В рамках подобных представлений обычные Е-галактики (а возможно, и SO-галактики) могли сформироваться в центральных областях скоплений при слиянии небольшого числа мелких членов.
Карта области взаимодействующих галактик М 81 и М 82, полученная в линии нейтрального водорода (А.=21 см) на Муллардской радиоастрономической обсерватории Дж. Коттреллом. В кружке оптическое изображение той же области, полученное В. Христичем (обсерватория ЛГУ) на 50-сантиметровом телескопе методом сложения 8 негативов. Гигантская сфероидальная галактика NGC 5128 (радиогалактика Центавр А) с мощной газопылевой полосой — возможный пример слияния более мелких галактик а группе, центром которой она является (негатив). В Галактике в любом случае вам понадобятся медицинские документы, поэтому пред выездом на космодром вам нужно будет купить медицинский сертификат, и с медицинским сертификатом вы сможете работать в любой точке Галактики!
Таким образом, хотя прямые «столкновения» галактик даже в плотных скоплениях редки, однако, как показали расчеты на ЭВМ, постепенное слияние галактик — довольно частое явление. Особенно это относится к небольшим группам, где относительные скорости галактик невелики. Если принять ряд упрощающих предположений, то можно показать, что за время порядка времени пересечения системы tпepeceч. (то есть времени, за которое типичный член системы пересечет ее по диаметру) может слиться около 20% галактик от общего их числа. После этого быстрого «коллапса» число слившихся галактик уже растет слабо, так как оставшиеся члены имеют большие скорости и образуют сфероидальное гало вокруг области активного слияния. С учетом неупругости при «столкновениях» галактик за время порядка (3—4) tпepeceч. число слившихся галактик способно достигать уже 80%! Такая бурная релаксация системы носит характер «вспышки». Этот процесс продолжается до тех пор, пока дисперсия скоростей оставшихся галактик не становится больше дисперсии скоростей звезд в слившемся конгломерате. Ясно, что в «богатых» скоплениях, где разброс скоростей галактик велик (тысячи км/с), процесс слияния медленнее в 5—10 раз по сравнению с «бедными» скоплениями и группами, где дисперсии скоростей членов <500 км/с.
«Каннибализм» в мире галактик находит много прямых и косвенных наблюдательных подтверждений: примеры слияния можно видеть непосредственно на фотографиях, они обнаруживаются и при исследованиях разного рода зависимостей. Даже функцию светимости галактик — членов скопления — удается получить, исходя из предположения об образовании ярких членов за счет многократных слияний более слабых галактик. Однако не надо думать, что в таком сложном вопросе, как слияние галактик, все уже ясно. Это далеко не так. Ряд астрономов приводит аргументы против некоторых выводов из такого сценария и, в частности, против предположения об образовании Е-галактик за счет слияния нескольких S-галактик. Возражения основаны на наблюдательном факте (на него обратил внимание С. Ван ден Берг, Канада): число шаровых скоплений в Е-галактиках гораздо выше, чем в S-галактиках той же светимости.
Высказана точка зрения, что сам феномен квазара как-то связан с эффектами взаимодействия или слияния галактик. В принципе, такое предположение могло бы объяснить и еще один наблюдательный факт, касающийся квазаров, и по поводу которого среди астрофизиков пока нет единого мнения. Здесь речь идет о максимуме при z«2,5, он как будто бы наблюдается в распределении числа квазаров по красным смещениям. Есть, правда, сомнения в истинности этого утверждения — некоторые астрономы считают: тут «работают» неучтенные эффекты селекции. На самом же деле пространственная плотность квазаров продолжает возрастать и при z>3. Данный вопрос пытался решить в последние годы своей жизни И. С. Шкловский. Он полагал, что «обрыв» в распределении квазаров при z>3 связан со временем, необходимым для образования газопылевого диска в молодых сфероидальных галактиках 2. Это время, по его оценкам, равнялось нескольким миллиардам лет и как раз соответствует времени, прошедшему от формирования галактик при z«5—10 до z»3 (где, как он считал, рождалась основная масса квазаров).