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Aus Hubbles großer Entdekung, daß das Universum expandiert, folgt das sogenannte Hubble-Gesetz: Die beobachtete Rotverschiebung einer Galaxie ist ein Maß für ihre Distanz. Sehen wir zunächst von Effekten der lokalen Bewegungen der Galaxien im Raume ab, so können wir also ihre Distanzen unmittelbar aus einem beobachteten Spektrum berechnen!
Dank der technologischen Entwicklung der letzten ca. 20 Jahre ist es nun relativ einfach geworden, von einer grossen Anzahl auch schwacher Galaxien die Rotverschiebung und somit die Distanz zu bestimmen. Die Empfindlichkeit der verwendeten Geräte an den Teleskopen konnte nämlich um einen Faktor 100 gesteigert werden, so daß inzwischen die Spektren von einigen 10000 Galaxien vorliegen!
Die so beobachteten Galaxien sind über einen grossen Teil des
Himmels verteilt, man vermeidet (aus technischen Gründen) nur die
Regionen, in denen unsere Milchstrasse dominiert. Die
Winkelkoordinaten am Himmel sowie die aus den Rotvershiebungen
erechneten Distanzen der Galaxien erlauben es den Astronomen, ein Bild
der Verteilung im Raum zu rekonstruieren, entweder als
``Cone-Diagramm'' oder als
dreidimensionales Bild). Dieses Bild
kann man noch
verbessern, wenn man die lokalen Bewegungen
berücksichtigt, da ja die beobachtete Rotverschiebung streng genommen
nicht nur von der Expansion des Universums abhängt, sondern auch von
der lokalen Bewegung. Alerdings ist der durch die Expansion
verursachte Beitrag meist viel grösser, so daß es sich i.A. nur
um kleine Korrekturen handelt.
Auf Grund Einstein's allgemeiner Relativitätstheorie erwarteten die
Astronomen eine recht gleichmässige, also strukturlose, Verteilung
der Galaxien, wenn man sehr grosse Anteile des Universum
betrachtet. Es war daher eine ziemliche Überraschung, daß man in
Räumen bis zu 300 Million Lichtjahre Kantenlänge ausgeprägte
Strukturen fand! Unglücklicherweise sind diese Ergebnisse auf einem
Computer-Schirm nur unbefriedigend anschaulich darzustellen, zwei
Versuche, die aber das gleiche darstellen, zeigen nebenstehende
Figuren (``Cone-Diagramm'',
dreidimensionales Bild).
Was die Astronomen durch sorgfältige und aufwendige statistische Analyse der in solchen Diagrammen dargestellten 'Galaxienkarten' gelernt haben läßt sich in folgendem Bild zusammenfassen, daß zur Zeit auf ca. 30000 beobachteten Galaxien beruht: Die Verteilung der Galaxien wird durch grosse Leerräume (englisch: voids) bestimmt, die von den Galaxien aller Arten sehr stark gemieden werden. Sie haben oft eine fast kugelartige Erscheinungsform, weshalb man auch oft das Bild einer leeren Blase benutzt. Die Ränder dieser 'voids' werden von extrem dünnen Wänden, man kann fast sagen Häuten, gebildet, die vor allem Spiral- und irreguläre Galaxien enthalten. Durch etliche dieser Leerräume ziehen sich filigrane Ketten von Galaxien, die eine fast eindimensionale Struktur aufbauen. In Gegenden besonders hoher Galaxien-Dichte dieser 'void'-Begrenzungen findet man Gruppen und Haufen von Galaxien, welche dann oft von elliptischen und S0-Galaxien dominiert werden.
Dieses Bild ist in Wirklichkeit vermutlich noch etwas komplizierter. Durch das Studium der besonders lichtschwachen Galaxien, der sogenannten Zwerge, fanden wir zwar einerseits, daß die meisten Galaxien - groß und klein - sich in obiges Bild einordnen lassen und der Dichtekontrast zwischen den Wänden der Leerräume und den Innenbereichen enorm ist, mindestens einen Faktor 10, manchmal bis zu einem Faktor 100! Aber es gibt auch hier und dort Galaxien innerhalb der 'voids' und dies sind dann meist Zwerge.
Besonders dichte Gegenden werden also besonders oft von Elliptischen- und S0
Galaxien besetzt, weniger dichte vor allen von Spiralen und
irregulären Galaxien und die Gebiete besonders geringer Dichte
vorzugsweise von irregulären Zwerggalaxien. In wie weit diese
Verteilungen der verschiedenen Galaxientypen auch die Verteilung der
Masse im Universum wiederspiegelt ist noch nicht abschliessend verstanden.