Galaksi sayfasının kaynağını görüntüle

'''Galaksi''' veya '''gökada''', [[kütleçekimi|kütle çekimi]] kuvvetiyle birbirine bağlı [[yıldız]]lar, [[yıldızlararası gaz]], toz ve [[Plazma (fizik)|plazma]]nın meydana getirdiği [[yıldızlararası madde]]<ref name="Brit_gal">{{Web kaynağı | url = http://www.britannica.com/EBchecked/topic/223818/galaxy | başlık = Galaxy | erişimtarihi = 25 Ocak 2010 | yayımcı = Encyclopædia Britannica | dil = İngilizce | arşivurl = https://web.archive.org/web/20150420004729/http://www.britannica.com/EBchecked/topic/223818/galaxy | arşivtarihi = 20 Nisan 2015 | ölüurl = hayır }}</ref> ve şimdilik pek anlaşılamamış [[karanlık madde]]den<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/aug/HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter.html | başlık = NASA Finds Direct Proof of Dark Matter | erişimtarihi = 12 Ocak 2010 | eşyazarlar = Roy S., Watzke M. | tarih = 21 Ağustos 2006 | ilk = E. | son = Hupp | arşivurl = https://web.archive.org/web/20150524072736/http://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/aug/HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter.html | arşivtarihi = 24 Mayıs 2015 | ölüurl = hayır }}</ref> oluşan maddesel bir sistemdir. Tipik galaksiler 10 milyon ([[cüce galaksi]])<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-12-00.html | başlık = Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy | erişimtarihi = 12 Ocak 2010 | yayımcı = European Southern Observatory | tarih = 3 Mayıs 2000 | yazarlink = http://www.eso.org/public/ | arşivurl = https://web.archive.org/web/20090109032310/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-12-00.html | arşivtarihi = 9 Ocak 2009 | ölüurl =evet}}</ref> ile bir trilyon (dev galaksi)<ref>"[http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/hst_spiral_m10.html Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120804/http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/hst_spiral_m10.html |tarih=4 Ağustos 2012 }}". NASA. 2006-02-28. 2007-01-03 tarihinde erişildi.</ref> arasındaki miktarlarda yıldız içerirler<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0018/ "Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy".] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20150714030450/http://www.eso.org/public/news/eso0018/ |tarih=14 Temmuz 2015 }} ESO. 2000-05-03. [http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-12-00.html. 2010-01-13 tarihinde erişilmiştir.]{{Ölü bağlantı|tarih=Nisan 2020 }}</ref><ref>[http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/hst_spiral_m10.html "Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View".] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120804/http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/hst_spiral_m10.html |tarih=4 Ağustos 2012 }} NASA. 2006-02-28.</ref> ve bir galaksinin içerdiği yıldızların hepsi o galaksinin [[kütle merkezi]]ni eksen alan [[yörünge]]lerde döner. Galaksiler uzayda tek yönlü hareket ederler, galaksilerin yörüngeleri yoktur. Galaksiler çeşitli [[Yıldız sistemi#.C3.87oklu y.C4.B1ld.C4.B1z sistemi|çoklu yıldız sistemlerini]], [[yıldız kümesi|yıldız kümelerini]] ve çeşitli [[nebula (astronomi)|nebulalar]]ı da içerebilirler.<ref name=Brit_gal/><ref name="Brit_milk">{{Web kaynağı | url = http://www.britannica.com/EBchecked/topic/382567/Milky-Way-Galaxy | başlık = Milky Way Galaxy | erişimtarihi = 25 Ocak 2010 | yayımcı = Encyclopædia Britannica | dil = İngilizce | arşivurl = https://web.archive.org/web/20150420062816/http://www.britannica.com/EBchecked/topic/382567/Milky-Way-Galaxy | arşivtarihi = 20 Nisan 2015 | ölüurl = hayır }}</ref> Çevresinde [[gezegen]]ler ve [[asteroit]]ler gibi çeşitli kozmik cisimler dönen [[Güneş]], [[Samanyolu|Samanyolu Galaksisi]]'ndeki [[yıldız]]lardan yalnızca biridir.[[Dosya:236084main MilkyWay-full-annotated tr.jpg|küçükresim|upright=1.64| Bir sanatçı tarafından hazırlanan Samanyolu Galaksisi. İki ana spiral kol çekirdekteki çubuk oluşumunun uçlarından çıkmaktadır. Güneş kollardan birinde yer almaktadır.]]

Tarihsel olarak galaksiler gözle görülen [[biçimsel galaksi sınıflaması|şekillerine göre sınıflanmışlardır]]. Bu sınıflamada sık karşılaşılan biçimlerden biri, ışık profili elips şekilli olan [[eliptik galaksi]]dir.<ref>Hoover, Aaron (2003-06-16). "[http://news.ufl.edu/2003/06/16/galaxies/ UF Astronomers: Universe Slightly Simpler Than Expected] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20110720083835/http://news.ufl.edu/2003/06/16/galaxies/ |tarih=20 Temmuz 2011 }}". Hubble News Desk. 2007-02-05 tarihinde erişildi.</ref>
[[Sarmal galaksi]]ler, tozlu ve kıvrımlı kolları olan disk şekilli yapılardır.

Düzensiz ya da olağan dışı biçimli galaksiler ise "[[tuhaf galaksi]]ler" olarak bilinir ve tipik olarak, komşu galaksilerin kütle çekimine bağlı biçim bozulmasıyla oluşurlar. Birbirlerine yakın galaksilerin arasındaki bu tür etkileşimlerle söz konusu galaksiler birleşebileceği gibi, [[yıldız oluşumu]] olaylarında "patlama" diye adlandırılabilecek ölçüde fazla artışların tetiklenmesiyle [[yıldız patlama galaksisi|yıldız patlama galaksileri]] (İng., ''starburst galaxy'') de gelişebilir.<ref group="not">İngilizce'deki ''starbust galaxy'' terimi için bir kaynakta "yıldızlarla dolup taşan galaksi" ifadesi [http://www.bulutsu.org/sozluk/?sno=1404 kullanılmışsa da] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20130728182514/http://www.bulutsu.org/sozluk/?sno=1404 |tarih=28 Temmuz 2013 }} Türkçede "patlama" sözcüğünün "birdenbire gelişme, çoğalma" şeklinde bir anlamının [http://tdkterim.gov.tr/bts/?kategori=verilst&kelime=patlama&ayn=tam bulunmasından] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20100129062105/http://tdkterim.gov.tr/bts/?kategori=verilst&kelime=patlama&ayn=tam |tarih=29 Ocak 2010 }} dolayı, bu maddede İngilizce terimin doğrudan tercümesi olan "yıldız patlama galaksisi" ifadesi kullanılmıştır.</ref>
Ayrıca, düzenli bir yapıya sahip olmayan küçük galaksilerden de [[düzensiz galaksi]]ler olarak bahsedilebilir.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/galmorph/ | başlık = Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas | erişimtarihi = 12 Ocak 2010 | yayımcı = California Institute of Technology | tarih = 9 Ocak 2007 | ilk = T.H. | son = Jarrett | arşivurl = https://web.archive.org/web/20140630161112/http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/galmorph/ | arşivtarihi = 30 Haziran 2014 | ölüurl = evet }}.</ref>

[[Gözlemlenebilir evren|Gözlemlenebilir Evren]]'de 100 milyardan (10<sup>11</sup>) fazla galaksi olduğu sanılmaktadır.<ref>{{Web kaynağı | url = http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html | başlık = To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand | erişimtarihi = 12 Ocak 2010 | tarih = 1 Şubat 2002 | ilk = Glen | son = Mackie | arşivurl = https://web.archive.org/web/20150813072428/http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html | arşivtarihi = 13 Ağustos 2015 | ölüurl = evet }}</ref> Galaksilerin çoğu 1.000 ile 100.000 [[parsek]] arasındaki bir yarıçapa sahip olup, genellikle birbirlerinden milyonlarca parsek uzaklıklarda bulunurlar.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.hq.nasa.gov/office/pao/History/EP-177/ch4-7.html | başlık = The Galaxies: Islands of Stars | erişimtarihi = 12 Ocak 2010 | yayımcı = NASA WMAP | tarih = 1 Şubat 2002 | ilk = D. | son = Gilman | arşivurl = https://web.archive.org/web/20150414145227/http://www.hq.nasa.gov/office/pao/History/EP-177/ch4-7.html | arşivtarihi = 14 Nisan 2015 | ölüurl =evet}}</ref> [[Galaksilerarası uzay|Galaksiler arası uzay]] ortalama yoğunluğu <math>m^3</math> başına bir [[atom]] bile düşmeyecek derecede az olan bir gazla doludur. Galaksilerin çoğu, kütle çekimi etkisi sayesinde birbirlerine bağlı “[[galaksi kümesi|kümeler]]” adı verilen topluluklar oluştururlar; onlar da yine kütle çekimi etkisi sayesinde birbirlerine bağlı [[süperküme]]leri oluştururlar.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/gal_lss.html | başlık = Galaxy Clusters and Large-Scale Structure | erişimtarihi = 12 Ocak 2010 | yayımcı = University of Cambridge | tarih = 15 Ocak 2007 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20091027233322/http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/gal_lss.html | arşivtarihi = 27 Ekim 2009 | ölüurl = evet }}</ref> Bu daha büyük yapılar da, evrende büyük boşlukları çevreleyen tabakalar ve ipliksi yapılar olarak oluşmuştur.<ref>[http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/246/4932/897 M. J. Geller & J. P. Huchra, Science 246, 897 (1989) .] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20080621082540/http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/246/4932/897 |tarih=21 Haziran 2008 }}, 2010-01-13 tarihinde erişilmiştir.</ref>

[[Karanlık madde]] henüz çok iyi bir şekilde anlaşılamamış olmakla birlikte, öyle görünüyor ki, galaksilerin çoğunun kütlesinin yaklaşık % 90'ını [[karanlık madde]] oluşturmaktadır<ref>[http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/970417c.html Milky Way and Dark Matter] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20100116154244/http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/970417c.html |tarih=16 Ocak 2010 }},2010-01-13 tarihinde erişilmiştir.</ref><ref>[http://www.mazzaroth.com/Introduction/DarkMatter.htm The Mysterious Dark Matter] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20100107013812/http://www.mazzaroth.com/Introduction/DarkMatter.htm |tarih=7 Ocak 2010 }},2010-01-13 tarihinde erişilmiştir.</ref>
Gözlem verileri bazı galaksi merkezlerinde [[dev kara delik]]lerin mevcut olabileceğini ortaya koymaktadır. Anlaşıldığına göre, [[Samanyolu]] galaksimiz de çekirdek kısmında böyle bir kara delik içermektedir.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.nrao.edu/pr/2005/sagastar/ | başlık = Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way's Mysterious Core | erişimtarihi = 12 Ocak 2010 | eşyazarlar = Aguilar, D. | yayımcı = National Radio Astronomy Observatory | tarih = 2 Kasım 2005 | ilk = D. | son = Finley | arşivurl = https://web.archive.org/web/20151220192410/http://www.nrao.edu/pr/2005/sagastar/ | arşivtarihi = 20 Aralık 2015 | ölüurl = evet }}</ref>
== Köken bilimi ==
Galaksi adının kökeni eski Yunancadaki, bizim galaksimizi belirtmek üzere kullanılan “sütlü, süt gibi, sütsü” anlamlarına gelen ''galaxias'' (γαλαξίας) sözcüğü ya da "süt dairesi" anlamındaki ''kyklos galaktikos'' (κύκλος γαλακτίκος) terimidir. Bu terim ve dolayısıyla Batı kültüründe Samanyolu için kullanılan '''Milky Way''' ("Süt Yolu") terimi eski Yunan mitolojisindeki bir mitosdan kaynaklanır: Bir gece, [[Zeus]] ölümlü bir kadından yaptığı oğlu [[Herakles]]'i, fark ettirmeden uykuya dalmış olan [[Hera]]'nın göğsüne koyar. Bebek Heracles, Hera'nın memelerinden akan sütü içecek ve böylece ölümsüz olacaktır. Fakat Hera gece uyanıp tanımadığı bir bebeği emzirdiğini fark edince onu fırlatıp atar ve boşalan memesinden çıkan süt de gece gökyüzüne fışkırıp akar. Hikâyeye göre, işte geceleyin gökte sönük bir ışıkla pırıldar halde gördüğümüz “Süt Yolu” (Türkçede Samanyolu) denilen kuşak böyle oluşmuştur{{kaynak belirt}}.

[[Astronomi]]k literatürde galaksi sözcüğü, tek başınayken baş harfi büyük yazıldığında bizim galaksimiz olan Samanyolu'nu ifade eder. [[Uranüs]]’ü keşfeden [[William Herschel]] (1738-1822) astronominin bugünkü düzeyde olmadığı yıllarda derin (uzak) gök cisimleri kataloğunu hazırladığında M31 ([[Andromeda Galaksisi]]) gibi gök cisimlerini adlandırmak üzere “spiral nebula” adını kullanmıştı.{{kaynak belirt}} Bu gök cisimleri daha sonraki dönemlerde gerçek uzaklıkları anlaşılmaya başlandığında "devasa yıldız yığınları" olarak tanımlandı ve bu kez “Ada evren” olarak adlandırıldı. Zamanla yerini günümüzde kullandığımız “galaksi” terimine bıraktı.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.space.com/spacewatch/050902_teapot.html | başlık = Explore the Archer's Realm | erişimtarihi = 25 Ocak 2010 | yayımcı = SPACE.com | yıl = 2005 | ay = 2 Eylül | ilk = Joe | son = Rao | arşivurl = https://web.archive.org/web/20101031092648/http://www.space.com/spacewatch/050902_teapot.html | arşivtarihi = 31 Ekim 2010 | ölüurl = hayır }}</ref>

== Gözlem tarihçesi ==
=== Samanyolu ===
[[Dosya:Milkyway pan.jpg|küçükresim|upright=1.82|Samanyolu'nun 360° fotoğrafik panoraması]]
Galaksimizin diğer galaksiler gibi dışarıdan görünüşü, içinde bulunduğumuz için, elde edilememektedir. Gökyüzünde çıplak gözle gördüğümüz, Samanyolu adını verdiğimiz ışıklı bölge ise aslında yalnızca galaksimizin kollarından biridir.

[[Antik çağ]]da Grek filozofu [[Democritus]] (450–370 M.Ö.) gece gökyüzünde görünen Süt Yolu denilen ışıklı bölgenin uzak yıldızlardan oluşuyor olabileceğine dikkat çekmişti.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.dispatch.com/live/content/now/stories/2007/07/stars.html | başlık = Constellations reflect heroes, beasts, star-crossed lovers | erişimtarihi = 25 Ocak 2010 | yayımcı = The Dispatch | yıl = 2007 | ay = 31 Temmuz | dil = İngilizce | ilk = Tom | son = Burns | arşivurl = https://web.archive.org/web/20100620213248/http://www.dispatch.com/live/content/now/stories/2007/07/stars.html | arşivtarihi = 20 Haziran 2010 | ölüurl = hayır }}</ref> [[Aristo]]’nun (384-322 M.Ö.) düşüncesine göreyse, Süt Yolu büyük, birbirine bağlı çok sayıdaki yıldızın alevlenmesinden kaynaklanmaktaydı ve bu alevler Dünya atmosferinin üst kısmında yer almaktaydı.{{kaynak belirt}}

Arap astronom [[İbn-i Heysem]] (965-1037) Samanyolu’nun [[ıraklık açısı]]nı gözlemleme ve ölçme girişiminde bulundu;<ref>Mohamed, Mohaini (2000), Great Muslim Mathematicians, Penerbit UTM, pp. 49–50, ISBN 983-52-0157-9, OCLC 48759017</ref> Süt Yolu’nun ıraklık açısı yoktu, bunun üzerine “bu, Dünya’dan uzaktadır, atmosfere ait değildir” diyerek [[Aristo]]’nun görüşüne karşı çıktı.<ref>{{Dergi kaynağı| son = Masic| ilk = Izet| başlık = Ibn Al-Haitham – Father of Optics and Describer of Vision Theory| dergi = Medical Archives| sayfalar =183-188| cilt = 62| yıl = 2008| url = http://www.avicenapublisher.org/docs/MedArh/MedArh2008-3.pdf#page=55| erişimtarihi = 25 Ocak 2010| dil = İngilizce}}{{Ölü bağlantı}}</ref>
İranlı astronom [[Birûnî]] (973-1048) Samanyolu Galaksisi’nin sayısız bulutsu yıldızlar yığını olabileceği görüşünü ortaya attı.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www-history.mcs.st-and.ac.uk/Biographies/Al-Biruni.html | başlık = Abu Arrayhan Muhammad ibn Ahmad al-Biruni | erişimtarihi = 25 Ocak 2010 | eşyazarlar = Robertson, E.F. | yayımcı = The MacTutor History of Mathematics archive | yıl = 1999 | ay = Kasım | dil = İngilizce | ilk = John J. | son = O'Connor | arşivurl = https://web.archive.org/web/20150607215623/http://www-history.mcs.st-and.ac.uk/Biographies/Al-Biruni.html | arşivtarihi = 7 Haziran 2015 | ölüurl = evet }}</ref> [[İbn Bacce]] ise Samanyolu’nun pek çok yıldızdan oluştuğunu ve gözümüze sürekli bu şekilde görünmesinin Dünya atmosferindeki [[kırılım]]dan kaynaklanıyor olabileceğini ileri sürdü.<ref>{{Web kaynağı | url = http://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja/#Nat | başlık = Ibn Bajja | erişimtarihi = 25 Ocak 2010 | yayımcı = Stanford Encyclopedia of Philosophy | tarih= 28 Eylül 2007 | dil = İngilizce | ilk = Josep Puig | son = Montada | arşivengelli = evet | arşivurl = https://www.webcitation.org/6N6ksONmC?url=http://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja/#Nat | arşivtarihi = 3 Şubat 2014 | ölüurl =evet}}</ref> İbn Kayyim El-Cevziyye (1292-1350) Samanyolu Galaksisi’nın sabit yıldızlar feleğinde bir araya gelmiş çok sayıdaki küçük yıldızlardan oluştuğunu ve bu yıldızların gezegenlerden daha büyük olduklarını ileri sürdü.<ref>Livingston, John W. (1971), "Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation", Journal of the American Oriental Society 91 (1): 96–103 [99], doi:10.2307/600445</ref>

Samanyolu Galaksisi’nin birçok yıldızdan oluşmasının ilk kanıtı [[Galileo Galilei]]’den geldi. 1610 yılında Samanyolu Galaksisi’ni bir [[teleskop]]la inceleyen Galileo Galilei bunun çok sayıdaki yıldızın bir araya gelmesinden oluştuğunu fark etti.<ref>O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. (November 2002). "[http://www-gap.dcs.st-and.ac.uk/~history/Biographies/Galileo.html Galileo Galilei] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120530/http://www-gap.dcs.st-and.ac.uk/~history/Biographies/Galileo.html |tarih=30 Mayıs 2012 }}". University of St. Andrews. 2007-01-08 tarihinde erişildi.</ref> 1750’de İngiliz astronom ve matematikçi [[Thomas Wright]] “''Evrenin orijinal bir teorisi ya da yeni hipotezi''” adlı eserinde galaksinin Güneş Sistemi’ne benzer tarzda, fakat daha büyük ölçekte, kütleçekim gücüyle birbirlerine bağlı çok sayıdaki dönen yıldızlardan oluşmuş bir kitle olduğu görüşünü iddia etti (ve haklıydı). Bu düşünceye göre, söz konusu yıldızların oluşturduğu ve bizim de içinde bulunduğumuz bu disk, bizim gökyüzüne bakışımız açısından, bize gökyüzünde Süt Yolu olarak görünüyor olabilirdi.<ref name="jeva">Evans, J. C. (1998-11-24). "[http://physics.gmu.edu/~jevans/astr103/CourseNotes/ECText/ch20_txt.htm Our Galaxy] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120630/http://physics.gmu.edu/~jevans/astr103/CourseNotes/ECText/ch20_txt.htm |tarih=30 Haziran 2012 }}". George Mason University. 2007-01-04 tarihinde erişildi.</ref>
[[Dosya:Herschel-Galaxy.png|küçükresim|sol|upright=1.14|1785’te William Herschel tarafından sayılan yıldızlardan yola çıkılarak hazırlanan Samanyolu diyagramı. O dönemde Güneş galaksi merkezine yakın olduğu zannedildiğinden Güneş galaksi merkezine yakın olarak işaretlenmiştir.(Günümüzde yakın olmadığı bilinmektedir.)]]
[[Immanuel Kant]] 1755'teki bilimsel incelemesinde Thomas Wright'ın düşünce ve çalışmalarını biraz daha ayrıntılandırdı. Galaksimizin de Güneş Sistem’imize benzer biçimde, kütleçekim ile bir arada tutulan ve dönen bir yıldız kümesi olduğunu ifade etti. Kant ayrıca o dönemde gözlemlenebilen birkaç [[bulutsu]]nun<ref group=not >Bu adın verilme nedeni dürbünle bakıldığında ışık veren gaz bulutu gibi gözükmeleridir.</ref> da ayrı galaksiler olabilecekleri varsayımında bulundu. Samanyolu Galaksisi’nin biçimi ve Güneş’in galaksi içindeki konumu hakkındaki ilk girişim 1785’te gökyüzünün farklı bölgelerindeki yıldızları özenle sayan [[William Herschel]]’dan geldi. Herschel, Güneş Sistemi’ni merkeze yakın bir yere koyarak galaksinin biçimini gösteren bir diyagram hazırladı.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-did-scientists-determ | başlık = How did scientists determine our location within the Milky Way galaxy--in other words, how do we know that our solar system is in the arm of a spiral galaxy, far from the galaxy's center? | erişimtarihi = 25 Ocak 2010 | yayımcı = Scientific American | tarih = 21 Ekim 1999 | dil = İngilizce | ilk = Laurence A. | son = Marschall | arşivurl = https://web.archive.org/web/20110921205351/http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-did-scientists-determ | arşivtarihi = 21 Eylül 2011 | ölüurl = hayır }}</ref><ref>Kuhn, Karl F.; Koupelis, Theo (2004). In Quest of the Universe. Jones and Bartlett Publishers. ISBN 0-7637-0810-0. [http://www.worldcat.org/oclc/148117843 OCLC 148117843] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20090218093717/http://www.worldcat.org/oclc/148117843|tarih=18 Şubat 2009}}.</ref>

[[Jacobus Kapteyn]], hassas bir yaklaşım sergileyerek, 1920’deki çiziminde Güneş’in merkeze yakın bulunduğu elips biçimli küçük bir galaksi tasarladı. Farklı bir yöntem uygulayan [[Harlow Shapley]] ise küresel kümeler kataloğu çalışmasında kendinden öncekilerden tümüyle farklı olarak, galaksimizi Güneş’in merkezden uzak olduğu yaklaşık 70 kiloparsek yarıçapındaki yassı bir disk biçiminde tasarladı.<ref name = jeva/> Her iki hatalı çalışma da [[galaktik düzlem]]de yıldızlararası toz vasıtasıyla [[ışığın soğurulması]]nı hesaba katmamıştı. Bu ancak [[Robert Julius Trumpler]]’ın 1930’da [[açık yıldız kümesi|açık yıldız kümeleri]] üzerinde çalışırken bu etkiyi ölçmesinden sonra hesaba katılmaya başlandı ve günümüzdeki galaksi görünümü kuramlarına ulaşıldı.<ref>Trimble, V. (1999). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AAS...195.7409T Robert Trumpler and the (Non)transparency of Space] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20080124192502/http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AAS...195.7409T |tarih=24 Ocak 2008 }}". Bulletin of the American Astronomical Society (31): 1479. 2007-01-08 tarihinde erişildi.</ref>

=== Samanyolu Galaksisi'nin diğer bulutsulardan ayırt edilmesi ===
[[Dosya:Pic iroberts1.jpg|küçükresim|upright=0.68|“Büyük Andromeda Bulutsusu” adı verilen gök cisminin 1899’da çekilen fotoğrafı. Cisim sonradan Andromeda Galaksisi olarak tanımlanmıştır.]]
[[Dosya:M51Sketch.jpg|küçükresim|sol|upright=0.68|[[Girdap Galaksisi]]’nin 1845’te Lord Rosse tarafından yapılan krokisi]]

10. yy.’da İranlı astronom [[Abdurrahman el-Sûfî]] (El Sûfî adıyla da tanınan Azophi) [[Andromeda Galaksisi]]’nın ilk kayıtlı gözlemini yaptı ve onu “küçük bulut” olarak tarif etti.<ref>Kepple, George Robert; Glen W. Sanner (1998). The Night Sky Observer's Guide, Volume 1. Willmann-Bell, Inc.. pp. 18. ISBN 0-943396-58-1.</ref> El Sûfî aynı zamanda Yemen'den görünür olan ve [[Macellan]]’ın 16. yy.’daki yolculuğuna kadar Avrupalılar tarafından görülmemiş [[Büyük Macellan Bulutu]]’nu da tanımladı.<ref>"[http://messier.obspm.fr/xtra/Bios/alsufi.html Observatoire de Paris (Abd-al-Rahman Al Sûfî)] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120716/http://messier.obspm.fr/xtra/Bios/alsufi.html |tarih=16 Temmuz 2012 }}". 2010-01-23 tarihinde erişildi.</ref><ref>"[http://messier.obspm.fr/xtra/ngc/lmc.html Observatoire de Paris (LMC)] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120710/http://messier.obspm.fr/xtra/ngc/lmc.html |tarih=10 Temmuz 2012 }}". 2010-01-23 tarihinde erişildi.</ref> Bunlar Samanyolu Galaksisi haricinde yeryüzünden gözlemlenen ilk galaksilerdi. El Sûfî buluşlarını 964 yılında “''Sabit Yıldızlar''” adlı kitabında duyurdu.

1054’te SN 1054 [[süpernova]]sının patlamasıyla [[Yengeç Bulutsusu]]’nun oluşması Çin, Arap ve İranlı astronomlarca gözlemlendi. Bu bulutsu yüzyıllar sonra, Batı'da önce [[John Bevis]] (1731) tarafından daha sonra [[Charles Messier]] (1758) ve ardından [[Lord Rosse]] (1840’lar) tarafından gözlemlendi.<ref>K. Glyn Jones (1976), "The Search for the Nebulae", Journal of the History of Astronomy 7: 67</ref>

1750’de Thomas Wright “''Orijinal bir Teori ya da Evrenin Yeni Hipotezi''” (''An original theory or new hypothesis of the universe'') adlı eserinde Samanyolu Galaksisi’nın yıldızlardan oluşan basık bir disk olduğunu ve gece gökyüzünde görünen bazı bulutsuların Samanyolu Galaksisi’nden ayrı olabilecekleri düşüncesini ifade etti ki, bu düşüncesinde haklı olduğu zamanla anlaşılacaktı.<ref name= jeva/><ref>See text quoted from Wright's An original theory or new hypothesis of the universe by Freeman Dyson, Disturbing the Universe, 1979, pg 245, ISBN 0-330-26324-2</ref> 1755’te Immanuel Kant Samanyolu Galaksisi’ndan ayrı olan bu bulutsular için “Ada evren” terimini ortaya attı.

18.yy. sonuna doğru Charles Messier en parlak 109 bulutsuyu içeren bir katalog derledi. Bunu William Herschel tarafından 5000 bulutsunun derlendiği geniş bir katalog çalışması izledi.<ref name= jeva/> 1845'te Lord Rosse eliptik bulutsular ile spiral bulutsular arasında ayrım yapabilmesini sağlayan yeni bir teleskop yaptı{{kaynak belirt}}.

1917'de [[Heber Curtis]] Andromeda Galaksisi'ndeki ([[Messier cisimleri]]nden [[M31]]) [[S Andromedae]] adlı [[nova]]yı gözlemledi, fotoğraf kayıtlarını araştırarak 11 nova daha buldu. Ayrıca bu novaların ortalama olarak bizim galaksimizdekilerden 10 kat daha soluk olduğunu saptadı. Buradan yola çıkarak da 150.000 parsek mesafede olduğu tahmininde bulundu ve spiral bulutsuların bağımsız birer galaksi olduklarını varsayan "ada evrenler" hipotezini destekledi{{kaynak belirt}}.

1920'de esas olarak Harlow Shapley ile Heber Curtis arasında geçen, Samanyolu ve spiral bulutsuların doğasının yanı sıra evrenin boyutu hakkındaki "[[Büyük Tartışma]]" o döneme damgasını bırakmıştı. Konu ancak yeni bir teleskop kullanan [[Edwin Hubble]]'ın 1920'lerin başlarındaki çalışmaları sayesinde sonuca bağlandı. Bazı spiral bulutsuların dış kesimlerinde bireysel yıldız toplulukları olduğu ayrıntılarını gözlemlemeyi başaran Hubble, bazı [[sefe değişkeni|sefe değişkenlerini]] tanımlayabildi ki, bu da kendine bulutsuların uzaklığını hesaplayabilme imkânı verdi. Böylece bu bulutsuların Samanyolu'nun parçası olamayacak kadar uzak olduklarını ortaya çıkardı.<ref>Hubble, E. P. (1929). "[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1929ApJ....69..103H A spiral nebula as a stellar system, Messier 31] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20150319090528/http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1929ApJ....69..103H |tarih=19 Mart 2015 }}". Astrophysical JournalEngl 69: 103–158. doi:http://ucp.uchicago.edu/cgi-bin/resolve?id=doi:10.1086/143167{{Ölü bağlantı}} 10.1086/143167.</ref> Hubble ayrıca, 1936'da, hâlâ kullanımda olan bir biçimsel galaksi sınıflandırma sistemini ([[Hubble düzeni]]) ortaya atmıştır.<ref>Sandage, Allan (1989). "[http://antwrp.gsfc.nasa.gov/diamond_jubilee/1996/sandage_hubble.html Edwin Hubble, 1889–1953] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120530/http://antwrp.gsfc.nasa.gov/diamond_jubilee/1996/sandage_hubble.html |tarih=30 Mayıs 2012 }}". The Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 83 (6).2007-01-08 tarihinde erişildi.</ref>

=== Modern araştırma ===
[[Dosya:GalacticRotation2 tr.svg|sol|küçükresim|upright=0.82| Tipik bir sarmal galaksinin döngü (rotasyon) eğimi: (A) tahmin edilen ve (B) gözlemlenen. Uzaklık galaksinin çekirdeğinden uzaklıktır.]]
Galaksilerin [[uzay]]da rastgele dağıldıklarını ileri süren teoriler, modern araçlarla yapılan gözlemler sonucunda önemini kaybetmiş, hepsinin belli bir düzen içinde yer aldıkları, gök cisimlerinin hepsinin belirli yasalar dahilinde hareket ettikleri anlaşılmıştır. 1944'te, [[Hendrik van de Hulst]]'un [[dalgaboyu]]nu 21&nbsp;cm. olarak tahmin ettiği, 1954'te gözlemlenen, yıldızlararası [[hidrojen]] atomlarından kaynaklanan [[mikrodalga]] ışınımının<ref>Tenn, Joe. "[http://www.phys-astro.sonoma.edu/BruceMedalists/vandeHulst/ Hendrik Christoffel van de Hulst] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120529/http://www.phys-astro.sonoma.edu/BruceMedalists/vandeHulst/ |tarih=29 Mayıs 2012 }}". Sonoma State University. 2007-01-05 tarihinde erişildi.</ref><ref>López-Corredoira, M.; Hammersley, P. L.; Garzón, F.; Cabrera-Lavers, A.; Castro-Rodríguez, N.; Schultheis, M.; Mahoney, T. J. (2001). "[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2001A%26A...373..139L Searching for the in-plane Galactic bar and ring in DENIS] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20161228143043/http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2001A%26A...373..139L |tarih=28 Aralık 2016 }}". Astronomy and Astrophysics 373: 139–152. doi:10.1051/0004-6361:20010560. 2007-01-08 tarihinde erişildi.</ref> ortaya çıkarılması ile galaksi incelemeleri yeni bir boyut kazandı. Çünkü, bu ışınım tozların soğurmasından etkilenmiyordu ve [[Doppler etkisi]] galaksi içerisindeki gazların hareketlerini belirlemede kullanılabilecekti. Gelişmiş [[radyoteleskop]]larla hidrojen gazı diğer galaksilerde de belirlenebildi.

1970'lere gelindiğinde Vera Rubin'in galaksilerdeki gazların [[Gökada dönüş eğrisi|dönüş hızı]] üzerine çalışmaları sonucunda şu husus saptandı: Galaksilerdeki yıldız ve gazların görünen toplam kütlesi, galaksilerin bu denli yüksek dönüş hızı için yeterli olamazdı; şu halde gözle görülmese de, ek kütlesiyle, hızın bu düzeyde olmasını sağlayıcı bir madde daha var olmalıydı. Böylece bu eksik kütle, görülemeyen, fakat büyük miktarlarda bulunan karanlık maddenin varlığı ile açıklandı.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.gruberprizes.org/GruberPrizes/Cosmology_LaureateOverview.php?id=32&awardid=23 | başlık = 2002 Gruber Cosmology Prize | erişimtarihi = 23 Ocak 2010 | yayımcı = Peter Gruber Foundation | yıl = 2002 | dil = İngilizce | arşivurl = https://web.archive.org/web/20101215201304/http://gruberprizes.org/GruberPrizes/Cosmology_LaureateOverview.php?id=32&awardid=23 | arşivtarihi = 15 Aralık 2010 | ölüurl = evet }}</ref>

1990'ların başlarında [[Hubble Uzay Teleskobu]] daha ileri düzeyde gözlemlerde bulunulmasını sağladı. Örneğin galaksimizdeki görünmeyen karanlık maddenin yalnızca soluk ve küçük yıldızlardaki karanlık maddeden ibaret olamayacağı anlaşıldı.<ref>"[http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/41/text/ Hubble Rules Out a Leading Explanation for Dark Matter] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120801/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/41/text/ |tarih=1 Ağustos 2012 }}". Hubble News Desk. 1994-10-17. 2007-01-08 tarihinde erişildi.</ref> Yine bu teleskopla önceleri nispeten boş olduğuna inanılan bir gökyüzü parçasının ([[Hubble ultra derin alan|Hubble Derin Alan]]) incelenmesi sayesinde, o gökyüzü parçasının boş olmayıp galaksilerle dolu olduğu anlaşıldı ve böylece evrende 125 milyar (1.25x10<sup>11</sup>) galaksinin olması gerektiğine ilişkin kanıt bulunmuş oldu.<ref>"[http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/021127a.html How many galaxies are there?] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120711/http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/021127a.html |tarih=11 Temmuz 2012 }}". NASA. 2002-11-27.2007-01-08 tarihinde erişildi.</ref> Öte yandan gözle görülemeyen birçok tayfı gözlemleyebilen gözlem aygıtlarının (radyo teleskop, [[x-ışını teleskobu]], kızılötesi kameralar vb.) geliştirilmesi Hubble tarafından da saptanamamış birçok galaksinin keşfedilebilmesini sağladı. Böylece [[sakınma bölgesi]] (İng. ''zone of avoidance'') denilen “Samanyolu kuşağı” yüzünden iyi görülemeyen gökyüzü bölgesindeki galaksiler de keşfedilebildi.<ref>Kraan-Korteweg, R. C.; Juraszek, S. (2000). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1999astro.ph.10572K Mapping the hidden universe: The galaxy distribution in the Zone of Avoidance] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20080124192517/http://adsabs.harvard.edu/abs/1999astro.ph.10572K |tarih=24 Ocak 2008 }}". Publications of the Astronomical Society of Australia 17 (1): 6–12. 2008-11-01 tarihinde erişildi.</ref>

== Tipleri ve biçimleri ==
[[Dosya:Hubble sequence photo.png|küçükresim|upright=1.64|Hubble düzeni denilen biçimsel sınıflandırmaya göre [[Biçimsel Galaksi Sınıfları|galaksi tipleri]] ya da sınıfları. E, eliptik galaksiler; S, sarmal (spiral) galaksiler; SB ise çubuklu sarmal (spiral) galaksileri belirtir.]]

Galaksiler [[Hubble düzeni]] olarak adlandırılan yaygın bir biçimsel sınıflandırmaya göre dört ana sınıfta sınıflandırılırlar: Eliptik, sarmal (spiral), çubuklu sarmal ve düzensiz. Bu sınıflandırma tümüyle galaksilerin gözle görülen biçimlerine dayanır. Fakat bu sınıflandırma esas alındığında,[[etkin galaksiler]]deki çekirdek etkinliği ya da starburst galaksilerinde önem taşıyan “yıldız doğum oranı” gibi, galaksilerin bazı önemli karakteristikleri göz ardı edilmiş olur.<ref>Jarrett, T.H.. "[http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/galmorph/ Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120802/http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/galmorph/ |tarih=2 Ağustos 2012 }}". California Institute of Technology. 2007-01-09 tarihinde erişildi.</ref> Bir galaksinin en yoğun kısmı çekirdeğidir. Gaz miktarı ve yıldız sayısı galaksinin merkezine doğru gittikçe artar{{kaynak belirt}}.

=== Eliptik galaksiler ===
Eliptik galaksiler görüş açısından bağımsız olarak, gerçekten [[elips]] biçimine sahip galaksilerdir. Hubble düzenine göre eliptik galaksiler daire biçimine yakınlıktan aşırı ovalliğe kadar uzanan bir yelpaze içinde kodlanır ya da adlandırılırlar. Bu yelpaze içinde daire biçimine en yakın eliptik galaksiler E0 olarak, en basık ya da en oval olanlar ise E7 olarak adlandırılır. Genellikle küçük yapılı, nispeten yıldızlararası maddesi fazla olmayan galaksilerdir.

Bu galaksilerde yeni yıldız doğum oranı çok düşüktür, yani yıldız doğumlarının durduğu veya en aza indiği galaksiler olarak düşünülebilirler; dolayısıyla [[açık küme]]lere çok az derecede sahiptirler. Bu galaksiler, ortak kütleçekim merkezini esas alan, rastgele sayılabilecek yörüngelerde dönen evrimleşmiş yaşlı yıldızların baskın (çoğunlukta) olduğu galaksilerdir. Bu bakımdan çok daha küçük olan [[küresel yıldız kümesi|küresel yıldız kümeleri]] ile bazı benzerlikler taşırlar.<ref>Barstow, M. A. (2005). "[http://www.star.le.ac.uk/edu/Elliptical.shtml Elliptical Galaxies"] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20120729081504/http://www.star.le.ac.uk/edu/Elliptical.shtml |tarih=29 Temmuz 2012 }}. Leicester University Physics Department. 2006-06-08 tarihinde erişildi.</ref><ref>"[http://curious.astro.cornell.edu/galaxies.php Galaxies] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120604/http://curious.astro.cornell.edu/galaxies.php |tarih=4 Haziran 2012 }}". Cornell University. 2005-10-20. 2006-08-10 tarihinde erişildi.</ref> Buna karşılık en büyük galaksiler "dev eliptik galaksiler"dir. Dev eliptik galaksiler genellikle büyük [[galaksi kümesi|galaksi kümelerinin]] çekirdekleri yakınında bulunurlar.<ref>"[http://curious.astro.cornell.edu/galaxies.php Galaxies] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120604/http://curious.astro.cornell.edu/galaxies.php |tarih=4 Haziran 2012 }}". Cornell University. 2005-10-20.2006-08-10 tarihinde erişildi</ref>

=== Sarmal galaksiler ===
[[Dosya:M104 ngc4594 sombrero galaxy hi-res.jpg|küçükresim|sol|upright=0.91|[[Sombrero Galaksisi]], bir çubuksuz sarmal galaksi örneği]]
Evrendeki galaksilerin büyük çoğunluğu [[sarmal galaksi]]lerden oluşur. Nispeten yüksek düzeyde [[açısal hız]]a sahiptirler. Sarmal galaksiler, dönen bir yıldızlar diskinden, yıldızlararası ortamdan ve genellikle daha yaşlı yıldızlardan meydana gelmiş bir [[Şişkin galaksi (astronomi)|şişkinlikten]] oluşur. Etrafı teker adlı yıldızlar topluluğu tarafından sarılı bu karın ya da çekirdek kısmından dışarı doğru nispeten parlak kollar uzanır. Hubble düzeninde sarmal galaksiler S harfiyle kodlanır; bu S harfinin yanına galaksinin bazı özelliklerini belirtmek üzere küçük harfler (a, b, c) eklenir. Bu ek harfler kolların sıkılık ya da dallanmadaki dağınıklık derecesini ve merkezî karın ya da çekirdeğin boyut durumunu gösterir. Örneğin Sa sınıfındaki galaksilerde çekirdek büyüktür, kollar ise belirsizce yayılmıştır. Sc sınıfında ise çekirdek küçüktür ve açılmış kollar ise belirgindir.<ref>Smith, Gene (2000-03-06). "[http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Galaxies.html Galaxies — The Spiral Nebulae] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120710/http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Galaxies.html |tarih=10 Temmuz 2012 }}". University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. 2006-11-30 tarihinde erişildi.</ref>

Sarmal galaksiler adlarını yıldızların oluştuğu parlak kollarına borçludurlar. Sarmal galaksilerde kollar, merkezden dışa doğru [[logaritmik spiral]] biçimine yakın bir spirallik göstererek açılırlar. Bu, yıldızlar kitlesinin tekbiçimli dönüşüyle oluşan sapmalardan kaynaklanan bir çalkantının varlığını gösterir. Yıldızlar gibi kollar da merkez çevresinde dönmekle birlikte, kollar sabit açısal hızla dönerler. Bu şu anlama gelir: Yıldızlar hareketleri sırasında bu kollara girip çıkarlar ve galaksi merkezine yakın yıldızlar ile kollardaki yıldızların hızları aynı değildir{{kaynak belirt}}.
[[Dosya:Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg|küçükresim|upright=0.91|NGC 1300, bir çubuklu sarmal galaksi örneği]]

Günümüzde galaksilerin sarmal kolları [[yoğunluk dalgası teorisi]]'yle maddenin geçici olarak artması veya sıkışması şeklinde yorumlanmaktadır. Yıldızlar bir kol vasıtasıyla yer değiştirirlerken her yıldız sisteminin [[uzay hızı]] daha yüksek yoğunluktaki maddelerin [[kütleçekim]] kuvvetiyle değişikliğe uğratılır. İşte, yolda art arda giden otomobillerin yavaşlamasıyla oluşan harekete veya okyanustaki dalga hareketine benzetilen bu etki, galakside yoğunluk dalgalarını oluşturmaktadır{{kaynak belirt}}.

Sarmal galaksilerin çoğunda, çekirdeği bir uçtan diğerine kateden, yıldızlardan oluşmuş çubuk biçiminde bir oluşum bulunur.<ref>Eskridge, P. B.; Frogel, J. A. (1999). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Ap&SS.269..427E What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20191001123335/http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Ap%26SS.269..427E |tarih=1 Ekim 2019 }}". Astrophysics and Space Science 269/270: 427–430. doi:[http://www.springerlink.com/content/pr244x128g6487q4/ 10.1023/A:1017025820201]{{Ölü bağlantı|tarih=Mart 2020 }}. .</ref> [[Çubuklu sarmal galaksi]]ler denilen bu sınıftaki galaksiler Hubble düzeninde, ardından kolların durumunu belirten bir küçük harfin (a, b, c) geldiği SB kodlamasıyla gösterilir. Çekirdekteki çubuğun çekirdekten dışarı doğru hareketlenen bir yoğunluk dalgası nedeniyle, bazen de bir başka galaksinin gelgit etkisi nedeniyle meydana gelen geçici bir oluşum olduğu düşünülmektedir.<ref>Bournaud, F.; Combes, F. (2002). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A&A...392...83B Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20190612014923/http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A%26A...392...83B |tarih=12 Haziran 2019 }}". Astronomy and Astrophysics 392: 83–102. doi:[http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=doi&doi=10.1051/0004-6361:20020920 10.1051/0004-6361:20020920].</ref> İçinde bulunduğumuz [[Samanyolu Galaksisi]] ve galaksimize en yakın olan Andromeda Galaksisi de bir çubuklu sarmal galaksidir;<ref>"[http://adsabs.harvard.edu/abs/2001A&A...379L..44A Another bar in the Bulge] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20171211145457/http://adsabs.harvard.edu/abs/2001A%26A...379L..44A |tarih=11 Aralık 2017 }}". Astronomy and Astrophysics 379 (2): L44–L47. 2001. doi:10.1051/0004-6361:20011487.</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/514333|başlık=Unveiling the Boxy Bulge and Bar of the Andromeda Spiral Galaxy|tarih=1 Nisan 2007|sayı=2|dil=İngilizce|sayfalar=L91-L94|çalışma=The Astrophysical Journal|cilt=658|ad=Rachael L.|soyadı=Beaton|issn=0004-637X|doi=10.1086/514333|ad2=Steven R.|ad3=Puragra|ad4=Michael F.|ad5=Roc M.|ad6=John|ad7=Richard J.|ad8=E.|ad9=Martin|soyadı2=Majewski|soyadı3=Guhathakurta|soyadı4=Skrutskie|soyadı5=Cutri|soyadı6=Good|soyadı7=Patterson|soyadı8=Athanassoula|soyadı9=Bureau|erişimtarihi=16 Eylül 2020|arşivurl=https://web.archive.org/web/20210711111358/https://iopscience.iop.org/article/10.1086/514333|arşivtarihi=11 Temmuz 2021|ölüurl=hayır}}</ref> yaklaşık 30 kiloparsek yarıçapında ve bir kiloparsek kalınlıktadır. Yaklaşık 200 milyar yıldız içermekte olup kütlesi Güneş'inkinin yaklaşık 600 milyar mislidir.<ref>Sanders, Robert (2006-01-09). "[http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2006/01/09_warp.shtml Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120526/http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2006/01/09_warp.shtml |tarih=26 Mayıs 2012 }}". UCBerkeley News. . 2006-05-24 tarihinde erişildi.</ref><ref>Bell, G. R.; Levine, S. E. (1997). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1997AAS...19110806B Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20080124192442/http://adsabs.harvard.edu/abs/1997AAS...19110806B |tarih=24 Ocak 2008 }}". Bulletin of the American Astronomical Society 29 (2): 1384. 2008-11-01 tarihinde erişildi.</ref> Samanyolu Galaksisi 4 kısımda ele alınır: Karın, ince teker, kalın teker, hale. Disk çapı yaklaşık olarak yüz bin ışık yılıdır. İçerdiği 200 milyar yıldızın büyük çoğunluğu, diskin merkezinde toplanmıştır{{kaynak belirt}}.

=== Diğer biçimler ===
[[Dosya:Hoag's object.jpg|küçükresim|upright=0.68|sol|[[Hoag cismi]], bir halkalı galaksi örneği]]
“Tuhaf galaksiler” diğer galaksilerle gelgit etkileşimlerinden kaynaklanan alışılmamış özellikler gösteren galaksilerdir. Çıplak bir çekirdek ile çekirdeği çevreleyen, yıldızlardan oluşmuş bir halka ve yıldızlararası ortamdan oluşan “[[halkalı galaksi]]” buna bir örnek olarak gösterilebilir. Halkalı galaksinin bir sarmal galaksinin çekirdeğinden küçük bir galaksinin geçmesi hâlinde oluştuğu düşünülmektedir.<ref>Gerber, R. A.; Lamb, S. A.; Balsara, D. S. (1994). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1994AAS...184.3204G Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20080313011430/http://adsabs.harvard.edu/abs/1994AAS...184.3204G |tarih=13 Mart 2008 }}". Bulletin of the American Astronomical Society 26: 911. 2008-11-01 tarihinde erişildi.</ref> Andromeda Galaksisi'nın başından da böyle bir olay geçmiş olması muhtemeldir; çünkü [[kızılötesi]] ışın tekniği yardımıyla bu galaksinin çokhalkalı bir yapılanma gösterdiği saptanmıştır.<ref>Esa Science News (1998-10-14). [http://www.iso.vilspa.esa.es/outreach/esa_pr/andromed.htm ISO unveils the hidden rings of Andromeda] {{Webarşiv|url=https://archive.today/19990828194420/http://www.iso.vilspa.esa.es/outreach/esa_pr/andromed.htm |tarih=28 Ağustos 1999 }}. Press release. 2006-05-24 tarihinde erişildi.</ref>

Bir “[[merceksi galaksi]]” (İng. ''lenticular galaxy'') eliptik galaksi ile sarmal galaksi arasında kalan bir biçimde olup her iki galaksi sınıfının özelliklerine de sahiptir. Bu sınıftakiler Hubble düzeninde S0 olarak kodlanırlar. Belirsiz spiral kolları olmasının yanı sıra yıldızlardan oluşan eliptik bir halesi vardır.<ref>"[http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0419.html Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120604/http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0419.html |tarih=4 Haziran 2012 }}". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2004-05-31. 2006-12-06 tarihinde erişildi.</ref> [[Çubuklu merceksi galaksi]]ler ise Hubble düzeninde SB0 olarak kodlanır. Bütün bu sınıflardan başka, eliptik ve spiral bir biçim altında sınıflandırılması pek mümkün olmayan bazı galaksiler daha bulunmaktadır ki, bunlar [[düzensiz galaksi]] olarak adlandırılır ve Irr I ya da Irr II olarak kodlandırılırlar. Bunlardan Irr I olarak kodlananlar düşük düzeyde bir yapılanma gösterirlerse de bu yapının biçimi biçimsel galaksi sınıflarından herhangi birine uymaz. Irr II olarak kodlanan galaksiler ise biçimsel galaksi sınıflarını andıran hiçbir yapı izi göstermezler. Düzensiz galaksilerin geçmişte birer sarmal veya eliptik galaksi oldukları, fakat sonraları kütleçekimsel kuvvetlerin etkisi altında düzensiz hale geldikleri düşünülmektedir. Düzensiz cüce galaksilerin yakın örneklerine [[Macellan bulutları|Macellan Bulutları]]'nda rastlanır.

=== Cüce galaksiler ===
Geniş eliptik ve sarmal galaksilerin ününe karşılık evrendeki galaksilerin çoğunun [[cüce galaksi]]ler oldukları görülmektedir. Bu mini galaksiler Samanyolu Galaksisi'nın % 1'i kadar olup yalnızca birkaç milyon yıldız içerirler. Kısa zaman önce yalnızca 100 parsek genişliğindeki “aşırı yoğun galaksi”ler keşfedilmiştir.<ref>Phillipps, S.; Drinkwater, M. J.; Gregg, M. D.; Jones, J. B. (2001). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...560..201P Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20170720215439/http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...560..201P |tarih=20 Temmuz 2017 }}". The Astrophysical Journal 560 (1): 201–206. doi:10.1086/322517.</ref> Cüce galaksilerin çoğu daha büyük bir galaksinin uydusu durumundadır. Samanyolu Galaksisi’nın bilinen böyle 12 kadar “uydu galaksi”si olup, keşfedilmeyi bekleyen 300-500 “uydu galaksi”si daha olduğu tahmin edilmektedir.<ref>Groshong, Kimm (2006-04-24). "[http://space.newscientist.com/article/dn9043 Strange satellite galaxies revealed around Milky Way] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20061115010736/http://space.newscientist.com/article/dn9043 |tarih=15 Kasım 2006 }}". NewScientist.2007-01-10 tarihinde erişildi.</ref> Cüce galaksiler eliptik, sarmal ya da [[düzensiz galaksi]] sınıflarında sınıflandırılabilirler. Fakat "eliptik cüce galaksiler" büyük eliptik galaksilere pek fazla benzemediklerinden “cüce küresel galaksiler” (İng. ''dwarf spheroidal galaxy'') olarak adlandırılırlar. Kısa zaman önce keşfedilen iki cüce galaksinin her birinin kütlesinin 10 milyon [[güneş kütlesi]] kadar olduğunun saptanması galaksilerin büyük kısmının [[karanlık madde]]den oluştuğu varsayımını desteklemektedir.

== Olağan dışı dinamik ve etkinlikler ==
=== Etkileşim ===
[[Dosya:Antennae galaxies xl.jpg|upright=0.91|küçükresim|[[Anten Galaksileri|Antenler]] adlı iki galaksi kaynaşmayla sonuçlanacak bir çarpışma hâlindedir. İki galaksinin çekirdekleri büyük bir galaksi oluşturmak üzere yol almaktadır.<ref group=not>900 milyon yıl önce etkileşime başlamış bu iki sarmal galaksi olan [[Anten Galaksileri]]'nin çekirdekleri yaklaşık 400 milyon yıl sonra birleşerek tek çekirdek hâline gelecektir.</ref>]]
Bir [[galaksi kümesi]]nde bulunan galaksiler arasındaki etkileşimler nispeten sıklık göstermekte olup, evrimlerinde önemli bir rol oynarlar. Etkileşime geçmiş iki galaksi çarpışmasa da [[gelgit etkileşimi]]nden dolayı hem birtakım eğrilip bükülme deformasyonlarına uğrar, hem de aralarında bir miktar gaz ve toz alışverişi olur.<ref name="cos3">"[http://cosmos.swin.edu.au/entries/interactinggalaxies/interactinggalaxies.html?e=1 Interacting Galaxies] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120707/http://cosmos.swin.edu.au/entries/interactinggalaxies/interactinggalaxies.html?e=1 |tarih=7 Temmuz 2012 }}". Swinburne University. 2006-12-19 tarihinde erişildi.</ref> İki galaksi arasında çarpışma, birbirlerinin tam üzerine geldikleri ve birleşmelerine imkân tanımayacak ölçüde bir [[momentum]]a sahip oldukları zaman meydana gelir. Bu denli etkileşime girmiş galaksilerdeki yıldızlar, birbirleriyle çarpışmadan, birbirlerinin arasından geçerler. Bununla birlikte gaz ve tozları etkileşime geçerler. Bu da, yıldızlararası ortamın bozulup ve parçalanıp sıkışmış hale gelmesiyle "yıldız doğumları"nın patlak vermesine neden olur. Galaksilerin çarpışması birinde ya da her ikisinde ciddi anlamda, çubuk, halka veya kuyruk benzeri eğilip bükülme bozulmalarına yol açar.<ref name="cos3" />

İki galaksinin [[momentum]]u yeterince düşük olduğu takdirde, yani birbirlerinin içinden geçmelerini sağlayacak derecede güçlü olmadığı takdirde, etkileşim birleşmeyle sonuçlanır. Bu durumda iki galaksi daha büyük bir galaksiyi yaratacak şekilde kaynaşırlar. Bu kaynaşma etkinlikleri yeni galakside her iki galaksinin orijinal biçimlerine kıyasla farklı bir biçimsel yapıyı meydana getirici değişiklikler yaratabilir. İki galaksiden birinin daha büyük kütleye sahip olması hâlinde, biri diğeri tarafından, deyim yerindeyse, “yutulmuş” olur. Buna [[galaktik kanibalizm]] adı verilir. Bu tür denk olmayan kaynaşmalarda küçük galaksi yırtılır veya tamamen parçalanırken büyük galaksi pek fazla bozulmaya uğramaz. İşte galaksimiz Samanyolu hâlihazırda [[Sagittarius (takımyıldız)|Sagittarius (Yay Takımyıldızı)]] cüce eliptik galaksisini ve Canis Major (Büyük Köpek Takımyıldızı) cüce galaksisini yutmak üzere "galaktik kanibalizm" sürecinde bulunmaktadır.<ref name="cos3" />

=== Aşırı yıldız üreten galaksiler ===
[[Dosya:M82 HST ACS 2006-14-a-large web.jpg|sol|küçükresim|upright=0.82|Starburst galaksilerine tipik bir örnek sayılan [[Messier 82|M82]] (Messier 82). Normal bir galaksinin on misli oranında yıldız doğumuna sahne olmuştur.]]

Galaksilerdeki yıldızlar dev [[moleküler bulut]]larda oluşan soğuk gaz rezervlerinden üretilirler. Yıldız doğumları oranının istisnai derecede yüksek olduğu galaksiler “starburst galaksi”ler adıyla bilinir. Bu galaksiler aşırı miktarda yıldız üretmeye sürekli olarak devam etselerdi gaz rezervlerini tüketerek ömürlerini iyice azaltırlardı. Fakat bu etkinlikleri genellikle yalnızca on milyon yıl kadar sürer ki, bu süre bir galaksinin ömür süresine nazaran nispeten kısa bir süredir. "Starburst galaksi"ler evren tarihinin erken dönemlerinde daha yaygındılar.<ref name="Starburst Galaxies">"[http://chandra.harvard.edu/xray_sources/starburst.html Starburst Galaxies] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120707/http://chandra.harvard.edu/xray_sources/starburst.html |tarih=7 Temmuz 2012 }}". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2006-08-29.2006-08-10 tarihinde erişildi.</ref> Günümüzde bile bu galaksilerin, yıldız doğumları toplamına katkıları tahminen % 15 civarındadır.<ref>Kennicutt Jr., R. C.; Lee, J. C.; Funes, J. G.; Shoko, S.; Akiyama, S. (September 6–10, 2004). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/2005sdlb.proc..187K Demographics and Host Galaxies of Starbursts] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20080124192548/http://adsabs.harvard.edu/abs/2005sdlb.proc..187K |tarih=24 Ocak 2008 }}". Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies: 187-, Cambridge, UK: Dordrecht: Springer. 2006-12-11 tarihinde erişildi.</ref>

Starburst galaksiler tozlu gaz yoğunlaşmalarıyla ve yeni doğmuş yıldızların çokluğuyla nitelenirler ki, bu yıldızlardan bazıları çevredeki bulutları iyonize ederek içerisinde yıldız oluşumlarının gerçekleştiği [[H II bölgesi|H II bölgeleri]] yaratan büyük yıldızlardır.<ref>Smith, Gene (2006-07-13). "[http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Starbursts.html Starbursts & Colliding Galaxies". University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120707/http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Starbursts.html |tarih=7 Temmuz 2012 }}. 2006-08-10 tarihinde erişildi.</ref> Bu büyük yıldızlar [[süpernova]] patlamaları da üretirler ve bu patlamalarda saçtıkları maddeler çevredeki gazla çok güçlü bir etkileşime girerler. Bu patlamalar gaz bölgesinde yıldız oluşumunu sağlayan zincirleme reaksiyonları tetikler. Öyle ki bu etkinlik ancak söz konusu bölgedeki gaz tüketildiğinde ya da dağıldığında son bulur.<ref name="Starburst Galaxies"/>

Starburst tipi galaksiler, genellikle galaksilerin birleşmesiyle ya da etkileşime geçmesiyle açıklanır. Starburst galaksilerin bu tür bir etkileşimle oluşmasına, [[Messier 82|M82]] galaksisi tipik bir örnek oluşturur. M 82 kendinden daha büyük bir galaksi olan M 81 ile yüz yüze gelecek şekilde yakınlaşmış ve normal bir galaksinin on misli oranında yıldız üreten bir starburst galaksi hâline gelmiştir. Düzensiz galaksiler genellikle belirli aralarla starburst etkinliği sergilerler.<ref>Keel, Bill (September 2006). "[http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/starburst.html Starburst Galaxies] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120604/http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/starburst.html |tarih=4 Haziran 2012 }}". University of Alabama. 2006-12-11 tarihinde erişildi.</ref>

=== Etkin çekirdekli galaksiler ===
[[Dosya:M87 jet.jpg|küçükresim|upright=0.59|Eliptik bir "radyo galaksi" olan [[Messier 87|M87]]'den yayılan parçacık akışı.]]

Gözlemleyebildiğimiz galaksilerin bir kısmı “etkin” olarak sınıflandırılır. Galaksiden çıkan toplam enerjinin önemli bir kısmı yıldızlar, toz ve yıldızlararası ortamdan değil, bir başka kaynaktan yayılmaktadır. Etkin galaksi çekirdeği için standart örnek, çekirdek bölgesindeki bir dev karadeliğin (SMBH) çevresinde oluşan bir [[katılım diski]]ne dayanır. Bir etkin galaksi çekirdeğinin ışınımı maddenin diskten hareketle kara deliğe doğru düşmesi sırasındaki [[kütleçekimsel enerji]]den kaynaklanır.<ref>Keel, William C. (2000). "[http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/agnintro.html Introducing Active Galactic Nuclei] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120727/http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/agnintro.html |tarih=27 Temmuz 2012 }}". The University of Alabama. 2006-12-06 tarihinde erişildi.</ref> Bu tür kozmik cisimlerin % 10'unda, yarıçapları bakımından birbirine zıt bir enerji akışı çifti, çekirdekten ışık hızına yakın hızlarda parçacıklar fırlatır. Bu akışları üreten mekanizma, yani bu akışların işleyişi henüz anlaşılamamıştır.<ref>Lochner, J.; Gibb, M.. "[http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/active_galaxies.html A Monster in the Middle] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120710/http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/active_galaxies.html |tarih=10 Temmuz 2012 }}". NASA. 2006-12-20 tarihinde erişildi.</ref>

[[X ışını|X ışınları]] şeklinde yüksek enerji ışınımları yayan etkin galaksiler ışıklılıklarına bağlı olarak "Seyfert galaksileri" ya da [[kuasar]]'lar olarak sınıflanırlar. Kuasar'lara benzeyen bir başka etkin galaksi türü de [[blazar]]lardır. Bunların Dünya'ya doğru yönelmiş bir [[rölativistik akış]]ı oldukları gözlemlenmiştir. [[Radyo galaksi]] denilen etkin galaksiler ise bu rölativistik akışlarından radyo frekansları yayılan galaksilerdir. Muhtemelen, bir galaksi çekirdeği türü olan ve [[LINER]] (İng. ''<nowiki></nowiki>'''L'''ow-'''I'''onization '''N'''uclear '''E'''mission-line '''R'''egions'') kısa adıyla tanınan çekirdekler de etkin çekirdeklerdir. LINER tipindeki galaksilerin yaydıklarında düşük ölçüde iyonize öğeler baskındır. Bize yakın galaksilerin yaklaşık üçte biri LINER çekirdek türüne sahip galaksiler olarak sınıflanırlar.<ref>Keel, William C. (2000). "[http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/agnintro.html Introducing Active Galactic Nuclei] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120727/http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/agnintro.html |tarih=27 Temmuz 2012 }}". The University of Alabama.2006-12-06 tarihinde erişildi.</ref><ref>Heckman, T. M. (1980). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1980A&A....87..152H An optical and radio survey of the nuclei of bright galaxies — Activity in normal galactic nuclei] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20190410185853/http://adsabs.harvard.edu/abs/1980A%26A....87..152H |tarih=10 Nisan 2019 }}". Astronomy and Astrophysics 87: 152–164.2008-11-01 tarihinde erişildi.</ref><ref>Ho, L. C.; Filippenko, A. V.; Sargent, W. L. W. (1997). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...487..568H A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20080124192447/http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...487..568H |tarih=24 Ocak 2008 }}". Astrophysical Journal 487: 568–578. doi:10.1086/304638.</ref>

== Oluşma ve evrim ==
Galaksilerin ortaya çıkma ve evrimlerinin incelenmesi bir bakıma galaksilerin 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 [[astrofizik]]te hâlen ilerlemeler bekleyen etkin (araştırmaların sürdüğü) bir alandır.

=== Oluşma ===
[[Dosya:Local galaxy filaments tr.png|küçükresim|Karanlık maddenin 520 milyon ışık yılı uzaklıktaki ve 100 milyon ışık yılı kalınlıktaki bir uzay dilimindeki dağılımı. Kümeler rastgele değil, bir yapıdaki teller ya da ipliksiler gibi dizilmişlerdir. Bu koordinat sisteminde Coma (Saç), Virgo (Başak) ve Perseus (Kahraman) kümeleri işaretlenmiştir.]]

Evrenin hâlihazırdaki erken [[Model (soyut)|modelleri]] [[Büyük Patlama|Big Bang]] kuramına dayanmaktadır. Big Bang olayının başlangıcından 300.000 yıl sonra hidrojen ve [[helyum]] [[atom]]ları [[Büyük Patlama Kronolojisi#Yeniden Birle.C5.9Fme: 240.2C000.E2.80.93310.2C000 y.C4.B1l|rekombinasyon]] denilen bir olayla oluşmaya başladılar. Bu dönemde hemen hemen tüm hidrojen nötrdü ([[iyonizasyon|iyonize]] olmamış), ışığı kolaylıkla soğurabilir haldeydi ve yıldızlar henüz oluşmamışlardı. Dolayısıyla bu döneme [[Büyük Patlama Kronolojisi#Karanl.C4.B1k .C3.87a.C4.9Flar|Karanlık Çağlar]] adı verilir. Yoğunluk kararsızlıklarının (ya da [[anizotropik]] düzensizliklerinin) olduğu bu ilk maddede büyük yapılar belirmeye başladılar. [[Baryon]]ik madde kütleleri [[karanlık madde]]nin soğuk halelerinde yoğunlaşmaya başladılar.<ref name="harv_proto">"[http://www.cfa.harvard.edu/~aas/tenmeter/proto.htm Search for Submillimeter Protogalaxies] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20061017171744/http://www.cfa.harvard.edu/~aas/tenmeter/proto.htm |tarih=17 Ekim 2006 }}". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 1999-11-18.2007-01-10 tarihinde erişildi.</ref> Bu ilk yapılar sonradan, günümüzde gördüğümüz galaksiler hâline geleceklerdi.

Galaksilerin bu erken durumuna ilişkin kanıt 2006'da IOK-1 galaksisinin keşfedilmesiyle elde edildi. Bu galaksi 6.96 gibi olağan-dışı yüksek bir [[kırmızıya kayma]] içerisindeydi ki, bu da Büyük Patlama başlangıcından 750 milyon yıl sonra meydana geldiğini gösteriyor ve şimdiye dek gözlemlenenler içinde en uzak ve en eski galaksi olduğunu ortaya koyuyordu.<ref>McMahon, R. (2006). "Journey to the birth of the Universe". Nature 443: 151. doi:[http://www.nature.com/doifinder/10.1038/443151a 10.1038/443151a] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20090107214254/http://www.nature.com/doifinder/10.1038/443151a |tarih=7 Ocak 2009 }}.</ref> Her ne kadar bazı bilim insanları Abell 1835 IR1916 gibi başka gök cisimlerinin IOK-1'den daha yüksek bir [[kırmızıya kayma]] içerisinde olduğunu ileri sürmüşlerse de, şimdilik genel kabul, yaşı ve bileşimi bakımından IOK-1'e öncelik vermektedir. Böyle [[öngalaksi]]lerin (protogalaksi) varlığı, bunların Karanlık Çağlar denilen dönemde oluşmuş olabilecekleri fikrini akla getirmektedir.<ref name=harv_proto/>

Bu tür erken galaksi oluşumlarının ortaya çıkış süreci astronomide henüz tartışmaya açık temel meselelerden birini oluşturmaktadır. Bu konuya ilişkin teoriler iki kategoride ele alınabilir:

* “Yukarıdan aşağı teorileri”ne göre, öngalaksiler yaklaşık yüz milyon yıl süren büyükölçekli ve eşzamanlı bir çökmeyle oluşmuşlardır. Bu teorilere ilişkin modellerden biri kısa adıyla ELS (Eggen–Lynden-Bell–Sandage) modeli olarak bilinir.<ref>Eggen, O. J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R. (1962). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1962ApJ...136..748E Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20100113155930/http://adsabs.harvard.edu/abs/1962ApJ...136..748E |tarih=13 Ocak 2010 }}". Reports on Progress in Physics 136: 748. doi:10.1086/147433.2008-11-01 tarihinde erişildi.</ref>
* “Aşağıdan yukarı teorileri”ne göre, önce [[küresel yıldız kümesi]] gibi küçük yapılar oluşmuş, bu küçük yapılar da birleşerek galaksileri meydana getirmişlerdir.<ref>^ Searle, L.; Zinn, R. (1978). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...225..357S Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20100113155936/http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...225..357S |tarih=13 Ocak 2010 }}". Astrophysical Journal 225 (1): 357–379. doi:10.1086/156499.</ref> Bu teorilere ilişkin modellerden biri kısa adıyla SZ (Searle-Zinn) modeli olarak bilinir.

Bu teoriler artık büyük karanlık madde halelerinin muhtemel varlığını da hesaba katarak yeniden düzenlenmek durumundadır. Öngalaksiler oluşmaya ve büzülmeye başladıktan sonra, bunlarda ilk [[Galaksi halesi|hale yıldızları]] (Popülasyon III yıldızları, III. kuşak yıldızlar) ortaya çıkmışlardır. Bu yıldızlar tümüyle hidrojen ve helyumdan meydana gelmiş büyük yıldızlardı. Bu iri yıldızlar yakıt rezervlerini hızla tüketip [[süpernova]]lar hâline geldiler ve yıldızlararası ortama ağır elementler saldılar.<ref>Heger, A.; Woosley, S. E. (2002). "[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002ApJ...567..532H The Nucleosynthetic Signature of Population III] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20160110091236/http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002ApJ...567..532H |tarih=10 Ocak 2016 }}". Astrophysical Journal 567 (1): 532–543. doi:10.1086/338487.</ref> Bu “ilk kuşak yıldızları” çevredeki nötr hidrojeni iyonize ederek, uzayda ışığın yolculuk etmesine olanak veren oluşumlar yarattılar.<ref>Barkana, R.; Loeb, A. (1999). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/2000astro.ph.10468B In the beginning: the first sources of light and the reionization of the universe] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20080124192528/http://adsabs.harvard.edu/abs/2000astro.ph.10468B |tarih=24 Ocak 2008 }}". Physics Reports 349 (2): 125–238. doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9.</ref>

=== Evrim ===
[[Dosya:Hubble - infant galaxy.jpg|sol|küçükresim|upright=0.68|Yeni oluşmuş bir galaksi olduğu düşünülen [[I Zwicky 18]] (aşağıda, solda)]]

Bir galaksinin oluşmasını sağlayıcı anahtar yapılar, Big Bang'ın başlangıcına kıyasla, bir milyar yıl içinde ortaya çıkmışlardır. Bunlar [[küresel yıldız kümesi|küresel yıldız kümeleri]], dev kara delikler ve II. kuşak (yaşlı) yıldızlarından oluşan galaktik “karın”dır. Öyle görünüyor ki, dev kara delikler, galaksilerin büyümelerinin düzenlenmesinde anahtar bir rol oynamışlardır.<ref>"[http://www.cmu.edu/PR/releases05/050209_blackhole.html Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120604/http://www.cmu.edu/PR/releases05/050209_blackhole.html |tarih=4 Haziran 2012 }}". Carnegie Mellon University. 2005-02-09. 2007-01-07 tarihinde erişildi.</ref> Bu erken dönemde galaksiler büyük ölçüde yıldız doğumları yaşamışlardır.<ref>Massey, Robert (2007-04-21). "[http://www.ras.org.uk/index.php?option=com_content&task=view&id=1190&Itemid=2 Caught in the act; forming galaxies captured in the young universe] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120907/http://www.ras.org.uk/index.php?option=com_content&task=view&id=1190&Itemid=2 |tarih=7 Eylül 2012 }}". Royal Astronomical Society. 2007-04-20 tarihinde erişildi.</ref>

Sonraki iki milyar yıl sırasında, biriken madde [[galaktik disk]] içine yerleşmiştir.<ref>Noguchi, Masafumi (1999). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...514...77N Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20080124192512/http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...514...77N |tarih=24 Ocak 2008 }}". Astrophysical Journal 514 (1): 77–95. doi:10.1086/306932. 2007-01-16 tarihinde erişildi.</ref> Bir galaksi, yaşamı boyunca, kendine [[Nebula (astronomi)|yüksek hız bulutları]] ve cüce galaksilerden çektiği maddeleri katar.<ref>Baugh, C.; Frenk, C. (May 1999). " [http://physicsweb.org/articles/world/12/5/9 How are galaxies made?] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120604/http://physicsweb.org/articles/world/12/5/9 |tarih=4 Haziran 2012 }}". Physics Web. 2007-01-16 tarihinde erişildi.</ref> Bu maddeler çoğunlukla hidrojen ve helyumdur. Yıldızların doğum-ölüm çevrimi, yavaş yavaş ağır elementlerin salınmasını artırır ki, bu, sonradan gezegenlerin oluşmasına imkân sağlayacaktır.<ref>Gonzalez, G. (1998). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1998bdep.conf..431G The Stellar Metallicity — Planet Connection] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20080124192457/http://adsabs.harvard.edu/abs/1998bdep.conf..431G |tarih=24 Ocak 2008 }}". Proceedings of a workshop on brown dwarfs and extrasolar planets: 431. 2007-01-16 tarihinde erişildi.</ref>

Çarpışmalarının ve kütleçekimsel etkileşimlerinin galaksilerin evrimi üzerinde hatırı sayılır bir etkisi vardır. Erken dönemde galaksi birleşmeleri daha yaygındı ve galaksilerin çoğu, biçimleri bakımından “tuhaf galaksiler” (İng. ''peculiar galaxy'') sınıfındaydılar.<ref name="s3541">Conselice, Christopher J. (February 2007). "The Universe's Invisible Hand". Scientific American 296 (2): 35–41.</ref> Yıldızlar arasındaki uzaklık yeterince büyük olduğundan, çarpışan galaksilerdeki yıldızlar bu çarpışmadan etkilenmezler, yani galaksilerin 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<ref>Ford, H. et al (2002-04-30). "[http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2002/11/image/d Hubble's New Camera Delivers Breathtaking Views of the Universe] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120530/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2002/11/image/d |tarih=30 Mayıs 2012 }}". Hubble News Desk.2007-05-08 tarihinde erişildi.</ref> ve [[Antenler Galaksisi]]<ref>Struck, Curtis (1999). "[http://xxx.lanl.gov/html/astro-ph/9908269/homepage.html Galaxy Collisions] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120604135330/http://xxx.lanl.gov/html/astro-ph/9908269/homepage.html |tarih=4 Haziran 2012 }}". Galaxy Collisions 321.</ref> adıyla bilinen çarpışan galaksilerde görülebilir.
[[Dosya:NGC4676.jpg|küçükresim|upright=0.91|NGC 4676, çarpışmak üzere olan iki galaksi (Fare Galaksileri). Fotoğraf Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilmiştir.]]
[[Dosya:Abell1689 HST 2003-01-a-1280 wallpaper.jpg|küçükresim|upright=0.91|Sarımsı galaksilerden oluşan Abell 1689 galaksi kümesi, Hubble Uzay Teleskobu]]
Bu tür bir etkileşimin bir örneği de [[Samanyolu Galaksisi]] ile komşusu [[Andromeda Galaksisi|Andromeda Galaksisi’dır]]. Her iki galaksi birbirlerine 130&nbsp;km/s hızla yaklaşmaktadır ve hızlarını etkileyen yan hareketler göz ardı edilirse, yaklaşık 5-6 milyar yıl sonra çarpışacaklardır.<ref name="toronto">{{Web kaynağı | url = http://www.news.utoronto.ca/bin/000414b.asp | başlık = Astrophysicist maps out our own galaxy's end | erişimtarihi = 25 Ocak 2010 | yayımcı = University of Toronto | yıl = 2000 | ay = 14 Nisan | dil = İngilizce | ilk = Janet | son = Wong | arşivurl = https://web.archive.org/web/20080411192639/http://www.news.utoronto.ca/bin/000414b.asp | arşivtarihi = 11 Nisan 2008 | ölüurl = evet }}</ref> Samanyolu Galaksisi daha önce hiç bu kadar büyük bir galaksi ile çarpışmamış olsa da, daha önce cüce galaksiler ile çarpışmış olduğuna ilişkin kanıtlar artmaktadır{{kaynak belirt}}. Böyle büyük ölçekli çarpışmalar nadirdir ve zaman geçtikçe böyle iki denk galaksinin birleşmesi daha nadir hale gelmektedir.<ref name= toronto/> Parlak galaksilerin çoğu ömürlerinin son milyar yıllarında böyle kökten bir değişikliğe uğramazlar.<ref>Panter, Ben; Jimenez, Raul; Heavens, Alan F.; Charlot, Stephane (2007). " [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0608531 The star formation histories of galaxies in the Sloan Digital Sky Survey". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 378 (4): 1550–1564] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20170202005641/https://arxiv.org/abs/astro-ph/0608531 |tarih=2 Şubat 2017 }}. doi: [http://www3.interscience.wiley.com/journal/117975362/abstract?CRETRY=1&SRETRY=0 10.1111/j.1365-2966.2007.11909.x. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0608531]{{Ölü bağlantı|tarih=Mart 2020 }}. 22.01.2010 tarihinde erişildi.</ref>

==== 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 galaksilerde meydana gelmektedir.<ref name=s3541/> Samanyolu Galaksisi gibi sarmal galaksiler, spiral kollarındaki yıldızlararası yoğun hidrojen [[moleküler bulut]]larına sahip oldukları sürece yalnızca yeni kuşak yıldızlar üretirler.<ref>Kennicutt Jr., R. C.; Tamblyn, P.; Congdon, C. E. (1994). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...435...22K Past and future star formation in disk galaxies] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20080309043918/http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...435...22K |tarih=9 Mart 2008 }}". Astrophysical Journal 435 (1): 22–36. doi:10.1086/174790.</ref> Bu gazdan artık yoksun olduklarından eliptik galaksiler ise yeni yıldızlar üretemezler.<ref>Knapp, G. R. (1999). [[bibcode:1998astro.ph..8266K|Star Formation in Early Type Galaxies]]. San Francisco, Calif.: Astronomical Society of the Pacific. ISBN 1-886733-84-8. OCLC 41302839.</ref> Mevcut hidrojen rezervleri yıldızlarca tüketilip [[ağır metal|ağır elementlere]] dönüştürüldüğünde yeni yıldız doğumları meydana gelemez.<ref name="dams3">Adams, Fred; Laughlin, Greg (2006-07-13). "[http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/0001/cosmic.html The Great Cosmic Battle] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120731/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/0001/cosmic.html |tarih=31 Temmuz 2012 }}". Astronomical Society of the Pacific.2007-01-16 tarihinde erişildi.</ref> Yıldızları yaşlandıkça galaksinin parlaklığı da giderek azalır.

İçinde bulunduğumuz ''yıldız oluşum çağı''nın yüz milyar yıl süreceği tahmin edilmektedir. [[Kızıl cüce]]ler 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 galaksiler şu sıkışık cisimlerden ibaret olacaklardır: [[Kahverengi cüce]]ler, [[beyaz cüce]]ler (soğumuş kara cüceler), [[nötron yıldızları]] ve [[kara delik]]ler. Ardından kütleçekimsel gevşemenin sonucu olarak tüm yıldızlar kara deliklere düşecekler ya da çarpışmalar sonucunda galaksilerarası uzaya fırlatılacaklardır.<ref name=dams3/><ref>Pobojewski, Sally (1997-01-21). "[http://www.umich.edu/~urecord/9697/Jan21_97/artcl17.htm Physics offers glimpse into the dark side of the universe] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120604/http://www.umich.edu/~urecord/9697/Jan21_97/artcl17.htm |tarih=4 Haziran 2012 }}". University of Michigan.2007-01-13 tarihinde erişildi.</ref>

== Büyük ölçekli yapılar ==
[[Dosya:Seyfert Sextet full.jpg|sol|küçükresim|[[Seyfert Altılısı]]. 6 üyeli olduğu sanılan bir “yoğun galaksi grubu”]]
Evrendeki galaksiler tek biçimli bir şekilde dağılmadıkları gibi tümüyle düzensiz bir şekilde de dağılmıştır. Gökyüzüne ilişkin "derin alan" araştırmaları galaksilerin genellikle birbirlerine bağlı bir şekilde topluluklar oluşturduğunu ortaya koymuştur. Milyarlarca yıl boyunca bir başka galaksiyle etkileşime geçmemiş galaksiler çok nadirdir. Şimdiye dek araştırılan galaksilerden yalıtılmış halde oldukları gözlemlenenlerin oranı yalnızca % 5'tir. Kaldı ki bunların geçmişlerinde bir başka galaksiyle etkileşime geçmiş olmaları, çarpışmış olmaları, hatta, hâlen küçük galaksilerden oluşmuş uydulara sahip olmaları mümkündür. Yalıtılmış durumda bulunan galaksilerde yıldız doğumları, sahip oldukları gazlar diğer galaksilerdeki gibi etkileşimlerle sıyrılmamış olduklarından, yüksek bir oran gösterir.<ref>McKee, Maggie (2005-06-07). "[http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn7478 Galactic loners produce more stars] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120911/http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn7478 |tarih=11 Eylül 2012 }}". New Scientist. 2007-01-15 tarihinde erişildi.</ref>

Büyük ölçekte evren sürekli bir genişleme hâlindedir ki, bu da bireysel galaksiler arasındaki ortalama uzaklığın artmasına neden olmaktadır. Buna karşılık galaksi toplulukları karşılıklı kütleçekimsel etkileri sayesinde lokal anlamda bu genişlemeyi aşabilmektedirler. Bunlar evrenin erken döneminde karanlık maddenin sürüklemesi sayesinde kümelenmiş topluluklardır. Daha sonra bunlardan birbirine yakın gruplar bir araya gelerek galaksi kümelerini meydana getirmişlerdir. Bu bir araya gelme süreci bir kümedeki galaksilerarası gazın çok yüksek sıcaklıklara gelme derecesinde ısınmasına (30 milyon-100 milyon K) neden olur.<ref>"[http://chandra.harvard.edu/xray_sources/galaxy_clusters.html Groups & Clusters of Galaxies". NASA Chandra] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120707/http://chandra.harvard.edu/xray_sources/galaxy_clusters.html |tarih=7 Temmuz 2012 }}.2007-01-15 tarihinde erişildi.</ref> Bir kümedeki kütlenin yaklaşık % 70-80'i karanlık madde türündedir, %10-30'u bu ısınmış gazdan oluşur ve geri kalan az kısım da galaksiler olarak görünen maddedir.<ref>Ricker, Paul. "[http://www.sdsc.edu/pub/envision/v15.2/ricker.html When Galaxy Clusters Collide". San Diego Supercomputer Center] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120805/http://www.sdsc.edu/pub/envision/v15.2/ricker.html |tarih=5 Ağustos 2012 }}.2008-08-27 tarihinde erişildi.</ref>

Evrendeki galaksilerin çoğu kütleçekimsel olarak birbirlerine bağlıdır; her galaksi, kütleçekimsel olarak, belirli bir sayıdaki diğer galaksilere bağlıdır. Böylece küçükten büyüğe doğru kümelenmeli bir yapı hiyerarşisi bulunur. Bunların en küçüğü galaksi gruplarıdır. (Galaksi sayısı 100'ün altında olduğu zaman bu topluluklara, gruplar ve kümeler arasındaki sınırlar belirgin olmasa da, [[galaksi grubu]] denir.) Kütleçekim kuvvetiyle bir arada tutulan bu toplulukların en yaygın tipi [[galaksi kümesi|galaksi kümeleri]] olup, evrendeki galaksilerin çoğunu içerirler.<ref>Ponman, Trevor (2005-02-25). "[http://www.sr.bham.ac.uk/research/groups.html Galaxy Systems: Groups] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20090215023446/http://www.sr.bham.ac.uk/research/groups.html |tarih=15 Şubat 2009 }}". University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group.2007-01-15 tarihinde erişildi.</ref>
[[Dosya:Superclusters atlasoftheuniverse.gif|küçükresim|Dünya’dan 1 milyar ışık yılı uzaklık içinde süperkümelerin dağılımını gösteren evren atlası. Burada yaklaşık 63 milyon galaksi gösterilmektedir.]]

Genellikle birkaç megaparseklik bir bölgede bir araya gelmiş binlerce galaksiyi içeren yapılar “küme” olarak adlandırılır. [[Galaksi kümesi]] ya da galaksi kümesi kütleçekimi sayesinde birbirlerine bağlı yüzden fazla galaksinin oluşturduğu kümedir. Galaksi kümeleri biçimleriyle (özel, küresel, simetrik vs.), dağılımlarıyla veya galaksi sayılarıyla (sayı birkaç bine çıkabilir) nitelenirler. Böyle bir grup ya da kümeye bağlı kalabilmek için her üyenin, yani her galaksinin hızının topluluktan kaçıp gidecek derecede yüksek olmaması, bir başka deyişle bunu önleyecek derecede düşük bir hızı olması gerekir. Buna karşılık yetersiz bir [[kinetik enerji]] söz konusu olduğunda da, topluluk galaksi birleşmelerinin olacağı bir evrim geçirir; evrim sonucunda topluluğun dönüştüğü yeni hâli, daha az sayıda galaksiden oluşuyor olacaktır.<ref>Girardi, M.; Giuricin, G. (2000). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...540...45G The Observational Mass Function of Loose Galaxy Groups] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20170720190344/http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...540...45G |tarih=20 Temmuz 2017 }}". The Astrophysical Journal 540 (1): 45–56. doi:10.1086/309314.</ref> Galaksi kümelerinde genellikle tek bir "dev eliptik galaksi" baskın olur. “En parlak küme galaksisi” adı verilen bu dev, zamanla, uydu hâline getirdiği diğer galaksileri gelgit etkisiyle tahrip eder ve yutup kendi kütlesine katar.<ref>Dubinski, John (1998). "[http://www.cita.utoronto.ca/~dubinski/bcg/ The Origin of the Brightest Cluster Galaxies] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20110514155953/http://www.cita.utoronto.ca/~dubinski/bcg/ |tarih=14 Mayıs 2011 }}". Astrophysical Journal 502 (2): 141–149. doi:10.1086/305901.</ref>

[[Süperküme]]ler galaksi kümeleri, galaksi grupları ve bazen de bireysel galaksiler hâlinde onbinlerce galaksi içerirler. Bir milyar [[ışık yılı]] uzunlukta olabilen bu muazzam büyüklükteki yapılarda, aralarında büyük boşluklar olan galaksiler, rastgele değil, bir yapıdaki teller gibi dizilmişlerdir.<ref>Bahcall, Neta A. (1988). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1988ARA&A..26..631B Large-scale structure in the universe indicated by galaxy clusters] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20180809150913/http://adsabs.harvard.edu/abs/1988ARA%26A..26..631B |tarih=9 Ağustos 2018 }}". Annual review of astronomy and astrophysics 26: 631–686. doi:10.1146/annurev.aa.26.090188.003215.</ref> Süperküme skalasının daha üzerinde evrenin izotropik ve homojen olduğu düşünülür.<ref>Mandolesi, N.; Calzolari, P.; Cortiglioni, S.; Delpino, F.; Sironi, G. (1986). "[http://www.nature.com/nature/journal/v319/n6056/abs/319751a0.html Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20090309101918/http://www.nature.com/nature/journal/v319/n6056/abs/319751a0.html |tarih=9 Mart 2009 }}". Letters to Nature 319: 751–753. doi:10.1038/319751a0.</ref> Galaksilerin yaklaşık % 90'ı bir kümeye ya da bir süperkümeye dahildir{{kaynak belirt}}.

Samanyolu Galaksisi [[Yerel Grup]] (İng. ''Local Group'') adı verilen 30 civarında galaksi içeren bir galaksi grubunun üyesidir. Bu, yarıçapı yaklaşık bir megaparsek olan bir gruptur. Bu grupta Samanyolu ve Andromeda en parlak iki galaksidir. Grubun diğer üyelerinin birçoğu bu iki galaksinin uyduları ya da yoldaşları olan cüce galaksilerdir.<ref>van den Bergh, Sidney (2000). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/2000astro.ph..1040V Updated Information on the Local Group] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20080124192522/http://adsabs.harvard.edu/abs/2000astro.ph..1040V |tarih=24 Ocak 2008 }}". The Publications of the Astronomical Society of the Pacific 112 (770): 529–536. doi:10.1086/316548.</ref> Yerel Grup'un kendi de [[Başak Süperkümesi]]'nin içindeki bir bulutumsu yapının bir parçasıdır.<ref>Tully, R. B. (1982). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1982ApJ...257..389T The Local Supercluster] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20180930081628/http://adsabs.harvard.edu/abs/1982ApJ...257..389T |tarih=30 Eylül 2018 }}". Astrophysical Journal 257: 389–422. doi:10.1086/159999.</ref>

== Çoklu dalgaboyu gözlemleri ==
[[Dosya:2MASS LSS chart-NEW Nasa tr.jpg|küçükresim|upright=1.82|Kızılötesiyle saptanan, Samanyolu’nun ötesindeki galaksi dağılımını gösteren panorama]]
Samanyolu Galaksisi'nin dışındaki galaksilerin varlığının keşfedilmesinden sonra, bunların ilk gözlemleri genellikle, gözle görülür ışığın kullanıldığı gözlemlerdi. Yıldızların çoğu ışık yaydıklarından, galaksileri oluşturan yıldızların gözlemi [[optik astronomi]]nin temel etkinliklerinden biridir. Optik astronomiden iyonize [[H II bölgesi|H II bölgelerinin]] ve tozlu kolların dağılımının incelenmesinde de yararlanılabilmektedir. Fakat yıldızlararası ortamda mevcut toz, gözle görülür ışıkla gözlemlendiğinde soluk görülmektedir. Buna karşılık uzak-kızılötesi ışınlarla daha saydam görülebilmektedir{{kaynak belirt}}.

Günümüzde optik astronominin yetersiz kaldığı alanlarda artık çeşitli [[dalgaboyu|dalgaboylarından]] da yararlanılmakta ve bu alanda çeşitli aygıtlar kullanılmaktadır. Modern yöntemlerden bazıları şunlardır:

* [[Kızılötesi]]: Uzak-kızılötesi ışınlar gerek dev [[moleküler bulut]] bölgelerinin içinin, gerekse galaksi çekirdeklerinin içinin ayrıntılı olarak gözlemlenebilmesinde kullanılabilmektedir.<ref>"[http://www.ipac.caltech.edu/Outreach/Edu/Regions/irregions.html Near, Mid & Far Infrared] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120529/http://www.ipac.caltech.edu/Outreach/Edu/Regions/irregions.html |tarih=29 Mayıs 2012 }}". IPAC/NASA. 2007-01-02 tarihinde erişildi.</ref> Kızılötesi aynı zamanda evren tarihinin çok erken döneminde ortaya çıkmış uzak, [[kırmızıya kayma]]daki galaksilerin gözlemlenmesinde de kullanılabilmektedir. Su buharı ve [[karbondioksit]] kızılötesi [[tayf]]ın işe yarar kısımlarının belirli bir miktarını soğurduklarından [[kızılötesi astronomisi]]nde artık yüksek irtifalardaki, yani uzaydaki teleskoplar kullanılmaktadır.
* [[Radyo dalgaları|radyo frekansları]]: Galaksilerin gözle görülen ışık dışındaki araçlar kullanılarak yapılan ilk incelemesi radyo frekansları kulllanılarak yapılmıştır. Atmosfer 5 [[MHz]] ile 30&nbsp;GHz. arası frekanslar için geçirgendir (daha aşağı sinyaller [[iyonosfer]]ce bloke edilmektedir)<ref>"[http://radiojove.gsfc.nasa.gov/education/educ/radio/tran-rec/exerc/iono.htm The Effects of Earth's Upper Atmosphere on Radio Signals] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120529/http://radiojove.gsfc.nasa.gov/education/educ/radio/tran-rec/exerc/iono.htm |tarih=29 Mayıs 2012 }}". NASA. 2006-08-10 tarihinde erişildi.</ref> Etkin çekirdeklerden yayılan akışlar büyük radyo [[interferometre]] aygıtlarıyla saptanabilmektedir. [[Radyo teleskop|Radyoteleskoplar]] ise nötr hidrojeni, erken dönemdeki, galaksileri oluşturmak üzere sonradan çöken iyonize olmamış maddeyi gözlemleyebilmektedir.<ref>"[http://www.sciencedaily.com/releases/2006/12/061214135537.htm Giant Radio Telescope Imaging Could Make Dark Matter Visible] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120529/http://www.sciencedaily.com/releases/2006/12/061214135537.htm |tarih=29 Mayıs 2012 }}". ScienceDaily. 2006-12-14. 2007-01-02 tarihinde erişildi.</ref>
* [[Morötesi]] ve [[X ışını]]: Morötesi ve X ışını teleskopları galaksilere ilişkin yüksek enerji etkinliklerini gözlemleyebilmektedir.<ref>"[http://www.nasa.gov/mission_pages/galex/galex-20061205.html NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120604/http://www.nasa.gov/mission_pages/galex/galex-20061205.html |tarih=4 Haziran 2012 }}". NASA. 2006-12-05.2007-01-02 tarihinde erişildi.</ref> Örneğin X ışınları sayesinde galaksi kümelerindeki sıcak gazın dağılım haritası çıkarılmıştır. Yine galaksilerin çekirdeklerinde [[dev kara delik]]lerin varlığı [[X ışını astronomisi]] sayesinde doğrulanmıştır.<ref>Dunn, Robert. "[http://www-xray.ast.cam.ac.uk/xray_introduction/ An Introduction to X-ray Astronomy] {{Webarşiv|url=https://archive.today/20120717/http://www-xray.ast.cam.ac.uk/xray_introduction/ |tarih=17 Temmuz 2012 }}". Institute of Astronomy X-Ray Group.2007-01-02 tarihinde erişildi</ref>

== Notlar ==
<div class="references-small">
<references group=not />
<references group=note/>
</div>

== Kaynakça ==
{{kaynakça}}

== Literatür ==
{{Kaynak başı}}
*{{Kitap kaynağı
 |kaynak=harv
 |soyadı=[[El-biruni|Al-Biruni]]
 |diğerleri=R. Ramsay Wright (transl.)
 |tarih=2004
 |başlık=The Book of Instruction in the Elements of the Art of Astrology
 |url=https://books.google.com/books?id=VbPna7GOoIEC&pg=PA87
 |yayıncı=[[Kessinger Publishing]]
 |isbn=0-7661-9307-1
 |erişimtarihi=23 Temmuz 2016
 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20150414045916/http://books.google.com/books?id=VbPna7GOoIEC&pg=PA87
 |arşivtarihi=14 Nisan 2015
 |ölüurl=hayır}}
*{{Kitap kaynağı | kaynak = harv
 |soyadı1=Belkora |ad1=L.
 |tarih=2003
 |başlık=Minding the Heavens: the Story of our Discovery of the Milky Way
 | url = https://archive.org/details/mindingheavensst0000belk
 |yayıncı=[[CRC Press]]
 |isbn=0-7503-0730-7
}}
*{{Kitap kaynağı | kaynak = harv
 |soyadı1=Bertin |ad1=G.
 |soyadı2=Lin |ad2=C.-C.
 |tarih=1996
 |başlık=Spiral Structure in Galaxies: a Density Wave Theory
 | url = https://archive.org/details/spiralstructurei0000bert
 |yayıncı=[[MIT Press]]
 |isbn=0-262-02396-2
}}
*{{Kitap kaynağı
 |soyadı1=Binney |ad1=J.
 |soyadı2=Merrifield |ad2=M.
 |tarih=1998
 |başlık=Galactic Astronomy
 |url=https://archive.org/details/galacticastronom0000binn |yayıncı=[[Princeton University Press]]
 |isbn=0-691-00402-1
 |oclc=39108765
}}
*{{Kitap kaynağı
 |soyadı1=Dickinson |ad1=T.
 |tarih=2004
 |başlık=The Universe and Beyond
 |url=https://archive.org/details/universebeyond0004dick |sürüm=4th
 |yayıncı=[[Firefly Books]]
 |isbn=1-55297-901-6
 |oclc=55596414
}}
*{{Kitap kaynağı | kaynak = harv
 |soyadı1=Heidarzadeh |ad1=T.
 |tarih=2008
 |başlık=A History of Physical Theories of Comets, from Aristotle to Whipple
 | url = https://archive.org/details/historyofphysica0000heid
 |yayıncı=[[Springer (publisher)|Springer]]
 |isbn=1-4020-8322-X
}}
* {{Kitap kaynağı | kaynak = harv
 |soyadı=Ho |ad= Houjun
 |soyadı2=van den Bosch|ad2=Frank
 |soyadı3=White|ad3=Simon
 |yazarbağı3=Simon White
 |tarih=2010
 |başlık=Galaxy Formation and Evolution
 |yayıncı= [[Cambridge University Press]]
 |basım=1
 |isbn= 978-0-521-85793-2 }}
*{{Kitap kaynağı | kaynak = harv
 |soyadı1=Kepple |ad1=G. R.
 |soyadı2=Sanner |ad2=G. W.
 |tarih=1998
 |başlık=The Night Sky Observer's Guide, Volume 1
 |yayıncı=[[Willmann-Bell]]
 |isbn=0-943396-58-1
}}
*{{Kitap kaynağı | kaynak = harv
 |soyadı=Merritt |ad=D.
 |yazarbağı=David Merritt
 |tarih=2013
 |başlık=Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei
 |yayıncı=[[Princeton University Press]]
 |isbn=978-1-4008-4612-2
}}
*{{Kitap kaynağı | kaynak = harv
 |soyadı1=Mohamed |ad1=M.
 |tarih=2000
 |başlık=Great Muslim Mathematicians
 |yayıncı=[[Penerbit UTM]]
 |isbn=983-52-0157-9
 |oclc=48759017
}}
*{{Kitap kaynağı | kaynak = harv
 |soyadı1=Paul |ad1=E. R.
 |tarih=1993
 |başlık=The Milky Way Galaxy and Statistical Cosmology, 1890–1924
 | url = https://archive.org/details/milkywaygalaxyst0000paul
 |yayıncı=[[Cambridge University Press]]
 |isbn=0-521-35363-7
}}
*{{Kitap kaynağı | kaynak = harv
 |soyadı1=Sparke |ad1=L. S.
 |soyadı2=Gallagher III |ad2=J. S.
 |tarih=2000
 |başlık=Galaxies in the Universe: An Introduction
 | url = https://archive.org/details/galaxiesinuniver0000spar
 |yayıncı=[[Cambridge University Press]]
 |isbn=0-521-59740-4
}}
*{{Kitap kaynağı | kaynak = harv
 |soyadı1=Van den Bergh |ad1=S.
 |tarih=1998
 |başlık=Galaxy Morphology and Classification
 |yayıncı=[[Cambridge University Press]]
 |isbn=0-521-62335-9
}}
*{{Kitap kaynağı | kaynak = harv
 |soyadı1=Waller |ad1=W. H.
 |soyadı2=Hodge |ad2=P. W.
 |tarih=2003
 |başlık=Galaxies and the Cosmic Frontier
 | url = https://archive.org/details/galaxiescosmicfr0000wall
 |yayıncı=[[Harvard University Press]]
 |isbn=0-674-01079-5
}}
{{Kaynak sonu}}

== Ayrıca bakınız ==
* [[Ara sarmal galaksi]]
* [[Biçimsel Galaksi Sınıfları]]
* [[Çubuklu sarmal galaksi]]
* [[Çubuksuz sarmal galaksi]]
* [[Düzensiz galaksi]]
* [[Eliptik galaksi]]
* [[Galaksi halesi]]
* [[Galaksi kümeleri dizini|Galaksi kümeleri listesi]]
* [[Galaksi kümesi]]
* [[Galaksiler dizini]]
* [[Girdap galaksisi]]
* [[Messier Kataloğu]]
* [[NGC]]
* [[Samanyolu]]
* [[Sarmal galaksi]]
* [[Süperküme]]
* [[Teker (galaksi)]]
* [[Yerel Grup]]

== Dış bağlantılar ==
{{Commons kategori|galaxies}}
* [http://www.bulutsu.org/sozluk/?harf=a Astronomik Terimler Sözlüğü] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20090228055044/http://bulutsu.org/sozluk/?harf=a |tarih=28 Şubat 2009 }}
* [http://www.bulutsu.org/Kâinat'ınharitasi/ Kâinat'ın haritası]{{Ölü bağlantı|tarih=Nisan 2020 }}
* [http://www.seds.org/messier/galaxy.html Galaksiler, SEDS Messier sayfaları] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20110902084452/http://www.seds.org/messier/galaxy.html |tarih=2 Eylül 2011 }} {{İng}}
* [https://web.archive.org/web/20150718054637/http://www.atlasoftheuniverse.com/ Kâinat atlası] {{İng}}
* [https://web.archive.org/web/20150912191650/http://www.nightskyinfo.com/galaxies/ galaksiler- Genel bilgi ve amatör gözlemler] {{İng}}
* [http://science.nasa.gov/headlines/y2002/08feb_gravlens.htm Keşfedilen en eski galaksi] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20060411094750/http://science.nasa.gov/headlines/y2002/08feb_gravlens.htm |tarih=11 Nisan 2006 }} {{İng}}
* [http://www.bbc.co.uk/radio4/history/inourtime/inourtime_20060629.shtml Galaksiler-BBC Radio 4’ün bir programı] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20090103042949/http://www.bbc.co.uk/radio4/history/inourtime/inourtime_20060629.shtml |tarih=3 Ocak 2009 }} {{İng}}
* [http://www.galaxyzoo.org Galaksi sınıflandırma projesi] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20180309083234/http://www.galaxyzoo.org/ |tarih=9 Mart 2018 }} {{İng}}
* [http://www.seds.org/messier/galaxy.html Messier cisimleri] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20110902084452/http://www.seds.org/messier/galaxy.html |tarih=2 Eylül 2011 }} {{İng}}

{{Galaksiler}}
{{Messier cisimleri}}

{{Otorite kontrolü}}

[[Kategori:Galaksiler|Galaksiler]]
[[Kategori:Messier cisimleri|*]]