ดาราจักรชนิดก้นหอยประกอบด้วยแถบจานหมุนของดาวฤกษ์และสสารระหว่างดาว มีดุมโป่งนูนบริเวณกึ่งกลางซึ่งประกอบด้วยดาวฤกษ์เก่าแก่ ถัดจากดุมตรงกลางเป็นแขนสว่างทอดออกไปสู่ด้านนนอก ตามระบบการจำแนกดาราจักรของฮับเบิล ดาราจักรชนิดก้นหอยอยู่ในประเภท S ตามด้วยอักษร (a, b หรือ c) ซึ่งใช้บอกระดับความแน่นของแขนดาราจักรและขนาดของดุมที่ศูนย์กลาง ดาราจักรแบบ Sa จะมีแขนที่บีบแน่น ไม่ค่อยเห็นเป็นแขนชัดเจนนัก และมีดุมค่อนข้างใหญ่ ในทางตรงข้าม ดาราจักรแบบ Sc จะมีแขนที่กว้าง เห็นเป็นแขนชัดเจน และมีดุมที่ค่อนข้างเล็ก
ดาราจักรชนิดก้นหอยส่วนใหญ่มักมีแถบของดาวฤกษ์ ลักษณะเหมือนคาน ขยายออกไปจากแกนกลางทั้งสองด้าน คานดังกล่าวไปบรรจบกับโครงสร้างแขนก้นหอยของดาราจักร ตามการจำแนกฮับเบิล ดาราจักรแบบนี้จัดเป็นประเภท SB ตามด้วยตัวอักษรเล็ก (a, b หรือ c) ซึ่งใช้ระบุรูปแบบของแขนก้นหอย (ทำนองเดียวกับการจำแนกประเภทในดาราจักรชนิดก้นหอยทั่วไป) เชื่อว่าคานของดาราจักรเป็นเพียงโครงสร้างชั่วคราวซึ่งอาจเกิดจากคลื่นความหนาแน่นที่แผ่ออกมาจากแกนกลาง หรืออาจเกิดจากอันตรกิริยากับดาราจักรอื่น ดาราจักรชนิดก้นหอยมีคานส่วนมากมีพลัง อันอาจเป็นผลจากการที่แก๊สไหลผ่านแขนก้นหอยเข้าไปสู่แกนกลางของดาราจักร
สัณฐานอื่น ๆ
ดาราจักรแปลก (peculiar galaxy) คือการก่อตัวของดาราจักรที่มีลักษณะผิดปกติอันเนื่องมาจากอันตรกิริยากับดาราจักรอื่น ตัวอย่างเช่น ดาราจักรชนิดวงแหวน ซึ่งมีโครงสร้างของดาวฤกษ์และสสารระหว่างดาวเรียงกันเป็นรูปคล้ายวงแหวนอยู่รอบแกนกลาง เชื่อว่าดาราจักรชนิดวงแหวนเกิดขึ้นจากการที่ดาราจักรขนาดเล็กเคลื่อนที่ผ่านแกนกลางของดาราจักรชนิดก้นหอย เหตุการณ์นี้อาจเกิดขึ้นกับดาราจักรแอนดรอเมดาก็ได้ เพราะเมื่อสำรวจในย่านอินฟราเรด พบว่ามีโครงสร้างคล้ายวงแหวนหลายชั้นอยู่รอบดาราจักร
ดาราจักรชนิดลูกสะบ้า (lenticular galaxy) เป็นดาราจักรที่มีรูปร่างกึ่ง ๆ ระหว่างดาราจักรรีกับชนิดก้นหอย ในการจำแนกฮับเบิล ดาราจักรชนิดลูกสะบ้าถูกจัดให้อยู่ในประเภท
S0 มีแขนก้นหอยจาง ๆ ที่ไม่ชัดเจน และมีดาวฤกษ์รวมตัวกันเป็นทรงรีด้วย (ดาราจักรชนิดลูกสะบ้ามีคาน จัดเป็นดาราจักรประเภท
SB0)
นอกเหนือจากการจำแนกประเภทของดาราจักรตามที่บรรยายไว้ข้างต้นแล้ว ยังมีดาราจักรอีกจำนวนหนึ่งที่ไม่สามารถจำแนกได้ว่ามีสัณฐานรีหรือเป็นชนิดก้นหอย จึงจำแนกดาราจักรเหล่านี้เป็น "
ดาราจักรไร้รูปแบบ" ดาราจักรประเภท Irr-I มีโครงสร้างให้เห็นบ้าง แต่ยังไม่ชัดเจนพอที่จะจำแนกได้ตามระบบของฮับเบิล ส่วนดาราจักรประเภท Irr-II นั้นไม่ปรากฏโครงสร้างใด ๆ เลยเมื่อเทียบกับการจำแนกฮับเบิล และเป็นดาราจักรที่กำลังถูกรบกวนหรือถูกทำลายด้วยแรงโน้มถ่วง ตัวอย่างของดาราจักร (แคระ) ชนิดไร้รูปแบบที่อยู่ใกล้เรา ได้แก่
เมฆแมเจลแลน
[แก้]ดาราจักรแคระ
แม้ดาราจักรที่โดดเด่นสะดุดตาและเป็นที่รู้จักคือ
ดาราจักรรีและ
ดาราจักรชนิดก้นหอย แต่ดาราจักรส่วนมากในเอกภพเป็น
ดาราจักรแคระ ดาราจักรขนาดเล็กเหล่านี้มีขนาดเพียงราวหนึ่งในร้อยส่วนของทางช้างเผือกเท่านั้น ดาราจักรแคระประกอบด้วยดาวฤกษ์เพียงไม่กี่พันล้านดวง ยังมีดาราจักรขนาดจิ๋วอีกหลายแห่งที่เพิ่งค้นพบเมื่อเร็ว ๆ นี้ โดยมีขนาดราว 100
พาร์เซกเท่านั้น
ดาราจักรแคระหลายดาราจักรอาจโคจรรอบดาราจักรอื่นที่มีขนาดใหญ่กว่า
ดาราจักรทางช้างเผือกเองมีดาราจักรขนาดเล็กโคจรอยู่รอบ ๆ อย่างน้อยหนึ่งโหล จากจำนวนทั้งหมดที่คาดว่ามีอยู่ราว 300-500 ดาราจักรซึ่งยังค้นไม่พบ ดาราจักรแคระอาจได้รับการจำแนกเป็นดาราจักรรี ก้นหอย หรือไร้รูปแบบก็ได้ แต่ดาราจักรแคระทรงรีมักดูไม่ค่อยเหมือนดาราจักรรีขนาดใหญ่ มันจึงมักถูกเรียกว่าดาราจักรแคระคล้ายทรงกลม (dwarf spheroidal galaxies)
ดาวกระจาย
ดาวฤกษ์ก่อกำเนิดขึ้นในดาราจักรได้โดยการจับกลุ่มกันของแก๊สเย็นที่รวมตัวเป็น
เมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ บางดาราจักรมีการก่อเกิดดาวฤกษ์ใหม่ในอัตราสูงมากที่เรียกว่า "ดาวกระจาย (starburst)" หากมันยังคงสภาพเช่นนั้น มันจะใช้แก๊สที่มีอยู่หมดไปภายในเวลาน้อยกว่าช่วงชีวิตของดาราจักร ดังนั้นช่วงที่เกิดดาวกระจายจึงมักใช้เวลานานเพียงประมาณสิบล้านปี ซึ่งนับว่าสั้นมากเมื่อเทียบกับอายุของดาราจักร ดาราจักรชนิดดาวกระจายสามารถพบได้เป็นปกติในยุคแรก ๆ ของเอกภพ ปัจจุบันยังคงมีสภาวะดังกล่าวอยู่ คิดเป็นสัดส่วนราว 15% ของอัตราการผลิตดาวทั้งหมด
ดาราจักรชนิดดาวกระจายประกอบไปด้วยฝุ่นแก๊สที่รวมกันอยู่หนาแน่น เกิดดาวฤกษ์ใหม่จำนวนมาก รวมไปถึงดาวฤกษ์มวลสูงที่ทำให้เมฆหมอกของแก๊สที่อยู่โดยรอบแตกตัวเป็นไอออนจนก่อตัวเป็น
บริเวณเอช 2 (H II region) ดาวฤกษ์มวลสูงเหล่านี้ยังอาจระเบิดเป็น
ซูเปอร์โนวา ทำให้เกิด
ซากซูเปอร์โนวาที่แผ่ขยายออกไปจนทำอันตรกิริยาต่อแก๊สรอบ ๆ การก่อเกิดดาวเช่นนี้จุดชนวนทำให้เกิดปฏิกิริยาลูกโซ่ มีการก่อกำเนิดดาวใหม่จำนวนมากทั่วไปหมดทั้งกลุ่มแก๊ส เมื่อแก๊สถูกนำไปใช้หรือกระจายออกไปจนเกือบหมด การก่อเกิดดาวจึงยุติลง
ปรากฏการณ์ดาวกระจายมักเกี่ยวข้องกับการรวมตัวกันหรืออันตรกิริยาระหว่างดาราจักร
M82 เป็นตัวอย่างต้นแบบของปรากฏการณ์นี้ ซึ่งมันได้เคลื่อนเข้าใกล้ดาราจักร
M81 ที่มีขนาดใหญ่กว่า เรามักพบบริเวณที่มีการก่อเกิดดาวใหม่ในดาราจักรไร้รูปแบบอีกด้วย
[แก้]กำเนิดและวิวัฒนาการของดาราจักร
การศึกษาเรื่องกำเนิดและวิวัฒนาการของดาราจักรเป็นไปเพื่อพยายามตอบคำถามว่าดาราจักรเกิดขึ้นได้อย่างไร และมีการเปลี่ยนแปลงอย่างไรบ้างตลอดช่วงประวัติศาสตร์ของ
เอกภพ บางทฤษฎีเป็นที่ยอมรับกันแพร่หลายแล้ว แต่ก็ยังมีความเคลื่อนไหวใหม่ ๆ เกิดขึ้นเสมอในแวดวง
ฟิสิกส์ดาราศาสตร์
[แก้]การก่อกำเนิด
แบบจำลองด้านจักรวาลวิทยาในปัจจุบันที่ใช้อธิบายเอกภพในยุคเริ่มต้นตั้งอยู่บนพื้นฐานของทฤษฎี
บิกแบง เชื่อว่าประมาณ 300,000 ปีหลังจากเหตุการณ์นั้น อะตอมของ
ไฮโดรเจนและ
ฮีเลียมได้เริ่มก่อตัว เป็นเหตุการณ์ที่เรียกว่า recombination ไฮโดรเจนเกือบทั้งหมดมีสภาวะเป็นกลาง (ไม่มีประจุ) และดูดซับแสงไว้ ยังไม่มีดาวฤกษ์ใด ๆ ก่อตัวขึ้น ผลจากเหตุการณ์นั้นเกิดเป็นยุคที่เรียกว่า "
ยุคมืด" (Dark Ages) ผลจากการผันผวนของความหนาแน่น (หรือความไม่แน่นอนทาง
แอนไอโซทรอปี) ภายในสสารยุคเริ่มต้นทำให้เกิดโครงสร้างขนาดใหญ่ขึ้นในเอกภพ มวลของสสาร
แบริออนเริ่มควบแน่นภายในสสารมืดที่มีอุณหภูมิต่ำ การรวมตัวของโครงสร้างในยุคเริ่มต้นนี้น่าจะทำให้เกิดเป็นดาราจักรดังที่เราเห็นในปัจจุบัน
หลักฐานที่แสดงถึงดาราจักรยุคแรก ๆ ถูกค้นพบในปี ค.ศ. 2006 เมื่อมีการค้นพบ
IOK-1 ว่ามีค่า
การเลื่อนไปทางแดงสูงอย่างผิดปกติถึง 6.96 สอดคล้องกับช่วงเวลา 750 ล้านปีหลังบิกแบง ทำให้มันเป็นดาราจักรที่ไกลที่สุดและอายุน้อยที่สุดเท่าที่เคยพบมา นักวิทยาศาสตร์จำนวนหนึ่งยังอ้างถึงวัตถุอื่น (เช่น
Abell 1835 IR1916) ว่ามีการเลื่อนไปทางแดงสูงกว่า (จึงย้อนไปในอดีตของเอกภพได้ไกลกว่า) แต่อายุและองค์ประกอบของ IOK-1 ก็เป็นที่น่าเชื่อถือมากกว่า การมีอยู่ของ
ดาราจักรก่อนเกิด (protogalaxy) ชี้ให้เห็นว่ามันจะต้องเกิดขึ้นใน "ยุคมืด" ของเอกภพ
รายละเอียดของกระบวนการในช่วงการก่อเกิดดาราจักรในยุคแรกของเอกภพ นับเป็นหัวข้อถกเถียงหลักในแวดวงดาราศาสตร์ ทฤษฎีที่เกี่ยวข้องแบ่งออกได้เป็นสองกลุ่มใหญ่ ๆ คือ กลุ่มจากบนลงล่างและกลุ่มจากล่างขึ้นบน ทฤษฎีของกลุ่มจากบนลงล่าง (เช่น แบบจำลองเอกเกน-ลินเดน-เบลล์-แซนเดจ (Eggen–Lynden-Bell–Sandage : ELS)) เสนอว่าดาราจักรก่อนเกิดก่อตัวด้วยกระบวนการยุบตัวในระดับที่ใหญ่มากพร้อม ๆ กัน โดยใช้เวลายาวนานราวหนึ่งร้อยล้านปี ส่วนทฤษฎีของกลุ่มจากล่างขึ้นบน (เช่นแบบจำลองแซล-ซินน์ (Searle-Zinn : SZ) เสนอว่า มีการก่อตัวของโครงสร้างขนาดเล็ก เช่น
กระจุกดาวทรงกลม ขึ้นก่อน จากนั้นโครงสร้างเล็ก ๆ เหล่านี้จึงพอกพูนกันกลายเป็นดาราจักรขนาดใหญ่ขึ้น ทฤษฎีสมัยใหม่จะต้องพยายามอธิบายถึงการมีอยู่ของ
สสารมืดซึ่งค่อนข้างแน่ชัดว่ามีอยู่จริง
ทันทีที่ดาราจักรก่อนเกิดเริ่มก่อตัวขึ้นและหดตัวลง ดาวกลุ่มแรก (เรียกว่า ดารากร 3) ก็เริ่มเกิดขึ้นภายใน ดาวฤกษ์เหล่านี้มีองค์ประกอบเป็นไฮโดรเจนและฮีเลียมเกือบทั้งหมด และอาจมีมวลสูงมาก ดังนั้นจึงเผาผลาญเชื้อเพลิงอย่างรวดเร็วและกลายเป็นซูเปอร์โนวา ปลดปล่อยธาตุหนักออกไปสู่สสารระหว่างดาว ดาวฤกษ์รุ่นแรกสุดนี้ทำให้เกิดประจุขึ้นอีกครั้งกับไฮโดรเจนที่เป็นกลางซึ่งอยู่ในบริเวณโดยรอบ และทำให้ฟองของอวกาศขยายตัวขึ้นขณะที่แสงก็สามารถออกเดินทางได้แล้ว
วิวัฒนาการ
I Zwicky 18 (ล่างซ้าย) ดาราจักรที่เพิ่งเกิดใหม่ ภาพจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล
ในเวลาหนึ่งพันล้านปีของการก่อตัวของดาราจักร โครงสร้างหลัก ได้แก่
กระจุกดาวทรงกลม หลุมดำมวลยวดยิ่งที่ศูนย์กลาง และ
ดุมดาราจักรอันประกอบด้วย
ดารากร 3 ซึ่งมีโลหะอยู่น้อยก็เริ่มปรากฏขึ้น การกำเนิดของหลุมดำมวลยวดยิ่งดูเหมือนจะมีบทบาทสำคัญมากต่อวิธีการเติบโตของดาราจักร มันจำกัดปริมาณสสารโดยรวมที่เพิ่มเข้าไปในดาราจักร ในยุคแรกนี้ ดาราจักรทั้งหลายต่างผ่านกระบวนการดาวกระจายซึ่งเป็นการก่อตัวของดาวฤกษ์ครั้งใหญ่
สองพันล้านปีต่อมา สสารต่าง ๆ ก็เริ่มกลายเป็นจานดาราจักรดาราจักรจะยังดึงดูดสสารต่าง ๆ จากเมฆที่เคลื่อนด้วยความเร็วสูงและดาราจักรแคระเข้าสู่ตัวมันอยู่ตลอดอายุขัย สสารเหล่านี้ส่วนใหญ่เป็นไฮโดรเจนและฮีเลียม วงจรการเกิดและแตกดับของดาวฤกษ์ค่อย ๆ เพิ่มปริมาณธาตุหนักขึ้นอย่างช้า ๆ ซึ่งต่อมาก่อให้เกิดดาวเคราะห์ในท้ายที่สุด
อันตรกิริยาและการชนกันระหว่างดาราจักร สามารถส่งผลต่อวิวัฒนาการของดาราจักรได้อย่างมาก การรวมตัวกันของดาราจักรพบได้เป็นปกติในยุคแรกของเอกภพ และดาราจักรส่วนใหญ่ก็ล้วนแต่มีสัณฐานที่แปลกประหลาดพิสดาร ด้วยระยะห่างระหว่างดาวซึ่งไกลมาก ทำให้ดาวส่วนมากไม่ได้รับผลกระทบจากการชนกันของดาราจักร อย่างไรก็ตาม ผลจากแรงโน้มถ่วงที่กระทำต่อแก๊สและฝุ่นระหว่างดาวอันเป็นส่วนประกอบแขนก้นหอยของดาราจักร ก็ทำให้เกิดขบวนดาวฤกษ์จำนวนมากเรียกว่า "tidal tails" ตัวอย่างของการก่อตัวในลักษณะนี้พบได้ใน NGC 4676 หรือดาราจักรหนวดแมลง
ดาราจักร
ทางช้างเผือกกับ
ดาราจักรแอนดรอเมดาที่อยู่ใกล้เคียง กำลังเคลื่อนที่เข้าหากันด้วยอัตราเร็วประมาณ 130 กิโลเมตรต่อวินาที และอาจชนกันภายในเวลา 5-6 พันล้านปีข้างหน้า แม้ว่าดาราจักรทางช้างเผือกยังไม่เคยรวมตัวเข้ากับดาราจักรขนาดใหญ่เช่นแอนดรอเมดามาก่อน แต่ก็พบหลักฐานเพิ่มมากขึ้นว่าทางช้างเผือกเคยชนกับบรรดาดาราจักรแคระที่มีขนาดเล็กกว่า
อันตรกิริยาระหว่างวัตถุอวกาศขนาดใหญ่ไม่เกิดขึ้นบ่อยนัก ยิ่งเวลาผ่านไป การรวมกันของระบบดาวที่มีขนาดพอ ๆ กันยิ่งพบเห็นได้ยากขึ้น ดาราจักรสว่างส่วนมากยังคงสภาพเดิมโดยไม่เปลี่ยนแปลงนานหลายพันล้านปีมาแล้ว และอัตราการเกิดดาวฤกษ์ก็อาจผ่านจุดสูงสุดไปแล้วเมื่อราวหนึ่งหมื่นล้านปีก่อน
แนวโน้มในอนาคต
ปัจจุบันยังคงมีการก่อเกิดดาวฤกษ์ใหม่ในดาราจักรขนาดเล็กที่แก๊สเย็นยังไม่สลายไปจนหมด
ดาราจักรชนิดก้นหอยเช่นทางช้างเผือก สามารถสร้างดาวฤกษ์ใหม่นานตราบเท่าที่มันยังมีเมฆโมเลกุลหนาแน่นของไฮโดรเจนระหว่างดาวอยู่ภายในแขนก้นหอย
ดาราจักรรีไม่มีแก๊สเหล่านั้นจึงไม่สามารถสร้างดาวฤกษ์ใหม่ ๆ ได้อีก แหล่งกำเนิดสสารที่จำเป็นต่อการกำเนิดดาวฤกษ์นั้นมีจำกัด เมื่อดาวฤกษ์ได้แปลงไฮโดรเจนเหล่านั้นไปเป็นธาตุหนักแล้ว การกำเนิดดาวใหม่ก็เป็นอันสิ้นสุด
ยุคแห่งการก่อตัวของดาวฤกษ์ในปัจจุบันคาดว่าจะดำเนินต่อไปอีกเป็นเวลาอย่างน้อยหนึ่งแสนล้านปี จากนั้น "ยุคดาว" จะค่อย ๆ เสื่อมลงในเวลาราว 10-100 ล้านล้านปี เมื่อดาวฤกษ์ที่เล็กที่สุดและมีชีวิตยาวนานที่สุดในห้วงอวกาศของเรา คือ
ดาวแคระแดง เริ่มจางหายไป ในตอนปลายของยุคดาว ดาราจักรจะประกอบไปด้วยวัตถุที่มีมวลอัดแน่น เช่น
ดาวแคระน้ำตาล ดาวแคระขาวที่กำลังเย็นลง ("
ดาวแคระดำ")
ดาวนิวตรอน และ
หลุมดำ เมื่อนั้นผลจากความโน้มถ่วงที่เริ่มคลายลงจะทำให้ดาวฤกษ์ทั้งหลายตกลงสู่ใจกลางหลุมดำมวลยวดยิ่ง หรือมิฉะนั้นก็ถูกเหวี่ยงออกไปสู่ห้วงอวกาศระหว่างดาราจักรอันเป็นผลจากการชนกัน
โครงสร้างที่ใหญ่กว่า
การสำรวจอวกาศห้วงลึกแสดงว่าดาราจักรมักอยู่ใกล้กัน พบดาราจักรที่อยู่ลำพัง ไม่มีอันตรกิริยากับดาราจักรขนาดใกล้เคียงกันตลอดช่วงหนึ่งพันล้านปีที่ผ่านมาได้น้อยมาก มีเพียง 5% ของดาราจักรที่ได้สำรวจแล้วเท่านั้นที่ปรากฏว่าเป็นดาราจักรโดดเดี่ยวอย่างแท้จริง อย่างไรก็ดี ดาราจักรเดี่ยวเหล่านี้อาจเคยมีอันตรกิริยาหรือแม้กระทั่งรวมตัวกันกับดาราจักรอื่นมาแล้วในอดีต บ้างก็อาจมีดาราจักรขนาดเล็กโคจรอยู่โดยรอบ ดาราจักรเดี่ยวสามารถก่อกำเนิดดาวฤกษ์ใหม่ได้ในอัตราที่สูงกว่าปกติ เพราะแก๊สของมันไม่ได้ถูกดึงดูดออกไปโดยดาราจักรข้างเคียง
ในภาพกว้าง เอกภพยังคงขยายตัวอย่างต่อเนื่อง ทำให้แต่ละดาราจักรมีระยะทางเฉลี่ยห่างออกจากกันมากยิ่งขึ้นเรื่อย ๆ (ดู กฎของฮับเบิล) แรงโน้มถ่วงดึงดูดซึ่งกันและกัน ทำให้การรวมตัวกันของดาราจักรในระดับท้องถิ่น สามารถเอาชนะการขยายตัวของเอกภพได้ การรวมกลุ่มกันของดาราจักรเกิดขึ้นนานแล้วนับแต่ยุคต้นของเอกภพ เมื่อกลุ่มของสสารมืดดึงดูดดาราจักรเข้าหากัน กลุ่มที่อยู่ข้างเคียงก็รวมตัวกันเป็นกระจุกซึ่งมีโครงสร้างใหญ่ขึ้น การรวมตัวกันเช่นนี้ทำให้แก๊สระหว่างดาราจักรที่อยู่ในกระจุกเดียวกันมีอุณหภูมิเพิ่มสูงขึ้นอย่างมาก อาจสูงถึง 30-100 ล้านเคลวิน ประมาณ 70-80% ของมวลในแต่ละกระจุกอยู่ในรูปของสสารมืด อีก 10-30% เป็นแก๊สร้อน สสารอีกเล็กน้อยไม่กี่เปอร์เซ็นต์ที่เหลือ อยู่ในรูปของดาราจักร
ดาราจักรส่วนใหญ่ในเอกภพถูกยึดไว้ด้วยแรงโน้มถ่วงกับกลุ่มดาราจักรอื่นอีกจำนวนหนึ่ง ก่อให้เกิดโครงสร้างคล้าย
แฟร็กทัลภายในกระจุกดาราจักร ระดับที่เล็กที่สุดของการรวมตัวกันเรียกว่ากลุ่มดาราจักร กลุ่มดาราจักรเป็นรูปแบบพื้นฐานที่สุดของกระจุกดาราจักร และเป็นการรวมตัวกันของดาราจักรที่พบได้มากที่สุดในเอกภพ การที่ดาราจักรดึงดูดกันและกันอยู่ได้นั้น ดาราจักรสมาชิกจะต้องมีความเร็วต่ำเพียงพอที่จะไม่หลุดหนีไป ทว่าหากมี
พลังงานจลน์ไม่เพียงพอ ก็อาจทำให้จำนวนสมาชิกในกลุ่มลดน้อยลงเนื่องจากเกิดการรวมเข้าด้วยกัน
โครงสร้างที่ใหญ่กว่ากลุ่มดาราจักรเรียกว่า
กระจุกดาราจักร (cluster) ประกอบด้วยดาราจักรนับพันรวมกลุ่มกันภายในพื้นที่เพียงไม่กี่เมกะ
พาร์เซก กระจุกดาราจักรมักมี
ดาราจักรรีขนาดยักษ์อยู่หนึ่งดาราจักร เรียกว่า
ดาราจักรสว่างที่สุดในกระจุก (brightest cluster galaxy: BCG) เมื่อเวลาผ่านไป
แรงไทดัลจะค่อย ๆ ฉีกทำลายดาราจักรบริวาร แล้วรวมดาราจักรเหล่านั้นเข้าเป็นส่วนหนึ่งของมัน
[85]
กลุ่มกระจุกดาราจักร (supercluster) ประกอบไปด้วยดาราจักรจำนวนหลายหมื่น พบรวมตัวกันอยู่เป็นกระจุก เป็นกลุ่ม หรือบางครั้งก็อยู่เดี่ยว ๆ ในระดับนี้ดาราจักรจะวางตัวเป็นแผ่น (sheet) และ
เส้นใย(filament) ล้อมรอบที่ว่างอันกว้างใหญ่ไพศาล เหนือขึ้นไปจากโครงสร้างนี้
เอกภพจะมีลักษณะเป็นไอโซทรอปีและเป็นเนื้อเดียวกัน
[แก้]การสังเกตการณ์ในหลายความยาวคลื่น
หลังการค้นพบดาราจักรอื่นนอกเหนือจากทางช้างเผือก การสังเกตการณ์ในยุคแรก ๆ อาศัยเพียงการสังเกตใน
แสงที่ตามองเห็น ซึ่งดาวฤกษ์แผ่รังสีในย่านนี้ออกมามากที่สุด การสังเกตการณ์ดาวฤกษ์ที่รวมตัวกันเป็นดาราจักรจึงเป็นส่วนประกอบสำคัญในวิชา
ดาราศาสตร์เชิงแสง มันเป็นย่านสเปกตรัมที่เหมาะที่สุดในการสังเกตการณ์
บริเวณเอช 2 และยังเหมาะสำหรับการตรวจสอบการกระจายตัวของฝุ่นในแขนดาราจักร
ความทึบแสงของฝุ่นที่อยู่ในสสารระหว่างดาวทำให้การสังเกตในแสงที่ตามองเห็นทำไม่ได้ นักดาราศาสตร์จึงอาศัยการสังเกตในย่าน
อินฟราเรดไกลซึ่งสามารถทะลุผ่านฝุ่นระหว่างดาวออกไปได้ค่อนข้างดี การสังเกตในย่านนี้ทำได้อย่างละเอียดสำหรับการสำรวจบริเวณด้านในของเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์และแกนกลางของดาราจักร นักดาราศาสตร์ใช้
อินฟราเรดในการสังเกตดาราจักรที่อยู่ห่างไกลมากซึ่งมี
การเลื่อนไปทางแดงสูง และก่อตัวในช่วงต้นของประวัติศาสตร์
เอกภพ แต่การที่ไอน้ำและ
คาร์บอนไดออกไซด์ใน
บรรยากาศของโลกดูดซับบางส่วนของอินฟราเรดไว้ จึงจำเป็นต้องติดตั้งกล้องโทรทรรศน์บนที่สูงหรือในอวกาศ
การศึกษาดาราจักรที่มองไม่เห็นครั้งแรก โดยเฉพาะอย่างยิ่งดาราจักรกัมมันต์ กระทำโดยใช้
คลื่นวิทยุ ซึ่งความถี่วิทยุระดับ 5-30
เมกะเฮิรตซ์ สามารถผ่านชั้นบรรยากาศของโลกได้ (
ไอโอโนสเฟียร์ปิดกั้นสัญญาณที่มีความถี่ต่ำกว่านี้) อินเตอร์ฟีรอมิเตอร์วิทยุ (radio interferometer) ขนาดใหญ่ถูกนำมาใช้ในการทำแผนที่ลำพลังงานที่เปล่งออกมาจากนิวเคลียสของดาราจักร
กล้องโทรทรรศน์วิทยุก็สามารถนำมาใช้ในการสังเกต
ไฮโดรเจนที่เป็นกลาง (โดยตรวจ
การแผ่รังสีที่ 21 ซม.) รวมถึงสสารที่ไม่แตกตัวเป็นไอออนในยุคต้นของเอกภพซึ่งต่อมาได้ยุบตัวเป็นดาราจักร
กล้องโทรทรรศน์
รังสีเอกซ์และ
อัลตราไวโอเลต สามารถตรวจสอบปรากฏการณ์ดาราจักรที่ปลดปล่อยพลังงานสูงมาก ๆ ได้ เช่นกรณีที่ดาวฤกษ์ในดาราจักรห่างไกลถูกฉีกออกด้วยแรงโน้มถ่วงของ
หลุมดำ ซึ่งทำให้เกิดการส่องสว่างของ
อัลตราไวโอเลต รังสีเอกซ์ก็ช่วยในการทำแผนที่การกระจายตัวของแก๊สร้อนในกระจุกดาราจักร นอกจากนี้ การมีอยู่ของ
หลุมดำมวลยวดยิ่งที่แกนกลางดาราจักรก็สามารถยืนยันได้ด้วยดาราศาสตร์รังสีเอกซ์