Eigenschaften verschiedener Galaxientypen, einschließlich Sternentstehungsraten und morphologischer Entwicklung
Der Blick auf das beobachtbare Universum offenbart eine erstaunliche Vielfalt an Galaxien: von anmutigen Spiralarmen, übersät mit Sternentstehungsregionen, bis hin zu riesigen elliptischen "Kugeln" alternder Sterne und sogar chaotischen, unregelmäßigen Strukturen, die schwer in einfache Definitionen passen. Diese Vielfalt weckte schon bei frühen Astronomen den Wunsch, ein Klassifikationssystem zu schaffen, das sowohl äußere morphologische Merkmale als auch mögliche evolutionäre Zusammenhänge widerspiegelt.
Das bekannteste Schema ist Hubbles "Tuning Fork", vorgeschlagen in den 1930er Jahren des 20. Jahrhunderts und später mit verschiedenen Unterkategorien ergänzt. Astronomen verwenden heute immer noch diese breiten Gruppen — Spiralgalaxien, Elliptische und Irreguläre — um Galaxienpopulationen zu beschreiben. In diesem Artikel werden wir die Eigenschaften jedes Typs, ihre Sternentstehungseigenschaften und mögliche morphologische Entwicklungen im kosmischen Maßstab betrachten.
1. Historischer Kontext und „Derinimo šakutė"
1.1 Hubbles ursprüngliches Schema
1926 veröffentlichte Edwin Hubble eine grundlegende Arbeit, in der er die morphologische Klassifikation der Galaxien darlegte [1]. Er stellte die Galaxien als "Derinimo šakutė" dar:
- Elliptische (E) links – von fast kreisförmigen (E0) bis zu stärker gestreckten (E7).
- Spiralgalaxien (S) und Balkenspiralgalaxien (SB) rechts – ungebalkte von einem Ast, balkige vom anderen. Sie wurden weiter nach der Helligkeit des zentralen Bulges und der Offenheit der Arme unterteilt (Sa, Sb, Sc usw.).
- Linsenförmige (S0), die eine Zwischenstellung zwischen elliptischen und Spiralgalaxien einnehmen, eine Scheibe besitzen, aber keine ausgeprägten Spiralstrukturen.
Später verfeinerten andere Astronomen (z. B. Allan Sandage, Gérard de Vaucouleurs) Hubbles System, indem sie mehr morphologische Elemente hinzufügten (z. B. ringförmige Strukturen, feine Balken, „flocculent“ oder große Spiralarmen).
1.2 „Derinimo šakutė“ und Evolutionstheorie
Anfangs schlug Hubble (wenn auch vorsichtig) vor, dass elliptische Galaxien durch einen inneren Prozess zu Spiralgalaxien werden könnten. Spätere Untersuchungen widerlegten diese Idee meist: Nach heutigem Verständnis spiegeln diese Klassen eher unterschiedliche Entstehungswege wider, obwohl Verschmelzungen oder säkulare Evolution in bestimmten Fällen die Morphologie verändern können. Die "Derinimo šakutė" blieb ein festes beschreibendes Werkzeug, bedeutet aber nicht unbedingt eine strenge evolutionäre Abfolge.
2. Elliptische Galaxien (E)
2.1 Morphologie und Klassifikation
Elliptische Galaxien sind meist glatt, ohne ausgeprägte Merkmale, leuchtende "Lichtkugeln" ohne klare Struktur. Sie werden als E0–E7 nach zunehmender Streckung klassifiziert (E0 – fast rund, E7 – stark gestreckt). Einige ihrer Merkmale:
- Ohne Scheibe: Im Gegensatz zu Spiralgalaxien besitzen sie keine ausgeprägte Scheibenkomponente, und die Sterne bewegen sich auf zufälligen Bahnen.
- Ältere, rötlichere Sterne: Hier dominieren in der Regel ältere Sterne, die einen roten Farbton verleihen.
- Wenig Gas oder Staub: Meistens gibt es kein kaltes Gas; obwohl einige riesige elliptische Galaxien (besonders in Haufen) einen heißen Gashalo besitzen, der im Röntgenbereich sichtbar ist.
2.2 Sternentstehungsraten und Populationen
In elliptischen Galaxien findet normalerweise sehr geringe aktuelle Sternentstehung statt – es mangelt an kalten Gasreserven. Ihre Sterne bildeten sich in frühen Phasen der kosmischen Geschichte und schufen massive, sphäroidale, metallreiche Ansammlungen. In einigen elliptischen Galaxien können dennoch kleinere Ausbrüche auftreten, verursacht durch geringfügige Verschmelzungen oder Gaszufuhr, aber das ist ein seltenes Phänomen.
2.3 Entstehungsszenarien
Heutzutage wird angenommen, dass große elliptische Galaxien meist durch große Verschmelzungen entstehen – die Kollision zweier Scheibengalaxien stört die Sternbahnen und bildet ein Sphäroid [2, 3]. Kleinere elliptische Galaxien können unter weniger extremen Bedingungen entstehen, aber der wesentliche Grund ist, dass eine große Massenannäherung oder Verschmelzung meist die Sternentstehung „ausschaltet“ und die Spiralstrukturen entfernt.
3. Spiralgalaxien (S)
3.1 Allgemeine Merkmale
Spiralgalaxien zeichnen sich durch eine drehende Scheibe mit Sternen und Gas aus, die oft einen zentralen Kern (Bulge) besitzt. In der Scheibe bilden sich spiralförmige Armstrukturen: Diese können klar (grand-design) oder unregelmäßig („flocculent“) sein. Hubble unterteilte sie nach:
-
Sa, Sb, Sc-Reihe:
- Sa: Großer, heller Kern (Bulge), eng gewundene Armstrukturen.
- Sb: Mittleres Verhältnis von Kern zu Scheibe, eher offenere Armformen.
- Sc: Kleiner Kern, weit „ausgebreitete“ Armstrukturen, reichere Sternentstehung.
- Balken-Spiralgalaxien (SB): Besitzen einen ausgeprägten Balken, der durch den Kern verläuft; unterteilt in SBa, SBb, SBc, entsprechend der Größe des Kerns und der Offenheit der Arme.
3.2 Sternentstehungsraten
Spiralgalaxien gelten als eine der aktivsten Sternentstehungsregionen unter den Hauptgalaxienklassen (mit Ausnahme einiger irregulärer „Bursts“). Das Gas in der Scheibe konzentriert sich entlang der Spiralwellen und bildet ständig neue Sterne. Die blauen, hellen Sterne in den Armen unterstreichen dies. Es wurde beobachtet, dass Spiralgalaxien späterer Typen (Sc, Sd) oft mehr Gas proportional zur Masse besitzen und somit eine höhere Sternentstehungsaktivität aufweisen [4].
3.3 Galaktische Scheibe und Zentralbereich
In der Scheibe der Spirale konzentriert sich der Großteil des kalten interstellaren Mediums und jüngerer Sterne, während der Kern meist aus älteren Sternen besteht und eine sphärischere Form aufweist. Das Verhältnis von Kern- zu Scheibenmasse korreliert mit dem Hubble-Typ (Sa hat einen größeren Kernanteil als Sc). Balken können Gas aus der Scheibe in das Zentrum leiten, wodurch der Kern oder das Schwarze Loch genährt wird und manchmal Sternentstehungs- oder AGN-Episoden ausgelöst werden.
4. Linsenförmige Galaxien (S0)
S0-Galaxien nehmen eine Zwischenstellung ein – sie besitzen eine Scheibe (wie Spiralgalaxien), haben jedoch keine ausgeprägten Spiralarme oder große Sternentstehungszonen. In der Regel enthalten ihre Scheiben wenig Gas, und die Sternpopulationen sowie Farben ähneln eher elliptischen Galaxien. S0-Galaxien sind typisch in dichten Haufenumgebungen, wo der Gasverlust durch Wechselwirkungen (z. B. dynamischer Stress, „harassment“ oder Gasabriß) eine Spiralgalaxie in eine S0-Galaxie verwandelt haben könnte [5].
5. Irreguläre Galaxien (Irr)
5.1 Merkmale der Unregelmäßigkeit
Irreguläre Galaxien passen nicht in die geordneten Rahmen von Spiral- oder elliptischen Galaxien. Sie zeichnen sich durch eine chaotische Form aus, ohne offensichtliche Sternansammlungen oder Scheiben, mit verstreuten Sternentstehungsgebieten oder Staubregionen. Wir unterteilen sie grob in:
- Irr I: Es gibt kleine oder partielle Strukturanfänge, die an Überreste einer zerstörten Scheibe erinnern können.
- Irr II: Sehr unklar, ohne erkennbare Ordnung.
5.2 Sternentstehung und externe Faktoren
Irreguläre sind meist klein- oder mittelgroß, können aber eine unglaublich hohe Sternentstehungsrate im Verhältnis zu ihrer Größe haben (z. B. der Große Magellansche Wolke). Gravitationswechselwirkungen mit größeren Nachbarn, Gezeiten oder jüngste Verschmelzungen können eine unregelmäßige Form erzeugen und einen Ausbruch der Sternentstehung fördern [6]. Wenn eine Galaxie mit geringer Masse zu Beginn der Entstehung nicht genügend Gas hatte, um eine geordnete Scheibe zu entwickeln, konnte sie unregelmäßig bleiben.
6. Sternentstehungsraten nach Morphologien
Auf der Hubble-"Tuning-Fork"-Skala können Galaxien Sternentstehungsraten (SFR) und Sternpopulationen ebenfalls verglichen werden:
- Späte Spiraltypen (Sc, Sd) sowie viele irreguläre: Reich an Gasreserven, ausgeprägte Sternentstehung, jüngere Sterne, bläulicheres Gesamtlicht.
- Frühe Spiraltypen (Sa, Sb): Mittlere Sternentstehung, geringere Gasreserven, ausgeprägterer (größerer) Kern.
- Linsenförmige (S0) und elliptische: Oft "rot und tot", mit minimaler neuer Sternentstehung, dominierende ältere Populationen.
Dies ist keine absolute Regel – Verschmelzungen oder Interaktionen können der elliptischen Galaxie Gas "leihen" oder einen Ausbruch der Sternentstehung auslösen, und einige spiralförmige Galaxien können ruhig sein, wenn sie das vorhandene Gas nutzen. Dennoch bestätigen groß angelegte Studien diese statistischen Gesetzmäßigkeiten [7].
7. Evolutionswege: Verschmelzungen und säkulare Veränderungen
7.1 Verschmelzungen: der wichtigste Faktor
Einer der wesentlichen Wege der Morphologieänderung sind Galaxienverschmelzungen. Wenn zwei spiralförmige Galaxien ähnlicher Masse aufeinandertreffen, treiben starke Gravitationskräfte oft Gas zum Zentrum, was einen Ausbruch der Sternentstehung auslöst und schließlich eine sphärischere Struktur bildet, wenn die Verschmelzung bedeutend ist. Nach mehreren Verschmelzungen im Verlauf der kosmischen Geschichte können wir massive elliptische Galaxien in den Kernen von Galaxienhaufen erhalten. Kleinere (ungleiche) "Verschlingungs"-Interaktionen oder die Akkretion von Satelliten können ebenfalls Balken bilden oder Scheiben verzerren und so die spiralige Klassifikation leicht verändern.
7.2 Sekuläre Evolution
Nicht alle morphologischen Veränderungen hängen mit äußeren Kollisionen zusammen. Sekuläre Evolution sind innere Prozesse über längere Zeiträume:
- Balkeninstabilität: Balken können Gas nach innen drücken, was die Bildung zentraler Sterne oder AGN-Aktivität fördert und möglicherweise Pseudobulgen bildet.
- Dynamik der Spiralarmen: Im Laufe der Zeit reorganisieren Wellenstrukturen die Sternbahnen und verändern allmählich die Form der Scheibe.
- Umwelteinflüsse (z. B. Gasentfernung in Haufen): Eine Galaxie kann von einer Spiralgalaxie zu einer gasarmen S0 werden.
Solche allmählichen Transformationen zeigen, dass die morphologische Klassifikation nicht ewig ist – sie kann sich je nach Umgebung, Feedback und innerer Dynamik ändern [8].
8. Beobachtungsdaten und moderne Verbesserungen
8.1 Tiefe Umfragen und Galaxien ferner Epochen
Teleskope wie Hubble, JWST oder große bodengebundene Instrumente ermöglichen die Beobachtung von Galaxien in früheren kosmischen Zeiten. Diese Galaxien mit hoher Rotverschiebung passen oft nicht in die lokale morphologische Klassifikation: Es werden "unsaubere" Scheibenstrukturen, unregelmäßige Sternentstehungszonen oder kompakte "Stücke" beobachtet. Im Laufe der Zeit entwickeln viele dieser Systeme erst in späteren Zeiten die üblichen spiral- oder elliptischen Merkmale, was darauf hindeutet, dass die Hubble-Sequenz sich teilweise erst in einer späteren Phase des Universums gebildet hat.
8.2 Quantitative Morphologie
Neben der einfachen visuellen Beurteilung verwenden Astronomen den Sérsic-Index, den Gini-Koeffizienten, M20 und andere Methoden, um die Lichtverteilung oder "Körnigkeit" quantitativ zu bewerten. Dies ergänzt das klassische Hubble-Schema und ermöglicht die Verarbeitung riesiger Umfragen, die darauf abzielen, Tausende oder Millionen von Galaxien automatisch zu klassifizieren [9].
8.3 Ungewöhnliche Typen
Einige Galaxien passen nicht in einfache Kategorien. Zum Beispiel erzählen Ringgalaxien, Polarringgalaxien und "Erdnuss"-Haufen-Galaxien exotische Entstehungsgeschichten (Kollisionen, Balkeninstabilität oder Gezeitenakkretion). Sie erinnern daran, dass die morphologische Klassifikation nur ein zusammenfassendes, aber nicht immer vollständiges Instrument ist.
9. Kosmischer Kontext: Hubble-Sequenz im Zeitverlauf
Die Hauptfrage: Wie verändert sich der Anteil von Spiral-, elliptischen und unregelmäßigen Galaxien in der kosmischen Geschichte? Beobachtungen zeigen:
- Unregelmäßige/besondere Galaxien sind bei höheren Rotverschiebungen häufiger – vermutlich aufgrund häufiger Verschmelzungen und noch nicht vollständig stabilisierter Strukturen im frühen Universum.
- Spiralgalaxien bleiben in verschiedenen Epochen zahlreich, könnten aber früher gasreicher und "körniger" gewesen sein.
- Elliptische sind häufiger in Haufen und in späteren Zeiten zu finden, wenn hierarchische Verschmelzungen massive, sternenarme (oder mit geringer Sternentstehung) Systeme formen.
Kosmologische Simulationen bemühen sich, diese evolutiven Pfade nachzubilden, indem sie verschiedene Komponenten bei unterschiedlichen Rotverschiebungen kombinieren.
10. Abschließende Gedanken
Hubbles Galaxienklassifikation – obwohl fast ein Jahrhundert alt – ist erstaunlich widerstandsfähig gegenüber der Zeit, selbst mit zunehmender astronomischer Forschung. Spiral-, elliptische und unregelmäßige Galaxien sind breite morphologische Familien, die oft mit Sternentstehungsgeschichten, Umgebung und der Dynamik großer Strukturen verbunden sind. Doch hinter diesen praktischen Etiketten verbergen sich komplexe evolutionäre Pfade: Verschmelzungen, säkulare Prozesse, Rückkopplungsschleifen, die das Aussehen einer Galaxie über Milliarden von Jahren verändern können.
Die Synergie aus tiefen Bildern, präziser Spektroskopie und digitalen Modellen verfeinert weiterhin unser Verständnis, wie Galaxien von einem Typ in einen anderen übergehen können. Von „roten und inaktiven“ elliptischen Riesen in Haufen bis hin zu leuchtenden Spiralarmen in Scheiben oder unregelmäßigen, chaotischen Formen bleibt der kosmische „Zoo“ der Galaxien eines der reichhaltigsten Gebiete der Astronomie – und stellt sicher, dass das Hubble-Klassifikationsschema, obwohl klassisch, sich weiterhin zusammen mit unserem ständig wachsenden Verständnis des Universums entwickelt.
[1]
- Hubble, E. (1926). „Extragalaktische Nebel.“ The Astrophysical Journal, 64, 321–369.
- Toomre, A. (1977). „Verschmelzungen und einige Konsequenzen.“ Evolution of Galaxies and Stellar Populations, Yale Univ. Obs., 401–426.
- Barnes, J. E., & Hernquist, L. (1992). „Dynamik wechselwirkender Galaxien.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 30, 705–742.
- Kennicutt, R. C. (1998). „Sternentstehung in Galaxien entlang der Hubble-Sequenz.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 36, 189–232.
- Dressler, A. (1980). „Galaxienmorphologie in reichen Haufen – Implikationen für die Entstehung und Entwicklung von Galaxien.“ The Astrophysical Journal, 236, 351–365.
- Schweizer, F. (1998). „Galaktische Verschmelzungen: Fakten und Fantasie.“ SaAS FeS, 11, 105–120.
- Blanton, M. R., & Moustakas, J. (2009). „Physikalische Eigenschaften und Umgebungen von Sternentstehungsgalaxien.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 159–210.
- Kormendy, J., & Kennicutt, R. C. (2004). „Säkulare Evolution und die Entstehung von Pseudobulges in Scheibengalaxien.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 603–683.
- Conselice, C. J. (2014). „Die Entwicklung der Galaxienstruktur über kosmische Zeit.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 52, 291–337.