Утворення та еволюція галактик — процеси формування галактик та зміни з часом їхніх параметрів: форми, розмірів, хімічного складу та зоряного населення.

Згідно зі стандартної космологічною моделлю Лямбда-CDM зародками для утворення галактик послужили маленькі неоднорідності густини, які залишилися після космологічної інфляції. Вони виросли під впливом самогравітації, утворивши гало темної матерії, в які потім, охолоджуючись, осів газ. Зореутворення в цьому газі спричинило появу зір. Далі зорі еволюціонували, наймасивніші з них втрачали масу на пізніх стадіях еволюції, збагачуючи міжзоряний газ продуктами свого нуклеосинтезу, так що зорі наступних поколінь мали все більшу металічність.

Протягом історії Всесвіту галактики продовжували зростати, поглинаючи речовину з міжгалактичного середовища і зливаючись з іншими галактиками. Такий сценарій зростання структур «знизу вгору» від малих до все більших відомий як ієрархічне утворення структур. Галактики, які утворюються переважно шляхом стиснення одного великого гало зберігають значний момент імпульсу газу, що їх утворив, і стають дисковими галактиками, натомість як галактики утворені в результаті злиттів гало співставних мас набувають великих дисперсій швидкостей і стають еліптичними галактиками.

В останні десятиліття вдалося досягти загального консенсусу між спостережними даними, чисельними експериментами і теоретичними моделями утворення галактик. Ця стаття описує консенсусний сценарій утворення й еволюції галактик на основі концепції холодної темної матерії. Менш популярні альтернативні підходи до утворення галактик дають модифікована ньютонівська динаміка та модель теплої темної матерії.

Історія

Перші каталоги «туманностей» укладали ще в XVIII—XIX століттях (каталог Мессьє 1771-1784 років; Новий загальний каталог, виданий Джоном Дреєром 1888 року, тощо), втім природа туманностей тривалий час залишалася невідомою. Особливо яскраво це підкреслила Велика суперечка 1920 року, у якій Гарлоу Шеплі і Гебер Кертіс сперечалися, чи «спіральні туманності» є відносно невеликими об'єктами всередині нашої галактики, чи окремими галактиками, подібними до нашої. Лише 1925 року Едвін Габбл скористався цефеїдами, щоб визначити відстані до галактик, остаточно довівши їхню позагалактичну природу. 1926 року він запропонував морфологічну класифікацію галактик (так званий «камертон Габбла»), яку з низкою уточнень використовують дотепер.

Паралельно з емпіричними дослідженнями галактик розвивалася фізична космологія. 1917 року, невдовзі після публікації загальної теорії відносності, Альберт Айнштайн запропонував стаціонарний розв'язок рівнянь, які описували простір-час Всесвіту в цілому, ввівши в них космологічну сталу (так званий Λ-член або лямбда-член), щоб врівноважити нею дію гравітації. Олександр Фрідман 1922 року вперше дослідив метрику Фрідмана — Леметра — Робертсона — Вокера, яка передбачала можливість не лише стаціонарного, а й розширюваного Всесвіту. 1929 року, вимірюючи червоні зміщення галактик, Габбл підтвердив, що Всесвіт дійсно розширюється (так званий закон Габбла — Леметра), після чого Айнштайн визнав введення їм Λ-члена «найбільшою помилкою свого життя». Ця модель означала, що початково Всесвіт перебував у щільному гарячому стані, який пізніше Фред Гойл назвав Великим вибухом. Наприкінці 1940-х років Георгій Гамов зі співавторами розвинули модель первинного нуклесинтезу й передбачили реліктове випромінювання, яке Арно Пензіас і Роберт Вільсон спостережно підтвердили 1965 року. У 1960-х і 1970-х роках перед космологією стояли проблема горизонту та проблема плоскості, але в 1981-1982 теорія інфляції запропонувала розв'язок цих проблем.1902 року Джеймс Джинс вперше дослідив гравітаційну нестійкість як механізм формування структур. Згодом Георгій Гамов і Едвард Теллер (1939), Євген Ліфшиць (1946) та інші застосували цей підхід до розширюваного Всесвіту. Наприкінці 1960-х і на початку 1970-х років Джозеф Сілк, Джеймс Піблс, Стівен Вайнберг та інші розвинули детальну теорію лінійного росту космологічних неоднорідностей. У той самий час і Яків Зельдович незалежно запропонували модель початкового спектра неоднорідностей густини у Всесвіті, яка на початку 1980-х років знайшла пояснення в межах теорії інфляції, а 1992 року була підтверджена спостереженнями реліктового випромінювання космічним телескопом COBE. Тоді ж розвивалися й моделі нелінійного росту неоднорідностей — млинці Зельдовича (1970), модель Ганна і для сповільнення космологічного розширення, колапсу й віріалізації сферично-симетричної хмари (1972), формалізм Пресса — Шехтера (1974). Ідея Гойла про можливість набуття моментів імпульсу через припливні взаємодії між колапсуючими неоднорідностями була підтверджена загальною теорією Андрія Дорошкевича та чисельними моделюваннями 1970-х років.

Ідея темної матерії вперше виникла 1933 року, коли Фріц Цвіккі припустив існування невидимої масивної матерії, щоб пояснити незвичайно високу дисперсію швидкостей галактик у скупченні Волосся Вероніки. У 1970-х роках аргументи на користь темної матерії посилилися дослідженням руху супутників галактик і кривих обертання галактик. Основним кандидатом на роль темної матерії зараз вважають WIMP (слабко взаємодіючі масивні елементарні частинки), хоча їх досі не вдалося виявити прямими методами. У 1990-ті роки порівняння даних великих оглядів галактик з результатами чисельних моделювань формування структур вказали на необхідність повернення айнштайнівського Λ-члена, якому в сучасній космології надають сенсу темної енергії. Наприкінці 1990-х існування темної енергії надійно підтвердили відкриттям прискореного розширення Всесвіту за допомогою спостережень наднових типу Ia в якості стандартних свічей у далеких галактиках. У результаті сформувалася стандартна космологічна модель ΛCDM, названа так на честь Λ-члена і холодної темної матерії (), тобто темної матерії, частинки якої рухаються набагато повільніше за швидкість світла. В моделі ΛCDM вік Всесвіту становить близько 13,8 млрд років, Всесвіт містить близько 4,8% звичайної (баріонної) матерії, 27% темної матерії та близько 69% темної енергії. Від 2003 модель ΛCDM підтвердили дані космічного телескопа WMAP (наступника COBE), а від 2013 загалом підтвердили дані космічного телескопа Планк. Втім вища точність космічного телескопа Планк дозволила виміряти певні неузгодженості між космологічними параметрами (зокрема, сталою Габбла), визначеними різними методами. Ця проблема, відома як напруженість Габбла, може вказувати на неповноту моделі ΛCDM.

1962 року , Дональд Лінден-Белл та Елан Сендидж висунули модель, згідно з якою галактики формуються шляхом стиснення газової хмари. Якщо газова хмара утворює зорі ще під час колапсу, рух цих зір виявляється випадковим, й утворюється еліптична галактика. Якщо ж хмара залишається газоподібною протягом всього колапсу, її момент імпульсу призводить до утворення газового диска, а відтак — дискової галактики. У 1974—1976 роках Річард Ларсон підтвердив цю модель першими комп'ютерними моделюваннями утворення галактик. Утім ще 1972 року Алар Тоомре і Юрі Тоомре довели комп'ютерними моделюваннями, що спіральні галактики можуть зливатися в еліптичні. Порівнявши кількість спостережуваних в галактиках спіральних хвостів з результатами моделювань, вони визначили, що цей механізм може бути відповідальним за утворення всіх еліптичних галактик.

Хоча формалізм Пресса — Шехтера 1974 року передбачав можливість існування гало, масивніших за найбільші відомі галактики, 1977 року Джозеф Сілк, Мартін Ріс, Джеремія Острікер і Джеймс Бінні показали, що галактики з масами понад 1012 не можуть існувати, бо такі маси газу не встигнуть охолодитися випромінюванням за час життя Всесвіту. 1978 року Саймон Вайт і Мартін Ріс висунули двоетапну теорію утворення галактик, за якою спочатку утворюються гало темної матерії, а вже потім на нього, охолоджуючись, осідає газ. 1980 року Майкл Фолл і Джордж Ефстет'ю розвинули модель утворення дисків в гало темної матерії, включивши до неї моменти імпульсу, спричинені припливними силами, й відтворивши багато спостережуваних властивостей дискових галактик. У 1990-ті роки аналітичними методами й методами моделювання задачі N тіл дослідили такі властивості гало темної матерії, як їхню просторову кластеризацію, історії злиттів, профілі густини, форми гало, розподіли кутового моменту, субструктури в них. 1994 року Саймон Вайт і Хуліо Наварро вперше промоделювали утворення галактики, починаючи з початкових умов холодної темної матерії. У наступні роки інші автори моделювали утворення галактик з усе вищою роздільною здатністю.

Утворення та еволюція гало темної матерії

Утворення галактик почалося з зародкових неоднорідностей густини Всесвіту, які, ймовірно, є наслідком квантових флуктуацій того скалярного поля, яке спричинило космологічну інфляцію. Надалі неоднорідності густини зростали під впливом гравітаційної нестійкості: регіони з підвищеною густиною притягали своєю гравітацією більше матерії з сусідніх регіонів, що ще сильніше збільшувало їхню густину. Поки флуктуації густини набагато менші за саму густину, зростання структур можна точно розрахувати за допомогою лінійної теорії збурень. Утім для великих неоднорідностей густини задача стає нелінійною, і її вдається розв'язати лише у спрощених аналітичних моделях (наприклад, формалізм Пресса — Шехтера) або в чисельних моделюваннях (наприклад, моделювання «Міленіум»).

Теоретичні моделі передбачають, що темна матерія під впливом самогравітації збирається в окремі гало. Частинки кожного майбутнього гало спочатку віддаляються разом з розширенням Всесвіту, але поступово гравітаційне поле надлишкової густини зупиняє віддалення частинок й обертає їх рух назад, до центру гало. Коли орбіти частинок темної матерії перетинаються поблизу центру гало, відбувається так звана жорстка релаксація () — частинки розсіюються на неоднорідностях створеного іншими частинками гравітаційного поля й віріалізуються. Густина в гало становить близько 200 середніх густин Всесвіту на момент утворення гало. Менші гало утворюються першими, а більші зростають пізніше. Така поведінка відома як формування структур «знизу вгору» або ієрархічне формування структур.

Гало зростають шляхом поглинання матерії з навколишнього простору та шляхом злиття з іншими гало. У результаті вони набувають складної структури з багатьма меншими підгало, зануреними у великі гало. Хоча теоретичні моделі розподілу густини в гало найкраще узгоджуються з профілем Наваро – Френка – Вайта, спостереження не показують очікуваних великих густин в центрах галактик (так званих каспів). Ця неузгодженість відома як проблема каспів. Гало, утворені в результаті злиття двох менших гало співмірних мас зазвичай мають витягнуті форми, натомість як гало, які утворилися рано й без таких великих злиттів загалом більш симетричні. Припливна взаємодія між гало надає їм моментів імпульсу, які однак не пов'язані напряму з формами цих гало: моменти імпульсу гало відносно невисокі, так що їхня асиметрія пов'язана здебільшого з асиметричним розташуванням орбіт темної мптерії в них, а не з впливом відцентрових сил.

Акреція й охолодження газу

Газ починає стискання з приблизно тих же початкових умов, що й темна матерія, з тією різницею, що середня густина газу (баріонної матерії) у всесвіті менша, ніж густина темної матерії. Втім вже під час цього гравітаційного колапсу виявляється важлива відмінність між цими двома компонентами: частинки темної матерії слабко взаємодіють між собою, так що їхні траєкторії можуть перетинатися, натомість як потоки газу зіштовхуються й нагріваються ударними хвилями від таких зіткнень. Тиск нагрітого газу врівноважує гравітацію й перешкоджає подальшій акреції. В результаті гало темної матерії виявляється зануреним у гало з газу температурою порядку 106 К. Втім частина цього гарячого газу має охолодитися й стиснутися, щоб в галактиці могли утворитися зорі.