Wodurch wird die Entwicklung von z werggalaxien bestimmt?
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Die Simulation Millennium-II entstand auf einem Supercomputer in Garching. Sie visualisiert die Entwicklung des Kosmos mit zehn Milliarden Massenpunkten unter Berücksichtigung der Dunklen Materie. An den Knotenstellen der fi­la­ ment­ar­ti­gen Struktur bilden sich Galaxienhaufen. Der gezeigte Ausschnitt hat eine Kantenlänge von rund 500 Millionen Lichtjahren und zeigt die Verhältnisse im lokalen Universum bei der Rot- Michael Boylan-Kolchin, Volker Springel et al., MPA verschiebung z = 0. Wodurch wird die Entwicklung von ­Zwerggalaxien bestimmt? Zwerggalaxien können durch äußere Einwirkungen stark verändert werden, lassen sich jedoch mit heutigen Teleskopen nur im nahen Universum beobachten. Kosmologische Simulationen zeigen, dass wesentliche Umgebungseinflüsse bereits vor Milliarden Jahren begannen und zu den heute beobachteten Galaxienklassen führten. urch die filamentartige Materiever­ Allerdings sind für Galaxien mit ge­ teilung im Universum bestehen Ver­ ringer Leuchtkraft und Flächenhelligkeit, Masse und Gravitation bestimmen die Strukturbildung bindungen zwischen un­ter­schied­li­chen den so genannten Zwerggalaxien, mit der­ Unter dem Einfluss der Gravitation bil­ D Raumregionen: Massereiche Ga­la­xien­ zeitigen Teleskopen noch keine umfas­ den sich im Laufe der Zeit immer größe­ haufen sind meist an den Knotenpunk­ senden, statistisch vollständigen Studien re Strukturen im Kosmos: Galaxiengrup­ ten solcher Filamente anzutreffen, und im frühen Universum möglich. Um den­ pen, Galaxienhaufen und sogar Superhau­ werden kontinuierlich durch einfallende noch einen Blick in ihre Geschichte und fen. Galaxien und ihre Halos aus Dunkler Galaxien und ganze Galaxiengruppen ge­ damit auch in ihre Entwicklung zu wer­ Materie sind dabei ständigen Gezeiten­ speist. Insbesondere für das nahe Univer­ fen, verwenden wir zum einen die kosmo­ kräften ausgesetzt, die umso stärker sind, sum mit Galaxien geringer Rotverschie­ logische Simulation Millennium-II, wel­ je näher sie sich an solch einer Massen­ bung, das wir in seinem gegenwärtigen che die Verteilung der Dunklen Materie ansammlung befinden. Galaxien, die sich Zustand sehen, liegen detaillierte Be­ob­ im Universum und ihre zeitliche Verände­ heute innerhalb eines Haufens aufhalten, ach­tun­gen vor, welche die Charakteristi­ rung verfolgt (sie­he Bild oben). Zum ande­ müssen sich aber bereits einige Milliarden ka großer und kleiner Galaxien in Haufen, ren nutzen wir ein Modell für die Entwick­ Jahre in der Nähe seines Vorläufers befun­ Gruppen, sowie in scheinbaren Leerräu­ lung der Gas- und Sternkomponenten der den haben, und standen somit kon­ti­nu­ier­ men genau beschreiben. Galaxien. lich unter dem Einfluss von Gezeitenkräf­ 26 Oktober 2013 Sterne und Weltraum 1 Elliptische Galaxien 0,6 ie nebenstehende Grafik vergleicht die Galaxienverteilung im Virgo-Galaxienhaufen mit Eigenschaften der Millenni- um-II-Simulation, welche die Entwicklung des Kosmos mit zehn 0,4 Milliarden Massenpunkten unter Berücksichtigung der Dunklen Materie untersucht. Zwischentypen 0 1 Millennium-II-Simulation – Massenverlust (Dunkle Materie) 0,8 hoher Massenverlust 0,6 geringer Massenverlust 0,4 0,2 mittlerer Massenverlust 0 1 Millennium-II-Simulation – Zeit innerhalb Gruppen/Haufen 0,8 lange Zeit 0,6 kurze Zeit 0,4 0,2 mittlere Zeit 0 0 0,5 1 1,5 Oben: Die anteilige radiale Verteilung von Galaxien geringer Leuchtkraft im Virgo-Haufen unterscheidet sich in Abhängigkeit vom Galaxientyp: Ellipsen sind nahe des Haufen­zen­trums viel häufiger anzutreffen als Spiralgalaxien. Die gestrichelte Linie markiert, bis zu welcher Distanz die Daten vollständig sind. Mitte: Die kosmologische Simulation Millennium-II liefert eine zur Galaxienverteilung in Haufen analoge Verteilung von Dunkle-Materie-Halos in heutigen Ga­la­xien­hau­fen. Je nach erlittenem Massenverlust seit dem ersten Einfall in eine Ga­la­xien­ gruppe ähnlich der heutigen Lokalen Gruppe wird nach hohem, mittlerem, sowie geringem Massenverlust unterschieden. Unten: Die Verteilung von Dunkle-Materie-Halos zeigt erneut ein zum Virgo-Haufen analoges Verhalten, wenn zur Unterteilung anstelle des Massenverlusts die verbrachte Zeit innerhalb von Galaxiengruppen beziehungsweise -haufen verwendet wird. Man erkennt, dass Galaxien einen zunehmend hohen Teil ihrer Dunklen Materie an den Haufen verloren haben, je dichter sie am Haufenzentrum liegen, und dabei auch eine größere Zeit in den Gruppen beziehungsweise Haufen zugebracht haben. Projizierte Entfernung zum Haufenzentrum in Megaparsec ten. Dementsprechend zeigt die Si­mu­la­ tion, dass die Dunkle-Materie-Halos sol­ Bahnbewegung nach 1,38 Milliarden Jahren 0,5 cher Galaxien bereits einen Großteil ihrer 80 Masse verloren haben. In unserer Studie Je näher zum Haufenzentrum eine Gala­ xie heute liegt, umso größer ist der bereits verlorene Anteil an Dunkler Materie, und umso mehr Zeit hat die Galaxie insgesamt in Gruppen und Haufen verbracht. Wie das Diagramm im Kasten oben zeigt, geht ­dies einher mit der bekannten Abstand in Kiloparsec finden wir einen klaren Zusammenhang: 0,0 40 0 –0,5 –0,5 0 0,5 Abstand in Megaparsec –40 80 Relation zwischen der beobachteten Gala­ xienstruktur und dem Abstand zum Hau­ fenzentrum. Elliptische Zwerggalaxien do­ minieren den Innenbereich des Haufens –80 –80 0 –40 (oben, rote Treppenlinie), während Spi­ Abst and ral- und irreguläre Zwerggalaxien in den Außenbereichen überwiegen (oben, blaue 0 in Ki 40 rsec lopa 80 –80 –40 d an st b A in 40 ec rs a op l Ki Treppenlinie). Das erscheint verständlich, da sich auch die Stern- und die Gaskompo­ Die Simulation zeigt eine Galaxie geringer Masse in einem Virgo-ähnlichen nenten der Galaxien nicht den Gezeiten­ Galaxienhaufen auf einem Orbit (siehe Inset) nahe des Haufenzentrums. kräften entziehen können. Sie sitzen ledig­ Die Galaxie wird sowohl vom Gezeitenfeld des Haufens beeinflusst als auch lich tie­fer im lokalen Gravitationspoten­ durch gelegentliche nahe Vorbeiflüge an massereichen Haufenmitgliedern, zial und sind somit weniger leicht beein­ hier repräsentiert durch den schwarzen Punkt. Der Zentralbereich der simu­ flussbar – aber immer noch leicht genug, lierten Galaxie ist blau dargestellt, die Scheibe grün, der gebundene ­Halo dass starke äußere Kräfte eine strukturelle rot, der ungebundene Halo violett und die ungebundene stellare Materie Umwandlung bewirken können. schwarz. www.sterne-und-weltraum.de Oktober 2013 27 Daniel Bialas, Astronomisches Rechen-Institut / SuW-Grafik 0,2 Anteil D Spiralgalaxien und irreguläre Typen Thorsten Lisker, ARI/ZAH / Simone M. Weinmann, Leiden Observatory / SuW-Grafik Anteil 0,8 Anteil Verteilung von Zwerggalaxien in Haufen Galaxien im Virgo-Haufen Große Galaxien Thorsten Lisker / Richard Preis / SDSS / SuW-Grafik 60 Zwerggalaxien Anteil in Prozent Galaxiengruppe Galaxienhaufen 40 20 Die Grafik zeigt die anteilige Gegenüberstellung der Galaxientypen im Virgo-Haufen (rot) und in der Galaxiengruppe um NGC 5353 (blau). Die hier verwendete Einteilung der Galaxien ist mit Beispielbildern des Sloan Digital Sky Survey illustriert und wurde von den Schülerinnen und Schülern der Astronomie-Arbeitsgemeinschaft des Helmholtz-Gymnasiums Heidelberg im Jahr 2009 selbstständig definiert. 0 Simulationen veranschaulichen, wie nicht pauschal gleichgesetzt werden mit schiedener Einflüsse im Lauf der Jahrmil­ solch ein Prozess vonstattengeht (sie­he den Vor­läu­fern der heutigen elliptischen liarden. Somit weist die heute beobachte­ Grafik im Kasten S. 27): Rotierende Schei­ Zwergga­la­xien. te Verteilung unterschiedlicher Galaxien­ bengalaxien werden dabei ganz oder teil­ In der Grafik oben ist der Galaxienin­ typen zwar auf eine Evolution von Schei­ weise in Ellipsoide umgewandelt, die halt einer Galaxiengruppe des nahen Uni­ ben- zu elliptischen Galaxien hin, aber nicht mehr nur durch Rotation, sondern versums (blau) demjenigen des Virgo-Ga­ beide sind ein Resultat von parallel statt­ vielmehr durch die ungeordnete Bewe­ la­xien­hau­fens findenden Entwicklungen in unterschied­ gung ihrer Sterne geformt werden. Dass ­Dies ist das Resultat eines Schulpro­ der Zusammenhang zwischen dem Ab­ jekts, in dem die Schülerinnen und Schü­ stand zum Zentrum und dem Massenver­ ler selbst­stän­dig Galaxienklassen defi­ Thorsten Lisker leitete von 2007 bis 2013 die lust der Halos stärker ist als derjenige mit niert und deren Vorkommen und Vertei­ Nachwuchs-Forschungsgruppe »Extragalak- der strukturellen Einteilung der Galaxien lung ausgewertet haben (siehe Literatur­ tische Astronomie« der Heidelberger Graduier- (mittlere Grafik im Kasten S. 27), lässt da­ hinweis mit QR-Code). Der Vergleich zeigt, tenschule für Fundamentale Physik. Am Zen- rauf schließen, dass auch innerhalb einer dass sternbildende Spiralgalaxien und ir­ trum für Astronomie der Universität Heidelberg Galaxienklasse noch eine Ab­stands­re­la­ reguläre Galaxien deutlich häufiger in forscht er über Zwerggalaxien. tion existiert. der Galaxiengruppe vorkommen, wohin­ Galaxienhaufen beeinflussten die ­Vorläufer heutiger Zwerggalaxien (rot) gegenübergestellt. lichen Umgebungen. gegen im Haufen Galaxien ohne junge Simone M. Weinmann forscht seit acht Jahren Sterne überwiegen. Letztere umfassen in­ im Bereich Galaxienentstehung und -entwick- teressanterweise neben elliptischen auch lung. Derzeit ist sie Postdoc an der Sternwarte Die wesentliche Erkenntnis ist, dass heu­ Spiralgalaxien. Offenbar ging das Gas­ Leiden in Holland. tige elliptische Zwerggalaxien in Ga­la­ re­ser­voir dieser Galaxien also auch oh­ xien­hau­fen bereits seit zehn Milliarden ne strukturelle Umwandlung verloren. Richard Preis leitet seit 2008 das Astrono- Jahren einen signifikanten Einfluss ihrer Das kann unter anderem der Staudruck mische Lehrzentrum am Helmholtz-Gym­na­ Umgebung erfahren. Schon damals befan­ des heißen Plasmas bewirken, das mas­ sium Heidelberg. den sie sich in Galaxiengruppen mit einer sereiche Galaxienhaufen ausfüllt und Masse, wie sie heute unsere Lokale Grup­ von den Haufengalaxien auf ihrer Bahn pe besitzt. Viele der damaligen Vorläufer­ durchflogen wird. galaxien besaßen aber vermutlich ande­ Weitere Forschungsergebnisse las­ re Eigenschaften als die heutigen stern­ sen darüber hinaus auch auf Kor­re­la­tio­ bildenden Galaxien. So ist beispielswei­ nen mit der großskaligen Umgebungs­ se aus Aufnahmen mit dem Weltraum­ dichte schließen – also der Umgebung, teleskop Hubble bekannt, dass es im da­ in die eine Gruppe oder ein Haufen ein­ maligen Universum viel mehr klumpige gebettet ist. Galaxien besitzen umso äl­ Strukturen mit stark konzentrierter Stern­ tere Sternpopulationen und scheinen um­ ent­ste­hungs­ak­ti­vi­tät gab. so weiter entwickelt zu sein, je größer die­ Hingegen haben Welteninseln, die sich se Umgebungsdichte ist. ­Dies geht zurück derzeit in Gruppen befinden und denen auf die eingangs beschriebene Materie­ noch nicht soviel Umge­bungs­ein­fluss wi­ verteilung im Universum: Dort, wo schon der­fah­ren ist, einen anderen Ent­wick­ früh die Massendichte hoch war, setzten lungs­weg genom­men als die heutigen merkliche Umgebungseinflüsse auch frü­ Haufengalaxien. Sternbildende Galaxien, her ein. Die heutigen Zwerggalaxien sind wie wir sie jetzt beobachten, dürfen also gewissermaßen ein Gesamtprodukt ver­ 28 Oktober 2013 Literaturhinweise Lisker, Th. et al.: Dwarf Galaxy Popula­ tions in Present-day Galaxy Clusters – II. The History of Early-type and Latetype Dwarfs. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 432, S. 1162–1177, 2013 Lisker, Th., Preis, R.: Die Welt der Galaxien selbst erforschen: Klassifizierung und Interpretation unterschiedlicher Galaxientypen und ihrer Verteilung. Direktlink zu den didaktischen Materialien: http://goo.gl/LX5UPy Sterne und Weltraum Seit 1975 ALLES FÜR DEN AMATEURASTRONOMEN Orion® 8" (203.2mm) f/3.9 Newtonian Astrograph Reflector #8297 499.99€ Set of Orion® Q70™ Eyepieces: 26, 32, 38mm #24708 249.99€ NEW PRODUCT 2013 NEW PRODUCT 2013 Orion® UltraView™ 10x50 Wide-Angle Binoculars #9351 179.99€ Orion® 1.25" (31.75mm) SkyGlow™ Broadband Filter #5660 79.99€ Orion® EZ Finder™ Deluxe II Reflex Sight #7231 79.99€ Orion® Awesome AutoGuider Refractor Package #24770 399.99€ Orion® StarShoot™ Solar System Color Imaging Camera IV #52175 99.99€ Orion® SteadyPix™ Deluxe Camera Mount #5338 49.99€ Vertrauen 2013 Gutes Preis-/ Leistungsverhältnis Große Auswahl Umfangreiches Sortiment von preisgekrönten Produkten und Lösungen der Marke Orion. 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