Astronomie ohne Teleskop – Langsame, beständige Entwicklung

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Von Steve Nerlich in Universe Today – Übersetzt von Harald Horneff

Ein herkömmliches Entwicklungsmodell für Galaxien beginnt mit Spiralgalaxien. Diese können einer-seits durch das Verschlingen kleinerer Zwerggalaxien in ihrer Größe anwachsen, aber andererseits ihre Spiralform recht ungestört beibehalten. Erst wenn Spiralgalaxien annähernd gleicher Größe mit-einander kollidieren, ergibt sich erstmals eine irreguläre, oft mit Trümmerspuren versehene Gestalt, die schließlich in eine strukturlose, elliptische Form übergeht. Die Sterne folgen jetzt zufallsbedingten, nahezu kreisförmigen Bahnen und bewegen sich nicht mehr auf den begrenzten Bahnebenen, die man bei der abgeflachten galaktischen Scheibe einer Spiralgalaxie sieht.

Das Konzept langsamer, beständiger Galaxienentwicklung bestreitet diese Vorstellung. Theorien zu einer langsamen, beständigen Entwicklung schlagen vor, daß sich Galaxien auf natürliche Weise ent-lang der Hubble-Sequenz (von der Spirale zur Ellipse) entwickeln, ohne das es zu Verschmelzungen oder Zusammenstößen kommt, die notwendigerweise Änderungen in ihrer Gestalt bewirken.

Indes ist es klar, daß Galaxien kollidieren. Doch ist es auch vorstellbar – um die vielen irregulären galaktischen Formen, die wir beobachten, hervorzubringen – daß die Gestalt einer isoliert stehenden Spiralgalaxie sich in Richtung einer mehr amorph gestalteten elliptischen Galaxie entwickeln könnte, wenn sie einen Mechanismus besitzt, das Drehmoment nach außen zu transportieren.

Die abgeflachte Scheibenform einer normalen Spiralgalaxie folgt aus ihrem Eigendrehmoment, das sie vermutlich zu Beginn ihrer Entstehung mitbekommen hat. Dieses Drehmoment wird natürlicherweise die angesammelte Materie dazu bringen, eine Scheibenform anzunehmen. Das Naturgesetz von der Erhaltung des Drehimpulses verlangt, daß die Galaxie diese Scheibenform solange aufrecht erhält, bis sie schließlich irgendwie Eigendrehimpuls verliert. Dies könnte durch eine Kollision geschehen – oder auf einem anderen Weg der Masse- und damit Drehimpulsübertragung nach außen in Analogie zum sich drehenden Skater, der seine Arme nach außen schwingt, um die Drehbewegung zu verlangsamen.

Dichtewellen können hier von Bedeutung sein. Die in galaktischen Scheiben üblicherweise sichtbaren Spiralarme sind keine stehenden Strukturen, sondern eher Dichtewellen, die eine zeitlich begrenzte Pulkbildung umlaufender Sternen verursachen. Solche Dichtewellen könnten das Ergebnis von Bahn-resonanzen sein, die zwischen den einzelnen Sternen der Scheibe hervorgerufen wurden.

Man meint, daß eine Dichtewelle eine stoßfreie Erschütterung darstellt, die einen dämpfenden Einfluß auf die Eigendrehung der Scheibe hat. Doch da die Scheibe nur sich selbst abbremst, muß nach dem Drehimpuls-Erhaltungssatz dieser weiterhin innerhalb dieses isolierten Systems erhalten bleiben.

Eine galaktische Scheibe hat einen Ko-Rotationsradius – eine Bahn, auf der die Sterne mit der gleichen Geschwindigkeit wie die Dichtewelle (d.h. ein wahrgenommener Spiralarm) das Zentrum umlaufen. Innerhalb dieses Radius bewegen sich die Sterne schneller als die Dichtewelle – während sie sich außerhalb des Radius langsamer als die Dichtewelle bewegen.

Dies kann die Spiralform der Dichtewelle erklären – wie es auch einen Mechanismus für den nach außen gerichteten Transport von Drehimpuls anbietet. Innerhalb des Ko-Rotationsradius geben Sterne Drehimpuls an die Dichtewelle ab, während sie sich durch die Welle hindurch ihren Weg bahnen – und damit die Welle voranschieben. Außerhalb des Ko-Rotationsradius zieht die Dichte-welle durch ein Feld von sich langsamer bewegenden Sternen – gibt somit Drehmoment an diese ab.

Im Ergebnis werden die weiter außen gelegenen Sterne noch mehr in die äußeren Bereiche befördert, wo sie überwiegend Zufallsbahnen annehmen könnten und so weniger gezwungen sind, sich der mittleren Bahnebene der Galaxie anzupassen. Auf diesem Weg könnte eine stark gebundene, schnell drehende Spiralgalaxie sich Stück für Stück in eine mehr amorphe elliptische Galaxie entwickeln.

Weiterführende Literatur (im Internet zu finden unter):

arXiv:1012.0277v1

Xiaolei Zhang & Ronald J. Buta

Density-Wave Induced Morphological Transformation of Galaxies along the Hubble Sequence (2010)

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