Der "Kometenspürhund", wie ihn sein Förderer, der französische König Ludwig XV., nannte, war in der Nacht des 15. April 1779 wieder auf der Jagd: Charles Messier (1730 bis 1817) richtete eines der Fernrohre seiner Pariser Sternwarte auf die Sternbilder Virgo (Jungfrau) und Coma Berenices (Haar der Berenike), wo gerade ein Komet zu sehen war. Doch was Messier in dieser Nacht bleibenden Ruhm einbrachte, hatte nichts mit Schweifsternen zu tun, die durch das Sonnensystem vagabundieren. Er bemerkte in der angepeilten Himmelsregion drei diffuse Objekte, die zwar wie Kometen aussahen, sich aber nicht bewegten: In der nächsten Nacht standen sie noch an denselben Positionen am Firmament. Er fügte sie einer Liste hinzu, die er 1758 begonnen hatte. Diese Aufstellung sollte vermeiden, daß er eines dieser stationären nebelhaft erscheinenden Himmelsobjekte versehentlich mit einem neu auftauchenden Kometen verwechselte. Von den 109 Objekten, die er unter Mithilfe von Pierre Méchain (1744 bis 1804), einem anderen Kometenjäger, auflistete, liegen allein 13 im Grenzgebiet von Coma Berenices und Virgo. Noch heute werden alle diese Nebelflecken mit einem M – für Messier – und einer Zahl bezeichnet (beispielsweise ist M1 ein Supernova-Überrest und M109 eine Spiralgalaxie).

Wie es oft in der Astronomie geschieht, hatte Messier zufällig etwas entdeckt, was er eigentlich gar nicht gesucht hatte: in diesem Falle einen Galaxienhaufen, also eines jener massereichsten Gebilde überhaupt, die durch ihre eigene Schwerkraft zusammengehalten werden. Im Gegensatz zu Galaxiengruppen, die bis zu etwa zehn Sternsysteme enthalten, weisen Galaxienhaufen zum Teil mehr als tausend Mitglieder auf. Ihre Masse entspricht typischerweise der von einer Billiarde Sonnen. Damit enthält ein solcher Haufen den zehnmillionsten Teil der Gesamtmasse des sichtbaren Universums; und im Verhältnis zu einem Menschen ist ein Galaxienhaufen massereicher als ein Mensch im Verhältnis zu einem subatomaren Teilchen.

In zweierlei Hinsicht ist ein Galaxienhaufen die kleinste Einheit, die Astronomen untersuchen müssen, um Aussagen über das gesamte Universum treffen zu können. Denn erstens enthält er Sterne und Galaxien aller Alters- und Entwicklungsstufen, so daß er eine einigermaßen repräsentative Stichprobe des kosmischen Materials darstellt – einschließlich der noch rätselhaften Dunklen Materie, die nicht direkt sichtbar ist, sich aber durch die schnelle Bewegung der Himmelskörper verrät. Zweitens hängen – vermittelt durch die weit reichende Gravitationskraft – die Größe der Galaxienhaufen und die Zeitskala, auf der sie sich bilden, direkt mit der strukturellen Entwicklung des gesamten Weltalls zusammen. Darum eröffnet die Untersuchung der Galaxienhaufen den Astronomen Einblicke in drei der bedeutendsten Problemfelder der Kosmologie: die Zusammensetzung, die Strukturbildung und die künftige Entwicklung des Universums.

Wenige Jahre nach Messiers Beobachtungen begannen die Geschwister William (1738 bis 1822) und Caroline Herschel (1750 bis 1848) in England mit genaueren Beobachtungen der Messier-Objekte. Mit ihrem Teleskop, das viel lichtstärker als das ihres französischen Kollegen war, fanden sie mehr als 2000 neue Nebelflecken – allein 300 davon im Virgo-Haufen. William und seinem Sohn John (1792 bis 1871) fielen deren gehäufte Anordnung auf, sie vermochten sie aber mit dem damaligen Wissensstand nicht zu erklären. Eine Lösung war auch dann noch nicht in Sicht, als der amerikanische Astronom Edwin P. Hubble (1889 bis 1953) Anfang der zwanziger Jahre unseres Jahrhunderts durch Beobachtungen auf dem Mount Wilson in Kalifornien zeigte, daß es sich bei einem Teil von ihnen um Objekte außerhalb des Milchstraßensystems handelt. Für diese extragalaktischen Welteninseln bürgerte sich später der Name Galaxien ein (nach dem griechischen Wort für Milchstraße).

Ein anderes Rätsel tauchte um 1935 auf, als die Astronomen Fritz Zwicky (1898 bis 1974) und Sinclair Smith die Geschwindigkeiten ermittelten, mit denen sich die Galaxien des Virgo-Haufens und des etwas entfernteren Coma-Haufens von uns fortbewegen. Die gemessenen Fluchtgeschwindigkeiten streuten deutlich um die Mittelwerte des jeweiligen Haufens. Nun war zwar zu erwarten, daß sich die Sternsysteme in ähnlicher Weise um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen wie die Planeten um die Sonne; aber die Streuung war etwa hundertfach größer als man aus der Gesamtmasse des Haufens erwarten würde, die sich aus der Leuchtkraft aller Galaxien darin ableiten ließ. Nur unter der Annahme eines überwiegenden Anteils einer nicht sichtbaren, sogenannten Dunklen Materie konnten die Forscher verstehen, warum die Galaxien sich nicht längst voneinander entfernt hatten. Doch woraus sollte die Dunkle Materie bestehen, die den Haufen mit ihrer Schwerkraft zusammenhält?

Diese Fragen beschäftigen die Astronomen noch heute. Die klumpige Verteilung der Galaxien wurde noch rätselhafter, als man Mitte der sechziger Jahre die kosmische Hintergrundstrahlung entdeckte. Dieser Mikrowellenhintergrund ist gewissermaßen das Nachglühen des Urknalls, und er stammt aus einer Zeit, als sich die Elementarteilchen gerade zu Atomen zusammengelagert hatten. Inhomogenitäten in dieser Hintergrundstrahlung enthalten somit Informationen über die Materieverteilung im damaligen Kosmos, lange bevor sich die ersten Sterne und Galaxien gebildet hatten. Die beobachteten Abweichungen von einer isotropen Verteilung sind jedoch viel zu gering, als daß sich daraus über die Gravitation der bekannten sichtbaren Masse die heute vorliegende klumpige Struktur im Universum hätte entwickeln können. Die Dunkle Materie könnte auch dieses Rätsel lösen helfen. Doch nach wie vor ist nicht bekannt, wie die kosmische Strukturbildung im einzelnen abgelaufen sein könnte (Spektrum der Wissenschaft, September 1986, Seite 78). Und selbstverständlich ist es höchst unbefriedigend, von mehr als 90 Prozent der kosmischen Materie nicht zu wissen, woraus sie besteht (Spektrum der Wissenschaft, Februar 1987, Seite 104).

Angespornt von diesen offenen Fragen haben die Astronomen in den vergangenen 40 Jahren die Erforschung der Galaxienhaufen mit großem Beobachtungsaufwand vorangetrieben. Nachdem am Mount-Palomar-Observatorium in Kalifornien in den fünfziger Jahren der gesamte Nordhimmel photographiert worden war, durchsuchte George Abell alle ungefähr 800 Photoplatten, die das Gebiet außerhalb des Milchstraßenbandes zeigen, und erstellte so den ersten umfangreichen Katalog mit etwa 2000 Galaxienhaufen. Heute kennt man weit über zehntausend solcher Objekte.

Vor etwa 30 Jahren dachten die Astronomen, sie würden die wichtigsten Eigenschaften der Galaxienhaufen kennen. Demnach sollten riesige Mengen Dunkler Materie die sich bewegenden Sternsysteme mit ihrer Schwerkraft zusammenhalten. Aber dann machte Ende 1970 der amerikanische Satellit Uhuru der Astronomie einen neuen Wellenlängenbereich zugänglich: die Röntgenstrahlen. Der am Jahrestag der Unabhängigkeit Kenias vor der Küste des ostafrikanischen Landes gestartete Satellit – dessen Name in der dortigen Amtssprache "Freiheit" bedeutet – führte die erste vollständige Durchmusterung des Himmels im Röntgenbereich durch. Edwin M. Kellogg, Herbert Gursky und Mitarbeiter der Firma American Science and Engineering in Massachusetts beobachteten den Coma- und den Virgo-Galaxienhaufen und entdeckten die Röntgenstrahlung eines dünnen, 25 Millionen Grad heißen Gases, das den Raum zwischen den Sternsystemen erfüllt.



Dunkle Materie sichtbar gemacht


Da dieses Gas im normalen Licht unsichtbar ist, war ein Teil der rätselhaften Dunklen Materie gefunden – er macht etwa 20 Prozent von ihr aus, so daß darauf ein größerer Masseanteil entfällt als auf die sichtbare Komponente der Galaxien. Deswegen ist der Begriff Galaxienhaufen eigentlich unzutreffend; vielmehr handelt es sich im wesentlichen um riesige Gaswolken, in denen Sternsysteme eingebettet sind wie die Kerne in einer Wassermelone (siehe Spektrum der Wissenschaft, Januar 1979, Seite 16).

Nach Uhuru haben weitere Röntgensatelliten – Einstein, ROSAT sowie ASCA (Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics) – die Beobachtungen verfeinert. Unser Team hat hauptsächlich mit ROSAT gearbeitet, dem ersten abbildenden Röntgenteleskop, dessen Aufnahmen sich für die Untersuchung ausgedehnter diffuser Objekte hervorragend eignen. Die Erforschung von Galaxienhaufen war ein Schwerpunkt des ROSAT-Beobachtungsprogramms, der viele bedeutende Ergebnisse erbrachte.

Die Röntgenkarte des Coma-Haufens zeigt eine nahezu runde Ansammlung von Gas mit einigen lokalen Verdichtungen, die auf optischen Bildern als Gruppen von Galaxien, also quasi als Minihaufen erscheinen. Von südwestlicher Richtung bewegt sich eine Gruppe auf das Haufenzentrum zu, andere haben bereits einen Platz im Haufen eingenommen. Ganz anders der Virgo-Haufen: Bis auf seinen Zentralbereich ist er unregelmäßig geformt, und die ebenfalls zu erkennenden helleren Flecken sind auf einzelne Galaxien und nicht auf lokale Verdichtungen des Haufengases zurückzuführen (siehe Bilder auf Seite 68).

Untersuchungen wie diese weisen darauf hin, daß Haufen aus Verschmelzungen von kleineren Galaxienansammlungen hervorgehen. Die Unterstrukturen des Coma-Haufens sind vermutlich Galaxiengruppen, die schon früher in den Haufen eingestürzt sind, die aber noch nicht durch die Gezeitenkräfte des Haufens zerrissen wurden. Der Virgo-Haufen befindet sich offensichtlich noch in einer frühen Entwicklungsphase, sammelt noch reichlich neue Sternsysteme ein und wird erst in einigen Milliarden Jahren wie der Coma-Haufen aussehen. Diese moderne Sicht der Galaxienhaufen als nach wie vor wachsende und sich strukturierende Gebilde unterscheidet sich deutlich von der Vorstellung, die man noch vor 30 Jahren hatte.



Aufschlußreiche Temperaturmessungen



Theoretischen Überlegungen zufolge hängt die Temperatur des Gases im Zentrum eines Galaxienhaufens, der bereits einen Gleichgewichtszustand erreicht hat, allein von der Haufenmasse ab. Die Temperatur ist nämlich ein Maß für die gravitative Anziehungskraft des Haufens, denn die hohe Gastemperatur bildet über den Gasdruck eine Gegenkraft zur Gravitation und verhindert, daß das Gas einfach in das Zentrum des Haufens absinkt. Aufgeheizt wird das Gas durch das beständige Aufsammeln und Hereinstürzen neuer Materie. In einem typischen Galaxienhaufen mit etwa einer Billiarde Sonnenmassen beträgt die Gleichgewichtstemperatur des Gases 75 Millionen Grad – aber es gibt auch welche, die das Doppelte an Masse und die dreifache Temperatur aufweisen. In einer Galaxiengruppe hingegen, die lediglich rund 50 Billionen Sonnenmassen in sich vereint, ist das Gas nur zehn Millionen Grad heiß.

Nachdem die Astronomen in den frühen achtziger Jahren die ersten guten Röntgenkarten von Galaxienhaufen gewonnen hatten, versuchten sie auch die Temperaturverteilung des Gases zu messen. Dies ist eine ungleich aufwendigere Aufgabe, denn dazu wird für eine Vielzahl von Punkten im Haufen ein Röntgenspektrum benötigt. Und so ließ der erste Erfolg bis 1994 auf sich warten.

Es zeigte sich, daß gewaltige Kräfte am Werk sind, wenn sich Galaxienhaufen bilden. In der Röntgenkarte des Haufens Abell 2256 zum Beispiel sind zwei Maxima zu erkennen (siehe Bild auf der gegenüberliegenden Seite). Die Helligkeitsverteilung um das weiter westlich gelegene Maximum ist etwas länglich, und die Temperatur weist dort Werte auf, wie man sie von Galaxiengruppen erwartet. Weiterhin erscheinen senkrecht zur Verbindungslinie der beiden Maxima zwei heiße Bereiche. Dies sind alles Indizien dafür, daß eine Gruppe von Galaxien in den Haufen eingedrungen ist, sich dessen Zentrum nähert und dabei wie ein Schneepflug das Gas zur Seite drängt. Wo die beschleunigten Gasmassen auf ungestörte Materie treffen, heizen sie sich und ihre Umgebung auf. Diese Interpretation wird durch Computersimulationen unterstützt: In einigen hundert Millionen Jahren sollte die Galaxiengruppe die Mitte von Abell 2256 erreicht haben. Gegenwärtig beobachtet man also eine noch frühe Phase des Verschmelzungsprozesses.

Eine spätere Phase ist in dem Haufen Abell 754 zu beobachten: Sein optisches Bild zeigt zwei Haufenzentren, und in der Röntgenkarte ist eine balkenförmige Struktur zu erkennen, von der heißes Gas auszuströmen scheint. Das eine Zentrum liegt innerhalb des Balkens, das zweite, welches von einer eingedrungenen Gruppe stammt, am Ende des heißen Gasstroms.

Die Theoretiker erklären diese Phänomene mit folgendem Bild: Man stelle sich vor, die Gruppe sei ein mit Wasser und einigen Kieselsteinen gefüllter Luftballon; das Wasser sei das Gas, und die Steinchen seien die Galaxien. Nun werfe man den Ballon in einen Swimmingpool, der den Galaxienhaufen darstelle. Beim Auftreffen auf die Wasseroberfläche platzt der Ballon; sein Wasserinhalt verteilt sich nur langsam an der Oberfläche, aber die Kieselsteine sinken zu Boden. Ähnlich verhält es sich in Abell 754, wo das Gas der Gruppe abrupt gebremst wurde, die Galaxien jedoch nahezu ungehindert durch den Haufen bis zur gegenüberliegenden Seite hindurchgeflogen sind.

Ein drittes Beispiel, der Haufen Abell 1795, zeigt das Ergebnis eines solchen Prozesses nach einigen Milliarden Jahren: eine insgesamt nahezu gleichförmige Verteilung sowohl der Galaxien als auch des Gases, welches zudem eine ungefähr konstante Temperatur aufweist. Nur im Zentrum, wo das Gas die höchste Dichte hat, ist es etwas kühler. Dies erklärt sich dadurch, daß dichtes Gas aufgrund von Wechselwirkungen zwischen den Teilchen überproportional viel Röntgenstrahlung aussendet und so Energie verliert und abkühlt.

Das abgekühlte Gas, das in Haufen wie Abell 1795 nachgewiesen wurde, müßte sich im Laufe der Jahrmilliarden im Zentrum hochentwickelter Galaxienhaufen immer mehr ansammeln – genug Material, aus dem sich eine neue Galaxie bilden könnte. Was wird aus ihm? Trotz ausgefeilter Suche sind die Forscher bisher nicht fündig geworden. Sind die bisher beobachteten Haufen noch nicht weit genug entwickelt? Oder wirbeln Galaxien, die zufällig durch das Zentrum fliegen, das kühle Gas immer wieder auf? Diese sogenannten Cooling-Flows stellen noch ein ungelöstes Rätsel dar.



Hierarchische Strukturbildung



Die drei soeben diskutierten Galaxienhaufen bilden eine Entwicklungssequenz, die wohl jeder Haufen während seines Wachstums durchläuft – durch Verschmelzung vermehrt er seine Dunkle Materie, sein heißes Gas und die Anzahl seiner Galaxien; so erhöht sich seine Masse, was in der Folge die Galaxien beschleunigt und das Gas aufheizt. Diese Prozesse sind nach Meinung der meisten Astronomen Teil einer viel umfangreicheren Sequenz, nach der die kosmische Strukturbildung verläuft: Sternhaufen schließen sich zu Sternsystemen zusammen; kleine Galaxien verschmelzen zu größeren; Galaxien bilden Gruppen, die sich wiederum zu Haufen vereinen; und künftig werden sich die Galaxienhaufen womöglich zu noch größeren Strukturen zusammenfügen. Aber vielleicht findet dieser letzte Schritt auch nicht statt, weil das Universum expandiert und die Abstände zwischen den Haufen immer größer werden.

Bezogen auf die Größe des sichtbaren Universums handelt es sich bei allen bisher diskutierten Galaxienhaufen um sehr nahe Objekte. Sie bilden, was ihre Entwicklungsstufen angeht, ein buntes Gemisch – ähnlich dem Photo einer Menschenmenge, in der alle Altersstufen vertreten sind. Durch sorgfältiges Auswerten eines solchen Photos würde es einem Außerirdischen, der noch nie zuvor Menschen gesehen hat, möglich sein, die abgebildeten Personen in einer ungefähren Alterssequenz anzuordnen. Dabei könnte er zum Beispiel die Körpergröße und die Ausprägung der Gesichtsfalten als Indikatoren verwenden.

Eine bessere empirische Grundlage zum Studium des menschlichen Alterns wären Photos von Schulklassen oder Jubiläumsfeiern, auf denen die Menschen jahrgangsweise abgebildet sind. In eine ähnlich günstige Situation können sich die Astronomen durch Beobachtung weiter entfernter Galaxienhaufen versetzen. Denn je weiter man in den Weltraum hinausschaut, desto tiefer blickt man in die kosmische Vergangenheit, so daß mit zunehmender Entfernung die Entwicklungsstufen im Mittel immer jünger werden. Von Nachteil ist allerdings, daß in großer Entfernung kaum noch Details, sondern in der Regel nur allgemeine Eigenschaften auszumachen sind.

Einer von uns (Henry) untersuchte ferne, also relativ junge Galaxienhaufen mit dem Röntgensatelliten ASCA. Er fand heraus, daß sie im Mittel kühleres Gas enthalten und somit masseärmer sind als nahe, weiter entwickelte Haufen. Dieser Befund unterstützt die These der hierarchischen Strukturbildung. Verschiedene Forscher haben die Ergebnisse verwendet, um die Evolution der Galaxienhaufen zu quantifizieren. Deren Entwicklungsgeschwindigkeit hängt, wie theoretische Simulationen zeigen, von den kosmologischen Parametern und den Eigenschaften der Dunklen Materie ab, also von der Evolution des Universums als ganzem. Das gegenwärtig vorliegende Datenmaterial weist darauf hin, daß der Kosmos ewig expandieren und nicht – nach einer Umkehrung der Bewegung – irgendwann in einem Endknall zusammenstürzen wird (siehe Kasten Seite 68).

Bis Ende nächsten Jahres werden drei neue Röntgensatelliten im Einsatz sein: die amerikanische AXAF (Advanced X-ray Astrophysics Facility), die europäische Mission XMM (X-ray Multi-mirror Mission) und die Sonde ASTRO-E aus Japan. Von ihnen erhoffen sich die Forscher Hinweise auf die bisher noch rätselhaften Komponenten der Dunklen Materie.

Doch schon jetzt gibt es erste Erkenntnisse, die vom Satelliten Extreme Ultraviolet Explorer stammen. Das extreme Ultraviolett (EUV) ist eine Form der elektromagnetischen Strahlung, dessen Photonen nur wenig energieärmer sind als Röntgenquanten. Die Strahlung wird sehr stark vom interstellaren Gas unseres Milchstraßensystems absorbiert, so daß die Astronomen überhaupt nicht erwarteten, Galaxienhaufen in diesem Spektralbereich zu detektieren. Trotzdem gelang dies kürzlich Richard Lieu von der Universität von Alabama in Huntsville, C. Stuart Bowyer von der Universität von Kalifornien in Berkeley und ihren Kollegen für fünf Haufen.

Diese Objekte leuchten hell im EUV-Bereich, was etwa ebenso überraschend war wie die erste Entdeckung der Röntgenstrahlung von Galaxienhaufen vor knapp dreißig Jahren. Zwar stammt die EUV-Strahlung teilweise von dem sehr heißen Gas, das auch die Röntgenphotonen aussendet, aber offenbar gibt es noch eine zusätzliche, kühlere Gaskomponente, für die man noch keine Erklärung hat. Es könnte sich um eine neuentdeckte, bedeutende Komponente der Dunklen Materie handeln, deren genauere Untersuchung aber wohl den künftigen Röntgensatelliten vorbehalten bleibt.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 2 / 1999, Seite 64
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