Wie innere Prozesse und äußere Wechselwirkungen die langfristige Entwicklung von Galaxien bestimmen
Galaxien sind über Milliarden Jahre nicht statisch; sie verändern sich durch innere (sekuläre) Prozesse und äußere (durch Verschmelzungen bedingte) Wechselwirkungen. Sowohl langsame, stabile innere Veränderungen in der Scheibe als auch plötzliche, manchmal katastrophale Kollisionen mit Nachbargalaxien können die Morphologie, die Sternentstehungsrate und das Wachstum des zentralen Schwarzen Lochs stark beeinflussen. In diesem Artikel besprechen wir, wie Galaxien unterschiedlichen „Evolutionspfaden“ folgen können – dem sekulären und dem verschmelzungsbedingten – und wie jeder von ihnen die endgültige Struktur und die Sternpopulationen beeinflusst.
1. Zwei kontrastierende Evolutionsmodi
1.1 Sekuläre Evolution
Sekuläre Evolution bezeichnet langsame, innere Prozesse, durch die sich Gas, Sterne und Drehimpuls in der Galaxie neu verteilen. Diese Prozesse finden meist über Hunderte Millionen oder Milliarden Jahre statt, ohne große äußere Störungen:
- Bandenbildung und -zerfall – Banden können Gas in das Zentrum lenken, Sternentstehungsausbrüche im Kern nähren und langfristig das Reservoir verändern.
- Spiraldichtwellen – bewegen sich langsam durch die Scheibe und fördern die Sternentstehung in den Spiralarmen, wodurch die Sternpopulationen allmählich wachsen.
- Sternmigration – Sterne können sich radial in der Scheibe aufgrund von Resonanzen bewegen, wodurch lokale Metallizitätsgradienten und Sternmischungen verändert werden [1].
1.2 Verschmelzungsbedingter Evolutionspfad
Verschmelzungsbedingte Entwicklungsprozesse treten auf, wenn zwei oder mehr Galaxien kollidieren oder stark wechselwirken, was deutlich schnellere und radikalere Veränderungen verursacht:
- Große Verschmelzungen – Spiralgalaxien ähnlicher Masse können zu einer elliptischen Galaxie verschmelzen, wobei die Scheibenstruktur zerstört und Sternentstehungsausbrüche ausgelöst werden.
- Kleine Verschmelzungen – ein kleinerer Satellit verschmilzt mit einer großen Wirtsgalaxie, möglicherweise verdickt er die Scheibe, vergrößert den Bulge oder fördert eine moderate Sternentstehung.
- Gezeitenwechselwirkungen – selbst wenn keine vollständige Verschmelzung stattfindet, kann eine nahe gravitative Annäherung die Scheibe verzerren, einen Balken oder Ring bilden und vorübergehend die Sternentstehungsrate erhöhen [2].
2. Säkulare Evolution: langsame innere Umstrukturierung
2.1 Balkengetriebener Gaseinfluss
Der zentrale Balken spiralförmiger Galaxien kann den Drehimpuls verändern und Gas vom äußeren Scheibenbereich in die zentralen Kiloparsec lenken:
- Gassammlung – dieses Gas kann sich in Ringstrukturen oder um den Kern konzentrieren, die Sternentstehung anregen und den zentralen Bereich vergrößern.
- Balkenlebenszyklen – Balken können im Laufe der Zeit stärker oder schwächer werden, was bestimmt, wie Gas in der Scheibe zirkuliert und wie zentrale supermassive Schwarze Löcher [3] gespeist werden.
2.2 Pseudobulges und klassische Bulges
Durch säkulare Evolution entstehen häufig Pseudobulges, die Scheibeneigenschaften bewahren (flachere Form, jüngere Sternpopulationen), im Gegensatz zu klassischen Bulges, die durch Verschmelzungen entstanden sind. Beobachtungen zeigen:
- Pseudobulges haben oft aktive Sternentstehung, Kernringstrukturen oder Balken und zeigen eine langsame innere Entwicklung.
- Klassische Bulges bilden sich schnell durch gewaltsame Ereignisse (z. B. große Verschmelzungen) und enthalten vorwiegend alte Sternpopulationen [4].
2.3 Spiralwellen und Scheiben-„Aufheizung“
Dichtewellentheorie besagt, dass Spiralarmstrukturen als Wellen bestehen können, die kontinuierlich die Sternentstehung in der Scheibe anregen. Andere Mechanismen, z. B. Armwanderung oder „swing amplification“, erhalten oder verstärken diese Wellen und verändern die Scheibenstruktur langsam. Langfristig können Sternbahnen „aufheizen“ (Zunahme der Geschwindigkeitsdispersion), wodurch die Scheibe etwas dicker wird, aber nicht vollständig verschwindet.
3. Von Verschmelzungen bestimmte Evolution: äußere Wechselwirkungen und Transformationen
3.1 Große Verschmelzungen: von Spiral- zu elliptischen Galaxien
Eines der stärksten Ereignisse in der Entwicklung von Galaxien ist die große Verschmelzung zwischen Galaxien ähnlicher Masse:
- Impulsive Relaxation – Sternbahnen werden durch schnell wechselnde Gravitationspotentiale gestört, oft wird die Scheibenstruktur zerstört.
- Sternentstehungsausbrüche – Gas fließt ins Zentrum und verursacht intensive Sternentstehungsereignisse.
- AGN-Aktivierung – zentrale Schwarze Löcher können Gas schnell akkretieren und den Rest vorübergehend in einen Quasar oder aktiven Kern verwandeln.
- Elliptischer Rest – das Endprodukt wird meist ein spheroidales System mit älteren Sternen und wenig kaltem Gas [5].
3.2 Kleine Verschmelzungen und Satellitenakkretion
Wenn das Massenverhältnis stärker abweicht, geht die kleinere Galaxie meist durch Gezeitenkräfte verloren oder wird teilweise zerstört, noch bevor sie vollständig mit der größeren Wirtsgalaxie verschmilzt:
- Verdickung der Scheibe – wiederholte kleine Verschmelzungen können Sterne in den Halo der Wirtsgalaxie "auskippen" oder deren Scheibe verdicken, eventuell ein Linsen(S0)-System erzeugen, wenn Gas entfernt wird.
- Allmähliches Massenwachstum – über die Zeit können viele kleine Verschmelzungen erheblich zur Masse des Systems oder Halos beitragen, obwohl keine einzelne Verschmelzung katastrophal ist.
3.3 Gezeitenwechselwirkungen und Sternentstehungsausbrüche
Selbst ohne finale Verschmelzung kann eine nahe Annäherung:
- Verzerrung der Scheibe in seltsame Formen, indem Gezeitenstänze ausgestreckt oder Galaxien durch Brücken verbunden werden.
- Verstärkung der Sternentstehung durch Kompression von Gas in den "Überlappungs"-Zonen der Wechselwirkung.
- Bildung von ringförmigen oder stark balkigen Galaxien, wenn die Geometrie des Vorbeiflugs geeignet ist (z. B. quer durch das Scheibenzentrum).
4. Beide Modi in Beobachtungen
4.1 Balken-Spiralgalaxien und säkulare Ansammlungen
Studien zeigen, dass mehr als die Hälfte der nahen Spiralgalaxien Balken besitzen, oft mit ringförmigen Strukturen und Kern-Sternentstehungs-"Pseudokernen". Integral-Feld-Spektroskopie enthüllt einen langsamen Gasfluss durch Staubbalken und eine hohe Anzahl junger Sterne im Kern – typische Merkmale säkularer Prozesse [6].
4.2 Verschmelzende Systeme: vom Sternentstehungsausbruch zur elliptischen Phase
Beispiele wie "Schnurrbart-Galaxien" (NGC 4038/4039) zeigen eine große Verschmelzung mit Gezeitenstänzen, einer ausgedehnten Sternentstehungswelle und hellen Haufen. Andere, z. B. Arp 220, zeigen staubreiche Sternentstehung und mögliche AGN-Aktivierung. Dagegen zeigt NGC 7252 ("Atoms for Peace"), wie ein Verschmelzungsrest in eine ruhigere elliptische Phase übergeht [7].
4.3 Galaxienübersichten und kinematische Merkmale
Große Übersichten (z. B. SDSS, GAMA) identifizieren viele Galaxien mit morphologischen oder spektralen Verschmelzungsmerkmalen (verzerrte äußerliche Isophoten, doppelte Kerne, Gezeitenströme) oder nur mit säkularen Zuständen (helle Balken, stabile Scheiben). Kinematische Studien (MANGA, SAMI) heben hervor, wie sich die Rotation in Scheiben mit Balken von der in klassischen Ansammlungen unterscheidet, die durch frühere Verschmelzungen entstanden sind.
5. Hybride Evolutionswege
5.1 Gasreiche Verschmelzungen, gefolgt von säkularer Entwicklung
Eine Galaxie kann eine große oder kleine Verschmelzung erfahren und so einen massiven Kern (oder eine elliptische Struktur) "aufbauen". Bleibt Gas übrig oder fließt später nach, kann das System erneut eine Scheibe bilden oder teilweise Sternentstehung fortsetzen. Im Laufe der Zeit können säkulare Prozesse den entstandenen Kern in einen "diskusartigen" umwandeln oder eine Bar im ehemaligen Verschmelzungsrest wiederherstellen.
5.2 Langfristig säkular entwickelte Galaxien, die schließlich verschmelzen
Spiralgalaxien können über Milliarden Jahre säkular wachsen – Pseudobulgen, Bars oder Ringe bilden – bis sie schließlich auf eine ähnlich massereiche Galaxie treffen. Ein solcher äußerer Impuls kann sie plötzlich auf den Verschmelzungspfad bringen, wodurch ein elliptischer oder linsenförmiger Überrest entsteht.
5.3 Umwelt-„Zyklisierung“
Eine Galaxie kann von einer Umgebung mit geringer Dichte, die durch interne, säkulare Veränderungen gekennzeichnet ist, zu Gruppen- oder Haufenbedingungen übergehen, wo häufige nahe Wechselwirkungen oder der Einfluss heißer Medien dominieren. Post-Verschmelzungsreste können hingegen isoliert "abkühlen", wenn noch Gas oder eine schwache Bar vorhanden ist, die eine langsame säkulare Entwicklung ermöglicht.
6. Bedeutung für Galaxienmorphologie und Sternentstehung
6.1 Früher Typ vs. später Typ
Verschmelzungen neigen dazu, die Sternentstehung zu unterdrücken (insbesondere große, die den Großteil des Gases entfernen oder erhitzen) und ältere Sternpopulationen zu erzeugen – so entstehen elliptische oder S0-Morphologien, die der Kategorie früher Typ zugeordnet werden. Dagegen können säkular entwickelte Galaxien Gas behalten und späte Typen (spiralförmig, unregelmäßig) bleiben, bei denen die Sternentstehung [8] fortgesetzt wird.
6.2 AGN-Aktivität und Rückkopplung
- Säkularer Kanal – Bars transportieren allmählich Gas zur zentralen Schwarzen Lochregion und erhalten so eine mittlere AGN-Aktivität.
- Verschmelzungskanal – plötzliche Gaszuflüsse durch große Kollisionen können die AGN-Helligkeit kurzzeitig auf Quasarniveau anheben, gefolgt von einem aufgeblasenen Wind und der Unterdrückung der Sternentstehung.
Beide Wege bestimmen den Gasvorrat der Galaxie und den zukünftigen Verlauf der Sternentstehung.
6.3 Wachstum des Bulgen und Erhalt der Scheibe
Säkulare Entwicklung kann Pseudobulgen erzeugen oder ausgedehnte Sternentstehungsscheiben erhalten, während große Verschmelzungen klassische Bulgen oder elliptische Überreste formen. Kleine Verschmelzungen nehmen eine Zwischenstellung ein, indem sie Scheiben verdicken oder den Kern moderat entwickeln, aber die Scheibe nicht vollständig zerstören.
7. Kosmologischer Kontext
7.1 Höhere Verschmelzungsrate in der Vergangenheit
Beobachtungen zeigen, dass bei z ∼ 1–3 die Verschmelzungsrate höher war – dies fällt mit dem kosmischen Maximum der Sternentstehungsaktivität zusammen. Große, gasreiche Verschmelzungen trugen wahrscheinlich stark zur Bildung massereicher elliptischer Galaxien im frühen Universum bei. Viele Galaxien, die später stabile Scheiben entwickelten, durchliefen vermutlich eine frühe Phase gewaltsamer Ansammlung [9].
7.2 Galaxienvielfalt
Die lokale Galaxienpopulation ist eine Mischung aus beiden Pfaden: Einige große elliptische Galaxien entstanden durch Verschmelzungen, ein Teil der Spiralgalaxien entwickelte sich kontinuierlich und blieb gasreich, andere zeigen Spuren beider Prozesse. Detaillierte morphologische und kinematische Studien zeigen, dass kein einziger Kanal die gesamte Vielfalt erklärt – beiden Evolutionsmodi kommt eine entscheidende Rolle zu.
7.3 Modellvorhersagen
Kosmologische Simulationen (z. B. IllustrisTNG, EAGLE) verbinden sowohl große Verschmelzungen als auch säkulare Transformationen und reproduzieren das gesamte Spektrum von Galaxien, die den Hubble-Klassen entsprechen. Sie zeigen, dass die frühe massereiche Galaxienbildung oft mit Verschmelzungen verbunden ist, aber Scheibengalaxien können allmählich durch Gasakkretion und säkulare Umverteilung entstehen, was den beobachteten Morphologieänderungen im kosmischen Zeitverlauf entspricht [10].
8. Zukunftsperspektiven
8.1 Beobachtungen der neuen Generation
Projekte wie das Nancy Grace Roman Space Telescope und riesige bodengebundene Teleskope werden es ermöglichen, Galaxien in früheren Epochen noch tiefer und mit höherer Auflösung zu beobachten, um zu präzisieren, wie Galaxien von "verschmelzungsdominierten" zu "säkularen Entwicklungsphasen" übergehen oder beide Wege kombinieren. Multibanddaten (Radio, Millimeter, IR) erlauben es, die Gasflüsse, die jeden Pfad unterstützen, separat zu untersuchen.
8.2 Hochauflösende digitale Modelle
Mit zunehmender Rechenleistung werden Simulationen immer genauer feinere Skalen der Scheibe, der Balken und der Akkretion des Schwarzen Lochs abbilden – was die Analyse der Wechselwirkung zwischen säkularen Scheibeninstabilitäten und episodischen Verschmelzungen ermöglicht. Solche Modelle erlauben es zu überprüfen, wie subtile Ausprägungen von Balkeninstabilitäten mit plötzlichen Kollisionen verglichen werden, die die endgültigen Morphologien bestimmen.
8.3 Zusammenhang zwischen Balkengalaxien und Pseudobulges
Groß angelegte Studien (z. B. integrale Feldspektroskopie) werden systematisch die Kinematik der Scheibe, die Stärke der Balken und die Eigenschaften der Ansammlungen messen. Durch die Verknüpfung dieser Daten mit der Galaxienumgebung und der Masse der Halos kann ermittelt werden, wie oft Balken kleine Verschmelzungen nachbilden oder übertrumpfen können, indem sie an der Bildung der Ansammlungen teilnehmen, und so unser Evolutionsschema verfeinern.
9. Fazit
Galaxien folgen zwei breiten, aber sich überschneidenden Evolutionspfaden:
- Säkulare Evolution: langsame, interne Mechanismen – gasgesteuerter Fluss durch Balken, sternbildende Spiral-Dichtewellen und Sternmigration, die die Scheibe verändern und im Laufe von Milliarden Jahren den Kern formen.
- Verschmelzungsgetriebene Evolution: plötzliche, extern ausgelöste Prozesse (große oder kleine Verschmelzungen), die Morphologie radikal verändern, die Sternentstehung dämpfen und elliptische Galaxien oder aufgeblähte Scheiben erzeugen können.
Reale Galaxien durchlaufen oft hybride Pfade: säkulare Umstrukturierungsphasen werden durch Kollisionen oder kleinere Verschmelzungen unterbrochen. Diese subtile Wechselwirkung führt zu einer enormen morphologischen Vielfalt – von reinen Scheiben mit Balken und Pseudobulges bis hin zu imposanten elliptischen Galaxien, die aus großen Kollisionen hervorgehen. Durch die Untersuchung sowohl langsamer innerer Prozesse in stabilen Scheiben als auch plötzlicher Umstrukturierungen durch äußere Einflüsse zeichnen Astronomen ein Bild der Galaxienentwicklung über die gesamte kosmische Zeit.
Nuorodos ir platesnis skaitymas
- Kormendy, J., & Kennicutt, R. C. (2004). „Säkulare Evolution und die Entstehung von Pseudobulges in Scheibengalaxien.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 603–683.
- Barnes, J. E., & Hernquist, L. (1992). „Dynamik wechselwirkender Galaxien.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 30, 705–742.
- Athanassoula, E. (2012). „Balkengalaxien und säkulare Evolution.“ IAU Symposium, 277, 141–150.
- Fisher, D. B., & Drory, N. (2008). „Bulges in nahegelegenen Galaxien mit Spitzer: Skalierungsbeziehungen und Pseudobulges.“ The Astronomical Journal, 136, 773–839.
- Hopkins, P. F., et al. (2008). „Ein einheitliches, verschmelzungsgetriebenes Modell für die Entstehung von Sternausbrüchen, Quasaren, dem kosmischen Röntgenhintergrund, supermassiven Schwarzen Löchern und Galaxien-Spheroiden.“ The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
- Cheung, E., et al. (2013). „Balken in Scheibengalaxien bis z = 1 aus CANDELS: Stoppen Balken die säkulare Evolution?“ The Astrophysical Journal, 779, 162.
- Hibbard, J. E., & van Gorkom, J. H. (1996). „HI, HII und Sternentstehung in den Gezeitenschweifen von NGC 4038/9.“ The Astronomical Journal, 111, 655–665.
- Strateva, I., et al. (2001). „Farbtrennung von Galaxien in rote und blaue Sequenzen: SDSS.“ The Astronomical Journal, 122, 1861–1874.
- Lotz, J. M., et al. (2011). „Große Galaxienverschmelzungen bei z < 1,5 in den COSMOS-, GOODS-S- und AEGIS-Feldern.“ The Astrophysical Journal, 742, 103.
- Nelson, D., et al. (2018). „Erste Ergebnisse der IllustrisTNG-Simulationen: Die bimodale Farbverteilung von Galaxien.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 475, 624–647.