NGC

7013   7137   7217   7223   7253
7265    7318   7331   7469   7479
7497   7549   7578   7640   7720
7741   7753   7771   7805   7814

NGC 7217
Pegasus

Betrachtet man flächenhafte Strukturen in Spiralgalaxien, so benutzt man oftmals Fourierspektren, um diese Morphologie zu quantifizieren. Die hierbei untersuchte azimutale Intensitätsverteilung liefert dann Informationen, wie die verschiedenen auftretenden Helligkeitsstrukturen, bezogen auf die verschiedenen Längenskalen, verteilt sind. Das "power spectrum" (das Quadrat der Fouriertransformierten) zeigt dann in doppelt logarithmischer Darstellung linearen Verläufe mit negativen Steigungsbereichen. Für kleine Frequenzen, d.h. für große Längenskalen liegt die Steigung bei etwa -1 und im Bereich kleiner Skalen fällt der Verlauf dann stärker mit -1.6 ab.

Diesen systematischen Verlauf findet man sowohl in "grand-design" Spiralgalaxien als auch in den "flocculent spirals", zu denen die gezeigte Galaxie NGC 7217 zählt. Diese Systematik verweist auf einen allgemein wirkenden Mechanismus der Sternentstehung in Verbindung mit bekannten Turbulenzerscheinungen. Der Längenbereich, der die beiden Bereiche mit den unterscheidlichen linearen Verläufen im power spectrum trennt, ist sehr klein, er liegt bei wenigen hundert Parsec. Dies entspricht der Skalenhöhe, dem Inversen der Jeans Wellenzahl, die die maximale Länge der beobachteten Komplexe beschreibt - ein typischer Hinweis für das Auftreten von Turbulenz. Die Turbulenzen entstehen durch großräumige Gravitationswellen, die sich überlagern und deren Scherkräfte Instabilitäten bewirken. Somit können kleine Fluktuationen (Störungen) schnell mit der Zeit anwachsen und eine Abweichung vom stationären Zustand zur Folge haben.

Modellrechungen zeigen, dass auf diese Art und Weise zuerst flocculente Spiralarme entstehen, die dann über Kaskaden auf kleineren Längenskalen feinere Strukturen entstehen lassen. Die stellaren Energiequellen unterstützen diese Dynamik und sorgen so für eine weitere Untergliederung und Verfeinerung der Staubbänder und Cluster (z.B. B.G.Elmegreen et al., ApJ2003). Diese "flocculent structures" findet man nicht nur in Spiralgalaxien, sondern etwa auch bei der HI Emission in den Magellanschen Wolken oder aber bei der räumlichen Verteilung von Staubwolken in Galaxienkernen.

Hypergraph 345/3060, ST10-XME, AO7, UHC-Filter für Luminanz
L:17*10min, Dunst, schlechtes Seeing >3"

NGC  7217

150% Vergrößerung, Unscharfe Maskierung

NGC  7217