Коротко и по пунктам — сначала признаки, по которым мы наблюдательно отличаем спиральные, эллиптические и неправильные галактики, а затем — что ожидать при столкновении Млечного Пути с Андромедой и какие последствия это даст для структур, звездообразования, динамики звёзд и устойчивости планетных систем.

1) Наблюдательные признаки разных типов галактик

Распределение газа и пыли

Спиральные: большое количество холодного газа $HI$ и молекулярного газа $CO$ в диске и спиральных рукавах; заметные пылевые полосы; интенсивное излучение в ИК/миллим/радио. Активное звездообразование в рукавах и внутренней части диска.Эллиптические: мало холодного газа и пыли; газ в основном горячий $X‑ray$, распределён равномерно в гало; низкий уровень текущего звездообразования.Неправильные: обычно высокий фракционный запас газа, но распределён он неустойчиво и фрагментарно; пыль заметна по локальным образованиям.

Кинематика

Спиральные: упорядоченное вращение диска с малой вертикальной дисперсией $плоскийдиск$. Ротация измеряется по доплеровским сдвигам $HI/optical$.Эллиптические: преобладает случайное движение звёзд $высокаяскоростнаядисперсия$, часто нет единой плоской ротации; профиль света примерно r^$1/4$ $деВокулер$.Неправильные: квазихаотическая или нарушенная кинематика, часто остатки ротации у отдельных компонентов.

Популяции звёзд

Спиральные: смешанные — старые населены $гало/балдж$ и молодые $вдиске$; видны синие O/B и HII‑регионов.Эллиптические: старые, красные популяции $подавляющеебольшинствостаршенесколькихмиллиардовлет$, мало горячих молодых звёзд.Неправильные: часто молодые, малометаллические звёзды, яркие звёздные скопления; смесь по возрастам, но чаще активное звездообразование.

Структуры: бары, рукава, шлейфы

Бары часто встречаются у спиралей $барныеспирали$ — внутренние нелинейности диска, могут быть как внутренними $секулярнаяэволюция$, так и индуцированы взаимодействиями.Шлейфы, хвосты, раковины $shells$ и мосты — признаки прошлых или текущих взаимодействий и слияний $типичныедлянеправильныхидлятрансформирующихсясистем$. Эллиптические галактики, получившиеся в результате слияний, часто хранят такие оболочки и раковины.

Наблюдательные методы/маркерные линии

Холодный газ: 21‑см HI, CO $молекулярный$.Пыль: ИК, субмиллиметр $Spitzer,Herschel,ALMA$.Молодые звёзды/звездообразование: Hα, UV.Горячий газ/реликты слияний: рентген.Кинематика: спектроскопия доплеровских сдвигов, интегральная полевая спектрография.

2) Столкновение Млечного Пути и Андромеды — что произойдёт $времяипоследовательность$

Время: модельные оценки (например Cox & Loeb 2008 и последующие симуляции) предсказывают первую близкую встречу через ~4–5 миллиардов лет, несколько орбит/проходов и окончательное слияние через ~5–7 млрд лет $точныечислазависятотначальнойскоростиимассытёмногогало$.Общее развитие:
1‑й проход $перицентр$: сильные приливные силы — образование длинных приливных хвостов и мостов, возмущение спиральных рукавов, перераспределение газа, барогенезис $барможетусилитьсяилипоявиться$.Между проходами: галактики «отскочат», части газа и звёзд окажутся в хвостах; случатся вспышки звездообразования в сжатых газовых областях.Окончательное слияние: коалесценция ядер, слияние супермассивных чёрных дыр, сильный центральный приток газа, мощный ядерный всплеск звездообразования и возможная AGN‑активность; через время остаток трансформируется в более сфероидальную систему — крупный эллипсоид или лентикулярную галактику, иногда называют «Milkomeda».

3) Структурные преобразования, звездообразование и кинематика звёзд

Преобразование морфологии:
Диски заметно деформируются, утолщаются и частично разрушаются; в финале большая часть упорядоченной ротации преобразуется в случайное движение — итоговый объект станет более сфероидальным и «толстым».Появятся большие приливные хвосты, мосты и оболочки звёзд; значительная часть внешнего дискового материала может уйти в длинные хвосты.Баровые структуры могут усилиться или возникнуть в ходе взаимодействия, но при большом числе близких проходов диск может быть полностью разрушен.Вспышки звездообразования:
Компрессия газа при проходах и особенно при финальном сливании приведёт к интенсивной локальной активации звездообразования. Интенсивность зависит от начального газового запаса — поскольку обе галактики содержат умеренное количество газа, ожидается заметное, но не экстремальное $необязательноULIRG‑уровня$ увеличение SFR.Типичная реакция: SFR может вырасти в несколько раз в моменты близких подходов и пиковать сильнее при коалесценции; затем газ расходуется и/или выносится ветрами, остаток «засыхает» в красный реликт.Изменения динамики звёздных орбит:
Упорядоченные круговые орбиты в диске станут более эллиптическими и более случайными; возраст‑металличностные градиенты и тонкие структуры будут размазаны.Часть звёзд может быть выброшена в гало или в приливные хвосты; часть — захвачена в центральный балдж/бульк.После слияния звёзды будут иметь более высокую скоростную дисперсию и более сложные орбитальные распределения $гало/бульксосмесьюостатковотобоихдисков$.

4) Взаимодействие супермассивных чёрных дыр $SMBH$

В центрах: MW SMBH ≈ 4×10^6 M⊙, у M31 SMBH ≈ 1–2×10^8 M⊙. При слиянии сформируется бинар чёрных дыр, затем единый SMBH.Последствия: усиление AGN‑активности $обратнаясвязь,выдувгаза$, гравитационные волны при последнем этапе слияния, сцепление и выброс отдельных звёзд и, реже, планет $слэнгисослаём,гравитационные«пинболы»$.

5) Последствия для устойчивости планетных систем

Прямые столкновения звёзд: невероятно редки. Даже в процессе слияния плотность звёзд в дисковой области остаётся такой, что вероятность прямого столкновения между звёздами для типичной звезды крайне мала. Для большинства планетарных систем вероятность того, что их хозяин столкнётся с другой звездой — практически нулевая.Близкие гравитационные встречи $влияющиенаорбитыпланет$:
Часто обсуждаемая угроза — близкие прохождения звёзд $насотни–тысячиа.е.$, которые могут испортить периферийные части планетной системы $Оортовыоблака,дальниекометы$, но обычно не разрушат внутренние планетные орбиты $\approx AU$.Для типичной звезды в диске повышение частоты таких проходов во время слияния будет, но всё равно маловероятно, чтобы большинство звёзд испытали разрушительные близкие встречи. Только звёзды, которые мигрируют в очень плотные центральные регионы или попадают в захваченные компактные скупчения, подвергнутся существенному повышению риска.Оортовы облака и кометные потоки:
Поражения периферийных облаков комет $аналогОорта$ более вероятны: приливные возмущения и проходы звёзд/облаков газа могут вызвать дождь комет в внутреннюю систему у большого числа звёзд, что повысит частоту ударов на планеты $временные«кометныебури»$.Воздействие излучения и ветров:
Централизованные звездообразовательные вспышки и AGN активность могут локально увеличить уровень УФ и рентгеновского излучения и поток частиц. Это может ухудшить условия для жизни на планетах, особенно у тех, что находятся в районах центрального всплеска; эффект на крупном масштабе зависит от расстояния и толщины межзвёздной пыли, которая частично экранирует.Эвакуация звёзд $эжекгиперскоростнымзвёздам$ и потеря планет:
В ходе работы бинарного SMBH некоторые звёзды $ипотенциальнопланеты,привязанныекним$ могут быть выброшены из галактики; это локальная, но реальная возможность.Общая статистика риска $качественно$:
Для большинства планет в дискe $включаяСолячнуюсистемувтипичномположении$ — вероятность прямой гибели или разрушения орбит невысока.Для планет вблизи центра галактики, в плотных звёздных скоплениях или у звёзд, которые будут захвачены и направлены к центру — риск существенно выше.Дополнительный важный момент: для Земли и Солнечной системы есть другой, более «неумолимый» фактор — эволюция Солнца. Через ∼5–7 млрд лет Солнце превратится в красного гиганта; это время сопоставимо с этапом окончательного слияния Млечного Пути и Андромеды, так что прямое воздействие слияния на судьбу Земли будет, вероятно, вторичным относительно судьбы по звёздной эволюции.

6) Краткое суммирование и вероятностные выводы

Морфология: столкновение разрушит упорядоченные диски и приведёт к образованию более сфероидальной системы $лентикуляр/эллипсоид$ с приливными хвостами и оболочками.Звездообразование: ожидаются заметные вспышки SFR при проходах и особенно при коалесценции; интенсивность зависит от запасов газа, но скорее умеренная/умеренно‑высокая, а не гарантированно «гигантская».Динамика звёзд: упорядоченная ротация сменится повышенной скоростной дисперсией; часть звёзд уходит в хвосты или гало; возможны значительные перестановки орбит.Планетные системы: большая часть внутренних планет останется стабильной; внешние периферийные структуры $кометы,дальниетела$ наиболее уязвимы; риск для отдельных планет увеличится у тех звёзд, которые попадут в плотные центральные регионы. Прямые столкновения звёзд и массовое разрушение планет маловероятны.

Если хотите, могу:

показать примерную хронологию столкновения по этапам с цифрами $приближённыевременадляпервогопрохожденияифинальнойкоалесценции$;привести ссылки на ключевые симуляции (Cox & Loeb 2008 и более поздние N‑body+hydro работы) и рисунки/видео симуляций столкновения Млечного Пути с Андромедой;оценить численно изменение частоты близких проходов звёзд и вероятное возрастание ударного потока комет для типичной звезды в диске.