Galaxien


 

 

Beobachtung von Galaxien: Betrachtet man den klaren Nachthimmel, kann man mit dem Fernglas bei geeigneten Bedingungen neben vielen Sternen unserer Milchstraße auch Objekte wie die Andromeda-Galaxie sehen. Dadurch ist bereits klar, dass unsere Galaxie nicht die einzige im Universum ist. Auf der Suche nach weiteren Galaxien richtet man Teleskope wie das Weltraumteleskop Hubble mit sehr hoher Vergrößerung und extrem langer Belichtungszeit auf einen möglichst sternfreien Bereich des Himmels, um möglichst ungestört und weit aus der Milchstraße hinausblicken zu können. Die bekanntesten so entstandenen Aufnahmen heißen Hubble Deep Fields (HDF) und Hubble Ultra Deep Fields (HUDF). Auf diesen Fotos erkennt man erstaunlicher Weise unzählige verschieden geformte und farbige Objekte (siehe Bild links (NASA), zum Vergrößern bitte anklicken!). Bei jedem einzelnen Objekt handelt es sich um eine Galaxie, teilweise mehrere Milliarden mal lichtschwächer, als man mit bloßem Auge sehen könnte! Wegen der großen Entfernung vieler dieser Galaxien war das Licht oft mehrere Milliarden Jahre zu uns unterwegs, und zeigt diese Galaxien so, wie sie vor Milliarden Jahren kurz nach dem Urknall ausgesehen haben.  Auf einem HUDF vom Anfang des Jahres 2004 mit einer Gesamt-Belichtungszeit von 11,3 Tagen sind in einem einzigen, winzigen Himmelsausschnitt ca. 10.000 Galaxien zu sehen. Man hat errechnet, dass mit der vorhandenen Technik auf diese Weise theoretisch bis zu 50 Milliarden(!) Galaxien beobachtbar wären. Weil diese Galaxien allerdings wegen den ungeheuren Entfernungen viel zu lichtschwach für unser Auge sind, erscheint uns der Hintergrund des nächtlichen Sternenhimmels schwarz.

Galaxien sind (wie unsere Milchstrasse) große Ansammlungen von Gaswolken, Staub und Sternen, die die verschiedensten Formen annehmen können. Von der "klassischen" Spiralstruktur bis zu diffusen, runden Gebilden ist (fast) alles möglich. Die Bezeichnung "Galaxie" kommt vom griechischen Wort galaxías, was milchiger Sternennebel bedeutet. Man nimmt an, dass die Anzahl der Sterne in einer durchschnittlichen Galaxie etwa 1011 (100 Milliarden) beträgt. Galaxien neigen zur "Haufenbildung", benachbarte Galaxien stehen in Gruppen oder Galaxiehaufen.  Die Galaxienhaufen sind noch einmal zu Superhaufen zusammengefasst, die mit Durchmessern von ca. 100 Millionen Lichtjahren eine "blasenartige" Struktur im Universum bilden. Das kann man sich so vorstellen, wie den Schaum in der Badewanne: Das Innere der Blasen sind riesige Leerräume (Voids), und auf den Oberflächen der Blasen sitzen die Galaxienhaufen. Trotz dieser Strukturen geht man üblicherweise davon aus, dass die Verteilung der Materie im Universum im Mittel recht gleichmäßig ist. (Siehe auch hier). Wie sich die Milchstrasse in diese Struktur einfügt, wird weiter unten beschrieben, und auch grafisch dargestellt.

Bewegung der Galaxien: Im Prinzip ist es so, dass sich die Galaxien bedingt durch die Expansion des Universums alle voneinander entfernen, und zwar um so schneller, je weiter sie voneinander entfernt sind, siehe auch unser Modell des Universums. Innerhalb von Galaxienhaufen treten aber durch die gravitative Wechselwirkung zusätzliche Bewegungen auf, die dazu führen können, dass die in den Haufen sehr dicht beieinander liegenden Galaxien mit hoher Geschwindigkeit kollidieren. Wegen der großen Abstände treffen bei solchen Kollisionen kaum Sterne aufeinander, wohl aber das interstellare Gas zwischen der Sternen. Wird dabei das Gas aus den sich durchdringenden Galaxien herausgefegt, so erlischt die Bildung neuer Sterne fast komplett. Auch kommt es durch die Strahlung, die bei der Kollision der interstellaren Gase freigesetzt wird, sicher zu einer extremen Gefährdung des Lebens in beiden beteiligten Galaxien! Umgekehrt kann auch durch herausgeschleudertes Material die Bildung neuer Sterne extrem angeregt werden, ein Beispiel für eine solche Katastrophe zeigt das Bild der Wagenrad Galaxie (Bild unten rechts). Hier hat die durchdringende Galaxie (rechts im Bild) Sterne und Gas aus der zweiten Galaxie herausgeschleudert. Diese Sterne und das Gas verdichtete sich zu einen Ring, in dem eine rege Neubildung von Sternen eingesetzt hat (erkennbar an der blauen Farbe junger, großer Sterne). Bei Galaxien gibt es auch Kanibalismus: kleine Galaxien werden von Großen einfach geschluckt. Ein Beispiel dafür ist Centaurus A (Bild unten links), eine große elliptische Galaxie, die sich gerade eine kleinere Spiralgalaxie (dunkles Staubband) einverleibt!

 

Rechts die Wagenrad-Galaxie, die mit einer der kleinen Galaxien rechts im Bild kollidiert ist, wobei eine ringförmige Schockwelle von Materie abgestoßen wurde, in der sich neue Sterne bilden (NASA).

Links die bekannte Radio-Galaxie Centaurus A (NGC 5128), die durch eine ungewöhnlich starke Radiostrahlung auffällt, und gerade eine kleine Galaxie "frisst."

 

Entfernungsbestimmung von Galaxien: In den Spektren der Galaxien (Licht nach Frequenz aufgespaltet) beobachtet man eine Verschiebung charakteristischer Linien (z.B. der Frequenzen des Wasserstoffs) in den roten Bereich des Spektrums, die mit zunehmender Entfernung immer größer wird (Rotverschiebung). Durch diesen Zusammenhang können wir durch die Messung der Rotverschiebung die Entfernungen der Galaxien relativ genau angeben. Allerdings muss die Entfernungsskala, die durch die Rotverschiebung gegeben ist, erst geeicht werden, und das ist nicht so einfach! Es gibt hier mehrere Möglichkeiten, die aber alle keine ganz exakten Werte liefern. Zum Beispiel ist es gelungen, in näher gelegenen Galaxien einzelne Sterne zu beobachten, deren absolute Helligkeit bekannt ist. Aus der gemessenen Helligkeit und der bekannten absoluten Helligkeit lässt sich dann leicht die Entfernung bestimmen, und der ebenfalls gemessenen Rotverschiebung zuordnen. Als solche "kosmischen Eichfeuer" eignen sich z.B. Delta-Cepheiden, deren Helligkeit mit einer Frequenz pulsiert, die direkt von ihrer absoluten Helligkeit abhängt, oder bestimmte Nova-Explosionen vom Typ I, bei denen man ebenfalls die absolute Helligkeit des Ausbruchs kennt. 1986 explodierte z.B. in der schon erwähnten Galaxie Centaurus A eine Supernova vom Typ I, und so konnte man die Entfernung relativ genau auf 8 Millionen Lichtjahre festlegen (zuvor schätzte man die Entfernung auf 15 Millionen Lj).

Bei sehr weit entfernten Galaxien hat das Licht bis zu uns eine sehr lange Laufzeit gehabt, wir sehen diese Galaxien also so, wie sie vor vielen Millionen oder sogar bei ihrer Entstehung vor Milliarden von Jahren ausgesehen haben. Zugleich markieren die mit ca. 14 Milliarden Lichtjahren am weitesten entfernten Galaxien den ungefähren "Rand" unseres Universums. Wir können in etwa von folgendem Szenario ausgehen: Das junge Universum brauchte nur eine relativ kurze Zeit um nach dem Urknall abzukühlen, bis sich Atome von Gasen (Wasserstoff und Helium) gebildet hatten. Schon nach ca. 400 Millionen Jahren begann dieses Gas sich in Wolken zu sammeln und erste Sterne sowie nach ca. 800 Millionen Jahren erste Galaxien zu bilden. Etliche dieser jungen Galaxien waren geprägt von gewaltigen Schwarzen Löchern in ihrem Zentrum, die unvorstellbare Energiemengen freisetzten. Ohne diese enorm "helle" Strahlung könnten wir diese ersten Galaxien nach dem Urknall wegen der riesigen Entfernung von 14 Milliarden Lj gar nicht sehen! Auf fotografischen Aufnahmen sind nur die punktförmigen (wie Sterne aussehenden) Kerne dieser Galaxien zu sehen, weil sie heller strahlen, als alle Sterne der Galaxie zusammengenommen. Viele dieser Objekte senden auch eine kräftige Radiostrahlung aus, und so hat man ihnen den Namen Quasare (quasistellare Radioquellen) gegeben. Das Bild unten links zeigt den Quasar SDSS 1030+0524, eines der am weitesten von uns entfernten Objekte, als kleinen roten Punkt!

 

Quasare und Schwarze Löcher: Galaxien, die ein besonders hell leuchtendes, Strahlung aussendendes Zentrum besitzen, werden als "aktive Galaxien" bezeichnet. Hierzu gehören "Seyfertgalaxien", die einen sehr hellen Kern besitzen, aus dem Teilchenjets herausschießen, die weiter außen liegendes Gas in der Umgebung der Galaxie zur Aussendung sehr intensiver Radiostrahlung anregen. Ferner gibt es elliptische Galaxien wie Centaurus A (siehe Bild oben links) die ebenfalls ungewöhnlich starke Radiostrahlung aussenden ("Radiogalaxien").

Ganz geheimnisvolle Objekte waren lange Zeit kleine, rötliche Lichtpunkte, die ebenfalls starke Radiostrahlung aussenden. Da sie klein wie ein Stern waren, nannte man sie "Quasare" (quasi stellare Radioquellen). Keiner konnte sich vorstellen, dass es sich bei diesen winzigen Pünktchen um riesige aktive Galaxien handeln könnte, wegen der dann enorm großen Entfernung wäre eine geradezu atemberaubende Energieproduktion notwendig, um diese Objekte überhaupt noch sehen zu können! Und doch stellte sich heraus: Quasare sind extrem weit entfernte Galaxien im jungen Universum (wir erinnern uns: große Entfernung heißt nahe dem Urknall). Das man sie trotz der enormen Entfernung wie den Quasar SDSS 1030+0524 (NASA) im Bild links beobachten kann zeigt, dass sie zu den leuchtstärksten Objekte im Universum gehören, nur kurzzeitige Ereignisse wie Supernova-Explosionen oder Gammastrahlen-Blitze sind eventuell energiereicher! Die rötliche Farbe weist ebenfalls auf die enorme Entfernung hin: das Licht ist stark rotverschoben! Aber welcher Prozess könnte für die gigantische Energieproduktion der Quasare verantwortlich sein?

Das schreckliche Monster: Für die unvorstellbaren Energieemissionen aktiver Galaxien kommt prinzipiell nur die direkte Umwandlung großer Massen in Energie nach der Einsteinschen Gleichung E = mc² im Galaxienkern in Betracht. Der einzige bekannte Mechanismus, der solche Energiemengen liefen kann, ist das Verschlingen von Materie durch riesige Schwarze Löcher. Große Galaxien (auch unsere Milchstrasse) beherbergen in ihrem Inneren fast immer ein solches schreckliches Monster, das alles verschlingt, was ihm zu nahe kommt. Wenn die eingefangene Materie in das Schwarze Loch gesaugt wird, werden riesige Energiemengen frei Die schwarzen Löcher in den Zentren solcher Galaxien können das Milliardenfache der Sonnenmasse erreiche, und die Emission der extrem aufgeheizten Gasscheibe (Akkretionsscheibe) um das Schwarze Loch herum kann eine Leuchtkraft ähnlich der von mehreren Milliarden Sternen erreichen und somit so viel Licht abstrahlen, wie die gesamte umgebende Galaxie. Neben der enormen Strahlung senden viele aktive Galaxien auch gigantische Materiestrahlen (Plasmajets) aus ihrem Kernbereich; Jets von Quasaren können sogar die unglaubliche Längen von bis zu vielen Tausend Lichtjahren erreichen! Treffen extrem schnell beschleunigte Elektronen aus diesen Jets mit fast Lichtgeschwindigkeit auf Magnetfelder, so werden sie auf Spiralbahnen um die Magnetfelder abgelenkt, und senden dabei intensive Radiostrahlung aus. Zeigt ein solcher Strahlungsausbruch in Richtung auf die Erde, so kann die Radiostrahlung auch bei sehr großer Entfernung der Galaxie noch intensiv bei uns ankommen. Das erklärt auch, warum es sehr viele Quasare gibt, die aufgrund ungünstiger Orientierung relativ zur Erde keine sehr intensive Radiostrahlung zu uns senden, und sich im Wesentlichen durch die Ultraviolett-Strahlung verraten (blaustrahlende Objekte), die von der extrem aufgeheizten Akkretionsscheibe ausgeht.

 

Klassifizierung von Galaxien: Die individuellen Formen der Galaxien machen sie teils zu wunderschönen, sehenswerten Objekten im Weltall. Diese Strukturen sind von vielen Parametern abhängig, so zum Beispiel vom Alter, der Größe und Vorgeschichte der Galaxie. Balkenspiralgalaxien sind zum Beispiel relativ jung, schön strukturierte Spiralarme bilden sich erst im Laufe der Zeit heraus. Galaxien mit ausgeprägten Spiralarmen haben eine klar definierte Rotationsbewegung um das Zentrum der Galaxie. Die Richtung der Rotation ist dabei so, dass die Spiralarme "nachgezogen" werden.  Mit der Entfernung vom Kern nimmt die Rotationsbewegung ab, allerdings nicht so schnell, wie es eigentlich auf Grund der beobachteten Materiedichte sein sollte. Man vermutet daher eine große Menge geheimnisvoller "Dunkler Materie" in den Galaxien, die Suche nach dieser Dunklen Materie ist eines der wichtigsten Forschungsziele der Jahre nach der Jahrtausendwende!  Je nach Form ordnet man Galaxien in das so genannte Hubble-Klassifikationsschema ein, die gezeigte Darstellung dieses Schemas hat allerdings zunächst nichts mit der zeitlichen Entwicklung der Galaxien zu tun, sondern ist eine reine Klassifikation nach dem Aussehen der Galaxien! Große E-Galaxien finden sich bevorzugt im Inneren der riesigen Galaxienhaufen, dort sind die Galaxien wegen der häufigen Zusammenstöße durch "Kanibalismus" gewachsen, und da die beteiligten Galaxien verschiedene Orientierungen im Raum hatten, bildeten sich bei den Verschmelzungen ovale oder kugelförmige Galaxien, also E-Galaxien. (Es gibt allerdings auch noch andere Modelle, wie bestimmte Typen von E-Galaxien entstanden sein könnten). Beim Zusammenstoß der Galaxien haben Diese ihren gasförmigen Anteile weitgehend verloren, aus solchen E-Galaxien können sich daher auch keine Spiralgalaxien mehr bilden.

Elliptische Galaxien werden nach ihrer numerischen Exzentrizität in die Klassen E0 (kreisförmig) bis E7 (stark elliptisch) eingeteilt (Dabei gibt die Zahl hinter dem E die erste Nachkommastelle der Exzentrizität an). Die elliptischen Galaxien sind meist riesig groß, da sie bei der Verschmelzung mehrerer kleinerer Galaxien entstehen. Man findet sie vor allem in sehr dichten, großen Galaxiehaufen, dort ist fast jede zweite Galaxie elliptisch. Diese Galaxien enthalten nur wenig interstellare Materie, aus der neue Sterne entstehen könnten; folglich sind die meisten Sterne alt.

Galaxien der Klasse SO sind linsenförmig und zeigen wenig ausgeprägte Struktur, ihre Scheibe ist gleichmäßig hell. Zu diesen gehört z.B. die Spindelgalaxie M102.

Spiralgalaxien besitzen einen verdickten Kernbereich (Bulge) und davon ausgehende, spiralförmig angeordnete Arme. Weiter werden sie in die Gruppen Sa, Sb und Sc unterteilt: Sa-Galaxien, wie z.B. die Sombrero-Galaxie M104 besitzen einen dicken Kernbereich und eng gewundene Arme. Sc-Galaxien wie z.B. der Dreiecksnebel M33 haben hingegen einen schwachen Kern und locker gewundene Arme. Außerdem unterscheiden sich Spiralgalaxien auch in der Ausprägung der Arme, bei manchen sind diese kaum unterscheidbar, bei anderen treten sie markant hervor.

Balkenspiralgalaxien besitzen vom Zentrum ausgehend einen Balken, der außen in Spiralarme übergeht. Man ordnet sie mit zunehmender Ausprägung des Kerns und Öffnung ihrer Spiralarme in die Klassen SBa, SBb und SBc ein, zum Typ SBb gehören Galaxien wie NGC 1300. Auch die Milchstrasse ist eine Balkenspiralgalaxie. Man geht davon aus, dass sich der Balken im Laufe der Zeit zurückbildet, und die Galaxie dann eine "reguläre" Spiralgalaxie wird; dennoch hat ein großer Anteil der Spiralgalaxien eine zentrale Balkenstruktur.

Irreguläre Galaxien lassen sich aufgrund ihrer unregelmäßigen Form nicht in die anderen Klassen einordnen. Diese Gebilde fasst man zu einer Sonderklasse zusammen, viele davon sind Zwerggalaxien (z.B. die Magellanschen Wolken).

Zwerggalaxien: Neben den oben erwähnten Typen der Hubble-Klassifikation gibt es noch eine große Zahl kleiner Galaxien, die als Zwerggalaxien bezeichnet werden. Diese können ebenfalls sehr verschiedene Formen annehmen.

 

 

Der Platz der Milchstrasse im Universum: In nächster Nähe zur Milchstrasse befinden sich die Magellan'schen Wolken, zwei Zwerggalaxien, die Begleiter der Milchstraße sind. Man fasst nahe Galaxien zusammen mit der Milchstraße zur so genannten "Lokalen Gruppe" zusammen. Die bekannte Andromeda-Galaxie ist die zweitgrößte Galaxie in der Lokalen Gruppe; ähnlich wie die Milchstraße wird auch sie von Zwerggalaxien begleitet. Mehr als 30 weitere (kleine) Galaxien gehören zur Lokalen Gruppe, man nimmt an, dass all diese Objekte gravitativ miteinander verbunden sind. Nahezu die gesamte Masse der Lokalen Gruppe ist in der Milchstraße und in der Andromedagalaxie konzentriert. Da sich diese beiden Galaxien aufeinander zu bewegen, werden sie in 2-6 Milliarden Jahren zusammenstoßen, was den dann noch in den Galaxien lebenden Zivilisationen vor ihrem Ende wenigstens noch einen spektakulären Nachthimmel bieten wird.

Die Lokale Gruppe ist nicht der einzige nahe Galaxiehaufen. Der so genannten Virgo-Galaxiehaufen steht der Lokalen Gruppe relativ nah, und diese beiden Haufen werden mit ca. 100 weiteren Haufen zum Virgo-Superhaufen zusammengefasst. Dieser erstreckt sich über mehrere hundert Millionen(!) Lichtjahre. Zusammen mit weiteren Superhaufen bildet der Virgo-Superhaufen dann das Lokale Universum, das dann schon einen kleinen Teil der übergeordneten Struktur des Universums darstellt. Anklicken des Bildes rechts zeigt eine Darstellung dieser Anordnungen in drei "Zoomstufen". Weitere Information zum Thema Galaxien im Universum findet sich auch beim Thema "Aufbau des Universums".

 

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Beispiele für Galaxien


 

Die Sombrero- Galaxie M 104: Die Galaxie M 104 im Sternbild der Jungfrau ist ca. 40 Mio. Lj entfernt, und hat ca. 300 Mrd. Sonnenmassen. Auf Grund ihres Aussehens wird sie auch „Sombrero- Nebel“ genannt, da ihr riesiger, nach außen diffuser Zentralkörper (Kennzeichen für den Typ Sa) von einer Scheibe aus Sternen und Dunkelwolken umgeben wird. Die Ebene der Galaxie ist nur 6° gegen die Sichtlinie geneigt, man sieht fast genau auf die Kante.  Ein schmaler Rand aus dichter, absorbierender Materie bestätigt die Regel, dass sich in einer Galaxie fast der gesamte Staub in einer dünnen Scheibe befindet, die senkrecht zum Drehmomentvektor rotiert. Am äußeren Rand, 40 000 Lj vom Zentrum entfernt, beträgt die Rotationsgeschwindigkeit ca. 340 km/s. Im Zentrum sind neben unzähligen alten, roten Sternen auch junge, blau leuchtende, heiße Sterne vorhanden. Deren energiereiche, heiße Strahlung hat bereits große Gasmengen ionisiert.



Die Andromeda- Galaxie M 31: Der große, längliche Spiralnebel M 31 ist in klaren Herbstnächten mit bloßem Auge erkennbar. Mit einer Winkelausdehnung von ca. 3° ist das Objekt für das Fernrohr schon fast zu groß. Ein lichtstarker Feldstecher liefert oft ein besseres Bild.

M 31 ist der nächste große Nachbar unserer Milchstraße. Wir sehen die um 16° gegen die Sichtlinie geneigte Andromeda- Galaxie so, wie sie vor 2,2 Mio. Jahren war. Ihr Durchmesser ist ca. 120 000 Lj und ihre Masse beträgt etwa 400 Mrd. Sonnenmassen. Das Licht des Südrandes ist also 120 000 Jahre älter als das der Nordkante. Auf dem Foto sind die kleinen Begleitgalaxien (M 32 und der isoliert stehende Nebel NGC 205) gut sichtbar. Die im Vordergrund des Bildes befindlichen Sterne gehören noch zu unserer Milchstraße.

Dunkle Staubringe verdecken viele Sterne. Im Zentrum herrschen rote und gelbe Sterne vor, an den Spiralarmen dagegen junge, blaue Sterne. Bereits in den zwanziger Jahren konnte man einige Einzelsterne unterscheiden. Auf Grund der gefundenen Delta-Cepheiden konnte Hubble die Entfernung bestimmen, und kam zu dem Schluss, dass M 31 ein eigenes, riesiges Sternsystem außerhalb der Milchstraße ist. Die Andromeda-Galaxie gehört wie die Milchstraße zur lokalen Gruppe. Beide Systeme ähneln sich, drehen sich aber entgegengesetzt. Vermutlich haben sie sich aus zwei benachbarten Urgaswirbeln gebildet. M31 nähert sich uns mit 100km/s, die Entfernung wird sich in rund 4 Mrd. Jahren halbiert haben, ob unser Planet Erde dann noch existiert?


Weitere Bilder von Galaxien:   Bildtafel 1 (ESO) Bildtafel 2 (ESO)

 

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