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Kosmologie/Galaxien: Welteninseln im Kosmos

Aus AnthroWiki

Galaxien: Welteninseln im Kosmos

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Zwei Hilfsteleskope am Paranal-Observatorium in Chile beobachten den Nachthimmel mit der deutlich sichtbaren Milchstraße.

Die Entdeckung der Galaxien und der Expansion des Universums

Die Andromeda-Galaxie ist die der Milchstraße am nächsten gelegene Spiralgalaxie
Das Ultra-Deep-Field zeigt rund 10.000 Galaxien in einem dreizehnmillionsten Teil des Himmels

Die Entdeckung der Galaxien war ein langwieriger Prozess, der sich über mehrere Jahrhunderte erstreckte. Der Name „Galaxis“ leitet sich vom griechischen Wort „galaxias“ (γαλαξίας) ab, das „milchig“ oder „Milchstraße“ bedeutet. Mit diesem Name wurde ursprünglich unsere heimatliche Milchstraße bezeichnet, die sich als in klaren Nächten gut sichtbares milchig-weißes Band über volle 360° des Sternenhimmels erstreckt. Diese Bezeichnung geht auf die antike Sage zurück, wonach es sich dabei um die Milch (γάλα gála) der Göttermutter handelt. Der griechische Philosoph Demokrit (ca. 460–370 v. Chr.) war einer der ersten, der die Milchstraße als Ansammlung von Sternen beschrieb. Bewiesen wurde das allerdings erst durch Galileo Galilei, der diese mit bloßem Auge nicht sichtbaren Sterne erstmals 1609 durch durch das von ihm weiterentwickelte Fernrohr betrachtete.[1]

Der englische Philosoph, Astronom und Architekt Thomas Wright hatte schon in seinem 1750 veröffentlichten Hauptwerk „An Original Theory or New Hypothesis of the Universe“[2] seine damals höchst originelle und bahnbrechende Theorie über die Struktur des Universums vorgestellt. Er übernahm die zuvor schon von Giordano Bruno geäußerte Idee eines erweiterten Kopernikanischen Systems, wonach die Sonne nur eine von vielen in einem von unzähligen Sonnen und Planeten bevölkerten unendlichen Universum sei - eine Ketzerei, für die Giordano Bruno noch im Jahr 1600 in Rom mit dem Tod auf dem Scheiterhaufen bestraft worden war.[3] Die Milchstraße beschrieb Wright als flache Scheibe aus Sternen und stellte die Hypothese auf, dass die Sonne und unser gesamtes Sonnensystem Teil dieser Scheibe seien. Er vermutete, dass die Sterne in der Milchstraße nicht gleichmäßig verteilt sind, sondern sich in einem schalenförmigen System um ein zentrales Kraftzentrum herum anordnen. Diese Idee widersprach damals der gängigen Meinung, dass die Sterne im unendlichen Universum gleichmäßig verteilt sind. Wright ordnete damit das Sonnensystem in einen viel größeren Kontext ein.

Obwohl Wrights bahnbrechende Theorie seiner Zeit weit voraus war, oder vielleicht gerade deswegen, stieß sie nur auf gemischte Reaktionen. Einige Gelehrte, wie der französische Philosoph Denis Diderot, begrüßten Wrights Ideen, während andere sie als spekulativ und unzureichend begründet ablehnten. Trotz der Kontroverse beeinflusste Wrights Werk die späteren Astronomen und Kosmologen, darunter Immanuel Kant und Wilhem Herschel. Kant griff Wrights Ideen in seinem Werk "Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels" (1755) auf und entwickelte sie weiter. Er argumentierte, dass sich andere Milchstraßen, die er "Inseluniversen" nannte, im gesamten Universum befinden müssten. Alexander von Humboldt sprach von ihnen als „Welteninseln“.[4]

1771 erstellte der französische Astronom Charles Messier (1730–1817) einen heute noch für die Praxis bedeutsamen Katalog von 110 „nebulösen Objekten & Sternhaufen“, von denen einige später tatsächlich als Galaxien identifiziert wurden.[5]

Der deutsch-britische Astronom William Herschel (1738-1822), der 1781 den Uranus entdeckte, untersuchte die Struktur der Milchstraße, aufbauend auf den Annahmen von Thomas Wright, den er als Pionier auf diesem Gebiet bezeichnete. In seinem Werk „On the Construction of the Heavens“ aus dem Jahr 1785 präsentierte Herschel eine Karte der Milchstraße, die auf seinen genauen Beobachtungen der Sterndichte am Himmel basierte und vermutete, dass die Sterne in der Milchstraße in einer flachen, scheibenförmigen Struktur angeordnet sind, die sich in der Mitte verdickt.

Mittels seines großen Teleskops „Leviathan“ entdeckte der irische Astronom William Parsons, 3. Earl of Rosse, 1845 erstmals die Spiralstruktur in der Whirlpool-Galaxie (M 51). Dies war der erste direkte Hinweis auf die Spiralstruktur von Galaxien.

1912 analysierte der amerikanische Astronom Vesto Melvin Slipher (1875-1969) am Lowell-Observatorium in Flagstaff, Arizona das Spektrum des Lichts verschiedener „nebliger Objekte“ am Himmel, die später als Galaxien bezeichnet wurden, und stellte fest, dass die Spektrallinien bei vielen dieser nebeligen Objekte verschoben waren, in den meisten Fällen in Richtung des roten Endes des Spektrums. Diese Beobachtung wurde als Rotverschiebung bezeichnet. Sie beruht auf dem optischen Doppler-Effekt und zeigt, dass diese Galaxien sich von uns weg bewegen. Slipher konnte auf diesem Weg auch erstmals die Radialgeschwindigkeit eines „Spiralnebels“ messen.

Aufgrund der noch unzureichenden Leistung der astronomischen Teleskope gelang es lange nicht, die „Spiralnebel“ in einzelne Sterne aufzulösen. Unklar blieb auch bis in die frühen 1920er-Jahre, ob sie innerhalb oder außerhalb unserer Milchstraße liegen. Berühmt wurde die „große Debatte“ die Harlow Shapley (1885-1972) und Heber D. Curtis (1872-1942), zwei bedeutende Astronomen ihrer Zeit, am 26. April 1920 im National Museum of Natural History in Washington, D.C. führten und ihre kontroversen Argumente vor Fachleuten und der interessierten Öffentlichkeit präsentierten. Shapley vertrat die Ansicht, dass die Spiralnebel Teil der viel größer zu denkenden Milchstraße seien und unsere Sonne nicht in deren Zentrum stehe.[6] Curtis hingegen vertrat die Meinung, dass die Spiralnebel eigenständige Sternsysteme seien, die außerhalb unserer Milchstraße lägen.[7] Trotz des lebhaften Meinungsaustauschs konnten keine abschließenden Ergebnisse erzielt werden, da die verfügbaren Daten noch nicht ausreichten, um eine der beiden Ansichten eindeutig zu bestätigen.[8] Die Shapley-Curtis-Debatte von 1920 war dennoch ein Schlüsselmoment in der Geschichte der Astronomie. Sie zeigte die Bedeutung von wissenschaftlichen Debatten und dem offenen Austausch von Ideen, um unser Verständnis des Universums zu erweitern. Obwohl keine der beiden Parteien aus der Debatte als klarer Gewinner hervorging, trug sie dazu bei, den Weg für zukünftige Forschungen zu ebnen und die Astronomie in neue Richtungen zu lenken.

Schon wenig später führten die Beobachtungen von Edwin Hubble (1889-1953) schließlich zu einer grundlegenden Neubewertung der Größe und Struktur des Universums und bestätigten die Ansicht, dass Spiralnebel tatsächlich eigenständige Galaxien außerhalb der Milchstraße sind und diese nur eine von vielen ist. Darüber hinaus entdeckte Hubble auch, dass sich alle diese Galaxien von uns wegbewegen, was auf eine Expansion des Universums hindeutet. Diese Entdeckungen führten zur Entwicklung der Urknalltheorie, die besagt, dass das Universum aus einem extrem heißen und dichten Anfangszustand entstanden ist.

Dunkle Materie und die Halos der Galxien

Datei:Rotation curve of spiral galaxy Messier 33 (Triangulum).png
Tatsächliche Rotationskurve der Spiralgalaxie Messier 33 (gelbe und blaue Punkte mit Fehlerbalken) und eine aufgrund der Verteilung sichtbarer Materie vorhergesagte (gestrichelte, graue Linie). Die Abweichung zwischen den zwei Kurven kann mit einem, die Galaxie umgebenden, Halo aus Dunkler Materie erklärt werden.[9][10][11][12]
Links: Animation einer Galaxie mit einer Rotationskurve, wie sie ohne Dunkle Materie zu erwarten wäre. Rechts: Galaxie mit einer flachen Rotationskurve ähnlich der Rotationskurve real beobachteter Galaxien.

Dunkle Materie ist eines der größten ungelösten Rätsel in der modernen Astrophysik und Kosmologie. Es handelt sich dabei um eine hypothetische Form von Materie, die nicht direkt beobachtet werden kann, aber dennoch einen beträchtlichen Einfluss auf das Universum hat. Auf ihre Spur kam man, als man die Bewegungen der Galaxien genauer untersuchte. Trotz der vielfältigen Belege, die man mittlerweile für ihre Existenz gefunden hat, bleibt die Natur dieser unsichtbaren Substanz aber vorerst noch ein Mysterium.

Die Rotation der Galaxien ist nicht nur ein Schlüsselelement für das Verständnis der Dynamik und Entwicklung von Galaxien, sondern liefert auch wichtige Informationen über die Verteilung der Dunklen Materie im Universum. 1927 bestätigte der niederländische Astronom Jan Hendrik Oort (1900-1992) gemeinsam mit seinen Kollegen die ursprünglich schon von Immanuel Kant vorgeschlagene Rotation der Milchstraße und entwickelte dazu die nach ihm benannten Oortschen Rotationsformeln, welche die differentielle Rotation der Milchstraße beschreiben. Bei seiner Untersuchung der Bewegungen der Sterne in der Milchstraße und bemerkte er, dass die Geschwindigkeiten höher waren als erwartet, wenn man nur die sichtbare Materie in Betracht zieht.[13] 1932 folgerte er daraus, dass es eine zusätzliche, unsichtbare Masse geben müsse, um die beobachteten Geschwindigkeiten zu erklären. Obwohl Oorts Untersuchungen noch nicht direkt auf die Dunkle Materie abzielten, wie wir sie heute kennen, trug seine Arbeit zur Entstehung des Konzepts eine unsichtbaren Masse bei, die schließlich zur Entwicklung der Idee der Dunklen Materie führte.

Ebenfalls noch in den 1930er-Jahren stellte der schweizerisch-amerikanische Astronom Fritz Zwicky fest, dass die Geschwindigkeiten, mit denen sich Galaxien in Galaxienhaufen bewegen, viel höher waren, als aufgrund der sichtbaren Masse zu erwarten. Dies führte schließlich zur Hypothese der Dunklen Materie, die einen Großteil der Masse in Galaxien ausmacht und deren Gravitationseinfluss den Haufen zusammenhält.[14]

In den späten 1970er Jahren untersuchte die amerikanische Astronomin Vera Rubin und ihr Team die Rotationskurven von Galaxien. Gemessen wird die Rotation von Galaxien, indem man die Radialgeschwindigkeiten von Sternen und Gas in verschiedenen Abständen von deren galaktischen Zentren untersucht. Die Doppler-Verschiebung von Spektrallinien ermöglicht es, die Geschwindigkeiten und Rotationskurven der Galaxien zu bestimmen. Die so ermittelten Rotationskurven zeigten, dass die Geschwindigkeit der Sterne in den äußeren Regionen der Galaxien nicht wie erwartet abnimmt, sondern konstant bleibt oder sogar leicht ansteigt. Das steht im Widerspruch zu den Vorhersagen der Newtonschen Gravitationstheorie, wenn man nur von der sichtbaren Materie ausgeht, und deutet darauf hin, dass es in Galaxien eine zusätzliche unsichtbare Masse geben muss, die für die beobachteten Rotationskurven verantwortlich ist. Das war ein weiterer Befund, der die Existenz von Dunkler Materie stützte und zeigte, dass diese in den Halos von Galaxien offenbar weit verbreitet ist.[15]

Halos

Der Halo (von altgriech. ἅλως hálōs ‚Lichthof‘) einer Galaxie ist eine ausgedehnte, kugelförmige Region, die größer als die Galaxie selbst ist und in deren Zentrum die Galaxie eingebettet ist. Im Halo befinden sich wenige, vorwiegend alte Sterne, Gas, und Dunkle Materie. Galaxienhalos sind wichtige Bestandteile von Galaxien und spielen eine entscheidende Rolle bei der Entwicklung und Dynamik dieser kosmischen Strukturen.

Sterne in galaktischen Halos sind typischerweise älter und metallärmer als die Sterne, die in den Scheiben von Spiralgalaxien oder den zentralen Regionen von elliptischen Galaxien zu finden sind.[16] Diese Sterne können sowohl als Population II Sterne in Kugelsternhaufen als auch als Einzelsterne vorkommen. Galaxienhalos enthalten auch Gas, das sowohl aus neutralem Wasserstoff als auch aus ionisiertem Gas bestehen kann. Dieses Gas kann durch Akkretion aus dem intergalaktischen Medium in die Galaxie gelangen oder durch Sternwind und Supernova-Explosionen aus der Galaxie selbst stammen.[17]

Es wird angenommen, dass Dunkle Materie den Hauptanteil der Masse in galaktischen Halos ausmacht und die Gravitationsstruktur bildet, die die Entstehung und Stabilität von Galaxien unterstützt.[18] Da die Dunkle Materie unsichtbar ist und folglich nicht direkt beobachtet werden kann, ist die Größe der Halos nur schwer zu bestimmen. Man bedient sich dabei indirekter Methoden, wie der Analyse der Bewegung von Sternen und Gas innerhalb der Galaxien, sowie numerischer Simulationen.[19]

Die Schätzungen für den Radius des Halos unserer Milchstraße variieren, liegen aber typischerweise in der Größenordnung von etwa 100 bis 200 Kiloparsec (kpc). Eine Studie von Deason et al. (2014) schätzt den Virialradius (eine Größe, die die Grenze des Halo definiert) der Milchstraße auf etwa 150 kpc.[20] Die Masse ihres Halos wird auf etwa 1 bis 2 · 1012 Sonnenmassen geschätzt. Eine Studie von Watkins et al. (2018) schätzt die Gesamtmasse der Milchstraße innerhalb eines Radius von 125 Kiloparsec (kpc) auf 0,96 · 1012 Sonnenmassen, wobei der Großteil der Masse im Halo enthalten ist.[21]

Auch die Angaben für den Halo der Andromeda-Galaxie (M 31) variieren. Eine Studie von Tollerud et al. (2012) schätzt den Virialradius von M 31 auf etwa 200 kpc, basierend auf der Analyse der Satellitengalaxien, die M 31 umkreisen.[22] Kafle et al. (2018) schätzen die Gesamtmasse von M31 innerhalb eines Radius von 200 kpc auf 1,5 · 1012 Sonnenmassen, wobei ebenfalls der größte Teil der Masse im Halo enthalten ist.[23]

Die rätselhafte Natur der Dunklen Materie

Die genaue Natur der Dunklen Materie ist bis heute nicht vollständig verstanden, und verschiedene Theorien wurden entwickelt, um ihre Existenz zu erklären. Eine der populärsten Hypothesen ist die Existenz von WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles), die durch schwache Wechselwirkungen mit normaler Materie gekennzeichnet sind.[24] Andere Modelle schlagen exotischere Partikel wie Axionen[25] und Sterile Neutrinos[26] vor. Es gibt auch alternative Gravitationstheorien wie die Modifizierte Newtonsche Dynamik (MOND)[27], die jedoch Schwierigkeiten haben, alle Beobachtungen zu erklären.

Mehrere experimentelle und beobachtende Ansätze wurden entwickelt, um Dunkle Materie zu detektieren oder ihre Eigenschaften zu untersuchen. Zu diesen zählen:

  1. Direkte Detektion: In Experimenten wie XENON1T[28] und LUX[29] wird versucht, Dunkle Materie-Teilchen direkt durch ihre Wechselwirkung mit normaler Materie in hochsensitiven Detektoren zu erfassen.
  2. Indirekte Detektion: Experimente wie Fermi-LAT[30] und H.E.S.S.[31] suchen nach Hinweisen auf Dunkle Materie durch die Untersuchung von hochenergetischen kosmischen Strahlen und Gammastrahlen, die bei der Annihilation von Dunkler Materie entstehen könnten.
  3. Gravitationslinsen: Beobachtungen von Gravitationslinsen, bei denen das Licht von weit entfernten Galaxien durch die Gravitation von Vordergrundmassen abgelenkt wird, ermöglichen es Astronomen, die Masseverteilung im Universum zu kartieren und so auf die Existenz von Dunkler Materie zu schließen.[32]
  4. Kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB): Die Analyse der CMB, insbesondere durch Experimente wie WMAP[33] und Planck[34], liefert Informationen über die Zusammensetzung des Universums und bestätigt das Vorhandensein von Dunkler Materie.

Die Forschung zur Dunklen Materie geht weiter, mit neuen Experimenten und Beobachtungsstrategien, die entwickelt werden, um unser Verständnis dieses rätselhaften Phänomens zu verbessern. Einige der neuesten und vielversprechendsten Projekte sind:

  1. Das Dark Energy Survey (DES)[35] ist ein groß angelegtes, astrophysikalisches Projekt, das darauf abzielt, die Verteilung von Dunkler Materie und die Natur der Dunklen Energie im Universum zu untersuchen.
  2. Das Large Synoptic Survey Telescope (LSST)[36] wird in der Lage sein, den gesamten Himmel mehrmals pro Woche abzubilden, um Gravitationslinseneffekte und die großräumige Struktur des Universums zu untersuchen, um unser Verständnis von Dunkler Materie weiter zu vertiefen.
  3. Das DarkSide-20k Experiment[37] ist ein geplanter, flüssig-Argon-basierter Dunkle-Materie-Detektor, der darauf abzielt, die Detektionsgrenzen für WIMP-Dunkle-Materie-Wechselwirkungen weiter zu verbessern.

Entstehung und Entwicklung von Galaxien

Galaxien sind riesige Welteninseln im Kosmos, die aus unzähligen Sternen, Planeten, Monden, Gasnebeln, Staubwolken, und anderen kosmischen Objekten bestehen, die durch die Gravitation aneinander gebunden sind. An ihrer Entstehung und Entwicklung sind mehrere Faktoren beteiligt.

Dichtefluktuationen

Die Entstehung der Galaxien ist eng verbunden mit den Dichtefluktuationen, die im frühen Universum kurz nach dem Urknall auftraten. Diese Fluktuationen, die in der kosmischen Hintergrundstrahlung beobachtet wurden, zeigen, dass das frühe Universum nicht perfekt gleichmäßig war, sondern geringe Dichteunterschiede aufwies.[38] Diese winzigen, durch die Gesetze der Quantenphysik bedingten Dichteunterschiede hatten bedeutende Auswirkungen auf die Entwicklung des Universums. Gemäß der Theorie der Gravitationsinstabilität führten diese Dichtefluktuationen dazu, dass Regionen mit etwas höherer Dichte begannen, zusätzliche Materie aus ihrer Umgebung anzuziehen. Im Laufe der Zeit führte dieser Prozess zur Bildung von immer größeren Strukturen, beginnend mit den ersten Sternen und schließlich den ersten Galaxien.[39] Mit der Zeit fusionierten diese ersten Galaxien und bildeten größere Strukturen, was zum heutigen kosmischen Netzwerk von Galaxien, Galaxienhaufen und -superhaufen führte.[40]

Dunkle Materie

In den frühen Stadien des Universums spielten insbesondere Dichtefluktuationen in der Dunklen Materie, die nach heutiger Kenntnis mehr als 23% der Masse des Universums ausmacht, eine entscheidende Rolle bei der Strukturbildung. Die Dunkle Materie begann aufgrund ihrer eigenen Gravitation in größeren Strukturen zusammenzuklumpen, die als Dunkle-Materie-Halos bezeichnet werden. Durch ihre Gravitationswirkung innerhalb dieser Halos zog sie die normale, aus Atomen aufgebaute baryonische Materie an und bildete so die Keime für die Entstehung von Sternen und Galaxien.[41][42]

Die Dunkle Materie beeinflusst auch die Evolution von Galaxien. Ihre Gravitation hält Galaxien zusammen und hilft, ihre Rotation zu erklären. Die Geschwindigkeit, mit der Sterne in Galaxien um das Zentrum rotieren, ist oft so hoch, dass sie die Galaxie aufgrund der von der sichtbaren Materie erzeugten Gravitation verlassen sollten. Die Anwesenheit von Dunkler Materie liefert zusätzliche Gravitation, die hilft, die Sterne in der Galaxie zu halten.[43]

Schließlich kann die Dunkle Materie auch dazu beitragen, die Fusion und Interaktion von Galaxien zu erklären. Da Galaxien in Halos aus Dunkler Materie eingebettet sind, können sie aufgrund der Gravitationswirkungen der Dunklen Materie zusammenstoßen und fusionieren.[44]

Schwarze Löcher

Schwarze Löcher, insbesondere supermassive Schwarze Löcher (SMBHs) im Zentrum von Galaxien, haben einen entscheidenden Einfluss auf die Bildung und Evolution von Galaxien.

SMBHs entstehen vermutlich parallel zur Entstehung ihrer Wirtsgalaxien, obwohl die genauen Mechanismen, die zu ihrer Bildung führen, noch Gegenstand aktueller Forschung sind.[45]

Eine der Schlüsselbeobachtungen, die die Bedeutung von SMBHs für Galaxien hervorheben, ist die enge Korrelation zwischen der Masse des zentralen SMBHs und der Masse des Galaxienbulges oder der Geschwindigkeitsdispersion der Sterne in der Galaxie.[46] Diese Beziehung legt nahe, dass das Wachstum des SMBHs und der Galaxie auf irgendeine Weise miteinander verknüpft sind.

SMBHs können auch die Galaxienbildung durch sogenannte aktive galaktische Kerne (AGNs) beeinflussen, in denen Material, das in das SMBH fällt, extrem leuchtende Strahlung erzeugt. Diese Strahlung kann dazu beitragen, das interstellare Medium der Galaxie aufzuheizen und so die Sternentstehung zu unterdrücken.[47]

Zudem können SMBHs auch Jets ausstrahlen - schmale Strahlen von Materie, die sich mit nahezu Lichtgeschwindigkeit bewegen. Diese Jets können Schockwellen in das interstellare Medium der Galaxie senden und ebenfalls die Sternentstehung beeinflussen.[48]

Die Klassifizierung der Galaxien

Es gibt verschiedene Arten von Galaxien im Universum, die aufgrund ihrer unterschiedlichen physikalischen und strukturellen Eigenschaften in verschiedene Kategorien eingeteilt werden. Die Klassifizierung der Galaxien hat eine lange Geschichte, die eng mit der Entwicklung unserer allgemeinen Kenntnisse über das Universum verknüpft ist.

Die Hubble-Sequenz

Die auch als Stimmgabeldiagramm bezeichnete Hubble-Sequenz.

Die wohl bekannteste Klassifizierung von Galaxien stammt von Edwin Hubble (1889-1953), der 1926 seine berühmte Hubble-Sequenz vorstellte, die wegen ihrer Darstellungsform gerne auch als Stimmgabeldiagramm bezeichnet wird.[49] Hubbles Klassifizierungsschema ordnet die „extragalaktischen Nebel“ nach ihrem visuellen Erscheinungsbild in drei Haupttypen ein: elliptische, spiralförmige und irreguläre Galaxien. Innerhalb dieser Kategorien gibt es weitere Unterteilungen basierend auf spezifischen Merkmalen wie der Elongation der Ellipse oder der Prominenz und Anordnung der Spiralarme.

Vorteile der Hubble-Sequenz sind ihre Einfachheit und ihre visuelle Anschaulichkeit, die es ermöglicht, eine Vielzahl von Galaxien in ein verständliches und leicht zu interpretierendes Schema einzuordnen. Zudem stellt Hubbles Klassifizierung eine grundlegende Beobachtung dar: dass Galaxien verschiedene und distinkte Formen aufweisen.

Nachteile sind, dass die Hubble-Sequenz in erster Linie auf der Morphologie basiert und nicht unbedingt die zugrundeliegenden physikalischen Prozesse widerspiegelt, die zu den beobachteten Formen führen. Zudem kann sie das breite Spektrum an Galaxienmorphologien, die im Universum beobachtet werden, nicht vollständig erfassen. Darüber hinaus kann die Hubble-Sequenz Galaxien, die zwischen den Hauptklassen fallen oder ungewöhnliche Merkmale aufweisen, nicht gut behandeln.

De Vaucouleurs-System

Das De Vaucouleurs-System wurde in den 1950er Jahren von Gérard de Vaucouleurs (1918-1995) entwickelt und erweitert Hubbles System, um mehr Galaxientypen zu erfassen.[50] De Vaucouleurs' Klassifizierungsschema umfasst eine detailliertere Unterteilung der Spiral- und elliptischen Galaxien sowie neue Kategorien für linsenförmige Galaxien und solche mit besonderen Merkmalen wie Ringen oder Balken.

Ein Vorteil des De Vaucouleurs-Systems ist, dass es eine größere Vielfalt an Galaxienformen erfasst und dabei feinere Unterschiede in der Morphologie der Galaxien berücksichtigt. Dies macht es besonders nützlich für die Untersuchung spezifischer Fragen über die Morphologie und Struktur von Galaxien.

Nachteile sind, dass das De Vaucouleurs-System komplexer ist als das Hubble-Schema und mehr Expertise und Erfahrung für die korrekte Klassifizierung erfordert. Wie das Hubble-Schema ist auch das De Vaucouleurs-System in erster Linie morphologisch und berücksichtigt nicht unbedingt die physikalischen Prozesse, die zu den beobachteten Formen führen. Zudem kann es sich als problematisch erweisen, Galaxien zu klassifizieren, die mehrere Merkmale aufweisen oder die sich nicht eindeutig in das Schema einordnen lassen.

Automatisierte Klassifizierungsschemata

In den letzten Jahrzehnten wurden aufgrund des Aufkommens von großflächigen Himmelsdurchmusterungen und der Fortschritte in der Datenverarbeitung und Künstlichen Intelligenz auch automatisierte Klassifizierungsschemata entwickelt. Diese Systeme verwenden Algorithmen, um morphologische Merkmale aus Galaxienbildern zu extrahieren und Galaxien basierend auf diesen Merkmalen zu klassifizieren.[51]

Ein Vorteil dieser Schemata ist ihre Fähigkeit, große Mengen an Daten schnell und konsistent zu verarbeiten. Dies macht sie besonders nützlich für die Arbeit mit den riesigen Datensätzen, die moderne Himmelsdurchmusterungen liefern.

Nachteile sind, dass die automatisierten Systeme von der Qualität der Eingangsdaten und der Genauigkeit der Algorithmen abhängen, die zur Extraktion der Merkmale verwendet werden. Zudem können sie Schwierigkeiten haben, ungewöhnliche oder seltene Galaxientypen zu identifizieren, die nicht gut durch die Merkmale erfasst werden, auf die der Algorithmus trainiert wurde.

Zusammenfassend lässt sich sagen, dass kein Klassifizierungsschema für Galaxien perfekt ist, und dass jedes seine Vor- und Nachteile hat. Die Wahl des am besten geeigneten Schemas hängt daher stark von den spezifischen Zielen und Anforderungen der jeweiligen Forschungsaufgabe ab.

Ein Streifzug durch die bunte Vielfalt der Galaxien

Dass sich die vielfältigen Formen der Galaxien nicht in ein einheitliches Schema pressen lassen, soll uns nicht daran hindern, einen Streifzug durch die Wunderwelt der Galaxien zu unternehmen, von denen jede letztlich einzigartig ist. Um die Übersicht nicht zu verlieren, werden wir dabei von der erweiterten Hubble-Sequenz ausgehen und daran anschließend noch weiter spezielle Formen behandeln, die den engen Rahmen dieses Systems sprengen.

Klassifikation nach Hubble

Die elliptische Galaxis Maffei 1 (UGCA 34) im Sternbild Kassiopeia.
Der Herznebel (rechts) und der Seelennebel (links). Die kleine blaue Ellipse unter dem Herznebel ist Maffei 1.
Elliptische Galaxien

Elliptische Galaxien gehören zu den drei Hauptklassen, die von Hubble identifiziert wurden. Sie zeichnen sich durch ihre elliptische Form und ihre relativ gleichmäßige Helligkeitsverteilung aus, wobei sich die Helligkeit von der Mitte der Galaxie nach außen hin abschwächt. In der Hubble-Sequenz werden die elliptischen Galaxien nach ihrer numerischen Exzentrizität in die Klassen E0 (kreisförmig) bis E7 (stark elliptisch) eingeteil, wobei die Zahl hinter dem E die erste Nachkommastelle der Exzentrizität angibt. Beispielsweise hat eine Galaxie der Klasse E7 ungefähr die Exzentrizität 0,7.

Die meisten elliptischen Galaxien sind ausgesprochen groß und enthalten zwischen 105 und 1013 Sonnenmassen. Sie sind oft Teil von Galaxienhaufen und Superhaufen und können manchmal sogar die dominierenden Mitglieder dieser Strukturen sein.[52] Im Gegensatz zu Spiralgalaxien, die einen deutlich definierten Spiralarm-Struktur und eine ausgeprägte Scheibenkomponente aufweisen, haben elliptische Galaxien keine Spiralarme und ihre Sterne sind in einer ungeordneten Art und Weise um das Zentrum herum verteilt. Dies deutet darauf hin, dass die Sternbewegungen in elliptischen Galaxien weitgehend zufällig und weniger durch geordnete Rotation bestimmt sind.[53] Elliptische Galaxien enthalten in der Regel ältere Populationen von Sternen und weisen eine geringe Sternentstehungsrate auf. Sie haben in der Regel eine rote oder gelbliche Farbe, die auf die Dominanz von älteren, roten Riesensternen hinweist.[54] Es gibt mehrere Theorien zur Entstehung von elliptischen Galaxien. Eine der gängigsten Theorien ist, dass sie das Ergebnis von Galaxienverschmelzungen sind, insbesondere von Verschmelzungen von Spiralgalaxien.[55]

Einige der bekanntesten elliptischen Galaxien sind M 49, M 87 und M 60 im Virgo-Galaxienhaufen und die Riesengalaxie Maffei 1 im Sternbild Kassiopeia, die die nächstgelegene elliptische Galaxie zur Milchstraße ist und etwa drei bis vier Megaparsec (ca. 9,8 bis 13,1 Millionen Lichtjahre) von dieser entfernt ist. M 87 ist besonders bekannt für sein supermassives Schwarzes Loch, das als eines der ersten jemals im Bild festgehaltenen Schwarzen Löcher gilt.[56]

Da die elliptischen Galaxien vermutlich den Endzustand vieler Galaxienverschmelzungsprozesse darstellen, sind sie für unser Verständnis der Galaxienentwicklung und -evolution besonders wichtig. Außerdem bieten sie eine einzigartige Umgebung zur Untersuchung von Phänomenen wie supermassiven Schwarzen Löchern, galaktischen Kannibalismus und Sternpopulationen im fortgeschrittenen Alter.

Linsenförmige Galaxien
Die linsenförmige Sombrerogalaxie, aufgenommen vom Hubble-Weltraumteleskop. Sie ist zugleich auch eine typische LINER-Galaxie (siehe unten).

Linsenförmige Galaxien, auch lentikuläre Galaxien genannt, sind Galaxien, die Merkmale sowohl von Spiralgalaxien bzw. Balkenspiralgalaxien als auch von elliptischen Galaxien aufweisen. Linsenförmige Galaxien besitzen eine helle, zentrale Bulge-Region, ähnlich wie elliptische Galaxien, umgeben von einer flacheren Scheibe, ähnlich wie Spiralgalaxien. Im Gegensatz zu Spiralgalaxien zeigen linsenförmige Galaxien jedoch keine Spiralstruktur und weisen nicht die hohen Raten an Sternentstehung auf, die in Spiralgalaxien oft beobachtet werden. Daher besteht ihre Sternpopulation hauptsächlich aus älteren, rötlicheren Sternen, ähnlich wie in elliptischen Galaxien.[57] Die Scheibe einer linsenförmigen Galaxie kann Staub und Gas enthalten, obwohl in der Regel weniger als in Spiralgalaxien. Einige linsenförmige Galaxien können einen schwachen Balken aufweisen, ähnlich wie Balkenspiralgalaxien.

Die lentikulären Galaxien repräsentieren eine Zwischenkategorie in der Hubble-Sequenz und werden mit S0 bzw. SB0 gekennzeichnet.[58][59][60] Die Klassen der Lentikulargalaxien ohne Balken sind S01, S02 und S03, wobei die tiefgestellten Zahlen den Grad der Staubabsorption in der Scheibenkomponente angeben; die entsprechenden Klassen für lentikuläre Galaxien mit einem zentralen Balken sind SB01, SB02 und SB03.[61] Um den mehr spiraligen oder mehr elliptischen Charakter zu kennzeichnen, wird auch folgende Klassifizierung verwendet:

  • S0−: Linsenförmige Galaxien, die mehr Merkmale von elliptischen Galaxien aufweisen.
  • S0: Linsenförmige Galaxien, die sich etwa in der Mitte zwischen elliptischen und Spiralgalaxien befinden.
  • S0+: Linsenförmige Galaxien, die mehr Merkmale von Spiralgalaxien aufweisen.

Eine entsprechende Untergliederung erscheint auch für lentikuläre Gaxien mit Balken sinnvoll, wird aber in der Fachliteratur nicht immer verwendet. Die entsprechenden Klassen wären dann: SB0-, SB0 und SB0+.

Die genaue Entstehung und Evolution von linsenförmigen Galaxien ist immer noch ein offenes und aktives Forschungsgebiet. Eine Theorie schlägt vor, dass sie aus Spiralgalaxien entstehen könnten, in denen die Sternentstehung zum Erliegen gekommen ist, möglicherweise durch Wechselwirkungen mit anderen Galaxien oder mit der heißen Gashülle in Galaxienhaufen.[62] Eine andere Theorie besagt, dass linsenförmige Galaxien das Ergebnis von Verschmelzungsprozessen zwischen Galaxien sind, insbesondere von "trockenen" oder "staubarmen" Fusionen, bei denen wenig Gas vorhanden ist, um neue Sterne zu bilden.[63]

Ein bekanntes Beispiel für eine linsenförmige Galaxie ist Messier 84 (M 84), eine der hellsten Galaxien im Virgo-Galaxienhaufen. Sie ist rund 43 Millionen Lichtjahre von der Milchstraße entfernt. Ein weiteres Beispiel ist NGC 3115, auch bekannt als "Spindelgalaxie" (nicht zu verwechseln mit der ebenso genannten Galaxie M 102), die sich in der Nähe des Südhimmels befindet. Bemerkenswert ist auch die rund 31 Millionen Lichtjahre entfernte Sombrerogalaxie (M 104) im Sternbild Jungfrau.

Spiralgalaxien
Die Dreiecksgalaxie (M 33), aufgenommen mit dem 60cm Teleskop der TU Dresden
Die Whirlpool-Galaxie mit Begleiter, aufgenommen vom Hubble-Weltraumteleskop.

Spiralgalaxien gehören zu den am besten untersuchten und bekanntesten Galaxientypen im Universum. Sie zeichnen sich durch ihre ausgeprägten Spiralarme und ihre zentrale Verdickung, den Bulge, aus. Das bekannteste Beispiel ist die Andromedagalaxie (M 31) im Sternbild Andromeda, die mit einer Entfernung von rund 2,5 Millionen Lichtjahren zugleich die uns nächstgelegene Spiralgalaxie ist. Andere bemerkenswerte Spiralgalaxien sind die rund 2,73 Millionen Lichtjahre[64] von uns entfernte Dreiecksgalaxie (M 33) im Sternbild Dreieck und die etwa 23 Millionen Lichtjahre von uns entfernte Whirlpool-Galaxie (M 51) im Sternbild Jagdhunde, die durch ihre markanten und gut definierten Spiralarme bekannt ist.[65] M51 ist auch bemerkenswert, weil sie eine Begleitgalaxie besitzt und das System eine der besten Beispiele für die gravitative Wechselwirkung zwischen Galaxien ist.

Spiralgalaxien können weiter in Balkenspiralgalaxien und normale Spiralgalaxien unterteilt werden. Balkenspiralgalaxien besitzen eine Balkenstruktur, die durch das Zentrum der Galaxie verläuft und an deren Enden die Spiralarme beginnen.[66] Früher sah man auch unsere Milchstraße oft als normale Spiralgalaxie an, aber genauere Untersuchungen in den letzten Jahrzehnten haben gezeigt, dass unsere Galaxie tatsächlich als Balkenspiralgalaxie klassifiziert werden sollte.[67]

Spiralgalaxien sind ausgedehnte Systeme aus Sternen, Gas und Staub, die eine flache, scheibenförmige Struktur mit ausgeprägten Spiralarmen und einem zentralen Bulge (engl. bulge, „Ausbuchtung, Aufwölbung“) aufweisen. Dieser weist eine höheren Dichte von Sternen im Vergleich zur umgebenden galaktischen Scheibe auf und hat oft eine ellipsoide Form. Im Allgemeinen sind die Sterne in Bulges älter und metallreicher (d.h., sie enthalten mehr schwerere Elemente) als die Sterne in der galaktischen Scheibe.[68] Dies deutet darauf hin, dass die Sternentstehung in diesen Regionen in der frühen Phase der Galaxienentwicklung stattgefunden hat. Darüber hinaus rotieren die Sterne in Bulges im Allgemeinen weniger schnell als die Sterne in der Scheibe und haben eher zufällige Umlaufbahnen, was darauf hinweist, dass sie von gravitativen Störungen und Verschmelzungen mit anderen Galaxien beeinflusst wurden.[69] Die Spiralarme sind hingegen Gebiete mit erhöhter Sternentstehungsaktivität und enthalten zahlreiche junge, heiße Sterne, die ihnen ihr charakteristisches bläuliches Leuchten verleihen. Der zentrale Bulge hingegen enthält in der Regel ältere Sterne und leuchtet daher eher rötlich.[60] Allerdings sind nicht alle Bulges gleich. In einigen Galaxien, insbesondere in denen mit aktiver Sternentstehung, können sogenannte "Pseudobulges" beobachtet werden. Diese Regionen ähneln klassischen Bulges, sind aber aus Gas und jungen Sternen in der galaktischen Scheibe entstanden und weisen oft eine ausgeprägte Spiralstruktur oder Balken auf.

In der Hubble-Sequenz werden Spiralgalaxien als Sa, Sb und Sc klassifiziert, wobei diese Unterteilungen auf die Erscheinung und die Eigenschaften ihrer Spiralarme und ihre zentrale Wölbung (Bulge) Bezug nehmen:

  • Sa-Galaxien haben dicht gewundene, enge Spiralarme und eine große, helle zentrale Bulge. Die Spiralarme dieser Galaxien enthalten relativ wenig Gas und Staub, und ihre Sterne sind älter im Vergleich zu den anderen Spiralgalaxien.
  • Sb-Galaxien haben mäßig gewundene Spiralarme und eine mittelgroße Bulge. Sie weisen eine ausgewogene Mischung aus alten und jungen Sternen sowie Staub und Gas auf.
  • Sc-Galaxien haben locker gewundene, offene Spiralarme und eine kleine Bulge. Die Spiralarme dieser Galaxien enthalten reichlich Gas und Staub, was zu hohen Raten der Sternentstehung führt, und ihre Sterne sind tendenziell jünger im Vergleich zu den anderen Spiralgalaxien.

Die Prozesse, die zur Bildung von Spiralgalaxien führen, sind immer noch Gegenstand aktueller Forschung. Es wird angenommen, dass sie sich aus dem Kollaps großer Wolken aus Wasserstoffgas und Dunkler Materie bilden. Während des Kollapses behält die Wolke ihren Drehimpuls bei und bildet eine rotierende Scheibe. Im Laufe der Zeit bilden sich in dieser Scheibe Sterne, wobei die Dichtewellen im Gas und die Gravitationswechselwirkungen dazu führen, dass sich die charakteristischen Spiralarme bilden.[70] Eine andere Theorie zur Entstehung der Spiralstruktur basiert auf der sogenannten Dichtewellentheorie (englisch Density Wave Theory), nach der die Spiralarme gar keine starren Strukturen sind, sondern Dichtewellen, die sich durch das Gas der Galaxienscheibe bewegen und Gebiete der erhöhten Sternentstehung markieren.[71]

Balkenspiralgalaxien
Der zentrale Bereich der Balkenspiralgalaxie NGC 1300, hochaufgelöst aufgenommen mit der ACS-Kamera des Hubble-Weltraumteleskops.

Balkenspiralgalaxien sind eine Unterkategorie der Spiralgalaxien, die sich durch einen zentralen Balken aus Sternen auszeichnen, der durch das Zentrum der Galaxie verläuft und von dem aus die Spiralarme entspringen. Etwa zwei Drittel aller bekannten Spiralgalaxien, einschließlich unserer eigenen Milchstraße, werden als Balkenspiralgalaxien klassifiziert.[72]

In der Hubble-Sequenz werden Balkenspiralgalaxien durch die Buchstaben SB (englisch „Spiral Barred“) gekennzeichnet, gefolgt von einem kleinen Buchstaben (a, b oder c) der die "Enge" der Spiralarme und den relativen Anteil des zentralen Bulge zum gesamten Galaxiendurchmesser angibt[49]:

  • SBa-Galaxien haben einen ausgeprägten zentralen Balken und dicht gewundene Spiralarme, die aus dem Ende des Balkens herauswachsen. Sie haben eine große zentrale Bulge und relativ wenig interstellares Gas und Staub in ihren Armen.
  • SBb-Galaxien haben ebenfalls einen ausgeprägten Balken, aber ihre Spiralarme sind weniger eng gewunden als bei SBa-Galaxien. Die zentrale Bulge ist kleiner, und es gibt mehr Gas und Staub in ihren Armen.
  • SBc-Galaxien haben den lockersten Balken und die am weitesten geöffneten Spiralarme. Sie haben einen kleinen zentralen Bulge und viel interstellares Gas und Staub, was zu aktiver Sternentstehung führt.

Die Balkenstruktur in Spiralgalaxien besteht in der Regel aus einer geraden Linie von Sternen, die das Zentrum der Galaxie durchläuft. Diese Balken können von wenigen Tausend bis zu mehreren Zehntausend Lichtjahren lang sein und beherbergen oft eine hohe Konzentration an älteren, rot leuchtenden Sternen. Die Spiralarme einer Balkenspiralgalaxie beginnen typischerweise an den Enden des Balkens, im Gegensatz zu normalen Spiralgalaxien, wo die Arme in der Regel nahe dem Zentrum beginnen. Die Arme selbst bestehen aus jungen, blauen Sternen und Gas- und Staubwolken, die als Gebiete aktiver Sternentstehung dienen. In vielen Fällen kann der zentrale Balken dazu beitragen, Gas in Richtung des Galaxienzentrums zu kanalisieren, was zur Fütterung eines zentralen supermassereichen Schwarzen Lochs führen kann.[73]

Die genauen Mechanismen, die zur Bildung von Balken in Spiralgalaxien führen, sind immer noch Gegenstand aktueller Forschung. Es wird angenommen, dass die Balken durch instabile Drehbewegungen in der galaktischen Scheibe entstehen, die zu einer Anhäufung von Sternen und Gas in der Mitte der Galaxie führen.[74] Ein weiterer wichtiger Faktor bei der Bildung von Balken könnte die Wechselwirkung und Verschmelzung mit anderen Galaxien sein. Solche Ereignisse können gravitative Störungen verursachen, die zur Bildung von Balken führen.

Neben unserer Milchstraße ist auch die 67 Millionen Lichtjahre entfernte Galaxie NGC 1300 im Sternbild Eridanus am Südsternhimmel eine typische Balkenspiralgalaxie, die oft wegen ihres markanten und gut definierten zentralen Balkens und ihrer ausgeprägten Spiralarme besonders hervorgehoben wird.

Irreguläre Galaxien
Die Kleine Magellansche Wolke auf einer Aufnahme des Weltraumteleskops Gaia. Der links der Galaxie gelegene helle Fleck ist der Kugelsternhaufen 47 Tucanae (NGC 104).
Die Große Magellansche Wolke in einer Aufnahme des ESO

Irreguläre Galaxien haben nicht die geordneten, symmetrischen Strukturen, die in Spiralgalaxien oder elliptischen Galaxien beobachtet werden. Stattdessen zeigen sie oft eine chaotische Anordnung von Sternbildungsregionen, Gas und Staub. Sie machen etwa 4 Prozent aller Galaxien aus[75] und weisen eine Vielzahl von Formen und Größen auf, von sehr kleinen Zwerggalaxien bis hin zu größeren Systemen. Im Allgemeinen haben sie eine niedrigere Gesamtmasse und einen geringeren Anteil an alten Sternen im Vergleich zu Spiralgalaxien oder elliptischen Galaxien.[76]

Irreguläre Galaxien werden in der Hubble-Sequenz als Irr klassifiziert. Allerdings erkannte Hubble schnell, dass nicht alle irregulären Galaxien gleich sind, und führte daher zusätzliche Unterkategorien ein:

  • Irr I Galaxien sind im Allgemeinen gasreich und zeigen Strukturen und Aktivitäten, die auf eine hohe Sternbildung hindeuten. Sie ähneln spiraligen oder magellanschen irregulären Galaxien, jedoch ohne eine klare Spiralstruktur. Die Große und Kleine Magellansche Wolke sind Beispiele für diese Kategorie.
  • Irr II Galaxien hingegen haben unregelmäßige und chaotische Erscheinungen, die keine Spur von Spiralstruktur oder Rotationsachse aufweisen. Sie sind seltener und ihre Eigenschaften variieren stark.

Erwähnenswert ist auch, dass es noch eine andere Kategorie von Galaxien gibt, die als pekuliäre Galaxien (kurz Pec, für "eigenartig, seltsam") bekannt sind. Diese Galaxien zeigen oft Merkmale, die sie von normalen Spiral- oder Ellipsengalaxien unterscheiden, einschließlich Gezeitenströme, Ringe und ungewöhnliche morphologische Merkmale, die oft auf Wechselwirkungen oder Verschmelzungen mit anderen Galaxien hindeuten. Die reiche Vielfalt der pekuliären Galaxien wird weiter unten gesondert behandelt.

Viele irreguläre Galaxien weisen ein hohes Maß an Sternbildungen auf, die in oft sehr dichten Sternentstehungsgebieten stattfindet, die große Mengen an Gas und Staub enthalten und oft die Heimat von jungen, massereichen Sternen sind.

Bezüglich der Entstehung und weiteren Entwicklung irregulärer Galaxien werden verschiedene Szenarien diskutiert. Eine Möglichkeit ist, dass primordiales Gas in einen flachen, von Dunkler Materie erzeugten Potentialtopf fällt, wodurch sich erste kleine chaotische Sternentstehungsgebiete bilden, aus denen kleine blaue Zwerggalaxien entstehen. Eine weitere Möglichkeit ist, dass irreguläre Galaxien durch gravitative Wechselwirkungen oder Verschmelzungen mit anderen Galaxien entstehen.[77] Denkbar ist auch, dass durch extrem massereiche Sternentstehungsgebiete die ursprünglich reguläre Gestalt stark verformt wird.

Zu den bekanntesten Beispielen für irreguläre Galaxien gehören die Große und Kleine Magellansche Wolke, die beide Satellitengalaxien unserer Milchstraße sind. Diese beiden Galaxien sind für ihre aktiven Sternbildungsregionen bekannt und sind nur von der südlichen Hemisphäre der Erde aus sichtbar.

Es gibt eine Reihe weiterer Galxientypen, die sich nicht eindeutig in die Hubble-Sequenz einordnen lassen bzw. Besonderheiten aufweisen, die in diesem Schema nicht berücksichtig werden. Je nach der oder den ins Auge gefassten Eigenschaften kann es dabei zu unterschiedlichen oder auch mehrfachen Zuordnungen zu bestimmten Typen kommen. Nachstehend folgt eine Übersicht über die wichtigsten Typen dieser außergewöhnlichen Galaxien:

Zwerggalaxien

Zwerggalaxien sind die kleinsten und häufigsten Galaxientypen im Universum. Sie weisen typischerweise eine geringe Gesamtmasse, eine geringe Leuchtkraft, niedrige Oberflächenhelligkeiten und einen geringen Anteil an metallischen Elementen auf. Als metallische Elemente werden in der Astrophysik zusammenfassend alle Elementen bezeichnet, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind, unabhängig davon, ob es sich dabei tatsächlich um Metalle im herkömmlichen Sinn handelt oder nicht. Die Leuchtkraft einer typischen Zwerggalaxie beträgt weniger als eine Milliarde Sonnenleuchtkräfte, was im Vergleich zu den Hunderten von Milliarden Sonnenleuchtkräften, die eine typische Spiralgalaxie wie unsere Milchstraße aufweist, sehr gering ist.[76]

Zwerggalaxien können als elliptisch, unregelmäßig oder sphäroidal klassifiziert werden, je nach ihrer Struktur und Sternenverteilung. Zwergelliptische und Zwergsphäroidale Galaxien weisen tendenziell eine ältere Sternpopulation auf, während unregelmäßige Zwerggalaxien jüngere Sterne und eine erhebliche Menge an Gas für die weitere Sternentstehung enthalten können.[78]

Es gibt mehrere Theorien zur Entstehung von Zwerggalaxien. Eine davon ist, dass sie als Überreste der ersten Generation von Galaxien überlebt haben, die sich im Universum bildeten.[79] Eine andere Theorie schlägt vor, dass einige Zwerggalaxien durch Interaktionen und Kollisionen von größeren Galaxien entstanden sein könnten. Solche Ereignisse können Gas und Sterne aus den beteiligten Galaxien herausreißen und in kleinere, selbst gravitierende Systeme hineintreiben, die zu neuen Zwerggalaxien werden.[80]

Die bekanntesten Beispiele für Zwerggalaxien sind diejenigen, die Mitglieder unserer Lokalen Gruppe sind und die Milchstraße umkreisen. Dazu gehören die ca. 163.000 Lichtjahre entfernte Große Magellansche Wolke und die etwa 200.000 Lichtjahre entfernte Kleine Magellansche Wolke, die die hellsten und sogar mit bloßem Auge sichtbaren Zwerggalaxien sind. Weitere bekannte Zwerggalaxien nahe der Milchstraße sind die nur 280.000 Lichtjahren entfernte Draco-Zwerggalaxie und am Südhimmel die rund 330.000 Lichtjahren von uns entfernte Carina-Zwerggalaxie im Sternbild Kiel des Schiffs.[76] Mit einem geschätzten Alter von 7 Milliarden Jahren dürfte sie sich erst viele Milliarden Jahre später gebildet haben als die anderen bekannten Satellitengalaxien unserer Milchstraße, die mit 13,6 Milliarden Jahren fast so alt wie das ganze Universum ist.

Pekuliäre Galaxien

NGC 4676 („die Mäuse“): IC 820 (links) und IC 819 sind im Begriff miteinander zu verschmelzen und bilden Gezeitenarme.
Hoags Objekt, eine Ringgalaxie im Sternbild Schlange.
Die Wagenradgalaxie, eine typische Polarring-Galaxie.
Die aktive Galaxie NGC 7742 hat einen sehr hellen Kern.
M 82, auch als „Zigarrengalaxie“ bekannt, ist eine Starburstgalaxie.

Pekuliäre Galaxien sind eine Klasse von Galaxien, die durch ungewöhnliche Formen und Strukturen gekennzeichnet sind, die sich von den typischen Eigenschaften von Spiral-, Elliptischen-, und Irregulären Galaxien unterscheiden. Der Begriff "Pekuliäre Galaxie" ist eher deskriptiv und nicht strikt formalisiert, da er eine breite Palette von Galaxientypen abdeckt. Zwischen fünf und zehn Prozent der bekannten Galaxien werden als pekuliär eingestuft[81], weil sie nicht in die traditionellen Klassen der Hubble-Sequenz passen.

Die Erforschung pekuliärer Galaxien begann mit dem Astronomen Halton Arp (1927-2013) in den 1960er Jahren. Arp führte eine systematische Untersuchung von Fotografien des Palomar Observatory Sky Survey durch und stellte einen Katalog von 338 "Pekuliären Galaxien" zusammen, den berühmten Atlas of Peculiar Galaxies.[82] Die darin verzeichneten Galaxien weisen ungewöhnliche Merkmale auf, wie Jets, Gezeitenarme, Ringe und andere unregelmäßige Strukturen, die vermutlich auf gravitative Wechselwirkungen mit anderen Galaxien zurückzuführen sind. Astronomen haben dabei zwei Arten von pekuliären Galaxien identifiziert: wechselwirkende Galaxien und aktive galaktische Kerne (AGN).[83]

Wechselwirkende Galaxien

Wechselwirkende Galaxien sind Begegnungen zweier oder mehrerer Galaxien. Da man je nach Stadium der Wechselwirkung unterschiedliche Kerne und auch Gezeitenarme beobachten kann, können auch diese Systeme nicht in das Klassifikationsschema von Hubble eingeteilt werden.

  • Gezeitenarm-Galaxien (englisch Tidal Dwarf Galaxies, kurz TDG) sind Galaxien, die bei der Wechselwirkung zweier gasreicher Galaxien in langen Gezeitenarmen aus Gas und Staub entstehen.
  • Ringgalaxien sind eine besondere Art von Galaxien, die durch ihre einzigartige ringförmige Struktur auffallen. Sie bestehen aus einem hellen äußeren Ring aus Sternen und interstellarem Medium, der einen weniger dichten, oft fast leeren zentralen Bereich umgibt. Diese ungewöhnliche Struktur ist in der Regel das Ergebnis dramatischer galaktischer Kollisionen und Interaktionen.[84] Die gängigste Theorie zur Entstehung von Ringgalaxien, bekannt als "Kollisionshypothese", besagt, dass sie sich bilden, wenn eine kleinere Galaxie, wie z.B. eine Zwerggalaxie, durch das Zentrum einer größeren Scheibengalaxie hindurchgeht. Diese Kollision verursacht eine Welle von hoher Dichte, die sich von der Mitte der größeren Galaxie ausbreitet und zu einer Periode intensiver Sternbildung führt. Dieser Prozess ist auch als "Starburst" bekannt und führt zur Bildung des hellen äußeren Ringes.[85] Es gibt verschiedene Arten von Ringgalaxien, darunter Resonanzringgalaxien, Polarring-Galaxien und kollidierende Ringgalaxien. Resonanzringgalaxien, wie z.B. die Lindblad-Resonanz-Ring-Galaxie M 94, sind das Ergebnis von Schwingungen innerhalb der galaktischen Scheibe selbst.[86] Ein bemerkenswertes Beispiel für eine Ringgalaxie ist Hoags Objekt, das etwa 600 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Schlange liegt. Polar-Ring-Galaxien, wie z.B. NGC 4650A, sind Galaxien, die einen äußeren Ring von Gas und Sternen besitzen, der senkrecht zur Hauptgalaxie orientiert ist.[87]
  • Polarring-Galaxien sind ein spezieller Typ von Ringgalaxien, die als recht seltenes Ergebnisse der Verschmelzung zweier Galaxien entstehen. Durch gravitative Wechselwirkung kamen sich hierbei zwei Galaxien so nahe, dass oftmals der masseärmere Wechselwirkungspartner zerrissen wurde und dessen Sterne, Gas und Staub im Schwerefeld der anderen Galaxie eingefangen werden. Dabei ergibt sich, abhängig von der Orientierung des Zusammenstoßes, mitunter auch ein Ring aus Sternen, der wie ein zusätzlicher Spiralarm eine Galaxie umgibt. Da dieser Ring meistens senkrecht zur Galaxienhauptebene ausgerichtet ist, spricht man von Polarring-Galaxien (Beispiel: Wagenradgalaxie). Es gibt Anzeichen dafür, dass unsere Galaxis ebenfalls einen solchen Polarring besitzt.
Aktive galaktische Kerne

Aktive galaktische Kerne (englisch Active Galactic Nucleus, kurz AGN) sind die extrem leuchtenden Regionen im Zentrum einiger Galaxien, die eine übermäßige Menge an Strahlung über das gesamte elektromagnetische Spektrum abgeben - von Radiowellen bis zu Röntgen- und Gammastrahlen. Sie gelten als einige der energiereichsten und hellsten Objekte im Universum. Diese hohe Leuchtkraft deutet sehr wahrscheinlich auf ein aktives massereiches Schwarzes Loch im Zentrum der Galaxie hin. Zu dieser Gruppe zählen:

  • Radiogalaxien strahlen sehr viel Synchrotronstrahlung im Bereich der Radiowellen ab und werden daher auch mit Hilfe der Radioastronomie untersucht. Oft beobachtet man bei den Radiogalaxien bis zu zwei Materieströme, so genannte Jets. Beispiele für starke Radiogalaxien sind: Centaurus A, Perseus A, Cygnus A und M 87 im Sternbild Jungfrau.
  • Seyfertgalaxien haben einen sehr hellen, punktförmigen Kern und zeigen im Bereich des visuellen Spektrums prominente Emissionslinien. Etwa ein Prozent der Hauptgalaxien gehören zu dieser Kategorie.
  • BL Lacertae-Objekte sind aktive Galaxien, deren Spektrum keine Absorptions- und Emissionslinien aufweist. Obwohl sie teilweise sehr hell sind, kann ihre Rotverschiebung daher schlecht bestimmt werden. Ihre Helligkeit ist stark variabel. BL-Lac-Objekte gehören neben den Quasaren zu den leuchtstärksten bekannten Objekten.
  • Quasare sind die Objekte mit der größten absoluten Helligkeit, die beobachtet werden. Aufgrund der großen Entfernung dieser Objekte konnte man ursprünglich nur deren kompakten, punktförmigen Kern beobachten, daher der Name Quasar (von englisch: Quasi Stellar Object).

Weitere besondere Arten von Galaxien

  • LINER-Galaxien (von englisch: low-ionization nuclear emission-line region „Region mit Emissionslinien geringen Ionisationsgrades“) weisen überwiegend Emissionslinien von neutralen bzw. schwach ionisierten Atomen auf, wie O, O+, N+ und S+. Das deutet darauf hin, dass die ionisierende Strahlungsquelle eine geringere Energie aufweist als in Quasaren und Seyfert-Galaxien. Der Begriff wurde 1980 von Timothy Heckman geprägt. LINERs machen einen großen Anteil aller nahegelegenen Galaxien aus und sind häufig in großen elliptischen Galaxien zu finden. Ein typisches Beispiel ist die Sombrerogalaxie (M 104). Die Natur der Energiequelle, die diese LINER-Eigenschaften verursacht, ist noch nicht vollständig geklärt. Es wird angenommen, dass sie entweder durch aktive galaktische Kerne (AGN) oder durch Prozesse im Zusammenhang mit der Sternentstehung und Entwicklung erzeugt werden könnten.
  • Starburstgalaxien sind Galaxien mit einer sehr hohen Sternentstehungsrate und der daraus folgenden intensiven Strahlung. Eine gut erforschte Starburstgalaxie ist M 82 im Sternbild Großer Bär, die auch „Zigarrengalaxie“ genannt wird.
  • Ultradiffuse Galaxien sind Galaxien von geringer Leuchtkraft. Zu diesem weit gefassten Typ zählen massereiche Galaxien wie Dragonfly 44 im Coma-Galaxienhaufen, die einen extrem hohen Anteil an Dunkler Materie aufweist. Ihre Masse liegt nahe an derjenigen unserer Milchstraße, ihre Lichtemission ist aber um den Faktor 100 niedriger. Daneben gibt es ultradiffuse Galaxien, denen es an Dunkler Materie fast völlig zu mangeln scheint. Ein Beispiel hierfür ist die fast durchsichtige Galaxie NGC 1052-DF2. Deren Ausdehnung ist mit der unserer Milchstraße vergleichbar, sie besitzt aber rund 200 Mal weniger Sterne als diese.[88][89]
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Die Milchstraße vom irdischen Himmel aus gesehen. Fotos von der gesamten Himmelskugel wurden zusammengefügt und in ein Panoramabild umgewandelt. Die ersten Fotos wurden größtenteils von den ESO Observatorien La Silla und Paranal in Chile aufgenommen. Das endgültige Panoramabild kondensiert 120 Stunden Beobachtungen, die sich über mehrere Wochen erstreckten.[90]

Einzelnachweise

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