Die Evolution der Galaxien

Blicken wir in einer dunklen, klaren Sommernacht (wie sie in Deutschland eher selten vorkommt) zum Himmel, dann sehen wir, wie sich über den gesamten Horizont das schimmernde Band der Milchstraße erstreckt. Das ist unsere Heimat im Universum – eine Galaxie aus ungefähr einhundert Milliarden Sternen.

Computersimulation der Bildung einer massiven Scheibengalaxie (Mitte): Im Bild sieht man die Gasströme, die sich entlang des intergalaktischen kosmischen Netzes, von unten links nach oben rechts ausbreiten. Kaltes Gas ist dunkelblau, heißes Gas rot. Die entstehende junge Galaxie (hellblau) gibt Gas ab, das mit schweren Atomen angereichert ist (gelb).

Text: Reinhard Genzel

Wie in den meisten anderen Scheiben- oder Spiralgalaxien befinden sich diese Sterne, die ungefähr die Masse der Sonne oder etwas weniger aufweisen, überwiegend in einer ziemlich dünnen, rotierenden Scheibe mit einem Durchmesser von 60.000 Lichtjahren. Jedes Jahr entstehen in dieser Scheibe aus dem Gravitationskollaps dichter interstellarer Gaswolken zwei bis drei neue Sterne, weshalb unsere Milchstraße als „aktiv sternbildend“ gilt. Im Zentrum der Scheibe befindet sich eine kugelförmige Konzentration überwiegend alter Sterne („Bulge“, Beule), in deren Mitte ein massereiches Schwarzes Loch mit etwa vier Millionen Sonnenmassen steckt. Diese Struktur ist für die meisten anderen Scheibengalaxien ebenfalls typisch, auch wenn sich Massen, Größen und das Verhältnis von Beule zu Scheibe stark unterscheiden.

Scheibengalaxien machen den überwiegenden Teil der massereichen, Sterne bildenden Galaxien im gegenwärtigen Universum aus. Daneben gibt es zahlreiche amorphe, irreguläre Systeme, die typischerweise eine geringere Masse haben, sowie eine ganze zweite Klasse von Galaxien: massereiche, sphäroide oder elliptische Galaxien mit derzeit geringer Sternenbildung. Doch obwohl Galaxien die auffälligsten „Inseluniversen“ aus lichtemittierenden Sternen sind, befindet sich der größte Teil der normalen, baryonischen Materie in Form von sehr heißem, intergalaktischem Plasma außerhalb der Galaxien. Die baryonische Materie ist ihrerseits nur für 20 Prozent des Materiegehalts im Universum verantwortlich; der Rest, so glaubt man, entfällt auf „Dunkle Materie“, die nur bzw. im Wesentlichen durch ihre Schwerkraft in Erscheinung tritt. Gemeinhin wird angenommen, dass die Dunkle Materie in Gestalt eines schweren, noch nicht identifizierten subatomaren Teilchens auftritt.

Seit man vor ungefähr einem Jahrhundert die Galaxien als Bausteine des stellaren extragalaktischen Universums entdeckt hat, stellen sich den Berufsastronomen ebenso wie der interessierten Öffentlichkeit vor allem folgende Fragen: Wie und wann haben sich die Galaxien gebildet? Wie haben sie sich entwickelt? Warum gibt es Sterne bildende Scheiben neben massereichen „toten“ Kugeln? Zwar haben wir bis heute auf diese Fragen nur lückenhafte, unvollständige Antworten gefunden, doch in den letzten beiden Jahrzehnten wurden große Fortschritte erzielt. Forscher der Max- Planck-Institute für extraterrestrische Physik, für Astrophysik und für Astronomie haben zu diesen Fortschritten erhebliche, in manchen Fällen entscheidende Beiträge geleistet, sowohl durch experimentelle Arbeit und Beobachtung als auch durch Theorien, numerische Simulationen und Modellierung.

Grundkonzepte

Präzisionsmessungen der kosmischen Hintergrundstrahlung und der Großstruktur von Galaxienverteilungen einerseits sowie sehr große Computersimulationen andererseits haben uns im „Modell der Kalten Dunklen Materie“ ein erstes grundlegendes Verständnis der Entstehung von Galaxien vermittelt. Örtliche Konzentrationen von Dunkler Materie („Halos“), durch die eigene Schwerkraft im Substrat des expandierenden Universums kollabiert, markierten die Positionen baryonischer Galaxien, die sich in ihren Kernen bildeten.

Man nimmt an, dass diese örtlichen, überdichten Massen als Quantenfluktuationen bereits in den frühesten Phasen nach dem Urknall aufgetreten sind. Bahnbrechende theoretische Arbeiten der vergangenen drei Jahrzehnte, die von Simon White und seinen Kollegen am Max-Planck-Institut für Astrophysik durchgeführt wurden, deuten darauf hin, dass baryonisches Gas in diesen Halos aus Dunkler Materie beim Halo-Kollaps nach innen getrieben wurde und sich in Strukturen galaktischer und subgalaktischer Ausmaße konzentrierte.

Da diese baryonischen Gaskonzentrationen anfangs einen gewissen Drehimpuls hatten, konnte die baryonische Materie anfangs nicht weiter als bis auf ein Zehntel der Größe der Dunkelmaterie-Halos zusammenstürzen, in denen die Protogalaxien zentrifugal gestützte Scheiben von ungefähr der Größe heutiger Galaxien bilden sollten. Alle numerischen Simulationen der Bildung großer Strukturen wie die von Simon White und Volker Springel am MPA durchgeführte „Millennium-Simulation“ führten zu der Erkenntnis, dass sich großskalige Strukturen hierarchisch aus kleineren Strukturen und Massen hin zu größeren aufbauen. Aus dem Blickwinkel einer Galaxie bedeutet dies, dass eine Babygalaxie im Lauf der Zeit heranwächst, durch aus dem „kosmischen Netz“ gespeiste Gasströme und gelegentlich durch mit diesem Strom herangeführte kleinere Galaxien bzw. Halos (so genannte „Minor Merger“). Eher selten (etwa alle drei Milliarden Jahre bei einer massereichen Galaxie) kam es auch zu einem hochgradig dissipativen „Major Merger“, an dessen Ende zwei Scheibengalaxien dauerhaft in eine größere Kugelgalaxie umgewandelt wurden.

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