qatarını formalaşdırır. Bu formalaşmaların nümunələrini NGC 4676 qalaktikasında və ya Antena qalaktikalarında görmək mümkündür.

Süd Yolu qalaktikası və onun qonşusu Andromeda qalaktikası bir-birinə doğru təxminən 130 km/san sürətlə yaxınlaşır və — horizontal hərəkətə bağlı olaraq — 5–6 milyard ilə toqquşacaqlar. Baxmayaraq ki, Süd Yolu əvvəllər Andromeda qədər böyük bir qalaktika ilə toqquşmayıb, onun cırtdan qalaktikalarla keçmişdə toqquşmalarının sübutları artır.

Bu cür genişmiqyaslı qarşılıqlı təsirlər nadirdir. Vaxt keçdikcə bərabər ölçülü iki sistemin birləşməsi daha az olur. Əksər parlaq qalaktikalar son bir neçə milyard ildə fundamental olaraq dəyişməz qalmış və ulduzyaratma tempi öz pik nöqtəsinə təxminən 10 milyard il bundan əvvəl çatıb.

Süd Yolu kimi spiral qalaktikalar spiral qollarında ulduzlararası hidrogenin sıx molekulyar buludları olduğu müddətcə ulduzların yeni nəsillərini əmələ gətirirlər. Elliptik qalaktikalarda bu qaz olmadığından sadəcə bir neçə yeni ulduz əmələ gətirirlər. Ulduz yaradan materialın tədarükü məhduddur: ulduzlar mövcud hidrogen tədarükünü daha ağır elementlərə çevirdikdən sonra yeni ulduz meydana gəlməsi sona çatacaq.

Mövcud ulduz meydana gəlməsi dövrü yüz milyard ilədək davam edəcək, sonra "ulduz dövrü" nəhayət 10–100 trilyon ildən sonra başa çatacaq, çünki kainatdaki ən kiçik, ən uzun ömürlü ulduzlar, kiçik , sönəcək. "Ulduz dövrü"nün sonunda qalaktikalar kompakt cisimlərdən ibarət olacaq: , soyuq () və ya soyuyan ağ cırtdanlar, neytron ulduzları və qara dəliklər. Nəhayət, qravitasiya relaksasiyası nəticəsində bütün ulduzlar ya mərkəzi ifrat kütləli qara dəliklərə düşəcək və ya toqquşma nəticəsində qalaktikalararası boşluğa dağılacaq.

Səmanın dərin müşahidələrinə əsasən, qalaktikalara tez-tez qrup və topa halında rast gəlinir. Son bir milyard il ərzində başqa qalaktikalar ilə qarşılıqlı təsirdə olmayan tək qalaktikalar nisbətən azdır. Aşkar edilmişdir ki, araşdırılan qalaktikaların yalnız yüzdə beşi həqiqətən təcrid olunmuşdur. Lakin bu təcrid olunmuş formalaşmalar keçmişdə digər qalaktikalarla qarşılıqlı təsirə girmiş və hətta birləşmiş ola bilər. Təcrid olunmuş qalaktikalar ulduzları normaldan daha yüksək tempdə formalaşdıra bilir, çünki qazları yaxınlıqdakı digər qalaktikalar tərəfindən absorbasiya edilmir.

Daha böyük miqyasda kainat daim genişlənir, bu isə individual qalaktikalar arasındaki separasiyanın ortalama artımına səbəbiyyət verir. Qalaktika birliklərinin bu genişlənməni lokal miqyasda özlərinin qarşılıqlı qravitasiya cazibəsi vasitəsilə aşması mümkündür. Bu birləşmələr yığınları müvafiq qalaktikalarını bir yerə topladığı vaxt erkən kainatda formalaşdı. Sonra yaxınlıqdakı qruplar birləşdilər və genişmiqyaslı topalar yaratdılar. Davam edən bu birləşmə prosesi topalardaki qalaktikalararası qazı çox yüksək temperatura, 30–100 meqakelvinə çatana qədər istiləşdirir. Bir topadaki kütlənin təxminən 70–80 %-i qaranlıq maddə formasındadır, 10–30 %-i bu qızdırılmış qazdan ibarətdir və qalan bir neçə faizi qalaktikalar şəklindədir.

Əksər qalaktikalar bir sıra digər qalaktikalarla qravitasiya vasitəsilə bağlıdır. Bunlar yığılmış strukturların fraktal bənzəri iyerarxik paylanmasını formalaşdırır. Bu tip ən kiçik birləşmə qrup adlanır. Qalaktikalar qrupu qalaktikalar topasının ən çox yayılmış tipidir və bu formasiyalar kainatdakı qalaktikaların əksəriyyətini (eləcə də bariyonik kütləsinin çoxunu) ehtiva edir. Belə bir qrupa qravitasiya şəklində bağlı qalması üçün hər bir üzv qalaktikanın qaçmaması üçün kifayət qədər aşağı sürətə sahib olması lazımdır. Bununla birlikdə, kifayət qədər kinetik enerji olmadığı təqdirdə belə, qrup birləşmə yolu ilə daha az sayda qalaktikalara çevrilə bilər.

Qalaktika topaları cazibə qüvvəsi ilə bir-birinə bağlı yüzdən minə qədər qalaktikadan ibarətdir. Qalaktika topaları çox vaxt ən parlaq topa qalaktikası adlanan tək nəhəng elliptik qalaktika tərəfindən idarə olunur, hansı ki, vaxt ərzində qravitasiya təsiri ilə özünün peyk qalaktikalarını məhv edərək onların kütləsini özünə əlavə edir. topalarda, qruplarda və bəzən ayrı-ayrılıqda olan on minlərlə qalaktikanı özündə ehtiva edir. Super topa miqyasında qalaktikalar geniş boşluqları əhatə edən təbəqələr və liflər (filamentlər) halında düzülmüşdür. Bu miqyasın üstündə kainat bütün istiqamətlərdə eyni cür görünür (izotrop və bircins), baxmayaraq ki, bu anlayışı son illərdə bu miqyasdan çox olan genişmiqyaslı strukturların çoxsaylı tapıntıları şübhə altında qoymuşdur. Hal-hazırda bu günə qədər tapılmış kainatdaki ən böyük struktur "Hercules-Corona Borealis Böyük Divarı"dır və onun uzunluğu 10 milyard işıq ilidir (üç meqaparsek).

Süd Yolu qalaktikası təxminən bir meqaparsek diametri olan nisbətən kiçik qalaktika qrupu olan Lokal qrup adlı birliyin üzvüdür. Süd Yolu və Andromeda qalaktikası bu qrupdakı ən parlaq qalaktikalardır: digər üzv qalaktikaların çoxu bu iki qalaktikanın cırtdan yoldaşlarıdır. Lokal qrup, mərkəzində yerləşdiyi böyük və genişlənmiş qalaktika qrupları və topalarından ibarət bulud bənzəri strukturun hissəsidir. Virqo super topası isə nəhəng olan hissəsidir.

Əksər ulduzların pik radiasiyası görünən spektrdədir, buna görə də qalaktika əmələ gətirən ulduzların müşahidəsi əsas tərkib hissəsi olmuşdur. Həmçinin ionlaşmış müşahidə etmək və tozlu qolların paylanmasını araşdırmaq üçün spektrin əlverişli hissəsidir.

Ulduzlararası mühitdə olan toz görünən işığa qeyri-şəffafdır. Lakin nəhəng molekulyar buludların daxili bölgələrini və qalaktik nüvələri ətraflı şəkildə müşahidə etmək üçün istifadə edilən uzaq infraqırmızı üçün daha şəffafdır. İnfraqırmızı, həmçinin kainatın erkən vaxtlarında meydana gəlmiş uzaq, böyük qırmızı yerdəyişməyə sahib qalaktikaları müşahidə etmək üçün də istifadə olunur. Su buxarı və karbondioksid infraqırmızı spektrin bir sıra faydalı hissələrini absorbasiya edir, buna görə də yüksək hündürlük və ya kosmik teleskoplarından istifadə olunur.

Qalaktikaların, xüsusən də fəal qalaktikaların qeyri-vizual tədqiqatı radio tezliklərindən istifadə etməklə aparılmışdır. Yer atmosferi 5 MHz ilə 30 GHz arasındakı radiodalğalarına təxminən şəffafdır (ionosfer bu aralığın altındakı siqnalları bloklayır). Fəal nüvələrdən çıxan aktiv axınların xəritələndirilməsində böyük radio istifadə edilmişdir. kainatın erkən vaxtlarında mövcud olmuş və sonra qalaktikaları formalaşdırmış potensial olaraq ionlaşmamış madə də daxil olmaqla, neytral hidrogeni müşahidə etmək üçün də istifadə edilir.

və rentgen teleskopları yüksək enerjili qalaktik fenomenləri müşahidə etmək üçün istifadə edilir. Ultrabənövşəyi alovlanma uzaq qalaktikada bir ulduz qara dəlik tərəfindən parçalandığı vaxt müşahidə edilir. Qalaktika topalarında isti qazın paylanmasının xəritəsinin hazırlanmasında rentgen şüalarından istifadə edilir. Qalaktikaların nüvələrində ifrat kütləli qara dəliklərin mövcudluğu rentgen astronomiyası vasitəsilə təsdiqlənmişdir.

• . . May 3, 2000. 2009-01-09 tarixində . İstifadə tarixi: January 3, 2007.

İngiliscə

• ()
• on In Our Time at the BBC
• 2015-08-21 at the Wayback Machine