Galaxien

Galaxien Galaxienentstehung Einteilung der Galaxien
Elliptische Galaxien Spiralgalaxien Balken- Galaxien
Linsen- Galaxien Irreguläre Galaxien Zwerg- Galaxien
Seyfert- Galaxien Starburst- Galaxien Radiogalaxien
Galaxienhaufen, Superhaufen Dunkle MaterieGrüne Bohnen

Galaxien

Es wird wohl nicht häufig vorkommen, dass ein Stern einsam irgendwo im All steht. Solche Eremiten findet man höchstens dann, wenn einzelne Sterne bei Begegnungen von Sternsystemen aus dem Verbund heraus gerissen werden. Sternentstehung kann nicht im freien, fast materielosen Kosmos stattfinden, sondern immer nur in großen Materieansammlungen. Diese Strukturen bezeichnen wir als Galaxien, wobei eine einzelne Galaxie aus rund 10 bis 300 Milliarden Sternen oder sogar 1 Billion und noch mehr besteht.

Eine Galaxie beinhaltet nun nicht nur Sterne mit ihren Planeten, Monden und anderen Himmelskörpern. Sie enthält zunächst den Grundbaustoff aller Sterne, Wasserstoff- und Heliumgas in großen Materieansammlungen. Das sind wirklich riesige Gaswolken, die ebenso wie der ganze übrige interstellare Raum mit den "Ausscheidungen" der Sterne angereichert werden (durch den Sternwind und abgestoßene Sternhüllen). Diese Interstellare Materie dient wiederum der Bildung neuer Sterne.

M 83
M 83
Durch Messung der Bewegungen der Sterne oder von Gaswolken innerhalb der Galaxien hat man darüber hinaus ermittelt, dass sich außerhalb derselben noch in Form eines Halos ungeheuer große, unsichtbare Materieansammlungen befinden müssen, die so genannte Dunkle Materie. Im Zentrum einer Galaxie, dem Kern, auch als Bauch oder englisch bulge bezeichnet, stehen die Sterne relativ dicht gedrängt beieinander, weshalb diese Region auch die leuchtkräftigste ist (dafür kann es auch andere Gründe geben, siehe weiter unten). Je nach Galaxientyp dehnen sich mehr oder weniger ausgeprägte Spiralarme oder Balken vom bulge aus, in denen die einzelnen Sterne deutlich weiträumiger stehen. Hier der schematische Aufbau am Beispiel der Spiralgalaxie M 83.

Bildquelle: AAO


Doch auch die Galaxien sind nur Teil eines übergeordneten Systems, denn sie bilden mehr oder weniger große Galaxienhaufen, Cluster genannt, das können Ansammlungen von einer Handvoll, bis hin zu Tausenden Galaxien innerhalb eines Clusters sein. Und, um noch eins draufzulegen, vereinen sich die Cluster zu den größten bekannten Strukturen, den Superclustern, zu denen sich wiederum viele Haufen zusammenballen. Hier haben wir es dann mit Distanzen von Millionen von Lichtjahren zu tun.

Merkwürdig und auffällig erscheint ein Vergleich des Mikro- mit dem Makrokosmos:
Auf der einen Seite sind die Atomkerne von Elektronen umgeben, wie Sterne von ihren Planeten. Mehrere oder viele Atome bilden ein Molekül, Sterne ballen sich zu Haufen zusammen. Viele Moleküle ergeben eine Kette (z.B. die DNS) oder gar eine Zelle, während die Haufen zur Galaxie zusammenwachsen. Viele Zellen ergeben ein ... (Huhn?), die Galaxien einen Haufen, viele Hühner eine Schar und viele Galaxienhaufen einen Supercluster...

Ein solcher Vergleich hinkt allerdings etwas. Im Makrokosmos gelten die Einsteinschen Relativitätstheorien, die im Mikrokosmos völlig ihre Gültigkeit verlieren. Die kleinen Dimensionen werden ausschließlich durch die Quantentheorien beschrieben. Allerdings verdeutlicht der Vergleich, dass größere Strukturen mit einem individuellen Charakter (z.B. Atome oder Galaxien) stets aus wenigen elementaren Einheiten aufgebaut sind (Atome aus Elektronen und Quarks, Galaxien aus verschiedenen Sterntypen).


Es ist kein Zufall, dass Sterne und Galaxien nicht alleine stehen. Im Verlauf des Urknalls bildeten sich die großen Strukturen aus ausgefrorenen Fluktuationen, Schwankungen der Dichte (siehe hierzu auch weiter unten Galaxienentstehung). So ergaben sich nach einer gewissen Zeit Gebiete etwas höherer und solche mit verminderter Dichte. Die dichteren Zonen konnten nun durch gravitative Wirkung die anderen Raumgebiete immer weiter verdünnen. Sterne werden ausschließlich in großen Materieansammlungen, wie z.B. dem bekannten Orionnebel, gleich massenweise geboren. Es ist deshalb höchst unwahrscheinlich, dass irgendwo im All eine einzelne Sonne aus einer gerade hierzu ausreichenden Materiewolke gebildet wurde. Die Materiedichte im intergalaktischen Raum ist dazu viel zu gering.

Die Hickson Compact Group
Die Hickson Compact Group
Eine der schönsten Aufnahmen des Hubble- Teleskops. Es stellt eine Gruppe von Galaxien dar, der so genannten Hickson Compact Group, HCG 87. Bei der großen Galaxie im Vordergrund (HCG 87a) sieht man deutlich den Staubanteil in der Scheibe. Sie und ihre elliptische Nachbarin (HCG 87b) weisen sehr aktive Kerne auf, in denen vermutlich Schwarze Löcher Materie akkretieren. In der großen Spiralgalaxie (HCG 87c) haben wir eine Starburst- Galaxie vor uns. Alle vier Galaxien stehen so dicht beieinander, dass sie sich gegenseitig mit ihren Gezeitenkräften beeinflussen.

Mit freundlicher Genehmigung Hubble Heritage Team (STScI/AURA/NASA).


Galaxienentstehung

Den Ursprung aller Galaxien muss man sicherlich, wie schon angedeutet, beim Urknall suchen. Nach der Zeit der Inflation, der Teilchenbildung und der Strahlungsentkopplung müssen aus ehemals kleinsten Dichtefluktuationen, winzigsten Unterschieden des gravitativen Feldes, Strukturen entstanden sein. Aus diesen Schwankungen heraus haben sich dann unaufhaltsam die Galaxien und Strukturen bis hin zu 100 Mpc, den Superclustern (siehe weiter unten), entwickelt.
Zu Beginn waren die Fluktuationen extrem schwache, lokale Dichteschwankungen, welche im Laufe der Zeit durch Gravitationsinstabilitäten aber immer ausgeprägter wurden. In diese Zonen, in denen die allgemeine Expansion etwas verlangsamt war, konnte durch den Gravitationsüberschuss Materie aus umgebenden Gebieten angezogen werden. Die Verdichtung wurde immer stärker und irgendwann kollabierte die Materiewolke zu Galaxien oder, bei genügender Masse, zu Galaxienhaufen.

Am Anfang wurde das Wachstum der Fluktuationen durch die Strahlung stark beeinflusst. Auf jedes Atom kamen damals 3 Milliarden Photonen, die Energiedichte war also noch viel höher als die Massedichte. In den ersten 10 000 Jahren wurde deshalb die Ausbildung von deutlichen Strukturen unterdrückt. Das änderte sich erst, als die Massedichte durch zunehmenden Materieanteil immer größer wurde. Nun gab es zwei Möglichkeiten der Entwicklung: entweder die Bildung großer, massereicher Strukturen wie Galaxienhaufen, die später zerfallen, oder es bildeten sich Zwerggalaxien, die dann durch gravitative Einflüsse immer massereicher wurden und sich schließlich zu den großräumigen Strukturen zusammenballten.

Galaxienpaar ARP 87
Galaxienpaar ARP 87

Wie sehr sich Galaxien gegenseitig beeinflussen können zeigt in beeindruckender Weise diese Hubble- Aufnahme des Galaxienpaars Arp 87. In 300 Millionen Lichtjahren Entfernung im Sternbild Löwe gelegen, vollführen beide Sternsysteme einen komplizierten Tanz umeinander unter der Choreografie der Gravitation. Beide Galaxien beinhalten eine riesige Anzahl an Sternen und sie stehen hier stellvertretend für Hunderte von bekannten Galaxienpaaren, die in der näheren kosmischen Umgebung beheimatet sind und sich gegenseitig beeinflussen oder gar miteinander verschmelzen.

Begegnungen zwischen Galaxien finden damit auch heute noch statt. In der Jugend unseres Universums aber waren sie noch viel häufiger, weil der Kosmos deutlich kleiner und deswegen die Materiedichte viel höher war.

Mit freundlicher Genehmigung von NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)


Top- down- Modell

Wie gesagt konnten die Fluktuationen in den ersten 10 000 Jahren nicht anwachsen. Sie bestanden aus einem Gemisch komprimierter Strahlung und Materie. Strahlung kann man aber nicht in Materie einschließen, sie versucht sich stets abzukoppeln, wobei sie aber Materie mit sich zieht. Beherrscht wird das System von heißen Neutrinos, welche sich abzutrennen versuchen. Durch diesen Effekt wurden die Fluktuationen geglättet. Man kann sich das in etwa so vorstellen, wenn man Öl auf eine stark bewegte Wasserfläche gießt. Die vorher großen Wellenberge (Fluktuationen) werden durch das Öl erst gebrochen, dann geglättet. Zur Homogenisierung der großräumigen Fluktuationen reicht allerdings die Zeit der Entkopplung nicht aus. Sie überleben, und nach 380 000 Jahren, der Entkopplungsära, existieren nur noch Fluktuationen von 1015 Sonnenmassen, das sind Galaxienhaufen. Diese Strukturen sammeln weiter Materie an, bis sie irgendwann kollabieren und zu Galaxien zerfallen. Dieses Modell der Entwicklung von großen zu kleinen Strukturen hin nennt man das top- down- Modell, von oben nach unten.


Bottom- up- Modell

Viele der beobachteten Galaxienhaufen scheinen sich auch heute noch weiter zu entwickeln und zu wachsen, weshalb dieser Umstand gegen das top- down- Modell spricht. Vielmehr haben sich wohl zuerst unzählige kleinste Galaxien gebildet, welche dann durch Materiezuwachs immer größere Strukturen prägten- eben eine Entwicklung von unten nach oben, bottom- up.

Hubble findet die entferntesten Galaxien

In einer Kombination aus Untersuchungen von Hubbles Ultra Deep Field (HUDF), Aufnahmen der Infrarotkameras des Spitzer Weltraumlabors sowie dem Infrarotspektrometer der Europäischen Südsternwarte wurden einige der kleinsten, lichtschwächsten und gleichzeitig kompaktesten Galaxien im frühen Universum (etwa 1 Milliarde Jahre nach dem Urknall) entdeckt. Diese Galaxien sind mindestens Hundert bis Tausend Mal kleiner als die Milchstraße und ein schlagkräftiger Beweis für das Bottom- up- Modell. Man kann sie als Bausteine bezeichnen, aus denen die späteren, großen Galaxien im Laufe der kosmischen Entwicklung zusammengesetzt werden. Erstaunlich ist, dass Hubble in diesen Galaxien blaue, also junge und heiße Sterne entdeckte, die gerade dabei sind, die beim Urknall erzeugten Gase Wasserstoff und Helium in schwerere Elemente zu verwandeln. Untersuchungen des Spitzer- Teleskops zeigten dagegen die Abwesenheit von im Infrarotbereich strahlenden, also alten Sternen. Wir haben es also tatsächlich mit sehr jungen Galaxien der ersten Generationen zu tun.
Die Galaxien sind z.T. etwas in die Länge gezogen (siehe Vergrößerungen), was darauf hinweist, dass sie bereits mit anderen wechselwirken. Die Zahlen unten geben die gemessenen Rotverschiebungen wieder.

Mit freundlicher Genemigung von NASA, ESA, und N. Pirzkal (STScI/ESA)

Wie bereits oben angedeutet, bilden sich Fluktuationen in den ersten 10 000 Jahren aus, als der Kosmos bereits von der Materie beherrscht wird. Die Strahlung bleibt aber noch 370 000 Jahre an die Materie gekoppelt. Bis zu dieser Zeit, wahrscheinlich aber schon mit Entstehung der Materie, hat sich ein bestimmter Anteil Dunkler Materie gebildet, welcher außer gravitativer keine weitere Wechselwirkung mit der Strahlung hat. Fluktuationen werden deshalb bei der Entkopplung nicht geglättet. Auf die Dunkle Materie ausgeübter thermischer Druck bleibt ebenso wirkungslos, der Gravitation dieser Strukturen steht nichts entgegen. Deshalb können sich Fluktuationen aus viel kleineren Dichteschwankungen heraus entwickeln.

Kleine Fluktuationen bilden sich als erste und haben somit die längste Zeit sich zu entwickeln. Im Laufe der Zeit wachsen sie immer weiter an. Zunächst bilden sich Zwerggalaxien, Galaxien von der Größe der Milchstraße konnten erst mit der Entwicklung einsetzen, als der Kosmos 1 Milliarde Jahre alt war und 1/10 der heutigen Größe aufwies. Die entstandenen Strukturen bestehen zuerst aus Halos Dunkler Materie. Die Materieteilchen strahlen im Laufe der Zeit ihre Energie ab, erkalten und ballen sich zusammen. Die Gravitation ist nun stärker als der thermische Druck und die Materie kann zur Galaxie kondensieren. Weil das Universum seinerzeit noch relativ klein war standen die jungen Galaxien dicht gedrängt. Gegenseitige Beeinflussungen, Durchdringungen und Verschmelzugen zu größeren Galaxien waren damit an der Tagesordnung. So entstehen nach und nach die Sternsysteme, die wir heute in ihrer ganzen Pracht bewundern können.


Einteilung der Galaxien

Der Erste, der Galaxien katalogisierte (ohne dabei etwas über ihre Natur zu wissen) war 1784 Charles Messier, welcher auf seiner Suche nach Kometen 103 nebelartige Flecke erfasste (der Messier- Katalog enthält deshalb naturgemäß nicht nur Galaxien). Diese Bezeichnungen sind bis heute erhalten, wer kennt nicht M 31, die Andromeda- Galaxie! Größere Kataloge waren dann der New General Catalogue (NGC) von 1888 sowie der moderne Third Reference Catalogue of Bright Galaxies.

Bereits 1936 hat Edwin Hubble eine Einteilung der Galaxien nach ihrem Erscheinungsbild in verschiedene Klassen vorgeschlagen:

TypBezeichnungUnterklassenBeschreibung
EElliptischE0rund
  E1leicht abgeplattet
    
  E4 
  E7stark geplattet
SSpiralgalaxieSagroßer Kern
  Sbmittlerer Kern
  Scsehr schwacher Kern
SBBalkenspiraleSBaausgeprägter, balkenartiger Kern
  SBbschwacher Kern, stärkere Arme
  SBcS- förmige Arme, kein Kern
SOLinsenförmig Form wie S, keine Spiralen
SBOLinsenförmig Form wie SB, keine Spiralen
IrIrregulär unregelmäßige Systeme

Einteilung der Galaxien nach Hubble
Einteilung der Galaxien nach Hubble
Die Einteilung der Galaxien nach Edwin Hubble verdeutlicht diese Grafik. Zu beachten ist dabei, dass es sich hier nicht um ein Entwicklungsschema handelt, vielmehr gibt das Bild lediglich die verschiedenen Formen wieder.

Elliptische Galaxien

Elliptische Galaxien sind Sphäroide, sie weisen weder Arme noch eine Scheibe auf und man findet kaum Interstellare Materie als Gas oder Staub in ihnen. Der Typ E0 ist deutlich rund, während die Klassen E1 - E6 zunehmend abgeplattet, elliptisch sind. Elliptische Galaxien erscheinen röter als andere Systeme und man konnte ermitteln, dass in ihnen keine neuen Sterne entstehen. Sie bestehen vorwiegend aus alten Sternen von meist nicht mehr als einer Sonnenmasse oder weniger. Zwar enthalten diese Galaxien wenig, dünnes Gas und sind auch von einem Halo umgeben. Nachzuweisen ist das Gas aber nur durch Röntgenbeobachtung, was bedeutet, dass es eine Temperatur von rund 10 Millionen [K] hat. Ein so heißes Gas lässt jedoch keine Sternentstehung zu, weil die zur Kontraktion erforderliche Gravitation durch die hohe kinetische Energie der Gasteilchen mehr als aufgewogen wird.

Elliptische Galaxie M 87
Elliptische Galaxie M 87

M 87 ist eine typische elliptische Galaxie. Allerdings weist diese Riesengalaxie eine 10- fach höhere Masse als unsere Milchstraße auf, auch ist ihre Leuchtkraft 10- mal größer. Sie enthält dafür aber nur sehr wenig Gas und Staub, neue Sterne entstehen hier nicht. Deutlich zu erkennen sind die fehlenden Spiralarme. Elliptische Galaxien entstehen durch die Vereinigung von 2 oder mehreren Spiralgalaxien. M 87 liegt inmitten eines großen Galaxienhaufens, dem Virgo- Cluster.

Mit freundlicher Genehmigung von David Malin, Anglo-Australian Telescope

Elliptische Galaxien bilden die größten bekannten Systeme aus, wie die oben gezeigte Galaxie M 87. Die meisten Galaxien sind aber Zwerggalaxien mit nur 107 bis 108 Sonnenleuchtkräften, auch diese Systeme sind elliptisch.
Den Galaxientyp S0 bezeichnet man als linsenförmig, er ist ein Übergangstyp. Man erkennt hier eine Scheibe und einen bulge, aber keine Interstellare Materie. Daher weisen sie weder junge Sterne noch Spiralarme auf.


Spiralgalaxien

Zu den bekanntesten Spiralgalaxien zählt die Andromeda- Galaxie, M31. Der Kern dieser Systeme ist ähnlich aufgebaut wie bei den elliptischen Kategorien und besteht vorwiegend aus rotleuchtenden, alten Sternen. In der Scheibe findet man zwei Populationen von Sternen, eine besteht aus alten roten, die andere aus jungen, heißen und bläulich strahlenden Sternen. Zudem enthält sie viele Gas- und Staubwolken, die Geburtsstätten neuer Sterne. Umgeben sind diese Galaxien von ausgeprägten, massereichen Halos, welche wesentlich zur Gesamtmasse einer Galaxie beitragen (siehe auch Dunkle Materie ).

Der Typ Sa zeigt recht eng umwundene Arme und einen ausgeprägten bulge, Galaxien des Typs Sb haben weiter geöffnete Arme und einen kleineren Bauch, während bei Sc die Arme weit geöffnet sind und der bulge nur schwach ausgeprägt ist. Von Sa nach Sc ansteigend findet man immer mehr Interstellare Materie und damit auch junge Sterne. Die meisten hellen Galaxien sind Spiralsysteme wie die bereits erwähnte Andromeda- Galaxie. Sie hat etwa eine zehnmilliardenfache Sonnenleuchtkraft.

Leo- Triplett
Leo- Triplett - Klick zur Großansicht
In rund 35 Millionen Lichtjahren Entfernung finden wir eine Gruppe aus 3 Spiralgalaxien im Sternbild Leo (Löwe), bezeichnet als Leo- Triplett-, die miteinander wechselwirken und unserer Milchstraße ähneln. In verschiedenen Blickwinkeln sehen wir links seitlich auf die Scheibenebene der Galaxie NGC 3628, in der deutlich die Staubregionen zu erkennen sind. Ober rechts zeigt uns die Galaxie M 65 dagegen ihre Spiralarme recht deutlich wie die darunter liegende M 66. Allerdings liegt das Interesse der Astronomen eher bei den schwachen, verwaschenen Objekten im Hintergrund. Wenn Sie das Bild anklicken, öffnet sich in einem anderen Fenster eine Großansicht. Dort sind gut einige linsenförmige oder nebelartigen Objekte (weit entfernte Galaxien) zu erkennen. Die Sterne im Vordergrund gehören zur Milchstraße.

Die Aufnahme wurde mit dem neuen 2,6 m VLT Survey Telescope der Europäischen Südsternwarte (Paranal-Observatorium) gewonnen, in Verbindung mit einer 268- Megapixel- Kamera OmegaCAM. Mit den heutigen Großteleskopen wäre nur jeweils eine der Galaxien zu sehen, das neue Teleskop hat jedoch die Aufgabe, den Himmel zu durchmustern. Und zwar auf der Suche nach Braunen oder Roten Zwergen, Planeten, Neutronensternen oder Schwarzen Löchern in den Außenbereichen der Milchstraßenscheibe. Diese sind zwar viel zu lichtschwach, um direkt gesehen zu werden, der Nachweis kann aber durch Microlensingeffekte indirekt gelingen.

Mit freundlicher Genehmigung der ESO.


Balkengalaxien

Im Gegensatz zu den Spiralgalaxien, bei denen die Arme nahtlos aus dem Kern hervorgehen und an ihn geschmiegt sind, zeigen Balkenspiralen ihren Kern als fast geraden Balken, aus dem zwei gegenüberliegende Arme herausragen. Zu den Balkenspiralen zählen wir nun auch die Milchstraße. Bei manchen Galaxien dieses Typs hat man den Eindruck, als bestehe sie nur aus einem langgezogenen Kern. Unterschieden werden die Typen wie die Spiralgalaxien von a nach c, wobei man zusätzlich ein B für Balken einsetzt. Von SBa nach SBc nimmt die Enge der Arme und die Größe des Bauches ab. Ein gemeinsames Kennzeichen aller Spiral- und Balkengalaxien ist ihre Rotation. Elliptische und irreguläre Galaxien rotieren nicht.

Spiralgalaxie M 83
Spiralgalaxie M 83
In dieser brillanten Aufnahme der Spiralgalaxie M 83 erkennt man deutlich die ausgeprägten, weit ausladenden Balkenspiralen. Blau erscheinende Zonen zeugen hier von vielen massereichen, jungen, heißen und deshalb blau leuchtenden Sternen. Gut zu sehen sind auch die in den Armen liegenden dunklen Gebiete Interstellarer Materie.

Mit freundlicher Genehmigung von David Malin, Anglo-Australian Telescope


Linsengalaxien

Diese Form von Galaxien ähnelt stark den Spiralgalaxien, sie besitzen allerdings keine Spiralarme. Die Sternpopulation ist vergleichbar mit den elliptischen Systemen, also überwiegend alte, rötlich leuchtende Sterne. Dunkelwolken vermisst man hier genauso wie leuchtende Gasnebel, sie haben keine Gebiete, in denen neue Sterne entstehen könnten. Man vermutet, dass diese Galaxien entweder ihre Interstellare Materie bereits völlig zur Sternproduktion verbraucht haben, oder dass sie diese beim Zusammenstoß mit einer anderen Galaxie verloren haben.


Irreguläre Galaxien

Völlig ohne jegliche Symmetrie erscheint uns dieser Galaxientyp. Es fehlen Arme und auch ein ausgeprägter Kern ist meist nicht zu erkennen. Sie setzen sich aus einzelnen Verdichtungen zusammen. Zu ihnen zählt man eigentlich alle Systeme, die nicht elliptisch oder spiralförmig sind. Allerdings enthalten sie einen hohen Anteil Interstellarer Materie, dementsprechend sind junge, blauleuchtende Sterne häufig vertreten. Die uns nächsten und bekanntesten Vertreter dieser Klasse sind die Begleiter unserer Milchstraße, die Kleine und die Große Magellansche Wolke.

Irreguläre Galaxie M 82
Irreguläre Galaxie M 82

Nicht alle Galaxien weisen eine ausgeprägte Struktur auf. Wie hier M 82 beispielhaft zeigt, fehlt eine typische Symmetrie. In dieser Galaxie senden viele junge, heiße Sterne energiereiche Sternwinde in alle Richtungen, wobei sie umgeben sind von großen Mengen absorbierender Interstellarer Materie. Irreguläre Galaxien weisen nur ein Zehntel der Leuchtkraft unserer Milchstraße auf, ihr Anteil am gesamten Galaxienvorkommen beträgt nur wenige Prozent.

Mit freundlicher Genehmigung des Electronic Universe Project


Zwerggalaxien

Die Miniausgabe einer Galaxie wird als Zwerggalaxie bezeichnet. Sie enthalten um Potenzen weniger Sterne als ihre großen Ausgaben; die Sterne bilden nur lockere Gruppierungen ohne symmetrische Strukturen. Allerdings ist dieser Typ, obwohl nur schwer durch mangelnde Leuchtkraft zu entdecken, der am meisten vertretene im All.
Es sollen noch die so genannten pekuliaren Galaxien erwähnt sein, das sind ringförmige Galaxien oder solche mit erdnussförmigen Kernen, Mehrfachkernen, hellen sternartigen Kernen oder Galaxien mit Gezeitenschweifen.


Seyfert- Galaxien

Galaxien, bei denen der Hauptanteil der Gesamtleuchtkraft bereits alleine vom Kern abgestrahlt wird, benennt man nach ihrem Entdecker, C.K. Seyfert. Er fand bei einigen Spiralgalaxien heraus, dass sich um ihren hellen, punktförmigen Kern heißes Gas mit Geschwindigkeiten bis 30 000 [km/s] bewegt.

Seyfert- Galaxie NGC 7742
Seyfert- Galaxie NGC 7742
Nebenstehende Aufnahme zeigt die Seyfert- Galaxie NGC 7742 im Sternbild Pegasus. In ihrem äußerst aktiven Zentrum "werkelt" vermutlich ein Schwarzes Loch.

Man teilt diese Galaxien in zwei Klassen ein:
Seyfert- I- Galaxien besitzen einen aktiven, mehrere
100 000 [K] heißen Kern und weisen erhöhte Strahlungsanteile im Röntgen-, UV- und IR- Bereich auf. Seyfert- II Galaxien dagegen strahlen stärker im Radio- und IR- Bereich. Zudem hat man bei ihnen Synchrotron- Strahlung nachgewiesen. Beiden gemeinsam ist, dass sie sehr aktive, kleine (weniger als ein Lichtjahr Durchmesser) Kerne haben müssen, um diese hohen Emissionen zu erzeugen. Dies deutet auf eine Verwandtschaft zu den Quasaren hin, bei denen in der Kernregion als Antriebsmotor ebenfalls ein Schwarzes Loch fungiert.


Starburst- Galaxien

Man hat Galaxien durch Satellitenbeobachtungen (IRAS, Infrarot- Satellit und HST) entdeckt, welche sehr stark im Infrarotbereich strahlen. Ihre Gesamtleuchtkraft kann bis zu 1012 Sonnenleuchtkräften gehen, womit sie neben den Quasaren zu den hellsten Objekten im All zählen. Der große Infrarotanteil ihrer Strahlung ist durch eine außerordentlich hohe Sternentstehungsrate (100 Sonnenmassen pro Jahr) begründet, aufgrund der stoßartigen Sternbildung nennt man sie auch Starburst- Galaxien.

Starburst in NGC 253
Starburst in NGC 253

Im Zentrum der Galaxie NGC 253 findet mit extrem hoher Rate Sternentstehung statt. In der Kernregion sieht man die dichtesten je beobachteten Sternzusammenballungen. Sie sind umgeben von heißem Gas und dunklen Staubwolken. Die eigentümliche Farbe stammt von der intensiven, energiereichen Strahlung der jungen und heißen Sterne sowie die von ihnen angeregten Emissions- und Reflexionsnebel.

Mit freundlicher Genehmigung von NASA, HST,J. Gallagher, (U. Wisconsin-Madison)


Prototyp dieser Galaxienart ist M 82, welche man früher wegen ihres aktiven Kerns noch zu den Quasaren zählte. M 82 befindet sich in einer an intergalaktischem Gas und Staub reichen Region, welches nun in die Kernregion einströmt. Dies ist einerseits die Erklärung für die extrem hohe Sternentstehungsrate.

Starburst Galaxie M 82
Starburst Galaxie M 82
Eine besondere Aufnahme der Galaxie M 82, zusammengesetzt aus Bildern des Hubble- Teleskosps und des WIYN Teleskops in Arizona. Sie gehört zu einer kleineren Gruppe von Galaxien, zu denen man noch M 81 sowie NGC 3077 zählt. Sie selbst ist in der Gruppe dominierend, hatte aber vermutlich eine oder mehrere Begegnungen mit M 81. Diese Ereignisse haben in der Galaxie eine abnorme Sternbildungsrate entstehen lassen, die dunklen Spuren Interstellarer Materie zeugen noch von der Begegnung. Hier werden zehn Mal mehr Sterne geboren als in unserer Milchstraße. Die extremen Winde junger, heißer Sterne und die Auswurfschwaden von Supernovaexplosionen formen nebelartige Wolken expandierenden Gases, die aus dieser Starburstgalaxie ausgestoßen werden. Nur etwa 100 Millionen Jahre muss der letzte Kontakt mit M 81 zurückliegen, der den Starburst auslöste.

Mit freundlicher Genehmigung von M. Westmoquette (UCL), J. Gallagher (U. Wisconsin-Madison), L. Smith (UCL), WIYN/NSF, HST, NASA/ESA

Viele Galaxien haben ind der Vergangenheit Begegnungen mit Nachbargalaxien durchlaufen und die dabei wirksam gewordenen Gezeitenkräfte lösten die Sternbildung aus (siehe HST- Aufnahme der Hickson- Group, oben). Darüber hinaus sorgt die hohe Konzentration des intergalaktischen Mediums für die bevorzugte Bildung massereicher Sterne, welche ungeheure Strahlungsmengen und Sternwinde emittieren. Dies kann zur Zusammenballung der interstellaren Materie und damit zu erneuter Sternentstehung führen. Auch ist massereichen Sternen ein nur kurzes Leben beschert, das ein Ende als Supernova findet. Solche Ausbrüche (Druckwellen!) regen ebenfalls heftigst die Geburt neuer Sterne an.


Radio- Galaxien

Radiogalaxien strahlen, wie ihr Name schon andeutet, besonders stark im Radiobereich. Die von ihnen emittierte Synchrotron- Strahlung wird durch Prozesse erzeugt, deren Energieumsatz so hoch sein muss wie die gesamte in einer Galaxie vorhandenen Kernenergie. Orte dieser Aktivitäten sind wiederum die Zentralregionen der (elliptischen Riesen-) Galaxien, und meist lassen sich auch vom Kern ausgehende Jets nachweisen, die häufig in großen Blasen enden (siehe hierzu auch Quasare ). Beispiele für solche Galaxien, die Radiostrahlung durch nichtthermische Prozesse erzeugen, sind M 87 (Virgo A) und die Riesengalaxie Cygnus A.

Radiogalaxie 3C296
Radiogalaxie 3C296
Hier sehen wir die Radiogalaxie 3C296. In ihrem Zentrum wird ein Schwarzes Loch mit Gas aus der Umgebung "gefüttert", worauf es zwei entgegengerichtete Jets aus der Umgebung der Pole ausstößt. Im Falle dieser Galaxie sind dies heiße Plasmajets, die im Radiowellenlängenbereich sichtbar sind (rot). Die Jets enden in riesigen Plasmablasen, die sogar größer sein können als die ganze Galaxie. Die Blasen werden ständig mit frischem Plasma aus der Umgebung des Schwarzen Lochs versorgt. Blau dargestellt ist die Galaxie im optischen Bereich, das Schwarze Loch ist selbstverständlich nicht zu sehen. Die Jets haben eine Länge von rund einer Million Lichtjahren, die Blasen können Millionen Jahre lang sichtbar sein.

Quelle: AUI, NRAO


Galaxienhaufen, Superhaufen

Wie schon gesagt, kommt eine Galaxie nicht alleine vor. Meist bilden sie Doppel- oder Mehrfachsysteme (genau wie die Sterne), die aus bis zu 10 Einzelobjekten bestehen. 100 Galaxien oder mehr gruppieren sich zu Haufen (Cluster) zusammen. Auch unsere Milchstraße gehört mit ihren beiden Begleitgalaxien (Magellansche Wolken) sowie der Andromedagalaxie als dominierende Komponenten zu einem solchen System, der sogenannten Lokalen Gruppe. Sie umfasst mehr als zwanzig Einzelobjekte, von denen die meisten allerdings Zwerggalaxien sind.

Galaxiencluster CL0024+1654
Galaxiencluster CL0024+1654
Diese Aufnahme des Hubble- Teleskops zeigt einen Galaxiencluster mit der Bezeichnung CL0024+1654. Alle gelben Objekte im Bild sind zu diesem Haufen gehörende Galaxien. Die riesige Masse hat eine besondere Wirkung: Sie fungiert zusammen mit der Dunklen Materie als Gravitationslinse, indem sie ein Mehrfachbild einer hinter dem Haufen liegenden Galaxie projiziert (blau). Ohne diesen Effekt wüssten wir nichts von ihrer Existenz.

Mit freundlicher Genehmigung von W.N. Colley & E. Turner (Princeton), J.A. Tyson (Lucent Technologies), HST, NASA


Die bekanntesten unserer Nachbarn sind M 31, die Andromeda Galaxie mit ihren beiden Begleitern M 32 und NGC 205, sowie die Spiralgalaxie M 33 im Sternbild Triangel. Die uns nächstgelegenen Haufen sind der Virgo- und der Coma- Haufen. Der erste besteht aus mehreren hundert Galaxien (sowie einigen tausend Zwerggalaxien), während der Coma- Haufen einige tausend leuchtstarke Galaxien enthält.

Wir wissen heute, dass es im Kosmos noch größere Strukturen gibt, dass die Galaxienhaufen in Superhaufen eingebettet sind. Solch ein Supercluster besteht aus 1015 Sonnenmassen und kann bis zu 6 Haufen umfassen. Die Größe eines derartigen Objektes erstreckt sich über 100 [Mpc], das sind 326 Millionen Lichtjahre (und das mal 9,5 Billionen [km] - wir haben es mit wahrlich gigantischen Distanzen zu tun!). Im Gegensatz zu den Haufen, welche vielfach zentrale Verdichtungen zeigen, haben die Superhaufen filamentartige Strukturen ohne verdichtete Zentralgebiete.

Jüngster Galaxienhaufen
Jüngster Galaxienhaufen

Wieder einmal verdanken wir dem Hubble- Weltraumteleskop ein sensationelles Bild. Nicht nur die große Anzahl sehr weit entfernter Galaxien lässt uns tief in die Vergangenheit des Universums blicken. Die eingekreisten Bildpunkte, die in der rechten Leiste nochmals vergrößert dargestellt sind, zeigen uns einen der ältesten, wohl gerade im Entstehen befindlichen Galaxienhaufen. Die dort gefundenen Galaxien sind gerade einmal 600 Millionen Jahre alt. Wir erleben somit quasi die ersten "Herzschläge" unseres Kosmos, sehen über 13 Milliarden Jahre in die Vergangenheit. Die entdeckten Galaxien sind bereits gravitativ aneinander gebunden.

Mit freundlicher Genehmigung von NASA, ESA, M. Trenti (University of Colorado, Boulder, and University of Cambridge, UK), L. Bradley (STScI), and the BoRG team


Dunkle Materie

Wenn man die Masse eines Galaxienhaufens berechnet (aus ihren Eigenbewegungen abgeleitet), und summiert dagegen die Einzelmassen (abgeleitet aus der Masse- Leuchtkraft- Beziehung) aller Galaxien auf, so erhält man nur etwa ein Zehntel bis zu 50% der Masse, die aufgrund der Bewegungen vorhanden sein sollte. Zwischen 50% und 90% der Masse entziehen sich demnach unseren Beobachtungen, weshalb man vom Problem der fehlenden Masse (missing mass) spricht. Da die Masse aber vorhanden sein muss (sonst würden die Haufen sich auflösen), wir sie aber nicht erfassen können, nennt man sie auch Dunkle Materie. Man weiß bis heute nicht, aus was sie besteht, die Suche nach ihrem Ursprung ist somit eines der spannendsten Kapitel der Astronomie, der Astrophysik und der Teilchenphysik.

Großräumige Galaxienverteilung
Großräumige Galaxienverteilung

Betrachtet man die Verteilung der Galaxien im Kosmos, so zeigt sich ein überraschendes Bild: Es ergeben sich großräumige, netzartige Strukturen. Die Galaxien scheinen auf den Oberflächen riesiger "Blasen" (voids) zu schwimmen, während die Blasen selbst völlig ohne Galaxien sind. Wahrscheinlich wurde der Grundstein dieser Strukturen bereits in frühester Zeit des Kosmos während des Urknalls gelegt, als sich die weiter oben beschriebenen Fluktuationen ausbildeten und bei weiterer Abkühlung des Alls quasi ausfroren. Siehe hierzu auch Die Geschichte des Universums Teil 5

Hubble Extreme Deep Field
Hubble Extreme Deep Field
Ist der Anblick einer Galaxie schon sehr beeindruckend, so kann man diese neue, vom Hubble- Weltraumteleskop gewonnene Aufnahme nur noch als überwältigend bezeichnen. In dieser extreme deep field- Aufnahme lassen sich über 5.500 Galaxien ausmachen. Das Bild ist aus über 2000 Aufnahmen zusammengesetzt, für die Hubble 2 Millionen Sekunden an Beobachtungszeit benötigte. In dieser Fornax- Region (Chemischer Ofen) ließ sich die nun wirklich älteste, je beobachtete Galaxie ausmachen. Sie bestand schon, als das Universum gerade einmal 450 Millionen Jahre alt war. Solche Objekte sind 10 Milliarden mal schwächer als das mit bloßem Auge gerade noch wahrnehmbare Objekt.

NASA, ESA, G. Illingworth, D. Magee und P. Oesch (University of California, Santa Cruz), R. Bouwens (Leiden University) und das HUDF09 Team


Grüne Bohnen

Eine kleine Sensation war es schon, als der Astronom Dr. Schirmer vom Argelander-Institut für Astronomie der Universität Bonn 2012 unzählige langbelichtete Fotos nach Galaxienhaufen durchsuchte. Dabei fiel ihm eine Galaxie auf, deren Aussehen so völlig anders war, als man es bisher kannte.

Grüne-Bohnen-Galaxie J2240
Grüne-Bohnen-Galaxie J2240
Nach seiner Entdeckung bekam der Astronom Beobachtungszeit am Very Large Telescope (VLT) der europäischen Südsternwarte ESO, wo dann nebenstehendes Bild entstand. Die seltsame Galaxie mit der Bezeichnung J2240 liegt im Sternbild Wassermann und ist etwa 3,7 Milliarden Lichtjahre von uns entfernt. Aufgrund ihrer eigentümlichen Erscheing nennen die Astronomen nun diesen Galaxientyp Grüne-Bohnen-Galaxie. Aber weshalb leuchtet eine Galaxie so grün? Nun, in ihrem Zentrum agiert ein Schwarzes Loch, das durch seine Aktivität Röntgenstrahlung emittiert. Sie wiederum ist imstande, das in der Galaxie enthaltene Gas zu ionisieren und damit zum Leuchten anzuregen - in diesem Fall ist es ionisierter Sauerstoff. Den näheren Untersuchungen zufolge ist das Schwarze Loch jedoch gar nicht mehr so aktiv, weshalb die neue Galaxienklasse wohl das erlöschende Stadium eines aktiven Galaxienkerns (AGN) anzeigt. Galaxienzentren sind ja meist von dichten Gas- und Staubwolken umgeben, so dass man eigentlich nichts sehen kann. Infrarotes Licht aber durchdringt solche Wolken, weshalb man auch Informationen aus dem Zentralbereich erhält. Er war hier allerdings viel leuchtschwächer als von der Gesamthelligkeit erwartet, weshalb man auf die nachlassende Aktivität schloss.

Mit freundlicher Genehmigung von CFHT / ESO / Mischa Schirmer

Beim weiteren Duchforsten eines Galaxienkataloges (Sloan Digital Sky Surveys) konnten dann unter 1 Milliarde Galaxien 16 weitere "Grüne Bohnen" entdeckt werden. Sie sind so selten, dass man in einem gedachten Würfel von 1,3 Milliarden Lichtjahren Kantenlänge nur eine einzige dieses Typs findet.

Dass Schwarze Löcher durch ihre Aktivität Gas in ihrer Umgebung ionisieren können ist uns ja durchaus bekannt. Dass aber die gesamte Galaxie im Licht des ionisierten Sauerstoffs leuchtet, ist schon ziemlich rätselhaft. Neben den "Grünen Bohnen" gibt es noch eine weitere Galaxienklasse, die schon länger bekannten Grünen Erbsen. Sie wurden 2007 entdeckt. Es sind kleine, nur 1/200 der Milchstraßenmasse enthaltende Sternsysteme, in welchen wir auf außergewöhnlich starke Sternentstehung treffen. Beide "Hülsenfrucht-" Galaxien haben allerdings nur die Farbe gemeinsam.