Pembentukan dan evolusi galaksi

Dalam kosmologi, kajian pembentukan dan evolusi galaksi () tertumpu kepada proses-proses yang membentuk alam semesta yang heterogen daripada asal-usul yang homogen, pembentukan galaksi pertama, cara galaksi berubah sepanjang masa, serta proses yang telah menghasilkan pelbagai struktur yang diperhatikan dalam galaksi-galaksi berdekatan. Pembentukan galaksi dipercayai berlaku daripada teori pembentukan struktur, yang berpunca daripada turun naik kuantum kecil selepas Letupan Besar. Model yang paling mudah dan secara umum selaras dengan fenomena yang diperhatikan adalah model Lambda-CDM, iaitu pengelompokan dan penggabungan membolehkan galaksi mengumpul jisim, yang menentukan bentuk dan strukturnya. Simulasi hidrodinamik, yang mensimulasikan kedua-dua barion dan jirim gelap, digunakan secara meluas untuk mengkaji pembentukan dan evolusi galaksi.

 Sifat galaksi yang biasa diperhatikan 
kiri|thumb| Gambar rajah garpu tala Hubble bagi morfologi galaksi
Memandangkan ketidakmampuan untuk menjalankan eksperimen di angkasa lepas, satu-satunya cara untuk "mengujikan" teori dan model evolusi galaksi adalah dengan membandingkannya dengan pemerhatian. Penjelasan tentang bagaimana galaksi terbentuk dan berkembang harus mampu meramalkan sifat-sifat dan jenis galaksi yang diperhatikan.

Edwin Hubble mencipta skema klasifikasi galaksi awal, yang kini dikenali sebagai diagram garpu tala Hubble. Skema ini membahagikan galaksi kepada jenis elips, pilin biasa, pilin berpalang  (seperti Bima Sakti), dan galaksi tidak nalar. Jenis-jenis galaksi ini menunjukkan sifat-sifat berikut yang dapat dijelaskan oleh teori-teori evolusi galaksi semasa:

 Banyak sifat galaksi (termasuk rajah warna-magnitud galaksi) menunjukkan bahawa terdapat dua jenis asas galaksi. Kumpulan ini terbahagi kepada galaksi pembentuk bintang berwarna biru yang lebih mirip dengan jenis pilin, dan galaksi bukan pembentuk bintang berwarna merah yang lebih mirip dengan galaksi elips.
 Galaksi pilin agak nipis, padat, dan berputar dengan pantas, sementara bintang-bintang dalam galaksi elips mempunyai orbit yang tersusun secara rawak.
 Sebahagian besar galaksi gergasi mengandungi lubang hitam supermasif di pusatnya, dengan jisim yang berkisar antara juta hingga bilion kali ganda jisim Matahari. Jisim lubang hitam ini berkaitan dengan jisim bonjolan atau galaksi sferoid induknya. 
 Kelogaman mempunyai korelasi positif dengan magnitud mutlak (kecerahan) galaksi.

Para ahli astronomi kini percaya bahawa galaksi cakera kemungkinan besar terbentuk terlebih dahulu, kemudian berkembang menjadi galaksi elips melalui penggabungan galaksi.

Model semasa juga meramalkan bahawa sebahagian besar jisim dalam galaksi terdiri daripada jirim gelap, suatu bahan yang tidak boleh diperhatikan secara langsung, dan mungkin tidak berinteraksi melalui sebarang cara kecuali graviti. Pemerhatian ini timbul kerana galaksi tidak mungkin terbentuk seperti yang dilihat, atau berputar seperti yang dilihat, kecuali jika mereka mengandungi lebih banyak jisim daripada yang boleh diperhatikan secara langsung.

 Pembentukan galaksi cakera 
Peringkat awal dalam evolusi galaksi adalah pembentukannya. Apabila sebuah galaksi terbentuk, ia mempunyai bentuk cakera dan dikenali sebagai galaksi pilin kerana struktur "lengan" seperti pilin yang terletak pada cakera tersebut. Terdapat pelbagai teori tentang bagaimana pengagihan bintang-bintang yang berbentuk cakera ini berkembang daripada awan bahan: namun, pada masa ini, tiada satu pun teori ini yang dapat meramalkan keputusan pemerhatian dengan tepat.

 Teori atas ke bawah 
Pada tahun 1962, Olin J. Eggen, Donald Lynden-Bell, dan Allan Sandage mencadangkan sebuah teori yang menyatakan bahawa galaksi cakera terbentuk melalui proses kejatuhan monolitik sebuah awan gas besar. Pengagihan jirim dalam alam semesta awal berada dalam bentuk kelompok-kelompok yang kebanyakannya terdiri daripada jirim gelap. Kelompok-kelompok ini berinteraksi secara graviti, menghasilkan tork pasang surut antara satu sama lain yang bertindak untuk memberikan mereka momentum sudut. Apabila jirim barion menyejuk, ia membebaskan sebahagian tenaga dan mengecut menuju pusat. Dengan momentum sudut yang dipelihara, jirim di sekitar pusat mempercepatkan putarannya. Kemudian, seperti bebola adunan piza yang berputar, bahan tersebut membentuk sebuah cakera yang padat. Setelah cakera menyejuk, gas tersebut menjadi tidak stabil secara graviti, jadi ia tidak boleh kekal sebagai awan homogen tunggal. Ia terpecah, dan awan gas yang lebih kecil ini membentuk bintang. Memandangkan jirim gelap tidak menyerap tenaga kerana hanya berinteraksi secara graviti, ia kekal tersebar di luar cakera dalam struktur yang dikenali sebagai halo gelap. Pemerhatian menunjukkan terdapat bintang-bintang yang terletak di luar cakera, yang tidak begitu sesuai dengan model "adunan piza". Ia pertama kali dicadangkan oleh Leonard Searle dan Robert Zinn bahawa galaksi terbentuk melalui penyatuan leluhur-leluhur yang lebih kecil. Dikenali sebagai senario pembentukan dari atas ke bawah, teori ini agak mudah tetapi kini tidak lagi diterima secara meluas.

 Teori bawah ke atas 
Teori-teori yang lebih terkini termasuk pengelompokan halo jirim gelap dalam proses dari bawah ke atas (atau kecil ke besar). Daripada awan gas besar yang meruntuh untuk membentuk galaksi, di mana gas terpecah menjadi awan-awan yang lebih kecil, ia dicadangkan bahawa jirim bermula dalam kelompok-kelompok "lebih kecil" ini (dengan jisim yang setara dengan kelompok globul), dan kemudian banyak kelompok ini bergabung untuk membentuk galaksi, yang kemudiannya ditarik oleh graviti untuk membentuk gugusan galaksi. Ini masih menghasilkan pengagihan jirim barion berbentuk cakera dengan jirim gelap membentuk halo dengan sebab-sebab yang sama seperti dalam teori dari atas ke bawah. Model-model yang menggunakan proses ini meramalkan lebih banyak galaksi kecil berbanding yang besar, yang sepadan dengan pemerhatian.

Para ahli astronomi pada masa ini tidak mengetahui dengan pasti apa yang menghentikan pengecutan ini. Sebenarnya, teori-teori pembentukan galaksi cakera tidak berjaya menghasilkan kelajuan putaran dan saiz galaksi cakera yang sebenar. Ada yang mencadangkan bahawa radiasi dari bintang-bintang yang baru terbentuk dengan terang, atau dari nukleus galaksi aktif, boleh memperlahankan pengecutan cakera yang sedang terbentuk. Ada juga yang mencadangkan bahawa halo jirim gelap boleh menarik galaksi tersebut, dengan itu menghentikan pengecutan cakera.

Model Lambda-CDM adalah model kosmologi yang menerangkan pembentukan alam semesta selepas Letupan Besar. Ia model yang agak ringkas yang meramalkan banyak sifat yang diperhatikan dalam alam semesta, termasuk frekuensi relatif jenis-jenis galaksi yang berbeza; namun, ia meremehkan bilangan galaksi cakera nipis dalam alam semesta. Sebabnya adalah model-model pembentukan galaksi ini meramalkan bilangan gabungan yang besar. Jika galaksi cakera bergabung dengan galaksi lain yang mempunyai jisim yang setara (sekurang-kurangnya 15 peratus daripada jisimnya), gabungan ini kemungkinan akan memusnahkan, atau sekurang-kurangnya mengganggu dengan teruk cakera tersebut, dan galaksi yang terhasil dijangka bukan lagi galaksi cakera (lihat bahagian seterusnya). Walaupun ini kekal sebagai masalah yang belum dapat diselesaikan oleh ahli astronomi, ia tidak semestinya bermakna bahawa model Lambda-CDM adalah sepenuhnya salah, tetapi sebaliknya, ia memerlukan penyempurnaan lanjut untuk meniru dengan tepat populasi galaksi dalam alam semesta.

 Penggabungan galaksi dan pembentukan galaksi elips 
kanan|thumb|200x200px| Imej artis tentang ribut api kelahiran bintang jauh di dalam teras galaksi elips muda yang semakin meningkat
kiri|thumb|200x200px| NGC 4676 (Galaksi Tikus) ialah contoh penggabungan sekarang.
kiri|thumb|200x200px| Galaksi Antennae ialah sepasang galaksi yang bertembung – simpulan biru yang terang ialah bintang muda yang baru-baru ini dinyalakan akibat penggabungan.
kanan|thumb|214x214px| ESO 325-G004, galaksi elips tipikal
Galaksi elips (terutamanya galaksi elips supergergasi, seperti ESO 306-17) adalah antara galaksi terbesar yang diketahui setakat ini. Bintang-bintang dalam galaksi-galaksi ini mempunyai orbit yang tersusun secara rawak dalam galaksi tersebut (iaitu, bintang-bintang ini tidak berputar seperti dalam galaksi cakera). Ciri yang membezakan galaksi elips adalah bahawa kelajuan bintang tidak semestinya menyumbang kepada pemipihan galaksi, seperti yang berlaku dalam galaksi pilin. Galaksi elips mempunyai lubang hitam supermasif di pusatnya, dan jisim lubang hitam ini berkorelasi dengan jisim galaksi itu sendiri.

Galaksi elips melalui dua peringkat utama dalam evolusinya. Peringkat pertama adalah disebabkan oleh pertumbuhan lubang hitam supermasif yang terjadi dengan penyerapan gas yang menyejuk. Peringkat kedua ditandai dengan kestabilan lubang hitam melalui penindasan penyejukan gas, yang meninggalkan galaksi elips dalam keadaan yang stabil. Jisim lubang hitam juga berkorelasi dengan sifat yang dipanggil sigma, yang merujuk kepada sebaran kelajuan bintang-bintang dalam orbitnya. Hubungan ini, yang dikenali sebagai hubungan M-sigma, ditemui pada tahun 2000. Galaksi elips kebanyakannya tidak mempunyai cakera, walaupun beberapa bonjolan dalam galaksi cakera menyerupai galaksi elips. Galaksi elips lebih cenderung ditemui di kawasan yang sesak dalam alam semesta (seperti gugusan galaksi).

Ahli astronomi kini menganggap galaksi elips sebagai antara sistem yang paling berkembang dalam alam semesta. Ia diterima secara meluas bahawa kuasa utama yang mendorong evolusi galaksi elips adalah penggabungan galaksi-galaksi yang lebih kecil. Banyak galaksi dalam alam semesta terikat secara graviti dengan galaksi lain, yang bermaksud mereka tidak akan pernah melarikan diri dari tarikan graviti bersama. Jika galaksi yang bertembung mempunyai saiz yang serupa, galaksi yang terhasil akan kelihatan tidak sama dengan kedua-dua leluhur, tetapi akan menjadi galaksi elips. Terdapat banyak jenis gabungan galaksi, yang tidak semestinya menghasilkan galaksi elips, tetapi menghasilkan perubahan struktur. Sebagai contoh, satu peristiwa gabungan kecil dipercayai sedang berlaku antara Bima Sakti dan Awan Magellan.

Penggabungan antara galaksi-galaksi besar seperti ini dianggap ganas, dan interaksi geseran antara gas dalam kedua-dua galaksi boleh menyebabkan gelombang kejutan graviti, yang mampu membentuk bintang baru dalam galaksi elips yang terhasil. Dengan menyusun beberapa imej perlanggaran galaksi yang berbeza, seseorang dapat memerhatikan garis masa dua galaksi spiral yang bergabung menjadi satu galaksi elips.

Dalam Kumpulan Tempatan, Bima Sakti dan Galaksi Andromeda terikat secara graviti, dan kini sedang bergerak mendekati satu sama lain pada kelajuan tinggi. Simulasi menunjukkan bahawa Bima Sakti dan Andromeda berada dalam laluan perlanggaran, dan dijangka akan bertembung dalam kurang daripada lima bilion tahun. Semasa perlanggaran ini, dijangka bahawa Matahari dan seluruh Sistem Suria akan terkeluar dari laluan semasa mengelilingi Bima Sakti. Sisa yang terhasil mungkin akan menjadi sebuah galaksi elips gergasi.

 Pemadaman galaksi 
Salah satu pemerhatian yang perlu dijelaskan oleh teori pembentukan galaksi yang berjaya adalah kewujudan dua populasi galaksi yang berbeza pada rajah warna-magnitud galaksi. Kebanyakan galaksi cenderung untuk berada pada dua lokasi berbeza dalam diagram ini: "jujukan merah" dan "awan biru". Galaksi jujukan merah biasanya adalah galaksi elips yang tidak membentuk bintang dengan sedikit gas dan debu, manakala galaksi awan biru cenderung menjadi galaksi spiral yang membentuk bintang dan mengandungi banyak debu.

Seperti yang diterangkan dalam bahagian-bahagian sebelumnya, galaksi cenderung berkembang daripada struktur pilin kepada struktur elips melalui gabungan. Walau bagaimanapun, kadar semasa gabungan galaksi tidak dapat menjelaskan bagaimana semua galaksi bergerak dari "awan biru" ke "jujukan merah". Ia juga tidak menjelaskan bagaimana pembentukan bintang berhenti dalam galaksi. Oleh itu, teori-teori evolusi galaksi mesti mampu menjelaskan bagaimana pembentukan bintang berhenti dalam galaksi. Fenomena ini dipanggil "pemadaman" galaksi.

Bintang terbentuk daripada gas sejuk (rujuk juga kepada hukum Kennicutt–Schmidt), jadi sebuah galaksi dianggap telah "terpadam" apabila ia tidak lagi mempunyai gas sejuk. Walau bagaimanapun, dipercayai bahawa proses pemadaman berlaku dengan agak cepat (dalam tempoh 1 bilion tahun), yang jauh lebih pendek daripada masa yang diperlukan untuk galaksi menghabiskan simpanan gas sejuknya. Model evolusi galaksi menerangkan hal ini dengan merumuskan mekanisme fizikal lain yang menghapuskan atau menghentikan bekalan gas sejuk dalam galaksi. Mekanisme ini boleh diklasifikasikan secara umum kepada dua kategori: (1) mekanisme maklum balas pencegahan yang menghalang gas sejuk daripada memasuki galaksi atau menghentikan pembentukannya menjadi bintang, dan (2) mekanisme suap balik pengusiran yang mengeluarkan gas supaya ia tidak boleh membentuk bintang.

Salah satu mekanisme pencegahan yang dicadangkan dikenali sebagai “pengekangan” yang menghalang gas sejuk daripada memasuki galaksi. Pengekangan mungkin merupakan mekanisme utama yang menyebabkan penghentian pembentukan bintang dalam galaksi kecil berdekatan. Penjelasan fizikal sebenar bagi pengekangan masih belum diketahui, tetapi ia mungkin berkaitan dengan interaksi sesebuah galaksi dengan galaksi lain. Apabila sebuah galaksi jatuh ke dalam kelompok galaksi, interaksi graviti dengan galaksi lain boleh menyekatnya dengan menghalangnya daripada mengakru lebih banyak gas. Bagi galaksi yang mempunyai halo jirim gelap yang besar, mekanisme pencegahan lain yang dikenali sebagai “pemanasan kejutan virial” juga mungkin menghalang gas daripada menjadi cukup sejuk untuk membentuk bintang.

Proses pengusiran, yang mengeluarkan gas sejuk dari galaksi, mungkin dapat menjelaskan bagaimana galaksi yang lebih besar mengalami proses pemadaman. Salah satu mekanisme pengusiran disebabkan oleh lubang hitam supermasif yang terdapat di pusat galaksi. Simulasi menunjukkan bahawa gas yang menokok ke dalam lubang hitam supermasif di pusat galaksi menghasilkan jet tenaga tinggi; tenaga yang dilepaskan ini boleh mengusir cukup banyak gas sejuk untuk menghentikan pembentukan bintang.

Galaksi kita, Bima Sakti, dan Galaksi Andromeda yang berdekatan kini kelihatan sedang mengalami peralihan pemadaman iaitu daripada galaksi biru yang membentuk bintang kepada galaksi merah yang pasif.

 Simulasi Hidrodinamik 
Tenaga gelap dan jirim gelap menyumbang sebahagian besar tenaga Alam Semesta, jadi adalah sah untuk mengabaikan barion apabila mensimulasikan pembentukan struktur berskala besar (menggunakan kaedah seperti simulasi jasad N). Walau bagaimanapun, oleh kerana komponen galaksi yang boleh dilihat terdiri daripada barion, adalah penting untuk memasukkan baryon dalam simulasi untuk mengkaji struktur terperinci galaksi. Pada mulanya, komponen barion kebanyakannya terdiri daripada gas hidrogen dan helium, yang kemudiannya berubah menjadi bintang semasa pembentukan struktur. Daripada pemerhatian, model yang digunakan dalam simulasi boleh diuji dan pemahaman tentang peringkat pembentukan galaksi yang berbeza boleh dipertingkatkan.

 Persamaan Euler 
Dalam simulasi kosmologi, gas astrofizikal biasanya dimodelkan sebagai gas ideal tanpa kelikatan yang mengikuti persamaan Euler, yang boleh dinyatakan dalam tiga cara berbeza: kaedah Lagrangian, Eulerian, atau kaedah Lagrange-Eulerian arbitrari. Kaedah yang berbeza menghasilkan bentuk tertentu bagi persamaan hidrodinamik. Apabila menggunakan pendekatan Lagrangian untuk menentukan medan, ia dianggapkan bahawa pemerhati menjejak satu paket bendalir tertentu dengan ciri-cirinya yang unik semasa pergerakannya melalui ruang dan masa. Sebaliknya, pendekatan Eulerian menekankan lokasi-lokasi tertentu dalam ruang yang dilalui oleh bendalir seiring dengan peralihan masa.

 Fizik Barion 
Untuk membentuk populasi galaksi, persamaan hidrodinamik mesti ditambah dengan pelbagai proses astrofizik yang dikawal terutamanya oleh fizik barion.

 Penyejukan gas 
Proses, seperti pengujaan perlanggaran, pengionan, dan serakan Compton songsang, boleh menyebabkan tenaga dalaman gas terlesap. Dalam simulasi, proses penyejukan direalisasikan dengan menggabungkan fungsi penyejukan kepada persamaan tenaga. Selain penyejukan primordial, pada suhu tinggi, , unsur berat (logam) penyejukan mendominasi. Apabila , struktur halus dan penyejukan molekul juga perlu dipertimbangkan untuk mensimulasikan fasa sejuk medium antara bintang.

 Medium antara bintang 
Struktur pelbagai fasa yang kompleks, termasuk zarah relativistik dan medan magnet, menjadikan simulasi medium antara bintang sukar dilakukan. Secara khusus, pemodelan fasa sejuk dalam medium antara bintang menghadapi kesukaran teknikal disebabkan oleh skala masa yang singkat yang dikaitkan dengan gas padat. Dalam simulasi awal, fasa gas padat sering kali tidak dimodelkan secara langsung tetapi lebih kepada dicirikan oleh persamaan keadaan politropik berkesan. Simulasi yang lebih terkini menggunakan taburan berbilang mod untuk menggambarkan agihan ketumpatan gas dan suhu, yang secara langsung memodelkan struktur pelbagai fasa. Namun, proses fizikal yang lebih terperinci perlu dipertimbangkan dalam simulasi masa depan, kerana struktur medium antara bintang secara langsung mempengaruhi pembentukan bintang.

 Pembentukan bintang 
Seiring dengan pengumpulan gas sejuk dan padat, ia mengalami keruntuhan graviti dan akhirnya membentuk bintang. Untuk mensimulasikan proses ini, sebahagian daripada gas ditukar menjadi zarah bintang tanpa perlanggaran, yang mewakili populasi bintang sebaya kelogaman tunggal serta digambarkan oleh fungsi jisim asas yang awal. Pemerhatian menunjukkan bahawa kecekapan pembentukan bintang dalam gas molekul hampir sejagat, dengan sekitar 1% daripada gas ditukarkan menjadi bintang setiap masa jatuh bebas. Dalam simulasi, gas biasanya ditukarkan menjadi zarah bintang menggunakan skim pensampelan berkemungkinan berdasarkan kadar pembentukan bintang yang dikira. Beberapa simulasi mencari alternatif kepada skim pensampelan berkemungkinan ini dan bertujuan untuk menangkap dengan lebih baik sifat berkelompok pembentukan bintang dengan menganggap kelompok bintang sebagai unit asas pembentukan bintang. Pendekatan ini membenarkan pertumbuhan zarah bintang dengan menokok bahan dari medium sekitarnya. Selain itu, model moden pembentukan galaksi menjejak evolusi bintang-bintang ini dan jisim yang mereka kembalikan kepada komponen gas, yang membawa kepada pengayaan gas dengan logam.

 Suap balas najam 
Bintang mempunyai pengaruh terhadap gas sekitarnya dengan menyuntik tenaga dan momentum. Ini mencipta gelung suap balik yang mengawal proses pembentukan bintang. Untuk mengawal pembentukan bintang dengan berkesan, suap balik bintang mesti menghasilkan aliran keluar pada skala galaksi yang mengusir gas dari galaksi. Pelbagai kaedah digunakan untuk menggabungkan tenaga dan momentum, terutamanya melalui letupan supernova, ke dalam gas sekitarnya. Kaedah-kaedah ini berbeza dalam cara tenaga disuntik, sama ada secara haba atau kinetik. Walau bagaimanapun, penyejukan gas sinaran yang berlebihan harus dielakkan dalam kes pertama. Penyejukan dijangka berlaku dalam gas yang padat dan sejuk, tetapi ia tidak boleh dimodelkan dengan tepat dalam simulasi kosmologi kerana resolusi yang rendah. Ini menyebabkan penyejukan gas yang berlebihan dan tiruan, menyebabkan tenaga suap balik supernova hilang melalui sinaran dan mengurangkan keberkesanannya dengan ketara. Dalam kes kedua, tenaga kinetik tidak dapat dipancarkan sehingga ia menjadi haba. Walau bagaimanapun, menggunakan zarah angin yang terpisah secara hidrodinamik untuk menyuntik momentum secara tidak tempatan ke dalam gas yang mengelilingi kawasan pembentukan bintang aktif masih mungkin diperlukan untuk mencapai aliran keluar galaksi pada skala besar. Model-model terkini secara eksplisit memodelkan suap balik bintang. Model-model ini bukan sahaja menggabungkan suap balik supernova tetapi juga mengambil kira saluran suap balik lain seperti suntikan tenaga dan momentum daripada angin najam, pemfotoionan, dan tekanan sinaran yang dihasilkan oleh sinaran yang dipancarkan oleh bintang muda dan besar. Semasa Fajar Kosmik, pembentukan galaksi berlaku dalam letupan singkat antara 5 hingga 30 juta tahun disebabkan oleh suap balik bintang.

 Lubang hitam supermasif 
Simulasi lubang hitam supermasif juga dipertimbangkan, secara berangka menyemai mereka dalam halo jirim gelap, disebabkan pemerhatian mereka di banyak galaksi dan kesan jisimnya pada taburan ketumpatan jisim. Kadar pertambahan jisim mereka sering dimodelkan oleh model Bondi-Hoyle.

 Nukleus galaksi aktif 
Nukleus galaksi aktif (AGN) mempunyai kesan ke atas fenomena pemerhatian lubang hitam supermasif, dan seterusnya mempunyai peraturan pertumbuhan lubang hitam dan pembentukan bintang. Dalam simulasi, suap balik AGN biasanya dikelaskan kepada dua mod iaitu mod kuasar dan radio. Suap balik mod kuasar dikaitkan dengan mod pertumbuhan lubang hitam yang cekap sinaran dan sering digabungkan melalui suntikan tenaga atau momentum. Peraturan pembentukan bintang dalam galaksi besar dipercayai dipengaruhi dengan ketara oleh suap balik mod radio, yang berlaku disebabkan oleh kehadiran jet zarah relativistik yang sangat kolimat. Jet ini biasanya dikaitkan dengan gelembung sinar-X yang mempunyai tenaga yang mencukupi untuk mengimbangi kehilangan penyejukan. 

 Medan magnet 
Pendekatan magnetohidrodinamik yang unggul biasanya digunakan dalam simulasi kosmologi kerana ia memberikan anggaran yang baik untuk medan magnet kosmologi. Kesan medan magnet pada dinamik gas secara amnya boleh diabaikan pada skala kosmologi yang besar. Namun begitu, medan magnet merupakan komponen kritikal bagi medium antara bintang kerana ia memberikan sokongan tekanan terhadap graviti  dan menjejaskan perambatan sinar kosmik.

 Sinaran kosmik 
Sinaran kosmik memainkan peranan penting dalam medium antara bintang dengan menyumbang kepada tekanan, berfungsi sebagai saluran pemanasan yang penting, dan berpotensi mendorong aliran keluar gas galaksi. Penyebaran sinaran kosmik sangat dipengaruhi oleh medan magnet. Oleh itu, dalam simulasi, persamaan yang menggambarkan tenaga dan fluks sinaran kosmik digabungkan dengan persamaan magnetohidrodinamik.

 Radiasi Hidrodinamik 
Simulasi hidrodinamik sinaran ialah kaedah pengiraan yang digunakan untuk mengkaji interaksi sinaran dengan jirim. Dalam konteks astrofizik, hidrodinamik sinaran digunakan untuk mengkaji zaman pengionan semula apabila Alam Semesta mempunyai anjakan merah yang tinggi. Terdapat beberapa kaedah berangka yang digunakan untuk simulasi hidrodinamik sinaran, termasuk pengesanan sinar, Monte Carlo dan kaedah berasaskan momen. Pengesanan sinar melibatkan pengesanan laluan foton individu melalui simulasi dan mengira interaksi mereka dengan jirim pada setiap langkah. Kaedah ini mahal dari segi pengiraan tetapi boleh menghasilkan keputusan yang sangat tepat.

 Galeri 

 Lihat juga 













 Senarai galaksi


  - Galaksi Pea

 Nuget merah, galaksi kecil yang penuh dengan jumlah bintang merah yang banyak





 Bacaan lanjut 



 Rujukan 
 NOAO gallery of galaxy images 
 Image of Andromeda galaxy (M31) 
 Javascript passive evolution calculator for early type (elliptical) galaxies
 Video on the evolution of galaxies by Canadian astrophysicist Doctor P

Kategori:Konsep dalam astronomi
Kategori:Evolusi bintang
Kategori:Galaksi
Kategori:Konsep kosmologi fizikal