Galaxie

Die Andromedagalaxie ist die der Milchstraße am nächsten gelegene Spiralgalaxie

Eine Galaxie ist eine durch Gravitation gebundene große Ansammlung von Sternen, Planetensystemen, Gasnebeln, Staubwolken, Dunkler Materie und sonstigen astronomischen Objekten mit einer Gesamtmasse von typischerweise 109 bis 1013 Sonnenmassen (M). Ihr Durchmesser kann mehrere hunderttausend Lichtjahre betragen.[1] Während große Galaxien häufig die Struktur von Spiralen ausbilden, sind Zwerggalaxien zumeist von irregulärem Typ. Daneben existieren weitere Arten und Formen. Die Milchstraße, Heimatgalaxie unseres Sonnensystems, ist eine Balkenspirale von rund 1,5 Billionen M mit etwa 250 Milliarden Sternen. Von der Erde aus lassen sich mit aktueller Technik mehr als 50 Milliarden Galaxien beobachten.[1] Seit 2016 geht die Forschung davon aus, dass sich im beobachtbaren Universum ca. eine Billion Galaxien befinden.[2][3]

Die Bezeichnung entstammt dem gleichbedeutenden altgriechischen ὁ γαλαξίας κύκλος ho galaxías kyklos und geht auf eine antike Sage zurück, wonach es sich dabei um die verspritzte Milch (γάλαgála) der Göttin Hera handelt, als diese Herakles stillen wollte. Als Galaxis (Singular) wird im Deutschen speziell die Milchstraße bezeichnet. Im Englischen (allgemein galaxy, für die Milchstraße neben the Milky Way Galaxy bzw. the Milky Way auch kurz the Galaxy) gibt es eine ähnliche Unterscheidung.[4][5][6][7] Alexander von Humboldt verwendete die Bezeichnung „Welteninsel“.[8]

Allgemeines

(c) ESA/Hubble, CC BY 4.0
Staubfilament in der elliptischen Galaxie NGC 4696
Das Ultra-Deep-Field zeigt rund 10.000 Galaxien in einem dreizehnmillionsten Teil des Himmels

Galaxien variieren stark in Aussehen (Morphologie), Größe und Zusammensetzung. Die Milchstraße hat einen Durchmesser von bis zu 200.000 Lichtjahren[9] und gehört damit zu den größeren Galaxien. Ihre nächste Nachbargalaxie von vergleichbarer Größe ist die Andromedagalaxie in einer Entfernung von rund 2,5 Millionen Lichtjahren.[10][11][12][13] Das entspricht etwa dem mittleren Abstand zwischen allen Galaxien von rund drei Millionen Lichtjahren.[14] Zusammen mit weiteren Galaxien von geringerer Masse bilden beide Galaxien die Lokale Gruppe. Galaxien treten oft in Gruppen oder Haufen mit bis zu einigen tausend Mitgliedern auf.

Geschichte der Erforschung

Bevor die Leistung astronomischer Teleskope dazu ausreichte, entfernte Galaxien in einzelne Sterne aufzulösen, erschienen sie als „Nebelflecken“. Lange war unklar, ob diese „Spiralnebel“ zur Galaxis gehören oder eigene Sternensysteme bilden. Schon Immanuel Kant vermutete in den „nebligen Sternen“ milchstraßenähnliche Sternsysteme, und 1923 gelang es Edwin Hubble, diese Frage zu klären. Er bestimmte die Entfernung zum Andromedanebel und stellte fest, dass dieser viel zu weit entfernt ist, um zur Milchstraße zu gehören, also eine eigene Galaxie darstellt.

Galaxientypen

Klassifikation nach Hubble

Galaxietypen nach der Hubble-Klassifikation: „E“ steht für elliptische Galaxien, „S“ steht für Spiralen und „SB“ für Balkenspiralen (Spiral Barred)

Galaxien werden nach ihrer Form in verschiedene Haupt- und Untergruppen der so genannten Hubble-Klassifikation eingeteilt (siehe Morphologie). Diese Klassifikation wurde von Edwin Hubble begründet und ist mit einigen Erweiterungen bis heute in Gebrauch, obwohl sie ursprünglich nur auf einer kleinen Stichprobe von nahen und hellen Galaxien basierte, die damals im optischen Wellenlängenbereich beobachtet werden konnten. Die Hubble-Klassifikation ist rein empirisch und besagt nichts über die Entwicklung von Galaxien. Die einzelnen Typen sind:

  • Elliptische Galaxien zeigen keine besonderen Unterstrukturen. Die Linien gleicher Helligkeit haben die Form einer Ellipse. Die elliptischen Galaxien haben einen gleichmäßigen Helligkeitsabfall von innen nach außen. Sie beinhalten nahezu kein kaltes Gas, daher geht ihre Sternentstehungsrate gegen null. Ihr Spektrum wird von alten und daher roten Sternen dominiert. Elliptische Galaxien werden nach ihrer numerischen Exzentrizität in die Klassen E0 (kreisförmig) bis E7 (stark elliptisch) eingeteilt. Die Zahl hinter dem E gibt die erste Nachkommastelle der Exzentrizität an, das heißt eine Galaxie der Klasse E7 hat etwa die Exzentrizität 0,7. Die absoluten Helligkeiten elliptischer Galaxien umfassen einen großen Bereich. Die hellsten Galaxien sind zumeist elliptische Galaxien und sind in diesem Fall wahrscheinlich durch die Verschmelzung mehrerer kleiner bis mittelgroßer Galaxien entstanden. Elliptische Galaxien sind häufig in großen Galaxienhaufen anzutreffen.
  • Lentikuläre (linsenförmige) Galaxien gehören der Klasse S0 an. Solche Galaxien weisen Eigenschaften sowohl von elliptischen als auch von spiralförmigen Galaxien auf. Sie haben einen Kern, der dem der Spiralgalaxien entspricht, ihre galaktische Scheibe enthält jedoch keine Spiralarme, sondern ist etwa gleichmäßig hell (Beispiel: M 102).
  • Spiralgalaxien (veraltet auch als Spiralnebel bezeichnet).
  • mit regulärer Spirale haben einen sphäroidischen Kern, den so genannten Bulge, und davon ausgehende Spiralarme, die in einer flachen Scheibenkomponente liegen. Während der Bulge einer elliptischen Galaxie ähnelt und keine Sternentstehung mehr zeigt, erlauben das in der Scheibe vorhandene Gas und Staub die Sternentstehung in den Spiralarmen. Daher erscheinen die Spiralarme auf Bildern meistens blau und der Bulge meistens rötlich. Die Spiralarme werden weiter in die Klassen Sa, Sb und Sc unterteilt. Galaxien vom Typ Sa haben einen sehr ausgeprägten Kern und eng gewundene Spiralarme (Beispiel: Sombrerogalaxie M 104). Der Typ Sc hat einen relativ schwachen galaktischen Kern, äußerst locker gewundene Spiralarme und dadurch 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 Scheibengalaxien genannt.
NGC 1300, eine Balkenspirale vom Hubble-Typ SBb
  • mit Balkenspirale (Balkenspiralgalaxien) haben vom Zentrum ausgehend einen langen Balken, an den sich dann die Spiralarme anschließen (Beispiel: M 109). Ebenso wie die Spiralgalaxien werden sie mit zunehmender Ausprägung des Kerns und Öffnung ihrer Spiralarme in die Klassen SBa, SBb und SBc unterteilt. Die Milchstraße ist eine solche Balkenspirale.

Neben der Klassifikation nach Hubble gibt es auch weitere Einteilungen, beispielsweise nach Gérard-Henri de Vaucouleurs oder die Yerkes-Klassifikation, die jedoch seltener gebraucht werden. Die groben Klassifikationen werden der Vielzahl der gefundenen Galaxientypen oft nicht gerecht, weshalb man viele weitere Charakteristika zur Beschreibung von Galaxien heranzieht.

Weitere Galaxientypen

NGC 4676 („die Mäuse“): IC 820 (links) und IC 819 sind im Begriff miteinander zu verschmelzen und bilden Gezeitenarme
Die aktive Galaxie NGC 7742 hat einen sehr hellen Kern.

Es gibt weitere Formen von Galaxien, die sich nicht in obiges Schema einordnen lassen oder dieses ergänzen. Unter anderem sind dies:

  • Zwerggalaxien 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. Die elliptischen Zwerggalaxien kann man noch einmal unterteilen in kompakte (cE) und diffuse Galaxien. Die nächste kompakte elliptische Zwerggalaxie, die auch die einzige in der Lokalen Gruppe ist, ist M32. Kompakte elliptische Zwerggalaxien ähneln in ihrer Morphologie eher den großen elliptischen Galaxien. Sie besitzen eine stärker ausgeprägte Zentralregion als die diffusen, was auf eine unterschiedliche Entstehungsgeschichte hinweist.
  • 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 (tidal dwarf galaxies, TDG) sind Galaxien, die bei der Wechselwirkung zweier gasreicher Galaxien in langen Gezeitenarmen aus Gas und Staub entstehen.
    • Polarring-Galaxien 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 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 die Milchstraße ebenfalls einen solchen Polarring besitzt.
  • Als aktive Galaxien bezeichnet man i. Allg. 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:
    • 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 (= quasi stellar object).
  • Starburstgalaxien sind Galaxien mit einer sehr hohen Sternentstehungsrate und der daraus folgenden intensiven Strahlung. Eine gut erforschte Starburstgalaxie ist M 82.
  • 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 der 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 NGC1052-DF2. Deren Ausdehnung ist mit der der Milchstraße vergleichbar, sie besitzt aber rund 200 Mal weniger Sterne als diese.[15][16]

Entstehung und Entwicklung

Der Mikrowellenhintergrund gibt die Materieverteilung des Universums 380.000 Jahre[17] nach dem Urknall wieder. Damals war das Universum noch sehr homogen: Die Dichtefluktuationen lagen in der Größenordnung von 1 zu 105.[18]

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 baryonische Materie dominiert. Unter dem Einfluss der Dunklen Materie wuchsen die Dichtefluktuationen, bis sie zu dunklen Halos kollabierten. Da bei diesem Prozess nur die Gravitation eine Rolle spielt, kann er heute mit großer Genauigkeit berechnet werden (z. B. Millennium-Simulation). Das Gas folgte der Verteilung der dunklen Materie, fiel in diese Halos, verdichtete sich und es kam zur Bildung der Sterne. Die Galaxien begannen sich zu bilden. Die eigentliche Galaxienbildung ist aber unverstanden, denn die gerade erzeugten Sterne beeinflussten das einfallende Gas (das sogenannte Feedback), was eine genauere Simulation schwierig macht.

Nach ihrer Entstehung haben sich die Galaxien weiterentwickelt. Nach dem hierarchischen Modell der Galaxienentstehung wachsen Galaxien vor allem durch Verschmelzen mit anderen Galaxien an. Danach bildeten sich im frühen Kosmos unter dem Einfluss der Schwerkraft die ersten noch recht massearmen Proto-Galaxien. Nach und nach, so die Vorstellung, fügten sich diese Galaxienvorläufer durch Kollisionen zu ausgewachsenen Exemplaren wie der Milchstraße und noch größeren Galaxien zusammen. Die Relikte solcher Kollisionen zeigen sich in der Milchstraße noch heute als sogenannte Sternenströme.[19] Das sind Gruppen von Sternen, deren gemeinsames Bewegungsmuster auf einen Ursprung außerhalb der Milchstraße weist. Sie werden kleineren Galaxien zugerechnet, die von der Milchstraße durch Gezeitenkräfte zerrissen und verschluckt wurden.

Ein Modell der Galaxienentstehung geht davon aus, dass sich die ersten Gaswolken durch Rotation zu Spiralgalaxien entwickelt haben. Elliptische Galaxien entstanden nach diesem Modell erst in einem zweiten Stadium durch die Kollision von Spiralgalaxien. Spiralgalaxien wiederum können nach dieser Vorstellung dadurch anwachsen, dass nahe (Zwerg-)Galaxien in ihre Scheibe stürzen und sich dort auflösen (Akkretion).

Die Beobachtung von hochrotverschobenen Galaxien ermöglicht es, diese Entwicklung nachzuvollziehen. Große Erfolge hatten dabei insbesondere tiefe Durchmusterungen wie das Hubble Deep Field. Insgesamt ist die Entstehung und Entwicklung von Galaxien als aktueller Forschungsgegenstand noch nicht abgeschlossen und somit noch nicht ausreichend sicher erklärbar.

Neueste Studien gehen davon aus, dass sich im Zentrum jeder Galaxie ein supermassereiches Schwarzes Loch befindet,[20] das signifikant an der Entstehung der Galaxie beteiligt war. So entstanden Galaxien aus riesigen Gaswolken (Wasserstoff), deren Zentren zu supermassereichen Schwarzen Löchern kollabieren. Diese wiederum heizten das umliegende Gas so weit auf, dass sich durch Verdichtung Sterne und letztendlich Planeten bildeten. Die Größe der Galaxien und deren Zentren (supermassereiche Schwarze Löcher) stehen in direktem Zusammenhang: je größer eine Galaxie, desto größer das Zentrum.

Entstehung der Spiralarme

Die Spiralarme sind heller als der Rest der Scheibe und stellen keine starren Strukturen dar.

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[21] (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, also kurzlebige Sterne aus dem interstellaren Medium neu entstehen. Dadurch erscheinen diese Bereiche heller als ihre Umgebung. Diese Dichtewellen entstehen durch das Zusammenspiel aller Sternumlaufbahnen, denn die Sterne bewegen sich nicht wie etwa die Planeten im Sonnensystem gleichmäßig um ein festes Zentrum (ein Schwarzes Loch im Galaxienzentrum), weil dafür die Gesamtmasse der Galaxie nicht konzentriert genug ist. Daher kehrt ein Stern nach einer Umrundung des Galaxienzentrums nicht wieder an seinen Ausgangspunkt zurück, die Bahnen sind also keine Ellipsen, sondern besitzen die Form von Rosetten. Dichtewellen entstehen, wenn sich viele Sterne gleich schnell 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 gravitative Rückkopplung. Mittels Computersimulationen, die auch interstellares Gas berücksichtigen, 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. zehn Milliarden Jahre) der ständigen Umwandlung von der Balken- in die Spiralform und zurück. Ferner stören die Spiralarme die Bahnkurven der Sterne, was zu den sogenannten Lindblad-Resonanzen führt.[22]

Wechselwirkende Galaxien

Antennen-Galaxie

Wenn Galaxien aufeinandertreffen, können Gaswolken innerhalb der Galaxie instabil werden und kollabieren. Dabei entstehen neue Sterne. Die Sterne der wechselwirkenden Galaxien selbst verschmelzen bei diesem Prozess sehr selten miteinander. Die verschmolzenen Galaxien strahlen im blauen Licht der neu entstandenen Sterne. Eine solche Wechselwirkung kann hunderte von Millionen Jahren dauern. Dabei können sich die Formen der Galaxien stark verändern. Wechselwirkungen 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 „Antennen“-Galaxien NGC 4038 – NGC 4039 (siehe Abbildung) im Sternbild Adler.

Siehe auch

  • Liste der hellsten Galaxien

Literatur

  • Timothy Ferris: Galaxien. Birkhäuser Verlag, Basel 1987, ISBN 3-7643-1867-8.
  • Johannes V. Feitzinger: Galaxien und Kosmologie. Franckh-Kosmos Verlag, Stuttgart 2007, ISBN 978-3-440-10490-3.
  • Françoise Combes: Galaktische Wellen. In: Spektrum der Wissenschaft. 01/2006.
  • Peter Schneider: Einführung in die Extragalaktische Astronomie und Kosmologie. Springer Verlag, Heidelberg 2005, ISBN 3-540-25832-9.
  • Helmut Hetznecker: Kosmologische Strukturbildung – von der Quantenfluktuation zur Galaxie. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 2009, ISBN 978-3-8274-1935-4.
  • Michael Feiler, Philip Noack: Deep sky – Reiseatlas; Sternhaufen, Nebel und Galaxien schnell und sicher finden. Oculum-Verlag, Erlangen 2005, ISBN 3-938469-05-6.
  • Malcolm S. Longair: Galaxy Formation. Springer, Berlin 2008, ISBN 978-3-540-73477-2.
  • Glen Mackie: The Multiwavelength Atlas of Galaxies. Cambridge University Press, Cambridge 2011, ISBN 978-0-521-62062-8.

Weblinks

Wiktionary: Galaxie – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
Commons: Galaxie – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Videos:

Einzelnachweise

  1. a b Adalbert W. A. Pauldrach: Das Dunkle Universum. Der Wettstreit Dunkler Materie und Dunkler Energie: Ist das Universum zum Sterben geboren? Springer Spektrum, 2. Aufl. 2017 S. 546. ISBN 978-3-662-52915-7.
  2. Galaxien in Hülle und Fülle. In: FAZ.net. 14. Oktober 2016, abgerufen am 1. April 2020.
  3. Christopher J. Conselice, Aaron Wilkinson, Kenneth Duncan, Alice Mortlock: The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and its Implications. In: The Astrophysical Journal. Band 830, Nr. 2, 13. Oktober 2016, ISSN 1538-4357, S. 83, doi:10.3847/0004-637X/830/2/83, arxiv:1607.03909 [abs].
  4. Arnold Hanslmeier: Einführung in die Astronomie und Astrophysik. Spektrum, Akad. Verlag, Heidelberg 2002, ISBN 3-8274-1127-0, S. 336.
  5. duden.de: Galaxis
  6. dictionary.com: galaxy
  7. Milky Way Galaxy. In: britannica.com. Abgerufen am 18. Juni 2021 (englisch).
  8. Alexander von Humboldt: Kosmos. Entwurf einer physischen Weltbeschreibung. Band 2, Stuttgart/ Tübingen 1847. Digitalisat und Volltext im Deutschen Textarchiv
  9. M. López-Corredoira, C. Allende Prieto, F. Garzón, H. Wang, C. Liu: Disk stars in the Milky Way detected beyond 25 kpc from its center. In: Astronomy & Astrophysics. Band 612, April 2018, ISSN 0004-6361, S. L8, doi:10.1051/0004-6361/201832880 (aanda.org [abgerufen am 13. Juni 2018]).
  10. K. Z. Stanek, P. M. Garnavich: Distance to M31 with the Hubble Space Telescope and Hipparcos Red Clump Stars. In: Astrophysical Journal. Band 503, Nr. 2, 1998, S. L131-L134, bibcode:1998ApJ...503L.131S.
  11. Ignasi Ribas, Carme Jordi, Francesc Vilardell, Edward L. Fitzpatrick, Ron W. Hilditch, Edward F. Guinan: First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy. In: Astrophysical Journal. Band 635, Nr. 1, Dezember 2005, S. L37-L40., doi:10.1086/499161, arxiv:astro-ph/0511045, bibcode:2005ApJ...635L..37R.
  12. R. Wagner-Kaiser, A. Sarajedini, J. J. Dalcanton, B. F. Williams, A. Dolphin: Panchromatic Hubble Andromeda Treasury XIII: The Cepheid period-luminosity relation in M31. In: Mon. Not. R. Astron. Soc. Band 451, 2015, S. 724–738, bibcode:2015MNRAS.451..724W.
  13. A. R. Conn, R. A. Ibata, G. F. Lewis, Q. A. Parker, D. B. Zucker, N. F. Martin, A. W. McConnachie, M. J. Irwin, N. Tanvir, M. A. Fardal, A. M. N. Ferguson, S. C. Chapman, D. Valls-Gabaud: A Bayesian Approach to Locating the Red Giant Branch Tip Magnitude. II. Distances to the Satellites of M31. In: Astrophysical Journal. Band 758, Nr. 1, 2012, S. 11.1–11.19, bibcode:2012ApJ...758...11C.
  14. Eckhard Rebhan: Theoretische Physik. Relativitätstheorie und Kosmologie. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 2012, ISBN 9783827423153, S. 379.
    Theo Mayer-Kuckuk: Kernphysik. Eine Einführung. Vieweg+Teubner, Wiesbaden 2013, ISBN 9783322848765, S. 290.
  15. Till Mundzeck: Eine Galaxie gibt Rätsel auf, Spiegel-Online vom 28. März 2018.
  16. Pieter van Dokkum, Shany Danieli, Yotam Cohen, Allison Merritt, Aaron J. Romanowsky, Roberto Abraham, Jean Brodie, Charlie Conroy, Deborah Lokhorst, Lamiya Mowla, Ewan O’Sullivan und Jielai Zhang: A galaxy lacking dark matter in Nature 555, S. 629–632 vom 29. März 2018.
  17. C. L Bennett, M. Halpern, G. Hinshaw, N. Jarosik, A. Kogut, M. Limon, S. S Meyer, L. Page, D. N Spergel, G. S Tucker, E. Wollack, E. L Wright, C. Barnes, M. R Greason, R. S Hill, E. Komatsu, M. R Nolta, N. Odegard, H. V Peirs, L. Verde, J. L Weiland: First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Preliminary Maps and Basic Results. In: Astrophys.J.Suppl. Band 148, 2003, S. 1–27, doi:10.1086/377253, arxiv:astro-ph/0302207.
  18. Matthias Bartelmann: Der kosmische Mikrowellenhintergrund. In: Sterne & Weltraum. Band 5, 2000, S. 337.
  19. Rodrigo Ibata, Brad Gibson: Die Schatten galaktischer Welten. In: Spektrum der Wissenschaft. September 2007, S. 52–57.
  20. D. Finley, D. Aguilar: Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way’s Mysterious Core. National Radio Astronomy Observatory, 2. November 2005, abgerufen am 10. August 2006.
  21. G. Bertin, C.-C. Lin: Spiral Structure in Galaxies: a Density Wave Theory. MIT Press, 1996, ISBN 0-262-02396-2.
  22. J. Binney, S. Tremaine: Galactic dynamics. (= Princeton series in astrophysics). Princeton University Press, 1988, ISBN 0-691-08445-9, S. 149 ff., Chapter 3, S. 149.

Auf dieser Seite verwendete Medien

NGC4676.jpg

The Advanced Camera for Surveys (ACS), the newest camera on NASA/ESA Hubble Space Telescope, has captured a spectacular pair of galaxies engaged in a celestial dance of cat and mouse or, in this case, mouse and mouse.

Located 300 million light-years away in the constellation Coma Berenices, the colliding galaxies have been nicknamed "The Mice" because of the long tails of stars and gas emanating from each galaxy. Otherwise known as NGC 4676, the pair will eventually merge into a single giant galaxy.
Antennae 1997-34-a-full.jpg

This Hubble Space Telescope image provides a detailed look at a brilliant "fireworks show" at the center of a collision between two galaxies. Hubble has uncovered over 1,000 bright, young star clusters bursting to life as a result of the head-on wreck.

[Left] A ground-based telescopic view of the Antennae galaxies (known formally as NGC 4038/4039) - so named because a pair of long tails of luminous matter, formed by the gravitational tidal forces of their encounter, resembles an insect's antennae. The galaxies are located 63 million light-years away in the southern constellation Corvus.

[Right] The respective cores of the twin galaxies are the orange blobs, left and right of image center, crisscrossed by filaments of dark dust. A wide band of chaotic dust, called the overlap region, stretches between the cores of the two galaxies. The sweeping spiral- like patterns, traced by bright blue star clusters, shows the result of a firestorm of star birth activity which was triggered by the collision.

This natural-color image is a composite of four separately filtered images taken with the Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2), on January 20, 1996. Resolution is 15 light-years per pixel (picture element).

Credit: Brad Whitmore (STScI) and NASA
Andromeda Galaxy (with h-alpha).jpg
Autor/Urheber: Adam Evans, Lizenz: CC BY 2.0
Die Andromedagalaxie ist eine Spiralgalaxie im Sternbild Andromeda (etwa 2,4 bis 2,9 Millionen Lichtjahre entfernt). Das Foto zeigt auch die Messierobjekte 32 und 110, sowie NGC 206 (eine helle Sternassoziation in der Andromedagalaxie) und den Stern ν Andromedae. Kombination von LRGB- und -Bilddaten.
Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg
Barred spiral galaxy NGC 1300 photographed by Hubble telescope.

In the core of the larger spiral structure of NGC 1300, the nucleus shows its own extraordinary and distinct "grand-design" spiral structure that is about 3,300 light-years (1 kiloparsec) long. Only galaxies with large-scale bars appear to have these grand-design inner disks — a spiral within a spiral. Models suggest that the gas in a bar can be funneled inwards, and then spiral into the center through the grand-design disk, where it can potentially fuel a central black hole. NGC 1300 is not known to have an active nucleus, however, indicating either that there is no black hole, or that it is not accreting matter.

The image was constructed from exposures taken in September 2004 by the Advanced Camera for Surveys onboard Hubble in four filters. Starlight and dust are seen in blue, visible, and infrared light. Bright star clusters are highlighted in red by their associated emission from glowing hydrogen gas. Due to the galaxy's large size, two adjacent pointings of the telescope were necessary to cover the extent of the spiral arms. The galaxy lies roughly 69 million light-years away (21 megaparsecs) in the direction of the constellation Eridanus.
Hubble ultra deep field.jpg
Das Hubble Ultra Deep Field ist ein Bild einer kleinen Himmelsregion aufgenommen vom Hubble-Weltraumteleskop über einen Zeitraum vom 3. September 2003 bis 16. Januar 2004. Dabei wurde eine Himmelsregion ausgewählt, die kaum störende helle Sterne im Vordergrund enthält. Man entschied sich für ein Zielgebiet südwestlich von Orion im Sternbild Chemischer Ofen (auch Fornax genannt).
Ssc2003-06c.jpg

The spiral arms of the nearby galaxy Messier 81 are highlighted in this NASA Spitzer Space Telescope image. Located in the northern constellation of Ursa Major (which also includes the Big Dipper), this galaxy is easily visible through binoculars or a small telescope. M81 is located at a distance of 12 million light-years.

Because of its proximity, M81 provides astronomers with an enticing opportunity to study the anatomy of a spiral galaxy in detail. The unprecedented spatial resolution and sensitivity of Spitzer at infrared wavelengths show a clear separation between the several key constituents of the galaxy: the old stars, the interstellar dust heated by star formation activity, and the embedded sites of massive star formation. The infrared images also permit quantitative measurements of the galaxy's overall dust content, as well as the rate at which new stars are being formed.
Hubble sequence photo.png
Autor/Urheber: unknown, Lizenz: CC-BY-SA-3.0
Cartwheel Galaxy.jpg
An image of the Cartwheel Galaxy taken with the NASA/ESA Hubble Space Telescope has been reprocessed using the latest techniques to mark the closure of the Space Telescope European Coordination Facility (ST-ECF), based near Munich in Germany, and to celebrate its achievements in supporting Hubble science in Europe over the past 26 years.

Astronomer Bob Fosbury, who is stepping down as Head of the ST-ECF, was responsible for much of the early research into the Cartwheel Galaxy along with the late Tim Hawarden — including giving the object its very apposite name — and so this image was selected as a fitting tribute. The object was first spotted on wide-field images from the UK Schmidt telescope and then studied in detail using the Anglo-Australian Telescope.

Lying about 500 million light-years away in the constellation of Sculptor, the cartwheel shape of this galaxy is the result of a violent galactic collision. A smaller galaxy has passed right through a large disc galaxy and produced shock waves that swept up gas and dust — much like the ripples produced when a stone is dropped into a lake — and sparked regions of intense star formation (appearing blue). The outermost ring of the galaxy, which is 1.5 times the size of our Milky Way, marks the shock wave’s leading edge. This object is one of the most dramatic examples of the small class of ring galaxies.

This image was produced after Hubble data was reprocessed using the free open source software FITS Liberator 3, which was developed at the ST-ECF. Careful use of this widely used state-of-the-art tool on the original Hubble observations of the Cartwheel Galaxy has brought out more detail in the image than ever before.

Although the ST-ECF is closing, ESA’s mission to bring amazing Hubble discoveries to the public will be unaffected, with Hubblecasts, press and photo releases, and Hubble Pictures of the Week continuing to be regularly posted on spacetelescope.org
NGC 4696 - HST - Heic1621a.tif
(c) ESA/Hubble, CC BY 4.0

Dusty filaments in NGC 4696

This picture, taken by Hubble’s Wide Field Camera 3 (WFC3), shows NGC 4696, the largest galaxy in the Centaurus Cluster.

The new images taken with Hubble show the dusty filaments surrounding the centre of this huge galaxy in greater detail than ever before. These filaments loop and curl inwards in an intriguing spiral shape, swirling around the supermassive black hole at such a distance that they are dragged into and eventually consumed by the black hole itself.

Credit: NASA, ESA/Hubble, A. Fabian

Coordinates
Position (RA):	12 48 49.26
Position (Dec):	-41° 18' 43.43"
Field of view:	1.32 x 1.06 arcminutes
Orientation:	North is -0.0° left of vertical
Colours & filters
Band	Wavelength	Telescope
Optical B	467 nm	Hubble Space Telescope WFC3
Infrared I	814 nm	Hubble Space Telescope WFC3
Optical H-alpha	665 nm	Hubble Space Telescope WFC3
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