Galáxia elíptica

Elliptical Galaxy ESO 325-G004

Uma galáxia elíptica é uma galáxia que difere de outras formas de galáxias na sequência do Hubble porque distribui a luz uniformemente e não tem as estruturas visíveis encontradas nas galáxias espirais . Galáxias elípticas estão entre as populações de estrelas mais antigas do universo. Presume-se agora que eles já passaram por vários processos de fusão e interação com outras galáxias. Geralmente consistem em estrelas velhas e dificilmente contêm qualquer gás interestelar, já que este foi usado há muito tempo. Portanto, a taxa de formação de estrelas é muito baixa. Essas galáxias são cercadas por um grande número de aglomerados globulares . A faixa de massa das galáxias elípticas começa com pequenas galáxias anãs com alguns milhões de massas solares e atinge valores de até vários trilhões de massas solares para o aglomerado central de galáxias . Num raio de cerca de 30 milhões de anos-luz ao redor da Via Láctea , cerca de 34% das galáxias são espirais, 13% são elipses e 53% são galáxias irregulares e anãs.

morfologia

Classificação de acordo com o esquema de Hubble

Galáxias elípticas são relativamente brilhantes em seu centro, com uma diminuição do brilho inicialmente rápida e depois mais lenta em direção ao exterior. As linhas de brilho igual ( isofotas ) podem ser descritas com bastante precisão por elipses concêntricas . Na sequência de Hubble, as galáxias elípticas são divididas em classes E0 (circulares) a E7 (fortemente achatadas) de acordo com a forma dessas elipses. O número adicionado a E é determinado como , onde a é o tamanho do eixo maior eb é o eixo menor da elipse. Deve-se notar aqui que a classificação também depende muito do nosso ângulo de visão da galáxia. ${\ displaystyle 10 (ab) / a}$

Tipo M 89 : E0
Tipo Messier 32 : CE2
Tipo NGC 4125 : E6

Subdivisão

Além da elipticidade, as galáxias elípticas também podem ser classificadas com base em outras propriedades:

Descrição	Descrição	brilho absoluto	Gama de massa	exemplo
E.	Elipses normais (E): Esta classe também inclui as elipses gigantes ( gE: elípticas gigantes ) e as elipses compactas (cE: elípticas compactas )	-15 a -23	1e⁸ para1e¹³ M_☉	Galaxy Messier 86 do tipo E3
CD	Essas são galáxias elípticas extremamente massivas e têm um núcleo elíptico brilhante com um halo de estrelas difuso. Eles estão localizados principalmente no centro de um aglomerado de galáxias. Seu brilho diminui mais lentamente do que com as galáxias-E.	-22 a -25	1e¹³ para1e¹⁴ M_☉	Galáxia elíptica ESO 325-G004 no aglomerado de galáxias Abell S740
dE	Elípticas anãs (dE: elípticas anãs ): Estas são galáxias anãs com uma forma elíptica. No entanto, eles têm propriedades diferentes das elipses normais. B. o brilho da superfície e luminosidade diferente.	-13 a -19	1e⁷ para1e⁹ M_☉	NGC 205 , uma galáxia companheira da Galáxia de Andrômeda .
dSph	Esferoidais anões (dSph: esferoidais anões ): têm uma luminosidade inferior e até agora só foram encontrados no grupo local .	-8 a -15	1e⁷ para1e⁸ M_☉	NGC 147 , uma galáxia anã perto da Galáxia de Andrômeda
BCD	Anãs compactas azuis (BCD: anãs compactas azuis ): Essas pequenas galáxias contêm um grande número de estrelas jovens, quentes e massivas. Eles contêm uma quantidade relativamente grande de gás. Eles podem ser identificados por um espectro de emissão que é típico deles.	-14 a -17	aprox. 1e⁹ M_☉	A galáxia anã irregular NGC 1705

Distribuição de brilho

Se você criar um perfil de brilho de uma galáxia elíptica medindo o brilho com a distância ao centro, esta curva segue um perfil de De Vaucouleurs . Isso expressa uma relação linear entre o logaritmo da intensidade e a distância ao centro.

a) Isophotes de uma galáxia elíptica b) Isophotentwist

A análise da distribuição do brilho é uma das ferramentas mais importantes para determinar as propriedades e a evolução das galáxias elípticas. Com esta técnica de análise, as linhas de brilho igual ( isofotos ) são atribuídas a elipses. Os pontos centrais das elipses assim determinados são geralmente centrados com muita precisão no centro da galáxia. No entanto, a elipticidade pode variar com o raio. A elipticidade derivada e o ângulo do semieixo maior fornecem informações básicas sobre a galáxia, e. B. o raio efetivo, triaxialidade ou uma possível torção isofótica (torção isofoto). No caso de uma rotação isofótica, o ângulo do semieixo maior da elipse muda com o aumento do raio. A distribuição de brilho de uma galáxia pode mostrar um desvio da forma ideal de uma elipse. Existem sistemas boxiness e diskiness . Essas distribuições fornecem informações importantes sobre as propriedades físicas de uma galáxia elíptica.

física

composição

As galáxias elípticas são compostas principalmente por estrelas mais antigas da População II, o que se reflete no fato de serem de cor avermelhada. Elipses pequenas e de massa inferior também podem conter estrelas mais jovens (com menos de 5 bilhões de anos). Costumava-se presumir que essas galáxias não contêm quase nenhum gás e poeira. No entanto, por meio de observações na faixa de raios-X, também se pode descobrir gás quente com uma massa de vários milhões de massas solares. Além disso, até 50% das galáxias contêm uma proporção maior de poeira. Aqui, a poeira forma um plano de solo junto com um disco estelar embutido. Isso pode ser interpretado como uma indicação de colisões de galáxias anteriores.

Buraco negro central

Desde o final da década de 1990, as observações têm mostrado cada vez mais claramente que no centro de cada galáxia elíptica e cada protuberância de uma galáxia espiral há um buraco negro com alguns por mil da massa da galáxia elíptica ou protuberância. Esta relação, chamada de relação M-Sigma, se aplica a galáxias elípticas com uma faixa de massa de 1e⁶ para1e¹⁰ massas solares foram encontradas.

Os processos de formação e desenvolvimento de galáxias e buracos negros que levam a essa relação ainda não são claros. No entanto, os buracos negros parecem desempenhar um papel importante na evolução das galáxias elípticas.

Rotação e órbitas das estrelas

Gráfico para um sistema triaxial. Os eixos a, b, c podem ter comprimentos iguais ou diferentes.

No passado, era freqüentemente assumido que esse achatamento era causado pela rotação e que as galáxias elípticas eram elipsóides esféricos ou achatados de revolução. Entretanto, isto foi reconhecido como não aplicável de forma geral. Especialmente entre as galáxias elípticas mais luminosas, não existem ou existem poucos sistemas rotativos que ainda parecem achatados. As órbitas das estrelas não são elipses ou outras formas fechadas, mas as estrelas se movem independentemente em todos os eixos principais. Sua expansão "triaxial", ou seja, expansão diferente em três direções espaciais, surge da dependência direcional do espalhamento das velocidades de suas estrelas, ou seja, uma galáxia elíptica não é estabilizada pela rotação, mas pelo movimento caótico do gás estelar. Este gás estelar está em um estado relaxado, que não é atingido por colisões, mas por violento relaxamento .

Relação Faber-Jackson

Com a relação Faber-Jackson, há uma conexão empírica entre a luminosidade L e a velocidade de dispersão σ em galáxias elípticas. Esta relação é particularmente vantajosa, uma vez que a propagação da velocidade das estrelas pode ser determinada com relativa facilidade por meio de análises espectroscópicas. A distância até a galáxia pode então ser calculada usando o brilho absoluto determinado.

Sistemas tipo caixa e tipo disco

Ao analisar a distribuição de brilho, descobriu-se que muitas galáxias elípticas não apresentam a forma ideal de uma elipse. Dependendo do curso das isofotas, elas podem ser divididas em sistemas tipo caixa ( formato de caixa ) e sistemas tipo disco ( formato de disco ). Foi mostrado aqui que outras propriedades físicas dependem dessa subdivisão.

Cerca de 70% a 90% das galáxias elípticas são semelhantes a discos, enquanto 10 a 20% apresentam uma estrutura em forma de caixa. Os sistemas tipo caixa têm uma relação massa / luminosidade maior do que os sistemas tipo disco. Com os sistemas do tipo disco, a rotação é mais modeladora do que com os sistemas do tipo caixa. Portanto, aqui predomina um componente de movimento ordenado, que não existe no outro tipo. Os sistemas tipo disco são emissores de rádio fracos, enquanto o tipo caixa tem uma ampla distribuição de luminosidade de rádio. Existe uma imagem semelhante na faixa de raios-X. Nas galáxias em forma de caixa, frequentemente foram descobertos núcleos que se movem contra a direção geral de rotação ( núcleos em contra-rotação ).

Estruturas de concha

A galáxia elíptica NGC 3923 está a 90 milhões de anos-luz de distância. Tem mais de 20 tigelas, apenas as mais externas são visíveis nesta foto. As estruturas da casca são muito simétricas aqui, enquanto em outras galáxias são mais irregulares.

Em algumas galáxias elípticas, estruturas de conchas (conchas) foram descobertas na forma de arcos nas regiões externas da galáxia. Os arcos estão centralizados no centro da galáxia. Essas estruturas podem ser reconhecidas por imagens com contraste.

Essas estruturas de concha em galáxias elípticas são provavelmente vestígios de encontros galácticos. A teoria mais amplamente aceita para isso é o acúmulo de pequenas galáxias satélites ao longo de uma trajetória que as leva em direção ao centro da galáxia. Estrelas desta galáxia predecessora são liberadas durante sua passagem pelo pericentro. Essas estrelas então formam as estruturas de concha quando atingem seu apocentro (ou seja, o ponto em sua órbita mais distante do centro da galáxia).

Com a ajuda deste modelo, pode-se mostrar que a galáxia anterior tem que passar por algumas passagens antes de se dissolver. Isso explica porque as estruturas de cascas estão tão distantes da galáxia, o que é observado em muitas galáxias com estruturas de cascas. A galáxia capturada perde energia por meio do atrito dinâmico. As camadas mais externas surgem primeiro, as internas mais tarde, quando a galáxia precursora já perdeu sua energia cinética.

Propriedades de uma galáxia, como formato de caixa, estruturas de concha e núcleos opostos sugerem que é o resultado de uma fusão completa de duas ou mais galáxias.

aréola

Galáxias elípticas são rodeadas por halos estelares difusos e um grande número de aglomerados globulares. Enquanto em galáxias espirais é muito fácil deduzir uma proporção de matéria escura no halo com base na rotação da galáxia , isso não é possível com galáxias elípticas porque não há um movimento de rotação claro.

Ao analisar os raios X do gás quente, uma alta proporção de matéria escura no halo de galáxias elípticas pode ser descoberta. B. para a galáxia NGC 4472 , foi determinada uma proporção de matéria escura de aproximadamente 90%.

Nível fundamental

O plano fundamental é uma relação entre o raio efetivo, o brilho médio e a propagação da velocidade geral de galáxias elípticas normais. Esses três parâmetros são interdependentes, portanto, um parâmetro pode ser calculado assim que os outros dois parâmetros forem conhecidos. Em um sistema de coordenadas tridimensional, os valores medidos dos parâmetros de diferentes galáxias elípticas formam um plano.

Ocorrência

A proporção de galáxias elípticas no número total de galáxias é altamente dependente do meio ambiente. Em ricos aglomerados de galáxias , quase metade das galáxias são elípticas, enquanto a proporção em regiões de baixa densidade galáctica cai para menos de 10%. No centro de muitos aglomerados de galáxias, há também uma galáxia elíptica particularmente massiva ou uma forma de galáxia semelhante conhecida como galáxia cD .

Existem muitas semelhanças entre galáxias elípticas um pouco mais fracas e as protuberâncias centrais das galáxias espirais. Uma distinção deve ser feita entre galáxias elípticas e as tênues galáxias anãs esferóides, que também têm forma elíptica, mas seguem relações diferentes entre brilho e tamanho.

Emergência

A maioria das estrelas em galáxias elípticas são antigas. As galáxias elípticas também geralmente contêm muito pouca matéria interestelar a partir da qual novas estrelas podem se formar. Por causa de sua idade e sua alta densidade central de estrelas, freqüentemente se presumia que as galáxias elípticas se formaram há cerca de 10 bilhões de anos como resultado do colapso rápido (colapso monolítico) de uma única grande nuvem de gás. O gás é usado a tal ponto que nenhuma outra estrela pode se formar posteriormente. No entanto, esta noção só pode explicar a ligeira rotação de muitas galáxias elípticas com dificuldade e não é bem compatível com uma suposição básica da cosmologia de hoje , ou seja, que estruturas como galáxias são criadas pela fusão de unidades menores.

Além disso, há indicações de observação e teoria de que uma galáxia elíptica é formada quando duas galáxias espirais se fundem. Em uma colisão tão grande, as galáxias mudam completamente. Os discos são completamente destruídos, suas estrelas recebem velocidades e direções muito diferentes e são distribuídas no espaço. A interrupção da órbita do gás leva ao aumento da formação de estrelas (explosão estelar) . O gás é aquecido ou ejetado com tanta força que nenhuma outra estrela é formada.

Isso também explicaria a existência de núcleos em contra-rotação que são encontrados em cada três galáxias. No entanto, esse mecanismo não pode explicar todas as propriedades de todas as galáxias elípticas de hoje. O período e o mecanismo de formação das galáxias elípticas ainda são objeto de intensa pesquisa e não são necessariamente os mesmos para todas essas galáxias.

Links da web

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Evidência individual

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↑ Slides de aula de Harald Lesch
↑ Buracos negros USM
↑ Galáxias em colisão criam buracos negros
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↑ Galáxias elípticas no USM

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[Schneider-2] Peter Schneider: Introdução à astronomia extragaláctica e cosmologia . Springer Verlag, 2008, ISBN 978-3-540-30589-7 , pp. 90 .

[3] Slides de aula de Harald Lesch

[4] Buracos negros USM

[5] Galáxias em colisão criam buracos negros

[6] thes.univie.ac.at (PDF; 6,2 MB)

[7] Cebola galáctica. NASA, 11 de maio de 2015, acessado em 3 de outubro de 2015 .

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[9] .hawaii.edu (PDF; 48 kB)

[10] Peter Schneider: Introdução à Astronomia Extragalática e Cosmologia . Springer Spectrum, 2008, ISBN 978-3-540-30589-7 .

[11] Galáxias elípticas no USM

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