| home | ccd galerie | texte | kleinanzeigen | kataloge | sternbilder | chat | gästebuch | shop  

Die Galaxis, zu der auch unsere Erde gehört, ist ein diffuses, nebliges Band, das sich mit einem Durchmesser von ca. 30 000 parsec über das gesamte Himmelsgewölbe spannt. Sie besteht aus rd. 100 Milliarden Sternen, deren Zahl zu den beiden galaktischen Polen hin allmählich abnimmt. Unser galaktisches System hat die Form einer flachen Scheibe oder, anders ausgedrückt, zahlreicher in einer Ebene ausgebreiteter Spiralarme, die um einen dickeren Kern mit größter Sterndichte angeordnet sind. Dieser Kern, eine der stärksten Radioquellen, die wir an unserem Himmel beobachten können, befindet sich in Richtung zum Sternbild Schütze. Das Antizentrum mit der geringsten Sterndichte liegt in der entgegengesetzten Richtung zum Sternbild Stier hin. Das Zentrum des galaktischen Systems hat einen Durchmesser von ca. 30 000 parsec und eine Dicke von rund 5000 parsec. Drei Spiralarme unseres Milchstraßensystems sind bisher gesichert: der Orion-, der Perseus- und der Sagittariusarm. Unser gesamtes galaktisches System rotiert im Raum; die Rotationsperiode der Sterne im Bereich der Sonne, die auf dem Orionarm liegt, beträgt rd.225 Millionen Jahre. 

Sternpopulationen
Zur Entfernungsbestimmung innerhalb unserer Galaxis orientiert man sich an astronomischen Objekten wie etwa Kugelsternhaufen. Diese Sternhaufen mit nahezu kugelsymmetrischem Aufbau bilden eine Art Gerüst um das Zentrum unseres Milchstraßensystems, den sog. Halo. Der zweite Typus - die offenen Sternhaufen - ordnet sich dagegen um die Ebene des galaktischen Systems. Nach den verschiedenen Sternpopulationen hat man unsere Galaxis in zwei Systeme unterteilt. Die Population 1 enthält große Mengen interstellarer Materie und relativ junge, helle, heiße Sterne und tritt vor allem in offenen Sternhaufen auf. In den Population 2-Gebieten dagegen wurde die interstellare Materie bei der Verdichtung der Sterne fast aufgebraucht. Daher sind diese relativ alt und kälter als die Sterne der Population 1. Sterne der Population 2 sind in Kugelsternhaufen enthalten. 
Die Entstehung
Die heute bestehenden Theorien über die Entstehung unserer Galaxis gründen sich im wesentlichen auf zwei Beobachtungen: Die Sterne der Population 1 enthalten eine größere Menge schwerer Elemente als die Sterne in Population-2 -Gebieten, die sich mit größerer Geschwindigkeit durch den Raum bewegen als der Sterntypus in Population 1. Man nimmt an, dass vor rund 10 Milliarden Jahren durch örtliche Kondensationen aus der intergalaktischen Materie große Mengen leichter Elemente, vor allem Wasserstoff entstanden sind. Die Entwicklung der Galaxis nahm dann vermutlich einen ähnlichen Verlauf wie die eines Einzelsterns aus interstellarer Materie, die Gaswolke-Protogalaxie - zog sich zusammen.
Die Sterne der Population 2 dürfen vor rund 6 Milliarden Jahren entstanden sein; sie bildeten erste Kugelsternhaufen, in denen noch verhältnismäßig wenig schwere Elemente vorhanden waren. Durch Verdichtung entstand in dem kontrahierenden System allmählich ein galaktischer Kern. Das System besaß in diesem frühen Entwicklungsstadium jedoch noch sehr viel kinetische Energie (Bewegungsenergie); die Sterne der Population 2 zeichnen sich daher durch besonders hohe Geschwindigkeiten aus. Als die interstellaren Materiewolken im Zentrum der Galaxis nahezu aufgebraucht waren, kam die Sternentstehung hier zum Stillstand.
Durch weitere Verdichtungen freier Materiewolken in den Außenbezirken der Protogalaxie bildete sich vermutlich nun die flache Scheibe um den dichteren galaktischen Kern: Es kam 7ur Entstehung der Sterne in den Population 1-Gebieten. Auch sie verdichteten sich aus den noch reichlich vorhandenen intergalaktischen Staub- und Gaswolken; doch reicherten ältere Sterngenerationen, die in der Endphase ihrer Entwicklung schwere Elemente freisetzten, die Scheibenpopulation mit den charakteristischen Bestandteilen der Sterne von Population 2 an. Über die Spiralstruktur unseres Milchstraßensystems gibt es bis heute keine schlüssigen Erkenntnisse. Jede These scheiterte bisher an der Existenz der gewaltigen Energiemassen, die im Kern des galaktischen Systems immer wieder freigesetzt werden und deren Entstehung im dunklen liegt. 
Die Erforschung
Schon der griechische Philosoph Demokrit (geb.460 v.Chr.) vermutete, dass das breite, helle Band am Nachthimmel aus einer Vielzahl weit entfernter Sterne bestehen könnte. Erst als zu Beginn des 17 Jahrhunderts das Fernrohr erfunden wurde, ließ sich diese Annahme bestätigen. Eineinhalb Jahrhunderte später stellte Sir William Herschel fest, dass die Zahl der Sterne mit wachsender Entfernung zum galaktischen Äquator - einer zentralen, durch die Milchstraße gelegten Linie - abnimmt. Endgültige Aufklärung über Größe und Aufbau des galaktischen Systems verdanken wir schließlich der Arbeit Edwin Hubbles in den zwanziger Jahren unseres Jahrhunderts. In der Folge kam es zur Entdeckung anderer Galaxien außerhalb unseres Systems. Mit Hilfe des neuentwickelten Wissenschaftszweigs der Radioastronomie war es dann in den vierziger Jahren möglich, die Spiralstruktur unseres galaktischen Systems nachzuweisen.
Trotz bedeutender Erkenntnisse über den Aufbau unserer Galaxis sind wir noch immer weitgehend auf die Beobachtung anderer, ähnlich strukturierter Galaxien angewiesen. Die Erforschung unseres Systems ist deshalb so schwierig, weil wir uns mitten darin befinden und die interstellare Materie die Sicht in die meisten Bereiche des galaktischen Systems verwehrt. So wissen wir heute zwar, dass unsere Galaxis drei Spiralarme hat, kennen jedoch weder deren exakte Lage im Raum noch die Natur ihrer Verbindung mit dem galaktischen Zentrum. Durch ein Teleskop erkennt man am Nachthimmel Lichtpunkte und schwache Nebelflecke. Die ersteren sind Sterne unseres Milchstraßensystems, die letzteren Gasnebel oder andere weit entfernte Milchstraßensysteme.
Man unterscheidet bei den Galaxien drei wichtige Typen: elliptische Galaxien - sie kommen wahrscheinlich am häufigsten vor -; normale Spiralnebel, die auffälligste Gruppe unter den Galaxien, obwohl sie etwas seltener sind, und balkenförmige Spiralnebel. Etwa 3 % aller Galaxien passen nicht in dieses Schema und werden als unregelmäßige Galaxien bezeichnet. Unter den Spiralnebeln gibt es noch etwa 2 % Seyfert-Galaxien. Sie enthalten einen sehr hellen Kern, in dem heiße Gase mit Geschwindigkeiten von Tausenden von Kilometern pro Sekunde in heftiger Bewegung sind. Im Kern solcher Galaxien kommt es vermutlich häufig zu Explosionen. 
Die Form


Die Galaxien wurden erstmals von E. Hubble nach ihrer Form klassifiziert. Elliptische Galaxien werden mit EO bis E7 bezeichnet. Die angehängte Zahl weist dabei auf den Grad der Abplattung hin: Eine 0 bedeutet kugelförmig, eine 7 stark abgeplattet. Die normalen Spiralen werden mit Sa, Sb und Sc bezeichnet. In dieser Reihenfolge tritt der Kern zugunsten der Spiralarme mehr und mehr zurück. Ähnliche Symbole wurden für die Balkenspiralen festgelegt: SBa, SBb und SBc. Auch hier steht a für einen stark ausgebildeten Kern, der von zwei dünnen Spiralarmen umgeben wird; c weist auf einen kleinen Kern und stark ausgebildete Spiralarme hin. Die Klasse SO ist für Galaxien mit einem großen Kern vorgesehen. Spiralarme treten bei diesen nur schwach oder überhaupt nicht in Erscheinung. Das Ausmaß der Abplattung einer Galaxie hängt stark von ihrer Masse und ihrer Rotationsgeschwindigkeit ab. So ist die Form einer Galaxis teilweise das Maß für ihre Rotationsgeschwindigkeit. Elliptische Galaxien besitzen fast keine Gas- und Staubwolken. Vermutlich drehen sie sich nur langsam um ihre Achse und können keine Spiralarme ausbilden. In den spiralförmigen Galaxien bewegen sich die Sterne in der gleichen Richtung um das Zentrum wie die Arme. Die Schleppen der Spiralarme werden also nachgezogen.
Die Entstehung von Spiralarmen ist vorläufig noch ungeklärt. Einige Astronomen halten sie für eine Folge von Dichtewellen. Sie vermuten sogar, das solche Kompressionswellen nicht nur die Ursachen der Ausbildung von Spiralarmen sind, sondern auch für eine Verdichtung des interstellaren Gases sorgen. Diese Zonen wären dann Geburtsstätten von Sternen, wie z.B. der Orionnebel in unserem Milchstraßensystem. Möglicherweise sind Spiralnebel auch jünger als elliptische Galaxien, die vor allem ältere, rote Sterne enthalten jedoch keine gasförmige Materie, aus der neue Sterne entstehen könnten.
Die Größe der Galaxien ist ganz unterschiedlich. Der zur lokalen Gruppe gehörende Andromedanebel zählt zu den größten Spiralnebeln und hat einen Durchmesser von 60 000 parsec. Sonst liegt der Durchmesser bei Spiralnebeln allgemein zwischen 10 000 und 30 000 parsec. Elliptische Galaxien sind oft noch kleiner, und zwergförmige elliptische Galaxien besitzen sogar nur noch einen Durchmesser von etwa 2000 parsec.
Die Masse einer Galaxis wird in Einheiten der Sonnenmasse ausgedrückt. So besitzt z.B. der Andromedanebel etwa 300 Milliarden Sonnenmassen. In der Regel liegen bei Spiralnebeln die Massen nur zwischen 1 und 100 Milliarden Sonnenmassen. 

Die Spektren
Von den näher gelegenen Galaxien erhalten wir ausgezeichnete Spektren, die Aufschluss geben über die Bewegung einer Galaxis - entweder in Richtung auf uns zu oder von uns weg - sowie ihre Rotationsgeschwindigkeit. Bei weiter entfernten Galaxien zeigen die Spektrallinien eine Rotverschiebung: Sie sind also in Richtung auf das rote, langwellige Ende des Spektrums verschoben. Je weiter eine Galaxis von der Erde entfernt ist, desto größer ist ihre Fluchtgeschwindigkeit. Diese Erscheinung wurde erstmals von E. Hubble erkannt. Hat man erst einmal die Beziehung Entfernung/Fluchtgeschwindigkeit geeicht, so kann man aus der Rotverschiebung einer unbekannten Galaxis deren Entfernung bestimmen. Die Fluchtgeschwindigkeit für eine Galaxis in 1 Megaparsec Abstand beträgt etwa 75 km/s. Diesen Wert bezeichnet man als Hubble-Konstante.