Galaxien, ihre Arten und Struktur. Galaxien mit aktiven Kernen. Cluster im Ofen

GALAXIEN, „extragalaktische Nebel“ oder „Inseluniversen“, sind riesige Sternsysteme, die auch interstellares Gas und Staub enthalten. Das Sonnensystem ist Teil unserer Galaxie – der Milchstraße. Der gesamte Weltraum ist bis zu dem Ausmaß, in das die leistungsstärksten Teleskope eindringen können, mit Galaxien gefüllt. Astronomen zählen mindestens eine Milliarde davon. Die nächste Galaxie liegt etwa 1 Million Lichtjahre von uns entfernt. Jahre (10 19 km), und die am weitesten entfernten Galaxien, die von Teleskopen aufgezeichnet wurden, sind Milliarden von Lichtjahren entfernt. Die Erforschung von Galaxien ist eine der anspruchsvollsten Aufgaben der Astronomie.

Historische Referenz. Die hellsten und uns am nächsten gelegenen äußeren Galaxien – die Magellanschen Wolken – sind mit bloßem Auge auf der Südhalbkugel des Himmels sichtbar und waren den Arabern bereits im 11. Jahrhundert bekannt, ebenso wie die hellste Galaxie auf der Nordhalbkugel – die Großer Nebel in Andromeda. Mit der Wiederentdeckung dieses Nebels im Jahr 1612 durch ein Teleskop durch den deutschen Astronomen S. Marius (1570–1624) begann die wissenschaftliche Erforschung von Galaxien, Nebeln und Sternhaufen. Viele Nebel wurden im 17. und 18. Jahrhundert von verschiedenen Astronomen entdeckt; dann galten sie als Wolken aus leuchtendem Gas.

Die Idee von Sternensystemen jenseits der Galaxie wurde erstmals von Philosophen und Astronomen des 18. Jahrhunderts diskutiert: E. Swedenborg (1688–1772) in Schweden, T. Wright (1711–1786) in England, I. Kant (1724– 1804) in Preußen, I. .Lambert (1728–1777) im Elsass und W. Herschel (1738–1822) in England. Allerdings erst im ersten Viertel des 20. Jahrhunderts. Die Existenz von „Inseluniversen“ wurde vor allem dank der Arbeit der amerikanischen Astronomen G. Curtis (1872–1942) und E. Hubble (1889–1953) zweifelsfrei nachgewiesen. Sie bewiesen, dass die Entfernungen zu den hellsten und damit nächsten „weißen Nebeln“ die Größe unserer Galaxie deutlich übersteigen. In der Zeit von 1924 bis 1936 erweiterte Hubble die Grenzen der Galaxienforschung von nahegelegenen Systemen bis an die Grenzen des 2,5-Meter-Teleskops am Mount Wilson Observatory, d. h. bis zu mehreren hundert Millionen Lichtjahren.

Im Jahr 1929 entdeckte Hubble den Zusammenhang zwischen der Entfernung zu einer Galaxie und der Geschwindigkeit ihrer Bewegung. Dieser Zusammenhang, das Hubble-Gesetz, ist zur Beobachtungsgrundlage der modernen Kosmologie geworden. Nach dem Ende des Zweiten Weltkriegs begann die aktive Erforschung von Galaxien mit Hilfe neuer Großteleskope mit elektronischen Lichtverstärkern, automatischen Messgeräten und Computern. Die Entdeckung der Radioemissionen unserer und anderer Galaxien bot eine neue Gelegenheit zur Erforschung des Universums und führte zur Entdeckung von Radiogalaxien, Quasaren und anderen Manifestationen von Aktivität in den Kernen von Galaxien. Außeratmosphärische Beobachtungen mit geophysikalischen Raketen und Satelliten haben es ermöglicht, Röntgenemissionen aus den Kernen aktiver Galaxien und Galaxienhaufen nachzuweisen.

Reis. 1. Klassifizierung von Galaxien nach Hubble

Der erste Katalog von „Nebeln“ wurde 1782 vom französischen Astronomen Charles Messier (1730–1817) veröffentlicht. Diese Liste umfasst sowohl Sternhaufen und Gasnebel unserer Galaxie als auch extragalaktische Objekte. Messier-Objektnummern werden auch heute noch verwendet; Beispielsweise ist Messier 31 (M 31) der berühmte Andromeda-Nebel, die nächste große Galaxie, die im Sternbild Andromeda beobachtet wird.

Eine systematische Untersuchung des Himmels, die W. Herschel 1783 begann, führte ihn zur Entdeckung mehrerer tausend Nebel am Nordhimmel. Diese Arbeit wurde von seinem Sohn J. Herschel (1792–1871) fortgeführt, der Beobachtungen in der südlichen Hemisphäre am Kap der Guten Hoffnung (1834–1838) machte und 1864 veröffentlichte Allgemeines Verzeichnis 5.000 Nebel und Sternhaufen. In der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts. Diesen Objekten wurden neu entdeckte hinzugefügt und J. Dreyer (1852–1926) 1888 veröffentlicht Neues freigegebenes Verzeichnis (Neuer Gesamtkatalog – NGC), darunter 7814 Objekte. Mit der Veröffentlichung von zwei weiteren in den Jahren 1895 und 1908 Verzeichnisindex(IC) Die Zahl der entdeckten Nebel und Sternhaufen überstieg 13.000. Die Bezeichnung gemäß den NGC- und IC-Katalogen hat sich inzwischen allgemein durchgesetzt. Daher wird der Andromedanebel entweder als M 31 oder NGC 224 bezeichnet. Eine separate Liste von 1249 Galaxien, die heller als die 13. Größe sind, wurde 1932 von H. Shapley und A. Ames vom Harvard Observatory zusammengestellt, basierend auf einer fotografischen Untersuchung des Himmels .

Dieses Werk wurde durch die erste (1964), zweite (1976) und dritte (1991) Auflage erheblich erweitert Abstrakter Katalog heller Galaxien J. de Vaucouleurs und Kollegen. Umfangreichere, aber weniger detaillierte Kataloge, die auf der Betrachtung fotografischer Himmelsvermessungsplatten basieren, wurden in den 1960er Jahren von F. Zwicky (1898–1974) in den USA und B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) in der UdSSR veröffentlicht. Sie enthalten ca. 30.000 Galaxien bis zur 15. Größe. Eine ähnliche Untersuchung des Südhimmels wurde kürzlich mit der 1-Meter-Schmidt-Kamera der Europäischen Südsternwarte in Chile und der 1,2-Meter-Schmidt-Kamera des Vereinigten Königreichs in Australien durchgeführt.

Es gibt zu viele Galaxien, die schwächer als 15 sind, als dass man sie auflisten könnte. Im Jahr 1967 wurden die Ergebnisse einer von C. Shane und K. Virtanen unter Verwendung der Platten des 50-cm-Astrographen des Lick-Observatoriums durchgeführten Zählung von Galaxien heller als die 19. Größe (nördlich der Deklination 20) veröffentlicht. Es gab ungefähr solche Galaxien. 2 Millionen, ohne diejenigen, die uns durch den breiten Staubstreifen der Milchstraße verborgen bleiben. Und bereits 1936 zählte Hubble am Mount Wilson Observatory die Anzahl der Galaxien bis zur 21. Größe in mehreren kleinen Bereichen, die gleichmäßig über die Himmelssphäre verteilt waren (nördlich der Deklination 30). Diesen Daten zufolge gibt es am gesamten Himmel mehr als 20 Millionen Galaxien, die heller als die 21. Größe sind.

Einstufung. Es gibt Galaxien unterschiedlicher Form, Größe und Leuchtkraft; einige sind isoliert, aber die meisten haben Nachbarn oder Satelliten, die einen gravitativen Einfluss auf sie ausüben. In der Regel sind Galaxien ruhig, aber es gibt oft aktive Galaxien. Im Jahr 1925 schlug Hubble eine Klassifizierung von Galaxien anhand ihres Aussehens vor. Später wurde es von Hubble und Shapley, dann von Sandage und schließlich von Vaucouleurs verfeinert. Alle Galaxien darin sind in 4 Typen unterteilt: elliptisch, linsenförmig, spiralförmig und unregelmäßig.

Elliptisch(E) Galaxien haben auf Fotos die Form von Ellipsen ohne scharfe Grenzen und klare Details. Ihre Helligkeit nimmt zur Mitte hin zu. Dabei handelt es sich um rotierende Ellipsoide bestehend aus alten Sternen; Ihre scheinbare Form hängt von der Ausrichtung zur Blickrichtung des Betrachters ab. Bei Betrachtung von der Kante erreicht das Verhältnis der Längen der kurzen und langen Achsen der Ellipse  5/10 (bezeichnet mit: E5).

Reis. 2. Elliptische Galaxie ESO 325-G004

Linsenförmig(L oder S 0) Galaxien ähneln elliptischen Galaxien, verfügen aber zusätzlich zur kugelförmigen Komponente über eine dünne, schnell rotierende Äquatorscheibe, manchmal mit ringförmigen Strukturen wie den Saturnringen. Von der Kante beobachtete linsenförmige Galaxien erscheinen komprimierter als elliptische Galaxien: Das Verhältnis ihrer Achsen erreicht 2/10.

Reis. 2. Die Spindelgalaxie (NGC 5866), eine linsenförmige Galaxie im Sternbild Drache.

Spiral(S) Galaxien bestehen ebenfalls aus zwei Komponenten – kugelförmig und flach, jedoch mit einer mehr oder weniger entwickelten Spiralstruktur in der Scheibe. Entlang der Abfolge der Subtypen Sa, Sb, Sc, Sd(von „frühen“ zu „späten“ Spiralen) werden die Spiralarme dicker, komplexer und weniger verdreht, und das Sphäroid (zentrale Kondensation, oder Ausbuchtung) nimmt ab. Bei Spiralgalaxien, die sich auf der Kante befinden, sind keine Spiralarme sichtbar, aber die Art der Galaxie kann anhand der relativen Helligkeit von Bulge und Scheibe bestimmt werden.

Reis. 2. Ein Beispiel für eine Spiralgalaxie, die Pinwheel Galaxy (Messier 101 oder NGC 5457)

Falsch(ICH) Galaxien gibt es im Wesentlichen in zwei Typen: Magellan-Galaxien, d. h. Geben Sie Magellansche Wolken ein und setzen Sie die Abfolge der Spiralen fort Sm Vor Ich bin und Nicht-Magellan-Typ ICH 0, mit chaotischen dunklen Staubbahnen auf einer kugelförmigen oder scheibenförmigen Struktur wie einer linsenförmigen oder frühen Spirale.

Reis. 2. NGC 1427A, ein Beispiel für eine unregelmäßige Galaxie.

Typen L Und S fallen in zwei Familien und zwei Typen, je nachdem, ob eine lineare Struktur vorhanden ist oder nicht, die durch das Zentrum verläuft und die Scheibe schneidet ( Bar) sowie ein zentralsymmetrischer Ring.

Reis. 2. Computermodell der Milchstraße.

Reis. 1. NGC 1300, ein Beispiel einer Balkenspiralgalaxie.

Reis. 1. DREDIMENSIONALE KLASSIFIZIERUNG VON GALAXIEN. Haupttypen: E, L, S, I nacheinander angeordnet von E Vor Ich bin; Familien von gewöhnlichen A und gekreuzt B; Art S Und R. Die folgenden kreisförmigen Diagramme sind ein Querschnitt der Hauptkonfiguration im Bereich der Spiral- und Linsengalaxien.

Reis. 2. Hauptfamilien und Arten von Spiralen am Querschnitt der Hauptkonfiguration im Bereich Sb.

Es gibt andere Klassifizierungsschemata für Galaxien, die auf feineren morphologischen Details basieren, eine objektive Klassifizierung auf der Grundlage photometrischer, kinematischer und Radiomessungen wurde jedoch noch nicht entwickelt.

Verbindung. Zwei Strukturkomponenten – ein Sphäroid und eine Scheibe – spiegeln den Unterschied in der Sternpopulation von Galaxien wider, der 1944 vom deutschen Astronomen W. Baade (1893–1960) entdeckt wurde.

Bevölkerung I, kommt in unregelmäßigen Galaxien und Spiralarmen vor und enthält blaue Riesen und Überriesen der Spektralklassen O und B, rote Überriesen der Klassen K und M sowie interstellares Gas und Staub mit hellen Regionen ionisierten Wasserstoffs. Es enthält auch Hauptreihensterne mit geringer Masse, die in der Nähe der Sonne sichtbar, in entfernten Galaxien jedoch nicht zu unterscheiden sind.

Bevölkerung II, kommt in elliptischen und linsenförmigen Galaxien sowie in den zentralen Regionen von Spiralen und in Kugelsternhaufen vor und enthält Rote Riesen der Klassen G5 bis K5, Unterriesen und wahrscheinlich Unterzwerge; Darin werden planetarische Nebel gefunden und Ausbrüche von Novae beobachtet (Abb. 3). In Abb. Abbildung 4 zeigt die Beziehung zwischen den Spektraltypen (oder Farben) von Sternen und ihrer Leuchtkraft für verschiedene Populationen.

Reis. 3. STERNBEVÖLKERUNGEN. Ein Foto der Spiralgalaxie, des Andromedanebels, zeigt, dass blaue Riesen und Überriesen der Population I in ihrer Scheibe konzentriert sind und der zentrale Teil aus roten Sternen der Population II besteht. Auch die Satelliten des Andromedanebels sind sichtbar: Galaxie NGC 205 ( ganz unten) und M 32 ( oben links). Die hellsten Sterne auf diesem Foto gehören zu unserer Galaxie.

Reis. 4. HERZSPRUNG-RUSSELL-DIAGRAMM, das die Beziehung zwischen dem Spektraltyp (oder der Farbe) und der Leuchtkraft von Sternen unterschiedlicher Art zeigt. I: junge Sterne der Population I, typisch für Spiralarme. II: ältere Sterne der Population I; III: alte Sterne der Population II, typisch für Kugelsternhaufen und elliptische Galaxien.

Ursprünglich wurde angenommen, dass elliptische Galaxien nur Population II und unregelmäßige Galaxien nur Population I enthielten. Es stellte sich jedoch heraus, dass Galaxien normalerweise eine Mischung der beiden Sternpopulationen in unterschiedlichen Anteilen enthalten. Detaillierte Populationsanalysen sind nur für wenige nahe Galaxien möglich, doch Messungen der Farbe und des Spektrums entfernter Systeme deuten darauf hin, dass der Unterschied in ihren Sternpopulationen größer sein könnte, als Baade dachte.

Distanz. Die Messung von Entfernungen zu entfernten Galaxien basiert auf der absoluten Entfernungsskala zu den Sternen unserer Galaxie. Es wird auf verschiedene Arten installiert. Am grundlegendsten ist die Methode der trigonometrischen Parallaxen, die bis zu Entfernungen von 300 sv gültig ist. Jahre. Die übrigen Methoden sind indirekt und statistisch; Sie basieren auf der Untersuchung der Eigenbewegungen, Radialgeschwindigkeiten, Helligkeit, Farbe und des Spektrums von Sternen. Auf ihrer Grundlage werden die absoluten Werte von Neu und Variablen vom Typ RR Lyra und  Cepheus, die zum Hauptindikator für die Entfernung zu den nächstgelegenen Galaxien werden, in denen sie sichtbar sind. Kugelsternhaufen, die hellsten Sterne und Emissionsnebel dieser Galaxien werden zu sekundären Indikatoren und ermöglichen die Entfernungsbestimmung zu weiter entfernten Galaxien. Schließlich werden die Durchmesser und Leuchtstärken der Galaxien selbst als Tertiärindikatoren verwendet. Als Maß für die Entfernung verwenden Astronomen normalerweise die Differenz zwischen der scheinbaren Helligkeit eines Objekts M und seine absolute Größe M; dieser Wert ( m–M) wird als „scheinbarer Abstandsmodul“ bezeichnet. Um die wahre Entfernung herauszufinden, muss sie um die Lichtabsorption durch interstellaren Staub korrigiert werden. In diesem Fall beträgt der Fehler normalerweise 10–20 %.

Die extragalaktische Entfernungsskala wird von Zeit zu Zeit überarbeitet, was bedeutet, dass sich auch andere entfernungsabhängige Parameter von Galaxien ändern. In der Tabelle 1 zeigt die genauesten Entfernungen zu den nächstgelegenen Galaxiengruppen heute. Zu weiter entfernten Galaxien, die Milliarden Lichtjahre entfernt sind, werden Entfernungen anhand ihrer Rotverschiebung mit geringer Genauigkeit geschätzt ( siehe unten: Die Natur der Rotverschiebung).

Tabelle 1. ENTFERNUNGEN ZU DEN NÄCHSTEN GALAXIEN, IHREN GRUPPEN UND CLUSTERN
Galaxie oder Gruppe	Scheinbarer Abstandsmodul (m–M )	Entfernung, Millionen Licht Jahre
Große Magellansche Wolke
Kleine Magellansche Wolke
Andromeda-Gruppe (M 31)
Bildhauergruppe
Gruppe B. Ursa (M 81)
Cluster in Jungfrau
Cluster im Ofen

Helligkeit. Die Messung der Oberflächenhelligkeit einer Galaxie ergibt die Gesamtleuchtkraft ihrer Sterne pro Flächeneinheit. Die Änderung der Oberflächenleuchtkraft mit der Entfernung vom Zentrum charakterisiert die Struktur der Galaxie. Elliptische Systeme wurden als die regelmäßigsten und symmetrischsten Systeme ausführlicher untersucht als andere; im Allgemeinen werden sie durch ein einziges Leuchtkraftgesetz beschrieben (Abb. 5, A):

Reis. 5. LEUCHTKRAFTVERTEILUNG VON GALAXIEN. A– elliptische Galaxien (der Logarithmus der Oberflächenhelligkeit wird in Abhängigkeit von der vierten Wurzel des reduzierten Radius angezeigt ( r/r e) 1/4, wo R– Abstand vom Zentrum und R e ist der effektive Radius, in dem die Hälfte der gesamten Leuchtkraft der Galaxie enthalten ist); B– Linsengalaxie NGC 1553; V– drei normale Spiralgalaxien (der äußere Teil jeder Linie ist gerade, was auf eine exponentielle Abhängigkeit der Leuchtkraft von der Entfernung hinweist).

Daten zu Lentikularsystemen sind nicht so vollständig. Ihre Leuchtkraftprofile (Abb. 5, B) unterscheiden sich von den Profilen elliptischer Galaxien und bestehen aus drei Hauptbereichen: dem Kern, der Linse und der Hülle. Diese Systeme scheinen zwischen elliptisch und spiralförmig zu liegen.

Spiralen sind sehr vielfältig, ihre Struktur ist komplex und es gibt kein einheitliches Gesetz für die Verteilung ihrer Leuchtkraft. Es scheint jedoch, dass bei einfachen Spiralen weit vom Kern entfernt die Oberflächenleuchtkraft der Scheibe zur Peripherie hin exponentiell abnimmt. Messungen zeigen, dass die Leuchtkraft der Spiralarme nicht so groß ist, wie es auf Fotos von Galaxien erscheint. Die Arme tragen bei blauem Licht nicht mehr als 20 % zur Leuchtkraft der Scheibe bei, bei rotem Licht deutlich weniger. Der Beitrag der Ausbuchtung zur Leuchtkraft nimmt ab Sa Zu Sd(Abb. 5, V).

Durch Messung der scheinbaren Helligkeit der Galaxie M und Bestimmen seines Abstandsmoduls ( m–M), berechnen Sie den Absolutwert M. Die hellsten Galaxien, mit Ausnahme von Quasaren, M 22, d.h. ihre Leuchtkraft ist fast 100 Milliarden Mal größer als die der Sonne. Und die kleinsten Galaxien M10, d.h. Leuchtkraft ca. 10 6 Solar. Verteilung der Anzahl der Galaxien nach M, die sogenannte „Leuchtkraftfunktion“, ist ein wichtiges Merkmal der galaktischen Population des Universums, aber es ist nicht einfach, sie genau zu bestimmen.

Für Galaxien, die bis zu einer bestimmten sichtbaren Grenzgröße ausgewählt wurden, wird die Leuchtkraftfunktion jedes Typs separat berechnet E Vor Sc fast Gaußförmig (glockenförmig) mit durchschnittlichem Absolutwert in blauen Strahlen M M= 18,5 und Streuung  0,8 (Abb. 6). Aber Galaxien vom späten Typ aus Sd Vor Ich bin und elliptische Zwerge sind schwächer.

Für eine vollständige Auswahl von Galaxien in einem gegebenen Raumvolumen, beispielsweise in einem Cluster, steigt die Leuchtkraftfunktion mit abnehmender Leuchtkraft steil an, d. h. Die Zahl der Zwerggalaxien ist um ein Vielfaches größer als die Zahl der Riesengalaxien

Reis. 6. GALAXY-LUMINOSITÄTSFUNKTION. A– die Probe ist heller als ein bestimmter sichtbarer Grenzwert; B– eine vollständige Probe in einem bestimmten großen Raumvolumen. Beachten Sie die überwältigende Anzahl von Zwergsystemen mit M B< -16.

Größe. Da die Sterndichte und Leuchtkraft von Galaxien nach außen hin allmählich abnimmt, hängt die Frage ihrer Größe tatsächlich von den Fähigkeiten des Teleskops ab, von seiner Fähigkeit, das schwache Leuchten der äußeren Regionen der Galaxie gegen das Leuchten des Nachthimmels hervorzuheben. Moderne Technik ermöglicht die Aufnahme von Galaxienregionen mit einer Helligkeit von weniger als 1 % der Himmelshelligkeit; Dies ist etwa eine Million Mal geringer als die Helligkeit galaktischer Kerne. Gemäß dieser Isophote (Linie gleicher Helligkeit) reichen die Durchmesser von Galaxien von mehreren tausend Lichtjahren für Zwergsysteme bis zu Hunderttausenden für Riesengalaxien. In der Regel korrelieren die Durchmesser von Galaxien gut mit ihrer absoluten Leuchtkraft.

Spektralklasse und Farbe. Das erste Spektrogramm der Galaxie – des Andromedanebels, aufgenommen 1899 an der Potsdamer Sternwarte von Yu. Scheiner (1858–1913) – ähnelt mit seinen Absorptionslinien dem Spektrum der Sonne. Die umfangreiche Erforschung der Spektren von Galaxien begann mit der Entwicklung „schneller“ Spektrographen mit geringer Dispersion (200–400 /mm); später gelang es durch den Einsatz elektronischer Bildhelligkeitsverstärker, die Dispersion auf 20–100/mm zu steigern. Morgans Beobachtungen am Yerkes-Observatorium zeigten, dass ihre Spektren trotz der komplexen Sternzusammensetzung von Galaxien normalerweise den Spektren von Sternen einer bestimmten Klasse nahe kommen A Vor K, und es besteht eine deutliche Korrelation zwischen dem Spektrum und dem morphologischen Typ der Galaxie. In der Regel das Klassenspektrum A haben unregelmäßige Galaxien Ich bin und Spiralen Sm Und Sd. Spectra-Klasse A–F an den Spiralen Sd Und Sc. Übertragen von Sc Zu Sb begleitet von einer Veränderung des Spektrums von F Zu F–G, und die Spiralen Sb Und Sa, linsenförmige und elliptische Systeme haben Spektren G Und K. Zwar stellte sich später heraus, dass die Strahlung von Galaxien der Spektralklasse angehört A besteht eigentlich aus einer Mischung des Lichts von Riesensternen verschiedener Spektraltypen B Und K.

Zusätzlich zu den Absorptionslinien haben viele Galaxien sichtbare Emissionslinien, wie zum Beispiel die Emissionsnebel der Milchstraße. Typischerweise handelt es sich dabei um Wasserstofflinien der Balmer-Serie, zum Beispiel H  An  6563, Dubletts aus ionisiertem Stickstoff (N II) auf  6548 und 6583 und Schwefel (S II) auf  6717 und 6731, ionisierter Sauerstoff (O II) auf  3726 und 3729 und doppelt ionisierter Sauerstoff (O III) auf  4959 und 5007. Die Intensität der Emissionslinien korreliert normalerweise mit der Menge an Gas und Überriesensternen in den Scheiben von Galaxien: Diese Linien fehlen in elliptischen und linsenförmigen Galaxien oder sind sehr schwach, in spiralförmigen und unregelmäßigen Galaxien jedoch verstärkt – von Sa Zu Ich bin. Darüber hinaus nimmt die Intensität der Emissionslinien von Elementen schwerer als Wasserstoff (N, O, S) und wahrscheinlich auch die relative Häufigkeit dieser Elemente vom Kern zur Peripherie von Scheibengalaxien ab. Einige Galaxien haben ungewöhnlich starke Emissionslinien in ihren Kernen. 1943 entdeckte K. Seifert einen besonderen Galaxientyp mit sehr breiten Wasserstofflinien in den Kernen, was auf ihre hohe Aktivität hinweist. Die Leuchtkraft dieser Kerne und ihre Spektren ändern sich im Laufe der Zeit. Im Allgemeinen ähneln die Kerne von Seyfert-Galaxien Quasaren, wenn auch nicht so leistungsstark.

Entlang der morphologischen Abfolge von Galaxien ändert sich der Integralindex ihrer Farbe ( B–V), d.h. Unterschied zwischen der Helligkeit einer Galaxie in Blau B und gelb V Strahlen Der durchschnittliche Farbindex der wichtigsten Galaxientypen ist wie folgt:

Auf dieser Skala entspricht 0,0 weiß, 0,5 gelblich und 1,0 rötlich.

Eine detaillierte Photometrie zeigt normalerweise, dass die Farbe einer Galaxie vom Kern zum Rand variiert, was auf eine Veränderung der Sternzusammensetzung hinweist. Die meisten Galaxien sind in ihren äußeren Regionen blauer als in ihren Kernen; Dies macht sich bei Spiralsternen viel deutlicher bemerkbar als bei Ellipsensternen, da ihre Scheiben viele junge blaue Sterne enthalten. Unregelmäßige Galaxien, die normalerweise keinen Kern haben, sind im Zentrum oft blauer als am Rand.

Rotation und Masse. Die Rotation der Galaxie um eine Achse, die durch das Zentrum verläuft, führt zu einer Änderung der Wellenlänge der Linien in ihrem Spektrum: Linien aus Regionen der Galaxie, die sich uns nähern, verschieben sich in den violetten Teil des Spektrums und aus zurückweichenden Regionen in den roten (Abb. 7). Nach der Doppler-Formel beträgt die relative Änderung der Linienwellenlänge   / = V R /C, Wo C ist die Lichtgeschwindigkeit und V R– Radialgeschwindigkeit, d.h. Geschwindigkeitskomponente der Quelle entlang der Sichtlinie. Die Umlaufzeiten der Sterne um die Zentren der Galaxien betragen Hunderte von Millionen Jahren, und die Geschwindigkeit ihrer Umlaufbahn erreicht 300 km/s. Typischerweise erreicht die Plattenrotationsgeschwindigkeit ihren Maximalwert ( V M) in einiger Entfernung vom Zentrum ( R M) und nimmt dann ab (Abb. 8). In der Nähe unserer Galaxie V M= 230 km/s in der Ferne R M= 40 Tausend St. Jahre vom Zentrum entfernt:

Reis. 7. SPEKTRALINIEN DER GALAXIE, rotierend um eine Achse N, wenn der Spektrographenspalt entlang der Achse ausgerichtet ist ab. Linie vom Rückzugsrand der Galaxie ( B) wird zur roten Seite (R) abgelenkt und von der sich nähernden Kante ( A) – bis Ultraviolett (UV).

Reis. 8. Rotationskurve der Galaxie. Drehzahl V r erreicht den Maximalwert V M in einiger Entfernung R M vom Zentrum der Galaxie entfernt und nimmt dann langsam ab.

Die Absorptionslinien und Emissionslinien in den Spektren von Galaxien haben die gleiche Form, daher rotieren die Sterne und das Gas in der Scheibe mit der gleichen Geschwindigkeit und in die gleiche Richtung. Wenn wir anhand der Lage der dunklen Staubspuren in der Scheibe erkennen können, welcher Rand der Galaxie uns näher ist, können wir die Drehrichtung der Spiralarme herausfinden: In allen untersuchten Galaxien sind sie nacheilend, d. h. Wenn man sich von der Mitte wegbewegt, beugt sich der Arm in die entgegengesetzte Richtung zur Drehrichtung.

Durch die Analyse der Rotationskurve können wir die Masse der Galaxie bestimmen. Im einfachsten Fall, indem wir die Schwerkraft mit der Zentrifugalkraft gleichsetzen, erhalten wir die Masse der Galaxie innerhalb der Umlaufbahn des Sterns: M = rV R 2 /G, Wo G– Konstante der Schwerkraft. Durch die Analyse der Bewegung peripherer Sterne lässt sich die Gesamtmasse abschätzen. Unsere Galaxie hat eine Masse von ca. 210 11 Sonnenmassen, für den Andromedanebel 410 11 , für die Große Magellansche Wolke – 1510 9 . Die Massen von Scheibengalaxien sind ungefähr proportional zu ihrer Leuchtkraft ( L), also die Beziehung M/L Sie haben fast die gleiche Leuchtkraft in blauen Strahlen und sind gleich M/L 5 in Einheiten der Sonnenmasse und Leuchtkraft.

Die Masse einer Kugelgalaxie kann auf die gleiche Weise geschätzt werden, indem man anstelle der Rotationsgeschwindigkeit der Scheibe die Geschwindigkeit der chaotischen Bewegung der Sterne in der Galaxie verwendet (  v), die durch die Breite der Spektrallinien gemessen wird und als Geschwindigkeitsdispersion bezeichnet wird: M  R v 2 /G, Wo R– Radius der Galaxie (Viralensatz). Die Geschwindigkeitsdispersion von Sternen in elliptischen Galaxien beträgt normalerweise 50 bis 300 km/s und die Massen von 10 9 Sonnenmassen in Zwergsystemen bis 10 12 in Riesengalaxien.

Funkemissionen Die Milchstraße wurde 1931 von K. Jansky entdeckt. Die erste Radiokarte der Milchstraße wurde 1945 von G. Reber erstellt. Diese Strahlung kommt in einem breiten Wellenlängenbereich vor  oder Frequenzen  = C/ , von mehreren Megahertz (   100 m) bis zu mehreren zehn Gigahertz (   1 cm) und wird „kontinuierlich“ genannt. Dafür sind mehrere physikalische Prozesse verantwortlich, der wichtigste davon ist die Synchrotronstrahlung interstellarer Elektronen, die sich in einem schwachen interstellaren Magnetfeld nahezu mit Lichtgeschwindigkeit bewegen. Im Jahr 1950 entdeckten R. Brown und K. Hazard (Jodrell Bank, England) eine kontinuierliche Emission bei einer Wellenlänge von 1,9 m aus dem Andromedanebel und dann aus vielen anderen Galaxien. Normale Galaxien wie unsere oder M 31 sind schwache Quellen für Radiowellen. Sie strahlen im Funkbereich kaum ein Millionstel ihrer optischen Leistung ab. Aber in einigen ungewöhnlichen Galaxien ist diese Strahlung viel stärker. Die nächsten „Radiogalaxien“ Virgo A (M 87), Centaur A (NGC 5128) und Perseus A (NGC 1275) haben eine Radioleuchtkraft von 10 –4 10 –3 der optischen. Und bei seltenen Objekten wie der Radiogalaxie Cygnus A liegt dieses Verhältnis nahe bei eins. Nur wenige Jahre nach der Entdeckung dieser leistungsstarken Radioquelle gelang es, eine damit verbundene schwache Galaxie zu finden. Viele schwache Radioquellen, die wahrscheinlich mit entfernten Galaxien in Zusammenhang stehen, wurden bisher nicht mit optischen Objekten identifiziert.

Es gibt drei Haupttypen von Galaxien: spiralförmige, elliptische und unregelmäßige Galaxien. Zu den ersten zählen beispielsweise die Milchstraße und Andromeda. Im Zentrum befinden sich Objekte und ein Schwarzes Loch, um das sich ein Halo aus Sternen und dunkler Materie dreht. Die Arme zweigen vom Kern ab. Die Spiralform entsteht dadurch, dass die Galaxie nicht aufhört zu rotieren. Viele Vertreter haben nur einen Ärmel, manche aber auch drei oder mehr.

Tabelle der Eigenschaften der wichtigsten Galaxientypen

Spiralmodelle gibt es mit oder ohne Jumper. Beim ersten Typ wird das Zentrum von einem dichten Streifen aus Sternen durchzogen. Und im letzteren Fall wird eine solche Bildung nicht beobachtet.

Elliptische Galaxien enthalten die ältesten Sterne und verfügen nicht über genügend Staub und Gas, um junge Sterne zu erzeugen. Sie können in ihrer Form einem Kreis, einem Oval oder einer Spirale ähneln, jedoch ohne Ärmel.

Etwa ein Viertel der Galaxien sind unregelmäßige Gruppen. Sie sind kleiner als Spiralen und zeigen manchmal bizarre Formen. Sie können durch das Erscheinen neuer Sterne oder den Gravitationskontakt mit einer Nachbargalaxie erklärt werden. Zu den falschen gehören .

Es gibt auch viele galaktische Unterarten: Seyfert (sich schnell bewegende Spiralen), helle elliptische Überriesen (die andere absorbieren), Ring-Überriesen (ohne Kern) und andere.

Eine Galaxie ist eine große Formation aus Sternen, Gas und Staub, die durch die Schwerkraft zusammengehalten wird. Diese größten Verbindungen im Universum können in Form und Größe variieren. Die meisten Weltraumobjekte sind Teil einer bestimmten Galaxie. Dies sind Sterne, Planeten, Satelliten, Nebel, Schwarze Löcher und Asteroiden. Einige der Galaxien verfügen über große Mengen unsichtbarer dunkler Energie. Aufgrund der Tatsache, dass Galaxien durch leeren Raum getrennt sind, werden sie im übertragenen Sinne Oasen in der kosmischen Wüste genannt.

	Elliptische Galaxie	Spiralgalaxie	Falsche Galaxie
Kugelförmige Komponente	Die gesamte Galaxie	Essen	Sehr schwach
Sternscheibe	Keine oder nur schwach ausgeprägt	Hauptbestandteil	Hauptbestandteil
Gas- und Staubscheibe	Nein	Essen	Essen
Spiralzweige	Nein oder nur in der Nähe des Kerns	Essen	Nein
Aktive Kerne	Treffen	Treffen	Nein
	20%	55%	5%

Unsere Galaxie

Der uns am nächsten gelegene Stern, die Sonne, ist einer der Milliarden Sterne in der Milchstraße. Wenn man den Sternenhimmel betrachtet, fällt es schwer, einen breiten, mit Sternen übersäten Streifen zu übersehen. Die alten Griechen nannten den Haufen dieser Sterne die Galaxie.

Wenn wir die Möglichkeit hätten, dieses Sternensystem von außen zu betrachten, würden wir eine abgeplattete Kugel bemerken, in der sich über 150 Milliarden Sterne befinden. Unsere Galaxie hat Dimensionen, die man sich kaum vorstellen kann. Ein Lichtstrahl wandert Hunderttausende Erdenjahre lang von einer Seite zur anderen! Das Zentrum unserer Galaxie wird von einem Kern eingenommen, von dem riesige, mit Sternen gefüllte Spiralzweige ausgehen. Die Entfernung von der Sonne zum Kern der Galaxie beträgt 30.000 Lichtjahre. Das Sonnensystem liegt am Rande der Milchstraße.

Sterne in der Galaxie sind trotz der großen Ansammlung kosmischer Körper selten. Beispielsweise ist der Abstand zwischen den nächsten Sternen mehrere zehn Millionen Mal größer als ihr Durchmesser. Man kann nicht sagen, dass Sterne chaotisch im Universum verstreut sind. Ihr Standort hängt von den Gravitationskräften ab, die den Himmelskörper in einer bestimmten Ebene halten. Sternsysteme mit eigenen Gravitationsfeldern werden Galaxien genannt. Neben Sternen umfasst die Galaxie auch Gas und interstellaren Staub.

Zusammensetzung von Galaxien.

Das Universum besteht auch aus vielen anderen Galaxien. Die uns am nächsten gelegenen sind 150.000 Lichtjahre entfernt. Sie sind am Himmel der Südhalbkugel in Form kleiner Nebelflecken zu sehen. Sie wurden erstmals von Pigafett, einem Mitglied der Magellanschen Expedition um die Welt, beschrieben. Sie gelangten unter dem Namen „Große und Kleine Magellansche Wolke“ in die Wissenschaft.

Die uns am nächsten gelegene Galaxie ist der Andromedanebel. Es ist sehr groß und daher von der Erde aus mit einem gewöhnlichen Fernglas und bei klarem Wetter sogar mit bloßem Auge sichtbar.

Die Struktur der Galaxie ähnelt einer riesigen konvexen Spirale im Weltraum. Auf einem der Spiralarme, ¾ der Entfernung vom Zentrum, befindet sich das Sonnensystem. Alles in der Galaxie dreht sich um den zentralen Kern und unterliegt der Schwerkraft. Im Jahr 1962 klassifizierte der Astronom Edwin Hubble Galaxien nach ihrer Form. Der Wissenschaftler teilte alle Galaxien in elliptische, spiralförmige, unregelmäßige und Balkengalaxien ein.

In dem für die astronomische Forschung zugänglichen Teil des Universums gibt es Milliarden von Galaxien. Zusammenfassend bezeichnen Astronomen sie als Metagalaxie.

Galaxien des Universums

Galaxien werden durch große Gruppen von Sternen, Gas und Staub repräsentiert, die durch die Schwerkraft zusammengehalten werden. Sie können in Form und Größe erheblich variieren. Die meisten Weltraumobjekte gehören zu einer Galaxie. Dies sind Schwarze Löcher, Asteroiden, Sterne mit Satelliten und Planeten, Nebel, Neutronensatelliten.

Die meisten Galaxien im Universum enthalten enorme Mengen unsichtbarer dunkler Energie. Da der Raum zwischen verschiedenen Galaxien als leer gilt, werden sie oft als Oasen in der Leere des Weltraums bezeichnet. Beispielsweise ist ein Stern namens Sonne einer der Milliarden Sterne in der Milchstraße in unserem Universum. Das Sonnensystem befindet sich ¾ der Entfernung vom Zentrum dieser Spirale. In dieser Galaxie bewegt sich alles ständig um den zentralen Kern, der seiner Schwerkraft gehorcht. Allerdings bewegt sich auch der Kern mit der Galaxie. Gleichzeitig bewegen sich alle Galaxien mit Höchstgeschwindigkeit.
Der Astronom Edwin Hubble führte 1962 eine logische Klassifizierung der Galaxien des Universums unter Berücksichtigung ihrer Form durch. Nun werden Galaxien in 4 Hauptgruppen eingeteilt: elliptische, spiralförmige, Balkengalaxien und unregelmäßige Galaxien.
Was ist die größte Galaxie in unserem Universum?
Die größte Galaxie im Universum ist eine übergroße linsenförmige Galaxie im Abell-2029-Cluster.

Spiralgalaxien

Es handelt sich um Galaxien, deren Form einer flachen Spiralscheibe mit einem hellen Zentrum (Kern) ähnelt. Die Milchstraße ist eine typische Spiralgalaxie. Spiralgalaxien werden üblicherweise mit dem Buchstaben S bezeichnet; sie sind in 4 Untergruppen unterteilt: Sa, So, Sc und Sb. Galaxien der So-Gruppe zeichnen sich durch helle Kerne aus, die keine Spiralarme haben. Die Sa-Galaxien zeichnen sich durch dichte Spiralarme aus, die eng um den zentralen Kern gewunden sind. Die Arme von Sc- und Sb-Galaxien umgeben selten den Kern.

Spiralgalaxien des Messier-Katalogs

Gesperrte Galaxien

Balkengalaxien ähneln Spiralgalaxien, weisen jedoch einen Unterschied auf. In solchen Galaxien beginnen Spiralen nicht im Kern, sondern an den Brücken. Etwa ein Drittel aller Galaxien fallen in diese Kategorie. Sie werden üblicherweise mit den Buchstaben SB bezeichnet. Sie sind wiederum in 3 Untergruppen Sbc, SBb, SBa unterteilt. Der Unterschied zwischen diesen drei Gruppen wird durch die Form und Länge der Jumper bestimmt, wo tatsächlich die Arme der Spiralen beginnen.

Spiralgalaxien mit der Messier-Katalogleiste

Elliptische Galaxien

Die Form von Galaxien kann von perfekt rund bis länglich oval variieren. Ihr Unterscheidungsmerkmal ist das Fehlen eines zentralen hellen Kerns. Sie werden mit dem Buchstaben E bezeichnet und sind (je nach Form) in 6 Untergruppen unterteilt. Solche Formen werden von E0 bis E7 bezeichnet. Erstere haben eine nahezu runde Form, während sich die E7 durch eine extrem längliche Form auszeichnen.

Elliptische Galaxien des Messier-Katalogs

Unregelmäßige Galaxien

Sie haben keine ausgeprägte Struktur oder Form. Unregelmäßige Galaxien werden normalerweise in zwei Klassen eingeteilt: IO und Im. Am häufigsten kommt die Galaxienklasse Im vor (sie weist nur einen leichten Hinweis auf ihre Struktur auf). In einigen Fällen sind helikale Reste sichtbar. IO gehört zur Klasse der Galaxien mit chaotischer Form. Die Kleine und Große Magellansche Wolke sind ein Paradebeispiel für die Im-Klasse.

Unregelmäßige Galaxien des Messier-Katalogs

Tabelle der Eigenschaften der wichtigsten Galaxientypen

	Elliptische Galaxie	Spiralgalaxie	Falsche Galaxie
Kugelförmige Komponente	Die gesamte Galaxie	Essen	Sehr schwach
Sternscheibe	Keine oder nur schwach ausgeprägt	Hauptbestandteil	Hauptbestandteil
Gas- und Staubscheibe	Nein	Essen	Essen
Spiralzweige	Nein oder nur in der Nähe des Kerns	Essen	Nein
Aktive Kerne	Treffen	Treffen	Nein
Prozentsatz der gesamten Galaxien	20%	55%	5%

Großes Porträt von Galaxien

Vor nicht allzu langer Zeit begannen Astronomen mit der Arbeit an einem gemeinsamen Projekt, um die Position von Galaxien im gesamten Universum zu bestimmen. Ihr Ziel ist es, im großen Maßstab ein detaillierteres Bild der Gesamtstruktur und Form des Universums zu erhalten. Leider ist das Ausmaß des Universums für viele Menschen schwer zu verstehen. Nehmen Sie unsere Galaxie, die aus mehr als hundert Milliarden Sternen besteht. Es gibt Milliarden weiterer Galaxien im Universum. Entfernte Galaxien wurden entdeckt, aber wir sehen ihr Licht so, wie es vor fast 9 Milliarden Jahren war (wir sind so weit voneinander entfernt).

Astronomen erfuhren, dass die meisten Galaxien zu einer bestimmten Gruppe gehören (sie wurde als „Cluster“ bekannt). Die Milchstraße ist Teil eines Galaxienhaufens, der wiederum aus vierzig bekannten Galaxien besteht. Typischerweise sind die meisten dieser Cluster Teil einer noch größeren Gruppierung, die Supercluster genannt wird.

Unser Cluster ist Teil eines Superclusters, der allgemein als Virgo-Cluster bezeichnet wird. Ein solch massiver Haufen besteht aus mehr als zweitausend Galaxien. Zu der Zeit, als Astronomen eine Karte der Lage dieser Galaxien erstellten, begannen Superhaufen konkrete Formen anzunehmen. Große Superhaufen haben sich um scheinbar riesige Blasen oder Hohlräume versammelt. Was das für eine Struktur ist, weiß noch niemand. Wir verstehen nicht, was sich in diesen Hohlräumen befinden könnte. Der Annahme zufolge könnten sie mit einer bestimmten, den Wissenschaftlern unbekannten Art dunkler Materie gefüllt sein oder in ihrem Inneren Leerräume aufweisen. Es wird noch lange dauern, bis wir die Natur solcher Lücken kennen.

Galaktische Datenverarbeitung

Edwin Hubble ist der Begründer der galaktischen Erforschung. Er ist der erste, der herausgefunden hat, wie man die genaue Entfernung zu einer Galaxie berechnen kann. Bei seiner Forschung stützte er sich auf die Methode pulsierender Sterne, besser bekannt als Cepheiden. Der Wissenschaftler konnte einen Zusammenhang zwischen der Zeit, die benötigt wird, um einen Helligkeitspuls zu vollenden, und der Energie, die der Stern freisetzt, feststellen. Die Ergebnisse seiner Forschung stellten einen großen Durchbruch auf dem Gebiet der galaktischen Forschung dar. Darüber hinaus entdeckte er, dass es einen Zusammenhang zwischen dem von einer Galaxie emittierten roten Spektrum und ihrer Entfernung (der Hubble-Konstante) gibt.

Heutzutage können Astronomen die Entfernung und Geschwindigkeit einer Galaxie messen, indem sie den Grad der Rotverschiebung im Spektrum messen. Es ist bekannt, dass sich alle Galaxien im Universum voneinander entfernen. Je weiter eine Galaxie von der Erde entfernt ist, desto größer ist ihre Bewegungsgeschwindigkeit.

Um diese Theorie zu veranschaulichen, stellen Sie sich vor, Sie fahren ein Auto mit einer Geschwindigkeit von 50 km/h. Das Auto vor Ihnen fährt 50 km pro Stunde schneller, was bedeutet, dass seine Geschwindigkeit 100 km pro Stunde beträgt. Vor ihm steht ein weiteres Auto, das noch einmal 50 km/h schneller fährt. Obwohl sich die Geschwindigkeit aller drei Autos um 50 km/h unterscheidet, entfernt sich das erste Auto tatsächlich 100 km/h schneller von Ihnen. Da das rote Spektrum Auskunft über die Geschwindigkeit gibt, mit der sich die Galaxie von uns entfernt, ergibt sich Folgendes: Je größer die Rotverschiebung, desto schneller bewegt sich die Galaxie und desto größer ist ihre Entfernung von uns.

Wir verfügen jetzt über neue Werkzeuge, die Wissenschaftlern bei der Suche nach neuen Galaxien helfen. Dank des Hubble-Weltraumteleskops konnten Wissenschaftler sehen, wovon sie bisher nur träumen konnten. Die hohe Leistung dieses Teleskops ermöglicht eine gute Sichtbarkeit selbst kleiner Details in nahe gelegenen Galaxien und ermöglicht die Untersuchung weiter entfernter Galaxien, die noch niemandem bekannt sind. Derzeit werden neue Weltraumbeobachtungsinstrumente entwickelt, die in naher Zukunft zu einem tieferen Verständnis der Struktur des Universums beitragen werden.

Arten von Galaxien

• Spiralgalaxien. Die Form ähnelt einer flachen Spiralscheibe mit ausgeprägtem Zentrum, dem sogenannten Kern. Unsere Milchstraße fällt in diese Kategorie. In diesem Abschnitt der Portalseite finden Sie viele verschiedene Artikel, die Weltraumobjekte unserer Galaxie beschreiben.
• Gesperrte Galaxien. Sie ähneln Spiralen, unterscheiden sich jedoch in einem wesentlichen Unterschied von ihnen. Die Spiralen gehen nicht vom Kern aus, sondern von den sogenannten Jumpern. Ein Drittel aller Galaxien im Universum kann dieser Kategorie zugeordnet werden.
• Elliptische Galaxien haben unterschiedliche Formen: von perfekt rund bis oval länglich. Im Vergleich zu Spiralen fehlt ihnen ein zentraler, ausgeprägter Kern.
• Unregelmäßige Galaxien haben keine charakteristische Form oder Struktur. Sie können keinem der oben aufgeführten Typen zugeordnet werden. In den Weiten des Universums gibt es viel weniger unregelmäßige Galaxien.

Astronomen in In letzter Zeit startete ein gemeinsames Projekt zur Bestimmung der Position aller Galaxien im Universum. Wissenschaftler hoffen, im großen Maßstab ein klareres Bild seiner Struktur zu bekommen. Die Größe des Universums ist für das menschliche Denken und Verstehen schwer abzuschätzen. Allein unsere Galaxie ist eine Ansammlung von Hunderten Milliarden Sternen. Und es gibt Milliarden solcher Galaxien. Wir können Licht von entdeckten fernen Galaxien sehen, aber das bedeutet nicht einmal, dass wir in die Vergangenheit blicken, denn der Lichtstrahl erreicht uns über mehrere zehn Milliarden Jahre hinweg, eine so große Entfernung trennt uns.

Astronomen assoziieren die meisten Galaxien auch mit bestimmten Gruppen, die Cluster genannt werden. Unsere Milchstraße gehört zu einem Cluster, der aus 40 erforschten Galaxien besteht. Solche Cluster werden zu großen Gruppen zusammengefasst, die Supercluster genannt werden. Der Sternhaufen mit unserer Galaxie ist Teil des Virgo-Superhaufens. Dieser Riesenhaufen enthält mehr als zweitausend Galaxien. Nachdem Wissenschaftler begonnen hatten, eine Karte der Lage dieser Galaxien zu zeichnen, nahmen Superhaufen bestimmte Formen an. Die meisten galaktischen Superhaufen waren von riesigen Hohlräumen umgeben. Niemand weiß, was sich in diesen Hohlräumen befinden könnte: Weltraum wie der interplanetare Raum oder eine neue Form von Materie. Es wird lange dauern, dieses Rätsel zu lösen.

Interaktion von Galaxien

Nicht weniger interessant für Wissenschaftler ist die Frage nach der Wechselwirkung von Galaxien als Bestandteil kosmischer Systeme. Es ist kein Geheimnis, dass Weltraumobjekte in ständiger Bewegung sind. Galaxien sind keine Ausnahme von dieser Regel. Einige Arten von Galaxien könnten eine Kollision oder Verschmelzung zweier kosmischer Systeme verursachen. Wenn man versteht, wie diese Weltraumobjekte aussehen, werden großräumige Veränderungen aufgrund ihrer Interaktion verständlicher. Bei der Kollision zweier Raumfahrtsysteme spritzt eine gigantische Energiemenge heraus. Das Zusammentreffen zweier Galaxien in den Weiten des Universums ist ein noch wahrscheinlicheres Ereignis als die Kollision zweier Sterne. Kollisionen von Galaxien enden nicht immer mit einer Explosion. Ein kleines Raumsystem kann frei an seinem größeren Gegenstück vorbeigehen und verändert seine Struktur nur geringfügig.

Dadurch kommt es zur Bildung von Formationen, die im Aussehen langgestreckten Korridoren ähneln. Sie enthalten Sterne und Gaszonen, und oft entstehen neue Sterne. Es gibt Zeiten, in denen Galaxien nicht kollidieren, sondern sich nur leicht berühren. Doch selbst eine solche Wechselwirkung löst eine Kette irreversibler Prozesse aus, die zu enormen Veränderungen in der Struktur beider Galaxien führen.

Welche Zukunft erwartet unsere Galaxie?

Wie Wissenschaftler vermuten, ist es möglich, dass die Milchstraße in ferner Zukunft ein winziges Satellitensystem kosmischer Größe aufnehmen kann, das sich in einer Entfernung von 50 Lichtjahren von uns befindet. Untersuchungen zeigen, dass dieser Satellit ein langes Leben hat, aber wenn er mit seinem riesigen Nachbarn kollidiert, wird er höchstwahrscheinlich seine separate Existenz beenden. Astronomen sagen außerdem eine Kollision zwischen der Milchstraße und dem Andromedanebel voraus. Galaxien bewegen sich mit Lichtgeschwindigkeit aufeinander zu. Die Wartezeit bis zu einer wahrscheinlichen Kollision beträgt etwa drei Milliarden Erdenjahre. Ob es jetzt tatsächlich dazu kommen wird, lässt sich jedoch aufgrund fehlender Daten zur Bewegung beider Raumsysteme nur schwer spekulieren.

Beschreibung der Galaxien aufKvant. Raum

Die Portalseite entführt Sie in die Welt des interessanten und faszinierenden Weltraums. Sie lernen die Natur der Struktur des Universums kennen und werden mit der Struktur berühmter großer Galaxien und ihrer Komponenten vertraut. Durch das Lesen von Artikeln über unsere Galaxie werden wir uns einiger Phänomene bewusster, die am Nachthimmel beobachtet werden können.

Alle Galaxien sind weit von der Erde entfernt. Mit bloßem Auge sind nur drei Galaxien zu erkennen: die Große und die Kleine Magellansche Wolke sowie der Andromedanebel. Es ist unmöglich, alle Galaxien zu zählen. Wissenschaftler schätzen ihre Zahl auf etwa 100 Milliarden. Die räumliche Verteilung der Galaxien ist ungleichmäßig – eine Region kann eine große Anzahl davon enthalten, während die zweite nicht einmal eine einzige kleine Galaxie enthält. Bis Anfang der 90er Jahre waren Astronomen nicht in der Lage, Bilder von Galaxien von einzelnen Sternen zu trennen. Zu diesem Zeitpunkt gab es etwa 30 Galaxien mit einzelnen Sternen. Alle wurden der lokalen Gruppe zugeordnet. Im Jahr 1990 ereignete sich ein majestätisches Ereignis in der Entwicklung der Astronomie als Wissenschaft – das Hubble-Teleskop wurde in die Erdumlaufbahn gebracht. Diese Technik sowie neue bodengestützte 10-Meter-Teleskope ermöglichten es, eine deutlich größere Anzahl aufgelöster Galaxien zu sehen.

Heute rätseln die „astronomischen Köpfe“ der Welt über die Rolle der Dunklen Materie beim Aufbau von Galaxien, die sich nur in der Gravitationswechselwirkung manifestiert. Beispielsweise macht es in einigen großen Galaxien etwa 90 % der Gesamtmasse aus, während es in Zwerggalaxien möglicherweise überhaupt nicht enthalten ist.

Entwicklung von Galaxien

Wissenschaftler glauben, dass die Entstehung von Galaxien ein natürliches Stadium in der Entwicklung des Universums ist, das unter dem Einfluss von Gravitationskräften stattfand. Vor etwa 14 Milliarden Jahren begann die Bildung von Protoclustern in der Primärsubstanz. Darüber hinaus kam es unter dem Einfluss verschiedener dynamischer Prozesse zur Trennung galaktischer Gruppen. Die Fülle an Galaxienformen erklärt sich aus der Vielfalt der Anfangsbedingungen bei ihrer Entstehung.

Die Kontraktion der Galaxie dauert etwa 3 Milliarden Jahre. Im Laufe einer bestimmten Zeitspanne verwandelt sich die Gaswolke in ein Sternensystem. Die Sternentstehung erfolgt unter dem Einfluss der gravitativen Kompression von Gaswolken. Nach Erreichen einer bestimmten Temperatur und Dichte im Zentrum der Wolke, die für den Beginn thermonuklearer Reaktionen ausreicht, entsteht ein neuer Stern. Massereiche Sterne entstehen aus thermonuklearen chemischen Elementen, die massereicher als Helium sind. Diese Elemente schaffen die primäre Helium-Wasserstoff-Umgebung. Bei gewaltigen Supernova-Explosionen entstehen Elemente, die schwerer als Eisen sind. Daraus folgt, dass die Galaxie aus zwei Generationen von Sternen besteht. Die erste Generation sind die ältesten Sterne, bestehend aus Helium, Wasserstoff und sehr geringen Mengen schwerer Elemente. Sterne der zweiten Generation weisen eine deutlichere Beimischung schwerer Elemente auf, da sie aus Urgas entstehen, das mit schweren Elementen angereichert ist.

In der modernen Astronomie nehmen Galaxien als kosmische Strukturen einen besonderen Stellenwert ein. Die Arten von Galaxien, die Merkmale ihrer Wechselwirkung, Gemeinsamkeiten und Unterschiede werden im Detail untersucht und eine Prognose für ihre Zukunft erstellt. Dieser Bereich birgt noch viele Unbekannte, die einer weiteren Untersuchung bedürfen. Die moderne Wissenschaft hat viele Fragen zum Aufbau von Galaxien geklärt, aber es gibt auch viele weiße Flecken im Zusammenhang mit der Entstehung dieser kosmischen Systeme. Das derzeitige Tempo der Modernisierung der Forschungsausrüstung und der Entwicklung neuer Methoden zur Untersuchung kosmischer Körper lässt auf einen bedeutenden Durchbruch in der Zukunft hoffen. Auf die eine oder andere Weise werden Galaxien immer im Mittelpunkt der wissenschaftlichen Forschung stehen. Und das beruht nicht nur auf der menschlichen Neugier. Nachdem wir Daten über die Entwicklungsmuster kosmischer Systeme erhalten haben, können wir die Zukunft unserer Galaxie namens Milchstraße vorhersagen.

Das Website-Portal stellt Ihnen die interessantesten Nachrichten, wissenschaftlichen und originellen Artikel über die Erforschung von Galaxien zur Verfügung. Hier finden Sie spannende Videos, hochwertige Bilder von Satelliten und Teleskopen, die Sie nicht gleichgültig lassen. Tauchen Sie mit uns in die Welt des unbekannten Weltraums ein!

Klassifizierung von Galaxien

Die erste Klassifizierung von Galaxien wurde 1926 von Edwin Powell Hubble, einem amerikanischen Astronomen, entwickelt. Die Klassifizierung erwies sich als so erfolgreich, dass sie mit geringfügigen Änderungen, die Hubble selbst 1936 vornahm (Lentikulargalaxien kamen hinzu), von Astronomen verwendet wird heute auf der ganzen Welt.

Die von Hubble vorgeschlagene Klassifizierung von Galaxien wird oft als Stimmgabel bezeichnet, da die Reihenfolge der darin enthaltenen Galaxientypen einer Stimmgabel ähnelt.

Abb.1 Klassifizierung von Galaxien nach E. Hubble

Nach dieser Klassifizierung werden Galaxien in fünf Haupttypen eingeteilt:

Elliptisch (E);

Linsenförmig (S0);

Spirale (S);

Abb. 2 Riesige elliptische Galaxie NGC 11321. Bildnachweis: NASA/ ESA/ STScI/ AURA (The Hubble Heritage Team) – ESA/Hubble Collaboration

Gekreuzte Spiral- oder Balkenspiralgalaxien (SB);

Falsch (Irr).

Elliptische Galaxien (Typ E) machen 13 % der Gesamtzahl der Galaxien aus. Sie sehen aus wie ein verschwommener Kreis oder eine Ellipse, deren Helligkeit vom Zentrum zur Peripherie hin schnell abnimmt. Es wird angenommen, dass helle elliptische Galaxien in ihrem Zentrum ein massereiches Schwarzes Loch haben. Die Größe von Galaxien reicht von Zehnteln bis über 100 kpc. Die Masse kann 10 ¤ erreichen.

Elliptische Galaxien weisen eine sehr unterschiedliche Form auf: Sie können entweder kugelförmig oder sehr abgeflacht sein. Dabei werden sie in 8 Unterklassen eingeteilt – von E0 (Kugelform, keine Kompression) bis E7 (höchste Kompression). Die Größen der großen a- und kleinen b-Achse elliptischer Galaxien werden anhand von Fotografien gemessen und daraus die Kompression der Galaxien bestimmt:

Dies sind die Galaxien mit der einfachsten Struktur. Sie bestehen hauptsächlich aus folgenden Sterntypen: alte rote und gelbe Riesen, rote, gelbe und weiße Zwerge. Eine Sternentstehung in Galaxien dieser Art hat es seit mehreren Milliarden Jahren nicht mehr gegeben. Es gibt fast kein kaltes Gas wie kosmischen Staub; Die massereichsten Galaxien sind mit sehr verdünntem heißem Gas mit einer Temperatur von mehr als 1.000.000 K gefüllt, weshalb die Farbe dieser Galaxien rötlich ist. Rotation wurde nur in den am stärksten komprimierten elliptischen Galaxien nachgewiesen.

Beispiele für elliptische Galaxien sind die Galaxien M32, M87 und M110.

Abb.3 Spiralgalaxie M81. Bildnachweis: NASA, ESA und das Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Spiralgalaxien, die zahlreichste Art, machen etwa 50 % aller beobachteten Galaxien aus. Am häufigsten außerhalb von Galaxienhaufen beobachtet. Die meisten Sterne in der Galaxie nehmen ein linsenförmiges Volumen (galaktische Scheibe) ein. Die galaktische Scheibe weist ein Spiralmuster aus zwei oder mehr Zweigen oder Armen auf, die sich in eine Richtung drehen und vom Zentrum der Galaxie ausgehen. Es gibt zwei Arten von Spiralen. Bei einigen mit der Bezeichnung SA oder S gehen die Spiralzweige direkt aus der zentralen Dichtung hervor. In anderen Fällen beginnen sie an den Enden einer länglichen Formation, in deren Mitte sich ein ovales Siegel befindet. Es scheint, dass die beiden Spiralarme durch eine Brücke verbunden sind, weshalb solche Galaxien als gekreuzte Spiralen bezeichnet werden; Sie sind mit dem Symbol SB gekennzeichnet.

Spiralgalaxien unterscheiden sich im Entwicklungsgrad ihrer Spiralstruktur, der in der Klassifizierung durch das Hinzufügen der Buchstaben a, b, c zu den Symbolen S (oder SA) und SB gekennzeichnet wird.

In den Sa- und SBa-Galaxien ist die Hauptzahl der Sterne in der zentralen Kondensation konzentriert, und die Spiraläste sind schwach ausgeprägt oder sogar nur umrissen. Die Zweige der Sb- und SBb-Galaxien sind ziemlich entwickelt. In den Sc- und SBc-Galaxien sind die meisten Sterne in hochentwickelten und oft verstreuten Zweigen enthalten, und die zentrale Kondensation ist klein.

Die Arme von Spiralgalaxien haben eine bläuliche Farbe, weil sie viele junge Riesensterne enthalten. Diese Sterne regen das Leuchten diffuser Gasnebel an, die zusammen mit Staubwolken entlang der Spiralarme verstreut sind. Die Farbe der zentralen Klumpen ist rötlich-gelb, was darauf hindeutet, dass sie hauptsächlich aus Sternen der Spektralklassen G, K und M bestehen. Alle Spiralgalaxien rotieren mit erheblicher Geschwindigkeit, sodass Sterne, Staub und Gase in ihrer schmalen Scheibe konzentriert sind. Die Drehung erfolgt in den allermeisten Fällen in Richtung der Verdrehung der Spiralzweige.

Die Fülle an Gas- und Staubwolken und die Anwesenheit leuchtend blauer Riesen der Spektralklassen O und B weisen auf aktive Sternentstehungsprozesse in den Spiralarmen dieser Galaxien hin.

Abb.4 Spiralgalaxie mit Balken NGC 1512. Bildnachweis: NASA/Space Telescope Science Institute

Die Scheibe der Spiralgalaxien ist in eine verdünnte, schwach leuchtende Sternwolke eingetaucht – einen Halo. Der Halo besteht aus jungen Sternen der Population II, die zahlreiche Kugelsternhaufen bilden.

In einigen Galaxien ist der zentrale Teil kugelförmig und leuchtet hell. Dieser Teil wird Bulge genannt (vom englischen bulge – Verdickung, Schwellung). Der Bulge besteht aus alten Sternen der Population II und häufig einem supermassiven Schwarzen Loch im Zentrum. Andere Galaxien haben im zentralen Teil einen „Sternbalken“. In einigen Kernen gibt es zusätzlich zu den Sternen eine helle sternähnliche Quelle im Zentrum und leuchtendes Gas, das sich mit einer Geschwindigkeit von Tausenden von Kilometern pro Sekunde bewegt.

Solche Galaxien werden Galaxien mit aktiven Kernen oder Seyfert-Galaxien genannt (nach dem amerikanischen Astronomen K. Seyfert, der sie 1943 entdeckte).

Seyfert-Galaxien sind Spiralsternsysteme mit einem Balken. Sie machen etwa ein Prozent der Gesamtzahl der Spiralgalaxien aus. Die Erscheinungsformen der Aktivität können sehr vielfältig sein. Dabei kann es sich um eine sehr hohe Strahlungsleistung im optischen, Röntgen- oder Infrarotbereich des Spektrums handeln. Die Röntgenleistung erreicht 10 42 erg/s und übertrifft damit die Strahlungsleistung der gesamten Galaxie im sichtbaren Bereich des Spektrums. Manchmal wird eine schnelle Gasbewegung beobachtet (bis zu 8500 km/s) und das Gas bildet lange geradlinige Emissionen.

Aktive Kerne zeichnen sich durch eine sehr hohe Leuchtkraft über den gesamten Bereich des elektromagnetischen Spektrums aus. Sie machen mehrere zehn Prozent der gesamten Leuchtkraft von Seyfert-Galaxien aus, und gut die Hälfte ist Emission in Spektrallinien. Was als Energiequelle für solch eine lebhafte Aktivität dient, ist noch nicht genau geklärt.

Die Masse von Spiralgalaxien beträgt bis zu ~10 12 M¤ (Sonnenmassen).

Die bekanntesten Spiralgalaxien sind unsere Milchstraße und der Andromedanebel. In einer klaren, mondlosen Nacht erscheint der Andromedanebel als Wolke westlich des Sterns V Andromeda. Das Licht von ihm gelangt 2 Millionen Jahre lang zur Erde.

Abb.5 Linsenförmige Galaxie NGC 5866. Bildnachweis: NASA, ESA und das Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Abb.6 Unregelmäßige Galaxie NGC 1427A. Bildnachweis: NASA, ESA und das Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Ein Zwischentyp zwischen Spiral- und elliptischen Galaxien ist die linsenförmige Galaxie vom S0-Typ. In Galaxien dieser Art ist die helle zentrale Kondensation (Bulge) stark komprimiert und sieht aus wie eine Linse, und die Zweige fehlen oder sind nur sehr schwach erkennbar.

Linsengalaxien bestehen aus alten Riesensternen, weshalb ihre Farbe rötlich ist.

Zwei Drittel der linsenförmigen Galaxien enthalten wie Ellipsengalaxien kein Gas; ein Drittel hat den gleichen Gasgehalt wie Spiralgalaxien. Daher laufen Sternentstehungsprozesse sehr langsam ab.

Staub in linsenförmigen Galaxien konzentriert sich in der Nähe des galaktischen Kerns.

Etwa 10 % der bekannten Galaxien sind Lentikulargalaxien.

Unregelmäßige oder irreguläre Galaxien (Ir) zeichnen sich durch eine unregelmäßige, klumpige Form aus. Unregelmäßige Galaxien zeichnen sich durch das Fehlen zentraler Dichten und einer symmetrischen Struktur sowie einer geringen Leuchtkraft aus. Solche Galaxien enthalten viel Gas (hauptsächlich neutralen Wasserstoff) – bis zu 50 % ihrer Gesamtmasse. Etwa 25 % aller Sternensysteme gehören zu diesem Typ.

Unregelmäßige Galaxien werden in zwei große Gruppen eingeteilt. Die erste davon, IrrI genannt, umfasst Galaxien mit einem Hinweis auf eine bestimmte Struktur. Die IrrI-Einteilung ist nicht endgültig: Wenn also in der untersuchten Galaxie der Anschein von Spiralarmen entdeckt wird (charakteristisch für S-Typ-Galaxien), erhält die Galaxie die Bezeichnung Sm oder SBm (hat einen Balken in ihrer Struktur); Wenn ein solches Phänomen nicht beobachtet wird, lautet die Bezeichnung Im. Zu den SBm-Galaxien gehören die Große und die Kleine Magellansche Wolke.

Zur zweiten Gruppe (Typ) der irregulären Galaxien gehören alle anderen Galaxien mit chaotischer Struktur.

Es gibt auch eine dritte Gruppe irregulärer Galaxien – Zwerggalaxien, die als dI oder dIrrs bezeichnet werden. Es wird angenommen, dass unregelmäßige Zwerggalaxien den frühesten galaktischen Formationen im Universum ähneln. Bei einigen handelt es sich um kleine Spiralgalaxien, die durch die Gezeitenkräfte massereicherer Begleiter zerstört wurden.

Galaxien, die bestimmte Merkmale aufweisen, die keine Einordnung in eine der oben aufgeführten Klassen zulassen, werden als eigenartig bezeichnet.

Nachfolgende Beobachtungen zeigten, dass die beschriebene Klassifizierung nicht ausreicht, um die gesamte Vielfalt an Formen und Eigenschaften von Galaxien zu systematisieren. Daher begann Edwin Hubble zu Lebzeiten, sein eigenes Stimmgabelsystem zu verbessern. Später wurde Hubbles Arbeit vom amerikanischen Astronomen Sandage Allan Rex fortgesetzt, der 1961 eine Überarbeitung der Klassifikation abschloss.

Die erweiterte Hubble-Klassifikation umfasst:

1) Typ der linsenförmigen Galaxien S0 und SB0.

S0-Galaxien wurden in zwei Typen unterteilt: Typ 1 umfasste diejenigen ohne Struktur in der galaktischen Scheibe; zu Typ 2 mit rudimentären Strukturmerkmalen in Form dunkler Ringe und Flächen. Zwischen diesen beiden Typen wurde ein dritter Typ identifiziert – S0/a – Galaxien mit einer beginnenden Spiralstruktur.

Galaxien vom Typ SB0 haben einen Balken und manchmal geformte Ringe in ihrer Struktur. Einige Spiralgalaxien vom Typ SBa wurden in diese Kategorie überführt, bei denen die Spiralarme unklar sind, es aber eine entwickelte zentrale Kondensation gibt. Gemäß der Hubble-Klassifikation werden Galaxien vom Typ SB0 in drei Gruppen eingeteilt, abhängig von der Schwere des Balkens in der Struktur der Galaxie und dem Vorhandensein von Ringen:

1 Gruppe. Es umfasst Galaxien mit einem unklaren Balken und einer ausgedehnten unstrukturierten Hülle;

2. Gruppe. Dazu gehören Galaxien mit einem schwach definierten breiten Balken und einem Ring;

3. Gruppe. Die Balken- und Ringstruktur der Galaxien dieser Gruppe ist gut definiert.

2) In der Art der Spiralgalaxien traten die Sd- und SBd-Gruppen auf. Solche Galaxien zeichnen sich durch eine geringe Oberflächenhelligkeit, eine komplexe, zerklüftete Struktur und einen schwach definierten galaktischen Kern aus. Zur Darstellung von Spiralgalaxien

3) Im Typ der elliptischen Galaxien wurde eine neue Klasse dE eingeführt. Es umfasst Zwerggalaxien mit geringer Oberflächenhelligkeit, obwohl es sich ansonsten um typische elliptische Galaxien handelt.

Es ist zu beachten, dass die Hubble-Klassifizierung auf basiert dieser Moment die häufigste, aber bei weitem nicht die einzige. Insbesondere das de Vaucouleurs-System, eine erweiterte und überarbeitete Version der Hubble-Klassifikation, und das Yerkes-System, in dem Galaxien nach ihren Spektren, ihrer Form und ihrem Konzentrationsgrad zum Zentrum hin gruppiert werden, sind weit verbreitet.

Radiogalaxien sind eine besondere Art von Galaxien.

Alle Galaxien senden in unterschiedlichem Ausmaß Radiowellen aus. Bei den meisten gewöhnlichen Galaxien macht die Radioemission jedoch nur einen winzigen Bruchteil ihrer Gesamtleistung aus, während sich herausstellt, dass der Fluss der Radiowellen einiger Galaxien mit der Leistung ihrer optischen Strahlung vergleichbar ist. Solche Galaxien werden Radiogalaxien genannt. Die Stärke ihrer Radioemission ist oft tausende und zehntausende Male größer als die von gewöhnlichen Galaxien.

Kompakte, entfernte Galaxien, die starke nicht-thermische Radioemissionen aussenden, werden N-Galaxien genannt.

Ein Beispiel für eine sehr leistungsstarke Radiogalaxie ist eine Galaxie, die mit einer der Radioquellen im Sternbild Schwan verbunden ist und Cygnus A genannt wird. Zwischen seinen beiden Komponenten befindet sich eine schwache Galaxie von 18 m, die von einem breiten dunklen Streifen (möglicherweise zwei Galaxien) durchzogen ist.

Die Entfernung zur Lebed-A-Quelle beträgt 170 Mpc. Die Leistung seiner Radioemission ist sechsmal höher als die Leistung der optischen Emission, von der mehr als die Hälfte von Emissionslinien stammt.

Es gibt auch mehrere Dutzend andere Radiogalaxien, die mit optischen Objekten identifiziert wurden – riesige, meist elliptische Galaxien.

Die Region, aus der die Radioemission kommt, übersteigt in optischen Strahlen am häufigsten die Größe der Galaxien deutlich. Sehr oft erscheinen Radioquellen doppelt, wobei sich die Helligkeitsmaxima auf beiden Seiten der zugehörigen Galaxie befinden. Dies deutet darauf hin, dass es sich bei den Quellen der Radioemission um zwei Wolken aus schnellen Teilchen handelt, die aus einer Explosion entstehen, die denen ähnelt, die in explodierenden Galaxien beobachtet werden. Die Energie einer solchen Explosion kann 10 60 Erg erreichen, was zehnmilliarden Mal mehr ist als die Energie einer Supernova-Explosion. Die Teilchen, die Radiowellen aussenden, sind relativistische Elektronen, deren Bewegung durch Magnetfelder gehemmt wird. Durch das Bremsen nimmt die Strahlungsintensität mit der Zeit ab und ist bei hohen Frequenzen (kürzeren Wellen) besonders stark. Der Bereich des Spektrums, in dem ein starker Intensitätsabfall beginnt, hängt davon ab, wie lange die Elektronenemission gedauert hat, d. h. Wie lange ist die Explosion her? Es stellte sich heraus, dass viele Quellen nur wenige Millionen Jahre alt sind, wenn man davon ausgeht, dass nach der Explosion keine relativistischen Elektronen mehr auftreten.

Im Jahr 1963 wurden einige Radioquellen mit Winkelabmessungen von 1 Zoll oder weniger als sternförmige Objekte im optischen Bereich identifiziert, die manchmal von einem diffusen Halo oder Materieauswürfen umgeben waren. Mehr als 1000 solcher Objekte werden Quasare genannt, kurz für quasistellare Radioquelle , wurden untersucht. - quasi-stellare Quelle der Radioemission).

Dieselben optischen Objekte, jedoch ohne starke Radioemission, wurden 1965 entdeckt und als quasi-stellare Galaxien (Quasags) bezeichnet. Zusammen mit Quasaren begann man, sie als quasi-stellare Objekte zu bezeichnen.

Galaxien im Universum sind nicht gleich. Einige von ihnen sind glatt und rund, andere haben die Form abgeflachter, verstreuter Spiralen und einige haben fast überhaupt keine Struktur. Astronomen klassifizieren Galaxien in Anlehnung an die in den 1920er Jahren veröffentlichte Pionierarbeit von Edwin Hubble anhand ihrer Form in drei Haupttypen: elliptische, spiralförmige und unregelmäßige Galaxien, die jeweils als E, S und Irr bezeichnet werden.

Elliptische Galaxien zeichnen sich durch eine im Allgemeinen elliptische Form aus und haben keine andere Struktur als eine allgemeine Abnahme der Helligkeit, wenn sie sich vom Zentrum entfernen. Der Helligkeitsabfall wird durch ein einfaches mathematisches Gesetz beschrieben, das von Hubble entdeckt wurde. In der Sprache der Astronomen klingt das so: Elliptische Galaxien haben konzentrische elliptische Isophoten, d.h. wenn wir mit einer Linie alle Punkte des Bildes der Galaxie mit gleicher Helligkeit verbinden und solche Linien für unterschiedliche Helligkeitswerte konstruieren (ähnlich Linien). (auf topografischen Karten mit konstanter Höhe), dann erhalten wir eine Reihe verschachtelter Ellipsen von ungefähr gleicher Form und mit einem gemeinsamen Mittelpunkt.

Untertypen elliptischer Galaxien werden mit dem Buchstaben E gefolgt von der durch die Formel bestimmten Zahl n bezeichnet

Dabei sind a und b die große bzw. kleine Halbachse eines beliebigen Isophoten der Galaxie. Daher wird eine runde elliptische Galaxie als Typ E0 klassifiziert, und eine stark abgeflachte Galaxie kann als E6 klassifiziert werden. Elliptische Galaxien sehen am einfachsten aus: Sie sind glatt, gleichmäßig in der Farbe und symmetrisch. Ihre nahezu perfekte Struktur lässt auf ihre wesentliche Einfachheit schließen. Tatsächlich erwies es sich als einfacher, die Parameter elliptischer Galaxien zu messen und theoretische Modelle für sie zu finden, als dies für komplexere Verwandte dieser Objekte zu tun.

Betrachten Sie zum Beispiel die Struktur einer typischen elliptischen Galaxie M87. In seiner Mitte befindet sich ein heller Kern. umgeben von einem verschwommenen Schein, dessen Helligkeit mit zunehmender Entfernung vom Zentrum abnimmt. Wie bei allen elliptischen Galaxien wird der Helligkeitsabfall durch eine einfache mathematische Formel beschrieben. Auch die Form des Galaxienumrisses bleibt bei allen Helligkeitsstufen nahezu gleich. Alle Isophoten sind nahezu perfekte Ellipsen, deren Mittelpunkt genau auf dem galaktischen Kern liegt. Die Richtungen der Hauptachsen und das Verhältnis der Haupt- zur Nebenachse sind bei allen Ellipsen nahezu gleich.

Die grundlegende Einfachheit elliptischer Galaxien steht im Einklang mit der Annahme, dass sie von einer kleinen Anzahl von Kräften beherrscht werden. Die Umlaufbahnen der Sterne sind glatt und gut gemischt und nichts als die Schwerkraft beeinflusst ihre Anordnung, und keine kontinuierliche Sternentstehung hat ihre Regelmäßigkeit zerstört. Als Hubble zum ersten Mal auf diese Tatsachen aufmerksam machte, zeigte er, dass sich die Struktur einer elliptischen Galaxie kaum von der Struktur eines einfachen gasförmigen Mediums unterscheidet, das nur durch Gravitationskräfte gebildet wird und aus identischen Teilchen mit ungefähr derselben Temperatur besteht. Um ein solches Objekt aus Sternen zu bauen, muss man nur viele ähnliche Sterne nehmen, sie nebeneinander im Raum platzieren, die Schwerkraft auf sie wirken lassen und lange, lange warten, bis die Bewegungen aller Sterne ähnlich werden. Den Sternen sollten keine systematischen Bewegungen wie etwa eine allgemeine Rotation gegeben werden, aber man sollte darauf achten, dass die ausgewählten Sterne ruhig sind und sich gut benehmen, sodass sie nicht ausbrechen, keine Materie ausstoßen oder auf andere Weise die langweilige Monotonie des unveränderlichen Sternenreichs stören. Es besteht jedoch keine Notwendigkeit, sie von Anfang an in einem idealen Kugelvolumen zu verteilen. Sie können daraus beispielsweise eine rechteckige Schachtel „basteln“ und einfach eine Weile warten. Die Sterne selbst werden sich schließlich zu einem Sphäroid anordnen. Die Schwerkraft wirkt sphärisch symmetrisch, und wenn Ihre Galaxie allein von der Schwerkraft beherrscht wird, richtet sie sich auf, verliert ihre scharfen Ecken und wird zu einer schönen elliptischen Galaxie.

Echte elliptische Galaxien sind natürlich keine perfekten Kugeln. Beispielsweise sind die Isophoten von M87 eher Ellipsen als Kreise, und die Verhältnisse ihrer Achsen variieren bei unterschiedlichen Abständen vom Zentrum leicht – in den äußeren Teilen sind die Isophoten weniger kreisförmig. Auch ihre Ausrichtung ändert sich leicht. All diese Unvollkommenheiten zeigen uns, dass das einfache Modell elliptischer Galaxien nicht ganz korrekt ist. Vorgeschichte oder besondere Umstände müssen einen spürbaren Einfluss auf die Umlaufbahnen von Sternen gehabt haben. Vielleicht liegt es an der Rotation, oder die Ursache liegt in der Gezeitenwirkung benachbarter Galaxien, oder wir beobachten Manifestationen besonderer Anfangsbedingungen, die so stark sind, dass die Schwerkraft nicht genug Zeit hatte, sie vollständig zu beseitigen.

Im Gegensatz zu elliptischen Galaxien, z Spiral- gekennzeichnet durch das Vorhandensein einer Scheibe und einer Ausbuchtung (Verdickung). Die Spiralarme sind der Scheibe unterlegen und wölben sich durch die Anzahl der darin enthaltenen Sterne, obwohl sie wichtige und herausragende Teile der Galaxie sind. (Genauso wie die Augen im Gesicht eines Menschen ein kleiner Teil des Körpers sind, aber sie ziehen unsere Aufmerksamkeit auf sich und sagen viel über die innere Welt des Menschen aus.)

Die Scheibe einer Spiralgalaxie ist ziemlich flach. Edge-on-Galaxien weisen darauf hin, dass die Dicke einer typischen Scheibe etwa 1/10 ihres Durchmessers beträgt. In unserer eigenen Galaxie, wo wir die Sterne in der Scheibe zählen und ihre Dicke messen können, stellt sich heraus, dass die Sternpopulation in einer Höhe von 3000 Lichtjahren über der galaktischen Ebene schnell dünner wird und ziemlich dünn wird. Dies gilt insbesondere für die jüngsten Sterne und die Rohstoffe (Gas und Staub), die darauf warten, zukünftige Sterne zu bilden. Spiralgalaxien haben eine deutlich sichtbare flache spiralförmige Helligkeitsverteilung um einen dicken Kern. Ideale Spiralgalaxien haben zwei Spiralarme (Arme). entweder direkt vom Kern ausgehen oder von den beiden Enden der Stange (Jumper), in deren Mitte sich der Kern befindet. Dieses Merkmal ermöglichte es, Spiralgalaxien in zwei Hauptuntertypen zu unterteilen: normale Spiralgalaxien (S) und gekreuzte Spiralgalaxien (SB). Es gibt um ein Vielfaches mehr normale Spiralgalaxien als gekreuzte. Die weitere Einteilung von Spiralgalaxien in Untertypen erfolgt nach folgenden drei Kriterien: 1) der relativen Größe des Kerns im Vergleich zur Größe der gesamten Galaxie, 2) wie stark oder schwach die Spiralarme verdreht sind und 3) der Fragmentierung der Spiralarme.

Typ Sa (oder SBa) umfasst Galaxien mit einer sehr ausgedehnten Kernregion und stark verdrehten spiralförmigen (fast kreisförmigen) Armen – kontinuierlich und glatt, statt fragmentiert. Die Sb- und SBb-Galaxien haben einen relativ kleinen Kernbereich mit nicht sehr stark verdrehten Spiralarmen, die sich in einzelne helle Fragmente auflösen. Sc-Galaxien (und ihre entsprechenden gekreuzten Galaxien) zeichnen sich durch stark fragmentierte, fragmentierte Spiralarme aus. In SBc-Galaxien ist sogar der Balken in einzelne Fragmente unterteilt.

Alle Spiralgalaxien haben einen Kern, der eine helle Region darstellt, die viele Merkmale einer elliptischen Galaxie aufweist. Das von Hubble für elliptische Galaxien entdeckte Gesetz des Helligkeitsabfalls erwies sich als gültig für die zentralen Kernregionen von Spiralgalaxien, weshalb diese Regionen manchmal als „elliptische Komponente“ bezeichnet werden.

Bei manchen Spiralgalaxien, die sich am Rand befinden, durchziehen dicke, dünne Staubschichten die Scheibe genau in der Mitte, während die ältesten Sterne in der Scheibe eine viel dickere Schicht bilden.

In der zweiten Hälfte der 40er Jahre des 20. Jahrhunderts stellte U. Baade (USA) fest, dass die Ausfransung der Spiraläste und ihr Blau mit zunehmendem Gehalt an heißen blauen Sternen, ihren Clustern und diffusen Nebeln zunehmen. Die zentralen Teile von Spiralgalaxien sind gelber als die Arme und enthalten alte Sterne (Baadas Typ-2-Population oder sphärische Population), während die flachen Spiralarme aus jungen Sternen bestehen (Typ 1 oder flache Population).

Daten aus Messungen der Helligkeitsverteilung in den Scheiben von Spiralgalaxien zeigen eine sehr wichtige Ähnlichkeit – dieser Umstand ist gut dokumentiert, aber noch nicht zufriedenstellend erklärt. Die Helligkeit nimmt in Übereinstimmung mit der universellen mathematischen Abhängigkeit, die sich jedoch von der ähnlichen Abhängigkeit für elliptische Galaxien unterscheidet, sehr regelmäßig mit der Entfernung vom Zentrum ab.

Die beobachteten Eigenschaften galaktischer Scheiben finden eine natürliche Erklärung in computergenerierten Modellen schnell rotierender Sternsysteme. Betrachten Sie die oben beschriebene elliptische Galaxie. Wenn ihre protogalaktische Gaswolke bereits vor der Bildung der meisten Sterne in eine schnelle Rotation versetzt wird, nimmt die Wolke eine flache Form an und die Verteilung der Sterne ähnelt der Scheibe einer Spiralgalaxie. Somit stellt sich heraus, dass der Hauptstrukturunterschied zwischen elliptischen Galaxien und Spiralgalaxien in der Geschwindigkeit der anfänglichen Rotation liegt.

Woher kommt dann die Beule? Wenn eine schnell rotierende protogalaktische Wolke eine Scheibe erzeugt und eine langsam rotierende oder nicht rotierende Wolke sich in eine elliptische Galaxie verwandelt, was machen dann diese dicken ellipsoiden Ausbuchtungen in den Zentren von Spiralgalaxien? Sie weisen die meisten strukturellen Eigenschaften elliptischer Galaxien auf: regelmäßige Isophoten, das Vorhandensein alter Sterne, eine erhebliche Dicke und eine Helligkeitsverteilung mit flachem Einfall. Die Antwort dürfte offenbar darin zu suchen sein, dass sich Gas völlig anders verhält als Sterne. Eine Gaswolke kann ganz einfach Energie loswerden, indem sie einfach erhitzt und abgegeben wird. In diesem Fall wird die rotierende Gaswolke flach und verwandelt sich in eine Scheibe. Wenn das Gas jedoch irgendwann beginnt, zu Sternen zu kondensieren, ändert sich die Situation. Sterne kollidieren nicht wie Atome in einem Gas. Ihre Größe ist im Vergleich zu den Abständen zwischen ihnen zu klein. Da Sterne durch Kollisionen nicht erhitzt werden, leiten sie ihre Energie nicht effektiv ab und kollabieren daher nicht zu einer Ebene. Wenn sich also Sterne zu bilden beginnen, was zuerst in den zentralen Regionen geschieht, wo die Dichte am höchsten ist, bleiben sie in einer großen, dicken zentralen Ausbuchtung.

In der Milchstraße beispielsweise entstanden die ersten Sterne im zentralen Bulge, die heute die ältesten sind. Das verbleibende Gas kollabierte zu einer Ebene, in der sich langsam andere Sterne bildeten und mit dem Gas rotierten. Diese dünne, flache Scheibe (obwohl diese Scheibe nicht immer flach ist: siehe das Bild der Galaxie ESO 510) wurde zum Ort der meisten nachfolgenden aktiven Ereignisse in unserer Galaxie: Sterne, riesige Molekülwolken, Wolken aus angeregtem Gas und große- Hier entwickelten sich alle maßstabsgetreuen Spiralmuster in einer komplizierten Struktur, die nun unsere theoretischen Modelle in Frage stellt.

Spiralgalaxien würden ohne ihre Spiralstruktur nicht besonders interessant aussehen – ohne sie wären sie natürlich keine Spiralgalaxien, aber die Sache wird noch schwieriger. Wenn sich eine Spiralgalaxie bildet, weil die Rotation dazu führt, dass Gas in eine Ebene kollabiert, dann scheint die Spiralform der Arme ein natürliches Ergebnis zu sein – wie das Muster, das entsteht, wenn man Sahne in eine Tasse Kaffee rührt, oder wie Wasser, das in einen Abfluss fließt. Diese Situationen sind keine strengen Analogien einer Galaxie, aber sie veranschaulichen das Muster gut: Wo Rotation stattfindet, gibt es normalerweise eine Spiralstruktur. Daher störte die Spiralform vieler Galaxien die Astronomen viele Jahre lang nicht besonders – sie schien völlig natürlich.

Die erste ernsthafte Schwierigkeit entstand, als jemand auf die Frage kam: Wie lange existiert der Spiralarm schon in der Galaxie? Die Rotationsperioden von Galaxien sind bekannt, deren typische Werte für Sterne, die sich in einer Entfernung vom Kern befinden, die der Entfernung der Sonne vom Zentrum der Galaxie entspricht, mehrere hundert Millionen Jahre betragen. Das Alter der nächsten Galaxien ist bekannt – etwa 10 Milliarden Jahre. Wenn die Spiralstruktur dadurch entsteht, dass sich das Innere der Galaxie mit einer anderen Geschwindigkeit dreht als das Äußere, dann sollten sich die Arme allmählich zu einem Spiralmuster zusammenrollen. Für eine Galaxie mit dem für die Galaxien um uns herum charakteristischen Alter sollte die Anzahl der Umdrehungen des Musters jedoch sehr groß sein – ungefähr gleich dem Alter dividiert durch die durchschnittliche Rotationsperiode – etwa 100. In echten Spiralgalaxien – zumindest diese Bei klaren, durchgehenden Spiralarmen ist zu beobachten, dass sich das Spiralmuster nur um eine oder zwei Windungen dreht. Es stellt sich die Frage: Sind die Spiralarme auf eine Weise „eingefroren“, die es ermöglicht, sie zu erhalten? Oder kräuseln sie sich, bis sie verschwinden und durch neue ersetzt werden? Oder ist es möglich, dass sie nicht an der allgemeinen Rotation von Sternen und Gas teilnehmen und sich dadurch langsamer drehen können?

Das Problem besteht nicht darin, dass wir nicht herausfinden können, wie man ein Spiralmuster erzeugt: Jeder „Klecks“, der sich wie eine Galaxie mit unterschiedlichen Rotationsperioden in unterschiedlichen Abständen vom Zentrum dreht, erzeugt ein Spiralmuster. Das Problem besteht darin, wie die Galaxie eine Spiralform annimmt, die bestehen bleibt. Derzeit gibt es drei Arten von Antworten, und wir wissen noch nicht genau, welche davon richtig ist. Es ist möglich, dass alle in dem einen oder anderen Fall richtig sind, und die Spiralstruktur sogar einer einzelnen Galaxie kann gemischten Ursprungs sein.

Die offensichtlichste und eleganteste Erklärung für Spiralgalaxien ist die sogenannte Dichtewellentheorie. Nach der Entwicklung vieler verwandter theoretischer Ideen durch den schwedischen Astronomen Bertil Lindblad, Dichtewellentheorie wurde in den 1960er Jahren von C. C. Lin und seinen Studenten am MIT vollständig entwickelt und erfolgreich auf Galaxien angewendet. Mithilfe einer mathematischen Analyse der Stabilität einer flachen Sternscheibe zeigten sie, dass eine Abweichung von einer regelmäßigen Form in der anfänglichen Gasverteilung stabil werden und sich allmählich zu einem zweiarmigen Spiralmuster entwickeln kann, das viel langsamer rotiert als die Sterne. Beim Eintritt in den Arm verlangsamen sich die Sterne für eine Weile, was zu einer erhöhten Dichte im Arm führt, und bewegen sich dann weiter hinter der Wellenfront. An der vorderen Grenze soll eine Stoßwelle im Gas entstehen, die den Prozess der Sternentstehung auslösen kann, weshalb es in manchen Galaxien zu einer Konzentration aktiver Gaswolken und neu entstandener Sterne in den Armen kommt. Die Form der Spiralarme in dieser Hypothese ist der Form tatsächlicher Spiralarme in einer kleinen Anzahl von Galaxien mit einer „perfekten“ Spiralstruktur, wie etwa M81, sehr ähnlich. Es eignet sich jedoch nicht zur Beschreibung des häufiger vorkommenden Galaxientyps mit extrem unvollkommenen Armen – fragmentarisch, verschwommen und undeutlich.

Die Theorie, die am besten auf solche Galaxien anwendbar ist, basiert auf der Effekt sehr einfacher Verzerrungen jeglicher Struktur, die durch unterschiedliche Rotation verursacht werden Galaxien. Anstelle eines dauerhaften Satzes von Armen sagt diese Hypothese die kontinuierliche Entstehung und den Zerfall von Spiralsegmenten voraus. Viele Pioniere auf diesem Gebiet glaubten, dass diese Methode funktionieren könnte, wenn sie nur einen Weg finden könnten, die Ärmel wiederherzustellen. 1965 entstand ein computergenerierter Film, der den gesamten Prozess in Aktion darstellte. In diesem Film wurde die M31-Galaxie als Modell verwendet, wobei ein zufälliger (stochastischer) Prozess für die Entstehung von Sternentstehungsregionen angenommen wurde. Bei der Geburt erscheinen solche Bereiche als helle Bereiche erhöhter Aktivität. Durch die unterschiedliche Vorwärtsrotation werden sie in lange, schmale, spiralförmige Segmente gezogen, und diese Bereiche werden allmählich dunkler, wenn das darin konzentrierte Gas verbraucht wird. Das Ergebnis ist natürlich kein perfektes zweiarmiges Spiralmuster, sondern vielmehr eine Ansammlung von Spiralfragmenten, die die Galaxie bedecken und ihr eine gewisse Spiralform verleihen, allerdings mit Armen, die nicht über einige zehn Grad hinaus verfolgt werden können.

Die im Computerfilm erstellten Systeme haben die Form vieler Spiralgalaxien und es ist daher wahrscheinlich, dass solche Objekte von stochastischen Prozessen wie dem oben erwähnten dominiert werden. Dies gilt insbesondere für bestimmte Arten idealer Sternentstehungsregionen, die eine Reihe von Standorten in unterschiedlichen Aktivitätsstadien enthalten: Vorne befindet sich eine riesige Molekülwolke, die kurz davor steht, sich zu einem Sternhaufen zu verdichten, dahinter befindet sich eine beleuchtete Gaswolke hat aufgrund der Anwesenheit des neu gebildeten Sternhaufens einen Teil seines Gases verloren. hinter der Wolke befindet sich ein alternder und langsam zerfallender Sternhaufen, der relativ gasfrei ist. Diese Abfolge von Regionen hat eine ungefähr lineare Form und wird durch unterschiedliche Drehung in ein Spiralarmsegment ausgedehnt. Das Ergebnis ist eine Spiralgalaxie, die aus unterschiedlichen Fragmenten von Spiralarmen besteht. Folglich scheint die stochastische Theorie in der Lage zu sein, die Form gerade derjenigen Galaxien zu erklären, die nicht durch die Dichtewellentheorie beschrieben werden können. Wir brauchen also möglicherweise keine anderen Ideen, sondern nur Geduld bei der Durchführung der detaillierten Messungen, die erforderlich sind, um die Eigenschaften von Spiralarmen mit verschiedenen Versionen jeder Theorie zu vergleichen.

Es gibt jedoch noch eine andere Möglichkeit. Beliebig Eine Bandscheibenstörung kann zu einer Gasansammlung führen, die als Spiralarme oder Spiralsegmente auftritt. Die Störung kann von außen oder von innen kommen – vom Kern der Galaxie selbst. Eine Möglichkeit der ersten Art besteht darin, dass interstellares Gas in die Galaxie strömen und Spiralarme bilden könnte. Diese Hypothese ist nicht sehr attraktiv, da sich das Gas überwiegend an den Polen befindet, wo nicht genügend anderes Gas für eine Kollision vorhanden ist, und es nur sehr wenige bekannte Fälle gibt, in denen die Spiralarme nicht in der Ebene der Scheibe liegen. Ein attraktiverer äußerer Faktor könnte der Gezeiteneinfluss anderer Galaxien während naher Passagen sein. Gezeiten, die durch enge Passagen – Beinahe-Kollisionen – entstehen, wirken sich auf Sterne und Gas aus und können die Form einer Galaxie so weit verzerren, dass unregelmäßige Formationen entstehen, die bei ihrer Rotation spiralförmig werden. Das ist eine schöne Idee, aber der Nachteil ist, dass sie eine enge Passage einer anderen Galaxie erfordert. Leider sind die Abstände zwischen den Galaxien in den meisten Fällen zu groß, als dass dieser Mechanismus wirksam wäre. Wenn es jedoch um den Durchgang nahe beieinander liegender Galaxien geht, können uns Überraschungen erwarten. Aktuelle Bestimmungen der Sternentstehungsraten zeigen. dass in nahe beieinander liegenden Galaxien die Sternentstehungsrate ungewöhnlich hoch ist – insbesondere in den Kernen. Es könnte sich herausstellen, dass Gezeiteneffekte viel leichter aktiviert werden, als wir derzeit denken.

Es gibt keine überzeugenden Beweise dafür, dass Spiralarme aus Aktivitäten in galaktischen Kernen entstehen, aber in diesen mysteriösen und turbulenten Regionen ereignen sich genügend Ereignisse, um eine solche Hypothese zu rechtfertigen. In Radiogalaxien und Quasaren werden in den Kernen von Galaxien sehr hochenergetische Prozesse beobachtet, von denen viele sogar über die sichtbaren Grenzen der Galaxie hinaus riesige Gasströme ausstoßen. Es ist möglich, dass diese Art von Aktivität irgendwie zur Bildung von Spiralarmen führen könnte, aber derzeit ist diese Hypothese sehr vage und wird nicht durch ein vernünftiges physikalisches Modell gestützt.

Viele Spiralgalaxien weisen ein weiteres bemerkenswertes Strukturmerkmal auf, das normalerweise in irgendeiner Weise mit den Spiralarmen zusammenhängt: eine große Konzentration von Sternen in Balkenform im Kern, die sich symmetrisch zu beiden Seiten erstrecken. Ihre Geschwindigkeitsmessungen zeigen, dass die Stäbe als feste Körper um den Kern rotieren, obwohl sie natürlich tatsächlich aus einzelnen Sternen und Gas bestehen. Die Balken in SO- oder Sa-Galaxien sind glatter und bestehen ausschließlich aus Sternen, während die Balken in Sb-, Sc- und Irr-Galaxien oft viel Gas und Staub enthalten. Es gibt immer noch Debatten über die Gasbewegungen in diesen Bars. Einige Hinweise deuten darauf hin, dass das Gas entlang der Stange nach außen strömt, während andere Hinweise darauf hindeuten, dass es nach innen strömt. Auf jeden Fall überrascht die Existenz von Balken keine Astronomen, die die Dynamik von Galaxien untersuchen. Numerische Modelle zeigen, dass sich Instabilitäten in der Scheibe einer rotierenden Galaxie in Form eines Balkens manifestieren können, der den beobachteten ähnelt.

ZU falsche Galaxien Hubble klassifizierte alle Objekte, die weder als elliptisch noch als spiralförmig klassifiziert werden konnten.

Die meisten irregulären Galaxien sind einander sehr ähnlich. Sie sind extrem fragmentarisch und man kann in ihnen einzelne hellste Sterne und Regionen mit heißem Gas ausstoßen.

Einige unregelmäßige Galaxien haben einen deutlich sichtbaren Balken, und in vielen von ihnen sind Fragmente einer Struktur zu erkennen, die Fragmenten von Spiralarmen ähnelt.

Die Eigenschaften irregulärer Galaxien sind nicht völlig unregelmäßig. Sie haben viele gemeinsame Merkmale, die auf die Gründe für die chaotische Natur ihrer scheinbaren Form hinweisen. Alle diese Galaxien sind reich an Gas und fast alle enthalten viele junge Sterne und Wolken aus leuchtendem ionisiertem Gas, oft außergewöhnlich groß und hell. Keine der Galaxien hat einen zentralen Bulge oder einen echten Kern. Die Helligkeitsverteilung unregelmäßiger Galaxien nimmt im Durchschnitt ab, wenn sie sich vom Zentrum nach außen bewegt, und zwar nach dem gleichen mathematischen Gesetz wie bei Spiralgalaxien. Viele von ihnen weisen in ihren zentralen Regionen balkenartige Strukturen auf – die Große Magellansche Wolke ist ein besonders gutes Beispiel.

Die unregelmäßige Form der Galaxie könnte darauf zurückzuführen sein

die Tatsache, dass es aufgrund der geringen Materiedichte oder seines jungen Alters keine Zeit hatte, die richtige Form anzunehmen. Es gibt noch eine andere Version: Eine Galaxie kann aufgrund einer Verzerrung ihrer Form infolge der Interaktion mit einer anderen Galaxie unregelmäßig werden.

Beide Fälle treten bei irregulären Galaxien auf; möglicherweise ist dies auf die Unterteilung irregulärer Galaxien in zwei Untertypen zurückzuführen.

Der Subtyp I1 zeichnet sich durch eine relativ hohe Oberflächenhelligkeit und eine komplexe, unregelmäßige Struktur aus. Der französische Astronom Vaucouleurs entdeckte in einigen Galaxien dieser Unterart Anzeichen einer zerstörten Spiralstruktur. Darüber hinaus stellte Vaucouleurs fest, dass Galaxien dieses Subtyps häufig paarweise auftreten. Auch die Existenz einzelner Galaxien ist möglich. Dies erklärt sich aus der Tatsache, dass es in der Vergangenheit zu einer Begegnung mit einer anderen Galaxie gekommen sein könnte, nun haben sich die Galaxien getrennt, aber um wieder die richtige Form anzunehmen, brauchen sie eine lange Zeit.

Ein weiterer Subtyp, I2, weist eine sehr geringe Oberflächenhelligkeit auf. Diese Eigenschaft unterscheidet sie von Galaxien aller anderen Typen. Galaxien dieses Subtyps zeichnen sich auch durch das Fehlen einer ausgeprägten Struktur aus.

Wenn eine Galaxie bei normalen linearen Abmessungen eine sehr geringe Oberflächenhelligkeit aufweist, bedeutet dies, dass sie eine sehr geringe Sterndichte und damit eine sehr geringe Materiedichte aufweist.

Ein wichtiger Hinweis auf die Entstehung unregelmäßiger Galaxien ergibt sich aus dem Vergleich ihrer Leuchtkraft mit der von Spiralgalaxien. Fast alle von ihnen sind deutlich schwächer als selbst die am wenigsten leuchtenden Spiralgalaxien. Die Spiralgalaxie M33, die ungefähr das untere Ende des Leuchtkraftbereichs von Spiralgalaxien darstellt, ist immer noch heller als die Große Magellansche Wolke, eine der hellsten unregelmäßigen Galaxien. Das Fehlen von Spiralarmen in irregulären Galaxien ist also offenbar auf ihre geringe Größe zurückzuführen. Dies könnte auch an der Größe des Drehimpulses der Galaxie und der Intensität turbulenter Bewegungen in ihr liegen. Die Ebenen irregulärer Galaxien sind relativ dicker als die von Spiralgalaxien; Dies deutet darauf hin, dass die Rotation von Sternen und Gas so langsam ist, dass keine Spiralarme entstehen. Wenn andererseits die Rotation zu langsam wäre, würde sich die Galaxie nicht zu einer flachen Ebene abflachen – egal ob dick oder dünn – und würde eine massive elliptische Zwerggalaxie bilden.

Tatsächlich können wir nicht mit Sicherheit sagen, welche Beziehung zwischen elliptischen Zwerggalaxien und irregulären Zwerggalaxien besteht. Traditionellen Vorstellungen zufolge sind die Sterne in elliptischen Galaxien sehr alt (sie sind 10 Milliarden Jahre oder älter), während unregelmäßige Galaxien sowohl alte als auch junge Sterne enthalten. Es gibt jedoch Hinweise darauf, dass einige elliptische Zwerggalaxien – wie die Carina-Zwerggalaxie – bereits vor 2–3 Milliarden Jahren eine aktive Sternentstehung durchliefen und während dieser Episoden möglicherweise wie unregelmäßige Zwerggalaxien aussahen. Dies ist eine wichtige Schlussfolgerung, da dynamische Erklärungen für die Unterschiede zwischen diesen beiden Galaxientypen abgelehnt werden müssen, wenn sie frei von einem Typ zum anderen und zurück übergehen können.

Es gibt auch Galaxien, die durch das Fehlen eines Kerns gekennzeichnet sind – eine im zentralen Teil beobachtete Verdickung.

Solche Galaxien werden genannt nadelförmig.

In den frühen 60er Jahren des 20. Jahrhunderts wurden viele entfernte kompakte Galaxien entdeckt, von denen die am weitesten entfernten Galaxien selbst in den stärksten Teleskopen äußerlich nicht von Sternen zu unterscheiden sind. Sie unterscheiden sich von Sternen durch ihr Spektrum, in dem helle Emissionslinien mit enormen Rotverschiebungen sichtbar sind, was so großen Entfernungen entspricht, dass selbst die hellsten Einzelsterne nicht sichtbar sind. Im Gegensatz zu gewöhnlichen entfernten Galaxien, die aufgrund einer Kombination aus ihrer wahren spektralen Energieverteilung und Rotverschiebung rötlich erscheinen, haben die kompaktesten Galaxien (auch quasostellare Galaxien genannt) eine bläuliche Farbe. In der Regel sind diese Objekte hunderte Male heller als gewöhnliche Überriesengalaxien, es gibt aber auch schwächere

In vielen Galaxien wurden Radioemissionen nichtthermischer Natur festgestellt, die nach der Theorie des russischen Astronomen I.S. Shklovsky entstehen, wenn Elektronen und schwerere geladene Teilchen, die sich mit Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit bewegen, in einem Magnetfeld abgebremst werden (die sogenannte Synchotronstrahlung). Solche Geschwindigkeiten erreichen Teilchen durch grandiose Explosionen im Inneren von Galaxien.

Kompakte, entfernte Galaxien, die starke nicht-thermische Radioemissionen aussenden, werden N-Galaxien (oder aktive Galaxien) genannt.

Sternförmige Quellen mit einer solchen Radioemission werden als Quasare (quasostellare Radioquellen) bezeichnet, und Galaxien mit starker Radioemission und auffälligen Winkelabmessungen werden als Quasare bezeichnet Radiogalaxien. Radiogalaxien, die eine besonders starke nicht-thermische Radioemission aufweisen, haben eine überwiegend elliptische Form, es kommen aber auch Spiralformen vor.

Von großem Interesse sind die sogenannten Seyfert-Galaxien. In den Spektren ihrer kleinen Kerne gibt es viele sehr breite helle Bänder, die auf starke Gasemissionen aus ihrem Zentrum mit Geschwindigkeiten von mehreren tausend km/s hinweisen. Wissenschaftler vermuten, dass sich in den Zentren von Seyfert-Galaxien supermassereiche Schwarze Löcher befinden, die austreten große Menge Gravitationsenergie. Ein Teil der Energie im erhitzten Plasma wird in Form von Gammastrahlung freigesetzt.

Radiogalaxien in unserer Nähe wurden umfassender untersucht, insbesondere mit Methoden der optischen Astronomie. In einigen von ihnen wurden Merkmale entdeckt, die noch nicht vollständig erklärt wurden.

Bei der Untersuchung der unregelmäßigen Galaxie M82 im Sternbild Ursa Major kamen die amerikanischen Astronomen A. Sange und C. Linds 1963 zu dem Schluss, dass sich in ihrem Zentrum vor etwa 1,5 Millionen Jahren eine gewaltige Explosion ereignete, die in alle Richtungen auftrat Mit einer Geschwindigkeit von etwa 1000 km/s wurden heiße Wasserstoffstrahlen ausgestoßen.

Der Widerstand des interstellaren Mediums verhinderte die Ausbreitung von Gasstrahlen in der Äquatorialebene und sie strömten vorwiegend in zwei entgegengesetzte Richtungen entlang der Rotationsachse der Galaxie. Diese Explosion erzeugte offenbar auch viele Elektronen mit Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit, die die Ursache für nicht-thermische Radioemission waren.

Radiogalaxien sind also Galaxien, deren Kerne sich im Zerfallsprozess befinden. Die ausgestoßenen dichten Teile fragmentieren weiter und bilden möglicherweise neue Galaxien – Schwestern oder Satelliten von Galaxien mit geringerer Masse. Gleichzeitig kann die Ausbreitungsgeschwindigkeit von Fragmenten enorme Werte erreichen. Untersuchungen haben gezeigt, dass viele Galaxiengruppen und sogar Galaxienhaufen zerfallen: Ihre Mitglieder entfernen sich auf unbestimmte Zeit voneinander, als wären sie alle durch eine Explosion entstanden.

Obwohl wir Fortschritte machen, gibt es noch viel über die Struktur von Galaxien zu lernen. Wir können die Unterschiede nicht nur beschreiben, sondern für viele davon auch Erklärungen liefern. Allerdings ist die Zahl der ungelösten Probleme so groß, dass Astronomen noch viele Jahre lang kreativ darüber nachdenken müssen.