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Zu Beginn des 20. Jahrhunderts war nicht klar, ob die Milchstrasse das einzige grosse System im Universum ist, oder ob es weitere vergleichbare Systeme gibt. Zur Klärung dieser Frage wurde die ``Great Debate'' ausgetragen.
Was war die Great Debate (zu deutsch: die grosse Debatte)?
Die Great Debate war eine Diskussion um die Grösse des Universums zwischen Harlow Shapley und Heber D. Curtis, die im April 1920 auf Anregung von George Ellery Hale während des Council Meetings of the National Academy of Sciences abgehalten wurde.
Etwas ausführlicher: (Stand der Dinge 1920) Viele Beobachtungen und Überlegungen ergaben ein inkonsistentes Bild im Vorfeld der Debatte. Einige der wesentlichen Punkte dabei waren:
Ein weiteres Problem stellte die Verteilung der NGC-Objekte am Himmel dar: in der Milchstrassenebene, dem galaktischen Äquator, finden sich nur sehr wenige dieser Objekte, und speziell wenige Spiralnebel (die meisten NGC-Objekte in der Milchstrassenebene sind nahe Gasnebel wie der Orionnebel). Charlier erstellte in den 1920ern eine Karte der NGC-Objekte als Funktion der galaktischen Länge und Breite, wodurch das Fehlen der Nebel, insbesondere eben der Spiralnebel, nahe des galaktischen Äquators offensichtlich machte (die Tatsache war schon vor der Erstellung dieser Karte bekannt).
Zusammenfassend liess sich die Frage formulieren: Warum vermeiden Nebel, Spiralnebel und Sternhaufen die Ebene der Milchstrasse?
Tatsächlich führte diese Frage nur auf eine ganze Sammlung von Fragen:
George Ellery Hale schlug 1919 vor, eine Debatte entweder zu diesem Thema, der Welteninselnhypothese, oder zur allgemeinen Relativitätstheorie während der nächsten Versammlung des Council der National Academy of Sciences im April 1920 abzuhalten. Zur Finanzierung bot er Mittel aus einem Fond seines Vaters William Hale an. Sein Vorschlag stiess anfänglich nicht auf begeistertes Echo, wie die Antwort des Sekretärs der National Academy of Sciences (NAS), C. G. Abbot, in einem Brief vom 3. Januar 1920 zeigt:
You mentioned the possibility of a sort of debate, either on the subject of the island universe or relativity. From the way the English are rushing relativity in Nature and elsewhere it looks as if the subject would be done to death long before the meeting of the Academy, and perhaps your first proposal to get Campbell and Shapley to discuss the island universe would be more interesting. I have a sort of fear, however, that the people care so little about island universe, notwithstanding their vast extent, that unless the speakers took pains to make the subject very engaging the thing would fall flat .... Are there no other subjects - the cause of glacial periods, or some zoological or biological subject - which might make an interesting debate?
As to relativity, I must confess that I would rather have a subject in which there would be a half dozen members of the Academy competent enough to understand at least a few words of what the speakers were saying if we had a symposium upon it. I pray to God that the progress of science will send relativity to some regions of space beyond the fourth dimension, from whence it may never return to plague us.
Abbot war Sonnenphysiker.
Letztlich erklärte sich Abbot einverstanden mit Hales Vorschlag, und so wurde eine Debatte angesetzt:
mit
Harlow Shapley, Mount Wilson
Heber Doust Curtis, Lick Observatory
Die beiden vertraten jeweils unterschiedliche Modelle:
Shapley
In beiden Argumentationen gingen die Helligkeiten von Sternen ein. Shapley verwendete sonnennahe Sterne als Standardkerzen. Dabei schlich sich ein Fehler ein: er hielt die blauen Sterne (Sterne mit einem Farbindex < 0.0) für die gleiche Art wie in der Sonnenumgebung. Hier herrschen allerdings massereiche Hauptreihensterne vor, während in den Kugelsternhaufen Weisse Zwerge als blaue Sterne auftreten. Eine weitere Annahme Shapleys erwies sich im nachhinein als falsch, dass nämlich variablen Sterne in den Kugelsternhaufen Delta-Cepheiden seien, wie sich auch in der Milchstrasse auftreten. Wie sich mit Walter Baades Entdeckung verschiedener Sternpopulationen herausstellte, handelt sich jedoch um zwei verschiedene Populationen. Die Cepheiden in der Milchstrasse sind klassische Cepheiden, während die «Cepheiden« in den Haufen tatsächlich leuchtschwächere W-Virginis Sterne sind. Dadurch überschätzte Shapley die Entfernung zu den Kugelhaufen, so dass seine Milchstrasse etwa einen Faktor 10 grösser ausfiel als Kapteyns'.
Curtis stützte sich in seiner Argumentation nicht auf alle vorkommenden Sterne, sondern konzentrierte sich auf die häufigsten Typen, F bis K, und konnte damit Kapteyns Werte von der Ausdehnung der Milchstrasse bestätigen. Curtis wies darauf hin, dass auch Shapley bei der Verwendung der Cepheiden eine Auswahl getroffen hatte, in der er Sterne mit irregulären Lichtkurven oder Perioden sowie mit zu grossen Eigenbewegungen ausgeschlossen hatte.
Die von Ritchey 1917 im Spiralnebel NGC 6946 entdeckte Nova stand im Mittelpunkt einer weiteren Argumentationskette. Diese Nova erreichte nur 14.6 mag, war also viel schwächer als vergleichbare Novae in der Milchstrasse. In der Folge untersuchte Ritchey alte Platten des Mount Wilson Observatory und fand zwei weitere in M31. Nach Curtis Meinung favorisiert die Entdeckung der Novae in diesen beiden Spiralnebeln deren extragalaktische Natur. Nach Shapleys Meinung war das kein Argument, da die Novae im Fall extragalaktischer Objekte «lächerlich« hell wären. Eine Entscheidung in diesem Fall brachte erst nach der Debatte Lundmark, der 22 Novae in M31 untersucht hatte und dabei zwei Sorten von Novae fest stellte: die klassischen (lower) Novae und die üpperclass Novae, die heute als Supernovae bezeichnet werden und einen völlig anderen Mechanismus haben. Mit seinen Daten für die Helligkeiten der lower und upper class Novae von M = -4 bzw. -16 (im photographischen Band) erhielt Lundmark einen Wert von 200 kpc, was schon ausserhalb von Shapleys Scheibe der Milchstrasse lag.
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Von der Erde bzw. dem Sonnensystem aus kann man einige Galaxien mit blossem Auge erkennen. Auf der Nordhalbkugel ist dies die Andromedagalaxie, die oft auch als M31 bezeichnet wird, die nach dem Sternbild benannt ist, in dem sie liegt. Mit blossem Auge ist sie als bei guten Sichtbedingungen als schwaches Nebelfleckchen erkennbar. Die Südhalbkugel ist begünstigter und hat gleich zwei relativ helle Galaxien zu bieten, nämlich die beiden Magellanschen Wolken, die grosse und die kleine (Magellan war Spanier und der Chef der ersten Weltumsegelung). Diese erscheinen zwar heller als die Andromedagalaxie, sind in Wirklichkeit aber viel kleiner. Dafür sind sie nur etwa 70 kpc entfernt im Vergleich zu etwa 700 kpc zu M31.
Die Milchstrasse wird oft als Galaxis bezeichnet; externe Galaxien heissen Galaxie in dieser Nomenklatur.
Die Magellanschen Wolken (in der englischen Fachliteratur werden sie oft als LMC und SMC für Large Magellanic Cloud und Small Magellanic Cloud bezeichnet) sind nicht die einzigen Satellitengalaxien der Milchstrasse, allerdings gehören sie wohl zu den grösseren. Im Jahr 1994 wurde von Ibata und Kollegen eine Satellitengalaxie names Sagittarius entdeckt, die auch eine respektable Grösse aufweist. Von unserer Position in der Milchstrasse aus gesehen befindet sich die Sagittarius-Zwerggalaxie hinter dem Milchstrassenzentrum und befindet sich etwa am äusseren Rand der von uns abgelegenen Scheibe. So weit man die Bahn bislang bestimmen konnte, wird diese Galaxie nach einem Bogenschlag auf die Milchstrasse zurückfallen und mit ihre Verschmelzen. Das könnte auch das Schicksal der Magellanschen Wolken sein.
Die meisten der kleinen Galaxien um die Milchstrasse herum ist in einem Band, dem Magellanschen Strom, angeordnet. Wie der Name vermuten lässt, sind die beiden Magellanschen Wolken mit von der Partie. Es gibt Modelle, die diesen Strom erklären können, in welchen eine etwas kleinere Galaxie als die Milchstrasse mit dieser in Kontakt kam und aufgrund der Gezeitenwechselwirkung (das gleiche Muster wie bei Erde und Mond!) zerissen wurde. Die Fragmente davon sind unter anderem eben die Magellanschen Wolken.
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Die bereits oben erwähnte Andromedagalaxie ist in gewisser Hinsicht die Partnerin der Milchstrasse. Sie hat vermutlich eine etwas grössere Masse als die Milchstrasse (``vermutlich'' deshalb, weil die Masse der Milchstrasse sehr schwierig zu bestimmen ist; die Masse von M31 kann man durch Messung ihrer Rotationskurve sehr gut bestimmen. Die Masse der Galaxis ist ausserhalb der Sonnenbahn viel schlechter bekannt).
Auch M31 hat zwei gut beobachtbare Satellitengalaxien, M32, eine sehr kompakte Zwergelliptische, und NGC 205, eine langgezogene Ellipse (Elliptische Galaxien werden später noch behandelt), sowie einige weitere weniger prominenten Satelliten. Mit M33 gibt es noch eine dritte Spiralgalaxie in unserer Umgebung. Mit Radiobeobachtungen mit dem holländischen Dwingeloo-Teleskop wurde noch eine weitere grössere Galaxie in der ZoA entdeckt.
Alle diese Galaxien zusammen machen die Lokale Gruppe aus. Insgesamt sind es etwa 25 Galaxien, die man im Moment dazu rechnet. Wie die Sagittarius- und die Dwingeloo-Galaxien gezeigt haben, sind auch heute noch Neuentdeckungen möglich.
Die Welt hört jenseits der Lokalen Gruppe noch längst nicht auf. In der ``näheren Umgebung'' finden sich eine Reihe von Galaxiengruppen, die der Lokalen Gruppe mehr oder weniger ähneln. Beispiele sind die M101- oder die M81-Gruppe.
Die meisten dieser Gruppen teilen mit der Lokalen Gruppe und damit der Milchstrasse ein gemeinsames Schicksal: sie befinden sich auf dem Flug in einen grossen Galaxienhaufen, dem Virgohaufen. Im Gegensatz zu den einigen Dutzend bis einigen Hundert Mitgliedern der Galaxiengruppen gehören zum Virgohaufen, einem durchschnittlichem Galaxienhaufen, mehrere tausend Galaxien. Auch die Zusammensetzung ist unterschiedlich: statt der Scheibengalaxien wie der Milchstrasse machen Riesenellipsen und die Galaxien vom Typ S0 einen grossen Teil der ``Bevölkerung'' aus. Und ähnlich der Bebauung in einem Dorf und in einer Stadt sind die ``Gebäude'', also die Galaxien, in den Galaxienhaufen deutlich grösser.
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Nach dem äusserem Erscheinungsbild unterteilt man Galaxien in drei
Hauptklassen: elliptische, Scheiben- und irreguläre Galaxien. Die
eher regulären beiden ersten Typen sind im von Edwin Hubble
eingeführten Stimmgabeldiagramm als Sequenz dargestellt (siehe
Abbildung 5.4).
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Eine der mit diesem Diagramm verbundenen Fragen war, ob sich eine Art Galaxien in eine andere umwandeln kann, und wenn ja, ob es dabei eine vorgegebene Richtung gibt und welcher Prozess die Umwandlung bewerkstelligt. Kann zum Beispiel eine elliptische Galaxie etwa durch Gasakkretion eine Scheibe bekommen? Oder werden die Scheiben zerstört und die Bulges (wörtlich übersetzt heisst das 'Bauch'; es ist die zentrale Verdickung dieser Galaxien) der Scheibengalaxien, die Gemeinsamkeiten mit den normalen Ellipsen haben, bleiben übrig? Sind die Galaxien alle auf die gleiche Weise entstanden, oder sind unterschiedliche Entstehungsmechanismen für die Form verantwortlich? Welche Faktoren beeinflussen die Galaxienentstehung, und in der Folge, welche Entwicklungsprozesse tätigen welche Veränderung im Erscheinungsbild der Galaxie? Welche Rolle spielen die sogenannten pekuliären (perkuliär = seltsam) Galaxien? Welche Informationen kann man gewinnen aus Beobachtungen, und wie kann man diese Ergebnisse in Verbindung bringen mit anderen Erkenntnissen aus der Theorie und aus Computersimulationen?
Diese Fragen nach der Entstehung und der Entwicklung der Galaxien behandet die Extragalaktik. Wir können nach diesen morphologischen Betrachtungen versuchen herauszufinden, nach welchen Regeln Bewegungsabläufe innerhalb dieser Systeme ablaufen, um weitergehende Gemeinsamkeiten oder Unterschiede zwischen den verschiedenen Typen zu finden; physikalisch gesprochen will man die Dynamik der Galaxien ergründen. Da die Dynamik der Galaxien nicht direkt beobachtbar ist (die meisten Prozesse dauern zu lange, als dass sie verfolgbar sind), muss man mit Hilfe von Momentaufnahmen der Kinematik dieser Systeme versuchen, den dynamischen Zustand und daraus die mögliche Entwicklung zu reproduzieren. Da unglücklicherweise die Kinematik nur teilweise bestimmbar ist (man kann z.B. nicht alle drei Geschwindigkeitskomponenten von Mitgliedern einer Galaxie messen, sondern in der Regel nur die line-of-sight velocity = LOSV, zu deutsch die Sichtliniengeschwindigkeit, und auch nicht alle drei Komponenten seines Ortes, sondern nur die Projektion desselben auf die Himmelsfläche), muss man ausgefeilte Verfahren anwenden, um die Dynamik eines Systems zu bestimmen. Als Beschreibung des Zustandes eines Systems verwendet man meist die sogenannte Phasenraumverteilungsfunktion (DF von engl. phase space Distribution Function). Aus der DF lassen sich leicht alle beobachtbaren Grössen wie die räumliche Dichte Rotationsgeschwindigkeit, Geschwindigkeitsdispersion sowie höhere Geschwindigkeitsmomente berechnen.
Die - photometrisch gemessene - Lichtverteilung einer Galaxie gibt einen ersten Aufschluss darüber, wie die leuchtende Materie verteilt ist. Leuchtende Materie bedeutet im Fall von elliptischen Galaxien in der Regel nur Sternlicht, da diese Art von Galaxien kaum kaltes Gas enthält, das im optischen Bereich strahlt. Sie enthalten, bzw. sind von heissem Gas umgeben, das im Röntgenbereich strahlt und zur Massenbestimmung von Galaxien und Galaxienhaufen verwendet werden kann. Scheibengalaxien und Irreguläre Galaxien haben auch signifikante Mengen leuchtenden Gases, vor allem entlang der Spiralarme.
Zwei Dinge zu photometrischen Messungen (Lichtmessung): Galaxien haben keinen festen Rand wie die meisten Objekte, mit welchen wir im täglichen Leben zu tun haben. Man kann sich Galaxien vielleicht besser als eine Art Gas aus Sternen vorstellen, das im Zentrum stark konzentriert ist und nach aussen hin immer ausgedünner wird. Somit ist es schwierig, einen Rand einer Galaxie zu definieren, da die Galaxie nach aussen hin 'im Rauschen verschwindet', das heisst, der Himmel ist bereits heller als die beobachtete Galaxie (der Himmel wird durch verschiedene Quellen aufgehellt: Lichter auf der Erde, Emissionen der Atmosphäre, Zodiakallicht, ...). Aufnahmen der gleichen Galaxie können sich daher drastisch unterscheiden, selbst wenn sie mit dem gleichen Teleskop und derselben Kamera gemacht wurden, da mit zunehmender Aufnahmezeit (Integrationszeit) immer mehr von den leuchtschwachen Teile der Galaxie sichtbar wird, während gleichzeitig meistens die helle Teile überbelichtet werden. Verwendet man als Kamera eine CCD, so muss man die gewonnen Aufnahmen (Frames) nachbearbeiten (reduzieren). Auch dabei kann man sehr verschiedene Bilder erhalten, je nachdem, welche Operationen man dabei vornimmt.
Zum zweiten: da Galaxien verschiedenes Alter, Entwicklungsstufe, Massen, Sterninhalt etc. haben, strahlen sie Licht in unterschiedlichen Farben ab. Scheibengalaxien mit aktiver Sternentstehung in den Spiralarmen erscheinen im Blauen wegen der massereichen, hellen, jungen Sterne sehr hell; elliptische Galaxien mit vor allem alter Sternpopulation (``Bevölkerung'') haben diese Art von Sternen nicht mehr und ihre Abstrahlung wird von Roten Riesen dominiert, weswegen sie im Vergleich mit den Scheibengalaxien in der Regel rot erscheinen. In anderen Worten bedeutet das, dass man beim Vergleich von Aufnahmen verschiedener Galaxien darauf achten muss, dass sie im gleichen Wellenlängenband aufgenommen wurden. Will man weit entfernte und somit alte Galaxien mit Galaxien in der näheren Umgebung vergleichen, muss man darüber hinaus auch die Rotverschiebung der spektralen Intensitätsverteilung aufgrund der Expansion des Raumes berücksichtigen; man muss die beiden Galaxien im gleichen rest frame (d.h. die scheinbare Bewegung der Galaxie infolge der Raumexpansion, die sich in einer (Doppler)Verschiebung der Spektrallinien/verteilung äussert, herausrechnen) beobachten. Will man zum Beispiel eine nahe Galaxie im U-Band mit einer Galaxie bei z = 1 vergleichen, so muss man diese im R-Band aufnehmen. Noch gibt es relativ wenige von räumlich gut aufgelösten Aufnahmen im roten und infraroten (IR) Spektralbereich, weshalb man bei den neuen Teleskope der 8 - 10 m Klasse speziell auf die Reflektivität der Spiegel im IR geachtet hat; damit kann man (hoch)rotverschobene Galaxien in den Frühphasen ihrer Entwicklung beobachten.
Um weitere Details der Lichtverteilung der Galaxien zu verstehen, betrachten wir einige einfache Modellbeispiele: Nehmen wir zur Illustration an, dass alle Sterne die gleiche Helligkeit hätten. In diesem Fall müssen an den hellsten Stellen die meisten Sterne sein (entfernte Galaxien sind nicht mehr in einzelne Sterne aufgelöst). Die einzige Schwierigkeit besteht dann darin, dass wir nur die Projektion der Galaxie am Himmel als zweidimensionales Gebilde beobachten können, und keine Information über die räumliche Tiefenausdehnung haben. Somit sind wir darauf angewiesen, eine Annahme darüber zu machen, wenn man die räumliche Verteilung der Galaxie bestimmen will. Hier ist der einfachste Fall Kugelsymmetrie. In diesem Fall ist die sogenannte Deprojektion des Oberflächenhelligkeitsprofils eindeutig. Allerdings zeigen die meisten Galaxien Abweichungen von der Kreisform (speziell Scheibengalaxien und Irreguläre Galaxien), so dass die generelle Annahme der Kugelsymmetrie offensichtlich nicht richtig sein kann - natürlich muss eine in der Projektion am Himmel kreisförmige Galaxie nicht kugelförmig sein! Sie kann ebensogut eine Zigarre (prolat) entlang der langen Achse wie eine Linse (oblat) entlang der kurzen Achse gesehen sein. Ist eine Galaxie allerdings schon nicht einmal kreisförmig in der Projektion, kann sie intrinsisch keine Kugel mehr sein, sondern kann im besten Falle noch axialsymmetrisch sein (axialsymmetrisch bedeutet, dass zwei Figurenachsen gleich lang sind und die dritte entweder länger, also die Zigarre, oder kürzer, somit die Linse, ist.). Sie kann jedoch auch triaxial sein, also drei verschieden lange Halbachsen haben. Im schlimmsten Fall zeigt sie gar keine Symmetrie.
In der Wirklichkeit gibt es verschieden helle Sterne. Diese Tatsache erschwert die Bestimmung eines Dichteprofils einer Galaxie. Man kann sich überlegen, dass es plausibel ist anzunehmen, dass der Mix der Sterne innerhalb einer Galaxie vergleichbar ist; die Helligkeit der Sterne ist vor allem durch ihre Masse, ihr Alter, d.h. ihren Entwicklungszustand (Zwerg, Riese, Remnant (= Sternleiche wie Weisser Zwerg, Neutronenstern, Schwarzes Loch)) und durch ihre Metallizität, dass heisst durch ihre chemische Zusammensetzung bestimmt. Im Fall, dass alle Sterne innerhalb einer kurzen Zeitspanne entstanden sind, so dass chemische Anreicherungsprozesse keine Rolle spielen, kann man gleiches Alter und gleiche Metallizität annehmen (chemische Anreicherung kommt durch Nukleosynthese in Sternen und dem nachfolgenden Ausstoss der dabei erzeugten schweren Elemente durch Sternwinde und Supernovaexplosionen zustande; die nachfolgende Sterngeneration kann dieses angereicherte Gas verwenden, womit es eine andere Metallizität hat). Diese Annahme kann man für Kugelsternhaufen vornehmen. Sicher falsch ist die Annahme für Scheibengalaxien, denn Bulge und Scheibe unterscheiden sich stark. In Elliptischen Galaxien vermutet man eine Änderung von innen nach aussen.
Wie verteilen sich die Sterne hinsichtlich ihrer Massen? Sind `schwere' und `leichte' Sterne gleichverteilt? Beobachtungen und Simulationen von Kugelsternhaufen zeigen, dass viele Massensegregation zeigen, das bedeutet eine ungleiche Verteilung der Sterne nach ihrer Masse. Die massereichen Sterne sammeln sich bevorzugt im Zentrum des Haufens, während die leichteren Sterne in Aussenbereichen häufiger zu finden sind. Der Grund dafür liegt in den Wechselwirkungen zwischen einzelnen Sternen: in Kugelhaufen gibt es Zwei- und Dreiteilchenwechselwirkung. Diese ``Wechselwirkungen'' werden oft als Stösse bezeichnet, auch wenn die Sterne im Normalfall nicht wirklich miteinander zusammenstossen, sondern sich nur sehr nahe kommen. Dabei werden sie aber von ihrer ursprünglichen Bahn abgelenkt. Am wichtigsten für die Massensegregationn ist die Dreiteilchenwechselwirkung von einem Doppelstern mit einem Einzelstern. Simulationen zeigen, dass dabei in der Regel der leichteste der drei Sterne herausgeschleudert wird und mit ihmBahnenergie und Drehimpuls nach aussen transportieren kann. Das um diese erleichterte Sternpaar sinkt ein Stück weiter zum Zentrum hin, und der dritte bekommt eine Bahn in den `Vororten' des Kugelsternhaufen - oder er wird ganz herausgeschleudert.
Gibt es solch einen Prozess auch bei den viel grösseren elliptischen Galaxien, die vom Aussehen her den Kugelhaufen ähneln? Hier ist die Wechselwirkung aufgrund der geringeren Sterndichte im Vergleich zu den Kugelsternhaufen vernachlässigbar, und so ist keine Massensegregation zu erwarten aufgrund von Zwei- und Dreiteilchenwechselwirkung. Allerdings gibt es noch einen anderen Effekt, der zu einer Umverteilung der Massen führen kann: die dynamische Reibung (siehe Abbildung 5.5). Im Gegensatz zur Gleitreibung wirkt die dynamische Reibung nicht durch direkten Kontakt von Oberflächen, sondern durch eine Umverteilung der Energie. Man kann sich ein einfaches Modell vorstellen: eine Kugel trifft von oben auf eine Gasscheibe; die Gasteilchen werden von der Kugel angezogen, und zwar um so stärker, je geringer der Abstand ist. Handkehrum wird auch die Kugel auf die Gasscheibe hin beschleunigt. Nach dem Durchgang durch die Scheibe spürt die Kugel die Anziehungskraft der Gasscheibe von hinten und wird gebremst, und zwar auf eine geringere Geschwindigkeit, als sie zu Beginn hatte. Die verlorene Bahnenergie der Kugel steckt jetzt in den Gasteilchen, die 'heisser' sind als vorher, d.h. eine höhere mittlere Bewegungsenergie besitzen. Das gilt genauso für den Durchgang eines schweren Objekts durch ein beliebig angeordnetes ``Gas'', z.B. Sterne einer Galaxie. Die dynamische Reibung ist allerdings nicht effizient, wenn die Massenunterschiede zwischen den einzelnen Teilchen klein sind. Das ist bei den Sternen der Fall: nur etwa drei Grössenordnungen liegen zwischen den massereichsten und den masseärmsten Sternen; in alten Sternsystemen wie Elliptischen Galaxien ist der Massenunterschied sogar kleiner, da die massereichen Sterne nur eine kurze Lebensdauer haben und somit schon verschwunden sind. Dieser Prozess spielt allerdings eine Rolle, wenn ein supermassives Objekt auftaucht, wie etwa ein Schwarzes Loch. Diese Art von Objekten wird durch die dynamische Reibung abgebremst und sinkt ins Zentrum des Systems ab. Dieser Prozess kann bei wechselwirkenden Galaxien eine Rolle spielen. In Scheibengalaxien findet die Bewegung der Scheibensterne auf kreisähnlichen Bahnen statt, weswegen Stösse hier sehr selten sind (weil wie auf einer Autobahn alle in einer Richtung fahren). Nur im Zentrum der Galaxien können solche Stossprozesse vorkommen, aber sie spielen für das Gesamtsystem keine Rolle.
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Um auf die Verteilung der Helligkeiten der Sterne in Galaxien zurückzukommen: wir können hier nicht wie bei den Kugelhaufen davon ausgehen, dass die Sterne in einem Aufwasch entstanden sind, so dass Alter und chemische Zusammensetzung in verschiedenen Teilen der Galaxie unterschiedlich sein können, und auch die Verteilung der Massen der Sterne ist uns nicht bekannt, denn zu verschiedenen Zeiten entstandene Sterne haben aufgrund des Alters und der verschiedenen chemischen Zusammensetzung unterschiedliche bevorzugte Massen.
Morphologisch werden elliptischen Galaxien in 7 Klassen eingeteilt je nach ihrer Abplattung: die Bezeichnung lautet En wobei n durch n = 10(1-b/a) gegeben ist, b die kleine und a die grosse Halbachse sind. Die E0 erscheinen also kreisförmig am Himmel, und je grösser die Zahl, desto abgeplatteter ist die Galaxie. Es ist umstritten, ob es wirklich E7 Galaxien gibt (oder ob die 3 Kandidaten, die man dafür kennt, nicht wirklich S0s sind). Diese Einteilung ist natürlich nicht immer eindeutig: häufig ändert sich die Elliptizität von innen nach aussen. So sind eine Reihe von Galaxien im inneren Bereich nahezu kreisförmig, werden weiter aussen aber abgeflachter. Zudem bleibt oft auch die Orientierung der Halbachsen von innen nach aussen nicht konstant; dieses Symptom nennt man Isophotentwist. Isophotentwist ist ein Hinweis auf eine triaxiale Struktur.
Bei den Scheibengalaxien ist die wichtigsten Unterscheidung das Verhältnis von Scheiben zum Bulge. In der Einteilung nach Hubble nimmt der Bulge von a nach c ab und die Scheibe zu. Auch der Öffnungswinkel der Arme ist ein Kriterium für die morphologische Klassifizierung, wie auch ein zentraler Balken. Neuere Klassifikationsschemata wie das von de Vaucouleurs haben eine feinere Unterteilung und berücksichtigen ``Features'' wie Ringe.
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Das Vorhandensein verschiedener morphologischer Typen von Galaxien wirft die Frage auf, ob verschiedene Entstehungsmechanismen für die beobachteten Formen verantwortlich sind. Den Rahmen steckt die Tatsache ab, dass alle Galaxien, die wir heute beobachten können, Sterne gebildet haben müssen. Sterne entstehen in kollabierenden Gaswolken.
Die Frage ist nun, wieso sich manchmal elliptische Formen und in anderen Fällen Scheiben bilden. Irreguläre Galaxien sind klein und befinden sich meistens nahe an grossen Galaxien. Ihre Form wird daher durch die Wechselwirkung mit den grossen Galaxien geprägt; sie sind nicht so entstanden. Scheiben bilden sich, wenn die Gaswolke, aus der sich das Objekt bildet, rotiert. Der Drehimpuls muss bei der Kontraktion erhalten bleiben, was bedeutet, dass eine anfängliche langsame Bewegung in grossem Abstand vom Kollapszentrum mit abnehmender Distanz zu diesem schneller werden muss (das ist wieder das berühmte Pirouettenspiel: man stellt sich auf Schlittschuhen auf eine Eisfläche, fällt nicht um, dreht sich langsam mit ausgestreckten Armen und zieht dann, ohne die Drehbewegung noch weiter anzustossen, die Arme an den Körper; man dreht sich schneller mit angezogenen Armen.). Die kollabierende Wolke, die zu Beginn eine beliebige Form gehabt haben kann, wird abgeflacht. Der Grund dafür ist einfach, dass die Gasteilchen, die sich in der Ebene senkrecht zur Drehachse befinden, einerseits die Anziehungskraft zum Zentrum spüren, andererseits aber wegen der Drehbewegung einer Fliehkraft ausgesetzt sind, die sie am weiteren Fall zum Zentrum hindert. Gasteilchen auf der Drehachse verspüren dagegen keine Fliehkraft und können ungehindert Richtung Zentrum fallen; Teilchen `oberhalb' der Scheibe können ungehindert parallel zur Drehachse auf die Scheibe fallen.
Hat die Vorgängerwolke nur sehr wenig Drehimpuls, kann die Scheibenbildung unterbunden werden und das Gas fällt zum Massenschwerpunkt. Dort wird es verdichtet und kühlt so weit ab, dass es in Teile zerfällt, in welchen sich Sterne bilden. Diese heizen das Gas wieder auf, und insbesondere die Supernovae vom Typ II, die massereiche Sterne nach ihrem kurzen Leben in den Tod befördern, erzeugen einen Ausstrom von heissen Gas. Diesen Prozess nennt man monolithischen Kollaps. In diesem Bild ist die Phase der Sternentstehung sehr viel kürzer als bei den Scheibengalaxien, bei welchen ein grosser Teil des Gases in der Scheibe verbleibt mit relativ geringer Dichte, so dass die Kühlung ineffizient bleibt und damit die Sternentstehungsrate geringer ist; dafür ist die Sternentstehung über einen sehr viel längeren Zeitraum ausgedehnt.
Da eine Möglichkeit, dass eine Gaswolke nur eine geringen Drehimpuls hat, darin besteht, dass sie schon zu Beginn in einer überdichten Zone liegt, und somit der Kollaps auf ein kleineres Raumgebiet beschränkt ist, kann man in diesem Bild erwarten, dass sich Ellipsen dort finden, wo zu Beginn schon viel Material vorhanden war: in den Gebieten, in welchen heute die Galaxienhaufen entstehen. In weniger dichten Regionen muss das Gas über einen grossen Raumbereich kontrahieren, so dass die Rotation einen grösseren Wert erreicht: in diesen Zonen sollten Scheibengalaxien entstehen, entweder allein (Feldgalaxien) oder in kleinen Gruppen.
Ein anderes Modell, das hierarchical clustering (hierarchische Strukturentstehung), geht davon aus, dass sich in der Frühphase vor allem kleine Galaxien gebildet haben, und zwar Scheibengalaxien, die durch Zusammenstösse verschmelzen und dabei die Scheiben verlieren. Grossen Auftrieb erhielt dieses Modell durch Computersimulationen, bei welchen man zwei oder mehr Scheibengalaxien verschmelzen (mergen) lassen konnte; das Ergebnis ist in der Regel ein ellipsenähnliches Objekt. Die Zwischenphasen zeigen dabei Strukturen, die man auch bei pekuliären Galaxien beobachten kann. Gerade mit Hilfe dieser Simulationen konnte man diese speziellen Galaxien als wechselwirkende erkennen, deren einzelne `Features' wie Gezeitenarme, Ringe, Balken etc. man nachstellen konnte. Die ersten Simulationen stellte der Schwede Holmberg im Jahr 1943 mit einem ``Gühbirnencomupter'' an. Die numerischen Simulationen werden in einem der folgenden Abschnitte eingehender diskutiert.
Die sogenannten major mergers, die Verschmelzung etwa massegleicher Scheibengalaxien, können nicht überall stattfinden: gerade in den Galaxienhaufen, wo man die meisten Ellipsen findet, sind die Geschwindigkeiten zwischen den Haufenmitgliedern so gross, dass Merging zwischen gleich grossen Objekten keine Rolle mehr spielt. Allerdings zeigen aktuelle Untersuchungen von Galaxienhaufen bei Rotverschiebungen bis z = 0.83, dass zu diesen Zeiten die Haufen sehr viel virulenter waren als heute. Bei grossen Relativgeschwindigkeiten zwischen Galaxien in Haufen wird ein Prozess dominant, der als Harrassment (engl. für Belästigung) in die Literatur eingegangen ist. Der wesentliche Unterschied zum Merging ist, dass Scheibengalaxien, die in einen Galaxienhaufen einfallen, an massereichen (elliptischen) Galaxien vorbeilaufen, wobei sie Gezeitenkräften ausgesetzt sind, die die am weitesten entfernten und daher am schwächsten an die Galaxie gebundenen Teile am stärksten beeinflussen: die Scheiben. Diese verformen sich und werden schliesslich völlig zerstört. Das Gas wird zum Teil komprimiert, wodurch Sternentstehungausbrüche ausgelöst werden können, zum Teil abgestreift. Die Sterne der Scheibe bleiben entweder im zentralen Bereich gebunden, der als Zwergellipse oder als S0 weiterleben kann, oder werden im Haufen verstreut. So kann man sich die beobachtete intracluster Population erklären, das sind diffus verteilte Sterne, die nicht zu einer individuellen Galaxie gehören, sondern als `Tramps' im Haufenpotential herumschwirren.
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Wie oben beschrieben, gibt es eine Vielzahl verschiedener Arten von
Galaxien (morphologische Unterscheidung im Stimmgabeldiagramm). Mit
hinreichendem Beobachtungsmaterial ausgestattet wurde festgestellt,
dass Galaxien in Galaxienhaufen häufiger Ellipsen und S0s als
Scheibengalaxien sind, während in den kleineren Gruppen und im Feld
die Scheibengalaxien dominieren. Allerdings sind auch die
Verhältnisse in den Haufen nicht gleich: Oemler fand,
dass in einigen Haufen die Ellipsen 40
ausmachen, in anderen jedoch nur
etwa 15 .
Die Haufen mit einem hohen Anteil an elliptischen
Galaxien erscheinen meist `regulär' und haben eine cD-Galaxie
(das ist eine übergrosse Ellipse mit bestimmten charakteristischen
Eigenschaften) im
Zentrum, während die Haufen mit wenigen Ellipsen meist sehr
unregelmässig sind. Offensichtlich hat die Umgebung einen grossen
Einfluss auf die Entwicklung und vielleicht auf die Entstehung der
Galaxien.
Oemlers Arbeit ergab weiter, dass die Anzahldichte der Galaxien in regulären zentral konzentrierten Haufen nach aussen hin monoton mit dem Abstand vom Zentrum abnimmt, die projezierte Dichte der Scheibengalaxien nach aussen hin jedoch zunimmt. Beachtet man, dass wir hier die projezierte Dichte verwenden, die eine Mittelung entlang unseres Sehstrahls durch den Haufen bedeutet, so heisst das nichts anderes, als dass in den Zentren der Galaxienhaufen praktisch überhaupt keine Scheibengalaxien vorhanden sind. Diejenigen, die in der Projektion in der Nähe des Zentrums erscheinen, liegen sehr wahrscheinlich weit vor oder hinter dem Zentrum. Diese Entdeckung wird Morphologie-Radius Beziehung der (Galaxien-)Haufen genannt.
Auf Radiokarten der Haufen kann man weiter erkennen, dass die Scheibengalaxien in kleinerem Abstand vom Haufenzentrum weniger neutrales Wasserstoffgas besitzen als die weiter entfernten. Diese ``HI-Defizienz'' variiert monoton mit dem Radius.
Nach Dressler, der die erste grosse Studie zur
morphologischen Segregation der Galaxien in Haufen (
6000
Galaxien in 55 Haufen) erstellte, ist die fundamentale Relation nicht
eine Funktion des Radius, sondern der lokalen Galaxiendichte: umso
höher die Galaxiendichte, desto weniger Scheibengalaxien finden
sich; umgekehrt steigt die Anzahl der S0 und vor allem der Ellipsen
mit der Dichte an. Die Korrelation heisst Morphologie-Dichte Beziehung.
Ob diese Beziehung allerdings wirklich fundamentaler ist als die
Morphologie-Radius Beziehung, ist umstritten. Ein Grund dafür ist,
dass Galaxienhaufen keineswegs `glatte' Gebilde sind, sondern
deutliche Unterstrukturen aufweisen.
Die Natur der pekuliären Galaxien, die sich nicht in Hubble Stimmgabeldiagramm einordnen liessen, stellte eine grosse Herausforderung dar. Eine der ersten Arbeiten auf diesem Gebiet waren die Simulationen von Holmberg mit einem Analogcomputer. Zwicky publizierte 1953 in Physics Today einen Artikel, in dem er die Arme und Brücken dieser speziellen Galaxien als Gezeiteneffekte beschrieb. Dieser Ansatz war jedoch nicht allgemein anerkannt, woran auch die Simulationen von Pfleiderer und Siedentopf 1961 nicht viel änderten. In den sechziger Jahren setzte vorübergehend die Vorstellung fest, dass die beobachteten Phänomene, die man im Atlas of Peculiar Galaxies von Halton Arp zusammengefasst finden konnte, durch magnetohydrodynamische Prozesse erzeugt werden. Auch die 1963 entdeckten Quasare schienen in diese Richtung zu deuten (Explosionen in den Galaxienkernen schleudern Material entlang von Magnetfeldlinien aus der Galaxie heraus).
Einen Durchbruch der Gezeitenkraft als verantwortliche Kraft erzielten erst die Brüder Toomre 1972, die in ihrem berühmten Artikel die beobachteten Features von vier bekannten Paaren wechselwirkender Galaxien modellieren konnten, darunter M51 und NGC 4038/39, die sogenannten Antennen. Ihre Simulationen zogen Begeisterung und Kritik gleichermassen auf sich. Ein gewichtiger Kritikpunkt war, dass zur Modellierung nur ein Zweiteilchensystem verwendet wurde: jede Galaxie wurde als Punktmasse behandelt, während die Teilchen in der Scheibe nur Testteilchen waren, die nur auf die beiden Galaxienteilchen reagieren konnten, aber keinen Einfluss auf die Dynamik des Systems hatten. Zur Rechtfertigung dieses einfachen Ansatzes mag vielleicht der Hinweis dienen, dass Mitte der 1970er 32 kiloBytes Speicher über 60000 DM gekostet haben; mit anderen Worten, solche Simulationen waren sehr teuer, und geeignete Computer waren noch rar. Auch wenn die Abbildungen dieses und der folgenden Papers, die vergleichbare Simulationen verwendet haben, die Eigenschaften der wechselwirkenden Galaxien im wesentlichen wiedergegeben haben, so muss man dabei bedenken, dass stark vereinfachte Simulationen eines physikalischen Prozesses diesen nicht unbedingt in seiner wahren Natur wiedergeben. Auch heutige Simulationen können keine Galaxie eins zu eins wiedergeben, und bislang hat die zunehmende Rechenleistung immer noch die weitergehende Einbeziehung zuvor vernachlässigter Physik ermöglicht, wodurch sich die Abläufe zum Teil sehr stark verändert haben. Kurz: es gibt oft verschiedene Wege, um zum selben Ziel zu gelangen. Welchen Weg die Natur geht bzw. ging, gilt es herauszufinden.
Einen groben Überblick über die Abläufe bei einer Verschmelzung
zweier Galaxien liefert die folgende Zusammenfassung nach einem Review von
Christoper Mihos (vergleiche mit Abbildung 5.6.
Im folgenden ist eine Simulation von zwei
massegleichen Galaxien beschrieben, die auf einem parabolischen Orbit
starten. Eine der beiden Galaxien ist exakt prograd, die zweite ist
um 71
inkliniert. Beide Galaxien besitzen einen dunklen
Halo, der 5.8 mal Scheibenmasse hat. Die Halbmassenrotationsperiode
ist trot (Das sind technische Details, aber sie haben zum Teil
grossen Einfluss auf das Aussehen während des
Verschmelzungsvorganges).
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Den Begriff tracer übersetzt man vielleicht mit ``Nachspürer''. Die Gezeitenarme liefern eine interessante Anwendungsmöglichkeit, um den Gehalt der Dunklen Materie der Galaxien zu bestimmen: Um so massereicher eine Galaxie und umso stärker konzentriert die Massenverteilung ist, desto schwieriger wird es für `Sternteilchen', aus dem ``Potentialtopf'' heraus in Gezeitenarme beschleunigt zu werden. Mittels numerischer Methoden kann man somit den Anteil der dunklen Masse von (Scheiben)galaxien bestimmen, indem man die Rechnungen mit beobachteten wechselwirkenden Galaxienpaaren vergleicht.
Als Dunkle Materie (DM) bezeichnet man Materie, die man nicht aufgrund von elektromagnetischer Strahlung detektieren kann. Man kann sie also nicht direkt beobachten. Allerdings macht sich die Dunkle Materie durch ihre gravitative Wechselwirkung mit der leuchtenden Materie bemerkbar. Erste Hinweise auf Dunkle Materie fand der schweizer Astronom Fritz Zwicky bei der Untersuchung von Galaxienhaufen. Er stellte fest, dass die Galaxien in dem von ihm untersuchten Haufen zu schnell bewegten, wenn man für den Haufen das gleiche Masse-zu-Leuchtkraft Verhältnis (M/L) wie für die Galaxien annahm. Um die Geschwindigkeiten der Galaxien erklären zu können, musste das M/L einen Wert von etwa 500 haben. Moderne Untersuchungen mit anderen Methoden (vor allem mit Röntgengas) bestätigten diesen Wert.
In der Welt der Galaxien fand man Dunkle Materie zuerst bei den Scheibengalaxien. Bei solchen kann man die Rotationsgeschwindigkeit von innen nach aussen, sofern man sie fast von der Kante her sieht, relativ einfach messen. Dabei zeigt sich, dass die Rotationskurven nicht nach aussen hin abfallen, wie man es erwarten würde, wenn die Massenverteilung der Lichtverteilung entsprechen würde. Stattdessen bleiben die Rotationskurven ``flach'', was man entweder dadurch erklären kann, dass auch in den Galaxien selbst Dunkle Materie eine (grosse) Rolle spielt, oder, dass das bekannte Gravitationsgesetz auf grossen Entfernungen bzw. kleinen Beschleunigungen nicht mehr korrekt ist. Als Alternative für Letzteres wurde MOND (Modified Newtonian Dynamics = modifizierte Newtonsche Dynamik) vorgeschlagen, welche allerdings keine völlig befriedigende Lösung bietet. In den letzten Jahren hat man Untersuchungen über den Gehalt von Dunkler Materie auch in Elliptischen Galaxien durchgeführt mit dem Ergebnis, dass auch in diesen Galaxien das Verhältnis von Dunkler zu leuchtender Materie nach aussen hin zunimmt.
Bis heute weiss man nicht, welche Natur die Dunkle Materie hat. Neutrinos können ausgeschlossen werden, da die Werte für die Massen, die kürzlich publiziert wurden, zu klein sind, um die Strukturen im heutigen Universum erklären zu können. Mit Experimenten wie MACHO, EROS und OGLE untersucht man mit Hilfe des Gravitationslinseneffekts die Milchstrasse nach dunklen (ehemaligen) Weissen und Braunen Zwergen, mit dem Ergebnis, dass die gefundenen Ereignisse nicht ausreichen, um die galaktische Dunkle Materie zu erklären. Weitere Kandidaten sind exotische Elementarteilchen, sogenannte WIMPs (Weakly interacting particles = Schwach wechselwirkende Teilchen), die allerdings noch nicht identifiziert werden konnten. Mit den Untersuchungen an den Galaxien und Haufen versucht man soviel Information wie möglich über die Dunkle Materie zu finden, um die ``Verursacher'' letztlich dingfest machen zu können.
Zurück zu den Gezeitenarmen zur Messung der Dunklen Halos (der
Bereich der Galaxie, in dem die Dunkle Materie verteilt ist): als
Ergebnisse findet man unter
anderem, dass sehr massereiche dunkle Halos die Bildung von
Gezeitenarmen vollständig unterdrücken können. Die Gründe
sind nicht nur der tiefere Potentialtopf, sondern auch die höhere
Relativgeschwindigkeit der beiden stossenden Galaxien, wodurch sich
keine Resonanz zwischen der Rotation der Sterne um die galaktischen
Zentren und der Bahnbewegung der Galaxien umeinander ausbilden kann.
Diese Resonanz ist bei der Bildung von Gezeitenarmen von grosser
Bedeutung. Weniger massive Halos erlauben die Ausformung von
Gezeitenarmen, wobei verschiedene Verteilungen der dunklen Materie
möglich sind. Als obere Grenze für den Massenanteil der dunklen
zur leuchtenden Komponente ergibt sich ein Verhältnis von 
10:1.
Die Ergebnisse sind in Abbildung 5.7 illustriert.
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Rückschlüsse über den Zustand und Aufbau von Galaxien kann man erhalten, wenn man die Dynamik dieser Systeme untersucht.
Im Fall von Scheibengalaxien ist es relativ einfach, den Anteil der
dunklen Materie zu bestimmen: Die Sterne und das Gas in der
Scheibe laufen in guter Näherung auf Kreisbahnen um das Zentrum der
Galaxie. Die Geschwindigkeit, mit der sie das tun, hängt von der
Masse innerhalb ihrer Bahn ab. Auf diese Weise wurde das DM-Problem
der Galaxien entdeckt: würde die Massenverteilung der Verteilung des Lichtes
entsprechen, so müsste die Masse nach aussen hin wie die Helligkeit
exponentiell abfallen. Somit würde man erwarten, dass die
Rotationskurve sich nach aussen hin der eines Keplerpotentials
annähert (ein Keplerpotential ist das Potential einer Punktmasse und
hat eine Rotationskurve der Form
,
wobei G die
Gravitationskonstante ist, M die Masse der Galaxie, r der Abstand
von Zentrum und v(r) die Rotationsgeschwindigkeit). Das tun
Scheibengalaxien allerdings nicht: die Rotationsgeschwindigkeitskurve
bleibt nach aussen hin konstant, oder nimmt sogar noch zu. Genaue
Messungen der Rotationskurven erlauben vice versa die Modellierung der
Massenverteilung der Scheibengalaxien.
Schwieriger ist diese Aufgabe im Fall der Ellipsen, da hier kein
einfacher ``Massentracer'' wie Rotationskurven zur Verfügung stehen.
Will man die Massenverteilung sowohl der leuchtenden als auch der
dunklen Komponente von elliptischen Galaxien messen, kann man sich
nicht auf die Verteilung der deprojezierten Oberflächenhelligkeit
beschränken - diese ergibt eben nur den leuchtenden Teil.
Da die Sternbahnen in Ellipsen eine deutlich kompliziertere Struktur haben
als die Orbits in Scheibengalaxien, muss man auf andere
Beobachtungsgrössen zurückgreifen: anstatt nur der
Rotationsgeschwindigkeit kann man auch ``höhere Momente'' der
Geschwindigkeitsverteilung messen. Im einfachsten Fall ist das die
Geschwindigkeitsdispersion, das ist die Streuung der Sterngeschwindigkeiten
entlang der Sichtlinie durch die Galaxie. (Abbildung 5.8
zeigt eine Sichtlinie durch eine ``Galaxie'').
Um das im Prinzip zu
verstehen, müssen wir kurz auf die Art der Messung eingehen:
tatsächlich gemessen werden Spektrallinien in Absorption, die in der
Atmosphäre der Sterne in der Galaxie entstehen. Die hellsten Sterne in elliptischen
Galaxien sind in der Regel rote Riesen vom Spektraltyp K, bei welchen
glücklicherweise die Absorptionslinien sehr scharf sind (das ist
eine allgemeine Eigenschaft von roten Riesensternen). Tatsächlich
aufgenommen wird jedoch nicht die Absorptionslinie eines einzelnen
Sterns, sondern die Überlagerung von allen Sternen entlang der
Sichtlinie. Bei einer grossen Galaxie sind das Millionen von Sternen.
Die überlagerten (superponierten) Linienprofile sind nun nicht mehr
so scharf wie die Linien eines einzelnen Sterns, da die Sterne entlang
der Sichtlinie verschiedene Geschwindigkeiten haben. Aufgrund des
Dopplereffekts verschiebt sich damit die verwendete Absorptionslinie
der individuellen Sterne und in der Summe über alle Sterne entlang
der Sichtlinie ergibt sich ein verbreitertes Linienprofil.
Schematisch ist dies in Bild 5.9 zu sehen.
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,
der mittleren (Strömungs-)
Geschwindigkeit, 
,
der Geschwindigkeitsdispersion, h3,
dem niedrigsten unsymmetrischen Beitrag und h4, dem niedrigsten
symmetrischen Beitrag. Viele, vor allem grosse elliptische Galaxien
rotieren nur sehr
wenig, so dass dann
und h3 sehr kleine Werte haben und darum
vernachlässigt werden können. In diesen Fällen muss man dann
nur 2 Werte für jede Sichtlinie bestimmen und weiterverarbeiten.
Diese Art der Modellierung der Linienprofile ist relativ neu. Ihr Einsatz machte erst dann Sinn, als es möglich wurde, die kleinen Abweichungen der Linienprofile von einer Gaussfunktion zu messen. Das wurde dank CCDs, grosser Teleskope und hochauflösender Spektrographen zu Beginn der neunziger Jahre des zwanzigsten Jahrhunderts möglich.
Was ist der Vorteil dieser Technik? Bevor diese Art einsetzbar war,
musste man sich mit dem zweiten Moment der Geschwindigkeitsverteilung,
der (Geschwindigkeits-) Dispersion beschränken. Mit ihrer Angabe
allein allerdings ist nicht möglich, die Geschwindigkeitsverteilung
(isotrop, radial oder tangential anisotrop) und die Massenverteilung
gleichzeitig zu bestimmen. Man musste immer eine Annahme für eins der beiden
treffen: wollte man zum Beispiel das Massenprofil bestimmen, musste
man die Geschwindigkeitsverteilung festlegen (meist isotrop); oder
anders herum musste man das M/L (oft als 
abgekürzt)
festlegen (konstant für alle Radien), um die Geschwindigkeitsverteilung
bestimmen zu können.
Die höheren Momente der Geschwindigkeitsverteilung zu messen, erlaubt nun, diese ``Entartung'' aufzuheben und gleichzeitig die Geschwindigkeits- und Massenverteilung bestimmen zu können. Noch höhere Momente als h4 werden selten verwendet, da diese vor allem in den Flügeln der Linienprofile sichtbar wären, wo sie stark von `Rauschen' beeinflusst sind. Das bedeutet, dass die Fehler bei ihrer Bestimmung sehr gross sind, und so auch die damit erzielten Ergebnisse beeinflusst sind.
Diese Art von kinematischen Messungen wurden in den letzten Jahren an einigen Galaxien durchgeführt und die jeweiligen Galaxien modelliert. Leider ist diese Art von Messung sehr aufwendig und nur auf die zentralen Bereiche heller Galaxien anwendbar. Die Kinematik weit entfernter und somit lichtschwacher Galaxien kann damit (noch) nicht vermessen werden; das hat den Nachteil, dass man die Entwicklung der Dynamik der Galaxien nicht direkt verfolgen kann, da man mit dieser Technik nur Momentaufnahmen zur Zeit ``heute'' zur Verfügung hat; das heisst, die entferntesten Galaxien, für die im Moment solche Daten existieren, sind ungefähr 100 Mpc (Mega parsec) entfernt; also sehen wir diese Galaxien, wie sie vor etwa 300 Millionen Jahren ausgesehen haben - eben solange hat das Licht von ihnen zu uns gebraucht. Wenn wir in Entfernungsschritten von z.B. je 10 Mpc eine solche Galaxie (alle vom gleichen Typ) hätten, dann könnten wir ihre Entwicklung mit dieser Technik derzeit bis eben 100 Mpc oder 300 Millionen Lichtjahre zurückverfolgen. Da Galaxien meistens um die 10 Milliarden Jahre alt sind, ist das immer noch nicht viel. Gleichwohl kann man versuchen, möglichst viele Objekte zu beobachten und so wenigstens eine Vorstellung davon zu kriegen, ob die interne Struktur der Ellipsen ähnlich ist; weiter hat man die Hoffnung, dass man unter anderem mit Hilfe von Simulationen lernt, wie diese dynamische Struktur entstand.
Tracer können einzelne Objekte sein wie Kugelsternhaufen oder sehr helle Sterne, die in den grossen Entfernungen noch sichtbar sind. Bei diesen diskreten Tracern muss man zusätzlich beachten, dass man diese Objekte in der Projektion auf die untersuchte Galaxie sieht; tatsächlich können diese Objekte auch gar nicht an die Galaxie (sondern z.B. an den Galaxienhaufen) gebunden sein, womit sie als Tracer für das Potential, bzw. die Massenverteilung der Galaxie ungeeignet sind.
In den letzten Jahren haben sich Planetarische Nebel (PNe) als gut geeignete Tracer herausgestellt. Der Grund dafür ist, das die Hülle der PNe sehr scharfe Linien der verbotenen Übergänge des Sauerstoffs und Stickstoffs in Emission haben. Verbotene Linien nennt man Übergänge von Elektronen in der Atomhülle, die nur im Weltall und nicht im Labor beobachtet werden können. Der Grund dafür ist, dass die Elektronen bei diesen Übergängen sehr lange auf sogenannten Energieniveaus sitzen, und unter Laborbedingungen darum nicht durch Aussenden eines Lichtblitzes, sondern durch Zusammenstossen mit anderen Atomen ``abgeregt'' werden; selbst ``Hochvakuum'' in unseren irdischen Labors ist immer noch eine ``dicke Suppe'' im Vergleich mit dem All. In einer dieser Linien, der berühmten O III - Linie bei 500.7 nm wird bis zu 15 % der Energie des Sterns abgestrahlt. Die Tatsache, dass es sich hier um Emissionslinien handelt, und um relativ helle zudem, erleichtert das Auffinden der PNe ausserordentlich. Die Schärfe der Linie ermöglicht eine sehr genaue Bestimmung der Geschwindigkeit des Sterns. Die Fehler bei der Messung sind heute kleiner als 20 km/s. Es gibt zwei verschiedene Messmethoden: Mit einem Fabry-Perot-Interferometer kann man relativ grosse Felder auf einmal aufnehmen, allerdings muss man für jedes Geschwindigkeitsintervall eine Aufnahme machen. Bei sehr massereichen Galaxien mit grosser Geschwindigkeitsstreuung ist diese Methode sehr aufwendig. Die zweite Methode nutzt Multi-object-Spektrografen, mit welchen bis zu mehrere hundert Objekte gleichzeitig gemessen werden können (zumindest mit den neuen Geräten an den 8 m Teleskopen). Um die Glasfasern dieser Spektrografen an den richtige Positionen einsetzen zu können, macht man in einer Voruntersuchung Aufnahmen des entsprechenden Feldes mit geeigneten Filtern, um Kandidaten zu finden. Die derzeit verfügbaren Datensätze umfassen einige Dutzend PN-Geschwindigkeiten, das grösste Sample enthält etwa 500 PNe für eine Galaxie.
Einige Punkte erschweren die Verwendung der PNe als Massentracer von Galaxien:
Spiralgalaxien wie die Milchstrasse oder die Andromedagalaxie haben einige hundert Kugelsternhaufen. Zwerggalaxien wie Sagittarius oder die Grosse Magellansche Wolke haben eine Handvoll. Eine typische grosse E-Galaxie hat einige tausend Kugelsternhaufen (GCs von engl. globular clusters), eine cD (zentrale Galaxie von Galaxienhaufen) kann mehrere zehntausend haben. Somit dienen sich die GCs als Massentracer an. Allerdings gibt es auch hier einige Caveats: In der für diese Untersuchungen interessanten Entfernung von normalen Galaxien (bis 100 Mpc) sind die GCs nur noch punktförmige Objekte; sie haben Spektren ähnlich denen von K-Riesensternen, so dass sie schwierig zu unterscheiden sind von Vordergrundsternen; ebenso besteht Verwechslungsgefahr mit Hintergrundgalaxien. Zudem ist die Bestimmung der ``line-of-sight''-Geschwindigkeit, der Geschwindigkeit entlang des Sehstrahls, deutlich schwieriger als bei den PNe, da man in diesem Fall auf Absorptions- statt auf Emissionslinien angewiesen ist. Letztere sind viel einfacher zu finden und zu vermessen.
Auch im Fall der GCs besteht die Möglichkeit, dass man sogenannte Tramps beobachtet, die sich im Potential des Galaxienhaufens bewegen und nicht an die untersuchte Galaxie gebunden sind. Ein weiteres Problem ergibt sich, da die Verteilung der GCs nicht der der Sterne der Galaxie folgt: man kann die GCs nicht vor oder hinter dem Zentrum der Galaxie beobachten, weil sie überstrahlt bzw. abgedeckt werden, und andererseits sind GCs, die nahe an das Zentrum der Galaxie kommen, weniger überlebensfähig als solche, die weit aussen ihre Bahn ziehen (Zerstörung durch `tidal stripping' = Gezeitenstrip).
Heute sind von einigen Galaxien Datensets mit knapp hundert GC-Geschwindigkeiten vorhanden. Diese Zahlen dürften die in naher Zukunft wegen der neuen 8-10 m Teleskope in Verbindung mit Multiobject-Spektografen deutlich ansteigen.
Leider stellen diese beiden Massentracer, PNe und GCs, nur eine zusätzliche Einschränkung an das Potential der Galaxie dar; wie oben bei den Absorptionslinien erwähnt, genügt die Kenntnis der Geschwindigkeitsdispersion, also der Streuung der Geschwindigkeiten der betrachteten Objekte, allein nicht aus, um die die Geschwindigkeitsanisotropie und die Massenverteilung zu bestimmen. Da man nur eine Geschwindigkeitskomponente, nämlich die entlang der Sichtlinie, und nur zwei Positionen messen kann, hat man ein unterbestimmtes Problem zu lösen; in solchen Fällen kann man versuchen, durch Verwendung möglichst vieler Datenpunkte eine statistische Aussage zu treffen. Um z.B. die Geschwindigkeitsdispersion auf eine Genauigkeit von etwa 10 % zu bestimmen, braucht man pro radialen Abschnitt im Fall sphärischer Geometrie (also einer kugelförmigen Galaxie; diese hat die höchste Symmetrie und braucht demnach am wenigsten Information) mehr als hundert Datenpunkte; um die Abweichung von einer Gaussschen Geschwindigkeitsverteilung messen zu können, benötigt man in einem Radiusabschnitt mehr als 2000 Datenpunkte, um eine Unsicherheit von weniger als 10 % zu erreichen. Diese Zahlen verdeutlichen, dass zumindest zur heutigen Zeit diese Tracer nur zusätzliche Randbedingungen liefern.
Eine weitere Möglichkeit zur Bestimmung des Massenprofils einer elliptischen Galaxie bietet sich durch die Messung der Röntgenstrahlung. Das einige Millionen Kelvin heisse Gas füllt den gleichen Potentialtopf aus, in dem sich auch die Galaxie (bzw. der Galaxienhaufen) befindet. Unter der Annahme, dass das Gas überall die gleiche Temperatur hat (isotherme Verteilung), kann man die Intensitätsverteilung in ein Massenprofil umrechnen. Schwierigkeiten entstehen vor allem bei grossen Galaxien zum Zentrum hin, da in solchen Kandidaten die Annahme von Isothermie nicht mehr gilt. Der Grund dafür sind die cooling flows, ein Einströmen des Gases zum Galaxienzentrum. Dort wird das Gas komprimiert, dichteres Gas aber kann besser kühlen. Kühleres Gas produziert einen geringeren Druck, wodurch zusätzliches Material ins Zentrum einfliessen kann. Was mit dem Gas im Zentrum passiert, ist noch nicht geklärt.
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Eng mit den zentralen Schwarzen Löchern ist des Auftreten von Aktiven Galaktischen Kernen (AGN vom englischen Active Galactic Nuclei). Zu diesen gehört eine Vielzahl verschiedener Klassen von Galaxien wie Quasare, Seyfert-Galaxien, BL-Lacertae Objekten und Liners. AGN treten in allen Arten von (grossen) Galaxien auf. Von Interesse ist die Verbindung AGN - Galaxien, da wahrscheinlich fast alle Galaxien in einem frühen Stadium eine aktive Phase durchlebt haben, und man aus Kenntnis der Dauer dieser Phasen und der genauen Vorgänge Rückschlüsse auf die Entstehungsszenarien machen kann.
Nach gegenwärtigem Stand ist anzunehmen, dass die aktive Phase der Galaxienkerne einige hundert Millionen Jahre dauert, danach scheint der 'Brennstoffvorrat' auszugehen. Eventuell kann ein Einfall von Gas ins Zentrum, zum Beispiel bei einer Verschmelzung von Galaxien, den aktiven Kern wiederbeleben, und die Galaxie als eine der vielen Klassen von Aktiven Galaxien erscheinen lassen.
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Diffuses Licht in Galaxienhaufen ist keineswegs eine Entdeckung der jüngsten Vergangenheit, auch wenn das Thema gerade sehr virulent behandelt wird. Angestossen hat die Diskussion Zwicky, dem bei seinen Beobachtungen von Galaxienhaufen 'überschüssiges Licht' zwischen den Galaxien der Haufen aufgefallen war. Die genaue Beobachtung dieses diffusen Lichts ist allerdings sehr schwierig, da die Helligkeit nur schwer von der Nachthimmelshelligkeit zu unterscheiden ist.
Ein Revival erlebte das diffuse Licht, als man PNe im Virgohaufen nachweisen konnte. Derzeit laufen ausgedehnte Suchprogramme, mit deren Hilfe man grosse Teile von nahegelegenen Galaxienhaufen nach intergalaktischen PNe untersucht. Aus der Anzahl der PNe kann man die Gesamtzahl von intergalaktischen Sternen berechnen.
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Die Frage der Entstehung der Galaxien ist eingebettet in die kosmologische Frage, wie sich die Strukturen im Kosmos aus der ursprünglich homogen verteilten 'Ursuppe' entwickeln konnte. Dieses Problem ist beobachtungstechnisch heute noch nicht zugänglich, da zwischen der Phase der Mikrowellenhintergrundstrahlung - als das Unversum noch homogen war - und der Phase, als die Galaxien, oft als extrem leuchtkräftige Exemplare mit aktiven Kernen (Quasare), sichtbar sind, die Entwicklung 'im Dunklen' erfolgt. Solange das baryonische Material (das Gas) noch nicht in Klumpen zusammengeballt den Kollaps zu Sternen und damit zu Galaxien durchmacht, andererseits die diffuse Strahlung im Vergleich zum Mikrowellenhintergrund verschwindet - das Gas ist stark abgekühlt und stärker verdünnt, und darum die Intensität deutlich geringer - bleibt es eben duster. Diese auch als dark ages (engl. für Dunkle Zeiten) genannte Epoche zu erforschen, ist eines der grossen Ziele von grossen Teleskopen wie dem VLT der ESO (sollten Sie ein Leser in ferner Zukunft sein, und diesen Satz aus irgendeinem Grund lesen, fallen Sie bitte nicht vom Stuhl, wenn ich das VLT ein grosses Teleskop nenne).
Ein anderer Zugang eröffnet sich durch den Gebrauch von Computern. In grossen und stetig wachsenden Simulationen wird die Entwicklung vom homogenen Universum bis 'heute' nachgespielt, für verschiedene kosmologische Modelle. Mit deren Ergebnissen kann man wenigstens zwischen verschiedenen Kosmologien unterscheiden: so erscheinen die hot dark matter (heisse dunkle Materie) Modelle ungeeignet, die heute beobachtbaren Strukturen, namentlich die Galaxienhaufen in der beobachteten Grösse und die Anzahl der Galaxien, zu erklären, da die masselosen oder zumindest massearmen Teilchen der heissen dunklen Materie 'ausschmieren' und Dichteschwankungen nicht effizient verstärken, so dass sich zu wenig Galaxien und zu kleine Haufen gebildet haben können.
Erfolgreicher sind die verschiedenen cold dark matter Modelle
(CDM-models). Für
die Entstehung und Entwicklung der Galaxien ist von Bedeutung, dass die
meisten dieser Modelle ein sogenanntes universal profile oder
NFW (von den ``Entdeckern Navarro, Frenk und White) der Dichte
vorhersagen von der Form:
eine (Massen-)Skale, 
ein Mass für die
Konzentration des Halos zum Zentrum und rs ein Skalenradius ist.
Die Form des universal profile ist relativ unabhängig von der
Kosmologie, die man in die Simulation hineingesteckt hat.
Diese Profile kann man verwenden, um den Dunklen Halo von Galaxienmodellen zu approximieren. In der Realität konnte bis anhin allerdings aufgrund der Datenqualität noch nicht zwischen den sonst verwendeten logarithmischen Halos einer isothermen Sphäre und den NFW-Dichteprofilen unterschieden werden.
In Zusammenhang mit den genannten CDM-Modellen wurde die Theorie des hierarchical clustering entwickelt. In diesem Modell entstehen in der ersten Phase kleine Halos aus dunkler Materie, in welchen massearme Scheibengalaxien entstehen. Diese verschmelzen in späteren Epochen mit anderen Galaxien, wodurch die Halos massiver werden und die Galaxien sich von der Scheibenform zu elliptischen Formen transformieren. Da die Galaxien sich nach und nach in immer grösseren Haufen ansammeln, wohin sie entlang von Filamenten und 'walls' (engl. für Wände) einfallen, entstehen mit der Zeit immer grössere Strukturen. Hierarchisch heisst hier eine Entwicklung von klein nach gross.
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Eine weitere Informationsquelle über die Entwicklung von Galaxien erschliesst sich aus Mehrfarbfotometrie und Spektroskopie: so kann man die chemische Zusammensetzung der Galaxien bestimmen, und Aufschlüsse über den Weg des Gases in und aus den Sternen verschiedener Generationen gewinnen. Eine wichtige Ingredienz hierbei ist die 'stellar synthesis': Aus Sternentwicklungsrechnung kann man die Sternatmosphäreneigenschaften bestimmen und durch geeignete Überlagerung (Superposition) verschiedener Sternklassen beobachtete Farben oder Spektren von Galaxien reproduzieren. Aus den Gewichten der Superposition erhält man die Anteile einzelner Sterntypen in den untersuchten Sternsystemen.
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Die Entstehung und Entwicklung der Galaxien ist immer noch ein lebendiges Forschungsgebiet, das noch einiger Arbeit bedarf, bis ein schlüssiges Bild steht. Immerhin sind in den letzten Jahren auf verschiedenen Schauplätzen neue Erkenntnisse dazugekommen, und mit neuen Beobachtungsgeräten wie dem VLT oder Satelliten wie XMM oder Planck sind auch neue Daten zu erwarten, die unser Weltbild weiter verändern werden. Natürlich tragen auch die Computersimulationen einen grossen Teil dazu bei, die Vorgänge nachzuspielen und die verschiedenartigen Beobachtungen miteinander in Verbindung zu bringen. Die Möglichkeit, Simulationen mit einer Milliarde Teilchen zu rechnen, wird bald relativ vielen Gruppen zur Verfügung stehen, und damit eine 'Sandkiste' für Galaxiendynamiker und viele andere Disziplinen eröffnen. Zweidimensionale Spektrografen an Teleskopen mit grossen Feldern liefern Daten, die man heute nur mit grösstem technischen Aufwand für wenige Objekte aufnehmen konnte.
Alle diese Entwicklungen werden auch dafür sorgen, dass die Arbeit für die Astronomen nicht ausgeht, denn jede neue Beobachtung mit besserer Technik und jede Simulation mit grösserer Auflösung wird neue Fragen aufwerfen, und es wird wahrscheinlich immer irgendwelche Menschen geben, die ihre Zeit dafür investieren werden, Antworten darauf zu finden.
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