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

Первые галактики начинают формироваться примерно спустя пару сотен миллионов лет после Большого взрыва из уже сложившихся к тому времени «строительных блоков», содержащих темное вещество, газ, первые звезды и их остатки. Процесс образования галактик первые 2–3 млрд лет идет очень бурно, а затем постепенно сходит на нет.

Процесс бурного формирования галактик занимает несколько миллиардов лет.

Вероятный сценарий формирования галактик, базирующийся на численных моделях поведения материи в расширяющейся Вселенной, в общих чертах выглядит следующим образом. В ранней Вселенной возникают флуктуации в распределении плотности вещества, с некоторого момента эти флуктуации начинают расти, контраст плотности между ними и окружающей средой увеличивается. Вначале этот рост обеспечивает только темное вещество, поскольку обычное (барионное) вещество еще связано с излучением, препятствующим росту плотности. Затем, после эпохи рекомбинации, к росту флуктуаций подключаются и барионы. Изначально флуктуации плотности возникают на всех масштабах, но мелкие при этом растут быстрее. В какой-то момент они становятся примерно вдвое плотнее, чем окружающие области такого же размера, и расширение Вселенной перестает влиять на них, а рост плотности в них продолжается. Более крупные флуктуации достигнут этой стадии позже, когда расширение Вселенной уже существенно понизит среднюю плотность вещества. Поэтому более мелкие объекты (например, гало темного вещества с массой около миллиона масс Солнца, в которых зарождаются первые звезды) возникают первыми и имеют бóльшую среднюю плотность, а самые крупные (в настоящее время ими являются самые большие скопления галактик) формируются позже (к красному смещению около z ≈ 2, что соответствует 3–4 млрд лет после начала расширения) и продолжают расти в нашу эпоху. О формировании достаточно крупных галактик можно говорить примерно с эпохи, соответствующей z ≈ 10 (около полумиллиарда лет после Большого взрыва), когда возникают гало с массами в десятки миллионов масс Солнца, способные удержать своей гравитацией газ после первой вспышки звездообразования.

Для формирования первых звезд и галактик существенно, что обычное вещество (газ) может остывать, теряя энергию, и сваливаться в центральные части обособившихся гало темного вещества. На красных смещениях 1 < z < 3 крупные галактики аккрецируют из окружающей среды большое количество (до 100 масс Солнца в год) холодного газа, который затем активно перерабатывается в звезды. Появление большого количества массивных звезд, в свою очередь, может за счет взрывов сверхновых и мощных ветров оказать влияние на звездообразование вплоть до полной его остановки и выметания газа из основной части галактики. Все это происходит на фоне объединения относительно небольших гало в более крупные объекты под действием взаимного гравитационного притяжения. Таким образом, звездные населения галактик находятся глубоко внутри обширных (и массивных) гало темной материи.

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.