Эволю́ция гала́ктик — процесс формирования галактик , а также изменения со временем их параметров: формы, размеров, химического состава и звёздного населения. Формирование галактик началось 12—13 миллиардов лет назад, и хотя эволюция у каждой галактики идёт по-своему, известно множество общих механизмов, которые могут повлиять на эволюцию каждой галактики. Это могут быть бурные процессы, такие, как слияния галактик , а может быть, например, постепенно идущее звездообразование , при котором расходуется галактический газ и увеличивается металличность галактики. Для удобства выделяют три вида эволюции: динамическую, спектрофотометрическую и химическую, которые чаще всего рассматриваются по отдельности, как и механизмы, их порождающие.

Наблюдения множества галактик дали большое количество информации о них, в том числе об их параметрах в прошлом, так как свет от далёких галактик приходит к наблюдателям через очень большой промежуток времени. Тем не менее, в настоящее время не существует единого сценария, который естественным образом вписывается в теорию и при этом объясняет результаты наблюдений. Существует две конкурирующих теории: иерархическая концепция, предпочтительная с точки зрения теории, но не полностью соответствующую наблюдениям, и совокупность эмпирических сценариев, которые хорошо описывают наблюдения, но не всегда согласуются с существующей теорией. Первые шаги в изучении эволюции галактик сделал Эдвин Хаббл в 1920-х годах, и до сих пор теории активно развиваются и пересматриваются.

Наблюдение эволюции

Благодаря яркости галактик и проницающей силе современных телескопов астрономам для наблюдения доступно множество таких объектов. В результате существует два подхода к изучению эволюции галактик. В первом подходе используется то, что ближайшие галактики изучены очень хорошо, и это позволяет строить и проверять теоретические модели. В идеале модели должны объяснять образование именно таких галактик, которые и наблюдаются .

Второй подход опирается на изучение галактик с большими красными смещениями . Такие галактики удалены на большие расстояния и свет от них до наблюдателей идёт миллиарды лет, что сравнимо с возрастом Вселенной — например, при параметре красного смещения ${\displaystyle z=1}$ галактика наблюдается такой, какой она была около 8 миллиардов лет назад. Наблюдение большого количества далёких галактик на разных красных смещениях даёт представление о том, как галактики изменялись со временем — галактики на больших красных смещениях имеют иные характеристики, чем расположенные поблизости .

Однако проблема первого подхода в том, что при моделировании всё равно нужно знать, какие механизмы эволюции могли иметь место в далёком прошлом. Недостаток второго подхода состоит в том, что с его помощью наблюдаются различные галактики, а отследить изменения конкретной галактики невозможно, и моделирование всё равно оказывается необходимым. Поэтому лучшие результаты даёт сочетание обоих подходов .

Механизмы эволюции

Эволюционные изменения в галактиках проявляются разным образом и идут по-своему у каждой галактики, хотя и под влиянием различных общих механизмов. Выделяют три проявления эволюции: динамическая эволюция — изменение движения составляющих галактики, спектрофотометрическая — изменение цвета , светимости и спектра галактики, химическая — изменение её химического состава. Обычно при численном моделировании свойств галактик для удобства исследуют какое-то одно из них .

Формирование галактик

Протогалактический коллапс, при котором происходит формирование галактик, стал возможен, когда Вселенная достаточно расширилась, остыла и излучение перестало постоянно ионизировать вещество. Для начала формирования должна образоваться флуктуация плотности, ведущая к гравитационной неустойчивости и сжатию протогалактического облака . Этот процесс подобен тем, которые идут при формировании звёзд , но на бо́льших масштабах, при этом происходит диссипация энергии из-за столкновений газовых облаков. Затем газ остывает, коллапсирующие области фрагментируются, в результате чего начинается звездообразование .

Массовое образование галактик имело место в первый миллиард лет после Большого взрыва , а сформировавшиеся галактики представляли собой толстые диски, содержащие много газа .

Согласно нынешним моделям, протогалактический коллапс происходил с участием электрически нейтральной тёмной материи , которая не взаимодействует с излучением: её флуктуации образовали тёмные гало вскоре после Большого взрыва, а барионное вещество стало концентрироваться под действием гравитации тёмных гало . В отсутствие тёмной материи флуктуации плотности барионного вещества нарастали бы очень медленно из-за расширения Вселенной и галактики бы не успели образоваться к настоящему времени .

Динамическая эволюция

Изменение динамических свойств подсистем галактики — это динамическая эволюция. Первоначально считалось, что она имеет место в основном при формировании галактики, после чего та становится динамически устойчивой и изменяется незначительно. Однако в дальнейшем выяснилось, что галактики в течение своей жизни подвергаются не менее серьёзным динамическим изменениям, чем при формировании .

Механизмы динамической эволюции разделяют по двум признакам. Первый признак — характерное время действия механизма: границей служит время одного оборота галактики, которое в среднем составляет чуть меньше миллиарда лет. Процессы с меньшим характерным временем называются «быстрыми», с большим — «медленными», или «вековыми». Второй признак делит механизмы на идущие вне зависимости от окружения галактики — «внутренние» и на идущие под воздействием внешних сил — «внешние» .

Динамическая эволюция тесно связана с изменением структуры галактики, так как динамика подсистем галактики определяет её форму — эллиптическую или дисковую , симметричную или неправильную .

Внутренняя быстрая эволюция

К процессам внутренней быстрой эволюции относится только протогалактический коллапс, при котором галактика и образуется (см. выше ) .

Внутренняя вековая эволюция

Внутренняя вековая эволюция включает в себя множество различных процессов. Некоторые из них вызваны неосесимметричными возмущениями в галактике — главным образом барами , но это также могут быть, например, спиральные ветви или асимметричные тёмные гало . При наличии такого возмущения газовые облака и звёзды могут перераспределяться в диске галактики и обмениваться моментом импульса. Благодаря этому могут происходить, например, такие изменения, как появление колец, где газ концентрируется и активизируется звездообразование, наращивание балджа или увеличение дисперсии скоростей звёзд в диске . Сам бар, в свою очередь, может появляться и исчезать без каких-либо внешних воздействий .

Внутренняя вековая эволюция может иметь и другие причины. Например, молодые массивные звёзды создают мощный звёздный ветер , который разгоняет газ до больших скоростей, а когда эти звёзды вспыхивают как сверхновые , из-за излучения происходит нагрев газа. Также разогреть газ может излучение активного галактического ядра . При высокой температуре газа звездообразование временно останавливается, а при слишком больших скоростях газа образуется галактический ветер и газ начинает покидать галактику — такой эффект называется отрицательной обратной связью ( англ. negative feedback ). С другой стороны, обратная связь может быть и положительной ( англ. positive feedback ): вспышка сверхновой может привести к сжатию близлежащих газовых облаков, что вызовет звездообразование в них .

Внешняя вековая эволюция

Механизмы внешней вековой эволюции связаны со взаимодействием галактик друг с другом. При близких прохождениях галактик с небольшой относительной скоростью возникают и длительное время действуют приливные силы , которые вызывают различные эффекты в дисках: они растягиваются в сторону возмущающей галактики, в них образуются «хвосты» и другие структуры из газа и звёзд, а также может образоваться бар , который стимулирует внутреннюю вековую эволюцию (см. выше ), а также ускоряет темп звездообразования .

Другим агентом эволюции является слияние галактик — мержинг. К вековой эволюции относится только так называемый малый мержинг, который происходит при соотношении масс сливающихся галактик больше 5 к 1. При малом мержинге большей галактике удаётся сохранить свой диск, хотя дисперсия скоростей в нём возрастает. Хотя отдельно взятое слияние происходит довольно быстро, процессы малого мержинга рассматривают как вековую эволюцию, поскольку у галактики, как правило, много небольших спутников, и такие события происходят многократно в течение длительного времени .

Наконец, к внешней вековой эволюции относят и снабжение галактики газом извне — так называемую плавную аккрецию . Непосредственно её обнаружить не удалось, но при этом отмечается, что в спиральных галактиках за последние несколько миллиардов лет количество газа не изменилось, хотя всё это время происходило звездообразование, на что газ должен был расходоваться. Кроме того, наблюдаемую химическую эволюцию (см. ниже ) также не удаётся объяснить без предположения о плавной аккреции .

Внешняя быстрая эволюция

В первую очередь к процессам внешней быстрой эволюции относят столкновения галактик с последующим слиянием , причём массы галактик должны отличаться не более, чем в пять раз — это так называемый большой мержинг. В этом случае получившаяся галактика уже не обладает диском, её суммарный момент вращения становится очень мал, зато увеличивается дисперсия скоростей и галактика принимает сфероидальную форму. Если в галактиках был газ, то слияние называется «мокрым» и происходит с диссипацией энергии. Бо́льшая часть газа при этом собирается в центре галактики, где случается короткая, но мощная вспышка звездообразования , а оставшийся газ покидает галактику. Если же газа в галактиках не было, слияние называется «сухим», но в любом случае образуется галактика без газа, в ней прекращается звездообразование и она становится типичной эллиптической галактикой .

Также быстрые изменения в галактике происходят, если она проходит через скопление галактик . В межгалактической среде скоплений содержится большое количество горячего газа, и когда галактика пролетает через него, этот газ «сдувает» газ, который окружал галактику до этого — такое явление называется (англ.) ( ( англ. ram pressure ). У галактики пропадает источник газа для диска, и звездообразование, хотя и усиливается на небольшой срок из-за возросшего давления, в дальнейшем затухает. Если же галактика на большой скорости пролетает через центр скопления, где плотность газа особенно велика, она теряет свой газ даже из диска, где в то же время идёт звездообразование, а сам диск искривляется. В некоторых случаях эффекты лобового давления наблюдаются напрямую, но обычно они проявляются в том, что в галактиках скоплений наблюдается меньше водорода , чем в остальных галактиках .

Спектрофотометрическая эволюция

Исследование отдельных звёзд возможно лишь в самых близких галактиках, в то время как для остальных галактик доступно лишь наблюдение интегральных характеристик — например, цвета или светимости целой галактики или её частей. Хотя эти характеристики напрямую связаны с составом звёздного населения галактики, которое со временем меняется, прямой подбор распределения звёзд по спектральным классам и классам светимости не удаётся из-за неоднозначности результата .

По этой причине используется так называемый метод эволюционного синтеза: этот метод состоит в подборе распределения звёзд по возрастам и массам. Формально этот метод описывается следующей формулой :

${\displaystyle L_{\lambda ,~gal}=\int _{0}^{t_{gal}}\int _{M_{min}}^{M_{max}}L_{\lambda ,*}(M,t)\cdot {\text{IMF}}(M)\cdot {\text{SFR}}(\tau )dMdt}$

Здесь ${\displaystyle L_{\lambda ,~gal}}$ — светимость всей галактики на длине волны ${\displaystyle \lambda }$ , ${\displaystyle t_{gal}}$ — возраст галактики и старейших звёзд в ней, ${\displaystyle M_{max}}$ и ${\displaystyle M_{min}}$ — соответственно максимальная и минимальная масса звёзд, которые образуются (значения берутся произвольно, так как, в целом, не влияют на результат). ${\displaystyle L_{\lambda ,*}(M,t)}$ — светимость звезды массой ${\displaystyle M}$ и возрастом ${\displaystyle t}$ на длине волны ${\displaystyle \lambda }$ . ${\displaystyle {\text{IMF}}(M)}$ — значение начальной функции масс для массы ${\displaystyle M}$ , ${\displaystyle {\text{SFR}}(\tau )}$ — темп звездообразования на момент ${\displaystyle \tau }$ после образования галактики, то есть ${\displaystyle \tau =t_{gal}-t}$ . Произведение ${\displaystyle {\text{IMF}}(M)}$ и ${\displaystyle {\text{SFR}}(\tau )}$ даёт количество звёзд массы ${\displaystyle M}$ и возраста ${\displaystyle t}$ .

Иными словами, вклад звёзд определённой массы и возраста в суммарную мощность излучения зависит от светимости и цвета одной такой звезды и их количества в галактике. Согласно теории эволюции звёзд , цвет и светимость звезды определяются её начальной массой и возрастом, а также химическим составом. Количество звёзд определённой массы и возраста в галактике зависит от темпа звездообразования в момент возникновения звёзд, имеющих такой возраст, а также от доли звёзд, которые при рождении имеют именно такую массу. Доля звёзд такой массы описывается начальной функцией масс — убывающей степенной функцией ${\displaystyle {\text{IMF}}(M)=M^{\alpha }}$ , где ${\displaystyle \alpha }$ — параметр модели. Наконец, темп звездообразования в простейшем случае, согласно закону Кенникатта — Шмидта , зависит от количества оставшегося в галактике газа, который и расходуется на звездообразование, поэтому как функция времени представляется в виде ${\displaystyle {\text{SFR}}(\tau )=\exp(-\tau /\tau _{0})}$ , где ${\displaystyle \tau _{0}}$ — характерное время затухания звездообразования. Тем не менее, более важна не функция, которой параметризуется темп звездообразования, а отношение нынешнего темпа к усреднённому за всю историю галактики .

Наблюдаемые параметры различных галактик хорошо описываются одинаковым для всех возрастом ${\displaystyle t_{gal}}$ , равным 12 миллиардам лет, но различным временем затухания ${\displaystyle \tau _{0}}$ : для эллиптических и линзовидных галактик он составляет около одного миллиарда лет, а для галактик более поздних типов — Sa, Sb, Sc — соответственно, 3, 5 и 10 миллиардов лет. Это значит, что первоначально в галактиках ранних типов звездообразование шло интенсивно, но быстро затухло, а в спиральных его темп не слишком изменялся в течение жизни . В действительности самые старые звёзды в составе большинства галактик старше 10 миллиардов лет, а максимальный темп звездообразования в них был достигнут через миллиард лет после начала звездообразования. Лишь в малом числе карликовых галактик звёзды начали рождаться недавно, а сами галактики имеют очень малую металличность и содержат много газа .

Можно качественно рассмотреть спектрофотометрическую эволюцию в простейшем случае, когда бо́льшая часть звёзд галактики образуется в течение очень короткого времени, как это происходит в эллиптических галактиках. При одновременном рождении множества звёзд наибольший вклад в излучение будут вносить самые массивные и яркие звёзды спектральных классов O и B — значит, и сама галактика должна иметь такой же голубой цвет, как и у этих звёзд. Однако наиболее массивные звёзды быстро эволюционируют и живут меньше всех, и в результате через 10 миллионов лет в галактике исчезнут звёзды массивнее 10 M _⊙ , а через 100 миллионов не останется массивнее 3 M _⊙ . Таким образом, галактика после завершения звездообразования начинает тускнеть и становиться более красной, хотя и всё медленнее со временем — этот процесс называется пассивной эволюцией .

Одной из проблем метода эволюционного синтеза остаётся связь цвета звезды не только с возрастом, но и с металличностью . Например, шаровые звёздные скопления состоят из старых звёзд, старше 10 миллиардов лет, а галактики типа Sc содержат много молодых звёзд, но в среднем цвета B−V и U−B этих объектов практически не отличаются: металличность галактик сравнима с солнечной, а у шаровых скоплений — на два порядка меньше. Для разделения этих эффектов приходится сравнивать характеристики, более чувствительные либо к изменению металличности, либо к изменению возраста: к примеру, можно сравнивать эффективные ширины спектральных линий атомов железа и водорода .

Химическая эволюция

После первичного нуклеосинтеза , прошедшего в первые 20 минут после Большого взрыва , бо́льшую часть химических элементов во Вселенной составляли водород и гелий массой, соответственно, около 75 % и 25 % её барионного вещества. Также в очень малом количестве образовались дейтерий , литий и бериллий .

Более тяжёлые элементы вырабатываются в первую очередь в звёздах при термоядерном синтезе . После смерти некоторой части звёзд они переходят в межзвёздную среду и распределяются в ней, так что следующие поколения звёзд оказываются более богаты тяжёлыми элементами, и общая металличность таким образом должна расти со временем. Но, например, в Млечном Пути у звёзд тонкого диска , которые образовывались в течение последних 8 миллиардов лет, корреляция между возрастом и металличностью отсутствует. Это объясняется постоянным притоком газа извне: он лишён тяжёлых элементов и «разбавляет» обогащённый ими газ в диске галактики, в результате чего образуются звёзды с такой же металличностью .

Однако ход звездообразования влияет не только на общую металличность: изучение содержания отдельных элементов также позволяет узнать об истории звездообразования в галактике. Различные элементы попадают в межзвёздную среду из разных звёзд: например, элементы, образующиеся в ходе альфа-процесса , вплоть до титана , выбрасываются при вспышках сверхновых типа II , которые порождаются звёздами массивнее 10 M _⊙ со сроком жизни менее 10 миллионов лет. Основным источником железа , напротив, служат вспышки сверхновых типа Ia — это белые карлики в двойных системах , которые перетянули на себя вещество второй звезды и взорвались. Белыми карликами, в свою очередь, становятся звёзды с начальной массой менее 8 M _⊙ , а так как маломассивных звёзд больше, чем массивных, то средний срок между образованием звезды и вспышкой её как сверхновой типа Ia составляет 2—3 миллиарда лет. Другие элементы могут иметь промежуточные сроки возвращения в межзвёздную среду: например, для азота этот срок составляет порядка 100 миллионов лет .

Таким образом, относительное содержание, например, магния и железа ${\displaystyle {\ce {[Mg/Fe]}}}$ позволяет сделать вывод о длительности активного звездообразования в галактике. Если вспышка звездообразования продолжалась недолго, то первые образовавшиеся при вспышке звёзды успели до её окончания обогатить межзвёздную среду магнием, но не железом. Содержание железа в этом случае будет понижено относительно магния, что в действительности наблюдается, например, в эллиптических галактиках .

В случае, если возможно наблюдение отдельных звёзд в галактике, можно делать и более детальные выводы: например, в нашей галактике наблюдается скачкообразный переход ${\displaystyle {\ce {[Mg/Fe]}}}$ между тонким и толстым диском . Это свидетельствует о том, что толстый диск сформировался за достаточно короткий срок, после чего 1—2 миллиарда лет звездообразование не происходило, а затем начали формироваться звёзды тонкого диска .

Сам химический состав, в свою очередь, влияет на другие параметры галактик. От него зависят светимости и цвета звёзд, и, как следствие, всей галактики. Кроме того, из тяжёлых элементов состоят частицы космической пыли , которые вызывают межзвёздное поглощение света и могут понизить наблюдаемую светимость галактики .

История развития теории эволюции

Общие представления

Эдвин Хаббл , доказавший существование галактик вне Млечного Пути , в 1926 году также предложил их морфологическую классификацию . В ней он разделил галактики на эллиптические , линзовидные и спиральные с баром и без бара . Хаббл построил последовательность галактик , названную впоследствии его именем, которую интерпретировал как эволюционную: он считал, что галактика сначала образуется со сферической формой без деталей, а затем она уплощается и развивает другие компоненты . Эволюционная трактовка этой последовательности впоследствии была отвергнута: выяснилось, например, что диапазон масс эллиптических галактик значительно больше диапазона масс спиральных. Также первые практически не обладают моментом импульса, а у вторых он довольно велик — эти и другие наблюдения явно указывали на то, что эллиптические галактики не могут постоянно превращаться в спиральные. Тем не менее, в современной терминологии остаётся след такой интерпретации: эллиптические галактики называют галактиками ранних типов, а спиральные — поздних типов .

Затем в 1970-х годах распространилась идея, что галактики не могут менять тип и все формируются при разных начальных условиях. Но и от неё в дальнейшем отказались: в 1990-х годах стали считать, что галактики всё же последовательно эволюционируют, но в обратную сторону относительно той, что была предложена Хабблом: сначала у спиральных галактик нарастают балджи и они становятся галактиками всё более ранних типов, а затем они в результате слияний превращаются в эллиптические галактики .

Представления о механизмах эволюции

Вместе с этим изучались и механизмы, непосредственно влияющие на эволюцию галактик. Например, менялась точка зрения на протогалактический коллапс: сначала в 1962 году Олин Эгген , Дональд Линден-Белл и Алан Сендидж предложили модель монолитного коллапса протогалактического облака , а впоследствии эта идея получила развитие и в 1970-х годах рассматривались различные варианты коллапса. Наиболее успешными оказались две модели: бездиссипативный коллапс, предложенный Ричардом Готтом в 1973 году , и диссипативный коллапс, предложенный Ричардом Ларсоном в 1969 году . Готт предполагал, что превращение газа в звёзды происходит ещё до сжатия протогалактики, поэтому система оказывается бесстолкновительной. В модели Ларсона такое допущение не использовалось, поэтому она предполагала регулярно происходящие при коллапсе столкновения облаков газа и потерю ими энергии — в результате эта модель оказалась более успешной .

Изначально с помощью обеих моделей пытались объяснить возникновение эллиптических галактик. Однако в 1976 году Ларсон предложил аналогичный сценарий для дисковых галактик , а в 1979 году совместно с Беатрис Тинсли опубликовал статью, в которой предпочтение отдавалось слияниям галактик , а не протогалактическому коллапсу как основному механизму образования эллиптических галактик . В дальнейшем выяснилось, что тёмная материя даёт значительно больший вклад в массу Вселенной, чем барионное вещество, и именно её роль стала считаться решающей в процессе формирования галактик — это ознаменовало появление иерархической концепции (см. ниже ) . Также стало появляться всё больше свидетельств в пользу того, что слияния галактик происходят регулярно и оказывают влияние на их эволюцию даже в современной Вселенной .

Современное состояние теории эволюции

На данный момент не существует общепринятой теории эволюции галактик, которая была бы естественной с теоретической точки зрения и при этом бы хорошо объясняла все наблюдательные факты. Теории активно развиваются и пересматриваются, что связано с быстрым ростом возможностей наблюдательной техники .

Иерархическая концепция

Наиболее признанный и согласующийся с ΛCDM-моделью сценарий образования и эволюции галактик — так называемая иерархическая концепция. В ней рассматривается эволюция всех галактик сразу, а не отдельно взятой, поэтому одно из основных её достижений — достаточно хорошее объяснение современного распределения галактик по разным параметрам. Тем не менее, у неё есть значительные проблемы с воспроизведением наблюдаемой эволюции галактик (см. ниже ), которые пока что не решены .

Согласно иерархической концепции, формирование галактик началось с уплотнения флуктуаций холодной тёмной материи . Первоначально флуктуации её плотности имели контраст не более 10 ⁻⁵ , но под действием гравитации со временем уплотнялись и объединялись, увеличиваясь в массе и в размерах — именно поэтому концепция получила своё название. Через 0,5 миллиарда лет после Большого взрыва образовались тёмные гало с массой 10 ⁷ —10 ⁸ M _⊙ , а через 2 миллиарда — 10 ¹⁰ M _⊙ . На данный момент масса таких гало должна составлять 10 ¹⁴ —10 ¹⁵ M _⊙ , что соответствует массе скоплений галактик . Газ, масса которого в 6 раз меньше массы тёмной материи, в этом сценарии лишь увлекается за тёмными гало, стремясь к их центрам. Нагретый при коллапсе газ собирается в гало, и, охлаждаясь, оседает в диск, где начинается звездообразование . Образуется полностью дисковая галактика без сфероидальной компоненты — то есть, спиральная галактика позднего типа или неправильная галактика .

При слияниях тёмных гало галактики, в них содержащиеся, тоже могут столкнуться через некоторое время, но бывает и так, что одно гало содержит несколько галактик — к примеру, большая галактика со спутниками. При слияниях дисковых галактик они должны образовывать эллиптические галактики , но газ, оседающий из гало, создаёт диск — таким образом, эллиптическая галактика становится балджем образовавшейся спиральной галактики раннего типа. Если же газ в гало исчерпан, что чаще всего случается в современной Вселенной или недалёком прошлом, то эллиптическая галактика остаётся такой же, какой и была .

Проблемы иерархической концепции

Иерархическая концепция несовершенна и имеет ряд противоречий с наблюдательными данными. Хотя она со временем модифицируется и многие противоречия решаются, некоторые из них остаются неразрешёнными. Ниже приведено несколько примеров :

• У эллиптических галактик наблюдается корреляция массы и металличности. В иерархической концепции это вполне объяснимо, если каждое слияние сопровождается вспышкой звездообразования. Тогда, чем больше слияний пережила галактика, тем больше её масса и тем больше тяжёлых элементов в ней образовалось. Однако у эллиптических галактик последнее слияние должно было произойти совсем недавно — 2—4 миллиарда лет назад, а средний возраст звёзд должен составлять 3—5 миллиарда лет, в то время как у наблюдаемых эллиптических галактик он составляет более 8 миллиардов лет. Более того, в реальности наблюдается корреляция между массой галактики и возрастом её звёздного населения: чем массивнее галактика, тем старше её звёзды . Можно пойти от противного — считать, что крупные эллиптические галактики образовались из карликовых эллиптических , в которых интенсивное звездообразование проходило 11—12 миллиардов лет назад. Предполагается, что при этом газ нагрелся и покинул галактики, а при их слиянии вспышки звездообразования не происходили. Это объясняет старый возраст звёзд в таких галактиках, но не позволяет объяснить корреляцию массы и металличности .
• Наблюдения показывают, что в последние 6—7 миллиардов лет число крупных эллиптических и спиральных галактик не менялось. Иерархическая концепция же предсказывает, что слияния более маленьких галактик должны увеличивать число более крупных .
• Иерархическая концепция хорошо описывает распределение современных галактик по светимостям, но даёт ошибочные результаты для галактик в прошлом: она предсказывает большее количество карликовых галактик и меньшее количество крупных .
• Иерархической концепцией хорошо объясняется наличие зависимости Талли — Фишера , однако существует проблема с её нуль-пунктом: моделируемые галактики вращаются в несколько раз быстрее, чем наблюдаемые при той же светимости .
• Радиальное распределение тёмной матери согласно иерархической концепции отличается от наблюдаемого: теория предсказывает быстрый рост плотности к центру тёмного гало, что противоречит наблюдениям и известно как проблема каспов .

Эмпирические сценарии

Несовершенство иерархической теории привело к активной разработке сценариев эволюции, которые основываются непосредственно на наблюдательных данных. Эти сценарии по своему определению хорошо описывают наблюдаемую эволюцию галактик и согласуются друг с другом, но для них не разработана в деталях теория, объясняющая, почему эволюция прошла именно по таким сценариям .

Главное отличие эмпирических сценариев от иерархической концепции состоит в том, что формирование галактик, согласно им, происходило «от большого к малому». Крупнейшие галактики и звёзды в них сформировались первыми, а в последние 8 миллиардов лет практически не изменялось ни их число, ни состав .

Быстрая остановка звездообразования в массивных галактиках может объясняется двумя эффектами. Во-первых, в какой-то момент часть газа может перейти в центр и сделать ядро активным , а оно, в свою очередь, разогреет газ в диске, из-за чего тот покинет галактику и звёзды прекратят образовываться. Это также объясняет большое количество квазаров на красном смещении ${\displaystyle z=2}$ , что соответствует времени в 10 миллиардов лет назад. Более массивные галактики имеют более массивные ядра, которые могут светить ярче и быстрее останавливать звездообразование. И наоборот, в карликовых галактиках интенсивность звездообразования недостаточна, чтобы газ улетел из галактики, и оно продолжается и по сей день .

Другое объяснение состоит в том, что галактики получают газ путём аккреции извне, а именно — из космологических филаментов , поэтому массивные галактики первыми собрали весь газ и израсходовали его. Это позволяет объяснить некоторые наблюдаемые факты. Во-первых, при сохранении темпа звездообразования во всех спиральных галактиках газа хватит на два миллиарда лет, хотя звездообразование с более-менее постоянной скоростью в них идёт уже 8—10 миллиардов лет. Идея, что во всех спиральных галактиках одновременно завершится формирование звёзд, кажется маловероятной, поэтому предполагается, что аккреция постоянно подпитывает звездообразование. Во-вторых, аккрецией объясняется одинаковый химический состав звёзд тонкого диска Млечного Пути (см. выше ), хотя если бы аккреции не было, молодые звёзды имели бы большую металличность , чем старые. Линзовидные галактики тоже подпитываются газом, но, судя по всему, аккреция на них идёт под иными направлениями, чем на спиральные галактики. Это приводит к тому, что газ в линзовидных галактиках присутствует, но часто его кинематика отличается от кинематики звёзд, а их взаимодействия мешают звездообразованию .

Эволюция эллиптических галактик проходила в два этапа. В течение первых двух миллиардов лет после Большого взрыва формировались компактные эллиптические галактики , после чего с ними происходили, в первую очередь, малые слияния. Это объясняет быстрое увеличение размеров эллиптических галактик при небольшом изменении массы за последние 10—11 миллиардов лет .

Примечания

Литература

• Сильченко О. К. / под редакцией В. Г. Сурдина . — Фрязино: Век 2, 2017. — 224 с. — 1500 экз. — ISBN 978-5-85099-196-8 .
• Сурдин В. Г. Галактики. — 2-е, исправленное и дополненное. — М. : Физматлит , 2017. — 432 с. — ISBN 978-5-9221-1726-5 .
• Mo H., van den Bosch F., White S. . — Cambridge University Press , 2010. — 842 p. — ISBN 978-0-511-72962-1 .