銀河の形成と進化
円盤銀河の主要な性質は、非常に薄く、高速に自転し、しばしば渦巻き構造を持つということである。この銀河の形成に関する説明の1つは、局所的に非常に多くの薄い円盤銀河が形成されたというものであるが、円盤は非常に壊れやすく、他の銀河と融合するとすぐに円盤が壊れてしまうというのが問題である。
1962年、オリン・エッゲン、ドナルド・リンデンベルとアラン・サンデージは、巨大な分子雲の崩壊によって円盤銀河ができるという理論を提案した。分子雲が崩壊すると、ガスは急速に回転する円盤状になる。トップダウン形成シナリオとして知られ、非常にシンプルであったが、初期宇宙の観測がボトムアップによる形成(小さな物体が集まって大きくなる)を強く示唆していたため、広くは受け入れられなかった。より小さな物体が集まって銀河を形成したという仮説は、 レオナルド・サールとロバート・ジンによって初めて提案された。
より最近の理論では、ボトムアップの過程で暗黒物質の銀河ハローが集まったというものがある。初期の銀河はほとんどがガスと暗黒物質でできており、恒星は少ししかなかった。小さな銀河を飲み込んで銀河の質量が増えてくると、暗黒物質の大部分は銀河の外側に集まるようになる。これは、暗黒物質は重力のみとしか相互作用できず、分散しないためである。しかし、ガスはすぐに相互作用して急速に回転し始め、非常に薄く回転の速い円盤になる。
現在でも、どのような過程で銀河の収縮が止まったのかは明らかになっていない。
銀河の形成と進化(ぎんがのけいせいとしんか、Galaxy formation and evolution)に関する研究は、均質な始まりから不均質な宇宙が形成される過程、銀河の経時的な変化、近傍の銀河で観察されるような多様な構造の形成過程等に関して行われてきた。宇宙物理学の領域においても、最も活発な分野の一つである。
銀河の形成は、ビッグバン後の小さな量子ゆらぎの結果として構造形成理論に従って生じたと考えられている。観測される現象と適合するこれの最も単純なモデルは、Λ-CDMモデルであり、銀河の集合や融合によって銀河は質量を獲得し、また形や構造が決まったとされる。