Sự thành tạo và quá trình phát triển thiên hà

Phương thức thành tạo thiên hà là một câu hỏi mở lớn trong thiên văn học. Các lý thuyết có thể được chia thành hai nhóm chính: từ trên xuống dưới và từ dưới lên trên. Các lý thuyết từ trên xuống dưới như mô hình Eggen–Lynden-Bell–Sandage (ELS), các tiền thiên hà hình thành trong một vụ sụp đổ đồng thời ở mức độ lớn kéo dài khoảng một trong triệu năm. Các lý thuyết từ dưới lên như mô hình Searle-Zinn (SZ), các đảo hình cầu hình thành trước, và sau đó một số vật thể như vậy sẽ bồi tụ để hình thành một thiên hà lớn hơn. Các lý thuyết hiện đại phải được sửa đổi để tính đến sự hiện diện có thể của những quầng vật chất tối lớn. Một phác thảo mô hình thành tạo thiên hà như sau.

Một thời gian ngắn sau khi tái tổ hợp, vật chất baryon bắt đầu cô đặc xung quanh các quầng vật chất tối lạnh. Các ngôi sao quầng tốc độ cao không kim loại (được gọi là Sao Population III) là những vật thể đầu tiên phát triển xung quanh một tiền thiên hà khi nó bắt đầu cô đặc lại. Các ngôi sao vĩ đại nhanh chóng trở thành siêu sao mới, nhả ra các nguyên tố nặng vào không gian liên sao. Trong vài tỷ năm sau đó, các cụm hình cầu, hố đen siêu lớn ở trung tâm và chỗ phồng thiên hà của các sao Population II không kim loại bắt đầu hình thành. Trong vòng hai tỷ năm, các vật liệu còn lại rơi vào một đĩa tiền thiên hà. Thiên hà sẽ tiếp tục thu hút các vật liệu rơi vào từ các đám mây tốc độ cao và các thiên hà lùn trong suốt quãng đời của nó; vòng sinh sản và chết đi của các ngôi sao sẽ làm vật liệu nặng trở nên phong phú, cuối cùng cho phép sự thành tạo các hành tinh.

Có lẽ chúng ta vẫn chưa tìm thấy thiên hà già nhất, IOK-1, được Masanori Iye thuộc Đài quan sát Thiên văn Quốc gia Nhật Bản sử dụng Kính viễn vọng Subaru tại Hawaii quan sát thấy tháng 9 năm 2006. Nó phát ra bức xạ Lyman alpha có mức độ chuyển dịch về phía đỏ 6.96, nghĩa là nó đã có mười ba tỷ năm tuổi. Trong khi một số nhà khoa học khác tuyên bố các vật thể khác (như Abell 1835 IR1916) thậm chí có thể còn già hơn, tuổi và thành phần của IOK-1 được xác định với độ chính xác cao hơn.

Sự tồn tại của những tiền thiên hà già như vậy cho thấy chúng có thể đã từng phát triển trong cái gọi là "Thời Đen tối" (trước các thế hệ sao đầu tiên) từ không gian không quy luật và không đẳng hướng của thời kỳ tái tổ hợp, khoảng ba trăm ngàn năm sau Big Bang. Những sự không quy luật như vậy đã được quan sát thấy bởi Kính thiên văn Vi sóng Không đẳng hướng Wilkinson (WMAP) năm 2003.

Những bằng chứng thêm nữa về mô hình hình thành thiên hà như vậy có được khi nghiên cứu các ngôi sao Population III già. Ngôi sao khổng lồ, HE0107-5240, được các nhà nghiên cứu thuộc trường Đại học Hamburg phát hiện năm 2002, được cho là ngôi sao già nhất từng được phát hiện trong Ngân hà, bởi không giống các ngôi sao trẻ, rõ ràng nó không chưa kim loại. Kể từ đó, một số ngôi sao rất già khác (như HE 1327) cũng đã được phát hiện.

Những nghiên cứu cho thấy Ngân hà đang di chuyển về phía Thiên hà Andromeda ở cạnh với tốc độ 130 km/s, và tùy theo sự di chuyển của cả hai phía, hai thiên hà có thể sẽ va chạm vào nhau trong khoảng năm hay sáu tỷ năm nữa. Những vụ va chạm thiên hà như vậy xảy ra khá thường xuyên. Với khoảng cách xa xôi giữa các ngôi sao như đã biết, đa phần các hệ sao vẫn tồn tại an toàn sau những vụ va chạm như vậy. Tuy nhiên sự tước đoạt hấp dẫn của khí liên sao và bụi vốn tạo nên những cánh tay xoắn sẽ tạo ra một dải dài các ngôi sao, tương tự như điều quan sát thấy ở thiên hà NGC 250 hay Thiên hà Antennae.

Dù Ngân hà chưa từng va chạm với một thiên hà khác có kích cỡ tương tự với Thiên hà Andromeda, bằng chứng về những vụ va chạm trong quá khứ của Ngân hà với các thiên hà lùn nhỏ hơn ngày càng có nhiều hơn.

Các thiên hà xoắn ốc, như Ngân hà, chỉ tạo ra các thế hệ sao mới khi chúng còn sở hữu các đám mây phân tử hydro liên sao đặc trong những cánh tay xoắn của chúng. Các thiên hà elíp đã mất phần lớn khí này và mất khả năng tạo sao. Tuy nhiên, việc cung cấp nguyên liệu thành tạo sao cũng có giới hạn; khi các ngôi sao biến khí hydro thành các nguyên tố nặng hơn, sẽ ít có sao mới được thành lập hơn.[cần dẫn nguồn]

Sau sự kết thúc của quá trình thành tạo sao trong một trăm tỷ năm, "thời đại sao" sẽ kết thúc sau khoảng mười nghìn tỷ tới một trăm nghìn tỷ năm (1013–1014 năm), khi những ngôi sao nhỏ nhất và có tuổi lớn nhất trong thể cầu dạng sao của chúng ta, những ngôi sao lùn đỏ bắt đầu mờ đi. Cuối thời đại sao các thiên hà sẽ gồm các vật thể nén: các sao lùn nâu, các hố đen lùn, các ngôi sao lùn trắng lạnh lẽo, các sao neutron, và các hố đen. Cuối cùng, như một kết quả của sự giãn hấp dẫn, toàn bộ các ngôi sao hoặc sẽ rơi vào hố đen siêu lớn ở trung tâm các thiên hà, hoặc lao vào trong không gian liên thiên hà sâu thẳm sau các quá trình va chạm.