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Spiralgalaxien

Astronomie und Astrophysik, Spiralnebel, Balkenspiralen, Spiralen, Untergruppe der Galaxien, deren Erscheinungsbild einer mehr oder minder weit geöffneten Spirale entspricht (siehe Abb). Man unterscheidet Spiralgalaxien sowohl nach dem Erscheinungsbild als auch nach ihren physikalischen Parametern. Die morphologische Klassifikation wurde in den zwanziger Jahren von E. Hubble (Hubble-Sequenz) eingeführt. Einer der physikalischen Parameter, nach denen Spiralgalaxien klassifiziert werden, ist ihre optische Helligkeit. Hier differenziert man in normale Galaxien sowie sog. Low Surface Brightness Galaxien (LSB), deren Flächenhelligkeit extrem gering ist, die aber ansonsten genauso gross sind wie normale Galaxien. Auf Grund ihrer geringen Helligkeit wurden die meisten erst durch den Einsatz leistungsfähiger Teleskope vom Erdboden bzw. mit dem Weltraumteleskop Hubble entdeckt. Vermutlich existieren ebensoviele LSB-Galaxien wie sonstige Galaxien.

Spiralgalaxien besitzen im wesentlichen eine für alle Untergruppen gültige einheitliche Struktur. Sie besitzen im Zentrum ein ausgeprägtes Sphäroid, das auch oft als Bulge bezeichnet wird. Das Sphäroid entspricht in seinem stellaren Gehalt und seiner Erscheinung einer deutlich abgeplatteten elliptischen Galaxie. Umgeben ist es von der galaktischen Scheibe, in der sich der grösste Teil der Sterne sowie die interstellare Materie befindet. Sphäroid und Scheibe sind vom galaktischen Halo umhüllt, in dem sich zahlreiche alte Sterne sowie Kugelsternhaufen befinden. Typische Ausdehnungen dieser Komponenten liegen bei etwa 2 kpc Radius für das Sphäroid, 10-20 kpc für die galaktische Scheibe und etwa 100 kpc für das Halo. Die vertikale Dicke der Scheibe beträgt – abhängig vom Alter der Sterne – zwischen 100 pc und etwa 1 kpc. Misst man die Rotationsgeschwindigkeiten der Scheibe an verschiedenen Punkten, so erkennt man, dass sie nahezu über den gesamten Scheibenradius hinweg konstant bleiben. Dies führt zu der Annahme, dass in den galaktischen Halos noch weitere, nichtleuchtende Materie vorhanden sein muss, deren Gravitationskraft die hohen Rotationsgeschwindigkeiten in den äusseren Bereichen verursacht. Sie wird – ähnlich wie bei der fehlenden kosmologischen Materie – als dark matter oder dunkle Materie bezeichnet. Die fehlende Masse kann nicht in den galaktischen Scheiben stecken, da diese auf Grund der abnehmenden Sterndichte mit zunehmendem Abstand vom Zentrum immer lichtschwächer werden.

Alle Spiralgalaxien weisen mehr oder minder klar ausgeprägte Spiralarme auf; Galaxien mit besonders deutlich ausgeprägten Armen werden als Grand Design Spiralen bezeichnet. Die Spiralen bestehen überwiegend aus jungen Sternen und offenen Sternhaufen, vor denen sich dunkle Gas- und Staubwolken befinden. Wegen der konstanten Rotationsgeschwindigkeit sinkt mit wachsendem Abstand vom Zentrum die Winkelgeschwindigkeit, so dass sich die Spiralarme allmählich aufwickeln müssten. Modellrechnungen zeigen zudem, dass einmal existierende Spiralarme kaum länger als etwa 108 Jahre existieren können. Da die Zahl der Spiralgalaxien sehr gross ist, müssen Spiralarme ständig neu entstehen. Man sucht daher nach Prozessen, die zur Bildung neuer junger Sterne führen. Eine Möglichkeit beschreibt die Dichtewellentheorie.

Neben Dichtewellen und Spiralarmen, die überwiegend in radialer Richtung wirken, treten in Spiralgalaxien auch vertikal wirkende dynamische Prozesse auf. Sie führen dazu, dass die Dicke, allerdings auch der Radius, einer galaktischen Scheibe im Laufe der Zeit anwächst. Auf Grund der geringeren vertikalen Ausdehnung ist die Radienausdehnung aber weniger auffällig.

Eine Untergruppe der Spiralgalaxien bilden die aktiven Galaxien, die allerdings auch andere Galaxientypen, etwa irreguläre, umfassen. Zu ihnen zählen beispielsweise Seyfert-Galaxien oder Starburst-Galaxien.

Spiralgalaxien

Spiralgalaxien: NGC 1365, ESO-Aufnahme einer Balkenspirale vom Typ SBc.

 

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