Volgens een traditioneel evolutiemodel van sterrenstelsels begin je met spiraalstelsels - die in omvang kunnen groeien door het verteren van kleinere dwergstelsels - maar verder behouden ze hun spiraalvorm relatief ongestoord. Pas wanneer deze sterrenstelsels in botsing komen met een andere van vergelijkbare grootte, krijg je eerst een onregelmatige 'trein-wrak'-vorm, die uiteindelijk in een karakterloze elliptische vorm terechtkomt - vol met sterren die willekeurige baanbanen volgen in plaats van in hetzelfde smalle baanvlak te bewegen die we zien in de afgeplatte galactische schijf van een spiraalstelsel.
Het concept van seculiere melkwegevolutie daagt dit idee uit - waarbij 'seculier' gescheiden of geïsoleerd betekent. Theorieën van seculiere evolutie stellen voor dat sterrenstelsels van nature evolueren langs de Hubble-reeks (van spiraal naar elliptisch), zonder dat ze samensmelten of botsingen noodzakelijkerwijs veranderingen in hun vorm aansturen.
Hoewel het duidelijk is dat sterrenstelsels botsen - en vervolgens veel onregelmatige vormen van sterrenstelsels genereren die we kunnen waarnemen - is het denkbaar dat de vorm van een geïsoleerd spiraalvormig sterrenstelsel zou kunnen evolueren naar een meer amorf gevormd elliptisch sterrenstelsel als ze een mechanisme hebben om het impulsmoment naar buiten over te dragen .
De afgeplatte schijfvorm van een standaard spiraalvormig sterrenstelsel is het resultaat van spin - vermoedelijk verkregen tijdens de initiële vorming ervan. Spin zorgt er natuurlijk voor dat een geaggregeerde massa een schijfvorm aanneemt - net zoals pizzadeeg dat in de lucht wordt gesponnen, een schijf vormt. Om het impulsmoment te behouden, moet de schijfvorm voor onbepaalde tijd worden behouden, tenzij het sterrenstelsel op de een of andere manier zijn draai kan verliezen. Dit kan gebeuren door een botsing - of anders door massa, en dus impulsmoment, naar buiten over te dragen. Dit is analoog aan draaiende skaters die hun armen naar buiten gooien om hun spin te vertragen.
Dichtheidsgolven kunnen hier aanzienlijk zijn. De spiraalarmen die gewoonlijk zichtbaar zijn in galactische schijven zijn geen statische structuren, maar eerder dichtheidsgolven die een tijdelijke opeenhoping van cirkelende sterren veroorzaken. Deze dichtheidsgolven kunnen het gevolg zijn van orbitale resonanties die worden gegenereerd tussen de individuele sterren van de schijf.
Er is gesuggereerd dat een dichtheidsgolf een botsingloze schok vertegenwoordigt die een dempend effect heeft op de spin van de schijf. Omdat de schijf echter alleen op zichzelf remt, moet het impulsmoment binnen dit geïsoleerde systeem nog steeds worden behouden.
Een galactische schijf heeft een corotatieradius - een punt waar sterren draaien met dezelfde omloopsnelheid als de dichtheidsgolf (d.w.z. een waargenomen spiraalarm) roteert. Binnen deze straal bewegen sterren sneller dan de dichtheidsgolf - terwijl buiten de straal sterren langzamer bewegen dan de dichtheidsgolf.
Dit kan de spiraalvorm van de dichtheidsgolf verklaren - en ook een mechanisme bieden voor de buitenwaartse overdracht van impulsmoment. Binnen de straal van corotatie geven sterren impulsmoment op aan de dichtheidsgolf terwijl ze erdoorheen duwen - en dus de golf naar voren duwen. Buiten de straal van corotatie sleept de dichtheidsgolf door een veld van langzamer bewegende sterren - en geeft daarbij een impulsmoment op.
Het resultaat is dat de buitenste sterren verder naar buiten worden geslingerd naar gebieden waar ze meer willekeurige banen zouden kunnen aannemen - in plaats van gedwongen te worden zich te conformeren aan het gemiddelde orbitale vlak van de melkweg. Op deze manier zou een strak gebonden, snel draaiend spiraalstelsel geleidelijk kunnen evolueren naar een meer amorfe elliptische vorm.
Verder lezen: Zhang en Buta. Dichtheidsgolf veroorzaakte morfologische transformatie van sterrenstelsels langs de Hubble-sequentie.
