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Galaxie




Der Titel dieses Artikels ist mehrdeutig. Weitere Bedeutungen sind unter Galaxie (Begriffsklärung) aufgeführt.

Eine Galaxie ist eine durch Gravitation gebundene große Ansammlung von Sternen, Planetensystemen, Gasnebeln, Staubwolken, Dunkler Materie und sonstigen astronomischen Objekten mit einer Gesamtmasse von typischerweise 109 bis 1013 Sonnenmassen (M). Ihr Durchmesser kann mehrere hunderttausend Lichtjahre betragen.[1] Während große Galaxien häufig die Struktur von Spiralen ausbilden, sind Zwerggalaxien zumeist von irregulärem Typ. Daneben existieren weitere Arten und Formen. Die Milchstraße, Heimatgalaxie des Sonnensystems, ist eine Balkenspirale von rund 1,5 Billionen M mit etwa 250 Milliarden Sternen. Von der Erde aus lassen sich mit aktueller Technik mehr als 50 Milliarden Galaxien beobachten.[1] Seit 2016 geht die Forschung davon aus, dass sich im beobachtbaren Universum ca. eine Billion Galaxien befinden.[2][3]

Die Bezeichnung (γαλαξίας galaxías) stammt aus dem Altgriechischen und geht auf eine antike Sage zurück, wonach es sich dabei um die verspritzte Milch (γάλα gála) der Göttin Hera handelt, als diese Herakles stillen wollte. Als Galaxis (Singular) wird im Deutschen speziell die Milchstraße bezeichnet. Im Englischen (galaxy, für die Galaxie auch Galaxy) gibt es eine ähnliche Unterscheidung.[4][5][6] Alexander von Humboldt verwendete die Bezeichnung „Welteninsel“.[7]

Inhaltsverzeichnis

Allgemeines


Galaxien variieren stark in Aussehen (Morphologie), Größe und Zusammensetzung. Die Milchstraße gehört bei einem Durchmesser von etwa 100.000 Lichtjahren zu den größeren Galaxien. Ihre nächste Nachbargalaxie von vergleichbarer Größe ist die Andromedagalaxie in einer Entfernung von rund 2,5 Millionen Lichtjahren.[8][9][10][11] Zusammen mit weiteren Galaxien von geringerer Masse bilden beide Galaxien die Lokale Gruppe. Galaxien treten oft in Gruppen oder Haufen mit bis zu einigen tausend Mitgliedern auf.

Geschichte der Erforschung


Bevor die Leistung astronomischer Teleskope dazu ausreichte, entfernte Galaxien in einzelne Sterne aufzulösen, erschienen sie als „Nebelflecken“. Lange war unklar, ob diese „Spiralnebel“ zur Galaxis gehören oder eigene Sternensysteme bilden. Schon Immanuel Kant vermutete in den „nebligen Sternen“ milchstraßenähnliche Sternsysteme, und 1923 gelang es Edwin Hubble, diese Frage zu klären. Er bestimmte die Entfernung zum Andromedanebel und stellte fest, dass dieser viel zu weit entfernt ist, um zur Milchstraße zu gehören, also eine eigene Galaxie darstellt.

Galaxientypen


Klassifikation nach Hubble

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:

  • mit regulärer Spirale 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.
  • mit Balkenspirale (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. Die Milchstraße ist eine solche Balkenspirale.

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

Es gibt weitere Formen von Galaxien, die sich nicht in obiges Schema einordnen lassen oder dieses ergänzen. Unter anderem sind dies:

Entstehung und Entwicklung


Der Mikrowellenhintergrund gibt die Materieverteilung des Universums 380.000 Jahre[14] nach dem Urknall wieder. Damals war das Universum noch sehr homogen: Die Dichtefluktuationen lagen in der Größenordnung von 1 zu 105.[15]

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 der Milchstraße und noch größeren Galaxien zusammen. Die Relikte solcher Kollisionen zeigen sich in der Milchstraße noch heute als sogenannte Sternenströme.[16] 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,[17] 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

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[18] (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.[19]

Wechselwirkende Galaxien


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


Literatur


Weblinks


Wiktionary: Galaxie – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
Commons: Galaxie  – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Videos:

Einzelnachweise


  1. a b Adalbert W. A. Pauldrach: Das Dunkle Universum. Der Wettstreit Dunkler Materie und Dunkler Energie: Ist das Universum zum Sterben geboren? Springer Spektrum, 2. Aufl. 2017 S. 546. ISBN 978-3-662-52915-7.
  2. Galaxien in Hülle und Fülle. In: FAZ.net. 14. Oktober 2016, abgerufen am 1. April 2020.
  3. Christopher J. Conselice, Aaron Wilkinson, Kenneth Duncan, Alice Mortlock: The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and its Implications. In: The Astrophysical Journal. Band 830, Nr. 2, 13. Oktober 2016, ISSN 1538-4357 , S. 83, doi:10.3847/0004-637X/830/2/83 , arxiv:1607.03909 [abs] .
  4. Arnold Hanslmeier: Einführung in die Astronomie und Astrophysik. Spektrum, Akad. Verlag, Heidelberg 2002, ISBN 3-8274-1127-0, S. 336.
  5. duden.de: Galaxis
  6. dictionary.com: galaxy
  7. Alexander von Humboldt: Kosmos. Entwurf einer physischen Weltbeschreibung. Band 2, Stuttgart/ Tübingen 1847. Digitalisat und Volltext im Deutschen Textarchiv
  8. K. Z. Stanek, P. M. Garnavich: Distance to M31 with the Hubble Space Telescope and Hipparcos Red Clump Stars. In: Astrophysical Journal. Band 503, Nr. 2, 1998, S. L131-L134, bibcode:1998ApJ...503L.131S .
  9. Ignasi Ribas, Carme Jordi, Francesc Vilardell, Edward L. Fitzpatrick, Ron W. Hilditch, Edward F. Guinan: First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy. In: Astrophysical Journal. Band 635, Nr. 1, Dezember 2005, S. L37-L40., doi:10.1086/499161 , arxiv:astro-ph/0511045 , bibcode:2005ApJ...635L..37R .
  10. R. Wagner-Kaiser, A. Sarajedini, J. J. Dalcanton, B. F. Williams, A. Dolphin: Panchromatic Hubble Andromeda Treasury XIII: The Cepheid period-luminosity relation in M31. In: Mon. Not. R. Astron. Soc. Band 451, 2015, S. 724–738, bibcode:2015MNRAS.451..724W .
  11. A. R. Conn, R. A. Ibata, G. F. Lewis, Q. A. Parker, D. B. Zucker, N. F. Martin, A. W. McConnachie, M. J. Irwin, N. Tanvir, M. A. Fardal, A. M. N. Ferguson, S. C. Chapman, D. Valls-Gabaud: A Bayesian Approach to Locating the Red Giant Branch Tip Magnitude. II. Distances to the Satellites of M31. In: Astrophysical Journal. Band 758, Nr. 1, 2012, S. 11.1–11.19, bibcode:2012ApJ...758...11C .
  12. Till Mundzeck: Eine Galaxie gibt Rätsel auf , Spiegel-Online vom 28. März 2018.
  13. Pieter van Dokkum, Shany Danieli, Yotam Cohen, Allison Merritt, Aaron J. Romanowsky, Roberto Abraham, Jean Brodie, Charlie Conroy, Deborah Lokhorst, Lamiya Mowla, Ewan O’Sullivan und Jielai Zhang: A galaxy lacking dark matter in Nature 555, S. 629–632 vom 29. März 2018.
  14. C. L Bennett, M. Halpern, G. Hinshaw, N. Jarosik, A. Kogut, M. Limon, S. S Meyer, L. Page, D. N Spergel, G. S Tucker, E. Wollack, E. L Wright, C. Barnes, M. R Greason, R. S Hill, E. Komatsu, M. R Nolta, N. Odegard, H. V Peirs, L. Verde, J. L Weiland: First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Preliminary Maps and Basic Results. In: Astrophys.J.Suppl. Band 148, 2003, S. 1–27, doi:10.1086/377253 , arxiv:astro-ph/0302207 .
  15. Matthias Bartelmann: Der kosmische Mikrowellenhintergrund. In: Sterne & Weltraum. Band 5, 2000, S. 337.
  16. Rodrigo Ibata, Brad Gibson: Die Schatten galaktischer Welten. In: Spektrum der Wissenschaft. September 2007, S. 52–57.
  17. D. Finley, D. Aguilar: Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way’s Mysterious Core. National Radio Astronomy Observatory, 2. November 2005, abgerufen am 10. August 2006.
  18. G. Bertin, C.-C. Lin: Spiral Structure in Galaxies: a Density Wave Theory. MIT Press, 1996, ISBN 0-262-02396-2.
  19. J. Binney, S. Tremaine: Galactic dynamics. (= Princeton series in astrophysics). Princeton University Press, 1988, ISBN 0-691-08445-9, S. 149 ff., Chapter 3, S. 149.



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