Das Projekt GEMS - Max-Planck
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THEMEN DER WISSENSCHAFT 24 STERNE UND WELTRAUM Juli 2004 Das Projekt GEMS Licht ins Dunkel der Galaxienentwicklung VON THOMAS BÜHRKE Ein neues Forschungsprojekt macht sich die Untersuchung der Morphologie zahlreicher Galaxien bei ganz unterschiedlichen Entfernungen zur Aufgabe – ein wichtiger Schritt zum Verständnis ihrer Entwicklung. D ie Frage nach der Entstehung und Entwicklung der Galaxien steht heute im Zentrum der beobachtenden kosmologischen Forschung. Erst seit wenigen Jahren gelingt es, die Rotverschiebung (und damit die Entfernung) sehr vieler Galaxien bis in große Entfernungen sowie deren spektrale und strukturelle Eigenschaften zu ermitteln. Mit der Durchmusterung COMBO-17 haben Forscher des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA) in Heidelberg auf diesem Gebiet kürzlich einen entscheidenden Beitrag geleistet [1]; nun ist ihnen ein weiterer Durchbruch gelungen. Ein internationales Team unter Leitung des Instituts erstellte im Rahmen des Projekts GEMS (Galaxy Evolution from Morphology and Spectral Energy Distributions) die größte jemals mit dem Weltraumteleskop HUBBLE gewonnene Farbaufnahme. Sie dient zur Bestimmung der morphologischen Eigenschaften von 10 000 Galaxien, deren Rotverschiebungswerte aus COMBO-17 bekannt sind. Mit diesen Daten wollen die Astronomen herausfinden, wie sich große, unserem Milchstraßensystem ähnliche Galaxien während der letzten sieben Milliarden Jahre, also im Laufe der zweiten »Lebenshälfte« des Universums, entwickelt haben. In seinen frühen Phasen war das Universum sehr viel kleiner als heute. Die räumliche Dichte der Galaxien war somit höher und Wechselwirkungen zwischen ihnen viel häufiger. Immer wieder flogen die Galaxien eng aneinander vorbei oder verschmolzen sogar miteinander. In beiden Fällen wirkten starke GravitationsAbb. 1: Auf GEMS, der bislang größten mit dem Weltraumteleskop HUBBLE gewonnenen Farbaufnahme, sind etwa 40 000 Galaxien abgebildet. Hier ein Ausschnitt von 114 146, entsprechend 0.2 % bis 0.3 % des gesamten GEMS-Feldes. kräfte auf das interstellare Gas in den Galaxien ein, komprimierten und verwirbelten es. Das löste explosionsartig neue Sternentstehung aus, in einigen Fällen wurde wahrscheinlich auch vermehrt Staub und Gas in die Zentren der Galaxien gelenkt, wo es unter Aussenden energiereicher Strahlung in einem massereichen Schwarzen Loch verschwand. Im derzeit bevorzugten, so genannten hierarchischen Modell der Galaxienentwicklung sind diese frühen Wechselwirkungen die wesentliche Ursache für das Entstehen der heutigen großen Elliptischen Galaxien [2]. Demnach wuchsen sie zu ihrer heutigen Größe an, indem sich im jungen Universum kleinere Galaxienbausteine vereinten. Die meisten Galaxien haben demnach eine sehr ereignisreiche Entwicklungsgeschichte hinter sich – unser Milchstraßensystem nicht ausgenommen. Diese »kosmischen Biographien« gilt es nun zu entschlüsseln. Wegen der endlichen Lichtlaufzeit schaut man mit zunehmender Entfernung der Galaxien immer weiter in die Vergangenheit des Universums zurück. Die Entfernung einer Galaxie lässt sich aus der Rotverschiebung des Spektrums bestimmen. Das Spektrum enthält überdies Informationen über die Sternpopulation und die gesamte von den Sternen abgestrahlte Energie. Im Rahmen von COMBO-17 wurde diese spektrale Energieverteilung nicht aus Spektren ermittelt, sondern aus einer Vielzahl von Direktaufnahmen durch unterschiedliche Farbfilter [1]. Hierfür nutzten die Astronomen eine Weitfeldkamera, die unter Leitung des MPIA entwickelt und gemeinsam mit der ESO gebaut worden war. Seit einigen Jahren arbeitet sie am 2.2-Meter-MPG/ESOTeleskop auf La Silla. Eine speziell entwickelte Software ermittelt aus diesen Aufnahmen die Spektraltypen von Sternen und identifiziert Galaxien der Klassen E (elliptisch) bis Sc (Spiralgalaxien mit hoher Sternentstehungsrate) sowie die Star- burst-Galaxien mit ungewöhnlich hoher Sternentstehungsrate. Weiterhin lässt sich die Rotverschiebung (und damit die Entfernung) der Galaxien bis hinab zu einer Rothelligkeit von 24 mag auf einige Prozent genau bestimmen. Die Daten von COMBO-17 reichen etwa zwei Größenklassen weiter als die früher erstellten Durchmusterungen mit zuverlässigen Rotverschiebungswerten in dem entsprechenden Entfernungsbereich – folglich lassen sich innerhalb eines gegebenen Volumens (und damit zu einer gegebenen Epoche) etwa zehnmal so viele Galaxien identifizieren. Daher eignet sich dieser einmalige Datensatz dazu, die Entwicklung von Galaxien auf einer soliden statistischen Basis zu untersuchen. Diese Messdaten liefern aber nur Informationen über integrale Eigenschaften der Galaxien (Alter, Entfernung, Farbe und Leuchtkraft). Ein vollständigeres Bild der Galaxien erhält man, wenn man zusätzlich auch deren innere Struktur kennt: Wie groß sind sie? Sind ihre Sterne in einer Scheibe oder einem kugelförmige Volumen verteilt? Gibt es ausgedehnte Sternentstehungsgebiete? Zeigen die Galaxien wegen der Wechselwirkung mit anderen Galaxien eine asymmetrische Helligkeitsverteilung? Besitzen sie eine intensive zentrale Energiequelle? Satistisch relevante Antworten auf diese Fragen ergeben sich nur, wenn von einer hinreichend großen Anzahl weit entfernter Galaxien Direktaufnahmen mit sehr hoher Auflösung vorliegen. Für große Himmelsareale sind solche Aufnahmen heute innerhalb einer vernünftigen Beobachtungszeit nur mit dem Weltraumteleskop HUBBLE erhältlich. GEMS – STRATE GIE UND ANALY SE Das Feld der GEMS-Aufnahme liegt im Sternbild Fornax am Südhimmel, seine Größe beträgt 30 30 Quadratbogenminuten, entsprechend etwa der Fläche des Vollmondes (Abb. 2). Das Bild (Abb. 1) STERNE UND WELTRAUM Juli 2004 25 �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� � � � � STERNE UND WELTRAUM Juli 2004 �� �� �� �� �� �� �� setzt sich aus 78 mit der Advanced Camera for Surveys (ACS) gewonnenen Einzelaufnahmen zusammen, die jeweils in zwei Wellenlängenbereichen um 606 nm (gelb) und 850 nm (rot) gewonnen wurden. Die gesamte Belichtungszeit für das Bildmosaik in beiden Filtern betrug 150 Stunden und beanspruchte das Weltraumteleskop HUBBLE zwei volle Wochen lang! Das Feld (Abb. 2) wurde nach mehreren Kriterien ausgewählt. Zunächst einmal sollte es hinreichend groß sein, um über Inhomogenitäten im Universum (Galaxienhaufen) gemittelte Aussagen zu liefern. Gleichzeitig wurde es nach bereits erfolgten Himmelsdurchmusterungen ausgerichtet. Zunächst deckt GEMS, wie bereits erwähnt, das Feld von COMBO-17 ab (unterlegte Himmelsaufnahme in Abb. 2). Die grünlichen Flächen kennzeichnen das Himmelsfeld der GOODS-Durchmusterung (Great Observatories Origins Deep Survey). Diese Durchmusterung wurde ebenfalls mit der ACS-Kamera an Bord von HUBBLE ausgeführt. Sie umfasst ein 26 �� �� �� �� �� � �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� �� � � � � kleineres Gebiet als GEMS, geht jedoch tiefer. Das grün umrandete Areal soll demnächst im Infraroten mit dem Weltraumteleskop SPITZER beobachtet werden. Schließlich liegt das GEMS-Feld innerhalb des CHANDRA Deep Field South, das mit dem Weltraumteleskop CHANDRA mit 278 Stunden Belichtungszeit im Röntgenbereich aufgenommen wurde. Das rot umrandete Feld (oben links) zeigt das HUBBLE Deep Field zum Größenvergleich. Somit bietet dieses Areal einzigartige Forschungsmöglichkeiten, um die Eigenschaften der Galaxien vom Röntgenbereich bis zum Infraroten zu ermitteln und deren vergangene Entwicklung während Jahrmilliarden zu erforschen. Die GEMSAufnahme zeigt mehr als 40 000 Galaxien mit einzigartiger Schärfe (Abb. 4 und 5). Die Auflösung beträgt in den beiden Farbbereichen 0.055 bzw. 0.077 Bogensekunden. Im Bild einer Galaxie mit einer Rotverschiebung z = 0.75 lassen sich so noch Details von 500 pc bzw. 700 pc (1600 Lj bzw. 2300 Lj) erkennen. Damit sind große �� Abb. 2: Anordnung der nummerierten Einzelaufnahmen im GEMSFeld. Die Daten der nicht nummerierten Felder entstammen GOODS, dem Great Observatories Origins Deep Survey. Alle Aufnahmen zusammen überdecken ein vollmondgroßes Areal am Südhimmel. Oben links zum Größenvergleich das HUBBLE Deep Field. Sternentstehungsgebiete und andere typische Strukturen, deren Ausdehnung wenige kpc beträgt, deutlich erkennbar. Die hoch aufgelösten Bilder der Galaxien im GEMS-Feld gewinnen erst durch die Kombination mit den spektralen Daten der COMBO-17-Durchmusterung ihre einzigartige Aussagekraft. In einem ersten Schritt gelang es wie erhofft, insgesamt fast 10 000 Galaxien aus dem GEMSFeld mit Objekten im Katalog der COMBO17-Durchmusterung zu identifizieren. Damit war deren Rotverschiebung (und somit deren Entfernung) genau bekannt. Die Rotverschiebung ist auch deswegen von so großer Bedeutung, weil sich durch sie spektrale Eigenschaften (Farben) zu größeren Wellenlängen hin verschieben. Mit Kenntnis der Rotverschiebung lassen sich alle Farbwerte in das Ruhesystem der jeweiligen Galaxie transformieren, und erst damit werden die Galaxien miteinander vergleichbar. Schließlich will man die Galaxien im jungen Universum mit denen im heutigen vergleichen. Zur Charakterisierung der Galaxien im heutigen Universum wurden die Daten des Sloan Digital Sky Survey (SDSS) herangezogen – auch an dieser Durchmusterung ist das MPIA beteiligt [3]. Damit wurden die Voraussetzungen geschaffen, um die GEMS-Aufnahme in Hinblick auf die Entwicklung der Galaxien auszuwerten. Die Entwicklung einzelner Objekte ist zwar nicht direkt beobachtbar, da sie sich im Laufe von Jahrmillionen abspielt. Aber die Entwicklung der Galaxienpopulation lässt sich aus den Daten ableiten, da man die Eigenschaften vieler Galaxien bei verschiedenen Rotverschiebungen und damit in verschiedenen Epochen statistisch vergleichen kann. Um die Galaxienpopulation zu beschreiben, wird die Häufigkeit von Galaxien in Abhängigkeit von bestimmten Grundgrößen wie Leuchtkraft, Farbe, Größe oder morphologischen Merkmalen ermittelt. Mit GEMS/COMBO-17 liegt zum ersten Mal eine Stichprobe vor, die mit 10 000 Galaxien hinreichend groß ist, um Aus- sagen abzuleiten, die sich auf das halbe Alter des Universums in der Vergangenheit beziehen. Ein erstes Ergebnis, das die Entwicklung massereicher Galaxien betrifft, wird im folgenden Abschnitt dargestellt. Entwicklung massereicher Galaxien Galaxien können ihre in den Sternen konzentrierte Masse durch zweierlei Prozesse vergrößern: durch die laufende Bildung neuer Sterne oder durch das sukzessive Verschmelzen mehrerer kleinerer Galaxien. Die zweite Möglichkeit liegt dem hierarchischen Szenario zugrunde. Es sagt voraus, dass die heutigen massereichen Galaxien der frühen Typen auf diese Weise entstanden sind. Unter frühen Typen versteht man hier allgemein Sternsysteme mit einer zentralen sphärischen Komponente. Dies sind die Hubble-Typen E und S0 (elliptische und sphärische) sowie Sa (Spiralgalaxien mit dominantem zentralem Wulst, englisch »bulge«). Im Rahmen des hierarchischen Modells sollten Galaxien dieser Typen in den vergangenen acht Milliarden Jahren (Rotverschiebungen z < 1) weiter angewachsen sein. Diese Vorhersage überprüften Astronomen des MPIA bereits im Jahr 2002. Das zentrale Ergebnis lautete damals: Im frühen Universum trugen die irregulären und Starburst-Galaxien mit intensiver Sternentstehung 80 % der Leuchtkraftdichte im blauen Spektralbereich bei. Im Laufe der Zeit haben sich die relativen Anteile jedoch wesentlich verschoben: Heute tragen diese Galaxientypen nur noch etwa 20 % der Leuchtkraft- Abb. 3: Links – die Position des HUBBLE Ultra Deep Fields. Rechts – das Weltraumteleskop HUBBLE. �� �� �� dichte bei, während die elliptischen und frühen Spiralgalaxien dominieren. Dieses Ergebnis unterstützt zwar das hierarchische Szenario, lässt sich prinzipiell aber auch durch die Alterung der Sternpopulationen in den Galaxien und eine Rötung durch Staub erklären. Deshalb gingen die Astronomen die Frage nach der Galaxienentwicklung von einer anderen Seite an. Sie machten sich den Bebachtungsbefund zu Nutze, dass sich die Galaxien grob in zwei Gruppen unterteilen lassen: rot erscheinende Galaxien, welche die frühen Typen (E-, S0- und SaGalaxien) ohne intensive Sternentstehung beinhalten, und blaue Galaxien, zu denen vor allem Starburst- und Spiralgalaxien vom Typ Sb und Sc zählen. Darüber hinaus besteht eine interessante Relation: Mit zunehmender Leuchtkraft erscheinen die Galaxien immer röter. Dies lässt sich damit erklären, dass mit steigendem Alter die Masse der Galaxien und der Anteil der in ihnen enthaltenen schweren Elemente zunimmt. In der jüngsten Studie untersuchten die Astronomen gezielt die Entwicklung der roten Galaxien frühen Typs in Abhängigkeit von der Rotverschiebung (und damit von der Zeit). Sie stellten fest, dass sich die Farben der Galaxien im Laufe der Zeit verändern. Die Daten passen sehr gut zu der Vorstellung, dass die Sternpopulation sich selbst überlassen altert. Ein solches Altern lässt aber auch erwarten, dass die Leuchtkraft der einzelnen Galaxien und damit auch die der gesamten Population nachlässt. Im Gegensatz zu dieser Erwartung stellten die Forscher fest: Die Leuchtkraft ����� ����� �������������� ������������� ���� ��� ���� Graphik: Ernst E. von Voigt ���� ���� ��� ���� ��� ���� ����� ����� ������� ��� STERNE UND WELTRAUM Juli 2004 27 28 STERNE UND WELTRAUM Juli 2004 Abb. 4: Siebzig helle Galaxien im GEMS-Feld. Gut zu erkennen sind die Vielfalt der Formen, Größen und Strukturen – Elliptische Galaxien, Spiralgalaxien, einige davon mit ausgeprägten Balkenstrukturen – und spektakuläre Paare und Gruppen wechselwirkender Galaxien. Abb. 5: Dieser Ausschnitt aus dem GEMS-Feld zeigt zwei eindrucksvolle Paare wechselwirkender Galaxien. Ein drittes Paar ist in weit größerer Entfernung erkennbar. lg [Strahlungsdichte/(L Mpc–3)] im Blauen blieb innerhalb eines Einheitsvolumens in den vergangenen acht Milliarden Jahren (z < 1) etwa konstant (Abb. 6). Dieser Befund widerspricht solchen Modellen, nach denen sich die großen Galaxien im jungen Universum monolithisch (»auf einen Schlag«) gebildet haben und dann im Laufe der Jahrmilliarden einfach gealtert sind (obere Kurven in Abb. 6). Nimmt man aber an, dass sich die Anzahl der Sterne und ihre Gesamtmasse innerhalb der leuchtkräftigen roten Galaxien während des betrachteten Zeitraums etwa verdoppelt hat, so erhält man eine gute Übereinstimmung mit den Beobachtungen. Diese Annahme passt gut zu den 8.6 z0 = 2 Vorhersagen der hierarchischen Modelle, z0 = 3 wonach die leuchtkräftigen Galaxien im z0 = 5 Laufe der Zeit durch Verschmelzung klei8.4 nerer Galaxien entstanden sind. Die Analyse der drei Beobachtungs8.2 felder von COMBO-17 hat allerdings auch gezeigt, dass Inhomogenitäten aufgrund 8.0 der großräumigen Struktur des Universums die Gültigkeit der Aussagen erheblich einschränken. Zukünftig muss es 7.8 daher das Ziel sein, in möglichst vielen großen Himmelsfeldern bis zu großen 7.6 Rotverschiebungen vorzudringen. Diese Ergebnisse zeigen damit erstmalig, dass die Population der Sterne in 7.4 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 den Galaxien zwar kontinuierlich altert, Rotverschiebung z dass sich aber die massereichen Galaxien durch hierarchisches Verschmelzen weiZeit Heute terentwickeln. Einige Fragen bleiben offen, insbesondere die nach der Natur der Literaturhinweise roten Galaxien. Bei relativ nahen Galaxien ist erkennbar, dass es sich, wie be[1]Klaus Meisenheimer, Christian schrieben, um Systeme mit überwiegend Wolf: Zehntausende Galaxien auf alten und somit roten Sternen handelt. einen Blick. SuW 1/2002, S. 22– Bei weiter entfernten Galaxien, die keine 30. Details mehr erkennen lassen, könnten [2]Andreas Burkert, Thorsten Naab: aber auch große Staubmengen für die RöÜber den Ursprung Elliptischer Gatung verantwortlich sein. laxien. SuW 9/2001, S. 748–755. Auf der GEMS-Aufnahme wurden mit [3]Thomas Bührke: Reiche Ernte der Hilfe der COMBO-17-Daten rund 1500 GaS LOAN -Himmelsdurchmusterung. laxien im Bereich 0.65 < z < 0.75 identiSuW 10/2001, S. 830–832. fiziert und deren Morphologie bestimmt. Auf diese Weise ließ sich an Hand einer Abb. 6: Entwicklung der Leuchtkraftdichte roter Galaxien im blauen Spektralbereich. Die Werte weichen bei hohem z (in frühen Epochen) stark von Modellrechnungen ab, nach denen die Galaxien bei hohen Rotverschiebungen (z0 = 2, 3, 5) entstanden sind und danach ohne weitere Wechselwirkung langsam alterten. Dagegen bestätigen sie ein Modell einer hierarchischen Galaxienbildung in mehreren Schritten (grüne Linie). statistisch signifikanten Menge prüfen, ob sich die Morphologie der Galaxien frühen Typs im Laufe der Zeit bis heute verändert hat. Insbesondere sollte die mögliche Rolle des Staubes bei der Rötung der Galaxien untersucht werden. Die morphologische Klassifikation erfolgte zum einen automatisch mit einer speziellen Software und zum anderen visuell am Bildschirm. Die Ergebnisse waren für nahe und ferne Galaxien sehr ähnlich und zeigten, dass höchstens 13 % der roten Galaxien, wahrscheinlich aber weit weniger, durch Staub gerötet sein können. Das wesentliche Ergebnis lautet also: Schon vor etwa sechs Milliarden Jahren (z = 0.7) war die Sternentstehung in den massereichsten Galaxien abgeschlossen. Hierarchische Modelle sagen vorher, dass in Gebieten hoher Galaxiendichte die Entwicklung der Galaxien früh anfängt und zu massereichen Galaxien führt. Warum die Entwicklung aber bereits so früh abgeschlossen war, können die Modelle gegenwärtig nicht erklären. □ An den beschriebenen Arbeiten sind am MPIA beteiligt: E. F. Bell, K. Meisenheimer, H.-W. Rix, M. Barden, A. Borch, B. Häußler. Weiterhin umfasst die Kollaboration Wissenschaftler aus folgenden Instituten: Universität Bonn, Astrophysikalisches Institut Potsdam; Oxford University; Imperial College, London, University of Massachusetts, Space Telescope Science Institute, University of Arizona) Seit der Zeit seiner Dissertation am MPI für Astronomie über die Jets junger Sterne schreibt Thomas Bührke für SuW. Mittlerweile ist er freier Wissenschaftsjournalist und erfolgreicher Buchautor, und redigiert die Zeitschrift »Physik in unserer Zeit«. STERNE UND WELTRAUM Juli 2004 29
