Quelle: DLR 18. September 2024.

18. September 2024 – Astrophysiker haben die größten Plasmastrahlen eines schwarzen Lochs entdeckt, die jemals im Weltraum gesehen wurden. Schwarze Löcher sind dafür bekannt, dass sie Materie in ihrer unmittelbaren Umgebung verschlucken. Sie können aber auch große Mengen an Energie ausspucken, in Form von Strahlung oder Plasmastrahlen, den sogenannten „Jets“. Das internationale Forschungsteam mit Beteiligung von Dr. Gabriela Calistro Rivera vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) hat nun ein Jetpaar mit einer Gesamtlänge von 23 Millionen Lichtjahren entdeckt. Das entspricht der Größe von 140 Milchstraßen-Galaxien in einer Reihe. Die Plasmastrahlen schießen oberhalb und unterhalb eines supermassiven Schwarzen Lochs heraus, mit einer Leistung von mehreren Billionen Sonnen. Die Forschungsarbeit wurde am 18. September 2024 in der Fachzeitschrift „Nature“ veröffentlicht, unter der Leitung des California Institute of Technology (Caltech).

Die Jets mit dem Spitznamen „Porphyrion“ – benannt nach einem Riesen aus der griechischen Mythologie – entspringen einem Schwarzen Loch, das sich im Herzen einer weit entfernten Galaxie befindet. Zwar war es bekannt, dass Jets über die Grenzen ihrer Galaxie herausragen können. Überraschend war für die Fachwelt nun jedoch, dass Porphyrion bis in die Leerräume des Universums reicht. Zur Einordnung: Sterne sind in Galaxien zusammengefasst, Galaxien wiederum in Galaxiengruppen und Galaxienhaufen, zwischen denen sich große Leerräume befinden. Die Galaxien sind dabei wie durch ein kosmisches Spinnennetz verbunden.

Einfluss auf die Entstehung von Galaxien
„Energiereiche Strahlung und Jets von Schwarzen Löchern können das Wachstum und die Entwicklung ihrer Galaxien drastisch beeinflussen. Porphyrion zeigt, dass diese Auswirkungen ungeahnte Ausmaße annehmen und die Struktur unseres Universums beeinflussen können“, sagt Calistro Rivera.

Die neueste Entdeckung deutet darauf hin, dass die riesigen Jets im jungen Universum einen größeren Einfluss auf die Entstehung von Galaxien gehabt haben könnten als bisher angenommen. Die beiden Jets sind 7,5 Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt und stammen damit aus einer Zeit als das Universum halb so alt war wie heute. Porphyrion existierte damit bereits in einer frühen Epoche, als das Universum noch weniger ausgedehnt war und die dünnen Fäden des kosmischen Netzes enger zusammen lagen. Die Megaströme erstreckten sich damit über entsprechend größere Teile des Universums mit ihrem Einfluss.

Entdeckt wurde das Jetpaar mit Hilfe des LOFAR (LOw Frequency ARray) Radioteleskops in Europa. Das Team nutzte auch das Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) in Indien, zusammen mit zusätzlichen Daten aus dem Projekt DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) sowie das W. M. Keck Observatory in Hawai’i. Dies half den Forschenden, die richtige Wirtsgalaxie des supermassiven Schwarzen Lochs zu bestimmen, das die Jets erzeugte. Außerdem kombinierte DLR-Wissenschaftlerin Calistro Rivera diese Beobachtungsdaten und erstellte ein Modell, das die physikalischen Eigenschaften von Galaxien und Schwarzen Löchern bestimmen kann. Dank des physikalischen Modells erfuhren sie auch wie alt, wie hell und wie massiv die Galaxie ist, also wie viele Sterne sie vereint. Für das Schwarze Loch zeigte sich, dass es supermassiv und sehr aktiv ist.

Neue Erkenntnisse zu Schwarzen Löchern
Wenn supermassereiche Schwarze Löcher aktiv werden, zerrt und heizt ihre immense Schwerkraft an der umgebenden Materie. Dabei werden große Mengen an Energie freigesetzt, entweder in Form von Jets (Radiomodus) oder Strahlung im sichtbaren oder ultravioletten Bereich (Strahlungsmodus). Schwarze Löcher im Strahlungsmodus waren im jungen oder fernen Universum häufiger anzutreffen, während Schwarze Löcher mit Jets im heutigen Universum häufiger vorkommen.

„Indem wir die Beobachtungsdaten aus den verschiedenen Bereichen des elektromagnetischen Spektrum mit theoretischen Modellen verglichen haben, konnten wir mehr über die Physik in dem Schwarzen Loch und seiner Galaxie erfahren. Hier konnten wir lernen, dass die riesigen Jets in Porphyrion aus einem aktiven Schwarzen Loch im Strahlungsmodus stammen“, erklärt Calistro Rivera. Die Tatsache, dass Porphyrion von einem Schwarzen Loch im Strahlungsmodus stammt, ist eine Überraschung. Denn bisher war nicht bekannt, dass dieser Modus so große und starke Jets erzeugen kann.

Da Porphyrion in einem fernen Universum liegt, in dem Schwarze Löcher im Strahlungsmodus zahlreich vorhanden sind, deutet die Entdeckung außerdem darauf hin, dass es noch viele weitere gigantische Jets geben könnte. „Wir sehen vielleicht nur die Spitze des Eisbergs“, sagt Hauptautor der Nature-Studie Dr. Martijn Oei vom Caltech. „Unsere LOFAR-Untersuchung deckte nur 15 Prozent des Himmels ab. Und die meisten dieser gigantischen Jets sind wahrscheinlich schwer zu entdecken, daher glauben wir, dass es noch viel mehr dieser Giganten da draußen gibt.“

In einem nächsten Schritt möchte das Team besser verstehen, wie diese Megastrukturen ihre Umgebung beeinflussen, wenn sie kosmische Strahlung, Hitze, schwere Atome und Magnetfelder im Raum zwischen den Galaxien verbreiten.

Über die Studie
Die Nature-Studie „Black hole jets on the scale of the cosmic web” wurde vom Dutch Research Council, dem European Research Council, dem UK Science and Technology Facilities Council, dem UK Research and Innovation Future Leaders Fellowship und der Europäischen Union finanziert. Hauptautor ist Martijn Oei von der Universität Leiden und dem California Institute of Technology (Caltech), weitere Autoren sind Martin Hardcastle von der University of Hertfordshire, Roland Timmerman von der Durham University; Aivin R.D.J.G.I.B. Gast von der Universität Oxford; Andrea Botteon und Francesco de Gasperin vom Institut für Radioastronomie des Nationalen Instituts für Astrophysik in Italien; Antonio Rodriguez und S. G. Djorgovski vom Caltech; Daniel Stern vom Jet Propulsion Laboratory, das vom Caltech für die NASA geleitet wird; Gabriela Calistro Rivera vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) sowie Reinout J. van Weeren, Huub J.A. Röttgering und Huib T. Intema von der Universität Leiden.

Publikation
Black hole jets on the scale of the cosmic web
https://www.nature.com/articles/s41586-024-07879-y

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• Schwarze Löcher

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 17. Juni 2024.

17. Juni 2024 – Beobachtungen eines der am weitesten entfernten Schwarzen Löcher im frühen Universum mit dem Weltraumteleskop JWST zeigen: Offenbar wuchsen Schwarze Löcher bereits weniger als eine Milliarde Jahre nach dem Urknall in ähnlicher Weise wie heute. Dass es bereits im frühen Universum überraschend massereiche Schwarze Löcher gab, läßt sich daher nicht, wie von einer Reihe von Astronom*innen erhofft, mit besonders effizienten „Fütterungsmechanismen“ Schwarzer Löcher in der Frühzeit unseres Kosmos erklären. Die Ergebnisse wurden in der Zeitschrift Nature Astronomy veröffentlicht.

Die ersten Milliarden Jahre der kosmischen Geschichte stellen für die Astronomie eine Herausforderung dar. Die frühesten bekannten Schwarzen Löcher in den Zentren von Galaxien besaßen bereits damals überraschend große Massen. Aber wie konnten sie so schnell so massereich werden? Jetzt verschärfen neue Beobachtungen das Problem sogar noch: Sie liefern deutliche Belege gegen mehrere Lösungsvorschläge. Insbesondere scheint es für die frühesten Schwarzen Löcher keinen „ultra-effektiven Fütterungsmodus“ zu geben, der einen raschen Massezuwachs erklären könnte.

Grenzen des Wachstums supermassereicher Schwarzer Löcher
Sterne und Galaxien haben sich in den letzten 13,8 Milliarden Jahren, der bisherigen Lebenszeit unseres Kosmos, enorm verändert. Die Galaxien sind größer geworden und haben an Masse gewonnen, indem sie sich Gas aus ihrer Umgebung einverleibt haben oder (gelegentlich) indem zwei Galaxien miteinander verschmolzen sind. Lange Zeit gingen die Astronomen davon aus, dass die supermassereichen schwarzen Löcher in den Zentren der Galaxien ähnlich allmählich gewachsen sind wie die Galaxien selbst.

Schwarze Löcher können ganz allgemein nicht beliebig schnell wachsen. Materie, die auf ein Schwarzes Loch fällt, bildet eine sich drehende, heiße, helle „Akkretionsscheibe“ um das Schwarze Loch. Bei supermassereichen Schwarzen Löchern entsteht auf diese Weise ein aktiver galaktischer Kern. Die hellsten aktiven Kerne, die so genannten Quasare, gehören zu den hellsten astronomischen Objekten überhaupt. Die Helligkeit begrenzt allerdings, wie viel Materie dann noch auf das Schwarze Loch fallen kann: Licht übt einen (Strahlungs-)Druck aus, der Materieeinfall bremsen oder sogar verhindern kann.

Wie wurden Schwarze Locher so rasch so massereich?
Deshalb waren die Astronom*innen überrascht, als sie in den letzten zwanzig Jahren bei der Beobachtung entfernter Quasare sehr junge Schwarze Löcher entdeckten, die dennoch bereits Massen bis zu 10 Milliarden Sonnenmassen besaßen. In der Astronomie ist der Blick auf weit entfernte Objekte immer ein Blick in die ferne Vergangenheit, schlicht weil das Licht jener Objekte immer eine gewisse Zeit benötigt, um uns zu erreichen. Die am weitesten entfernten bekannten Quasare sehen wir so, wie sie in einer als „kosmische Dämmerung“ bezeichneten Ära waren, weniger als eine Milliarde Jahre nach dem Urknall, als die ersten Sterne und Galaxien entstanden.

Die Entstehung der frühen, massereichen Schwarzen Löcher zu erklären ist aktuell eine große Herausforderung für die Modelle der Galaxienentwicklung. Es gibt eine Reihe von möglichen Erklärungen, allerdings bislang noch keine, die allgemein akzeptiert wäre. Könnte es vielleicht sein, dass frühe Schwarze Löcher viel effizienter Gas akkretierten als ihre modernen Gegenstücke? Oder könnte Staub die Beobachtungen von Quasaren so beeinflussen, dass die Abschätzungen für die Massen von frühen Quasaren irrtümlich zu hoch ausfallen?

Genauer hingeschaut beim Wachstum früher Schwarzer Löcher
Um entscheiden zu können, welche der Erklärungen – wenn überhaupt eine davon – die richtige ist, sind genauere Beobachtungen von Quasaren nötig, als sie bislang möglich waren. Hier kommt das Weltraumteleskop JWST und insbesondere sein Instrument MIRI für den mittleren Infrarotbereich ins Spiel: Bei der Messung der Spektren entfernter Quasare ist MIRI 4000 Mal empfindlicher als alle vorherigen Instrumente.

Instrumente wie MIRI werden von internationalen Konsortien gebaut, in enger Zusammenarbeit zwischen Wissenschaftler*innen, Ingenieur*innen und Techniker*innen. Als Gegenleistung für den Bau des Instruments erhalten die Konsortien ein bestimmtes Kontingent an Beobachtungszeit. Bereits 2019, Jahre vor dem Start von JWST, beschloss das europäische MIRI-Konsortium, einen Teil dieser Zeit zu nutzen, um MIRI mit einer wichtigen Art von Beobachtung auf die Probe zu stellen: Man beschloss, den damals am weitesten entfernten bekannten Quasar zu beobachten, ein Objekt mit der Bezeichnung J1120+0641.

Blick auf eines der frühesten Schwarzen Löcher
Die Auswertung der Beobachtungen wurde Dr. Sarah Bosman übertragen, Postdoktorandin am Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) und Mitglied des europäischen MIRI-Konsortiums. Das MPIA hatte zum MIRI-Instrument eine Reihe wichtiger Bauteile beigetragen. Bosman war direkt wegen ihrer Erfahrung bei der Untersuchung früher supermassereicher Schwarzer Löcher eingeladen worden, dem MIRI-Konsortium beizutreten.

Die Beobachtungen wurden im Januar 2023 durchgeführt, während des ersten Beobachtungszyklus des JWST, und dauerten etwa zweieinhalb Stunden. Dies war die erste Untersuchung eines Quasars im mittleren Infrarotbereich in der Zeit der kosmischen Dämmerung, nur 770 Millionen Jahre nach dem Urknall (Rotverschiebung z=7). Erfasst wurde dabei nicht ein Bild, sondern ein Spektrum: die regenbogenartige Aufspaltung des Lichts des Objekts in Komponenten verschiedener Wellenlängen.

Auf der Spur von Staub und schnellem Gas
Die Gesamtform des Spektrums im mittleren Infrarot („Kontinuum“) enthält Informationen über die Eigenschaften eines gigantischen, lockeren Rings aus Staub, wie er die Akkretionsscheibe von Quasaren typischerweise umgibt. Der „Staubtorus“ hilft, Materie zur Akkretionsscheibe zu leiten und so das Schwarze Loch zu „füttern“. Die schlechte Nachricht für alle, die die Lösung für die massereichen frühen Schwarzen Löcher in ungewöhnlich schnellem Wachstum suchen: Der Staubtorus und damit auch der Fütterungsmechanismus des frühen Quasars unterscheiden sich kaum von denen modernerer Gegenstücke. Den einzigen Unterschied hatte kein Modell des schnellen Wachstums früher Quasare vorhergesagt: eine rund 100 Kelvin höhere Staubtemperatur als die 1300 K, die für den heißesten Staub in weniger weit entfernten Quasaren gefunden wurden.

Bei kürzeren Wellenlängen dominiert das Licht der Akkretionsscheibe das Spektrum. Hier zeigen die neuen Beobachtungen, dass das Licht des Quasars für uns als entfernte Beobachter ausdrücklich nicht durch überdurchschnittlich viel Staub geschwächt wird. Dass wir die Massen früher Schwarzer Löcher lediglich wegen des zusätzlichen Staubs überschätzen würden, ist damit auch keine gangbare Erklärung.

Ein “schockierend normaler” früher Quasar
In der sogenannten broad-line region von Quasaren, benannt nach ihren charakteristischen breiten Spektrallinien, umkreisen Gasklumpen das Schwarze Loch mit annähernd Lichtgeschwindigkeit. Das lässt Rückschlüsse auf die Masse des Schwarzen Lochs ebenso wie auf Dichte und Ionisierung der umgebenden Materie zu. Aber auch in dieser Hinsicht war bei den Beobachtungen alles normal. Bei so gut wie allen Eigenschaften, die sich aus dem Spektrum ableiten lassen, unterscheidet sich J1120+0641 nicht von Quasaren zu späteren Zeiten.

Bosman sagt: „Mit unseren Beobachtungen wird das Rätsel noch ein bisschen rätselhafter. Frühe Quasare waren überraschend normal. Unabhängig davon, bei welchen Wellenlängen wir sie beobachten, sind Quasare offenbar in allen Epochen des Universums nahezu identisch.“ Es sieht so aus, als wären nicht nur die supermassereichen Schwarzen Löcher selbst, sondern auch ihre Fütterungsmechanismen bereits völlig „ausgereift“ gewesen, als das Universum gerade mal 5% so alt war wie heute.

Das schließt eine Reihe der Lösungsvorschläge für die große Masse früher Schwarzer Löcher aus und stützt damit die Idee, dass supermassereiche Schwarze Löcher von Anfang an eine beträchtliche Masse gehabt haben müssen, im Fachjargon der Astronomie: dass sie „primordial“ oder bereits von Anfang an „groß angelegt“ („seeded large“) sind. Supermassereiche Schwarze Löcher hätten sich demnach nicht aus den Überresten früher Sterne gebildet und wären erst anschließend sehr schnell massereich geworden. Sie dürften sich im Gegenteil von vornherein mit Massen von mindestens hunderttausend Sonnenmassen gebildet haben, vermutlich durch den Kollaps massereicher früher Gaswolken.

Hintergrundinformationen
Die hier beschriebenen Ergebnisse wurden unter dem Titel „JWST rest-frame infrared spectroscopy reveals a mature quasar at cosmic dawn“ in der Zeitschrift Nature Astronomy veröffentlicht.

Die beteiligten MPIA-Wissenschaftler sind Sarah Bosman (ebenfalls Universität Heidelberg), Fabian Walter, Leindert Boogaard, Manuel Güdel und Thomas Henning, in Zusammenarbeit mit dem MIRI Guaranteed Time Observations (MIRI GTO) Team.

Originalpublikation:
S. Bosman et al., „JWST rest-frame infrared spectroscopy reveals a mature quasar at cosmic dawn“ in Nature Astronomy.
DOI: 10.1038/s41550-024-02273-0
https://www.nature.com/articles/s41550-024-02273-0

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• Schwarze Löcher

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Quelle: Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg (FAU) 25. März 2024.

25. März 2024 – Neutronensterne, Supernovaüberreste und schwarze Löcher: Sie alle senden Röntgenstrahlen aus, die Physikerinnen und Physikern dabei helfen, Rückschlüsse auf die Entwicklung des Universums zu ziehen. Bisher haben sie sich dafür auf Objekte in der Milchstraße und ihren nächsten Satellitengalaxien fokussiert, die näher und damit heller sind als andere. Nun haben Forschende des Astronomischen Instituts des Erlangen Centre for Astroparticle Physics (ECAP) der Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg (FAU) ein neues Ziel: Sie werden weiter entfernte und damit auch leuchtschwächere Quellen in ihre Analysen miteinbeziehen. So möchten sie herausfinden, wie einzelne Galaxien entstanden sind und wie sie sich weiterentwickeln werden. In dieser zweiten Förderperiode wird die Forschungsgruppe nun von der Deutschen Forschungsgemeinschaft (DFG) über drei Jahre erneut gefördert.

Schon seit 2021 untersucht die Forschungsgruppe „eROSITA-Studien zu Endstadien der Sterne“ (eRO-STEP) astrophysikalische Quellen im All, die Röntgenstrahlung aussenden. Dazu gehören beispielsweise kompakte Objekte, das heißt weiße Zwerge, Neutronensterne und schwarze Löcher, oder Gas zwischen den Sternen, das entsteht, wenn Sterne sterben. „Dieses Gas kann unterschiedliche Phasen haben, zum Beispiel kalte und heiße Phasen. Die heißen Phasen sind dabei so heiß, dass sie nicht optisch strahlen, sondern Röntgenstrahlung aussenden“, erklärt Prof. Dr. Manami Sasaki, Sprecherin der Forschungsgruppe an der FAU. Mithilfe des Röntgenteleskops „eROSITA“ hat die FAU als eines der Kerninstitute des deutschen eROSITA-Konsortiums von 2019 bis 2022 den gesamten Himmel nach solchen Quellen durchforstet und festgehalten, an welchen Stellen Röntgenstrahlung auftritt. „Wenn wir Röntgenstrahlung im All durch das Teleskop beobachten, können wir die Strahlung bei höheren Energien untersuchen“, sagt Prof. Sasaki. „Daraus können wir Rückschlüsse ziehen, wie sich einzelne Objekte verhalten haben und es in Zukunft werden.“

In den vergangenen Jahren haben sich Prof. Sasaki und ihr Team auf nähere und damit hellere Quellen und Quellpopulationen in der Milchstraße und den Magellanschen Wolken fokussiert, das sind die größten Satellitengalaxien der Milchstraße. Dabei haben sie beispielsweise bis dahin unbekannte Supernovaüberreste entdeckt – ein Hinweis dafür, dass Sterne aus den Magellanschen Wolken herausgeschleudert oder zwischen ihr und der Milchstraße herausgerissen wurden. Neben neuen Daten haben die Forschenden eROSITA auf technische Unsicherheiten untersucht und neue Analyseroutinen entwickelt. In der neuen Förderperiode werden die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler weiter entfernte und damit leuchtschwächere Quellen untersuchen und eine Studie der gesamten Milchstraße anfertigen. Das Ziel: Herausfinden, wie einzelne Galaxien wie die Milchstraße und die Magellanschen Wolken entstanden sind und wie sie sich in Zukunft entwickeln könnten. Langfristig will die Forschungsgruppe ein tieferes Verständnis der kompakten Objekte, den großen interstellaren Strukturen, der interstellaren Stoßwellen und der Teilchenbeschleunigung gewinnen.

An der Forschungsgruppe 2990 eRO-STEP sind neben der FAU die Eberhard-Karls-Universität Tübingen, die Universität Hamburg, das Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam und das Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik beteiligt.

Zur Forschungsgruppe:
https://www.ero-step.de/

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• Röntgenteleskope ART-XC und eRosita auf Spektr-RG (SRG)

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Quelle: Max-Plank-Institut für Astronomie (MPIA).

Dezember 2022. Die Geschichte unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, erstreckt sich über rund 13 Milliarden Jahre – entsprechend fast der gesamten Geschichte unseres Universums. In den letzten Jahrzehnten ist es Astronom*innen gelungen, verschiedene Epochen der galaktischen Geschichte zu rekonstruieren. Das Vorgehen dabei ähnelt der Art und Weise, wie Archäolog*innen die Geschichte einer Stadt rekonstruieren würden: Für einige Gebäude gibt es eindeutige Baudaten. Bei anderen deuten die Verwendung primitiverer Baumaterialien oder ältere Baustile darauf hin, dass sie früher entstanden sind. Auch der Umstand, dass Überreste von Gebäuden unter anderen (und damit neueren) Strukturen gefunden werden gibt wichtige Anhaltspunkte. Nicht zuletzt sind räumliche Muster wichtig: In vielen Städten gibt es eine zentrale Altstadt, die von deutlich neueren Stadtteilen umgeben ist.

Bei Galaxien, und insbesondere bei unserer Heimatgalaxie, verläuft die kosmische Archäologie ganz ähnlich. Die Grundbausteine einer Galaxie sind ihre Sterne. Für eine kleine Untergruppe von Sternen können die Astronomen genau bestimmen, wie alt sie sind. Dies gilt zum Beispiel für die so genannten Unterriesen, eine kurze Phase der Sternentwicklung, in der man anhand der Helligkeit und Temperatur eines Sterns auf sein Alter schließen kann.

Altersabschätzungen aus der Sternchemie

Allgemeiner gibt es für fast alle Sterne einen „Baustil“, der zumindest ungefähre Rückschlüsse auf das Alter erlaubt: die so genannte Metallizität eines Sterns, definiert als die Menge an chemischen Elementen schwerer als Helium in der Atmosphäre des Sterns. Solche Elemente, die in der Sprechweise der Astronomie „Metalle“ heißen, entstehen im Sterninneren durch Kernfusion und werden kurz vor oder am Ende des Lebens eines Sterns freigesetzt. Für leichtere Elemente ist das der Fall, wenn die Außenregionen eines massearmen Sterns in den Weltraum hinaus driften, für schwerere Elemente nur dann, wenn ein massereicher Stern als Supernova explodiert und einen beachtlichen Teil seiner Materie ins All schleudert. Solche Prozesse reichern das interstellare Gas mit schwereren Elementen an, und aus jenem Gas entsteht dann die nächste Generation von Sternen – jede Generation mit einer höheren Metallizität als die vorigen.

Was die großräumigen Strukturen anbelangt, so ist eine Galaxie natürlich weniger statisch als eine Stadt – Gebäude bewegen sich in der Regel nicht, Sterne hingegen schon. Aber gerade die Bewegungsmuster der Sterne enthalten aufschlussreiche Informationen. In der Milchstraße kann die Bewegung von Sternen zum Beispiel auf die zentralen Regionen beschränkt sein, oder sie kann Teil der geordneten Rotation der Sterne in der Scheibe unserer Heimatgalaxie sein (in zwei Komponenten: die sogenannte „dünne Scheibe“ oder „dicke Scheibe“). Alternativ können Sternbahnen Teil des chaotischen Wirrwarrs von Bahnen in dem ausgedehnten sogenannten Halo unserer Galaxie sein – einschließlich extrem langgestreckter Bahnen, die Sterne immer wieder von den innersten zu den äußersten Regionen führen und wieder zurück.

Wie große Galaxien allmählich wachsen

So wie Städte einen Bauboom oder intensive Umbauphasen durchlaufen können, wird die Geschichte von Galaxien durch Verschmelzungen und Kollisionen geprägt sowie durch große Mengen an frischem Wasserstoffgas, das über Milliarden Jahre hinweg von außen in eine Galaxie einströmen kann – das Rohmaterial, aus dem sich neue Sterne bilden. Ganz am Anfang der Geschichte einer Galaxie stehen dabei kleineren Proto-Galaxien: Raumregionen mit einer höheren als der durchschnittlichen Massendichte, in denen bereits vergleichsweise kurz nach dem Urknall Gaswolken kollabieren und Sterne bilden.

Stoßen solche Proto-Galaxien zusammen und verschmelzen miteinander, bildet sich eine größere Galaxie. Fügt man diesen etwas größeren Gebilden später noch eine weitere Proto-Galaxie hinzu, dann kann folgendes passieren: Fliegt jene weitere Proto-Galaxie nicht exakt auf das Zentrum ihres Kollisionspartners zu, sondern hinreichend weit seitlich versetzt (physikalisch: „mit hinreichend großem Bahndrehimpuls“), dann kann bei der Kollision rund um die ursprüngliche Galaxie eine Scheibe mit Sternen entstehen. Verschmelzen dagegen zwei bereits ausreichend große Galaxien („major merger“), heizen sich ihre Gasreservoirs auf und bilden letztlich eine komplizierte elliptische Galaxie, mit einem komplexen Muster von Umlaufbahnen für die vorhandenen älteren Sterne aber so gut wie keiner neuen Sternentstehung.

Entsprechende Geschichten von Galaxien lassen sich mit einer Kombination aus Beobachtungen und Simulationen rekonstruieren. Und während die hier geschilderten Entwicklungsmöglichkeiten in groben Zügen bereits seit einigen Jahrzehnten bekannt sind, haben sich die Einzelheiten erst in jüngster Zeit herauskristallisiert – zum großen Teil dank einer Reihe von Durchmusterungen, die bessere und umfassendere Daten geliefert haben als zuvor verfügbar waren. Unsere Heimatgalaxie, die Milchstraße, spielt dabei eine herausgehobene Rolle. Sie ist per Definition diejenige Galaxie, deren Sterne wir am besten und detailliertesten untersuchen können. Eine Untersuchung der Geschichte unserer Heimatgalaxie, mit anderen Worten: galaktische Archäologie, ermöglicht es uns nicht nur, einen Teil unserer eigenen Geschichte zu rekonstruieren. Sie liefert uns auch Erkenntnisse über die Entwicklung von Galaxien im Allgemeinen („lokale Kosmologie“).

Was kam vor den Jugendjahren unserer Milchstraße?

Die archäologische Rekonstruktion, um die es bei den neuen Ergebnissen geht, schließt an eine Untersuchung aus dem Frühjahr 2022 an. Damals hatten die MPIA-Forscher Maosheng Xiang und Hans-Walter Rix Daten des ESA-Satelliten Gaia und der Spektraldurchmusterung LAMOST genutzt, um das Alter von Sternen für eine beispiellos umfangreicher Stichprobe von 250.000 sogenannten Unterriesen zu bestimmen. Anhand dieser Analyse konnten die Astronomen die bewegte Jugend der Milchstraße vor 11 Milliarden Jahren ebenso rekonstruieren wie ihr anschließendes eher ereignislos-ruhiges Erwachsenendasein.

Die erwähnten Jugendjahre fielen mit der letzten bedeutenden Verschmelzung einer anderen Galaxie mit der Milchstraße zusammen. Jene andere Galaxie war die sogenannte Gaia Enceladus/Sausage-Galaxie, deren Überreste 2018 im Halo der Milchstraße entdeckt wurde. Die Verschmelzung löste eine Phase intensiver Sternentstehung aus und führte auf diese Weise zur Ausbildung einer vergleichsweise dicken Scheibe von Sternen, die wir heute sehen können. Im Erwachsenenalter dagegen ging es in punkto Sternentstehung viel ruhiger zu: mit allmählichem Zuströmen von Wasserstoffgas, das sich in der Struktur ansammelte, die wir heute die „dünne Scheibe“ unserer Galaxie nennen. Dort bildeten sich aus jenem Wasserstoffgas dann ebenso allmählich über Milliarden von Jahren hinweg neue Sterne.

Was Xiang und Rix dabei allerdings auffiel war, dass die ältesten Sterne aus jener Jugendzeit bereits eine nicht allzu kleine Metallizität aufwiesen, nämlich rund 10 % der heutigen Metallizität unserer Sonne. Offensichtlich musste es vor der Entstehung jener Sterne noch frühere Generationen von Sternen gegeben haben, die das interstellare Medium bei ihrem Ableben bereits mit schweren Elementen „verschmutzt“ hatten.

Was Simulationen über die uralten Kernregionen der Milchstraße sagen

Die Existenz solcher früheren Sterngenerationen wiederum war keine Überraschung, denn genau solche früheren Generationen von Sternen zeigen auch aufwändige Simulationen der kosmischen Geschichte. Jene Simulationen sagen außerdem voraus, wo sich heute noch Vertreter jener früheren Sterngenerationen finden lassen sollten!

Konkret liefern diese Simulationen für die Anfänge dessen, was später unsere Milchstraße wurde, Szenarien mit drei oder vier Proto-Galaxien, die sich in unmittelbarer Nachbarschaft zueinander gebildet hatten, anschließend miteinander verschmolzen, und deren Sterne sich zu einem vergleichsweise kompakten Gebilde mit einem Durchmesser von nicht mehr als ein paar tausend Lichtjahren zusammenfanden.

Dass später noch weitere Galaxien mit jener ursprünglichen Milchstraße verschmolzen, führte zur Entstehung weiterer Strukturen, insbesondere der Scheibenstruktur und des Halos. Aber die Simulationen legen nahe, dass ein Teil des ursprünglichen Kerns relativ unversehrt überlebte. Demnach sollte es möglich sein, Sterne aus dem anfänglichen kompakten Kern, dem „uralten Herzen der Milchstraße“, auch heute noch in und nahe den Zentralregionen unserer Galaxie zu finden – Milliarden von Jahren später.

Die Suche nach dem uralten Kern

An diesem Punkt begann sich Rix, konkrete Gedanken zu machen, wie sich tatsächlich Sterne aus dem alten Kern unserer Galaxie finden ließe. Er wusste aber, dass er, wenn er mehr als ein paar Dutzend solcher Sterne finden wollte, eine komplett neue Beobachtungsstrategie würde anwenden müssen. Das LAMOST-Teleskop, das in der vorherigen Studie die Hauptrolle gespielt hatte, kann aufgrund seines Standorts auf der Erde und des Problems mit Beobachtungen während der Monsunmonate im Sommer die Kernregionen der Milchstraße überhaupt nicht beobachten. Und Unterriesen, als Stichprobe der Wahl in der früheren Studie, sind zu lichtschwach, als dass sie jenseits von Entfernungen von etwa 7.000 Lichtjahren beobachtet werden könnten. Was sie angeht liegen die Kernregionen unserer Galaxie völlig außer Reichweite möglicher Beobachtungen.

An dieser Stelle wird wichtig, dass es neben den seltenen Unterriesen, deren Alter sich genau bestimmen lässt, noch den allgemeineren Altersindikator der Metallizität gibt – die oben erwähnten „unterschiedlichen Baustile“, die es erlauben, Sterne in ältere und jüngere einzuteilen. Hinzu kam, dass im Juni 2022 der dritte Datensatz (Data Release 3, DR3) der Gaia-Mission der ESA veröffentlicht wurde. Seit 2014 hat Gaia für mehr als eine Milliarde Sterne hochpräzise Positions- und Bewegungsparameter gemessen, einschließlich der Sternentfernungen. Damit hat die Mission (neben anderen Teilbereichen der Astronomie) die galaktische Astronomie revolutioniert. DR3 war die erste Datenveröffentlichung, die zusätzlich die ersten der mit Gaia aufgenommenen Spektren enthielt ­– Spektren von 220 Millionen astronomischen Objekten.

Rote Riesen aus DR3

Spektren liefern Informationen über die chemische Zusammensetzung der Atmosphäre eines Sterns, einschließlich seiner Metallizität. Doch obwohl die Spektren von Gaia von hoher Qualität sind und Spektren für eine konkurrenzlos hohe Anzahl von Sternen vorliegen, ist die spektrale Auflösung – wie fein das Licht eines Objekts nach Wellenlänge in die elementaren Regenbogenfarben aufgespalten wird – von vornherein vergleichsweise gering. Um aus den Gaia-Daten verlässliche Werte für die Metallizität zu gewinnen, waren daher zusätzliche Analysen erforderlich, und genau das nahm Hans-Walter Rix mit René Andrae, einem auf Gaia-Daten spezialisierten Forscher am MPIA, in einem Projekt in Angriff – gemeinsam mit dem Gaststudenten Vedant Chandra, der von der Harvard University ans MPIA gekommen war.

Die drei Astronomen spezialisierten sich dabei auf rote Riesensterne in den Gaia-Daten – typische Rote Riesen sind etwa hundertmal heller als Unterriesen und damit auch auf die Entfernung des galaktischen Zentrums und seiner Nachbarschaft gut zu beobachten. Sie haben den zusätzlichen Vorteil, dass die spektralen Merkmale, anhand derer man die Metallizität bestimmen kann, bei Sternen dieses Typs vergleichsweise auffällig sind. Das machte sie für die Art von Analyse, die die Astronomen planten, besonders geeignet.

Mit maschinellem Lernen zur Metallizität

Für die Analyse selbst griffen die Astronomen auf Methoden des maschinellen Lernens zurück. Anwendungen dieser innovativen Technik finden sich inzwischen ja sogar im Alltag: Software wie DALL-E, die aus einfachen Textbeschreibungen passende Bilder generiert, oder wie ChatGPT, das mehr oder weniger kompetent Fragen beantworten und Schreibaufträge erfüllen kann. Beim maschinellen Lernen werden Lösungsstrategien nicht explizit programmiert. Stattdessen ist der Kern des Algorithmus ein so genanntes neuronales Netz, das oberflächlich betrachtet Ähnlichkeiten mit der Anordnung von Neuronen im menschlichen Gehirn aufweist. Dieses neuronale Netz wird dann trainiert: Es erhält Kombinationen von Aufgaben und deren Lösungen, und die Verbindungen zwischen Eingabe und Ausgabe werden so angepasst, dass das Netz zumindest für die Trainingsbeispiele für eine Eingabe die richtige Ausgabe wiedergibt.

In diesem speziellen Fall wurden dem neuronalen Netz zu Trainingszwecken ausgewählte Gaia-Spektren als Eingabe gegeben – Gaia-Spektren nämlich, bei denen die richtige Antwort, die Metallizität, bereits aus einer anderen Durchmusterung bekannt war (aus der Durchmusterung APOGEE, hochauflösende Spektralbeobachtungen als Teil des Sloan Digital Sky Survey [SDSS]). Die interne Struktur des Netzwerks wurde so angepasst, dass es zumindest für diese Trainingsbeispiele die korrekten Metallizitäten reproduzieren konnte.

Zuverlässige Metallizitäten für 2 Millionen helle Riesensterne

Eine allgemeine Herausforderung beim Einsatz des maschinellen Lernens in der Wissenschaft besteht darin, dass das neuronale Netz immer eine „Black Box“ ist – seine interne Struktur ist durch den Trainingsprozess entstanden und unterliegt nicht der direkten Kontrolle der Wissenschaftler. Aus diesem Grund trainierten Andrae, Chandra und Rix ihr neuronales Netz zunächst nur mit der Hälfte der APOGEE-Daten. In einem zweiten Schritt musste sich der Algorithmus dann an den restlichen APOGEE-Daten bewähren. Die Ergebnisse waren spektakulär: Auch für Sterne, an denen es nicht trainiert worden war, konnte das Netzwerk mit großer Genauigkeit Metallizitäten ermitteln.

Nachdem die Forscher auf diese Weise sowohl ihr neuronales Netz trainiert als auch überprüft hatten, dass es für zuvor unbekannte Spektren zum richtigen Ergebnis kam, durfte das neuronale Netz den gesamten Gaia-Datensatz für die vorab ausgewählten helle Riesensterne verarbeiten. Das verschaffte den Forschern genaue Werte für die Metallizitäten von 2 Millionen hellen Riesen in den inneren Regionen unserer Heimatgalaxie – der bislang größte Datensatz dieser Art. 

Eine Karte des uralten Herzens der Milchstraße

Mit Hilfe dieser Daten war es dann direkt möglich, das uralte Herz der Milchstraßengalaxie zu identifizieren – eine Population von Sternen, die Rix aufgrund ihrer geringen Metallizität, ihres hohen Alters und ihrer zentralen Lage als „armes altes Herz“ unserer Heimatgalaxie bezeichnet hat. Auf einer Himmelskarte erscheinen diese Sterne als um das galaktische Zentrum konzentriert. Die von Gaia (über die Parallaxenmethode) gelieferten Entfernungen ermöglichen zusätzlich eine 3D-Rekonstruktion, die zeigt, dass diese Sterne in der Tat vornehmlich in einer vergleichsweise kleinen inneren Region vorkommen, in Entfernungen von bis zu rund 15.000 Lichtjahren vom Zentrum.

Diese Sternpopulation schreibt die frühere Studie von Xiang und Rix zu den Jugendjahren der Milchstraße direkt fort: Die Sterne im „armen alten Herz“ haben genau die richtige Metallizität um die gesuchten Vorgänger der metallärmsten jener Sterne zu sein, die später die dicke Scheibe der Milchstraße bildeten. Daraus wiederum folgt eine Altersabschätzung, denn die Entstehung der dicken Scheibe konnten Xiang und Rix ja mit Hilfe der Unterriesen zuverlässig datieren: Das arme, alte Herz der Milchstraße muss älter sein als rund 12,5 Milliarden Jahre.

Chemische Bestätigung

Für diejenige, allerdings sehr kleine, Untermenge an Objekten, für die nicht nur Gaia-, sondern auch die hochaufgelösten APOGEE-Spektren verfügbar sind, kann man einen Schritt weitergehen: Aus den APOGEE-Spektren lassen sich zusätzliche Eigenschaften ableiten, insbesondere die Häufigkeit von Elementen wie Sauerstoff, Silizium und Neon. Das sind Elemente die entstehen, wenn zu Helium-4-Kernen (zwei Protonen, zwei Neutronen) wieder und wieder weitere Helium-4-Kerne, synonym Alphateilchen, hinzugefügt werden – ein Prozess, der „Alpha-Enhancement“ heißt. Solche Elemente zeigen an, dass die betreffenden Sterne ihre Metalle aus einer Umgebung bezogen, wo schwerere Elemente innerhalb vergleichsweise kurzer Zeit durch die Supernova-Explosionen massereicher Sterne erzeugt wurden.

Dies wiederum spricht eher dafür, dass die Sterne im „armen alten Herz“ direkt nach der Verschmelzung der ersten Proto-Galaxien zum ursprünglichen Kern der Milchstraße entstanden sind, als dass sie bereits in den Zwerggalaxien vorhanden waren, die den ursprünglichen Kern der Milchstraße bildeten oder in solchen, die später mit der Milchstraße verschmolzen. Das ist eine weitere eindrucksvolle Bestätigung dessen, was kosmologische Simulationen über Frühgeschichte unserer Heimatgalaxie aussagen.

Könnten wir sogar die Vorläufer-Galaxien der Milchstraße identifizieren?

Gaias globale Sicht der Milchstraße hat für sich genommen bereits einen grundlegenden Fortschritt in Form der hier vorgestellten Ergebnisse ermöglicht: den Nachweis, dass sich Sterne des „armen alten Herzens“ unserer Milchstraße heute noch identifizieren lassen. Diese Entdeckung weckt bei den Astronom*innen allerdings gleich den Wunsch, noch mehr zu erfahren: Kann man für noch deutlich mehr oder sogar alle dieser Sterne detailliertere Spektren erhalten, die eine genauere Analyse ihrer chemischen Zusammensetzung ermöglichen? Werden die so analysierten Sterne alle eine Alpha-Anreicherung aufweisen, die mit ihrer Entstehung im ursprünglichen Kern der Milchstraße übereinstimmt? Folgespektren, die im Rahmen der kürzlich gestarteten SDSS-V-Durchmusterung oder der bevorstehenden 4MOST-Durchmusterung, an denen das MPIA beteiligt ist, aufgenommen werden, versprechen genau diese Art von weiterer Untersuchung.

Wenn es besonders gut läuft, könnten die zusätzlichen Daten den Forschern sogar den Nachweis ermöglichen, welche Sterne in der Kernregion zu welchen der verschiedenen Vorläufergalaxien der Milchstraße gehören: Bei älteren Sternen wie jenen des armen alten Herzens ermöglichen die zusätzlichen Daten zu chemischer Zusammensetzung und Temperatur eine zuverlässige Abschätzung der Leuchtkraft des Sterns. Aus dem Vergleich der Leuchtkraft mit der Helligkeit des Sterns am Himmel lässt sich die Entfernung des Sterns ableiten – je weiter ein Stern entfernt ist, desto weniger hell sehen wir ihn am Himmel. Für vergleichsweise weit entfernte Sterne rund um das Zentrum unserer Galaxie sind die auf diese Weise ermittelten Entfernungswerte wesentlich genauer als die Ergebnisse der Parallaxenmessungen von Gaia.

Die Kombination aus der Position eines Sterns am Himmel und seiner Entfernung gibt uns die dreidimensionale Position des Sterns innerhalb der Milchstraße an. In Verbindung mit Informationen über die Radialgeschwindigkeit des Sterns (d. h. die Komponente seiner Bewegung, die direkt von uns weg oder direkt auf uns zu läuft), die ebenfalls aus dem Spektrum abgelesen werden kann, ermöglicht die Kenntnis der Sternposition eine Rekonstruktion der Umlaufbahn des Sterns in unserer Heimatgalaxie. Ergibt sich bei solch einer Analyse, dass die Sterne des armen alten Herzens zu zwei oder drei voneinander unterscheidbaren Gruppen gehören, jede davon mit einem charakteristischen Bewegungsmuster, dann stehen die Chancen gut, dass jene Gruppen den Überresten der zwei oder drei Vorläufergalaxien entsprechen, aus deren anfänglicher Verschmelzung die urtümliche Milchstraße entstanden ist.

Hintergrundinformationen

Die hier beschriebenen Ergebnisse wurden als Hans-Walter Rix et al., „The Poor Old Heart of the Milky Way“, im Astrophysical Journal veröffentlicht.
Die beteiligten MPIA-Forscher sind Hans-Walter Rix, René Andrae, Morgan Fouesneau und David Hogg (außerdem New York University und Flatiron Institute)
in Zusammenarbeit mit Vedant Chandra (Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian) und David H. Weinberg (Ohio State University).

Originalveröffentlichung

Hans-Walter Rix et al.
The Poor Old Heart of the Milky Way
The Astrophysical Journal, 941, 45 (2022)
DOI

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• GAIA

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Quelle: Universität Heidelberg 14. Dezember 2022.

14. Dezember 2022 – Mit den Beobachtungen einer weit entfernten und sehr hellen Galaxie hat ein internationales Forschungsteam mithilfe des James Webb Space Telescope (JWST) einen Galaxienhaufen und zugleich eines der dichtesten bekannten Gebiete der Galaxienentstehung im frühen Universum entdeckt. Die Beobachtungen mit dem neuen Weltraumteleskop enthüllten einen Galaxien-Protohaufen, der sich im Umfeld eines Quasars bildet. Dieser noch in Entstehung begriffene Galaxienhaufen könnte Aufschluss darüber geben, wie sich die Galaxien im frühen Universum zum heute sichtbaren kosmischen Netz entwickelt haben. Geleitet wurden die Forschungsarbeiten von Dr. Dominika Wylezalek, Wissenschaftlerin am Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg (ZAH).

Ziel der Untersuchungen war eine Galaxie mit einem sehr aktiven und hellen Kern, der von einem extrem massereichen Schwarzen Loch im Herzen der Galaxie gespeist wird. Von einem solchen als Quasar bezeichneten Kern wird angenommen, dass er einen sogenannten galaktischen Wind auslösen kann, der Gas aus der Heimatgalaxie verdrängt. Diese Ausflüsse von Materie könnten damit die Entstehung anderer Sterne und Galaxien beeinflussen. Das internationale Forschungsteam unter der Leitung von Dr. Wylezalek hat den Quasar SDSS J165202.64+172852.3 – kurz J1652 – mit dem James Webb Space Telescope beobachtet. Er existierte bereits im sehr frühen Universum, das heißt vor etwa 11,5 Milliarden Jahren. Sein auffälliges rotes Licht wurde durch seine große Entfernung und die Ausdehnung des Universums in den Infrarotbereich verschoben. Daher eignet sich der Quasar J1652 ganz besonders für Beobachtungen mit dem für diesen Spektralbereich konzipierten James-Webb-Teleskop.

In früheren Untersuchungen konnte nachgewiesen werden, dass schnelle Gasausflüsse von dem Quasar angetrieben werden; zudem wurden Hinweise auf das Verschmelzen des Quasars mit einer Nachbargalaxie gefunden. Überraschenderweise bestätigen die Beobachtungen mit dem JWST, dass nicht nur eine einzige Galaxie, sondern mindestens drei weitere mit hoher Geschwindigkeit und sehr dicht gepackt umherwirbeln. In der Wissenschaft wird ein derartiges System auch als Galaxien-Protohaufen bezeichnet – ein Galaxienhaufen in der Phase der Entstehung. Die Objekte im direkten Umfeld des Quasars wurden im infraroten Spektralbereich analysiert. Sie deuten nach Angaben von Dr. Wylezalek darauf hin, dass J1652 Teil eines dichten Knotens der Galaxienentstehung ist. Erst die hervorragenden bildgebenden und spektroskopischen Fähigkeiten des James Webb Space Telescope erlauben diese Schlussfolgerung. „Es gibt nur wenige Galaxien-Protohaufen, die zu diesem frühen Zeitpunkt bekannt sind. Sie sind schwer zu finden und nur sehr wenige hatten seit dem Urknall Zeit, sich zu bilden. Unsere Entdeckung könnte dabei helfen, zu verstehen, wie sich Galaxien in dichten Umgebungen entwickeln“, so die Astrophysikerin. „Wir werfen einen Blick in die frühesten Entwicklungsphasen dieser Galaxien.“

Das internationale Forscherteam glaubt, eines der dichtesten bekannten Gebiete der Galaxienentstehung im frühen Universum entdeckt zu haben – aufgrund der Geschwindigkeit, mit der drei bestätigte Galaxien einander umkreisen, und der Dichte, mit der sie in die Region um den Quasar „gepackt“ sind. „Selbst ein dichter Knoten aus Dunkler Materie reicht nicht aus, um die von uns beobachteten Eigenschaften zu erklären. Wir nehmen an, dass wir eine Region sehen, in der zwei Knoten aus Dunkler Materie miteinander verschmelzen“, sagt die Wissenschaftlerin, die an der Universität Heidelberg eine Emmy-Noether-Nachwuchsgruppe an dem zum ZAH gehörenden Astronomischen Rechen-Institut leitet. Von Folgebeobachtungen erhofft sie sich Aufschluss darüber, wie solche dichten, chaotischen Galaxienhaufen entstehen und wie sie sich zum heute sichtbaren kosmischen Netz entwickelt haben. Mit ihrem Team, zu dem auch Postdoktorandin Dr. Caroline Bertemes gehört, will Dr. Wylezalek zunächst herausfinden, welchen Einfluss galaktische Winde und die von dem aktiven, supermassiven Schwarzen Loch in seinem Herzen erzeugten Quasar-Rückkopplungen auf den Protohaufen ausüben.

An den Forschungsarbeiten waren neben dem Heidelberger Team auch weitere Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler aus Deutschland sowie aus Frankreich, Großbritannien, Mexiko und den USA beteiligt. Die Beobachtungen mit dem James Webb Space Telescope fanden im Rahmen des sogenannten Early Release Science-Programms innerhalb der ersten fünf Monate nach Beginn des wissenschaftlichen Betriebs des JWST statt. Die Deutsche Forschungsgemeinschaft, die Daimler und Benz Stiftung und das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt haben die Arbeiten an der Universität Heidelberg unterstützt. Die Ergebnisse wurden in der Fachzeitschrift „The Astrophysical Journal Letters“ veröffentlicht.

Originalpublikation:
D. Wylezalek, A. Vayner, D. S. N. Rupke, N. L. Zakamska, S. Veilleux, Y. Ishikawa, C. Bertemes, W. Liu, J. K. Barrera-Ballesteros, H.-W. Chen, A. D. Goulding, J. E. Greene, K. N. Hainline, F. Hamann, T. Heckman, S. D. Johnson, D. Lutz, N. Lützgendorf, V. Mainieri, R. Maiolino, N. P. H. Nesvadba, P. Ogle, E. Sturm: First Results from the JWST Early Release Science Program Q3D: Turbulent Times in the Life of a z ∼ 3 Extremely Red Quasar Revealed by NIRSpec IFU, The Astrophysical Journal Letters (15 November 2022), DOI: 10.3847/2041-8213/ac98c3, https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ac98c3, pdf: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ac98c3/pdf.

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• JWST – James Webb Space Telescope

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Quelle: AIP 25. November 2022.

25. November 2022 – Galaxien sind großskalige Bausteine des Universums. Ihre Entstehung und Entwicklung hängen jedoch entscheidend von internen, kleinskaligen Rückkopplungen ab: Energetische Prozesse in massereichen Sternen und aktiven Galaxienkernen treiben einen Gaszyklus an, welcher die weitere Entwicklung der Galaxie beeinflusst. Mit neuartigen numerischen Methoden untersucht die Leibniz-Junior Research Group im nun geförderten Projekt mit dem Titel „Modeling multiphase media in and around galaxies in a cosmological context“ diesen Gaskreislauf in globalen computergestützten Modellen zur Galaxienentstehung. „Diese Computersimulationen verknüpfen die komplexe Physik des galaktischen Gases mit Beobachtungsergebnissen und zeigen, wie sich das Universum zu dem Zustand entwickelt hat, den wir heute beobachten können“, so Rainer Weinberger.

Rainer Weinberger promovierte bei Volker Springel am Heidelberger Institut für Theoretische Studien und erreichte seinen Abschluss 2018 an der Universität Heidelberg. In den folgenden drei Jahren war er als ITC-Fellow am Institute for Theory and Computation an der Harvard University, USA, tätig und ist derzeit Postdoktorand am Canadian Institute for Theoretical Astrophysics in Toronto. Rainer Weinberger ist außerdem Mitglied des IllustrisTNG-Projekts über große, kosmologische magnetohydrodynamische Simulationen der Galaxienbildung und Experte für die Simulation der Rückkopplung aktiver galaktischer Kerne.

Das Programm „Leibniz-Junior Research Groups“ ist eines von vier Förderprogrammen des Leibniz-Wettbewerbs und richtet sich an Postdoktorandinnen und Postdoktoranden mit exzellentem wissenschaftlichem Werdegang. Als Leiterin oder Leiter einer Nachwuchsgruppe erhalten sie die Möglichkeit, eigene Forschungsvorhaben zu realisieren und sich in ihrem jeweiligen Forschungsfeld weiter zu etablieren. Mit dem Förderformat bietet die Leibniz-Gemeinschaft ihnen attraktive Forschungsbedingungen sowie Vernetzungsmöglichkeiten. Das AIP beherbergt eine weitere solche Gruppe, die von Dr. Marcel Pawlowski geleitet wird, der seit 2018 Schwarzschild-Fellow am Institut ist.

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• Galaxien – Entstehung und Entwicklung

Der Beitrag Neue Forschungsgruppe soll das Gas in und um Galaxien simulieren erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: AIP 29. Juni 2022.

29. Juni 2022 – Um die Entstehung und Entwicklung von Galaxien wie unserer Milchstraße zu verstehen, ist es von besonderer Bedeutung, die Menge der neu entstandenen Sterne sowohl in nahen als auch in weit entfernten Galaxien zu kennen. Dabei hilft oft eine bereits vor 50 Jahren entdeckte Verknüpfung zwischen der Infrarot- und der Radiostrahlung von Galaxien: Die energiereiche Strahlung von jungen, massereichen Sternen, die in den dichtesten Regionen der Galaxien entstehen, wird von umliegenden Staubwolken absorbiert und als energiearme Infrarotstrahlung wieder ausgesendet. Wenn schließlich ihr Brennstoffvorrat aufgebraucht ist, explodieren diese massereichen Sterne am Ende ihres Lebens als Supernova. Bei dieser Explosion wird die äußere Sternhülle in die Umgebung geschleudert, was einige wenige Teilchen des interstellaren Mediums zu sehr hohen Energien beschleunigt, die wir dann kosmische Strahlung nennen. Im Magnetfeld der Galaxie senden diese schnellen Teilchen, die fast mit Lichtgeschwindigkeit unterwegs sind, sehr energiearme Radiostrahlung mit einer Wellenlänge von einigen Zentimetern bis Metern aus. Über diese Kette von Prozessen sind neu entstehende Sterne, die Infrarot- und die Radiostrahlung von Galaxien eng miteinander verknüpft.

Die genauen physikalischen Bedingungen für den Ursprung dieser in der Astronomie oft verwendeten Beziehung sind jedoch noch nicht verstanden. Bisherige Erklärungsversuche scheiterten meist an einer Voraussage: Wenn die hochenergetischen Teilchen der kosmischen Strahlung tatsächlich für die Radiostrahlung dieser Galaxien verantwortlich sind, sagt die Theorie sehr steile Radiospektren voraus – also eine hohe Emission bei tiefen Radiofrequenzen – dies stimmt jedoch nicht mit den Beobachtungen überein. Um diesem Rätsel auf den Grund zu gehen, hat ein Team am AIP nun erstmalig diese Prozesse einer entstehenden Galaxie realistisch am Computer simuliert und die Energiespektren der kosmischen Strahlung berechnet.

„Bei der Entstehung der galaktischen Scheibe werden kosmische Magnetfelder genau so verstärkt, dass sie mit den starken, beobachteten galaktischen Magnetfeldern übereinstimmen“, erklärt Prof. Christoph Pfrommer, Leiter der Abteilung Kosmologie und Hochenergie-Astrophysik am AIP. Wenn die kosmischen Strahlungsteilchen in den Magnetfeldern Radiostrahlung aussenden, verliert diese auf dem Weg zu uns einen Teil ihrer Energie. Das hat zur Folge, dass ihr Radiospektrum bei niedrigen Frequenzen flacher wird. Bei hohen Frequenzen trägt zusätzlich zur Radioemission der kosmischen Strahlung auch noch die Radiostrahlung des interstellaren Mediums bei, die ein flacheres Spektrum aufweist. Die Summe dieser beiden Prozesse kann daher die beobachtete flache Radiostrahlung der gesamten Galaxie und außerdem die Strahlung des Zentrums perfekt erklären. Damit löst sich auch das Rätsel, warum die Infrarot- und die Radiostrahlung von Galaxien so gut miteinander verknüpft sind. „Dadurch können wir die Anzahl der neu entstandenen Sterne anhand der beobachteten Radioemission in Galaxien besser bestimmen, um so die Geschichte der Sternentstehung im Universum weiter zu entschlüsseln“, fasst Maria Werhahn, Doktorandin am AIP und Erstautorin einer der Studien ihre Ergebnisse zusammen.

Über das Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)
Das Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP) widmet sich astrophysikalischen Fragen, die von der Untersuchung unserer Sonne bis zur Entwicklung des Kosmos reichen. Forschungsschwerpunkte sind dabei kosmische Magnetfelder und extragalaktische Astrophysik sowie die Entwicklung von Forschungstechnologien in den Bereichen Spektroskopie, robotische Teleskope und E-Science. Seinen Forschungsauftrag führt das AIP im Rahmen zahlreicher nationaler, europäischer und internationaler Kooperationen aus. Das Institut ist Nachfolger der 1700 gegründeten Berliner Sternwarte und des 1874 gegründeten Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam, das sich als erstes Institut weltweit ausdrücklich der Astrophysik widmete. Seit 1992 ist das AIP Mitglied der Leibniz-Gemeinschaft.

Publikationen
Cosmic rays and non-thermal emission in simulated galaxies – III. Probing cosmic-ray calorimetry with radio spectra and the FIR–radio correlation. M. Werhahn, C. Pfrommer, P. Girichidis, 2021, MNRAS, 505, 3295, doi.org/10.1093/mnras/stab2535
Simulating radio synchrotron emission in star-forming galaxies: small-scale magnetic dynamo and the origin of the far infrared-radio correlation. C. Pfrommer, M. Werhahn, R. Pakmor, P. Girichidis, C. M. Simpson, 2022, MNRAS, accepted,
https://arxiv.org/abs/2105.12132v2

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• Sternentstehung

Der Beitrag AIP: Rätselhafte Verbindung von Sternentstehung und Radiostrahlung in Galaxien erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Astrophysik.

24. März 2022 – Mit Hilfe der hochmodernen kosmologischen Simulation Thesan hat ein internationales Team von Wissenschaftlern das frühe Universum simuliert, als die ersten Sterne zu leuchten begannen. Durch die Kombination eines Modells der Galaxienentstehung mit der Interaktion von Sternenlicht mit Gas und Staub liefern die Simulationen ein Bild der kosmischen Reionisierung mit dem höchsten Detailreichtum und über das größte Raumvolumen, das je erstellt wurde.

Alles begann vor etwa 13,8 Milliarden Jahren mit dem „Urknall“. Bald darauf wurde das junge Universum kalt und dunkel – zumindest bis einige hundert Millionen Jahre später die Schwerkraft genug Materie zu den ersten Sternen und Galaxien zusammengeballt hatte. Das Licht dieser ersten Sterne erwärmte das umgebende Gas und verwandelte es in ein heißes, ionisiertes Plasma – eine wichtige Phase, die als „kosmische Reionisation“ bekannt ist und zu der komplexen Struktur führte, die wir heute im Universum sehen.

Mit einer neuen Simulation namens Thesan, die gemeinsam von Wissenschaftlern des Max-Planck-Instituts für Astrophysik (MPA), des MIT und der Harvard University entwickelt wurde, können Wissenschaftler nun einen detaillierten Blick darauf werfen, wie sich das Universum während dieser entscheidenden Periode entwickelt haben könnte. Thesan, benannt nach der etruskischen Göttin der Morgenröte, soll die „kosmische Morgendämmerung“ und insbesondere die kosmische Reionisation simulieren. Die Rekonstruktion dieses Zeitraums ist eine große Herausforderung, da es sich dabei um äußerst komplizierte, chaotische Wechselwirkungen handelt, unter anderem zwischen Schwerkraft, Gas und Strahlung.

„Andere Simulationen konnten bisher nicht nachvollziehen, wie Galaxien das sie umgebende Gas im jungen Universum beeinflussen“, erklärt MPA-Wissenschaftler Enrico Garaldi seine Motivation, seit drei Jahren an diesem Projekt mitzuarbeiten. „Jetzt, nach all dieser Arbeit, freue ich mich, sagen zu können, dass Thesan die erste Simulation ist, die quantitativ erklärt, wie die ersten Galaxien das Gas in ihrer Umgebung verändern.“

Die Thesan-Simulation berechnet diese Wechselwirkungen mit der höchsten Detailgenauigkeit und über das größte Volumen aller bisherigen Simulationen. Dazu kombiniert sie ein realistisches Modell der Galaxienbildung mit einem Algorithmus, der die Wechselwirkung zwischen Licht und Gas verfolgt, sowie mit einem Modell für kosmischen Staub. Thesan hat einen Umfang von 300 Millionen Lichtjahren und simuliert eine Milliarde Jahre in der Entwicklung des Universums.

Bisher stimmen die Simulationen mit den wenigen Beobachtungen überein, die Astronomen vom frühen Universum haben. In dem Maße, in dem mehr Beobachtungen aus dieser Zeit gemacht werden, zum Beispiel mit dem kürzlich gestarteten James-Webb-Weltraumteleskop, kann Thesan dazu beitragen, diese Beobachtungen in den kosmischen Kontext einzuordnen.

„Thesan fungiert als Brücke zum frühen Universum“, sagt Aaron Smith, ein NASA-Einstein-Fellow am Kavli Institute for Astrophysics and Space Research des MIT. „Es soll als Simulation ein ideales Gegenstück für kommende Beobachtungseinrichtungen sein, die unser Verständnis des Kosmos grundlegend verändern werden.“

Um die kosmische Reionisation vollständig zu simulieren, versuchte das Team, so viele wichtige Bestandteile des frühen Universums wie möglich einzubeziehen. Sie starteten mit einem erfolgreichen Modell der Galaxienentstehung, das ihre Gruppen zuvor entwickelt hatten, Illustris-TNG. Dann entwickelten sie einen neuen Algorithmus, der berücksichtigt, wie das Licht von Galaxien und Sternen mit dem umgebenden Gas interagiert und dieses reionisiert.

„Thesan verfolgt, wie das Licht dieser ersten Galaxien in den ersten Milliarden Jahren mit dem Gas wechselwirkt und das Universum von neutral zu ionisiert umwandelt“, sagt Rahul Kannan vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. „Auf diese Weise können wir dem Reionisierungsprozess automatisch folgen.“ Schließlich erstellte das Team ein Modell für den kosmischen Staub und erhielt so ein Bild mit einzigartiger Genauigkeit für das frühe Universum. Dieses Modell soll beschreiben, wie winzige Materiekörnchen die Entstehung von Galaxien im frühen, dünn besiedelten Universum beeinflussen.

Nachdem das Team somit alle Bestandteile für die Simulation beisammen hatte, entwickelte es diese Bedingungen in der Zeit vorwärts und simulierte einen Ausschnitt des Universums. Dazu nutzten die Wissenschaftler den SuperMUC-NG am LRZ in Deutschland – einen der größten Supercomputer der Welt. 60.000 Rechenkerne führten hier gleichzeitig die Berechnungen von Thesan durch, was 30 Millionen CPU-Stunden entspricht (auf einem einzelnen Desktop-Rechner hätte dies 5.700 Jahre gedauert).

Die Simulationen ergeben das detaillierteste Bild der kosmischen Reionisierung über das größte Volumen des Weltraums aller existierenden Simulationen. Einige dieser Simulationen modellieren zwar große Entfernungen, aber mit relativ geringer Auflösung, während andere, detailliertere Simulationen keine großen Volumina abdecken.

„Wir haben diese Simulation nicht nur entwickelt, um selbst das frühe Universums besser zu verstehen, sondern für die gesamte Forschungsgemeinschaft“, betont Garaldi. „Deshalb werden wir bald die Simulationsdaten veröffentlichen, damit alle sie nutzen können! Die Simulation ist so reichhaltig und komplex, dass wir viele, viele Jahre brauchen würden, um sie vollständig zu analysieren.“

Originalveröffentlichungen

1. R. Kannan, E. Garaldi, A. Smith, R. Pakmor, V. Springel, M. Vogelsberger, L. Hernquist
   Introducing the thesan project: radiation-magnetohydrodynamic simulations of the epoch of reionization
   MNRAS, Volume 511, Issue 3, April 2022, Pages 4005–4030
   Source: https://arxiv.org/abs/2110.00584
2. Enrico Garaldi, Rahul Kannan, Aaron Smith, Volker Springel, Rüdiger Pakmor, Mark Vogelsberger, Lars Hernquist
   The thesan project: properties of the intergalactic medium and its connection to reionization-era galaxies
   Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 14 February 2022
   Source: https://arxiv.org/abs/2110.01628
3. A. Smith, R. Kannan, E. Garaldi, M. Vogelsberger, R. Pakmor, V. Springel, L. Hernquist
   The thesan project: Lyman-α emission and transmission during the Epoch of Reionization
   MNRAS, 24 March 2022
   Source: https://arxiv.org/abs/2110.02966

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• Galaxien – Entstehung und Entwicklung

Der Beitrag Bisher größtes und detailliertestes Modell des frühen Universums erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: AIP.

Einem Team von Astronominnen und Astronomen ist es gelungen, einige der ältesten Sterne in unserer Galaxie mit noch nie dagewesener Präzision zu datieren. Sie erreichten dies, indem sie Daten aus den Schwingungen der Sterne im Raum – ihrem „Klang“ – mit Informationen über ihre chemische Zusammensetzung kombinierten. Einige dieser alten Sterne waren einst Teil einer Satellitengalaxie, die in das Gravitationsfeld der frühen Milchstraße geriet. Die Ergebnisse deuten darauf hin, dass die Milchstraße bereits vor der Verschmelzung vor rund 10 Milliarden Jahren eine beträchtliche Population ihrer Sterne gebildet hatte.

Die chemische Zusammensetzung, die Lage und die Bewegung der heute beobachteten Sterne in der Milchstraße verschlüsseln wertvolle Informationen über ihren Ursprung und ihre Geschichte. Durch die Kombination der präzisen Daten der zweiten Datenveröffentlichung der ESA-Weltraummission Gaia mit denen der hochauflösenden spektroskopischen Durchmusterung APOGEE identifizierten Wissen­schaftlerinnen und Wissenschaftler kürzlich den außergalaktischen Ursprung einer bedeutenden Population der heutigen Halo-Sterne der Milchstraße. Mittels gründlicher Analysen stellten sie fest, dass diese Sterne Teil einer Satellitengalaxie namens Gaia-Enceladus waren, die vor rund 10 Milliarden Jahren in das Gravitationsfeld der Milchstraße fiel. Um zu verstehen, wie sich diese Verschmelzung auf unsere Galaxie ausgewirkt hat, bedarf es einer genauen Chronologie dieser Ereignisse in der frühen Geschichte der Milchstraße, die ein Forschungsteam unter der Leitung der University of Birmingham (UoB) und unter Beteiligung des Leibniz-Instituts für Astrophysik Potsdam (AIP) nun vorgenommen hat.

Dazu nutzten die Forschenden eine relativ neue Methode namens Asteroseismologie, die Untersuchung globaler, resonanter Moden in Sternen. Eine Analogie zu dieser Methode sind Musikinstrumente: Die Größe, Form und das Material verschiedener Instrumente bestimmen die Kombination und die relativen Amplituden und Phasen der verschiedenen Obertöne einer Frequenz – oder der Note – die unser Ohr erreichen. Diese sogenannte Klangfarbe erlaubt es uns, zwischen einem Cello und einer Posaune, zwischen einer Geige und einem Cello und für einige empfindliche Ohren auch zwischen einer Stradivari und einer modernen Geige zu unterscheiden. In ähnlicher Weise hängen die relativen Frequenzen und Amplituden der Eigenschwingungsformen der Sterne von den Eigenschaften des „stellaren Resonanzkastens“ ab, d.h. vom Radius des Sterns und der Dichteverteilung in seinem Inneren. Beide Eigenschaften ändern sich mit der Entwicklung des Sterns, und so können mit Hilfe von Computermodellen, die wie unser Gehirn bei der Identifizierung des Musikinstruments wirken, das Alter der Sterne genau abgeschätzt werden.

Anhand der Frequenzen dieser Sterne, die mit Daten des Kepler-Satelliten in Kombination mit Gaia- und APOGEE-Daten ermittelt wurden, bestimmte das Team mit bisher unerreichter Präzision das relative Alter von etwa hundert roten Riesensternen. Einige dieser Sterne stammen aus Gaia-Enceladus und bilden einen Teil der Überreste der früh mit der Milchstraße verschmolzenen Zwerggalaxie.

Die nun in Nature Astronomy veröffentlichten Ergebnisse zeigen, dass diese akkretierten Sterne ein ähnliches, aber etwas jüngeres Alter haben als die Mehrheit der an Ort und Stelle geborenen Sterne. Dies deutet darauf hin, dass die Milchstraße zum Zeitpunkt der Kollision, in den ersten Milliarden Jahren der Galaxienentstehung, bereits effizient Sterne gebildet hat, welche sich jetzt hauptsächlich in ihrer dicken Scheibe befinden.

Asteroseismologie verwendet Informationen aus einzelnen Schwingungsfrequenzen – im Gegensatz zu umfassenden, durchschnittlichen Eigenschaften des Schwingungsspektrums – und erlaubt den Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftlern so, sehr präzise relative Alter abzuleiten. Das Team beabsichtigt nun, diesen Ansatz auf größere Stichproben von Sternen anzuwenden und auch die subtileren Eigenschaften der Frequenzspektren einzubeziehen. Dies wird schließlich zu einem viel schärferen Blick auf die Verschmelzungsgeschichte und die Entstehung der Milchstraße führen: einer Art Zeitleiste der Entwicklung unserer Galaxie.

„Diese Ergebnisse illustrieren auf wunderbare Weise den Einfluss, den die Kombination von Kepler, APOGEE und Gaia auf dem Gebiet der Galaktischen Archäologie hat. Die Abfolge der Ereignisse in den ersten Schritten der Entstehung unserer Galaxie kann endlich sehr detailliert untersucht werden“, betont Dr. Cristina Chiappini, Wissenschaftlerin in der Abteilung Milchstraße und die lokale Umgebung am AIP und maßgeblich beteiligt am Projekt Asterochronometry, in dem die Forschungsergebnisse entstanden sind. Das an der Università di Bologna und der University of Birmingham behei­­­matete Gemein­schaftsprojekt bringt Forschende unterschiedlicher Fachgebiete zusammen und wird vom Europäischen Forschungsrat finanziert.

Soundfiles / Klangdateien (.mp3)
So „klingen“ die Oszillationen des Sterns. Credit: Asterochronometry Kollaboration
Der Ton c“ auf einem Saxophon. Credit: Asterochronometry Kollaboration
Der Ton c“ auf einer Klarinette. Credit: Asterochronometry Kollaboration

Originalveröffentlichung
Montalbán, J., Mackereth, J.T., Miglio, A. et al.: Chronologically dating the early assembly of the Milky Way. Nat Astron (2021).

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• Die Milchstraße

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Quelle: AIP.

Die geförderten Projekte von Prof. Lutz Wisotzki und Prof. Christoph Pfrommer haben beide zum Ziel, unser Verständnis der Galaxienentstehung zu verbessern. Lutz Wisotzki konzentriert sich dabei auf Beobachtungen mit erstklassigen Instrumenten, während Christoph Pfrommer Plasmasimulationen und kosmologische Galaxiensimulationen in neuartiger Weise miteinander verknüpfen wird.

„Die Tatsache, dass gleich zwei Spitzenforscher aus dem Fachgebiet der Astronomie in derselben Antragsrunde und dem gleichen Institut unabhängig voneinander erfolgreich die hochbegehrte Förderung eingeworben haben, ist eine herausragende Leistung“, gratuliert Matthias Steinmetz, wissenschaftlicher Vorstand und Sprecher des Vorstands des AIP. „Beide haben sich dem strengen Auswahlverfahren des ERC gestellt und durch ihren Erfolg die wissenschaftliche Exzellenz am AIP bewiesen.“ Die Projekte werden über einen Zeitraum von fünf Jahren mit jeweils etwa 2,5 Millionen Euro gefördert.

Christoph Pfrommer plant mit der erfolgreich eingeworbenen Förderung für das Projekt „Mind the Gap: from Plasma Kinetics to Cosmological Galaxy Formation“ eine Brücke zwischen den Prozessen auf kleinsten Plasmaskalen und den großskaligen Modellen zur Galaxienentstehung zu schlagen. Nach dem derzeitigen Stand der Forschung spielen bei der Entstehung und Entwicklung von Galaxien und Galaxienhaufen sogenannte „Feedback-Prozesse“ eine große Rolle. Beispielsweise explodieren in jungen Galaxien massereiche Sterne als Supernovae, übertragen Energie und Impuls an das umgebende interstellare Medium, beschleunigen Elementarteilchen zu sehr großen Energien, und bilden damit die sogenannte kosmische Strahlung. Die Teilchen der kosmischen Strahlung breiten sich entlang von Magnetfeldern in den Galaxien aus und helfen das interstellare Gas in galaktischen Superwinden aus den Galaxien zu treiben und die damit nachfolgende Sternentstehung zu unterdrücken.

In Galaxienhaufen formen supermassereiche Schwarze Löcher schnelle Ausflüsse in Form von Jets, welche ebenfalls die kosmische Strahlung beschleunigen. Diese strömt ein und heizt das umgebende Plasma des Galaxienhaufens, so dass eine Kühlimplosion, welche große Teile des Galaxienhaufenmediums in Sterne umwandeln würde, verhindert wird. „Eine einzigartige Kombination von Plasma- und kosmologischen Simulationen wird es meiner Arbeitsgruppe nun ermöglichen, den Transport von kosmischer Strahlung und Wärme in Zwerggalaxien, Galaxien wie der Milchstraße und sogar Galaxienhaufen genauestens zu untersuchen“, so Christoph Pfrommer. „Aus den Ergebnissen lassen sich Voraussagen ableiten, die durch Beobachtungen falsifiziert oder validiert werden können.“

Christoph Pfrommer forscht seit 2017 am AIP, leitet die Abteilung „Kosmologie und Hochenergie-Astrophysik“ und ist Professor an der Universität Potsdam. Sein Physikstudium absolvierte er an der Universität Jena, der Harvard University in den USA und promovierte im Anschluss am Max-Planck-Institut für Astrophysik und der Ludwig-Maximilians-Universität München. Nach einem Forschungsaufenthalt am Canadian Institute for Theoretical Astrophysics in Toronto kehrte er nach Deutschland zurück und forschte am Heidelberger Institut für Theoretische Studien. Nach seiner Habilitation an der Universität Heidelberg wurde er 2016 bereits mit einem ERC Consolidator Grant über 2 Millionen Euro ausgezeichnet. Er nutzte diesen in den vergangenen fünf Jahren und leistete Pionierarbeit, indem er den Zusammenhang von kosmischer Strahlung und Galaxienentstehung herstellte.

Das Forschungsprojekt von Lutz Wisotzki beschäftigt sich ebenfalls mit Galaxien. Das Projekt „Spectro-Mapping of the Circumgalactic Medium Across Cosmic Times“ zielt darauf ab, einen grundlegend neuen Blick auf die Struktur und Dynamik von Gasströmungen in der Umgebung von Galaxien zu entwickeln, einem Bereich, der als zirkumgalaktisches Medium bekannt ist und eine Art Ökosystem der Galaxienentwicklung darstellt. In den letzten Jahren wurde deutlich, dass das Zusammenspiel von einströmender Materie aus dem intergalaktischen Raum und Ausflüssen, angetrieben durch supergalaktische Winde, maßgeblich die Entwicklung der Galaxien beeinflusst. Allerdings ist bisher immer noch sehr wenig über das zirkumgalaktische Medium bekannt, vor allem aufgrund der extrem geringen Gasdichte und der daraus folgenden schwierigen Beobachtbarkeit.

Das Forschungsteam begegnet diesen Schwierigkeiten durch den Einsatz modernster Beobachtungsverfahren, wie Lutz Wisotzki erläutert: „Insbesondere werden hierbei zwei einzigartige Beobachtungsinstrumente, MUSE und HETDEX, die beide unter Beteiligung des AIP entwickelt wurden, eingesetzt, für die wir innovative Methoden zur ‚spektralen Kartierung‘ des zirkumgalaktischen Mediums entworfen haben“. Diese sollen in den kommenden Jahren weiter verfeinert und auf reichhaltige neue Beobachtungsdaten von internationalen Großteleskopen angewendet werden.

Lutz Wisotzki arbeitet seit 2002 am AIP und leitet seither die Abteilung „Galaxien und Quasare“. 2009 wurde er zum Professor an der Universität Potsdam berufen. Er absolvierte sein Physikstudium sowie die Promotion und Habilitation an der Universität Hamburg. Gastaufenthalte führten ihn an die Universität Lyon, zur Europäischen Südsternwarte (ESO), an das Royal Observatory in Edinburgh und zum Massachusetts Institute of Technology (MIT) in Cambridge, USA. Lutz Wisotzki ist auch als Autor eines deutschsprachigen Standardlehrbuchs der Astrophysik bekannt.

Der Europäische Forschungsrat (ERC) ist eine von der EU-Kommission eingerichtete Institution zur Förderung grundlagenorientierter Forschung. Zwei Prinzipien zeichnen das Förderverfahren aus: Exzellenz als das alleinige Förderkriterium und ein unabhängiges und transparentes Auswahlverfahren. ERC Advanced Grants werden an etablierte Spitzenforscherinnen und -forscher vergeben, die wissenschaftlich unabhängig sind und in der jüngeren Vergangenheit hochrangige Forschungserfolge und ein Profil vorweisen können, das sie als führend in ihrem jeweiligen Fachgebiet ausweist. In den Jahren 2008 bis 2019 warben Forschende in der Astrophysik in Deutschland insgesamt 15 ERC Advanced Grants ein. Das nun zwei Wissenschaftler am AIP gleichzeitig Erfolg haben, ist bemerkenswert.

Über das AIP
Das Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP) widmet sich astrophysikalischen Fragen, die von der Untersuchung unserer Sonne bis zur Entwicklung des Kosmos reichen. Forschungsschwerpunkte sind dabei kosmische Magnetfelder und extragalaktische Astrophysik sowie die Entwicklung von Forschungstechnologien in den Bereichen Spektroskopie, robotische Teleskope und E-Science. Seinen Forschungsauftrag führt das AIP im Rahmen zahlreicher nationaler, europäischer und internationaler Kooperationen aus. Das Institut ist Nachfolger der 1700 gegründeten Berliner Sternwarte und des 1874 gegründeten Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam, das sich als erstes Institut weltweit ausdrücklich der Astrophysik widmete. Seit 1992 ist das AIP Mitglied der Leibniz-Gemeinschaft.

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• Galaxien – Entstehung und Entwicklung

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Quelle: Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP).

Die großräumige Verteilung der Materie im Universum bildet eine Art „Netzwerk“ von fadenförmigen Strukturen und Knotenpunkten, innerhalb derer die Galaxien entstehen – dies ist eine der wichtigsten Erkenntnisse der Modelle zur kosmischen Strukturbildung. Auch das Gas zwischen den Galaxien sollte sich entlang dieses Netzwerks ausrichten, was jedoch extrem schwierig zu beobachten ist. Vor vierzig Jahren sagten wissenschaftliche Erkenntnisse voraus, dass das Wasserstoffgas des kosmischen Netzwerks ganz schwach aus sich heraus leuchten sollte. Das erwartete Signal ist so lichtschwach, dass es erst seit kurzem beobachtet werden kann ­– den entscheidenden Durchbruch lieferte das neue Instrument „Multi Unit Spectroscopic Explorer“ (MUSE) am Großteleskop der Europäischen Südsternwarte in Chile. Bruchstücke des kosmischen Netzes waren damit bisher nur in der Nähe von hellen Quasaren zu sehen, deren intensive Strahlung das Lichtsignal des Gases erheblich verstärkt. Allerdings liegen helle Quasare in sehr dichten und seltenen Regionen, den Knotenpunkten des kosmischen Netzes, die überhaupt nicht repräsentativ für die Umgebung normaler Galaxien sind. Leuchtendes Gas aus den eigentlichen kosmischen Filamenten konnte bisher nicht beobachtet werden.

Ein internationales Team unter der Leitung von Roland Bacon (CNRS, CRAL), dem auch mehrere Forscherinnen und Forscher des AIP angehören, hat nun auch diese Hürde gemeistert. Sie nutzten MUSE mit zusätzlicher Bildverbesserung durch die sogenannte „Adaptive Optik“ für eine 140-stündige Belichtung konzentriert auf einen einzigen Fleck des bekannten „Hubble Ultra Deep Field“. Dr. Peter Weilbacher, Mitglied des Teams und verantwortlich für die MUSE-Datenreduktionssoftware, beschreibt dies als „die tiefste spektrale Beobachtung, die jemals durchgeführt wurde, unter Verwendung des fortschrittlichsten spektroskopischen Instruments der Welt“.

Allein in diesem kleinen Feld wurden über 2000 Galaxien gefunden, von denen die allermeisten vorher aus klassischen Galaxiendurchmusterungen nicht bekannt waren. Vierzig Prozent der neu entdeckten Galaxien sind so lichtschwach, dass sie sogar auf den Bildern des Hubble-Weltraumteleskops völlig unsichtbar sind – und das, obwohl Hubble dieses Feld so tief untersucht hat wie keine andere Region am Himmel.

Die MUSE-Beobachtungen ermöglichten es dem Team, daraus die ersten Karten von kosmischen Netzfilamenten im jungen Universum – weniger als zwei Milliarden Jahre nach dem Urknall – zu erstellen. Allerdings fanden sie nicht, was sie erwartet hatten. Ein großer Teil des scheinbar diffusen Lichts der Filamente – vielleicht sogar das meiste – stammt von einem „Ozean“ aus ultraschwachen Galaxien, die einzeln nicht zu sehen sind, aber zusammen ein ausgedehntes, diffus wirkendes Leuchten erzeugen. „Das hat uns wirklich überrascht“, betont Prof. Dr. Lutz Wisotzki, Leiter der Abteilung Galaxien und Quasare am AIP, der an der Interpretation der Ergebnisse beteiligt war. „Es sieht so aus, als ob es viel weniger Gas gibt, das den fast leeren Raum zwischen den Galaxien ausfüllt, als wir erwartet hatten.“ Dr. Tanya Urrutia, ebenfalls vom AIP, fügt hinzu: „Andererseits sehen wir jetzt vielleicht zum ersten Mal das kollektive Licht von winzigen Klumpen neu entstandener Sterne im frühen Universum, die sich dann später im Laufe der kosmischen Zeit zu echten Galaxien entwickelt haben.“ Was auch immer der Ursprung der beobachteten filamentartigen Emission ist, diese rekordverdächtige Aufnahme des kosmischen Netzwerks liefert wichtige neue Erkenntnisse über die Entstehung von Galaxien und deren Wechselwirkung mit ihrer Umgebung. Für die kommenden Jahre plant das Team weitere Beobachtungen mit MUSE, um die Geheimnisse des kosmischen Netzwerks weiter zu entschlüsseln.

Originalpublikation
R. Bacon, D. Mary, T. Garel, J. Blaizot, M. Maseda, J. Schaye, L. Wisotzki, S. Conseil, J. Brinchmann, F. Leclercq, V. Abril-Melgarejo, L. Boogard, N. Bouché, T. Contini, A. Feltre, B. Guideroni, C. Herenz, W. Kollatschny et al. (2021):
The MUSE Extremely Deep Field: The cosmic web in emission at high redshift. Astronomy & Astrophysics

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• Galaxien – Entstehung und Entwicklung

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Quelle: Universität Stuttgart, Deutsches SOFIA Institut.

Die sogenannte Starburst-Galaxie M82 – wegen ihrer länglichen Form auch als Zigarrengalaxie bekannt – liegt im Sternbild Großer Bär und ist 12 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt. Die Sternentstehung in M82 ist so intensiv, dass sie einen „Superwind“ erzeugt, der Materie aus der Galaxie in den intergalaktischen Raum hinaus bläst. Diese Materie ist mit Elementen wie Kohlenstoff und Sauerstoff angereichert und ist das Baumaterial für zukünftige Galaxien und Sterne.

Ein Team um Enrique Lopez-Rodriguez, Instrumentenwissenschaftler am SOFIA Science Mission Operation Center (SMO) konnte zeigen, wie dieses Gemisch aus Gas und Staub aus dem Inneren der Galaxie in Bereiche weit außerhalb der Galaxie gelangt, um dort neue Sterne und Milchstraßen zu bilden: Das Magnetfeld von M82 könnte wie eine Autobahn wirken und Fahrspuren für galaktische Materie schaffen, die sich weiträumig in den intergalaktischen Raum ausbreitet.

Bisher wurde mit Daten von SOFIA und HAWC+ (High-Resolution Airborne Wideband Camera) gezeigt, dass der „Superwind“ im Zentrum von M82 das Magnetfeld so beeinflusst, dass es sich senkrecht zur Scheibe der Galaxie ausrichtet. Mit bekannten Methoden aus der Sonnenphysik, die nun auf Galaxien angewendet wurden, konnte das Team um Enrique Lopez erstmals das Magnetfeld in einem größeren Bereich um die Galaxie abschätzen. Dabei sind die Wissenschaftler und Wissenschaftlerinnen der Frage nachgegangen, ob sich die Magnetfeldlinien wie bei Sonnenwinden unendlich in den intergalaktischen Raum ausbreiten oder sich, ähnlich wie koronale Schleifen der Sonne, zurückbiegen und auf die Regionen in der Nähe der Galaxie beschränken.

Tatsächlich dehnt sich das Magnetfeld von M82 wie beim Sonnenwind unendlich aus und die vom Superwind bewegten Gas-und Staubteilchen werden entlang der Feldlinien in den intergalaktischen Raum geleitet. „Jetzt können wir endlich nachvollziehen, wie der Bereich zwischen Sternen und Galaxien mit Materie angereichert wird, aus der dann weitere Sterne und Galaxien entstehen können“, sagt Bernhard Schulz, Deputy SMO Director (SMO) von der Universität Stuttgart. Das Spitzer Weltraumteleskop der NASA hatte bereits 2006 gigantische Staubwolken entdeckt, die sich bis zu 20.000 Lichtjahre in den intergalaktischen Raum erstrecken, aber bislang war unklar, wie diese sich so weit von M82 hatten entfernen können.

Von wenigen Ausnahmen abgesehen, kann das Magnetfeld in der Sonnenkorona nicht direkt gemessen werden. Daher entwickelten Sonnenforscherinnen und -forscher vor etwa 50 Jahren Methoden zur genaueren Berechnung von Magnetfeldern der Sonnenoberfläche bis in den interplanetaren Raum, die in der Sonnenphysik als Potential-Feld-Extrapolation bekannt sind. Anhand von SOFIAs bestehenden Beobachtungen zentraler Magnetfelder modifizierte das Team um Enrique Lopez diese Methode, um das Magnetfeld bis zu 25.000 Lichtjahren vom Zentrum von M82 abzuschätzen.
„Wir können Magnetfelder in so großen Gebieten nicht einfach messen, aber wir können sie mit diesen Methoden aus der Sonnenphysik extrapolieren“, erläutert Enrique Lopez-Rodriguez. „Diese neue, interdisziplinäre Methode gibt uns die erweiterte Perspektive die wir brauchen, um Starburst-Galaxien zu verstehen.“

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• Stratosphären-Observatorium SOFIA
• Galaxien – Entstehung und Entwicklung

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Quelle: ESO, ESON.

Galaxien vergehen, wenn sie aufhören, Sterne zu bilden. Bisher hatten Astronomen jedoch noch nie einen klaren Blick auf den Beginn dieses Prozesses in einer weit entfernten Galaxie erhascht. Mit dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), an dem die Europäische Südsternwarte (ESO) beteiligt ist, haben Astronomen eine Galaxie beobachtet, die fast die Hälfte ihres sternbildenden Gases ausstößt. Dieser Auswurf geschieht mit einer verblüffenden Rate, die dem Wert von 10.000 Sonnen pro Jahr entspricht. Die Galaxie verliert schnell ihren Treibstoff zur Bildung neuer Sterne. Das Team glaubt, dass dieses spektakuläre Ereignis durch eine Kollision mit einer anderen Galaxie ausgelöst wurde, was die Astronomen dazu veranlassen könnte, erneut zu hinterfragen, wie Galaxien aufhören, neue Sterne hervorzubringen.

„Das ist das erste Mal, dass wir eine typische massereiche sternbildende Galaxie im fernen Universum beobachtet haben, die im Begriff ist, aufgrund eines gewaltigen kalten Gasauswurfs zu erlöschen“, sagt Annagrazia Puglisi von der Durham University, Großbritannien, und dem Kernforschungszentrum Saclay (CEA-Saclay), Frankreich, die die neue Studie leitete. Die Galaxie, ID2299, ist so weit entfernt, dass ihr Licht etwa 9 Milliarden Jahre braucht, um uns zu erreichen. Wir sehen sie, als das Universum gerade 4,5 Milliarden Jahre alt war.

Der Gasauswurf geschieht mit einer Rate, die 10.000 Sonnen pro Jahr entspricht, und schleudert erstaunliche 46 % des gesamten kalten Gases aus ID2299. Da die Galaxie auch sehr schnell Sterne bildet, hunderte Male schneller als unsere Milchstraße, wird das verbleibende Gas rasch verbraucht sein und ID2299 in nur einigen zehn Millionen Jahren zum Stillstand bringen.

Das Ereignis, das für den spektakulären Gasverlust verantwortlich ist, so glaubt das Team, ist eine Kollision zwischen zwei Galaxien, die schließlich zu ID2299 verschmolzen. Der entscheidende Hinweis, der die Wissenschaftler auf dieses Szenario führte, war die Verbindung des ausgestoßenen Gases mit einem „Gezeitenschweif“. Gezeitenschweife sind langgestreckte Ströme von Sternen und Gas, die sich in den interstellaren Raum erstrecken. Sie entstehen, wenn zwei Galaxien miteinander verschmelzen, und sind normalerweise zu schwach, um in weit entfernten Galaxien wahrgenommen zu werden. Dem Team gelang es jedoch, das relativ helle Phänomen zu beobachten, als es gerade in den Weltraum vorstieß, und sie konnten es als Gezeitenschweif identifizieren.

Die meisten Astronomen glauben, dass Winde, die durch die Sternentstehung und die Aktivität von Schwarzen Löchern in den Zentren massereicher Galaxien verursacht werden, dafür verantwortlich sind, dass sternbildendes Material in den Weltraum geschleudert wird und so die Fähigkeit der Galaxien, neue Sterne zu bilden, beendet. Die neue Studie, die heute in Nature Astronomy veröffentlicht wurde, legt jedoch nahe, dass galaktische Verschmelzungen ebenfalls dafür verantwortlich sein können, dass sternbildender Brennstoff ins All katapultiert wird.

„Unsere Studie legt nahe, dass Gasauswürfe durch Verschmelzungen erzeugt werden können und dass Winde und Gezeitenschweife sehr ähnlich aussehen können“, sagt Studien-Koautor Emanuele Daddi vom CEA-Saclay. Aus diesem Grund könnten einige der Teams, die zuvor Winde von fernen Galaxien identifiziert haben, in Wirklichkeit Gezeitenschweife beobachtet haben, die Gas herausschleudern. „Das könnte dazu führen, dass wir unser Verständnis davon, wie Galaxien sterben, revidieren müssen“, fügt Daddi hinzu.

Puglisi stimmt über die Bedeutung des Fundes des Teams zu und sagt: „Ich war begeistert, eine so außergewöhnliche Galaxie zu entdecken! Ich war begierig darauf, mehr über dieses sonderbare Objekt zu erfahren, weil ich überzeugt war, dass daraus eine wichtige Erkenntnis darüber zu ziehen ist, wie sich ferne Galaxien entwickeln.“

Diese überraschende Entdeckung wurde zufällig gemacht, während die Forscher eine mit ALMA durchgeführte Durchmusterung von Galaxien untersuchten, mit der die Eigenschaften von kaltem Gas in mehr als 100 weit entfernten Galaxien untersucht werden sollten. ID2299 wurde von ALMA nur wenige Minuten lang beobachtet, aber das leistungsstarke Observatorium, das sich im Norden Chiles befindet, ermöglichte es dem Team, genügend Daten zu sammeln, um die Galaxie und ihren Auswurfschweif zu entdecken.

„ALMA hat ein neues Licht auf die Mechanismen geworfen, die die Sternentstehung in fernen Galaxien zum Stillstand bringen können. Die Beobachtung eines solch gravierenden Störvorgangs fügt dem komplexen Puzzle der Galaxienentwicklung ein wichtiges Stück hinzu“, sagt Chiara Circosta, Forscherin am University College London, UK, die ebenfalls an der Untersuchung beteiligt war.

In Zukunft könnte das Team ALMA nutzen, um höher aufgelöste und tiefere Beobachtungen dieser Galaxie zu machen, um so die Dynamik des ausgestoßenen Gases besser zu verstehen. Beobachtungen mit dem zukünftigen Extremely Large Telescope der ESO könnten es der Gruppe erlauben, die Verbindungen zwischen den Sternen und dem Gas in ID2299 zu erforschen und so mehr darüber zu erfahren, wie sich Galaxien entwickeln.

Weitere Informationen
Diese Studie wurde in dem Artikel „A titanic interstellar medium ejection from a massive starburst galaxy at z=1.4“ vorgestellt, der in Nature Astronomy erscheint (doi: 10.1038/s41550-020-01268-x).

Das Team besteht aus A. Puglisi (Centre for Extragalactic Astronomy, Durham University, UK und CEA, IRFU, DAp, AIM, Université Paris-Saclay, Université Paris Diderot, Sorbonne Paris Cité, CNRS, Frankreich [CEA]), E. Daddi (CEA), M. Brusa (Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Bologna, Italien und INAF-Osservatorio Astronomico di Bologna, Italien), F. Bournaud (CEA), J. Fensch (Univ. Lyon, ENS de Lyon, Univ. Lyon 1, CNRS, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, Frankreich), D. Liu (Max-Planck-Institut für Astronomie, Deutschland), I. Delvecchio (CEA), A. Calabrò (INAF-Osservatorio Astronomico di Roma, Italien), C. Circosta (Department of Physics & Astronomy, University College London, UK), F. Valentino (Cosmic Dawn Center at the Niels Bohr Institute, University of Copenhagen and DTU-Space, Technical University of Denmark, Denmark), M. Perna (Centro de Astrobiología (CAB, CSIC-INTA), Departamento de Astrofísica, Spanien und INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Italien), S. Jin (Instituto de Astrofísica de Canarias und Universidad de La Laguna, Dpto. Astrofísica, Spanien), A. Enia (Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Padova, Italien [Padova]), C. Mancini (Padova) und G. Rodighiero (Padova und INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Italien).

Die Europäische Südsternwarte (engl. European Southern Observatory, kurz ESO) ist die führende europäische Organisation für astronomische Forschung und das wissenschaftlich produktivste Observatorium der Welt. Die Organisation hat 16 Mitgliedsländer: Belgien, Dänemark, Deutschland, Finnland, Frankreich, Großbritannien, Irland, Italien, die Niederlande, Österreich, Polen, Portugal, Spanien, Schweden, die Schweiz und die Tschechische Republik. Hinzu kommen das Gastland Chile und Australien als strategischer Partner. Die ESO führt ein ehrgeiziges Programm durch, das sich auf die Planung, den Bau und den Betrieb leistungsfähiger bodengebundener Beobachtungseinrichtungen konzentriert, die es Astronomen ermöglichen, wichtige wissenschaftliche Entdeckungen zu machen. Auch bei der Förderung internationaler Zusammenarbeit auf dem Gebiet der Astronomie spielt die Organisation eine maßgebliche Rolle.

Die ESO verfügt über drei weltweit einzigartige Beobachtungsstandorte in Chile: La Silla, Paranal und Chajnantor. Auf dem Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope (VLT) und das weltweit führende Very Large Telescope Interferometer sowie zwei Durchmusterungsteleskope: VISTA im Infrarotbereich und das VLT Survey Telescope (VST) für sichtbares Licht. Am Paranal wird die ESO zukünftig außerdem das Cherenkov Telescope Array South beherbergen und betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlenobservatorium der Welt. Die ESO ist zusätzlich einer der Hauptpartner bei zwei Projekten auf Chajnantor, APEX und ALMA, dem größten astronomischen Projekt überhaupt. Auf dem Cerro Armazones unweit des Paranal errichtet die ESO zur Zeit das Extremely Large Telescope (ELT) mit 39 Metern Durchmesser, das einmal das größte optische Teleskop der Welt werden wird.

Das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), eine internationale astronomische Einrichtung, ist eine Partnerschaft der ESO, der U.S. National Science Foundation (NSF) und der National Institutes of Natural Sciences (NINS) of Japan in Zusammenarbeit mit der Republik Chile. ALMA wird von der ESO im Namen ihrer Mitgliedsstaaten, von der NSF in Zusammenarbeit mit dem National Research Council of Canada (NRC) und dem Ministry of Science and Technology (MOST) und vom NINS in Zusammenarbeit mit der Academia Sinica (AS) in Taiwan und dem Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI) finanziert. Bau und Betrieb von ALMA werden von der ESO im Auftrag ihrer Mitgliedsstaaten geleitet; vom National Radio Astronomy Observatory (NRAO), das von Associated Universities, Inc. (AUI) für Nordamerika und das National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) für Ostasien. Das Joint ALMA Observatory (JAO) übernimmt die einheitliche Leitung und das Management von Bau, Inbetriebnahme und Betrieb von ALMA.

Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

Wissenschaftlicher Artikel
https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2101/eso2101a.pdf

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• Galaxien – Entstehung und Entwicklung

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Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: NASA.

Die NASA hat die Kräfte des Hubble- und des Spitzer-Weltraumteleskops kombiniert, um neun der kleinsten, lichtschwächsten und kompaktesten Galaxien zu entdecken. Obwohl sich in jeder dieser Galaxie ebenso Millionen von Sternen befinden, sind diese Galaxien um bis zu 1.000 Mal kleiner als unsere Milchstraße. „Dies sind einige der Galaxien mit der geringsten Masse die je entdeckt wurden“, sagt Nor Pirzkal vom Space Telescope Science Institute in Baltimore.

Heute gültige Modelle über die Evolution von Galaxien besagen, dass die kleinen Galaxien im frühen Universum zu großen, massiven Galaxien wurden – so wie wir sie heute kennen. Laut dieser Theorie soll die Vergrößerung der Masse durch gegenseitige Verschmelzung geschehen sein. Diese neun kleinen Galaxien, die vermutlich allesamt Bausteine einer größeren Galaxie werden, wurden vom Hubble-Teleskop entdeckt und scheinen diese Theorie zu bestätigen. Pirzkal und sein Team waren überrascht, dass die aufgrund der Hubble-Daten geschätzte Masse so niedrig sein soll. Deswegen haben sie den Hubble-Cousin Spitzer auf diese Galaxien angesetzt. Spitzer kann die Masse bzw. das Volumen von Himmelskörpern mit seiner ausgefeilten Technik viel besser bestimmen als Hubble. Die, von Hubble geschätzten, Größen der Galaxien wurden von Spitzer jedoch bestätigt – sehr zur Verwunderung der Forscher.

Diese jungen Galaxien offerieren einen ganz neuen Einblick in die jungen Jahre des Universums – „nur“ eine Milliarde Jahre nach dem Urknall. Hubble konnte sogar Sterne innerhalb dieser kleinen Galaxien ausmachen. Diese jungen Sterne sind erst ein paar Millionen Jahre alt und noch immer damit beschäftigt, die Urknallelemente (primär Wasserstoff und Helium) in schwerere Elemente umzuwandeln. Auch deren Umgebung wurde noch nicht mit deren Elementen „verschmutzt“. „Während Hubble ein blaues Licht in diesen Galaxien sah und somit die Präsenz von Sternen nachwies, konnte Spitzer im Infrarotlicht keine oder nur schwach leuchtende Sterne entdecken. Dies ist ein weiterer Beweis dafür, dass es sich um junge Galaxien mit jungen Sternen handeln muss, da die früheren Generationen von Sternen kaum Infrarotstrahlung abgaben“, erklärt Sangeeta Malhotra von der Universität in Arizona das Phänomen.

Die Galaxien wurden als erstes von James Rhoads von der Universität von Arizona und von Chun Xu aus Shanghai als solche identifiziert. Laut den Forschern ist das Licht, welches Hubble aufgefangen hat, auf glühenden Wasserstoff zurückzuführen. Drei der Galaxien scheinen die Form von runden Klumpen zu haben. Dies könnte ein direkter Nachweis für eine gerade eben stattfindende Verschmelzung mit einer Nachbargalaxie sein. Nach dieser Verschmelzung entstehen größere und massivere Galaxien, die vielleicht nochmals mit einer weiteren Galaxie verschmelzen, die ihrerseits bereits aus mehreren kleinen Galaxien besteht.

Den Forschern dürfte nun endlich ein direkter Beweis für die Theorie der Galaxieentstehungen geglückt sein. Dies wirft natürlich weitere Fragen auf. Die wohl interessanteste dürfte sein: aus wie vielen (dieser kleinen) Galaxien formte sich die Milchstraße?

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Ein Beitrag von Felix Herrmann. Quelle: NASA News Release.

„Nimm reichlich dunkle Materie, rühre diese dann in riesige Gaswolken unter. Lass sich dieses Gemisch eine Weile setzen und wenn du alles richtig gemacht hast, sollte eine Galaxie aus dem Teig herauskommen.“

Dieses relativ einfache Rezept, um Galaxien herzustellen, kann zwar nicht zu Hause realisiert werden, aber es zeigt, was Astronomen über die Bildung von Galaxien gelernt haben. Es ist wie Brot mit Hefe zu backen. Eine mysteriöse Substanz namens „Dunkle Materie“ ist erforderlich, um die Galaxien wachsen zu lassen.

Jetzt verbessert eine neue Studie vom NASA-Spitzer-Space-Teleskop die Kenntnisse über die wichtigsten Bestandteile einer Galaxie. Der Studie zufolge ist nicht nur Dunkle Materie zur Bildung einer Galaxie nötig, aber eine minimale Menge muss schon vorhanden sein, damit der Vorgang stattfinden kann. Weniger Dunkle Materie würde heißen, keine Galaxie – das kosmische Äquivalent zu einem misslungenem Laib Brot.

„Galaxien werden innerhalb riesiger Dunkler Materieklumpen geboren“, berichtet Dr. Duncan Farrah von der Cornell-Universität, Ithaca, New York. “Wir finden, dass diese Klumpen scheinbar eine bemerkenswerte Übereinstimmung in der Größe von Galaxie zu Galaxie haben.“ Farrah ist der Hauptautor eines Textes, der diese und andere Feststellungen in der jüngsten Ausgabe des „Astrophysical Journal Letters“ beschreibt.

Wie der Name schon sagt, sendet Dunkle Materie kein Licht aus, somit kann kein gewöhnliches Teleskop sie sehen. So genannte Normale Materie, aus denen alle Planeten, Menschen und Himmelsobjekte bestehen, geben elektromagnetische Strahlung oder Licht ab. Im Universum gibt es ungefähr 5mal mehr Dunkle als Normale Materie.

Dunkle Materie besitzt Masse, das heißt, dass ihre Gravitationskräfte auch auf Normale Materie wirken. „Da Dunkle Materie Gravitationskraft besitzt, sammelt sich mehr und mehr Dunkle Materie zu ‚Normalem‘ Gas zusammen“, erzählt der Co- Autor Dr. Jason Surace vom NASA-Spitzer-Wissenschaftszentrum am Kalifornischen Technikinstitut in Pasadena. „Wir wissen, dass das Gas sich möglicherweise in Sterne umwandelt, woraus dann wieder Galaxien entstehen. Aber die Spitzer-Studie sagt voraus, dass dies nicht passieren wird, bis die Dunkle Materie eine kritische Masse erreicht hat.“

Farrah und seine Kollegen benutzen die Daten der ‚weiträumigen Spitzer-Sondergalaxie-Infrarotvermessung‘ um hunderte von weit entfernten Objekten, ultraleuchtende Infrarotgalaxien genannt, zu studieren. Diese Objekte sind Milliarden Lichtjahre entfernt lokalisiert worden. Diese jungen Galaxien sind unglaublich strahlend und gefüllt mit lauter staubigen Sternbildungsaktivitäten. Anfänglich wurden die Forscher eingesetzt, um die jungen Galaxien und die Dunkle Materie in ihrer Entwicklung und in ihrem Zustand zu verstehen und die Wechselwirkung mit den riesigen Ansammlungen fertig ausgebildeter Galaxien, die das Hauptgeschehen im Universum bestimmen, zu erforschen.

„Sie werden vielleicht denken, das sie Galaxien zufällig im Himmel verteilt sind, wie als würde man einfach ein Hand voll Sand auf den Boden streuen“, erklärt Farrah, „Aber das ist nicht so, und der Grund ist vielleicht, dass sich Dunkle Materie um die jungen Galaxien klumpt und alle anderen anzieht.“

Wenn sie bestimmen, wie fest die ultraleuchtenden Infrarotgalaxien begannen sich zusammenzubündeln, können Farrah und seine Kollegen indirekt sagen, wie stark die Dunkle Materie die Normale Materie angezogen hat. Je dichter die Gruppierung, umso mehr Dunkle Materie war dort vorhanden. Die Forscher haben diese Berechnung für zwei Galaxien mit variierender Distanz zur Erde gemacht.

Genau an dieser Stelle haben sie etwas bemerkt, was nicht dazu passt.

Jede Galaxie, die sie studiert haben, egal wie weit entfernt sie war, schienen die die Galaxien umfassenden Dunklen Materieklumpen ungefähr das selbe Format zu haben, etwa die Masse von 10 Trillionen Sonnenmassen.

Weil die Astronomen keine Galaxie mit weniger als 10 Trillionen Sonnenmassen fanden, glaubten sie, dies muss die Mindestmasse sein, um eine ultraleuchtende Infrarotgalaxie zu formen.

„Diese Dunklen Materieklumpen könnten wie Samen sein, die die Geburt dieser entfernten Galaxien auslösen“, meint Surace. „Vergleichbare Galaxien in der Nähe unseres Universums formen sich in einer völlig anderen Art, also lernen wir etwas, was in einer anderen Epoche unseres Universums angewandt wird, weit zurück in der kosmischen Zeit.“

Ob andere Galaxientypen in ähnlicher Art und Weise erscheinen, ist eine häufig gestellte Frage unter Astronomen. Frühere Studien an hochenergetischen Galaxien, genannt Quasare, haben Hinweise darauf gebracht, dass auch diese Objekte ein Minimum an Dunkler Materie zum wachsen brauchen. Nur in dem Fall können sie auf Dunkle Materie verzichten, wenn der Galaxienteig nicht mehr als 4 oder 5 Trillionen Sonnenmassen besaß.

Es scheint so als, müssten die Astronomen noch eine Weile warten, bis das Universum eines seiner bestgehüteten Familienrezepte preisgibt.

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