22.07.2002 / Autor: Mark Weimar Astronomie > Kosmologie

Entstehung von Galaxien

Die Bildung von Galaxien hat ihren Ursprung in kleinen Schwankungen der Materieverteilung im frühen Universum.

Die Anfänge der Galaxien und ihre Entstehungsgeschichte liegen noch weitgehend im Dunkeln. Entsprechend haben die Theorien zur Entstehung von Galaxien immer noch hochgradig spekulativen Charakter; als sicher gilt lediglich, dass deren Bildung ihren Ursprung in kleinen Schwankungen der Materieverteilung im frühen Universum haben muss. Die Problematik liegt großteils darin begründet, dass die Kosmologie bis heute noch nicht in der Lage ist, eindeutige Aussagen über die Eigenschaften dieser Schwankungen wie Amplitude, räumliche Ausdehnung, Drehimpuls, etc. zu machen.

Für unsere Betrachtungen wollen wir daher die notwendigen Inhomogenitäten als sicher vorhanden ansehen und ihren Ursprung außer Acht lassen. Was die übrigen Eigenschaften angeht, müssen wir uns darauf verlassen, dass numerische Simulationen in der Lage sind, plausible Werte für die Anfangsbedingungen zu liefern. Eine etwas ausführlichere Diskussion dieser Thematik findet man in den Artikeln von Rees und Silk (1970) und von Lake (1992). Letzterer geht darüber hinaus auch ausführlich auf numerische Simulationen zur Galaxienbildung ein. Der Übersichtsartikel von Jones (1976) behandelt vor allem die Bildung von Schwankungen und ihre weitere Entwicklung in großer Ausführlichkeit. Der Artikel ist in weiten Bereichen äußerst theoretisch gehalten, in der Einleitung wird jedoch die Entwicklung dieses Forschungsgebietes seit Beginn unseres Jahrhunderts inklusive vieler Hinweise auf Originalarbeiten und Übersichtsartikel nachgezeichnet.

Ein etwas dichteres Raumgebiet expandiert aufgrund seiner "überschüssigen" Eigengravitation langsamer als die Umgebung. Beginnen wir also mit beliebigen, kleinen Dichteschwankungen, die einer ansonsten homogenen Dichteverteilung im frühen Universum überlagert sind. Aufgrund der durch die höhere Dichte etwas stärkeren Gravitation in ihrem Inneren expandieren diese Raumregionen langsamer als der Rest des umgebenden Universums. Gleichzeitig stürzt zusätzlich von außen Materie in diese Gebiete hinein. Verzögerte Expansion und Materieanlagerung erhöhen den Dichtekontrast schließlich so weit, dass die Expansionsbewegung zum Stillstand kommt und sich zu einer Kollapsbewegung umkehrt. Während des Kollapses muss die Gaswolke, um sich stabilisieren zu können, in irgendeiner Form Energie an die Umgebung abgeben, man spricht von dissipieren. Dies geschieht durch inelastische Stöße der Wasserstoffatome, die zu angeregten Zuständen und beim Zurückfallen in den Grundzustand zur Emission elektromagnetischer Strahlung führen. Der ganze Vorgang wird radiative cooling oder Strahlungskühlung genannt.

Am effizientesten läuft dieser Vorgang in dichten, nicht zu heißen Gaswolken ab, da mit zunehmender Dichte die Stoßwahrscheinlichkeit der Teilchen steigt. Ist die Temperatur zu hoch, so liegt ein Plasma vor, d.h. die Elektronen sind nicht mehr an die Atomkerne gebunden, sondern bewegen sich frei. In diesem Fall gibt es natürlich auch keine atomaren Anregungszustände mehr, also auch keine Strahlungskühlung. Der Kollaps schreitet so weit fort, bis sich ein Gleichgewicht zwischen Gravitationskraft und innerem Druck der Gaswolke einstellt. Galaxien sind offenbar die größten Objekte, die schnell genug Energie dissipieren, um auf diese Weise dicht genug für die Sternentstehung zu werden. Dies legt nahe, dass die anfänglichen Gaswolken im Laufe der Zeit einen Fragmentierungsprozess durchmachen, sich also in kleinere Teilwolken aufspalten. Auch aus Stabilitätsgründen erscheint eine solche Aufspaltung notwendig. Zu welchem Zeitpunkt die Aufspaltung stattfindet ist zurzeit noch strittig, es mehren sich jedoch Anzeichen, dass dies erst zu einem ziemlich späten Zeitpunkt der Kontraktionsphase der Fall ist.

Kommen wir noch einmal zurück auf die anfänglichen Dichteschwankungen. Bis jetzt haben wir noch nichts über deren Skalen erfahren. Sind die Größen der Schwankungen gleichmäßig verteilt, oder gibt es bestimmte bevorzugte Skalen? Numerische Rechnungen, die, ausgehend von einem gegebenen Schwankungsspektrum, über die Kollapsphase die Verteilung der Galaxien im Universum darstellen sollen, zeigen bei skalenfreien Störungen eine deutlich bessere Übereinstimmung mit der Realität, als Rechnungen mit bevorzugten Skalen. Man darf somit annehmen, dass auch die Dichteschwankungen in unserem Universum zu Anfang eine skalenfreie Verteilung hatten.
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