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GALAXIS/217: Zwerggalaxien (Sterne und Weltraum)


Sterne und Weltraum 1/14 - 2014
Zeitschrift für Astronomie

Zwerggalaxien
Trabanten der Milchstraße

Von Von Eva Grebel



Die Palette an kleinen, masseärmeren Galaxien in der Lokalen Gruppe ist groß: An Formenvielfalt übertreffen sie dabei die Bandbreite der gewöhnlichen Galaxien. Wegen ihrer meist geringen Helligkeit wurden Zwerggalaxien jedoch recht spät entdeckt. So erkannten die Astrophysiker erst in den letzten Jahrzehnten deren Bedeutung für die Entwicklungsgeschichte von Spiralgalaxien wie der Milchstraße.



IN KÜRZE
  • Die Klasse der Zwerggalaxien wurde erst spät entdeckt, da diese Sternsysteme besonders leuchtschwach sind.
  • Ihre Formenvielfalt ist deutlich größer als die der gewöhnlichen Galaxien.
  • Die meisten Objekte in der Lokalen Gruppe, der auch die Milchstraße angehört, sind Zwerggalaxien.
  • Vermutlich spielten diese recht massearmen Sternsysteme eine wichtige Rolle bei der Entwicklung größerer Galaxien wie dem Milchstraßensystem.


Sie sind klein und unscheinbar, und dennoch ist ihre Rolle in der kosmischen Szenerie nicht zu unterschätzen: die Zwerggalaxien. - Allerdings sind die massereichsten und leuchtkräftigsten Sternsysteme die elliptischen und die Spiralgalaxien. Beide Arten lassen sich noch über große Entfernungen hinweg beobachten. Elliptische Galaxien jedoch sind vergleichsweise selten. Am häufigsten kommen unter den massereichen Welteninseln Spiralgalaxien wie unsere Milchstraße vor. Doch gewöhnlich sind sie von einer Vielzahl kleinerer, leuchtschwächerer und weniger massereicher Galaxien umgeben. Diese Zwerggalaxien sind der bei Weitem häufigste Galaxientyp insgesamt, auch wenn ihr Beitrag zur stellaren Masse und Leuchtkraft im Universum sehr gering ist.

Ausgehend von ihrem optischen Erscheinungsbild entwickelte der amerikanische Astronom Edwin Hubble (1889-1953) in den 1930er Jahren ein Klassifikationsschema für leuchtkräftige Galaxien, das - in abgewandelter Form - auch heute noch angewandt wird: die berühmte Hubble-Sequenz. Hubble unterschied zwischen elliptischen Galaxien, gewöhnlichen und Balkenspiralen sowie irregulären Galaxien. Diese Klassen unterteilte er weiter, basierend etwa auf dem Wert der scheinbaren Elliptizität oder der Morphologie der Spiralarme und der Größe der Zentralregion einer Galaxie. Zwerggalaxien dagegen passen nicht in das Hubble-Schema, obgleich manche Typen darunter in ihrem Erscheinungsbild ihren massereichen Gegenstücken ähneln.

In den darauf folgenden Jahrzehnten stellte sich heraus, dass es etliche Zusammenhänge zwischen dem optischen Erscheinungsbild von Galaxien und ihren physikalischen Eigenschaften gibt. So enthalten etwa die elliptischen im Allgemeinen wenig kaltes Gas, sie bilden keine Sterne mehr und zeigen keine geordnete Rotation. Für Spiralgalaxien ist das Gegenteil der Fall. Zudem finden sich elliptische Galaxien meist in Regionen hoher Galaxiendichte, insbesondere in Galaxienhaufen, während Spiralgalaxien eher in Regionen niedrigerer Dichte beheimatet sind - beispielsweise in den Außenregionen von Galaxienhaufen oder in den spärlicher bevölkerten Galaxiengruppen. Den Zusammenhang zwischen Galaxientyp und -umgebung bezeichnen die Fachleute als »Morphologie-Dichte-Relation«. Wie sich herausstellte, gilt eine ähnliche Beziehung auch für Zwerggalaxien.

Zwerggalaxien sind klein und unscheinbar, spielen aber dennoch eine wichtige Rolle bei der Galaxienentwicklung

Frühe Studien konzentrierten sich auf die massereichen, leuchtkräftigen Objekte der Hubble-Sequenz, doch dank empfindlicherer Nachweismethoden und großer fotografischer Himmelsdurchmusterungen entdeckten die Astronomen auch immer mehr kleinere, leuchtschwächere Sternsysteme, die meist von den Typen der klassischen Hubble-Sequenz abweichen. In der Literatur finden sich unterschiedliche Kriterien, um zwischen Zwerg- und großen Galaxien zu unterscheiden. Meist wird ein Grenzwert in der Leuchtkraft als alleiniges Unterscheidungsmerkmal benutzt, der allerdings nicht immer einheitlich ist. In vielen Arbeiten werden Galaxien, die mindestens 100-mal weniger leuchtkräftig sind als milchstraßenähnliche Objekte, also unterhalb einer absoluten visuellen Helligkeit von etwa - 18 mag liegen, als Zwerggalaxien bezeichnet.

Inzwischen wissen wir, dass es mindestens acht verschiedene Typen von Zwerggalaxien gibt - also eine größere Vielfalt als bei der Hubble-Sequenz. Die hellsten und die schwächsten Zwerggalaxien unterscheiden sich um einen Faktor von einer Million sowohl in ihrer Leuchtkraft als auch in ihrem stellaren Massenanteil. Den Zwerggalaxien sind jedoch, unabhängig von ihrem Typ, die folgenden Eigenschaften gemein: Sie sind kleiner und masseärmer als die Galaxien der Hubble-Sequenz. Außerdem sind ihr Gas und ihre Sterne weniger mit schwereren Elementen angereichert. Gemeint sind dabei solche Elemente, die schwerer sind als Helium und die in der Astronomie pauschal als »Metalle« bezeichnet werden. Diese Sternsysteme sind also »metallarm«. Mit Ausnahme von Zwerggalaxien, die aus Material entstehen, das bei der Wechselwirkung zwischen Galaxien freigesetzt wird, enthalten sie zudem beträchtliche Mengen dunkler, nicht leuchtender Materie. Alle Zwerggalaxien, die man bisher im Detail untersuchen konnte, bildeten ihre ersten Sterne zu sehr frühen kosmologischen Epochen. Folglich enthalten sie eine gewisse Anzahl von Sternen, die älter als zehn Milliarden Jahre sind.

Aus vielerlei Gründen sind gerade Zwerggalaxien interessante Studienobjekte. Erstens: Sie helfen uns zu verstehen, wie Sternentstehung in Objekten abläuft, die viel masseärmer sind als unsere Milchstraße und die viel stärker von äußeren Einflüssen, wie beispielsweise Wechselwirkungen mit anderen Galaxien, in Mitleidenschaft gezogen werden können. Zweitens: Wir können in Zwerggalaxien gegenwärtig stattfindende Sternentstehung und -entwicklung in sehr viel metallärmeren Umgebungen untersuchen, als wir sie von der Milchstraße kennen. Dies ist besonders für die stellare Astrophysik interessant. Drittens: Die leuchtschwächsten unter ihnen sind die am stärksten von Dunkler Materie dominierten Objekte, die wir bisher kennen. Von ihnen erhoffen sich die Astrophysiker Aufschlüsse über die noch unverstandene Natur der Dunklen Materie. Und viertens: Im heutigen Standardmodell der Galaxienentstehung durch hierarchische Strukturbildung gehen die Wissenschaftler davon aus, dass große Galaxien entstehen, indem viele kleinere Objekte allmählich miteinander verschmelzen. Demnach sind die Zwerggalaxien, die wir heute sehen, die Überreste solcher Prozesse. Indem wir diese Relikte studieren, können wir mehr über die Bausteine massereicherer Galaxien lernen.

Die Lokale Gruppe

Am genauesten lassen sich nahe Zwerggalaxien untersuchen, die wir mit leistungsfähigen Teleskopen in einzelne Sterne auflösen können. Dies trifft vor allem auf die Objekte in unserer eigenen Galaxiengruppe, der Lokalen Gruppe, zu. Sie enthält mehr als 70 Galaxien, wobei wahrscheinlich noch eine ganze Reihe weiterer, leuchtschwacher Zwerggalaxien existieren, die noch nicht entdeckt worden sind.

Die massereichsten Systeme der Lokalen Gruppe sind drei Spiralgalaxien: die Milchstraße, die Andromedagalaxie (M 31) und die Triangulumgalaxie (M 33). Die beiden dominanten, die Milchstraße und M 31, sind von einer beachtlichen Anzahl an Zwerggalaxien umgeben. Ob auch die kleinere Spiralgalaxie M 33 Satellitengalaxien besitzt, ist unklar. Neben den vielen Begleitern gibt es auch eine Reihe von weiter entfernten Zwerggalaxien in der Lokalen Gruppe, die an die Gruppe als Ganzes gebunden sind. Der Radius, innerhalb dessen Galaxien mit der Lokalen Gruppe gravitativ in Wechselwirkung stehen, beträgt etwa 3,5 Millionen Lichtjahre. Befinden sie sich in noch größeren Entfernungen, nehmen sie an der kosmischen Expansion teil oder sind Mitglieder anderer Galaxiengruppen und -haufen.

Doch auch M 31 und M 33 selbst befinden sich miteinander in Wechselwirkung. Die Andromedagalaxie weist darüber hinaus in ihren Außenregionen ein komplexes Muster von Sternströmen auf, die von zerrissenen Zwerggalaxien stammen. Und auch unsere Milchstraße interagiert mit etlichen ihrer Trabanten. Zudem bewegen sich die Milchstraße und die Andromedagalaxie aufeinander zu. Voraussichtlich werden sie in einigen Milliarden Jahren miteinander kollidieren und schließlich zu einer einzigen großen elliptischen Galaxie verschmelzen.

Formenvielfalt

Einige wenige Zwerggalaxien sind uns bereits seit Jahrhunderten bekannt, auch wenn früher nicht klar war, dass es sich bei ihnen um Sternsysteme außerhalb unserer Milchstraße handelt. Hierzu zählen jene Objekte, die wir heute als irreguläre und elliptische Zwerggalaxien kennen. Weitere Typen wurden erst in den letzten Jahrzehnten entdeckt und charakterisiert.

Vertreter der irregulären Spezies zeigen im sichtbaren Licht ein Erscheinungsbild, das sich keiner konkreten Form zuordnen lässt und von verstreuten Sternentstehungsregionen geprägt ist. Die alten Sternpopulationen in irregulären massereichen Galaxien sind hingegen sehr viel gleichmäßiger verteilt. Die meisten irregulären Zwerggalaxien liegen weit von massereichen Galaxien entfernt und befinden sich üblicherweise in den Außenbereichen von Galaxiengruppen oder -haufen oder auch gänzlich außerhalb derartiger Ansammlungen von Sternsystemen. Sie enthalten im Allgemeinen große Mengen an Gas und weisen langlebige Sternentstehungsaktivität mit zeitlichen Schwankungen und im Mittel geringer Intensität auf. Auf Grund ihrer Mischung aus jungen und alten Sternen und dem leuchtenden Gas in der Umgebung von Sternentstehungsregionen sind sie auch visuell sehr schön zu betrachten.

Zwei irreguläre Galaxien sind den auf der Südhalbkugel der Erde lebenden Menschen schon seit Jahrtausenden vertraut, auch wenn Astronomen deren wahre Natur erst im letzten Jahrhundert erkannten: Die beiden Magellanschen Wolken, Begleitgalaxien der Milchstraße, sind derart hell und nahe, dass sie mit bloßem Auge als ausgedehnte Nebelflecken am Nachthimmel zu erkennen sind.

Ungewöhnlich an ihnen ist, dass sie sich sehr nahe an einer massereichen Galaxie befinden. Solche Konstellationen finden sich bei nur etwa sieben Prozent der milchstraßenähnlichen Sternsysteme. Allerdings ist nicht klar, ob die Magellanschen Wolken tatsächlich schon seit langer Zeit an die Milchstraße gravitativ gebunden sind. Vielleicht gerieten sie erst vor wenigen Jahrmilliarden in den Anziehungsbereich der Milchstraße. Zudem stehen die beiden Magellanschen Wolken auch untereinander in Wechselwirkung und sind durch eine Brücke aus Gas und Sternen miteinander verbunden.

Inzwischen kennen wir in unserer Lokalen Gruppe zwölf irreguläre Zwerggalaxien. Die massereichere der beiden Magellanschen Wolken, die Große Magellansche Wolke, zählt jedoch nicht zu ihnen, denn dafür ist sie zu hell. Die masseärmsten irregulären Zwergsysteme ähneln den so genannten sphäroidalen Zwerggalaxien, enthalten aber im Gegensatz zu diesen Gas und zeigen noch geringe Sternentstehungsaktivität. Es ist denkbar, dass sie einmal ein sphäroidales Erscheinungsbild annehmen werden, wenn sie ihr Gas verlieren.

Elliptische Zwerggalaxien ähneln im Erscheinungsbild ihren großen elliptischen Verwandten. Ihre Sterndichteverteilung ist zum Zentrum hin stark konzentriert. Sie sind jedoch nicht etwa Miniaturausgaben massereicher elliptischer Galaxien, denn sie folgen ganz anderen Beziehungen zwischen Leuchtkraft, zentraler Flächenhelligkeit und Kernradius (dem Radius, bei dem die Flächenhelligkeit auf die Hälfte abgefallen ist). Zwerggalaxien dieses Typs enthalten oft etwas Gas, und in einigen findet gegenwärtig Sternentstehung statt. Sie kommen meist in Regionen hoher Galaxiendichte, insbesondere in Haufen, vor. Oftmals sind solche Sternsysteme Satelliten von massereichen elliptischen oder Spiralgalaxien.

Die erste elliptische Zwerggalaxie, NGC 205 (M 110), entdeckte der französische Astronom Charles Messier (1730-1817) im Jahr 1773 mit Hilfe von Teleskopbeobachtungen der Umgebung der Andromedagalaxie. Insgesamt gibt es in der Lokalen Gruppe drei Objekte dieser Spezies; sie sind allesamt Satelliten von M 31. Der vierte helle Andromedatrabant, M 32, zählt wegen seiner ungewöhnlichen Eigenschaften (hohe Flächenhelligkeit bei kleinem Kernradius) nicht zu den elliptischen Zwerggalaxien, sondern zu der seltenen Klasse der kompakten elliptischen Galaxien. Die Milchstraße besitzt aus unbekannten Gründen keine dieser vergleichsweise leuchtkräftigen elliptischen Zwergbegleiter.

Zu niedrigeren Helligkeiten hin werden elliptische Zwerggalaxien in ihrem Erscheinungsbild zunehmend diffuser. Solche mit visuellen Helligkeiten unter halb von -14 Magnituden, die kein Gas besitzen und in denen keine Sterne entstehen, werden als sphäroidale Zwerggalaxien bezeichnet. Sie enthalten überwiegend alte Sterne, haben sehr niedrige Flächenhelligkeiten und zeigen nur eine geringe Konzentration an Sterndichte zum Zentrum hin. Ihr Anteil an Dunkler Materie ist jedoch sehr hoch. Die meisten dieser leuchtschwachen Zwerggalaxien sind Begleiter von massereichen Galaxien. Wegen ihrer geringen Helligkeiten sind sie aber nicht leicht aufzufinden.

Der amerikanische Astronom Harlow Shapley (1885-1972) entdeckte die ersten sphäroidalen Zwerggalaxien, Fornax und Sculptor, auf fotografischen Platten. Beide sind Satelliten der Milchstraße. In den darauf folgenden Jahrzehnten wurden einige weitere Sternsysteme dieses Typs gefunden. In den letzten zehn Jahren schließlich hat sich dank systematischer Suchen im Sloan Digital Sky Survey, einer empfindlichen Durchmusterung des Nordhimmels mit modernen CCD-Kameras, die Zahl der bekannten Milchstraßenbegleiter fast verdreifacht.

Eine Überraschung war hierbei die Entdeckung äußerst leuchtschwacher Objekte, der ultraschwachen sphäroidalen Zwerggalaxien, die nur wenige Sterne enthalten. Die Galaxie mit der niedrigsten bisher gemessenen absoluten visuellen Helligkeit von -1,5 Magnituden ist Segue I, die deutlich leuchtschwächer als typische Kugelsternhaufen ist. Insgesamt sind bisher 56 sphäroidale Zwerggalaxien in der Lokalen Gruppe bekannt, von denen 24 Trabanten der Milchstraße sind. Damit sind sphäroidale Zwerggalaxien der häufigste Galaxientyp in der Lokalen Gruppe - und nach heutigem Wissen wohl auch in anderen Galaxiengruppen und -haufen.

Die Entdeckung der ultraschwachen sphäroidalen Zwerggalaxien wirft die interessante Frage auf, was diese Objekte von Sternhaufen unterscheidet. Während die meisten Zwerggalaxien deutlich größere Durchmesser haben, ähneln die ultraschwachen Zwerggalaxien in Helligkeit und Ausdehnung diffusen Kugelsternhaufen, wie man sie im Halo unserer Milchstraße findet. Im Gegensatz zu Sternhaufen zeigen die einzelnen Sterne in den ultraschwachen sphäroidalen Zwerggalaxien jedoch eine breite Streuung in ihrem Metallgehalt. Auch wenn diese Sterne alt sind, so sind sie dennoch nicht alle gleichzeitig und damit aus dem gleichen Material entstanden, wie das bei typischen Sternhaufen der Fall wäre. Ein weiteres Unterscheidungsmerkmal ist der offenbar extrem hohe Anteil Dunkler Materie in diesen Zwerggalaxien: Die Astrophysiker haben hier Masse-zu-Leuchtkraft-Verhältnisse von mehr als 1000 abgeleitet, während bei Kugelsternhaufen, die keine Dunkle Materie enthalten, dieses Verhältnis typischerweise zwischen zwei und drei liegt.

Trabanten der Milchstraße

Unsere Milchstraße hat 26 Begleitgalaxien. Mit Ausnahme der beiden Magellanschen Wolken handelt es sich dabei um sphäroidale Zwerggalaxien. Ihre Anzahl nimmt mit zunehmendem Abstand von der Milchstraße ab. Das unmittelbare Einflussgebiet, innerhalb dessen sich Satelliten auf gravitativ gebundenen Bahnen um unsere Galaxis befinden, hat einen Radius von ungefähr 900.000 Lichtjahren. Die sichtbare Ausdehnung der Milchstraßenscheibe hingegen erstreckt sich nur über einen Radius von etwa 50.000 Lichtjahren. In kleinen Entfernungen zur Milchstraße gelingt es nur relativ massereichen Zwerggalaxien, ihr sternbildendes Material, also Gas und Staub, über längere Zeit zu behalten. Die gaslosen sphäroidalen Zwerggalaxien innerhalb von etwa 300.000 Lichtjahren Entfernung enthalten dagegen ausschließlich alte Sterne. Sie haben ihr Gas vermutlich bereits in einer sehr frühen Entwicklungsphase verloren. Erst in größeren Entfernungen findet man auch jüngere Sterne in sphäroidalen Zwerggalaxien.

Jenseits von 900.000 Lichtjahren Entfernung von der Milchstraße (beziehungsweise von der Andromedagalaxie) gibt es nur noch ganz wenige sphäroidale Zwerggalaxien. Wie sie ihr Gas verloren haben könnten, ist noch unverstanden. Möglicherweise bewegen sie sich auf stark elliptischen Bahnen, die sie gelegentlich in die Nähe der massereichen Galaxien bringen. Auf Grund der größeren Schwerkraft in dieser Umgebung könnten die Gasmassen dort einfacher aus ihnen heraustransportiert werden. Insgesamt ist die Galaxiendichte in den Außenbereichen der Lokalen Gruppe recht niedrig, man trifft dort jedoch auf vereinzelte gasreiche irreguläre Zwerggalaxien.

Auch in anderen Galaxiengruppen finden sich übrigens in der nahen Umgebung massereicher Galaxien in erster Linie gasarme Zwergsternsysteme, während es gasreiche mit aktiver Sternentstehung erst in größeren Distanzen gibt. Diese typische Verteilung bezeichnen die Astronomen als Morphologie-Dichte-Relation oder Morphologie-Entfernungs-Relation der Zwerggalaxien. Es sieht also so aus, als ob die Umgebung einer Galaxie einen wichtigen Einfluss auf ihre Entwicklung und ihre Eigenschaften hätte.

Die Morphologie-Dichte-Relation

Vermutlich tragen mehrere Prozesse dazu bei. Ein Mechanismus ist der so genannte Staudruck. Ihm sind jene Zwerggalaxien ausgeliefert, die sich sehr nahe an der Milchstraße befinden und sich durch ihren gasförmigen Halo bewegen. Dort ist die Teilchendichte äußerst gering und beträgt nur 10 bis 100 Atome pro Kubikmeter. Doch das kann bereits ausreichen, um Gas aus massearmen Zwerggalaxien, die mit Geschwindigkeiten von einigen hundert Kilometern pro Sekunde durch den Halo ziehen, zu entfernen. Dabei spüren die Zwerggalaxien das Äquivalent eines Luftwiderstands, wie ihn ein Motorradfahrer erlebt, der mit hoher Geschwindigkeit fährt. Auf winzige Gasatome zeigt dieser Widerstand Wirkung, während die viel größeren Sterne kaum von ihm betroffen sind.

Sogar die verhältnismäßig massereichen Magellanschen Wolken erfahren die Wirkung dieses Staudrucks. So wird etwa das Gas der Großen Magellanschen Wolke in der Bewegungsrichtung dieser Galaxie zusammengedrückt. Noch auffälliger ist der ausgedehnte kometenartige Schweif aus herausgelöstem Gas, den die Magellanschen Wolken hinter sich herziehen: der Magellansche Strom. Neben dem Staudruck spielt aber auch die Wechselwirkung der Schwerkraft mit der Milchstraße eine Rolle. Sie kann ebenfalls bewirken, dass Zwerggalaxien auf ihrer Bahn um massereiche Sternsysteme Material verlieren.

Ein weiterer Prozess, der mit zum Gasverlust beitragen kann, ist die Photoionisation. Dabei trifft energiereiche Strahlung auf Gasatome und löst die Elektronen aus der Atomhülle heraus. Statt des zuvor neutralen Atoms liegen nun ein positiv geladener Atomkern (meist ein Proton) und ein negativ geladenes, freies Elektron vor.

Während neutrales Gas vergleichsweise kühl ist, haben ionisierte Wasserstoffwolken typischerweise eine Temperatur von 10.000 Kelvin. In irregulären Zwerggalaxien mit aktiver Sternentstehung bilden sich solche als HII-Regionen bezeichneten Gebiete um heiße, junge Sterne aus, deren energiereiche Strahlung das umgebende gasförmige Medium ionisiert. Auf Grund der höheren Temperatur und der damit einhergehenden erhöhten Bewegungsenergie der ionisierten Gasteilchen lässt sich diese aufgeheizte Materie leichter aus massearmen Galaxien entfernen als kühlere Gasmassen. Dies kann entweder dadurch geschehen, dass das Schwerkraftpotenzial der Zwerggalaxie nicht ausreicht, um das heiße Gas zu binden, oder auch durch externen Staudruck.

Neben internen Ionisationsquellen wie jungen blauen Sternen gibt es auch externe Einflüsse. Dazu zählen zum Beispiel Phasen sehr starker Sternentstehung, wie sie in der nahe gelegenen Milchstraße stattfanden, als sich ihre dichte, alte Zentralregion, der Bulge, bildete. Man geht davon aus, dass bei sehr nahen massearmen Zwerggalaxien solche lokalen, externen Ionisationseffekte die Hauptursache für das fehlende Gas und das frühe Ende der Sternentstehung waren. Auch die Periode der so genannten kosmologischen Reionisierung hat dabei vermutlich eine wichtige Rolle gespielt. Zu dieser Epoche ionisierten die allerersten Sterne, die nach dem Urknall entstanden und die wahrscheinlich extrem massereich und leuchtkräftig waren, das Universum.

Zusätzliche Prozesse, die zum Gasverlust in Galaxien führen können, sind beispielsweise starke Sternwinde und Supernova-Explosionen, die das Gas förmlich aus ihnen herausblasen. Derartige Vorgänge sieht man besonders ausgeprägt in Starburst-Galaxien, in denen besonders viele Sterne auf einmal entstehen. Gerade sehr massearme Zwerggalaxien könnten durch heftige Sternentstehungsausbrüche ihr restliches, gasförmiges Material abstoßen und so ihre weitere Entwicklung selbst abschalten. Eine ähnliche Wirkung können auch Strahlung und Materiewinde haben, die von so genannten aktiven Galaxienkernen in sehr massereichen Objekten ausgehen, die in ihren Zentren ein Materie akkretierendes Schwarzes Loch enthalten. Auch unsere Milchstraße muss einmal durch eine solche Phase gegangen sein, als das massereiche Schwarze Loch in ihrem Zentrum entstand.

Das kosmologische Substrukturproblem

Kosmologische Modelle, die den Aufbau des Universums und die Galaxienentstehung beschreiben, zeigen, dass sich größere Strukturen durch das Verschmelzen von kleineren bilden. Demnach entsteht aus einer anfänglich recht homogenen Materieverteilung unmittelbar nach dem Urknall unter dem Einfluss der Schwerkraft ein immer stärker strukturiertes Universum. So wachsen geringfügig dichtere Regionen immer weiter an, indem sie Materie aus der Umgebung ansammeln, und bringen schließlich massereiche Galaxien oder gar größere Ansammlungen solcher Sternsysteme hervor. Als »Knoten« sehr hoher Materiedichte bilden sich Haufen und filamentartige Strukturen aus einzelnen Galaxien und Galaxiengruppen, die zum Teil in die Haufen einfallen. Dazwischen entstehen stets weiter anwachsende Leerräume. Diese netzartige Struktur aus den Simulationen stimmt mit Beobachtungen der großräumigen Galaxienverteilung hervorragend überein.

Auf kleineren Skalen, die der Milchstraße und ihrer Umgebung vergleichbar sind, sagen die Modelle jedoch eine höhere Anzahl an Materiekonzentrationen vorher, als wir Zwerggalaxien beobachten. Diesen Widerspruch bezeichnen die Wissenschaftler als das kosmologische Substrukturproblem.

Auch die zahlreichen Entdeckungen neuer, sehr leuchtschwacher sphäroidaler Zwerggalaxien während der letzten zehn Jahre reichen bei Weitem nicht aus, um diese Diskrepanz aufzuheben. Wahrscheinlich sind stattdessen einige der Prozesse für das Missverhältnis verantwortlich, die auch die Entstehung der Morphologie-Entfernungs-Relation bewirken, nämlich insbesondere die kosmologische Reionisierung und die lokale Ionisierung durch Sternentstehung in benachbarten massereichen Galaxien. Denn dadurch kann in kleinen, massearmen Materiekonzentrationen das Gas verloren gehen, noch bevor es sich überhaupt zu Sternen formen kann. Dann bleibt nur dunkle, nichtleuchtende Materie zurück, und die Objekte werden nie als Zwerggalaxien beobachtbar sein.

Chemische Entwicklung

Obgleich Zwerggalaxien offenkundig Einflüssen aus ihrer Umgebung unterliegen, sind auch ihre eigenen Eigenschaften - insbesondere ihre Masse - wichtige Faktoren, die ihre Entwicklung bestimmen. So besitzt jede einzelne von ihnen ihre charakteristische Geschichte der Sternentstehung und der chemischen Entwicklung. Dabei ist unter »chemischer Entwicklung« die mit der Zeit zunehmende Anreicherung an schwereren Elementen, die durch Kernbrennprozesse in Sternen erzeugt werden, zu verstehen. Oftmals zeigen Zwerggalaxien Metallizitätsgradienten in ihren Sternpopulationen. Die metallreicheren und jüngeren Sterne befinden sich bevorzugt in den inneren Regionen, während die metallärmeren und älteren Sterne großräumiger verteilt sind.

Nun erfassen die Episoden der Sternentstehung nicht eine Zwerggalaxie als Ganzes, sondern sind lokal begrenzt. Dies schlägt sich trotz global zunehmender Metallanreicherung in variierenden Elementhäufigkeiten unter Sternen ähnlichen Alters nieder. In den Begleitern der Milchstraße schreitet die Sternentstehung typischerweise langsam und mit geringer Intensität fort; die chemische Anreicherung erfolgt dabei inhomogen. Dieses Verhalten bestätigt sich auch, wenn man die Sterne spektroskopisch auf Elemente hin untersucht, die bevorzugt in den Supernova-Explosionen massereicher beziehungsweise massearmer Sterne freigesetzt werden. Es zeigt sich, dass im Unterschied zur Milchstraße nur wenige massereiche Sterne zur chemischen Anreicherung beigetragen haben können; hauptsächlich waren langlebigere, masseärmere Sterne verantwortlich.

Die Häufigkeitsverteilung von Sternen unterschiedlichen Metallgehalts in einer Zwerggalaxie erinnert an eine asymmetrische Glockenkurve, die von niedrigem Metallgehalt zu höheren Werten langsam ansteigt und nach Erreichen eines Maximums rasch abfällt. Der Verlauf dieser chemischen Entwicklung lässt sich gut durch Modelle beschreiben, bei denen sowohl die zusätzliche Akkretion von Gas von außerhalb wie auch der Verlust von angereichertem Gas durch Sternwinde eine Rolle spielen. Der mittlere Metallgehalt einer Zwerggalaxie ist außerdem eng mit ihrer heutigen Leuchtkraft beziehungsweise der stellaren Masse des Systems korreliert: je höher die Leuchtkraft, umso höher auch der Metallgehalt. Diese Beziehung setzt sich übrigens bis hin zu massereichen Galaxien wie der Milchstraße fort.

Zwerggalaxien und die Entstehung der Milchstraße

Wie wir gesehen haben, beschreiben hierarchische Modelle zum Aufbau des Kosmos, wie sich große Strukturen bilden, indem kleinere verschmelzen. Diese Vorgänge sollten beobachtbare Spuren hinterlassen. Entlang großräumiger Filamente unterstützt die ungleichförmige dreidimensionale Verteilung von Zwerggalaxien um unsere Milchstraße und um Andromeda dieses kosmologische Szenario der Galaxienakkretion.

Innerhalb von Sternsystemen wie der Milchstraße sagt dieses Modell außerdem die Existenz von Strömen aus Sternen zerrissener kleinerer Galaxien voraus, die von diesem Prozess übrig geblieben sind. Am einfachsten sollten diese in den Außenbereichen der Milchstraße zu finden sein, wo derartige Substrukturen am längsten überleben können. Hier sind vor allem Spuren kleiner sphäroidaler Zwerggalaxien zu erwarten, da massereichere Satelliten rascher in den Zentralbereich der Milchstraße absinken. Die meisten Verschmelzungsprozesse sollten in den frühen Phasen der Galaxienentwicklung vor mehr als neun Milliarden Jahren stattgefunden haben.

Tatsächlich lassen sich diese Phänomene in der Milchstraße nachweisen. Den Anfang machte die spektakuläre Entdeckung der sphäroidalen Zwerggalaxie Sagittarius. Deren innerhalb der Milchstraße gelegenen Sternstrom spürte der Astronom Rodrigo Ibata im Jahr 1994, damals Doktorand an der University of Cambridge in England, auf. Sagittarius befindet sich in einem fortgeschrittenen Stadium der Zerstörung durch die Gezeitenkräfte der Milchstraße. Mittlerweile wurden viele weitere Sternströme und Sterndichtefluktuationen gefunden, die sich auf Zwerggalaxien zurückführen lassen, welche sich unsere Heimatgalaxie einverleibt hat. Doch die Suche ist schwierig, da der Kontrast zwischen Sternströmen und regulären Milchstraßensternen oft sehr gering ist.

Detaillierte Aufschlüsse über die Verschmelzungsgeschichte unserer Galaxis erhofft man sich von der Gaia-Satellitenmission der europäischen Weltraumorganisation ESA, die Ende Dezember 2013 starten soll. Gaia wird die Positionen und Bewegungen von rund einer Milliarde Sternen in der Milchstraße genau vermessen. Anhand der Daten der Sternbewegungen sollten sich sogar solche zerrissenen Zwerggalaxien identifizieren lassen, die sonst wegen ihrer geringen Sterndichte nur schwer aufzufinden sind.

Die Milchstraße und ihre Außenbereiche bestehen aber nicht nur aus Sternen, die sie aufgesammelt hat, sondern vor allem aus solchen, die sie selbst hervorgebracht hat. Neben der kinematischen Information helfen uns dabei auch die chemischen Eigenschaften der Sterne in den überlebenden Zwergbegleitern, jenen Anteil zu entschlüsseln, der vermutlich von außerhalb stammt.

Vergleicht man die Elementhäufigkeiten in Sternen im Milchstraßenhalo und in den Satellitengalaxien, so zeigt sich: Sowohl Verschmelzungsereignisse, die zu sehr frühen Epochen stattfanden, wie auch die Akkretion von ultraschwachen sphäroidalen Zwerggalaxien zu einem späteren Zeitpunkt kommen als plausible Szenarien für die Entstehungsgeschichte der Milchstraße in Frage. Dabei scheinen die ultraschwachen Zwerggalaxien eine wichtige Quelle der seltenen, extrem metallarmen Sterne im Milchstraßenhalo darzustellen. Ein maßgeblicher Beitrag durch die bereits stärker angereicherten Zwerggalaxien, die heute dazustoßen, ist hingegen wegen der chemischen Unterschiede zu den metallreicheren Sternen im Milchstraßenhalo wenig wahrscheinlich.

Noch stecken diese Untersuchungen in den Kinderschuhen. In den kommenden Jahren werden die Verbindung von detaillierten Elementhäufigkeitsanalysen einer wachsenden Zahl von Sternen und die Informationen über die dreidimensionalen Bewegungen dieser Sterne es uns ermöglichen, die Entstehungsgeschichte unserer Milchstraße und die Rolle ihrer Trabanten als Bausteine zu entschlüsseln.


Eva Grebel ist Professorin für Astronomie an der Universität Heidelberg und Direktorin des Astronomischen Rechen-Instituts am Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg. Zudem ist sie Sprecherin des Sonderforschungsbereichs »Das Milchstraßensystem«.



Literaturhinweise

Gabany, R.J., Martinez-Delgado, D.: Im Strom der Gezeiten; Interview. In: Sterne und Weltraum 3/2013, S. 44-49
Grebel, E.K., et al.: The Progenitors of Dwarf Spheroidal Galaxies. In: The Astronomical Journal 125, S. 1926-1939, 2003
Grebel, E.K.: Metal-Poor Galaxies in the local Universe. In: AIP Conference Proceedings 1480, S. 172-183, 2012
Ibata, R.A ., et al.: A Dwarf Satellite in Sagittarius. In: Nature 370, 194-196, 1994
Günter, T.: Kosmische Unfälle. Galaxien im Zusammenstoß. In: Sterne und Weltraum 5/2007, S. 54-65
Ibata, R., Gibson B.: Die Schatten galaktischer Welten. In: Spektrum der Wissenschaft 9/2007, S. 52-57
McConnachie, A.C.: The Observed Properties of Dwarf Galaxies in and around the Local Group. In: The Astronomical Journal 144, 4, 2012
Winter, A.: Sterngeburt kurz nach dem Urknall. In: Sterne und Weltraum 5/2013, S. 46-53

Weblinks zum Thema finden Sie unter:
www.sterne-und-weltraum.de/artikel/1215208


Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 29:
Die Milchstraße, hier in einer künstlerischen Darstellung, ist durch Verschmelzungsprozesse und Akkretion kleinerer Galaxien entstanden. Die Überreste davon lassen sich noch am Rand der Galaxis anhand von zerrissenen Zwerggalaxien wie etwa Sagittarius beobachten.

Abb. S. 30:
In seinem Klassifikationsschema unterteilte Edwin P. Hubble die Galaxien anhand ihrer Struktur in verschiedene Typen. In abgewandelter Form wird das Schema auch heute noch zur Klassifizierung von Galaxien verwendet. Zwerggalaxien waren damals allerdings noch unbekannt.

Abb. S. 31:
Die beiden dominanten Spiralgalaxien Milchstraße und Andromeda in der Lokalen Gruppe sind von einer großen Zahl von Zwerggalaxien umgeben. Ihre nahen Begleiter gehören überwiegend dem gasarmen sphäroidalen Typus an. In größeren Abständen finden sich gasreiche irreguläre Zwerggalaxien mit aktiver Sternentstehung.

Abb. S. 32:
Diese zwei typischen Vertreter der Zwerggalaxientypen in der Lokalen Gruppe sind beide Trabanten der Milchstraße. Oben: Die Kleine Magellansche Wolke ist eine gasreiche irreguläre Zwerggalaxie in einer Entfernung von etwa 200.000 Lichtjahren. Ihr optisches Erscheinungsbild ist dominiert von zahlreichen Sternentstehungsregionen und jungen Sternen. Unten: Die gasarme sphäroidale Zwerggalaxie Sculptor enthält fast nur sehr alte Sterne (Entfernung zirka 290.000 Lichtjahre).

Abb. S. 33 oben:
Die Morphologie-Entfernungs-Relation beschreibt die Verteilung von Zwerggalaxien auch um die Milchstraße. Das Histogramm zeigt die Anzahl der sphäroidalen Zwerggalaxien (rot) und der irregulären (Zwerg-)Galaxien (blau) in Abhängigkeit von der Entfernung vom Milchstraßenzentrum. 1 Kiloparsec entspricht 3260 Lichtjahren.

Abb. S. 33 unten:
Die Radiokarte (unten) zeigt den Verlauf des Magellanschen Stroms (rosa) vor dem Hintergrund der Milchstraße (blau-gelb). Der Magellansche Strom besteht aus Gas, das durch Staudruck und gravitative Wechselwirkung mit der Milchstraße aus den Magellanschen Wolken herausgerissen wurde. Das kleinere eingesetzte Bild oben rechts zeigt eine mit anderem Kontrast aufgenommene Radiokarte der Großen (GMW) und der Kleinen Magellanschen Wolke (KMW) und der sie verbindenden »Magellanschen Brücke«, die aus Gas und Sternen besteht und sich durch die Wechselwirkung zwischen den Magellanschen Wolken gebildet hat.

Abb. S. 34:
Zwischen dem mittleren Metallgehalt und der Helligkeit einer Zwerggalaxie besteht eine enge Beziehung. Die Werte für Zwerggalaxien in der Milchstraßenumgebung sind in Rot, für Andromedabegleiter in Blau und für entferntere Mitglieder der Lokalen Gruppe in Grün dargestellt. Ein Wert von -1 entspricht einem Zehntel des Metallgehalts der Sonne und -2 einem Hundertstel des Metallgehalts der Sonne. Mit abnehmender Galaxienhelligkeit nimmt auch ihr mittlerer Metallgehalt ab.

Abb. S. 35:
Diese dreidimensionale Modelldarstellung zeigt die Lage der Sternströme der sphäroidalen Zwerggalaxie Sagittarius, die von der Milchstraße zerrissen wird. Die Milchstraße ist in blauer Farbe dargestellt und die Sternströme von Sagittarius rot.


© 2014 Eva Grebel, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg

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Quelle:
Sterne und Weltraum 1/14 - Januar 2014, Seite 28 - 36
Zeitschrift für Astronomie
Herausgeber:
Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie)
Redaktion Sterne und Weltraum:
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Verlag: Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
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Sterne und Weltraum erscheint monatlich (12 Hefte pro Jahr).
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veröffentlicht im Schattenblick zum 20. Juni 2014