Kosmos

erklärt, wie Galaxien und Galaxienhaufen aus winzigen Dichteunterschieden im früheren Universum entstanden sind.

Kosmos

Zurück zur Cosmic Cinema Hauptseite

Erläuterungen einiger Begriffe:

Urknall
Die Urknall-Theorie liefert ein Modell für Ursprung und Entwicklung des Universums. Vor ungefähr 15 Milliarden Jahren befand sich alle Materie des Universums in einer sehr kleinen, extrem heißen und dichten Region, welche dann explodierte und enorm expandierte, um das heute beobachetete Universum zu bilden. Das allgemeine Szenario des Urknalls ist heutzutage weitgehend akzeptiert und es wird durch eine Vielzahl von Beobachtungen bestätigt, wie etwa der kosmischen Hintergrundstrahlung oder der anhaltenden Expansion des Universums. Allerdings sind theoretische Modelle für den Ursprung und die Ursache der anfänglichen Explosion von spekulativem Charakter.
CMB
Aus allen Richtungen wird die Erde von einem nahezu gleichförmigen Fluß von Mikrowellenstrahlung, der sogenannten kosmischen Hintergrundstrahlung, erreicht. Diese Temperaturstrahlung hat ihren Ursprung im heißen Urknall und stellt gleichsam dessen Restwärme dar. Aufgrund der Ausdehnung des Universums ist die Temperatur der Strahlung allerdings auf 2.73 Grad über dem absoluten Nullpunkt gefallen. Die kosmische Hintergrundstrahlung wurde 1965 von Penzias und Wilson entdeckt. Im Jahr 1992 fand dann der COBE Satellit winzige Anisotropien im Fluß der Mikrowellenstrahlung, was direkte Beweise für kleine Dichteschwankungen im frühen Universum lieferte.
COBE-Satellite
The Cosmic Background Explorer (COBE) satellite was launched by NASA in 1989. COBE measured the temperature of the microwave background radiation very precisely in every direction. It detected very small fluctuations around the mean temperature of 2.73 degrees Kelvin, providing a fossil record of density perturbations in the early universe. These density perturbations have been amplified by gravity, and eventually formed the structure we observe today, ranging from planets to huge clusters of galaxies. Two future missions, the MAP and PLANCK satellites, will provide high-precision measurements of the temperature anisotropies, which will in turn lead to accurate measurements of cosmological properties of the Universe, such as its current density and expansion rate.
Dunkle Materie
In vielen astrophysikalischen Systemen reicht die Masse der leuchtenden Sterne nicht aus, um die beobachtete Dynamik des Objekts zu erklären. Es muß weiteres Material geben, dessen Gegenwart sich nur durch seine gravitative Wirkung zeigt, wie man sie etwa in den Bahnbewegungen von Galaxien in Haufen, oder in der Rotationsgeschwindigkeit von Spiralgalaxien sieht. Astrophysiker postulieren daher, daß es in diesen Systemen eine Form von "Dunkler Materie" gibt. Es ist sogar so, daß der Großteil der Masse im Universum aus dieser Dunklen Materie besteht, deren physikalische Natur immer noch eines der größten Rätsel der Kosmologie darstellt. Allerdings gibt es eine Reihe möglicher Kandidaten für die Dunkle Materie, zum Beispiel bisher unbekannte Elementarteilchen, primordiale Schwarze Löcher oder ausgebrannte Sterne.
Spiralgalaxie
Spiralgalaxien sind scheibenförmige Sternsysteme, welche um ihr Zentrum rotieren. Unsere Milchstraße ist solch eine Galaxie, wobei die Sonne sich in dem Außenbereich der Scheibe befindet. Zwischen Spiralgalaxien gibt es große Unterschiede in der Anzahl und Ausprägung der Spiralarme. Oft enthalten Spiralgalaxien im Zentrum eine kugelförmige Verdickung, und manchmal zeigen sie dort einen ausgeprägten "Balken", an dessen Enden Spiralarme ansetzen. Die Andromeda-Galaxie ist die nächste große Spiralgalaxie. In etwa 6 Milliarden Jahren wird die Milchstraße mit Andromeda verschmelzen, wobei vermutlich eine elliptische Galaxie entsteht.
Elliptische Galaxie
Elliptische Galaxien sind Galaxien von kugelförmiger Gestalt ohne ausgeprägte Strukturen in der Verteilung ihrer Sterne. Die dreidimensionale Form von elliptischen Galaxien ist jedoch selten exakt rund, sondern ähnelt meist einem triaxialen Ellipsoid. Elliptische Galaxien findet man bevorzugt in Galaxienhaufen, während Spiralgalaxien in dieser Umgebung relativ selten sind. Eine elliptische Galaxie kann durch die Verschmelzung und Umformung zweier Sprialgalaxien entstehen. Es ist allerdings eine offene Frage, ob alle Ellipsen oder nur ein Bruchteil von ihnen auf diese Weise entstehen.

Zurück zur Cosmic Cinema Hauptseite

Transkript des Filmtextes:

Filmtext
Vor etwa 15 Milliarden Jahren enstanden Raum und Zeit im Urknall. Unmittelbar nach dem Urknall war das Universum extrem heiß. Materie und Energie waren sehr gleichmäßig verteilt, und es existierten noch keinerlei Strukturen. Nachdem der COBE-Satellit im Jahr 1990 gestartet worden war, fand er Spuren der ersten Strukturen im Universum. COBE entdeckte winzige Fluktuation in der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung, zu einem Zeitpunkt nur 300000 Jahre nach dem Urknall. Die roten und blauen Gebiete auf der Karte zeigen Regionen, die etwas wärmer oder kälter als das restliche Universum sind. Diese Temperaturunterschiede werden durch winzige Schwankungen in der Materiedichte bewirkt. Gravitationskräfte verstärken diese Störungen. Das resultierende Wachstum der anfänglichen Fluktuationen kann in aufwendigen Computer-Simulationen berechnet werden, wie in diesem Beispiel gezeigt wird. Die Simulation ist nun bei der heutigen Zeit angekommen. Der gezeigte Ausschnitt hat eine Kantenlänge von etwa 600 Millionen Lichtjahren. In einer dreidimensionalen Darstellung erhält man einen besseren Eindruck von der Geometrie der Strukturen, die sich gebildet haben. Diese Kugel wurde aus einer Simulation ausgeschnitten, welche unsere lokale kosmische Nachbarschaft modelliert. Der Durchmesser der Kugel beträgt etwa 500 Millionen Lichtjahre, wobei sich die Milchstraße im Zentrum befindet. Die große Struktur, die nun in der linken Bildhälfte zu sehen ist, heißt "Großer Attraktor". Einen etwas anderen Eindruck der kosmischen Struktur erhält man, wenn man gleichsam durch eine Simulation hindurchfliegt. Die gelblichen Masseklumpen sind Konzentrationen der sogenannten Dunklen Materie. In den Zentren dieser Materieansammlungen entstehen die leuchtenden Galaxien, doch der Großteil der Masse bleibt dunkel. Dies ist wieder die gleiche Simulation, die wir zuvor gesehen haben. Im Zentrum hat sich ein massereicher Galaxienhaufen gebildet. Er ist von Filamenten aus Dunkler Materie umgeben. Wir benutzen nun eine andere Simulation, um das zentrale Objekt mit sehr viel höherer Auflösung untersuchen zu können. All die nun sichtbaren, hellen Objekte in dem Haufen sind Galaxien. Da wir hier eine Momentaufnahme des Haufens betrachten, scheinen die Galaxien an einem Punkt im Raum festzustehen. In Wirklichkeit bewegen sie sich aber einem Bienenschwarm gleich umeinander herum. Auf diese Weise verhindern sie den Kollaps der ganzen Struktur unter ihrem eigenen Gewicht. Wir sehen hier ein Bild des Coma-Galaxienhaufens. Er enthält mehr als tausend Galaxien. Viele dieser Sternsysteme sind sogenannte elliptische Galaxien. Hier sehen wir zum Beispiel die helle elliptische Galaxie Messier-87. Ausserhalb von Galaxienhaufen sind die schönen Spiralgalaxien allerdings viel häufiger anzutreffen. Dies ist die Spiralgalaxie M-101. Und hier sehen wir M-83. Manchmal stoßen Galaxien zusammen und verschmelzen zu einem einzelnen Objekt. In dieser Simulation fallen zwei gewöhnliche Spiralgalaxien unter ihrer gegenseitigen Anziehung aufeinander zu. Während der Kollision werden Sterne und Gas durch gravitative Gezeitenkräfte aus den Scheiben der Galaxien herausgeschleudert. Aus diesem Material entstehen lange Gezeitenarme, welche durch ihre andauernde weitere Streckung schnell verblassen. Schließlich verschmelzen die Galaxien, wobei ein kugelförmiges Objekt entsteht. Man nimmt an, dass dieses Verschmelzungsprodukt einer neu gebildeten elliptischen Galaxie entspricht. Wir sehen hier die Andromeda-Galaxie, ein naher Begleiter unserer Milchstraße. Aller Voraussicht nach wird unsere Heimatgalaxie in etwa 6 Milliarden Jahren mit Andromeda kollidieren und verschmelzen.

Neue Sequenzen

Ein Galaxienhaufen entsteht

Das Universum hat gerade erst 5% seines heutigen Alters als die ersten Galaxien entstehen (etwa z=6). Um den hier dargestellten Ausschnitt des Universums zu durchqueren, braucht das Licht ca. 30 Millionen Jahre. Dargestellt ist die Temperatur des Plasmas, das den Raum zwischen Sternen und Galaxien ausfüllt. Das Universum hat jetzt 15% seines heutigen Alters (z etwa 3.5) und die sich bildenden, großskaligen Strukturen (Filamente) sind deutlich zu erkennen. Der Ausschnitt rechts unten zeigt eine vergrößerte Darstellung des Inneren eines der beiden sich bildenden Galaxienhaufen.
In diesen Strukturen (Galaxienhaufen) können mehrere tausend Galaxien gravitativ gebunden sein. Das Universum hat jetzt die Hälfte seines heutigen Alters erreicht (z etwa 0.8) und die beiden sich bildenden Galaxienhaufen beginnen zu verschmelzen. Derartige Ereignisse sind die Energiereichsten seit der Entsteung des Universums durch den Urknall. In der letzten Phase des verschmelzens werden riesige Energiemengen in Form einer gigantischen Schockwelle freigestezt.

Flug durch einen entstehenden Galaxienhaufen

Fliegen Sie durch die heiße Plasmaatmosphäre (hier in rot dargestellt) eines sich bildenden Galaxienhaufens. Boebachten Sie wie die in den Galaxienhaufen fallenden Galaxien ihre gasförmige Atmosphäre verlieren (hier in weiß dargestellt). Oft bilden sich dabei kometenähnliche Gasschweife. Infolge von Gezeitenkräften werden diese Schweife oft zu bogenförmigen Strukturen verzerrt.

Flug durch einen simulierten Galaxienhaufen.

Nach einem Annähern an den Galaxienhaufen, schwenkt der virtuelle Flug in einen Orbit um das Zentrum. Betrachten Sie die erstaunlichen Strukturen im heißen Plasma, welches die Atmosphäre des Galaxienhaufens bildet. Manche der Stukturen innerhalb des Galaxienhaufens können für einige Zeit eine eigene Atmophäre aufrecht erhalten (dargestellt in hellblau). Betrachten Sie nun die frei treibenden Sterne, hervorgegangen aus zerstörten Galaxien. Die auffälligen Streifen sind Relikte der früheren Bahnen dieser Galaxien. Trotz solcher Zerstörungen kann man innerhalb des Galaxienhaufens noch immer hunderte einzelner Galaxien erkennen. Viele dieser Galaxien bilden in ihren Zentren immer noch neue Sterne. Nur wenige besitzen jedoch noch eine eigene, heiße Atmosphäre (dargestellt in blau).

Kollidierende Galaxien

Dieser Film zeigt den gesamten Prozess der Galaxienverschmelzung zweier Galaxien mit zentralen Schwarzen Löchern, welcher etwa 2 Milliarden Jahre dauert. Nur die Gasverteilung ist gezeigt, wobei die Helligkeit mit der Dichte zunimmt und die Farbtönung die Gastemperatur anzeigt (von blau/kalt bis gelb/heiß). Nach der ersten Begegnung entfernen sich die Galaxien zunächst wieder, um dann bei einer zweiten Begegnung und anschließenden Verschmelzung zusammenzufallen. Die Schwerkraft treibt dabei Gas ins Zentrum der Galaxienkerne und führt zur Bildung ausgedehnter Gezeitenarme. In der Quasar-Phase gewinnen die Schwarzen Löcher stark an Masse. Diese Phase dauert bis zu 100 Millionen Jahre und setzt genügend Energie frei, um das Gas aufzuheizen und in den Raum zu schleudern. Zurück bleibt eine elliptische Galaxie (deren Sterne nicht gezeigt sind), die kaum noch Gas enthält und in deren Zentrum die beiden Schwarzen Löcher verschmolzen sind.

Zurück zur Cosmic Cinema Hauptseite

Zur Redakteursansicht