ในวิชาจักรวาลวิทยาการศึกษาการก่อตัวและวิวัฒนาการของกาแล็กซีเกี่ยวข้องกับกระบวนการที่ก่อให้เกิด เอกภพ ที่ไม่เป็นเนื้อเดียวกันจากจุดเริ่มต้นที่เป็นเนื้อเดียวกันการก่อตัวของกาแล็กซี แรก การเปลี่ยนแปลงของกาแล็กซีเมื่อเวลาผ่านไป และกระบวนการที่สร้างโครงสร้างที่หลากหลายที่สังเกตได้ในกาแล็กซีใกล้เคียง การก่อตัวของกาแล็กซีถูกตั้งสมมติฐานว่าเกิดขึ้นจาก ทฤษฎี การก่อตัวของโครงสร้างอันเป็นผลมาจากความผันผวนทางควอนตัม เล็กน้อย ภายหลังบิ๊กแบงแบบจำลองที่ง่ายที่สุดที่สอดคล้องกับปรากฏการณ์ที่สังเกตได้โดยทั่วไปคือแบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม (Lambda-CDM) กล่าวคือ การรวมกลุ่มและการควบรวมทำให้กาแล็กซีสะสมมวล ซึ่งกำหนดทั้งรูปร่างและโครงสร้างของพวกมัน การจำลองอุทกพลศาสตร์ ซึ่งจำลองทั้งแบริออนและสสารมืดถูกนำมาใช้กันอย่างแพร่หลายในการศึกษาการก่อตัวและวิวัฒนาการของกาแล็กซี

เนื่องจากไม่สามารถทำการทดลองในอวกาศได้ วิธีเดียวที่จะ "ทดสอบ" ทฤษฎีและแบบจำลองวิวัฒนาการของกาแล็กซีได้ก็คือการเปรียบเทียบกับสิ่งที่สังเกตได้ คำอธิบายเกี่ยวกับการก่อตัวและวิวัฒนาการของกาแล็กซีจะต้องสามารถทำนายคุณสมบัติและประเภทของกาแล็กซีที่สังเกตได้

แผนผังการจำแนกประเภทกาแล็กซีที่รู้จักกันทั่วไปในชื่อแผนภาพส้อมเสียง มีรากฐานมาจากงานของJames JeansและJohn Henry Reynolds Jeans (1919) และ Reynolds (1920) ได้สร้างลำดับทางสัณฐานวิทยา E–S0–S ขึ้น^{[ 1 ] [ 2 ]} ต่อมา Edwin Hubble (1926) ^{[ 3 ]}ได้ทำให้กรอบนี้เป็นที่นิยมและขยายออกไป โดยแยกสาขาเกลียวออกเป็นสองส่วนเพื่อแยกแยะเกลียวมีแถบออกจากเกลียวไม่มีแถบ Jeans (1928) ได้สร้างแผนภาพรูปตัว Y ที่รวบรวมลำดับนี้ไว้ในรูปแบบภาพ^{[ 4 ]}ต่อมาได้พลิกกลับด้านเพื่อกลายเป็นส้อมเสียง^{[ 5 ]}โดยแบ่งกาแล็กซีออกเป็นกาแล็กซีรูปวงรีกาแล็กซีรูปเลนส์ กาแล็กซีเกลียวปกติกาแล็กซีเกลียวมีแถบ (เช่นทางช้างเผือก ) และกาแล็กซี ไร้รูปร่าง

แม้ว่า Tuning Fork ยังคงเป็นเครื่องมืออธิบายที่ใช้กันอย่างแพร่หลาย แต่ก็ไม่ได้เข้ารหัสเส้นทางวิวัฒนาการระหว่างประเภทของกาแล็กซี — มันเป็นการจำแนกประเภทตามรูปร่าง ไม่ใช่แผนผังวิวัฒนาการ กรอบงานที่ทันสมัยกว่าที่เรียกว่าTriangalซึ่งแนะนำโดย Alister Graham ^{[ 6 ] [ 7 ]}ได้ระบุช่องทางวิวัฒนาการระหว่างชนิดของกาแล็กซีไว้อย่างชัดเจน แตกต่างจาก Tuning Fork ตรงที่ Triangal แยกแยะแหล่งกำเนิดทางกายภาพที่แตกต่างกันสามแบบสำหรับกาแล็กซีรูปเลนส์ (S0)ได้แก่: (i) ระบบดั้งเดิมที่ไม่เคยผ่านการรวมตัวครั้งใหญ่ (ii) กาแล็กซีเกลียวที่ จางหาย ซึ่งหมดแหล่งก๊าซ และ (iii) กาแล็กซี S0 ที่อุดมไปด้วยฝุ่นซึ่งประกอบขึ้นจากการรวมตัวครั้งใหญ่แบบเปียก (อุดมไปด้วยก๊าซ) ซึ่งประกอบเป็นประชากร "ภูเขาสีเขียว" กรอบแนวคิดนี้ยังระบุลำดับ "การลดขนาดจานดาวฤกษ์" ซึ่งการควบรวมแบบแห้ง (มีก๊าซน้อย) ที่เกิดขึ้นต่อเนื่องกันจะค่อยๆ ลบจานดาวฤกษ์ออกไป ทำให้กาแล็กซีเปลี่ยนจากประเภท ES (รูปวงรี) ไปเป็นกาแล็กซีรูปวงรี บริสุทธิ์ ที่มีแกนกลางที่พร่องไป โดยการมองสัณฐานวิทยาของกาแล็กซีเป็นบันทึกประวัติการสะสมมวลและการควบรวม แทนที่จะเป็นป้ายกำกับคงที่ กรอบแนวคิด Triangal จึงเป็นกรอบอ้างอิงที่มีพื้นฐานทางฟิสิกส์สำหรับการตีความความสัมพันธ์เชิงขนาดของกาแล็กซีและวิวัฒนาการร่วมกันของหลุมดำและกาแล็กซี

กาแล็กซีประเภทเหล่านี้แสดงคุณสมบัติดังต่อไปนี้ ซึ่งสามารถอธิบายได้ด้วยทฤษฎีวิวัฒนาการของกาแล็กซีในปัจจุบัน:

• คุณสมบัติหลายประการของกาแล็กซี (รวมถึงแผนภาพสี-ความสว่างของกาแล็กซี ) บ่งชี้ว่าโดยพื้นฐานแล้วมีกาแล็กซีอยู่สองประเภท กลุ่มเหล่านี้แบ่งออกเป็นกาแล็กซีสีน้ำเงินที่กำลังสร้างดาวฤกษ์ ซึ่งมีลักษณะคล้ายกาแล็กซีแบบก้นหอย และกาแล็กซีสีแดงที่ไม่สร้างดาวฤกษ์ ซึ่งมีลักษณะคล้ายกาแล็กซีแบบวงรี
• กาแล็กซีแบบก้นหอยนั้นค่อนข้างบาง หนาแน่น และหมุนค่อนข้างเร็ว ในขณะที่ดาวฤกษ์ในกาแล็กซีแบบวงรีมีวงโคจรที่วางตัวแบบสุ่ม
• กาแล็กซีขนาดยักษ์ส่วนใหญ่มีหลุมดำมวลมหาศาลอยู่ใจกลาง ซึ่งมีมวลตั้งแต่หลายล้านถึงหลายพันล้านเท่าของมวลของดวงอาทิตย์มวลของหลุมดำนั้นสัมพันธ์กับมวลของส่วนนูนหรือทรงกลมของกาแล็กซีเจ้าบ้าน ปัจจุบันเป็นที่ยอมรับแล้วว่าความสัมพันธ์เชิงสเกลของมวลหลุมดำนั้นมีความเฉพาะเจาะจงกับสัณฐานวิทยาของกาแล็กซีซึ่งทำหน้าที่เป็นเครื่องหมายบ่งชี้ประวัติการก่อตัวและการประกอบที่แตกต่างกันของกาแล็กซี^{[ 6 ] [ 7 ]}ยิ่งไปกว่านั้น ในกาแล็กซีที่จางกว่าและมีมวลน้อยกว่ากระจุกดาว ใจกลาง มักจะอยู่ร่วมกับหลุมดำมวลมหาศาล และมีความสัมพันธ์เชิงสเกลของมวลทางคณิตศาสตร์ระหว่างวัตถุมวลมหาศาลสองชิ้นนี้^{[ 8 ]}
• ความเป็นโลหะมีความสัมพันธ์เชิงบวกกับความสว่างของกาแล็กซี และมีความสัมพันธ์ที่แข็งแกร่งยิ่งขึ้นกับมวลของกาแล็กซี^{[ 9 ] : 80}

ปัจจุบันนักดาราศาสตร์เชื่อว่าดาราจักรแบบจานน่าจะก่อตัวขึ้นก่อน จากนั้นจึงวิวัฒนาการไปเป็นดาราจักรแบบวงรีผ่านการรวมตัวของดาราจักร

แบบจำลองปัจจุบันยังทำนายอีกว่า มวลส่วนใหญ่ในกาแล็กซีประกอบด้วยสสารมืดซึ่งเป็นสารที่ไม่สามารถสังเกตได้โดยตรง และอาจไม่เกิดปฏิสัมพันธ์ใดๆ นอกจากแรงโน้มถ่วง การสังเกตนี้เกิดขึ้นเพราะกาแล็กซีไม่สามารถก่อตัวขึ้นในรูปแบบที่เป็นอยู่ หรือหมุนได้อย่างที่เห็น เว้นแต่ว่าพวกมันจะมีมวลมากกว่าที่สามารถสังเกตได้โดยตรงมาก

ขั้นตอนแรกสุดในการวิวัฒนาการของกาแล็กซีคือการก่อตัว เมื่อกาแล็กซีเกิดขึ้น มันจะมีรูปร่างเป็นแผ่นกลม และเรียกว่ากาแล็กซีเกลียวเนื่องจากมีโครงสร้างคล้าย "แขน" ที่เป็นเกลียวอยู่บนแผ่นกลมนั้น มีทฤษฎีต่างๆ เกี่ยวกับวิธีการที่การจัดเรียงตัวของดาวฤกษ์ในรูปทรงแผ่นกลมนี้พัฒนามาจากกลุ่มเมฆสสาร แต่ในปัจจุบันยังไม่มีทฤษฎีใดที่สามารถทำนายผลการสังเกตได้อย่างแม่นยำ

Olin J. Eggen , Donald Lynden-BellและAllan Sandage ^{[ 10 ]}ในปี 1962 ได้เสนอทฤษฎีว่ากาแล็กซีแบบจานก่อตัวขึ้นจากการยุบตัวแบบโมโนลิธิกของกลุ่มก๊าซขนาดใหญ่ การกระจายตัวของสสารในเอกภพยุคแรกอยู่ในรูปของก้อนที่ประกอบด้วยสสารมืดเป็นส่วนใหญ่ ก้อนเหล่านี้มีปฏิสัมพันธ์กันทางแรงโน้มถ่วง ทำให้เกิดแรงบิดไทดัลต่อกันซึ่งทำหน้าที่ให้โมเมนตัมเชิงมุมแก่พวกมัน เมื่อสสารแบริโอนิกเย็นลง มันจะสูญเสียพลังงานบางส่วนและหดตัวเข้าสู่ศูนย์กลาง ด้วยการอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุม สสารที่อยู่ใกล้ศูนย์กลางจะหมุนเร็วขึ้น จากนั้น เช่นเดียวกับก้อนแป้งพิซซ่าที่กำลังหมุน สสารจะก่อตัวเป็นจานที่แน่น เมื่อจานเย็นลง ก๊าซจะไม่เสถียรทางแรงโน้มถ่วง ดังนั้นมันจึงไม่สามารถคงอยู่ในกลุ่มก๊าซที่เป็นเนื้อเดียวกันได้ มันแตกออก และกลุ่มก๊าซขนาดเล็กเหล่านี้ก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ เนื่องจากสสารมืดไม่สลายไปเพราะมีปฏิสัมพันธ์กันทางแรงโน้มถ่วงเท่านั้น มันจึงยังคงกระจายอยู่นอกจานในสิ่งที่เรียกว่า ฮา โลมืดการสังเกตแสดงให้เห็นว่ามีดาวฤกษ์อยู่นอกจาน ซึ่งไม่ตรงกับแบบจำลอง "แป้งพิซซ่า" Leonard Searleและ Robert Zinn ^{[ 11 ]} เสนอเป็นครั้งแรก ว่ากาแล็กซีเกิดขึ้นจากการรวมตัวของกาแล็กซีต้นกำเนิดขนาดเล็ก ทฤษฎีนี้เรียกว่าสถานการณ์การก่อตัวแบบจากบนลงล่าง ซึ่งค่อนข้างเรียบง่ายแต่ปัจจุบันไม่เป็นที่ยอมรับอย่างกว้างขวางแล้ว

ทฤษฎีล่าสุดยังรวมถึงการรวมกลุ่มของฮาโลสสารมืดในกระบวนการจากล่างขึ้นบน แทนที่จะเป็นเมฆก๊าซขนาดใหญ่ที่ยุบตัวลงเพื่อก่อตัวเป็นกาแล็กซีซึ่งก๊าซแตกตัวออกเป็นเมฆขนาดเล็กกว่า มีการเสนอว่าสสารเริ่มต้นจากกลุ่มก้อน "ขนาดเล็ก" เหล่านี้ (มวลอยู่ในระดับของกระจุกดาวทรงกลม ) จากนั้นกลุ่มก้อนเหล่านี้จำนวนมากรวมตัวกันเพื่อก่อตัวเป็นกาแล็กซี^{[ 12 ]}ซึ่งต่อมาถูกดึงดูดด้วยแรงโน้มถ่วงเพื่อก่อตัวเป็นกระจุกกาแล็กซีสิ่งนี้ยังคงส่งผลให้เกิดการกระจายตัวของสสารแบริโอนิกแบบแผ่นดิสก์โดยมีสสารมืดก่อตัวเป็นฮาโลด้วยเหตุผลเดียวกันกับในทฤษฎีจากบนลงล่าง แบบจำลองที่ใช้กระบวนการประเภทนี้ทำนายว่ามีกาแล็กซีขนาดเล็กมากกว่าขนาดใหญ่ ซึ่งตรงกับการสังเกตการณ์

ปัจจุบันนักดาราศาสตร์ยังไม่ทราบว่ากระบวนการใดที่หยุดการหดตัว อันที่จริง ทฤษฎีการก่อตัวของกาแล็กซีแบบจานยังไม่ประสบความสำเร็จในการสร้างความเร็วในการหมุนและขนาดของกาแล็กซีแบบจาน มีการเสนอแนะว่ารังสีจากดาวฤกษ์ที่สว่างที่เพิ่งก่อตัวขึ้น หรือจากนิวเคลียสกาแล็กซีที่กำลังทำงานอยู่สามารถชะลอการหดตัวของจานที่กำลังก่อตัวได้ นอกจากนี้ยังมีการเสนอแนะว่า ฮาโล ของสสารมืดสามารถดึงกาแล็กซี ทำให้หยุดการหดตัวของจานได้^{[ 13 ]}

แบบจำลอง Lambda -CDMเป็นแบบจำลองจักรวาลวิทยาที่อธิบายการก่อตัวของจักรวาลหลังจากบิ๊กแบงเป็นแบบจำลองที่ค่อนข้างง่ายที่ทำนายคุณสมบัติหลายอย่างที่สังเกตได้ในจักรวาล รวมถึงความถี่สัมพัทธ์ของกาแล็กซีประเภทต่างๆ อย่างไรก็ตาม แบบจำลองนี้ประเมินจำนวนกาแล็กซีจานบางในจักรวาลต่ำกว่าความเป็นจริง^{[ 14 ]}เหตุผลก็คือแบบจำลองการก่อตัวของกาแล็กซีเหล่านี้ทำนายการรวมตัวกันจำนวนมาก หากกาแล็กซีจานรวมตัวกับกาแล็กซีอื่นที่มีมวลใกล้เคียงกัน (อย่างน้อย 15 เปอร์เซ็นต์ของมวล) การรวมตัวกันนั้นมีแนวโน้มที่จะทำลาย หรืออย่างน้อยที่สุดก็ทำให้จานแตกสลายอย่างมาก และกาแล็กซีที่เกิดขึ้นใหม่นั้นไม่น่าจะเป็นกาแล็กซีจาน (ดูส่วนถัดไป) แม้ว่านี่จะเป็นปัญหาที่นักดาราศาสตร์ยังแก้ไม่ตก แต่ก็ไม่ได้หมายความว่าแบบจำลอง Lambda-CDM ผิดทั้งหมด แต่หมายความว่าจำเป็นต้องมีการปรับปรุงเพิ่มเติมเพื่อให้สามารถจำลองจำนวนกาแล็กซีในจักรวาลได้อย่างแม่นยำ

กาแล็กซีรูปวงรี (โดยเฉพาะอย่างยิ่งกาแล็กซีรูปวงรีขนาดยักษ์เช่นESO 306-17 ) เป็นหนึ่งในกาแล็กซีที่ใหญ่ที่สุดเท่าที่รู้จักในปัจจุบันดาวฤกษ์ของพวกมันโคจรอยู่ในวงโคจรที่มีทิศทางแบบสุ่มภายในกาแล็กซี (กล่าวคือ พวกมันไม่ได้หมุนเหมือนกาแล็กซีแบบจาน) คุณลักษณะที่โดดเด่นของกาแล็กซีรูปวงรีคือ ความเร็วของดาวฤกษ์ไม่จำเป็นต้องมีส่วนทำให้กาแล็กซีแบนราบลง เช่นเดียวกับในกาแล็กซีแบบก้นหอย^{[ 15 ]}กาแล็กซีรูปวงรีมีหลุมดำมวลมหาศาล อยู่ใจกลาง และมวลของหลุมดำเหล่านี้มีความสัมพันธ์กับมวลของกาแล็กซี^{[ 16 ] [ 7 ]}

กาแล็กซีรูปวงรีมีวิวัฒนาการหลักสองขั้นตอน ขั้นตอนแรกเกิดจากการเติบโตของหลุมดำมวลมหาศาลโดยการดูดกลืนก๊าซที่เย็นตัวลง ขั้นตอนที่สองคือการที่หลุมดำมีเสถียรภาพโดยการยับยั้งการเย็นตัวของก๊าซ ทำให้กาแล็กซีรูปวงรีอยู่ในสภาวะที่เสถียร^{[ 17 ]}มวลของหลุมดำยังมีความสัมพันธ์กับคุณสมบัติที่เรียกว่าซิกมาซึ่งเป็นการกระจายตัวของความเร็วของดาวฤกษ์ในวงโคจร ความสัมพันธ์นี้เรียกว่าความสัมพันธ์ M-ซิกมาได้รับการตีพิมพ์ในปี 2000 ^{[ 18 ] [ 19 ]}การศึกษาล่าสุดแสดงให้เห็นว่าความสัมพันธ์นี้ใช้ได้เฉพาะในช่วงที่จำกัดเท่านั้น โดยจะชันขึ้นเมื่อมวลของหลุมดำสูงขึ้น^{[ 20 ]}ซึ่งเป็นพฤติกรรมที่อธิบายได้ด้วยทฤษฎีบทวิเรียลซึ่งสะท้อนถึงประวัติการรวมตัวที่แตกต่างกันของกาแล็กซีรูปวงรีที่มีมวลมากที่สุด^{[ 21 ]}กาแล็กซีรูปวงรีส่วนใหญ่ไม่มีจาน แต่ส่วนนูน บางส่วน ของกาแล็กซีแบบจานมีลักษณะคล้ายกาแล็กซีรูปวงรี กาแล็กซีรูปทรงรีมักพบได้ในบริเวณที่มีกาแล็กซีหนาแน่นในจักรวาล (เช่นกระจุกกาแล็กซี )

ปัจจุบันนักดาราศาสตร์มองว่ากาแล็กซีรูปวงรีเป็นระบบที่มีวิวัฒนาการมากที่สุดในจักรวาล เป็นที่ยอมรับกันอย่างกว้างขวางว่าแรงผลักดันหลักสำหรับการวิวัฒนาการของกาแล็กซีรูปวงรีคือการรวมตัวของกาแล็กซีขนาดเล็ก กาแล็กซีจำนวนมากในจักรวาลถูกผูกมัดด้วยแรงโน้มถ่วงกับกาแล็กซีอื่น ๆ ซึ่งหมายความว่าพวกมันจะไม่สามารถหลุดพ้นจากแรงดึงดูดซึ่งกันและกันได้ หากกาแล็กซีที่ชนกันมีขนาดใกล้เคียงกัน กาแล็กซีที่เกิดขึ้นใหม่จะไม่มีลักษณะคล้ายกับกาแล็กซีต้นกำเนิดทั้งสอง^{[ 22 ]}แต่จะเป็นกาแล็กซีรูปวงรีแทน มีการรวมตัวของกาแล็กซีหลายประเภท ซึ่งไม่จำเป็นต้องส่งผลให้เกิดกาแล็กซีรูปวงรี แต่ส่งผลให้เกิดการเปลี่ยนแปลงโครงสร้าง ตัวอย่างเช่น เชื่อกันว่ามีการรวมตัวเล็กน้อยเกิดขึ้นระหว่างทางช้างเผือกและเมฆแมเจลแลน

การรวมตัวกันของกาแล็กซีขนาดใหญ่เช่นนี้ถือว่ารุนแรง และปฏิสัมพันธ์เสียดทานของก๊าซระหว่างกาแล็กซีทั้งสองสามารถก่อให้เกิดคลื่นกระแทก จากแรงโน้มถ่วง ซึ่งสามารถก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ดวงใหม่ในกาแล็กซีรูปวงรีใหม่ได้^{[ 23 ]}โดยการเรียงลำดับภาพการชนกันของกาแล็กซีที่แตกต่างกันหลายภาพ เราสามารถสังเกตลำดับเวลาของการรวมตัวกันของกาแล็กซีเกลียวสองดวงเข้าเป็นกาแล็กซีรูปวงรีเดียวได้^{[ 24 ]}

ในกลุ่มกาแล็กซีท้องถิ่นกาแล็กซีทางช้างเผือกและกาแล็กซีแอนโดรเมดาถูกผูกมัดด้วยแรงโน้มถ่วง และกำลังเข้าใกล้กันด้วยความเร็วสูง การจำลองแสดงให้เห็นว่ากาแล็กซีทางช้างเผือกและแอนโดรเมดาอยู่ในเส้นทางที่จะชนกัน และคาดว่าจะชนกันภายในเวลาไม่ถึงห้าพันล้านปี ในระหว่างการชนกันนี้ คาดว่าดวงอาทิตย์และส่วนที่เหลือของระบบสุริยะจะถูกขับออกจากเส้นทางปัจจุบันรอบกาแล็กซีทางช้างเผือก ส่วนที่เหลืออาจเป็นกาแล็กซีรูปวงรีขนาดยักษ์^{[ 25 ]}

ข้อสังเกตหนึ่งที่ต้องได้รับการอธิบายโดยทฤษฎีวิวัฒนาการของกาแล็กซีที่ประสบความสำเร็จคือ การมีอยู่ของประชากรกาแล็กซีสองกลุ่มที่แตกต่างกันบนแผนภาพสี-ความสว่างของกาแล็กซี กาแล็กซีส่วนใหญ่มักจะตกอยู่ในสองตำแหน่งที่แยกจากกันบนแผนภาพนี้ ได้แก่ "ลำดับสีแดง" และ "เมฆสีน้ำเงิน" กาแล็กซีในลำดับสีแดงโดยทั่วไปจะเป็นกาแล็กซีรูปวงรีที่ไม่สร้างดาวฤกษ์ มีแก๊สและฝุ่นน้อย ในขณะที่กาแล็กซีในเมฆสีน้ำเงินมักจะเป็นกาแล็กซีเกลียวที่สร้างดาวฤกษ์และมีฝุ่นมาก^{[ 27 ] [ 28 ]}

ดังที่ได้อธิบายไว้ในส่วนก่อนหน้า กาแล็กซีมีแนวโน้มที่จะวิวัฒนาการจากโครงสร้างเกลียวไปเป็นโครงสร้างวงรีผ่านการรวมตัว อย่างไรก็ตาม อัตราการรวมตัวของกาแล็กซีในปัจจุบันไม่สามารถอธิบายได้ว่ากาแล็กซีทั้งหมดเคลื่อนจาก "เมฆสีน้ำเงิน" ไปสู่ ​​"ลำดับสีแดง" ได้อย่างไร นอกจากนี้ยังไม่สามารถอธิบายได้ว่าการก่อตัวของดาวฤกษ์หยุดลงในกาแล็กซีได้อย่างไร ดังนั้นทฤษฎีวิวัฒนาการของกาแล็กซีจึงต้องสามารถอธิบายได้ว่าการก่อตัวของดาวฤกษ์หยุดลงในกาแล็กซีได้อย่างไร ปรากฏการณ์นี้เรียกว่า "การดับ" ของกาแล็กซี^{[ 29 ]}

ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้นจากก๊าซเย็น (ดูเพิ่มเติมที่กฎของ Kennicutt–Schmidt ) ดังนั้นกาแล็กซีจะหยุดการก่อตัวเมื่อไม่มีก๊าซเย็นเหลืออยู่ อย่างไรก็ตาม เชื่อกันว่าการหยุดการก่อตัวเกิดขึ้นค่อนข้างเร็ว (ภายใน 1 พันล้านปี) ซึ่งสั้นกว่าเวลาที่กาแล็กซีจะใช้ก๊าซเย็นที่มีอยู่จนหมดมาก^{[ 30 ] [ 31 ]}แบบจำลองวิวัฒนาการของกาแล็กซีอธิบายเรื่องนี้โดยตั้งสมมติฐานเกี่ยวกับกลไกทางกายภาพอื่นๆ ที่กำจัดหรือปิดกั้นการไหลของก๊าซเย็นในกาแล็กซี กลไกเหล่านี้สามารถแบ่งออกเป็นสองประเภทใหญ่ๆ ได้แก่ (1) กลไกป้อนกลับเชิงป้องกันที่หยุดก๊าซเย็นไม่ให้เข้าสู่กาแล็กซีหรือหยุดการสร้างดาวฤกษ์ และ (2) กลไกป้อนกลับเชิงขับออกที่กำจัดก๊าซออกไปเพื่อไม่ให้ก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ได้^{[ 32 ]}

กลไกป้องกันเชิงทฤษฎีอย่างหนึ่งที่เรียกว่า “การบีบรัด” ช่วยป้องกันไม่ให้ก๊าซเย็นเข้าสู่กาแล็กซี การบีบรัดน่าจะเป็นกลไกหลักในการยับยั้งการก่อตัวของดาวฤกษ์ในกาแล็กซีมวลน้อยที่อยู่ใกล้เคียง^{[ 33 ]}คำอธิบายทางกายภาพที่แน่นอนสำหรับการบีบรัดยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด แต่อาจเกี่ยวข้องกับการปฏิสัมพันธ์ของกาแล็กซีกับกาแล็กซีอื่นๆ เมื่อกาแล็กซีตกลงไปในกระจุกกาแล็กซี ปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงกับกาแล็กซีอื่นๆ สามารถบีบรัดมันได้โดยการป้องกันไม่ให้มันดูดกลืนก๊าซเพิ่มขึ้น^{[ 34 ]}สำหรับกาแล็กซีที่มีฮาโลสสารมืด ขนาดใหญ่ กลไกป้องกันอีกอย่างหนึ่งที่เรียกว่า “ ความร้อน จากคลื่นกระแทก วิเรียล ” อาจป้องกันไม่ให้ก๊าซเย็นลงมากพอที่จะก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ได้^{[ 31 ]}

กระบวนการขับไล่ก๊าซเย็นออกจากกาแล็กซีอาจอธิบายได้ว่ากาแล็กซีที่มีมวลมากถูกดับลงได้อย่างไร^{[ 35 ]}กลไกการขับไล่อย่างหนึ่งเกิดจากหลุมดำมวลมหาศาลที่พบในใจกลางกาแล็กซี การจำลองแสดงให้เห็นว่าก๊าซที่สะสมตัวบนหลุมดำมวลมหาศาลในใจกลางกาแล็กซีทำให้เกิดเจ็ต พลังงานสูง พลังงานที่ปล่อยออกมาสามารถขับไล่ก๊าซเย็นได้มากพอที่จะดับการก่อตัวของดาวฤกษ์^{[ 36 ]}

กาแล็กซีทางช้างเผือกของเราเองและกาแล็กซีแอนโดรเมดาที่อยู่ใกล้เคียงดูเหมือนจะกำลังอยู่ในช่วงเปลี่ยนผ่านจากการก่อตัวของดาวฤกษ์ในกาแล็กซีสีน้ำเงินไปเป็นกาแล็กซีสีแดงที่ไม่ก่อปฏิกิริยา^{[ 37 ]}

พลังงานมืดและสสารมืดคิดเป็นสัดส่วนส่วนใหญ่ของพลังงานในเอกภพ ดังนั้นจึงเป็นเรื่องสมเหตุสมผลที่จะละเลยแบริออนเมื่อจำลองการก่อตัวของโครงสร้างขนาดใหญ่ (โดยใช้วิธีการต่างๆ เช่นการจำลอง N-body ) อย่างไรก็ตาม เนื่องจากส่วนประกอบที่มองเห็นได้ของกาแล็กซีประกอบด้วยแบริออน จึงเป็นสิ่งสำคัญที่จะต้องรวมแบริออนไว้ในการจำลองเพื่อศึกษาโครงสร้างโดยละเอียดของกาแล็กซี ในระยะแรก ส่วนประกอบของแบริออนส่วนใหญ่ประกอบด้วยก๊าซไฮโดรเจนและฮีเลียม ซึ่งต่อมาจะเปลี่ยนเป็นดาวฤกษ์ในระหว่างการก่อตัวของโครงสร้าง จากการสังเกตการณ์ สามารถทดสอบแบบจำลองที่ใช้ในการจำลองและปรับปรุงความเข้าใจเกี่ยวกับขั้นตอนต่างๆ ของการก่อตัวของกาแล็กซีได้

ในการจำลองทางจักรวาลวิทยา ก๊าซทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์มักจะถูกจำลองเป็นก๊าซอุดมคติที่ไม่มีความหนืดซึ่งเป็นไปตามสมการออยเลอร์ซึ่งสามารถแสดงได้หลักๆ สามวิธี ได้แก่ วิธีลากรางจ์ วิธีออยเลอร์ หรือวิธีลากรางจ์-ออยเลอร์แบบไม่จำกัด วิธีการที่แตกต่างกันจะให้รูปแบบเฉพาะของสมการอุทกพลศาสตร์^{[ 38 ]}เมื่อใช้แนวทางลากรางจ์ในการระบุสนาม จะถือว่าผู้สังเกตการณ์ติดตามอนุภาคของไหลเฉพาะที่มีลักษณะเฉพาะของมันในระหว่างการเคลื่อนที่ผ่านอวกาศและเวลา ในทางตรงกันข้าม แนวทางออยเลอร์จะเน้นที่ตำแหน่งเฉพาะในอวกาศที่ของไหลผ่านเมื่อเวลาผ่านไป

ในการกำหนดรูปร่างของประชากรกาแล็กซี สมการอุทกพลศาสตร์จะต้องได้รับการเสริมด้วยกระบวนการทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ที่หลากหลาย ซึ่งส่วนใหญ่ควบคุมโดยฟิสิกส์ของแบริออน

กระบวนการต่างๆ เช่น การกระตุ้นจากการชน การแตกตัวเป็นไอออน และการกระเจิงแบบคอมป์ตัน ผกผัน สามารถทำให้พลังงานภายในของก๊าซสลายไปได้ ในการจำลอง กระบวนการทำความเย็นจะเกิดขึ้นโดยการเชื่อมโยงฟังก์ชันการทำความเย็นเข้ากับสมการพลังงาน นอกจากการทำความเย็นแบบดั้งเดิมแล้ว ที่อุณหภูมิสูงการทำความเย็นของธาตุหนัก (โลหะ) จะมีบทบาทสำคัญ^{[ 39 ]}เมื่อโครงสร้างละเอียดและการทำความเย็นของโมเลกุลก็จำเป็นต้องนำมาพิจารณาด้วยเพื่อจำลองเฟสเย็นของ ตัวกลาง ระหว่าง ดาว${\displaystyle \ 10^{5}K<T<10^{7}K\,}$${\displaystyle \ T<10^{4}K\,}$

โครงสร้างหลายเฟสที่ซับซ้อน รวมถึงอนุภาคสัมพัทธภาพและสนามแม่เหล็ก ทำให้การจำลองสื่อระหว่างดาวเป็นเรื่องยาก โดยเฉพาะอย่างยิ่ง การสร้างแบบจำลองเฟสเย็นของสื่อระหว่างดาวนั้นก่อให้เกิดความยากลำบากทางเทคนิคเนื่องจากช่วงเวลาสั้นๆ ที่เกี่ยวข้องกับก๊าซหนาแน่น ในการจำลองในช่วงแรก เฟสก๊าซหนาแน่นมักจะไม่ได้ถูกสร้างแบบจำลองโดยตรง แต่ถูกกำหนดลักษณะโดยสมการสถานะโพลีโทรปิกที่มีประสิทธิภาพ^{[ 40 ]}การจำลองล่าสุดใช้การกระจายแบบหลายโหมด^{[ 41 ] [ 42 ]}เพื่ออธิบายการกระจายความหนาแน่นและอุณหภูมิของก๊าซ ซึ่งสร้างแบบจำลองโครงสร้างหลายเฟสโดยตรง อย่างไรก็ตาม จำเป็นต้องพิจารณากระบวนการทางฟิสิกส์ที่ละเอียดมากขึ้นในการจำลองในอนาคต เนื่องจากโครงสร้างของสื่อระหว่างดาวส่งผลโดยตรงต่อการก่อตัวของดาวฤกษ์

เมื่อก๊าซเย็นและหนาแน่นสะสมตัว มันจะเกิดการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงและในที่สุดก็ก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ เพื่อจำลองกระบวนการนี้ ส่วนหนึ่งของก๊าซจะถูกเปลี่ยนเป็นอนุภาคดาวฤกษ์ที่ไม่มีการชนกัน ซึ่งแสดงถึงประชากรดาวฤกษ์ที่มีอายุเท่ากันและมีโลหะชนิดเดียว และอธิบายได้ด้วยฟังก์ชันมวลพื้นฐานเริ่มต้น การสังเกตการณ์ชี้ให้เห็นว่าประสิทธิภาพการก่อตัวของดาวฤกษ์ในก๊าซโมเลกุลนั้นเกือบจะเป็นสากล โดยมีก๊าซประมาณ 1% ที่ถูกเปลี่ยนเป็นดาวฤกษ์ต่อเวลาการตกอย่างอิสระ^{[ 43 ]}ในการจำลอง ก๊าซมักจะถูกเปลี่ยนเป็นอนุภาคดาวฤกษ์โดยใช้แผนการสุ่มตัวอย่างแบบความน่าจะเป็นตามอัตราการก่อตัวของดาวฤกษ์ที่คำนวณได้ การจำลองบางอย่างแสวงหาทางเลือกอื่นนอกเหนือจากแผนการสุ่มตัวอย่างแบบความน่าจะเป็นและมุ่งเป้าไปที่การจับภาพลักษณะการรวมกลุ่มของการก่อตัวของดาวฤกษ์ได้ดีขึ้นโดยการปฏิบัติต่อกระจุกดาวเป็นหน่วยพื้นฐานของการก่อตัวของดาวฤกษ์ วิธีนี้ช่วยให้การเติบโตของอนุภาคดาวฤกษ์เกิดขึ้นได้โดยการสะสมวัสดุจากตัวกลางโดยรอบ^{[ 44 ]}นอกจากนี้ แบบจำลองการก่อตัวของกาแล็กซีสมัยใหม่ยังติดตามวิวัฒนาการของดาวฤกษ์เหล่านี้และมวลที่พวกมันส่งคืนให้กับองค์ประกอบของก๊าซ ซึ่งนำไปสู่การเพิ่มความอุดมสมบูรณ์ของก๊าซด้วยโลหะ^{[ 45 ]}

ดาวฤกษ์มีอิทธิพลต่อก๊าซโดยรอบโดยการปล่อยพลังงานและโมเมนตัม ซึ่งสร้างวงจรป้อนกลับที่ควบคุมกระบวนการก่อตัวของดาวฤกษ์ เพื่อให้การควบคุมการก่อตัวของดาวฤกษ์มีประสิทธิภาพ การป้อนกลับจากดาวฤกษ์ต้องสร้างกระแสไหลออกขนาดใหญ่ระดับกาแล็กซีที่ขับไล่ก๊าซออกจากกาแล็กซี มีการใช้วิธีการต่างๆ เพื่อเชื่อมต่อพลังงานและโมเมนตัม โดยเฉพาะอย่างยิ่งผ่านการระเบิดซูเปอร์โนวา ไปยังก๊าซโดยรอบ วิธีการเหล่านี้แตกต่างกันในวิธีการถ่ายเทพลังงาน ไม่ว่าจะเป็นแบบความร้อนหรือแบบจลน์ อย่างไรก็ตาม ในกรณีแรก ต้องหลีกเลี่ยงการระบายความร้อนของก๊าซด้วยการแผ่รังสีมากเกินไป การระบายความร้อนเป็นสิ่งที่คาดหวังได้ในก๊าซที่มีความหนาแน่นสูงและเย็น แต่ไม่สามารถจำลองได้อย่างน่าเชื่อถือในการจำลองทางจักรวาลวิทยาเนื่องจากความละเอียดต่ำ ซึ่งนำไปสู่การระบายความร้อนของก๊าซที่มากเกินไปและไม่เป็นธรรมชาติ ทำให้พลังงานป้อนกลับจากซูเปอร์โนวาหายไปผ่านการแผ่รังสีและลดประสิทธิภาพลงอย่างมาก ในกรณีหลัง พลังงานจลน์ไม่สามารถแผ่รังสีออกไปได้จนกว่าจะกลายเป็นความร้อน อย่างไรก็ตาม การใช้อนุภาคลมที่แยกออกจากกันทางอุทกพลศาสตร์เพื่อฉีดโมเมนตัมแบบไม่เฉพาะที่เข้าไปในก๊าซรอบบริเวณที่เกิดดาวฤกษ์ที่กำลังก่อตัวอาจยังคงจำเป็นเพื่อให้เกิดการไหลออกของกาแล็กซีขนาดใหญ่^{[ 46 ]}แบบจำลองล่าสุดจำลองการป้อนกลับของดาวฤกษ์อย่างชัดเจน^{[ 47 ]}แบบจำลองเหล่านี้ไม่เพียงแต่รวมการป้อนกลับของซูเปอร์โนวาเท่านั้น แต่ยังพิจารณาช่องทางการป้อนกลับอื่นๆ เช่น การฉีดพลังงานและโมเมนตัมจากลมดาวฤกษ์ การแตกตัวเป็นไอออนด้วยแสง และแรงดันรังสีที่เกิดจากรังสีที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์อายุน้อยและมวลมาก^{[ 48 ]}ในช่วงรุ่งอรุณแห่งจักรวาลการก่อตัวของกาแล็กซีเกิดขึ้นเป็นช่วงสั้นๆ 5 ถึง 30 ล้านปีเนื่องจากการป้อนกลับของดาวฤกษ์^{[ 49 ]}

นอกจากนี้ยังมีการพิจารณาการจำลองหลุมดำมวลมหาศาล โดยการสร้างหลุมดำเหล่านั้นในฮาโลสสารมืดด้วยวิธีการเชิงตัวเลข เนื่องจากมีการสังเกตการณ์หลุมดำเหล่านี้ในกาแล็กซีหลายแห่ง^{[ 50 ]}และผลกระทบของมวลที่มีต่อการกระจายความหนาแน่นของมวล อัตราการสะสมมวลของหลุมดำเหล่านี้มักจะจำลองโดยใช้แบบจำลอง Bondi-Hoyle

นิวเคลียสกาแล็กซีที่ใช้งานอยู่ (AGN) มีผลกระทบต่อปรากฏการณ์การสังเกตการณ์ของหลุมดำมวลมหาศาล และยังมีบทบาทในการควบคุมการเติบโตของหลุมดำและการก่อตัวของดาวฤกษ์ ในการจำลอง ฟีดแบ็กของ AGN มักถูกจำแนกออกเป็นสองโหมด ได้แก่ โหมดควาซาร์และโหมดวิทยุ ฟีดแบ็กโหมดควาซาร์เชื่อมโยงกับโหมดการเติบโตของหลุมดำที่มีประสิทธิภาพในการแผ่รังสี และมักถูกรวมเข้าไว้ด้วยการฉีดพลังงานหรือโมเมนตัม^{[ 51 ]}เชื่อกันว่าการควบคุมการก่อตัวของดาวฤกษ์ในกาแล็กซีขนาดใหญ่ได้รับอิทธิพลอย่างมากจากฟีดแบ็กโหมดวิทยุ ซึ่งเกิดขึ้นเนื่องจากการมีอยู่ของเจ็ตอนุภาคสัมพัทธภาพที่มีการรวมตัวกันสูง เจ็ตเหล่านี้มักเชื่อมโยงกับฟองรังสีเอกซ์ที่มีพลังงานเพียงพอที่จะชดเชยการสูญเสียจากการเย็นตัว^{[ 52 ]}

แนวทาง แม่เหล็กไฟฟ้าพลศาสตร์ในอุดมคติถูกนำมาใช้กันทั่วไปในการจำลองจักรวาลวิทยา เนื่องจากเป็นการประมาณค่าที่ดีสำหรับสนามแม่เหล็กในจักรวาลวิทยา ผลกระทบของสนามแม่เหล็กต่อพลศาสตร์ของก๊าซโดยทั่วไปถือว่าน้อยมากในระดับจักรวาลวิทยาขนาดใหญ่ อย่างไรก็ตาม สนามแม่เหล็กเป็นองค์ประกอบที่สำคัญของตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ เนื่องจากสนามแม่เหล็กช่วยพยุงความดันต้านแรงโน้มถ่วง^{[ 53 ]}และส่งผลต่อการแพร่กระจายของรังสีคอสมิก^{[ 54 ]}

รังสีคอสมิกมีบทบาทสำคัญในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์โดยมีส่วนทำให้เกิดความดัน^{[ 55 ]}ทำหน้าที่เป็นช่องทางการให้ความร้อนที่สำคัญ^{[ 56 ]}และอาจขับเคลื่อนการไหลออกของก๊าซกาแล็กซี^{[ 57 ]}การแพร่กระจายของรังสีคอสมิกได้รับผลกระทบอย่างมากจากสนามแม่เหล็ก ดังนั้นในการจำลอง สมการที่อธิบายพลังงานและฟลักซ์ของรังสีคอสมิกจึงเชื่อมโยงกับสมการแม่เหล็กไฟฟ้า^{[ 58 ]}

การจำลองพลศาสตร์ของรังสีเป็นวิธีการคำนวณที่ใช้ในการศึกษาปฏิสัมพันธ์ของรังสีกับสสาร ในบริบททางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ พลศาสตร์ของรังสีถูกนำมาใช้เพื่อศึกษาช่วงยุคการแตกตัวเป็นไอออนใหม่เมื่อเอกภพมีค่าการเลื่อนไปทางแดงสูง มีวิธีการเชิงตัวเลขหลายวิธีที่ใช้ในการจำลองพลศาสตร์ของรังสี ได้แก่ วิธีการติดตามรังสี วิธีการมอนเตคาร์โลและวิธีการอิงตามโมเมนต์ วิธีการติดตามรังสีเกี่ยวข้องกับการติดตามเส้นทางของโฟตอนแต่ละตัวผ่านการจำลองและคำนวณปฏิสัมพันธ์ของพวกมันกับสสารในแต่ละขั้นตอน วิธีนี้ใช้ทรัพยากรการคำนวณสูง แต่สามารถให้ผลลัพธ์ที่แม่นยำมาก

• 
  NGC 3610แสดงโครงสร้างบางอย่างในรูปแบบของจานสว่าง ซึ่งบ่งชี้ว่ามันเพิ่งก่อตัวขึ้นเมื่อไม่นานมานี้^{[ 59 ]}
• 
  NGC 891เป็นกาแล็กซีจานบางมาก
• 
  ภาพของเมสซิเยร์ 101 กาแล็กซีเกลียวต้นแบบที่มองเห็นจากด้านหน้า
• 
  กาแล็กซีเกลียวESO 510-G13เกิดการบิดเบี้ยวเนื่องจากการชนกับกาแล็กซีอื่น หลังจากที่กาแล็กซีอีกดวงถูกดูดกลืนเข้าไปจนหมดแล้ว การบิดเบี้ยวก็จะหายไป กระบวนการนี้โดยทั่วไปใช้เวลาหลายล้านปีหรืออาจถึงหลายพันล้านปี
• วิดีโอแสดงการก่อตัวของกาแล็กซีในการจำลองทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ IllustrisTNG ^{[ 60 ]}

• Mo, Houjun; van den Bosch, Frank; White, Simon (มิถุนายน 2010), การก่อตัวและวิวัฒนาการของกาแล็กซี (ฉบับที่ 1), สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ , ISBN 978-0521857932

• แกลเลอรีภาพกาแล็กซีของ NOAOเก็บถาวรเมื่อวันที่ 2 สิงหาคม 2545 ที่Wayback Machine
  • ภาพของกาแล็กซีแอนโดรเมดา (M31)เก็บถาวรเมื่อวันที่ 21 ตุลาคม 2545 ที่Wayback Machine
• เครื่องคำนวณวิวัฒนาการแบบพาสซีฟด้วย JavaScriptสำหรับกาแล็กซีประเภทต้น (วงรี)
• วิดีโอเกี่ยวกับการวิวัฒนาการของกาแล็กซี โดย ดร. พี นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ชาวแคนาดา