Galaxien




Als eine Galaxie  wird in der Astronomie allgemein eine gravitativ gebundene große Ansammlung von Materie wie Sternen und Planetensystemen, Gasnebeln, Staubwolken und sonstigen Objekten bezeichnet. Als die Galaxis wird in der Astronomie ausschließlich unsere eigene Galaxie, die Milchstrasse benannt. Im Englischen wird jedes System als „galaxy” bezeichnet. In einer dunklen und klaren Nacht sehen die dicht gedrängten Sterne der galaktischen Scheibe wie eine Spur von verschütteter Milch aus .Galaxien variieren  in Aussehen , Größe und Zusammensetzung. Die Milchstrasse gehört zu den größeren Galaxien und besitzt etwa 100-300 Milliarden Sterne bei einem Durchmesser von etwa 100.000 Lichtjahren. Neben den Sternen besteht eine Galaxie auch aus Gas, Staub und dunkler Materie. Die Andromedagalaxie ist unsernächster größerer Nachbar. Die Entfernung zwischen diesen beiden Galaxien beträgt 2,4–2,7 Millionen Lichtjahre. Zusammen mit weiteren Galaxien bilden beide Galaxien die lokale Gruppe. Galaxien treten oft in Gruppen oder Haufen mit bis zu einigen tausend Mitgliedern auf. Lange Zeit war die genaue Natur der Galaxien unklar, da die einzelnen Sterne nicht aufgelöst werden konnten und nur ein Nebel beobachtet wurde. Die Frage war, ob diese Spiralnebel zu unserer Galaxie gehören oder eigene Sternensysteme sind. Bereits Immanuel Kant vermutete in den "nebligen Sternen" Milchstraßen gleich unserer, aber erst im Jahr 1923 gelang es Edwin Hubble, diese Frage zu klären. Er bestimmte die Entfernung zur Andromeda-Galaxie und stellte fest, dass die Andromeda-Galaxie zu weit entfernt ist, um zu unserer Galaxie zu gehören. Sterneninseln werden nach ihrer Form in verschiedene Haupt- und Untergruppen der so genannten Hubble-Klassifikation eingeteilt . Diese Klassifikation wurde von Edwin Hubble begründet und ist mit einigen Erweiterungen bis heute in brauch, obwohl sie ursprünglich nur auf einer kleinen Stichprobe von nahen und hellen Galaxien basierte, die damals im optischen Wellenlängenbereich beobachtet werden konnten. Die Hubble-Klassifikation ist rein empirisch und besagt nichts über die Entwicklung von Galaxien.

 

Elliptische Galaxien

 

zeigen keine besonderen Unterstrukturen. Die Linien gleicher Helligkeit haben die Form einer Ellipse. Die Elliptischen Galaxien haben einen gleichmäßigen Helligkeitsabfall von innen nach außen. Sie beinhalten nahezu kein Gas, daher geht ihre Sternentstehungsrate gegen null. Ihr Spektrum wird von alten und daher roten Sternen dominiert. Elliptische Galaxien werden nach ihrer numerischen Exzentrizität in die Klassen E0 (kreisförmig) bis E7 (stark elliptisch) eingeteilt. Die Zahl hinter dem E gibt die erste Nachkommastelle der Exzentrizität (ein Maß für die Abweichung einer elliptischen Umlaufbahn) an, das heißt eine Galaxie der Klasse E7 hat die Exzentrizität 0,7. Die absoluten Helligkeiten elliptischer Galaxien umfassen einen großen Bereich. Die hellsten Galaxien sind zumeist elliptische Galaxien und sind in diesem Fall wahrscheinlich durch die Verschmelzung mehrerer kleiner bis mittelgroßer Galaxien entstanden. Elliptische Galaxien sind häufig in großen Galaxienhaufen anzutreffen.

 

Lenticuläre

 

gehören der Klasse S0 an. Sie haben einen Kern, der dem der Spiralgalaxien entspricht, ihre galaktische Scheibe enthält jedoch keine Spiralarme, sondern ist etwa gleichmäßig hell .

 

Spiralgalaxien

 

haben einen sphärischen  Kern, den so genannten Bulge(( „Ausbuchtung“) dichter Zentralbereich einer Spiralgalaxie) und davon ausgehende Spiralarme, die in einer flachen Scheibenkomponente liegen. Während der Bulge einer elliptischen Galaxie ähnelt und keine Sternentstehung mehr zeigt, erlauben das in der Scheibe vorhandene Gas und Staub die Sternentstehung in den Spiralarmen. Daher erscheinen dise auf Bildern meistens blau und der Bulge meistens rötlich. Die Spiralarme werden weiter in die Klassen Sa, Sb und Sc unterteilt. Galaxien vom Typ Sa haben einen sehr ausgeprägten Kern und eng gewundene Spiralarme . Der Typ Sc hat einen relativ schwachen galaktischen Kern, äußerst locker gewundene Spiralarme und dadurch manchmal fast die Gestalt eines in sich verschlungenen „S“ . Zusammen mit den lentikulären Galaxien werden Sa, Sb und Sc auch Scheibengalaxien genannt. Eine veraltete alternative Bezeichnung ist Spiralnebel.

 

Balkenspiralgalaxien

 

haben vom Zentrum ausgehend einen langen Balken, an den sich dann die Spiralarme anschließen. Ebenso wie die Spiralgalaxien werden sie mit zunehmender Ausprägung des Kerns und Öffnung ihrer Spiralarme in die Klassen SBa, SBb und SBc unterteilt. Bei unserer Galaxis handelt es sich wahrscheinlich um eine Balkenspiralgalaxie.

 

Irreguläre Galaxien

 

haben weder Spiralarme noch elliptische Form.  Zu dieser Gruppe gehören meistens Zwerggalaxien. Irreguläre Galaxien sind im Mittel leuchtschwächer als die anderen Galaxientypen. Auch fehlt ihnen ein Galaxiekern, sie haben stattdessen mehrere unregelmäßig verteilte kleinere  Verdichtungen. Die bekanntesten Vertreter dieser Art sind die beiden Magellanschen Wolken. Irreguläre Galaxien enthalten viel Gas und Staub und junge Sterne, welche sehr unregelmäßig verteilt sind, häufig sind die meisten älteren Sterne in einer regelmäßigeren, abgeplatteten Struktur angeordnet und rotieren wie in Spiralgalaxien. Irreguläre Galaxien machen etwa 4 Prozent aller Galaxien aus.

 

Zwerggalaxien

 

Galaxien geringerer Helligkeit, sie sind viel zahlreicher als Riesengalaxien. Anders als bei diesen gibt es vor allem elliptische , spheroidale  und irreguläre Zwerggalaxien. Die elliptischen Zwerggalaxien kann man noch einmal unterteilen in kompakte  und diffuse Galaxien. Die nächste kompakte elliptische Zwerggalaxie, die auch die einzige in der lokelen Gruppe darstellt, ist Messier 32. Kompakte elliptische Zwerggalaxien ähneln in ihrer Morphologie eher den großen elliptischen Galaxien. Sie besitzen eine stärker ausgeprägte Zentralregion als die diffusen, was auf eine unterschiedliche Entstehungsgeschichte hinweist.

 

Wechselwirkende

 

sind Begegnungen zweier oder mehrerer Galaxien. Da man je nach Stadium der Wechselwirkung unterschiedliche Kerne und auch Gezeitenarme beobachten kann, können auch diese Systeme nicht in das Klassifikationsschema von Hubble eingeteilt werden.

 

Gezeitenarm

 

 Galaxien, die bei der Wechselwirkung zweier gasreicher Galaxien in langen Gezeitenarmen aus Gas und Staub entstehen.

 

Polarringgalaxien

 

beschreiben recht seltene Ergebnisse der Verschmelzung zweier Galaxien. Durch gravitative Wechselwirkung kamen sich hierbei zwei Galaxien so nahe, dass oftmals der masseärmere Wechselwirkungspartner zerrissen wurde und dessen Sterne, Gas und Staub im Schwerefeld der anderen Galaxie eingefangen werden. Dabei ergibt sich, abhängig von der Orientierung des Zusammenstoßes, mitunter auch ein Ring aus Sternen, der wie ein zusätzlicher Spiralarm eine Galaxie umgibt. Da dieser Ring meistens senkrecht zur Galaxienhauptebene ausgerichtet ist, spricht man von Polarring-Galaxien (Beispiel: Wagenradgalaxie). Es gibt Anzeichen dafür, dass unsere Galaxis ebenfalls einen solchen Polarring besitzt.

 

Aktive Galaxien

 

 Untergruppe von Galaxien mit einem besonders hellen Kern. Diese hohe Leuchtkraft deutet sehr wahrscheinlich auf ein aktives massereiches schwarzes Loch im Zentrum der Galaxie hin.

 

Radiogalaxien

 

Galaxien, die sehr viel Synchrotronstrahlung im Bereich der Radiowellen abgeben und werden daher auch mit Hilfe der Radioastronomie untersucht. Oft beobachtet man bei den Radiogalaxien bis zu zwei Materieströme, so genannte Jets.

 

Seyfertgalaxien

 

Solche Galaxien haben einen sehr hellen, punktförmigen Kern und zeigen im Bereich des visuellen Spektrums prominente Emissionslinien. Etwa ein Prozent der Hauptgalaxien gehören zu dieser Kategorie.

 

Bl-Lacerta-Objekte

 

Galaxien, deren Spektrum keine Absorptions- und Emissionslinien aufweist. Obwohl sie teilweise sehr hell sind, kann ihre Rotverschiebung daher schlecht bestimmt werden. Ihre Helligkeit ist stark variabel. BL-Lac-Objekte gehören neben den Quasaren zu den leuchtstärksten bekannten Objekten.

 

Quasare

 

Objekte mit der größten absoluten Helligkeit, die beobachtet werden. Aufgrund der großen Entfernung dieser Objekte konnte man ursprünglich nur deren kompakten, punktförmigen Kern beobachten, daher der Name Quasar (= quasi stellar object).

 

Starburstgalaxien

 

 Galaxien mit einer sehr hohen Sternentstehungsrate und der daraus folgenden intensiven Strahlung.

 

Entstehung

 

Der Mikrowellenhintergrund gibt die Materieverteilung des Universums 380.000 Jahre nach dem Urknall wieder. Damals war das Universum noch sehr homogen: Im Rahmen der Kosmologie kann das Anwachsen der Dichtefluktuation durch den Gravitationskollaps beschrieben werden. Dabei spielt vor allem die dunkle Materie eine große Rolle, da sie gravitativ über die barionische (schwere Teilchen die jeweils aus 3 Quarks bestehen) Materie dominiert. Unter dem Einfluss der Dunklen Materie wachsen die Dichtefluktuationen, bis sie zu dunklen Halos kollabieren. Da bei diesem Prozess nur die Gravitation eine Rolle spielt, kann dieser Ablauf heute mit großer Genauigkeit berechnet werden. Das Gas folgt der Verteilung der dunklen Materie, fällt in diese Halos, verdichtet sich und es kommt zur Bildung der Sterne. Die Galaxien beginnen sich zu bilden. Die eigentliche Galaxienbildung ist aber unverstanden, denn die gerade erzeugten Sterne beeinflussen das einfallende Gas, was eine genauere Simulation schwierig macht. Nach ihrer Entstehung haben sich die Galaxien weiter entwickelt. Nach dem hierarchischen Modell der Galaxienentstehung wachsen die Galaxien vor allem durch Verschmelzen mit anderen Galaxien an. Danach bildeten sich im frühen Kosmos unter dem Einfluss der Schwerkraft die ersten noch recht massearmen Proto-Galaxien. Nach und nach, so die Vorstellung, fügten sich diese Galaxienvorläufer durch Kollisionen zu ausgewachsenen Exemplaren wie unserer Milchstraße und noch größeren Galaxien zusammen. Die Relikte solcher Kollisionen zeigen sich in der Milchstraße noch heute als sogenannte Sternenströme. Das sind Gruppen von Sternen, deren gemeinsames Bewegungsmuster auf einen Ursprung außerhalb der Milchstraße weist. Sie werden kleineren Galaxien zugerechnet, die von der Milchstraße durch Gezeitenkräfte zerrissen und verschluckt wurden. Ein Modell der Galaxienentstehung geht davon aus, dass die ersten Gaswolken sich durch Rotation zu Spiralgalaxien entwickelt haben. Elliptische Galaxien entstehen nach diesem Modell erst in einem zweiten Stadium durch die Kollision von Spiralgalaxien. Solche wiederum können nach dieser Vorstellung dadurch anwachsen, dass nahe (Zwerg-)Galaxien in ihre Scheibe stürzen und sich dort auflösen .Die Beobachtung von hochrotverschobenen  Galaxien ermöglicht es, diese Entwicklung nachzuvollziehen. Große Erfolge hatten dabei insbesondere tiefe Durchmusterungen wie das Hubble Deep Field. Insgesamt ist die Entstehung und Entwicklung von Galaxien als aktueller Forschungsgegenstand noch nicht abgeschlossen und somit noch nicht ausreichend sicher erklärbar. Neueste Studien gehen davon aus, dass sich im Zentrum jeder Galaxie ein supermassereiches schwarzes Loch befindet, das signifikant an der Entstehung der Galaxie beteiligt ist. So entstehen Galaxien aus riesigen Gaswolken (Wasserstoff), deren Zentren zu supermassereichen schwarzen Löchern kollabieren, diese wiederum heizen das umliegende Gas so weit auf, dass sich durch Verdichtung Sterne und letztendlich Planeten bilden. Die Größe der Galaxien und deren Zentren (supermassereiche schwarze Löcher) stehen in direktem Zusammenhang: je größer eine Galaxie, desto größer das Zentrum( wobei man mittlerweile auch Ausnahmen enddeckt hat ""Die Galaxie NGC 1277".  Auch wenn es bei Spiralgalaxien so aussieht, als würde die Galaxie nur innerhalb der Arme existieren, so befinden sich auch in weniger leuchtstarken Teilen der Galaxien-Scheibe verhältnismäßig viele Sterne. Eine Galaxie rotiert nicht starr wie ein Rad; vielmehr laufen die einzelnen Sterne aus den Spiralarmen heraus und hinein. Die Spiralarme sind sichtbarer Ausdruck stehender Dichtewellen , die in der galaktischen Scheibe umherlaufen. Danach ist in den Spiralarmen und im zentralen Balken die Materiedichte erhöht, so dass dort verhältnismäßig viele helle, blaue, also kurzlebige Sterne aus dem interstellaren Medium neu entstehen. Dadurch erscheinen diese Bereiche heller als ihre Umgebung. Diese Dichtewellen entstehen durch das Zusammenspiel aller Sternumlaufbahnen, denn die Sterne bewegen sich nicht wie etwa die Planeten  im Sonnensystem gleichmäßig um ein festes Zentrum (ein schwarzes Loch im Galaxienzentrum), weil dafür die Gesamtmasse der Galaxie nicht konzentriert genug ist. Daher kehrt ein Stern nach einer Umrundung des Galaxienzentrums nicht wieder an seinen Ausgangspunkt zurück, die Bahnen sind also keine Ellipsen sondern besitzen die Form von rosetten. Dichtewellen entstehen, wenn sich viele Sterne gleich schnell bewegen. So sind in einer Balkenspiralgalaxie alle Bahnen gleich gegeneinander ausgerichtet, in einer reinen Spiralgalaxie dagegen noch gegeneinander verschoben. Die Synchronisierung der Bahnen erfolgt durch gravitative Rückkopplung. Dabei zeigt sich, dass diese keineswegs statisch sind, sondern entstehen und vergehen. Danach durchläuft jede Galaxie einen Kreislauf (Dauer ca. 10 Milliarden Jahre) der ständigen Umwandlung von der Balken- in die Spiralform und zurück. Ferner stören die Spiralarme die Bahnkurven der Sterne, was zu den sogenannten Lindblad-Resonanzen führt. Wenn Galaxien aufeinander treffen, können Gaswolken innerhalb der Galaxie instabil werden und kollabieren. Dabei entstehen neue Sterne. Die Sterne der wechselwirkenden Galaxien selbst verschmelzen bei diesem Prozess sehr selten miteinander. Die verschmolzenen Galaxien strahlen im blauen Licht der neu entstandenen Sterne. Eine solche Wechselwirkung kann hunderte von Millionen Jahren dauern und dabei können sich die Formen der Galaxien stark verändern. Wechselwirkungen zwischen zwei Galaxien sind ziemlich häufig wobei die Sterne durch die Schwerkraftwirkung der Galaxien stark abgelenkt werden.

 

 

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