4.1. Überblick

Galaxien bilden die fundamentalen Bausteine des beobachtbaren Universums. Sie sind von den Größenordnungen ihrer physikalischen Parameter unserer Milchstraße vergleichbar, trotzdem gibt es eine Vielzahl struktureller Formen. Die Komposition reicht von Galaxien, die nahezu vollständig aus Gas bestehen bis zu Galaxien, die nur aus Sternen ohne interstellares Medium bestehen. Galaxien gruppieren sich zu Haufen und Superhaufen. Tabelle stellt die wichtigsten Parameterbereiche zusammen.
 

4.2. Strukturelle Klassifikation

Der durch die Atmosphäre und das Zodiakallicht hervorgerufene natürliche Hintergrund begrenzt die Empfindlichkeit für Objekte mit geringer Flächenleuchtkraft, wie Galaxien. Man kann daher nur die hellsten Bereiche vieler Galaxien beobachten - Auswahleffekte!

Anhand ihrer Morphologie unterscheidet man

• Elliptische Galaxien
• Linsenförmige Galaxien
• Spiralgalaxien
• Balkenspiralgalaxien
• Irreguläre Galaxien

Elliptische Galaxien erscheinen als elliptische Konzentrationen von Sternen ohne Anzeichen eines interstellaren Mediums oder von kürzlicher Sternentstehung. Man teilt sie gemäß der (projizierten) Elliptizität in die Klassen E0, E1, ... E7 ein, wobei E0 scheinbar kugelförmig sind und bei E7 die scheinbare kurze Halbachse 30% der langen Halbachse betragen. Eine Sonderform sind elliptische Riesengalaxien (Klasse cD), elliptische Galaxie mit einem großen, leuschtschwachen Halo aus Sternen.

Linsenförmige Galaxien (Typ S0) bestehen aus einer elliptischen Komponente mit einer flachen Scheibe aus Sternen ohne Anzeichen von Spiralen sowie nur geringen Anteilen interstellaren Mediums.

Spiralgalaxien haben eine zentrale elliptische Komponente ("bulge") sowie eine Scheibe aus Sternen. Zusätzlich gibt es eine dünne Scheibe aus interstellarem Medium, welches eine Spiralstruktur zeigt. Dort findet Sternentstehung statt.

Balkenspiralgalaxien weisen zudem einen prominenten zentralen Balken auf. Man unterscheidet je nach Ausbildung der zentralen Ellipse und der Spiralen die Typen Sa ... Sb ... Sc bzw. Sba ... SBb ... SBc. Die Milchstraße ist klassifiziert als Typ Sbc (Zwischentyp zwischen Sb und Sc); jüngere Studien zeigen aber die schwache Ausbildung eines Balkens.

Irreguläre Galaxien lassen sich von der Struktur keiner der bisherigen Klassen zuordnen. Sie enthalten häufig Staub und zeigen Sernbildung.
 
 

4.2.1. Elliptische Galaxien

Struktur:  die Helligkeitsverteilung elliptischer Galaxien ist im wesentlichen eine Funktion des (u. U. elliptisch verzerrten) Radius. Eine gute empirische Annäherung an gemessene Verteilungen der Flächenhelligkeit I ist gegeben mit dem de Vaucouleur'schen Gesetz:

.                     (4.1)

Die Größen re und Ie sind so gewählt, daß die Hälfte der Gesamtleuchtkraft der Galaxie innerhalb des Radius re auftritt und die Flächenhelligkeit dort den Wert Ie hat. Typische Werte sind 1 ... 10 kpc bzw. 20 ... 23 mag arcsec-2. In den äußeren Gebieten einiger Galaxien kann es zu Abweichungen von (4.1) kommen; bei Zwerggalaxien ist der Abfall u. U. stärker, bei den massereichsen elliptischen Riesengalaxien dagegen schwächer. Sowohl die Elliptizität als auch die Orientierung der Linien konstanter Helligkeit kann für eine gegebene Galaxie eine Funktion der Helligkeit sein; daraus läßt sich schließen, daß die Struktur derselben komplizierter ist, als es den Anschein hat.

Unter der Voraussetzung der Rotationssymmetrie kann man aus der Helligkeitsverteilung auf die dreidimensionale Struktur bei elliptischen Galaxien schließen; dies kann man am einfachsten am, Beispiel kugelförmiger Galaxien erläutern. Bezeichnen wir mit die dreidimnsionale Verteilung der Leuchtkraftdichte, die nur eine Funktion des Abstandes vom Zentrum r sei. Die beobachtete Flächenhelligkeit I(r) ist eine Funktion des Abstandes r von der Projektion des Zentrums an die Himmelssphäre, und ist gegeben mit dem Integral von längs der Sehlinie

,                                                 (4.2)

wobei dz ein Längenelement der Sehlinie ist. Es gilt und durch Vertauschung der Variablen erhält man für (4.2)

.                   (4.3)

Diese Gleichung läßt sich allgemein für lösen, und man erhält

.         (4.4)

Die Gleichung (4.3) ist eine Abel'sche Integralgleichung. Man bezeichnet die Transformation zwischen einer symmetrischen Verteilung und ihrer Projektion nach (4.3) und (4.4) als Abel-Transformation.

Führt man diese Transformation für elliptische Galaxien durch, so stellt man fest, daß die dreidimensionale Leuchtdichte sehr stark zum Zentrum konzentriert ist ("Galaxienkern").

Zusammensetzung: Das Spektrum einer Galaxie setzt sich aus den Spektren ihrer Mitgliedssterne zusammen. Aus verschiedenen spektralen Details (Stärken vieler Linien, breitbandige spektrale Verteilung) kann man auf die Massen, das Alter und die chemische Zusammensetzung der Sternpopulationen schließen (Populationssynthese). In Verbindung mit der Evolutionstheorie der Sterne kann man die Entwicklung der Leuchtkraft der Galaxie untersuchen.

Demnach bestehen elliptische Galaxien praktisch ausschließlich aus Sternen, welche gleichzeitig vor 10¹⁰ Jahren gebildet wurden. Die meiste Leuchtkraft stammt von Roten Riesen, der Löwenanteil der Masse aber von Sternen mit M < M_Sonne. Da metallreiche Sterne bei gleicher Leuchtkraft röter sind als metallarme, deuten Verfärbungen auf die chemische Zusammensetzung hin. In diesem Sinne gibt es eine Farb-Helligkeitsbeziehung; hellere Galaxien sind auch röter. Die metallreichen elliptischen Galaxien haben sonnenähnliche Metallizitäten, die metallärmeren einen Faktor 100 weniger. Außerdem zeigen elliptische Galaxien einen Farbgradienten so daß die zentralen Bereiche metallreicher sind.

Viele elliptische Galaxien enthalten kein interstellares Medium, obwohl ihre Sternpopulation welches produzieren müßte. Wenige zeigen Anzeichen von Sternentwicklung in ihrem Kern.

Dynamik: aus den Spektren kann man durch Doppleranalyse Geschwindigkeitsverteilungen ableiten. Die Geschwindigkeiten der individuellen Sternen bestimmen Linienbreiten, eine Rotation um das Zentrum bewirkt systematische Verschiebungen als Funktion der Position. Es zeigt sich, daß eine Rotationskomponente nicht eine Elliptizität erklärt - es gibt also keine "Rotationsellipsoiden". Rotationsgeschwindigkeiten sind oft geringer als Geschwindigkeitsdispersionen, beide liegen im Bereich von wenigen 100 km s^-1.
 

4.2.2. Spiralgalaxien

Der zentrale Bereich der Spiralgalaxien ähnelt in Struktur und Helligkeitsverteilung einer elliptischen Galaxie. Die stellare Scheibenkomponente hat eine Helligkeitsverteilung der Form

.              (4.5)

Die Flächenhelligkeit der Scheibe ist typischerweise 21 ... 22 mag arcsec^-2 und der Radius r₀ beträgt zwischen 1 und 5 kpc. Das Verhältnis der Helligkeiten von Zentralbereich und Scheibe ist etwas kleiner als 1 für den Typ Sc und etwas größer für "frühere" Typen. Die Dicke der Scheiben ist typischerweise 1.2 kpc.

Der Anteil an interstellarem Medium variiert nach Typ zwischen ca. 2% für Sa und 10% für Sc, bis zu 15% oder mehr für irreguläre Galaxien. Aufgrund von Radiomessungen ist bekannt, daß das Gas auf eine nur 200 pc dicke Scheibe begrenzt ist, welche sich allerdings erheblich über die sichtbare Scheibe hinaus ausdehnen kann. Im Zentrum gibt es ein "Loch" von wenigen kpc Durchmesser.

Zusammensetzung: der Zentralbereich ist ähnlich wie elliptische Galaxien zusammengesetzt. Die Zusammensetzung des Gases läßt sich anhand der Emission von H II - Regionen studieren. Der Metallgehalt nimmt zum Zentrum ebenfalls zu, allerdings ist die Variation zwischen Galaxien groß.

Dynamik: die Rotationskurven der Spiralgalaxien ähnelt der unserer Milchstraße. Im Zentralbereich wächst die Rotationsgeschwindigkeit proportional zum Radius ("fester Körper") und ist in der Scheibenregion nahezu konstant. "Frühere" Galaxientypen (Sa) haben höhere Geschwindigkeiten um 300 km s^-1 als spätere, um 200 km s^-1.

Spiralstruktur: die Spiralarme sind relativ helle Objekte. Einige Galaxien haben zwei ausgeprägte, durchgehende Arme, andere Galaxien viele kurze Fragmente. Die Arme öffnen sich fast immer in Gegenrichtung zur Rotation. Man sieht die Spiralstruktur am besten am interstellaren Staub, den H II-Regionen und an jungen Sternen. Staubwolken gibt es an den inneren Rändern der Spiralarme, an deren Rändern Sternentstehungsgebiete.

Die Häufigkeit der Spiralen deutet darauf hin, daß es sich um ein langlebiges Phänomen handeln muß. Neuere theoretische Studien zufolge handelt es sich um spiralige Dichtewellen, welche den Kollaps der Staubwolken und damit die Sternentstehung hervorrufen. Bewegungen innerhalb der Spiralarme lassen sich mit der 21cm-Radiostrahlung messen. Die Entdeckung der für die Dichtewellentheorie charakteristischen Geschwindigkeitsfelder steht aber noch aus. Die Ursache der Spiralen sowie der Balken ist weiterhin unklar.
 
 

     

Spiralnebel M 106 im blauen Spektralbereich (links) und im infraroten (rechts).

4.3. Massen- und Leuchtkraftbeziehungen

Die integrale Leuchtkraft L einer Galaxie bestimmt man empfindlichkeitsbedingt bis zu einem Schwellenwert der Flächenhelligkeit (z. B. 26.5 mag arcsec^-2). Damit werden integrale Leuchtkräfte eine etwas willkürliche Größe. Insbesondere die schwächer leuchtenden Außenbereiche werden oft nicht erfaßt.

Die Leuchtkraft ist für alle Galaxientypen sehr variabel, sie hängt vermutlich von der Gesamtmasse einer Galaxie ab. Ähnlich wie bei Sternen bestimmt man die Verteilungsfunktion F (L) der Galaxienzahl in Abhängigkeit ihrer absoluten Leuchtkraft pro Volumenelement. Dies ist möglich, wenn man die Entfernungen der Galaxien kennt (s. unten). Eine allgemein verwendete Verteilung ist Schechter's Verteilungsfunktion

.            (4.6)

Die Parameter F ^*, L^*, und a werden experimentell bestimmt. Nach den Beobachtungen ist a = -1.1, damit nimmt die Häufigkeit leuchtschwacher Galaxien zu. Oberhalb von L^* = -21 mag nimmt die Häufigkeit stark ab (die absolute Leuchtkraft der Milchstraße ist -20.2). Der Parameter F ^* entspricht einer Raumdichte und ist örtlich stark variabel. Die Raumdichte von Galaxien mit L > L^* beträgt 3.5 10^-3 Mpc^-3, der mittlere Abstand dieser Galaxien ca. 4 Mpc. Da die Zahl leuchtschwächerer Galaxien wesentlich höher ist, ist der mittlere Abstand von der Größenordnung der Durchmesser der Galaxien.

Die Masse der Galaxien spielen eine große Rolle für die Kosmologie. Galaxienmassen lassen sich indirekt aus ihrer Dynamik sowie der Dynamik der Galaxienhaufen bestimmen. Daraus lassen sich Masse-Leuchtkraft-Beziehungen M/L (in Einheiten der Sonnemasse und -Leuchtkraft) ableiten. In der Umgebung der Sonne ist M/L = 3.

Für elliptische Galaxien kann man die potentielle Energie - und damit die Masse - aus der aus Linienbreiten gewonnenen Geschwindigkeitsdispersion D V mit Hilfe des Virialsatzes bestimmen. Für ein System im Gleichgewicht gilt für die po-tentielle Energie U und die kinetische Energie T der Zusammenhang 2T + U = 0. Wegen der geringen Rotation ist T = M/2 (D V)². Die potentielle Energie ist gegeben mit U = -G M² / (2R). Damit ist M = 2 (D V)² R / G. Für helle elliptische Galaxien ergibt sich innerhalb von Radien R von 10 kpc Massen von bis zu 10¹³ Sonnenmassen und ein Wert M/L = 10.

In den äußeren Bereichen der Scheiben von Spiralgalaxien ist die Rotationsgeschwindigkeit - welche die kinetische Energie dominiert - unabhängig vom Abstand. Damit ist die von einem Radius R umschlossene Masse M(R) direkt zu R proportional. M/L beträgt hier je nach Typ zwischen 4 ... 8. Gesamtmassen betragen bis zu 10¹² Sonnenmassen.

Aus der Dynamik einzelner Galaxien in größeren Ansammlungen kann man auf das Vorhandensein nichtleuchtender Materie in erheblichem Ausmaß schließen. Hier ergeben sich Werte von M/L zwischen 20 ... 30, entsprechend einem mittleren Abstand zwischen Galaxien von 50 kpc. Die Dynamik der Galaxienhaufen in Superhaufen läßt auf noch höhere Werte von bis zu 200 schließen. Offenbar nimmt der Anteil nichtleuchtender Materie mit größerer Skala zu. Die Natur dieser Materie ist bislang völlig spekulativ und wird als missing mass problem bezeichnet.

Der Nachweis daß Galaxien Körper sind, welche nicht unserer Milchstraße angehören, gelang Edwin Hubble im Jahre 1924. Er konnte einzelne Sterne in der Andromeda-Galaxie (M31) und anderen auflösen und einige Sterne mit bekannter absoluter Helligkeit identifizieren und somit das Entfernungsmodul zu M31 berechnen. Damit war die Grundlage der extragalaktischen Entfernungsbestimmung gelegt. Die Zuordnung der Galaxien zu übergeordneten Strukturen erfordert eine Reihe von Methoden der Entfernungsbestimmung, die hier zunächst vorgestellt werden sollen. Den Ausgangspunkt finden extragalaktische Methoden in den innerhalb der Milchstraße verwendeten, basieren also letztendlich auf astrometrischen Parallaxen und stellarstatistischen Methoden.

• Perioden-Helligkeitsbeziehungen: diese gibt es für einige der in Abschnitt 2.6.1 vorgestellten pulsierenden Veränderlichen. Prominenteste Vertreter sind die der Population I angehörenden Cepheiden (nach d Cephei) mit absoluten Helligkeiten von M = -2 ... -7 und Perioden zwischen 1 ... 50 Tagen. Sehr ähnlich, aber absolut um 1.5 mag schwächer sind die W Virginis-Sterne der Population II. Letztere waren es, welche E. Hubble tatsächlich in M31 gemessen, aber mit den klassischen Cepheiden verwechselt hatte; es dauerte 30 Jahre bevor W. Baade den Irrtum erkannte und den Abstand zu M31 auf nunmehr 690 kpc mehr als verdoppelte. Heute gültige Perioden-Helligkeitsbeziehungen schließen die chemische Zusammensetzung ein. Man kann Entfernungsmoduln bis zu m - M = 29 mag messen und damit bis zu 6 Mpc vordringen.
• Lichtkurven von Novae: diese stellen Standardkerzen dar, sofern sie denen galaktischer Novae gleichen.
• Hellste nichtveränderliche Sterne: haben absolute Leuchtkräfte M = -10, ebenso wie
• Hellste Kugelsternhaufen.
• H II - Regionen: lassen sich bei bekanntem Winkeldurchmesser nach genauer Eichung sehr gut in Entfernungen bis m - M = 33 bzw. 40 Mpc verwenden.
• Supernovae: haben sehr große absolute Helligkeiten von M_B,max = -19.7 ± 0.3 mag (bei einer Hubble-Konstanten H₀ = 50 km s^-1 Mpc^-1; s. u.) und eignen sich daher für Entfernungen bis 1 Gpc. Bevorzugt sind Typ I Supernovae in elliptischen Galaxien, welche nur geringer Extinktion in der Muttergalaxie unterliegen. Die geringe Häufigkeit von Supernovae (1 Galaxie^-1 (100 y)^-1) wird bei großen Galaxienhaufen durch die Zahl der Mitglieder wieder aufgehoben. Mit Hilfe der Theorie der Sternatmosphären kann man nach der Methode von Baade und Wesselink die Entfernung der Supernovae auch direkt bestimmen. Der gemessene spektrale Strahlungsstrom bei einem Sterndurchmesser R und seiner Entfernung zum Beobachter r beträgt (s. Gl. 2.8) für einen Strahlungsstrom Fl an der Sternoberfläche. Ändert sich der Radius mit der Zeit, so läßt sich die Entfernung eliminieren durch den Quotienten zweier Messungen zu verschiedenen Zeiten. Anhand der Radialgeschwindigkeiten kann man andererseits durch Integration die Änderung des Radius in absoluten Einheiten ermitteln und somit für die Entfernung r lösen. Den Strahlungsstrom Fl bestimmt man aus der Theorie der Sternatmosphären.
• Helligkeiten der Galaxien: sind mit geringerer Genauigkeit als Standardkerzen verwendbar. Dazu werden morphologische Kriterien sowie statistische Eigenschaften (z. B. hellste Galaxie eines Haufens) herangezogen.
• Tully-Fisher - Relation: stellt einen Zusammenhang zwischen der über die Scheibe integrierten, auf Inklination korrigierten Dopplerbreite D V₀ der 21cm - Linie und der Masse M von Spiralgalaxien her: . Aus dem scheinbaren Durchmesser der Galaxie kann man bei bekannter Masse auf die Entfernung r schließen. Die Beziehung läßt sich anhand naher Spiralgalaxien mit bekannter Entfernung und Masse eichen.
• Kosmologische Rotverschiebung: bedeutet die systematische Zunahme der Rotverschiebung von Spektrallinien von Galaxien mit deren Entfernung. Sie wird kosmologisch duerch eine Expansion des Universums gedeutet. In der "näheren" Umgebung ist das zugrundeliegende Gesetz linear:  mit der Hubble-Konstanten H₀. Diese muß empirisch bestimmt werden und beträgt z. Z. zwischen 50 ... 70 km s^-1 Mpc^-1. Distanzschätzungen basierend auf Rotverschiebungen reichen am weitesten in das Universum.

• Gruppen: umfassen wenige Dutzend Galaxien die in engerer Gravitationsbindung stehen. Die Lokale Gruppe, welcher die Milchstraße angehört, umfaßt außerdem die etwa gleichgroße Sb-Spirale M31 und die etwas kleinere Sc-Spirale M33, sowie etwa 30 elliptische und irreguläre Zwerggalaxien. Die Lokale Gruppe hat einen Durchmesser von ca. 1.5 Mpc.
• Haufen: umfassen wenigstens 50 helle Galaxien. Die Verteilung von Galaxien in Haufen kann mit einem dem de Vaucouleur'schem ähnlichen Gesetz beschrieben werden. Aus Anpassungen ergeben sich charakteristische Radien im Bereich von 2 ... 5 Mpc. Die Zahl der Mitglieder richtet sich nach dem Radius und die Grenzgröße; große Haufen enthalten mehrere Hundert Mitglieder mit absoluten Helligkeiten M ³ -19 mag.

Es gibt ausgedehnte, irreguläre Haufen mit relativ geringer Dichte welche von hellen Spiralen dominiert werden, und dichtere, gleichmäßigere Haufen die fast ausschließlich aus E- und S0- Galaxien bestehen. Der nächste Haufen ist im Sternbild Jungfrau ("Virgo-Haufen"), irregulär und in 15 Mpc Entfernung. Der nächste reguläre Haufen ist im Sternbild Haar der Berenice ("Coma-Haufen") in etwa 90 Mpc Entfernung.
Galaxienhaufen sind Röntgenquellen. Die Strahlung wird von heißem intergalaktischem Gas mit Temperaturen zwischen 10⁷ und 10⁹ K erzeugt. Dabei sind irreguläre Galaxien kühler. Im Großen und Ganzen entspricht die Verteilung des Gases der Struktur der Haufen, seine Masse in etwa der Masse der Galaxien. Damit reicht es nicht zur Lösung des missing mass - Problems aus. Die chemische Zusammensetzung ist sonnenähnlich, damit sind die Galaxien selbst als Quellen des Gases anzusehen.
• Superhaufen: bestehen aus gravitationell gebundenen Gruppen von Galaxien mit typischen Skalen von 10 ... 20 Mpc. Die Lokale Gruppe gehört zum Lokalen Superhaufen mit dem Virgo-Haufen als prominentestem Mitglied sowie einiger Dutzend weiterer Haufen und Gruppen. Der Coma-Haufen ist Mitglied eines anderen Superhaufens.

• Großräumige Struktur: auf der Skala oberhalb der Superhaufen um 50 Mpc ist Individualität kaum noch erkennbar, vielmehr scheinen sich die Haufen zu ausgedehnten, netzartigen Strukturen an Oberflächen immenser, fast leerer "Blasen" zu befinden (Schaum). Diese Erkenntnis ist noch recht jung. Sie basiert auf ausgedehnte Surveys, bei denen die Rotverschiebung vieler tausender Galaxien in streifenförmigen Gebieten der Himmelskugel gemessen wurde. Die Rotverschiebung wird kosmologisch gedeutet und dient als Entfernungsmaß. Auf diese Weise erzeugt man Karten von keilförmigen Scheiben mit der Lokalen Gruppe am Vertex, welche die großräumige Verteilung zeigen.

4.5. Aktive Galaxien und Quasare

Galaxien zeigen vielerlei Aktivität im sichtbaren, IR- und Radiobereich. Einige haben einen außergewöhnlich hellen Kern ähnlich einer großen H II-Region, dies sind junge Galaxien mit erhöhten Sternentstehungsraten. Andere Galaxien mit hellen Kernen sind sicher alt. Andere zeigen besonders breite Spektrallinien, was auf eine hohe Geschwindigkeitsdispersion (Explosionen) hinweist. Einige zeigen Jets. Viele zeigen nichtthermische Synchrotonspektren, welche durch schnelle Elektronen in Magnetfeldern erzeugt werden.

Die Leuchtkräfte aktiver Galaxien kann sehr hoch sein, dies weist auf kurzfristige Prozesse hin. Man nimmt daher an, daß hohe Aktivität nur in begrenzten Entwicklungsstadien von Galaxien auftritt. Es gibt zwei Hauptklassen aktiver Galaxien: Seyfert-Galaxien (Spiralgalaxien) und Radiogalaxien (elliptische Galaxien).
 

4.5.1. Seyfert-Galaxien

Seyfert-Galaxien (SG) zeichnen sich durch einen sehr hellen, punktartigen Kern und ein Spektrum mit breiten Emissionslinien aus. Das Kontinuum hat eine nichtthermische Komponente mit Schwerpunkt im UV. Das Emissionsspektrum wird einer schnellen, zum Kern konzentrierten Gaskomponente zugeschrieben.
Man unterscheidet SG Typ 1 und Typ 2. Typ 1 hat breite Linien (10⁴ km s^-1) erlaubter Übergänge und mit < 10³ km s^-1 schmälere Linien verbotener Übergänge. Der Typ 2 hat grundsätzlich schmälere Linien etwa gleicher Breite. Man nimmt an, daß die broad line region des Typs 1 sich dicht am Kern befindet und die narrow line region weiter außerhalb anzusiedeln ist. Im Typ 2 versperrt das interstellare Medium den Blick auf die broad line region.
Alle SG, deren Hubble-Typ bekannt ist, sind Spiralen. Sie sind starke IR-Quellen, Typ 1 auch starke UV-Quellen, beide schwache Radioquellen. Hochvariable Emissionen kosmischer Strahlung sind erst kürzlich an SG nachgewiesen worden. Ca. 1% aller hellen Spiralgalaxien sind SG. Die Leuchtkraft der Kerne ist mit 10³⁶ ... 10³⁸ W etwa so groß wie die restliche Galaxie. Schwankungen der Leuchtkraft sind häufig.
 

4.5.2. Radiogalaxien

Die Radioemission der Radiogalaxien (RG) ist nichtthermische Synchrotronstrahlung. Mit 10³³ ... 10³⁸ W ist die Radioleuchtkraft mitunter etwa so groß wie die der restlichen Galaxie im Optischen. Das Charakteristische einer RG ist eine ausgedehnte Doppelstruktur, die an Dimension die optische Galaxie weit überschreiten kann. Einige RG zeigen Strukturen über Skalen von 6Mpc, andere (M87) nur über einige kpc.

Die Radiostrukturen stammen aus dem Galaxienkern. Die Elektronen müssen dabei kontinuierlich beschleunigt werden, um auch noch weit draußen Synchrotronstrahlung zu erzeugen. Die Flügel enthalten häufig symmetrische Konzentrationen welche auf Auswürfe des Kerns hinweisen. Außerdem findet man Jets, welche die Flügel mit dem Kern verbinden.

Quasare ("Quasistellare Radioquellen", QSO's) wurden 1963 entdeckt, als Maarten Schmidt in dem optischen Spektrum der Radioquelle 3C273 Rotverschiebungen von  entdeckte. Hohe Rotverschiebungen sind das die Quasare auszeichnende Merkmal. Im Sichtbaren erscheinen sie als zunächst als Punktquellen im Radio- bis Röntgenbereich, manche zeigen eine Doppelstruktur. Die meisten Quasare sind nur schwache Radioquellen und daher nur im Sichtbaren identifiziert. Sie gehören zu den Objekten mit den größten Rotverschiebungen bis zu z » 4. Die 121.6 nm UV Lyman-a Linie des H (im Ruhesystem) findet man häufig weit in das Sichtbare verschoben.

Interpretiert man die Rotverschiebung kosmologisch, so handelt es sich bei den Quasaren um die am "weitesten" entfernten Objekte. 3C273 hat dann eine Entfernung von 950 Mpc (H₀ = 50 km s^-1 Mpc^-1), der Quasar PKS 2000-330 mit z = 3.78 etwa 5500 Mpc. Bei diesen Entfernungen müssen die Leuchtkräfte extrem groß sein. Typische Werte liegen bei 10³⁸ ... 10⁴¹ W, etwa das Hundertfache der Leuchtkraft einer normalen Galaxie.

Die Spektren der Quasare enthalten Emissions- und Absorptionslinien. Während die Emissionslinien ausschließlich auf den Quasar zurückgeführt werden, findet man Absorptionslinien, welche vom intergalaktischen Medium erzeugt werden. Diese haben unterschiedliche Rotverschiebungen. Somit findet man bei Wellenlängen kürzer als die verschobene Lyman-a Linie einen ganzen "Wald" von Absorptionlinien ("Lyman-a forest").

Die Helligkeit der Quasare schwankt mitunter stark, innerhalb von Tagen. Daraus kann man schließen, daß die eigentlichen Quellen nicht größer als einige Lichttage bzw. einige 100 AU sind. Es gibt offenbar keine Quasare in unmittelbarer Nähe zur Lokalen Gruppe. Da man, je tiefer man in den Weltraum blickt, auch weiter in die Vergangenheit schaut, handelt es sich bei den Quasaren offenbar um ein transientens Phänomen, welches im früheren Universum viel häufiger war als heute.