Galakser fortsatte med at udvikle sig hierarkisk, med mindre protogalaktiske fragmenter som smeltede sammen til dannelse af større. Det tidlige univers var mindre; husk fra kapitel 18, at lyset fra en galakse med en rødforskydning på z i øjeblikket, blev udsendt da universet var z + 1 gange mindre end det er nu, med et volumen på (z + 1) 3 gange mindre end dets volumen i dag. De tidlige fragmenter og galakser, befandt sig tættere på hinanden fordi universet var mindre, og derfor var fusioner mellem dem mere sandsynlig. Simuleringer indikerer, at små koncentrationer af normalt stof inde i det mærke stof, kunne have klumpet sig sammen og kollapset under deres egen tyngdekraft, som de udstrålede energi og afkøledes, hvilket dannede klumper af normalt stof, der spændte fra størrelsen af kuglehobe til dværggalakser.
I en stor spiralgalakse som Mælkevejen, kan svage sfæriske dværggalakser (med mørkt stof) og de ældste kugle hobe (uden mørkt stof), være resterne af protogalaktiske fragmenter. Gassen kollapsede og dannede en skive da den blev afkølet. En nylig 9 måneders computersimulering, som omfattede mørkt stof, tyngdekraft, stjernedannelse og supernovaeksplosioner, var i stand til at reproducere en Mælkevejs-lignende galakse, med en stor skive og en lille bule (se figur 22.15). Observationsmæssigt, udfører astronomer ”stjernearkæologi” på de ældste dele af Mælkevejen, for bedre at forstå, hvordan de alle blev samlet i en galakse. For eksempel, er de ældste kuglehobe cirka 13,5 milliarder år gamle, mens haloen kan være så meget som 2 milliarder år yngre. De tykke og tynde bestanddele af skiven, har været endnu længere om at blive dannet.
De fjerneste galakser
Galakser observeret med z = 7 er så svage, at astronomerne ikke kan se nogen struktur. Ved z = 4-6, bliver en vis struktur mere tydelig (se figur 22.16), og unge galakser var meget mere rodede end dem man ser i dag. Selv ved z = 0,4-0,8, for omkring 6 milliarder år siden, var galakserne meget mere rodede. Figur 22.17, viser to numerisk repræsentative udsnit af galakser. De nærliggende galakser (z = 0,02-0,03), er i overensstemmelse med Hubbles stemmegaffel, so vi så på i kapitel 19, og kun cirka 10 procent af galakserne er repræsenteret af ”ejendommelige” galakser (se figur 22.17a). Men for seks milliarder år siden, var over halvdelen af galakserne ejendommelige, og der var langt færre spiralgalakser (se figur 22.17b) (procentdelen af elliptiske og S0 galakser, er omtrent den samme på de to forskellige tidspunkter). Denne forskel tyder på, at det tog tid for de mange spiralgalakser, at opbygge deres nuværende form. Den rodede tilstand for de tidligere galakser viser, at der var mange sammensmeltninger i fortiden da galakserne var tættere på hinanden.
Den fra bunden og op hierarkiske sammensmeltning, udløste sandsynligvis væksten af de supermassive sorte huller, der driver kvasarerne observeret ved z = 6-7, med masse på 109 M, og kan være dannet ved sammensmeltningen af minihaloer med sorte huller, efterladt af den første generation af stjerner. Eller de kunne være blevet dannet gennem akkumulering af gas fra stoffet mellem galakserne under fusionen af de første galakser, eller ved hurtigt sammenfald af en varm, tæt gas i midten af de første galakser. Nærliggende galakser viser en sammenhæng mellem massen af det supermassive sorte hul og egenskaberne af galaksernes bule, hvilket tyder på, at deres vækst måske har været forbundet, da de var yngre. Supermassive sorte huller, kunnet have vokset sig endnu mere massive fra fusioner af store galakser også. Figur 22.18 viser en nærliggende galakse, med to supermassive sorte huller, omkring 3.000 lysår fra hinanden, der er i færd med at smelte sammen.
Den hierarkiske sammensmeltning og vækst af det supermassive sorte hul, har også påvirket mængden af stjernedannelse i de udviklende galakser. Tidevandskraftinteraktioner mellem galakserne og kollisionerne mellem gasskyer i galakserne, udløste sandsynligvis mange områder med stjernedannelse i hele det samlede system. Stjernedannelsen steg generelt sporadisk over tid, herunder en hurtig stigning i de 200 millioner år, der er mellem z = 10 og z = 8. Stjernedannelseshastigheden synes at være toppet omkring z = 3 (2,5-3 milliarder år efter Big Bang), før den igen faldt til den nuværende stjernedannelseshastighed (se figur 22.19). Nogle paralleller mellem galaksedannelse og stjernedannelse beskrives i Grundlæggende Viden 22.1.
Galaksehobe, udvikler sig også hierarkisk. Figur 22.20 viser en ung protohob ved z = 8, 650 millioner år efter Big Bang. Som i billederne af enkeltgalakser, er disse tidlige hobe også mere rodede end de der er ældre og tættere. Disse observationer leverer yderligere bevis for, at nedefra og op processen, førte til dannelsen af strukturer større end galakser.
Unge galakser i sammensmeltningsprocessen ses på Hubble Space Telescope billeder (se figur 22.21). Ved at observere galaksesammensmeltninger på forskellige afstande kan astronomerne se, hvordan de adskiller sig på forskellige tidspunkter i universets historie. Elliptiske galakser, anses nu for at være resultatet af sammensmeltningen af to eller flere spiralgalakser. Sammenlign disse unge sammensmeltninger, med dem af tættere, ældre galakser (se figur 22.22) (en computersimulering af en sådan sammensmeltning, er vist i figur 5.35). Galaksernes haloer af mørkt stof smelter sammen, og stjernerne falder til sidst til ro i en elliptiske galakser. Elliptiske galakser er normalt mere almindelige i tætte hobe, hvor sammensmeltninger sandsynligvis er sket hyppigere.
Observationer afslører også hobe af galakser der smelter sammen. Figur 22.23 viser kollisioner ved høje hastigheder og sammensmeltning af to galaksehobe. Billeder i synligt lys viser de enkelte galakser. Almindeligt stof, hovedsageligt varm gas, ses i røntgenområdet, og fordelingen af den samlede masse, blev udledt af de gravitationslinser som galakserhobene frembragte. Det normale stof blev opbremset da det kolliderede, men det mørke stof blev ikke bremset. Denne adskillelse leverer beviser for mørkt stof i galaksehobe. Figur 22.24 viser kollisionen mellem fire galaksehobe.
Simulering af strukturen
Astronomerne bruger de mest kraftfulde supercomputere de har til rådighed, for at simulere universet. Disse simuleringer starter med milliarder partikler af mørkt stof, og anvender de nyeste WMAP-data af KMB observationerne. Simuleringerne modellerer dannelsen og udviklingen af mørkt stof klumper og haloer, filamenter og tomrum, små og store galakser, og galaksegrupper og –hobe. Simulationerne søger at tilnærme, hvordan universet skal se ud på forskellige tidspunkter (forskellige rødforskydninger), og kan derefter sammenlignes med observationer.
Bolshoi-simulationerne som dem her beskrevet, blev kørt på NASAs supercomputere i 2009. Figur 22.25 viser, hvordan de små variationer i KMB’en efter inflationen, førte til regioner med høj densitet, som blev frøene for væksten i strukturen. I løbet af de første par milliarder år, faldt det mørke stof sammen i strukturer, der er sammenlignelige med størrelsen af nutidens hobe af galakser. De svampelignende filamenter, vægge og tomrum, blev senere veldefineret (se figur 22.26).
Ved at zoome in på nogle af de simulerede filamenter og tomrum, ses en hob af galakser. Lighederne mellem modellernes resultater og observationerne af strukturen i stor skala, er ganske bemærkelsesværdige. Figur 22.27 sammenligner den simulerede visning, med den observerede skive af universet fra Sloan Digital Sky Survey, som vi så i figur 22.3b. Sammenligningen er slående. Kun simuleringer med bestemte kombinationer af masse, KMB-variationer, typer af mørkt stof, mærk stof haloer, og værdier for den kosmologiske konstant, vil danne en struktur svarende til de, der rent faktisk observeres. Dette er et meget vigtigt resultat. Modellerne indeholder antagelser i overensstemmelse med hvad der observeres og den teoretiske viden om det tidligere univers, og de forudsiger dannelsen af struktur i stor skala, som ligner den der rent faktisk kan observeres i dag i universet.
Den præcisions-kosmologi, der er blevet udviklet i løbet af de sidste to årtier, har givet astronomerne en detaljeret model af universet i tid og rum, så galaksernes udvikling nu kan påvises med sikkerhed. Figur 22.28 opsummerer netop galaksedannelsesprocessen, hvor mindre objekter først dannes, og senere smelter sammen til stadig større strukturer, hvilket i sidste ende leder til Hubble Extreme Deep Field billedet, som vi så på billedet i begyndelsen af kapitel 18.
