Astronomie

Was sind die Kriterien für die Klassifizierung von Galaxien?

Was sind die Kriterien für die Klassifizierung von Galaxien?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Es gibt viele Galaxien, zum Beispiel die Milchstraße und so weiter. Diese Galaxien bestehen aus vielen Sternen. Ich möchte wissen, wie Galaxien klassifiziert werden. Ist es nur ihre Form, die durch die Schwerkraft verursacht wird? Oder gibt es noch andere Kriterien?


Eine Galaxie ist nur eine sehr große Ansammlung von Sternen (und interstellarer Materie wie dunkler Materie, Gas und Staub), die durch die Schwerkraft zusammengehalten werden. Galaxien werden hauptsächlich als elliptisch, spiralförmig und unregelmäßig klassifiziert. Es gibt kein spezifisches Kriterium außer der Tatsache, dass die Sterne alle durch ihre gegenseitige Anziehungskraft verbunden sind. Es wird spekuliert, dass die meisten Galaxien ein Schwarzes Loch in ihrem Zentrum haben. Dies ist jedoch nicht notwendig, damit eine Ansammlung von Sternen als Galaxie betrachtet werden kann.


Es gibt drei Hauptklassen von Galaxien: Irreguläre, Elliptische und Spiralen. Irreguläre Galaxien passen, wie der Name schon sagt, nicht in das "normale" Klassifikationsschema.

Wie unterscheiden wir also zwischen elliptischen und spiralförmigen Galaxien?

Helligkeitsprofil

Das radiale Helligkeitsprofil einer elliptischen Galaxie folgt einem DeVaucouleur-Gesetz ($r^{1/4}$).

Spiralgalaxien haben ein exponentielles radiales Helligkeitsprofil, obwohl auch ihre Zentralregionen ("bulge") einem DeVaucouleur-Gesetz folgen.

Sternentstehung

Sterne werden in den Spiralarmen von Spiralgalaxien gebildet (und können unregelmäßig gebildet werden), während elliptische Galaxien dazu neigen, nur alte und folglich massearme Sterne zu haben.

Komponenten

Soweit wir das beurteilen können, bestehen alle Galaxien aus einem Halo aus dunkler Materie und Sternen. Darüber hinaus haben Spiralgalaxien auch Staub- und Gaswolken. Wenn die Bedingungen stimmen, können diese neue Sterne bilden. (Einige Ellipsen haben auch eine sehr dünne, sehr heiße Gaskomponente, aber es gibt viel weniger davon als in einer Spiralgalaxie).

Kinematik

Spiralgalaxien sind rotationsunterstützt, während elliptische Galaxien hauptsächlich druckunterstützt sind (d. h. sie wirken wie ein ideales Gas, mit Sternen als Gasmolekülen). Bei Ellipsentrainern gibt es einige Rotationsmerkmale, die jedoch im Vergleich zur gesamten zufälligen Bewegung eher gering sind.

Eine grafische Übersicht über die verschiedenen Galaxientypen wird normalerweise im Hubble-Stimmgabel-Diagramm gezeigt. Beachten Sie, dass dies keinen evolutionären Fortschritt von einem Typ zum nächsten anzeigt.


Alex antwortet nett, wie Galaxien nach ihrer Morphologie klassifiziert werden können. In der Astronomie werden Galaxien mit einer Vielzahl von Nachweistechniken nachgewiesen. Vor allem im hochrotverschobenen (d. h. weit entfernten) Universum sind Galaxien nicht leicht zu erkennen und nur mit bestimmten Methoden sichtbar (obwohl einige Galaxien mit mehreren Techniken auftauchen). Diese Methoden untersuchen jeweils unterschiedliche Dinge, und Galaxien, die zu einer Klasse gehören, haben daher andere Parameter als Galaxien zu anderen Klassen, obwohl es immer einige Überschneidungen geben wird.

Die physikalischen Eigenschaften, die bestimmen, ob eine Galaxie durch eine bestimmte Technik ausgewählt werden kann, sind daher nicht nur die Morphologie, sondern auch Sternmasse, Sternentstehungsrate, Staubmasse, Größe, Klumpenbildung, Kinematik, Leuchtkraft, das Vorhandensein aktiver Galaxienkerne und viele andere .

Dementsprechend klassifizieren wir Galaxien oft nach der Methode und dem verwendeten Auswahlkriterium (und verwenden vorzugsweise ein dreibuchstabiges Akronym, um sie zu beschreiben):

Einige davon sind:

Lyman-Break-Galaxien (LBGs)

Die zum Auffinden dieser Galaxien verwendete Technik revolutionierte das Feld Mitte der 90er Jahre (Steidel et al. 1996). Der Grund dafür ist, dass ein großes Sichtfeld untersucht werden kann, wodurch viele Galaxien gleichzeitig erfasst werden können. Die Idee ist, dasselbe Feld in mehreren verschiedenen Wellenlängenbändern zu beobachten. Wenn große Mengen an neutralem Wasserstoff vorhanden sind, werden Wellenlängen unterhalb des "Lyman-Bruchs" bei 912 Å oder 91,2 nm, die zur Ionisierung von Wasserstoff benötigt werden, absorbiert, wodurch die Galaxie in allen Bändern unterhalb davon unsichtbar wird. Und weil das Licht auf seinem Weg durch das Universum zu uns rotverschoben wird, fallen Galaxien mit unterschiedlichen Rotverschiebungen aus unterschiedlichen Bändern aus (die Methode wird auch "Ausfalltechnik" genannt). Ein Beispiel ist hier zu sehen, wo das Galaxienspektrum (schwarze Linie) fällt steil ab, sodass der Fluss in das rote $R$-Band und das grüne $G$-Band eintritt, aber nicht in das ultraviolette $U$-Band:

Bildnachweis: J. Fynbo.

In der obigen Abbildung wurde der Bruch irgendwo zwischen dem $G$-Band und dem $U$-Band rotverschoben, wodurch seine Rotverschiebung auf ungefähr $z = 3$-$4$ beschränkt ist. Um die Rotverschiebung weiter einzuschränken, ist eine spektroskopische Nachverfolgung erforderlich.

Da große Mengen an neutralem Wasserstoff benötigt werden, tendiert diese Technik dazu, massereiche und daher eher entwickelte Galaxien auszuwählen.

Lyman-Alpha-Strahler (LAEs)

Wenn ein Elektron vom ersten angeregten Zustand in den Grundzustand zerfällt, wird ein s genanntes Lyman alpha (Ly$alpha$) Photon emittiert. Dies kann entweder passieren, wenn ein Wasserstoffatom gestört (bei einer Kollision) und angeregt wird, oder wenn Wasserstoff ionisiert wird und rekombiniert. Beide Mechanismen sind bei der Geburt von Galaxien im Spiel, wo Gas auf ein zentrales Potential akkretiert (was Kollisionen verursacht) und junge, massereiche Sterne das umgebende Gas ionisieren.

Galaxien, die aufgrund ihrer Fähigkeit zur Emission von Ly$alpha$ gefunden wurden, werden LAEs genannt. Sie können entweder spektroskopisch gefunden werden - wobei eine starke Emissionslinie bei $lambda = 1216$ Å zu sehen ist - oder photometrisch durch Beobachtung des Feldes in einem breitbandigen und einem schmalbandigen Zentrum bei $lambda = 1216$ Å und Suche nach Überschuss Fluss im Schmalband.

Da diese Technik dazu neigt, junge Galaxien zu untersuchen, sind sie oft relativ klein, aber mit einer hohen Sternentstehungsrate. Und weil Staub Ly$alpha$ leichter absorbiert als andere Wellenlängen, sind LAEs eher staubfrei.

Sub-Millimeter-Galaxien (SMGs)

Wenn eine Galaxie dagegen sehr staubig ist, kann sie im optischen und vor allem im Ultravioletten schwer zu erkennen sein. Der Grund dafür ist, dass Staub eine starke Präferenz hat, Licht mit kürzeren Wellenlängen zu absorbieren. Aber die absorbierte Energie muss irgendwohin gehen und wird daher wieder emittiert, wenn auch bei längeren Wellenlängen, also im Infraroten und im Sub-mm-Bereich. Auf diese Weise gefundene Galaxien werden als SMGs bezeichnet. Da es einige Zeit dauert, bis sich die Staubmasse aufgebaut hat, neigt diese Technik dazu, entwickelte, massereiche Galaxien zu untersuchen.

Gedämpfte Lyman-Alpha-Absorber (DLAs)

Die drei oben beschriebenen Techniken haben alle gemeinsam, dass sie Galaxien aus ihrem Emission. Eine komplementäre Technik sucht nach Absorptionsmerkmalen im Spektrum einer hellen Hintergrundquelle, z. ein Quasar. Da das Licht auf seinem Weg rotverschoben wird, erzeugen vor allem Wasserstoff, aber auch Metalle wie Eisen und Magnesium an verschiedenen Stellen im Spektrum Absorptionslinien, die der Wellenlänge entsprechen, auf die das Quasarlicht an einem bestimmten Punkt im Raum rotverschoben wurde. Diffuse Wasserstofffilamente machen eine schmale Absorptionslinie bekannt als der Lyman $alpha$-Wald, und wenn eine große Gastasche vorhanden ist - was auf die Anwesenheit einer Galaxie hinweist - wird eine breite ("gedämpfte") Absorptionslinie erzeugt.

Ein Beispiel ist in diesem Spektrum des Quasars Q2348-011 zu sehen, der bei $z=3.0$ liegt. Eine dazwischenliegende Galaxie bei $z=2.6$ verursacht die breite Absorption bei $lambdasim4400$ Å.

Bildnachweis: Laursen (2010).

Nur in wenigen Fällen ist die Galaxie für die gefundene Absorption verantwortlich. Dies liegt zum Teil daran, dass das Licht des Quasars alles in seiner (projizierten) Umgebung überstrahlt, aber möglicherweise auch daran, dass die riesige Wasserstoffwolke eine Galaxie im Entstehen ist, die vielleicht noch nicht viele Sterne gebildet hat. Und da die Wahrscheinlichkeit für Sichtlinien zu Quasaren besteht, einen klein Galaxie ist größer als das Schlagen von a groß Galaxie (da der Gesamtquerschnitt kleiner Galaxien größer ist), sollten galaktische Gegenstücke von DLAs eher klein sein. Daher wird angenommen, dass DLAs junge Galaxien im Entstehungsprozess untersuchen.

Andere Arten

Andere Arten umfasst ferne rote galaxien (DRG), (ultra)leuchtende Infrarotgalaxien (LIRGs und ULIRGs) und Gammastrahlenausbruch beherbergt Galaxien (THG). Eine der großen Herausforderungen der Astronomie besteht darin, herauszufinden, wie die Galaxien der verschiedenen Gruppen in ein großes Bild passen. Gibt es zum Beispiel eine evolutionäre Sequenz von DLA→LAE→LBG→SMG→DRG (siehe z.B. Gawiser 2005)?


Die primäre, traditionelle Klassifikation für Galaxien im Lokaluniversum basiert auf der "Morphologie" - mit anderen Worten auf ihrer optisch sichtbaren Form; dies geht zurück auf die Hubble-Sequenz.

Ich werde die Hauptkategorien und die definierende Form auflisten und dann einige andere Merkmale, die nicht Teil der Hauptkriterien sind.

Elliptische Galaxien: Diese sind in projizierter Form kreisförmig oder elliptisch (elliptisch oder dreiachsig in 3D-Form), ohne sichtbare Scheibe und sehr wenig Gas oder Staub und wenig oder keine Hinweise auf junge Sterne.

Die Sterne sind fast alle alt und neigen dazu, in zufällige Richtungen zu kreisen. Sehr leuchtende/massive Ellipsen haben in der Regel zentral konzentrierte radiale Profile in der Sternendichte (jetzt normalerweise beschrieben unter Verwendung von Sersic-Profilen mit hohen Werten des Index $n$); schwache, massearme "Elliptische Zwerge" haben exponentiellere Sternprofile.

S0 (oder linsenförmige) Galaxien: Diese haben eine prominente Sternenscheibe, aber eine, die keine sichtbaren Spiralarme hat und wenig oder kein Gas oder Staub enthält und wenig oder keine Hinweise auf junge Sterne hat. Die Scheibe kann jedoch einen (oder manchmal zwei) Sternstäbe und manchmal auch Ringe haben.

Die Sterne sind meistens alt und bewegen sich fast alle in der gleichen Richtung innerhalb der Scheibe, aber die Umlaufbahnen können eher elliptisch als kreisförmig sein. Sie haben fast immer eine prominente "Ausbuchtung" von Sternen, die die Mitte der Galaxie dominiert; die Ausbuchtung kann ein sehr zentral konzentrierter Teil der Scheibe sein, der vertikal verdickte Teil eines stellaren Balkens oder eine runde Ansammlung alter Sterne mit meist zufälligen Bahnen (etwa wie eine kleine elliptische Galaxie) – oder eine Kombination aus allen dreien.

Spiralgalaxien: Diese haben eine markante Scheibe aus Sternen, Gas und Staub; die Scheibe hat Spiralarme (daher der Name). Die Unterklassifizierungen innerhalb dieser Kategorie (z. B. Sa vs. Sb vs. Sc vs. Sd) basieren auf einer Kombination von drei Faktoren: der relativen Hervorhebung einer zentralen Ausbuchtung (falls vorhanden); wie eng oder locker gewunden die Spiralarme erscheinen; und der Grad, in dem die Spiralarme glatt sind, verglichen mit der Aufteilung in Fragmente und Sternhaufen.

Die Sterne und das Gas rotieren fast alle in die gleiche Richtung, mit relativ kreisförmigen Umlaufbahnen. Sie sind fast immer eine Mischung aus jungen und alten Sternen, wobei neue Sterne in der Scheibe entstehen. Sie kann haben eine Ausbuchtung in der Mitte, einige jedoch nicht; die Ausbuchtungen können so vielfältig und kompliziert sein wie die in S0-Galaxien.

Unregelmäßige Galaxien: Wie der Name vermuten lässt, sind diese zerlumpter, schiefer und im Allgemeinen "formlos". Sie sind normalerweise reich an Gas und haben fast immer eine geringere Masse als die anderen Typen; sie bilden, ähnlich wie Spiralen, gegenwärtig oft Sterne.

Es gibt eine Reihe verschiedener Arten von Zwerggalaxien (= schwache, massearme) Galaxien, die in die oben genannten Kategorien eingeordnet werden können oder auch nicht. Beispielsweise, Zwerg sphäroid Galaxien sind sehr schwach und massearm; In Bezug auf Struktur, Sternbahnen und das Fehlen von Gas- oder Stromsternbildung ähneln sie elliptischen, sind aber eher diffus als zentral konzentriert. Zu den jüngsten und immer noch etwas mysteriösen Entdeckungen gehören "ultrakompakte Zwerggalaxien" (UCD) und "ultradiffuse Galaxien".


Die Klassifikation der Galaxien

Ein nützlicher erster Schritt zum Verständnis von Galaxien ist eine Klassifizierung nach ihren verschiedenen Formen. Obwohl eine solche morphologische Klassifikation immer bis zu einem gewissen Grad subjektiv sein muss, bietet sie einen Rahmen, innerhalb dessen die quantitativen Eigenschaften von Galaxien systematisch diskutiert werden können. Es sollte jedoch immer daran erinnert werden, dass das so erhaltene Bild auf die Galaxien beschränkt ist, die groß und hell genug sind, um am Himmel gut sichtbar zu sein. Eine Vorstellung von den daraus resultierenden Einschränkungen kann Abb. 18.1 entnommen werden, die die Radien und Magnituden normaler Galaxien zeigt. Man sieht, dass Galaxien nur in einem engen Bereich dieses Diagramms leicht zu finden sind. Wenn eine Galaxie einen für ihre Größe zu großen Radius (kleine Oberflächenhelligkeit) hat, verschwindet sie im Hintergrundlicht des

Abb. 18.1. Größen und Durchmesser von beobachtbaren extragalaktischen Objekten. Objekte oben links sehen aus wie Sterne. Die Quasare in dieser Region wurden anhand ihrer Spektren entdeckt. Objekte unten rechts haben eine viel kleinere Oberflächenhelligkeit als der Nachthimmel. In den letzten Jahren wurden in dieser Region viele Galaxien mit geringer Oberflächenhelligkeit entdeckt. (Arp, H. (1965): Astrophys. J. 142, 402)

Hannu Karttunenet al. (Hrsg.), Galaxien.

In: Hannu Karttunen et al. (Hrsg.), Fundamental Astronomy, 5. Auflage. S. 367-391 (2007) DOI: 11685739_18 © Springer-Verlag Berlin Heidelberg 2007

Nachthimmel. Ist sein Radius hingegen zu klein, sieht er aus wie ein Stern und wird auf einer Fotoplatte nicht wahrgenommen. Im Folgenden werden wir uns hauptsächlich mit hellen Galaxien befassen, die in diese Grenzen passen.

Wenn eine Klassifizierung sinnvoll sein soll, sollte sie wichtigen physikalischen Eigenschaften der Galaxien zumindest grob entsprechen. Die meisten Klassifikationen stimmen in ihren Hauptmerkmalen mit der von Edwin Hubble 1926 vorgeschlagenen überein. Hubbles eigene Version der Hubble-Folge ist in Abb. 18.2 dargestellt. Die verschiedenen Galaxientypen sind in einer Reihenfolge von frühen bis zu späten Galaxientypen geordnet. Es gibt drei Haupttypen: elliptische, linsenförmige und spiralförmige Galaxien. Die Spiralen sind in zwei Sequenzen unterteilt, normale und Balkenspiralen. Darüber hinaus umfasste Hubble eine Klasse irregulärer Galaxien.

Die elliptischen Galaxien erscheinen am Himmel als elliptische Ansammlungen von Sternen, deren Dichte nach außen hin regelmäßig abfällt. Normalerweise gibt es keine Anzeichen von interstellarer Materie (dunkle Staubbänder, helle junge Sterne). Die Ellipsentrainer unterscheiden sich nur in der Form voneinander und werden daher als E0, E1 klassifiziert. E7. Wenn die Haupt- und Nebenachse einer elliptischen Galaxie a und b sind, wird ihr Typ als En definiert, wobei n = 10[ 1 - -

Eine E0-Galaxie sieht daher am Himmel kreisförmig aus. Die scheinbare Form einer E-Galaxie hängt von der Richtung ab, aus der sie gesehen wird. In Wirklichkeit kann eine E0-Galaxie daher wirklich kugelförmig sein oder es kann sich um eine kreisförmige Scheibe handeln, die direkt von oben betrachtet wird.

Eine spätere Ergänzung der Hubble-Sequenz ist eine Klasse von riesigen elliptischen Galaxien, die als cD bezeichnet wird. Diese findet man in der Regel in der Mitte von Galaxienhaufen. Sie bestehen aus einem zentralen Teil, der wie ein normaler Ellipsentrainer aussieht, umgeben von einem ausgedehnten, schwächeren Sternenhof.

In der Hubble-Sequenz werden die Lentikulare oder S0-Galaxien zwischen dem elliptischen und dem spiralförmigen Typ platziert. Wie die Ellipsen enthalten sie nur wenig interstellare Materie und zeigen keine Anzeichen einer Spiralstruktur. Sie enthalten jedoch neben der üblichen elliptischen Sternkomponente auch eine flache Scheibe aus Sternen. In dieser Hinsicht ähneln sie Spiralgalaxien (Abb. 18.3, 18.4).

Das charakteristische Merkmal von Spiralgalaxien ist ein mehr oder weniger gut definiertes Spiralmuster in der Scheibe. Spiralgalaxien bestehen aus einem zentralen Bulge, der strukturell einer E-Galaxie ähnelt, und einer Sternscheibe, wie in einer S0-Galaxie. Darüber hinaus gibt es eine dünne Scheibe aus Gas und anderer interstellarer Materie, in der junge Sterne geboren werden und das spiralförmige Muster bilden. Es gibt zwei Spiralsequenzen, normale Sa-Sb-Sc und vergitterte SBa-SBb-SBc-Spiralen. Bei den Balkenspiralen endet das Spiralmuster an einem zentralen Balken, während das Spiralmuster bei den normalen Spiralen an einem Innenring enden kann oder bis zur Mitte weiterlaufen kann. Die Position einer Galaxie innerhalb der Spiralfolge wird anhand von drei Kriterien bestimmt (die nicht immer übereinstimmen): Spätere Typen haben eine kleinere zentrale Ausbuchtung, schmalere Spiralarme und ein offeneres Spiralmuster. Es wird angenommen, dass die Milchstraße vom Typ SABbc ist (zwischen Sb und Sc und zwischen normalen und Balkenspiralen).

Die klassische Hubble-Sequenz basiert im Wesentlichen auf hellen Galaxien. Schwache Galaxien lassen sich weniger leicht in sie einpassen (Abb. 18.5). Beispielsweise lassen sich die irregulären Galaxien der ursprünglichen Hubble-Sequenz in die Klassen Irr I und Irr II einteilen. Die Irr I-Galaxien bilden eine Kontinuität

Abb. 18.2. Die Hubble-Sequenz in Hubbles Version von 1936. Zu diesem Zeitpunkt war die Existenz des Typs S0 noch zweifelhaft. Fotografien der Hubble-Typen sind in den Fign. 18,6 und 18,15 (E) 18,3 und 18,4 (S0 und S) 18,12 (S und Irr II) 18,5 (Irr I und dE). (Hubble, EP (1936): Das Reich der Nebel (Yale University Press, New Haven))

Abb. 18.2. Die Hubble-Sequenz in Hubbles Version von 1936. Zu diesem Zeitpunkt war die Existenz des Typs S0 noch zweifelhaft. Fotografien der Hubble-Typen sind in den Fign. 18,6 und 18,15 (E) 18,3 und 18,4 (S0 und S) 18,12 (S und Irr II) 18,5 (Irr I und dE). (Hubble, EP (1936): Das Reich der Nebel (Yale University Press, New Haven))

NGC488 Typ Sab NGC628 M74 TypSc

Abb. 18.3. Die Klassifizierung von normalen Spiral- und S0-Galaxien. (Mt. Wilson-Observatorium)

NGC488 Typ Sab NGC628 M74 TypSc

Abb. 18.3. Die Klassifizierung von normalen Spiral- und S0-Galaxien. (Mt. Wilson-Observatorium)

Typ SBc(sr)

Abb. 18.4. Verschiedene Arten von SB0- und SB-Galaxien. Der Typ (r) oder (s) hängt davon ab, ob die Galaxie einen zentralen Ring hat oder nicht. (Mt. Wilson-Observatorium)

Abb. 18.5. Oben: Die Kleine Magellansche Wolke (Hubble Typ Irr I), ein Zwergenbegleiter der Milchstraße. (Königliches Observatorium, Edinburgh). Unten: Die Bildhauergalaxie, eine dE-Zwergkugel. (ESO)

Abb. 18.6. M32 (Typ E2), ein kleiner elliptischer Begleiter der Andromeda-Galaxie. (NOAO/Kitt Peak Nationales Observatorium)

Abb. 18.6. M32 (Typ E2), ein kleiner elliptischer Begleiter der Andromeda-Galaxie. (NOAO/Kitt Peak Nationales Observatorium)

der Hubble-Sequenz hin zu späteren Typen jenseits der Sc-Galaxien. Sie sind reich an Gas und enthalten viele junge Sterne. Typ Irr II sind staubige, etwas unregelmäßige kleine Ellipsen. Andere Arten von Zwerggalaxien werden oft eingeführt. Ein Beispiel ist der Zwergkugeltyp dE, ähnlich den Ellipsen, aber mit einer viel weniger zentral konzentrierten Sternverteilung. Eine andere sind die blauen kompakten Galaxien (auch extragalaktische HII-Regionen genannt), in denen im Wesentlichen das gesamte Licht aus einer kleinen Region heller, neu entstandener Sterne stammt.

18.2 Leuchtstärken und Massen

Entfernungen. Um die absolute Leuchtkraft und lineare Dimension von Galaxien zu bestimmen, muss man ihre Entfernungen kennen. Entfernungen werden auch benötigt, um die Massen von Galaxien abzuschätzen, da diese Schätzungen von der absoluten linearen Größe abhängen. Entfernungen innerhalb der Lokalen Gruppe können mit den gleichen Methoden wie innerhalb der Milchstraße gemessen werden, vor allem anhand von veränderlichen Sternen. Im sehr großen Maßstab (über 50 Mpc) lassen sich die Entfernungen aus der Expansion des Universums ableiten (siehe Abschn. 19.1). Um diese beiden Regionen zu verbinden, benötigt man Methoden der Entfernungsbestimmung, die auf den Eigenschaften einzelner Galaxien basieren.

Lokale Abstände lassen sich teilweise anhand von Strukturkomponenten von Galaxien bestimmen, wie etwa der Größe von H II-Regionen oder der Größe von Kugelsternhaufen. Um jedoch Entfernungen von mehreren zehn Megaparsec messen zu können, benötigt man eine entfernungsunabhängige Methode, um die absolute Leuchtkraft ganzer Galaxien zu bestimmen. Mehrere solcher Verfahren sind vorgeschlagen worden. Beispielsweise wurde von Sidney van den Bergh eine Leuchtkraftklassifikation für späte Spiraltypen eingeführt. Dies basiert auf einer Korrelation zwischen der Leuchtkraft einer Galaxie und der Prominenz ihres Spiralmusters.

Andere Entfernungsindikatoren werden erhalten, wenn es eine intrinsische Eigenschaft der Galaxie gibt, die mit ihrer Gesamtleuchtkraft korreliert und die unabhängig von der Entfernung gemessen werden kann. Solche Eigenschaften sind die Farbe, die Oberflächenhelligkeit und die inneren Geschwindigkeiten in Galaxien. All dies wurde verwendet, um Entfernungen sowohl zu spiralförmigen als auch zu elliptischen Galaxien zu messen. Zum Beispiel sollte die absolute Leuchtkraft einer Galaxie von ihrer

Abb. 18.7. Zusammengesetzte Leuchtkraftfunktion von dreizehn Galaxienhaufen. Die offenen Symbole wurden durch Weglassen der cD-Galaxien erhalten. Die Verteilung ist dann durch (18.2) gut beschrieben. Die cD-Galaxien (gefüllte Symbole) verursachen eine Abweichung am hellen Ende. (Schechter, P. (1976): Astrophys. J. 203, 297)

Messen Sie die Leuchtkraft einer Galaxie auf einen bestimmten Wert der Oberflächenhelligkeit, z.B. bis 26,5 mag/sq. arcsec. Für einen gegebenen Hubble-Typ kann die Gesamthelligkeit L stark variieren.

Wie bei Sternen wird die Helligkeitsverteilung von Galaxien durch die Helligkeitsfunktion 0( L) beschrieben. Dies ist so definiert, dass die Raumdichte von Galaxien mit Helligkeiten zwischen L und L + d L 0( L) d L beträgt. Sie kann aus den beobachteten Helligkeiten von Galaxien bestimmt werden, sobald ihre Entfernungen in irgendeiner Weise abgeschätzt wurden. In der Praxis nimmt man für 0(L) eine geeignete funktionale Form an, die dann an die Beobachtungen angepasst wird. Eine häufige Form ist die Leuchtkraftfunktion von Schechter,

Abb. 18.7. Zusammengesetzte Leuchtkraftfunktion von dreizehn Galaxienhaufen. Die offenen Symbole wurden durch Weglassen der cD-Galaxien erhalten. Die Verteilung ist dann durch (18.2) gut beschrieben. Die cD-Galaxien (gefüllte Symbole) verursachen eine Abweichung am hellen Ende. (Schechter, P. (1976): Astrophys. J. 203, 297)

Masse. Die Masse wiederum spiegelt sich in den Geschwindigkeiten von Sternen und Gas in der Galaxie wider. Dementsprechend besteht ein Zusammenhang zwischen der absoluten Leuchtkraft und der Geschwindigkeitsdispersion (bei Ellipsen) und der Rotationsgeschwindigkeit (bei Spiralen). Da Rotationsgeschwindigkeiten sehr genau aus der Breite der 21-cm-Wasserstofflinie gemessen werden können, ist die letztere Beziehung (bekannt als die Tully-Fisher-Beziehung) vielleicht der beste derzeit verfügbare Entfernungsindikator.

Es wurde festgestellt, dass die Leuchtkraft der hellsten Galaxien in Haufen relativ konstant ist. Diese Tatsache kann genutzt werden, um noch größere Entfernungen zu messen, was eine für die Kosmologie wichtige Methode zur Verfügung stellt.

Leuchtkraft. Die Definition der Gesamtleuchtkraft einer Galaxie ist teilweise willkürlich, da Galaxien keine scharfe Außenkante haben. Die übliche Konvention ist zu

Die Werte der Parameter 0*, L*, a werden im Allgemeinen für verschiedene Arten von Objekten durch Beobachtung bestimmt, sie sind Funktionen der Position.

Die Form der Leuchtkraftfunktion wird durch die Parameter a und L* beschrieben. Die relative Anzahl schwacher Galaxien wird durch a beschrieben. Da der beobachtete Wert etwa -1,1 beträgt, wächst die Dichte der Galaxien monoton, wenn man sich zu schwächerer Leuchtkraft hin bewegt. Die Leuchtkraftfunktion fällt oberhalb der Leuchtkraft L* steil ab, was somit eine charakteristische Leuchtkraft heller Galaxien darstellt. Das beobachtete L* entspricht einer absoluten Helligkeit M* = — 21,0 mag. Die entsprechende Helligkeit für die Milchstraße beträgt wahrscheinlich – 20,2 mag. Die cD-Riesengalaxien gehorchen dieser Helligkeitsverteilung nicht, ihre Magnituden können —24 mag und noch heller sein.

Der Parameter 0* ist proportional zur Raumdichte von Galaxien und ist daher eine starke Positionsfunktion. Da die Gesamtzahldichte von Galaxien, die durch die Beziehung (18.2) vorhergesagt wird, unendlich ist, definieren wir n* = Dichte von Galaxien mit Leuchtkraft > L *. Der beobachtete Mittelwert von n* über ein großes Raumvolumen beträgt n* = 3,5 x 10—3 Mpc—3. Der mittlere Abstand zwischen Galaxien entsprechend dieser Dichte beträgt 4 Mpc. Da die meisten Galaxien lichtschwächer als L * sind und zudem oft zu Gruppen gehören, sehen wir, dass die Abstände zwischen normalen Galaxien im Allgemeinen nicht viel größer sind als ihr Durchmesser.

Massen. Die Massenverteilung in Galaxien ist eine entscheidende Größe, sowohl für die Kosmologie als auch für Theorien über die Entstehung und Entwicklung von Galaxien. Beobachtet wird er aus den Geschwindigkeiten der Sterne und des interstellaren Gases. Die Gesamtmassen von Galaxien können auch aus ihren Bewegungen in Galaxienhaufen abgeleitet werden. Die Ergebnisse werden normalerweise in Form des entsprechenden Masse-Leuchtkraft-Verhältnisses M/L angegeben, wobei Sonnenmasse und Leuchtkraft als Einheiten verwendet werden. Der in der Sonnenumgebung der Milchstraße gemessene Wert ist M/L = 3. Wäre M/L konstant, könnte die Massenverteilung aus der beobachteten Leuchtkraftverteilung durch Multiplikation mit M/L bestimmt werden.

Die Massen elliptischer Galaxien können aus der stellaren Geschwindigkeitsdispersion durch die Verbreiterung der Spektrallinien erhalten werden. Die Methode basiert auf dem Virialsatz (siehe Abschn. 6.10), der besagt, dass in einem System im Gleichgewicht die kinetische Energie T und die potentielle Energie U nach der Gleichung

Da Ellipsentrainer langsam rotieren, kann die kinetische Energie der Sterne geschrieben werden

wobei M die Gesamtmasse der Galaxie und v die Geschwindigkeitsbreite der Spektrallinien ist. Die potentielle Energie ist

wobei R ein geeigneter durchschnittlicher Radius der Galaxie ist, der aus der Lichtverteilung geschätzt oder berechnet werden kann. Durch Einführen von (18.4) und (18.5) in (18.3) erhalten wir:

Aus dieser Formel lässt sich die Masse einer elliptischen Galaxie berechnen, wenn v2 und R bekannt sind. Einige Beobachtungen von Geschwindigkeiten in elliptischen Galaxien sind in Abb. 18.8 dargestellt. Diese werden in Abschn. 18.4. Der aus solchen Beobachtungen abgeleitete Wert von M/L beträgt etwa 10 innerhalb eines Radius von 10 kpc. Die Masse eines hellen Ellipsentrainers kann somit bis zu 1013 M0 betragen.

Die Massen von Spiralgalaxien werden aus ihrer Rotationskurve v(R) erhalten, die die Variation ihrer Rotationsgeschwindigkeit mit dem Radius angibt. Unter der Annahme, dass sich der größte Teil der Masse in der fast kugelförmigen Ausbuchtung befindet, kann die Masse im Radius R, M(R), aus dem dritten Keplerschen Gesetz abgeschätzt werden:

Einige typische Rotationskurven sind in Abb. 18.9 dargestellt. In den äußeren Teilen vieler Spiralen hängt v(R) nicht von R ab. Das bedeutet, dass M(R) direkt proportional zum Radius ist – je weiter man hinausgeht, desto größer ist die innere Masse. Da die äußeren Teile von Spiralen sehr schwach sind, ist der Wert von M/L bei großen Radien direkt proportional zum Radius. Für die Scheibe findet man M/L = 8 für frühe und M/L = 4 für späte Spiraltypen. Die größte gemessene Gesamtmasse beträgt 2 x 1012 M0.

Abb. 18.8. Rotationsgeschwindigkeit V(R) [km s 1 ] und Geschwindigkeitsdispersion a( R) [kms-1] als Funktion des Radius [kpc] für Typen E2

Abb. 18.8. Rotationsgeschwindigkeit V(R) [km s 1 ] und Geschwindigkeitsdispersion a( R) [kms-1] als Funktion des Radius [kpc] für Typen E2

und E5. Die letztere Galaxie dreht sich, die erstere nicht. (Davies, R. L. (1981): Mon. Not. R. Astron. Soc. 194, 879)

und E5. Die letztere Galaxie dreht sich, die erstere nicht. (Davies, R. L. (1981): Mon. Not. R. Astron. Soc. 194, 879)

Abb. 18.9. Rotationskurven für sieben Spiralgalaxien. (Rubin, V. C., Ford, W. K., Thonnard, N. (1978): As-trophys. J. (Lett.) 225, L107)

Um die Masse bei noch größeren Radien zu messen, in denen keine Emission nachweisbar ist, müssen Bewegungen in Galaxiensystemen genutzt werden. Eine Möglichkeit besteht darin, Galaxienpaare zu verwenden. Im Prinzip ist die Methode die gleiche wie bei Doppelsternen. Da die Umlaufzeit einer Doppelgalaxie jedoch etwa 109 Jahre beträgt, können auf diese Weise nur statistische Informationen gewonnen werden. Die Ergebnisse sind noch unsicher, scheinen aber Werte von M/L = 20-30 bei Paarabständen von etwa 50 kpc anzuzeigen.

Eine vierte Methode zur Bestimmung der Masse von Galaxien besteht darin, den Virialsatz auf Galaxienhaufen anzuwenden, vorausgesetzt, diese befinden sich im Gleichgewicht. Die kinetische Energie T in (18.4) kann dann aus den beobachteten Rotverschiebungen und der potentiellen Energie U aus den Abständen zwischen Haufengalaxien berechnet werden. Wenn man davon ausgeht, dass die Massen der Galaxien proportional zu ihrer Leuchtkraft sind, wird festgestellt, dass M/L etwa 200 innerhalb von 1 Mpc vom Zentrum des Haufens beträgt. Allerdings gibt es von Cluster zu Cluster große Unterschiede.

Die vorliegenden Ergebnisse deuten darauf hin, dass man größere Werte für das Masse-Leuchtkraft-Verhältnis erhält, wenn man größere Raumvolumina abtastet. Daher muss ein großer Teil der Gesamtmasse der Galaxien in einer unsichtbaren und unbekannten Form vorliegen, die meistens in den äußeren Teilen zu finden ist. Dies wird als das Problem der fehlenden Masse bezeichnet und ist eine der zentralen ungelösten Fragen der extragalaktischen Astronomie.

18.3 Galaktische Strukturen

Ellipsentrainer und Ausbuchtungen. In allen Galaxien sind die ältesten Sterne mehr oder weniger rund verteilt. In der Milchstraße wird diese Komponente durch die Sterne der Population II repräsentiert. Seine inneren Teile werden als Ausbuchtung bezeichnet, und seine äußeren Teile werden oft als Halo bezeichnet. Es scheint keinen physikalisch signifikanten Unterschied zwischen der Ausbuchtung und dem Halo zu geben. Die Population alter Sterne kann am besten in Ellipsentrainern untersucht werden, die nur diese Komponente enthalten. Die Ausbuchtungen von Spiral- und S0-Galaxien sind elliptischen Galaxien gleicher Größe sehr ähnlich.

Die Oberflächenhelligkeitsverteilung in elliptischen Galaxien hängt im Wesentlichen nur von der Entfernung vom Zentrum und der Orientierung der Haupt- und Nebenachse ab. Wenn r der Radius entlang der Hauptachse ist, wird die Oberflächenhelligkeit I(r) durch das Gesetz von de Vaucouleur gut beschrieben:

Die Konstanten in (18.8) wurden so gewählt, dass die Hälfte des gesamten Lichts der Galaxie vom Radius re abgestrahlt wird und die Oberflächenhelligkeit bei diesem Radius Ie beträgt. Die Parameter re und Ie werden durch Anpassung (18.8) an beobachtete Helligkeitsprofile bestimmt. Typische Werte für r e

elliptische, normale Spiral- und SO-Galaxien liegen im Bereich re = 1-10 kpc und Ie entspricht 20-23 Magnituden pro Quadratbogensekunde.

Obwohl das Gesetz von de Vaucouleurs eine rein empirische Beziehung ist, gibt es dennoch eine bemerkenswert gute Darstellung der beobachteten Lichtverteilung. In den äußeren Regionen elliptischer Galaxien kann es jedoch häufig zu Abweichungen kommen: Die Oberflächenhelligkeit von Zwergsphäroiden nimmt oft schneller ab als (18,8), vielleicht weil die äußeren Teile dieser Galaxien bei Gezeitenbegegnungen mit anderen Galaxien abgerissen wurden. Bei den Riesengalaxien vom Typ cD fällt die Oberflächenhelligkeit langsamer ab (siehe Abb. 18.10). Es wird vermutet, dass dies mit ihrer zentralen Position in Galaxienhaufen zusammenhängt.

Obwohl die Isophoten in elliptischen Galaxien in guter Näherung Ellipsen sind, können ihre Elliptizitäten und die Orientierung ihrer Hauptachsen als Funktion des Radius variieren. Verschiedene Galaxien unterscheiden sich in dieser Hinsicht stark, was darauf hindeutet, dass die Struktur von elliptischen Galaxien nicht so einfach ist, wie es erscheinen mag. Insbesondere die Tatsache, dass sich die Richtung der Hauptachse innerhalb einer Galaxie manchmal ändert, deutet darauf hin, dass einige Ellipsen möglicherweise nicht axialsymmetrisch sind.

Aus der Verteilung der Oberflächenhelligkeit kann die dreidimensionale Struktur einer Galaxie abgeleitet werden, wie in *Three-Dimensional Shape of Galaxies erklärt.

Die Beziehung (18,8) ergibt ein Helligkeitsprofil, das zur Mitte hin sehr stark zugespitzt ist. Die tatsächliche Verteilung der Achsenverhältnisse für Ellipsentrainer kann statistisch aus der beobachteten abgeleitet werden. Unter der (fraglichen) Annahme, dass sie rotationssymmetrisch sind, erhält man eine breite Verteilung mit einem Maximum entsprechend den Typen E3-E4. If the true shape is not axisymmetric, it cannot even statistically be uniquely determined from the observations.

Discs. A bright, massive stellar disc is characteristic for S0 and spiral galaxies, which are therefore called disc galaxies. There are indications that in some ellipticals there is also a faint disc hidden behind the bright bulge. In the Milky Way the disc is formed by population I stars.

The distribution of surface brightness in the disc is described by the expression

Figure 18.11 shows how the observed radial brightness distribution can be decomposed into a sum of two components: a centrally dominant bulge and a disc contributing significantly at larger radii. The central surface brightness I0 typically corresponds to 21-22 mag./sq.arcsec, and the radial scale

Fig. 18.10. The distribution of surface brightness in E and cD galaxies. Ordinate: surface magnitude, mag/sq.arcsec abscissa: (radius [kpc])1/4. Equation (18.8) corresponds to a straight line in this representation. It fits well with an E galaxy, but for type cD the luminosity falls off more slowly in the outer regions. Comparison with Fig. 18.11 shows that the brightness distribution in S0 galaxies behaves in a similar fashion. cD galaxies have often been erroneously classified as S0. (Thuan, T.X., Romanishin, W. (1981): Astrophys. J. 248, 439)

Figure 18.11 shows how the observed radial brightness distribution can be decomposed into a sum of two components: a centrally dominant bulge and a disc contributing significantly at larger radii. The central surface brightness I0 typically corresponds to 21-22 mag./sq.arcsec, and the radial scale

Fig. 18.11. The distribution of surface brightness in types SO and Sb. Ordinate: mag/sq.arc sec abscissa: radius [arc sec]. The observed surface brightness has been decomposed into a sum of bulge and disc contributions. Note the larger disc component in type Sb. (Boroson, T. (1981): As-trophys. J. Suppl. 46, 177)

Fig. 18.11. The distribution of surface brightness in types SO and Sb. Ordinate: mag/sq.arc sec abscissa: radius [arc sec]. The observed surface brightness has been decomposed into a sum of bulge and disc contributions. Note the larger disc component in type Sb. (Boroson, T. (1981): As-trophys. J. Suppl. 46, 177)

length r0 = 1-5 kpc. In Sc galaxies the total brightness of the bulge is generally slightly smaller than that of the disc, whereas in earlier Hubble types the bulge has a larger total brightness. The thickness of the disc, measured in galaxies that are seen edge-on, may typically be about 1.2 kpc. Sometimes the disc has a sharp outer edge at about 4 r0.

The Interstellar Medium. Elliptical and SO galaxies contain very little interstellar gas. However, in some ellipticals neutral hydrogen amounting to about 0.1% of the total mass has been detected, and in the same galaxies there are also often signs of recent star formation. In some S0 galaxies much larger gas masses have been observed, but the relative amount of gas is very variable from one galaxy to another. The lack of gas in these galaxies is rather unexpected, since during their evolution the stars release much more gas than is observed.

The relative amount of neutral hydrogen in spiral galaxies is correlated with their Hubble type. Thus Sa spirals contain about 2%, Sc spirals 10%, and Irr I galaxies up to 30% or more.

The distribution of neutral atomic hydrogen has been mapped in detail in nearby galaxies by means of radio observations. In the inner parts of galaxies the gas forms a thin disc with a fairly constant thickness of about 200 pc, sometimes with a central hole of a few kpc diameter. The gas disc may continue far outside the optical disc, becoming thicker and often warped from the central disc plane.

Most of the interstellar gas in spiral galaxies is in the form of molecular hydrogen. The hydrogen molecule cannot be observed directly, but the distribution of carbon monoxide has been mapped by radio observations. The distribution of molecular hydrogen can then be derived by assuming that the ratio between the densities of CO and H2 is everywhere the same, although this may not always be true. It is found that the distribution obeys a similar exponential law as the young stars and HII regions, although in some galaxies (such as the Milky Way) there is a central density minimum. The surface density of molecular gas may be five times larger than that of H I, but because of its strong central concentration its total mass is only perhaps two times larger.

The distribution of cosmic rays and magnetic fields in galaxies can be mapped by means of radio observations of the synchrotron radiation from relativistic electrons. The strength of the magnetic field deduced in this way is typically 0.5-1 nT. The observed emission is polarized, showing that the magnetic field is fairly well-ordered on large scales. Since the plane of polarization is perpendicular to the magnetic field, the large-scale structure of the magnetic field can be mapped. However, the plane of polarization is changed by Faraday rotation, and for this reason observations at several wavelengths are needed in order to determine the direction of the field. The results show that the field is generally strongest in the plane of the disc, and is directed along the spiral arms in the plane. The field is thought to have been produced by the combined action of rising elements of gas, perhaps

produced by supernova explosions, and the differential rotation, in principle in the same way as the production of solar magnetic fields was explained in Chapter 12.

* Three-Dimensional Shape of Galaxies

Equations (18.8) and (18.9) describe the distribution of galactic light projected on the plane of the sky. The actual three-dimensional luminosity distribution in a galaxy is obtained by inverting the projection. This is easiest for spherical galaxies.

Let us suppose that a spherical galaxy has the projected luminosity distribution I(r) (e.g. as in (18.8)). With coordinates chosen according to the figure, I(r) is given in terms of the three-dimensional luminosity distribution p(R) by

This is known as an Abel integral equation for p(R), and has the solution p( R) = -


Spiral Galaxies

Our own Galaxy and the Andromeda galaxy are typical, large spiral galaxies. They consist of a central bulge, a halo, a disk, and spiral arms. Interstellar material is usually spread throughout the disks of spiral galaxies. Bright emission nebulae and hot, young stars are present, especially in the spiral arms, showing that new star formation is still occurring. The disks are often dusty, which is especially noticeable in those systems that we view almost edge on (Figure).

Figure 1: Spiral Galaxies. (a) The spiral arms of M100, shown here, are bluer than the rest of the galaxy, indicating young, high-mass stars and star-forming regions. (b) We view this spiral galaxy, NGC 4565, almost exactly edge on, and from this angle, we can see the dust in the plane of the galaxy it appears dark because it absorbs the light from the stars in the galaxy. (credit a: modification of work by Hubble Legacy Archive, NASA, ESA, and Judy Schmidt credit b: modification of work by “Jschulman555″/ Wikimedia)

In galaxies that we see face on, the bright stars and emission nebulae make the arms of spirals stand out like those of a pinwheel on the fourth of July. Open star clusters can be seen in the arms of nearer spirals, and globular clusters are often visible in their halos. Spiral galaxies contain a mixture of young and old stars, just as the Milky Way does. All spirals rotate, and the direction of their spin is such that the arms appear to trail much like the wake of a boat.

About two-thirds of the nearby spiral galaxies have boxy or peanut-shaped bars of stars running through their centers (Figure 2). Showing great originality, astronomers call these galaxies barred spirals.

Figure 2: Barred Spiral Galaxy. NGC 1300, shown here, is a barred spiral galaxy. Note that the spiral arms begin at the ends of the bar. (credit: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team(STScI/AURA))

As we noted in The Milky Way Galaxy chapter, our Galaxy has a modest bar too. The spiral arms usually begin from the ends of the bar. The fact that bars are so common suggests that they are long lived it may be that most spiral galaxies form a bar at some point during their evolution.

In both barred and unbarred spiral galaxies, we observe a range of different shapes. At one extreme, the central bulge is large and luminous, the arms are faint and tightly coiled, and bright emission nebulae and supergiant stars are inconspicuous. Hubble, who developed a system of classifying galaxies by shape, gave these galaxies the designation Sa. Galaxies at this extreme may have no clear spiral arm structure, resulting in a lens-like appearance (they are sometimes referred to as lenticular galaxies). These galaxies seem to share as many properties with elliptical galaxies as they do with spiral galaxies

At the other extreme, the central bulge is small and the arms are loosely wound. In these Sc galaxies, luminous stars and emission nebulae are very prominent. Our Galaxy and the Andromeda galaxy are both intermediate between the two extremes. Photographs of spiral galaxies, illustrating the different types, are shown in Figure 3, along with elliptical galaxies for comparison.

Figure 3: Hubble Classification of Galaxies. This figure shows Edwin Hubble’s original classification of galaxies. Elliptical galaxies are on the left. On the right, you can see the basic spiral shapes illustrated, alongside images of actual barred and unbarred spirals. (credit: modification of work by NASA, ESA)

The luminous parts of spiral galaxies appear to range in diameter from about 20,000 to more than 100,000 light-years. Recent studies have found that there is probably a large amount of galactic material that extends well beyond the apparent edge of galaxies. This material appears to be thin, cold gas that is difficult to detect in most observations.

From the observational data available, the masses of the visible portions of spiral galaxies are estimated to range from 1 billion to 1 trillion Suns (10 9 to 10 12 MSonne). The total luminosities of most spirals fall in the range of 100 million to 100 billion times the luminosity of our Sun (10 8 to 10 11 LSonne). Our Galaxy and M31 are relatively large and massive, as spirals go. There is also considerable dark matter in and around the galaxies, just as there is in the Milky Way we deduce its presence from how fast stars in the outer parts of the Galaxy are moving in their orbits.


How Galaxies are Classified by Type (Infographic)

Astronomer Edwin Hubble, after whom the space telescope is named, classified galaxies according to shape.

The Hubble scale chart takes a wishbone, or tuning fork shape. Armless, elliptical galaxies are on the left. Spirals are divided into those with a central bar and those without one. Looser arm windings are toward the right.

Even distant galaxies, seen as they were billions of years ago, fall into the Hubble shape classifications.

The deeper astronomers look into the universe, the more they see that the expansion of the universe has stretched light, shifting it toward the red end of the spectrum. By measuring the amount of redshift, astronomers can determine how far away a given galaxy is.

A map of 220,000 galaxies produced by the 2dF Galaxy Redshift Survey Team shows the universe has a filamentary structure, seen when it is considered on a large scale.


Nationale Luft- und Raumfahrtbehörde

Teil I
Brainstorm answers to the following questions in your group.

Why do people put things into classifications or categories? How does this help us?
_____________________________________________________________________
_____________________________________________________________________
_____________________________________________________________________

What are some things we categorize in our daily lives? Warum?
_____________________________________________________________________
_____________________________________________________________________
_____________________________________________________________________

  • __________________________________________________
  • __________________________________________________
  • __________________________________________________
  • __________________________________________________
  • __________________________________________________

Part II
In your groups, look at the images of actual galaxies and suggest answers to the following questions.

Pretend that a NASA astronomer comes to your school and asks you to name the galaxies pictured in the chart based upon their resemblance to common objects. What would you name them? Write your suggestions underneath each picture.

Without using any prior information, how many different types of galaxies are represented in these pictures? Decide on how many groups or classifications you would have and give each group a name. Then, underneath, include the criteria you would use to include a galaxy in this group.

  • Group Name : _______________________________________
    Criteria : __________________________________________
    _________________________________________________
  • Group Name : _______________________________________
    Criteria : __________________________________________
    _________________________________________________
  • Group Name : _______________________________________
    Criteria : __________________________________________
    _________________________________________________
  • Group Name : _______________________________________
    Criteria : __________________________________________
    _________________________________________________
  • Group Name : _______________________________________
    Criteria : __________________________________________
    _________________________________________________

Now imagine that the NASA astronomer needs your help to classify these newly discovered galaxies based upon your knowledge of the Hubble Fork Diagram. Classify each galaxy according to that scheme. Write the galaxy type and classification below your name of each image. (For example, the Andromeda Galaxy is Spiral, Sb.)

In your groups, research one of the different types of galaxies in the Hubble Fork Diagram. Using the resources provided by your teacher, identify the following information about your galaxy type and present this information to the class.

  • Type and classification
  • Gestalten
  • Examples of this galaxy type
  • How this galaxy forms
  • How stars move in this galaxy type

You must use at least one of the following methods to present this information: create one large 3-D poster, write and perform a skit, write and perform a song or rap, or create a 3-D model.


Classification in Astronomy: Galaxies vs Quasars

Machine Learning and Astronomy go together beautifully. Several astronomical problems involve solving large classification problems with a minimal amount of information. Today, we are going to explore an interesting problem: how to tell if an object is a galaxy or a quasar (an active galactic nucleus accreting an extreme amount of material). Although these two objects are clearly distinct, they often show up as unresolved point sources on telescopes! Let’s explore how we can distinguish between the two using colors! Colors are the difference between two photometric bands (usually in units of magnitude). We are going to be using colors from the Sloan Digital Sky Survey (https://www.sdss.org/). What are the bandpasses involved?

We are going to be using all five bandpasses noted above in the following color vector [u-g, g-r, r-i, i-z]. Finally, we will be using a wonderful set of data from AstroML (https://www.astroml.org/)

from matplotlib import pyplot as plt
from astroML.datasets import fetch_sdss_galaxy_colors
import numpy as np
from keras.models import Sequential
from keras.layers import Dense, InputLayer, Flatten, Dropout
from keras.optimizers import SGD, Adam
from sklearn import preprocessing
from sklearn.metrics import confusion_matrix
import seaborn as sns
zufällig importieren

Now that we have the imports, let go ahead and download the data and set up our color vector.

# Download data
data = fetch_sdss_galaxy_colors()
data = data[::10] # truncate for plotting

# Extract colors and spectral class: [u-g, g-r, r-i, i-z]
ug = data[‘u’] — data[‘g’]
gr = data[‘g’] — data[‘r’]
ri = data[‘r’] — data[‘i’]
iz = data[‘i’] — data[‘z’]
color_vec = np.array([ug, gr]).T#, ri, iz]).T
spec_class = data[‘specClass’]

The spec_class vector contains the classification labels. We have two options: Galaxy or QSO.

We can take look at the colors (or at least a simple 2D projection).

# Let’s take a quick look at some of the colors!
with plt.xkcd():
fig = plt.figure()
ax = fig.add_subplot(111)

ax.set_xlim(-0.5, 2.5)
ax.set_ylim(-0.5, 1.5)

ax.scatter(ug[galaxies], gr[galaxies], c=’b’, label=’galaxies’)
ax.scatter(ug[qsos], gr[qsos], c=’r’, label=’qsos’)

ax.legend(loc=2)

ax.set_xlabel(‘$u-g$’)
ax.set_ylabel(‘$g-r$’)

plt.show()

As we can see, galaxies and quasars naturally segregate themselves in color space :) This should make our classification algorithm have an easier job! Let’s see if it does!

We will first set our training and test sets (including labels). Then we need to transform our labels into numbers. I have written out each step here, but normally we should use sklearn. I repeat I’ve done this here solely for pedagogical reasons :)

train_per = int(0.8*len(color_vec))
#Let’s make our training and test sets
X_train = color_vec[:train_per]
Y_train = spec_class[:train_per]
X_test = color_vec[train_per:]
Y_test = spec_class[train_per:]

Y_train_enc = []
for val in Y_train:
if val == ‘GALAXY’:
Y_train_enc.append(0)
sonst:
Y_train_enc.append(1)
Y_test_enc = []
for val in Y_test:
if val == ‘GALAXY’:
Y_test_enc.append(0)
sonst:
Y_test_enc.append(1)

We are now going to build a basic neural network with two hidden layers containing 100 nodes each with a dropbox layer in between

activation = ‘relu’ # activation function
initializer = ‘normal’ # model initializer
lr = 0.001 # initial learning rate
loss_function = ‘sparse_categorical_crossentropy’
metrics_ = [‘accuracy’, ‘mae’, ‘mse’]

model = Sequential([
Dense(units=100, kernel_initializer=initializer, activation=activation),
Dropout(0.2),
Dense(units=100, kernel_initializer=initializer, activation=activation),
Dense(2, activation=’softmax’),
])

optimizer = Adam(learning_rate=0.001)
model.compile(optimizer=optimizer, loss=loss_function, metrics=metrics_)

Excellent! We can go ahead and fit our model :)

With our fitted model, we can immediately calculate our predictions

And let’s see how it looks :)

predictions = [np.argmax(pred) for pred in test_predictions]

# Normalize confusion matrix
matrix_conf = matrix_conf.astype(‘float64’)
norm_fac = np.sum(matrix_conf[:], axis=1)
for row in range(matrix_conf.shape[0]):
matrix_conf[row,:] = np.round(matrix_conf[row,:]*(1/norm_fac[row]),3)*100
# Plot confusion matrix
sns_plot = sns.heatmap(matrix_conf, annot=True, cmap=’GnBu’, xticklabels=[‘GALAXY’, ‘QSO’], yticklabels=[‘GALAXY’, ‘QSO’])
#sns_plot.set(xticklabels=np.arange(1,5))
#sns_plot.set(yticklabels=np.arange(1,5))
plt.ylabel(‘True’, fontsize=’x-large’)
plt.xlabel(‘Predicted’, fontsize=’x-large’)
sns_fig = sns_plot.get_figure()

We’ve seen how we can easily apply machine learning techniques to solve astronomical classification problems. The classification can be improved by playing with the network.

Hopefully, this has been instructional and will encourage you to find more machine learning and astronomy crossovers!


What are the criteria for the classification of galaxies? - Astronomie

The Hubble classification of galaxies, also referred to as the ‘tuning fork’ diagram because of its shape, classes galaxies along three main lines into:

Edwin Hubble originally identified an evolutionary sequence for the galaxies (from early-type to late-type) as one moved from left to right across the diagram. Although this is now known to be a false interpretation, the terms ‘early-type’ and ‘late-type’ are still used regularly by astronomers in the manner described below, and when discussing broad galaxy types.


Hubble’s elliptical galaxies were classed according to the ellipticity of the galaxy, and given a Hubble type:

wo ein = semi-major axis and b = semi-minor axis of the ellipse. Observed values range from E0 (circular cross section – a spherical galaxy) to E7 (the most flattened). E0 are considered ‘early-type’ ellipticals and E7 are ‘late-type’ ellipticals.


Located in the fork of the Hubble classification diagram and intermediate between the elliptical and spiral galaxies are the S0/SB0 galaxies. These galaxies show prominent bulges, but no spiral arms.


Spiral galaxies are classed from ‘early-type’ to ‘late-type’ according to the ratio of the luminosity of the bulge compared with the disk, and the amount of winding of the spiral arms. Type Sa (early) spiral galaxies have prominent bulges (bulge to disk luminosity

0.3), tightly wound arms (pitch angle

0.6), and the stars in the spiral arms are distributed very smoothly. Type Sc (late) spirals have the least prominent bulges (bulge-to-disk luminosity

0.05), and loosely wound arms (pitch angle

0.18) that are resolved into clumps of stars and HII regions.


In bars, the spiral arms do not start directly from the bulge, but from an extended bar of stars that passes through the bulge. They share the same range of classifications as non-barred spirals – from Type SBa (early) to SBc (late) – according to the prominence of the bulge and the winding of the spiral arms.


A later extension to the Hubble classification was the inclusion of irregular galaxies in two classes:
Irr I included irregular galaxies that showed some hint of organised structure (such as the Large and Small Magellanic Clouds), while Irr II were those irregulars that were completely disorganised.

Study Astronomy Online at Swinburne University
All material is © Swinburne University of Technology except where indicated.


Galaxy Classification

Most of the effort toward galaxy classification in this century has consisted of studying photographic images of galaxies by eye. The dominant paradigm is one established by Edwin Hubble (1936), and later refined by Alan Sandage (1961). This classification is referred to as the Hubble Sequence. There have been many subsequent variants, but largely the classification has been based on subjective, qualitative assessments of the distribution of optical light -- what is often referred to as 'galaxy morphology.' There are many problems with the approach, yet it has remained paramount for over 70 years. Some astronomers have realized that categorizing galaxies by their spectra, as was done for stars, might provide an alternative, and possibly more quantitative and physically insightful method of classification. The most notable, and pioneering effort was by W. W. Morgan, at Yerkes Observatory (Morgan & Mayall 1957). Not coincidentally, it was Morgan who quantified and developed the stellar spectral classification scheme you used in Lab #3 (Spectral Classification of Stars).

Ultimately, the value of a classification scheme is its utility. To understand this, one must ask for what purpose, or application is the classification being done? As we will see, there are times when one might want to classify by morphology, and others when using spectra are the only sensible way to proceed.

In this lab you will become expert galaxy classifiers by both methods -- morphology and spectra. You will devise your own classification schemes based on nearby galaxies, and test them against real data. Finally, you will assess which of these two methods might be the most useful in classifying galaxies at the farthest reaches of the universe.

Zeitplan

Section 1 - Creating your own classification scheme

Your first task it to take these 9 images and sort them, by eye, according to some criteria which will become your classification scheme. The goal here is to have a sequence of objects that will form a reference. Using this sequence, in Section 3 you will attempt to classify other galaxies by asking where they best fit in the sequence. Think ahead a little bit here. Since no two galaxies are identical, when you classify other galaxies by comparing them to your reference sequence, you will have to estimate whether they are closer to one 'type' or another. Often they will fall in-between. There may be times when you think a galaxy is extreme, i.e. lies beyond, or outside the range of your reference sequence. Your reference sequence should be designed to allow you to do make these assessments.

Your reference sequence should be one-dimensional, that is, a linear sequence where you line them up in a row. In principle, you might come up with a two-or-more dimensional grid, where you would have several sequences. Jedoch, for the current exercise, design a one-dimensional sequence to simplify comparison with results below. Note that your sequence need not have 9 separate categories if you do not think you can tell the difference between some of the galaxies. In other words, you can lump galaxies together into one group, or 'type,' if you feel that distinguishing between them is not warranted.

Try to forget what you have been taught about the Hubble classification scheme. Seien Sie kreativ and realize there is no 'truth,' only utility. Here, the utility here will be how well you can classify other galaxies.

Load the Netscape browser by clicking on the icon. Select the bookmark for this galaxy classification lab, or open a new location for the following url:
http://www.astro.wisc.edu/

mab/education/astro113/galclass_lab.html You should now have this lab displayed on your browser.

View the montage of images as displayed on this page or click on [B]=big, [S]=small, or [N]=negative images in pop-up windows. You can arrange these pop-up windows with your cursor to form your classification sequence. On the MACs in 5517 you may find the pop-up windows cumbersome they will take time to load and the screens are somewhat small. You can resize the pop-up windows by clicking on their lower-right corner and dragging the corner to the desired size.

NGC 2775 [B] [S] [N]
NGC 2903 [B] [S] [N]
NGC 3077 [B] [S] [N]
NGC 3147 [B] [S] [N]
NGC 3368 [B] [S] [N]
NGC 4406 [B] [S] [N]
NGC 4449 [B] [S] [N]
NGC 4559 [B] [S] [N]
NGC 5248 [B] [S] [N]

Credits: CCD Images (Bj oder g band) from Frei et al. (1996)
Q1: In your lab book, draw sketches of your reference sequence. This should be a diagram that defines your classification. Be sure to indicate which reference galaxies belong to what stage in your sequence. The 'NGC' labels above each image are catalogue names that can be used for identification.

Devise a labeling scheme for reference and for later classification. When choosing the labeling scheme, keep in mind that you will have to define a classification for other galaxies that might not exactly be in one category or another.

Summarize the criteria you have chosen to order your reference sequence. What are the trend(s) along the sequence? The more careful and specific you can be here, the better you will be able to classify galaxies in the next section. Do you think the trends are physical -- do the represent true physical differences between the galaxies? Or are some of the trends ersichtlich -- do they represent differences in the way you have observed physically similar galaxies? For example, did you choose elongation as a classification parameters? If not, comment on why you did not choose this attribute.

Remove the pop-up windows from your screen. On the MACs in 5517 running JPEGView, click in the box in the upper-left corner. On unix machines running xv, type 'q' in each pop-up window.

Section 2 - Spectra vs. morphology: which is better?

The spectra are plotted as log(flux) versus wavelength (in Angstroms). The log scale on the y-axis allows you to see the often large changes in flux from wavelength to wavelength. The flux scale (y-axis) has been arbitrarily set to 1 (log(flux) = 0) at 5500 Angstroms.

As you are classifying these spectra, you won't be able to identify the elements responsible for the emission and absorption lines. For reference, then, note the approximate wavelengths of the key features you are using to classify. No doubt you will want to note if the features are in emission or absorption. Again, keep in mind that your sequence need not have 9 separate categories if you do not think you can tell the difference between some of the galaxies' on the basis of their spectra.

To see the individual spectra in more detail, click on them. Remove the pop-up windows as before.

NGC 2775
NGC 2903
NGC 3077
NGC 3147
NGC 3368
NGC 4406
NGC 4449
NGC 4559
NGC 5248

Credits: Spectra from Kennicutt (1992).
Q2: Construct a spectral classification sequence, noting key spectral features for each point in your classification sequence.

Comment on whether you think there is more or less likelihood of this classification representing true physical differences in the galaxies. For example, if you viewed a spiral galaxy from different angles, what do you think would change more: it's visual appearance (morphology), or its spectrum?

Recall that in Lab 3 the spectrum of a star allowed you to identify what kind of star it was. Knowing this, what can you infer about the content of a galaxy from its spectrum? Can you make as direct an inference about the content of a galaxy from its morphology?

Comment on how well the two methods compare. Does one scheme seem better able to distinguish between this set of galaxies? Do you think one scheme might be more accurate or quantifiable than the other?

Remove any pop-up windows from your screen.

Section 3 - Testing your schemes against other galaxies

NGC 3623
[B] [S] [N]

Credits: CCD Images (Bj oder g band) from Frei et al. (1996) spectra from Kennicutt (1992).
Q5: When you are done, ask your instructor to identify which galaxies in your reference sequence have the most similar Hubble type.

How well did you match up NGC 3623 to galaxies of comparable Hubble type for your two classification schemes? Did one scheme work better than the other? Explain what you expected.


Next, try four other galaxies, some of which are more distant than those you examined in Section 1. The images here are based on photographic plates which, in this case, have coarser spatial sampling than the CCD images. These two effects (greater distance and poorer sampling) combine to make the images less well resolved, i.e. more blurred and coarser. Another effect of the photographic plates is that they have less dynamic range than the CCD images in Section 1. In other words, it is not possible for the photographs to record the faint, outer parts of the galaxies as well as the bright cores, or vice versa. In these images the cores appear to be 'burned out,' or saturated.

EIN
B
C
D

Credits: Digitized photographic images from POSS-I
Q7: Classify these same 4 'mystery' galaxies via their spectra alone. The galaxies are intentionally given different labels here, 1-4. Are the spectra of comparable quality as the ones you used in Section 2 for your spectral classification?

1
2
3
4

Credits: Spectra from Kennicutt (1992).
Q8: Make your best estimate of matching A-D with 1-4. Estimate (very roughly) on the reliability of this matching. You might base this, for example, on how closely the reference galaxies lined up when ordered in both classification sequences.

Show your results to your instructor and have him/her give you the correct matches. Did you do as well as you expected?

Does it make more sense to use one classification scheme here over the other?


Galaxies

Like stars and nebula, galaxies emit radiation that can be seen in the electromagnetic spectrum. This includes visible light, radio waves, ultra-violet, infrared, x-rays and gamma rays.

An Active Galactic Nucleus (AGN) is an area at the centre of a galaxy that has an above average brightness (luminosity) over the spectrum. These galaxies are called active galaxies.

The area at the centre is powered by a supermassive black hole. The amount of material spinning around the black hole forms an accretion disc. The heat caused by its speed and the effect of it falling into the black hole produces enormous radiation across the electromagnetic spectrum.

Scientists cannot see the black hole but they can sometimes see radiation at different wavelengths forming an accretion disc, or by looking for jets of material thrown out of the galaxy by the gravity of the black hole.

There are 3 types of active galaxy we shall look at:

Seyfert

These have bright spectral emission lines caused by either the accretion disc, or from highly ionized gas around the nucleus. Gas that rotates the black hole faster shows a broader emission line. Typically, serfert galaxies are spiral or irregular.

Blazers

Blazers are active galaxies that have jets pointing towards Earth. This is the effect of 'looking down' the jet of a blazer. It is difficult to make comparisons between blazers because of the angle from which we view them. When they are angled at 90 to 35° we see them differently to when they're angled between 0 and 35° to our line of sight. Because of this they are quite variable, emitting radio waves and x-rays.

Quasars

Quasars are active galaxies emitting radio and x-rays. They have extremely large black holes at their centre and are moving away from us at extremely fast rates. They are the furthest and oldest objects we know of some are as far as 11 billion light years away.


Other Ways to Classify Galaxies

When you look at millions of galaxies as the SDSS does, you can't classify every one by looking at it and placing it on the Hubble Tuning Fork. If it takes 30 seconds to find and classify a galaxy on the Hubble Tuning Fork, it would take almost 100 years to classify all the galaxies in the SDSS's Data Release 5! To classify all the galaxies, astronomers need a faster method.

Fortunately, you can use other properties of galaxies to classify them. Astronomers have known for a long time that galaxy type and color are related. Spiral galaxies tend to have more star forming regions, and younger, bluer stars. Elliptical galaxies tend to have mostly old, red stars.

A team of SDSS astronomers looked at the colors, spectra, and visual images of many galaxies to determine how colors are related to galaxy types in SDSS data. The researchers found that galaxies fell into the clearest groups when they looked at the difference between the ultraviolet (u) and red (r) filters. Specifically, the researchers found that most early galaxies (elliptical, SO, and Sa or SBa) had a u-r value greater than 2.22, and that most late galaxies (Sb or SBb, Sc or SBc and Irregular) had a u-r value less than 2.22.

The method of classifying galaxies by their colors is not perfect. There are some unusually red spiral galaxies and some unusually blue elliptical galaxies. However, the method works well enough that it can be used to analyze the properties of large numbers of galaxies fairly easily.

Exercise 4. Look up the following galaxies in the Object Explorer by clicking on their object IDs in the table below. Classify them as early (E, S0, Sa or SBa) or late (Sb or SBa, Sc or SBc, Irr) galaxies from their u-r values (u and r are located to the right of the galaxy's image). Then, look at their images and classify them on the Hubble tuning fork. (Note: you may need to click on the image and open the Navigate tool to get a better view of the galaxy.)