Galaxie
Als eine Galaxie (griechisch γαλαξίας, galaxías [männlich] - der milchige Sternennebel, die Milchstraße) wird in der Astronomie allgemein eine gravitativ gebundene große Ansammlung von Materie wie Sternen und Planetensystemen, Gasnebeln, Staubwolken und sonstigen Objekten bezeichnet. Synonym kann auch der Begriff Sternsystem verwendet werden.
Unsere Galaxie heißt auch die Galaxis oder die Milchstraße. In einer dunklen und klaren Nacht sehen die dicht gedrängten Sterne der galaktischen Scheibe tatsächlich wie eine Spur von verschütteter Milch aus.
Allgemeines
Die Galaxien variieren stark in ihrem Aussehen (Morphologie), Größe und Zusammensetzung. Unsere Milchstraße gehört zu den größeren Galaxien und besitzt ca. 1011 (100 Milliarden) Sterne bei einem Durchmesser von ca. 100.000 Lichtjahren. Neben den Sternen besteht eine Galaxie auch aus Gas, Staub und Dunkler Materie. Die Andromeda-Galaxie ist unsere nächste größere Nachbargalaxie. Die Entfernung zwischen diesen beiden Galaxien ist mit 2,4–2,7 Mio. Lichtjahren unvorstellbar groß. Zusammen mit weiteren Galaxien bilden beide Galaxien die Lokale Gruppe. Neben dieser Galaxiengruppe gibt es auch Galaxienhaufen mit vielen tausend Mitgliedern. Aufgrund der letzten "Ultra-Deep-Field"-Aufnahmen des Hubble-Teleskops vom März 2004 kann man grob abschätzen, dass mit heutiger Technik von der Erde aus über 5·1010 (50 Milliarden) Galaxien theoretisch beobachtet werden könnten. 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. Erst 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.
Galaxientypen
Klassifikation nach Hubble
Galaxien werden nach ihrer Morphologie in verschiedene Haupt- und Untergruppen der so genannten Hubble-Klassifikation eingeteilt. Hubble baute die Klassifikation auf einer kleinen Stichprobe von nahen und hellen Galaxien auf. Zudem wurden die Galaxien nur im damals zugänglichen optischen Wellenlängenbereich klassifiziert. Trotz dieser Beschränkungen ist diese Klassifikation mit einigen Erweiterungen bis heute in Gebrauch. Die einzelnen Typen sind:
- 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 haben kein Gas und daher liegt ihre Sternentstehungsrate bei 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 an, d. h. 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.
- Lentikuläre (linsenförmige) Galaxien 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 (Beispiel: M 102).
- Spiralgalaxien haben einen sphäroidischen Kern, den so genannten Bulge, 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 die Spiralarme meistens blau, und der Bulge meistens rötlich auf Bildern. 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 (Beispiel: Sombreronebel M 104). Der Typ Sc hat einen relativ schwachen galaktischen Kern, äußerst locker gewundene Spiralarme und dadurch manchmal fast die Gestalt eines in sich verschlungenen "S" (Beispiel: der Dreiecksnebel M 33). Zusammen mit den lentikulären Galaxien werden Sa, Sb und Sc auch als Scheibengalaxien zusammengefasst; von Laien werden sie meistens Spiralnebel genannt. Spiralgalaxien können zusätzlich dahingehend unterteilt werden, wie stark sich die Spiralarme von der übrigen Scheibenregion abheben. Ist eine Spiralstruktur nur angedeutet und kaum von der galaktischen Scheibe zu unterscheiden, spricht man von so genannten flocculent spirals („flockigen“ Spiralnebeln).
- Balkenspiralgalaxien haben vom Zentrum ausgehend einen langen Balken, an den sich dann die Spiralarme anschließen. (Beispiel: M 109) 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 (unregelmäßige) Galaxien haben weder Spiralarme noch elliptische Form. Sie sind im Mittel leuchtschwächer als elliptische und Spiralgalaxien. Zu dieser Gruppe gehören meistens Zwerggalaxien.
Neben der Klassifikation nach Hubble gibt es auch weitere Einteilungen, z.B. nach De Vaulouleurs oder die Yerkes Klassifikation, die jedoch seltener gebraucht werden. Die groben Klassifikationen werden der Vielzahl der gefundenen Galaxientypen oft nicht gerecht, weshalb man viele weitere Charakteristika zur Beschreibung von Galaxien heranzieht.
Weitere Galaxientypen
Es gibt weitere Formen von Galaxien, die sich nicht in obiges Schema einordnen lassen oder dieses ergänzen. Unter anderem sind dies:
- Zwerggalaxien sind Galaxien geringerer Helligkeit, sie sind viel zahlreicher als Riesengalaxien. Anders als bei diesen gibt es vor allem elliptische (dE), spheroidale (dSph) und irreguläre (dIrr) Zwerggalaxien.
- Die elliptischen Zwerggalaxien kann man noch einmal unterteilen in kompakte (cE) und diffuse Galaxien. Die nächste kompakte elliptische Zwerggalaxie, die auch einzige in der Lokalen Gruppe ist, ist M32. Kompakte elliptische Zwerggalaxien ähneln in ihrer Morphologie eher den großen elliptische Galaxien. Sie besitzen eine stärker ausgeprägte Zentralregion als die diffusen, was auf eine unterschiedliche Entstehungsgeschichte hinweist.
- Wechselwirkende Galaxien sind Begegnungen zwischen zwei oder mehreren Galaxien. Da man je nach Stadium der Wechselwirkung unterschiedliche Kerne und auch Gezeitenarme beobachten kann, passen auch diese Systeme nicht in das Klassifikationsschema von Hubble.
- Gezeitenarm-Galaxien (tidal dwarf galaxies, TDG) sind Galaxien, die bei der Wechselwirkung zweier gasreicher Galaxien in langen Gezeitenarmen aus Gas und Staub entstehen.
- Polarring-Galaxien 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 Galaxien 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. Es gibt hierbei ebenfalls Anzeichen, dass unsere Galaxie einen solchen Polarring besitzt. Beispiel: Wagenradgalaxie.
- Als aktive Galaxien bezeichnet man i. A. eine Untergruppe von Galaxien mit einem besonders hellen Kern (engl. auch AGN, Active Galactic Nucleus genannt). Diese hohe Leuchtkraft deutet sehr wahrscheinlich auf ein aktives massereiches Schwarzes Loch im Zentrum der Galaxie hin. Zu dieser Gruppe zählen:
- Radiogalaxien strahlen sehr viel Synchrotronstrahlung im Bereich der Radiowellen ab und werden daher auch mit Hilfe der Radioastronomie untersucht. Oft beobachtet man bei den Radiogalaxien bis zu zwei Materieströme, so genannte Jets. Beispiele für starke Radiogalaxien sind: Centaurus A, Perseus A, Cygnus A und M 87 im Sternbild Jungfrau.
- Seyfertgalaxien haben einen sehr hellen, sternförmigen Kern und zeigen im Bereich des visuellen Spektrum prominente Emissionslinien. Etwa ein Prozent der Hauptgalaxien gehören zu dieser Kategorie.
- BL Lacertae-Objekte sind aktive Galaxien, deren Spektrum keine Absorptions- und Emissionslinien aufweist. Obwohl sie teilweise sehr hell sind, kann ihre Rotverschiebung schlecht bestimmt werden. Ihre Helligkeit ist stark variabel. BL-Lac-Objekte gehören neben den Quasaren zu den leuchtstärksten bekannten Objekten.
- Quasare sind die Objekte mit der größten absoluten Helligkeit, die beobachtet wurden. Aufgrund der großen Entfernung dieser Objekte kann man nur deren kompakten, sternförmigen Kern beobachten.
- Starburst-Galaxien sind Galaxien mit einer sehr hohen Sternentstehungsrate und der daraus folgenden intensiven Strahlung. Eine gut erforschte Starburstgalaxie ist M 82.
Entstehung und Entwicklung
Der Mikrowellenhintergrund gibt die Materieverteilung des Universums 380.000 Jahre nach dem Urknall wieder. Damals war das Universum noch sehr homogen: Die Dichtefluktuationen lagen in der Größenordnung von 1 zu 10–5. 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 baryonische Materie dominiert. Unter dem Einfluss der Dunklen Materie wachsen die Dichtefluktuationen, bis sie zu dunklen Halos kollabieren. Da bei diesem Prozess nur die Gravitition eine Rolle spielt, kann dieser Prozess heute mit großer Genauigkeit berechnet werden (z.B. Millennium-Simulation). Das Gas folgt der Verteilung der dunklen Materie und 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 (das sogenannte Feedback), 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.
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. Spiralgalaxien wiederum können nach dieser Vorstellung dadurch anwachsen, dass nahe (Zwerg-)Galaxien in ihre Scheibe stürzen und sich dort auflösen (Akkretion).
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.
Entstehung der Spiralarme
Auch wenn es bei Spiralgalaxien so aussieht, als würde die Galaxie nur innerhalb der Spiralarme 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 (etwa wie Schallwellen in Luft), die in der galaktischen Scheibe umherlaufen. Diese Theorie wurde zuerst von Chia-Chiao Lin und Frank Shu in den 1960er Jahren aufgestellt. 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 gleichschnell 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. Mittels Computersimulationen, die auch interstellares Gas berücksichtigen, kann sogar die Ausbildung von Spiralarmen modelliert werden. 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.
Kollidierende Galaxien
Wenn Galaxien zusammenprallen, werden die Gaswolken innerhalb der Galaxie instabil und kollabieren. Dabei entstehen neue Sterne. Sterne selbst verschmelzen miteinander bei diesem Prozess sehr selten. Die verschmolzenen Galaxien strahlen im blauen Licht der neu entstandenen Sterne. Eine solche Kollision kann hunderte von Millionen Jahren dauern. Dabei können sich die Formen der Galaxien stark verändern. Kollisionen zwischen zwei Galaxien sind ziemlich häufig. Die Sterne können durch die Schwerkraftwirkung der Galaxien stark abgelenkt werden. Beispiele für solche kollidierenden Galaxien, die schon z.T. verschmolzen sind, sind die Systeme M 51 - NGC 5195 und die „Antennen“-Galaxien NGC 4038 - NGC 4039 (siehe Bild links) im Sternbild Adler.
- mehr Details hierzu im Artikel: Wechselwirkende Galaxien
Siehe auch
Literatur
- Timothy Ferris: Galaxien. Birkhäuser, Basel 1987, ISBN 3-7643-1867-8
- Françoise Combes: Galaktische Wellen. In: Spektrum der Wissenschaft, 01/06, S. 22ff
- Peter Schneider: Einführung in die Extragalaktische Astronomie und Kosmologie, Springer 2005, ISBN 3-5402-5832-9
Weblinks
- Die Entstehung der Galaxien (PDF)
- Bilder verschiedener Galaxien auf Hubblesite.org
- 3D-Karten des Weltalls in verschiedenen Maßstäben
Videos
Real Video Streams (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):