Eliptična galaksija je galaksija elipsoidne oblike z gladkim, skoraj brezobličnim profilom svetlosti. So ena od treh glavnih vrst galaksij, ki jih je leta 1936 opisal Edwin Hubble. Druge so bile spiralne in lentikularne galaksije. Eliptične galaksije se po videzu razlikujejo od spiralnih po odsotnosti izstopajočih spiralnih rok in po homogeni, pogosto rdečkasti barvi, ki kaže na prevladujočo staro zvezdno populacijo.

Razvrstitev in svetlostni profil

Eliptične galaksije se v Hubblovi klasifikaciji označujejo z E0 do E7 glede na njihovo splošno sploščitev (E0 skoraj sferična, E7 zelo elongirana). Izrazna matematična meritev eliptičnosti je 10 × (1 − b/a), kjer sta a in b glavna polosa izofote. Njihov površinski profil svetlosti pogosto opisuje de Vaucouleursovo zakonitost (r1/4), sodobneje pa se uporablja splošnejši Sérsicov profil, katerega indeks n pri velikih eliptičnih galaksijah običajno presega vrednost n ≈ 4.

Značilnosti in notranja zgradba

  • Stare zvezde: Večino eliptičnih galaksij sestavljajo starejše zvezde nizke mase, kar se kaže v rdečem spektru in nizki stopnji tvorbe novih zvezd.
  • Medzvezdni medij: V njih je običajno malo hladnega plina in prahu, torej je medzvezdni medij redek, čeprav lahko veliki eliptični gostijo vročo, rentgensko sevalno plazmo v svojem potencialu temne snovi.
  • Kroglaste kopice: Pogosto jih obdaja veliko število kroglastih kopic, pri velikih eliptičnih pa so te kopice lahko zelo številne in pogosto razdeljene v dve populaciji (modre in rdeče), kar nosi sledi njihove zgodnje zgodovine združevanja in metalnosti.
  • Kinematika: Zvezde v eliptičnih galaksijah običajno kažejo bolj naključne (dispersion-dominated) hitrosti, v nasprotju s rotacijskim gibanjem tipičnim za spiralne diske. Vendar nekatere eliptične kažejo tudi pomembno rotacijo ali nepravilnosti v obliki izofot (boxy vs. discy).
  • Supermasivni črni luknji: Velike eliptične pogosto skrivajo supermasivne črne luknje v svojih središčih; povezava med maso črne luknje in hitrosti disperzije zvezd kaže na usklajen razvoj galaksije in njenega jedra.

Nastanek in evolucija

Obstajata dve glavni scenarija za nastanek eliptičnih galaksij: monolitni kolaps (hitro zgodnje zlivanje in nastanek zvezd v zgodnjem vesolju) in hierarhični model, kjer eliptične nastanejo iz združevanja manjših sistemov. Danes prevladuje pogled, da so večje eliptične pogosto produkt zaporednih mergers in akrecij, kar pojasni njihovo staro zvezdno populacijo, velike mase in centralne črne luknje. Hubbleova prvotna ideja, da se eliptične razvijejo v spiralne galaksije, se je izkazala za napačno; pravzaprav je evolucija včasih potekala obratno ali pa preko kompleksnih združevanj.

Okolje in vloga v vesolju

Eliptične galaksije so pogostejše v gostejših okoljih in jih pogosto najdemo blizu središč galaktičnih kopic. Velike osrednje galaksije kopic (tako imenovane D ali cD galaksije) so ekstremni primeri eliptičnih, z zelo razsežno halosfero in številnimi akretiranimi sateliti. V superskupini v Devici naj bi eliptične predstavljale približno 10–15 % galaksij, čeprav je njihova relativna pogostost odvisna od vzorca in okolja; na splošno niso najpogostejša galaktična vrsta v celotnem vesolju.

Opazovanje in pomembni primeri

Eliptične galaksije se preučujejo s fotometrijo (površinski svetlobni profili, izofote), spektroskopijo (sestava zvezd, hitrosti, disperzija) in rentgenskimi opazovanji (vroča plazma). Med dobro znanimi primeri so velike, jasne eliptične v bližnjih grozdih; nekatera izmed njih so soglasno vpeta v zgodbo o rasti galaksij skozi združitve in akrecije. Mnoge pomembne lastnosti eliptičnih (barve, kovinski gradienti, distribucija kroglastih kopic) služijo kot zapisi njihove zgodnje evolucije.

Zaključek

Eliptične galaksije so bistveni gradniki strukture vesolja: predstavljajo končni proizvod kompleksne zgodovine združevanj in notranje dinamike galaksij, vpogled v zgodnje obdobje tvorbe zvezd in v interakcije znotraj galaktičnih kopic. Kljub navidezni preprostosti njihove oblike skrivajo zapleteno zgodovino rasti, ki jo razkrivajo sodobna opazovanja v različnih valovnih dolžinah.