Ο γαλαξίας μας- περίληψη
Κείμενα από μετάφραση

Γενικά για τον Γαλαξία μας

Ο Γαλαξίας μας είναι τύπου Sbc, σπειροειδής με μικρή ράβδο. Στο κέντρο του επικρατεί μια τεράστια μαύρη τρύπα (4 εκατομμύριων ηλιακών μαζών). Πιο έξω βρίσκεται ο λεπτός δίσκος με τον παχύ δίσκο να αναπτύσσεται γύρω του, και σφαιρικά γύρω από όλα αυτά η αστρική άλως. Ο Γαλαξίας είναι εμβαπτισμένος σε ένα κουκούλι σκοτεινής ύλης με 10πλάσια μάζα της βαρυονικής ύλης του. Το μοντέλο χτισίματος του Γαλαξία που επικρατεί σήμερα είναι η ανάπτυξη από μέσα προς τα έξω (inside-outside model).

Όμοιοι γαλαξίες είναι ο NGC 981 (τον βλέπουμε στην κόψη) και οι NGC 3124, NGC 3992, NGC 2336 (όλοι μας δείχνουν τις σπείρες τους).

Η δομή του Γαλαξία

Όταν σχηματίστηκε ο Γαλαξίας, τα πρώτα αστέρια συγκεντρώθηκαν προς το κέντρο του και κατοίκησαν την κοιλιά του. Γενικά οι ιδιότητες των γαλαξιακών κοιλιών μοιάζουν πολύ με αυτές των ελλειπτικών γαλαξιών. Η κοιλιά περιέχει 2 αστρικούς πληθυσμούς, έναν που δημιουργήθηκε νωρίς από αέριο που κατέρρευσε γρήγορα, και έναν που σχηματίστηκε αργότερα από την ανάπτυξη της ράβδου. Μια απόδειξη της γρήγορης εξέλιξης της Γαλαξιακής κοιλιάς είναι η μεγαλύτερη από ότι στον Ήλιο αφθονία μερικών στοιχείων α (O, Si, Mg, Ti) αλλά και της ομάδας του σιδήρου.

Ο λεπτός δίσκος αποτελεί το τελικό προϊόν της αργής διάλυσης της αρχέγονης συγκέντρωσης βαρυονίων (πρωτογαλαξιακό νεφέλωμα). Η ηλικία του γηραιότερου πληθυσμού του Γαλαξιακού δίσκου εκτιμάται στα 10- 12 δις έτη. Από τις μετρήσεις των χημικών αφθονιών στον δίσκο συμπεραίνουμε ότι η αναλογία των μετάλλων μειώνεται από τις εσωτερικές προς τις εξωτερικές περιοχές.

Ο παχύς δίσκος του Γαλαξία μας έχει μεγάλο πάχος (1 kpc), τριπλάσιο από αυτό του λεπτού δίσκου, και 10% από την λαμπρότητα του λεπτού. Ο αστρικός πληθυσμός του παχύ δίσκου είναι γηραιότερος των 12 δις ετών και σημαντικά φτωχότερος σε μέταλλα από τα αστέρια του λεπτού δίσκου. Πιστεύουμε ότι δημιουργήθηκε μέσω συσσώρευσης ή μικρών συγχωνεύσεων. Ο παχύς δίσκος μας παρέχει ένα στιγμιότυπο των συνθηκών του Γαλαξιακού δίσκου μόλις μετά την εποχή του διαχωρισμού της βαρυονικής από την σκοτεινή ύλη.

Η Γαλαξιακή άλως αποτελεί ένα τεράστιο πεδίο μελέτης της εποχής που κατέρρευσε η σκοτεινή ύλη σε δομές και δημιουργήθηκαν οι πρωτογαλαξίες. Η μικρής μεταλλικότητας άλως περιλαμβάνει αστέρια (έχουμε ανακαλύψει εκεί τα αρχαιότερα αστέρια του Γαλαξία), σφαιρωτά σμήνη, αστρικά ρεύματα (από διαλυμένους νάνους γαλαξίες) και δορυφόρους νάνους γαλαξίες. Η άλως δεν ορίζεται εύκολα, μιας και αποτελείται από διακριτά υποσύνολα με διαφορετικές κινηματικές. Περιέχει μόλις το 1% της συνολικής αστρικής Γαλαξιακής μάζας και έχει ελάχιστη λαμπρότητα. Συνήθως οι άλως των άλλων γαλαξιών δεν ξεχωρίζουν από το διάχυτο φως. Ο σχηματισμός της πρέπει να διάρκεσε μερικά δις έτη. Αντίθετα με την κοιλιά και τον δίσκο, παρουσιάζει σχεδόν μηδενική στροφορμή. Η Γαλαξιακή άλως σχηματίστηκε, τουλάχιστον εν μέρει, από την συσσώρευση φτωχών σε μέταλλα νάνων γαλαξιών που είχαν ανεξάρτητη χημική εξέλιξη ο καθένας τους, πριν συγχωνευτούν με τον Γαλαξία μας. Αν και ακόμα παρατηρούμε τέτοιες συγχωνεύσεις (χαρακτηριστικό παράδειγμα αποτελεί η παλιρροϊκή διαταραχή του νάνου του Τοξότη) οι περισσότερες συγχωνεύσεις πρέπει να σημειώθηκαν πριν από πολύ καιρό. Από όλα τα συστατικά μέρη του Γαλαξία η άλως προσφέρεται περισσότερο για την μελέτη του σχηματισμού της. Μπορούμε να ανιχνεύσουμε ομάδες αστεριών της με κοινή προέλευση (από τον ίδιο νάνο γαλαξία).

Η σκοτεινή άλως ανιχνεύεται μόνο μέσω του βαρυτικού της πεδίου. Περιέχει τουλάχιστον το 90% της μάζας του Γαλαξία.

Αστρική αρχαιολογία

Οι γαλαξίες βιώνουν διαφορετικά ιστορικά αστρογέννησης. Στους σφαιροειδείς (κοιλιές και ελλειπτικούς) η αστρογέννηση είναι πολύ γρήγορη, ενδιάμεσης ταχύτητας στους σπειροειδείς και αργή στους ανώμαλους. Προσπαθούμε να συνδέσουμε τα συστατικά μέρη του Γαλαξία με τα στοιχεία του πρωταρχικού νέφους που τροφοδότησε την δημιουργία αστεριών. Σήμερα πιστεύουμε ότι υπήρξε συσσώρευση πολλών μικρότερων συμπυκνωμάτων του νέφους , που δημιούργησαν τον Γαλαξία μας. Πολλά από τα αντικείμενα παρατήρησης στον Γαλαξία συνδέονται με πολύ παλαιά γεγονότα, μεγάλης ερυθρολίσθησης(z=6). Χρησιμοποιούμε τις αστρικές αφθονίες σε χημικά στοιχεία και τις δυναμικές των αστεριών. Είδαμε σε αστέρια ταχείας κίνησης ότι όσο μειώνεται η αφθονία σε μέταλλα αυξάνονται οι τροχιακές ενέργειες και οι εκκεντρικότητες, ενώ μειώνεται η τροχιακή στροφορμή.

Αρχαία αστέρια παρατηρούμε σε όλες τις γαλαξιακές περιοχές, τον λεπτό και τον παχύ δίσκο, την αστρική άλω, την κοιλιά, και σε γαλαξίες- δορυφόρους. Τα μισά αστέρια του Γαλαξία μας δημιουργήθηκαν νωρίτερα από z=1. Τα πιο φτωχά σε μέταλλα αστέρια που ανακαλύπτουμε είναι της αμέσως επόμενης γενιάς μετά τα πρώτα τεράστια (άρα και βραχύβια) αστέρια του σύμπαντος. Έχει ιδιαίτερη σημασία πόσο γρήγορα δημιουργήθηκαν αστέρια μικρότερης μάζας, που είναι εμπλουτισμένα σε μέταλλα. Αυτά τα αστέρια είναι απαραίτητα για τις σουπερνόβα τύπου Ιa.

Το μακρινό πεδίο μας παρέχει την εικόνα των γαλαξιών στις αρχικές φάσεις εξέλιξής τους. Όμως αυτοί αναλύονται δύσκολα . Τέτοιες παρατηρήσεις γίνονται συνήθως με την βοήθεια βαρυτικού φακού. Γνωρίζουμε ότι σε z=5 οι πυρήνες των γαλαξιών έχουν αστέρια με την μεταλλικότητα του ηλίου, που σημαίνει ότι αυτές οι περιοχές είχαν ήδη βιώσει πολλαπλά επεισόδια αστρογέννησης.

Τα ανοιχτά σμήνη

Ο λεπτός δίσκος περιέχει και παλαιά και νεαρά ανοιχτά σμήνη. Τα παλαιά ξεπερνούνε σε ηλικία τα 10 δις έτη. Μας παρέχουν καλή εκτίμηση της ηλικίας τους και αποτελούν σημαντικά αστρικά <απολιθώματα>. Η επιβίωσή τους για τόσο χρόνο αποτελεί εξαίρεση, και προέρχονται από νεφέλωμα με πολύ αποτελεσματική δημιουργία αστεριών (έχουν πυκνό αστρικό πληθυσμό). Σχεδόν όλα τα σμήνη που δημιουργήθηκαν στον Γαλαξία έχουν πια διαλυθεί και τα αστέρια τους αποτελούν το αστρικό πεδίο. Μόνο το 4-7% των σμηνών επιβιώνει μετά από 100 εκ. έτη.

Τα σφαιρωτά σμήνη

Τα σφαιρωτά σμήνη είναι μεγαλύτερης ηλικίας από τα παλαιότερα αστέρια του δίσκου (λευκούς νάνους και ερυθρούς γίγαντες) και φτωχά σε μέταλλα. Τα σφαιρωτά σμήνη του Γαλαξία μας έχουν μεγάλο εύρος μεταλλικότητας, ανεξάρτητα την απόστασή τους από το κέντρο του Γαλαξία. Αυτό εξηγείται με το χτίσιμο της άλω σε εκτεταμένη χρονική περίοδο, από ανεξάρτητες αστρικές δομές. Τα αστέρια της άλω, όπως και τα σφαιρωτά σμήνη, παρουσιάζουν διακύμανση ηλικίας 2-3 δις έτη. Τα σφαιρωτά σμήνη μπορεί να αποτελούσαν τους πυρήνες νάνων ελλειπτικών γαλαξιών που απογυμνώθηκαν. Αρχικά πρέπει να περιείχαν πολύ αέριο, όπως παρατηρούμε από το ω του Κενταύρου. Η μικρή μεταλλικότητά τους οφείλεται στην χαμηλή αστρογέννηση του αρχικού γαλαξία και στο περιβάλλον. Ιδίως τα σφαιρωτά της άλω δεν βρίσκονται σε περιβάλλον που θα μπορούσαν να εμπλουτιστούν χημικά. Αποτελούν εξαίρεση στην γενική τάση της αύξησης της μεταλλικότητας με την ηλικία.

Το μοντέλο 2 εισροών (2 infall model)

Το μοντέλο αυτό προβλέπει 2 κύριες εποχές συσσώρευσης αερίου. Μία στην οποία σχηματίστηκαν η άλως και ο παχύς δίσκος και μια δεύτερη, πιο μεγάλης διάρκειας, που σχημάτισε τον λεπτό δίσκο. Κατά τη δημιουργία της άλως σχηματίστηκε σε σύντομο χρόνο (0,1- 0,5 δις έτη) η Γαλαξιακή κοιλιά. Σε αυτήν την φάση συσσωρεύτηκε ο παχύς δίσκος, ή τουλάχιστον το μεγαλύτερο μέρος του. Στην αρχική φάση σχηματισμού της άλως και της κοιλιάς κυριαρχούσαν οι εκρήξεις σουπερνόβα αστρικής κατάρρευσης (τύπου II), εμπλουτίζοντας την ύλη σε στοιχεία α όπως τα (O), (Mg).

Η χρονική καθυστέρηση των SNIa

Οι γαλαξίες διαφορετικών μορφολογιών έχουν και διαφορετικούς ρυθμούς SNIa, με τους ελλειπτικούς να φτάνουν στο μέγιστο αυτών των σουπερνόβα νωρίς και οι γαλαξίες μεταγενέστερου τύπου αρκετά αργά στην εξέλιξή τους. Αυτό έχει επίπτωση στον χημικό εμπλουτισμό. Στους ελλειπτικούς και στις γαλαξιακές κοιλιές το χρονοδιάγραμμα είναι 0,3- 0,5 δις έτη από την αρχή της αστρογέννησης, ενώ στην γειτονιά του ηλίου η πρώτη κορύφωση συνέβη στο 1 δις έτη μετά την μεγάλη έκρηξη, ακολούθησε μια ελαφριά κάμψη και στα 3 δις έτη είχαμε δεύτερη κορύφωση των Ia (λόγω των 2 επεισοδίων εισροής αερίου). Στους ανώμαλους γαλαξίες το μέγιστο συνέβη στα 4 δις έτη, και μετά ο ρυθμός παραμένει σταθερός. Η αναλογία των στοιχείων α σημείωσε αύξηση με την εμφάνιση των SNΙΙ, μέχρι να σημειωθούν αρκετές SNΙa. Έτσι γνωρίζουμε ότι τα αστέρια με μεγάλη αναλογία στοιχείων α έναντι στοιχείων της ομάδας του σιδήρου είναι πολύ αρχαία. Σε αυτό είχε σημαντικό ρόλο η μεταβολή της συνιστώσας αρχικής μάζας (IMF), που σήμαινε την δημιουργία περισσότερων μικρών και λιγότερων μεγάλης μάζας αστεριών, άρα αύξηση των SNIa και ελάττωση των SNII.

Η εξέλιξη της μεταλλικότητας

Τα πρώτα στάδια εξέλιξης του Γαλαξία σημαδεύονται από βίαια γεγονότα συσσώρευσης αερίου και οδήγησαν στις μεγάλες πυκνότητες των σφαιρωτών σμηνών και στην ανάπτυξη της κεντρικής μαύρης τρύπας . Η εποχή αυτή ονομάζεται χρυσή εποχή (golden age), πριν από την εποχή ερυθρολίσθησης z=1, με την αστρογέννηση και την δραστηριότητα συσσώρευσης ύλης στον δίσκο να κορυφώνονται.

Εκείνη την εποχή υπήρχε μια αυστηρή διαβάθμιση μεταλλικότητας από την κοιλιά στην άλω. Στην κοιλιά είχαμε ταχέα ενίσχυση της μεταλλικότητας, με αποτέλεσμα να έχει σε z=1 ήδη την τιμή (Fe/H)=-1. Έτσι μπορούνε να κατανοήσουμε γιατί η κοιλιά σήμερα έχει παλαιά και παράλληλα μεγάλης μεταλλικότητας αστέρια. Τα πρώτα αστέρια της άλω με (Fe/H)=-5 ως -2,5 δημιουργήθηκαν σε πολύ μεγάλη χρονική περίοδο και χρονολογούνται από την εποχή του πρωτογαλαξιακού νέφους. Τα πρώτα σφαιρωτά με (Fe/H)= -2,5 ως-1,5 δημιουργήθηκαν σε παρόμοια εκτεταμένη χρονική περίοδο από βίαιες αλληλεπιδράσεις του αερίου.

Το γαλαξιακό περιβάλλον- συσσώρευση μέσω μεγάλων και μικρών συγχωνεύσεων.

Σημαντικό ρόλο στην εξέλιξη ενός γαλαξία έχει το ευρύτερο περιβάλλον του. Σε πυκνά γαλαξιακά σμήνη οι γαλαξίες κοντά στο κέντρο του σμήνος εξελίσσονται γρήγορα σε κόκκινους ελλειπτικούς που θεωρούνται <νεκροί>, χωρίς αστρογέννηση. Παρατηρούμε γαλαξίες σε μεγάλη ερυθρολίσθηση να περιβάλλονται από μεγάλης μάζας αέριο και σκόνη, όπως ο A2744_YD4 με z=8,38 , μόλις 600 εκατομμύρια έτη μετά την μεγάλη έκρηξη. Η τοπική πυκνότητα σε γαλαξίες (και ειδικά το πλήθος των μικρών δορυφόρων γαλαξιών εκείνης της εποχής) επηρέασε τις επιπτώσεις των μεταγενέστερων γαλαξιακών αλληλεπιδράσεων. Ένα παράδειγμα της επίδρασης του περιβάλλοντος αποτελεί ο γαλαξίας <ιστός της αράχνης> όταν το σύμπαν είχε ηλικία μόλις 3,1 δις έτη. Μόνο το τεράστιας μάζας μοριακό αέριο (διαμέτρου 200.000 έτη φωτός) γύρω του ως πηγή τροφοδοσίας αρκεί ώστε να τον παρατηρούμε ήδη στο στάδιο του ενεργού πυρήνα (AGN). Θα εξελιχθεί σε ελλειπτικό, χωρίς να περάσει μεγάλη συγχώνευση.

Οι μεγάλες συγχωνεύσεις και συγκρούσεις βαρυονικής και σκοτεινής ύλης είναι σημαντικές για τις γαλαξιακές συσσωρεύσεις. Η ανάλυση των αστεριών του Γαλαξία μας δείχνει ότι δεν έχει βιώσει μεγάλη συγχώνευση τα τελευταία 10 δις έτη. Οι μεγάλες συγχωνεύσεις δεν επιτρέπουν σε έναν γαλαξία να διατηρήσει την αρχική του μορφολογία.

Υπάρχουν αποδείξεις μικρότερων συγχωνεύσεων, όπως αυτή που συμβαίνει σήμερα με τα νέφη του Μαγγελάνου. Οι νάνοι γαλαξίες θεωρούνται η βασική πηγή βαρυονίων των γαλαξιών. Υπάρχει ισχυρή σύνδεση ανάμεσα στην συνολική μάζα των δορυφόρων γαλαξιών και τον ρυθμό αστρογέννησης στους εσωτερικούς γαλαξίες των σμηνών. Παρατηρούμε 40 μικρής μάζας γαλαξίες και υπολογίζουμε σε άλλους 20 που δεν φαίνονται λόγω μικρού Γαλαξιακού ύψους (κρύβονται πίσω από το κέντρο του Γαλαξία). Αυτοί οι νάνοι είναι πολύ αμυδροί επειδή έχουν απολέσει μεγάλο μέρος της βαρυονικής ύλης τους από ανέμους των σουπερνόβα που καταλήγει στις άλω των μεγάλων γαλαξιών. Υπάρχουν αποδείξεις παλαιότερων και σημερινών συσσωρεύσεων μικρών γαλαξιών στον Γαλαξία μας και στον γαλαξία της Ανδρομέδας. Η σημερινή μορφολογία του λεπτού δίσκου σε ένα γαλαξία εξαρτάται από το πλήθος των νάνων που συσσώρευσε. Οι γαλαξίες με πολύ λεπτό δίσκο (απουσία παχύ δίσκου) βίωσαν λίγες συγχωνεύσεις νάνων.

Μας είναι γνωστές πάνω από 12 αστρικές ροές (stellar streamers), που δείχνουν ότι υπάρχει πολύ μεγαλύτερος αστρικός πληθυσμός από αυτόν που παρατηρούμε, με μικρή επιφανειακή λαμπρότητα. Οι ροές αυτές μπορούν να διατηρηθούν για μερικά δις έτη.

Οι εσωτερικές διεργασίες στους γαλαξίες.

Οι εσωτερικές διεργασίες είναι επίσης σημαντικές. Η σχέση χρώματος/ λαμπρότητας στους προγενέστερου και μεταγενέστερου τύπου γαλαξίες μας παρουσιάζει τις συστηματικές διακυμάνσεις της ηλικίας και/ ή της μεταλλικότητας με την λαμπρότητα. Η σχέση εξηγείται από τα μοντέλα των ανέμων των σουπερνόβα. Οι μεγαλύτερης μάζας γαλαξίες βιώνουν περισσότερες σουπερνόβα, με αποτέλεσμα να αυξάνεται η μεταλλικότητά τους και να γίνονται πιο κόκκινοι.

Πως οι αναλογίες των χημικών στοιχείων μας χρησιμεύουν στην κατανόηση της εξέλιξης του Γαλαξία μας.

Τα στοιχεία γρήγορης απορρόφησης νετρονίων (r process elements) όπως τα (Sm, Eu, Gd, Tb, Dy, Ho) δεν σχηματίζονται κατά την ήρεμη αστρική εξέλιξη, αλλά στις εκρήξεις σουπερνόβα. Τα στοιχεία αργής απορρόφησης (s process) όπως τα (Sr, Zr, Ba, Ce, La, Pb) σχηματίζονται κατά την φάση του ασυμπτωτικού κλάδου (καύση ηλίου στον αστρικό πυρήνα και υδρογόνου στους φλοιούς) σε μεσαίας και μικρής μάζας αστέρια. Λίγες μόνο εκρήξεις σουπερνόβα αρκούν για να εμπλουτίσουν την ύλη. Από τις μετρήσεις των χημικών αφθονιών στον δίσκο συμπεραίνουμε ότι η αναλογία των μετάλλων μειώνεται από τις εσωτερικές προς τις εξωτερικές περιοχές (αρνητική διαβάθμιση).

Το μυστικό που καθορίζει κατά πολύ την μορφολογία ενός γαλαξία

Οι ελλειπτικοί και οι γαλαξιακές κοιλιές πρέπει να βίωσαν εντατικά και με απότομη ελάττωση ιστορικά αστρογέννησης, ενώ οι γαλαξίες μεταγενέστερου τύπου λιγότερο έντονα, σχεδόν σταθερά (σπείρες) ιστορικά αστρογέννησης με αυξητικές τάσεις. Σημαντικό ρόλο έχουν 2 μεγέθη, ο χρόνος κατάρρευσης του αερίου στον γαλαξία (tc) και ο χρόνος που αυτό καταναλώνεται στην αστρογέννηση (ts). Η αλληλεπίδραση αυτών των 2 μεγεθών έχει καθοριστικό ρόλο στον σχηματισμό διαφορετικών μορφολογικών γαλαξιακών τύπων. Αν ts<<tc, τα περισσότερα αστέρια σχηματίζονται πριν την ολοκλήρωση της κατάρρευσης του αερίου, με αποτέλεσμα αυτό να μην προλάβει να αποβάλλει ενέργεια ώστε να δημιουργηθεί δίσκος. Τότε ο γαλαξίας θα γίνει σφαιροειδείς (νάνος ή ελλειπτικό χωρίς μεγάλη συγχώνευση), ενώ αν ts>tc, το αέριο θα αποβάλλει ενέργεια και θα σχηματίσει δίσκο. Αυτή η απλουστευμένη εικόνα σχηματισμού γαλαξιών είναι σύμφωνη με την μελέτη των αστρικών πληθυσμών. Η αρχική περιστροφή (spin) του νεφελώματος που καταρρέει έχει σημασία λόγω της διατήρησης της στροφορμής. Οι σφαιροειδείς σχηματίζονται από νέφη με μικρό spin.

Οι σφαιροειδείς νάνοι γαλαξίες

Από την σύγκριση των αναλογιών (α/Fe) προκύπτει ότι ο Γαλαξίας μας βίωσε διαφορετικό ιστορικό αστρογέννησης από τους σφαιροειδείς νάνους. Η αναλογία αυτή είναι πάντα μικρότερη στους σφαιροειδείς νάνους από ότι στον Γαλαξία, για ίδια αναλογία (Fe/H). Η αναλογία s (στοιχεία ταχείας απορρόφησης νετρονίων από SNII)/ Fe είναι μεγαλύτερη από ότι στον Γαλαξία μας, για ίδιο (Fe/H). Οι σφαιροειδείς της τοπικής ομάδας περιέχουν πολύ παλαιά αστέρια αλλά η περίοδος αστρογέννησης τους ήταν αρκετά εκτεταμένη, πολύ μετά τον επαναιονισμό. Αφθονίες όπως του στοιχείου s (Ba) δεν μπορούν να δικαιολογηθούν με διακοπή της αστρογέννησης κατά την εποχή του επαναιονισμού. Από τα παραπάνω προκύπτει ότι δεν μπορεί να αποτέλεσαν οι σφαιροειδείς νάνοι τους θεμέλιους λίθους του Γαλαξία μας, αντίθετα από τις προβλέψεις του μοντέλου ΛCDM. Η άλως του Γαλαξία μας σχηματίστηκε πιθανώς από προγενέστερη συσσώρευση ανώμαλων νάνων γαλαξιών που σχημάτισαν αστέρια για μικρό χρονικό διάστημα πριν καταστραφούν. Όσο αφορά τους σφαιροειδείς που συσσώρευσε ο Γαλαξίας μας, οι γαλαξιακοί του άνεμοι επηρέασαν τις χημικές αφθονίες των αστεριών τους και η συσσώρευσή τους έγινε στην διάρκεια του χρόνου μέχρι και σήμερα.

Το μέλλον του Γαλαξία μας

Ο Γαλαξίας μας θα βιώσει μια μεγάλη συγχώνευση με τον γαλαξία της Ανδρομέδας που θα έχει αποτέλεσμα την δημιουργία ενός μεγάλου ελλειπτικού γαλαξία.