Elliptiska galaxer: bildning och egenskaper
Linas JuozėnasDela
Kunskapens ark · Universum · Kapitel 03 / Artikel 06
Elliptiska galaxer
Det jämna stjärnskenet kan dölja ett komplicerat förflutet: tidiga utbrott av stjärnbildning, senare sammanslagningar, förändrade stjärnbanor och gas som ständigt cirkulerar genom galaxen.
Vad döljer sig bakom det jämna skenet?
Bredvid en spiralgalax kan en elliptisk galax verka nästan enkel: ett lysande centrum tonar ut i ett rundat hölje, utan några breda armar som fångar blicken. Ändå rör sig dess stjärnor i ett komplicerat gravitationssystem.
Vår tidigare artikel följde skivornas strukturer. Elliptiska galaxer inbjuder till ett annat slags undersökning: genom att studera stjärnornas rörelser, kemiska signaturer, svaga yttre strukturer och gas kan vi återskapa hur de växte.
Det finns ingen enda utvecklingsväg som gäller för alla elliptiska galaxer. Deras nuvarande utseende återspeglar både stjärnornas historia och galaxens senare sammanslagning.
Vad gör en galax elliptisk?
En så kallad elliptisk galax har i stort sett ett jämnt, centralt koncentrerat stjärnutseende, vanligtvis utan tydliga spiralarmar eller en uppenbar stor skiva. Beskrivningen rymmer stor variation i ljusstyrka, inre rörelser och dolda strukturer.[1]
De vanliga beteckningarna E0–E7 beskriver tillplattningen på himlen. De jämför bildens kortaxel b med långaxeln a och använder ungefär E = 10(1 − b/a). De tre exemplen visar vad beteckningarna innebär.
E0 · rund i projektion
Bildens lång- och kortaxel är lika långa. Det bevisar inte att galaxen är en sfär.
E3 · måttligt tillplattad
Projektionen har en kortaxel som är ungefär 70 % av långaxelns längd.
E7 · kraftigt tillplattad
I projektionen är den korta axeln cirka 30 % av den långa axelns längd. Den verkliga tredimensionella formen kan inte avgöras enbart utifrån konturen.
Konturer och axlar illustrerar den synliga tillplattningen när den avbildade längden på den långa axeln är densamma. Detta är inte tredimensionella modeller eller utvecklingsstadier.
Betraktningsvinkeln spelar roll: ett tillplattat system som ses nästan vinkelrätt mot sitt plan kan se runt ut. För att rekonstruera dess verkliga tredimensionella form krävs antaganden och, när det är möjligt, information om stjärnornas rörelser.[2]
Känsligare bilder kan framhäva skal, svaga svansar, stoft eller inre stjärnkomponenter. ”Elliptisk” sammanfattar det dominerande utseendet; det betyder inte att alla delar av galaxen saknar särdrag.[1]
Hur upprätthåller stjärnornas banor jämvikten i en elliptisk galax?
Galaxernas stjärnor rör sig vanligtvis genom systemet utan att kollidera fysiskt. Deras banor styrs av det samlade gravitationsfältet. I en elliptisk galax kan dessa banors riktningar och former variera kraftigt.
Hastighetsdispersion beskriver spridningen i stjärnornas hastigheter. När denna spridning i stor utsträckning upprätthåller systemets dynamiska jämvikt kallar astronomer det en hastighetsdispersionsstödd struktur eller en tryckstödd struktur. Termen beskriver omloppsrörelsen, inte att stjärnorna trycker på varandra som partiklar i en tät gas.[1]
Snabbt roterande galaxer
I dessa system är stjärnornas ordnade rotation betydande i förhållande till deras hastighetsdispersion. Vissa galaxer som ser elliptiska ut tillhör denna kategori.
Långsamt roterande galaxer
Enligt klassificeringskriterier som även tar hänsyn till den synliga tillplattningen är dessa galaxers ordnade rotation svagare. Långsam rotation betyder inte att enskilda stjärnor rör sig långsamt eller att det inte finns någon rotation alls.
Integral fält-spektroskopi registrerar spektra på många platser i en galax och gör det därmed möjligt att skapa kartor över hastighet och hastighetsdispersion. Sådana kartor avslöjar skillnader som en jämn optisk bild kan dölja.[3]
Vad kom ATLAS3D-kartläggningen fram till?
I hennes urval av närliggande galaxer ingick 260 galaxer av tidig typ, en kategori som omfattar både elliptiska galaxer och linsgalaxer. Cirka 86 % av det totala urvalet bestod av snabbt roterande galaxer.
Bland de galaxer som utifrån sin morfologi klassificerats som elliptiska tillhörde cirka 66 % gruppen av snabbt roterande galaxer. Resultaten gäller ett specifikt urval, men visar tydligt varför ”elliptisk” och ”icke-roterande” inte bör betraktas som synonymer.[3]
Vad händer under violent relaxation?
När en sammanslagning snabbt förändrar det övergripande gravitationsfältet kan den omfördela stjärnornas omloppsenergier. Denna process kallas violent relaxation. Den kan bidra till en jämnare fördelning av stjärnorna utan upprepade fysiska kollisioner mellan stjärnorna.
Tidsskalan för denna process hänger samman med hur lång tid det tar för stjärnorna att korsa systemet och beror därför på systemets storlek och massa. Relaxationen kan också vara ofullständig: då finns mindre strukturer och spår av tidigare växelverkan kvar.[4]
Hur bildas och växer elliptiska galaxer?
Sammanslagningar är ett viktigt sätt för sfäroidala system att bildas. En storskalig kollision kan omforma stjärnornas banor, driva gas inåt och förändra skivstrukturen kraftigt. Utfallet beror på gasreserver, massförhållande, banornas geometri och senare ackretion.
En sammanslagning mellan gasrika galaxer kan utlösa bildandet av nya stjärnor och samtidigt lämna en del av skivstrukturen oförändrad eller låta skivan växa till på nytt. En sammanslagning mellan gasfattiga galaxer sammanför och omfördelar främst redan befintliga stjärnor. En storskalig sammanslagning lämnar alltså inte nödvändigtvis efter sig en elliptisk rest av en viss typ.[6]
När bildades stjärnorna?
Många av dem kan ha bildats tidigt – i huvudförstadiet till galaxen eller i separata galaxer som senare anslöt sig till den.
När bildades galaxen som helhet?
Senare sammanslagningar kan föra samman dessa gamla stjärnpopulationer och utvidga galaxens yttre halo.
När avtog stjärnbildningen?
Tillförseln av gas och dess avkylning bestämmer en annan del av denna historia, som inte nödvändigtvis sammanfaller med att galaxen slutligen bildas som helhet.
I simuleringar beskrivs ofta en kombination av dessa processer: tillväxt in situ – stjärnbildning i huvudförstadiet till galaxen – och tillväxt ex situ — stjärnor som bildas någon annanstans och tillförs galaxen genom ackretion. De relativa bidragen från dessa tillväxtsätt beror på massa och utvecklingshistoria.[5]
Tillväxten hos de största centralgalaxerna
Modeller av de ljusstarkaste galaxerna i galaxhopar visar hur stjärnor som bildades tidigt i många galaxförstadier kan bli en del av en enda mycket större galax genom senare sammanslagningar. Ackretion av mindre galaxer kan tillföra material till ytterkanterna, medan den centrala stjärnpopulationen förblir gammal.
Då kan man skilja mellan stjärnornas ålder och tiden som gått sedan galaxen slutligen sammanfogades. Det förklarar också varför ett spektrum som kännetecknar en gammal stjärnpopulation inte nödvändigtvis betyder att galaxen har förblivit oförändrad sedan stjärnorna bildades.[7]
Varför ser många elliptiska galaxer gamla och röda ut?
När få nya stjärnor bildas i en galax försvinner dess kortlivade, heta blå stjärnor, och få nya stjärnor tillkommer för att ersätta dem. Då bidrar svalare stjärnor med längre livslängd mer till galaxens samlade ljus.
I många närbelägna massiva elliptiska galaxer dominerar gamla stjärnpopulationer. Deras spektra visar också att stjärnorna är berikade med kemiska grundämnen, men ålder och metallicitet varierar med galaxens massa, position i galaxen och individuella utvecklingshistoria.[8]
Metallicitet är förekomsten av grundämnen som är tyngre än helium. En stjärnas sammansättning återspeglar till stor del sammansättningen hos den gas som den bildades ur. En stjärnpopulation blir inte metallrik enbart genom att åldras.
Tidigare generationer av stjärnor berikar den omgivande gasen genom att förlora massa och explodera. Nya stjärnor kan senare bildas av detta berikade material. Spektra gör det möjligt för astronomer att studera denna sekvens, även om blandningar av populationer med olika åldrar och kemisk sammansättning samt stoft försvårar tolkningen.[10]
Färgen ensam kan inte avslöja hela historien. Astronomer jämför absorptionslinjer, observationer över ett brett våglängdsområde och modeller av stjärnpopulationer för att uppskatta ålder och kemiska egenskaper, och även avgöra om en liten andel yngre stjärnor döljer sig i den äldre populationen.[10]
Vad händer med gasen när stjärnbildningen avtar?
Hämning av stjärnbildning innebär en långvarig minskning av stjärnbildningen. Det avgörande villkoret är att mindre gas når det kalla, täta tillstånd där stjärnor bildas. Gasen kan värmas upp, drivas ut, förbrukas eller hindras från att svalna effektivt.
Många massiva elliptiska galaxer omges av vidsträckta heta atmosfärer som avger röntgenstrålning. Vissa innehåller också svalare gas, stoft eller förnyad stjärnbildning. Åldrande stjärnor återför ständigt material till omgivningen, så gasutbytet fortsätter även när nya stjärnor sällan föds.[11]
Gas kan byta fas
Het gas strålar ut energi. Under lämpliga förhållanden kan en del av atmosfären kylas, bli tätare och tillföra material som upprätthåller aktiviteten i centralområdet. Om detta sker beror på dess termodynamiska tillstånd och omgivning.[11]
Strålar kan bromsa kylningen
Radiostrålar från en ackreterande central svart hål kan blåsa upp hålrum och överföra mekanisk energi till atmosfären. Det hjälper till att förklara varför gas i vissa heta halon kyls och bildar stjärnor betydligt långsammare än vad en modell utan uppvärmning skulle förutsäga.[22]
Denna balans kan förändras med tiden. Kylning, ackretion och återkoppling samverkar, och nytt material kan tillföras genom senare kollisioner med andra galaxer. En aktiv kärna är därför en del av en pågående gascykel, inte ett bevis för att varje elliptisk galax tömdes helt i en enda slutlig händelse.[11], [22]
Form och stjärnbildning måste bedömas separat. En galax kan bli passiv i fråga om stjärnbildning och ändå behålla en relativt snabb rotation, och en sfäroidisk galax kan fortfarande ha små förråd av kall gas.
Vad kan ljusprofiler och svaga strukturer avslöja?
En galax ytljusstyrkeprofil beskriver hur dess ljusstyrka förändras i himmelsplanet med avståndet från centrum. Effektiva radien, Re, avgränsar det område som i den valda profilen omfattar hälften av galaxens totala projicerade ljusstyrka.
Den flexibelt anpassningsbara Sérsicprofilen beskriver ofta den övergripande ljusfördelningen. Dess index n bestämmer profilens form. Den välkända de Vaucouleurs-formen motsvarar n = 4, men alla elliptiska galaxer har inte detta värde.[12]
Sérsicprofil med vanlig normalisering
I(R) = Ie exp{−bn[(R/Re)1/n − 1]}
I(R) är ytljusstyrkan vid den projicerade radien R, och Ie är dess värde vid Re. Konstanten bn väljs så att området inom Re omfattar hälften av profilens totala ljusstyrka.
Detta beskriver ljusfördelningen. En god anpassning avslöjar inte entydigt vilka händelser som skapade den.[12]
Isophoter är konturer med samma ytljusstyrka. Små avvikelser från perfekta ellipser kan ge dem ett något kantigt eller spetsigare, ”diskliknande” utseende. Dessa detaljer ger ytterligare ledtrådar om strukturen, men är inga exakta mått på rotation eller på en enda specifik sammansmältningshistoria.[1], [3]
Klumpar och material efter tidvattenväxelverkan
Tillskottna stjärnor kan förbli samlade i diffusa strukturer långt efter att den ljusa mitten redan ser jämn ut. Djupa bilder hjälper till att upptäcka dessa spår av tidigare växelverkan.[1], [5]
Utglesad stjärnkärna
I centrum av vissa massiva elliptiska galaxer är det mindre ljus än vad man skulle förvänta sig om den yttre profilen förlängdes inåt. Det är en relativ brist, inte ett tomrum.
Supermassiva svarta hål som sjunker in mot centrum kan överföra orbital energi till de centrala stjärnorna. När ett par svarta hål har bildats kan gravitationella slangbellseffekter omfördela fler stjärnor. Modeller av denna process bidrar till att förklara utglesade kärnor; vanliga fysiska kollisioner mellan stjärnor är ingen generell förklaring.[13]
Vad innebär skalningssambanden?
Det så kallade Faber–Jackson-sambandet kopplar luminositet till stjärnornas hastighetsdispersion. Det så kallade fundamentalplanet kopplar samman effektiv radie, genomsnittlig ytluminositet inom denna radie och hastighetsdispersion.
Dessa empiriska samband begränsar galaxens massfördelning, stjärnpopulationer och dynamiska struktur. Deras spridning och varierande lutningar ger också information. De bevisar inte att varje elliptisk galax har bildats genom en och samma sammanslagningshistoria.[14]
Hur hänger elliptiska galaxer samman med galaxhopar, dvärggalaxer och S0-galaxer?
Massiva elliptiska galaxer är framträdande i täta miljöer, bland annat i gruppernas och galaxhoparnas centrum. Vissa ljusstarkaste galaxer i galaxhopar har utbredda stjärnhöljen som gradvis smälter samman med galaxhopens diffusa stjärnljus.
En rik galaxhop gör inte varje växelverkan gynnsam för en sammanslagning. På grund av de höga relativa hastigheterna passerar galaxer ofta bara förbi varandra. Tidigare hopning i långsammare grupper och senare ansamling av materia i centrala galaxer bidrar till att koppla miljön till de observerade populationerna.[7], [15]
| Kategori | Vad beteckningen beskriver | Vad man inte bör anta |
|---|---|---|
| Elliptisk | Ett i stort sett jämnt strukturerat stjärnsystem med en tätare central del och utan tydlig spiralstruktur. | Att den inte roterar, saknar gas och inre strukturer och att hela dess historia begränsas till en enda stor sammanslagning. |
| Linsformad, eller S0 | En galax med en stjärndisk men utan tydliga spiralarmar. | Att den måste ha bildats på endast ett sätt eller att stjärnbildning inte alls förekommer där.[17] |
| Dvärgelliptisk eller dvärgsferoidal | Beteckningar som används för att beskriva populationer av stjärnsystem med låg luminositet och i regel lite gas; användningen varierar inom observationspraxis. | Att dessa beteckningar alltid kan användas som synonymer eller att de beskriver förminskade kopior av resterna efter enorma sammanslagningar.[16] |
Dvärggalaxer av tidig typ kan behålla rotation, inre skivor eller olika stjärnpopulationer. Gasavlägsnande och tidvattenpåverkan kan bidra till deras utveckling; olika processer är viktiga i olika system.[16]
Observationer av S0-galaxer vittnar också om flera utvecklingsvägar, bland annat förändringar i gastillförseln och sammanslagningar. Den bredare termen galax av tidig typ omfattar de morfologiska typerna E och S0; ”tidig” är en historisk klassificeringsbeteckning, inte ett direkt mått på ålder.[17], [1]
Vad visar observationerna nu?
M87
M87 kännetecknas av en jämn och vidsträckt stjärnsystemstruktur, en rik population av klotformiga stjärnhopar och ett aktivt centralt svart hål. Dess jetstråle visar de energirika processerna i en galax vars huvudsakliga stjärnpopulation verkar relativt lugn.
Detta exempel gör det möjligt att undersöka stjärnstrukturen och kärnaktiviteten i ett och samma sammanhang.[18]
NGC 3610
Denna elliptiska galax har en tydligt synlig stjärnskiva. Den bevarade inre strukturen har tolkats som ett tecken på att galaxen bildats relativt nyligen.
Detta är en nyttig påminnelse om att en galax som klassificeras som elliptisk också kan innehålla en urskiljbar skiva.[19]
Liknade de första passiva galaxerna redan dagens jättelika elliptiska galaxer?
En galax med hög rödförskjutning kan vara kompakt och bilda få nya stjärnor, men ändå behålla en ordnad rotation hos stjärnorna. Bilder, mätningar av stjärnbildning och kinematik besvarar olika frågor om dess tillstånd.
Passiva galaxer med tydlig rotation
Av 15 passiva galaxer som studerades inom ett rödförskjutningsintervall på cirka 1,2–2,3 hade tio en orientering som gjorde det möjligt att fastställa användbara gränser för rotationsparametrarna i analysen. Alla tio klassificerades som snabbt roterande galaxer. Resultatet visar att dämpad stjärnbildning inte nödvändigtvis upphäver ordnade stjärnrörelser.[20]
En långsamt roterande galax när universum ännu inte var två miljarder år gammalt
Observationer med JWST av galaxen XMM-VID1-2075, med en rödförskjutning på 3,449, visade en svag rotation hos stjärnsystemet, förenlig med kinematik som domineras av hastighetsdispersion. Även långsamt roterande massiva system bildades alltså när universum var mindre än två miljarder år gammalt.[21]
Ingen av dessa observationer innebär att alla tidiga galaxer var likadana. Tillsammans visar de varför forskare som spårar föregångarna till närliggande elliptiska galaxer behöver mäta inte bara ljuset utan också rörelsen.
Bilder med högre känslighet avslöjar svaga ytterområden; rumsligt upplösta spektra blottlägger ban- och kemisk struktur; röntgen- och radioobservationer gör det möjligt att följa gas och återkoppling. När dessa observationer kombineras blir en galax med jämnt utseende en detaljerad dokumentation av dess bildnings- och tillväxthistoria.[1], [11]
Ljuset från gamla stjärnor. En historia som fortfarande avslöjas.
En elliptisk galax kan bevara tidiga stjärnpopulationer och samtidigt fortsätta att tillföras stjärnor, utbyta gas och reagera på sin omgivning. Dess form, rörelse och kemiska sammansättning förmedlar olika delar av denna historia.
Härnäst undersöker vi oregelbundna galaxer, där en ojämn struktur och lokal stjärnbildning ger ett annat perspektiv på galaxernas utveckling.
Källor och vidare läsning
Vetenskapliga artiklar, författaröversikter och observatoriebeskrivningar som ligger till grund för definitioner, bildningsvägar och exempel. Formillustrationerna visar projicerade axelförhållanden, inte verkliga tredimensionella former.
- Cappellari (2016) — Struktur och kinematik hos galaxer av tidig typ utifrån integral fält-spektroskopiVariationer i banor och sambandet mellan synlig morfologi och inre rörelser.
- Weijmans m.fl. (2014) — ATLAS3D-projektet – XXIV. Fördelningen av de verkliga formerna hos galaxer av tidig typProjicerad tillplattning, verklig form och begränsningarna med att enbart tolka bilder.
- Emsellem m.fl. (2011) — ATLAS3D-projektet – III. Bokföring av rörelsemängdsmoment inom den effektiva radien hos stjärnor i galaxer av tidig typ: avslöjar fördelningen mellan snabbt och långsamt roterande galaxerSnabb och långsam rotation i ett urval som omfattar både elliptiska galaxer och linsgalaxer.
- Lynden-Bell (1967) — Statistisk mekanik för våldsam relaxation i stjärnsystemOmfördelning av stjärnornas banenergier genom ett snabbt föränderligt gemensamt gravitationsfält.
- Oser m.fl. (2010) — Galaxbildningens två faserEn modelleringsram som skiljer mellan stjärnor som bildats i den huvudsakliga förfadern och stjärnor som tillkommit senare.
- Hopkins m.fl. (2009) — Hur överlever skivor galaxsammanslagningar?Varför gasmängden och egenskaperna hos galaxkollisioner påverkar skivornas överlevnad och återbildning.
- De Lucia och Blaizot (2007) — Hierarkisk bildning av de ljusaste galaxerna i galaxhoparModeller skiljer mellan tidig stjärnbildning och senare sammansättning av massiva centralgalaxer.
- Thomas m.fl. (2005) — Miljöberoendet hos bildningsepoker för galaxer av tidig typObserverade trender i stjärnålder, metallicitet och förhållanden mellan grundämnenas förekomst.
- Yan, Jerabkova och Kroupa (2019) — Stjärnbildningens varaktighet i elliptiska galaxer – samtidig anpassning av modellen till [Mg/Fe] och total metallicitetVarför grundämnesförhållanden begränsar möjliga stjärnbildningshistorier, men inte ger ett entydigt tidsmått.
- Conroy (2013) — Modellering av galaxers pankromatiska spektrala energifördelningarAtt bestämma stjärnålder, kemisk sammansättning och stjärnbildningshistoria utifrån ljus.
- Werner m.fl. (2019) — Heta atmosfärer, kall gas, återkoppling från aktiva galaxkärnor och utvecklingen av galaxer av tidig typ: en tematiserad översiktHeta atmosfärer, svalare gas, massförlust från stjärnor och reglering av avkylning.
- Graham och Driver (2005) — En kortfattad handbok om (projicerade) Sérsic R^(1/n)-storheter, med koncentration, profilgradienter, Petrosianindex och KronljusstyrkorSérsicprofilen, effektiv radie och de definitioner som används för att beskriva galaxers ljus.
- Frigo m.fl. (2021) — Två faser av kärnbildning – banornas utveckling i centrum av elliptiska galaxer med supermassiva svarta hålsbinärerHur svarta hål som sjunker mot centrum och växelverkan i binära system omfördelar stjärnorna i de centrala områdena.
- Cappellari m.fl. (2013) — ATLAS3D-projektet – XV. En referens för skalningsrelationer hos galaxer av tidig typ, baserad på 260 dynamiska modeller: mass-till-ljusstyrkeförhållande, mörk materia, fundamentalplanet och massplanetSkalningsrelationer som hjälper till att sätta gränser för massa, struktur och parametrar för stjärnpopulationer.
- Makino och Hut (1997) — Sammanslagningsfrekvensen för sfäriska galaxer med lika massaBetydelsen av galaxernas möteshastighet för gravitationell infångning och sammanslagning.
- Lisker (2009) — Dvärggalaxer av tidig typ i galaxhopar: en blandad grupp med olika ursprung?Variation bland dvärggalaxer av tidig typ och möjliga bildningsvägar.
- Deeley m.fl. (2020) — SAMI-galaxikartläggningen: variationen i S0-galaxers egenskaper tyder på flera bildningsvägarLinsformiga galaxer behåller sina skivor och har inte nödvändigtvis en likartad bildningshistoria.
- NASA / ”Hubble” — Messier 87En jättelik elliptisk galax i Jungfruhopen, med en aktiv kärna och en rik population av klotformiga stjärnhopar.
- NASA / ”Hubble” — En ung elliptisk galaxEn framträdande stjärndisk i den elliptiska galaxen NGC 3610.
- Slob m.fl. (2025) — Snabbt roterande galaxer vid kosmisk middag: stjärnkinematik i 15 vilande galaxer baserad på JWST-SUSPENSE-dataRotation i tio galaxer vars orientering gjorde det möjligt att få användbara kinematiska begränsningar.
- Forrest m.fl. (2026) — En massiv och utvecklad långsamt roterande galax i det tidiga universumStjärnkinematik i galaxen XMM-VID1-2075, med rödförskjutningen 3,449, baserad på JWST-data; en reviderad version av artikeln har antagits för publicering i tidskriften ”Nature Astronomy”.
- McNamara och Nulsen (2012) — Mekanisk återkoppling från aktiva galaxkärnor i galaxer, grupper och hoparJetstrålar, hålrum och överföring av mekanisk energi till heta atmosfärer.
Alla artiklar i det här avsnittet
- Mörk materia-halon: galaxernas grund
- Hubbles galaxklassificering: spiralgalaxer, elliptiska galaxer och oregelbundna galaxer
- Kollisioner och sammanslagningar: galaxernas tillväxtmotorer
- Galaxhopar och superhopar
- Spiralarmar och stavgalaxer
- Elliptiska galaxer: bildning och egenskaper — du är här
- Oregelbundna galaxer: kaos och utbrott av stjärnbildning
- Utvecklingsvägar: sekulär utveckling och utveckling driven av sammanslagningar
- Aktiva galaxkärnor och kvasarer
- Galaxernas framtid: Milkomeda och vidare utveckling