GALAXIEN

Die Galaxie M101

1. Was sind Galaxien

Sterne stehen nicht vollkommen frei im Weltall. Sie gehören riesigen Sternensystemen an, den Galaxien. Galaxien bestehen aus vielen Milliarden Sternen und erstrecken sich über 0.3 bis 50 kpc (1 kpc = 1 Kiloparsec = 1000 Parsec, wobei 1 Parsec =3.26 Lichtjahre), was allerdings unter anderem auch von Typ der Galaxie (siehe Kapitel 2) abhängt. Grob werden Galaxien in vier Gruppen eingeteilt:
- Elliptische Galaxien
- Spiralgalaxien
- Balkenspiralen
- Irreguläre und aktive Galaxien

Galaxien werden auch oft als Nebel bezeichnet. Dies stammt aus der Zeit, als man die wahre Struktur der Galaxien nicht kannte. Mit den Teleskopen des 19. Jahrhunderts sahen alle Galaxien wie verschwommene Nebel aus. Man nahm an, sie seien Staubwolken in der Milchstraße. Erst Edwin P. Hubble gelang es in den 20er Jahren die Randgebiete des Andromedanebels (M31) mit dem 2,5 m Reflektor des Mt. Wilson Observatorium, dem damals größten Teleskop der Welt, in einzelne Sterne aufzulösen. Dadurch war endgültig bewiesen, dass es sich bei diesen "Nebeln" um Sternensysteme außerhalb der Milchstraße handeln muss.

Auch unsere Milchstraße ist eine Galaxie. Sie hat eine mittlere Größe und wird zu den Balkenspiralen gezählt. Am Himmel sehen wir sie jedoch nur als Streifen, da sich unsere Sonne und mit ihr die Erde in einem der Spiralarme in der Hauptebene des Milchstraßensystems befindet. Dieser Umstand erschwert die Bestimmung der genauen Struktur der Milchstraße für die Astronomen.

Für die Astronomie sind Galaxien insofern wichtig, da sie uns zum Einen helfen, uns ein Bild von unserer eigenen Milchstraße zu machen. Zum Anderen ermöglichen sie einen sehr tiefen Blick ins Weltall und somit in die frühzeit des Kosmos. Dies gibt Aufschluss über die Entstehungsgeschichte des Weltalls.

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2. Galaxienarten und Beispiele

Die Einteilung der verschiedenen Arten der Galaxien bezieht sich dabei auf die Form der Galaxien, ihrer Zusammensetzung und Größe. Die absoluten Helligkeiten der Galaxien schwanken zwischen -18M und -22 M. Als absolute Helligkeit einer Galaxie bezeichnet man die scheinbare Helligkeit des Objekts, in diesem Fall der gesamten Galaxie, aus 10 pc Entfernung. Zwerggalxien sind bis -8.5 M bekannt. Die nächste große Galaxie ist der Andromedanebel (M31). Er ist etwa 2.3 Millionen Lichtjahre von uns entfernt. Die am weitesten entfernten Objekte, die wir kennen, sind die Quasare mit bis zu 4670 Mpc. Das Licht von ihnen braucht für den Weg zu uns 15 Milliarden Jahre! Von allen bekannten Galaxien sind etwa 14.3% elliptisch, 13.2% S0, 58.5% S, 11.3% SB (Bedeutung siehe Spiralgalaxien und Balkenspiralen) und 2.8% irregulär (Ir). Die Anzahl der unregelmäßigen ist hier aber wahrscheinlich stark unterschätzt, da nur die helleren gezählt wurden. In unserer näheren Umgebung machen sie etwa 25% aus.

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Elliptische Galaxien:

M 87

Elliptische Galaxien werden mit dem Buchstaben E gekennzeichnet. Diesem E wird eine Zahl von 0 bis 7 angehaengt. Sie entspricht der ersten Nachkommastelle der numerische Exzentrizität der Galaxie. Die numerische Exzentizität ist der Quotient aus dem Abstand einer der Brennpunkte vom Mittelpunkt durch die große Halbachse der Ellipse. Eine kugelförmige Galaxie erhält somit die Bezeichnung E0, eine sehr stark abgeflachte E7. Der angegebene Wert ist stehts gleich groß oder kleiner als der wirkliche Wert für die Exzentrizität, da wir die räumliche Lage der Galaxien nicht bestimmen können. Ein Beispiel verdeutlicht dies: Wenn man eine flache Scheibe mit einer Exzentrizität von zum Beispiel 0.7 (entspricht also dem Galaxientyp E7) von oben sieht, also senkrecht auf die Scheibe, so erscheint sie kugelförmig und erhält deshalb die Bezeichnung E0. Außerdem erhalten einige Galaxien das Präfix "d" oder "cD", wobei "d" für eine Zwerggalaxie (Engl. dwarf) und "cD" für ein Überriese ist. Dabei entsprechen die kleinen Zwerggalaxien in Größe und Masse den großen Sternhaufen. Elliptische Galaxien bestehen fast ausschließlich aus Sternen der Population II. Das sind ältere, etwas rötliche Sterne. Es gibt kaum leuchtende interstellare Staubwolken. Dies wird auch an der mittleren Spektralklasse der elliptischen Galaxien deutlich. Sie liegt bei G3.6, was deutlich roter ist als die aller Galaxien zusammen (G2.5). Elliptische Galaxien haben eine durchschnittliche Masse von 3600000000 - 3500000000000 Sonnenmassen. Das Masse-Leuchtkraft-Verhältnis liegt bei 10-80. Je höher diese Zahl ist, umso höher ist die fuer eine bestimmte Leuchtkraft benötigte Masse.

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Spiralgalaxien

NGC 1232

Spiralgalaxien sind, wie der Name schon sagt, spiralförmig. Sie werden unterteilt in Sa, Sb und Sc, wobei Sa-Galaxien einen sehr ausgeprägten kugelförmigen Kernhaben, von dem zwei fast kreisförmig geschlossene Spiralarme ausgehen. Bei Sb Spiralen ist der Kern geringer ausgeprägt und die Spiralarme sind etwas weiter geöffnet. Bei Sc ist schließlich kaum noch ein Kern vorhanden und die Spiralen bilden nahezu ein "S". Beispiele für Spiralgalaxien sind unsere Nachbarmilchstraße der Andromedanebel, die Galaxie M81 und unsere eigene Milchstraße. Letztere gehört wahrscheinlich zur Gruppe Sb. Spiralgalaxien haben eine durchschnittliche Größe in der Spiralebene von 30 kpc (100000 Lichtjahre) und eine mittlere Masse von etwa 10000000000 - 340000000000 Sonnenmassen. Mit einem Masse-Leuchtkraft-Verhältnis von 0.4 - 10, in selteneren Fällen bei Sc auch bis 20) sind sie deutlich heller als elliptische Galaxien. Dies entsteht dadurch, dass die Spiralen größtenteils aus Population I Sternen, also relativ jungen und hellen Sternen mit viel interstellarere Materie, bestehen. Die Kerne der Spiralgalaxien bestehen aus Sternen der Population II. Dadurch läßt sich auch erklären, weshalb die mittlere Spektralklasse von Sa (G3.4) über Sb (G1.8) bis Sc (F8.8) immer mehr in den blauen Spektralbereich verschoben ist.

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Balkenspiralen

NGC 1365

Die Balkenspiralen ähneln sehr den normalen Spiralgalaxien Auch sie werden in SBa, SBb und SBc eingeteilt. SBa-Galaxien besitzen einen balkenförmigen Kern, an dessen Enden je ein Spiralarm rechtwinklig abknickt und nahezu einen geschlossenen Kreis bildet. Von SBa über SBBb zu SBc nimmt die Spiralarmdicke etwas zu, der Kern nimmt, wie bei den normalen Spiralgalaxien, ab und die Öffnung der Arme steigt an. Auch in ihren sonstigen Eigenschaften ähneln die Balkenspiralen sehr den Spiralgalaxien. Die große Magellansche Wolke (LMC) ist eine Zwergbalkenspirale.

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Irreguläre und aktive Galaxien

S0 und irreguläre Galaxien

Irreguläre Galaxie NGC 1313

S0 Galaxien entsprechen dem Kern einer Spiralgalaxie. Ihnen fehlen jedoch die Spiralarme. Meißt sind sie von einem Halo, einer losen kugelförmigen Ansammlung von Sternen bzw. Sternhaufen, umgeben. Ihre Masse und Leuchtkraft entspricht etwa der der elliptischen Galaxien. Irreguläre Galaxien weisen keinerlei erkennbare Strukturen auf. Ihre Masse schwankt zwischen 700000000 und 130000000000 Sonnenmassen und ihr Masse-Leuchtkraft- Verhältnis liegt bei 2 bis 11, was daher kommt, dass sie sehr junge Sterne und viel interstellare Materie enthalten.

Radiogalaxien

Kombiniertes Bild aus einer
optischen und einer Radio-
aufnahme von Centaurus A

Radiogalaxien strahlen, verglichen mit gewöhnlichen Galaxien sehr viel nichtthermische Synchrotronstrahlung im Radiofrequenzbereich ab. Synchrontronstrahlung entsteht, wenn Elementarteilchen in sehr starken magnetischen Feldern beschleunigt werden. Die Leistung dieser Radiostrahlung liegt bei etwa 10 hoch 48 bis 10 hoch 53 Wattsekunden. Dies ist fast soviel, wie die gesamte Kernenergie einer Galaxie (10 hoch 56 Wattsekunden). Daraus ergibt sich, das die Lebensdauer einer Radiogalaxie nur etwa 10000000 Jahre betrifft. Weitere Beobachtungen deuten darauf hin, dass Radiogalaxien Entwicklungsstufen vieler Galaxien, vielleicht sogar aller, sind. In ueber 50% aller Radiogalaxien stammt die Strahlung aus zwei "Blasen", sogenannten Lobes, im Abstand von etwa 100 kpc.

Seyfertgalaxien

NGC 1566

Sie sind benannt nach ihrem Entdecker Carl Seyfert. Sie besitzen einen hellen, kompakten, sternförmigen Kern; und weisen ein starkes Emmissionslinienspektrum. Dies entsteht vermutlich durch Gasmassen, die mit über 5000 km/s aus ihrem Kern herausgeschleudert werden. Von den über 1000 bekannten Seyfertgalaxien sind alle Spiralsysteme. Sie werden als energieärmere Arten der Quasare angesehen.

Quasare

Quasar PKS2349

Der Name Quasar kommt von Quasi Stellar Radio Source. Quasare sind die am weitesten entfernten bekannten Objekte. Sie strahlen riesige Mengen Energie ab. Sie sind sehr Kompakt, zeigen ein starkes Emissionslinienspektrum, senden eine zeitlich variable Synchrotronstrahlung und eine starke Infrarotstrahlung aus. Einer der entferntesten, bekannten Quasare ist Q0051-279 mit 4670 Mpc (15 Milliarden Lichtjahre). Die kurze Zeitspanne der Helligkeitsveränderung läßt auf eine sehr geringe Ausdehnung der Strahlenquelle (viel kleiner als 1 Lichtjahr) schliessen. Dabei leistet sie weit mehr, als normale Galaxien (10 hoch 40 Watt).

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3. Galaxienhaufen

Der Galaxienhaufen (Gruppe) Stephan's
Quintett (NGC 7318)

Galaxien stehen normalerweise nicht einzeln im Raum. Sie bilden mit tausenden anderen Galaxien Galaxienhaufen. Ein Beispiel dafür ist die lokale Gruppe, zu der unsere Milchstraße gehört, oder der Virgohaufen. Kleine Sternhaufen mit weniger als 10 Mitgliedern werden Galaxiengruppen genannt. Viele Galaxienhaufen haben in ihrem Zentrum eine sehr massereiche elliptische Galaxie. Im Galaxienhaufen kann es passieren, dass zwei Galaxien aufeinander treffen und einander durchdringen. Dabei stoßen die einzelnen Sterne jedoch nicht zusammen, da ihre Abstände untereinander in den Galaxien verglichen mit ihrem Durchmesser sehr groß sind. Jedoch verändern sich die Galaxien durch ihre gegenseitige Gravitationswirkung. So kann es passieren, dass sich die Galaxien zu einer vereinigen. Dabei können je nach Typ der Galaxien sehr unterschiedliche Galaxien entstehen. So ist Centaurus A eine elliptische Galaxie mit einem Staubgürtel, den sie wahrscheinlich durch den Zusammenstoß mit einer Spiralgalaxie erhalten hat. Die interstellare Materie kann bei solchen Galaxientreffen stark aufgeheizt werden, was wiederum zur Folge eine vermehrte Sterngeburtenrate in den jeweiligen Gebieten zur Folge hat, wobei Ringgalaxien entstehen können. Ein Beispiel dafür ist die Cartwheel-Galaxie (Wagenradgalaxie) im Sternbild Bildhauer. Andere Galaxien stehen in enger Wechselwirkung zueinander, wie zum Beispiel M51. Galaxienhaufen wiederum finden sich zu sogenannten Superclustern zusammen. Diese können eventuell über tausend Galaxienhaufen enthalten.

Chematischer Vorgang der Verschmelzung zweier Galaxien. (Bild a - i)
Darunter als Beispiele die Galaxien NGC1676 und NGC1614.

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4. Bilder

Die Bilder zeigen von links nach rechts die Galaxien M51, M81, M82 und den Andromedanebel (M31)

Das nebenstehende Bild
zeigt eine Supernova
(Sternexplosion) in der
Galaxie NGC 3877. Es
ist deutlich zu erkennen,
dass die Supernova sogar
heller als der Kern der
Galaxie ist.