Galaxie
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Eine Galaxie ist ein durch die Schwerkraft gebundenes System aus Sternen, Sternüberresten, interstellarem Gas, Staub und dunkler Materie. Das Wort leitet sich vom griechischen galaxias (γαλαξίας) ab, was wörtlich "milchig" bedeutet und sich auf die Milchstraßengalaxie bezieht, in der sich das Sonnensystem befindet. Galaxien mit durchschnittlich schätzungsweise 100 Millionen Sternen reichen von Zwergen mit weniger als hundert Millionen (108) Sternen bis hin zu den größten bekannten Galaxien, den Überriesen mit hundert Billionen (1014) Sternen, von denen jede das Massenzentrum ihrer Galaxie umkreist. ⓘ
Galaxien werden entsprechend ihrer visuellen Morphologie als elliptisch, spiralförmig oder unregelmäßig eingestuft. Man nimmt an, dass viele von ihnen supermassereiche schwarze Löcher in ihrem Zentrum haben. Das zentrale Schwarze Loch der Milchstraße, bekannt als Sagittarius A*, hat eine Masse, die vier Millionen Mal größer ist als die der Sonne. GN-z11 ist die älteste und am weitesten entfernte Galaxie, die seit März 2016 beobachtet wird. Sie ist 32 Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt und wird so gesehen, wie sie nur 400 Millionen Jahre nach dem Urknall existierte. ⓘ
Im Jahr 2021 wurde anhand von Daten der NASA-Raumsonde New Horizons die frühere Schätzung auf etwa 200 Milliarden Galaxien (2×1011) revidiert. Diese Schätzung folgte einer Schätzung aus dem Jahr 2016, wonach es im beobachtbaren Universum insgesamt zwei Billionen (2×1012) oder mehr Galaxien und schätzungsweise 1×1024 Sterne gibt (mehr Sterne als alle Sandkörner an allen Stränden des Planeten Erde). Die meisten Galaxien haben einen Durchmesser von 1.000 bis 100.000 Parsec (etwa 3.000 bis 300.000 Lichtjahre) und sind durch Entfernungen in der Größenordnung von Millionen von Parsec (oder Megaparsec) voneinander getrennt. Zum Vergleich: Die Milchstraße hat einen Durchmesser von mindestens 30.000 Parsecs (100.000 ly) und ist von der Andromedagalaxie (mit einem Durchmesser von etwa 220.000 ly), ihrem nächsten großen Nachbarn, 780.000 Parsecs (2,5 Millionen ly) entfernt. ⓘ
Der Raum zwischen den Galaxien ist mit einem dünnen Gas (dem intergalaktischen Medium) mit einer durchschnittlichen Dichte von weniger als einem Atom pro Kubikmeter gefüllt. Die meisten Galaxien sind durch ihre Gravitation in Gruppen, Haufen und Superhaufen organisiert. Die Milchstraße ist Teil der Lokalen Gruppe, die sie zusammen mit der Andromeda-Galaxie dominiert. Die Gruppe ist Teil des Virgo-Superhaufens. Im größten Maßstab sind diese Verbände im Allgemeinen in Bahnen und Fäden angeordnet, die von riesigen Leerräumen umgeben sind. Sowohl die Lokale Gruppe als auch der Virgo-Superhaufen sind in einer viel größeren kosmischen Struktur namens Laniakea enthalten. ⓘ
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Die Bezeichnung entstammt dem gleichbedeutenden altgriechischen ὁ γαλαξίας κύκλος ho galaxías kyklos 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 (allgemein galaxy, für die Milchstraße neben the Milky Way Galaxy bzw. the Milky Way auch kurz the Galaxy) gibt es eine ähnliche Unterscheidung. Alexander von Humboldt verwendete die Bezeichnung „Welteninsel“, die auch heute noch in Gebrauch ist. ⓘ
Etymologie
Das Wort Galaxie wurde über das Französische und das Mittellatein aus dem griechischen Begriff für die Milchstraße, galaxías (kúklos) γαλαξίας (κύκλος) "milchiger (Kreis)", entlehnt, benannt nach ihrem Aussehen als milchiges Lichtband am Himmel. In der griechischen Mythologie legt Zeus seinen von einer sterblichen Frau geborenen Sohn, den Säugling Herakles, an Heras Brust, während sie schläft, damit das Kind ihre göttliche Milch trinkt und so unsterblich wird. Als Hera beim Stillen aufwacht, stellt sie fest, dass sie ein unbekanntes Kind stillt: Sie stößt das Kind von sich, ein Teil ihrer Milch läuft aus, und es entsteht das Lichtband, das als Milchstraße bekannt ist. ⓘ
In der astronomischen Literatur wird für unsere Galaxie, die Milchstraße, häufig das groß geschriebene Wort "Galaxie" verwendet, um sie von den anderen Galaxien in unserem Universum zu unterscheiden. Der englische Begriff Milky Way geht auf eine Geschichte von Chaucer um 1380 zurück:
Siehe dort, siehe, die Galaxie
Die die Menschen die Milchstraße spalten,
Denn der Hit ist whyt.- Geoffrey Chaucer, Das Haus des Ruhmes ⓘ
Galaxien wurden zunächst mit dem Teleskop entdeckt und waren als Spiralnebel bekannt. Die meisten Astronomen des 18. bis 19. Jahrhunderts betrachteten sie entweder als unaufgelöste Sternhaufen oder als anagalaktische Nebel und betrachteten sie einfach als Teil der Milchstraße, aber ihre wahre Zusammensetzung und Natur blieb ein Rätsel. Beobachtungen mit größeren Teleskopen von einigen nahegelegenen hellen Galaxien wie der Andromeda-Galaxie begannen, sie in riesige Ansammlungen von Sternen aufzulösen, aber allein aufgrund der scheinbaren Schwäche und der schieren Anzahl der Sterne lag die wahre Entfernung dieser Objekte weit außerhalb der Milchstraße. Aus diesem Grund wurden sie im Volksmund als Inseluniversen bezeichnet, aber dieser Begriff wurde schnell ungebräuchlich, da das Wort Universum die Gesamtheit der Existenz implizierte. Stattdessen wurden sie einfach als Galaxien bezeichnet. ⓘ
Nomenklatur
Zehntausende von Galaxien wurden katalogisiert, aber nur wenige haben bekannte Namen, wie die Andromeda-Galaxie, die Magellanschen Wolken, die Whirlpool-Galaxie und die Sombrero-Galaxie. Die Astronomen arbeiten mit Nummern aus bestimmten Katalogen, wie dem Messier-Katalog, dem NGC (New General Catalogue), dem IC (Index Catalogue), dem CGCG (Catalogue of Galaxies and of Clusters of Galaxies), dem MCG (Morphological Catalogue of Galaxies), dem UGC (Uppsala General Catalogue of Galaxies) und dem PGC (Catalogue of Principal Galaxies, auch bekannt als LEDA). Alle bekannten Galaxien tauchen in einem oder mehreren dieser Kataloge auf, aber jedes Mal unter einer anderen Nummer. Messier 109 (oder "M109") ist zum Beispiel eine Spiralgalaxie mit der Nummer 109 im Messier-Katalog. Sie hat auch die Bezeichnungen NGC 3992, UGC 6937, CGCG 269-023, MCG +09-20-044 und PGC 37617 (oder LEDA 37617). Millionen von schwächeren Galaxien sind durch ihre Bezeichnungen in Himmelsdurchmusterungen wie der Sloan Digital Sky Survey bekannt, in der M109 als SDSS J115735.97+532228.9 katalogisiert ist. ⓘ
Geschichte der Beobachtung
Die Erkenntnis, dass wir in einer Galaxie leben, die eine unter vielen ist, geht mit wichtigen Entdeckungen über die Milchstraße und andere Nebel einher. ⓘ
Milchstraße
Der griechische Philosoph Demokrit (450-370 v. Chr.) schlug vor, dass das helle Band am Nachthimmel, das als Milchstraße bekannt ist, aus fernen Sternen bestehen könnte. Aristoteles (384-322 v. Chr.) hingegen glaubte, dass die Milchstraße durch die "Entzündung der feurigen Ausdünstungen einiger großer, zahlreicher und dicht beieinander stehender Sterne" verursacht wurde und dass die "Entzündung im oberen Teil der Atmosphäre stattfindet, in der Region der Welt, die mit den himmlischen Bewegungen zusammenhängt." Der neuplatonische Philosoph Olympiodorus der Jüngere (ca. 495-570 n. Chr.) stand dieser Ansicht kritisch gegenüber und argumentierte, dass die Milchstraße, wenn sie sublunar (zwischen Erde und Mond) sei, zu verschiedenen Zeiten und an verschiedenen Orten auf der Erde unterschiedlich erscheinen müsse und dass sie eine Parallaxe aufweisen müsse, was nicht der Fall sei. Seiner Ansicht nach war die Milchstraße himmlisch. ⓘ
Laut Mohani Mohamed unternahm der arabische Astronom Alhazen (965-1037) den ersten Versuch, die Parallaxe der Milchstraße zu beobachten und zu messen, und er "stellte fest, dass die Milchstraße keine Parallaxe hatte und daher von der Erde entfernt sein musste und nicht zur Atmosphäre gehörte." Der persische Astronom al-Bīrūnī (973-1048) schlug vor, die Milchstraßengalaxie sei "eine Ansammlung von unzähligen Fragmenten von der Art von Nebelsternen". Der andalusische Astronom Ibn Bâjjah ("Avempace", gest. 1138) schlug vor, dass die Galaxie aus vielen Sternen besteht, die sich fast berühren und aufgrund der Brechung durch sublunares Material wie ein zusammenhängendes Bild erscheinen, wobei er seine Beobachtung der Konjunktion von Jupiter und Mars als Beweis dafür anführte, dass dies bei der Nähe zweier Objekte der Fall ist. Im 14. Jahrhundert schlug der aus Syrien stammende Ibn Qayyim vor, dass die Milchstraße "eine Myriade winziger Sterne ist, die in der Sphäre der Fixsterne zusammengepackt sind". ⓘ
Der tatsächliche Beweis, dass die Milchstraße aus vielen Sternen besteht, wurde 1610 erbracht, als der italienische Astronom Galileo Galilei sie mit einem Teleskop untersuchte und entdeckte, dass sie aus einer großen Anzahl schwacher Sterne besteht. Im Jahr 1750 vermutete der englische Astronom Thomas Wright in seinem Werk An Original Theory or New Hypothesis of the Universe (Eine originelle Theorie oder neue Hypothese des Universums) zu Recht, dass es sich um einen rotierenden Körper aus einer riesigen Anzahl von Sternen handeln könnte, der durch Gravitationskräfte zusammengehalten wird, ähnlich wie das Sonnensystem, aber in einem viel größeren Maßstab, und dass die sich daraus ergebende Scheibe aus Sternen aus unserer Perspektive als ein Band am Himmel zu sehen ist. In seiner Abhandlung von 1755 führte Immanuel Kant Wrights Idee über die Struktur der Milchstraße weiter aus. ⓘ
Der erste Versuch, die Form der Milchstraße und die Position der Sonne zu beschreiben, wurde 1785 von William Herschel unternommen, indem er die Anzahl der Sterne in verschiedenen Regionen des Himmels zählte. Er erstellte ein Diagramm der Form der Galaxie mit dem Sonnensystem in der Nähe des Zentrums. Mit einer verfeinerten Methode gelangte Kapteyn 1920 zu dem Bild einer kleinen (Durchmesser etwa 15 Kiloparsec) ellipsoiden Galaxie mit der Sonne in der Nähe des Zentrums. Eine andere Methode von Harlow Shapley, die auf der Katalogisierung von Kugelsternhaufen beruhte, führte zu einem völlig anderen Bild: eine flache Scheibe mit einem Durchmesser von etwa 70 Kiloparsec und der Sonne weit entfernt vom Zentrum. Bei beiden Analysen wurde die Absorption des Lichts durch interstellaren Staub in der galaktischen Ebene nicht berücksichtigt. Nachdem Robert Julius Trumpler diesen Effekt 1930 durch die Untersuchung offener Sternhaufen quantifiziert hatte, ergab sich das heutige Bild unserer Wirtsgalaxie. ⓘ
Unterscheidung von anderen Nebeln
Einige wenige Galaxien außerhalb der Milchstraße sind in einer dunklen Nacht mit bloßem Auge sichtbar, darunter die Andromedagalaxie, die Große Magellansche Wolke, die Kleine Magellansche Wolke und die Dreiecksgalaxie. Im 10. Jahrhundert beschrieb der persische Astronom Al-Sufi die Andromedagalaxie als eine "kleine Wolke" und machte sie damit zum ersten Mal sichtbar. Im Jahr 964 erwähnte er die Große Magellansche Wolke wahrscheinlich in seinem Buch der Fixsterne (er bezog sich dabei auf "Al Bakr von den südlichen Arabern", da sie bei einer Deklination von etwa 70° Süd nicht sichtbar war, wo er lebte); den Europäern war sie bis zu Magellans Reise im 16. Die Andromeda-Galaxie wurde später von Simon Marius im Jahr 1612 unabhängig entdeckt. 1734 spekulierte der Philosoph Emanuel Swedenborg in seinen Principia darüber, dass es außerhalb unserer Galaxien Galaxien geben könnte, die sich zu Galaxienhaufen zusammengeschlossen haben und winzige Teile des Universums sind, die sich weit über das hinaus erstrecken, was wir sehen können. Diese Ansichten "kommen den heutigen Ansichten über den Kosmos bemerkenswert nahe". Im Jahr 1745 vermutete Pierre Louis Maupertuis, dass es sich bei einigen nebelartigen Objekten um Ansammlungen von Sternen mit einzigartigen Eigenschaften handelte, darunter ein Leuchten, das das von den Sternen selbst erzeugte Licht übertraf, und er wiederholte die Ansicht von Johannes Hevelius, dass die hellen Flecken massiv und aufgrund ihrer Rotation abgeflacht waren. Im Jahr 1750 vermutete Thomas Wright zu Recht, dass die Milchstraße eine abgeflachte Scheibe aus Sternen ist und dass einige der am Nachthimmel sichtbaren Nebel separate Milchstraßen sein könnten. ⓘ
Gegen Ende des 18. Jahrhunderts stellte Charles Messier einen Katalog mit den 109 hellsten Himmelsobjekten zusammen, die ein nebliges Aussehen hatten. Später stellte William Herschel einen Katalog mit 5.000 Nebeln zusammen. Im Jahr 1845 konstruierte Lord Rosse ein neues Teleskop und war in der Lage, zwischen elliptischen und Spiralnebeln zu unterscheiden. Es gelang ihm auch, in einigen dieser Nebel einzelne Punktquellen zu erkennen, was Kants frühere Vermutung bestätigte. ⓘ
1912 führte Vesto Slipher spektrografische Untersuchungen der hellsten Spiralnebel durch, um ihre Zusammensetzung zu bestimmen. Slipher entdeckte, dass die Spiralnebel eine hohe Dopplerverschiebung aufweisen, was darauf hindeutet, dass sie sich mit einer Geschwindigkeit bewegen, die die der von ihm gemessenen Geschwindigkeit der Sterne übersteigt. Er stellte fest, dass sich die meisten dieser Nebel von uns wegbewegen. ⓘ
Im Jahr 1917 beobachtete Heber Curtis die Nova S Andromedae im "Großen Andromedanebel" (wie die Andromedagalaxie, das Messier-Objekt M31, damals genannt wurde). Bei der Durchsicht der fotografischen Aufzeichnungen fand er 11 weitere Novae. Curtis stellte fest, dass diese Novae im Durchschnitt 10 Größenordnungen schwächer waren als die Novae in unserer Galaxie. So konnte er die Entfernung auf 150.000 Parsecs schätzen. Er wurde zu einem Verfechter der so genannten "Inseluniversen"-Hypothese, die besagt, dass Spiralnebel eigentlich unabhängige Galaxien sind. ⓘ
1920 fand eine Debatte zwischen Harlow Shapley und Heber Curtis (die Große Debatte) über die Natur der Milchstraße, Spiralnebel und die Dimensionen des Universums statt. Um seine Behauptung zu untermauern, dass es sich beim Großen Andromedanebel um eine externe Galaxie handelt, stellte Curtis das Auftreten von dunklen Bahnen fest, die den Staubwolken in der Milchstraße ähneln, sowie eine deutliche Dopplerverschiebung. ⓘ
Im Jahr 1922 führte der estnische Astronom Ernst Öpik eine Entfernungsbestimmung durch, die die Theorie stützte, dass der Andromedanebel tatsächlich ein weit entferntes außergalaktisches Objekt ist. Mit dem neuen 100-Zoll-Mt.-Wilson-Teleskop war Edwin Hubble in der Lage, die äußeren Teile einiger Spiralnebel als Ansammlungen einzelner Sterne aufzulösen und einige Cepheiden-Veränderliche zu identifizieren, was es ihm ermöglichte, die Entfernung zu den Nebeln zu schätzen: Sie waren viel zu weit entfernt, um Teil der Milchstraße zu sein. Im Jahr 1936 erstellte Hubble eine Klassifizierung der galaktischen Morphologie, die bis heute verwendet wird. ⓘ
Moderne Forschung
Im Jahr 1944 sagte Hendrik van de Hulst voraus, dass Mikrowellenstrahlung mit einer Wellenlänge von 21 cm von interstellarem atomarem Wasserstoffgas nachweisbar sein würde; 1951 wurde sie beobachtet. Diese Strahlung wird durch die Absorption von Staub nicht beeinträchtigt, so dass ihre Dopplerverschiebung dazu genutzt werden kann, die Bewegung des Gases in unserer Galaxie zu kartieren. Diese Beobachtungen führten zu der Hypothese einer rotierenden Balkenstruktur im Zentrum unserer Galaxie. Mit verbesserten Radioteleskopen konnte Wasserstoffgas auch in anderen Galaxien aufgespürt werden. In den 1970er Jahren entdeckte Vera Rubin eine Diskrepanz zwischen der beobachteten galaktischen Rotationsgeschwindigkeit und derjenigen, die durch die sichtbare Masse von Sternen und Gas vorhergesagt wurde. Heute geht man davon aus, dass das Problem der Galaxienrotation durch das Vorhandensein großer Mengen unsichtbarer dunkler Materie erklärt werden kann. ⓘ
Ab den 1990er Jahren lieferte das Hubble-Weltraumteleskop bessere Beobachtungen. Die Daten halfen unter anderem bei der Feststellung, dass die fehlende dunkle Materie in unserer Galaxie nicht nur aus schwachen und kleinen Sternen bestehen kann. Das Hubble Deep Field, eine extrem lange Aufnahme eines relativ leeren Teils des Himmels, lieferte den Beweis, dass es im beobachtbaren Universum etwa 125 Milliarden (1,25×1011) Galaxien gibt. Verbesserte Technologien zur Erfassung der für den Menschen unsichtbaren Spektren (Radioteleskope, Infrarotkameras und Röntgenteleskope) ermöglichen die Entdeckung weiterer Galaxien, die von Hubble nicht erfasst werden. Insbesondere haben Durchmusterungen in der Zone of Avoidance (der Bereich des Himmels, der im sichtbaren Licht durch die Milchstraße blockiert wird) eine Reihe neuer Galaxien entdeckt. ⓘ
Eine 2016 in der Zeitschrift The Astrophysical Journal veröffentlichte Studie unter der Leitung von Christopher Conselice von der Universität Nottingham schätzte anhand von Hubble-Bildern aus 20 Jahren, dass das beobachtbare Universum mindestens zwei Billionen (2×1012) Galaxien enthält. Spätere Beobachtungen mit der Raumsonde New Horizons von außerhalb des Zodiakallichts reduzierten diese Zahl jedoch auf etwa 200 Milliarden (2×1011). ⓘ
Arten und Morphologie
Es gibt drei Haupttypen von Galaxien: elliptische, spiralförmige und irreguläre Galaxien. Eine etwas ausführlichere Beschreibung der Galaxientypen anhand ihres Aussehens liefert die Hubble-Sequenz. Da die Hubble-Sequenz ausschließlich auf dem visuellen morphologischen Typ (Form) basiert, können bestimmte wichtige Merkmale von Galaxien wie die Sternentstehungsrate in Starburst-Galaxien und die Aktivität in den Kernen aktiver Galaxien übersehen werden. ⓘ
Elliptische Galaxien
Das Hubble-Klassifizierungssystem stuft elliptische Galaxien nach ihrer Elliptizität ein, die von E0 (nahezu kugelförmig) bis zu E7 (stark elongiert) reicht. Diese Galaxien haben ein ellipsoides Profil, das ihnen unabhängig vom Betrachtungswinkel ein elliptisches Aussehen verleiht. Ihr Erscheinungsbild zeigt wenig Struktur und sie haben typischerweise relativ wenig interstellare Materie. Folglich haben diese Galaxien auch einen geringen Anteil an offenen Sternhaufen und eine geringere Rate an Sternneubildung. Stattdessen werden sie im Allgemeinen von älteren, weiterentwickelten Sternen dominiert, die das gemeinsame Gravitationszentrum in zufälligen Richtungen umkreisen. Die Sterne enthalten geringe Mengen schwerer Elemente, da die Sternentstehung nach dem ersten Ausbruch aufhört. In diesem Sinne haben sie eine gewisse Ähnlichkeit mit den viel kleineren Kugelsternhaufen. ⓘ
Die größten Galaxien sind übergroße elliptische Galaxien oder Galaxien vom Typ cD. Es wird angenommen, dass viele elliptische Galaxien durch die Wechselwirkung von Galaxien entstehen, die in einer Kollision und Verschmelzung resultieren. Sie können enorme Ausmaße annehmen (z. B. im Vergleich zu Spiralgalaxien), und riesige elliptische Galaxien finden sich oft in der Nähe des Kerns großer Galaxienhaufen. ⓘ
Muschelgalaxie
Eine Schalengalaxie ist eine elliptische Galaxie, bei der die Sterne in ihrem Halo in konzentrischen Schalen angeordnet sind. Etwa ein Zehntel der elliptischen Galaxien weist eine schalenartige Struktur auf, was bei Spiralgalaxien noch nie beobachtet wurde. Man nimmt an, dass sich diese Strukturen entwickeln, wenn eine größere Galaxie eine kleinere Begleitgalaxie absorbiert. Wenn sich die beiden Galaxiezentren annähern, beginnen sie um einen Mittelpunkt zu schwingen, und die Schwingung erzeugt Gravitationswellen, die die Schalen der Sterne bilden, ähnlich wie Wellen, die sich auf Wasser ausbreiten. Die Galaxie NGC 3923 hat zum Beispiel über 20 Hüllen. ⓘ
Spiralen
Spiralgalaxien ähneln spiralförmigen Windrädern. Obwohl die Sterne und andere sichtbare Materie in einer solchen Galaxie größtenteils in einer Ebene liegen, befindet sich der Großteil der Masse in Spiralgalaxien in einem etwa kugelförmigen Halo aus dunkler Materie, der sich über die sichtbare Komponente hinaus erstreckt, wie das Konzept der universellen Rotationskurve zeigt. ⓘ
Spiralgalaxien bestehen aus einer rotierenden Scheibe aus Sternen und interstellarem Medium sowie einer zentralen Ausbuchtung aus im Allgemeinen älteren Sternen. Vom Bulge aus erstrecken sich relativ helle Arme nach außen. Im Hubble-Klassifizierungsschema werden Spiralgalaxien als Typ S aufgeführt, gefolgt von einem Buchstaben (a, b oder c), der den Grad der Dichtheit der Spiralarme und die Größe des zentralen Bulge angibt. Eine Sa-Galaxie hat eng gewundene, schlecht definierte Arme und besitzt einen relativ großen Kernbereich. Das andere Extrem ist eine Sc-Galaxie mit offenen, gut definierten Armen und einer kleinen Kernregion. Eine Galaxie mit schlecht definierten Armen wird manchmal als flockige Spiralgalaxie bezeichnet, im Gegensatz zu einer Spiralgalaxie mit großem Design, die ausgeprägte und gut definierte Spiralarme besitzt. Es wird angenommen, dass die Geschwindigkeit, mit der eine Galaxie rotiert, mit der Flachheit der Scheibe korreliert, da einige Spiralgalaxien dicke Ausbuchtungen haben, während andere dünn und dicht sind. ⓘ
In Spiralgalaxien haben die Spiralarme die Form von annähernd logarithmischen Spiralen, ein Muster, das theoretisch auf eine Störung in einer gleichmäßig rotierenden Masse von Sternen zurückgeführt werden kann. Wie die Sterne drehen sich auch die Spiralarme um das Zentrum, allerdings mit konstanter Winkelgeschwindigkeit. Man nimmt an, dass es sich bei den Spiralarmen um Gebiete mit hochdichter Materie oder um "Dichtewellen" handelt. Wenn sich die Sterne durch einen Arm bewegen, wird die Raumgeschwindigkeit der einzelnen Sternsysteme durch die Gravitationskraft der höheren Dichte verändert. (Die Geschwindigkeit kehrt zum Normalzustand zurück, nachdem die Sterne auf der anderen Seite des Arms verschwunden sind). Dieser Effekt ist vergleichbar mit einer "Welle" von Langsamfahrern, die sich auf einer Autobahn voller Autos bewegt. Die Arme sind sichtbar, weil die hohe Dichte die Sternentstehung begünstigt und sie daher viele helle und junge Sterne beherbergen. ⓘ
Gebänderte Spiralgalaxie
Die meisten Spiralgalaxien, einschließlich unserer eigenen Milchstraße, haben ein lineares, balkenförmiges Band aus Sternen, das sich zu beiden Seiten des Kerns nach außen erstreckt und dann in die Spiralarmstruktur übergeht. Im Hubble-Klassifizierungsschema werden diese durch ein SB gekennzeichnet, gefolgt von einem Kleinbuchstaben (a, b oder c), der die Form der Spiralarme angibt (in der gleichen Weise wie bei der Kategorisierung normaler Spiralgalaxien). Man geht davon aus, dass es sich bei den Balken um vorübergehende Strukturen handelt, die durch eine vom Kern ausgehende Dichtewelle oder durch eine Gezeitenwechselwirkung mit einer anderen Galaxie entstehen können. Viele Balkenspiralgalaxien sind aktiv, was möglicherweise darauf zurückzuführen ist, dass entlang der Arme Gas in den Kern geleitet wird. ⓘ
Unsere eigene Galaxie, die Milchstraße, ist eine große scheibenförmige Balkenspiralgalaxie mit einem Durchmesser von etwa 30 Kiloparsec und einer Dicke von einem Kiloparsec. Sie enthält etwa zweihundert Milliarden (2×1011) Sterne und hat eine Gesamtmasse, die etwa sechshundert Milliarden (6×1011) Mal so groß ist wie die der Sonne. ⓘ
Überlichtstarke Spirale
Vor kurzem haben Forscher Galaxien beschrieben, die als superleuchtende Spiralen bezeichnet werden. Sie sind mit einem Durchmesser von 437.000 Lichtjahren sehr groß (im Vergleich zum Durchmesser der Milchstraße von 100.000 Lichtjahren). Mit einer Masse von 340 Milliarden Sonnenmassen erzeugen sie eine erhebliche Menge an ultraviolettem und mittelinfrarotem Licht. Man geht davon aus, dass sie eine etwa 30-mal höhere Sternentstehungsrate haben als die Milchstraße. ⓘ
Andere Morphologien
- Eigenartige Galaxien sind Galaxienformationen, die aufgrund von Gezeitenwechselwirkungen mit anderen Galaxien ungewöhnliche Eigenschaften entwickeln.
- Eine Ringgalaxie hat eine ringförmige Struktur aus Sternen und interstellarem Medium, die einen nackten Kern umgibt. Es wird angenommen, dass eine Ringgalaxie entsteht, wenn eine kleinere Galaxie den Kern einer Spiralgalaxie durchquert. Ein solches Ereignis könnte die Andromedagalaxie betroffen haben, da sie bei Betrachtung im Infrarotlicht eine mehrringförmige Struktur aufweist.
- Eine linsenförmige Galaxie ist eine Zwischenform, die sowohl Eigenschaften von elliptischen als auch von Spiralgalaxien aufweist. Sie werden als Hubble-Typ S0 eingestuft und besitzen undefinierte Spiralarme mit einem elliptischen Halo aus Sternen (Linsengalaxien mit Balken erhalten die Hubble-Klassifizierung SB0).
- Irreguläre Galaxien sind Galaxien, die sich nicht ohne weiteres in eine elliptische oder spiralförmige Morphologie einordnen lassen.
- Eine Irr-I-Galaxie weist eine gewisse Struktur auf, lässt sich aber nicht eindeutig in das Hubble-Klassifikationsschema einordnen.
- Irr-II-Galaxien weisen keine Struktur auf, die einer Hubble-Klassifizierung entspricht, und sind möglicherweise zerrissen worden. Nahe gelegene Beispiele für irreguläre (Zwerg-)Galaxien sind die Magellanschen Wolken.
- Eine ultradiffuse Galaxie (UDG) ist eine Galaxie mit extrem geringer Dichte. Sie kann genauso groß sein wie die Milchstraße, hat aber nur ein Prozent der sichtbaren Sterne der Milchstraße. Ihre geringe Leuchtkraft ist auf einen Mangel an sternbildendem Gas zurückzuführen, was zu einer alten Sternpopulation führt. ⓘ
Zwerge
Trotz der Bedeutung großer elliptischer und spiralförmiger Galaxien sind die meisten Galaxien Zwerggalaxien. Sie sind im Vergleich zu anderen galaktischen Gebilden relativ klein, etwa ein Hundertstel so groß wie die Milchstraße, und haben nur einige Milliarden Sterne. Vor kurzem wurden ultrakompakte Zwerggalaxien mit einem Durchmesser von nur 100 Parsec entdeckt. ⓘ
Viele Zwerggalaxien können eine einzelne größere Galaxie umkreisen; die Milchstraße hat mindestens ein Dutzend solcher Satelliten, und schätzungsweise 300-500 müssen noch entdeckt werden. Zwerggalaxien können auch als elliptisch, spiralförmig oder unregelmäßig klassifiziert werden. Da kleine elliptische Zwerggalaxien nur wenig Ähnlichkeit mit großen elliptischen Galaxien haben, werden sie stattdessen oft als sphäroidische Zwerggalaxien bezeichnet. ⓘ
Eine Untersuchung von 27 Nachbargalaxien der Milchstraße ergab, dass die zentrale Masse aller Zwerggalaxien etwa 10 Millionen Sonnenmassen beträgt, unabhängig davon, ob sie Tausende oder Millionen von Sternen haben. Dies deutet darauf hin, dass Galaxien größtenteils aus dunkler Materie bestehen und dass die Mindestgröße auf eine Form von warmer dunkler Materie hinweisen könnte, die nicht in der Lage ist, in kleinerem Maßstab gravitativ zusammenzuwachsen. ⓘ
Andere Arten von Galaxien
Interagierende
Wechselwirkungen zwischen Galaxien sind relativ häufig und können eine wichtige Rolle in der galaktischen Entwicklung spielen. Beinahezusammenstöße zwischen Galaxien führen zu Verzerrungen aufgrund von Gezeitenwechselwirkungen und können einen gewissen Austausch von Gas und Staub verursachen. Kollisionen treten auf, wenn zwei Galaxien direkt aneinander vorbeifliegen und einen ausreichenden relativen Impuls haben, um nicht zu verschmelzen. Die Sterne interagierender Galaxien kollidieren in der Regel nicht, aber das Gas und der Staub innerhalb der beiden Formen interagieren, was manchmal zur Sternbildung führt. Eine Kollision kann die Form der Galaxien stark verzerren und zu Balken, Ringen oder schwanzartigen Strukturen führen. ⓘ
Das Extrem der Wechselwirkungen sind galaktische Verschmelzungen, bei denen die relativen Impulse der Galaxien nicht ausreichen, um sie aneinander vorbeizulassen. Stattdessen verschmelzen sie allmählich zu einer einzigen, größeren Galaxie. Die Verschmelzung kann zu erheblichen Veränderungen der ursprünglichen Morphologie der Galaxien führen. Wenn eine der Galaxien viel massereicher ist als die andere, ist das Ergebnis als Kannibalismus bekannt, bei dem die massereichere größere Galaxie relativ ungestört bleibt, während die kleinere Galaxie auseinander gerissen wird. Die Milchstraße ist derzeit dabei, die elliptische Zwerggalaxie Sagittarius und die Zwerggalaxie Canis Major zu kannibalisieren. ⓘ
Starburst
Sterne entstehen in Galaxien aus einer Reserve von kaltem Gas, das riesige Molekülwolken bildet. Bei einigen Galaxien wurde beobachtet, dass sie mit einer außergewöhnlichen Geschwindigkeit Sterne bilden, was als Starburst bezeichnet wird. Wenn sie so weitermachen, würden sie ihre Gasreserven in einer Zeitspanne verbrauchen, die kürzer ist als die Lebensspanne der Galaxie. Daher dauert die Starburst-Aktivität in der Regel nur etwa zehn Millionen Jahre, ein relativ kurzer Zeitraum in der Geschichte einer Galaxie. Starburst-Galaxien waren in der Frühgeschichte des Universums häufiger anzutreffen, tragen aber immer noch schätzungsweise 15 % zur gesamten Sternproduktion bei. ⓘ
Starburst-Galaxien zeichnen sich durch staubige Gaskonzentrationen und das Auftreten neu gebildeter Sterne aus, darunter auch massereiche Sterne, die die sie umgebenden Wolken ionisieren und H II-Regionen bilden. Diese Sterne erzeugen Supernova-Explosionen, die sich ausdehnende Überreste erzeugen, die stark mit dem umgebenden Gas wechselwirken. Diese Ausbrüche lösen eine Kettenreaktion der Sternentstehung aus, die sich über die gesamte Gasregion ausbreitet. Erst wenn das verfügbare Gas nahezu aufgebraucht ist oder sich auflöst, endet die Aktivität. ⓘ
Sternausbrüche werden oft mit verschmelzenden oder wechselwirkenden Galaxien in Verbindung gebracht. Das prototypische Beispiel für eine solche Starburst-bildende Wechselwirkung ist M82, die eine enge Begegnung mit der größeren M81 hatte. Irreguläre Galaxien weisen oft einzelne Knoten mit Starburst-Aktivität auf. ⓘ
Aktive Galaxie
Einige beobachtbare Galaxien werden als "aktiv" eingestuft, wenn sie einen aktiven galaktischen Kern (AGN) enthalten. Ein erheblicher Teil der Gesamtenergie der Galaxie wird vom aktiven Kern anstelle der Sterne, des Staubs und des interstellaren Mediums abgestrahlt. Es gibt mehrere Klassifizierungs- und Benennungsschemata für AGNs, aber diejenigen im unteren Bereich der Leuchtkraft werden als Seyfert-Galaxien bezeichnet, während diejenigen mit einer Leuchtkraft, die viel größer ist als die der Wirtsgalaxie, als quasi-stellare Objekte oder Quasare bekannt sind. AGNs senden Strahlung über das gesamte elektromagnetische Spektrum von Radiowellenlängen bis hin zu Röntgenstrahlung aus, wobei ein Teil der Strahlung von Staub oder Gas absorbiert werden kann, das mit dem AGN selbst oder mit der Wirtsgalaxie verbunden ist. ⓘ
Das Standardmodell für einen aktiven galaktischen Kern basiert auf einer Akkretionsscheibe, die sich um ein supermassereiches Schwarzes Loch (SMBH) in der Kernregion der Galaxie bildet. Die Strahlung eines aktiven galaktischen Kerns resultiert aus der Gravitationsenergie der Materie, die von der Scheibe in Richtung des Schwarzen Lochs fällt. Die Leuchtkraft des AGN hängt von der Masse des SMBH und der Geschwindigkeit ab, mit der die Materie auf das SMBH fällt. In etwa 10 % dieser Galaxien stößt ein diametral entgegengesetztes Paar energiereicher Jets Teilchen aus dem Galaxienkern mit Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit aus. Der Mechanismus zur Erzeugung dieser Jets ist noch nicht ganz geklärt. ⓘ
Blazare
Blazare sind vermutlich aktive Galaxien mit einem relativistischen Jet, der in Richtung Erde gerichtet ist. Eine Radiogalaxie sendet Radiofrequenzen von relativistischen Jets aus. Ein vereinheitlichtes Modell dieser Arten von aktiven Galaxien erklärt ihre Unterschiede in Abhängigkeit von der Position des Beobachters. ⓘ
LINIEN
Möglicherweise verwandt mit aktiven Galaxienkernen (wie auch mit Starburst-Regionen) sind Niedrig-Ionisations-Kern-Emissionslinien-Regionen (LINERs). Die Emission von Galaxien des LINER-Typs wird von schwach ionisierten Elementen dominiert. Zu den Anregungsquellen für die schwach ionisierten Linien gehören Post-AGB-Sterne, AGN und Schocks. Etwa ein Drittel der nahen Galaxien wird als LINER-Kerne enthaltend klassifiziert. ⓘ
Seyfert-Galaxie
Seyfert-Galaxien sind neben den Quasaren eine der beiden größten Gruppen aktiver Galaxien. Sie haben quasarähnliche Kerne (sehr leuchtende, weit entfernte und helle Quellen elektromagnetischer Strahlung) mit sehr hoher Oberflächenhelligkeit; im Gegensatz zu Quasaren sind ihre Wirtsgalaxien jedoch deutlich nachweisbar. Seyfert-Galaxien machen etwa 10 % aller Galaxien aus. Bei sichtbarem Licht sehen die meisten von ihnen wie normale Spiralgalaxien aus, aber bei anderen Wellenlängen entspricht die Leuchtkraft ihrer Kerne der Leuchtkraft ganzer Galaxien von der Größe der Milchstraße. ⓘ
Quasar
Quasare (/ˈkweɪzɑr/) oder quasi-stellare Radioquellen sind die energiereichsten und am weitesten entfernten Mitglieder aktiver galaktischer Kerne. Sie sind extrem leuchtstark und wurden zuerst als Quellen elektromagnetischer Energie, einschließlich Radiowellen und sichtbarem Licht, identifiziert, die bei hoher Rotverschiebung mehr Ähnlichkeit mit Sternen als mit ausgedehnten, galaxienähnlichen Quellen haben. Ihre Leuchtkraft kann das 100-fache der Milchstraße betragen. ⓘ
Leuchtende Infrarotgalaxie
Leuchtende Infrarotgalaxien (LIRGs) sind Galaxien mit einer Leuchtkraft - der Messung der elektromagnetischen Leistung - von über 1011 L☉ (Sonnenleuchtkraft). In den meisten Fällen stammt der größte Teil ihrer Energie von einer großen Anzahl junger Sterne, die den umgebenden Staub aufheizen, der die Energie im Infraroten wieder abstrahlt. Eine ausreichend hohe Leuchtkraft, um als LIRG zu gelten, erfordert eine Sternentstehungsrate von mindestens 18 M☉ yr-1. Ultraleuchtende Infrarotgalaxien (ULIRGs) sind mindestens zehnmal so leuchtkräftig und bilden Sterne mit einer Rate von mehr als 180 M☉ pro Jahr-1. Viele LIRGs emittieren auch Strahlung aus einem AGN. Infrarotgalaxien emittieren im Infraroten mehr Energie als in allen anderen Wellenlängen zusammen, wobei die Spitzenemission typischerweise bei Wellenlängen von 60 bis 100 Mikrometern liegt. LIRGs sind im lokalen Universum selten, waren aber viel häufiger, als das Universum noch jünger war. ⓘ
Eigenschaften
Magnetische Felder
Galaxien haben ihre eigenen Magnetfelder. Sie sind stark genug, um dynamisch wichtig zu sein, da sie:
- Antrieb des Massenzustroms in die Zentren der Galaxien
- die Bildung von Spiralarmen beeinflussen
- können die Rotation von Gas in den äußeren Regionen der Galaxien beeinflussen
- den Transport von Drehimpuls ermöglichen, der für den Kollaps von Gaswolken und damit für die Bildung neuer Sterne erforderlich ist ⓘ
Die typische durchschnittliche Äquipartitionsstärke für Spiralgalaxien beträgt etwa 10 μG (Mikrogauss) oder 1 nT (Nanotesla). Zum Vergleich: Das Magnetfeld der Erde hat eine durchschnittliche Stärke von etwa 0,3 G (Gauß oder 30 μT (Mikrotesla). Radioschwache Galaxien wie M 31 und M33, die Nachbarn unserer Milchstraße, haben schwächere Felder (etwa 5 μG), während gasreiche Galaxien mit hoher Sternentstehungsrate wie M 51, M 83 und NGC 6946 im Durchschnitt 15 μG aufweisen. In prominenten Spiralarmen kann die Feldstärke bis zu 25 μG betragen, in Regionen, in denen auch kaltes Gas und Staub konzentriert sind. Die stärksten Gesamt-Äquipartitionsfelder (50-100 μG) wurden in Starburst-Galaxien - beispielsweise in M 82 und den Antennen - sowie in Kernstarburst-Regionen, wie den Zentren von NGC 1097 und anderen Balkongalaxien, gefunden. ⓘ
Entstehung und Entwicklung
Die Entstehung und Entwicklung von Galaxien ist ein aktives Forschungsgebiet der Astrophysik. ⓘ
Entstehung
Die derzeitigen Modelle zur Entstehung von Galaxien im frühen Universum beruhen auf dem ΛCDM-Modell. Etwa 300.000 Jahre nach dem Urknall begannen sich Wasserstoff- und Heliumatome zu bilden, was als Rekombination bezeichnet wird. Fast der gesamte Wasserstoff war neutral (nicht ionisiert) und absorbierte leicht Licht, und es hatten sich noch keine Sterne gebildet. Daher wird diese Periode auch als das "dunkle Zeitalter" bezeichnet. Aufgrund von Dichteschwankungen (oder anisotropen Unregelmäßigkeiten) in dieser Urmaterie begannen größere Strukturen zu entstehen. Infolgedessen begannen sich Massen von baryonischer Materie in kalten Halos aus dunkler Materie zu verdichten. Diese ursprünglichen Strukturen wurden schließlich zu den Galaxien, die wir heute sehen. ⓘ
Frühe Galaxienbildung
Beweise für das Auftreten von Galaxien zu einem sehr frühen Zeitpunkt in der Geschichte des Universums wurden 2006 gefunden, als man entdeckte, dass die Galaxie IOK-1 eine ungewöhnlich hohe Rotverschiebung von 6,96 aufweist, was nur 750 Millionen Jahren nach dem Urknall entspricht und sie zur am weitesten entfernten und am frühesten entstandenen Galaxie macht, die zu diesem Zeitpunkt beobachtet wurde. Während einige Wissenschaftler behauptet haben, dass andere Objekte (wie Abell 1835 IR1916) eine höhere Rotverschiebung haben (und daher in einem früheren Stadium der Entwicklung des Universums zu sehen sind), sind das Alter und die Zusammensetzung von IOK-1 zuverlässiger ermittelt worden. Im Dezember 2012 berichteten Astronomen, dass UDFj-39546284 das am weitesten entfernte bekannte Objekt ist und eine Rotverschiebung von 11,9 aufweist. Das Objekt, das schätzungsweise rund 380 Millionen Jahre nach dem Urknall (also vor etwa 13,8 Milliarden Jahren) entstanden ist, ist etwa 13,42 Milliarden Lichtjahre entfernt. Die Existenz von Galaxien so kurz nach dem Urknall deutet darauf hin, dass die Protogalaxien in den sogenannten "dunklen Zeiten" gewachsen sein müssen. Mit Stand vom 5. Mai 2015 ist die Galaxie EGS-zs8-1 die am weitesten entfernte und früheste gemessene Galaxie, die 670 Millionen Jahre nach dem Urknall entstand. Das Licht von EGS-zs8-1 hat 13 Milliarden Jahre gebraucht, um die Erde zu erreichen, und ist aufgrund der Expansion des Universums in 13 Milliarden Jahren nun 30 Milliarden Lichtjahre entfernt. ⓘ
Wie sich die frühesten Galaxien im Einzelnen gebildet haben, ist eine offene Frage in der Astrophysik. Die Theorien lassen sich in zwei Kategorien einteilen: Top-down und Bottom-up. In Top-Down-Korrelationen (wie dem Eggen-Lynden-Bell-Sandage [ELS]-Modell) bilden sich Protogalaxien in einem großräumigen gleichzeitigen Kollaps, der etwa hundert Millionen Jahre dauert. Bei Bottom-up-Theorien (wie dem Searle-Zinn [SZ]-Modell) bilden sich zunächst kleine Strukturen wie Kugelsternhaufen, und dann akkretieren mehrere solcher Körper zu einer größeren Galaxie. Sobald die Protogalaxien begannen, sich zu bilden und zusammenzuziehen, erschienen in ihrem Inneren die ersten Halo-Sterne (so genannte Populations-III-Sterne). Diese bestanden fast ausschließlich aus Wasserstoff und Helium und waren möglicherweise massereicher als das 100-fache der Sonnenmasse. In diesem Fall hätten diese riesigen Sterne ihren Brennstoffvorrat schnell verbraucht und wären zu Supernovae geworden, die schwere Elemente in das interstellare Medium freisetzten. Diese erste Generation von Sternen reionisierte den umgebenden neutralen Wasserstoff und schuf so sich ausdehnende Raumblasen, durch die sich das Licht leicht bewegen konnte. ⓘ
Im Juni 2015 meldeten Astronomen den Nachweis von Sternen der Population III in der Galaxie Cosmos Redshift 7 bei z = 6,60. Solche Sterne gab es wahrscheinlich schon in der Frühzeit des Universums (d. h. bei hoher Rotverschiebung), und sie könnten die Produktion von chemischen Elementen eingeleitet haben, die schwerer als Wasserstoff sind und für die spätere Entstehung von Planeten und Leben, wie wir es kennen, erforderlich sind. ⓘ
Entwicklung
Innerhalb von einer Milliarde Jahren nach der Entstehung einer Galaxie beginnen sich Schlüsselstrukturen zu bilden. Es bilden sich Kugelsternhaufen, das zentrale supermassive Schwarze Loch und ein galaktischer Bulge aus metallarmen Sternen der Population II. Die Entstehung eines supermassereichen schwarzen Lochs scheint eine Schlüsselrolle bei der aktiven Regulierung des Galaxienwachstums zu spielen, indem es die Gesamtmenge der hinzukommenden Materie begrenzt. Während dieser frühen Epoche erleben die Galaxien einen großen Ausbruch der Sternentstehung. ⓘ
In den folgenden zwei Milliarden Jahren setzt sich die angesammelte Materie zu einer galaktischen Scheibe zusammen. Eine Galaxie wird während ihres gesamten Lebens weiterhin einfallendes Material aus Hochgeschwindigkeits-Wolken und Zwerggalaxien aufnehmen. Diese Materie besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. Durch den Zyklus von Sternentstehung und -tod nimmt die Menge schwerer Elemente langsam zu und ermöglicht schließlich die Bildung von Planeten.
Die Entwicklung von Galaxien kann durch Wechselwirkungen und Kollisionen erheblich beeinflusst werden. Zusammenschlüsse von Galaxien waren in der Frühzeit häufig, und die meisten Galaxien wiesen eine eigenartige Morphologie auf. Angesichts der Abstände zwischen den Sternen wird die große Mehrheit der Sternsysteme in kollidierenden Galaxien nicht beeinträchtigt. Durch die Ablösung des interstellaren Gases und Staubs, aus denen die Spiralarme bestehen, durch die Schwerkraft entsteht jedoch eine lange Reihe von Sternen, die als Gezeitenschweife bekannt sind. Beispiele für diese Formationen sind in NGC 4676 oder den Antennengalaxien zu sehen. ⓘ
Die Milchstraße und die nahe gelegene Andromeda-Galaxie bewegen sich mit etwa 130 km/s aufeinander zu und könnten - je nach den seitlichen Bewegungen - in etwa fünf bis sechs Milliarden Jahren zusammenstoßen. Obwohl die Milchstraße noch nie mit einer so großen Galaxie wie Andromeda kollidiert ist, mehren sich die Hinweise auf frühere Kollisionen der Milchstraße mit kleineren Zwerggalaxien. ⓘ
Solche großräumigen Wechselwirkungen sind selten. Im Laufe der Zeit werden Verschmelzungen von zwei gleich großen Systemen immer seltener. Die meisten hellen Galaxien sind in den letzten paar Milliarden Jahren im Wesentlichen unverändert geblieben, und auch die Nettosternentstehungsrate hat wahrscheinlich vor etwa zehn Milliarden Jahren ihren Höhepunkt erreicht. ⓘ
Zukünftige Trends
Spiralgalaxien, wie die Milchstraße, produzieren neue Generationen von Sternen, solange sie in ihren Spiralarmen dichte Molekülwolken aus interstellarem Wasserstoff haben. Elliptische Galaxien sind weitgehend frei von diesem Gas und bilden daher nur wenige neue Sterne. Der Vorrat an sternbildendem Material ist endlich; sobald die Sterne den verfügbaren Vorrat an Wasserstoff in schwerere Elemente umgewandelt haben, wird die Bildung neuer Sterne eingestellt. ⓘ
Es wird erwartet, dass die gegenwärtige Ära der Sternentstehung noch bis zu hundert Milliarden Jahre andauern wird, und dann wird das "stellare Zeitalter" nach etwa zehn bis hundert Billionen Jahren (1013-1014 Jahre) abklingen, wenn die kleinsten, langlebigsten Sterne in unserem Universum, die winzigen Roten Zwerge, zu verblassen beginnen. Am Ende des stellaren Zeitalters werden Galaxien aus kompakten Objekten bestehen: braune Zwerge, weiße Zwerge, die abkühlen oder kalt sind ("schwarze Zwerge"), Neutronensterne und schwarze Löcher. Schließlich werden alle Sterne infolge der Gravitationsentspannung entweder in zentrale supermassive schwarze Löcher fallen oder durch Kollisionen in den intergalaktischen Raum geschleudert werden. ⓘ
Strukturen in größerem Maßstab
Deep-Sky-Durchmusterungen zeigen, dass Galaxien häufig in Gruppen und Haufen zu finden sind. Einzelne Galaxien, die in den letzten Milliarden Jahren keine nennenswerte Wechselwirkung mit anderen Galaxien vergleichbarer Masse hatten, sind relativ selten. Nur etwa 5 % der untersuchten Galaxien sind wirklich isoliert; sie können jedoch in der Vergangenheit mit anderen Galaxien interagiert haben und sogar mit ihnen verschmolzen sein, und sie können immer noch von kleineren Satellitengalaxien umkreist werden. Isolierte Galaxien können überdurchschnittlich viele Sterne produzieren, da ihr Gas nicht von anderen Galaxien in der Nähe abgestreift wird. ⓘ
Im größten Maßstab dehnt sich das Universum ständig aus, was zu einer durchschnittlichen Zunahme des Abstands zwischen einzelnen Galaxien führt (siehe Hubble-Gesetz). Zusammenschlüsse von Galaxien können diese Expansion auf lokaler Ebene durch ihre gegenseitige Anziehungskraft überwinden. Diese Verbände bildeten sich schon früh, als Klumpen dunkler Materie ihre jeweiligen Galaxien zusammenzogen. Später verschmolzen nahe gelegene Gruppen zu größeren Galaxienhaufen. Dieser fortlaufende Verschmelzungsprozess (sowie der Zustrom von einfallendem Gas) heizt das intergalaktische Gas in einem Haufen auf sehr hohe Temperaturen von 30-100 Megakelvin auf. Etwa 70-80 % der Masse eines Haufens bestehen aus dunkler Materie, 10-30 % aus diesem erhitzten Gas und die restlichen paar Prozent aus Galaxien. ⓘ
Die meisten Galaxien sind durch ihre Schwerkraft an eine Reihe anderer Galaxien gebunden. Diese bilden eine fraktalähnliche hierarchische Verteilung von Haufenstrukturen, wobei die kleinsten derartigen Verbände als Gruppen bezeichnet werden. Eine Gruppe von Galaxien ist der häufigste Typ eines Galaxienhaufens; diese Formationen enthalten die meisten Galaxien (und auch den größten Teil der baryonischen Masse) im Universum. Um gravitativ an eine solche Gruppe gebunden zu bleiben, muss jede einzelne Galaxie eine ausreichend niedrige Geschwindigkeit haben, um ein Entweichen zu verhindern (siehe Virialtheorem). Wenn die kinetische Energie jedoch nicht ausreicht, kann sich die Gruppe durch Verschmelzung in eine kleinere Anzahl von Galaxien verwandeln. ⓘ
Galaxienhaufen bestehen aus Hunderten bis Tausenden von Galaxien, die durch die Schwerkraft miteinander verbunden sind. Galaxienhaufen werden oft von einer einzigen riesigen elliptischen Galaxie dominiert, die als hellste Galaxie des Haufens bekannt ist und im Laufe der Zeit ihre Satellitengalaxien durch die Gezeiten zerstört und deren Masse zu ihrer eigenen Masse hinzufügt. ⓘ
Superhaufen enthalten Zehntausende von Galaxien, die sich in Haufen, Gruppen und manchmal auch einzeln befinden. Auf der Skala der Superhaufen sind die Galaxien in Bahnen und Fäden angeordnet, die riesige leere Räume umgeben. Oberhalb dieser Skala scheint das Universum in allen Richtungen gleich zu sein (isotrop und homogen), obwohl diese Vorstellung in den letzten Jahren durch zahlreiche Funde großräumiger Strukturen, die diese Skala zu überschreiten scheinen, in Frage gestellt wurde. Die Hercules-Corona Borealis Great Wall, die derzeit größte bisher gefundene Struktur im Universum, ist 10 Milliarden Lichtjahre (drei Gigaparsec) lang. ⓘ
Die Milchstraße ist Mitglied einer Vereinigung namens Lokale Gruppe, einer relativ kleinen Gruppe von Galaxien mit einem Durchmesser von etwa einem Megaparsec. Die Milchstraße und die Andromedagalaxie sind die beiden hellsten Galaxien innerhalb der Gruppe; viele der anderen Mitgliedsgalaxien sind Zwerggalaxien, die diese beiden begleiten. Die Lokale Gruppe selbst ist Teil einer wolkenartigen Struktur innerhalb des Virgo-Superhaufens, einer großen, ausgedehnten Struktur von Galaxiengruppen und -haufen, in deren Zentrum der Virgo-Haufen steht. Und der Virgo-Superhaufen selbst ist Teil des Pisces-Cetus-Superhaufen-Komplexes, eines riesigen Galaxienfilaments. ⓘ
Beobachtung mit mehreren Wellenlängen
Die Spitzenstrahlung der meisten Sterne liegt im sichtbaren Spektrum, so dass die Beobachtung der Sterne, die Galaxien bilden, ein wichtiger Bestandteil der optischen Astronomie ist. Dieser Teil des Spektrums eignet sich auch gut für die Beobachtung ionisierter H II-Regionen und für die Untersuchung der Verteilung von Staubarmen. ⓘ
Der im interstellaren Medium vorhandene Staub ist für das sichtbare Licht undurchsichtig. Für das Ferninfrarot ist er durchlässiger, so dass die inneren Regionen von riesigen Molekülwolken und galaktischen Kernen sehr detailliert beobachtet werden können. Mit Infrarot lassen sich auch weit entfernte, rotverschobene Galaxien beobachten, die schon viel früher entstanden sind. Wasserdampf und Kohlendioxid absorbieren eine Reihe von nützlichen Teilen des Infrarotspektrums, so dass für die Infrarotastronomie hoch gelegene oder weltraumgestützte Teleskope verwendet werden. ⓘ
Die erste nicht visuelle Untersuchung von Galaxien, insbesondere von aktiven Galaxien, wurde mit Hilfe von Radiofrequenzen durchgeführt. Die Erdatmosphäre ist für Radiosignale zwischen 5 MHz und 30 GHz nahezu transparent. (Die Ionosphäre blockiert Signale unterhalb dieses Bereichs.) Große Radiointerferometer wurden eingesetzt, um die von aktiven Kernen ausgesandten Jets zu kartieren. Mit Radioteleskopen kann auch neutraler Wasserstoff (über 21-cm-Strahlung) beobachtet werden, darunter möglicherweise auch die nicht-ionisierte Materie im frühen Universum, die später zur Bildung von Galaxien kollabierte. ⓘ
Mit Ultraviolett- und Röntgenteleskopen können hochenergetische galaktische Phänomene beobachtet werden. Ultraviolette Flares werden manchmal beobachtet, wenn ein Stern in einer weit entfernten Galaxie durch die Gezeitenkräfte eines nahen Schwarzen Lochs auseinander gerissen wird. Die Verteilung von heißem Gas in Galaxienhaufen kann mit Röntgenstrahlen kartiert werden. Die Existenz supermassereicher Schwarzer Löcher in den Kernen von Galaxien wurde durch Röntgenastronomie bestätigt. ⓘ
Galerie
Zankende galaktische Geschwister
LINKS: ARP-MADORE2115-273 ist ein seltenes Beispiel für ein wechselwirkendes Galaxienpaar in der südlichen Hemisphäre. RECHTS: ARP-MADORE0002-503 ist eine große Spiralgalaxie mit ungewöhnlichen, ausgedehnten Spiralarmen in einer Entfernung von 490 Millionen Lichtjahren.
- Hubble-Vermächtnisfeld
(50-Sekunden-Video) ⓘ
