Galaxien und die kosmische Expansion einfach erklärt: Alles Wichtige

Wenn du in einer sehr dunklen Nacht in den Himmel schaust, siehst du Tausende von Sternen. Doch zwischen ihnen verstecken sich winzige, neblige Flecken. Einer dieser Flecken ist die Andromeda-Galaxie.

Lange Zeit dachten die Menschen, das seien nur kleine Gaswolken in unserer Nähe. Heute wissen wir: Es sind gigantische Sterneninseln, die Millionen von Lichtjahren entfernt sind. In diesem Artikel reisen wir zu diesen fernen Galaxien, schauen uns unsere eigene Heimatgalaxie genauer an und lernen, wie Astronomen messen können, dass das gesamte Universum immer größer wird – ein Phänomen, das wir als kosmische Expansion bezeichnen.

Vorwissen

• Parsec (pc): Eine Längeneinheit in der Astronomie für riesige Entfernungen. Regel: $1 \text{ pc} \approx 3,26 \text{ Lichtjahre}$. Beispiel: Ein Stern, der $10 \text{ pc}$ entfernt ist, ist etwa $32,6 \text{ Lichtjahre}$ von uns entfernt.

• Spektrallinien: Wenn man das Licht von Sternen durch ein Prisma schickt, sieht man einen Regenbogen mit dunklen Linien. Diese Linien sind wie ein Fingerabdruck der Gase (z. B. Wasserstoff) im Stern. Beispiel: Die berühmte Wasserstofflinie (H-alpha) liegt im Labor immer bei genau $656,3 \text{ nm}$.

Eigenschaften und Klassifizierung von Galaxien

Eine Galaxie ist eine unvorstellbar große Ansammlung von Materie im Weltall. Sie besteht typischerweise aus mehreren hundert Milliarden Sternen (und deren Planetensystemen) sowie riesigen Wolken aus Gas und Staub. Alles wird durch die Schwerkraft zusammengehalten.

Der Astronom Edwin Hubble hat Galaxien nach ihrem Aussehen in drei Hauptgruppen eingeteilt:

• Elliptische Galaxien: Sie sehen aus wie leuchtende, ovale Bälle oder Rugbybälle. Sie enthalten kaum Gas und Staub, weshalb dort kaum neue Sterne entstehen.
• Irreguläre Galaxien: Sie haben keine klare Form und sehen chaotisch aus.
• Spiralgalaxien: Sie sehen aus wie gigantische Feuerräder.

(Hinweis: Hubble dachte ursprünglich, dass sich Galaxien im Laufe der Zeit von einer Form in die andere entwickeln. Heute wissen wir, dass diese chronologische Annahme falsch ist.)

Schauen wir uns den Aufbau einer Spiralgalaxie genauer an:

• Der Bulge (Zentralregion): In der Mitte der Galaxie gibt es eine kugelförmige Verdickung. Hier drängen sich sehr viele, meist ältere Sterne dicht aneinander.
• Das Zentrum: Direkt im Herzen der Galaxie vermutet man ein extrem massereiches Schwarzes Loch. Seine gewaltige Schwerkraft zwingt alle anderen Objekte in der Galaxie auf ihre Umlaufbahnen.
• Die Spiralarme: Aus dem Zentrum ragen Arme heraus, die sich nach außen wickeln. Hier gibt es sehr viel Wasserstoffgas. Aus diesem Gas entstehen ständig neue, junge Sterne.

Aufgabentyp 1: Berechnung von Galaxienentfernungen mithilfe der Rotverschiebung

Das sichtbare Universum enthält etwa eine Billion Galaxien. Das Erstaunliche ist: Fast alle diese Galaxien bewegen sich mit extrem hohen Geschwindigkeiten von uns weg! Das liegt daran, dass sich der Weltraum selbst ausdehnt.

Wenn sich eine Galaxie von uns entfernt, wird das Licht, das sie aussendet, auf dem Weg zu uns gewissermaßen „gestreckt“. Die Wellenlänge des Lichts wird länger. Da rotes Licht die längste Wellenlänge im sichtbaren Bereich hat, verschieben sich die Spektrallinien der Galaxie in Richtung Rot. Das nennt man Rotverschiebung.

Mit diesem Wissen können wir berechnen, wie schnell sich eine Galaxie entfernt und wie weit sie weg ist. Dafür brauchen wir zwei Schritte:

1. Die Fluchtgeschwindigkeit ($\textcolor{#08BFFF}{v}$): Je stärker das Licht verschoben ist, desto schneller flieht die Galaxie. Die Rotverschiebung $z$ berechnet sich aus der Änderung der Wellenlänge ($\textcolor{#FF7D57}{\Delta\lambda}$) geteilt durch die ursprüngliche Wellenlänge ($\lambda$). Multipliziert man $z$ mit der Lichtgeschwindigkeit ($c$), erhält man die Fluchtgeschwindigkeit:

$\textcolor{#08BFFF}{v} = \frac{\textcolor{#FF7D57}{\Delta\lambda}}{\lambda} \cdot c = z \cdot c$

(Hinweis: Diese Formel gilt für Entfernungen bis ca. $10^{25} \text{ m}$.)

2. Das Hubble-Lemaître-Gesetz für die Entfernung ($\textcolor{#9570FF}{r}$): Je weiter eine Galaxie entfernt ist, desto schneller bewegt sie sich von uns weg. Wenn wir die Fluchtgeschwindigkeit kennen, können wir sie durch die sogenannte Hubble-Konstante ($H_0$) teilen, um die Entfernung zu erhalten:

$\textcolor{#9570FF}{r} = \frac{\textcolor{#08BFFF}{v}}{H_0}$

Schritt-für-Schritt-Anleitung

1. Verschiebung der Wellenlänge berechnen: Finde heraus, wie stark sich die Wellenlänge verändert hat. Ziehe die Labor-Wellenlänge ($\lambda$) von der beobachteten Wellenlänge ab, um $\textcolor{#FF7D57}{\Delta\lambda}$ zu erhalten.
2. Rotverschiebung $z$ berechnen: Teile die Verschiebung durch die ursprüngliche Wellenlänge: $z = \frac{\textcolor{#FF7D57}{\Delta\lambda}}{\lambda}$. (Dieser Wert hat keine Einheit).
3. Fluchtgeschwindigkeit berechnen: Multipliziere die Rotverschiebung $z$ mit der Lichtgeschwindigkeit $c$ ($3 \cdot 10^8 \text{ m/s}$), um die Geschwindigkeit $\textcolor{#08BFFF}{v}$ zu finden.
4. Entfernung berechnen: Teile die Geschwindigkeit $\textcolor{#08BFFF}{v}$ durch die Hubble-Konstante $H_0$, um die Entfernung $\textcolor{#9570FF}{r}$ in Metern zu erhalten.

Durchgerechnete Beispiele

Aufbau und Eigenschaften der Milchstraße

Unsere eigene Heimatgalaxie nennen wir die Milchstraße (oder Galaxis). Sie ist eine spezielle Form der Spiralgalaxie, nämlich eine Balkenspiralgalaxie. Das bedeutet, ihr Zentrum ist nicht perfekt rund, sondern hat die Form eines länglichen Balkens, von dessen Enden die Spiralarme ausgehen. Sie beherbergt etwa 200 Milliarden Sterne.

Wenn wir die Milchstraße von der Seite betrachten könnten, sähe sie aus wie ein sehr flacher Pfannkuchen mit einer dicken Beule in der Mitte:

• Durchmesser: ca. $60.000 \text{ pc}$
• Dicke der Scheibe: nur ca. $300 \text{ pc}$
• Dicke im Zentrum (Bulge): bis zu $1.600 \text{ pc}$

Wo befinden wir uns? Unser Sonnensystem befindet sich nicht im Zentrum, sondern weit draußen in einem der Spiralarme, dem sogenannten Orion-Arm. Wir sind gut $8.000 \text{ pc}$ vom galaktischen Zentrum entfernt.

Im Zentrum der Milchstraße sitzt ein supermassereiches Schwarzes Loch, das mehr als vier Millionen Mal so schwer ist wie unsere Sonne. Unsere Sonne bewegt sich auf einer stabilen Umlaufbahn um dieses Zentrum. Für eine einzige Umrundung benötigt sie unvorstellbare 230 Millionen Jahre!

Unsere kosmische Nachbarschaft: Die Milchstraße ist nicht allein. Zusammen mit der Andromeda-Galaxie und einigen kleineren Zwerggalaxien bildet sie einen Galaxienhaufen, den wir die Lokale Gruppe nennen. Diese Lokale Gruppe ist wiederum nur ein winziger Teil einer noch viel gigantischeren Struktur aus unzähligen Galaxienhaufen: dem Laniakea-Superhaufen.

Wichtige Erkenntnisse

• Galaxien sind riesige Ansammlungen von Sternen, Gas und Staub. Man teilt sie in elliptische, irreguläre und Spiralgalaxien ein.
• Spiralgalaxien haben einen dichten Kern (Bulge) mit einem Schwarzen Loch und Spiralarme, in denen neue Sterne entstehen.
• Kosmische Expansion: Der Raum dehnt sich aus. Dadurch wird das Licht ferner Galaxien gestreckt (Rotverschiebung).
• Mit dem Hubble-Lemaître-Gesetz ($r = \frac{v}{H_0}$) kann man aus der Rotverschiebung die Entfernung einer Galaxie berechnen.
• Die Milchstraße ist eine Balkenspiralgalaxie mit 200 Milliarden Sternen. Die Sonne liegt im Orion-Arm, ca. $8.000 \text{ pc}$ vom Zentrum entfernt.