10 Galakser og Mælkevejen
Stjerner er ikke jævnt fordelt i Universet. De er samlet i store grupper af stjerner, som kaldes galakser. Vi vil i dette kapitel først se på, hvordan man opdagede hvad galakser er. Derefter ser vi på forskellige typer af galakser, og på Mælkevejen som galakse. Endelig skal vi se, hvordan studiet af galakser har afsløret, at der “mangler” noget stof i Universet. Det som vi i dag kalder mørkt stof.
10.1 Opdagelsen af galakser
I årene 1758-1781 udarbejdede den franske astronom Charles Messier en liste over objekter på himlen, som hverken var planeter eller stjerner, men som kunne forveksles med kometer. Listen, der i dag er kendt som Messier-kataloget, indeholder over 100 objekter. En del af dem er tåger, eller hobe af stjerner, men 38 af dem er det, vi i dag kalder galakser. Figur 9.1 viser et billede af en af disse: M31, også kendt som Andromedagalaksen.
En galakse er en stor samling stjerner, gas og støv, men det kunne man ikke se på Messiers tid. Teleskoperne var ganske enkelt ikke gode nok endnu. Man regnede med, at de var gas- eller støvskyer i mælkevejen. Men i starten af 1900-tallet lykkedes det en amerikansk astronom, Edwin Hubble, at identificere stjerner i M31 ved hjælp af en kikkert med en diameter på 2.5 m. Nogle nogle af disse stjerner var cepheider, så han ved hjælp af cepheide-metoden kunne bestemme afstanden til dem.Figur ?fig-hubblecepheid viser en af de stjerner, Hubble brugte til at bestemme afstanden med. Og den viste sig at være langt større, end man havde regnet med. Ifølge Hubbles beregninger var afstanden 860000 lysår, og det var otte gange så langt væk, som det fjerneste kendte objekt i mælkevejen. Dermed måtte den være et objekt udenfor mælkevejen. I dag ved vi, at M31 er endnu længere væk. Det moderne bud på afstanden er 2.5 millioner lysår.
For at forstå, hvor banebrydende det var, er det nødvendigt at se tilbage på, hvordan man opfattede Universet i starten af 1900-tallet. Efter Kepler opdagede, at Jorden kredsede om Solen, og ikke omvendt, havde man gradvist opdaget, at Solen heller ikke er centrum i Universet. Den er blot én blandt mange stjerner i mælkevejen. Mælkevejen kan ses som et mælkehvidt, bredt bånd af stjerner på himlen. Ordet Mælkevejen stammer fra det græske ord ”galaxia” som netop betyder mælk (eller mælkeagtig). Myten siger, at gudinden Hera, bliver bidt i brystet under amning af Herakles. Heraklas var faktisk ikke hendes søn, men hun var gift med Zeus, som var far til barnet. Lang historier kort: I vrede kaster hun barnet fra sig, og mælken fra hendes bryst sprøjter ud over himlen.
I starten af 1900-tallet var der i astronomiske kredse en stor debat (nu kaldet “the grand debate”) om, hvordan man skulle forstå Mælkevejen. Var Mælkevejen hele Universet, eller var der noget uden for Mælkevejen. Og specielt var det et spørgsmål om de spiralformede strukturer, man kunne se, var en del af Mælkevejen. Der blev argumenteret for og imod, men målingerne og data var ikke præcise nok til at give et endeligt svar. Det svar fik man, da Hubble i løbet af 1920’erne fik bestemt afstanden til Andromeda-galaksen, og den viste sig at være så stor, at den umuligt kunne være en del af Mælkevejen. I dag ved vi, at der er mange galakser i Universet. Man anslår i dag, at antallet af galakser i det, man kalder det synlige Univers, til at være omkring \(2·10^{12}\) (to billioner eller to millioner millioner).
10.2 Forskellige typer af galakser
Galakser består af stjerner, gas, støv og andre objekter som f.eks. sorte huller, og er holdt sammen af tyngdekraften (gravitationen). Galakser er ikke ens, men de fleste falder i nogle hovedkategorier, der først blev sat i system af Hubble:
Spiralgalakser
Elliptiske galakser
Irregulære galakser
10.2.1 Spiralgalakser
Spiralgalakser har, som navnet siger, en spiralform, hvor lysende ”arme” snor sig som spiraler omkring galaksens centrum. Spiralgalakser er den type af galakser, som man kender bedst, og er også den mest almindelige type af galakser. Omkring 75 % af alle kendte galakser er spiralgalakser. Et eksempel er vist på figur #fig-m101spiral.
Spiralarmene består af ophobninger af gas, støv og stjerner. I disse ophobninger af gas, dannes der nye stjerner, og da disse nye stjerner er kraftigt lysende, er spiralarmene også kraftigt lysende. De enkelte stjerner i en galakse bevæger sig i cirkelformede baner omkring galaksens centrum, og kan bevæge sig ind og ud af spiralarmene. Men spiralmønsteret bevares, fordi nye stjerner, gas og støv bevæger sig ind i ophobningen. Man beskriver denne ophobning som en tæthedsbølge, men den præcise årsag til at denne bølge opstår, er ikke velforstået.
Spiralarmene ligger i en flad skive. I midten af skiven er en (omtrent kugleformet) bule. Omkring skiven ligger en anden kugleformet struktur, som kaldes haloen. Haloen består af stjerner og stjernehobe, og har en lavere densitet og er svagt lysende i forhold til skiven og centrum. Haloen og kan derfor ikke ses på galakser, hvor man ser vinkelret ind på skiven. Figur 10.6 viser spiralgalaksen NGC 5866, som man fra Jorden ser “fra siden”. Det ses tydeligt, at skiven er tynd (ca. \(1/20\)-del i forhold til diameteren). Figur Figur 10.7 viser en anden galakse (M104) næsten set fra siden. Her kan man, udover den flade skive, tydeligt se den centrale bule og den kugleformede halo, der omgiver galaksen. I modsætning til stjernerne i skiven, bevæger stjernerne i haloen og den centrale bule sig i mere ellipseformede baner. Og mens mange stjerner i skiven er forholdsvis nydannede, er de fleste stjerner i halo og bule ældre stjerner.
Nogle spiralgalakser har også en struktur i sit centrum, som kaldes en bjælke. Figur Figur 10.8 viser et eksempel.
Spiralgalakser inddeles i to typer: spiralgalakser, der har symbolet S, og bjælkespiralgalakser, der har symbolet SB. Herudover bruges bogstavet a, b eller c, for at angive, hvor sammenrullede spiralarmene er. Her a svarer til de mest sammenrullede, og c til de mindst sammenrullede. En SBa galakse er således en bjælkespiralgalakse med tæt sammenrullede spiralarme. Se figur 10.9, der viser det såkaldte Hubble stemmegaffel-diagram. Her ses også opdelingen af de elliptiske og irregulære galakser, som vi ser nærmere på nedenfor. Herudover eksisterer der en type S0, som har en skive og en central bule, men ingen spiralarme.
Man har i centrum af flere spiralgalakser fundet meget store sorte huller. Vi har før mødt sorte huller, der kan være det, der er tilbage efter en stjerne er eksploderet i en supernova. Men de sorte huller, man har fundet i centrum af galakser, er langt langt større. Et sort hul er et af naturens mest ekstreme fænomener. De er teoretisk forudsagt ud fra Einsteins generelle relativitetsteori, og er meget kort (og meget forenklet) forklaret en stor masse, der er koncentreret på et så lille område, at tyngdekraften bliver så stærk at intet kan undslippe det sorte hul. Heller ikke lys, hvilket er årsagen til navnet: Når end ikke lyset kan undslippe, kan man ikke se det, og det vil derfor være sort.
I afsnit 10.3 ser vi nærmere på mælkevejen, hvor det er lykkedes at lave et billede, som viser skyggen af et sort hul i centrum af Mælkevejen.
10.2.2 Elliptiske galakser
Den anden hovedtype af galakser er de elliptiske galakser. De er, som navnet siger, ellipseformede. Eller rettere de: ser ellipseformede ud. For modsat sprialgalakserne, så er de elliptiske galakser ikke flade. De kan være kuglerunde og kaldes så en E0 galakse, eller de kan være mere aflange og nummereres så op til en E7 galakse for de mest aflange.
Elliptiske galakser indeholder intet eller kun lidt gas og støv. Og derfor sker der ikke stjernedannelse i elliptiske galakser. De består derfor af ældre stjerner, og lyser derfor mere rødligt.
I 2019 lykkedes det for første gang et stort internationalt hold af forskere at producere et billede af et sort hul. Billedet ses på figur 10.11, og viser et gigantisk sort hul i centrum af den elliptiske galakse M87 (som er vist på figur 10.10, som ligger i en afstand af omkring 55 millioner lysår fra Jorden. Eller mere korrekt er det et billede af skyggen af en sort hul. For da det sorte hul ikke udsender lys, kan man ikke se det direkte. Men der eksisterer en grænse (den såkaldte Schwarzschild radius), som er den afstand fra et sort hul, hvor lys lige netop kan slippe fri. Lys indenfor denne radius vil opsluges. Vi kan derfor ikke vide noget om, hvad der sker på indersiden af denne radius, og den kaldes derfor også for begivenhedshorisonten. Billedet af det sorte hul i M87 viser netop skyggen af begivenhedshorisonten. Man anslår, at det sorte hul i M87 har en masse, der svarer til 6.5 milliarder solmasser.
10.2.3 Irregulære galakser
Den sidste type af galakser er de irregulære galakser, som er galakser uden struktur. De består ofte af unge stjerner, og er derfor hvide eller blå. Mælkevejen har to nabogalakser, den Store og den Lille Magellanske Sky. De er begge irregulære galakser.
Den Lille Magellanske Sky er en irregulær galakse: Foto:ESO/VISTA VMC
10.3 Mælkevejen som galakse
Som tidligere nævnt, er Mælkevejen en bjælkespiralgalakse. Men det er ikke en viden, man altid har haft. Figur 9.13 viser et forsøg fra 1789 på at kortlægge Mælkevejen. Kortet blev lavet af astronomen Herschel, som talte stjerner i forskellige retninger på himlen og ud fra det producerede kortet. Selvfølgelig med Solen i centrum.
En kortlægning af Mælkevejen fra 1789.
I dag ved man, at det ikke er et korrekt kort, men det er forbundet med store udfordringer at lave et kort. Solen er placeret i Mælkevejens skive, og på grund af indholdet af støv og gas, er store dele af Mælkevejen ikke synlig for os. Det moderne kort er baseret på flere forskellige målinger af afstande til Stjerner, f.eks. med data fra rumsonder, kombineret med målinger med radio-teleskoper, som kan kortlægge forekomsten af brintskyer i galaksen. Figur 9.14 viser mælkevejens opbygning, som man i dag regner med den ser ud. Man kan se, at Mælkevejen er en spiralgalakse med bjælke, to store spiralarme og to mindre. Solen befinder sig mellem to arme, ca. halvvejs fra centrum. Det svarer til en afstand på ca. 27000 lysår, og Solen kredser én gang om Mælkevejens centrum på 230 millioner år. Galaksens skive vurderes at have en diameter 100000 lysår og en tykkelse på omkring 1000 lysår.
Mælkevejen. Credit: ESA/ATG medialab
Ud over den centrale bule (“bulge” på figuren) ses også Haloen og en række “Globular clusters”. Disse er kuglehobe af gamle stjerner, som kredser omkring Mælkevejen centrum.
I bjælken, som er omkring 27000 lysår lang, bevæger stjernerne sig i ellipsebaner.
Mælkevejens centrum kan ikke ses fra Jorden, da lys i det synlige område spærres af støv. Men infrarødt lys kan passere støvet, så ved at bruge infrarøde teleskoper, kan man observere nær centrum. Og her ser man, at Mælkevejens centrum er meget tæt med mange stjerner, der bevæger stjernerne sig så hurtigt, at det er muligt direkte at bestemme perioden i deres kredsløb ud fra teleskop-billeder taget med års mellemrum.
Ellipsebaner omkring Mælkevejens centrum
Figur 9.15 viser ellipsebanerne for nogle af disse stjerner, og det ses, at de alle har et fælles brændpunkt. Men set i et teleskop er der ikke noget objekt i dette punkt. Ved at bruge Keplers 3. lov ud fra de målte halve storakser for ellipsebanerne og perioder for stjernerne, har man bestemt massen af det centrale objekt. Man har fundet en masse på omkring 4 millioner solmasser. Et så tungt objekt kan kun forklares med, at der er et sort hul i Mælkevejens centrum.
I 2022 offentliggjorde forskere et billede af det centrale sorte hul. Det ses på figur 9.16. Ud fra størrelsen af det sorte område i midten, kan massen vurderes, og den svarer til den masse på 4 millioner solmasser, man har fundet ved ud fra analysen af banerne for de centrale stjerner.
Et sort hul i Mælkevejens centrum. Kilde: ESO
I 2010 målte Fermi-røntgen teleskopet (som er i kredsløb 550 km over Jordens overfade) nogle ukendte og overraskende strukturer, der er vist i figur 9.17. Der er tale om to bobbel-formede strukturer, som strækker sig 25000 lysår ud på begge sider af mælkevejens centrum, og udsender røntgen-stråling. Disse bobler kaldes nu Fermi-bobler. Man kender ikke kilden til strålingen eller mekanismen, som ligger bag den, men det er med stor sandsynlighed koblet til det massive sorte hul i Mælkevejens centrum.
Fermi-bobler omkring mælkevejen centrum
Så selv om Mælkevejen har været udforsket i langt over 100 år (og kendt siden oldtiden), er der stadig meget, vi ikke ved om den, og meget af det vi ved, som vi (endnu) ikke forstår. Der er formentlig stadig mange hemmeligheder, som blot venter på at blive afsløret.
10.4 Stjernepopulationer
Stjerner inddeles i forskellige populationer. De to vigtigste er
Population I, der er kendetegnet kendetegnet ved højt indhold af metaller på mellem 2 og 4 % (grundstoffer tungere end helium). Disse stjerner er forholdsvist unge.
Population II, her et lavere indhold af metaller og er ældre, og er altså dananet i en tidligere alder af Universet.
10.4.1 Population II stjerner
Disse stjerner er som nævnt gamle og med et lavt metalindhold. De findes i Mælkevejen og i Andromedagalaksen først og fremmes i de centrale dele og i Mælkevejens kuglehove. Population II stjerner er røde og orange, og er generelt mere lyssvage (højere størrelsesklasse) end tilsvarende population I stjerner, og kaldes derfor også for subdværge.
Population II stjerner har genrelt en langstrakt ellipseformet bane omkring galaksens centrum, og er banerne kan have en stor hældning i forhold til galaksens skive. Population II stjenerne er derfor forholdsvist sfærisk fordelt. De findes altså ikke kun i skiven. De deltager ikke i en fælles rotation af stjernerne i Mælkevejen, som f.eks. Solen gør det, men minder i deres baner mere om stjernebanerne i elliptiske galakser.
10.4.2 Population I stjerner
Klare blå stjerner, der er yngre og med et højt metalindhold. De findes i Mælkevejen og Andromedagalaksen i spiralarmene i skiven. Banerne er tæt på at være cirkelformede
10.4.3 Sammenhæng med Mælkevejens dannelse
Hvis man forestiller sig at en galakse som Mælkevejen er dannet ud fra en stor kugleformet sky, der roterer, kan man forestille sig, at population II stjernerne (med lavt metalindhold) er dannet før skyen for alvor har trukket sig sammen. Det lave metalindhold kan så forklares med at de endnu ikke er dannet supernovaer, og at de tungere grundstoffer fra dem, dermed ikke er blevet blevet blandet op med skyens hydrogen og helium. Det er så de stjerner vi f.eks. i dag ser i kuglehobene. De aflange baner, der ikke ligger i skivens plan, kan så tilsvarende forklares med at de er dannet før skiven.
Efter at de første tunge stjerner er dannet og døde, er den galaktiske sky blevet beriget med hydrogen og helium, og det forklarer så at population I stjerner har et højere metalindhold.
I dag ved vi, at denne model for dannelse a galakser er for simpel, blandt andet fordi man har fundet kugle hobe med stort indhold af metalrige stjerner, altså med population I stjerner. Man mener derfor at Mælkevejen og andre galakser støder sammen, og dermed “blander stjerner”. Dette understøttes også af billeder af galakser, taget bl.a. Hubble teleskopet (et rumteleskop) og senest med James Webb-teleskopet.
10.4.4 Andre populationer
Udover population I og II stjerner, opererer man også med andre populationer. F.eks. en skivepopulation, der er en slags mellemting population I og II.
Population III er ekstremt lysstærke, tunge og varme, stjerner, som man forestiller sig har været dannet i det meget unge Univers. Da de antages at have haft størrelser op til omkring 1000 solmassser, har de været så tunge, at deres levetid har været meget kort. Ned til nogle få millioner år. De kan derfor i dag ikke iagttages i Mælkevejen og den omgivelser. Men Jabes Webb teleskopet (opsendt i 2021 og sat i drift i 2022) er netop i stand til at se meget svage og derfor fjerne stjerner, der er derfor håb om nye opdagelser. Det skal dog understereges at der ikke er enighed om, at de tidlige stjerner har været så tunge, så netop nye observationer vil være meget værdifulde, så de kan understøtte eller afkræfte nogle af de forskellige hypoteser, man har om den tidlige stjerne- og galaksedannelse.
10.5 Mørkt stof og galakser
Ved at studere bevægelsen af stjerner i Mælkevejen og andre galakser, har man fundet ud af, at massen af de stjerner m.v., som man kan observere, ikke er nok til at forklare bevægelsen af stjernerne i galaksen. Der mangler noget masse. Og da den masse, man kan observere er synlig, fordi den lyser, kalder man denne masse for mørkt stof. Vi skal nu se på, hvordan man er kommet frem til den konklusion.
Stjernerne i Mælkevejen bevæger sig i baner omkring galaksens centrum. Solen har f.eks. en omløbstid på omtrent 230 millioner år. Da den har en alder på 4,6 mia år, har den bevæget sig omkring 20 gange rundt om centrum. Stjernerne i skiven bevæger sig i cirkelformede baner og roterer samme vej omkring centrum. Stjernerne i haloen, bjælken og omkring det sorte hul i centrum bevæger sig derimod i mere ellipseformede baner. Omløbstiden for en stjerne afhænger af tyngdekraften på den, og dermed af massen af Mælkevejen. Eller mere præcist, den masse, der ligger inden for stjernens bane. Derfor kan vi få en idé om massen forskellige steder i Mælkevejen ved at studere rotationstiden for forskellige stjerner med forskellig afstand til centrum. Vi kan ikke måle rotationstiden direkte (det tager for lang tid), men vi kan i stedet måle hastigheden, og den af hænger af rotationstiden \(T\) og afstanden \(R\) til centrum: \[ v = \frac{\text{omkreds}}{\text{omløbstid}} = \frac{2\pi R}{T} \] Vi vil nu se på, hvilken hastighed, man vil forvente for en stjerne, der kredser omkring en masse \(M\). Keplers 3. lov giver at \[ \frac{T^2}{R^3} = \frac{4\pi^2}{G · M} \Leftrightarrow T = \sqrt{\frac{4\pi^2}{G · M} R^3} \] Det giver så \[ v=\frac{2\pi R}{\sqrt{\frac{4\pi}{G·M}R^3}} =\sqrt{\frac{G·M}{R}} \] Det vil sige, at hastigheden, som en stjerne bevæger sig med (i en cirkulær bane) afhænger kun af massen \(M\), der er inden for dens bane.
Når man skal bestemme en stjernes hastighed, er det nødvendigt at bestemme to forskellige hastigheder: radialhastigheden og tangentialhastigheden. Se figur 9.18.
Radialhastigheden, \(v_\text{r}\) er den del af en stjernes bevægelse som sker langs synslinjen til stjernen (frem eller tilbage). Stjerner, der bevæger sig væk, er rødforskudt, mens stjerner, der bevæger sig mod os, er blåforskudt. Så radialhastigheden kan bestemmes ud fra rødforskydningen.
Tangentialhastigheden, \(v_\text{t}\) er den del af bevægelsen som er vinkelret på synslinjen. Det kaldes også egenbevægelsen. Den gør, at stjernerne (set fra Jorden) langsomt bevæger sig på himlen, og det kan studeres ved meget omhyggeligt at følge den position.
Ved hjælp af radialhastigheden og tangentialhastigheden, kan den samlede hastighed, \(v\) bestemmes: \[
v= \sqrt{v_\text{r}^2 + v_\text{t}^2 }
\] 
Hastigheder i en galakse. Kilde: wikipedia
Man kan nu sammenligne målinger af hastigheden \(v\) i forskellige afstande fra centrum i en galakse, men en forventet kurve. Den forventede kurve kan konstrueres ved tage udgangspunkt i hvor mange stjerner, man kan se inden for en bestemt radius \(R\). Ud fra antallet af stjerner kan man vurdere den samlede masse, \(M(R)\), og endelig kan man ud fra den bestemme den forventede hastighed ved hjælp af ligning ??. Og gør man det, vil man opdage at den observerede hastighed ikke passer med den forventede. Figur 9.19 viser den observerede og forventede kurve for en galakse som Mælkevejen. Det ses, at de ikke passer sammen. For små afstande nær centrum er der god overensstemmelse, men for store afstande er der en kraftig afvigelse. Man vil forvente at hastigheden for en stjerne aftager med afstanden til centrum, men målinger viser, at fra en vis afstand bevæger alle stjerner sig med samme hastighed omkring centrum.
Målte og forventede hastigheder i Mælkevejen. Kilde: wikipedia
Det samme mønster med konstant hastighed uanset afstand ses for mange forskellige galakser, vist i figur 9.20. Ved små afstande er følger den målte kurve den forventede, men ikke for store. Hastigheden burde derefter aftage med afstanden, men den ender med at blive konstant omkring 225 km/s.
Konklusionen er, at der må være noget, der giver stjernerne en større hastighed, end forventet. Og da den eneste mekanisme, man kender er tyngdekraft, må der mangle noget masse. Masse, som man ikke kan se, og altså mørkt stof. Der mangler ca. halvdelen af den masse, der skal til for at forklarer stjernernes bevægelse. Man mener at dette mørke stof er fordelt i en kugleformet halo (baseret på målinger af hastigheder af kuglehobe og gas i Mælkevejens halo)
Rotationskurver for galakser
Rotationskuve for Mælkevejen. De lodrette streger angiver måleusikkerheder.
10.6 Galaksers dannelse og udvikling
Man ved ikke meget om galaksernes dannelse og fremtidige udvikling. En væsentlig årsag til det er, at vi i dag kun kan se Universet, som det ser ud i dag, hvor galakserne har udviklet sig. Man er derfor henvist til at lave matematiske modeller og computersimuleringer, hvor man undersøger om de antagelser man gør, kan forklare de fænomener og galaksetyper vi ser i dag.
En anden årsag er, at tyngdekraften er den vigtigste faktor, når man skal simulere udviklingen af en galakse og galaksernes påvirkning af hinanden. Men som vi så i afsnit 9.5, kan vi ikke forklare den manglende masse i galakserne. Det gør det også vanskeligt at modellere galakser, fordi modellerne må basere sig på en eller anden antagelse om, hvor meget sort stof, der er, og hvordan det er fordelt.
Det gør det meget vanskeligt at lave præcise forudsigelser og konklusioner. Alligevel (eller måske netop defor) er det meget aktivt forskningsfelt, hvor det nu er lykkedes at lave modeller, der opfører sig på samme måde, som de sammenstød mellem galakser, som man kan se er sket, eller er i gang i Universet i dag. Figur 9.21 viser billeder af en række kosmiske sammenstød.
Dette link viser en video med en simulering udført af NASA på en supercomputer, af to galakser der kolliderer. Bemærk, at simuleringerne er lavet i 1995, men at billederne som de passer med, først er offentliggjort i 2008, da 59 billeder fra Hubble-teleskopet blev offentliggjort. Det viste sig, så efter offentliggørelsen, at det var muligt at matche 5 af de 59 sammenstød med billeder fra modellen. Der er altså ikke tale om, at man har forsøgt at indrette modellerne, så de rammer billederne, men at det efterfølgende viste sig, at resultatet af modellen passer med det, man kan se i teleskoper.
Sammenstød mellem galakser observeret med Hubble rumteleskopet.
En af de ting, man har kunnet konkludere ud fra modelberegninger er, at elliptiske galakser sandsynligvis er dannet ved sammenstød mellem andre galakser. Et af argumenterne er, at sammenstød mellem galakser er mest sandsynlige de steder i Universet, hvor galakserne ligger tæt, f.eks. i centrum af store galaksehobe. Og i centrum af mange galaksehobe finder man netop mange elliptiske galakser.
Det kan dog ikke forklare små elliptiske galakser. For hvis de var dannet ved sammenstød mellem andre galakser, ville de være meget større end der er. Det er derfor nærliggende at forestille sig, at de små elliptiske galakser er dannet tidligt i Universets historie. Altså, at de er blandt dets oprindelige byggesten. Ved at studere dem kan man derfor forvente, at få viden om det tidlige Univers.
Simuleringer tyder på, at spiralgalakser som mælkevejen er dannet i områder, hvor tætheden er mindre. Her har hvirvler i gasskyerne betydet, at der har været en vis rotation i de områder, der trak sig sammen. Herefter er der blevet dannet stjerner i haloen og den centrale bule, mens de resterende rester af gas og støv har trukket sig sammen til en skive (på samme måde som i den protoplanetariske skive). De forklarer hvorfor, der er gamle stjerne i bule og hale, mens der dannes nye stjerner i skiven.