مجرة

اقترح الفيلسوف اليوناني ديموقريطس (450-370 قبل الميلاد) أن الشريط الساطع في سماء الليل المعروف باسم درب التبانة قد يتكون من نجوم بعيدة. ^{[ 22 ]} إلا أن أرسطو (384-322 قبل الميلاد) اعتقد أن درب التبانة ناتج عن "اشتعال انبعاث ناري من بعض النجوم الكبيرة والكثيفة والمتقاربة"، وأن "الاشتعال يحدث في الجزء العلوي من الغلاف الجوي ، في المنطقة من العالم المتصلة بالحركات السماوية ". ^{[ 23 ]} انتقد الفيلسوف الأفلاطوني المحدث أوليمبيودوروس الأصغر ( حوالي 495-570 ميلادي) هذا الرأي، بحجة أنه إذا كان درب التبانة تحت قمري (يقع بين الأرض والقمر) لكان من المفترض أن يظهر بشكل مختلف في أوقات وأماكن مختلفة على الأرض، وأن يكون له اختلاف في المنظر ، وهو ما لم يكن كذلك. من وجهة نظره، كان درب التبانة سماويًا. ^{[ 24 ]}

بحسب موهاني محمد، قام الفلكي العربي ابن الهيثم (965-1037) بأول محاولة لرصد وقياس اختلاف المنظر لمجرة درب التبانة، ^{[ 25 ]} وبذلك "استنتج أنه نظرًا لعدم وجود اختلاف منظر لمجرة درب التبانة، فلا بد أنها بعيدة عن الأرض، وليست جزءًا من الغلاف الجوي". ^{[ 26 ]} واقترح الفلكي الفارسي البيروني (973-1048) أن مجرة ​​درب التبانة "مجموعة من شظايا لا حصر لها من طبيعة النجوم السديمية". ^{[ 27 ]} واقترح الفلكي الأندلسي أفيمباس ( توفي عام 1138) أنها تتكون من العديد من النجوم التي تكاد تتلامس، وتبدو كصورة متصلة بسبب تأثير انكسار الضوء من المادة تحت القمر، [ ^{23 ] [ 28 ] مستشهدًا} بملاحظته لاقتران كوكب المشتري والمريخ كدليل على حدوث ذلك عندما يكون جسمان قريبين. ^{[ 23 ]} في القرن الرابع عشر، اقترح ابن قيم الجوزية، المولود في سوريا ، أن مجرة ​​درب التبانة هي "عدد لا يحصى من النجوم الصغيرة المتراصة معًا في كرة النجوم الثابتة". ^{[ 29 ]}

ظهر الدليل الفعلي على أن مجرة ​​درب التبانة تتكون من عدد هائل من النجوم عام 1610، عندما استخدم الفلكي الإيطالي غاليليو غاليلي تلسكوبًا لدراستها، واكتشف أنها تتألف من عدد هائل من النجوم الخافتة. ^{[ 30 ] [ 31 ]} وفي عام 1750، تكهن الفلكي الإنجليزي توماس رايت، بشكل صحيح، بأنها قد تكون جسمًا دوارًا يتكون من عدد هائل من النجوم، مترابطة بفعل قوى الجاذبية ، على غرار النظام الشمسي ولكن على نطاق أوسع بكثير، وأن قرص النجوم الناتج يمكن رؤيته كشريط في السماء من منظور داخله. ^{[ ب ] [ 33 ] [ 34 ]} وفي أطروحته عام 1755، توسع إيمانويل كانط في شرح فكرة رايت حول بنية مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 35 ]}

قام ويليام هيرشل عام 1785 بأول مشروع لوصف شكل مجرة ​​درب التبانة وموقع الشمس، وذلك عن طريق عدّ النجوم في مناطق مختلفة من السماء. وقد رسم مخططًا لشكل المجرة، حيث يقع النظام الشمسي بالقرب من مركزها . ^{[ 36 ] [ 37 ]} وباستخدام منهجية مُحسّنة، توصل كابتين عام 1920 إلى صورة لمجرة إهليلجية صغيرة (قطرها حوالي 15 كيلوبارسيك) تقع الشمس بالقرب من مركزها . أما طريقة هارلو شابلي، القائمة على فهرسة العناقيد الكروية، فقد أدت إلى صورة مختلفة جذريًا: قرص مسطح قطره حوالي 70 كيلوبارسيك، والشمس بعيدة عن المركز. ^{[ 34 ]} لم تأخذ أي من التحليلين في الحسبان امتصاص الضوء بواسطة الغبار بين النجوم الموجود في مستوى المجرة ؛ ولكن بعد أن قام روبرت جوليوس ترومبلر بقياس هذا التأثير كميًا عام 1930 من خلال دراسة العناقيد المفتوحة ، ظهرت الصورة الحالية لمجرة درب التبانة. ^{[ 38 ]}  

يمكن رؤية بعض المجرات خارج مجرة ​​درب التبانة بالعين المجردة في ليلة مظلمة ، ومنها مجرة ​​أندروميدا ، وسحابة ماجلان الكبرى ، وسحابة ماجلان الصغرى ، ومجرة المثلث . في القرن العاشر الميلادي، سجّل الفلكي الفارسي عبد الرحمن الصوفي أول تحديد لمجرة أندروميدا، واصفًا إياها بأنها "سحابة صغيرة". ^{[ 39 ]} وفي عام 964، ذكر على ما يبدو سحابة ماجلان الكبرى في كتابه " النجوم الثابتة "، مشيرًا إلى "البكر عند العرب الجنوبيين"، ^{[ 40 ]} إذ لم تكن مرئية في موقعه عند ميل يبلغ حوالي 70 درجة جنوبًا. ولم تكن معروفة جيدًا للأوروبيين حتى رحلة ماجلان في القرن السادس عشر. ^{[ 41 ] [ 40 ]} ثم لاحظ سيمون ماريوس مجرة ​​أندروميدا بشكل مستقل عام 1612. ^{[ 39 ]}

في عام ١٧٣٤، تكهّن الفيلسوف إيمانويل سويدنبورغ في كتابه " الأصول الرياضية للفلسفة الطبيعية" (برينسيبيا) بوجود مجرات أخرى خارج الكون، مُشكّلةً عناقيد مجرية تُعدّ أجزاءً متناهية الصغر من الكون تمتدّ إلى ما هو أبعد بكثير مما يُمكن رؤيته. وتُعتبر آراء سويدنبورغ "قريبة بشكل ملحوظ من النظرة الحالية للكون". ^{[ ٤٢ ]} وفي عام ١٧٤٥، افترض بيير لويس موبيرتوي أن بعض الأجسام الشبيهة بالسدم هي تجمعات من النجوم ذات خصائص فريدة، بما في ذلك توهج يفوق الضوء الذي تُصدره نجومها منفردة، وكرّر رأي يوهانس هيفيليوس بأن البقع الساطعة ضخمة ومسطّحة بسبب دورانها. ^{[ ٣٥ ]} وفي عام ١٧٥٠، تكهّن توماس رايت بشكل صحيح بأن مجرة ​​درب التبانة عبارة عن قرص مسطّح من النجوم، وأن بعض السدم المرئية في سماء الليل قد تكون مجرات درب تبانة منفصلة. ^{[ ٣٤ ] [ ٤٣ ]}

في أواخر القرن الثامن عشر، جمع شارل ميسييه فهرسًا يضم 109 من ألمع الأجرام السماوية ذات المظهر السديمي. وفي وقت لاحق، جمع ويليام هيرشل فهرسًا يضم 5000 سديم. ^{[ 34 ]} وفي عام 1845، فحص اللورد روس السدم التي فهرسها هيرشل، ولاحظ البنية الحلزونية لجسم ميسييه M51 ، المعروف الآن باسم مجرة ​​الدوامة. ^{[ 44 ] [ 45 ]}

في عام ١٩١٢، أجرى فيستو إم. سليفر دراسات طيفية على ألمع السدم الحلزونية لتحديد تركيبها. اكتشف سليفر أن هذه السدم تتميز بانزياحات دوبلر عالية ، مما يشير إلى أنها تتحرك بسرعة تتجاوز سرعة النجوم التي قاسها. ووجد أن معظم هذه السدم تبتعد عنا. ^{[ ٤٦ ] [ ٤٧ ]}

في عام 1917، رصد هيبر دوست كورتيس مستعرًا جديدًا يُدعى S Andromedae داخل " سديم أندروميدا العظيم "، كما كانت تُعرف مجرة ​​أندروميدا، أو جرم ميسييه M31 ، آنذاك. وبالبحث في السجل الفوتوغرافي، عثر على 11 مستعرًا جديدًا آخر . لاحظ كورتيس أن هذه المستعرات كانت، في المتوسط، أضعف سطوعًا بمقدار 10 درجات من تلك التي ظهرت داخل هذه المجرة. ونتيجة لذلك، تمكن من تقدير المسافة بـ 150,000 فرسخ فلكي . وأصبح كورتيس من أنصار ما يُسمى بفرضية "الأكوان الجزرية"، التي تنص على أن السدم الحلزونية هي في الواقع مجرات مستقلة. ^{[ 48 ]} 

في عام 1920، دار نقاشٌ بين هارلو شابلي وهيبر كورتيس ، عُرف بالنقاش الكبير ، حول طبيعة مجرة ​​درب التبانة والسدم الحلزونية وأبعاد الكون. ولدعم ادعائه بأن سديم أندروميدا العظيم مجرة ​​خارجية، أشار كورتيس إلى ظهور ممرات مظلمة تُشبه سحب الغبار في مجرة ​​درب التبانة، بالإضافة إلى الانزياح الدوبلري الكبير. ^{[ 49 ]}

في عام ١٩٢٢، قدّم الفلكي الإستوني إرنست أوبيك تقديرًا للمسافة دعم نظرية أن سديم أندروميدا هو بالفعل جرم سماوي بعيد خارج المجرة. ^{[ ٥٠ ]} وباستخدام تلسكوب ماونت ويلسون الجديد ذي المرآة الرئيسية بقطر ١٠٠ بوصة ، تمكّن إدوين هابل من تمييز الأجزاء الخارجية لبعض السدم الحلزونية كمجموعات من النجوم الفردية، وحدّد بعض المتغيرات القيفاوية ، مما سمح له بتقدير المسافة إلى هذه السدم: فقد كانت بعيدة جدًا بحيث لا يمكن أن تكون جزءًا من مجرة ​​درب التبانة. ^{[ ٥١ ]} وفي عام ١٩٢٦، وضع هابل تصنيفًا لشكل المجرات لا يزال يُستخدم حتى اليوم. ^{[ ٥٢ ] [ ٥٣ ]}

تُظهر هذه الصورة بالأشعة فوق البنفسجية لمجرة أندروميدا مناطق زرقاء تحتوي على نجوم شابة ضخمة.

لطالما كانت التكنولوجيا محركاً أساسياً للتقدم في علم الفلك. فبعد قرون من النجاح في علم الفلك البصري ، شهدت العقود الأخيرة تقدماً كبيراً في مناطق أخرى من الطيف الكهرومغناطيسي . ^{[ 54 ]}

الغبار الموجود في الوسط بين النجوم معتم للضوء المرئي، ولكنه أكثر شفافية للأشعة تحت الحمراء البعيدة ، والتي يمكن استخدامها لرصد المناطق الداخلية للسحب الجزيئية العملاقة ونوى المجرات بتفاصيل دقيقة. ^{[ 55 ]} كما تُستخدم الأشعة تحت الحمراء لرصد المجرات البعيدة ذات الانزياح الأحمر التي تشكلت في وقت مبكر جدًا. يمتص بخار الماء وثاني أكسيد الكربون أجزاءً مفيدة من طيف الأشعة تحت الحمراء، لذا تُستخدم التلسكوبات الفضائية أو تلك التي تُحمل على ارتفاعات عالية في علم الفلك بالأشعة تحت الحمراء . ^{[ 56 ]}

أُجريت أول دراسة غير مرئية للمجرات، وخاصة المجرات النشطة، باستخدام ترددات الراديو . يُعد الغلاف الجوي للأرض شبه شفاف لموجات الراديو بين 5 ميجاهرتز و30 جيجاهرتز. أما طبقة الأيونوسفير فتحجب الإشارات دون هذا النطاق. ^{[ 57 ]} تسمح مجموعات من التلسكوبات الراديوية المتعددة بتقنية قياس التداخل ذات الخطوط الأساسية الطويلة جدًا لرسم خرائط النفاثات النشطة المنبعثة من النوى النشطة. ^{[ 58 ]}  

تستطيع التلسكوبات فوق البنفسجية والأشعة السينية رصد الظواهر المجرية عالية الطاقة. تُلاحظ أحيانًا توهجات فوق بنفسجية عندما يتمزق نجم في مجرة ​​بعيدة بفعل قوى المد والجزر لثقب أسود قريب. ^{[ 59 ]} ويمكن رسم خريطة لتوزيع الغاز الساخن في التجمعات المجرية باستخدام الأشعة السينية. وقد تأكد وجود ثقوب سوداء فائقة الكتلة في مراكز المجرات من خلال علم الفلك بالأشعة السينية. ^{[ 60 ]}

في عام 1944، تنبأ هندريك فان دي هولست بإمكانية رصد إشعاع الميكروويف بطول موجي 21 سم من غاز الهيدروجين الذري بين النجوم؛ ^{[ 63 ]} وفي عام 1951، تم رصده بالفعل. لا يتأثر هذا الإشعاع بامتصاص الغبار، ولذا يمكن استخدام انزياح دوبلر لرسم خريطة حركة الغاز في هذه المجرة. أدت هذه الملاحظات إلى فرضية وجود بنية قضيبية دوارة في مركز هذه المجرة. ^{[ 64 ]} ومع تطور التلسكوبات الراديوية ، أصبح من الممكن تتبع غاز الهيدروجين في مجرات أخرى. في سبعينيات القرن العشرين، كشفت فيرا روبين عن تباين بين سرعة دوران المجرة المرصودة وتلك المتوقعة بناءً على الكتلة المرئية للنجوم والغاز. يُعتقد اليوم أن مشكلة دوران المجرة تُفسر بوجود كميات كبيرة من المادة المظلمة غير المرئية . ^{[ 65 ] [ 66 ]}

ابتداءً من تسعينيات القرن العشرين، قدم تلسكوب هابل الفضائي ملاحظات محسّنة. ومن بين أمور أخرى، ساعدت بياناته في إثبات أن المادة المظلمة المفقودة في هذه المجرة لا يمكن أن تتكون فقط من نجوم خافتة وصغيرة بطبيعتها. ^{[ 67 ]} وقد وفر حقل هابل العميق ، وهو عبارة عن تعريض طويل للغاية لجزء فارغ نسبيًا من السماء، دليلًا على وجود حوالي 125 مليار (1.25 × 10¹¹ مجرة ​​في الكون المرئي. ^{[ 68 ] وقد} أتاحت التقنيات المتطورة في رصد الأطياف غير المرئية للعين المجردة (التلسكوبات الراديوية، وكاميرات الأشعة تحت الحمراء، وتلسكوبات الأشعة السينية ) اكتشاف مجرات أخرى لم يرصدها تلسكوب هابل. وعلى وجه الخصوص، كشفت المسوحات في منطقة التجنب (المنطقة السماوية المحجوبة عن أطوال موجات الضوء المرئي بواسطة مجرة ​​درب التبانة) عن عدد من المجرات الجديدة. ^{[ 69 ]}

حللت دراسة أجريت عام 2016 ونُشرت في مجلة الفيزياء الفلكية ، بقيادة كريستوفر كونسيلس من جامعة نوتنغهام ، العديد من مصادر البيانات لتقدير أن الكون المرئي (حتى الانزياح الأحمر z=8) يحتوي على تريليونين على الأقل (2 × 10¹² مجرة، أي أكثر بعشر مرات مما يُرصد مباشرةً في ^صور هابل. [ ^{70 ] : 12 [ 71 ] ومع} ذلك، رصدت عمليات رصد لاحقة بواسطة مسبار الفضاء نيو هورايزونز من خارج ضوء البروج كمية أقل من الضوء المرئي الكوني مقارنةً بـ Conselice، مع الإشارة إلى أن عمليات الرصد المباشرة لا تزال تُغفل بعض المجرات. ^{[ 72 ] [ 73 ]}

يُصنّف نظام هابل المجرات الإهليلجية بناءً على درجة إهليلجيتها، بدءًا من E0، وهي شبه كروية، وصولًا إلى E7، وهي شديدة الاستطالة. تتميز هذه المجرات بشكلها الإهليلجي ، مما يمنحها مظهرًا إهليلجيًا بغض النظر عن زاوية الرؤية. ويُظهر مظهرها بنيةً قليلة، وعادةً ما تحتوي على كمية قليلة نسبيًا من المادة بين النجوم . ونتيجةً لذلك، تحتوي هذه المجرات أيضًا على نسبة منخفضة من العناقيد المفتوحة ومعدل منخفض لتكوّن النجوم الجديدة. وبدلًا من ذلك، تهيمن عليها نجوم أقدم وأكثر تطورًا تدور حول مركز ثقل مشترك في اتجاهات عشوائية. تحتوي هذه النجوم على وفرة منخفضة من العناصر الثقيلة لأن تكوّن النجوم يتوقف بعد الانفجار الأولي. وبهذا المعنى، فهي تُشبه إلى حد ما العناقيد الكروية الأصغر حجمًا بكثير . ^{[ 75 ]}

المجرات من النوع cD

أكبر المجرات هي مجرات النوع cD. وُصفت لأول مرة عام 1964 في ورقة بحثية لتوماس أ. ماثيوز وآخرين، ^{[ 76 ]} وهي نوع فرعي من فئة مجرات D الأكثر عمومية، وهي مجرات إهليلجية عملاقة، إلا أنها أكبر بكثير. تُعرف هذه المجرات باسم المجرات الإهليلجية العملاقة، وتُعدّ أكبر المجرات وأكثرها إضاءةً المعروفة. تتميز هذه المجرات بنواة إهليلجية مركزية محاطة بهالة واسعة خافتة من النجوم تمتد إلى نطاقات ميغابارسيك. ^{[ 77 ]} يتناقص سطوعها السطحي كدالة لنصف قطرها (أو بعدها عن مركزها) بوتيرة أبطأ من نظيراتها الأصغر حجمًا. ^{[ 78 ]}

لا يزال تكوين هذه المجرات الكثيفة مجالًا بحثيًا نشطًا، لكن النموذج السائد هو أنها ناتجة عن اندماج مجرات أصغر في بيئات التجمعات المجرية الكثيفة، أو حتى خارج هذه التجمعات ذات الكثافة الزائدة العشوائية. ^{[ 79 ]} تُعد هذه العمليات الآليات التي تُحفز تكوين المجموعات الأحفورية أو التجمعات الأحفورية، حيث توجد مجرة ​​إهليلجية عملاقة كبيرة ومعزولة نسبيًا في مركز التجمع، وتحيط بها سحابة واسعة من الأشعة السينية كبقايا لهذه التصادمات المجرية. ويفترض نموذج أقدم ظاهرة التدفق التبريدي ، حيث تنهار الغازات الساخنة في التجمعات نحو مراكزها أثناء تبريدها، مُشكلةً نجومًا في هذه العملية، ^{[ 80 ]} وهي ظاهرة لوحظت في تجمعات مثل برساوس ، ^{[ 81 ]} ومؤخرًا في تجمع فينيكس . ^{[ 82 ]}

مجرة شل

المجرة الصدفية نوع من المجرات الإهليلجية حيث تترتب النجوم في هالتها على شكل أغلفة متحدة المركز. يمتلك حوالي عُشر المجرات الإهليلجية بنية صدفية، وهي بنية لم تُلاحظ قط في المجرات الحلزونية. يُعتقد أن هذه البنى تتشكل عندما تبتلع مجرة ​​أكبر مجرةً أصغر منها، فمع اقتراب مركزي المجرتين، يبدآن بالتذبذب حول نقطة مركزية، ويُحدث هذا التذبذب تموجات جاذبية تُشكل أغلفة النجوم، على غرار التموجات التي تنتشر على سطح الماء. على سبيل المثال، تحتوي المجرة NGC 3923 على أكثر من 20 غلافًا. ^{[ 83 ]}

تشبه المجرات الحلزونية دوارات حلزونية . ورغم أن النجوم والمواد المرئية الأخرى الموجودة في هذه المجرات تقع في الغالب على مستوى واحد، فإن معظم كتلة المجرات الحلزونية تتواجد في هالة كروية تقريبًا من المادة المظلمة تمتد إلى ما وراء المكون المرئي، كما يتضح من مفهوم منحنى الدوران الكوني. ^{[ 85 ]}

تتكون المجرات الحلزونية من قرص دوار من النجوم والوسط بين النجوم، بالإضافة إلى انتفاخ مركزي يتكون عمومًا من نجوم أقدم. وتمتد من هذا الانتفاخ أذرع ساطعة نسبيًا. في تصنيف هابل، تُصنف المجرات الحلزونية كنوع S ، متبوعًا بحرف ( a أو b أو c ) يشير إلى درجة تقارب الأذرع الحلزونية وحجم الانتفاخ المركزي. تتميز مجرة ​​Sa بأذرع ملتفة بإحكام وغير واضحة المعالم، ولها منطقة مركزية كبيرة نسبيًا. وعلى النقيض، تتميز مجرة ​​Sc بأذرع مفتوحة وواضحة المعالم ومنطقة مركزية صغيرة. ^{[ 86 ]} يُشار أحيانًا إلى المجرة ذات الأذرع غير الواضحة المعالم باسم المجرة الحلزونية المتكتلة ، وذلك على عكس المجرة الحلزونية ذات التصميم الكبير التي تتميز بأذرع حلزونية بارزة وواضحة المعالم. ^{[ 87 ]} يُعتقد أن سرعة دوران المجرة ترتبط بتسطح قرصها، حيث أن بعض المجرات الحلزونية لها انتفاخات سميكة، بينما يكون البعض الآخر رقيقًا وكثيفًا. ^{[ 88 ] [ 89 ]}

في المجرات الحلزونية، تتخذ الأذرع الحلزونية شكلًا لولبيًا لوغاريتميًا تقريبيًا ، وهو نمط يمكن إثبات نظريًا أنه ناتج عن اضطراب في كتلة نجمية تدور بانتظام. ومثل النجوم، تدور الأذرع الحلزونية حول المركز، ولكن بسرعة زاوية ثابتة . يُعتقد أن الأذرع الحلزونية مناطق ذات كثافة عالية من المادة، أو ما يُعرف بـ" موجات الكثافة ". ^{[ 90 ]} عندما تتحرك النجوم عبر أحد الأذرع، تتغير السرعة الفضائية لكل نظام نجمي بفعل قوة الجاذبية الناتجة عن الكثافة العالية. (تعود السرعة إلى وضعها الطبيعي بعد مغادرة النجوم للذراع من الجهة الأخرى). يشبه هذا التأثير "موجة" من التباطؤات التي تحدث على طريق سريع مليء بالسيارات المتحركة. وتكون الأذرع مرئية لأن الكثافة العالية تُسهّل تكوّن النجوم، ولذلك فهي تضم العديد من النجوم الساطعة واليافعة. ^{[ 91 ]}

• المجرات الشاذة هي تكوينات مجرية تطور خصائص غير عادية نتيجة للتفاعلات المدية مع المجرات الأخرى.
  • تتميز المجرة الحلقية ببنية حلقية من النجوم والوسط بين النجوم تحيط بنواة عارية. يُعتقد أن المجرة الحلقية تتشكل عندما تمر مجرة ​​أصغر عبر نواة مجرة ​​حلزونية. ^{[ 100 ]} ربما يكون حدث كهذا قد أثر على مجرة ​​أندروميدا ، إذ تظهر بنية متعددة الحلقات عند رصدها بالأشعة تحت الحمراء . ^{[ 101 ]}
• المجرة العدسية هي شكل وسيط يجمع بين خصائص المجرات الإهليلجية والحلزونية. تُصنف هذه المجرات ضمن النوع S0 حسب تصنيف هابل، وتتميز بأذرع حلزونية غير واضحة المعالم محاطة بهالة إهليلجية من النجوم ^{[ 102 ]} ( أما المجرات العدسية ذات القضيب فتُصنف ضمن النوع SB0 حسب تصنيف هابل).
• المجرات غير المنتظمة هي مجرات لا يمكن تصنيفها بسهولة إلى شكل بيضاوي أو حلزوني.
  • تتمتع المجرة من النوع Irr-I ببعض البنية ولكنها لا تتوافق بشكل واضح مع مخطط تصنيف هابل.
  • لا تمتلك مجرات Irr-II أي بنية تشبه تصنيف هابل، وقد تكون تعرضت للتفكك. ^{[ 103 ]} ومن الأمثلة القريبة على المجرات غير المنتظمة (القزمة) سحابتا ماجلان . ^{[ 104 ]}

• المجرة المظلمة أو "شديدة الانتشار" هي مجرة ​​ذات إضاءة منخفضة للغاية. قد تكون بنفس حجم مجرة ​​درب التبانة، لكن عدد نجومها المرئية لا يتجاوز واحدًا بالمئة من عدد نجوم درب التبانة. وقد طُرحت آليات متعددة لتكوين هذا النوع من المجرات، ومن المحتمل أن تكون المجرات المظلمة المختلفة قد تشكلت بوسائل مختلفة. ^{[ 105 ]} أحد التفسيرات المحتملة لانخفاض إضاءتها هو أن المجرة فقدت غازها المُكوِّن للنجوم في مرحلة مبكرة، مما أدى إلى ظهور تجمعات نجمية قديمة. ^{[ 106 ] [ 107 ]}

على الرغم من انتشار المجرات الإهليلجية والحلزونية الكبيرة، فإن معظم المجرات هي مجرات قزمة. ^{[ 108 ]} وهي صغيرة نسبيًا مقارنةً بتكوينات المجرات الأخرى، إذ يبلغ حجمها حوالي عُشر حجم مجرة ​​درب التبانة، وتحتوي على بضعة مليارات من النجوم فقط. تحتوي المجرات القزمة الزرقاء المدمجة على عناقيد كبيرة من النجوم الشابة الساخنة الضخمة . وقد تم اكتشاف مجرات قزمة فائقة الصغر لا يتجاوز  قطرها 100 فرسخ فلكي. ^{[ 109 ]}

قد تدور العديد من المجرات القزمة حول مجرة ​​واحدة أكبر؛ فمجرة درب التبانة تضم ما لا يقل عن اثنتي عشرة مجرة ​​تابعة، مع وجود ما يُقدّر بنحو 300 إلى 500 مجرة ​​أخرى لم تُكتشف بعد. ^{[ 110 ]} تأتي معظم المعلومات المتوفرة لدينا عن المجرات القزمة من رصد المجموعة المحلية ، التي تضم مجرتين حلزونيتين، هما درب التبانة ومجرة أندروميدا، بالإضافة إلى العديد من المجرات القزمة. تُصنّف هذه المجرات القزمة إما كمجرات غير منتظمة أو مجرات إهليلجية قزمة / مجرات كروية قزمة . ^{[ 108 ]}

أظهرت دراسة أجريت على 27 مجرة ​​مجاورة لمجرة درب التبانة أن الكتلة المركزية في جميع المجرات القزمة تبلغ حوالي 10 ملايين كتلة شمسية ، بغض النظر عما إذا كانت تحتوي على آلاف أو ملايين النجوم. يشير هذا إلى أن المجرات تتشكل في الغالب من المادة المظلمة ، وأن الحد الأدنى لحجمها قد يدل على وجود شكل من أشكال المادة المظلمة الدافئة غير القادرة على الاندماج بفعل الجاذبية على نطاق أصغر. ^{[ 111 ]}

تُعدّ التفاعلات بين المجرات شائعة نسبيًا، ولها دورٌ هام في تطور المجرات . يؤدي اقتراب المجرات من بعضها إلى تشوهاتٍ ناتجة عن التفاعلات المدّية ، وقد يتسبب ذلك في تبادل بعض الغاز والغبار. ^{[ 112 ] [ 113 ]} تحدث التصادمات عندما تخترق مجرتان بعضهما البعض مباشرةً، وتمتلكان زخمًا نسبيًا كافيًا لمنع اندماجهما. لا تتصادم نجوم المجرات المتفاعلة عادةً، ولكن يتفاعل الغاز والغبار داخل المجرتين، مما قد يُحفّز تكوّن النجوم. يمكن أن يُشوّه التصادم أشكال المجرات بشدة، مُشكّلًا قضبانًا أو حلقات أو هياكل شبيهة بالذيل. ^{[ 112 ] [ 113 ]}

في أقصى درجات التفاعلات المجرية، تحدث عمليات اندماج المجرات، حيث لا تكفي الزخمات النسبية للمجرات للسماح لها بالمرور عبر بعضها البعض. وبدلاً من ذلك، تندمج تدريجيًا لتشكيل مجرة ​​واحدة أكبر. يمكن أن تُحدث عمليات الاندماج تغييرات كبيرة في الشكل الأصلي للمجرات. إذا كانت إحدى المجرات أضخم بكثير من الأخرى، تُعرف النتيجة باسم "التهام المجرات" ، حيث تبقى المجرة الأكبر حجمًا سليمة نسبيًا، بينما تتمزق المجرة الأصغر. مجرة ​​درب التبانة حاليًا في طور التهام مجرة ​​القوس القزمة الإهليلجية ومجرة الكلب الأكبر القزمة . ^{[ 112 ] [ 113 ]}

تتكون النجوم داخل المجرات من مخزون من الغاز البارد الذي يشكل سحبًا جزيئية عملاقة . وقد لوحظ أن بعض المجرات تُكوّن النجوم بمعدل استثنائي، وهو ما يُعرف بانفجار النجوم . إذا استمرت هذه المجرات في ذلك، فإنها ستستهلك مخزونها من الغاز في فترة زمنية أقل من عمر المجرة. ولذلك، فإن نشاط انفجار النجوم عادةً ما يستمر حوالي عشرة ملايين سنة فقط، وهي فترة قصيرة نسبيًا في تاريخ المجرة. كانت مجرات انفجار النجوم أكثر شيوعًا خلال المراحل المبكرة من تاريخ الكون، ^{[ 115 ]} ولكنها لا تزال تُساهم بنسبة تُقدّر بـ 15% من إجمالي إنتاج النجوم. ^{[ 116 ]}

تتميز مجرات الانفجار النجمي بتجمعات كثيفة من الغاز وظهور نجوم حديثة التكوين، بما في ذلك النجوم الضخمة التي تؤين السحب المحيطة بها لتكوين مناطق الهيدروجين المتأين (H II) . ^{[ 117 ]} تُنتج هذه النجوم انفجارات سوبرنوفا ، مُخلّفةً بقايا متوسعة تتفاعل بقوة مع الغاز المحيط. تُحفّز هذه الانفجارات سلسلة من تفاعلات بناء النجوم التي تنتشر في جميع أنحاء المنطقة الغازية. ولا يتوقف النشاط إلا عندما يُستهلك الغاز المتاح تقريبًا أو يتشتت. ^{[ 115 ]}

غالباً ما ترتبط الانفجارات النجمية باندماج المجرات أو تفاعلها. والمثال النموذجي لهذا التفاعل المُكوِّن للانفجارات النجمية هو مجرة ​​M82 ، التي شهدت اقتراباً شديداً من مجرة ​​M81 الأكبر حجماً . غالباً ما تُظهر المجرات غير المنتظمة تجمعات متباعدة من النشاط النجمي المتفجر. ^{[ 118 ]}

المجرة الراديوية هي مجرة ​​ذات مناطق انبعاث راديوي هائلة تمتد إلى ما وراء بنيتها المرئية. وتتغذى هذه الفصوص الراديوية النشطة من نفاثات من نواتها المجرية النشطة . ^{[ 119 ]} تُصنف المجرات الراديوية وفقًا لتصنيف فاناروف-رايلي . تتميز مجرات الفئة FR I بانخفاض لمعانها الراديوي وبنيتها الأكثر استطالة، بينما تتميز مجرات الفئة FR II بارتفاع لمعانها الراديوي. ويشير الترابط بين اللمعان الراديوي والبنية إلى احتمال اختلاف مصادر الإشعاع في هذين النوعين من المجرات. ^{[ 120 ]}

يمكن تصنيف المجرات الراديوية أيضًا إلى مجرات راديوية عملاقة، حيث تمتد انبعاثاتها الراديوية إلى نطاقات تصل إلى ميغابارسيك (3.26 مليون سنة ضوئية). تُعدّ مجرة ​​ألكيونوس مجرة ​​راديوية منخفضة الإثارة من فئة FR II، وتتميز بأكبر انبعاثات راديوية مرصودة، مع هياكل فصية تمتد على مسافة 5 ميغابارسيك (16 × 10⁶ ^سنة ضوئية ). وللمقارنة، تُعدّ مجرة ​​3C 236 مجرة ​​راديوية عملاقة أخرى ذات حجم مماثل ، حيث يبلغ قطر فصوصها 15 مليون سنة ضوئية. مع ذلك، تجدر الإشارة إلى أن الانبعاثات الراديوية لا تُعتبر دائمًا جزءًا من المجرة الرئيسية نفسها. ^{[ 121 ]}

المجرة الراديوية العملاقة هي فئة خاصة من الأجرام السماوية تتميز بوجود فصوص راديوية ناتجة عن نفاثات نسبية مدفوعة بالثقب الأسود فائق الكتلة في مركز المجرة . وتختلف المجرات الراديوية العملاقة عن المجرات الراديوية العادية في قدرتها على الامتداد إلى أحجام أكبر بكثير، حيث يصل قطرها إلى عدة ميغابارسيك، وهو أكبر بكثير من أقطار المجرات المضيفة لها. ^{[ 122 ]}

تُعرَّف المجرة الراديوية "العادية" بأنها تلك التي لا يكون مصدر الطاقة الراديوية فيها ثقبًا أسود فائق الكتلة أو نجمًا نيوترونيًا عملاقًا؛ بل تنشأ انبعاثاتها من إشعاع السنكروترون الناتج عن إلكترونات نسبية متسارعة بفعل المستعرات العظمى. وتتميز هذه المصادر بقصر عمرها نسبيًا، مما يجعل الطيف الراديوي المنبعث من المجرات الراديوية العادية وسيلةً مثاليةً لدراسة تكوين النجوم. ^{[ 123 ]}

تُصنّف بعض المجرات المرئية على أنها "نشطة" إذا احتوت على نواة مجرية نشطة (AGN). ^{[ 124 ]} يُصدر جزء كبير من إجمالي طاقة المجرة من النواة النشطة بدلاً من نجومها وغبارها ووسطها بين النجوم . توجد عدة تصنيفات وأنظمة تسمية للنوى المجرية النشطة، ولكن تلك التي تقع ضمن نطاقات اللمعان المنخفضة تُسمى مجرات سيفرت ، بينما تُعرف تلك التي تتمتع بلمعان أعلى بكثير من لمعان المجرة المضيفة باسم الأجسام شبه النجمية أو الكوازارات . تشير نماذج النوى المجرية النشطة إلى أن جزءًا كبيرًا من ضوئها يتحول إلى ترددات الأشعة تحت الحمراء البعيدة لأن الانبعاثات الضوئية والأشعة فوق البنفسجية في النواة تُمتص وتُعاد إشعاعها بواسطة الغبار والغاز المحيط بها. ^{[ 125 ]}

يعتمد النموذج القياسي للنواة المجرية النشطة على قرص تراكمي يتشكل حول ثقب أسود فائق الكتلة في مركز المجرة. وينتج الإشعاع المنبعث من النواة المجرية النشطة عن طاقة الجاذبية للمادة أثناء سقوطها من القرص باتجاه الثقب الأسود. ^{[ 126 ] [ 127 ]} ويعتمد لمعان النواة المجرية النشطة على كتلة الثقب الأسود فائق الكتلة ومعدل سقوط المادة عليه. وفي حوالي 10% من هذه المجرات، يقذف زوج من النفاثات النشطة المتقابلة قطريًا جسيمات من مركز المجرة بسرعات تقارب سرعة الضوء . ولا تزال آلية إنتاج هذه النفاثات غير مفهومة تمامًا. ^{[ 128 ]}

المجرات المضيئة بالأشعة تحت الحمراء (LIRGs) هي مجرات ذات لمعان - وهو مقياس الطاقة الكهرومغناطيسية المنبعثة - يزيد عن 10 ^{^11} لمعان شمسي. في معظم الحالات، يأتي معظم طاقتها من أعداد كبيرة من النجوم الفتية التي تُسخّن الغبار المحيط بها، والذي يُعيد إشعاع الطاقة في نطاق الأشعة تحت الحمراء. يتطلب اللمعان العالي بما يكفي لتصنيف المجرة كمجرة مضيئة بالأشعة تحت الحمراء معدل تكوين نجوم لا يقل عن 18  كتلة شمسية ^في  السنة . أما المجرات فائقة اللمعان بالأشعة تحت الحمراء (ULIRGs) فهي أكثر لمعانًا بعشر مرات على الأقل، وتُكوّن نجومًا بمعدلات تزيد عن 180 كتلة شمسية ^في السنة . كما تُصدر العديد من المجرات المضيئة بالأشعة تحت الحمراء إشعاعًا من نواة مجرية نشطة. ^{[ 138 ] [ 139 ]} تُصدر المجرات المضيئة بالأشعة تحت الحمراء طاقة في نطاق الأشعة تحت الحمراء أكثر من جميع الأطوال الموجية الأخرى مجتمعة، مع ذروة انبعاث عادةً عند أطوال موجية تتراوح بين 60 و100 ميكرومتر. يُعتقد أن المجرات اللامعة بالأشعة تحت الحمراء (LIRGs) تتشكل نتيجة التفاعل القوي واندماج المجرات الحلزونية. ^{[ 140 ]} ورغم ندرتها في الكون المحلي، إلا أن المجرات اللامعة بالأشعة تحت الحمراء (LIRGs) والمجرات اللامعة بالأشعة تحت الحمراء فائقة الصغر (ULIRGS) كانت أكثر انتشارًا عندما كان الكون أصغر سنًا. ^{[ 139 ]}  

منذ عهد إدوين هابل عام 1936، كانت هناك محاولات لتحديد أقطار المجرات. استندت الجهود الأولى إلى الزاوية المرصودة التي تشكلها المجرة ومسافتها المقدرة، مما أدى إلى القطر الزاوي (المعروف أيضًا باسم "القطر المتري"). ^{[ 141 ]}

يُستخدم قطر خط تساوي السطوع كطريقة تقليدية لقياس حجم المجرة بناءً على سطوعها الظاهري. ^{[ 142 ]} خطوط تساوي السطوع هي منحنيات في رسم تخطيطي - كصورة مجرة ​​مثلاً - تربط النقاط ذات السطوع المتساوي، وهي مفيدة في تحديد امتداد المجرة. يُقاس تدفق السطوع الظاهري للمجرة بوحدات القدر الظاهري لكل ثانية قوسية مربعة (mag/arcsec² ^؛ ويُعبر عنه أحيانًا بـ mag arcsec⁻² ⁾ ، وهو ما يُحدد عمق السطوع لخط تساوي السطوع. لتوضيح كيفية عمل هذه الوحدة، يبلغ تدفق السطوع لمجرة نموذجية 18 قدرًا ظاهريًا لكل ثانية قوسية مربعة في منطقتها المركزية. هذا السطوع يُعادل ضوء جسم نقطي افتراضي من القدر ¹⁸ (مثل نجم) مُوزع بالتساوي في مساحة ثانية قوسية مربعة واحدة من السماء. ^{[ 143 ]} يُعرَّف قطر خط تساوي السطوع عادةً بأنه المنطقة التي تُحيط بكل الضوء حتى 25 قدرًا ظاهريًا/ثانية قوسية ^مربعة في النطاق الأزرق B ، ^{[ 144 ]} والذي يُشار إليه حينها بمعيار D _25. ^{[ 145 ]}

نصف قطر الضوء (المعروف أيضًا بنصف القطر الفعال ؛ Re ₎ هو مقياس يعتمد على التدفق الضوئي الكلي للمجرة. وهو نصف القطر الذي ينبعث منه نصف، أو 50%، التدفق الضوئي الكلي للمجرة. وقد اقترح جيرار دي فوكولور هذا المفهوم لأول مرة عام 1948. ^{[ 149 ]} كان اختيار نسبة 50% اختيارًا اعتباطيًا، ولكنه أثبت جدواه في أعمال لاحقة لـ آر. إيه. فيش عام 1963، ^{[ 150 ]} حيث وضع قانونًا لتركيز اللمعان يربط بين سطوع المجرات الإهليلجية ونصف قطرها الفعال (Re ₎ ، وفي أعمال خوسيه لويس سيرسيك عام 1968 ^{[ 151 ]} الذي حدد علاقة الكتلة بنصف القطر في المجرات. ^{[ 142 ]}

عند تحديد نصف قطر المجرة (Re ₎ ، من الضروري قياس التدفق الضوئي الإجمالي للمجرة، حيث اقترح بيرشادي في عام 2000 قياس ضعف حجمها عندما يكون التدفق الضوئي لنصف قطر مُختار عشوائيًا، والذي يُعرَّف بأنه التدفق المحلي، مقسومًا على متوسط ​​التدفق الضوئي الإجمالي مساويًا لـ 0.2. ^{[ 152 ]} يسمح استخدام نصف قطر الضوء بتقدير تقريبي لحجم المجرة، ولكنه ليس مفيدًا بشكل خاص في تحديد شكلها. ^{[ 153 ]}

توجد اختلافات في هذه الطريقة. على وجه الخصوص، في كتالوج المجرات ESO-Uppsala، تم استخدام قيم 50% و70% و90% من إجمالي الضوء الأزرق (الضوء الذي يتم رصده من خلال مرشح خاص بنطاق B) لحساب قطر المجرة. ^{[ 154 ]}

وُصفت هذه الطريقة لأول مرة من قِبل فاهي بتروسيان عام 1976، ^{[ 155 ]} وقد استُخدمت نسخة مُعدّلة منها في مسح سلون الرقمي للسماء (SDSS). تعتمد هذه الطريقة على نموذج رياضي للمجرة، حيث يُحدد نصف قطرها من خلال متوسط ​​التدفق الضوئي لسطوعها في الاتجاه الأفقي. وعلى وجه الخصوص، استخدم مسح سلون الرقمي للسماء (SDSS) مقدار بتروسيان في النطاق R (658  نانومتر، في الجزء الأحمر من الطيف المرئي) لضمان التقاط أكبر قدر ممكن من التدفق الضوئي للمجرة مع مُوازنة تأثيرات الضوضاء الخلفية. بالنسبة للمجرة التي يكون توزيع سطوعها أُسّيًا، يُتوقع أن يتم التقاط كامل التدفق الضوئي، و80% للمجرات التي يتبع توزيع سطوعها قانون دي فوكولور . ^{[ 156 ]}

تتميز مقادير بتروسيان بأنها مستقلة عن الانزياح الأحمر والمسافة، مما يسمح بقياس الحجم الظاهري للمجرة لأن نصف قطر بتروسيان يُحدد بدلالة التدفق الضوئي الكلي للمجرة. ^{[ 157 ]}

أصدر مركز معالجة وتحليل الأشعة تحت الحمراء نقدًا لإصدار سابق من هذه الطريقة ^{[ 158 ]} ، حيث تسببت هذه الطريقة في نسبة خطأ تصل إلى 10% في القيم مقارنةً باستخدام قطر خط تساوي السطوع. كما أن استخدام مقادير بتروسيان يعيبه فقدان معظم الضوء خارج فتحة بتروسيان، والتي تُحدد نسبةً إلى المظهر العام لسطوع المجرة، لا سيما بالنسبة للمجرات الإهليلجية، حيث تكون نسب الإشارة إلى الضوضاء أعلى عند المسافات والانزياحات الحمراء الأكبر ^{[ 159 ]} . وقد أصدر غراهام وآخرون تصحيحًا لهذه الطريقة في عام 2005، استنادًا إلى افتراض أن المجرات تتبع قانون سيرسيك ^{[ 157 ]} .

استُخدمت هذه الطريقة في مشروع 2MASS كتعديلٍ لطرق قياس تساوي السطوع المستخدمة سابقًا. ولأن 2MASS يعمل في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة، ما يتيح له ميزة تمييز النجوم الخافتة والباردة والقديمة، فإنه يتبع نهجًا مختلفًا عن الطرق الأخرى التي تستخدم عادةً مرشح B. وقد وُصفت تفاصيل الطريقة المستخدمة في 2MASS بدقة في وثيقةٍ من تأليف جاريت وآخرون ، حيث قاس المسح عدة معايير. ^{[ 160 ]}

يُحدد القطع الناقص القياسي للفتحة (منطقة الكشف) بواسطة خط تساوي شدة الأشعة تحت الحمراء عند نطاق K _s (طول موجي يبلغ حوالي 2.2 ميكرومتر) بقيمة 20 قدرًا/ثانية قوسية ^مربعة . وقد استُخدمت أربع طرق على الأقل لجمع التدفق الضوئي الكلي للمجرة: الأولى هي فتحة دائرية تمتد 7 ثوانٍ قوسية من المركز، وخط تساوي شدة عند 20 قدرًا/ثانية قوسية مربعة ^، وفتحة "إجمالية" تُحدد بواسطة التوزيع الضوئي القطري الذي يغطي الامتداد المفترض للمجرة، وفتحة كرون (المُعرّفة بأنها 2.5 ضعف نصف قطر العزم الأول، وهو تكامل لتدفق الفتحة "الإجمالية"). ^{[ 160 ]}

تعتمد النماذج الحالية لتكوين المجرات في الكون المبكر على نموذج ΛCDM . بعد حوالي 300,000 عام من الانفجار العظيم ، بدأت ذرات الهيدروجين والهيليوم بالتشكل، في حدث يُعرف باسم إعادة التركيب . كان الهيدروجين في معظمه متعادلًا (غير متأين) ويمتص الضوء بسهولة، ولم تكن النجوم قد تشكلت بعد. ونتيجة لذلك، سُميت هذه الفترة بـ" العصور المظلمة ". ومن تقلبات الكثافة (أو عدم الانتظام غير المتجانس ) في هذه المادة البدائية بدأت تظهر هياكل أكبر . ونتيجة لذلك، بدأت كتل من المادة الباريونية بالتكثف داخل هالات المادة المظلمة الباردة . ^{[ 184 ] [ 185 ]} سمحت هذه الهياكل البدائية للغازات بالتكثف لتكوين المجرات الأولية ، وهي سحب غازية واسعة النطاق كانت بمثابة مقدمة للمجرات الأولى. ^{[ 186 ] : 6}

عندما يسقط الغاز في جاذبية هالات المادة المظلمة، يرتفع ضغطه ودرجة حرارته. ولكي يتكثف أكثر، يجب أن يشع الغاز طاقة. كانت هذه العملية بطيئة في الكون المبكر الذي هيمنت عليه ذرات وجزيئات الهيدروجين، وهي عناصر أقل كفاءة في الإشعاع مقارنةً بالعناصر الأثقل. ومع تجمع كتل الغاز لتشكيل أقراص دوارة، تستمر درجات الحرارة والضغوط في الارتفاع. وتصل بعض المناطق داخل القرص إلى كثافة عالية كافية لتكوين النجوم.

بمجرد أن بدأت المجرات الأولية بالتشكل والانكماش، ظهرت نجوم الهالة الأولى ، والتي تُسمى نجوم الجيل الثالث ، داخلها. ^{[ 187 ]} كانت هذه النجوم تتكون من غاز بدائي، يتألف بالكامل تقريبًا من الهيدروجين والهيليوم. تعمل الانبعاثات المنبعثة من النجوم الأولى على تسخين الغاز المتبقي، مما يساعد على تحفيز تكوين المزيد من النجوم؛ حيث أعادت الأشعة فوق البنفسجية المنبعثة من الجيل الأول من النجوم تأيين الهيدروجين المتعادل المحيط بها في كرات متوسعة، لتصل في النهاية إلى الكون بأكمله، وهي ظاهرة تُسمى إعادة التأين . ^{[ 188 ]} تنهار النجوم الأضخم في انفجارات مستعرات عظمى عنيفة ، مطلقةً عناصر ثقيلة ("معادن") في الوسط بين النجوم . ^{[ 189 ] [ 186 ] : 14} يُدمج هذا المحتوى المعدني في نجوم الجيل الثاني . ^{[ 190 ]}

تم التحقق من صحة النماذج النظرية لتكوين المجرات المبكرة، واستُند في ذلك إلى عدد كبير ومتنوع من عمليات الرصد الفلكي المتطورة. ^{[ 186 ] : 43} تحتاج عمليات الرصد الضوئي عمومًا إلى تأكيد طيفي نظرًا لكثرة الآليات التي قد تُسبب أخطاءً منهجية. على سبيل المثال، تم تصحيح رصد ضوئي عند انزياح أحمر عالٍ (z ~ 16) بواسطة تلسكوب جيمس ويب الفضائي (JWST) لاحقًا ليصبح أقرب إلى z ~ 5. ^{[ 191 ]} ومع ذلك، تتراكم عمليات الرصد المؤكدة من تلسكوب جيمس ويب الفضائي ومراصد أخرى، مما يسمح بإجراء مقارنة منهجية للمجرات المبكرة مع تنبؤات النظرية. ^{[ 192 ]}

يُعدّ العثور على أدلة تُثبت وجود نجوم من النوع الثالث في المجرات المبكرة أكثر صعوبة. فحتى الأدلة الطيفية التي تبدو مؤكدة قد يكون لها أصول أخرى. على سبيل المثال، أبلغ علماء الفلك عن أدلة على انبعاث خط الهيليوم المتأين (He _II) لنجوم من النوع الثالث في مجرة ​​Cosmos Redshift 7 ، بقيمة انزياح أحمر تبلغ 6.60. ^{[ 193 ]} لكن رصدًا لاحقًا ^{[ 194 ]} وجد خطوط انبعاث معدنية، O _III ، لا تتوافق مع وجود نجم في المجرة المبكرة. ^{[ 187 ] : 108}

بمجرد أن تبدأ النجوم في التشكل، وإصدار الإشعاع، وفي بعض الحالات الانفجار، تصبح عملية تكوين المجرات معقدة للغاية، وتشمل تفاعلات بين قوى الجاذبية والإشعاع والطاقة الحرارية. ولا تزال العديد من التفاصيل غير مفهومة بشكل جيد. ^{[ 196 ]}

في غضون مليار سنة من تكوّن المجرة، تبدأ البنى الرئيسية بالظهور. ^{[ 197 ]} تتشكل العناقيد الكروية ، والثقب الأسود المركزي فائق الكتلة ، وانتفاخ مجري من نجوم الجيل الثاني الفقيرة بالمعادن . ويبدو أن تكوّن الثقب الأسود فائق الكتلة يلعب دورًا محوريًا في تنظيم نمو المجرات بشكل فعّال من خلال الحد من إجمالي كمية المادة الإضافية المضافة. ^{[ 198 ]} خلال هذه الحقبة المبكرة، تشهد المجرات طفرة هائلة في تكوين النجوم. ^{[ 199 ]}

خلال الملياري سنة التالية، تستقر المادة المتراكمة في قرص مجري . ^{[ 200 ]} وتستمر المجرة في امتصاص المواد المتساقطة من السحب عالية السرعة والمجرات القزمة طوال حياتها. ^{[ 201 ]} تتكون هذه المادة في الغالب من الهيدروجين والهيليوم. وتؤدي دورة ولادة النجوم وموتها تدريجيًا إلى زيادة وفرة العناصر الثقيلة، مما يسمح في النهاية بتكوين الكواكب . ^{[ 202 ]}

حقل هابل العميق للغاية (XDF)

مجال رؤية XDF مقارنةً بالحجم الزاوي للقمر . تظهر في هذا المشهد الصغير عدة آلاف من المجرات، تتكون كل منها من مليارات النجوم .

وجهة نظر XDF (2012): كل بقعة ضوء هي مجرة، بعضها يصل عمره إلى 13.2 مليار سنة ^{[ 203 ]}  - يقدر أن الكون المرئي يحتوي على 200 مليار إلى تريليوني مجرة.

تُظهر صورة XDF (من اليسار) المجرات الناضجة تمامًا، والمجرات شبه الناضجة (منذ خمسة إلى تسعة مليارات سنة)، والمجرات الأولية المتوهجة بالنجوم الشابة (بعد تسعة مليارات سنة).

تعتمد معدلات تكوين النجوم في المجرات على بيئتها المحلية. تتميز المجرات المعزولة "الفارغة" بأعلى معدل لكل وحدة كتلة نجمية، بينما تتميز مجرات "الحقل" المرتبطة بالمجرات الحلزونية بمعدلات أقل، أما المجرات الموجودة في العناقيد الكثيفة فتتميز بأدنى المعدلات. ^{[ 204 ]}

يمكن أن تتأثر عملية تطور المجرات بشكل كبير بالتفاعلات والتصادمات. كان اندماج المجرات شائعًا خلال الحقبة المبكرة، وكانت غالبية المجرات ذات أشكال مميزة. ^{[ 205 ]} ونظرًا للمسافات بين النجوم، فإن الغالبية العظمى من الأنظمة النجمية في المجرات المتصادمة لن تتأثر. مع ذلك، فإن التجريد الجاذبي للغاز والغبار بين النجوم، الذي يشكل الأذرع الحلزونية، يُنتج سلسلة طويلة من النجوم تُعرف باسم ذيول المد والجزر. يمكن رؤية أمثلة على هذه التكوينات في مجرة ​​NGC 4676 ^{[ 206 ]} أو مجرتي الهوائيات . ^{[ 207 ]}

تتحرك مجرة ​​درب التبانة ومجرة أندروميدا المجاورة باتجاه بعضهما البعض بسرعة تقارب 130 كم/ث ، وقد تصطدمان -بحسب حركتهما الجانبية- خلال ما بين خمسة وستة مليارات سنة. مع أن درب التبانة لم تصطدم قط بمجرة بحجم أندروميدا، إلا أنها اصطدمت واندمجت مع مجرات أخرى في الماضي. ^{[ 208 ]} تشير المحاكاة الكونية إلى أنها اندمجت، قبل 11 مليار سنة، مع مجرة ​​ضخمة بشكل استثنائي تُعرف باسم كراكن . ^{[ 209 ] [ 210 ]} 

تُعدّ هذه التفاعلات واسعة النطاق نادرة. ومع مرور الوقت، يصبح اندماج نظامين متساويين في الحجم أقل شيوعًا. وقد ظلت معظم المجرات الساطعة دون تغيير جوهري خلال المليارات القليلة الماضية من السنين، وربما بلغ معدل تكوين النجوم ذروته أيضًا قبل حوالي عشرة مليارات سنة. ^{[ 211 ]}

تُنتج المجرات الحلزونية، مثل مجرتنا درب التبانة ، أجيالًا جديدة من النجوم طالما احتوت أذرعها الحلزونية على سحب جزيئية كثيفة من الهيدروجين بين النجوم. ^{[ 212 ]} أما المجرات الإهليلجية فتفتقر إلى هذا الغاز، ولذا لا تُشكّل سوى عدد قليل من النجوم الجديدة. ^{[ 213 ]} إن مخزون المواد اللازمة لتكوين النجوم محدود؛ فبمجرد أن تُحوّل النجوم مخزون الهيدروجين المتاح إلى عناصر أثقل، يتوقف تكوين النجوم الجديدة. ^{[ 214 ] [ 215 ]}

من المتوقع أن يستمر العصر الحالي لتكوّن النجوم لمدة تصل إلى مئة مليار سنة، ثم سينتهي "العصر النجمي" بعد حوالي عشرة تريليونات إلى مئة تريليون سنة (10¹³ ^- 10¹⁴ ^سنة  )، حيث تبدأ أصغر النجوم وأطولها عمراً في الكون المرئي، وهي الأقزام الحمراء الصغيرة ، بالخفوت. في نهاية العصر النجمي، ستتألف المجرات من أجسام مضغوطة : الأقزام البنية ، والأقزام البيضاء الباردة ( الأقزام السوداء )، والنجوم النيوترونية ، والثقوب السوداء . في النهاية، ونتيجةً للاسترخاء الجذبي ، ستسقط جميع النجوم إما في ثقوب سوداء مركزية فائقة الكتلة أو ستُقذف إلى الفضاء بين المجرات نتيجةً للتصادمات. ^{[ 214 ] [ 216 ]}