Redigerer Galakse (avsnitt)

== Typer og morfologi ==
[[Fil:Hubble sequence photo.png|miniatyr|Galaksetyper ifølge diagrammet fra Hubble-serien. En ''E'' indikerer en type elliptisk galakse, en ''S'' indikerer en spiral og ''SB'' en stavsprialgalakse.<ref name="Galaksetyper" group="lower-alpha" />]]
{{Utdypende artikkel|Morfologisk galakseklassifikasjon|seogså=Hubble-serien}}
Galaksene deles inn i tre hovedtyper: elliptiske, spiraler og irregulære. En noe mer utvidet beskrivelse av galaksetypene er gitt av Hubble-serien. Hubble-serien er utelukkende basert på den visuelle morfologitypen, og tar ikke hensyn til visse viktige egenskaper som antall [[stjernedannelse]]r (i [[starburstgalakse]]r) og aktivitet i kjernen ([[Aktiv galaksekjerne|aktive galakser]]).<ref name="IRatlas" />

=== Elliptiske ===
{{Utdypende artikkel|Elliptisk galakse}}
Hubble-serien rangerer elliptiske galakser med utgangspunkt i elliptisiteten. Skalaen går fra E0, som er nesten [[Kule (geometri)|sfærisk]], og opp til E7, som er svært langstrakt. Galaksene har en [[ellipsoide|ellipsoidisk]] profil, som gir dem en elliptisk fremtoning uavhengig av hvilken vinkel man ser dem fra. Utseende viser lite strukturer og de har typisk relativt lite [[interstellar materie]]. Følgelig har de også en lav andel av [[åpen stjernehop|åpne stjernehoper]] og en redusert mengde med dannelse av nye stjerner. De domineres av generelt eldre og mer [[stjerneutvikling|utviklede stjerner]] som går i bane rundt massefellespunktet i tilfeldige retninger. I denne forstand har de en viss likhet med de mye mindre [[kulehop]]ene.<ref name="elliptical" />

De største galaksene er gigantiske elliptiske. Mange elliptiske galakser antas å formes på grunn av [[Vekselvirkende galakse|vekselvirkning mellom galakser]] med kollisjon og sammenslåing som resultat. De kan vokse til enorme størrelser (sammenlignet med spiralgalakser, for eksempel), og gigantiske elliptiske galakser er ofte funnet nær kjernen av store [[galaksehop]]er.<ref name="Galaxies" /> Starburstgalakser er resultatet av en slik galaktisk kollisjon og kan resultere i dannelsen av en elliptisk galakse.<ref name="elliptical" />

=== Spiraler ===
[[Fil:Messier51 sRGB.jpg|miniatyr|[[Malstrømgalaksen]] (til venstre), et eksempel på en spiralgalakse uten stav]]
{{Utdypende artikkel|Spiralgalakse|Stavspiralgalakse}}
Spiralgalakser består av en roterende skive av stjerner og interstellar materie sammen med en sentral bul av generelt eldre stjerner. Ut fra [[Bul (astronomi)|bulen]] strekker det seg relativt lyse armer. I Hubble-serien er de listet som type ''S'', etterfulgt av en bokstav (''a'', ''b'', eller ''c'') som indikerer graden av tetthet i spiralarmene og størrelsen på den sentrale bulen. En ''Sa''-galakse har tette sammenbundne og dårlig definerte armer, og en relativt stor kjerneregion. I den andre enden har en ''Sc''-galakse åpne og godt definerte armer med en liten kjerneregion.<ref name="Smith2000" /> En galakse med dårlig definerte armer blir noen ganger referert til som en [[flokkulent spiralgalakse]], i motsetning til en [[veldefinert spiralgalakse]] som har fremtredende og veldefinerte spiralarmer.<ref name="bergh1998" group="L" />

I spiralgalakser har spiralarmene den omtrentlige formen til [[logaritmisk spiral]]er. Mønsteret kan skyldes en forstyrrelse i en ensartet roterende masse av [[stjerne]]r. Liksom stjernene roterer spiralarmene rundt sentrum, men de gjør det med en konstant [[vinkelhastighet]]. Spiralarmene antas å bestå av materie med høy tetthet eller «[[Tetthetsbølgeteori|tetthetsbølger]]».<ref name="bertin_lin1996" group="L" /> Når stjerner beveger seg gjennom en arm, endres romhastigheten for hvert [[stjernesystem]] av gravitasjonskraften av den høyere tettheten &ndash; hastigheten går tilbake til normalen når stjernene kommer til den andre siden av armen. Effekten ligner «bølgen» av forsinkelser som beveger seg langs en motorvei full av biler i bevegelse. Armene er synlige fordi den høye tettheten forenkler stjernenes formasjon, og derfor har de mange lyssterke og unge stjerner.<ref name="belkora355" group="L" />

[[Fil:Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg|venstre|miniatyr|[[NGC 1300]], et eksempel på en stavspiralgalakse]]

Majoriteten av spiralgalaksene har en lineær, stavformet stripe av stjerner som strekker seg utover mot hver side av kjernen før den slår seg sammen med en spiralarmstruktur.<ref name="Eskridge1999" group="L" /> I Hubble-serien betegnes disse med ''SB'' etterfulgt av en liten bokstav (''a'', ''b'' eller ''c''), som indikerer formen til spiralarmene (liksom kategoriseringen av normale spiralgalakser). Staver antas å være midlertidige strukturer som kan oppstå som et resultat av tetthetsbølger som stråler utover fra kjernen, eller på grunn av [[Galaktiske tidevannskrefter|tidevannspåvirkning]] fra en annen galakse.<ref name="Bournaud2002" group="L" /> Mange stavspiralgalakser er aktive, muligens som et resultat av at gass blir kanalisert inn i kjernen langs armene.<ref name="Knapen2002" group="L" />

Vår egen galakse er en skiveformet stavspiralgalakse,<ref name="Alard2001" group="L" /> ca. 30&nbsp;kiloparsec i diameter og en kiloparsec i tykkelse. Den inneholder om lag to hundre milliarder (2{{E|11}})<ref name="Sanders2006" /> stjerner og har en masse på omtrent seks hundre milliarder (6{{E|11}}) ganger massen til [[solen]].<ref name="Bell1997" group="L" />

=== Andre morfologier ===
[[Fil:Hoag's object.jpg|miniatyr|[[Hoags objekt]], et eksempel på en [[ringgalakse]]]]
[[Fil:Ngc5866 hst big.png|miniatyr|[[NGC 5866]], et eksempel på en [[linseformet galakse]]]]
Særegne galakser utvikler uvanlige egenskaper på grunn av tidevannspåvirkning med andre galakser. [[Ringgalakse]]r innhar en ringlignende struktur av stjerner og interstellar materie som omgir en naken kjerne. En ringgalakse antas å oppstå når en mindre galakse passerer gjennom kjernen til en spiralgalakse.<ref name="Gerber1994" group="L" /> En slik hendelse kan ha påvirket [[Andromedagalaksen]] ettersom dens struktur ligner på flere ringer når den ses i [[infrarød stråling]].<ref name="ESA1998" />

En [[linseformet galakse]] (Hubble-type S0) er en mellomform som har egenskapene til både elliptiske og spiralgalakser. De har dårlig definerte spiralarmer med en elliptisk halo av stjerner.<ref name="Hubble Missed" /> (Stavlinsegalakser har Hubbleklassifiseringen SB0).

Det finnes også [[irregulær galakse|irregulære galakser]] som ikke enkelt kan bli klassifisert i en elliptisk eller spiralmorfologi. En Irr-I-galakse har noen strukturer, men kan ikke plasseres helt i [[Hubble-serien]]. Irr-II galakser har ingen strukturer som passer en Hubble-klassifisering, og kan ha blitt forstyrret.<ref name="Barstow2005" /> Nærliggende eksempler på (dverg-)irregulære galakser inkluderer de [[magellanske skyer]].

=== Dverger ===
{{Utdypende artikkel|Dverggalakse}}
Til tross for at de store elliptiske og spiralgalaksene er fremtredende, ser de fleste galaksene ut til å være dverggalakser. De er relativt små sammenlignet med andre galakseformasjoner &ndash; om lag én hundredel av størrelsen til [[Melkeveien]], og inneholder kun et par milliarder stjerner. Ultrakompakte dverggalakser som bare er 100&nbsp;parsec på tvers har nylig blitt oppdaget.<ref name="Philipps2001" group="L" />

Mange dverggalakser kan gå i [[bane]] rundt en enkelt større galakse; Melkeveien har minst 14 slike satellitter, og det anslås at 300&ndash;500 ennå ikke er oppdaget.<ref name="Groshong2006" /> Dverggalakser kan også klassifiseres som [[Elliptisk dverggalakse|elliptiske]], [[dvergspiralgalakse|sprialformede]] eller [[irregulær galakse|irregulære]]. Små elliptiske dverggalakser har få likheter med de store elliptiske galaksene, og blir ofte kalt [[Sfærisk dverggalakse|sfæriske dverggalakser]].

I en studie av 27 av Melkeveiens naboer fant man ut at i alle dverggalakser var den sentrale [[masse]]n ca. 10&nbsp;millioner [[solmasse]]r, uavhengig av om galaksen hadde tusener eller millioner av stjerner. Dette førte til en hypotese om at galakser hovedsakelig består av [[mørk materie]], og at minimumstørrelsen kan indikere en form for [[varm mørk materie]] uten mulighet for gravitasjonell koalesens i en mindre skala.<ref name="Schirber2008" />