Galaxie

Wikipedia http://de.wikipedia.org/wiki/Hauptseite MediaWiki 1.6alpha first-letter Media Spezial Diskussion Benutzer Benutzer Diskussion Wikipedia Wikipedia Diskussion Bild Bild Diskussion MediaWiki MediaWiki Diskussion Vorlage Vorlage Diskussion Hilfe Hilfe Diskussion Kategorie Kategorie Diskussion Portal Portal Diskussion 1925 13986629 2006-02-23T15:52:08Z 80.144.166.123 /* Allgemeines */ Sonnensystem -> Galaxien, bräuchte -> braucht [[Bild:Andromeda_Galaxy.jpg|framed|Galaxien: Andromedagalaxie [[M 31]] mit den Satellitengalaxien [[M 32]] (links oberhalb des Zentrums von M 31) und [[M 110]] (unterer Bildrand)]] Als eine '''Galaxie''' ([[griechische Sprache|griechisch]] '''γαλαξίας''', ''galaxías'' [männlich] - ''der milchige [Sternennebel], die [[Milchstraße]]'') wird in der [[Astronomie]] allgemein eine [[Gravitation|gravitativ]] gebundene große Ansammlung von [[Materie]] wie [[Stern]]en und Sternsystemen, [[Gasnebel]]n, Staubwolken und sonstigen Objekten bezeichnet. Unsere Galaxie heißt auch '''die Galaxis''' oder die '''Milchstraße'''. In einer dunklen und klaren Nacht sehen die dicht gedrängten Sterne der galaktischen Scheibe tatsächlich wie eine Spur von verschütteter Milch aus. ==Allgemeines== Die verschiedenen Galaxien sind durch große, weitgehend leere Zwischenräume voneinander getrennt. Aufgrund der letzten "[[Ultra-Deep-Field]]"-Aufnahmen des [[Hubble-Teleskop]]s vom März 2004 kann man grob abschätzen, dass mit heutiger Technik von der [[Erde]] aus über 5*10¹⁰ (50 Milliarden) Galaxien theoretisch beobachtet werden könnten. Die Anzahl der Sterne in einer durchschnittlichen Galaxie wird mit etwa 10¹¹ (100 Milliarden) angenommen. Die Andromeda Galaxie ist die nächste größere Nachbargalaxie der Milchstraße, in der wir leben, aber schon die Entfernung zwischen diesen beiden Galaxien ist fast unvorstellbar groß. Das Licht braucht zwei Millionen Jahre, um von einem zum anderen zu kommen. ==Einteilung== ===Haupt- und Untergruppen=== Galaxien werden nach ihrer Form in verschiedene Haupt- und Untergruppen der so genannten [[Hubble-Sequenz|Hubble-Klassifikation]] eingeteilt: * [[Elliptische Galaxie]]n werden nach ihrer numerischen [[Exzentrizität (Mathematik)|Exzentrizität]] in die Klassen '''E0''' (kreisförmig) bis '''E7''' (stark abgeplattet) eingeteilt Die Zahl hinter dem E gibt die erste Nachkommastelle der Exzentrizität an, d. h. eine Galaxie der Klasse '''E7''' hat die Exzentrizität 0,7. [[Bild:Interacting Galaxies 1.png|thumb|150px|Scheibengalaxien in der Simulation]] * ''lentikuläre'' (linsenförmige) Galaxien gehören der Klasse '''S0''' an. Sie haben einen Kern, der dem der Spiralgalaxien entspricht, aber keine Spiralarme (Beispiel: [[Messier 102|M 102]]). * Spiralgalaxien haben einen Kern und davon ausgehende Spiralarme. Sie werden weiter in die Klassen '''Sa''', '''Sb''' und '''Sc''' unterteilt. Galaxien vom Typ '''Sa''' haben einen sehr ausgeprägten Kern (Beispiel: [[Sombreronebel]] M 104). Der Typ '''Sc''' hat einen relativ schwachen galaktischen Kern und manchmal fast die Gestalt eines in sich verschlungenen "S" (Beispiel: der [[Dreiecksnebel]] M 33). Zusammen mit den lentikulären Galaxien werden Sa, Sb und Sc auch als ''Scheibengalaxien'' zusammengefasst; von Laien werden sie meist ''Spiralnebel'' genannt. * [[Balkenspiralgalaxie]]n haben vom Zentrum ausgehend einen langen Balken, an den sich dann die Spiralarme anschließen. (Beispiel: [[Messier 109|M 109]]) Ebenso wie die Spiralgalaxien werden sie je nach der Ausprägung ihres Kerns in die Klassen '''SBa''', '''SBb''' und '''SBc''' unterteilt. Es gibt Anzeichen, dass unsere Galaxis eine Balkenspirale ist. * [[Irreguläre Galaxie|Irreguläre]] (unregelmäßige) Galaxien haben weder Spiralarme noch elliptische Form. Sie sind im Mittel leuchtschwächer als [[Ellipse|elliptische]] und Spiralgalaxien. ===Sonderformen=== Weiterhin gibt es Sonderformen von Galaxien, die sich nicht in obiges Schema einordnen lassen. U. a. sind dies: * [[Zwerggalaxie]]n sind Galaxien geringerer Helligkeit, sie sind viel zahlreicher als Riesengalaxien. Anders als bei diesen gibt es vor allem elliptische (dE), spheroidale (dSph) und irreguläre (dIrr) Zwerggalaxien. [[Bild:Interacting Galaxies 3.png|thumb|150px|Wechselwirkende Galaxien in der Simulation]] * [[Wechselwirkende Galaxien]] sind Begegnungen zwischen zwei oder mehreren Galaxien. Da man je nach Stadium der Wechselwirkung unterschiedliche Kerne und auch Gezeitenarme beobachten kann, passen auch diese Systeme nicht in das obige Klassifikationsschema. * Als [[aktiver Galaktischer Kern|aktive Galaxien]] bezeichnet man i. A. eine Untergruppe von Galaxien mit einem besonders hellen Kern (engl. auch AGN, Active Galactic Nucleus genannt). Diese hohe Leuchtkraft deutet sehr wahrscheinlich auf ein aktives massereiches [[Schwarzes Loch]] im Zentrum der Galaxie hin. Zu dieser Gruppe zählen: ** [[Radiogalaxie]]n 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. ** [[Seyfertgalaxis|Seyfertgalaxien]] haben einen sehr hellen, sternförmigen Kern und zeigen im Bereich des visuellen Spektrum prominente [[Emissionslinie]]n. Etwa ein Prozent der Hauptgalaxien gehören zu dieser Kategorie. ** [[Quasar]]e sind die Objekte mit der größten [[absolute Helligkeit|absoluten Helligkeit]], die beobachtet wurden. Aufgrund der großen Entfernung dieser Objekte kann man nur deren kompakten, sternförmigen Kern beobachten. * Heftige Galaxien. Eine Galaxie, die ungewöhnlich viel Energie erzeugt und aussendet. Etwa ein Prozent der Hauptgalaxien fallen in diese Kategorie. Sie werden auch explodierende Galaxien genannt, diese Bezeichnung ist irreführend, weil sie vermuten lässt, dass die Galaxie auseinanderfliegen könnte. Eine heftige Galaxie sendet aber höchstens kleine Teile ihrer Masse in den intergalaktischen Raum aus. * [[Polarring-Galaxie]]n beschreiben recht seltene Ergebnisse der Verschmelzung zweier Galaxien. 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 Galaxien 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 meist senkrecht zur Galaxienhauptebene ausgerichtet ist, spricht man von Polarring-Galaxien. Es gibt hierbei ebenfalls Anzeichen, dass unsere Galaxie einen solchen Polarring besitzt. Beispiel: Wagenradgalaxie. * [[Gezeitenarm-Galaxie]]n (tidal dwarf galaxies, TDG) sind Galaxien, die in einem anti-hierarchischen Prozess gebildet werden. Sie entstehen bei der Wechselwirkung zweier gasreicher Galaxien in langen Gezeitenarmen aus Gas und Staub. * [[Starburstgalaxie|Starburst]]-Galaxien sind Galaxien mit einer sehr hohen Sternentstehungsrate und der daraus folgenden intensiven Strahlung. Eine gut erforschte Starburstgalaxie ist [[Messier 82|M 82]]. ==Entstehung und Entwicklung== Der [[Hintergrundstrahlung|Mikrowellenhintergrund]] gibt die Materieverteilung des Universums 380 000 Jahre nach dem [[Urknall]] wieder. Damals war das Universum noch sehr homogen: Die Dichtefluktuationen lagen in der Größenordnung von 1 zu 10^-5. Im Rahmen der [[Kosmologie]] kann das Anwachsen der Dichtefluktuation durch den Gravitationskollaps beschrieben werden. Dabei spielt vor allem die [[Dunkle Materie]] eine große Rolle, da sie gravitativ über die [[baryon]]ische Materie dominiert. Unter dem Einfluss der Dunklen Materie wachsen die Dichtefluktuationen, bis sie zu dunklen [[Halo (Astronomie)|Halos]] kollabieren. Das Gas fällt in diese Halos, verdichtet sich, und es kommt zur Bildung der Sterne. Die Galaxien beginnen sich zu bilden. Die eigentliche Galaxienbildung ist aber unverstanden, denn die gerade erzeugten Sterne beeinflussen das einfallende Gas, was eine Simulation schwierig macht. Nach ihrer Entstehung haben sich die Galaxien weiter entwickelt. Die Beobachtung von [[Rotverschiebung|hochrotverschobenen]] Galaxien ermöglicht es, diese Entwicklung nachzuvollziehen. Weitere wichtige Erkenntnisse lieferte die [[Millennium-Simulation]]. Ein Modell der Galaxienentstehung geht davon aus, dass die ersten Gaswolken sich durch [[Rotationsbewegung|Rotation]] zu Spiralgalaxien entwickelt haben. [[Elliptische Galaxie]]n entstehen nach diesem Modell erst in einem zweiten Stadium durch die Kollision von Spiralgalaxien. [[Spiralgalaxie]]n wiederum können nach dieser Vorstellung dadurch anwachsen, dass nahe (Zwerg-)Galaxien in ihre Scheibe stürzen und sich dort auflösen ([[Akkretion]]). Auch wenn es bei Spiralgalaxien so aussieht, als würde die Galaxie nur innerhalb der Spiralarme existieren, so befinden sich auch in weniger leuchtstarken Teilen der Galaxien-Scheibe verhältnismäßig viele Sterne. Eine Galaxie rotiert nicht starr wie ein Rad; vielmehr laufen die einzelnen Sterne aus den Spiralarmen heraus und hinein. Die Spiralarme sind sichtbarer Ausdruck stehender '''Dichtewellen''' (etwa wie Schallwellen in Luft), die in der galaktischen Scheibe umherlaufen. Diese Theorie wurde zuerst von [[Chia-Chiao Lin]] und [[Frank Shu]] in den 1960er Jahren aufgestellt. Danach ist in den Spiralarmen und im zentralen Balken die Materiedichte erhöht, so dass dort verhältnismäßig viele helle, blaue und kurzlebige Sterne aus dem interstellaren Medium neu entstehen. Dadurch erscheinen diese Bereiche heller als ihre Umgebung. Diese Dichtewellen entstehen durch das Zusammenspiel aller Stern[[umlaufbahn]]en, denn die Sterne bewegen sich nicht wie etwa die [[Planet]]en im [[Sonnensystem]] gleichmäßig um ein festes Zentrum (ein schwarzes Loch im Galaxienzentrum), weil dafür die Gesamtmasse der Galaxie nicht konzentriert genung ist. Daher kehrt ein Stern nach einer Umrundung des Galaxienzentrums nicht wieder an seinen Ausgangspunkt zurück, die Bahnen sind also keine [[Ellipse]]n, sondern besitzen die Form von [[Rosette]]n. Dichtewellen entstehen nun, wenn sich viele Sterne gleichschnell bewegen. So sind in einer Balkenspiralgalaxie alle Bahnen gleich gegeneinander ausgerichtet, in einer reinen Spiralgalaxie dagegen noch gegeneinander verschoben. Die [[Synchronisierung]] der Bahnen erfolgt durch [[Gravitation|gravitative]] [[Rückkopplung]]. Mittels [[Computersimulation]]en, die auch [[interstellares Gas]] berücksichtugen, kann sogar die Ausbildung von Spiralarmen modelliert werden. Dabei zeigt sich, dass diese keineswegs statisch sind, sondern entstehen und vergehen. Danach durchläuft jede Galaxie einen Kreislauf (Dauer ca. 10 Milliarden Jahre) der ständigen Umwandlung von der Balken-in die Spiralform und zurück. Die Beschreibung der Entwicklung von Galaxien ist jedoch als aktueller Forschungsgegenstand noch nicht abgeschlossen und somit noch nicht ausreichend sicher erklärbar. == Kollidierende Galaxien == Bevor Galaxien zusammenstoßen, nähern sie sich zunächst auf einem direkten Kollisionskurs. Dann prallen sie aufeinander. Dabei entstehen im Inneren sehr viele neue Sterne. In einigen Millionen Jahren, wenn die Galaxien regelrecht miteinander verschmolzen sind, strahlen sie im blauen Licht der neugeborenen Sterne. Eine solche Kollision kann hunderte von Millionen Jahren dauern. Dabei können sich die Formen der Galaxien stark verändern. Kollisionen zwischen zwei Galaxien sind ziemlich häufig. Die Sterne können durch die Schwerkraftwirkung der Galaxien stark abgelenkt werden. Beispiele für solche kollidierenden Galaxien, die schon z.T. verschmolzen sind, sind die Systeme M 51 - NGC 5195 und die "Rattenschwanz"-Galaxien NGC 4038 - NGC 4039 im Sternbild Adler. ''Siehe auch:'' [[Astronomisches Objekt]] - [[Hubble-Sequenz]] - [[Liste der hellsten Galaxien]] == Weblinks == {{Wiktionary|Galaxie}} {{Commons|Category:Galaxies|Galaxien}} ===Artikel=== *[http://www.mpa-garching.mpg.de/mpa/pub_resources/pop_science/physik_journal_galaxien.pdf Die Entstehung der Galaxien] (PDF) ===Literatur=== Timothy Ferris - Galaxien Françoise Combres: ''Galaktische Wellen''. In: Spektrum der Wissenschaft 01/06, S. 22ff ===Bilder=== * http://home.ccc.at/heinzscs/bilder1.htm * http://www.mpa-garching.mpg.de/~felix/Sterne/hubble_small.jpg - Bild ===Videos=== [[Real Video|Real Video Streams]] (Aus der Fernsehsendung [[Alpha_Centauri_(TV)|Alpha Centauri]]): * [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=051109.rm Sind Galaxien stabil?] * [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990606.rm Wie entstehen Galaxien?] * [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000213.rm Wie entstehen Galaxienhaufen?] * [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=001217.rm&g2=1 Stoßen Galaxien zusammen?] * [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=030105.rm Was ist eine Ring-Galaxie?] * [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=041124.rm Was sind Polarring-Galaxien?] [[Kategorie:Galaxie]] [[ar:مجرة]] [[ca:Galà xia]] [[cs:Galaxie]] [[da:Galakse]] [[el:Γαλαξίες]] [[en:Galaxy]] [[eo:Galaksio]] [[es:Galaxia]] [[et:Galaktika]] [[eu:Galaxia]] [[fa:کهکشان]] [[fi:Galaksi]] [[fr:Galaxie]] [[gl:Galaxia]] [[he:גלקסיה]] [[hu:Galaxis]] [[id:Galaksi]] [[io:Galaxio]] [[it:Galassia]] [[ja:銀河]] [[tlh:qIb]] [[ko:ì�€í•˜]] [[la:Galaxias]] [[lt:Galaktika]] [[lv:Galaktika]] [[ms:Galaksi]] [[nl:Sterrenstelsel]] [[nn:Galakse]] [[no:Galakse]] [[pam:Galaxy]] [[pl:Galaktyka]] [[pt:Galáxia]] [[ro:Galaxie]] [[ru:Галактика]] [[scn:Galassia]] [[simple:Galaxy]] [[sk:Galaxia]] [[sl:Galaksija]] [[sr:ГалакÑ�ија]] [[sv:Galax]] [[th:à¸�าà¹�ล็à¸�ซี]] [[vec:GaÅ‚azsia]] [[vi:Thiên hà ]] [[zh:河外星系]]

Diese Version des Artikels stammt vom 25.02.2006.

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