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Dichtewellentheorie

eines von mehreren theoretischen Modellen, die versuchen, die Entstehung von Spiralarmen in Galaxien zu erklären. Sie wurde in den zwanziger Jahren von E. Lindblad begründet und 1964 von C.C. Lin analytisch ausgearbeitet. Die meisten Galaxien mit einer rotierenden Scheibe besitzen Spiralarme, deren Lage z.B. durch OB-Assoziationen markiert wird. Spiralarme besitzen jedoch nur eine begrenzte Lebensdauer und werden nach einigen hundert Millionen Jahren durch die differentielle Rotation der Galaxien zerstört. Das Alter und die hohe Zahl von Spiralgalaxien legen daher nahe, dass Spiralarme ständig neu gebildet werden müssen. Die differentielle Rotation einer Galaxie wird durch ein entsprechendes Gravitationspotential dargestellt. Befindet sich in der Scheibe einer Galaxie ein Gebiet mit grösserer Gasdichte, so ruft diese eine lokale Erhöhung des galaktischen Potentials hervor. Dies bedeutet, dass die Sterne und das Gas dorthin zu strömen versuchen. An anderer Stelle wird die Dichte dagegen verringert, so dass dem galaktischen Potential ein wellenförmiges Muster überlagert wird. Die Struktur und die Ausbreitung der Dichtewellen werden durch ein System von Differentialgleichungen bestimmt, dessen Lösung eine quasistationäre Spiralstruktur ergibt. In der Milchstrasse rotiert die Dichtewelle beispielsweise mit einer Geschwindigkeit von etwa 13,5 km/s pro kpc, was der halben Geschwindigkeit der Rotation der Sterne entspricht. Die beobachtbaren Spiralarme entstehen, nachdem das Gas von der konkaven Seite her in die Dichtewelle einströmt. Aufgrund des höheren Potentials wird das Gas verdichtet. Gebiete mit bereits hoher Gasdichte, wie zum Beispiel Molekülwolken, werden dadurch instabil und beginnen zu kollabieren, so dass neue Sternhaufen entstehen, die als HII-Regionen und OB-Assoziationen hinter der Dichtewelle sichtbar werden. Bei der Dichtewellentheorie treten, wie auch bei anderen alternativen Modellen, Schwierigkeiten auf. Beispielsweise ist nicht klar, wie die Wellen angefacht und gedämpft werden oder welche Rolle die interstellaren Magnetfelder spielen. Eine weitere Frage wirft die Beobachtung auf, dass Spiralarme in der Regel nicht gleichmässig ausgeformt sind. Bei genauerem Hinsehen lassen sie zum Beispiel Lücken und Beulen oder Verbindungen zwischen verschiedenen Spiralarmen erkennen.  [GR1]

 

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