Un model tradițional de evoluție a galaxiilor arată că începeți cu galaxii în spirală - care ar putea crește ca mărime prin digerarea galaxiilor pitice mai mici - dar, altfel, își păstrează forma spirală relativ nedisturbată. Abia atunci când aceste galaxii se ciocnesc cu o altă dimensiune similară, primiți mai întâi o formă neregulată de „tren-epava”, care în cele din urmă se instalează într-o formă eliptică fără caracter - plină de stele urmând căi orbitale aleatorii, mai degrabă decât să vă deplasați în același plan orbitar îngust. pe care o vedem în discul galactic aplatizat al unei galaxii spiralate.
Conceptul de evoluție a galaxiei seculare contestă această noțiune - unde „secular” înseamnă separat sau izolat. Teoriile evoluției seculare propun ca galaxiile să evolueze în mod natural de-a lungul secvenței Hubble (de la spirală la eliptică), fără fuziune sau coliziuni care conduc în mod necesar modificări ale formei lor.
Deși este clar că galaxiile se ciocnesc - și apoi generează multe forme de galaxie neregulate pe care le putem observa - este de conceput că forma unei galaxii spiralate izolate ar putea evolua spre o galaxie eliptică cu formă amorfă, mai amorfă, dacă ar avea un mecanism de transfer al momentului unghiular spre exterior. .
Forma de disc aplatizată a galaxiei spirală standard rezultă din spin - probabil dobândită în timpul formării sale inițiale. Învârtirea va determina în mod natural o masă agregată să adopte o formă de disc - la fel cum aluatul de pizza înfipt în aer va forma un disc. Conservarea momentului unghiular necesită ca forma discului să fie susținută la nesfârșit, cu excepția cazului în care galaxia își poate pierde cumva spinarea. Acest lucru se poate întâmpla printr-o coliziune - sau altfel, prin transferul de masă și, prin urmare, un moment unghiular, spre exterior. Acest lucru este analog cu patinatorii care se învârtesc care își aruncă brațele spre exterior pentru a-și încetini rotirea.
Undele de densitate pot fi semnificative aici. Brațele spirale vizibile în mod obișnuit pe discurile galactice nu sunt structuri statice, ci mai degrabă unde de densitate care provoacă o grupare temporară de stele orbitante. Aceste unde de densitate pot fi rezultatul rezonanțelor orbitale generate între stelele individuale ale discului.
S-a sugerat că o undă de densitate reprezintă un șoc fără coliziune, care are un efect de amortizare asupra rotirii discului. Cu toate acestea, întrucât discul se frânează doar pe el însuși, momentul unghiular trebuie să fie păstrat în acest sistem izolat.
Un disc galactic are o rază de corotație - un punct în care stelele se rotește cu aceeași viteză orbitală cu unda de densitate (adică un braț spiral perceput). În această rază, stelele se mișcă mai repede decât unda de densitate - în timp ce în afara razei, stelele se mișcă mai lent decât unda de densitate.
Aceasta poate reprezenta forma în spirală a undei de densitate - precum și oferirea unui mecanism pentru transferul extern al momentului unghiular. În raza de corotație, stelele renunță la unghi unghiular la unda de densitate pe măsură ce împing prin ea - și prin urmare împing valul înainte. În afara razei de corotație, unda de densitate se trage printr-un câmp de stele în mișcare mai lente - renunțându-le la un moment unghiular în timp ce face acest lucru.
Rezultatul este că stelele exterioare sunt aruncate mai departe spre regiunile în care ar putea adopta orbite mai aleatorii - mai degrabă decât să fie obligate să se conformeze planului orbital mediu al galaxiei. În acest fel, o galaxie spirală care se învârte rapid, strâns legată, ar putea evolua treptat spre o formă eliptică mai amorfă.
Citire ulterioară: Zhang și Buta. Transformarea morfologică indusă de valuri de densitate a galaxiilor de-a lungul secvenței Hubble.
