Quelltext der Seite Galaxie

{{Dieser Artikel|behandelt die Sternansammlung. Für das Automodell siehe den Artikel [[Ford Galaxie]].}}
[[Datei:M31bobo.jpg|mini|Die [[Andromedagalaxie|Andromeda-Galaxie]] ist die der Milchstraße am nächsten gelegene [[Spiralgalaxie]]]]
Eine '''Galaxie''' ist eine durch [[Gravitation]] gebundene, große Ansammlung von [[Stern]]en, [[Planetensystem]]en, [[Gasnebel]]n und sonstigen [[Astronomisches Objekt|stellaren Objekten]].

Die Bezeichnung (γαλαξίας ''galaxías'') stammt aus dem [[Altgriechische Sprache|Altgriechischen]] und geht auf eine [[Herakles#Geburt|antike Sage]] zurück, wonach es sich dabei um die Milch (γάλα ''gála'') der [[Gaia (Mythologie)|Göttermutter]] handelt. Als '''Galaxis''' ([[Singular]]) wird im Deutschen auch speziell unsere eigene Galaxie bezeichnet, eben die [[Milchstraße]]. Im Englischen (''galaxy'', für ''die'' Galaxie auch ''Galaxy'') gibt es eine ähnliche Unterscheidung.<ref>[[Arnold Hanslmeier]]: ''Einführung in die Astronomie und Astrophysik.'' Spektrum, Akad. Verlag, Heidelberg 2002, ISBN 3-8274-1127-0, S.&nbsp;336.</ref><ref>duden.de: [http://www.duden.de/rechtschreibung/Galaxis ''Galaxis'']</ref><ref>dictionary.com: [http://www.dictionary.com/browse/galaxy?s=t ''galaxy'']</ref> [[Alexander von Humboldt]] verwendete die Bezeichnung „Welteninsel“.<ref>Alexander von Humboldt: ''Kosmos. Entwurf einer physischen Weltbeschreibung''. Band 2, Stuttgart/ Tübingen 1847. {{DTAW|humboldt_kosmos02_1847}}</ref>

== Allgemeines ==
[[Datei:NGC 4696 - HST - Heic1621a.tif|mini|Staubfilament in der elliptischen Galaxie [[NGC 4696]]]]
[[Datei:Hubble ultra deep field.jpg|mini|Das [[Hubble Ultra Deep Field|Ultra-Deep-Field]] zeigt rund 10.000 Galaxien in einem dreizehnmillionsten Teil des Himmels]]

Galaxien variieren stark in Aussehen (Morphologie), Größe und Zusammensetzung. Die [[Milchstraße]] gehört zu den größeren Galaxien und besitzt etwa 300 Milliarden (3·10<sup>11</sup>) Sterne bei einem Durchmesser von etwa 100.000 [[Lichtjahr]]en. Neben den Sternen besteht eine Galaxie auch aus [[Gas]], [[Kosmischer Staub|kosmischem Staub]] und vermutlich [[Dunkle Materie|Dunkler Materie]]. Die [[Andromeda-Galaxie]] ist unsere nächste größere Nachbargalaxie. Die Entfernung zwischen diesen beiden Galaxien beträgt 2,4–2,7 Millionen Lichtjahre. Zusammen mit weiteren Galaxien bilden beide Galaxien die [[Lokale Gruppe]]. Galaxien treten oft in [[Galaxiengruppen und Galaxienhaufen|Gruppen oder Haufen]] mit bis zu einigen tausend Mitgliedern auf. Aufgrund der „[[Hubble Ultra Deep Field|Ultra-Deep-Field]]“-Aufnahmen des [[Hubble-Teleskop]]s aus dem Jahr 2004 kann man grob abschätzen, dass mit heutiger Technik von der [[Erde]] aus über 50 Milliarden (5·10<sup>10</sup>) Galaxien theoretisch beobachtet werden könnten.

Lange Zeit war die genaue Natur der Galaxien unklar, da die einzelnen Sterne nicht aufgelöst werden konnten und nur ein „[[Nebel (Astronomie)|Nebel]]“ beobachtet wurde. Die Frage war, ob diese „Spiralnebel“ zu unserer Galaxie gehören oder eigene Sternensysteme sind. Bereits [[Immanuel Kant]] vermutete in den „nebligen Sternen“ Milchstraßen gleich unserer, aber erst im Jahr 1923 gelang es [[Edwin Hubble]], diese Frage zu klären. Er bestimmte die Entfernung zum Andromedanebel und stellte fest, dass dieser zu weit entfernt ist, um zu unserer Galaxis zu gehören, also eine eigene Galaxie darstellt.

== Galaxientypen ==
=== Klassifikation nach Hubble ===
[[Datei:Hubble sequence photo.png|mini|Galaxietypen nach der Hubble-Klassifikation: „E“ steht für Elliptische Galaxien, „S“ steht für Spiralen und „SB“ für Balkenspiralen ''(Spiral Barred)'']]

Galaxien werden nach ihrer Form in verschiedene Haupt- und Untergruppen der so genannten [[Hubble-Sequenz|Hubble-Klassifikation]] eingeteilt (siehe [[Morphologie (Astronomie)|Morphologie]]). Diese Klassifikation wurde von [[Edwin Hubble]] begründet und ist mit einigen Erweiterungen bis heute in Gebrauch, obwohl sie ursprünglich nur auf einer kleinen Stichprobe von nahen und hellen Galaxien basierte, die damals im optischen Wellenlängenbereich beobachtet werden konnten. Die Hubble-Klassifikation ist rein empirisch und besagt nichts über die Entwicklung von Galaxien. Die einzelnen Typen sind:

* '''[[Elliptische Galaxie]]n''' zeigen keine besonderen Unterstrukturen. Die Linien gleicher Helligkeit haben die Form einer Ellipse. Die Elliptischen Galaxien haben einen gleichmäßigen Helligkeitsabfall von innen nach außen. Sie beinhalten nahezu kein Gas, daher geht ihre Sternentstehungsrate gegen null. Ihr Spektrum wird von alten und daher roten Sternen dominiert. Elliptische Galaxien werden nach ihrer numerischen [[Exzentrizität (Mathematik)|Exzentrizität]] in die Klassen ''E0'' (kreisförmig) bis ''E7'' (stark elliptisch) eingeteilt. Die Zahl hinter dem E gibt die erste Nachkommastelle der Exzentrizität an, das heißt eine Galaxie der Klasse ''E7'' hat etwa die Exzentrizität 0,7. Die absoluten Helligkeiten Elliptischer Galaxien umfassen einen großen Bereich. Die hellsten Galaxien sind zumeist Elliptische Galaxien und sind in diesem Fall wahrscheinlich durch die Verschmelzung mehrerer kleiner bis mittelgroßer Galaxien entstanden. Elliptische Galaxien sind häufig in großen [[Galaxienhaufen]] anzutreffen.
* '''[[Linsenförmige Galaxie|Lentikuläre (linsenförmige) Galaxien]]''' gehören der Klasse ''S0'' an. Sie haben einen Kern, der dem der Spiralgalaxien entspricht, ihre galaktische Scheibe enthält jedoch keine Spiralarme, sondern ist etwa gleichmäßig hell (Beispiel: [[Messier 102|M 102]]).
* '''[[Spiralgalaxie]]n''' haben einen [[Sphäroid|sphäroidischen]] Kern, den so genannten [[Bulge]], und davon ausgehende [[Spiralarm]]e, die in einer flachen Scheibenkomponente liegen. Während der Bulge einer elliptischen Galaxie ähnelt und keine Sternentstehung mehr zeigt, erlauben das in der Scheibe vorhandene Gas und Staub die Sternentstehung in den Spiralarmen. Daher erscheinen die Spiralarme auf Bildern meistens blau und der Bulge meistens rötlich. Die Spiralarme werden weiter in die Klassen ''Sa,'' ''Sb'' und ''Sc'' unterteilt. Galaxien vom Typ ''Sa'' haben einen sehr ausgeprägten Kern und eng gewundene Spiralarme (Beispiel: [[Sombrerogalaxie]] M 104). Der Typ ''Sc'' hat einen relativ schwachen galaktischen Kern, äußerst locker gewundene Spiralarme und dadurch manchmal fast die Gestalt eines in sich verschlungenen „S“ (Beispiel: der [[Dreiecksnebel]] M 33). Zusammen mit den lentikulären Galaxien werden Sa, Sb und Sc auch '''Scheibengalaxien''' genannt. Eine veraltete alternative Bezeichnung ist '''Spiralnebel'''.
[[Datei:Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg|mini|NGC 1300, eine Balkenspirale vom Hubble-Typ SBb]]
* '''[[Balkenspiralgalaxie]]n''' haben vom Zentrum ausgehend einen langen Balken, an den sich dann die Spiralarme anschließen (Beispiel: [[Messier 109|M 109]]). Ebenso wie die Spiralgalaxien werden sie mit zunehmender Ausprägung des Kerns und Öffnung ihrer Spiralarme in die Klassen ''SBa,'' ''SBb'' und ''SBc'' unterteilt. Bei unserer Galaxis handelt es sich um eine Balkenspiralgalaxie.
* '''[[Irreguläre Galaxie|Irreguläre (unregelmäßige) Galaxien]]''' haben weder Spiralarme noch elliptische Form. Sie sind im Mittel leuchtschwächer als [[Ellipse|elliptische]] und Spiralgalaxien. Zu dieser Gruppe gehören meistens Zwerggalaxien.

Neben der Klassifikation nach Hubble gibt es auch weitere Einteilungen, beispielsweise nach [[Gérard-Henri de Vaucouleurs]] oder die [[Yerkes-Observatorium|Yerkes]]-Klassifikation, die jedoch seltener gebraucht werden. Die groben Klassifikationen werden der Vielzahl der gefundenen Galaxientypen oft nicht gerecht, weshalb man viele weitere Charakteristika zur Beschreibung von Galaxien heranzieht.

=== Weitere Galaxientypen ===
[[Datei:NGC4676.jpg|mini|[[NGC 4676]] („die Mäuse“): IC 820 (links) und IC 819 sind im Begriff miteinander zu verschmelzen und bilden Gezeitenarme]]
[[Datei:Cartwheel Galaxy.jpg|mini|Die [[Ringgalaxie#Wagenradgalaxie|Wagenradgalaxie]]]]
[[Datei:Seyfert Galaxy NGC 7742.jpg|mini|Die aktive Galaxie NGC 7742 hat einen sehr hellen Kern.]]

Es gibt weitere Formen von Galaxien, die sich nicht in obiges Schema einordnen lassen oder dieses ergänzen. Unter anderem sind dies:
* '''[[Zwerggalaxie]]n''' sind Galaxien geringerer Helligkeit, sie sind viel zahlreicher als Riesengalaxien. Anders als bei diesen gibt es vor allem elliptische (dE), spheroidale (dSph) und irreguläre (dIrr) Zwerggalaxien. Die elliptischen Zwerggalaxien kann man noch einmal unterteilen in kompakte (cE) und diffuse Galaxien. Die nächste kompakte elliptische Zwerggalaxie, die auch die einzige in der [[Lokale Gruppe|Lokalen Gruppe]] ist, ist [[Messier 32|M32]]. Kompakte elliptische Zwerggalaxien ähneln in ihrer Morphologie eher den großen elliptischen Galaxien. Sie besitzen eine stärker ausgeprägte Zentralregion als die diffusen, was auf eine unterschiedliche Entstehungsgeschichte hinweist.
* '''[[Wechselwirkende Galaxien]]''' sind Begegnungen zweier oder mehrerer Galaxien. Da man je nach Stadium der Wechselwirkung unterschiedliche Kerne und auch Gezeitenarme beobachten kann, können auch diese Systeme nicht in das Klassifikationsschema von Hubble eingeteilt werden.
** '''[[Gezeitenarm-Galaxie]]n''' (tidal dwarf galaxies, TDG) sind Galaxien, die bei der Wechselwirkung zweier gasreicher Galaxien in langen Gezeitenarmen aus Gas und Staub entstehen.
** '''[[Polarring-Galaxie]]n''' beschreiben recht seltene Ergebnisse der Verschmelzung zweier Galaxien. Durch gravitative Wechselwirkung kamen sich hierbei zwei Galaxien so nahe, dass oftmals der masseärmere Wechselwirkungspartner zerrissen wurde und dessen Sterne, Gas und Staub im Schwerefeld der anderen Galaxie eingefangen werden. Dabei ergibt sich, abhängig von der Orientierung des Zusammenstoßes, mitunter auch ein Ring aus Sternen, der wie ein zusätzlicher Spiralarm eine Galaxie umgibt. Da dieser Ring meistens senkrecht zur Galaxienhauptebene ausgerichtet ist, spricht man von Polarring-Galaxien (Beispiel: ''Wagenradgalaxie''). Es gibt Anzeichen dafür, dass unsere Galaxis ebenfalls einen solchen Polarring besitzt.
* Als '''[[aktive Galaxie]]n''' bezeichnet man i.&nbsp;Allg. eine Untergruppe von Galaxien mit einem besonders hellen Kern (engl. auch AGN, Active Galactic Nucleus genannt). Diese hohe Leuchtkraft deutet sehr wahrscheinlich auf ein aktives massereiches [[Schwarzes Loch]] im Zentrum der Galaxie hin. Zu dieser Gruppe zählen:
** '''[[Radiogalaxie]]n''' strahlen sehr viel [[Synchrotronstrahlung]] im Bereich der [[Radiowelle]]n ab und werden daher auch mit Hilfe der [[Radioastronomie]] untersucht. Oft beobachtet man bei den Radiogalaxien bis zu zwei Materieströme, so genannte Jets. Beispiele für starke Radiogalaxien sind: [[Centaurus A]], Perseus A, Cygnus A und [[Messier 87|M 87]] im [[Jungfrau (Sternbild)|Sternbild Jungfrau]].
** '''[[Seyfertgalaxie]]n''' haben einen sehr hellen, punktförmigen Kern und zeigen im Bereich des visuellen Spektrums prominente [[Emissionslinie]]n. Etwa ein Prozent der Hauptgalaxien gehören zu dieser Kategorie.
** '''[[BL Lacertae-Objekte]]''' sind aktive Galaxien, deren Spektrum keine Absorptions- und [[Emissionslinie]]n aufweist. Obwohl sie teilweise sehr hell sind, kann ihre Rotverschiebung daher schlecht bestimmt werden. Ihre Helligkeit ist stark variabel. BL-Lac-Objekte gehören neben den [[Quasar]]en zu den leuchtstärksten bekannten Objekten.
** '''[[Quasar]]e''' sind die Objekte mit der größten [[Absolute Helligkeit|absoluten Helligkeit]], die beobachtet werden. Aufgrund der großen Entfernung dieser Objekte konnte man ursprünglich nur deren kompakten, punktförmigen Kern beobachten, daher der Name Quasar (= quasi stellar object).
* '''[[Starburstgalaxie]]n''' sind Galaxien mit einer sehr hohen Sternentstehungsrate und der daraus folgenden intensiven Strahlung. Eine gut erforschte Starburstgalaxie ist [[Messier 82|M 82]].

== Entstehung und Entwicklung ==
Der [[Kosmischer Mikrowellenhintergrund|Mikrowellenhintergrund]] gibt die Materieverteilung des [[Universum]]s 380.000 Jahre<ref>{{Literatur |Autor=C. L Bennett, M. Halpern, G. Hinshaw, N. Jarosik, A. Kogut, M. Limon, S. S Meyer, L. Page, D. N Spergel, G. S Tucker, E. Wollack, E. L Wright, C. Barnes, M. R Greason, R. S Hill, E. Komatsu, M. R Nolta, N. Odegard, H. V Peirs, L. Verde, J. L Weiland |Titel=First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Preliminary Maps and Basic Results |Sammelwerk=Astrophys.J.Suppl |Band=148 |Datum=2003 |Seiten=1–27 |arxiv=astro-ph/0302207 |DOI=10.1086/377253}}</ref> nach dem [[Urknall]] wieder. Damals war das Universum noch sehr homogen: Die Dichtefluktuationen lagen in der Größenordnung von 1 zu 10<sup>5</sup>.<ref>{{Literatur |Autor=Matthias Bartelmann |Titel=Der kosmische Mikrowellenhintergrund. |Sammelwerk=Sterne & Weltraum |Band=5 |Datum=2000 |Seiten=337}}</ref>

Im Rahmen der [[Kosmologie]] kann das Anwachsen der Dichtefluktuation durch den [[Gravitationskollaps]] beschrieben werden. Dabei spielt vor allem die [[Dunkle Materie]] eine große Rolle, da sie gravitativ über die [[baryon]]ische Materie dominiert. Unter dem Einfluss der Dunklen Materie wuchsen die Dichtefluktuationen, bis sie zu dunklen [[Halo (Astronomie)|Halos]] kollabierten. Da bei diesem Prozess nur die Gravitation eine Rolle spielt, kann er heute mit großer Genauigkeit berechnet werden (z.&nbsp;B. [[Millennium-Simulation]]). Das Gas folgte der Verteilung der dunklen Materie, fiel in diese Halos, verdichtete sich und es kam zur Bildung der Sterne. Die Galaxien begannen sich zu bilden. Die eigentliche Galaxienbildung ist aber unverstanden, denn die gerade erzeugten Sterne beeinflussten das einfallende Gas (das sogenannte Feedback), was eine genauere Simulation schwierig macht.

Nach ihrer Entstehung haben sich die Galaxien weiterentwickelt. Nach dem hierarchischen Modell der Galaxienentstehung wachsen Galaxien vor allem durch Verschmelzen mit anderen Galaxien an. Danach bildeten sich im frühen Kosmos unter dem Einfluss der Schwerkraft die ersten noch recht massearmen Proto-Galaxien. Nach und nach, so die Vorstellung, fügten sich diese Galaxienvorläufer durch Kollisionen zu ausgewachsenen Exemplaren wie unserer Milchstraße und noch größeren Galaxien zusammen. Die Relikte solcher Kollisionen zeigen sich in der Milchstraße noch heute als sogenannte [[Sternstrom|Sternenströme]].<ref>{{Literatur |Autor=Rodrigo Ibata, Brad Gibson |Titel=Die Schatten galaktischer Welten |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Datum=2007-09 |Seiten=52–57}}</ref> Das sind Gruppen von Sternen, deren gemeinsames Bewegungsmuster auf einen Ursprung außerhalb der Milchstraße weist. Sie werden kleineren Galaxien zugerechnet, die von der Milchstraße durch Gezeitenkräfte zerrissen und verschluckt wurden.

Ein Modell der Galaxienentstehung geht davon aus, dass sich die ersten Gaswolken durch [[Rotationsbewegung|Rotation]] zu Spiralgalaxien entwickelt haben. [[Elliptische Galaxie]]n entstanden nach diesem Modell erst in einem zweiten Stadium durch die Kollision von Spiralgalaxien. Spiralgalaxien wiederum können nach dieser Vorstellung dadurch anwachsen, dass nahe (Zwerg-)Galaxien in ihre Scheibe stürzen und sich dort auflösen ([[Akkretion (Astronomie)|Akkretion]]).

Die Beobachtung von [[Rotverschiebung|hochrotverschobenen]] Galaxien ermöglicht es, diese Entwicklung nachzuvollziehen. Große Erfolge hatten dabei insbesondere tiefe Durchmusterungen wie das [[Hubble Deep Field]]. Insgesamt ist die Entstehung und Entwicklung von Galaxien als aktueller Forschungsgegenstand noch nicht abgeschlossen und somit noch nicht ausreichend sicher erklärbar.

Neueste Studien gehen davon aus, dass sich im Zentrum jeder Galaxie ein supermassereiches schwarzes Loch befindet,<ref name="smbh">{{Internetquelle |autor=D. Finley, D. Aguilar |datum=2005-11-02 |titel=Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way's Mysterious Core |url=http://www.nrao.edu/pr/2005/sagastar/ |hrsg=[[National Radio Astronomy Observatory]] |zugriff=2006-08-10}}</ref> das signifikant an der Entstehung der Galaxie beteiligt war. So entstanden Galaxien aus riesigen Gaswolken (Wasserstoff), deren Zentren zu supermassereichen schwarzen Löchern kollabieren. Diese wiederum heizten das umliegende Gas so weit auf, dass sich durch Verdichtung Sterne und letztendlich Planeten bildeten. Die Größe der Galaxien und deren Zentren (supermassereiche schwarze Löcher) stehen in direktem Zusammenhang: je größer eine Galaxie, desto größer das Zentrum.

=== Entstehung der Spiralarme ===
[[Datei:Ssc2003-06c.jpg|mini|Die Spiralarme sind heller als der Rest der Scheibe und stellen keine starren Strukturen dar.]]

Auch wenn es bei Spiralgalaxien so aussieht, als würde die Galaxie nur innerhalb der [[Spiralarm]]e existieren, so befinden sich auch in weniger leuchtstarken Teilen der Galaxien-Scheibe verhältnismäßig viele Sterne.

Eine Galaxie rotiert nicht starr wie ein Rad; vielmehr laufen die einzelnen Sterne aus den Spiralarmen heraus und hinein. Die Spiralarme sind sichtbarer Ausdruck [[Stehende Welle|stehender]] Dichtewellen<ref name="bertin_lin1996">G. Bertin, C.-C. Lin: ''Spiral Structure in Galaxies: a Density Wave Theory.'' MIT Press, 1996, ISBN 0-262-02396-2.</ref> (etwa wie Schallwellen in Luft), die in der galaktischen Scheibe umherlaufen. Diese Theorie wurde zuerst von ''Chia-Chiao Lin'' und ''Frank Shu'' in den 1960er Jahren aufgestellt. Danach ist in den Spiralarmen und im zentralen Balken die Materiedichte erhöht, so dass dort verhältnismäßig viele helle, blaue, also kurzlebige Sterne aus dem interstellaren Medium neu entstehen. Dadurch erscheinen diese Bereiche heller als ihre Umgebung. Diese Dichtewellen entstehen durch das Zusammenspiel aller Stern[[umlaufbahn]]en, denn die Sterne bewegen sich nicht wie etwa die [[Planet]]en im [[Sonnensystem]] gleichmäßig um ein festes Zentrum (ein schwarzes Loch im Galaxienzentrum), weil dafür die Gesamtmasse der Galaxie nicht konzentriert genug ist. Daher kehrt ein Stern nach einer Umrundung des Galaxienzentrums nicht wieder an seinen Ausgangspunkt zurück, die Bahnen sind also keine [[Ellipse]]n, sondern besitzen die Form von [[Rosette (Ornamentik)|Rosetten]]. Dichtewellen entstehen, wenn sich viele Sterne gleich schnell bewegen. So sind in einer Balkenspiralgalaxie alle Bahnen gleich gegeneinander ausgerichtet, in einer reinen Spiralgalaxie dagegen noch gegeneinander verschoben. Die [[Synchronisierung]] der Bahnen erfolgt durch [[Gravitation|gravitative]] [[Rückkopplung]]. Mittels [[Computersimulation]]en, die auch [[interstellares Gas]] berücksichtigen, kann sogar die Ausbildung von Spiralarmen modelliert werden. Dabei zeigt sich, dass diese keineswegs statisch sind, sondern entstehen und vergehen. Danach durchläuft jede Galaxie einen Kreislauf (Dauer ca. zehn Milliarden Jahre) der ständigen Umwandlung von der Balken- in die Spiralform und zurück. Ferner stören die Spiralarme die Bahnkurven der Sterne, was zu den sogenannten [[Lindblad-Resonanz]]en führt.<ref name="binney_tremaine">J. Binney, S. Tremaine: ''Galactic dynamics.'' (= ''Princeton series in astrophysics''). Princeton University Press, 1988, ISBN 0-691-08445-9, S. 149 ff., Chapter 3, S. 149.</ref>

== Wechselwirkende Galaxien ==
{{Hauptartikel|Wechselwirkende Galaxien}}

[[Datei:Antennae 1997-34-a-full jpg.jpg|mini|Antennen-Galaxie]]

Wenn Galaxien aufeinandertreffen, können Gaswolken innerhalb der Galaxie instabil werden und kollabieren. Dabei entstehen neue Sterne. Die Sterne der wechselwirkenden Galaxien selbst verschmelzen bei diesem Prozess sehr selten miteinander. Die verschmolzenen Galaxien strahlen im blauen Licht der neu entstandenen Sterne. Eine solche Wechselwirkung kann hunderte von Millionen Jahren dauern. Dabei können sich die Formen der Galaxien stark verändern. Wechselwirkungen zwischen zwei Galaxien sind ziemlich häufig. Die Sterne können durch die Schwerkraftwirkung der Galaxien stark abgelenkt werden. Beispiele für solche kollidierenden Galaxien, die schon z.&nbsp;T. verschmolzen sind, sind die Systeme [[Whirlpool-Galaxie|M 51 – NGC 5195]] und die [[Antennen-Galaxie|„Antennen“-Galaxien]] NGC 4038 – NGC 4039 (siehe Abbildung) im [[Adler (Sternbild)|Sternbild Adler]].

== Siehe auch ==
* [[Liste der hellsten Galaxien]]

== Literatur ==
* Timothy Ferris: ''Galaxien.'' Birkhäuser Verlag, Basel 1987, ISBN 3-7643-1867-8.
* Johannes V. Feitzinger: ''Galaxien und Kosmologie.'' Franckh-Kosmos Verlag, Stuttgart 2007, ISBN 978-3-440-10490-3.
* Françoise Combes: ''Galaktische Wellen.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft.'' 01/2006.
* Peter Schneider: ''Einführung in die Extragalaktische Astronomie und Kosmologie.'' Springer Verlag, Heidelberg 2005, ISBN 3-540-25832-9.
* Helmut Hetznecker: ''Kosmologische Strukturbildung – von der Quantenfluktuation zur Galaxie.'' Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 2009, ISBN 978-3-8274-1935-4.
* Michael Feiler, Philip Noack: ''Deep sky – Reiseatlas; Sternhaufen, Nebel und Galaxien schnell und sicher finden.'' Oculum-Verlag, Erlangen 2005, ISBN 3-938469-05-6.
* [[Malcolm S. Longair]]: ''Galaxy Formation.'' Springer, Berlin 2008, ISBN 978-3-540-73477-2.
* Glen Mackie: ''The Multiwavelength Atlas of Galaxies.'' Cambridge University Press, Cambridge 2011, ISBN 978-0-521-62062-8.

== Weblinks ==
{{Wiktionary}}
{{Commonscat|Galaxies|Galaxie}}
* Volker Springel: {{Webarchiv | url= http://www.mpa-garching.mpg.de/mpa/pub_resources/pop_science/physik_journal_galaxien.pdf | wayback= 20120202143004 | text=''Die Entstehung der Galaxien.''}} In: ''Physik Journal.'' 2, Nr. 6, 2003, S. 31–37. (PDF; 1,4&nbsp;MiB)
* [http://hubblesite.org/gallery/album/galaxy_collection/ Bilder verschiedener Galaxien] bei ''Hubblesite.org''
* [http://www.spacetelescope.org/images/archive/category/galaxies/ Weitere Bilder verschiedener Galaxien] bei ''Spacetelescope.org''
* [http://www.atlasoftheuniverse.com/ www.atlasoftheuniverse.com] – 3D-Karten des Weltalls in verschiedenen Maßstäben
* [http://www.flug-ins-all.de/weltraum/galaxien Zusammenfassung] bei ''www.Flug-ins-all.de''
* [http://www.galaxyzoo.org/ www.galaxyzoo.org] – Communityprojekt zur Kategorisierung von Galaxien (engl.)
'''Videos:'''
* {{Alpha Centauri|19}}
* {{Alpha Centauri|37}}
* {{Alpha Centauri|59}}
* {{Alpha Centauri|185}}

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Navigationsleiste Struktur Universum}}

{{Normdaten|TYP=s|GND=4057375-8}}

[[Kategorie:Galaxie]]