Az extragalaktikus csillagászat a csillagászat tudományának azon ága, mely az univerzum Tejútrendszeren kívüli objektumaival foglalkozik. Manapság, a megfigyelési technika rohamos fejlődése révén az extragalaktikus csillagászat hivatott a világegyetem nagy léptékű szerkezetének felderítésére. Eredményei között szerepel nem csak a közeli galaxisok feltérképezése, hanem a galaxishalmazok és galaktikus szuperhalmazok térbeli elhelyezkedésének vizsgálata is. Az extragalaktikus csillagászat vizsgálódásának területe a Tejútrendszer peremétől a vörös határig terjed, mely az a legtávolabbi hely és legrégebbi állapot, ahonnan (illetve amilyen régről) bármilyen információ képes eljutni hozzánk.

Bár óriási távolságokról van szó, mégis nemcsak a hivatásos csillagászok foglalkozhatnak az extragalaktikus objektumokkal. Az amatőrcsillagászok távcsöveivel is számos – általuk – úgynevezett mélyégobjektumot figyelhetnek meg. Ezek közé sorolják a galaxisokat is. A felfedezés öröméből az elhivatott amatőrcsillagászok is kivehetik részüket, ha először pillantanak meg egy extragalaktikus szupernóvát. Szupernóvát galaxisban már magyar amatőrcsillagász is fedezett fel saját, mélyég objektumok megfigyelésére is alkalmas távcsövével.^[1]

Az éjszakai égbolton a csillagokon kívül néhány halvány, elmosódott, nem csillagszerű jelenség is megfigyelhető, melyek azonban a csillagokhoz hasonlóan nem változtatják az égbolton elfoglalt helyüket. A város fényeitől távoli helyen szabad szemmel is megfigyelhető például az Androméda-köd (az Andromeda csillagképben), vagy az M33 galaxis (a Triangulum csillagképben). A déli félteke embere felfigyelhet a Kis és Nagy Magellán Ködre. Mindezeknek a ködszerű képződményeknek számbavétele a csillagászat viszonylag késői szakaszában kezdődött.

Bár az Androméda-ködről már a X. században élt Al-Szufi arab csillagász is írt, a legtöbb ilyen objektum felfedezéséhez várni kellett a távcső feltalálásáig, sőt száz évvel azután sem ismertek több ilyen objektumot, mint a középkor tudósai. Aki először listát készített az égi ködökről, az Charles Messier francia csillagász volt az 1770-es években. Katalógusában, a róla elnevezett Messier-katalógusban 103 objektumot sorolt fel (innen ered például az Androméda-köd M31 illetve a Triangulum-köd M33 kódszáma). Természetesen ezekről abban a korban egyáltalán nem lehetett tudni, hogy milyen távolságban vannak. Még a 19. század végén sem volt könnyű megkülönböztetni a Tejútrendszer csillaghalmazait és ködeit a feltehetően extragalaktikus képződményektől. A szisztematikus kutatást a Messier Katalógus hatására az Uránusz bolygó felfedezője, William Herschel kezdte el, majd ezt folytatta fia, John Herschel. 1864-ben tették közzé „A General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars” (Ködök és csillaghalmazok általános katalógusa) című munkájukat, a GC katalógust, mely már 5079 ilyen képződményt tartalmazott. Az 1888-tól 1908-ig terjedő időszakban Dreyer dán csillagász és munkatársai hozták létre a New General Catalogue (NGC-katalógus) gyűjteményt és ennek kiegészítéseit, az Index Katalógusokat (IC I. és IC II.). Mindeddig a kutatók nagyrészt távcsöves észlelésre támaszkodtak. A fototechnika elterjedése során vették észre, hogy a galaxisok száma jóval nagyobb annál, mint amennyit érdemes lenne katalógusba foglalni. Az 1930-as évekre már 12 000-re becsülték a számukat. Az 1960-as években már 800 000 extragalaxist tüntettek fel a fotókatalógusokban.

A tudomány számára az 1910-es, 1920-as években vált nyilvánvalóvá, hogy a mélyégobjektumok katalógusaiban szereplő ködök 90%-a nem galaktikus képződmény. A geometriai és fotometriai távolságmérési módszerek alkalmazása során kiderült, hogy a Tejútrendszer legtávolabbi csillagainál is messzebb elhelyezkedő objektumokról van szó. Ezt erősítette, hogy a fotólemezeken már a csillagködök belső szerkezetét is ki lehetett venni. Ekkor hozták létre az első morfológiai osztályozásokat. Máig elterjedt Edwin Hubble galaxisosztályozási módszere (Hubble-típusok). Itt kell megjegyezni, hogy a galaxisok spektroszkópiai vizsgálata fontos kozmológiai felfedezéseket eredményezett. Hubble és munkatársai 1931-ben arra a megállapításra jutottak, hogy a galaxisok távolsága egyenesen arányos a távolodási sebességükkel, sőt az univerzum minden extragalaktikus objektuma távolodik tőlünk, azaz a világegyetem tágul (Hubble-törvény).

A következő táblázat a legközelebbi extragalaxisok adatait mutatja.

Csk: csillagkép; l^II, b^II galaktikus hosszúság és galaktikus szélesség fokokban (galaktikus koordináta-rendszer), R. A. és dec rektaszcenzió és deklináció (ekvatoriális koordináta-rendszer), r: távolság kiloparszekben, D: átmérő kiloparszekben, m: abszolút fényesség magnitúdóban, M: tömeg 10⁹ naptömegben

Az extragalaxisok távolságának meghatározására használt legfontosabb módszerek. (M_vis: a módszerben használt égitest abszolút vizuális fényessége, r_max: a módszerrel mérhető maximális távolság)

Olyan távolságmérési eljárások, amelyeket a Tejútrendszeren belül is alkalmaznak. Ezen eljárások közös alapelve olyan objektumok látszó fényességének vagy szögátmérőjének a meghatározása, amelyek abszolút fényessége vagy valódi nagysága ismert. Természetesen itt feltételezzük, hogy a világegyetem vizsgálandó területén az említett égitestek mindenhol ugyanolyan tulajdonságokkal rendelkeznek.

RR Lyrae csillagok

Legfényesebb szuperóriások

Gömbhalmazok

H II területek

Nóvák

Szupernóvák

Cefeida-parallaxis (a Cefeida változócsillagok periódus-fényesség relációja alapján). A cefeidák fényességváltozását elsőként Henrietta Swan Leavitt figyelte meg 1912-ben. Az 1910-es években Harlow Shapley szisztematikus módszerrel meghatározta a periódus-fényesség reláció nullpontját, és ezzel egy új távolságmeghatározási módszerhez, a cefeida-parallaxishoz jutott. Ezzel a módszerrel nem csak a Tejútrendszeren belüli objektumok, hanem az extragalaxisok távolsága is meghatározható lett.

A fényességváltozás periódusából kiszámítható a csillag abszolút fényessége. A reláció függ a populációtól R. P. Kraft eredménye szerint:

M_pg = – 1,^m80 – 1,^m74 * logP

és

M_pg = – 0,^m35 – 1,^m75 * logP

az első ill. a második populációs cefeidák esetén. M_pg a fotografikus magnitúdót, P pedig a fényességváltozás mért periódusát jelöli. Az utóbbi összefüggés azonban csak a második populációs, -2^m – nál fényesebb cefeidákra érvényes.

Háromszögelés (geometriai módszer). Ezt a módszert alkalmazta Arisztarkhosz a Nap és a Hold távolságának becsléséhez.

Trigonometrikus-parallaxis (1818, Bessel). Ez a módszer csak a kb. 300 fényéven belüli csillagok távolságának meghatározására alkalmas.

Statisztikus-parallaxis

Doppler-effektus (az égitestek színképének vöröseltolódásásból). Shapley mutatott rá először, hogy a spirálködök (spirálgalaxisok) színképvonalai a laboratóriumi értékhez képest a hosszabb hullámhosszak, azaz a vörös felé eltolódtak. Ezt az ún. vöröseltolódás jelenséget 1919-ben C. Doppler a galaxisok távolodása miatt fellépő effektusként értelmezte; felállította a Hubble-törvényt: a galaxisok a távolságukkal egyenes arányban távolodnak tőlünk.

Csillagászati megfigyeléseink bizonyítják, hogy galaxisok között szorosabb fizikai kapcsolat is kialakulhat egy adott galaxishalmazon belül. Erre elsősorban a galaxisok színképéből következtetnek (multiobjektum-spektrográfia). A megfigyeléseknél komoly problémát jelent a valódi és vetületi párok megkülönböztetése.

A Galaxiscsoportot alkot a Tejútrendszer a Kis Magellán-felhővel (SMC) és a Nagy Magellán-felhővel (LMC). Tipikus csoport még az M31 (Androméda-köd), M32 és az M110 Messier-objektumok. Az alábbi táblázat az utóbbi csoport fizikai tulajdonságait adja meg:

m: magnitúdó, m(phg): fotografikus magnitúdó. A szögnagyság ívpercben van kifejezve, a galaxis típusa a Hubble-féle osztályozás alapján van megadva.

A galaxiscsoportok kutatása a csillagászat egy kevésbé fejlett területe, amely még számtalan megválaszolatlan kérdést tartogat a csillagászok számára:

• A fizikai párok tagjainak abszolút fényessége, színe, alakja, mérete eltér-e a különálló galaxisokétól?
• Van-e kapcsolat az egybetartozó galaxisok abszolút fényessége, színe, alakja, mérete között?
• Rendszerezettek-e a párok (például impulzusnyomatékuk szempontjából)? Egyenletesen helyezkednek-e el?
• Van-e összefüggés a rendszer tömege és a galaxisok morfológiai típusai között?

A galaxisok halmazokba tömörülnek, amelyek akár több, mint ezer galaxist is tartalmazhatnak. Emiatt egyes galaxishalmazok össztömege elérheti a 10·10¹⁵ naptömeget, átmérőjük pedig a 3·10⁷ fényévet. A csillagászati megfigyelések arra utalnak, hogy a galaxisok túlnyomó része halmazokban található. A legismertebb halmazok:

A halmaz, B halmaz, Bootes, Centaur, Coma, Corona Borealis, Hercules, Hydra, Leo, Perseus, Pisces, Ursa Maior I, Ursa Maior II, Virgo

A Virgo-halmaz környékén feltűnően sok galaxis található. Ebből arra következtethetünk, hogy a galaxisok szuperhalmazokat alkotnak. Tejútrendszerünk e szuperhalmaz szélén, a Virgo-halmaz pedig a közepe táján helyezkedik el. A Virgo szuperhalmaz – aminek átmérője meghaladja az 1,5·10¹⁰ fényévet – galaxisai 50-200 milliárd év alatt kerülik meg egyszer a középpontját. A szuperhalmazokon túlmenően úgy tűnik, hogy a galaxisok egy buborékszerű képződményben helyezkednek el, térbeli eloszlásuk tehát nem egyenletes.

• A galaxisok általános jellemzői és osztályozása
• A galaxisok térbeli eloszlása
• Galaxishalmazok
• Elliptikus galaxisok és öblök
• Galaxiskorongok. S0 galaxisok
• Küllős spirálgalaxisok
• Spirálgalaxisok
• Intenzív csillagképződés galaxisokban. Im és pekuliáris galaxisok
• A galaxisok kölcsönhatása
• Aktív elliptikus galaxisok
• Észlelő kozmológia

• Csillagászat. Szerk. Marik Miklós. Budapest: Akadémiai. 1989.  

• Magyar Tudomány, 2004/6 732. o. Frey Sándor; Az Univerzum, amelyben élünk – Extragalaktikus csillagászat
• Észlelő csillagászat II. (Extragalaktikus csillagászat)
• Jacqueline Mitton: Dictionary of astronomy
• Hírek az extragalaktikus csillagászat világából

• Galaxisok listája
• Extragalaktikus csillagászat évszámokban
• Lokális Galaxiscsoport
• Hubble űrtávcső