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  Aktuelle Forschung :: Mai 2012 Zur Übersicht

Wodurch werden Galaxien zu Scheiben- oder Elliptischen Galaxien?

Laut der gängigen Sichtweise bilden sich Scheibengalaxien überwiegend in Halos mit hohem Drehimpuls, deren jüngste Entstehungsgeschichte eher ruhig verlief, während die elliptischen Galaxien langsam rotierende Überreste mehrerer Verschmelzungen von anderen Galaxien sind. Wissenschaftler am Max-Planck-Institut für Astrophysik haben nun mit hydrodynamischen Computersimulationen großer Regionen des Universums gezeigt, dass es überraschenderweise in Galaxien wie der Milchstraße nur eine schwache Korrelation zwischen den Halo-Eigenschaften und morphologischen Merkmalen gibt. In den Simulationen bilden sich Scheiben sowohl in Halos mit großem als auch mit kleinem Netto-Drehimpuls, und bei der Entstehung von elliptischen Galaxien spielen Verschmelzungen nur eine vernachlässigbare Rolle. Wichtiger als die Morphologie ist der Drehimpuls des Gases, das sich im Laufe der Zeit ansammelt, um eine Galaxie zu bilden.

Abb. 1: Darstellung der Struktur von vier Galaxien in unserer Stichprobe mit zunehmender Rotation. Die linken und rechten Spalten zeigen jeweils eine Sicht der Sternverteilung von der Seite bzw. von oben. Der gelbe Kreis deutet den Radius an, der verwendet wurde, um die Galaxie zu definieren.

Abb. 2: Diese Abfolge von Bildern zeigt, wie sich eine scheibendominierte Galaxie in unseren Simulationen im Laufe der Zeit bildet. Zu frühen Zeiten ist das proto-galaktische Material über große Regionen verteilt, Gas ist in rot und Sterne sind in gelb dargestellt. Baryonen klumpen in immer größeren Einheiten zusammen, bis alles zusammenstürzt um schließlich ein einzelnes Objekt zu bilden, das man heute sieht.

Abb. 3: Für die Galaxien B und D in Abb. 1 zeigen diese Diagramme die projizierte Teilchenverteilung vor etwa 10 Milliarden Jahren. Sterne, die sich bereits gebildet haben, sind rot dargestellt, Gasteilchen in blau. Konzentrische Kreise umschließen 20%, 50% und 95% der Masse, und Pfeile deuten den Drehimpuls des gesamten Materials an, das in dem jeweiligen Radius eingeschlossen ist. Die Pfeillängen sind auf den Gesamtdrehimpuls normiert, der auch die z-Achse definiert. Beachten Sie die unterschiedlichen Richtungen für den Drehimpuls der verschiedenen Teile des Systems für die elliptisch dominierte Galaxie B. Im Fall der scheibendominierten Galaxien D ist der Drehimpuls kohärenter.

Galaxien zeigen spektakulär unterschiedliche Morphologien, von elliptischen bis zu Scheiben- und Balkengalaxien, mit Spiralarmen und einem regelrechten Zoo an irregulären Formen. Bis vor kurzem dachten Astrophysiker, dass die allgemeinen morphologischen Eigenschaften einer Galaxie durch ihre Entstehungsgeschichte und den Netto-Drehimpuls des umgebenden Halos aus Dunkler Materie bestimmt werden: Verschmelzende Galaxien führen zu frühen, elliptischen Galaxien; Scheiben entstehen in ruhig wachsenden Halos, deren Drehimpuls im Mittel über dem Durchschnitt liegt. Aufgrund des hohen Rechenaufwands von numerischen Simulationen beruhten die meisten neuen Erkenntnisse in Bezug auf Morphologien auf wenigen einzelnen Systemen.

Dank der gemeinsamen Anstrengungen mehrerer Forschungsteams in Europa, die im Rahmen des "Virgo-Konsortiums" zusammenarbeiten, konnten wir zum ersten Mal die Morphologie und Evolution einer Vielzahl an simulierten Galaxien untersuchen, die sich im Rahmen des Standardmodells der Kosmologie entwickeln. Wir konzentrierten unsere Aufmerksamkeit dabei auf Objekte ähnlich unserer eigenen Galaxie, der Milchstraße, und erforschten den Aufbau von 100 Objekten, die wir ohne Vorbedingungen aus großen, repräsentativen Regionen des Universums gewählt haben. Dafür verwenden wir Simulationen, die die Entwicklung von dunkler Materie, Gas und Sternen verfolgen, die sich in großen Regionen über kosmische Zeitskalen hinweg bilden.

Wie Abb. 1 gezeigt, weisen unsere simulierten Galaxien eine Vielzahl von Morphologien auf, von dispersionsdominierten elliptischen Galaxien (oben) zu reinen Scheibengalaxien (unten). Numerische Simulationen sind ein leistungsfähiges Werkzeug, weil sie es uns erlauben, die gesamte zeitliche Entwicklung der einzelnen Objekte zu verfolgen. So erhalten wir grundlegende Erkenntnisse über die physikalischen Mechanismen, die eine Galaxie formen. So zeigt Abb. 2 als Beispiel die verschiedenen Stufen im Aufbau eines unserer simulierten Objekte. Verschiedene Momentaufnahmen zeigen die Verteilung von Gas (rot) und Sternen (gelb), die im Laufe der Entwicklung zusammenstürzen und so heute eine realistisch aussehende scheibendominierte Galaxie bilden.

Um die Morphologien zu quantifizieren, verwenden wir einen dynamischen Indikator, der den Anteil der kinetischen Energie von Sternen angibt, die sich in einer geordneten Rotation um eine gut definierte Achse befinden. Dieser Bruchteil ist für scheibendominierte Galaxien groß, da sich hier die meisten Sterne in der gleichen Ebene und nahezu auf Kreisbahnen bewegen. Andererseits ist er praktisch Null für ellipsenähnliche Objekte, bei denen die Dynamik von Dispersion und nicht durch Rotation dominiert wird.

Diese Klassifizierung ermöglicht es uns, die Korrelationen zwischen der Galaxienmorphologie und den Eigenschaften ihrer Halos aus dunkler Materie systematisch zu untersuchen. Entgegen der landläufigen Meinung finden wir, dass Verschmelzungen und der Drehimpuls der Halos aus dunkler Materie sich nur wenig auf die Morphologie ihrer zentralen Galaxien auswirken. Ein interessanter Hinweis kommt allerdings aus einem anderen Zusammenhang: Scheiben bilden sich bevorzugt in Objekten mit einem großen Beitrag von Gas, das sich aus der „heißen Korona“ abgekühlt hat, während bei Sternen, die aus kalten Gasströmen geboren wurden, eher Ellipsen vorherrschen – diese Ströme liefern das Material direkt die zentralen Regionen des Halos.

Die Drehimpulseigenschaften des Materials, das „heiß“ oder „kalt“ von der Galaxie geschluckt wird, sollten sich unterscheiden: Gas in der heißen Korona muss seinen Drehimpuls erst angleichen, bevor es auf die zentralen Galaxie akkretieren kann, während kaltes Gas ungehindert in die Zentren der Galaxien fließen kann, wodurch es seinen intrinsischen Drehimpuls mitbringt. Deshalb suchen wir in der ursprünglichen Drehimpulsverteilung unserer Galaxien nach weiteren Hinweisen auf ihre Morphologien. Da der Drehimpuls des Ausgangsmaterials einer Galaxie festgelegt wird, sobald das Objekt von der Expansion des Universums (vor etwa 10 Milliarden Jahren) entkoppelt, und danach in etwa konstant bleibt, untersuchen wir, wie sich der Drehimpuls unserer Galaxien zu sehr frühen Zeiten verteilt, noch bevor sich die Galaxien gebildet haben.

Überraschenderweise zeigten die elliptisch bzw. scheibendominierten Galaxien dabei sehr unterschiedliche Verhaltensweisen. Während die verschiedenen Teile des Systems für Objekte, die sich zu Ellipsen entwickeln, deutlich unterschiedliche Ausrichtungen bei ihrem Drehimpuls zeigten (Abb. 3 links), sind die Drehimpulse bei den verschiedenen Kugelschalen in scheibendominierten Galaxien erstaunlich gut ausgerichtet (Abb. 3 rechts). Diese Ergebnisse gelten für alle untersuchten Galaxien und sind keine Besonderheit dieser beiden Beispielgalaxien.

In dem Szenario, das wir vorschlagen, bestimmt damit nicht nur der Netto-Drehimpuls die Morphologie der Galaxien sondern auch seine Verteilung über die Proto-Galaxie hinweg. Gas von weiter außen braucht länger um auf die Galaxie zu stürzen, deshalb wird der Drehimpuls dieses Materials anders ausgerichtet sein als der Rest. Sterne aus diesem Gas werden dazu neigen, eine eventuell bereits bestehende Scheibe zu destabilisieren und einen Netto-Drehimpuls des Systems auszugleichen, so dass nur noch eine langsam rotierende stellare elliptische Galaxie übrig bleibt. Dies ist ein neuer Mechanismus für die Bildung von elliptischen Galaxien der nicht auf Verschmelzungen beruht. Andererseits zeigen die scheibendominierten Objekte ganz am Anfang ihrer Entwicklung eine Kohärenz des Drehimpulses, wodurch sich das neu hinzukommende Material in einer stabilen Scheibe ablagert, wo Sternentstehung schrittweise und reibungslos ablaufen kann.

Diese Überlegungen deuten darauf hin, dass die endgültige Morphologie einer Galaxie bereits früh für jedes Objekt festgelegt ist, noch bevor die Galaxie geboren wird.


Laura V. Sales, Julio F. Navarro, Tom Theuns, Joop Schaye, Simon D. M. White, Carlos S. Frenk, Robert A. Crain and Claudio Dalla Vecchia


Veröffentlichungen

Crain, R.~A., Theuns, T., Dalla Vecchia, C., et al, “Galaxies–intergalactic medium interaction calculation – I. Galaxy formation as a function of large-scale environment”, 2009, MNRAS, 399, 1773

Sales, L.~V., Navarro, J.~F., Theuns, T., J. Schaye, S. White, et al, “The Origin of Disks and Spheroids in Simulated Galaxies”, 2011, linkPfeilExtern.gifarXiv:1112.2220



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Letzte Änderung: 30.4.2012