Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Галактики формируются в процессе иерархического скучивания и аккреции газа.

История формирования определяет тип галактики. Начиная с 1990-х гг. благодаря космическому телескопу Hubble и самым крупным наземным инструментам, сравнивая галактики, находящиеся на разных расстояниях от нас, мы имеем возможность изучать изменение морфологии галактик на протяжении их эволюции начиная с первого миллиарда лет их существования. Молодые галактики в среднем существенно отличаются от тех, что мы наблюдаем сейчас в нашей окрестности, линейный размер их звездной составляющей в среднем меньше, в них меньше тяжелых элементов, а содержание газа и количество массивных звезд выше. Это связано в первую очередь с тем, что в прошлом чаще происходили взаимодействия между галактиками, был выше темп формирования звезд, чей максимум приходится на z = 2 (три с лишним миллиарда лет после начала расширения).

Большую роль в формировании и эволюции галактик играют слияния.

Крупные галактики завершают пертурбационный период примерно к z = 1 (т. е. за несколько миллиардов лет), позднее лишь редкие слияния со столь же крупными объектами могут сильно повлиять на их структуру. Более мелкие галактики обычно медленнее расходуют свои запасы газа, а кроме того, они продолжают участвовать в слияниях и потому претерпевают заметные изменения вплоть до наших дней. В настоящее время существуют численные методы (проекты Illustris, EAGLE (Evolution and Assembly of GaLaxies and their Environments) и др.), позволяющие проследить эволюцию галактик от неоднородностей плотности на z > 100 (миллионы лет после Большого взрыва) до наших дней, причем уровень детализации моделирования соответствует современным возможностям наблюдений. В результатах численных расчетов можно найти галактику, похожую на интересующую вас современную (например, нашу), и проследить, как она формировалась на протяжении 13 с лишним миллиардов лет. Однако многие аспекты эволюции галактик все еще остаются неясными.

Галактики на больших красных смещениях z трудно наблюдать, поскольку они выглядят очень слабыми: поверхностная яркость (без учета эволюции) падает как (z + 1)-4. Однако галактики в молодой Вселенной не выглядят маленькими. Это связано с понятием углового (или так называемого угломерного) расстояния, которое формально определяется по простой тригонометрической формуле: по известному линейному размеру и видимому угловому мы можем определить расстояние до объекта. Дело в том, что на момент испускания света, который мы сейчас видим, галактика находилась гораздо ближе к нам. Соответственно, она может иметь значительный угловой размер (порядка одной угловой минуты, если галактика крупная). В нашей Вселенной минимум углового размера (если считать галактики имеющими в среднем одинаковый линейный размер в разные эпохи) соответствует z ≈ (1 – 2), а для более далеких галактик он растет. Это потенциально позволяет рассмотреть крупнейшие морфологические детали у галактик на z ≈ 6 (чуть менее миллиарда лет после начала расширения) и даже дальше. Развитие техники наблюдений должно позволить увидеть эпоху начала формирования галактик, которая соответствует красному смещению z около 10.

Компьютерное моделирование позволяет в деталях проследить эволюцию галактик.

Галактики растут в процессе иерархического скучивания, когда более мелкие блоки (включая объемы газа) и галактики объединяются в более крупные. Процесс взаимодействия галактик приводит к перестройке их структуры и интенсификации процесса звездообразования. В частности, поглощение мелких спутников даже на красных смещениях z < 0,5 иногда позволяет крупным (по массе) галактикам заметно увеличить свои видимые размеры к настоящему времени. Самые мощные вспышки звездообразования, охватывающие всю галактику (так называемые ультрамощные инфракрасные галактики) связаны именно со слияниями. А взаимное приливное влияние на ранних стадиях формирования (когда основная масса газа еще не перешла в звезды) может приводить к появлению у галактик значительного момента импульса, что потом позволяет им стать дисковыми.

Активность и рост сверхмассивной черной дыры в центре галактики зависит от ее эволюции, а также, в свою очередь, может влиять на звездообразование в галактике.

Кроме того, в результате взаимодействия может усиливаться активность центральной сверхмассивной черной дыры, поскольку на нее начинает активнее течь газ. Это, как и слияния со сверхмассивными черными дырами поглощенных галактик, приводит к росту массы центральных объектов. Активность сверхмассивных черных дыр, особенно в самых крупных галактиках, может существенно влиять на звездообразование в них. Сейчас наблюдаются примеры, когда очень высокая активность центральной черной дыры приводила к мощным потокам вещества от центра, которые выметали существенную долю газа из галактик и останавливали активное звездообразование в них. Такой механизм может объяснять появление массивных эллиптических галактик на больших красных смещениях.