AIP 21. November 2023.

21. November 2023 – Dank des neuesten Katalogs des ESA-Satelliten Gaia konnte ein internationales Team nachweisen, dass Zwerggalaxien aus dem Gleichgewicht geraten sein könnten. Die Studie wirft wichtige Fragen zum kosmologischen Standardmodell auf, insbesondere zum Vorhandensein Dunkler Materie in unserer unmittelbaren Umgebung.

Eine Besonderheit dieser Studie liegt in der Rolle der Dunklen Materie. Erstens verhindert das fehlende Gleichgewicht eine Schätzung der dynamischen Masse der Zwerggalaxien der Milchstraße und damit ihres Anteils an Dunkler Materie. Zweitens: Während im vorherigen Szenario die Dunkle Materie die vermeintliche Stabilität von Zwerggalaxien sicherte, wird sie bei Objekten, die aus dem Gleichgewicht geraten sind, eher hinderlich. Enthielte nämlich der Zwerg bereits viel Dunkle Materie, hätte diese seine anfängliche rotierende Sternscheibe stabilisiert und seine Umwandlung in eine Galaxie mit zufälligen Sternbewegungen, wie sie beobachtet werden, verhindert.

Die beschriebene erst kürzliche Ankunft von Zwerggalaxien und ihre Umwandlung im Halo erklären viele beobachtete Eigenschaften dieser Objekte, insbesondere, warum sie Sterne in großer Entfernung von ihrem Zentrum besitzen. Ihre Eigenschaften scheinen sich auch ohne Dunkle Materie erklären zu lassen – im Gegensatz zur bisherigen Auffassung, dass Zwerggalaxien die am stärksten von Dunkler Materie dominierten Objekte sind. Nun stellen sich viele Fragen, wie zum Beispiel: Wo sind die vielen von Dunkler Materie dominierten Zwerggalaxien, die das kosmologische Standardmodell um die Milchstraße erwartet? Wie können wir auf den Gehalt an Dunkler Materie in einer Zwerggalaxie schließen, wenn kein Gleichgewicht angenommen werden kann? Welche anderen Beobachtungen könnten zwischen den vorgeschlagenen Zwerggalaxien außerhalb des Gleichgewichts und dem klassischen Bild mit von Dunkler Materie dominierten Zwergen unterscheiden?

Man geht seit langem davon aus, dass die Zwerggalaxien rund um die Milchstraße uralte Satelliten sind, die unsere Galaxie seit fast 10 Milliarden Jahren umkreisen. Dazu müssten sie riesige Mengen an Dunkler Materie enthalten, um sie vor den enormen Gezeiteneffekten zu schützen, die durch die Anziehungskraft unserer Galaxie verursacht werden. Es wurde angenommen, dass Dunkle Materie die Ursache für die großen Geschwindigkeitsunterschiede zwischen den Sternen in diesen Zwerggalaxien ist.

Die neuesten Gaia-Daten haben nun ein völlig anderes Bild der Eigenschaften von Zwerggalaxien ergeben. Astronominnen und Astronomen des Pariser Observatoriums PSL, des Centre national de la recherche scientifique (CNRS) und des Leibniz-Instituts für Astrophysik Potsdam (AIP) waren in der Lage, die Geschichte der Milchstraße zu datieren, und zwar dank der Beziehung zwischen der Bahnenergie eines Objekts und seiner Eintrittszeit in den Halo, dem Zeitpunkt, zu dem sie erstmals vom Gravitationsfeld der Milchstraße erfasst wurden: Objekte, die zu früheren Zeiten in die Milchstraße eindrangen, als diese noch weniger massereich war, haben eine niedrigere Energie als solche, die erst kürzlich eintrafen. Die Bahnenergie der meisten Zwerggalaxien ist überraschenderweise deutlich größer als jene der Sagittarius-Zwerggalaxie, die vor 5 bis 6 Milliarden Jahren in den Halo eintrat. Dies deutet darauf hin, dass die meisten Zwerggalaxien erst vor viel kürzerer Zeit, nämlich vor weniger als drei Milliarden Jahren, in den Halo eingetreten sind.

Eine solche jüngste Ankunft bedeutet, dass die nahen Zwerggalaxien von außerhalb des Halos stammen, wo fast alle Zwerggalaxien riesige Reservoirs an neutralem Gas enthalten. Diese gasreichen Galaxien verloren ihr Gas, als sie mit dem heißen Gas des galaktischen Halos zusammenstießen. Die Gewalt der Schocks und Turbulenzen in diesem Prozess veränderte diese Zwerggalaxien völlig. Während die zuvor gasreichen Zwerggalaxien durch die Rotation von Gas und Sternen bestimmt wurden, wird ihre Schwerkraft bei der Umwandlung in gasfreie Systeme durch die zufälligen Bewegungen der verbleibenden Sterne ausgeglichen. Der Prozess, mit dem Zwerggalaxien ihr Gas verlieren, ist so heftig, dass er sie aus dem Gleichgewicht bringt. Das bedeutet, dass die Geschwindigkeit, mit der sich ihre Sterne bewegen, nicht mehr im Gleichgewicht mit ihrer Gravitationsbeschleunigung ist. Die kombinierten Auswirkungen von Gasverlust und Gravitationsschocks durch den Sturz in die Galaxie erklären die große Streuung der beobachteten Geschwindigkeiten der Sterne innerhalb des Überrests der Zwerggalaxie gut.

Originalveröffentlichung
Francois Hammer, Jianling Wang, Gary A Mamon, Marcel S Pawlowski, Yanbin Yang, Yongjun Jiao, Hefan Li, Piercarlo Bonifacio, Elisabetta Caffau, Haifeng Wang, The accretion history of the Milky Way – II. Internal kinematics of globular clusters and of dwarf galaxies, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 527, Issue 2, January 2024, Pages 2718–2733.
doi.org/10.1093/mnras/stad2922
https://arxiv.org/abs/2311.05677
pdf: https://arxiv.org/pdf/2311.05677

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• Die Milchstraße

Der Beitrag Radikal neuer Blick auf die Begleiterinnen der Milchstraße erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Universität Bonn 5. August 2022.

5. August 2022 – Die Ergebnisse der Studie sprechen dafür, dass die Zwerggalaxien des zweitnächsten Galaxienhaufens der Erde – des sogenannten Fornax-Haufens – frei von solchen Halos aus Dunkler Materie sind. Die Studie ist in der Fachzeitschrift Monthly Notices of the Royal Astronomical Society erschienen.

Zwerggalaxien sind kleine, schwache Galaxien, die normalerweise in Galaxienhaufen oder in der Nähe größerer Galaxien zu finden sind. Aus diesem Grund können sie von den Gravitationswirkungen ihrer größeren Begleiter beeinflusst werden. „Wir stellen eine innovative Methode zur Überprüfung des Standardmodells vor, die darauf beruht zu untersuchen, wie stark Zwerggalaxien durch die Schwerkraft von nahegelegenen größeren Galaxien gestört werden“, sagt Elena Asencio, Doktorandin an der Universität Bonn und Erstautorin der Studie. Solche Gezeiten entstehen, wenn die Schwerkraft eines Körpers auf verschiedene Teile eines anderen Körpers wirkt. Sie sind vergleichbar mit den Gezeiten auf der Erde – bestimmt durch den Mond, der wie ein Magnet an der ihm zugewandten Seite der Erde zieht.

Der Fornax-Haufen hat viele Zwerggalaxien. Jüngste Beobachtungen zeigen, dass einige dieser Zwerggalaxien verzerrt erscheinen, als wären sie durch die Umgebung des Haufens gestört worden. „Solche Störungen in den Fornax-Zwergen erwartet man nach dem Standardmodell nicht“, sagt Prof. Dr. Pavel Kroupa von der Universität Bonn und der Karls-Universität in Prag. „Das liegt daran, dass nach diesem Modell die Halos aus Dunkler Materie die Zwerge größtenteils vor den Gezeiten des Haufens schützen.“

Das Team analysierte das erwartete Ausmaß der Störung der Fornax-Zwerge, das von ihren inneren Eigenschaften und ihrer Entfernung zum gravitativen Zentrum des Haufens abhängt: Galaxien mit großer Größe, aber geringer stellarer Masse und Galaxien in der Nähe des Haufenzentrums werden leichter gestört oder zerstört. Die Ergebnisse verglichen sie mit dem Störungsgrad, beobachtet aus Bildern des VLT Survey Teleskops der Europäischen Südsternwarte.

Das Ergebnis des Vergleichs: „Um die Beobachtungen mit dem Standardmodell zu erklären, müssten die Fornax-Zwerge bereits durch die Gravitation des Haufenzentrums zerstört werden, selbst wenn die Gezeiten, die auf einen Zwerg wirken, vierundsechzigmal schwächer sind als die Eigengravitation des Zwergs“, sagt Elena Asencio. Das sei nicht nur der Intuition widersprechend, sondern widerspreche auch früheren Studien, die zeigten, dass die externe Kraft, die nötig ist, um eine Zwerggalaxie zu stören, ungefähr so groß ist wie die Eigengravitation des Zwergs.

Widerspruch zum Standardmodell
Daraus schlossen die Autorinnen und Autoren, dass es im Standardmodell nicht möglich ist, die beobachteten Erscheinungsformen der Fornax-Zwerge auf eine in sich widerspruchsfreie Weise zu erklären. Das Team wiederholte die Analyse mithilfe der Milgromschen Dynamik (MOND). Nach dieser Theorie gehorcht die Anziehung zwischen zwei Massen nur bis zu einem bestimmten Punkt den Newton’schen Gesetzen. Bei sehr kleinen Beschleunigungen, wie sie in Galaxien vorherrschen, wird sie dagegen erheblich stärker. Daher reißen Galaxien durch ihre Drehgeschwindigkeit auch nicht auseinander.

„Wir waren uns nicht sicher, ob die Zwerggalaxien in der Lage sein würden, die extreme Umgebung eines Galaxienhaufens in MOND zu überleben, da es in diesem Modell keine schützenden Halos aus Dunkler Materie gibt“, sagt Dr. Indranil Banik von der University of St. Andrews. „Aber unsere Ergebnisse zeigen eine bemerkenswerte Übereinstimmung zwischen den Beobachtungen und den MOND-Erwartungen für das Ausmaß der Störung der Fornax-Zwerge.“

„Es ist aufregend zu sehen, dass die Daten, die wir mit dem Survey Teleskop erhalten haben, einen so gründlichen Test kosmologischer Modelle ermöglichen“, betonen die Koautoren Aku Venhola von der Universität Oulu (Finnland) und Steffen Mieske von der Europäischen Südsternwarte.

Es sei nicht das erste Mal, dass eine Studie, die die Auswirkungen der Dunklen Materie auf die Dynamik und Entwicklung von Galaxien untersucht, zu dem Schluss komme, dass die Beobachtungen besser dadurch erklärt werden können, dass die Galaxien nicht von Dunkler Materie umgeben sind. „Die Anzahl der Veröffentlichungen, die Unvereinbarkeiten zwischen Beobachtungen und dem Paradigma der Dunklen Materie aufzeigen, nimmt jedes Jahr zu“, sagt Pavel Kroupa, Mitglied der Transdisziplinären Forschungsbereiche „Modelling“ und „Matter“ der Universität Bonn. „Es ist an der Zeit, deutlich mehr Ressourcen in andere Theorien zu investieren.“

Dr. Hongsheng Zhao von der University of St. Andrews fügt hinzu: „Unsere Ergebnisse haben große Auswirkungen auf die Grundlagenphysik. Wir erwarten, dass wir mehr gestörte Zwerggalaxien in anderen Haufen finden, eine Vorhersage, die von anderen Teams überprüft werden sollte“.

Beteiligte Institutionen und Förderung
An der Studie waren neben der Universität Bonn die University of Saint Andrews (Schottland), die Europäische Südsternwarte (ESO), die Universität Oulu (Finnland) und die Karls-Universität in Prag (Tschechien) beteiligt. Die Studie wurde gefördert durch die Universität Bonn, den britischen Science and Technology Facilities Council und den Deutschen Akademischen Austauschdienst.

Originalpublikation
Elena Asencio, Indranil Banik, Steffen Mieske, Aku Venhola, Pavel Kroupa & Hongsheng Zhao: The distribution and morphologies of Fornax Cluster dwarf galaxies suggest they lack dark matter. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society; doi.org/10.1093/mnras/stac1765

https://arxiv.org/abs/2208.02265

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• Dunkle Materie

Der Beitrag Keine Spur von Halos aus Dunkler Materie erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: TU Darmstadt.

Europium ist der Schlüssel zum Verständnis der Entstehung der schweren Elemente durch den schnellen Neutroneneinfangprozess, den sogenannten r-Prozess. Dieser ist entscheidend sowohl für die Bildung der Hälfte der Elemente, die schwerer sind als Eisen, als auch für das gesamte Vorkommen an Thorium und Uran im Universum. Die EUROPIUM-Gruppe hat theoretische astrophysikalische Simulationen mit Beobachtungen der ältesten Sterne in unserer Galaxie und in Zwerggalaxien kombiniert. Letztere sind kleine, von dunkler Materie dominierte Galaxien, die um unsere Galaxie kreisen. Zwerggalaxien sind exzellente Testobjekte für die Untersuchung des r-Prozesses, da einige der ältesten, also seit 10 bis 13 Milliarden Jahren existierenden metallarmen Sterne eine Überhäufigkeit von r-Prozess-Elementen aufgewiesen haben. Studien haben sogar postuliert, dass nur ein einziges neutronenreiches Ereignis für diese Anreicherung in den kleinsten Zwerggalaxien verantwortlich sein könnte.

Mit ihrer neuen Entdeckung ist es den Forschenden in Darmstadt und Heidelberg gelungen, den höchsten jemals beobachteten Europium-Gehalt zu bestimmen – und sie haben einen neuen Namen für diese Sterne geprägt: „Europium-Sterne“. Diese Sterne gehören zur Zwerggalaxie Fornax – einer sphäroidischen Zwerggalaxie mit einem hohen Sterngehalt. In ihrer Publikation berichtet die Gruppe auch über die erste Beobachtung von Lutetium in einer Zwerggalaxie überhaupt und der größten Stichprobe von beobachtetem Zirconium.

Die „Europium-Sterne“ in Fornax wurden kurz nach einer explosiven Produktion schwerer Elemente geboren. Aufgrund der hohen stellaren Metallhäufigkeit muss das extreme r-Prozess-Ereignis erst vor vier bis fünf Milliarden Jahren stattgefunden haben. Dies ist ein sehr seltener Fund, da die meisten Europium-reichen Sterne viel älter sind. Daher geben die Europium-Sterne Einblicke in den Ursprung der Elemente im Universum zu einem sehr spezifischen und späten Zeitpunkt.

Schwere Elemente entstehen durch den r-Prozess bei der Verschmelzung zweier Neutronensterne oder beim explosiven Ende massereicher Sterne mit starken Magnetfeldern. Die EUROPIUM-Gruppe hat diese beiden hochenergetischen Ereignisse analysiert und detaillierte Studien zur Elementproduktion in diesen Umgebungen durchgeführt. Aufgrund der immer noch großen Unsicherheiten in den kernphysikalischen Angaben ist es jedoch nicht möglich, die schweren Elemente in den „Europium-Sternen“ eindeutig einer dieser astrophysikalischen Umgebungen zuzuordnen. Zukünftige Experimente im neuen Beschleunigerzentrum FAIR am GSI-Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung in Darmstadt werden diese Unsicherheiten deutlich reduzieren.

Darüber hinaus wird das neue hessische Clusterprojekt ELEMENTS, bei dem Professorin Arcones als leitende Forscherin fungiert, in einzigartiger Weise Simulationen von Neutronensternverschmelzungen, Nukleosynthese-Berechnungen mit den neuesten experimentellen Informationen und Beobachtungen kombinieren, um die seit langem bestehende Frage zu untersuchen: Wo und wie werden schwere Elemente im Universum produziert?

Publikation:
M. Reichert, C. J. Hansen, and A. Arcones: Extreme r-process Enhanced Stars at High Metallicity in Fornax. In: The Astrophysical Journal, Volume 912, Number 2.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

• Hinweise auf Bedingungen von Sternexplosionen (1. März 2021)
• Die Alchemie von verschmelzenden Neutronensternen (24. Oktober 2019)
• ESO: Strontium im All nachgewiesen (23. Oktober 2019)

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• Sternentwicklung

Der Beitrag Europium-Sterne in der Zwerggalaxie Fornax erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: ESA. Vertont von Peter Rittinger.

Sterne sind gewissermaßen atomare Öfen, in ihren Kernen wird aus Wasserstoff kontinuierlich Helium fusioniert. Bei einem Stern, der eine größere Masse als das etwa Achtfache unserer Sonne hat, führt das Ausgehen von Wasserstoff als Brennmaterial für das nukleare Fusionsfeuer unweigerlich zum Zusammenbruch. Bei einem solchen Kollaps entstehen Temperaturen, die hoch genug sind, dass durch Kernfusion auch schwere Elemente gebildet werden können, wie zum Beispiel Eisen, Kobalt, Nickel und Titan.

Auf den Zusammenbruch folgt eine Gegenbewegung, die letztlich in einer spektakulären Explosion, einer Supernova, endet. Vorher erbrütete Elemente werden dabei in den Weltraum geschleudert. Supernovae können dank der bei den enormen, bei der Explosion freiwerden Energiemengen so hell leuchten wie ganze Galaxien, im Unterschied zu letzteren aber nur für eine geringe Zeitspanne.

Nachdem das Explosionsleuchten nachgelassen hat, hängt die Leuchtkraft des übriggebliebenen Objekts von der Energie ab, die beim radioaktiven Zerfall von vorher erbrüteten und in der Explosion fusionierten Elementen entsteht. Beim radioaktiven Zerfall eines Elements entsteht Strahlung mit jeweils ganz bestimmten Frequenzen. An diesen Frequenzen lässt sich ablesen, um welche Elemente es sich handelt, die im konkreten Supernovaüberrest vorkommen, und vorher vom sterbenden, explodierenden Stern fort geschleudert wurden.

Die Supernova 1987A in einer Zwerggalaxie in der Nähe der Milchstraße, in der sogenannten Großen Magellanschen Wolke, konnte wegen des relativ geringen Abstands von der Erde (~166.000 Lichtjahre) im Februar 1987 sogar mit bloßem Auge beobachtet werden, als das erste von der Explosion ausgesandte Licht die Erde erreichte.

Zunächst, als die Sternexplosion sich am heftigsten darstellte, konnte das Vorhandensein von Elementen wie Calcium und Sauerstoff festgestellt werden. Diese Elemente kamen in den äußeren Schichten des Vorläufersterns vor. Nur wenig später ließ sich der radioaktive Zerfall von Material aus tieferen Schichten, nämlich von Nickel-56 zu Kobalt-56, und dessen weiterer Zerfall zu Eisen-56 beobachten.

Heute, nach über 1.000 Stunden, die das europäische Gammastrahlenteleskop Integral auf den Supernovaüberrest 1987A gerichtet war, ist man überzeugt, dass es dort auch reichlich Titan-44 gibt, das durch die von ihm ausgesandte hoch energetische Röntgenstrahlung mit Emissionslinien bei 67,9 keV und 78,4 keV auf sich aufmerksam macht. Die Menge des vermuteten Titan-44 hat nach Ansicht von Dr. Sergei Grebenev von der Russischen Akademie der Wissenschaften in Moskau die Ausprägung des Supernovaüberrests in den letzten 20 Jahren maßgeblich beeinflusst.

Nach der Analyse der Daten von Integral sind die damit beschäftigten Astronomen sich sicher, dass die gesamte Menge an vorhandenem Titan-44, welche unmittelbar nach dem Kollaps des Kerns des Vorläufersterns von SNR 1987A entstanden ist, etwa 0,03 Prozent der Masse unserer Sonne beträgt. Dieser Wert liegt nahe von theoretisch ermittelten Vorhersagen und ist etwa doppelt so hoch wie der für die Menge des im Supernovaüberrest Cassiopeia A (Cas A) ermittelten Titan-44.

Dr. Grebenev, der seine Doktorarbeit über SNR 1987A geschrieben hat, hält die hohen Mengen von Titan-44 in Cas A und SNR 1987A für Ausnahmefälle, die Ergebnis einer asymmetrischen Geometrie der Supernovae sein könnten. Möglicherweise erfolgte die Bildung des Titan zu Lasten der Fusion schwererer Elemente.

Verwandte Quellen:

• Konrad Schmidt: Experimente zur Entstehung von Titan-44 in Supernovae

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: ESO.

Omega Centauri ist mit einer scheinbaren Helligkeit von 5.3^m von einem dunklen Platz auf der Südhalbkugel unseres Planeten gerade noch mit bloßem Auge zu sehen. Durch ein Teleskop sieht man eine Vielzahl funkelnder Sterne, die unglaublich dicht beieinander liegen.

Omega Centauri enthält mehrere Millionen Sterne in einem Radius von nur 75 Lichtjahren und ist gut 17.000 Lichtjahre von uns entfernt. Die unglaubliche Kompaktheit und der Fakt, dass der Kugelsternhaufen nicht nur aus alten sondern auch aus jungen Sternen besteht, legt die Vermutung nahe, dass der Cluster eigentlich der Rest einer Zwerggalaxie ist, die von der Milchstraße geschluckt wurde und in deren Innerem sich ein mittelschweres Schwarzes Loch befindet.

Diese Vermutungen wurden durch Beobachtungen mit dem Hubble Space Telescope und dem Gemini Telescope der NASA bestätigt. Sterne in der Nähe des Zentrums des Sternhaufens bewegen sich ungeheuer schnell. Diese Geschwindigkeit kann nur durch eine gigantische Masse erklärt werden, die aber nicht sichtbar ist. Das vermutete Schwarze Loch müsste die 40.000-fache Masse unserer Sonne haben.

Abgesehen von diesen Fakten, genießen wir einfach das Bild…

Raumcon:

• Kugelsternhaufen-Thread ab Vermutung Schwarzes Loch

Der Beitrag Omega Centauri im Fokus erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: New Scientist.

Die Galaxie trägt den Namen Segue 1 und gehört zu einer Gruppe von knapp zwei Dutzend Zwerggalaxien, die unsere Milchstraße umlaufen. Segue 1 findet man in der Nähe des Sagittarius-Stroms. Bisher wurden ihr ganze 24 Sterne zugeordnet, so wenig, dass man lange Zeit annahm, es handele sich lediglich um einen Kugelsternhaufen.
Weiterführende Beobachtungen durch Marla Geha von der Yale University legten dagegen nahe, dass es sich um eine kleine Galaxie handeln muss. Ihre Sterne bewegen sich zehnmal schneller, als es deren Masse und die dadurch verursachte Gravitation zuließen. Die Sterne müssen also von Dunkler Materie umgeben sein, welche die Sternengruppe vor der Auflösung bewahrt. Die Helligkeit von Segue 1 entspricht der von etwa 350 Sternen der Leuchtkraft unserer Sonne, ihre Masse muss aber mindestens 450.000 Mal so groß wie die der Sonne sein.

Es existiert nur wenig Gas in der Galaxie, so dass man die fehlende Gravitation auf Dunkle Materie zurückführt. „Es ist die am stärksten von Dunkler Materie dominierte Galaxie im Universum“, sagte Marla Geha gegenüber dem New Scientist.

Segue 1 gehört zu einer größeren Gruppe erst kürzlich entdeckter Galaxien, in denen die Dunkle Materie 100 bis 1000-mal so viel Masse hat wie die sichtbare. Diese Entdeckung führte vor kurzem auch zu der Vermutung, es könne eine untere Grenze für die Masse einer Galaxie geben. In der Milchstraße hingegen liegt der Anteil der Dunklen Materie etwa bei 90%.

Wegen der vermutet hohen Konzentration an Dunkler Materie könnte Segue 1 in Zukunft ein besonders interessantes Untersuchungsobjekt werden. Man nimmt an, dass sich bestimmte Partikel der Dunklen Materie bei Kollisionen gegenseitig vernichten. Die dabei auftretende Gammastrahlung könnte man mit geeigneten Messinstrumenten nachweisen und damit Prognosen für die künftige Entwicklung solcher Zwerggalaxien aufstellen. Das vor wenigen Tagen gestartete Gammastrahlen-Weltraumteleskop Fermi (ehemals Glast) wäre dafür ideal.

Verwandte Webseiten

• Do galaxies have a minimum mass?
• Are dwarf galaxies disguised by dark matter decay?

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Ein Beitrag von Roger Spinner. Quelle: Universetoday/arxiv.

Darüber hinaus müssten diese Begleiter sehr viel kleiner sein als die uns derzeit Bekannten Zwerggalaxien. Ein Team von Astronomen fand vor kurzem, während der Analyse von Daten des Sloan Digital Sky Survey (SDSS), Hinweise auf eine solche neue Begleitgalaxie unserer Milchstrasse und hat deren Entdeckung nun bestätigt. Die Zahl der uns begleitenden Zwerggalaxien wächst somit auf zwölf Galaxien an.
Die mehr als 300’000 Lichtjahre entfernt gelegene Ursa Major (UMa) Zwerggalaxie, besitzt ungefähr ein Zehntel der Oberflächenhelligkeit der nächst grösseren bekannten Zwerggalaxie (im Sternbild Sextant).

Wie die Sextant-Zwerggalaxie, besitzt auch UMa eine sphärische Form. Sie gehört somit zum Galaxietyp dSph und ist in vielen Dingen vergleichbar mit Kugelsternhaufen, welche ja ebenfalls um grosse Spiralgalaxien herum anzutreffen sind. Zwerggalaxien sind viel zahlreicher als Riesengalaxien. Sie werden hauptsächlich in elliptische (dE), sphärische (dSph) und irreguläre (dIrr) Zwerggalaxien unterteilt.

Beth Willman von der New York University, Leiterin des 15-köpfigen Teams welches die SDSS Daten untersucht hat erklärt, dass Ursa Major dSph, wie schon die anderen sphärischen Begleitgalaxien, relativ alt und metallarm zu sein scheint.
Sie leuchtet 10-mal schwächer als die schwächste bisher entdeckte Begleitgalaxie. Willman’s Team ist derzeit daran weitere Beobachtungen durchzuführen und wird die dadurch gewonnenen Daten mit denen der bisher schon bekannten Begleitgalaxien vergleichen.

UMa wurde während einer gezielten Suche nach Begleitgalaxien entdeckt. Die Galaxie machte sich als schwache statistische Fluktuation in der Anzahl roter Sterne in diesem Himmelsausschnitt bemerkbar.

Alle Galaxien, wie Kugelsternhaufen übrigens auch, besitzen eine grosse Anzahl verschiedener Sterntypen in ihrem Aufbau. Dieses Spektrum reicht von jungen, massereichen, sehr kurzlebigen blauen Giganten, über länger lebende, weniger massereiche und meist schwächere gelbe Sternen mittleren Alters (wie unsere Sonne), bis hin zu alten, mässig hellen, Roten Giganten. Antares im Sternbild Skorpion oder Beteigeuze im Sternbild Orion sind klassische Vertreter dieser alten Gattung roter Überriesen. Bei der Suche nach nahe gelegenen Zwerggalaxien spielt diese Kategorie von Sternen eine besondere Rolle. Rote Überriesen sind gerade noch hell genug, um von den automatischen Teleskopen wie dem SDSS, sogar in mehreren hunderttausend Lichtjahren entfernten Galaxien, entdeckt, spektroskopisch identifiziert und gezählt zu werden.

Sind die Daten des SDSS erst einmal verfügbar, können Teams, wie das von Beth Willman, die Daten auf eine erhöhte Konzentration dieses Sterntyps hin untersuchen. Finden sie eine entsprechende Konzentration, so kann dies ein erster Hinweis auf die Existenz einer uns begleitenden Zwerggalaxie oder eines Kugelsternsternenhaufens sein. Wird eine solche Entdeckung gemacht, kann diese Himmelsgegend anschliessend von empfindlicheren Instrumenten in anderen Observatorien detaillierter untersucht werden.

Als die ersten Daten darauf schliessen liessen, dass die UMa Zwerggalaxie möglicherweise existieren könnte, wurde die Wide-Field Camera des 2,5 Meter Isaac Newton Teleskops (INT) auf den Kanarischen Inseln dazu verwendet, um ein erstes Bild der Galaxie zu erhalten.

Die Daten des Isaac Newton Teleskops wurden mit den Daten des SDSS kombiniert und zeigten dabei zum ersten Mal die wahre Struktur UMa’s.

Obwohl die Absolute Helligkeit kleinerer Zwerggalaxien durchaus mit der, der hellsten Kugelsternhaufen verglichen werden kann, gibt es einen entscheidenden Unterschied zwischen grossen Kugelsternhaufen und kleinen Zwerggalaxien. Die UMa Galaxie ist etwa zehn Mal so gross wie der grösste uns bekannte Kugelsternhaufen. Ein Grossteil ihrer Masse besteht jedoch aus nicht stellarer „Dunkler Materie“, währenddem bei einem Kugelsternhaufen nahezu die gesamte Masse aus Sternen besteht. Da UMa gross, aber nicht gerade sehr hell ist, wurde sie von Willman’s Team als Zwerggalaxie klassifiziert.

Aus kosmologischer Sicht, spielen Begleitgalaxien wie Ursa Major dSph eine wichtige Rolle bei der Entstehung der vielen grossen, mittleren und kleineren Strukturen im Universum. Spiralgalaxien wie unsere Milchstrasse oder die Andromeda Galaxie, bilden ausgedehnte Gruppen von Galaxien. Diese Ansammlungen werden auch Galaxien-Gruppen oder Galaxienhaufen genannt. Unsere eigene Gruppe, die so genannte Lokale Gruppe ist eher klein in ihrer Ausdehnung und nicht sehr Massereich, verglichen mit anderen Galaxienhaufen. Ihre beiden grössten Mitglieder, die Milchstrasse und die Andromedagalaxie sind für Spiralgalaxien zwar relativ gross, im Vergleich mit den grössten bekannten Galaxien, den riesigen elliptischen Galaxien, fällt ihre Grösse doch eher bescheiden aus. Ansammlungen von elliptischen Galaxien bilden die grössten uns bekannten Strukturen im Universum. Solche Haufen bestehen teilweise aus mehreren tausend dieser grossen Galaxien.

Unsere lokale Gruppe besteht dagegen gerade einmal aus einigen dutzend Mitgliedern. Die kleinste Formation innerhalb der lokalen Gruppe besteht aus der Milchstrasse und ihrem Gefolge. Dazu zählen die beiden Magellanschen Wolken und nun, mittlerweile zwölf sphärische Zwerggalaxien.

Eine sehr gute englischsprachige Übersicht über die Lokale Gruppe findet sich hier.

In ihrem Forschungsbericht erklären Beth Willman und ihr Team weiter, dass UMa bereits sehr nahe am Limit dessen ist, was wir heute mit unseren Instrumenten überhaupt entdecken können. Eine grosse Anzahl weiterer Zwerggalaxien, ähnlich wie Ursa Major dSph, könnten noch um die ganze Galaxis herum verteilt sein. Es ist zu erwarten, dass mit unseren heutigen Instrumenten noch zusätzliche 8-9 Zwerggalaxien entdeckt werden können. Dies würde diese Modelle der Galaxieentstehung ausschliessen, die keine derart hohe Anzahl kleiner Zwerggalaxien vorhersagen. Die Entdeckung von UMa ist somit ein wichtiger Schritt hin zu einem besseren Verständnis der Vorgänge die zur Entstehung unserer Galaxis geführt haben.

Weiterführende Websites:

Original Veröffentlichung von Beth Willman (engl.)

Der Beitrag Neue Begleitgalaxie entdeckt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: SpaceDaily.

Dieses Unternehmen wurde nicht nur von einer Gruppe von Forschern unternommen, das wäre einfach zu viel Arbeit gewesen. Nein, es waren sehr viele Gruppen und alle hatten nur ein Ziel: Herauszufinden, wie Galaxien und Sterne nun genau entstanden sind. Astronomen diskutieren, ob die heißesten Sterne in den damals noch jungen Galaxien genügend Strahlung abgaben. So soll angeblich ein „Vorhang gelüftet“ worden sein für den ursprünglich kalten Wasserstoff, der nach dem Urknall abgekühlt ist. Diese Frage beschäftigte Astronomen schon seit mehreren Jahrzehnten und das Hubble-Teleskop konnte diese Frage nur bedingt beantworten. Es erblickte nur ganz flüchtig was „das Ende dieser Vorhangöffnung“ in der Entstehung einer Galaxie sein könnte. Mit dem Hubble-Teleskop konnten die Forscher endlich darüber nachdenken, wie es gewesen sein könnte und wann die ersten Galaxien entstanden sein könnten.
Mittlerweile hat Hubble ungefähr 95 Prozent dieses Weges beobachtet, doch die Wissenschaftler waren sich einig, dass dies noch nicht genug war. Unter dem alles sagenden Namen „The final Frontier“ (zu deutsch etwa „Die letzte Grenze“) wurde damit begonnen, die letzten fünf Prozent zu verstehen. „Zum ersten Mal haben wir genug Daten, um diese letzte Grenze zu finden, doch wir benötigen mehr Untersuchungen, um sie auch zu überschreiten. Wir müssen noch tiefer in das Universum blicken, um die letzten fünf Prozent zu finden“, sagt Richard Ellis vom Institut für Technologie in Pasadena, Kalifornien.

In den letzten Jahrzehnten sammelten sich die Beweise, dass wir in einen reionisierten Universum leben. Diese so genannte Reionisierungsepoche ist eine kritische in der Entwicklung unseres Universums. Das damalige, ursprüngliche Universum war heißer als unsere heutige Sonne und vollständig ionisiert.

Als das Universum, bedingt durch seine Expansion, abkühlte, wurden die Elektronen von den Wasserstoffatomkernen wieder eingefangen und so bildeten sich neutrale Wasserstoffatome. Aber die Elektronen gingen wieder verloren, als die ersten Sterne sich entfachten und mit ihrer ultravioletten Strahlung die Wasserstoffatome erneut ionisierten. Damals sah das Universum so aus, als ob die Sonne durch einen morgendlichen Nebel blinzelt. Die „Reionisierungsepoche“ endete spätestens eine Milliarde Jahre nach dem Urknall. Das Problem bei den Untersuchungen war, dass die meisten Galaxien sehr weit weg und daher schwer zu finden waren. Vor dem HUDF hatten die Astronomen keine Geräte zur Verfügung, die die entsprechende Sensiblität aufbrachten.
Das HUDF zeigte nun die Regionen eine Milliarde Jahre nach dem Urknall, als das Universum noch von Zwerggalaxien beherrscht wurde, die sich nicht wie die Milchstraße formten. Somit sind die Forscher den letzten fünf Prozent auf der Spur, die ihnen noch fehlen, um das Puzzle endlich zu lösen. Damit gab es eine Weltpremiere: Noch niemand schaffte es, in die erste Milliarde Jahre unseres Universums zu sehen. Mit Hilfe Hubbles schafften es die Forscher, „the final Frontier“ zu erreichen, die sie bald auch überschreiten werden…

Der Beitrag Hubble: Als alles begann erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Autor: Mark Weimar

Diese Ansammlungen sind die grundlegenden Bausteine des Universums. Das es eine enorme Anzahl solcher Galaxien gibt, wurde erst vor kurzem, um 1930 genauer gesagt, entdeckt.

Galaxien können in Recht unterschiedlicher Form auftreten. Es gibt Zwerggalaxien mit ca. 100.000 Sternen und es gibt Riesengalaxien die eine Masse von 2000 bis 3000 Sonnenmassen haben. Die Unterteilung der Galaxien erfolgt nach ihrem Erscheinungsbild im Teleskop. Diese Unterteilung wurde von Edwin Hubble 1925 eingeführt und hat noch heute Gültigkeit.
Nach seiner Einteilung unterscheiden wir drei verschiedene Formen der Galaxien. Die Spiralgalaxien, die elliptischen Galaxien und die irregulären Galaxien. Doch 1936 führte Hubble eine neue Art der Galaxien ein. Die sogenannten linsenförmigen Galaxien die sich zwischen den elliptischen Galaxien und den Spiralgalaxien einordnen.

Spiralgalaxien zeichnen sich durch eine flache Scheibe aus, in der sich der Großteil der Sterne befindet und in der die Spiralarme, die vom Kern ausgehen, liegen. Insgesamt bilden die Spiralgalaxien 61% aller beobachteten Galaxien. Bei Spiralgalaxien findet man in der Scheibe, vor allem in den Spiralarmen selbst, vorwiegend junge Sterne. In diesem Bereich kommt es regelmäßig zur Bildung von neuen Sternen. Die alten Sterne befinden sich im Bereich des Kerns.
Die linsenförmigen Galaxien verdanken ihren Namen der Tatsache, dass sie von der Seite wie zwei aufeinandergelegte Konvexlinsen aussehen. Im Vergleich zu den Spiralgalaxien ist ihre Scheibe weniger stark ausgeprägt. Doch sie zeigen genau wie die Spiralgalaxien einen diffusen Halo, so dass sie insgesamt wie Spiralgalaxien ohne Spiralarme wirken. Die linsenförmigen Galaxien machen ca. 22% der beobachteten Galaxien aus.
Bei den elliptischen Galaxien zeigen die Sterne im Wesentlichen eine symmetrische Verteilung, die oft kugelähnlich ist, sodass diese Systeme wie große Kugelsternhaufen wirken. Elliptische Galaxien bestehen überwiegend aus älteren Sternen, wobei die hellsten die Roten Riesen sind. In diesen Systemen gibt es nur wenig interstellare Materie, sodass es kaum zur Bildung von neuen Sternen kommt. Elliptische Galaxien können von recht unterschiedlicher Masse sein, sie bewegen sich zwischen weniger als 1 Mio. und mehreren tausend Mrd. Sonnenmassen. Die elliptischen Galaxien machen rund 13% des Universums aus.
Vier Prozent aller bisher beobachteten Galaxien im Universum werden von den irregulären gebildet. Diese Bezeichnung verdanken sie der Tatsache, dass sie keine Rotationssymmetrie erkennen lassen. Im allgemeinen sind sie von sehr geringer Masse, sodass sie oft als Begleiter von größeren Systemen auftreten. Ein typisches Beispiel für diese Galaxien sind die Magellanschen Wolken, die die Milchstraße begleiten. Die irregulären Galaxien sind reich an interstellarer Materie und junger Sternen.

Eine zeit lang nahm man an, dass der Bau der Galaxien eng mir ihrer Entwicklung verbunden sei. Man ging davon aus, dass Galaxien sich als elliptische Systeme bildeten und allmählich eine unregelmäßige Gestalt annahmen. In den heute vorherrschenden Theorien zur Entwicklung von Galaxien ist man von dieser Sichtweise abgekommen. Die Gestalt einer Galaxie scheint vielmehr von anderen Faktoren abzuhängen, insbesondere davon, in welchen Zeiträumen sich die Sterne in ihrem Inneren bilden. Wenn die Sterne eines Systems aus irgendeinem Grund in sehr kurzen Zeiträumen entstehen und dabei einen großen Teil der interstellaren Materie aufbrauchen, so dürfte es zur Bildung einer elliptischen Galaxie kommen. Entstehen die Sterne jedoch nach und nach, so dass sich auch heute noch Sterne bilden, so haben wir es mit einer Spiralgalaxie zu tun. Ebenfalls von Bedeutung für die Gestalt einer Galaxie könnte der Umstand sein, ob es zu Zusammenstößen oder Verschmelzungen von Systemen kommt.
Bisweilen kann man im Teleskop Galaxien erkennen, zwischen denen es gewisse gravitationsbedingte Wechselwirkungen zu geben scheint. Der Unterschied zwischen elliptischen und Spiralgalaxien wird heute auch anhand der Theorie der Verschmelzung von Galaxien interpretiert. Demnach könnten sich manche Galaxien, vor allem sehr große, durch Verschmelzung von zwei oder mehr Galaxien gebildet haben, unter Umständen auch von Spiralgalaxien. Computersimulationen haben bestätigt, dass sich durch Verschmelzung von Galaxien früher oder später eine Riesenellipsengalaxie bildet. Viel seltener scheint sich das Gegenteil zu ereignen, dass nämlich einer elliptischen Galaxie durch Gravitationseinwirkung Materie entrissen wird und diese spiralähnliche Strukturen bildet.
Wenn es zu einer Kollision bzw. einer Durchdringung zweier Galaxien kommt, so entstehen extrem starke Gezeitenkräfte, die in Galaxien mit großen Mengen an interstellarem Gas dieses verdichten, wodurch die Entstehung neuer Sterne angeregt wird. Es kommt zu einem beschleunigten Alterungsprozess der Galaxie, indem durch ein derartiges gewaltsames Ereignis die gesamten Gasvorräte aufgebraucht werden.

Die Urknall-Theorie liefert ein Modell für die zeitliche Entwicklung des Universums. Die kosmische Hintergrundstrahlung wiederum lässt den Schluss zu, dass das Weltall zu Beginn, als es noch keine Sterne und Galaxien gab, homogen war. Noch ist nicht genau geklärt, wie es zur Bildung von Galaxien kam, doch es gibt dazu einige vielbeachtete Theorien.
Die Dichte des Universums wies wohl schon früh minimale Schwankungen auf, gleichmäßige Störungen im gleichmäßigen Gefüge, verursacht durch die unablässige Bewegung der Teilchen, die aufgrund ihrer extrem hohen Temperaturen mit Lichtgeschwindigkeit zirkulieren. Dieser Umstand wurde durch die in der Hintergrundstrahlung beobachteten Schwankungen bestätigt. Als diese Dichteunterschiede, die hier und dort auftraten, ein gewisses Ausmaß erreichten, wurde in dichteren Regionen durch die Gravitation immer mehr Materie angezogen.

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