Bildnachweis: ESO
Ein Team europäischer und chilenischer Astronomen hat mehrere große Galaxienhaufen in einer Entfernung von 8 Milliarden Lichtjahren entdeckt, die Einblicke in die Struktur und Entwicklung des Universums geben sollen. Die Galaxienhaufen wurden entdeckt, indem Bilder vom XMM-Newton-Weltraumteleskop der ESA und vom Very Large Telescope der ESO kombiniert wurden. Galaxienhaufen sind nicht gleichmäßig verteilt, sondern erscheinen wie ein Netz durch das Universum gespannt. Bisher scheint sich die Form dieser Haufen nicht geändert zu haben, seit das Universum sehr jung war.
Mit dem ESA XMM-Newton-Satelliten hat ein Team europäischer und chilenischer Astronomen [2] das bislang tiefste "Weitfeld" -Röntgenbild des Kosmos der Welt erhalten. Diese durchdringende Ansicht hat, ergänzt durch Beobachtungen einiger der größten und effizientesten bodengestützten optischen Teleskope, einschließlich des ESO Very Large Telescope (VLT), zur Entdeckung mehrerer großer Galaxienhaufen geführt.
Diese frühen Ergebnisse eines ehrgeizigen Forschungsprogramms sind äußerst vielversprechend und ebnen den Weg für eine sehr umfassende und gründliche Zählung von Galaxienhaufen in verschiedenen Epochen. Dieses Projekt stützt sich auf die führende astronomische Technologie und bietet eine beispiellose Beobachtungseffizienz. Es soll neue Einblicke in die Struktur und Entwicklung des fernen Universums geben.
Das universelle Web
Im Gegensatz zu Sandkörnern am Strand ist die Materie nicht gleichmäßig im gesamten Universum verteilt. Stattdessen konzentriert es sich auf Galaxien, die sich selbst zu Clustern (und sogar zu Cluster von Clustern) versammeln. Diese Cluster sind im gesamten Universum in einer netzartigen Struktur „aufgereiht“, vgl. ESO PR 11/01.
Unsere Galaxie, die Milchstraße, gehört zum Beispiel zur sogenannten lokalen Gruppe, zu der auch „Messier 31“ gehört, die Andromeda-Galaxie. Die lokale Gruppe enthält ungefähr 30 Galaxien und misst einige Millionen Lichtjahre im Durchmesser. Andere Cluster sind viel größer. Der Koma-Cluster enthält Tausende von Galaxien und misst mehr als 20 Millionen Lichtjahre. Ein weiteres bekanntes Beispiel ist der Virgo-Cluster, der nicht weniger als 10 Grad am Himmel abdeckt!
Galaxienhaufen sind die massereichsten gebundenen Strukturen im Universum. Sie haben Massen in der Größenordnung von tausend Millionen Millionen mal der Masse unserer Sonne. Ihre dreidimensionale Raumverteilung und Zahlendichte ändern sich mit der kosmischen Zeit und liefern auf einzigartige Weise Informationen über die wichtigsten kosmologischen Parameter.
Etwa ein Fünftel der optisch unsichtbaren Masse eines Clusters liegt in Form eines diffusen heißen Gases zwischen den Galaxien vor. Dieses Gas hat eine Temperatur in der Größenordnung von mehreren zehn Millionen Grad und eine Dichte in der Größenordnung von einem Atom pro Liter. Bei solch hohen Temperaturen erzeugt es eine starke Röntgenemission.
Das Beobachten dieses intergalaktischen Gases und nicht nur der einzelnen Galaxien ist wie das Sehen der Gebäude einer Stadt am Tag, nicht nur der beleuchteten Fenster in der Nacht. Aus diesem Grund lassen sich Galaxienhaufen am besten mit Röntgensatelliten entdecken.
Mit früheren Röntgensatelliten haben Astronomen begrenzte Studien zur großräumigen Struktur des nahe gelegenen Universums durchgeführt. Bisher fehlten ihnen jedoch die Instrumente, um die Suche auf große Mengen des fernen Universums auszudehnen.
Die XMM-Newton-Weitfeldbeobachtungen
Marguerite Pierre (CEA Saclay, Frankreich) nutzte mit einem als XMM-LSS-Konsortium bekannten europäisch-chilenischen Team von Astronomen [2] das große Sichtfeld und die hohe Empfindlichkeit des Röntgenobservatoriums XMM-Newton der ESA Suche nach entfernten Galaxienhaufen und kartiere ihre Verteilung im Weltraum. Sie konnten ungefähr 7.000 Millionen Jahre auf eine kosmologische Ära zurückblicken, als das Universum ungefähr halb so groß und alt war wie heute, als Galaxienhaufen dichter gepackt waren.
Das Aufspüren der Cluster ist ein mühsamer, mehrstufiger Prozess, der sowohl weltraumgestützte als auch bodengestützte Teleskope erfordert. In der Tat war es möglich, aus Röntgenbildern mit XMM mehrere zehn Clusterkandidatenobjekte auszuwählen, die als Bereiche mit verstärkter Röntgenstrahlung identifiziert wurden (vgl. PR Photo 19b / 03).
Aber Kandidaten zu haben ist nicht genug! Sie müssen mit bodengestützten Teleskopen bestätigt und weiter untersucht werden. Zusammen mit XMM-Newton verwendet Pierre den am 4-m-Teleskop Kanada-Frankreich-Hawaii auf Mauna Kea, Hawaii, angebrachten Weitfeld-Imager, um eine optische Momentaufnahme derselben Weltraumregion zu erstellen. Ein maßgeschneidertes Computerprogramm kämmt dann die XMM-Newton-Daten nach Röntgenstrahlungskonzentrationen, die auf große, erweiterte Strukturen hinweisen. Dies sind die Cluster und machen nur etwa 10% der detektierten Röntgenquellen aus. Die anderen sind meist entfernte aktive Galaxien.
Zurück zum Boden
Wenn das Programm einen Cluster findet, zoomt es in diesen Bereich hinein und konvertiert die XMM-Newton-Daten in eine Konturkarte der Röntgenintensität, die dann dem optischen CFHT-Bild überlagert wird (PR Photo 19c / 03). Die Astronomen prüfen damit, ob im Bereich der ausgedehnten Röntgenemission etwas sichtbar ist.
Wenn etwas zu sehen ist, verlagert sich die Arbeit auf eines der weltweit führenden optischen / infraroten Teleskope, das Very Large Telescope (VLT) des European Southern Observatory in Paranal (Chile). Mit Hilfe der FORS-Multimode-Instrumente zoomen die Astronomen auf die einzelnen Galaxien im Feld und nehmen Spektralmessungen vor, die ihre allgemeinen Eigenschaften, insbesondere ihre Rotverschiebung und damit ihre Entfernung, offenbaren.
Clustergalaxien haben ähnliche Entfernungen und diese Messungen liefern letztendlich durch Mittelung die Entfernung des Clusters sowie die Geschwindigkeitsdispersion im Cluster. Die FORS-Instrumente gehören zu den effizientesten und vielseitigsten für diese Art von Arbeit und nehmen die durchschnittlichen Spektren von 30 Galaxien gleichzeitig auf.
Die ersten spektroskopischen Beobachtungen zur Identifizierung und Rotverschiebungsmessung der XMM-LSS-Galaxienhaufen fanden im Herbst 2002 in drei Nächten statt.
Bis März 2003 gab es in der Literatur nur 5 bekannte Cluster mit einer so großen Rotverschiebung mit genügend spektroskopisch gemessenen Rotverschiebungen, um eine Schätzung der Geschwindigkeitsdispersion zu ermöglichen. Das VLT ermöglichte es jedoch, die Dispersion in nur 2 Stunden in einem entfernten Cluster zu erhalten, was große Erwartungen an die zukünftige Arbeit weckte.
700 Spektren…
Marguerite Pierre ist äußerst zufrieden: Wetter und Arbeitsbedingungen im VLT waren optimal. In nur drei Nächten wurden 12 Clusterfelder beobachtet, die nicht weniger als 700 Galaxienspektren ergaben. Die Gesamtstrategie erwies sich als sehr erfolgreich. Die hohe Beobachtungseffizienz von VLT und FORS unterstützt unseren Plan, Follow-up-Studien mit einer großen Anzahl entfernter Cluster mit relativ geringer Beobachtungszeit durchzuführen. Dies stellt eine erhebliche Effizienzsteigerung im Vergleich zu früheren Suchvorgängen dar.
Das vorliegende Forschungsprogramm hat gut begonnen und die Machbarkeit dieses neuen Multiteleskop-Ansatzes und seine sehr hohe Effizienz deutlich gemacht. Und Marguerite Pierre und ihre Kollegen sehen bereits die ersten verlockenden Ergebnisse: Es scheint zu bestätigen, dass sich die Anzahl der Cluster vor 7.000 Millionen Jahren kaum von der heutigen unterscheidet. Dieses besondere Verhalten wird von Modellen des Universums vorhergesagt, die sich für immer ausdehnen und die Galaxienhaufen immer weiter auseinander treiben.
Ebenso wichtig ist, dass dieser vom XMM-LSS-Konsortium entwickelte Ansatz mit mehreren Wellenlängen und mehreren Teleskopen zur Lokalisierung von Galaxienhaufen einen entscheidenden nächsten Schritt in der fruchtbaren Synergie zwischen Weltraum- und bodengestützten Observatorien darstellt und daher ein Grundbaustein des bevorstehendes virtuelles Observatorium.
Mehr Informationen
Diese Arbeit basiert auf zwei Artikeln, die im Fachjournal für Astronomie veröffentlicht werden sollen: Astronomie und Astrophysik (Die XMM-LSS-Umfrage: I. Wissenschaftliche Motivationen, Design und erste Ergebnisse von Marguerite Pierre et al., Astro-ph / 0305191 und The XMM -LSS-Umfrage: II. Erste Galaxienhaufen mit hoher Rotverschiebung: entspannte und kollabierende Systeme von Ivan Valtchanov et al., Astro-ph / 0305192).
Dr. M. Pierre wird an diesem Donnerstag, dem 17. Juli 2003, während der IAU-Generalversammlung 2003 in Sydney, Australien, auf dem IAU-Symposium 216 - Karten des Kosmos - einen eingeladenen Vortrag zu diesem Thema halten.
Anmerkungen
[1]: Dies ist eine koordinierte ESO / ESA-Veröffentlichung.
[2]: Das XMM-LSS-Konsortium wird vom Service d’Astrophysique du CEA (Frankreich) geleitet und besteht aus Instituten aus Großbritannien, Irland, Dänemark, den Niederlanden, Belgien, Frankreich, Italien, Deutschland, Spanien und Chile. Die Homepage des XMM-LSS-Projekts finden Sie unter http://vela.astro.ulg.ac.be/themes/spatial/xmm/LSS/index_e.html
[3]: In der Astronomie bezeichnet die „Rotverschiebung“ den Bruchteil, um den die Linien im Spektrum eines Objekts zu längeren Wellenlängen verschoben werden. Da die Rotverschiebung eines kosmologischen Objekts mit der Entfernung zunimmt, liefert die beobachtete Rotverschiebung einer entfernten Galaxie auch eine Schätzung ihrer Entfernung.
Originalquelle: ESO-Pressemitteilung
