Kuzatuvchidan galaktikagacha bo‘lgan masofa fizik tavsif sifatida galaktikada kechadigan jarayonlarning hech biriga ta’sir etmaydi. Galaktikagacha masofani bilish zarurati kam o‘rganilgan hodisalarni, masalan, gamma-chaqnashlarni aniqlashda; Koinotni yaxlit holda o‘rganishda, galaktikalarning o‘z evolyutsiyasini tadqiq qilishda, ularning massasini va o‘lchamlarini aniqlashda va hokazolarda yuzaga keladi.

Galaktikagacha masofani aniqlashning modelga nisbatan mustaqil usullarini ikki turga ajratish mumkin: masofasi galaktikanikidan juda oz farq qiladigan galaktika ichidagi obyekt yordamida o‘lchash va qizil siljish bo‘yicha hisoblash.

Birinchisi — fotometrik usul bo‘lib, unda yorqinligi ma’lum deb olinadigan standart shamlar qo‘llanadi. Bunday hollarda masofani quyidagi formula bilan hisoblash mumkin:

${\displaystyle R=10^{\frac{1}{5}(m-M)+1}}$,

bu yerda m — ko‘rinma yulduz kattaligi, M — absolyut yulduz kattaligi, R — parsekdagi masofa. Hozirgi vaqtda quyidagi standart shamlardan foydalaniladi:

• Sefeidlar; ularning pulsatsiya davrini bilib, yorqinligini aniqlash mumkin. Boshqa galaktikalargacha bo‘lgan masofa ilk bor shu obyektlar yordamida o‘lchangan.
• O‘ta yangi yulduzlarning Ia turi (1990-yillardagi kuzatishlar Koinotning tezlashib kengayishi haqidagi gipotezaning paydo bo‘lishiga olib kelgan; 2010-yillarda esa bu gipoteza shubha ostiga olingan, chunki bu turdagi yulduzlarning parametrlari galaktika yoshiga mutanosib ravishda o‘zgarishini ko‘rsatuvchi model taklif etilgan).
• Qizil gigantlar.
• O‘ta gigantlar.

Ikkinchi usul empirik Xabbl qonuniga asoslanadi va oldingisiga qaraganda tanlangan modelga ko‘proq bog‘liq.

${\displaystyle R=\frac{cz}{H_0}}$,

bu yerda H₀ — Xabbl doimiysi. Agar hozir keng tarqalgan ΛCDM modelini (o‘sha Xabbl doimiysi bilan) olsak, sezilarli farq faqat z~10 da yuzaga keladi. Shu sababli bu usulni modelga nisbatan mustaqil usullardan biri deb hisoblash mumkin.

Modelga kuchli bog‘liq bo‘lgan yana bir qator usullar mavjud:

• — Sunyayev — Zeldovich effekti,
• — sharsimon yulduz to‘dalari,
• — Talli — Fisher bog‘lanishi,
• Faber — Jekson bog‘lanishiFaber — Jekson bog‘lanishi.

Galaktikalarning asosiy kuzatiladigan qismlariga quyidagilar kiradi:

1. Har xil massa va yoshga ega oddiy yulduzlar, ularning bir qismi to‘dalarda jamlangan.
2. Evolyutsiyadan o‘tgan yulduzlarning ixcham qoldiqlari.
3. Sovuq gaz-chang muhiti.
4. Harorati 10⁵—10⁶ K.

Qo‘shaloq yulduzlar qo‘shni galaktikalarda bevosita kuzatilmaydi. Lekin Quyosh atrofidagi ma’lumotlar ko‘p karrali yulduz tizimlari ancha ko‘p ekanini ko‘rsatadi. Gaz va chang, shuningdek, yulduzlar atomlardan tashkil topgan bo‘lib, ularning jami galaktikaning barion materiyasi deb ataladi. Nobarion tarkibga qorong‘i materiya hamda qora tuynuklar massasi kiradi.

Galaktikaning aylanish tezligi deganda uning turli qismlarining galaktika markazi atrofidagi aylanish tezligi tushuniladi. Bu turli jarayonlarda hosil bo‘lgan umumiy tezlikdir. Uni faqat _c, ya’ni faqat gravitatsiya kuchi bilan belgilanadigan aylana tezligi V dan farqlash lozim. Aylana tezligi — tortishish kuchi ostida markaz atrofida aylana bo‘ylab harakatlanish uchun kerak bo‘lgan tezlik. Umumiy aylanish tezligiga yulduzlararo gaz bosimi P ning radial gradienti ham ta’sir etadi.

${\displaystyle V^2=R(\frac{\partial \mathrm{\Phi }}{\partial R}+\frac{\mathrm{\nabla }P}{{\rho }_g})=V_c^2+R\frac{\mathrm{\nabla }P}{{\rho }_g}}$

Bu yerda Φ — gravitatsion potensial, ρ_g — gaz zichligi.

Galaktikaning turli tarkibiy qismlarida aylanish tezligi turlicha baholanadi. Gaz uchun — emission chiziqlarning Dopler siljishi, yulduzlar uchun esa yutilish chiziqlarining Dopler siljishi orqali. Tezlikni topish tartibi quyidagicha.

Bevosita kuzatilgan tezlik galaktikaning umumiy harakati va ichki harakatining yig‘indisidir. Odatda galaktikaning umumiy tezligi (V₀) markaziy soha tezligiga tenglashtiriladi. Uzoq galaktikalar uchun bu tezlik Koinotning Xabbl kengayishi bilan bog‘liq, xususiy tezlik esa juda kichik.

Galaktika umumiy harakati ayirilgandan keyin ko‘rish nuri bo‘ylab tezlik (V_r) olinadi. Muayyan masofadagi aylanish tezligini hisoblash uchun proyeksiya ta’sirini hisobga olish zarur. Buning uchun galaktika o‘qining ko‘rish nuriga og‘ish burchagi i, shuningdek, φ ning galaktika katta o‘qi va markazdan kuzatilayotgan nuqtagacha bo‘lgan chiziq orasidagi burchak ekanini bilish kerak. Shunday qilib, V_r dan V_φ ga o‘tish uchun beshta parametr kerak bo‘ladi: galaktikaning V harakat tezligi₀, i va φ hamda galaktika markazining ikkita koordinatasi (tasvirning istalgan nuqtasiga nisbatan) zarur.

Agar galaktika o‘qqa nisbatan simmetrik ko‘rinsa, masala osonlashadi, chunki yo‘nalish burchaklari va markaz o‘rnini disk yorqinligining taqsimlanishidan topish mumkin. Spektrograf tirqishi uning katta o‘qi bo‘ylab joylashtirilsa, quyidagiga erishiladi:

${\displaystyle V_{\varphi }(R)=\frac{|V_0-V_r(l)|}{\sin i}}$,

bu yerda l — tirqish bo‘ylab galaktika markazidan masofa. Galaktikadagi harakat haqida eng to‘liq ma’lumot tezliklar maydoni — diskning ko‘plab nuqtalarida nur yo‘nalishidagi tezliklarni o‘lchash natijalari — orqali olinadi. Buning uchun ikki o‘lchamli spektroskopiya qo‘llanadi. Odatda ko‘p kanalli qabul qilgich yoki Fabri — Pero interferometri ishlatiladi. Gazni H I chiziqlarida radiokuzatishlar ham galaktikadagi tezliklar taqsimotining ikki o‘lchamli tasvirini olish imkonini beradi.

2018-yil mart oyida Xalqaro radioastronomik tadqiqotlar markazi (ICRAR) astronomlari barcha galaktikalar, o‘lchami va turidan qat’i nazar, bir xil tezlikda aylanishini hamda o‘z o‘qi atrofida bir marta to‘liq aylanish uchun Yer hisobi bo‘yicha 1 milliard yil sarflashini aniqlashdi.

Galaktikalarning aniq chegarasi yo‘q. Galaktika qayerda tugab, galaktikalararo fazo qayerda boshlanishini aniq aytib bo‘lmaydi. Masalan, optik diapazonda galaktikaning o‘lchami bir xil bo‘lsa, yulduzlararo gazni radiokuzatishlardan aniqlangan radiusi o‘nlab marta katta bo‘lishi mumkin. O‘lchangan galaktika massasi ham uning o‘lchamiga bog‘liq. Odatda galaktika o‘lchami deganda izofotaning 25-yulduz kattaligidagi, kvadrat burchak soniyasi uchun B filtridagi fotometrik o‘lcham tushuniladi. Bu o‘lchamning standart belgisi — D₂₅.

Diskli galaktikalar massasi ma’lum model doirasida aylanish egri chizig‘i bo‘yicha baholanadi. Eng maqbul galaktika modelini tanlashda aylanish egri chizig‘ining shakli ham, galaktika tuzilishi haqidagi umumiy tasavvurlar ham hisobga olinadi. Elliptik galaktikalarning massasini taxminiy baholash uchun yulduzlarning tezliklar dispersiyasi markazdan masofaga qanday bog‘liqligini va radial zichlik taqsimotini bilish zarur.

Galaktikadagi sovuq gaz massasi H I chizig‘i intensivligi orqali aniqlanadi. Galaktikadan yoki uning bir qismidan qayd etiladigan nurlanish oqimi zichligi F_ν bo‘lsa, unga mos massa quyidagicha:

${\displaystyle M_{HI}\approx 2\cdot 10^5{M}_{⨀}{D}^2{\int }_{\nu }{F}_{\nu }(\nu )d\nu }$,

bu yerda D — megaparsekdagi masofa, oqim yanskiylarda.

ifodalanadi. Molekulyar gaz massasini baholash ancha qiyin, chunki keng tarqalgan H₂ molekulasining spektrida sovuq gazda qo‘zg‘aladigan chiziqlar yo‘q. Shu sababli boshlang‘ich ma’lumot sifatida CO (I_CO) molekulasi spektral chiziqlarining intensivligiga asoslanadi. CO nurlanishi bilan uning massasi orasidagi mutanosiblik koeffitsiyenti gazning metalliligiga bog‘liq. Biroq eng katta noaniqlik bulutning yorug‘likni kam o‘tkazishi bilan bog‘liq: uning ichki qismlaridan chiqadigan yorug‘likning asosiy qismi bulutning o‘zi tomonidan yutiladi. Natijada kuzatuvchiga faqat bulut sirtidan chiqqan yorug‘lik yetib keladi.

Spektr galaktikani tashkil etuvchi barcha obyektlarning nurlanishidan tarkib topadi. O‘rtacha galaktika spektrida ikkita mahalliy maksimum bo‘ladi. Nurlanishning asosiy manbai — yulduzlar, ularning aksariyati nurlanish intensivligining eng yuqori qiymatiga optik diapazonda (birinchi maksimum) erishadi. Odatda galaktikada optik nurlanishni yutib, uni infraqizil diapazonda qayta tarqatadigan chang ko‘p bo‘ladi. Shu bois ikkinchi maksimum infraqizil sohada yuzaga keladi. Optik diapazondagi yorqinlik bir birlik deb olinsa, nurlanish manbalari va turlari o‘rtasida quyidagi bog‘lanish kuzatiladi:

Agar galaktikalarning barcha massasi yulduzlarda jamlangan bo‘lsa, massa–yorqinlik nisbatini bilgan holda va uning radius bo‘ylab uncha o‘zgarmasligini taxmin qilib, galaktikadagi modda zichligini yulduzlar yorqinligidan baholash mumkin. Galaktikaning tashqi qismlarida yorqinlik, demak, yulduzlar zichligi kamayadi; shunga mos ravishda ularning aylanish tezligi ham pasayishi kerak edi. Biroq kuzatilgan aylanish egri chiziqlari boshqacha: ma’lum masofadan boshlab yulduzlar tezligi massa–yorqinlik bog‘lanishidan kutilganidan yuqori bo‘ladi.

Disk chetidagi yulduzlarning yuqori tezligini tushuntirish uchun galaktika markazidan katta masofalarda faqat gravitatsion o‘zaro ta’sir orqali namoyon bo‘ladigan massa ustunlik qiladi deb taxmin qilish mumkin. Yashirin massaning mavjudligi haqida yulduz diskining barqarorligi shartidan umumiy massani baholash orqali ham xulosa chiqarish mumkin. Yirik galaktikalar yo‘ldoshlarining tezlik o‘lchovlari qorong‘i haloning o‘lchami galaktikaning optik diametridan bir necha marta katta ekanini taxmin qilishga asos bo‘ladi.

Barcha turdagi galaktikalarda katta massali qorong‘i halolar aniqlangan, biroq ularning yorug‘lik chiqaruvchi moddaga nisbati turlicha.

Agar galaktikalar orasidagi o‘rtacha masofa ularning diametridan ko‘pi bilan bir tartibga kattaroq bo‘lsa, galaktikalarning to‘lqinlanish ta’sirlari sezilarli bo‘lib qoladi. Galaktikaning har bir tarkibiy qismi bu ta’sirlarga turli sharoitlarda turlicha javob beradi. Agar masofa nisbatan katta bo‘lsa-yu, ikki galaktikaning bir-biriga nisbatan uchib o‘tish vaqti ham katta bo‘lsa, massasi kattaroq galaktika qo‘shnisini o‘rab turgan issiq galaktikalararo gazni o‘ziga tortishi mumkin. Buning natijasida qo‘shni galaktika ichki yulduzlararo gaz zaxiralarini to‘ldirish manbaidan mahrum bo‘ladi, chunki bu gaz yulduz hosil bo‘lishida sarflanadi.

Agar masofa yanada qisqarsa, massasi katta galaktika galaktikalararo gaz bilan birga qo‘shnisining qorong‘i halosini ham tortib olishi va uni deyarli qorong‘i materiyasiz qoldirishi mumkin. Bu, ayniqsa, galaktikalar massasi keskin farq qilganida tez-tez uchraydi. Agar masofa ham, o‘zaro ta’sir vaqti ham qisqa bo‘lsa, galaktikalarda gaz zichligi to‘lqinlari paydo bo‘ladi. Bu yulduzlarning ommaviy hosil bo‘lishi kuchayishiga va spiral shoxlar.

paydo bo‘lishiga sabab bo‘lishi mumkin. O‘zaro ta’sirning eng yuqori ko‘rinishi — galaktikalarning qo‘shilishidir. Hozirgi tasavvurlarga ko‘ra, avval galaktikalarning qorong‘i halolari birlashadi. Keyin galaktikalar spiral bo‘ylab bir-biriga yaqinlashadi. Shundan keyingina yulduzli tarkibiy qismlar qo‘shilib, atrofdagi gazda zichlik to‘lqinlari va yulduz hosil bo‘lish chaqnashlarini yuzaga keltiradi.

«Xabbl» orbital teleskopi 2006-yilda o‘zaro ta’sirlashayotgan galaktikalarni suratga olgan; ulardan ikkitasi uchinchisini o‘z gravitatsiyasi ta’sirida parchalamoqda (yulduz turkumida — Janubiy Baliq, Yerdan 100 million yorug‘lik yili uzoqlikda).

Galaktikalar to‘qnashuvi Koinotda juda keng tarqalgan. 21 902 ta galaktika tahlili (2009-yil boshidagi xabar) deyarli barchasi ilgari boshqa galaktikalar bilan uchrashganini ko‘rsatdi. Taxminan 2 milliard yil ilgari Somon yo‘li boshqa galaktika bilan to‘qnashgani haqidagi taxmin ham tasdiqlanmoqda.

Galaktika yadrolarida quyidagi hollarda faollik belgilari mavjud bo‘ladi:

1. obyektning elektromagnit nurlanish spektri oddiy galaktikalarnikiga qaraganda ancha keng bo‘lsa, ba’zan radio- dan qattiq gamma-nurlanishgacha;
2. ; nurlanish manbasining kuzatuv nuqtasidagi quvvati o‘zgaruvchan bo‘lsa (odatda rentgen diapazonida 10 daqiqadan optik va radio diapazonlarda 10 yilgacha);
3. nurlanish spektrida issiq gazning katta tezliklarda harakatlanayotganini ko‘rsatuvchi xususiyatlar bo‘lsa;
4. ko‘zga tashlanadigan morfologik xususiyatlar, shu jumladan modda otilishlari va «issiq dog‘lar» mavjud bo‘lsa;
5. nurlanish spektri va uning qutblanishi, jumladan magnit maydon mavjudligini taxmin qilish imkonini beruvchi xususiyatlarga ega bo‘lsa.

Faol yadroli galaktikalar quyidagi turlarga bo‘linadi: Seyfert galaktikalari, kvazarlar, latsertidlar, radiogalaktikalar.

Hozirgi tasavvurlarga ko‘ra, galaktika yadrolarining faolligi ularda o‘ta massiv qora tuynuklar mavjudligi bilan tushuntiriladi. Bu qora tuynuklarga gazning akkretsiyasi sodir bo‘ladi. Faol yadroli galaktikalar turlari kuzatuvchiga nisbatan galaktika tekisligining og‘ish burchagi turlicha bo‘lishi bilan izohlanadi.

Yulduzlar bir-biridan uzoq joylashgani va to‘qnashish ehtimoli kichikligi sababli ular galaktikalarda ham, to‘dalarda ham deyarli to‘qnashmaydigan muhitni tashkil etadi. Buni ko‘rsatish oson. Ikki yulduz yaqinlashganda gravitatsiya kuchi ta’sirida ularning harakat yo‘nalishi o‘zgarib, umumiy energiya saqlanib qoladigan holatni to‘qnashuv deb ataymiz. Ushbu yaqinlashishni yulduzlarning massa markaziga nisbatan ko‘rib chiqamiz. Hisobni soddalashtirish uchun yulduzlar massalari bir xil, yaqinlashish boshidagi (rasman cheksiz uzoqdagi) tezliklari ham teng deb faraz qilamiz. Dastlabki baholash uchun bu yetarlicha maqbul yaqinlashuvdir. Mexanik energiyaning saqlanish qonunini:

${\displaystyle m{V}^2-G\frac{m^2}{r}=m{V}_0^2}$,

bu yerda V — yulduzlarning joriy tezligi (ularning bir xil bo‘lishi simmetriya bilan izohlanadi), r — yulduzlar orasidagi masofa, V₀ — o‘zaro ta’sirgacha cheksizlikdagi tezlik, G — gravitatsion doimiy. Yulduzlar yaqinlashayotgan paytda ularning kinetik energiyasi ikki baravar oshsa, ular to‘qnashgan deb hisoblaymiz. Endi nishonga olish parametri d ni yuqoridagi tenglamaga qo‘ysak, quyidagini olamiz:

${\displaystyle G\frac{m^2}{d}=m{V}_0^2}$.

U holda jismlar to‘qnashuvi kesimining diametri va mos ravishda o‘zaro ta’sir kesimining yuzi quyidagicha bo‘ladi:

${\displaystyle d=\frac{Gm}{V_0^2}}$,

${\displaystyle S_c=\frac{\pi d^2}{4}=\frac{\pi G^2{m}^2}{4V_0^4}}$.

Quyosh atrofidagi yulduzlar uchun to‘qnashuvning xarakterli vaqtini baholaymiz (n = 3⋅10⁻⁵⁶ sm⁻³, nisbiy harakat tezligi esa 20 km/s). Natija:

${\displaystyle t_c=(n{V}_0{S}_c{)}^{-1}>5\cdot 10^{21}c}$.

Hisoblangan vaqt Koinot yoshidan uch tartibga katta. Hatto yulduzlar konsentratsiyasi uch tartibga yuqori bo‘lgan yulduz to‘dalarida ham vaziyat o‘zgarmaydi. E’tibor bering, impulsning saqlanish qonunini va hokazolarni hisobga olsak ham, natijalar o‘xshash bo‘ladi. Muhitda deyarli to‘qnashuv bo‘lmasligi tizimning muvozanatda emasligini va yulduzlarning tasodifiy tezliklari Maksvell taqsimotiga bo‘ysunmasligini ko‘rsatadi. Bunday taqsimot qaror topishi uchun zarur vaqt yulduzning erkin yugurish vaqtiga nisbatan ancha uzun bo‘lishi kerak. Biroq haqiqatda vaziyat murakkabroq chiqdi.

O‘lchovlar shuni ko‘rsatdiki, eng yosh yulduzlar bundan mustasno, qolganlari qisman «relaksatsiyalashgan» tizimni tashkil qiladi: ularning tasodifiy tezliklari Maksvell taqsimotiga ega, ammo turli o‘qlar bo‘yicha dispersiyalari turlicha. Bundan tashqari, fazoning ayni bir hajmida eski yulduzlarning tasodifiy tezliklari muntazam, garchi sekinlashib bo‘lsa-da, ortishi kuzatiladi. Demak, yulduz diski vaqt o‘tishi bilan qiziydi.

Muammo hanuz hal etilmagan. Aftidan, hal qiluvchi rolni yulduzlarning o‘zi bilan emas, balki ulkan gaz bulutlari bilan to‘qnashuvlar o‘ynaydi.

Katta massali jism yaqinidan o‘tayotgan yorug‘lik nuri og‘adi. Demak, katta massali jism parallel nurlar dastasini muayyan fokusda jamlab, tasvir hosil qiladi. Shu bilan birga, manba yorqinligi uning burchak o‘lchami o‘zgarishi sababli oshadi.

1937-yilda Frits Tsvikki galaktikalar uchun gravitatsion linzalanish imkoniyatini bashorat qilgan. Bu hodisaning galaktikalar uchun umumiy qabul qilingan modeli hali yaratilmagan bo‘lsa-da, uning kuzatuv astronomiyasidagi ahamiyati ortmoqda. U quyidagi maqsadlarda qo‘llanadi:

• tekshirish;Koinotning ΛCDM modelini,
• izlash;qorong‘i materiyani galaktikalar to‘dalari ichida;
• uzoq galaktikalarni izlash.

Hozirgi vaqtda NASA/IPAC ning galaktikadan tashqari obyektlar ma’lumotlar bazasida (NED)^[inglizcha] 700 dan ziyod linzalangan galaktika va kvazar bor.

Yulduz hosil bo‘lishi — galaktikada yulduzlararo gazdan ko‘plab yulduzlar shakllanadigan yirik miqyosli jarayon. Spiral shoxlar, galaktikaning umumiy tuzilishi, yulduzlar tarkibi, yorqinligi va kimyoviy xususiyatlari bo‘lgan yulduzlararo muhit — ana shu jarayon natijalaridir. Yulduz hosil bo‘lish hududining o‘lchami odatda 100 pk dan oshmaydi. Lekin yulduz hosil bo‘lish chaqnashi kuzatiladigan, o‘lchami noto‘g‘ri shaklli galaktikaga yaqin o‘ta assotsiatsiyalar ham mavjud.

Galaktikamiz va yaqin atrofdagi ayrim galaktikalarda bu jarayonni bevosita kuzatish mumkin. Yulduzlarning hosil bo‘layotganini quyidagi belgilar ko‘rsatadi:

1. mavjudligi: yulduzlarning spektral sinflari O-B-A va ular bilan bog‘liq obyektlar (HII sohalari, yangi va o‘ta yangi yulduzlar chaqnashlari);
2. qizigan changdan ham, yosh yulduzlardan ham keladigan infraqizil nurlanish;
3. shakllanayotgan va yangi tug‘ilgan yulduzlar atrofidagi gaz-chang disklarining radio nurlanishi;
4. yulduzlar atrofida aylanadigan diskdagi molekulyar chiziqlarning Dopler bo‘yicha ajralishi;
5. disklarning qutblaridan taxminan 100 km/s tezlikda otilib chiqadigan ingichka, tez oqimlar (jetlar) molekulyar chiziqlarining Dopler bo‘yicha ajralishi;
6. katta massali yulduzlarga ega assotsiatsiyalar, to‘dalar va yulduz majmualarining mavjudligi (katta massali yulduzlar deyarli har doim katta guruhlarda tug‘iladi);
7. globulalarning mavjudligi.

Masofa oshgan sari obyektning ko‘rinma burchak o‘lchami ham kichrayadi. Ma’lum masofadan keyin galaktikadagi alohida jismlarni ko‘rish imkonsiz bo‘ladi. Bunda uzoq galaktikalardagi yulduz hosil bo‘lishini quyidagi belgilar ko‘rsatadi:

1. emission chiziqlarda, ayniqsa H_α;
2. ultrabinafsha va ko‘k spektr qismlaridagi quvvatning oshishi (bunga katta massali yulduzlar nurlanishi sabab bo‘ladi);
3. 8 mkm atrofidagi infraqizil nurlanishning kuchayishi;
4. radio diapazondagi issiqlik va sinxrotron nurlanishining kuchayishi;
5. issiq gaz bilan bog‘liq rentgen nurlanishining kuchayishi.

Umumiy holda yulduz hosil bo‘lish jarayonining bosqichlari: katta gaz majmualari (massasi 10⁷ M_☉) hosil bo‘lishi, ularda gravitatsion bog‘langan molekulyar bulutlar yuzaga kelishi, eng zich qismlarning yulduzlar paydo bo‘lguncha gravitatsion siqilishi, gazning yosh yulduzlar nurlanishi va yangi yulduzlar hamda o‘ta yangi yulduzlarning chaqnashlari bilan qizishi, so‘ng gaz tarqalishi.

Yulduz hosil bo‘lish hududlari ko‘pincha quyidagi joylarda uchraydi:

• yirik galaktikalar yadrolarida;
• spiral yenglarning uchlarida;
• noto‘g‘ri shaklli galaktikalarning chekkalarida;
• mitti galaktikaning eng yorqin qismida.

Yulduz hosil bo‘lishi o‘z-o‘zini tartibga soluvchi jarayondir: katta massali yulduzlar shakllanib, qisqa yashagach, gazni zichlashtiradigan va qizdiradigan bir qator kuchli chaqnashlar sodir bo‘ladi. Bir tomondan, zichlashish majmua ichidagi nisbatan zich bulutlarning siqilishini tezlashtiradi. Ikkinchi tomondan, qizigan gaz yulduz hosil bo‘lish hududini tark eta boshlaydi; gaz qancha ko‘p qizdirilsa, shuncha tez chiqib ketadi.

Galaktika evolyutsiyasi — uning umumiy tavsiflari: spektri, rangi, kimyoviy tarkibi va tezliklar maydonining vaqt o‘tishi bilan o‘zgarishidir. Galaktika rivojlanishiga nafaqat uning alohida qismlarining evolyutsiyasi, balki tashqi muhit ham ta’sir qiladi. Bu jarayonlarni quyidagi sxemada ko‘rish mumkin:

Markazda galaktika ichidagi alohida obyektlar bilan bog‘liq jarayonlar ko‘rsatilgan. Miqyosi galaktika miqyosiga yaqin jarayonlar bir tomondan tashqi va ichki, ikkinchi tomondan tez (xarakterli vaqti erkin siqilish vaqtiga yaqin) va sekin (ko‘pincha yulduzlarning galaktika markazi atrofida aylanishi bilan bog‘liq) jarayonlarga bo‘linadi.

Galaktikalarning kichik qo‘shilishi katta qo‘shilishdan shunisi bilan farq qiladiki, kattasida massalari teng galaktikalar qatnashadi, kichigida esa bir galaktika ikkinchisidan ancha katta bo‘ladi.

Hozircha bu jarayonlarning hammasi qanday muvofiqlashishi haqida yagona nazariya yo‘q. Biroq galaktikalarning paydo bo‘lishi va evolyutsiyasi haqidagi kelajak nazariyasi quyidagi kuzatuvlarni tushuntirishi kerak:

• qorong‘i asrlar yakunida modda nihoyatda bir jinsli bo‘lgan. Tebranishlarharoratning relikt nurlanish fonida turli joylarda 0,01 % dan oshmagan.
• Dastlabki elementlar birlamchi nukleosintez jarayonida hosil bo‘lgan: vodorod, deyteriy, geliy, litiy va oz miqdorda berilliy.
• Dastlabki yulduz hosil bo‘lish jarayoni z~7, ehtimol z~10 da tugagan. Bunga eng uzoqdagi galaktika spektridagi L_α chizig‘i bunga yaqqol dalildir.
• So‘nggi 8 milliard yil davomida birlik hajmdagi o‘ta massiv elliptik galaktikalar soni deyarli o‘zgarmagan.
• Elliptik va spiralsimon galaktikalar tuzilishi dinamik jihatdan keskin farq qiladi.