Spiralgalaxie

mini|Foto der Spiralgalaxie Messier 101 vom Hubble-Weltraumteleskop Eine Spiralgalaxie, veraltet auch Spiralnebel, ist eine scheibenförmige Galaxie, deren Erscheinung ein Spiralmuster zeigt. Der Zentralbereich, Bulge genannt, ist sphäroidal und besteht hauptsächlich aus älteren Sternen. Die Scheibe zeigt eine Spiralstruktur mit meist mehreren Spiralarmen. Spiralgalaxien enthalten in der Scheibe verhältnismäßig viel Gas. Dadurch können permanent neue Sterne gebildet werden. Die Spiralarme erscheinen durch die hier neugebildeten Sterne bläulich. Eingebettet ist die Galaxie in einen Halo unsichtbarer Dunkler Materie. Zusammen mit den lentikulären Galaxien werden Spiralgalaxien auch als Scheibengalaxien zusammengefasst. Galaxien, bei denen vom Bulge ausgehend ein Balken sichtbar ist, an dem die Spiralarme ansetzen, nennt man Balkenspiralgalaxien. Die Milchstraße selbst ist eine Balkenspiralgalaxie. In einem Umkreis von etwa 30 Millionen Lichtjahren um die Milchstraße sind rund 34 Prozent der Galaxien Spiralgalaxien, 13 Prozent elliptische Galaxien und 53 Prozent irreguläre Galaxien und Zwerggalaxien.

Entdeckung Die ersten Teleskop-Beobachter wie Charles Messier erkannten in den nebeligen Flecken am Himmel keine weiteren Strukturen und konnten daher zwischen Galaxien und Nebeln keine Unterscheidung treffen. Erst 1845 erkannte William Parsons, 3. Earl of Rosse mit seinem zu diesem Zeitpunkt größten Teleskop der Welt die Spiralstruktur von einigen dieser nebeligen Flecken, zuerst an der Whirlpool-Galaxie. Jedoch war weiterhin unklar, ob diese Nebel ein Teil der Milchstraße, oder eigenständige und weit entfernte Objekte sind. Diese Unklarheit war zentrales Thema bei der Großen Debatte, die 1920 zwischen den Astronomen Harlow Shapley und Heber Curtis stattfand.

Erst 1926 entdeckte Edwin Hubble in mehreren „Spiralnebeln“ Cepheiden, eine bestimmte Art von periodischen variablen Sternen, deren Leuchtkraft eng mit der Periode korreliert, sodass sich ihre Entfernung feststellen lässt. Dadurch wurde klar, dass Spiralgalaxien sehr weit entfernte Objekte sind. Im Jahr 1936 beschrieb er die Spiralgalaxien in seinem Buch The Realm of the Nebulæ genauer.

Struktur mini|Struktur einer Spiralgalaxie mini|Schematische Seitenansicht einer Spiralgalaxie Bei einer Spiralgalaxie lassen sich folgende Strukturen erkennen: Eine flache und rotierende Scheibe von Sternen, Gas und Staub. Die Scheibe kann aufgeteilt werden in eine dünne Komponente, welche viel Gas und neugebildete Sterne enthält, und eine dicke Scheibe, die vorwiegend ältere Sterne enthält. Die dünne Scheibe enthält 65 % der sichtbaren Masse der Galaxie, die dicke Scheibe nur 5 %. Eine zentrale Komponente, Zentralkörper oder Bulge genannt. Dieser besteht hauptsächlich aus älteren Sternen. Der Zentralkörper enthält 33 % der sichtbaren Materie. Es wird inzwischen als sicher angenommen, dass sich im Zentrum jeder Galaxie ein supermassives Schwarzes Loch befindet. Der galaktische Halo besteht aus weit verstreuten, älteren Sternen und einer Vielzahl von Kugelsternhaufen, die die Galaxie langsam umkreisen. Der Halo trägt nur 1 % zur sichtbaren Materie bei. Er enthält jedoch 95 % der gesamten Materie der Galaxie in Form von Dunkler Materie.

Entstehung Lange glaubte man, dass Spiralgalaxien, wie sie zahlreich in unserer galaktischen Umgebung vorkommen, in der Frühzeit des Universums fehlen würden, da der Aufbau einer hoch entwickelten Galaxienstruktur Zeit benötigen und durch die häufig im jungen Universum stattfindenden Galaxienverschmelzungen gestört würde.Keith T. Smith: Spiral features in the early universe, in: Science 372, 6547, S. 1162 Im Jahr 2021 wurde bei einer Rotverschiebung von entsprechend einer Entfernung von 12,4 Milliarden Lichtjahren mit Hilfe des ALMA-Radioteleskops ein rotierendes Objekt mit hoher Sternentstehungsrate entdeckt,T. Tsukui, S. Iguchi: Spiral morphology in an intensely starforming disk galaxy more than 12 billion years ago, Science 372, 6547, S. 1201–1205 (11. Juni 2021).Nadja Podbregar: Erster Blick auf die älteste Spiralgalaxie., in wissenschaft.de (21. Mai 2021) bei dem die Astrophysiker zwei gegenüberliegende Spiralarme oder Gezeitenschweife ausmachten.

Das Geschwindigkeitsprofil, erschlossen aus der Dopplerverschiebung der Radiofrequenzlinien des ionisierten Kohlenstoffs in Abhängigkeit der Entfernung vom Zentrum, war das einer rotierenden Gasscheibe mit hoher zentraler Massendichte, vereinbar mit der Existenz eines Bulge mit einem zentralen Schwarzen Loch.

Daher sehen die Astrophysiker im Objekt BRI 1335-0417 die komplette Morphologie und Dynamik einer Spiralgalaxie realisiert (und zwar der ältesten bisher bekannten), über deren Entstehung schon 1,4 Milliarden Jahre nach dem Urknall allerdings nur Vermutungen geäußert werden können.

Morphologie Klassifizierung nach dem Hubble-Schema Das am weitesten verbreitete Ordnungsschema für Galaxien ist das Hubble-Schema. Hierin werden die Galaxien nach ihrem visuellen Eindruck klassifiziert. Obwohl das Hubble-Schema keine Entwicklungsgeschichte der Galaxien ableiten lässt, so lassen sich doch viele physikalische Eigenschaften den einzelnen Klassen zuordnen. Spiralgalaxien werden nach dem Verhältnis der Helligkeit des Bulges und der Scheibe sowie dem Öffnungswinkel der Spiralarme in die Klassen Sa bis Sd eingeordnet (genauer als SAa bis SAd). Balkenspiralen erhalten die Bezeichnungen SBa bis SBd. Diese Galaxien haben einen vom Zentrum ausgehenden langen Balken, an dessen Ende die Spiralarme ansetzen.

Vergleicht man die unterschiedlichen Klassen von Sa nach Sd, so stellt man folgende Eigenschaften fest: Von Sa nach Sd wächst der Gasgehalt in der Galaxie. Damit wächst auch die Anzahl junger Sterne und die Sternentstehungsrate. Von Sa nach Sd wächst das Verhältnis von Scheibe zu Zentralkörper. Von Sa nach Sd nimmt der Öffnungswinkel der Spiralarme zu, von etwa 6° bei Sa-Galaxien auf ca. 18° bei Sc-Galaxien.

Ausprägung der Spiralstruktur Spiralgalaxien lassen sich auch anhand der Ausprägung des Spiralmusters einteilen. Grand Design-Spiralgalaxien zeigen zwei klar definierte und symmetrische Spiralarme. Diese machen 10 % bis 20 % der bekannten Spiralgalaxien aus. Flocculent Spiral-Galaxien zeigen eine zerrissene Struktur. Ganze Spiralarme lassen sich nicht verfolgen, teilweise sind nur Ansätze von Armen vorhanden. Etwa 20 bis 30 % der Spiralgalaxien zeigen diesen Typ. Ungefähr 60 % der Spiralgalaxien zeigen mehr als zwei Spiralarme. Sehr selten sind einarmige Spiralgalaxien, genannt Magellanic Spiral. Diese werden nach ihrem Vorbild, der Großen Magellanschen Wolke, bezeichnet.

Die Leuchtkraft einer Galaxie korreliert mit der Ausprägung der Spiralstruktur. Deshalb lässt sich auch eine Einteilung in so genannte Leuchtkraftklassen (römisch I-V) erstellen. Diese Einteilung erweitert die Hubble-Klassifikation. Leuchtkraftklasse I: hohe Flächenhelligkeit, gut ausgeprägte Spiralarme Leuchtkraftklasse III: zerrissene und kurze Spiralarme Leuchtkraftklasse V: nur noch Spiralarmansätze vorhanden

Beispiele / Tabelle Bezeichnung Beschreibung Masse Spiralgalaxie Balkenspiralgalaxie SAa/SBa zusammenhängende und eng anliegende Arme, großer Bulge 0,2 bis 6 · 1012 M☉ 200pxM104 Typ: SA(s)a 200px NGC 1291 Typ: (R_1)SB(l)0/a SAb/SBb leicht geöffnete Arme, mittelgroßer Bulge 0,2 bis 5 · 1012 M☉ 200px M 81 Typ: SA(s)ab 200pxNGC 1365 Typ: (R')SBb(s)b SAc/SBc schwach ausgeprägter Bulge, weit geöffnete und zerrissene Arme 0,2 bis 4 · 1012 M☉ 200pxM 74 Typ SA(s)c 200px NGC 1300 Typ: (R')SB(s)bc SAd/SBd Spiralstruktur löst sich auf, Übergangstyp zu irregulärer Galaxie M☉ 200px NGC 300 Typ: SA(s)d 200px NGC 1313 Typ: SB(s)d

Ansicht

Da Spiralgalaxien im Prinzip die Form einer dünnen Scheibe haben, ändert sich der Eindruck sehr stark je nach Sichtwinkel auf die Galaxie. Bei der so genannten „Face On“-Ansicht sieht man frontal auf die Galaxie, und man kann die gesamte Spiralstruktur erkennen. Bei „Edge On“ sieht man auf die Kante der Scheibe. Hier sieht man meist eine horizontale Zweiteilung durch dunkle Staubregionen entlang der Kante.

Drehrichtung Bei ersten Analysen der Himmelsdurchmusterung Sloan Digital Sky Survey kam die Theorie auf, dass sich Spiralgalaxien bevorzugt in eine Richtung drehen. Um dies zu bestätigen oder zu widerlegen, wurde das Online-Projekt Galaxy Zoo ins Leben gerufen, bei dem tausende Amateure Galaxienbilder nach deren Drehrichtung bewerteten. Eine bevorzugte Drehrichtung stellte sich hierbei jedoch nicht heraus.

Physik Scheibe Rotationskurve

gerahmt|rechts|Rotationskurve einer typischen Spiralgalaxie (Tangentialgeschwindigkeit je nach Radialentfernung): A … Vorhergesagt (Theorie) B … Gemessen Die Abweichung (B–A) im Kurvenverlauf wird dem Einfluss von Dunkler Materie zugeschrieben.

Bei Spiralgalaxien, die von einer radialen Seite zu sehen sind, lässt sich mit Hilfe des Dopplereffekts messen, wie schnell die Scheibe rotiert: Eine Hälfte der Scheibe kommt auf den Betrachter zu und zeigt eine Blauverschiebung, und die andere Hälfte zeigt eine Rotverschiebung. Mit Hilfe der Keplergesetze kann man vorhersagen, wie schnell sich ein Stern bei einer bestimmten Entfernung zum Zentrum um die Galaxie bewegen muss. Dabei wird auch berücksichtigt, dass die sichtbare Masse einer Galaxie nicht in einem Punkt konzentriert ist wie im Sonnensystem, sondern in der Scheibe verteilt ist. Bei den Messungen stellte sich jedoch heraus, dass die Umlaufgeschwindigkeit der Sterne mit dem Abstand zum Zentrum zuerst wie erwartet stark zunimmt. Aber statt einer Geschwindigkeitsabnahme mit größer werdender Entfernung zum Zentrum bleibt diese nahezu konstant bis zum Rand der Scheibe. Erklärt wird dies mit einem Halo von Dunkler Materie, in den die Galaxien eingebettet sind, die die Rotation der Scheibe stark beeinflusst.

Dünne und dicke Scheibe

Die Scheibe einer Spiralgalaxie lässt sich unterteilen in eine dünne Scheibe und eine dicke Scheibe. Diese Unterteilung wurde in der Milchstraße untersucht,Klaus Fuhrmann: The Disk Populations in the [MG/H]-[FE/MG] Plane. (PDF; 128 kB) Universitäts-Sternwarte München; abgerufen am 25. Oktober 2010. und auch bei anderen Galaxien beobachtet. Die dünne Scheibe enthält relativ junge Sterne (< 9 Mrd. Jahre) mit einem hohen Metallgehalt. In ihr sind die Spiralarme und das interstellare Material eingelagert. Sie hat eine Dicke zwischen 100 und 400 pc. Die dicke Scheibe hat eine bis zur zehnfachen Höhe der dünnen Scheibe und besteht aus metallarmen, alten Sternen (> 12 Mrd. Jahre). Sie könnte aus Überresten von kleineren Galaxien bestehen, die beim Entstehen mit der Spiralgalaxie verschmolzen sind. Unterscheiden lassen sich diese beiden Komponenten eben durch das Alter und durch die Geschwindigkeiten der Sterne.

Warp

Bei einigen Spiralgalaxien ließ sich eine S-förmige Verbiegung der Scheibe feststellen. Die Verbiegung beginnt meist am Rand der sichtbaren Scheibe und setzt sich durch die ausgedehntere Gasscheibe fort. Diese Verbiegung wird Warp genannt und könnte durch Verschmelzungsprozesse mit kleineren Galaxien entstehen. Untersuchungen ergaben, dass mindestens 50 % aller Spiralgalaxien einen Warp enthalten.

Gasscheibe

Der hauptsächliche Anteil des Gases in der Scheibe besteht aus neutralem Wasserstoff. Dabei dehnt sich die Gasscheibe weit über die sichtbare Sternscheibe aus, teilweise bis zum doppelten Durchmesser.astro.physik.uni-potsdam.de Darin eingebettet sind kältere Molekülwolken, in denen die Sternentstehung beginnt. Sobald aus den kollabierten Molekülwolken Sterne entstehen, so ionisieren die leuchtkräftigsten von ihnen das umgebende Gas. Dabei entstehen HII-Regionen, die expandieren und dadurch Hohlräume in der neutralen Gasscheibe erzeugen.

Spiralstruktur

mini|hochkant=1.1|Simulation einer Galaxie, die Spiralarme als Folge von Dichtewellen zeigt. Obwohl die Spiralarme in dieser Simulation ihre Position nicht verändern, kann man erkennen, wie Sterne sich hinein- und hinausbewegen.