Galaxien damals und heute

Inhaltsverzeichnis

1 Entdeckung der Galaxien

2 Der Wissensstand vor 25 Jahren
2.1 Aufbau von Spiralgalaxien
2.1.1 Das Schema
2.1.2 Das Rätsel der Spiralen
2.2 Die Milchstraße
2.3 Das Aufeinandertreffen

3 Der Wissensstand heute
3.1 Vergleich zu Wissensstand vor 25 Jahren
3.2 Klassifikation der Galaxien
3.2.1 Elliptische Galaxien
3.2.2 Spiral- und Balkenspiralgalaxien
3.2.3 Irreguläre Galaxien
3.2.4 Aktive Galaxien
3.3 Entstehung der Galaxien

4 Zukünftige Erforschung der Galaxien

Literaturverzeichnis

Bildnachweise

1 Entdeckung der Galaxien

Eigentlich wollte Charles Messier nur Kometen finden und dazu suchte er nach hellen, verschwommenen Flecken, deren Bewegung er untersuchte. Doch ein Fleck bewegte sich nicht. Als sich das öfter wiederholte war er sehr verärgert und listete diese Nebelflecken mit genauer Position auf. Dieser sogenannte Messier-Katalog, welcher von 1758 bis 1782 entstand, enthält über 100 Nebel, Sternhaufen und Galaxien.

Wilhelm Herschel nahm diesen Katalog als Grundlage für eine Himmels­karte, auf der zusätzlich über 2000 Nebel verzeichnet sind, die er innerhalb von sieben Jahren mit seinen fortschrittlichen Spiegelteleskopen entdeckt hat. Er war außerdem davon überzeugt, dass die Milchstraße selbst auch ein Nebel ist. Viele der Einträge konnte er als Sternhaufen identifizieren.

Ende 1840 konnte William Parsons mit dem damals größten Spiegel­teleskop erstmals die Spiralstruktur einer Galaxie erkennen, jedoch keine einzelnen Sterne.

Im ersten Viertel des 20. Jahrhunderts setzte sich dann allmählich die Ansicht unter Astronomen durch, dass es sich bei den Spiralnebeln, welche Parsons erstmals entdeckt hatte, wirklich um Milchstraßenähnliche Galaxien handeln muss.

Das wurde noch durch die hohen Flucht– und An­näherungs­geschwin­digkeiten von einigen Spiralnebeln im Bezug zur Erde, welche teilweise bei 800km/s liegt und von Vesto Slipher zwischen 1912 und 1915 gemessen wurden, unterstrichen. Wenn diese Nebel nämlich von der Milchstraße beeinflusst werden würden, müssten sie sich langsamer bewegen. Also liegt die Annahme nahe, dass es sich um eigenständige Galaxien handelt.­

Doch letzte Zweifel konnte erst Edwin Hubble ausräumen, als er 1923 nachweisen konnte, dass der Andromeda-Nebel außerhalb unserer Galaxie liegt. Das konnte er durch die Entdeckung eines Cepheiden in der Andromeda Galaxie, welcher periodisch die Helligkeit ändert, wodurch man die absolute Helligkeit der Sterne und damit ihren Abstand zur Erde berechnen kann. Somit wurde Kants Welteninsel-Theorie endgültig bewiesen, die er schon 1755 in einem Buch veröffentlichte[1], [2], [3], [4].

2 Der Wissensstand vor 25 Jahren

2.1 Aufbau von Spiralgalaxien

2.1.1 Das Schema

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abb1: Schema einer Spiralgalaxie

In Spiralgalaxien kann man im Gegensatz zu elliptischen Galaxien sehr gut einzelne Strukturen erkennen, wie das Halo, welches kugelförmig die Galaxie umgibt und eine flache Scheibe, mit den Spiralarmen mit einem dichten Zentrum aus Sternen.

Im Halo, welcher einen Radius von bis zu 200 000 LJ haben kann, bewegen sich vereinzelt Kugelsternhaufen, wodurch er relativ dunkel ist im Gegensatz zur Spirale. Einige Kugelsternhaufen bewegen sich aber auch außerhalb des Halos. Diese Sternhaufen können mehrere Millionen von Sternen, meist alte Rote Riesen, welche schon erkaltet sind, enthalten und weisen Radien von bis zu 150 LJ auf. Ihre Bahnen verlaufen außerdem sehr exzentrisch um den Kern, bis zu 300 000 LJ über die Scheibenebene hinaus. Beim Durchkreuzen dieser Scheibe wird Gas an diese abgegeben, woraufhin die Roten Riesen zu weißen Zwergen werden.

Die Arme der Scheibe, deren Radius oft das 50-fache ihrer Dicke beträgt, liegen eher lückenhaft und ohne klar definierbare Grenzen vor. Das Größen­verhältnis zum Galaktischen Zentrum, oder auch Bulge genannt, ist von Galaxie zu Galaxie verschieden.

Im Gegensatz zu den Sternen in der Scheibe sind diejenigen im Zentrum viel älter und bewegen sich auf Bahnen, welche weit aus der Scheibenebene herausführen, oder sogar im spitzen Winkel dazu verlaufen. In der Scheibe können jedoch auch noch Sterne durch das vorhandene Material, wie Staub und Gas, neu entstehen.

Es konnte damals schon durch die Rotation der Galaxien die Existenz von dunkler Materie postuliert werden, welche wahrscheinlich um den Halo herum zu finden ist, aber über die Beschaffenheit kann nur gemutmaßt werden[1].

2.1.2 Das Rätsel der Spiralen

Die Spiralen kommen durch die unterschiedliche Umlaufdauer der Körper um das galaktische Zentrum in Abhängigkeit zur Entfernung zustande. Doch diese Spiralstruktur dürfte nach so langer Zeit nicht mehr bei so vielen Galaxien vertreten sein, sondern der Abstand zwischen den Armen sollte immer kleiner werden, bis die Struktur völlig zerstört ist und sie sich „aufgewickelt“ hat.

Eine mögliche Erklärung, welche bis heute anerkannt ist, ist die Dichte­wellen­theorie. Sie wurde Ende der 1920er Jahre von Bertil Lind­blad ver­öffentlicht und in den 60er Jahren von Chia Lin und Frank Shu weiter­entwickelt.

Sie besagt, dass die Spiralarme nicht materialgebunden sind, sondern lediglich Regionen mit höherer Dichte darstellen, welche langsamer rotieren, als die Sterne. Dadurch durchlaufen diese die Dichtewellen mehrmals während ihrer Umrundungen. In den Wellen werden sie gebremst und daher wird die Dichte zusätzlich erhöht. So können neue Sterne aus der freien Materie entstehen, welche dann sehr hell leuchten. Daher stechen die Spiralarme optisch so hervor. Nach dem Austritt aus der Region beschleunigt der Stern wieder aufgrund des geringeren Widerstandes und so nimmt die Dichte auf der weiteren Bahn wieder ab.

Das kann man gut mit einem langsamen Lastwagen vergleichen, hinter dem sich die Autos stauen und deren Dichte somit zunimmt. Nachdem sie ihn überholt haben, werden sie wieder schneller und der Abstand zwischen ihnen wird wieder größer. Doch der dichte Stau bewegt sich insgesamt weiter, wie im übertragenen Sinne die Dichtewellen und somit die Spiralarme. Die Autos, bzw. die Sterne wechseln aber kontinuierlich.

Diese Theorie kann jedoch nicht alle Spiralstrukturen und das Zustandekommen derselben klären[1], [9].

2.2 Die Milchstraße

Eine große Frage, damals, wie heute, ist, nachdem man herausgefunden hat, dass es sich bei der Milchstraße um eine Spiralgalaxie handelt, ob sie zwei oder vier Arme hat. Doch man hat damals den Durchmesser der Scheibe mit 100 000 LJ schon relativ genau bestimmt.

Das Alter wiederum hat man mit 13 bis 15 Milliarden Jahren relativ gut bestimmt, wenn auch etwas ungenau, denn aus dem Berylliumanteil in Kugelsternhaufen lässt sich das Alter – mit einer Genauigkeit von etwa 0,8 Mrd. Jahren – auf etwa 13,6 Mrd. Jahre datieren. Allein das Alter des Universums beläuft sich höchst wahr­scheinlich „nur“ auf etwa 13,7 bis 13,8 Milliarden Jahre.

In den 70er Jahren wurde im Zentrum der Galaxis eine zweite rotierende Scheibe entdeckt, welche ungefähr 20° zur Hauptscheibe geneigt hat und deren Durchmesser etwa 8 000 LJ beträgt. In deren Zentrum wurde 1984 wieder­um eine kleinere Scheibe mit 45° Neigung und geringer Dichte entdeckt, in deren Zentrum sich ein massives schwarzes Loch befindet.

Es wurde damals schon angenommen, dass viele Galaxien ein schwarzes Loch als Zentrum haben. Diese Meinung wird heutzutage immer noch von vielen Astronomen vertreten[1], [6], [7], [8], [10].

2.3 Das Aufeinandertreffen

Wenn sich zwei Galaxien mit vergleichbarer Masse zu nahekommen, wirken Gravitationskräfte, welche ähnliche Auswirkungen auf die Sterne in den Galaxien hat, wie die Gravitationskräfte, die vom Mond auf das irdische Wasser wirken.

Erst werden beide in die Länge gezogen und später bilden sich Brücken zwischen den Galaxien und lange Schweife aus Sternen auf den entgegen­gesetzten Seiten.

Nach etwa 700 Mio. Jahren sind die Scheiben sehr geschrumpft, während die Schweife so lang geworden sind, dass Sterne, welche stark beschleunigt wurden, in den intergalaktischen Raum geschleudert werden. Die Größen­verhältnisse sind in Abb. 2 gut zu erkennen.

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abb 2: Kollision von zwei Galaxien

Wenn sich zwei gegeneinander rotierende, parallel stehende Scheiben­galaxien auf Kollisionskurs befinden, bewegen sie sich erst durcheinander durch, wobei Sternkollisionen wegen des riesigen interstellaren Raums sehr unwahrscheinlich sind, wobei beide durch die Gravitation gebremst und verformt werden.

Bei zweiten Aufeinandertreffen bewegen sie sich zwar wieder durcheinander hindurch, aber diesmal fangen die Sterne an, um das Zentrum der neuen Galaxie zu kreisen, bis nach etwa zwei Mrd. Jahren eine neue elliptische Galaxie entstanden ist[1].

3 Der Wissensstand heute

3.1 Vergleich zu Wissensstand vor 25 Jahren

In 2.2 wurde schon auf die Unterschiede eingegangen und bei dem Schema von Spiralgalaxien hat sich nichts Nennenswertes an dem Verständnis geändert, außer, dass die Scheibe noch in eine dicke und eine dünne Scheibe unterteilt werden kann. Dabei beinhaltet die dünne Scheibe mit 65% der sichtbaren Materie das 13-fache der dicken Scheibe.

Die Dichtewellentheorie wird, wie in 2.1.2 erwähnt, heutzutage auch noch anerkannt. Die Abläufe aus 2.3 während der Wechselwirkung von Galaxien wurden inzwischen auch mehrfach bestätigt. Ergänzend ist noch zu erwähnen, dass die neu entstandenen elliptischen Galaxien sehr arm an Gas sind, wes­halb kaum neue Sterne entstehen. Dies ist der Fall, da sich während der Kolli­sion eine dichte Gaswolke im Zentrum bildet, wo daraufhin viele neue Sterne entstehen und dabei das Gas „verbrauchen“. Deshalb weisen elliptische Galaxien eine alte Sternpopulation auf.

Wenn eine kleine Spiralgalaxie eine große durchdringt kann außerdem eine Ringgalaxie entstehen.

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abb. 3: Beispiel Ringgalaxie: Wagenrad-Galaxie

Die Galaxien waren vor 25 Jahren also schon relativ gut erforscht, doch viele Fragen bleiben noch bis heute offen[11], [12].

3.2 Klassifikation der Galaxien

Schon in den 1920er Jahren begann Edwin Hubble mit einer Klassifikation von den Galaxien die er entdeckte. 1936 veröffentlichte er die Hubble-Sequenz, wobei er aufgrund der Morphologie zwischen elliptischen, Spiral-, ­Balkenspiral- und irregulären Galaxien unterschied. Er stellte die Theorie auf, dass diese Sequenz die Entwicklung der Galaxien darstellte. Das trifft zwar nicht zu, aber seine Klassifikation wird bis heute mit mehreren Ergänzungen verwendet

Im Falle unsicherer Angaben, kann man einen Doppelpunkt nachstellen. Falls sie zweifelhaft sind, wird ein Fragezeichen hinter diese geschrieben[20].

3.2.1 Elliptische Galaxien

In der Hubble-Klassifikation werden elliptische Galaxien mit einem „E“ bezeichnet und dahinter folgt die Nachkommastelle der Exzentrizität, das heißt „E5“ hat eine Exzentrizität von 0,5. Es werden Werte von 0 bis 0,7 unter­schieden. Ungefähr ein Viertel aller bekannten Galaxien wird mit einem „E“ klassifiziert. Linsenförmige Galaxien sind ein Übergangstyp zwischen ellipti­schen und Spiralgalaxien und werden mit „S0“ bezeichnet.

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abb. 4: Hubble-Sequenz für elliptische Galaxien

Heutzutage werden elliptische Galaxien außerdem noch in fünf weitere Kategorien unterteilt. Die Elliptischen Riesengalaxien, bezeichnet mit „cD“, sind die größten bisher bekannten Galaxien, mit einem Durchmesser von bis zu 3 Millionen Lichtjahren. Sie kommen vermehrt im Zentrum von Galaxienhaufen vor und entstehen durch die Verschmelzung von mehreren Galaxien, wodurch sie bis zu einer Billion Sterne enthalten können.

Normale elliptische Galaxien hingegen bestehen aus mehreren 100 Milliar­den Sternen. Ihr Durchmesser misst einige hunderttausend Lichtjahre und zu ihnen werden noch zusätzlich in Riesen-Ellipsen („gE“) und die kompakten Ellipsen („cE“) gezählt. Sie weisen eine geringere Helligkeit, als die Riesengalaxien auf, haben aber noch eine mittlere bis hohe Leuchtkraft.

Elliptische Zwerggalaxien („dE“) unterscheiden sich von Kompakten Ellipsen vor allem durch eine deutlich geringere Helligkeit. Der Durchmesser beträgt zwischen 3 000 LJ und 20 000 LJ.

Die kugelförmigen Zwerggalaxien („dSph“) können aufgrund ihrer geringen Größe und Helligkeit bis jetzt nur in der näheren Umgebung der Milchstraße beobachtet werden.

Blaue Zwerggalaxien („BCD“) enthalten relativ viel interstellares Gas und daher eine relativ junge Sternpopulation, wodurch sie bläulich erscheinen[13], [14], [15], [16], [17].

3.2.2 Spiral- und Balkenspiralgalaxien

Über 50% aller bekannten Galaxien sind Spiralgalaxien. Ihr genauer Aufbau wird in 2.1 näher behandelt. Sie haben mit einem Durchmesser von ungefähr 100 000 LJ eine mittlere Größe im Vergleich zu anderen Klassen.

Balkenspiralgalaxien verfügen im Unterschied zu Spiralgalaxien über einen Balken, mit Mittelpunkt im Zentrum der Galaxie, an dessen Ende die Spiralarme beginnen. Der Balken entsteht durch eine Dichtewelle, welche Gas ins Zentrum transportiert und so ein guter Platz für die Entstehung neuer Sterne ist. Es weisen etwa zwei Drittel aller bekannten Spiralgalaxien eine Balken­struktur auf, darunter auch unsere Milchstraße.

Beide Typen werden mit einem „S“ bezeichnet, worauf bei den Balkenspiral­galaxien noch ein „B“ und sonst ein „A“ folgt. Falls nicht gesagt werden kann, ob sie einen Balken haben oder nicht, werden sie nur mit „S“ bezeichnet und Mischformen mit „SAB“. Dahinter werden sie mit einem kleinen Buchstaben von „a“ bis „d“ oder „m“ genauer spezifiziert. Es sind auch Übergangsformen möglich, wie zum Beispiel „SBbc“ (Milchstraße). Beide können noch durch ein in Klammern vor den Kleinbuchstaben stehendes „r“, „s“, oder „rs“ genauer beschrieben werden.

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Abb. 5: Hubble-Sequenz für Spiral- und Balkenspiralgalaxien

Bei einem „a“ handelt es sich um eine Galaxie mit sehr dichten Spiralarmen und einem großen, hellen Kern. Wenn die Galaxie mit einem „b“ gekenn­zeichnet ist, liegt eine leicht geöffnete Spirale und ein mittelgroßer Bulge vor. Bei einem „c“ sind die Spiralarme weit geöffnet und die Kernstruktur ist kleiner. Im Falle eines „d“s ist diese noch kleiner und sehr schwach ausgeprägt. Die Spirale ist sehr unregelmäßig und hat unter Umständen einige Lücken. Beim magellanschen Typ („m“) ist eine Spiralstruktur nur noch in Spuren vorhanden.

Die Spiralarme können sich außen zu einem Ring formen („r“) oder in der Form eines „S“ („s“) auftre­ten. Eine Mischform wird mit „rs“ bezeichnet[13], [18], [19], [20].

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abb. 6: Bsp. „r“: NGC 4736 (SA(r)ab) Abb. 7: Bsp. „s“: NGC 1365 (SB(s)b)

3.2.3 Irreguläre Galaxien

Etwa vier Prozent der bekannten Galaxien können nicht in eine der oben beschriebenen Kategorien eingeordnet werden. Daher werden sie Irreguläre Galaxien genannt und mit „I“, „Ir“ oder „Irr“ gekennzeichnet.

Wenn sie den Ansatz eines Balkens aufweisen, werden sie mit „IB“ be­zeich­net, ansonsten mit „IA“. Wie bei den Spiralgalaxien gibt es auch Mischformen („IAB“), oder auch Fälle, in denen es unklar ist („I“, „Ir“ oder „Irr“).

Da die magellanschen Wolken die bekanntesten Irregulären Galaxien sind, wird noch ein magellanscher Typ („m“), ein nicht-magellanscher Typ („0“) und unterschieden. Im Falle einer S-Form wird ein in Klammern gesetztes „s“ dem „m“ oder der „0“ vorangestellt.

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abb 8: Bsp irreguläre Galaxie: NGC 2366 (IB(s)m)

Irreguläre Galaxien kommen auch als Zwerggalaxien „dIr“. Diese haben all­ge­­mein einen Durchmesser von höchstens 20 000 LJ und sind meist irreguläre oder elliptische Galaxien (siehe 3.2.1). Sie kommen außerdem viel öfter vor, als „normale“ Galaxien, sind aber durch ihre geringe Helligkeit und Größe schwer zu entdecken. Durch die hohe Gaskonzentration entstehen dort auch viele neue, junge Sterne[13], [20], [21].

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