Elliptische Galaxie

Elliptische Galaxien sind relativ hell in ihrem Zentrum, mit einem zunächst raschen und dann langsameren Helligkeitsabfall nach außen. Die Linien gleicher Helligkeit (Isophoten) lassen sich recht genau durch konzentrische Ellipsen beschreiben. In der Hubble-Sequenz werden elliptische Galaxien nach der Form dieser Ellipsen in Klassen E0 (kreisförmig) bis E7 (stark abgeplattet) unterschieden. Die dem E zugefügte Zahl bestimmt sich dabei als ${\displaystyle 10(a-b)/a}$, wobei a die Größe der großen und b die der kleinen Achse der Ellipse ist. Hierbei ist zu beachten, dass die Einordnung auch stark von unserem Sichtwinkel auf die Galaxie abhängt.

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  M 89 Typ: E0
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  Messier 32 Typ: cE2
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  NGC 4125 Typ: E6

Neben der Elliptizität lassen sich die elliptischen Galaxien auch noch anhand anderer Eigenschaften einteilen:[2]

Bezeichnung	Beschreibung	absolute Helligkeit	Massebereich	Beispiel
E	Normale Ellipsen (E): Zu dieser Klasse zählt man zusätzlich noch die Riesenellipsen (gE: giant ellipticals) und die kompakten Ellipsen (cE: compact ellipticals)	−15 bis −23	1e8 bis 1e13 M☉	Galaxie Messier 86 vom Typ E3
cD	Dies sind extrem massereiche elliptische Galaxien und besitzen einen hellen, ellipsenförmigen Kern mit einem diffusen Halo aus Sternen. Sie befinden sich meist im Zentrum eines Galaxienhaufens. Ihre Helligkeit fällt nach außen langsamer ab als bei E-Galaxien.	−22 bis −25	1e13 bis 1e14 M☉	Elliptische Galaxie ESO 325-G004 im Galaxienhaufen Abell S740
dE	Zwergellipsen (dE: dwarf ellipticals): Dies sind Zwerggalaxien mit elliptischer Form. Sie weisen jedoch andere Eigenschaften als normale Ellipsen auf, so skalieren z. B. die Flächenhelligkeit und Leuchtkraft anders.	−13 bis −19	1e7 bis 1e9 M☉	NGC 205, eine Begleitgalaxie der Andromeda-Galaxie.
dSph	Zwergsphäroiden (dSph: dwarf spheroidals): Sie haben noch eine geringere Leuchtkraft und wurden bisher nur in der Lokalen Gruppe gefunden.	−8 bis −15	1e7 bis 1e8 M☉	NGC 147, eine Zwerggalaxie in der Nähe der Andromedagalaxie
BCD	Blaue kompakte Zwerggalaxien (BCD: blue compact dwarfs): Diese kleinen Galaxien enthalten eine große Anzahl von jungen, heißen, massereichen Sternen. Sie enthalten relativ viel Gas. Sie lassen sich durch ein für sie typisches Emissionsspektrum identifizieren.	−14 bis −17	ca. 1e9 M☉	Die irreguläre Zwerggalaxie NGC 1705

Bildet man ein Helligkeitsprofil einer elliptischen Galaxie, indem man die Helligkeit mit dem Abstand zum Zentrum misst, so folgt dieser Verlauf einem De-Vaucouleurs-Profil. Dieses drückt einen linearen Zusammenhang zwischen dem Logarithmus der Intensität und dem Abstand zum Zentrum aus.

a) Isophoten einer elliptischen Galaxie b) Isophotentwist

Die Analyse der Helligkeitsverteilung ist eines der wichtigsten Hilfsmittel, die Eigenschaften und die Entwicklung elliptischer Galaxien zu ermitteln. Mit dieser Analysetechnik werden den Linien gleicher Helligkeit (Isophoten) Ellipsen zugeordnet. Die Mittelpunkte der damit ermittelten Ellipsen liegen normalerweise sehr genau zentriert im Mittelpunkt der Galaxie. Die Elliptizität kann jedoch mit dem Radius schwanken. Die davon abgeleitete Elliptizität und der Winkel der großen Halbachse liefern grundlegende Informationen zur Galaxie, z. B. den effektiven Radius, Triaxialität oder zu einer eventuellen Isophotenverdrehung (Isophotentwist). Bei einer Isophotenverdrehung ändert sich der Winkel der großen Halbachse der Ellipse mit zunehmendem Radius. Die Helligkeitsverteilung einer Galaxie kann eine Abweichung von der Idealform einer Ellipse zeigen. Hier gibt es kastenförmige (boxiness) und scheibenförmige (diskiness) Systeme. Diese Verteilungen geben wichtige Hinweise auf die physikalischen Eigenschaften einer elliptischen Galaxie.[1][2]

Elliptische Galaxien bestehen hauptsächlich aus älteren Sternen der Population II, was sich dadurch bemerkbar macht, dass sie eine rötliche Farbe haben. Kleine, masseärmere Ellipsen können auch jüngere Sterne (jünger als 5 Mrd. Jahre) enthalten.[1] Früher ging man davon aus, dass diese Galaxien so gut wie kein Gas und Staub enthalten. Durch Beobachtungen im Röntgenbereich konnte man jedoch auch heißes Gas mit einer Masse von mehreren Millionen Sonnenmassen entdecken. Zudem enthalten bis zu 50 % der Galaxien einen höheren Staubanteil.[3] Hier bildet der Staub zusammen mit einer eingebetteten Sternscheibe eine Grundebene.[1] Dies kann man als Hinweis auf frühere Galaxienkollisionen deuten.

Seit den späten 1990ern zeigen Beobachtungen immer deutlicher, dass im Zentrum jeder elliptischen Galaxie und jedes Bulges einer Spiralgalaxie ein Schwarzes Loch zu finden ist, das einige Promille der Masse der elliptischen Galaxie bzw. des Bulges hat. Diese M-Sigma-Relation genannte Beziehung ist bei elliptischen Galaxien mit einem Massebereich von 1e⁶ bis 1e¹⁰ Sonnenmassen gefunden worden.

Die Vorgänge in der Entstehung und Entwicklung von Galaxien und Schwarzen Löchern, die zu dieser Beziehung führen, sind noch unklar.[4][5] Die Schwarzen Löcher scheinen jedoch eine wichtige Rolle in der Entwicklung von elliptischen Galaxien zu spielen.

Grafik für ein triaxiales System. Die Achsen a,b,c können gleich oder auch verschieden lang sein.

Früher wurde häufig angenommen, dass diese Abplattung durch Rotation zustande kommt und elliptische Galaxien kugelförmig oder abgeplattete Rotationsellipsoide sind. Dies ist inzwischen als nicht allgemeingültig erkannt. Es gibt besonders unter den leuchtkräftigsten elliptischen Galaxien nicht oder nur wenig rotierende Systeme, die dennoch abgeplattet erscheinen. Die Bahnen der Sterne sind keine Ellipsen oder sonstige geschlossene Formen, sondern die Sterne führen unabhängige Bewegung in allen Hauptachsen durch.[1] Ihre ‚triaxiale‘, also in drei Raumrichtungen verschiedene Ausdehnung entsteht durch eine Richtungsabhängigkeit der Streuung der Geschwindigkeiten ihrer Sterne, das heißt eine elliptische Galaxie wird nicht durch Rotation stabilisiert, sondern durch die chaotische Bewegung des Sternengases. Dieses Sterngas befindet sich in einem relaxierten Zustand, der allerdings nicht durch Kollisionen erreicht wird, sondern durch Violent Relaxation.

Mit der Faber-Jackson-Beziehung besteht ein empirischer Zusammenhang zwischen Leuchtkraft L und der Geschwindigkeitsdispersion σ in elliptischen Galaxien. Diese Beziehung ist besonders von Vorteil, da sich die Geschwindigkeitsstreuung der Sterne relativ leicht über spektroskopische Analysen ermitteln lässt. Über die ermittelte absolute Helligkeit lässt sich dann die Entfernung zur Galaxie berechnen.

Durch die Analyse der Helligkeitsverteilung konnte man feststellen, dass viele elliptische Galaxien nicht die Idealform einer Ellipse zeigen. Diese lassen sich je nach dem Verlauf der Isophoten in kastenartige (boxy shape) und scheibenartige (disky shape) Systeme einteilen. Hier hat sich gezeigt, dass an dieser Unterteilung weitere physikalische Eigenschaften hängen.

Etwa 70 % bis 90 % der elliptischen Galaxien sind scheibenartig, während 10 bis 20 % eine kastenförmige Struktur zeigen. Die kastenartigen Systeme haben ein größeres Masse zu Leuchtkraft-Verhältnis als die Scheibenartigen. Bei den scheibenartigen Systemen ist die Rotation formgebender als bei den kastenförmigen. Hier überwiegt also eine geordnete Bewegungskomponente, die es bei dem anderen Typ nicht gibt. Die scheibenartigen Systeme sind schwache Radiostrahler, während es beim kastenförmigen Typ eine breite Verteilung der Radioleuchtkraft gibt. Ein ähnliches Bild gibt es im Röntgenstrahlenbereich. Bei den kastenförmigen Galaxien sind oft auch Kerne entdeckt worden, die sich entgegen der allgemeinen Rotationsrichtung bewegen (counter-rotating cores).[2][6]

Die elliptische Galaxie NGC 3923 ist 90 Millionen Lichtjahre entfernt. Sie hat über 20 Schalen, von denen nur die äußersten in diesem Bild sichtbar sind. Die Schalenstrukturen sind hier sehr symmetrisch, während sie in anderen Galaxien unregelmäßiger sind.[7]

Bei einigen elliptischen Galaxien sind Schalenstrukturen (shells) in Form von Bögen in den Außenbereichen der Galaxie entdeckt worden. Die Bögen sind zentriert auf das Zentrum der Galaxie. Diese Strukturen lassen sich durch kontrastverstärkte Aufnahmen erkennen.

Diese Schalenstrukturen in elliptischen Galaxien sind wahrscheinlich Überreste von galaktischen Begegnungen. Die hierfür am meisten akzeptierte Theorie ist die Akkretion von kleinen Satellitengalaxien entlang einer Flugbahn, die diese in Richtung des Galaxienzentrums führt. Hierbei werden Sterne dieser Vorgängergalaxie während des Durchgangs durch das Perizentrum freigesetzt. Diese Sterne bilden dann die Schalenstrukturen aus, wenn sie ihr Apozentrum (d. h. den vom Galaxienzentrum entferntesten Punkt ihrer Umlaufbahn) erreichen.

Anhand dieses Modells lässt sich zeigen, dass die Vorgängergalaxie einige Durchläufe durchmachen muss, bevor sie sich auflöst. Damit kann erklärt werden, weshalb sich die Schalenstrukturen in so einen weitem Entfernungsbereich um die Galaxie befinden, der in vielen Galaxien mit Schalenstrukturen beobachtet wird. Die aufgenommene Galaxie verliert Energie durch dynamische Reibung. Die äußersten Schalen entstehen hierdurch zuerst, die inneren zu einem späteren Zeitpunkt, wenn die Vorläufergalaxie bereits ihre Bewegungsenergie verloren hat.[8]

Eigenschaften einer Galaxie wie Kastenförmigkeit, Schalenstrukturen und gegenläufige Kerne deuten darauf hin, dass sie ein Ergebnis einer abgeschlossenen Verschmelzung von zwei oder mehr Galaxien ist.[2]

Elliptische Galaxien sind von diffusen stellaren Halos und einer großen Anzahl von Kugelsternhaufen umgeben. Während es bei Spiralgalaxien sehr leicht ist, anhand der Rotation der Galaxie einen Anteil von Dunkler Materie im Halo abzuleiten, ist dies bei elliptischen Galaxien nicht möglich, da keine eindeutige Rotationsbewegung existiert.

Durch Analysen der Röntgenstrahlung des heißen Gases konnte auch für elliptische Galaxien ein hoher Anteil von Dunkler Materie im Halo entdeckt werden, so ist z. B. für die Galaxie NGC 4472 ein Dunkler-Materie-Anteil von ca. 90 % ermittelt worden.[9]

Die Fundamentalebene ist eine Beziehung zwischen dem effektiven Radius, der durchschnittlichen Helligkeit und der allgemeinen Geschwindigkeitsstreuung von normalen elliptischen Galaxien. Diese drei Parameter sind voneinander abhängig, so kann ein Parameter berechnet werden, sobald die beiden anderen Parameter bekannt sind. In einem dreidimensionalen Koordinatensystem bilden die Messwerte der Parameter von verschiedenen elliptischen Galaxien eine Ebene.