Galaxie

Die Andromeda-Galaxie ist die der Milchstraße am nächsten gelegene Spiralgalaxie

Eine Galaxie ist eine durch Gravitation gebundene, große Ansammlung von Sternen, Planetensystemen, Gasnebeln und sonstigen stellaren Objekten.

Die Bezeichnung (γαλαξίας galaxías) stammt aus dem Altgriechischen und geht auf eine antike Sage zurück, wonach es sich dabei um die Milch (γάλα gála) der Göttermutter handelt. Als Galaxis (Singular) wird im Deutschen auch speziell unsere eigene Galaxie bezeichnet, eben die Milchstraße. Im Englischen (galaxy, für die Galaxie auch Galaxy) gibt es eine ähnliche Unterscheidung.^[1][2][3] Alexander von Humboldt verwendete die Bezeichnung „Welteninsel“.^[4]

Allgemeines

Staubfilament in der elliptischen Galaxie NGC 4696

Das Ultra-Deep-Field zeigt rund 10.000 Galaxien in einem dreizehnmillionsten Teil des Himmels

Galaxien variieren stark in Aussehen (Morphologie), Größe und Zusammensetzung. Die Milchstraße gehört zu den größeren Galaxien und besitzt etwa 300 Milliarden (3·10¹¹) Sterne bei einem Durchmesser von etwa 100.000 Lichtjahren. Neben den Sternen besteht eine Galaxie auch aus Gas, kosmischem Staub und vermutlich Dunkler Materie. Die Andromeda-Galaxie ist unsere nächste größere Nachbargalaxie. 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. Aufgrund der „Ultra-Deep-Field“-Aufnahmen des Hubble-Teleskops aus dem Jahr 2004 kann man grob abschätzen, dass mit heutiger Technik von der Erde aus über 50 Milliarden (5·10¹⁰) 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. 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 zum Andromedanebel und stellte fest, dass dieser zu weit entfernt ist, um zu unserer Galaxis zu gehören, also eine eigene Galaxie darstellt.

Galaxientypen

Klassifikation nach Hubble

Galaxietypen nach der Hubble-Klassifikation: „E“ steht für Elliptische Galaxien, „S“ steht für Spiralen und „SB“ für Balkenspiralen (Spiral Barred)

Galaxien werden nach ihrer Form in verschiedene Haupt- und Untergruppen der so genannten Hubble-Klassifikation eingeteilt (siehe Morphologie). Diese Klassifikation wurde von Edwin Hubble begründet und ist mit einigen Erweiterungen bis heute in Gebrauch, 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. 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 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 an, das heißt eine Galaxie der Klasse E7 hat etwa 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 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 (Beispiel: Sombrerogalaxie 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 Scheibengalaxien genannt. Eine veraltete alternative Bezeichnung ist Spiralnebel.

NGC 1300, eine Balkenspirale vom Hubble-Typ SBb

• 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 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, beispielsweise nach Gérard-Henri de Vaucouleurs 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

NGC 4676 („die Mäuse“): IC 820 (links) und IC 819 sind im Begriff miteinander zu verschmelzen und bilden Gezeitenarme

Die Wagenradgalaxie

Die aktive Galaxie NGC 7742 hat einen sehr hellen Kern.

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 die einzige in der Lokalen Gruppe ist, ist M32. 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 Galaxien 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 (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 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.
• Als aktive Galaxien bezeichnet man i. Allg. 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, punktförmigen Kern und zeigen im Bereich des visuellen Spektrums 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 daher 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 werden. Aufgrund der großen Entfernung dieser Objekte konnte man ursprünglich nur deren kompakten, punktförmigen Kern beobachten, daher der Name Quasar (= quasi stellar object).
• Starburstgalaxien 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^[5] nach dem Urknall wieder. Damals war das Universum noch sehr homogen: Die Dichtefluktuationen lagen in der Größenordnung von 1 zu 10⁵.^[6]

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 wuchsen die Dichtefluktuationen, bis sie zu dunklen Halos kollabierten. Da bei diesem Prozess nur die Gravitation eine Rolle spielt, kann er heute mit großer Genauigkeit berechnet werden (z. B. Millennium-Simulation). Das Gas folgte der Verteilung der dunklen Materie, fiel in diese Halos, verdichtete sich und es kam zur Bildung der Sterne. Die Galaxien begannen sich zu bilden. Die eigentliche Galaxienbildung ist aber unverstanden, denn die gerade erzeugten Sterne beeinflussten das einfallende Gas (das sogenannte Feedback), was eine genauere Simulation schwierig macht.

Nach ihrer Entstehung haben sich die Galaxien weiterentwickelt. Nach dem hierarchischen Modell der Galaxienentstehung wachsen 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.^[7] 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 sich die ersten Gaswolken durch Rotation zu Spiralgalaxien entwickelt haben. Elliptische Galaxien entstanden 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.

Neueste Studien gehen davon aus, dass sich im Zentrum jeder Galaxie ein supermassereiches schwarzes Loch befindet,^[8] das signifikant an der Entstehung der Galaxie beteiligt war. So entstanden Galaxien aus riesigen Gaswolken (Wasserstoff), deren Zentren zu supermassereichen schwarzen Löchern kollabieren. Diese wiederum heizten das umliegende Gas so weit auf, dass sich durch Verdichtung Sterne und letztendlich Planeten bildeten. Die Größe der Galaxien und deren Zentren (supermassereiche schwarze Löcher) stehen in direktem Zusammenhang: je größer eine Galaxie, desto größer das Zentrum.

Entstehung der Spiralarme

Die Spiralarme sind heller als der Rest der Scheibe und stellen keine starren Strukturen dar.

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^[9] (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 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. 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. zehn 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.^[10]

Wechselwirkende Galaxien

Antennen-Galaxie

Wenn Galaxien aufeinandertreffen, 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. Dabei können sich die Formen der Galaxien stark verändern. Wechselwirkungen 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 Abbildung) im Sternbild Adler.

Siehe auch

• Liste der hellsten Galaxien

Literatur

• Timothy Ferris: Galaxien. Birkhäuser Verlag, Basel 1987, ISBN 3-7643-1867-8.
• Johannes V. Feitzinger: Galaxien und Kosmologie. Franckh-Kosmos Verlag, Stuttgart 2007, ISBN 978-3-440-10490-3.
• Françoise Combes: Galaktische Wellen. In: Spektrum der Wissenschaft. 01/2006.
• Peter Schneider: Einführung in die Extragalaktische Astronomie und Kosmologie. Springer Verlag, Heidelberg 2005, ISBN 3-540-25832-9.
• Helmut Hetznecker: Kosmologische Strukturbildung – von der Quantenfluktuation zur Galaxie. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 2009, ISBN 978-3-8274-1935-4.
• Michael Feiler, Philip Noack: Deep sky – Reiseatlas; Sternhaufen, Nebel und Galaxien schnell und sicher finden. Oculum-Verlag, Erlangen 2005, ISBN 3-938469-05-6.
• Malcolm S. Longair: Galaxy Formation. Springer, Berlin 2008, ISBN 978-3-540-73477-2.
• Glen Mackie: The Multiwavelength Atlas of Galaxies. Cambridge University Press, Cambridge 2011, ISBN 978-0-521-62062-8.

Weblinks

Wiktionary: Galaxie – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

Commons: Galaxie – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• Volker Springel: Die Entstehung der Galaxien. (Memento vom 2. Februar 2012 im Internet Archive) In: Physik Journal. 2, Nr. 6, 2003, S. 31–37. (PDF; 1,4 MiB)
• Bilder verschiedener Galaxien bei Hubblesite.org
• Weitere Bilder verschiedener Galaxien bei Spacetelescope.org
• www.atlasoftheuniverse.com – 3D-Karten des Weltalls in verschiedenen Maßstäben
• Zusammenfassung bei www.Flug-ins-all.de
• www.galaxyzoo.org – Communityprojekt zur Kategorisierung von Galaxien (engl.)

Videos:

• Wie entstehen Galaxien? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 6. Juni 1999.
• Wie entstehen Galaxienhaufen? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 13. Feb. 2000.
• Stoßen Galaxien zusammen? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 17. Dez. 2000.
• Sind Galaxien stabil? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 9. Nov. 2005.

Einzelnachweise