miniatyr|NGC 4414, en typisk spiralgalakse i stjernebildet Berenikes hår, er ca. lysår i diameter og befinner seg ca. 60 millioner lysår unna jorden. En galakse er et massivt gravitasjonelt bundet system som består av stjerner og stjernerester, en interstellar materie av gass og støv, og en viktig, men dårlig forstått, komponent som forsøksvis er kalt mørk materie.
Galakser varierer i størrelse fra dverger med ti millioner (107) stjerner til gigantgalakser med hundre billioner (1014) stjerner, som alle går i bane rundt galaksens massesentrum. Ordet galakse kommer fra gresk galaxias (), bokstavelig «melkeaktig», og er en referanse til vår egen galakse Melkeveien.
Galakser inneholder varierende mengder stjernesystemer, stjernehoper og typer av interstellare skyer. Mellom disse objektene er det en spredt interstellar materie av gass, støv og kosmisk stråling. Mørk materie ser ut til å utgjøre ca. 90 % av massen i de fleste av galaksene. Observasjonsdata antyder at supermassive sorte hull eksisterer i sentrum av mange, om ikke alle, galakser. De antas å være den primære drivkraften til aktive galaksekjerner i noen galakser. Melkeveien synes å inneha minst ett slikt objekt.
Galakser har opp gjennom historien blitt kategorisert etter sin tilsynelatende form, vanligvis referert til som den synlige morfologien. En vanlig form er den elliptiske galaksen, som har en ellipseformet, lys profil. Spiralgalakser er skiveformede med støvete og buete armer. De med irregulære eller uvanlige former er kjent som irregulære galakser og kommer typisk av forstyrrelser fra gravitasjonskraften fra nærliggende galakser. Slike vekselvirkninger mellom nærliggende galakser, som til slutt kan resultere i en sammenslåing, forårsaker i noen tilfeller økte forekomster av stjernedannelser som fører til starburstgalakser. Mindre galakser som mangler en sammenhengende struktur, regnes som irregulære galakser.
Sannsynligvis finnes det mer enn 170 milliarder () galakser i det observerbare universet. De fleste er parsec i diameter og er vanligvis adskilt med avstander i størrelsesorden millioner av parsec (eller megaparsec). Rommet mellom galaksene (det intergalaktiske rommet) er fylt med en tynn gass med en gjennomsnittlig tetthet på mindre enn ett atom per kubikkmeter.
Hoveddelen av galaksene er organisert i et hierarki av galaksehoper, som i sin tur vanligvis danner større superhoper. Ved de største skalaene er disse forbindelsene generelt arrangert i sjikt og filamenter som er omgitt av enorme tomrom.
Etymologi Ordet galakse kommer fra det greske begrepet for vår egen galakse, galaxias (), «den melkeaktige»), eller kyklos («sirkel») galaktikos («melkeaktig») på grunn av dens utseende på himmelen. I gresk mytologi plasserer Zevs sin sønn født av en jordisk kvinne, spedbarnet Herakles, på Heras bryst mens hun sover slik at barnet kan drikke hennes gudommelige melk og dermed bli udødelig. Hera våkner mens hun ammer og innser da at hun pleier et ukjent barn. Hun skyver barnet unna, og en stråle av melken hennes sprutes over nattehimmelen og fører til den svake stripen av lys som kalles Melkeveien.
Da William Herschel utarbeidet sin katalog over fjerne himmelobjekter i 1786, brukte han navnet spiraltåke for enkelte objekter, som M31. Da avstanden til disse objektene ble forstått, ble de anerkjent som enorme ansamlinger av stjerner, og fikk betegnelsen øyuniverser. Siden univers betyr «eksistensens helhet» falt uttrykket ut av bruk, og objektene ble i stedet kjent som galakser.
Observasjonshistorie Erkjennelsen av at vi lever i en galakse, og at det fantes mange andre galakser, går parallelt med funn som ble gjort om Melkeveien og andre stjernetåker på nattehimmelen.
Melkeveien miniatyr|Melkeveiens galaktiske sentrum.
Den greske filosofen Demokrit (450–370 f.Kr.) foreslo at den lyse stripen på natthimmelen kjent som Melkeveien kunne bestå av fjerne stjerner. Aristoteles (384–322 f.Kr.) trodde imidlertid at Melkeveien var forårsaket av «tenningen av den brennende utpusten til noen stjerner som var store, mange og nær hverandre» og at «tenningen fant sted i den øvre delen av atmosfæren i den regionen av verden som henger sammen med de himmelske bevegelsene.» Den nyplatonistiske filosofen Olympiodoros (ca. 495–570) var vitenskapelig kritisk til dette: Hvis Melkeveien var mellom jorden og månen, ville den fremstå ulikt til ulike tider og steder på jorden, og den ville hatt en parallakse, noe den ikke har. I hans syn var Melkeveien himmelsk. Dette synet ble senere innflytelsesrikt i den islamske verden.
Ifølge Mohani Mohamed gjorde den arabiske astronomen Alhazen (965–1037) det første forsøket på å observere og måle Melkeveiens parallakse. Han fastslo at «siden Melkeveien ikke hadde noen parallakse, befant den seg svært langt unna jorden og tilhørte ikke atmosfæren.» Den persiske astronomen Abū Rayhān al-Bīrūnī (973–1048) foreslo at Melkeveien var en «samling av utallige fragmenter fra opprinnelsen av de tåkete stjernene». Den andalusiske astronomen Ibn Bajjah («Avempace», død 1138) foreslo at Melkeveien bestod av mange stjerner som nesten berørte hverandre og fremsto som et kontinuerlig bilde på grunn av effekten med lysbrytning fra materialer mellom jorden og månen. Han siterte sine observasjoner av konjunksjonen mellom Jupiter og Mars som bevis på at dette skjer når to objekter er nær hverandre. Den syrisk-fødte Ibn Qayyim al-Jawziyyah (1292–1350) foreslo at Melkeveien var «en myriade av små stjerner pakket sammen i sfæren til fiksstjernene».
Bevis for at Melkeveien består av mange stjerner kom i 1610, da Galileo Galilei studerte Melkeveien med et teleskop og observerte et stort antall svake stjerner. I 1750 spekulerte Thomas Wright i verket An original theory or new hypothesis of the Universe i at galaksen kunne være et roterende legeme med en stor mengde stjerner, holdt sammen av gravitasjonskrefter tilsvarende solsystemet, men i en mye større skala. Den resulterende skiven med stjerner kan sees som en stripe på himmelen fra vårt perspektiv på innsiden av skiven. I sin avhandling Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels fra 1755 utdypet Immanuel Kant Wrights ide om Melkeveiens struktur.
miniatyr|venstre|Melkeveiens form slik den ble utledet fra stjernetelling av William Herschel i 1785; solsystemet ble antatt å være nær sentrum.
Det første forsøket på å beskrive Melkeveiens form og plasseringen av solen i galaksen ble utført av William Herschel i 1785 ved nøye telling av antall stjerner i de ulike himmelregionene. Han utarbeidet et diagram over formen på galaksen med solsystemet nær sentrum. Ved hjelp av en forbedret tilnærming kom Kapteyn i 1920 over bildet av en liten (diameter på ca. 15 kiloparsec) ellipsoidegalakse med solen nær sentrum. En annen metode av Harlow Shapley, basert på katalogen for kulehoper, førte til et radikalt annerledes bilde: En flat skive med diameter på ca. 70 kiloparsec og solen langt fra sentrum. Ingen av analysene tok hensyn til absorpsjonen av lys av interstellart støv som finnes i det galaktiske planet. Etter at Robert Julius Trumpler kvantifiserte effekten i 1930 ved å studere åpne stjernehoper dukket det nåværende bildet av vår galakse Melkeveien opp.
Forskjell fra andre tåker miniatyr|Skisse av Messier 51 av Lord Rosse i 1845, senere kjent som Malstrømgalaksen Den persiske astronomen Abd al-Rahman al-Sufi (903–986), kjent i vesten som Azophi, gjorde de første registrerte observasjonene av Andromedagalaksen, og beskrev den som en «liten sky» i Boken om fiksstjerner (arabisk: : كتاب صور الكواكب /kitab suwar al kawakib/) i år 964. Den ble uavhengig oppdaget av Simon Marius i 1612. Al-Sufi identifiserte også den store magellanske skyen, som er synlig fra Jemen, dog ikke fra Isfahan – den ble ikke sett av europeere før Magellans ferd på 1600-tallet. Dette var de første galaksene utenom Melkeveien som ble observert fra jorden.
I 1750 spekulerte Thomas Wright i sitt verk An original theory or new hypothesis of the Universe i at galaksen var en flat skive av stjerner, og at noe av stjernetåken som var synlig på himmelen kunne være separate Melkeveier. I 1755 brukte Immanuel Kant begrepet «øyunivers» om disse fjerne tåkene.
I 1781 sammenstilte Charles Messier en katalog over de 109 mest lyssterke tåkene (himmellegemer med et tåkete utseende). Denne ble i 1786 fulgt opp med en større katalog på tåker sammensatt av William Herschel. I 1845 konstruerte Lord Rosse et teleskop som kunne skille mellom elliptiske tåker og spiraltåker. Funnet av punktkilder i noen av stjernetåkene ga tiltro til Kants tidligere antakelser.
I 1912 utførte Vesto Slipher spektrografiske studier av de mest lyssterke spiraltåkene for å fastslå om de besto av kjemikalier som kunne forventes i et planetsystem. Deres høye rødforskyvning indikerte at de beveger seg bort med hastigheter høyere enn Melkeveiens unnslipningshastighet. De var dermed ikke gravitasjonelt bundet til Melkeveien, og kunne ikke være en del av den.
I 1917 observerte Heber Curtis novaen S Andromedae innenfor den «store Andromedatåken» (siden Andromedagalaksen, messierobjektet M31, var kjent). På leting etter fotografiske registreringer fant han ytterligere 11 novaer, som i snitt var 10 størrelsesklasser svakere enn de som oppstod innenfor vår galakse. Han estimerte avstanden til parsec, og ble en talsmann for hypotesen om «øyuniverser», som hevdet at spiraltåker er uavhengige galakser.
miniatyr|venstre|Foto av den «store Andromedatåken» fra 1899, senere identifisert som Andromedagalaksen.
I 1920 fant den «store debatten» sted mellom Harlow Shapley og Heber Curtis om Melkeveiens natur, spiraltåker og dimensjonene på universet. For å støtte sitt syn om at Andromedatåken var en ekstern galakse, bemerket Curtis forekomsten av mørke stier som minner om støvskyene i Melkeveien så vel som den betydelige dopplerforskyvningen.
Saken ble avgjort i 1922. Da kom astronomen Ernst Öpik opp med en fastsettelse av avstanden som støttet teorien om at Andromedatåken er et fjernt ekstragalaktisk objekt. Med det nye 100-tommers teleskopet ved Mount Wilson Observatory var Edwin Hubble i stand til å identifisere de ytre delene av noen spiraltåker som samlinger av individuelle stjerner, og han identifiserte noen kefeider. Dette gjorde det mulig å estimere avstanden til tåkene, og de var for langt unna til å være en del av Melkeveien. I 1936 utarbeidet Hubble klassifikasjonssystemet for galakser som brukes i dag.
Moderne forskning miniatyr|Rotasjonskurve for en typisk spiralgalakse: forutsagt (A) og observert (B). Avstanden er fra galaksekjernen. miniatyr|Den nest fjerneste galaksen: UDFy-38135539 I 1944 forutsa Henrik van de Hulst mikrobølgestråling med bølgelengde på 21 cm som kom fra interstellar atomisk hydrogengass; denne strålingen ble observert i 1951. Strålingen muliggjorde forbedret studie av Melkeveien siden den ikke påvirkes av støvabsorpsjon og dopplerforskyvningen kan brukes for å kartlegge gassens bevegelse i galaksen. Disse observasjonene førte til en postulering av en roterende stavstruktur i sentrum av galaksen. Med forbedrede radioteleskop kunne hydrogengass også spores i andre galakser.
På 1970-tallet ble det oppdaget i Vera Rubins studie av rotasjonshastigheten til gassen i galakser at den totale synlige massen (fra stjernene og gassen) ikke tar tilstrekkelig høyde for hastigheten til den roterende gassen. Problemet med galakserotasjonen antas å skyldes store mengder usett mørk materie.