Galaxy

fra Wikipedia, den gratis encyklopædi
Spring til navigation Spring til søgning
Andromeda -galaksen er den nærmeste spiralgalakse til Mælkevejen

En galakse er en stor samling af stjerner , planetsystemer , gasåbninger , støvskyer , mørkt stof og andre astronomiske objekter med en samlet masse på typisk 10 9 til 10 13 solmasser (M ) bundet af tyngdekraften . Deres diameter kan være flere hundrede tusinde lysår . [1] Mens store galakser ofte danner strukturen af spiraler , er dværggalakser for det meste af en uregelmæssig type . Der er også andre typer og former . Mælkevejen , hjemmets galakse i solsystemet , er en stangformet spiral på omkring 1,5 milliarder M med omkring 250 milliarder stjerner. Med den nyeste teknologi kan mere end 50 milliarder galakser observeres fra Jorden. [1] Siden 2016 har forskning antaget, at der er omkring en billion galakser i det observerbare univers . [2] [3]

Navnet stammer fra det samme gamle græske γαλαξίας galaxías og går tilbage til en gammel legende, ifølge hvilken det handler om den sprøjtede mælk ( γάλα gála ) af gudinden Hera, da hun ville amme Herakles . På tysk omtales galaksen ( ental ) specifikt som Mælkevejen. På engelsk (general galaxy , for Mælkevejen ved siden af Mælkevejen Galaxy eller Mælkevejen også Galaxy for kort) er der en lignende forskel. [4] [5] [6] [7] Alexander von Humboldt brugte udtrykket "verdensø". [8.]

Generel

Støvtråd i den elliptiske galakse NGC 4696
Det ultra-dybe felt viser omkring 10.000 galakser i en tretten milliontedel af himlen

Galakser varierer meget i udseende (morfologi), størrelse og sammensætning. Mælkevejen har en diameter på op til 200.000 lysår [9] og er en af ​​de større galakser. Dens nærmeste nabogalakse af tilsvarende størrelse er Andromeda -galaksen i en afstand på omkring 2,5 millioner lysår. [10] [11] [12] [13] Sammen med andre galakser med lavere masse udgør begge galakser den lokale gruppe . Galakser optræder ofte i grupper eller klynger på op til et par tusinde medlemmer.

Udforskningshistorie

Inden astronomiske teleskopers kraft var tilstrækkelig til at opløse fjerne galakser i individuelle stjerner, fremkom de som " stjernetåger ". I lang tid var det uklart, om disse "spiraltåger" tilhører galaksen, eller om de danner deres egne stjernesystemer. Immanuel Kant mistænkte allerede mælke-lignende stjernesystemer i "tåget stjernerne", og i 1923 lykkedes det Edwin Hubble at præcisere dette spørgsmål. Han bestemte afstanden til Andromeda -stjernetågen og fandt ud af, at den er alt for langt væk til at tilhøre Mælkevejen, dvs. at den er en egen galakse.

Galaxy typer

Hubble -klassificering

Galaxy -typer i henhold til Hubble -klassificeringen: "E" står for elliptiske galakser, "S" står for spiraler og "SB" for spiralspærrer

Ifølge deres form er galakser opdelt i forskellige hovedgrupper og undergrupper i den såkaldte Hubble-klassifikation (se morfologi ). Denne klassifikation blev etableret af Edwin Hubble og er med nogle udvidelser stadig i brug i dag, selvom den oprindeligt kun var baseret på en lille prøve af nær og lyse galakser, der derefter kunne observeres i det optiske bølgelængdeområde. Hubble -klassificeringen er rent empirisk og siger intet om udviklingen af ​​galakser. De enkelte typer er:

  • Elliptiske galakser viser ingen særlige understrukturer. Linjerne med samme lysstyrke har form som en ellipse. De elliptiske galakser har et ensartet fald i lysstyrken fra indersiden til ydersiden. De indeholder næsten ingen kold gas, så deres stjernedannelseshastighed er tæt på nul. Deres spektrum domineres af gamle og derfor røde stjerner. Elliptiske galakser er opdelt i klasser E0 (cirkulær) til E7 (meget elliptisk) i henhold til deres numeriske excentricitet . Tallet efter E angiver excentricitetens første decimal, dvs. en klasse E7 -galakse har en excentricitet på cirka 0,7. De absolutte lysstyrker for elliptiske galakser dækker et stort område. De klareste galakser er for det meste elliptiske galakser, og i dette tilfælde blev de sandsynligvis dannet ved sammenlægning af flere små til mellemstore galakser. Elliptiske galakser findes ofte i store galaksehobe .
  • Linseformede (linseformede) galakser tilhører klasse S0 . Sådanne galakser har egenskaber for både elliptiske og spiralgalakser. De har en kerne, der svarer til spiralgalaksernes, men deres galaktiske skive indeholder ingen spiralarme, men er mere eller mindre jævnt lys (eksempel: M 102 ).
  • Spiralgalakser (også kendt som spiraltåger forældede).
  • med en almindelig spiral have en kugleformet kerne, den såkaldte bule og spiralarme, der strækker sig fra den, der ligger i en flad skivekomponent. Mens udbulingen ligner en elliptisk galakse og ikke længere viser nogen stjernedannelse, tillader den gas og støv, der findes i skiven, stjernedannelse i spiralarmene. Derfor fremstår spiralarmene for det meste blå i billeder og bule for det meste rødlige. Spiralarmene er yderligere opdelt i klasserne Sa, Sb og Sc . Sa- type galakser har en meget udtalt kerne og tæt viklede spiralarme (eksempel: Sombrero galaxy M 104). Type Sc har en relativt svag galaktisk kerne, ekstremt løst viklede spiralarme og derfor nogle gange næsten formen af ​​et sammenflettet "S" (eksempel: den trekantede tåge M 33). Sammen med de linseformede galakser kaldes Sa, Sb og Sc også diskgalakser.
NGC 1300 , en Hubble-type SBb stangspiral
  • med stangspiral ( stangspiralgalakser ) har en lang stang, der starter fra midten, som spiralarmene er forbundet til (eksempel: M 109 ). Ligesom spiralgalakser er de opdelt i klasserne SBa, SBb og SBc med stigende udvikling af kernen og åbning af deres spiralarme. Mælkevejen er en sådan stangspiral.

Ud over Hubble-klassificeringen er der også andre klassifikationer, f.eks. Ifølge Gérard-Henri de Vaucouleurs eller Yerkes- klassifikationen, som dog bruges sjældnere. De grove klassifikationer gør ofte ikke retfærdighed for de mange fundne galakstyper, hvorfor mange andre egenskaber bruges til at beskrive galakser.

Andre typer galakser

NGC 4676 (“musene”): IC 820 (til venstre) og IC 819 er ved at smelte sammen og danne tidevandsarme
Den aktive galakse NGC 7742 har en meget lys kerne.

Der er andre former for galakser, der ikke kan klassificeres i ovenstående skema eller supplere det. Blandt andet er disse:

  • Dværggalakser er galakser med lavere lysstyrke, de er meget flere end gigantiske galakser. I modsætning til disse er der hovedsageligt elliptiske (dE), sfæriske (dSph) og uregelmæssige (dIrr) dværggalakser. De elliptiske dværggalakser kan opdeles i kompakte (cE) og diffuse galakser. Den næste kompakte dværg -elliptiske galakse, som også er den eneste i den lokale gruppe , er M32 . Kompakte elliptiske dværggalakser ligner mere i deres morfologi de store elliptiske galakser. De har en mere udtalt central region end de diffuse, hvilket indikerer en anden historie.
  • Interagerende galakser er møder mellem to eller flere galakser. Da forskellige kerner og også tidevandsarme kan observeres afhængigt af interaktionstrinnet, kan disse systemer ikke opdeles i Hubble -klassificeringsskemaet.
    • Tidevandsdværggalakser (TDG) er galakser, der skyldes interaktionen mellem to gasrige galakser i lange tidevandsarme fra gas og støv.
    • Polarringgalakser beskriver meget sjældne resultater af sammenlægningen af ​​to galakser. Som et resultat af gravitationsinteraktion kom to galakser så tæt på, at interaktionspartneren med lavere masse ofte blev revet fra hinanden, og dens stjerner, gas og støv blev fanget i gravitationsfeltet i den anden galakse. Afhængigt af kollisionens retning resulterer dette nogle gange i en ring af stjerner, der omgiver en galakse som en ekstra spiralarm. Da denne ring for det meste er orienteret vinkelret på galaksens hovedplan, taler man om polare ringgalakser (eksempel: vognhjulets galakse ). Der er tegn på, at Mælkevejen også har sådan en polarring.
  • Aktive galakser er i. Generelt en undergruppe af galakser med en særlig lys kerne (også kaldet AGN, Active Galactic Nucleus). Denne høje lysstyrke indikerer sandsynligvis et aktivt massivt sort hul i midten af ​​galaksen. Denne gruppe omfatter:
    • Radiogalakser udsender meget synkrotronstråling i radiobølger og undersøges derfor også ved hjælp af radioastronomi . Ofte kan der observeres op til to strømme af stof, såkaldte jetfly, i radiogalakser. Eksempler på stærke radiogalakser er: Centaurus A , Perseus A, Cygnus A og M 87 i stjernebilledet Jomfruen .
    • Seyfert -galakser har en meget lys, punktformet kerne og viser fremtrædende emissionslinjer i det visuelle spektrum. Omkring en procent af de vigtigste galakser tilhører denne kategori.
    • BL Lacertae -objekter er aktive galakser, hvis spektrum ikke viser nogen absorptions- eller emissionslinjer . Selvom nogle af dem er meget lyse, kan deres rødforskydning derfor være vanskelig at bestemme. Deres lysstyrke er meget variabel. Sammen med kvasarer er BL-Lac-objekter blandt de mest lysende kendte objekter.
    • Kvasarer er de objekter med den største absolutte lysstyrke , der observeres. På grund af disse objekters store afstand kunne oprindeligt kun deres kompakte, punktformede kerne observeres, deraf navnet quasar (= kvasi stjerneabjekt).
  • Starburst -galakser er galakser med en meget høj stjernedannelse og den resulterende intense stråling. En veludforsket stjerneudbrud galakse er M 82 .
  • Ultra-diffuse galakser er galakser med lav lysstyrke. Denne brede type omfatter massive galakser som Dragonfly 44 i Coma galaxy cluster , som har en ekstremt høj andel af mørkt stof. Dens masse er tæt på Mælkevejens, men dens lysemission er lavere med en faktor 100. Der er også ultradiffuse galakser, der synes at være næsten fuldstændig blottet for mørkt stof. Et eksempel på dette er den næsten gennemsigtige galakse NGC 1052-DF2 . Dens størrelse kan sammenlignes med Mælkevejen, men den har omkring 200 gange færre stjerner end den. [14] [15]

Oprindelse og udvikling

Mikrobølgeovnens baggrund viser fordelingen af ​​stof i universet 380.000 år [16] efter Big Bang . På det tidspunkt var universet stadig meget homogent: Tæthedsudsvingene var i størrelsesordenen 1 ud af 10 5 . [17]

I kosmologiens kontekst kan stigningen i tæthedsudsving beskrives ved tyngdekraftsstyrt . Frem for alt spiller mørkt stof en stor rolle, da det gravitationsmæssigt dominerer over baryonisk stof. Under påvirkning af mørkt stof voksede tæthedssvingningerne, indtil de faldt sammen i mørke glorier . Da kun tyngdekraften spiller en rolle i denne proces, kan den nu beregnes med stor nøjagtighed (f.eks. Millennium -simulering ). Gassen fulgte fordelingen af ​​mørkt stof, faldt i disse glorier, kondenserede og stjernerne dannede. Galakserne begyndte at danne sig. Selve dannelsen af ​​galakserne forstås imidlertid ikke, fordi stjernerne netop har skabt indflydelse på den indkommende gas (den såkaldte feedback), hvilket gør en mere præcis simulering vanskelig.

Efter deres dannelse har galakserne udviklet sig. Ifølge den hierarkiske model for galaksedannelse vokser galakser hovedsageligt ved fusion med andre galakser. Derefter dannede de første proto-galakser, som stadig var relativt lave i masse, i det tidlige kosmos under påvirkning af tyngdekraften. Efterhånden fusionerede disse galakseforløbere gradvist sammen med kollisioner for at danne fuldvoksne eksemplarer som Mælkevejen og endnu større galakser. Relikvierne fra sådanne kollisioner kan stadig ses i Mælkevejen som såkaldte stjernestrømme . [18] Disse er grupper af stjerner, hvis fælles bevægelsesmønster peger på en oprindelse uden for Mælkevejen. De tilskrives mindre galakser, der blev revet i stykker og opslugt af Mælkevejen af ​​tidevandsstyrker.

En model for galaksedannelse antager, at de første gasskyer udviklede sig til spiralgalakser gennem rotation . Ifølge denne model opstod elliptiske galakser først i et andet trin gennem kollision af spiralgalakser. Ifølge denne idé kan spiralgalakser vokse i, at nærliggende (dværg) galakser styrter ind i deres disk og opløses der ( tilvækst ).

Observationen af stærkt rødforskydede galakser gør det muligt at forstå denne udvikling. Især dybe undersøgelser som Hubble Deep Field var særligt vellykkede. Samlet set er dannelsen og udviklingen af ​​galakser som et aktuelt forskningsemne endnu ikke færdig og kan derfor endnu ikke forklares med tilstrækkelig sikkerhed.

De seneste undersøgelser antager, at der er et supermassivt sort hul i midten af ​​hver galakse, [19], som var væsentligt involveret i dannelsen af ​​galaksen. Sådan opstod galakser fra enorme gasskyer (brint), hvis centre kollapser til supermassive sorte huller. Disse opvarmede igen den omgivende gas i en sådan grad, at stjerner og i sidste ende planeter dannedes gennem komprimering. Størrelsen af ​​galakser og deres centre (supermassive sorte huller) er direkte relateret: jo større en galakse, jo større er midten.

Dannelse af spiralarmene

Spiralarmene er lysere end resten af ​​disken og repræsenterer ikke stive strukturer.

Selvom det i spiralgalakser ser ud som om galaksen kun findes inden i spiralarmene , er der også relativt mange stjerner i mindre lysende dele af galaksepladen.

En galakse roterer ikke stift som et hjul; snarere løber de enkelte stjerner ud af og ind i spiralarmene. Spiralarmene er synlige udtryk for bølger af stående tæthed [20] (som lydbølger i luften), der løber rundt i den galaktiske skive. Denne teori blev først foreslået af Chia-Chiao Lin og Frank Shu i 1960'erne. Derefter øges tætheden af ​​stof i spiralarmene og i den centrale bjælke, så et relativt stort antal lyse, blå, kortlivede stjerner kommer frem fra det interstellare medium. Dette får disse områder til at se lysere ud end deres omgivelser. Disse densitetsbølger skabes ved samspillet mellem alle stjerners kredsløb , fordi stjernerne ikke bevæger sig rundt om et fast center (et sort hul i midten af ​​galaksen) som planeterne i solsystemet , fordi den samlede masse af galaksen ikke er koncentreret nok til dette. Derfor vender en stjerne ikke tilbage til sit udgangspunkt efter en bane rundt om midten af ​​galaksen, så banerne er ikke ellipser , men har form af rosetter . Tæthedsbølger opstår, når mange stjerner bevæger sig med samme hastighed. I en stavspiralgalakse er alle baner for eksempel justeret på samme måde, hvorimod de i en ren spiralgalakse stadig forskydes fra hinanden. Banerne er synkroniseret ved hjælp af tyngdekraftens tilbagemelding . Ved hjælp af computersimuleringer, der også tager hensyn til interstellar gas , er det endda muligt at modellere dannelsen af ​​spiralarme. Det viser sig, at disse på ingen måde er statiske, men opstår og forsvinder. Derefter gennemgår hver galakse en cyklus (varighed ca. ti milliarder år) med konstant konvertering fra stangen til spiralformen og tilbage. Endvidere forstyrrer spiralarmene stjernernes baner, hvilket fører til de såkaldte Lindblad-resonanser . [21]

Interagerende galakser

Antenner galakse

Når galakser støder sammen, kan gasskyer i galaksen blive ustabil og kollapse. Dette skaber nye stjerner. Stjernerne i de interagerende galakser selv smelter meget sjældent sammen med hinanden i denne proces. De fusionerede galakser skinner i det blå lys fra de nydannede stjerner. En sådan interaktion kan vare flere hundrede millioner år. Galaksernes former kan ændre sig betydeligt. Interaktioner mellem to galakser er ret almindelige. Stjernerne kan stærkt afbøjes af tyngdekraftens virkninger i galakserne. Eksempler på sådanne kolliderende galakser. Systemerne M 51 - NGC 5195 og "antennegalakserne NGC 4038 - NGC 4039 (se illustration) i ørnebilledet er delvist fusioneret.

Se også

litteratur

  • Timothy Ferris: Galakser. Birkhäuser Verlag, Basel 1987, ISBN 3-7643-1867-8 .
  • Johannes V. Feitzinger : Galakser og kosmologi. Franckh-Kosmos Verlag, Stuttgart 2007, ISBN 978-3-440-10490-3 .
  • Françoise Combes: Galactic Waves. I: Videnskabens spektrum. 01/2006.
  • Peter Schneider: Introduktion til ekstragalaktisk astronomi og kosmologi. Springer Verlag, Heidelberg 2005, ISBN 3-540-25832-9 .
  • Helmut Hetznecker: Kosmologisk strukturdannelse - fra kvanteudsving til galaksen. Spectrum Academic Publishing House, Heidelberg 2009, ISBN 978-3-8274-1935-4 .
  • Michael Feiler, Philip Noack: Deep sky - travel atlas; Find stjerneklynger, stjernetåger og galakser hurtigt og sikkert. Oculum-Verlag, Erlangen 2005, ISBN 3-938469-05-6 .
  • Malcolm S. Longair : Galaxy Formation. Springer, Berlin 2008, ISBN 978-3-540-73477-2 .
  • Glen Mackie: Galaxiernes flerbølgelængdeatlas. Cambridge University Press, Cambridge 2011, ISBN 978-0-521-62062-8 .

Weblinks

Wiktionary: Galaxie - forklaringer på betydninger, ordoprindelse, synonymer, oversættelser
Commons : galaxy - samling af billeder, videoer og lydfiler

Videoer:

Individuelle beviser

  1. a b Adalbert WA Pauldrach : The Dark Universe. The Dark Matter-Dark Energy Contest: Var universet født til at dø? Springer Spectrum, 2. udg. 2017 s. 546. ISBN 978-3-662-52915-7 .
  2. Galakser i overflod. I: FAZ.net. 14. oktober 2016, adgang 1. april 2020 .
  3. Christopher J. Conselice, Aaron Wilkinson, Kenneth Duncan, Alice Mortlock: The Evolution of Galaxy Number Density at z <8 and its Implications . I: The Astrophysical Journal . tape   830 , nej.   2 , 13. oktober 2016, ISSN 1538-4357 , s.   83 , doi : 10.3847 / 0004-637X / 830/2/83 , arxiv : 1607.03909 [abs] .
  4. ^ Arnold Hanslmeier : Introduktion til astronomi og astrofysik. Spektrum, Akad. Verlag, Heidelberg 2002, ISBN 3-8274-1127-0 , s. 336.
  5. duden.de: Galaxis
  6. dictionary.com: galakse
  7. Mælkevejen Galaxy. I: britannica.com. Adgang til 18. juni 2021 .
  8. Alexander von Humboldt: Kosmos. Udkast til en fysisk beskrivelse af verden . Bind 2, Stuttgart / Tübingen 1847. Digitaliseret og fuldtekst i det tyske tekstarkiv
  9. ^ M. López-Corredoira, C. Allende Prieto, F. Garzón, H. Wang, C. Liu: diskstjerner i Mælkevejen opdaget mere end 25 kpc fra midten. I: Astronomi og astrofysik . tape   612 , april 2018, ISSN 0004-6361 , s.   L8 , doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201832880 ( aanda.org [adgang 13. juni 2018]).
  10. KZ Stanek, PM Garnavich: Afstand til M31 med Hubble -rumteleskopet og Hipparcos røde klumpstjerner. I: Astrophysical Journal . tape   503 , nr.   2 , 1998, s.   L131- L134 , bibcode : 1998ApJ ... 503L.131S .
  11. Ignasi Ribas, Carme Jordi, Francesc Vilardell, Edward L. Fitzpatrick, Ron W. Hilditch, Edward F. Guinan: Først Bestemmelse af afstand og grundlæggende egenskaber en fortrænge Binary i Andromeda galaksen. I: Astrophysical Journal . tape   635 , nr.   1 , december 2005, s.   L37-L40 ., Doi : 10.1086 / 499161 , arxiv : astro-ph / 0511045 , bibcode : 2005ApJ ... 635L..37R .
  12. ^ R. Wagner-Kaiser, A. Sarajedini, JJ Dalcanton, BF Williams, A. Dolphin: Panchromatic Hubble Andromeda Treasury XIII: Cepheid-periode-lysstyrken i M31 . I: man. Ikke. R. Astron. Soc. tape   451 , 2015, s.   724–738 , bibcode : 2015MNRAS.451..724W .
  13. AR Conn, RA Ibata GF Lewis, QA Parker, DB Zucker, NF Martin, AW McConnachie, MJ Irwin, N. Tanvir, MA Fardal, AMN Ferguson, SC Chapman, D. Valls-Gabaud: En Bayesiansk tilgang til Lokalisering af Red Giant Branch Tip Magnitude. II. Afstande til satellitterne på M31 . I: Astrophysical Journal . tape   758 , nr.   1 , 2012, s.   11.1–11.19 , bibcode : 2012ApJ ... 758 ... 11C .
  14. Till Mundzeck: En galakse udgør en gåde , Spiegel-Online siden marts 28., 2018.
  15. ^ Pieter van Dokkum, Shany Danieli, Yotam Cohen, Allison Merritt, Aaron J. Romanowsky, Roberto Abraham, Jean Brodie, Charlie Conroy, Deborah Lokhorst, Lamiya Mowla, Ewan O'Sullivan og Jielai Zhang: En galakse, der mangler mørkt stof i Nature 555 , S. 629-632 af 29. marts 2018.
  16. C. L Bennett, M. Halpern, G. Hinshaw, N. Jarosik, A. Kogut, M. Limon, S. S Meyer, L. Page, D. N Spergel, GS S Tucker, E. Wollack, E L Wright, C. Barnes, MR Greason, RS Hill, E. Komatsu, MR Nolta, N. Odegard, HV Peirs, L. Verde, JL Weiland: First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observationer: Foreløbige kort og grundlæggende resultater . I: Astrophys.J.Suppl . tape   148 , 2003, s.   1–27 , doi : 10.1086 / 377253 , arxiv : astro-ph / 0302207 .
  17. Matthias Bartelmann: Den kosmiske mikrobølge baggrund. I: Stars & Space . tape   5 , 2000, s.   337 .
  18. Rodrigo Ibata, Brad Gibson: The Shadows of Galactic Worlds . I: Videnskabens spektrum . September 2007, s.   52-57 .
  19. D. Finley, D. Aguilar: Astronomer ser endnu tættere på Mælkevejens mystiske kerne. National Radio Astronomy Observatory , 2. november 2005, tilgås 10. august 2006 .
  20. G. Bertin, C.-C. Lin: Spiral Structure in Galaxies: a Density Wave Theory. MIT Press, 1996, ISBN 0-262-02396-2 .
  21. J. Binney, S. Tremaine: Galactic dynamics. (= Princeton series in astrophysics ). Princeton University Press, 1988, ISBN 0-691-08445-9 , S. 149 ff., Chapter 3, S. 149.