Galaxien

Die Galaxie M104, eine Spiralgalaxie, die wir fast genau von der Kante sehen. Deutlich erkennt man den zentralen Wulst (engl. "bulge") und einen dunklen Streifen aus Staub. ©ESO

Galaxien sind riesige Ansammlungen aus Gas, Staub und Sternen, die durch ihre gegenseitige Anziehungskraft zusammen gehalten werden. Sie unterscheiden sich sehr in ihrer Größe und Masse und zeigen verschiedene Strukturen und Eigenschaften. Die kleinsten bekannten Galaxien sind relativ nahestehende Zwerggalaxien, die nur 100 000 Sterne enthalten, weniger als ein typischer Kugelsternhaufen. Dagegen enthält M87, eine der massereichsten Galaxien, 3000 Milliarden Sonnenmassen.
Das Erscheinungsbild der Galaxien auf langbelichteten Aufnahmen variiert stark. Es erstreckt sich von formlosen Wolken zu in Einzelsterne auflösbare Spiralgalaxien. Dazu kommen manchmal noch Balkenstrukturen, Ringe, Jets und Filamente. 1926 unterteilte Edwin Hubble die Galaxien ihrer Form nach in drei Klassen. Hubbles Klassifikationsschema (siehe Abb. unten links) wird häufig als ein Stimmgabel-Diagramm dargestellt. Mit den Ergänzungen, die andere Astronomen später noch hinzugefügt haben, lauten die Hubble-Klassen wie folgt:

Elliptische Gallaxien:

M87, ©AAO

Elliptische Galaxien: Es sind sphärische Ansammlungen von Sternen, die kaum interstellares Gas oder Staub enthalten. Der Mangel an interstellarer Materie kann erklärt werden, wenn man von einer sehr hohen Sternentstehungsrate bei der Bildung der Galaxie ausgeht. Dadurch wurde das vorhandene Gas und Staub sehr schnell aufgebraucht. Das Licht, welches elliptische Galaxien aussenden, wird von alten Riesensternen der Population II dominiert, wie man sie auch im Halo und im Zentralbereich unserer eigenen Galaxie findet.
Elliptische Galaxien werden nach ihrer Abplattung in die Unterklassen E0 (rund) bis E7 (stark abgeplattet) eingeteilt. Elliptische Galaxien gibt es in verschiedenen Größen. Zwergsysteme bekommen den Präfix "d" (für "dwarf"). Die größten Galaxien bekommen den Präfix "cD", wobei das "c" für ein Überriesen-System steht. Der Buchstabe "D" sagt aus, dass die Galaxie von eimem großen diffusen Halo domoniert wird. Solche Galaxien findet man häufig in den Zentren reicher Superhaufen. Daher vermuten die Astronomen, dass die enorme Größe dieser Galaxien durch das Einverleiben kleinerer Systeme (galaktischer Kannibalismus) zustande kommt.

S0-Galaxien:

NGC3115

Eine von Hubble eingeführte, hypothetische Klasse linsenförmgier Galaxien (S0). Sie wurde einige Jahre später von andern Astronomen wirklich nachgewiesen. S0 Galaxien enthalten nur wenig Staub und zeigen die gleiche Form wie Spiralgalaxien, bestehen aber - wie elliptische Galaxien - nur aus alten Sternen.

Spiralgalaxien:

M100, ©AAO

Galaxien, deren Sterne, Gasnebel und Staubwolken spiralförmig angeordnet sind. Galaxien mit eng umwundenen Spiralarmen zeigen häufig ein sehr stark ausgeprägtes Zentralgebiet. Man bezeichnet diese Galaxien als Sa Galaxien. Systeme mit sehr lose gewundenen Spiralarmen und einem schwach ausgeprägten Zentralgebiet nennt man Sc Galaxien. Unsere Milchstrasse ist ein Mittelding von beiden. Man klassifiziert sie daher als Sb Galaxie. Galaxien zwischen Sa und Sb bezeichnet man als Sb- Galaxie, und solche zwischen Sb und Sc klassifiziert man als Sb+.
Ganz grob kann man Spiralgalaxien in zwei Bereiche (Populationen) aufteilen: einen zentralen Wulst (bulge) aus alten, roten Sternen und den Spiralarmen, die junge, heisse blaue Sterne sowie große Mengen an Gas und Staub enthalten.

Balkenspiralen:

NGC1365, ©AAO

Bei manchen Galaxien sind die Sterne in der Nähe des Zentrums in Form eines Balkens angeordnet, der sich über mehrere 1000 Lichtjahre quer durch das Zentrum der Galaxie erstreckt. Solche Galaxien bezeichnet man als "Balkenspiralen" und klassifiziert sie als SBa, Sbb oder SBc.
Das Zentralgebiet und der Halo enthalten hauptsächlich alte Sterne der Population II. Die jüngeren Population I Sterne findet man hauptsächlich in den Spiralarmen, wo aus Gaswolken ständig neue Sterne entstehen.

Irreguläre Galaxien:

NGC1313, ©AAO

Sie zeigen keine Symmetrie in ihrer Struktur. Einige von ihnen (manchmal als Ir+, Typ I, Im oder "Magellansche Irreguläre" bezeichnet) können in einzelne Sterne und Gaswolken aufgelöst werden. Andere (Ir-, Typ II, I0) erscheinen dagegen völlig strukturlos. Bei manchen kann man jedoch dunkle Staubstreifen ausmachen.
Die Fülle an interstellarer Materie und an hellen jungen Sterne in Ir+ Galaxien lässt vermuten, dass in solchen Systemen immer noch viele neue Sterne entstehen. Einige Ir- Galaxien zeigen Anzeichen von Explosionen in ihren Zentren.

Das Hubble-Schema wurde im Laufe der Zeit ausgedeht, um mit neuen Erkenntnissen schrittzuhalten, die durch verbesserte Fotografien enthüllt wurden. 1960 bemerkte Sidney van den Bergh vom David Dunlap Observatorium (DDO), dass Hubbles-Standard-Spiralgalaxientypen nur durch das Aussehen der hellsten Galaxien definiert waren. Die hellsten und die schwächsten Galaxien unterscheiden sich um den Fakor 100 in ihrer Leuchtkraft. Van den Bergh führte darauf hin das DDO-Klassifikationsschema ein, indem er die Galaxien in Leuchtkraftklassen von I bis V einteilte. Es bedeutet: I = Überriesen-Galaxien, II = helle Riesengalaxien, III = Riesengalaxien, IV = Unterriesen und V = Zwerggalaxien. Diese Klassen haben ungefähr eine absolute Helligkeit von -21, -20, -19, -18 und -15. Van den Bergh fand heraus, dass nur Galaxien der Klassen I, II und III deutliche Spiralarme zeigen, sodass man sie einem Hubble-Typ zuordnen kann. Schwächere Galaxien zeigen nur Ansätze von Armen, und sie passen nicht so gut in das Hubble-Schema. Daher bezeichnet man leuchtschwache Galaxien als S+, wenn man sie in Einzelsterne auflösen kann, und S-, wenn man es nicht kann.

Seyfert-Galaxien

Die Seyfert-Galaxie NGC1566, ©AAO

Diese Galaxien wurden zuerst 1943 vom Carl Seyfert beschrieben. Sie sehen aus wie normale Galaxien, haben aber einen extrem hellen Kern. Breite Emissionslinien in ihren Spektren deuten darauf hin, dass Gas mit hohen Geschwindigkeiten aus ihrem Kern ausgestoßen wird. Bei Seyfert-Galaxien kann es sich vielleicht um eine energieärmere Version von Quasaren handeln. In der Tat sind die hellsten Seyfert-Galaxien mit den schwächsten Quasaren vergleichbar. Zu den Seyfert-Galaxien gehört auch die größte bis heute bekannte Galaxie, NGC262 oder Makarian 348. Sie liegt an der Grenze der Sternbilder Andromeda/Fische, ist 300 Millionen Lichtjahre entfernt und hat einen Durchmesser von 1,3 Millionen Lichtjahren (d.h. 13facher Durchmesser unserer Milchstrasse).
Fotos von N Galaxien, einer anderen, hochenergetischen Galaxienart, werden sogar noch mehr von deren hellen und kompakten Zentren dominiert.

Wechselwirkende Galaxien

M51 und NGC5195

Gelegentlich kommt es vor, dass Galaxien im geringen Abstand aneinander vorbeitreiben, miteinander kollidieren oder gar verschmelzen. Derartige Begegnungen gehören zu den spektakulärsten Ereignissen im Kosmos. Ein Beispiel dafür ist die Galaxie M51. In der Verlängerung eines der Spiralarme steht eine kleine Begleitgalaxie mit der Bezeichnung NGC5195. Diese kleine Galaxie liegt hinter dem Spiralarm von M51. Sie fliegt an M51 vorbei und entfernt sich immer mehr von uns. Dabei scheint sie einen Spiralarm von M51 mit sich zu reissen.

NGC4038/39

Dieses wechselwirkende Paar von Galaxien ist auch unter dem Namen "Antennengalaxie" bekannt. Es liegt in einer Entfernung von 63 Millionen Lichtjahre im Sternbild Rabe. Durch die Gezeitenkräfte wurden bei dieser mehrere Hundertmillionen Jahre lang andauernden Begegnung, zwei lange Materiescheife aus Gas und Sternen aus den zwei Galaxien herausgeschleudert. Die beiden Galaxien berühren sich nicht, obwohl man von der Erde aus diesen Eindruck gewinnen kann.

Dieses Bild wurde hier als Negativ wiedergegeben, damit man die schwachen "Antennen" besser erkennt.

Besonders ungewöhnlich erscheinen die sogenannten Ringgalaxien. Hier könnte nach Ansicht der Astronomen eine Spiralgalaxie von einer kleineren Galaxie durchdrungen worden sein, wobei dann eine Kettenreaktion zur Entstehung neuer Sterne ausgelöst wurde. Ein schönes Exemplar dieser Klasse ist die 500 Millionen Lichtjahre entfernte Cartwheel- (Wagernrad-) Galaxie im Sternbild Bildhauer. Deutlich erkennt man den Ring, der sich nach dem Zusammenstoss - vermutlich mit einer der beiden kleinen Galaxien rechts - gebildet hat. Die blaue Farbe verrät den Astronomen, dass der Ring aus jungen, heissen, blauen Sternen besteht.

Galaktischer Kannibalismus

Bei der Begegnung zweier Galaxien kann es vorkommen, dass diese dabei zu einer einzigen Galaxie verschmelzen. Diesen Prozess bezeichnet man als galaktischen Kannibalismus. Centaurus A scheint so ein Fall zu sein. Auf Photos erkennt man ganz deutlich eine elliptische Galaxie, die von einem Staubgürtel umgeben ist. Aber elliptische Galaxien enthalten normalerweise kaum Gas und Staub. Derartige Staubringe sind eher typisch für Spiralgalaxien. Es sieht so aus, als ob diese Galaxie aus der Verschmelzung einer elliptischen Galaxie mit einer Spiralgalaxie hervorgegengen ist. Computersimulationen zeigen, dass bei der Verschmelzung zweier Spiralgalaxien eine elliptische Galaxie entsteht. Dabei wird eine Phase verstärkter Sternentstehung ausgelöst, die sämtliches Gas in der Galaxie aufbraucht. Es gibt Vermutungen, dass die elliptischen Riesengalaxien in den Zentren mancher Galaxienhaufen - wie z.B. M87 im Virgo-Haufen - aus der Verschmelzung mehrerer kleiner Spiralgalaxien entstanden sein könnten.

Radiogalaxien

Kombination eines optischen und eines Radiobilds von Centaurus A. Man beachte die Radio-Lobes, die senkrecht zur Staubscheibe aus der Galaxie herausragen.

Als "Radiogalaxien" bezeichnet man Galaxien, die im Radiobereich etwa 10⁶ mal heller leuchten als die relativ schwach strahlenden normalen Galaxien. Es handelt sich bei Radiogalaxien fast ausnahmslos um elliptische Galaxien. Bei normalen Galaxien kommt die Radiostrahlung hauptsächlich von Supernova-Überresten und von Sternentstehungsgebieten. Die Radiostrahlung von Radiogalaxien stammt hauptsächlich aus zwei riesigen Blasen ("Lobes") ausserhalb der Galaxie. Es sieht so aus, als wären diese Lobes durch eine Explosion aus der Galaxie herausgeschleudert worden. Diese Lobes können bis zu 16 Millionen Lichtjahren gross sein - d.h. sie können fast die Grösse eines Galaxienhaufens erreichen.
Es ist noch nicht bekannt, wie normale elliptische Galaxien solche enormen Energiemengen (deutlich mehr als im Optischen) im Radiobereich abstrahlen können. Die leuchtkräftigsten Radiogalaxien können noch bei Rotverschiebungen von z=3,8 nachgewiesen werden. Um soviel Energie freizusetzen, müssen sie mindestens 100 000 Sonnenmassen vollständig in Energie umwandeln! Es ist aber unumstritten, dass im Zentrum der Radiogalaxien eine "Maschine" stecken muss, die diese "Explosion" antreibt. Auch ist noch unklar, was diese zentrale Maschine ist. Bekannt ist allerdings, dass Radiogalaxien Energie als Synchrotronstrahlung abstrahlen.

Zurück zum: Das Weltall
Zurück zur Startseite
Weiter mit Quasare

Letzte Änderung: 01.01.2003