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Galaxie

Als eine Galaxie (aus altgriechisch γαλαξίας, galaxíasMilchstraße“) wird in der Astronomie allgemein eine gravitativ gebundene große Ansammlung von Materie wie Sternen und Planetensystemen, Gasnebeln, Staubwolken und sonstigen Objekten bezeichnet. Eine Galaxie ist ein besonders großes Sternsystem.

Unsere Galaxie heißt auch die Galaxis oder die Milchstraße. In einer dunklen und klaren Nacht sehen die dicht gedrängten Sterne der galaktischen Scheibe wie eine Spur von verschütteter Milch aus.

Inhaltsverzeichnis

Allgemeines

Galaxien variieren stark in Aussehen (Morphologie), Größe und Zusammensetzung. Unsere Milchstraße gehört zu den größeren Galaxien und besitzt ca. 3·1011 (300 Milliarden) Sterne bei einem Durchmesser von ca. 100.000 Lichtjahren. Neben den Sternen besteht eine Galaxie auch aus Gas, Staub und Dunkler Materie. Die Andromeda-Galaxie ist unsere nächste größere Nachbargalaxie. Die Entfernung zwischen diesen beiden Galaxien beträgt 2,4–2,7 Mio. Lichtjahre. Zusammen mit weiteren Galaxien bilden beide Galaxien die Lokale Gruppe. Neben dieser Galaxiengruppe gibt es auch Galaxienhaufen mit vielen tausend Mitgliedern. Aufgrund der letzten „Ultra-Deep-Field“-Aufnahmen des Hubble-Teleskops vom März 2004 kann man grob abschätzen, dass mit heutiger Technik von der Erde aus über 5·1010 (50 Milliarden) Galaxien theoretisch beobachtet werden könnten. Lange Zeit war die genaue Natur der Galaxien unklar, da die einzelnen Sterne nicht aufgelöst werden konnten und nur ein Nebel beobachtet wurde. Die Frage war, ob diese Spiralnebel zu unserer Galaxie gehören oder eigene Sternensysteme sind. Erst 1923 gelang es Edwin Hubble, diese Frage zu klären. Er bestimmte die Entfernung zur Andromeda-Galaxie und stellte fest, dass die Andromeda-Galaxie zu weit entfernt ist, um zu unserer Galaxie zu gehören.

Galaxientypen

Klassifikation nach Hubble

Galaxien werden nach ihrer Morphologie (Form) in verschiedene Haupt- und Untergruppen der so genannten Hubble-Klassifikation eingeteilt. Hubble baute die Klassifikation auf einer kleinen Stichprobe von nahen und hellen Galaxien auf. Zudem wurden die Galaxien nur im damals zugänglichen optischen Wellenlängenbereich klassifiziert. Trotz dieser Beschränkungen ist diese Klassifikation mit einigen Erweiterungen bis heute in Gebrauch. Allerdings sei betont, dass das Hubble-Klassifikationsschema rein empirisch ist und keinerlei Bedeutung hinsichtlich der Entwicklung von Galaxien besitzt. Die einzelnen Typen sind:

Neben der Klassifikation nach Hubble gibt es auch weitere Einteilungen, beispielsweise nach Gerard 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 nach dem Urknall wieder. Damals war das Universum noch sehr homogen: Die Dichtefluktuationen lagen in der Größenordnung von 1 zu 10–5. 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 wachsen die Dichtefluktuationen, bis sie zu dunklen Halos kollabieren. Da bei diesem Prozess nur die Gravitition eine Rolle spielt, kann dieser Prozess heute mit großer Genauigkeit berechnet werden (z. B. Millennium-Simulation). Das Gas folgt der Verteilung der dunklen Materie, fällt in diese Halos, verdichtet sich und es kommt zur Bildung der Sterne. Die Galaxien beginnen sich zu bilden. Die eigentliche Galaxienbildung ist aber unverstanden, denn die gerade erzeugten Sterne beeinflussen das einfallende Gas (das sogenannte Feedback), was eine genauere Simulation schwierig macht. Nach ihrer Entstehung haben sich die Galaxien weiter entwickelt. Nach dem hierarchischen Modell der Galaxienentstehung wachsen die Galaxien vor allem durch Verschmelzen mit anderen Galaxien an. Danach bildeten sich im frühen Kosmos unter dem Einfluss der Schwerkraft die ersten noch recht massearmen Proto-Galaxien. Nach und nach, so die Vorstellung, fügten sich diese Galaxienvorläufer durch Kollisionen zu ausgewachsenen Exemplaren wie unserer Milchstraße und noch größeren Galaxien zusammen. Die Relikte solcher Kollisionen zeigen sich in der Milchstraße noch heute als sogenannte Sternenströme. 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 die ersten Gaswolken sich durch Rotation zu Spiralgalaxien entwickelt haben. Elliptische Galaxien entstehen 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 supermassives schwarzes Loch befindet, das signifikant an der Entstehung der Galaxie beteiligt ist. So entstehen Galaxien aus riesigen Gaswolken (Wasserstoff), deren Zentren zu supermassiven schwarzen Löchern kollabieren, diese wiederum heizen das umliegende Gas so weit auf, dass sich durch Verdichtung Sterne und letztendlich Planeten bilden. Die Größe der Galaxien und deren Zentren (supermassive 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 (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 gleichschnell 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. 10 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.

Wechselwirkende Galaxien

Wenn Galaxien aufeinander treffen, 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 Bild links) im Sternbild Adler.

mehr Details hierzu im Artikel: Wechselwirkende Galaxien

Siehe auch

Literatur

 Commons: Galaxie – Bilder, Videos und Audiodateien
 Wiktionary: Galaxie – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen und Grammatik

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