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Galaxien
Galaxien sind große Ansammlungen von Sternen, wofür unsere eigene Galaxie, die Milchstraße, ein typisches Beispiel darstellt. Die Sterne (sowie interstellares Gas und Staub) bewegen sich auf Umlaufbahnen, die durch die allgemeine Gravitationskraft bestimmt werden, um das Zentrum der Galaxie. Neue Generationen von Sternen werden aus dem Gas geboren, das innerhalb der sogenannten großen Molekülwolken kondensiert, wobei sie manchmal auch Sternhaufen entstehen. Wenn ein Stern am Ende seiner Entwicklung angelangt ist, gibt er einen Großteil des Gases an das interstellare Medium zurück, das dann wiederum die Quelle einer neuer Sterngeneration darstellt. Galaxien kann man sich als Systeme vorstellen, die Gas in Sterne umwandeln und diese wieder zurück in Gas.

Wenn wir eine Galaxie sehen, so sehen wir eine Überlagerung des Lichtes der Myriaden von Sternen (da die meisten Galaxien so weit entfernt sind, lassen sich keine einzelnen Sterne sondern nur das gemeinsame diffuse Licht erkennen), und das Fluoreszieren des Gases, das von heißen, hellen Sternen ionisiert wird. Diese glühenden Gaswolken bezeichnen die Orte neu geborener Sterne - oft sehen sie aus wie Perlen, die an den Armen von Spiralgalaxien aufgereiht sind. Das Licht sowohl der Sterne als auch des Gases wird zu einem gewissen Teil durch Staub im interstellaren Medium in der Galaxie abgeschwächt.

Gemessen an Skalen des Sonnensystems, sind Galaxien gewaltig. Würde man mit Lichtgeschwindigkeit reisen, so benötigte man 11 Stunden, um den Durchmesser der Umlaufbahn des Pluto um die Sonne zu durchqueren, wohingegen es 50.000 Jahre dauern würde, den Durchmesser der Umlaufbahn der Sonne um das Zentrum der Milchstraße zu durchqueren. Trotz der hundert Milliarden Sterne in der Milchstraße, sind diese so weit voneinander entfernt, daß Kollisionen untereinander fast nie auftreten und selbst nahe Vorbeiflüge sehr selten sind. (Falls man vom innersten Bereich der Milchstraße absieht, der eine sehr hohe Dichte aufweist.) Dies bedeutet, daß die Bahnen der Sterne im allgemeinen bei deren Geburt festgelegt werden: Sie spiegeln also die Bewegung des Gases wider aus dem sie geboren wurden. Sofern die Galaxie keine Kollision erlitten hat, wie später beschrieben, erzählt uns ihre Form etwas über die Bedingungen unter denen sie sich gebildet hat.

Ein anderer Gesichtspunkt der großen Entfernungen zwischen den Sternen ist, daß der Lichtfleck einer Galaxie üblicherweise sehr schwach ist, was leicht durch einen Blick durch ein Teleskop auf eine Galaxie gezeigt werden kann. Von Ihren Garten aus werden sie Schwierigkeiten haben selbst die nächsten Galaxien mit dem bloßem Auge zu erkennen. Die SDSS-Karte zeigt jedoch Galaxien im Überfluß - etwa ebensoviele Galaxien wie Sterne. Sterne erscheinen hier als kleine Punkte. (Helle Sterne haben eine kreuzartige Struktur - dies ist ein Artefakt, das durch die Teleskop-Optik verursacht wird.) Die größeren und helleren Galaxien sind leicht auszumachen: Sie erscheinen als Lichtflecken mit einer reichen Vielfalt an Formen, von elliptischen bis hin zu Spiralgalaxien. Die wesentlich häufigeren, schwachen Galaxien sind schwerer zu finden; Suchen Sie nach Erscheinungen, die verschwommener sind und weniger Kontrast aufweisen als die punktförmigen Sterne.

Während Sterne innerhalb einer Galaxie durch, verglichen mit ihrer Größe, sehr große Entfernungen voneinander getrennt sind, ist die Entfernung zwischen Galaxien untereinander wesentlich kleiner, wenn man deren Ausdehnung berücksichtigt. Daher sind Kollisionen zwischen Galaxien auf ihrer Bewegung durch den Raum nicht unüblich. Wenn Galaxien kollidieren, treten sie in Wechselwirkung miteinander - die Sterne gleiten aneinander vorbei, die Gaswolken der einen Galaxie hingegen werden durch die der anderen Galaxie verdichtet und abgebremst. Die Bahnen der Sterne können durch den Einfluß der Gravitation der einen Galaxie auf die andere grundlegend gestört werden. Die Verdichtung der Gaswolken kann diese dazu anregen, zu kollabieren und mit einer besonders hohen Rate neue Sterne zu bilden.

Klassifizierung von Galaxien

Es gibt eine Vielzahl verschiedener Galaxien, die nicht nur unterschiedlich aussehen, sondern auch unterschiedliche Entwicklungsverläufe haben. Die drei grundlegenden Klassen von Galaxien sind elliptische Galaxien, Spiralgalaxien und irreguläre Galaxien. Diese sind weiter in Untergruppen unterteilt, die oft mit Hilfe der Hubble-Sequenz illustriert werden. Ursprünglich wurde dieses Diagramm als eine mögliche Entwicklungssequenz für Galaxien angesehen. Heute wissen wir jedoch, daß die Bildung und Entwicklung von Galaxien ein komplexer Vorgang ist der bisher nur wenig verstanden ist.

Sa Sb Sc Sd
E0 E6 S0
SBa SBb SBc SBd


Elliptische Galaxien

Elliptische Galaxien heißen so wegen ihrer Form: Sie sehen aus wie dicke, verschwommene Eier oder Fußbälle. Die Sterne in elliptischen Galaxien verteilen sich vollständig in allen Richtungen um das Herz der Galaxie, anstatt eine flache Scheibe zu bilden wie sie das in Spiralgalaxien tun. Die Galaxien dieser Klasse haben leicht variierende Helligkeiten, wobei der Grad der Helligkeit vom Zentrum her stetig abnimmt, sodaß die Linien gleicher Helligkeit konzentrische, selbstähnliche Ellipsen bilden. Diese Galaxien habe fast alle dieselbe, etwas rötere Farbe als die Sonne. Im Hubble-Sequenz-Diagramm sind sie als E klassifiziert, gefolgt von einer Zahl, die angibt, wie elliptisch die Galaxie ist. Je höher diese Zahl ist, desto elliptischer oder langgezogener ist die Galaxie.

Die rötliche Farbe (wie auch etwas detailliertere Beobachtungen) sagt uns etwas über die Geschichte der elliptischen Galaxien. Die rote Farbe stammt von älteren, kühleren Sternen. Die Tatsache, daß der Großteil des Lichtes von alten Sternen stammt, und daß die Farbe einer elliptischen Galaxie über die gesamte Galaxie mehr oder weniger gleich bleibt, legt nahe, daß sich die meisten Sterne in diesen Galaxien vor langer Zeit und in etwa gleichzeitig gebildet haben. Tatsächlich scheinen die meisten elliptischen Galaxien bei Rotverschiebungen von ~2 - oder vor 8 Milliarden Jahren - entstanden zu sein.

Wir beobachten auch, daß sich die meisten elliptischen Galaxien an Orten im Universum befinden an denen auch andere elliptischen Galaxien sind - also in Galaxienhaufen. In diesen Haufen sind etwa 75% der Galaxien elliptisch. Auch diese Tatsache läßt vermuten, daß sich sie vor langer Zeit entstanden sind, da sich Galaxien wahrscheinlich zuerst in den Gebieten hoher Dichte, wie in Galaxienhaufen, bildeten.

Die größten Galaxien im Universum sind die "Giant Ellipticals". Sie enthalten eine Billionen Sterne oder mehr und haben eine Ausdehnung von bis zu zwei Millionen Lichtjahren - dies entspricht etwa der 20fachen Größe der Milchstraße. Einige von ihnen scheinen eine supermassives Schwarzes Loch in ihrem Zentrum zu haben - Sternverschlingende Monster, die bis zu drei Milliarden mal schwerer als die Sonne sind. Diese riesigen elliptischen Galaxien sind oft im Herzen von Galaxienhaufen zu finden.

Spiralgalaxien

Spiralgalaxien bestehen aus einem Kern, einer Scheibe, einem Halo und Spiralarmen. Sie besitzen dünne Scheiben von Sternen um einen hellen Kern ("Bulge") im Zentrum. Die Spiralarme schlingen sich um diesen Kern herum. Ein ausgedehnter sphärischer Halo umschließt diese Strukturen. Spiralarme bilden sich vermutlich durch Wellen, die durch die galaktische Scheibe laufen. Genauso wie die Wellen im Ozean, tragen diese sogenannten Dichte-Wellen kein Material mit sich - sie beeinflussen die Materie im Vorbeiziehen. Im Falle der Galaxien verdichten sie die Wolken des interstellaren Gases und lösen so die Bildung neuer Sterne aus. Einige der neugeborenen Sterne besitzen große Massen, sind heiß und hell, so daß sie die Spiralarme hell erscheinen lassen. Diese massiven Sterne leuchten in blauem oder weißem Licht, so daß die Spiralarme ebenfalls blau-weiß erscheinen. Von der Seite betrachtet erscheinen die Spiralarme als dunkle Streifen, da sie große Mengen an interstellarem Staub enthalten, der das Licht aus dem Kern der Galaxie abhält. Die Lücken zwischen den Spiralarmen enthalten ältere Sterne, die weniger hell sind. Die Kerne von Spiralgalaxien sind jedoch oft rot wie elliptische Galaxien, was darauf hindeutet, daß sie aus älteren Sternen bestehen.

In einigen Spiralgalaxien ordnet ein Welle die Sterne des Zentrums balkenförmig an. Die Arme solcher sogenannter Balkengalaxien winden sich von diesem Balken aus auswärts. Die Milchstraße gehört zu dieser Klasse der Balkengalaxien.

In der Hubble-Sequenz werden normale Spiralgalaxien mit "S" und die Variante der Balkengalaxien mit "SB" bezeichnet. Nach der Größe des Kerns und dem Windungsgrad der Arme ist jede dieser Klassen wiederum in drei Unterklassen aufgeteilt. Diese drei Typen werden mit den Kleinbuchstaben "a", "b" und "c" bezeichnet. Es gibt auch Galaxien zwischen den Spiral- und den elliptischen Galaxien. Solche Systeme haben eine scheibenartige Form wie es für die ersteren charakteristisch ist, zeigen aber keine Spiralarme. Diese Zwischenform wird mit "S0" bezeichnet. Die Abbildung unten zeigt Beispiele für Spiralgalaxien.

Irreguläre & andere Galaxien

Die letzte Gruppe Galaxien enthält einen Mischmasch an Formen - alles was weder elliptisch noch spiralenartig aussieht. Dies sind die irregulären Galaxien. Sie haben keine erkennbare Form - Sterne, Gas und Staub sind zufällig verteilt. Es sind dies die kleinsten Galaxien - sie enthalten nur etwa eine Million Sterne. Möglicherweise stellen sie die Bausteine dar, aus denen sich die ersten großen Galaxien gebildet haben. Viele solche kleine irreguläre Galaxien umkreisen die Milchstraße.

Hubble erkannte zwei Typen von irregulären Galaxien: Irr I und Irr II. Der Typ Irr I ist der häufigste unter den irregulären Systemen und scheint die Klassen der Spiralgalaxien in natürlicher Weise über Sc hinaus zu erweitern hin zu Galaxien ohne erkennbare Spiralstruktur. Sie sind blau, hoch aufgelöst und besitzen nur einen kleinen oder gar keinen Kern. Die Irr II Systeme sind seltene Objekte. Sie umfassen verschiedene Arten chaotischer Galaxien für die es offensichtlich viele verschiedene Erklärungen gibt.

Quasare

Quasare wurden erstmals in den frühen 1960ern entdeckt, als Radioastronomen in einer optischen Sternaufnahme ein kleines aber sehr helles Radioobjekt ausmachten, das als 3C 48 bezeichnet ist. Als sie das Spektrum des optischen Objektes anfertigten, fanden sie unerwartete und zunächst unerklärbare Emissionslinien, die ein flaches Kontinuum überlagerten. Dieses Objekt blieb rätselhaft bis im Jahre 1963 ein weiteres, ähnliches aber im Optischen helleres Objekt, 3C 273, untersucht wurde. Die Forscher bemerkten, daß 3C 273 ein normales Spektrum mit den selben Emissionslinien, die auch bei Radiogalaxien beobachtet werden, hatte, das jedoch sehr stark rotverschoben war. (Das bedeutet, daß die Spektrallinien ähnlich wie beim Dopplereffekt, zu längeren Wellenlängen hin verschoben sind.) Falls man der Rotverschiebung jedoch eine Geschwindigkeit zuordnen würde, so würde sie hier eine gewaltige Geschwindigkeit implizieren, mit der sich das Objekt entfernt. Im Falle von 3C 48 war die Rotverschiebung so groß, daß die bekannten Linien so weit verschoben sind, daß sie nicht erkannt wurden. Es wurden viele mehr solcher Objekte gefunden. Sie wurden als Quasistellare Radioquellen - kurz Quasare - bekannt.

SDSS Aufnahme eines Quasars bei z=5,8

Heute wissen wir, daß Quasare extreme Beispiele energiereicher Kerne von Galaxien darstellen. Die Menge an Strahlung, die von einem solchen Kern ausgestrahlt wird, überstrahlt das Licht der übrigen Teile der Galaxie, so daß nur sehr spezialisierte Beobachtungstechniken die Existenz der Galaxie enthüllen können. Dies ist der Grund, warum Quasare in den meisten optischen Aufnahmen wie Sterne erscheinen - alles was wir sehen ist der helle zentrale Antrieb.

Ein Quasar besitzt viele bemerkenswerte Eigenschaften. Obwohl er extrem klein ist (er hat nur die Größe des Sonnensystems) emittiert er bis zu 100mal mehr Strahlung als eine ganze Galaxie. Die Galaxie, die dem brillanten Bild eines Quasars zugrundeliegt, hat, abgesehen von den oberflächlichen, großräumigen Effekten des Quasars in ihrem Zentrum, wahrscheinlich ziemlich normale Eigenschaften. Quasare werden von einem supermassiven Schwarzen Loch im Zentrum der Galaxie angetrieben, wobei die Emission, die wir beobachten, von der Materie in einer Akkretionsscheibe stammt, die um das Schwarze Loch wirbelt.

Die SDSS (und andere optische Durchmusterungen des Himmels) kann sehr weit entfernte Quasare (bei Rotverschiebungen von 4-6, entsprechend einem Rückblick über 90% des Alters des Universums) entdecken, da sie wie Sterne aussehen aber sehr spezielle Farben haben. Durch die Suche nach Objekten mit diesen Eigenschaften und der anschließenden Aufnahme von deren Spektren, wird erwartet, daß die SDSS Tausende von Quasare bei Rotverschiebungen größer als 4 findet. Im April 2001 wurde der bisher am weitesten entfernte bekannte Quasar bei einer Rotverschiebung von 6,28 von der SDSS entdeckt.