Gravitationslinsen erhellen das Dunkel

DOI: 10.1002/piuz.201401368
Dunkle Materie in Galaxienhaufen
Gravitationslinsen erhellen
das Dunkel
M AT THIAS B ARTELMANN
Der Gravitationslinsen-Effekt ermöglicht es, die räumliche
Verteilung von Dunkler Materie im Innern von Galaxienhaufen
zu ermitteln. Das Projekt Clash hat neue Maßstäbe in der
Präzision gesetzt und bisherige Vermutungen über die Eigenschaften der Dunklen Materie bestätigt.
eit nicht viel mehr als einem Jahrzehnt gibt es ein kosmologisches Standardmodell, also ein physikalisches Modell für die globale Struktur des Universums und seine Entwicklung. Es ist aus einfachen, weitgehend anerkannten
Grundlagen konstruiert und steht mit der Mehrzahl der Beobachtungen des Universums in Einklang.
Das Fundament bildet Albert Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie und deren Beschreibung der Gravitation.
Diese ist wegen ihrer unbeschränkten Reichweite und der
Unmöglichkeit, sie abzuschirmen, die einzig relevante Kraft
für die Entwicklung des Universums. Darüber hinaus baut
das kosmologische Standardmodell auf zwei besonders einfachen Symmetrieannahmen auf. So sollte ein Beobachter,
der frei durch das Universum fällt, in allen Raumrichtungen
dieselben Größen messen. Ein solches Modelluniversum ist
also isotrop. Da die Isotropie ausdrücklich für jeden „Fundamentalbeobachter“ gelten soll, folgt daraus, dass ein solches Modelluniversum auch homogen sein muss.
S
INTERNET
|
Das Projekt Clash
www.stsci.edu/∼postman/CLASH
Geschichte des Gravitationslinsen-Effekts
www.einstein-online.info/vertiefung/
GravLinsenGeschichte
Homepage des Autors
www.ita.uni-heidelberg.de/research/bartelmann
Eine App für iOS zur Simulation von Gravitationslinsen
itunes.apple.com/us/app/gravlens3/id318275930?mt=8
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Online-Ausgabe unter:
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Räumliche Homogenität und Isotropie waren die Symmetrieannahmen, die zuerst der russische Mathematiker
Alexander Friedman bei der Konstruktion kosmologischer
Modelle aus der Allgemeinen Relativitätstheorie heraus zugrunde legte. Er betonte, dass er keine andere Rechtfertigung für diese Annahmen angeben könne, als dass sie mathematisch einfach seien. Die Lösungen der Einsteinschen
Feldgleichungen, die er aufgrund dieser Symmetrieannahmen erhielt, werden noch heute Friedman-Lösungen oder
Friedman-Modelle genannt.
Nur wenige Parameter kennzeichnen jedes einzelne dieser Friedman-Modelle. So bestimmt die mittlere Materiedichte im Universum die Krümmung der Raumzeit und
auch die zeitliche Entwicklung der kosmischen Expansion.
Wichtig ist, dass auch jede Form von Energie wegen E = mc2
zur Krümmung beiträgt. Es gehört zu den großen Erkenntnissen der modernen Kosmologie, dass es ein ausgezeichnetes Friedman-Modell gibt, das mit so gut wie allen Beobachtungen in Einklang ist. Deswegen wurde dieses Modell
kosmologisches Standardmodell genannt.
Strukturbildung mit Dunkler Materie
Die Parameter dieses Standardmodells sind inzwischen mit
Unsicherheiten unter einem Prozent bekannt. Erstaunlich
ist daran, dass bei weitem die meiste Materie im Universum
unsichtbar und damit von einer völlig anderen Form ist als
die gewöhnliche (baryonische) Materie, die im Wesentlichen aus Protonen, Neutronen und Elektronen besteht.
Noch erstaunlicher ist wohl, dass eine eigenartige Energieform die dominierende Komponente im Universum ist: die
Dunkle Energie (siehe Physik in unserer Zeit 2011, 42 (6),
274). Sie wirkt der Gravitation entgegen und lässt das Universum beschleunigt expandieren. In ihrer einfachsten
Form könnte sie durch die kosmologische Konstante dargestellt werden, die Einstein 1917 in seine Theorie einführte. Nach den neuesten Messergebnissen des Weltraumteleskops Planck besteht der kosmische Energieinhalt
zu 68,3 % aus Dunkler Energie, zu 26,8 % aus Dunkler
Materie und nur zu 4,9 % aus baryonischer Materie.
Aus einer wissenschaftstheoretischen Sicht ist es faszinierend, dass das kosmologische Standardmodell allein aufgrund seiner sehr einfachen Annahmen selbst dann noch
überzeugend wirkt, wenn es Materie und Energieformen
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postuliert, für die es außerhalb der Kosmologie keine Evidenz gibt.
Die Eigenschaften der Dunklen Materie lassen sich
durch astronomische Beobachtungen indirekt einschränken
(siehe Physik in unserer Zeit 2009, 40 (2), 74). Zum einen
darf sie nicht mit Licht wechselwirken. Zum anderen muss
sie in der Lage sein, aufgrund ihrer Schwerkraft kosmische
Strukturen auf so gut wie allen Skalen zu bilden, von Zwerggalaxien bis zu Superhaufen, also auf Längenskalen von einigen tausend bis zu fast einer Milliarde Lichtjahren (Abbildung 1).
Die favorisierte Hypothese besagt, dass die Dunkle
Materie aus massereichen, elektrisch neutralen Elementarteilchen besteht. Massereich bedeutet in diesem Zusammenhang vor allem, dass die Ruheenergie der Teilchen wesentlich größer ist als ihre thermisch bedingte Bewegungsenergie. Wäre das nicht der Fall, dann hätten die kleinsten
bekannten kosmischen Strukturen, wie Zwerggalaxien,
nicht zu der sehr frühen Zeit entstehen können, zu der wir
sie sehen. Vor allem hätten sie nicht als erste Strukturen
überhaupt entstehen können. Modelle zeigen, dass sich
nach dem Urknall zunächst sehr große Strukturen wie Galaxienhaufen gebildet hätten, wenn die Dunkle-Materie-Teilchen „leicht“ wären. Beobachtungen belegen aber, dass sich
erst die kleinen Strukturen und danach die großen bildeten
[11].
Da die hypothetischen Teilchen der Dunklen Materie
demnach eine vergleichsweise kleine thermische Energie
besitzen müssen, wird solche Materie in der Kosmologie
auch „kalt“ genannt. In welchem Massebereich die Teilchen
zu erwarten sind, ist schwer zu sagen und von den Modellen abhängig. Werte um 100 GeV oder mehr erscheinen
aber derzeit am wahrscheinlichsten [4].
Mit analytischen Rechnungen lässt sich zeigen, wie die
kosmische Strukturbildung im frühen Universum verlaufen
sein muss. Ausgangspunkt sind kleine Schwankungen der
Materiedichte im jungen Universum, deren Ursache wir in
den unvermeidlichen Schwankungen der Energiedichte früher Quantenfelder sehen. Gebiete etwas höherer Dichte
ziehen mit ihrer im Vergleich zur Umgebung leicht erhöh© 2014 Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim
ten Schwerkraft Materie aus ihrer Umgebung an und wachsen immer weiter. Gebremst wird dieser Vorgang nur durch
die Expansion des Raumes, wodurch sich die Dichte jener
Materie, die zum weiteren Wachstum kosmischer Strukturen zur Verfügung steht, immer weiter verringert.
Dieser Gravitationskollaps führt dazu, dass sich die Materie zusehends in kleinen Bereichen zusammenzieht, dort
komprimiert wird und die ersten Kondensationen bildet.
Mit Computersimulationen lässt sich nun die weitere Entwicklung dieser kosmischen Strukturen zu immer höheren
Materiedichten verfolgen. Diese späten Phasen der Strukturbildung sind zumindest den bisherigen Methoden analytischer Untersuchungen noch nicht zugänglich.
Solche Simulationsrechnungen kommen mittlerweile
übereinstimmend zu dem Ergebnis, dass die Verteilung der
Dunklen Materie in fertig ausgebildeten kosmischen Strukturen einem universellen radialen Dichteprofil folgen muss.
Stellt man sich etwa einen Galaxienhaufen als eine mehr
oder weniger kugelförmige Ansammlung aus Dunkler Materie vor, so muss deren Dichte vom Mittelpunkt zum Rand
hin abnehmen. Im Zentralbereich sollte sie etwa proportional zum Radius abfallen, weiter außen aber erheblich steiler, nämlich mit der dritten Potenz des Radius. Der Übergang
vom flachen zum steilen Verlauf soll in der Nähe eines sogenannten Skalenradius erfolgen. Das Verhältnis aus dem
Gesamtradius der Struktur und ihrem Skalenradius wird
Konzentrationsparameter oder kurz Konzentration genannt.
Computersimulationen finden, dass diese Konzentration
für bestimmte kosmische Strukturen charakteristische Werte haben und mit ihrer Gesamtmasse langsam abnehmen
muss. Für Galaxien sind beispielsweise Konzentrationsparameter um zehn typisch, für Galaxienhaufen solche um
fünf.
Diese spezifischen Aussagen der Computersimulationen
müssen nun mit astronomischen Beobachtungen überprüft
werden. Dabei stellt sich die Frage: Wie soll man die Dichteverteilung von Materie messen, die unsichtbar ist? Bevor
wir diese Frage beantworten, stellen wir uns die Frage, in
welchen Objekten wir das Dichteprofil wohl am ehesten
messen können.
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Abb. 1 Strukturen aus Dunkler
Materie erzeugen
ein kosmisches
Netz, in dem sich
auch die Galaxien
und Galaxienhaufen ansammeln.
Die Abbildung ist
Teil der Millennium-Simulation
[11].
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221
In diesem Zusammenhang ist die Unterscheidung zwischen Baryonen und Dunkle-Materie-Teilchen bedeutend.
Während Letztere bestenfalls sehr schwach miteinander
wechselwirken, ist Wechselwirkung unter Baryonen wesentlich stärker. Insbesondere die elektromagnetische Wechselwirkung bewirkt in Streu- und Stoßprozessen, dass sich
in baryonischer Materie ein Druck aufbaut, den die Dunkle Materie nicht kennt. Außerdem kann baryonische Materie Energie und Drehimpuls abgeben oder dissipieren, während von der Dunklen Materie angenommen wird, dass sie
im Wesentlichen dissipationsfrei ist.
Baryonische Materie kann in die Zentren von Gravitationspotentialen absinken, weil sie ihre potentielle und kinetische oder thermische Energie nach außen abstrahlen
und ihren Drehimpuls verlieren kann. Dunkle Materie kann
das nicht: Sie sammelt sich einzig durch die Gravitation an.
Wenn man von einer ursprünglich gleichförmigen Mischung
von Baryonen und Dunkler Materie ausgeht, werden sich
demnach die Baryonen in den Zentren kosmischer Strukturen anreichern und dort die Dominanz der Dunklen Materie zumindest verringern – sofern sie dafür ausreichend
Zeit haben.
Wenn man die Verteilung Dunkler Materie studieren
will, muss man sich deswegen solche Objekte aussuchen,
ABB. 2
a)
G E K R Ü M M T E R R AU M
Verräterische Lichtablenkung
Erde
Sonne
scheinbare
Position
Wirkliche
Position
b)
a) Lichtstrahlen laufen in der gekrümmten Raumzeit auf
gebogenen Bahnen. b) Das Licht ferner Himmelskörper kann
durch die gekrümmte Raumzeit einer Gravitationslinse auf
mehreren Bahnen zum Beobachter gelangen, dem der Körper
eventuell mehrfach abgebildet erscheint.
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in denen die baryonische Materie die Dichteprofile der
Dunklen Materie noch nicht verändern konnte. Galaxien
kommen dafür nicht in Frage: Schon ihr Erscheinungsbild
legt nahe, dass die Physik der baryonischen Materie entscheidend in ihren Werdegang eingegriffen hat. Wenn man
Galaxien untersucht, wird man daher in der Regel nicht
mehr solche Dichteprofile erwarten, wie sie in Computersimulationen mit allein Dunkler Materie regelmäßig entstehen. Vielmehr beobachtet man hier eine Verteilung, die
durch die Physik der baryonischen Materie erheblich verändert wurde.
Galaxienhaufen hingegen sind, schon weil sie erheblich
größer als Galaxien sind und im Lauf der kosmischen Geschichte wesentlich später entstanden, bis weit in ihr Zentrum hinein von Dunkler Materie dominiert. Ein Maß dafür
ist die sogenannte Kühlzeitskala. Sie gibt an, wie lange das
baryonische Gas etwa braucht, um durch Abstrahlung einen
nennenswerten Bruchteil seiner Energie abzugeben. Während diese Kühlzeitskala in Galaxien deutlich kürzer als das
Alter des Universums ist, ist sie fast überall in Galaxienhaufen länger: Dem Gas im Innern von Galaxienhaufen gelingt
es daher nicht, die gesamte Materieverteilung der Galaxienhaufen durch Abgabe von Energie nach außen wesentlich zu verändern.
Wenn man untersuchen will, welche Dichteprofile
Dunkle Materie in der Realität wirklich ausbildet, muss man
sich also den Galaxienhaufen zuwenden.
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Das wichtigste Instrument zu diesem Zweck ist der Gravitationslinsen-Effekt. Er ist eine Folge der Raumzeit-Krümmung, mit der die Allgemeine Relativitätstheorie die Gravitationswirkung identifiziert. Konzentrationen von Masse
und Energie krümmen die Raumzeit. Probekörper bewegen sich nicht mehr auf geraden Linien wie in einer flachen
Raumzeit, sondern auf geodätischen Linien, die der Krümmung der Raumzeit folgen müssen
Auch Lichtstrahlen verlaufen in einer gekrümmten
Raumzeit nicht mehr gerade, sondern entlang geodätischer
Linien. In der Nähe einer großen Masse werden sie so abgelenkt, als würden sie durch eine optische Sammellinse
laufen: Sie werden zu der Masse hin gebogen (Abbildung 2a;
siehe [7] für eine Einführung). Aus der endgültigen Fassung
der Theorie leitete Einstein ab, dass ein Lichtstrahl, der aus
dem Unendlichen kommend direkt am Sonnenrand vorbei
läuft und wieder im Unendlichen verschwindet, um etwa
1,7 Bogensekunden aus seiner geraden Bahn abgelenkt
wird. Bereits 1919 wurde diese Lichtablenkung während einer totalen Sonnenfinsternis gemessen und bestätigt.
Starke Gravitationslinsen können das Licht einer geeignet gelegenen Quelle auf mehreren Wegen zum Beobachter lenken und damit sogar Mehrfachbilder erzeugen (Abbildung 2b). Je näher die Lichtstrahlen dabei der Linse kommen, umso stärker werden sie abgelenkt: Die gravitative
Lichtablenkung ist differentiell und wirkt deswegen verzerrend. Im Gegensatz zu herkömmlichen optischen Sam© 2014 Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim
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Abb. 3 Der Galaxienhaufen MACS J1206.
Abb. 4 Galaxienhaufen Abell 383 (A), MACS 1149.6+2223 (B), Abell 2261 (C),
MACS 1206.2-0847 (D; [8]).
mellinsen haben Gravitationslinsen daher miserable Abbildungseigenschaften, denn sie sind stark astigmatisch.
Das erste Gravitationslinsensystem außerhalb des Sonnensystems wurde im Jahre 1979 entdeckt. Es handelt sich
um den weit entfernten Quasar QSO 0975+561, dessen
Licht auf dem Weg zu uns durch die Gravitation einer elliptischen Galaxie so abgelenkt wird, dass zwei Bilder des
Quasars entstehen, die zueinander in einem Winkelabstand
von knapp 6 Bogensekunden stehen.
Seit dieser Zeit wurden Hunderte von Gravitationslinsen
entdeckt. In vielen davon wirken Galaxien als Linsen. Aber
auch Gravitationslinsen-Effekte von Sternen wurden ebenso beobachtet wie von Galaxienhaufen.
So störend der Astigmatismus in gewöhnlichen optischen Systemen ist, so nützlich ist er bei Gravitationslinsen
auf der Suche nach der Dunklen Materie. Während eine gewöhnliche optische Sammellinse zwar ein vergrößertes,
aber sonst unverändertes Bild eines Gegenstands erzeugt,
verraten sich Gravitationslinsen gerade dadurch, dass sie
von Objekten in ihrem Hintergrund verzerrte Bilder erzeugen.
Ganz ähnlich wie in der gewöhnlichen Optik kann der
Gravitationslinsen-Effekt durch einen Brechungsindex beschrieben werden, in den die Stärke des Gravitationsfeldes
eingeht. Für die Lichtablenkung ist die Änderung (Gradient)
des Brechungsindex verantwortlich, während der Astigmatismus – und damit die beobachtbaren Ablenkungen – durch
die zweiten Ableitungen des Brechungsindex bestimmt werden. Aus den gemessenen Bildverzerrungen kann daher bestimmt werden, wie sich der gravitative Brechungsindex innerhalb einer Gravitationslinse ändert.
Wie stark verzerrend eine bestimmte Massenverteilung
wirkt, hängt aber nicht allein von ihrem Brechungsindex
ab, sondern auch davon, wo sie zwischen der Quelle und
dem Beobachter steht. Ganz ähnlich wie in der gewöhnlichen Optik wirkt eine Linse dann am stärksten, wenn sie
sich geometrisch etwa in der Mitte zwischen Quelle und Beobachter befindet. Erst wenn die Entfernungsverhältnisse in
Gravitationslinsensystemen bekannt sind, kann der Brechungsindex schließlich in eine Massendichte umgerechnet werden.
Die meisten beobachtbaren Verzerrungen sind allerdings so schwach, dass sie nur auf statistischem Wege bestimmt werden können, indem man viele Galaxienbilder zusammennimmt. Gelegentlich treten aber nahe den Zentren
von Galaxienhaufen so starke Bildverzerrungen auf, dass
langgestreckte, teils bogenförmige, teils abenteuerlich verformte Bilder sichtbar werden. Man nennt sie Arcs, Giant
Arcs oder Giant Luminous Arcs (Abbildungen 3 und 4, [8]).
Diese unterschiedlichen Phänomene werden ohne eine
scharf definierte Abgrenzung als schwacher und starker Gravitationslinsen-Effekt bezeichnet. Wenn er in einem Galaxienhaufen überhaupt auftritt, ist der starke Linseneffekt
auf die Kernbereiche des Haufens beschränkt. Der schwa-
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Abb. 5 Galaxienhaufen RXC J2248.7-4431 (z = 0,348) mit
fünffach abgebildeter Quelle bei einer Rotverschiebung von
etwa 6 [1].
Abb. 6 Massenkarte des Galaxienhaufens MACS J1206.2-0847.
Die Isokonturlinien kennzeichnen Werte gleicher, auf die
Ebene projizierter Massendichte [12].
che Linseneffekt dagegen ist bis zu großen Abständen vom
Haufenzentrum hin beobachtbar. Neben beträchtlichen Verzerrungen erzeugt der starke Linseneffekt wie erwähnt auch
Mehrfachbilder, so dass dieselbe Quelle zwei- oder mehrfach
am Himmel abgebildet erscheint (Abbildung 5, [1]). Eine
Einführung in den Gravitationslinsen-Effekt bietet [7], ein
Lehrbuch dazu ist [11], ein neuerer Übersichtsartikel ist [3].
Entfernungen werden in der Kosmologie üblicherweise durch die Rotverschiebung z ausgedrückt. Sie ist definiert
als Verhältnis von beobachteter Wellenlängenänderung zu
ursprünglicher Wellenlänge z = Δλ/λ. Ursache für die kosmologische Rotverschiebung ist die Expansion des Universums. Die Rotverschiebung eines Galaxienhaufens lässt sich
meistens recht einfach mit Spektrographen messen. Unbekannt sind dagegen oft die Rotverschiebungen der weit hinter dem Haufen stehenden Galaxien, die durch diesen als
Gravitationslinse abgebildet werden und daher verzerrt erscheinen. Diese „gelinsten“ Galaxien sind oft so lichtschwach, dass Spektren von ihnen mit vertretbarem Aufwand nicht zu gewinnen sind. Wenn man die Rotverschiebung der abgebildeten Hintergrundgalaxien nicht kennt,
kennt man auch die Entfernungsverhältnisse im Gravitationslinsensystem nicht, so dass der gemessene gravitative
Brechungsindex nicht in eine Massendichte umgerechnet
werden kann. Dies ist das vorrangige Ziel des Projekts Cluster Lensing and Supernovae with Hubble, kurz Clash [7].
meter auf, wie sie in Computersimulationen regelmäßig gefunden werden?
Im Rahmen des Clash-Projekts wurden die Zentren von
25 massereichen, bereits als starke Gravitationslinsen bekannte Galaxienhaufen mit der Wide Field Camera 3 und
der Advanced Camera for Surveys des Weltraumteleskops
Hubble beobachtet. Die gesamte Beobachtungszeit verteilte sich auf 524 Erdumläufe, was einer Beobachtungszeit von
etwa 35 Tagen entspricht. Damit ist Clash eines der umfangreichsten Beobachtungsprogramme, das je mit Hubble
durchgeführt wurde.
Die Aufnahmen erfolgten durch 16 Farbfilter, deren
Transmission jeweils auf einen engen Wellenlängenbereich
beschränkt ist. Auf diese Weise erhält man die Helligkeiten
jeder einzelnen Galaxie in 16 Spektralbereichen. Das entspricht praktisch einem groben Spektrum, aus dem sich die
Rotverschiebung der Galaxie ableiten lässt. Dank der vielen
Messpunkte erzielen wir mit diesen photometrischen Rotverschiebungen Genauigkeiten von 3 · (1+z) (in Prozent).
Ein Beispiel: Eine Galaxie bei einer Rotverschiebung um
z = 1 sehen wir zu einer Zeit, als das Universum knapp halb
so alt war wie heute. Der gemessene Wert liegt mit hoher
Wahrscheinlichkeit im Bereich 0,94 < z < 1,06. Das reicht
aus, um die Stärke von Gravitationslinsen-Effekten in Massendichten umzurechnen.
Das Blickfeld der beiden Kameras ist so klein, dass sich
damit nur die Zentren von Galaxienhaufen beobachten lassen, wo also starke Gravitationslinsen-Effekte auftreten. Damit allein wären noch keine zuverlässigen Messungen des
Dichteprofils möglich, weil der beobachtete Bereich gerade etwa die Dimension des Skalenradius aufweist. Der weitere Verlauf des Profils nach außen hin wäre damit nicht zu
ermitteln. Deswegen werden alle 25 Galaxienhaufen zu-
Clash: Ziele, Daten und Methoden
Mit Clash wollen wir die Dichteprofile einiger Galaxienhaufen so präzise wie möglich vermessen und dabei die
drängende Frage beantworten, die uns schon eingangs begegnet ist: Weist die Dunkle Materie in Galaxienhaufen tatsächlich ein solches Dichteprofil und Konzentrationspara224
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D I C H T E PRO F I L
0,1
16
ABB. 8
Bogenminuten
1
KO N Z E N T R AT I O N S PA R A M E T E R
10
10
schwacher Effekt
starker Effekt
stark und schwach
9
8
Konzentration
projiziete Massendichte/log (M /Mpc2)
ABB. 7
15
14
7
6
5
4
3
1.2
13
10
100
Radius/kpc
1000
1.5
2.5
2
3
4
5
6
Virialmasse/1015 M
Dichteprofil des Galaxienhaufens Abell 2261. Die Messdaten
(gelbe Karos: starker Gravitationslinsen-Effekt, Kreise:
schwacher Effekt) stimmen gut mit den Erwartungen aufgrund numerischer Simulationen überein (1 kpc = 3260 Lj) [5].
Konzentrationsparameter des Dichteprofils von Abell 2261.
Die Virialmasse ist ein Maß für die gesamte Masse, die durch
ihre eigene Schwerkraft zusammengehalten wird [5].
sätzlich mit großen, bodengebundenen Teleskopen beobachtet. Diese sind mit Weitwinkelkameras ausgestattet und
erlauben es, die gesamten Galaxienhaufen und ihre nähere
kosmische Umgebung zu erfassen. Die meisten dieser Weitwinkelaufnahmen für das Clash-Projekt erfolgten mit dem
japanischen Subaru-Teleskop auf dem Mauna Kea, Hawaii.
Es besitzt einen Hauptspiegel mit 8,2 m Durchmesser.
Auf diese Weise werden starke und schwache Gravitationslinsen-Effekte in allen 25 Galaxienhaufen vermessen
und in Karten der an den Himmel projizierten Massenverteilung umgerechnet. Daraus lassen sich die Dichteprofile
dieser Galaxienhaufen mit einer vorher nie erreichten Genauigkeit bestimmen.
Eine besondere Brisanz erhielt das Clash-Projekt, weil
frühere Untersuchungen ergeben hatten, dass die Konzentrationen der Dunklen Materie in massereichen Galaxienhaufen erheblich größer sein sollten als nach den numerischen Simulationsrechnungen zu erwarten wäre. Teils liegen die Abweichungen beim Zwei- bis Dreifachen.
stand vom Zentrum des Galaxienhaufens umfasst. Die Information aus dem schwachen Gravitationslinsen-Effekt aus
dem Außenbereich der Haufen dagegen muss statistisch gewonnen werden, indem über genügend viele Hintergrundgalaxien gemittelt wird. Deswegen erlaubt dieser nur eine
relativ grobe räumliche Auflösung, denn diese Mittelung
über Hintergrundgalaxien bedeutet eine Mittelung über solche Flächen am Himmel, die eine ausreichende Anzahl von
Hintergrundgalaxien enthalten. Nun ist diese Auflösungsgrenze gerade etwa so groß wie der Bereich, aus dem die
Information des starken Gravitationslinsen-Effekts stammt.
Mit anderen Worten: Wenn man Galaxienhaufen mit einem
Gitter aus Bildelementen oder Pixeln überzieht, erfordert
der schwache Linseneffekt so große Pixel, dass die gesamte Information aus dem starken Linseneffekt in einem einzigen Pixel unterkommt.
Andererseits ist die Kombination beider Effekte zur genauen Messung der Dichteprofile unerlässlich. Es kommt ja
gerade darauf an zu überprüfen, ob der flache Verlauf des
Dichteprofils im Zentrum in der Nähe des Skalenradius in
einen steilen Verlauf übergeht. Anhand der Simulationsrechnungen werden aber Skalenradien erwartet, die an den
Himmel projiziert ebenfalls etwa einer halben Bogenminute entsprechen. Wegen seiner recht groben Winkelauflösung können aus dem schwachen Gravitationslinsen-Effekt
allein kaum stichhaltige Aussagen über den Skalenradius
oder über den innersten Verlauf des Dichteprofils gewonnen werden.
Hinzu kommt, dass Galaxienhaufen häufig unregelmäßig
geformt sind. Wenn man genaue Messungen an ihnen vornehmen will, ist es deswegen kaum sinnvoll, sie als kugeloder kreisrunde Gebilde zu behandeln. Das erschwert aber
die Analyse erheblich, weil die Form der Massenverteilung
Neue Dichtekarten der Dunklen Materie
Die Beobachtungen des Clash-Projekts sind vollständig abgeschlossen, die Datenauswertung dauert aber noch an,
ebenso die Beobachtung der Galaxienhaufen mit bodengebundenen Teleskopen. Einige Ergebnisse des Programms
lassen sich aber bereits angeben.
Auf dem Weg zur genauen Vermessung der Dichteprofile aller 25 Galaxienhaufen waren einige erhebliche Schwierigkeiten zu überwinden. Der starke GravitationslinsenEffekt liefert mit seinen deutlichen Verzerrungen wichtige
Informationen, aber nur aus dem innersten Zentrum der
Galaxienhaufen. Üblicherweise ist er auf einen Bereich beschränkt, der kaum mehr als eine halbe Bogenminute Ab© 2014 Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim
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225
anderes Bild: Auch für solche Galaxienhaufen, in denen vorher besonders hohe Konzentrationsparameter gemessen
wurden, hat das Clash-Projekt Werte ergeben, die vollkommen im theoretisch erwarteten Rahmen liegen.
Damit haben die bisher analysierten Daten des ClashProjekts gezeigt, dass die Massenverteilung in großen kosmischen Strukturen so ist, wie wir es für kalte Dunkle Materie erwarten. Das ist umso erstaunlicher, als wir nicht einmal richtig verstehen, aufgrund welcher physikalischen
Prozesse diese Dichteprofile und ihre Konzentrationsparameter zustande kommen. Zwar ergeben sich solche Massenverteilungen in numerischen Simulationen, aber es ist
bisher nicht überzeugend gelungen, aus fundamentalen physikalischen Überlegungen zu erklären, wodurch die Eigenschaften der Dichteprofile festgelegt werden. Für die Versuche, diese Eigenschaften anhand von fundamentalen
Überlegungen zu verstehen, sind die neuen Messdaten von
größter Bedeutung.
Entdeckung entferntester Galaxien
Abb. 9 Galaxienhaufen MACS J1149.6+2223 mit einer Galaxie
bei z = 9,6 (im weißen Quadrat) [13].
nicht von vornherein angenommen werden kann, sondern
aus den Messungen erst erschlossen werden muss.
Um diesen Schwierigkeiten Rechnung zu tragen und
die wertvollen Daten möglichst ohne irgendwelche Vorannahmen zu analysieren, werden innerhalb des Clash-Projekts neuartige Analyseverfahren angewandt, die den starken
und den schwachen Linseneffekt zugleich verwenden. Hierfür setzen wir adaptive Rechengitter ein, deren Winkelauflösung der Stärke der gemessenen Effekte angepasst wird.
Diese Verfahren legen keinerlei Annahmen über die Form
der Massenverteilung zugrunde. Sie sind so vorurteilsfrei
wie möglich und verwenden alle verfügbaren Informationen mit einer angepassten Winkelauflösung (Abbildung 6,
[12]). An der Entwicklung dieser Verfahren war unsere Kosmologiegruppe an der Universität Heidelberg maßgeblich
beteiligt [2, 6].
Die mühsame Kombination beider Arten von Linseneffekten zahlt sich aus: In allen bisher abgeschlossenen Analysen ergaben sich Konzentrationsparameter, die gut mit
den Vorhersagen verträglich sind (Abbildungen 7 und 8,
[5]). Das ist neu und insofern besonders überraschend, als
aus bisherigen Untersuchungen regelmäßig geschlossen
worden war, dass die Konzentrationsparameter in vergleichbaren Galaxienhaufen erheblich größer sein sollten,
als aus den Simulationen zu erwarten war. Aufgrund der
enormen Datenqualität und der erheblich verbesserten, aufwändigen Analysemethoden zeigen die Clash-Ergebnisse ein
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Eine zweite Aufgabe von Clash beruht darauf, dass der Gravitationslinsen-Effekt Licht bündelt. Deshalb kann eines der
Bilder – oder auch mehrere – heller erscheinen als die Galaxie ohne Gravitationslinsen-Verstärkung. Galaxienhaufen,
die unvermeidlich als Gravitationslinsen wirken, können daher auch als gigantische kosmische Teleskope angesehen
werden, die aufgrund ihrer Licht sammelnden Wirkung einen
erheblich tieferen Blick in das ferne Universum erlauben, als
er ohne sie möglich wäre. Um auf diese Weise gefundene Objekte physikalisch charakterisieren zu können, muss man
aber wissen, um welchen Faktor sie verstärkt wurden. Dazu
dient wiederum die Kenntnis der Massenverteilungen, die
wir wie gesehen nun sehr genau ermitteln können.
Der kosmische Verstärkungseffekt ermöglichte die Entdeckung von zwei Galaxien, die ihr Licht im sehr frühen
Universum auf die Reise zu uns geschickt haben: Sie befinden sich höchstwahrscheinlich bei den Rotverschiebungen
von z = 9,6 und 10,8 und sind damit die derzeit am weitesten entfernten bekannten Galaxien (Abbildung 9, [13]).
Sie waren dementsprechend schon voll entwickelte Galaxien, als das Universum nicht älter als etwa 400 bis 500 Millionen Jahre war. Diese Information ist für die Frage, wann
und auf welche Weise sich die ersten Sterne und Galaxien
im Universum gebildet haben, von großer Bedeutung (siehe Physik in unserer Zeit 2010, 41 (3), 120).
Und schließlich liefern die lang belichteten Aufnahmen
der Zentren von Galaxienhaufen auch unschätzbares Material über die Entwicklung derjenigen Galaxien selbst, die
diesen Galaxienhaufen angehören. Ihre innere Struktur und
ihre Farbe, mit Clash in 16 Filtern beobachtet, gibt Aufschluss insbesondere über die Kühlung von Gas und die
Sternentstehung innerhalb massereicher kosmischer Strukturen. So entdeckten wir in einigen Galaxienhaufen sogenannte Brightest Cluster Galaxies mit enormen Sternentstehungsraten von bis zu 50 Sonnenmassen pro Jahr. Zum
Vergleich: In unserer Milchstraße entstehen einige wenige
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Sterne pro Jahr. Die Frage, welche Faktoren die Sternentstehungsrate in einer Galaxie bestimmen, ist zentral in Modellen zur Entwicklung dieser Sternsysteme.
Ein Test der Allgemeinen Relativitätstheorie
Mit Clash kann noch eine weitere, faszinierende Frage angegangen werden. Wir sind es aus der Newtonschen Gravitationstheorie gewohnt, dass es ein einziges Gravitationspotential gibt, dessen Gradient die Gravitationskraft ist und
das durch die Poisson-Gleichung mit der Massendichte verknüpft ist. In der Allgemeinen Relativitätstheorie erweitert
sich diese Beschreibung. Schwache Gravitationsfelder verändern nicht nur die Geometrie des Raums, sondern die
der Raumzeit. Während die räumliche Krümmung durch
das Gravitationspotential beschrieben wird, das aus der
Newtonschen Gravitationstheorie bekannt ist, tritt in der
zeitlichen Krümmung ein weiteres Potential auf. Nach
James Bardeen von der Princeton University, der diese beiden Auswirkungen schwacher Gravitationsfelder 1980 allgemein beschrieb, spricht man von den beiden Bardeen-Potentialen.
Während das übliche Newtonsche Potential die Bewegung der Galaxien in den Galaxienhaufen bestimmt, wird
die Ausbreitung von Licht durch die Summe der beiden Bardeen-Potentiale bestimmt. Im kosmologischen Standardmodell sind beide Bardeen-Potentiale gleich groß, aber in
einfachen Erweiterungen der Allgemeinen Relativitätstheorie müssen sie es nicht sein. Der Vergleich der Lichtausbreitung, die sich im Gravitationslinsen-Effekt der Galaxienhaufen zeigt, mit der Bewegung der Haufengalaxien,
die durch die Spektroskopie zugänglich wird, erlaubt daher
auch Tests der Allgemeinen Relativitätstheorie.
Eine erste Anwendung dieses Arguments auf die bisher
aufgenommenen Clash-Daten hat erbracht, dass die Bewegung von Licht und von Galaxien in den untersuchten Haufen keine Abweichungen von der Allgemeinen Relativitätstheorie anzeigt [9]. Die Genauigkeit ist noch recht gering,
aber die Methode lässt spannende Ergebnisse erwarten.
Alle Hubble-Beobachtungsdaten der Clash-Galaxienhaufen sind seit ihrer Aufnahme öffentlich zugänglich. Ihre
Analyse hat bereits wichtige Ergebnisse erbracht. Sie wurden beispielsweise bereits genutzt, um Supernovae vom Typ
Ia aufzuspüren, was ebenfalls Aufschlüsse über die Dunkle
Energie erlaubt. Auch über den Zustand des heißen, intergalaktischen Gases leistet Clash Beiträge. Erste Ergebnisse
hierzu finden Sie auf www.phiuz.de, Special Features/Zusatzmaterial zu den Heften.
© 2014 Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim
Zusammenfassung
Dem kosmologischen Standardmodell zufolge besteht bei weitem die meiste Materie im Universum aus einer unbekannten,
dunklen Substanz. Wie ist diese Dunkle Materie verteilt? Im
Rahmen des internationalen Projekts „Clash“ werden 25 massereiche Galaxienhaufen so genau wie nie zuvor beobachtet,
um ihren inneren Aufbau möglichst präzise zu entschlüsseln.
Die bisherigen Ergebnisse bestätigen das Bild der kalten Dunklen Materie, wonach die Ruheenergie der Teilchen wesentlich
größer ist als ihre thermisch bedingte Bewegungsenergie.
Stichworte
Cluster Lensing and Supernovae with Hubble, Clash, Weltraumteleskop Hubble, Gravitationslinsen-Effekt, Galaxienhaufen, Dunkle Materie, Dunkle Energie, Dichteprofile, kosmologisches Standardmodell, Friedman-Modelle.
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Der Autor
Matthias Bartelmann promovierte 1992 an der
LMU München, anschließend forschte er am
Harvard Smithsonian Center for Astrophysics in
Cambridge (USA) und dem Max-Planck-Institut für
Astrophysik in Garching. Seit 2003 ist er Professor
und Direktor am Institut für Theoretische Astrophysik der Universität Heidelberg und an dem internationalen Projekt Clash beteiligt.
Anschrift
Prof. Dr. Matthias Bartelmann, Institut für
Theoretische Astrophysik, Universität Heidelberg,
Philosophenweg 12, D-69120 Heidelberg.
[email protected].
www.phiuz.de
5/2014 (45)
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