Sternsysteme
Sternsysteme,allg. Bez. für versch. große Sterngruppen, deren physikal., v. a. gravitative gegenseitige Beeinflussung zu einer räuml. Strukturbildung geführt hat. Diese ist nach zunehmender Komplexität in der Folge Stern, Doppel- oder Mehrfachsternsystem, Galaxie, Galaxiengruppe und -haufen, Superhaufen erkennbar. Als S. werden im Rahmen dieser Hierarchie die Galaxien bezeichnet, ausgedehnte Ansammlungen von bis zu schätzungsweise einigen 100 Mrd. Sternen, die in ein interstellares Medium aus sehr verdünntem Gas und Staub (interstellare Materie) eingebettet sind. Sie bilden kosmogonisch und dynamisch eine Einheit und sind durch weite Bereiche intergalakt. Raumes voneinander getrennt. Das Sternsystem, dem die Sonne angehört, ist das Milchstraßensystem, ein Teil der lokalen Gruppe. Die nächstgelegenen extragalakt. S., die beiden Magellanschen Wolken und der Andromedanebel, können noch mit bloßem Auge wahrgenommen werden. Wegen ihrer lichtschwachen flächenhaften Erscheinung im Fernrohr wurden S. früher als Nebel bezeichnet. Mit Spiegelteleskopen können sie bis zu Größenklassen schwächer als 25^m nachgewiesen werden; von den heute über 3 Mrd. der Untersuchung zugängl. S. wurden bislang einige Tausend katalogisiert und erforscht.Nach ihrem Aussehen werden die S. in versch. Typen und Unterklassen eingeteilt. Ellipt. Galaxien (etwa 25 % aller S.) sind sehr sternenreich, zeigen keine inneren Strukturen und enthalten nur wenig oder keine interstellare Materie; kalte rote, d. h. alte Sterne dominieren. Ihr Erscheinungsbild ist das einer kreisrunden bis ellipsenförmig längl. Scheibe (im Grenzfall auch kugelförmig) mit scharfem Rand und nach innen zunehmender Helligkeit (Dichte). Linsenförmige Galaxien nehmen morphologisch eine Stellung zw. ellipt. und spiralförmigen Galaxien ein, da sie keine innere Strukturierung aufweisen, aber eine ausgeprägte Scheibenform zeigen. Die spiralförmigen Galaxien (Spiralgalaxien, -nebel), zu denen etwa 60 % aller extragalakt. S. zählen, sind weniger massereich, dafür aber leuchtkräftiger als die ellipt. Galaxien. Sie bestehen aus zwei oder mehreren um einen zentralen Kern gewundenen Spiralarmen, die in rasch rotierenden flachen Scheiben liegen und von jungen blauen Sternen und Wolken interstellarer Materie gebildet werden. Eine besondere Gruppe dieser S. bilden die Balkenspiralen mit einem balkenförmigen Kern, an dessen Enden die Spiralarme ansetzen. Bei den verhältnismäßig seltenen irregulären S. (ca. 2 % aller S.) fehlt eine deutlich ausgeprägte Symmetrieebene und das typ. Aussehen einer Rotationsfigur.Die Entfernungen der S. lassen sich mit photometr. Methoden bestimmen. Ihre Durchmesser liegen zw. etwa 2 kpc (Zwerggalaxien) und 50 kpc, die mittleren Entfernungen der S. voneinander betragen ca. 3 kpc. Manche S. bilden Doppelsysteme, die sich um ihren gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Etwa 50 % der Galaxien bilden Galaxienhaufen, die man mit den dazwischenliegenden einzelnen S. (Feldnebel) zu Superhaufen zusammenfasst. Ihre Gesamtmasse bewegt sich zw. 10¹² und 10¹⁴ Sonnenmassen. Viele S. zeigen, v. a. in ihren Kernregionen, starke Aktivitäten wie Explosionen und Materieauswurf sowie erhöhte Röntgen-, Infrarot- und Radiostrahlung. Typ. Vertreter aktiver S. sind die Seyfert-Galaxien und die Radiogalaxien. Extrem helle und aktive Kerne sehr entfernter S. sind die Quasare. - Nach der auf dem Hubble-Effekt basierenden Vorstellung von der Expansion des Weltalls bewegen sich alle Galaxien von uns (und voneinander) fort, und zwar um so schneller, je weiter sie entfernt sind.