Typen von Galaxien

Schon eine oberflächliche Betrachtung von Himmelsaufnahmen zeigt, dass die Galaxien recht verschiedene Formen haben. Manche zeigen Spiralstruktur, und zwar teils locker, teils eng zusammengewunden. Dazu gehören auch die Balkenspiralen, bei denen die Arme von zwei Enden eines »Balkens« ausgehen, der durch das Zentrum des Systems zu laufen scheint. Andere Galaxien erscheinen elliptisch. Dabei gibt es alle möglichen Formen, angefangen von sehr langen, schmalen Systemen bis hin zu solchen, die von der Erde aus fast kreisförmig aussehen. Schließlich gibt es noch unregelmäßige Galaxien ohne definierte Form. Hierzu gehören die meisten Zwergsysteme, aber man kennt auch größere irreguläre Systeme, wie z. B. M 82, eine Radioquelle im Großen Bären. Die Hubble-Klassifikation
Die moderne Phase der Galaxienforschung begann Anfang der 20er Jahre, als Edwin Hubble (1889-1953) mit dem 254-cm-Spiegelteleskop auf dem Mt. Wilson in Kalifornien endgültig nachwies, dass es Sternsysteme gibt, die nicht zu den Außengebieten unserer eigenen Galaxie gehören, sondern viel weiter draußen selbstständig im Raum existieren. Hubble stellte eine Klassifikation auf, die auch für spätere, mehr ins einzelne gehende Unterteilungen maßgebend geblieben ist. Er unterschied drei Haupttypen: Spiralen, Balkenspiralen und elliptische Systeme. Die unregelmäßigen Galaxien wurden zwar vermerkt, aber nicht gesondert klassifiziert. Die Versuchung lag nahe, in Hubbles Klassifikation eine Entwicklungsfolge zu sehen, obwohl sie ursprünglich nur nach Maßgabe zunehmender Abplattung erfolgt war. Tatsächlich sind die elliptischen Systeme in Wirklichkeit Rotationsellipsoide, die nur in der Blickprojektion wie Ellipsen aussehen. Eine durchgehende Entwicklungsfolge der Galaxien gilt mangels genauerer Kenntnisse immer noch als höchst problematisch. Auch die Entstehung der Spiralarme ist noch recht unklar. Immerhin steht fest, dass die Sterne in der »Scheibe« eines Spiralsystems größtenteils in annähernd kreisförmigen Bahnen um den Kern laufen, und zwar alle in derselben Richtung. Die Spiralarme werden dabei »nachgeschleppt«. Sie scheinen eine Art von Welle zu sein, die durch die Sterne und das Gas läuft. Ob sie als langlebig im kosmischen Maßstab gelten können, ist sehr fraglich. Jedenfalls scheinen Spiralsysteme mit ihren vielen heißen Sternen der Population I und ihrer interstellaren Materie in ihrer Entwicklung weniger fortgeschritten zu sein als die elliptischen Galaxien, deren hervorragendste Sterne Rote Riesen späten Spektraltyps sind und in denen es nur verhältnismäßig wenig Nebelsubstanz gibt. In den Seyfert-Galaxien, die 1943 zuerst von Carl Seyfert (1911-60) untersucht worden sind, erscheinen die Kerne fast sternförmig, während die Spiralarme recht lichtschwach und eng gewunden sind. Diese Objekte strahlen Radiowellen aus, es scheint, dass in ihnen große Störungen ablaufen. Ein besonders gutes Beispiel für eine Seyfert-Galaxie ist M 77 im Cetus, deren Gesamtmasse auf 800 Milliarden Sonnenmassen geschätzt wird. Die Hubble-Konstante
Noch ehe Hubble bewiesen hatte, dass die Galaxien in der Tat außerhalb unseres eigenen Sternsystems liegen, hatte man herausgefunden, dass die etwas mehr als 40 Galaxien, von denen brauchbare Spektren vorlagen, sich offenbar von uns entfernen. Das folgte aus dem Doppler-Effekt, wonach eine Galaxie sich von uns fort bewegt, wenn die Linien in ihrem Spektrum nach der langwelligen, roten Seite verschoben sind. Hubble erkannte, dass es eine ausgeprägte empirische Beziehung zwischen der Entfernung einer Galaxie und ihrer Entweichgeschwindigkeit gibt. Diese Geschwindigkeit ist im Wesentlichen der Entfernung proportional, der Proportionalitätsfaktor wird als Hubble-Konstante bezeichnet. Entfernungsbestimmungen
Ein Präzisionsverfahren für die Entfernungsmessung von Galaxien kann es nicht geben. Für nahe Systeme in der Lokalen Gruppe und sogar etwas darüber hinaus lässt sich die Perioden-Helligkeits-Beziehung für Cepheiden benutzen. Dieses Verfahren, bei dem die absolute Leuchtkraft jener Veränderlichen, wie sie aus ihrer Periode folgt, als fotometrische Maßeinheit dient, scheint inzwischen zuverlässig geworden zu sein und Cepheiden sind so hell, dass man sie mit sehr großen Instrumenten noch aus einigen Millionen Lichtjahren Entfernung beobachten kann. Überriesen sind aber noch stärker als Cepheiden. Daher eignen sie sich bis zu etwa 40 Millionen Lichtjahren als Entfernungsmarken – unter der Annahme, dass sie dort den Überriesen in unserer Milchstraße mehr oder weniger ähnlich sind. Natürlich ist diese Methode weniger genau als die der Perioden-Helligkeits-Beziehung der Cepheiden. Nun gibt es in 40 Millionen Lichtjahren Entfernung den großen Virgo-Haufen von Galaxien, in dem alle Typen einschließlich Spiralen vertreten sind. Nachdem man deren Größe bestimmt hat, kann man sie auch – allerdings mit abermals verminderter Genauigkeit – zur Entfernungsbestimmung heranziehen. Auch Supernovae lassen sich verwenden. Für die aller weitesten Galaxien kennt man allerdings vorläufig noch kein Mittel zur Entfernungsbestimmung außer ihrer Rotverschiebung. Wenn man aus diesem Spektraleffekt die Entfernung ableiten will, muss man allerdings voraussetzen, dass das von Hubble entdeckte »Gesetz« einer linearen Abhängigkeit zwischen beiden Größen überhaupt – und auch dort noch – gilt. Es wäre äußerst wünschenswert festzustellen, ob sich darin systematische Abweichungen zeigen.

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Info 20.11.2017 05:09
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