A galaxisok kialakulásának és evolúciójának tanulmányozása érdekelt azokban a folyamatokban, amelyek heterogén univerzum kialakulásához vezettek egy homogén előfeltevéstől, az első galaxisok kialakulásáig (egy folyamat, amelyet galaktogenezisnek hívnak ), hogy a galaxisok hogyan változnak az idők során és azok a folyamatok, amelyek a közeli galaxisok sokféle szerkezetéhez vezettek. Ez az asztrofizika egyik legaktívabb kutatási területe .
A szerkezetek kialakulásának elméletei szerint feltételezzük, hogy a galaxisok képződése az ősrobbanás keretein belüli kis kvantumingadozásokból származik . A többség véleménye szerint a galaxisok evolúciója a Lambda-CDM kozmológiai modellel összhangban történt volna . Vagyis a galaxisok csoportosítása és egyesítése a tömegük növelésének módja, és meghatározhatja alakjukat és szerkezetüket is.
Az Ősrobbanás után egy bizonyos időszakban az Univerzum figyelemre méltó homogenitási állapotban volt , amint azt a kozmikus mikrohullámú háttér , vagyis a CMB (az angol kozmikus mikrohullámú háttér ) megfigyelésével mutatjuk be . A fluktuációk változhat kevesebb mint egy rész per százezer. A Világegyetemben nem vagy csak kevés szerkezet volt, ezért galaxisok sem voltak. Azon kell gondolkodni, hogy miként válhatott a CMB egységesen elosztott univerzuma agglutinált univerzummá, amelyet ma látunk.
A legjobban elfogadott elmélet e struktúrák létrejöttéről az, hogy az Univerzum összes olyan nagyszabású szerkezete , amelyet ma megfigyelünk , az elsődleges sűrűség-ingadozás növekedésének eredményeként jött létre . Ezek a kezdeti univerzum sűrűségének minimális lokális változásai, majd csökkentett térfogatban korlátozódnak. Ahogy az Univerzum hűlt, a sötét anyag aggregátumai kezdtek kondenzálódni, majd belül a gáz elkezdett kondenzálódni. Az ősingadozások a gravitáció hatására a gázt és a sötét anyagot a sűrűbb területekre vonták, amelyek a későbbi galaxisok magjait hozták létre. Ezek a szerkezetek voltak az első galaxisok. Ezen a ponton az Univerzum szinte kizárólag hidrogénből , héliumból és sötét anyagból állt . Röviddel az első protogalaxisok kialakulása után a hidrogén- és héliumgáz, amelyből azokat készítették, kondenzálni kezdett, hogy kialakuljanak az első csillagok. Így alakultak ki az első galaxisok. 2007-ben a WM Keck obszervatórium távcsövével a Kaliforniai Műszaki Intézet csapata felfedezett 6 csillagot egy 13,2 milliárd fényévnyire lévő galaxisban ( távolságmérés a kozmológiában ), és ezért jött létre, amikor az Univerzum csak 500 volt millió éves.
Korai korában az Univerzum rendkívül erőszakos jelenségek helyszíne volt, és a galaxisok nagyon gyorsan nőttek, és kisebb tömegű galaxisok akkreditációja révén fejlődtek . Ennek a folyamatnak az eredménye a galaxisok eloszlásában maradt nyom a közeli Univerzumban (lásd a 2dF Galaxy Redshift felmérés képét ). A galaxisok nem elszigetelt objektumok az űrben, inkább elosztják magukat az izzószálak nagy kozmikus hálózataiban. Ahol ezek az izzószálak találkoznak, sűrű galaxishalmazok alakulnak ki, amelyek a sűrűség kicsi ingadozásaként indultak. Ennek eredményeként a galaxisok eloszlása szorosan összefügg a korai világegyetem fizikájával.
Sok sikere ellenére ez a kép nem elegendő a galaxisok között megfigyelhető szerkezetek sokféleségének magyarázatához . Ezek a legkülönbözőbb formákban jelennek meg, a lekerekített, nem figyelemre méltó elliptikus galaxisoktól a spirális galaxisokig, amelyeknek lapított alakja palacsintára emlékeztet.
A megfigyelt galaktikus struktúrák azon jellemzői (köztük a Tejútrendszerünkre vonatkozó jellemzők ), amelyeket a csillagászok a galaxis kialakulásának elméleteivel meg akarnak magyarázni, a következők (nem teljes felsorolás):
A koronggalaxisok, más néven spirális galaxisok fő tulajdonságai rendkívüli finomságukból, gyors forgásukból és gyakori spirálszerkezetükből állnak. A galaxisok kialakulásának egyik fő kihívása a vékony lemezek nagy száma a helyi univerzumban. A korongok rendkívüli törékenységének problémája azt jelenti, hogy a galaxisok közötti gyakori fúzió gyorsan vezethet a lemezek eltűnéséhez.
Olin Eggen , Donald Lynden-Bell és Allan Sandage 1962-ben olyan elméletet javasoltak, miszerint a koronggalaxisokat a nagy gázfelhők monolitikus összeomlása képezi. Amikor a felhő összeomlik, a gáz gyorsan forgó korong formájában ülepedik le. A lefelé formáló forgatókönyvként ismert elmélet meglehetősen egyszerű, de már nem annyira elfogadott a fiatal univerzum megfigyelései miatt, amelyek határozottan azt sugallják, hogy kialakulásuk során az objektumok növekedése a csúcs felé megy végbe (azaz a kis objektumok egyesülnek) hogy nagyobbakat készítsen). Ezek a Leonard Searle (in) és Robert Zinn (in), akik először azt az elképzelést vetették fel, hogy a galaxisokat kisebb méretű ívók összeforrása képezi.
A legújabb elméletek a sötét anyag halák agglomerációját tartalmazzák a felemelkedési folyamatban. Lényegében az Univerzum korai életkorában a galaxisok többnyire gázból és sötét anyagból tevődtek össze, ezért nagyon kevés csillag volt. Amint a galaxisok tömegeket nyertek a kisebb galaxisokhoz való csatlakozással, a sötét anyag többnyire a külső részükön maradt. A sötét anyag ugyanis csak gravitációs módon képes kölcsönhatásba lépni, ezért nem oszlik el. A gáz azonban gyorsan összehúzódhat, és ezáltal gyorsabban foroghat, egészen egy nagyon vékony, gyorsan forgó tárcsa végeredményéig.
A csillagászok jelenleg nem ismerik az összehúzódást megállító folyamat jellegét. Valójában a koronggalaxisok képződésének elméleteivel nem sikerül reprodukálni a forgási sebességet és a galaxisok korongjainak méretét. Felvetődött, hogy a közelmúltban kialakuló fényes csillagokból vagy egy aktív galaxismagból származó sugárzás lassíthatja az alkotó korong összehúzódását. Azt is felvetették, hogy a sötét anyag glóriája megnyújthatja a galaxist, megállítva az összehúzódást.
A közelmúltban számos kezdeményezés összefogott, hogy megpróbálják megérteni a fúziós eseményeket a galaxisok evolúciójában. Saját galaxisunknak, a Tejútrendszernek van egy gyenge műholdas galaxisa (a Nyilas elliptikus törpe galaxisa ), amelyet jelenleg a Tejút mészárosít fel és abszorbeál. Úgy gondolják, hogy ez a fajta esemény viszonylag gyakori a nagy galaxisok evolúciójában. A Nyilas törpe galaxisa szinte derékszögben kering minket a korong felé. Jelenleg rajta van ezen a korongon; mindkét galaxis csillagai minden járatnál elszakadnak tőle, és csatlakoznak galaxisunk glóriájához. Vannak más példák ezekre a kisebb akkreditációs eseményekre, és ez valószínűleg számos galaxis számára folyamatban lévő folyamat. Ennek a folyamatnak a bizonyítékát gyakran látják a galaxisokból kihúzódó sávok vagy csillagok formájában.
A Lambda-CDM galaxisképző modell nem elégséges előrejelzést nyújt az Univerzumban található vékony galaxislemezekről. Ennek oka az, hogy ezek a galaxisképződési modellek nagyszámú egyesülést jósolnak. Ha egy lemezgalaxis összeolvad egy hasonló tömegű galaxissal (saját tömegének legalább 15% -a), akkor az egyesülés valószínűleg elpusztítja vagy legalábbis jelentősen megromolja a lemezt, így a létrejövő galaxis valószínűleg nem lesz felszerelve egy lemez. Noha ez a pont továbbra is esedékes kérdés a csillagászok számára, nem feltétlenül jelenti azt, hogy ez a ΛCDM modell teljesen téves. Valószínűleg tovább kell finomítani, lehetővé téve az Univerzumban megfigyelt galaxisok populációjának pontos reprodukcióját.
A legnagyobb tömegű galaxisok az óriási elliptikus galaxisok . Csillagaik véletlenszerűen orientált pályákon vannak a galaxisban. Vagyis forgásuk nincs kombinálva a galaxis lemezével. Régi csillagokból állnak, és alig vagy egyáltalán nincs poruk. Valamennyi eddig talált elliptikus galaxis központi szupermasszív fekete lyukat rejt magában , és ezeknek a fekete lyukaknak a tömege korrelál az elliptikus galaxis tömegével. Az elliptikus galaxisok nem veszi körül a lemez, bár egyes izzók korong galaxisok tűnnek egyenlővé őket elliptikus galaxisok. Az elliptikus galaxisok nagyobb valószínűséggel találhatók az Univerzum népesebb régióiban, például a galaxishalmazokban .
A csillagászok ma az elliptikus galaxisokat tekintik az Univerzum legfejlettebb rendszereinek. Az, hogy az elliptikus galaxisok fejlődésének fő mozgatóereje a kisebb méretű galaxisokkal való egyesülés, ma már széles körben elfogadott elképzelés. Ezek az egyesülések rendkívül erőszakosak lehetnek; a galaxisok gyakran 500 km s −1 (azaz 2 millió km h −1 nagyságrendű ) sebességgel ütköznek .
Az Univerzumban számos galaxis gravitációs kapcsolatban áll egymással, vagyis soha nem kerülik el a kölcsönös vonzerőt. Ha a két galaxis összehasonlítható méretű, a kapott galaxis nem lesz összehasonlítható a kezdeti galaxisok egyikével sem. A bal oldalon látható kép két azonos méretű dupla galaxis egyesülését ábrázolja. A fúzió során az egyes galaxisok csillagjaira és sötét anyagára hatással van a másik közeledő galaxis. A fúzió későbbi szakaszai felé a gravitációs potenciál , a galaxisok alakja olyan gyorsan kezd változni, hogy a csillagok pályája mélyen érintett, és minden kapcsolatukat elveszítik korábbi pályájukkal. Ezt a folyamatot erőszakos relaxációnak nevezik . Tehát amikor két galaktikus korong összeütközik, a csillagaik először rendezetten forognak a korongjuk síkjában. A fúzió során ez az elrendezett mozgás kaotikus energiává alakul át: a létrejövő galaxist csillagok uralják, amelyek bonyolult és rendezetlen pályák hálózata szerint keringenek. És valóban kaotikus és rendezetlen pályákon lévő csillagokat láthatunk az elliptikus galaxisokban,
Az egyesülések rendkívül nagy számú csillagképződés helyszíne is . Az egyesülés időtartama alatt egyes galaxisok évente több száz naptömegnyi új csillagot képesek létrehozni, ami nagyon nagy ahhoz a galaxisunkhoz képest, amely évente körülbelül 10 csillagot termel. Bár egy fúzió során a csillagok szinte soha nem jutnak elég közel az ütközéshez, az óriási molekuláris felhők gyorsan leesnek a galaxis közepe felé, ahol ütköznek más molekuláris felhőkkel. Ezek az ütközések ekkor e csillagok kondenzációját indukálják új csillagokká. Megfigyeljük a galaxisok fúziójának ezt a jelenségét a közeli Univerzumban. De ez a folyamat leginkább a ma látható elliptikus galaxisok nagy részét alkotó fúziók során mutatkozott meg, amelyek valószínűleg 1-10 milliárd évvel ezelőtt történtek, amikor sokkal több gáz, és ezért több molekuláris felhő volt a galaxisokban. Továbbá, a galaxis közepétől távol, a gázfelhők egymás felé lőve olyan sokkokat hoznak létre, amelyek serkentik az új csillagok kialakulását a gázfelhőkben. Mindezen erőszakos események eredményeként a galaxisok hajlamosak arra, hogy egyesülésük után kevesebb gáz álljon rendelkezésre a csillagképződéshez. Így, ha egy galaxis részt vett egy nagyobb összefonódásban, és néhány milliárd év után nagyon kevés fiatal csillag (lásd a csillag evolúciója ) marad a galaxisban. Ezt látjuk ma a mai elliptikus galaxisokban: nagyon kevés molekuláris gáz és nagyon kevés fiatal csillag. Úgy gondolják, hogy ez annak a ténynek köszönhető, hogy az elliptikus galaxisok jelentik a nagyobb fúziók végtermékét, amelyek az egyesülések során a kezdeti gáz nagy részét elfogyasztották, így az egyesülés utáni csillagképződések kiszáradtak.
A helyi csoportban a Tejútrendszer és az Androméda-galaxis (M31) gravitációs kapcsolatban állnak egymással. Jelenleg nagy sebességgel közelednek egymáshoz. Ha a két galaxis találkozik, mindegyik áthalad a másikon. A gravitáció súlyosan deformálja mindkettőjüket, és gázt, port és csillagokat dobnak ki az intergalaktikus térbe . Ezután eltávolodnak egymástól, lelassulnak és ismét egymás felé rohannak egy új ütközés érdekében. Végül, változó számú ilyen epizód megismétlése után, teljesen összeolvadnak, kivéve néhány gáz- és porszalagot, amelyek az újonnan kialakult óriási elliptikus galaxis közelében lebegnek az űrben. Az M31 valóban nagyon torz: az élek görbültek. Ennek oka valószínűleg a saját galaktikus társaival való kölcsönhatás, valamint a közelmúltban a gömb alakú törpegalaxisok esetleges összeolvadása, amelyek utóhullámai még mindig láthatók a galaxislemezen.
A mi korunkban, nagy koncentrációban galaxisok (Galaxy klaszterek és szuperklasztereket ) még mindig össze.
Noha hatalmas mennyiséget tudtunk meg galaxisunkról és másokról, a galaxisok kialakulásával és evolúciójával kapcsolatos legalapvetőbb kérdésre még csak előzetes válaszok érkeztek.
A protogalaxiák modelljét gyakran elfogadják a galaxis kialakulásának klasszikus modelljeként . Megállapítja, hogy a világegyetem kezdeti napjaiban a gázokat nagyjából egyenlően osztották fel az űrbe, amíg ezek a gázok csillagokká nem kezdtek összeomlani, amelyek rendszeresen elérték a 200 naptömeget .
Ezek a csillagok ezután kis csoportokba álltak össze saját gravitációjuk hatására , majd nagyobb csoportokban, majd még nagyobb csoportokban és így tovább, amíg galaxisokat nem képeztek.
Sokkal újabb modell, a hidegáramú modell azt is mondja, hogy a gázok egyenletesen oszlottak el, de a hideg áramokban összegyűlt anyag sűrűbb csomókká egyesült. Ezen csomók egy része agglomerálódott, óriási halmazokat alkotva , ezért az elliptikus galaxisok eredete .
Mások még mindig ezek a klaszterek körül keringenek . Elveszítik csillagok mozgás közben felé ezen agglomerációk, kialakították spirálkarjaik .