Gravitationslinsen II: Galaxienhaufen als Linsen

Was sind Galaxienhaufen?

Die Galaxien im Universum sind nicht zufällig verteilt; schon früh war bekannt, dass Galaxien die Tendenz haben, sich in großen Gruppen anzusammeln. Schon die Verteilung der hellen (und daher nahen) Galaxien am Himmel zeigt eine stark gemusterte Struktur mit Bereichen großer Überdichte von Galaxien. Die dichtesten Gebiete sind Galaxienhaufen: Innerhalb einer Kugel, deren Radius kaum größer ist als der Abstand unserer Milchstraße von der Andromeda-Galaxie, befinden sich oftmals hundert und mehr Galaxien. Diese Gebiete nennt man Galaxienhaufen; in ihnen sind die Galaxien gravitativ gebunden. Durch Untersuchung der Bewegungen von Galaxien in Haufen stellte Fritz Zwicky schon 1933 fest, dass solche Haufen sehr viel mehr Masse enthalten müssen, als man in den Galaxien sieht: dies war der erste Hinweis auf die Existenz von Dunkler Materie. Weiterhin enthalten Galaxienhaufen ein diffus verteiltes, sehr heisses Gas (mehr als 10 Millionen Grad Celsius), welches im Röntgenbereich des Spektrums sichtbar ist. Diese hohen Temperaturen zeigen eindeutig an, dass das Gas in einem sehr tiefen Potentialtopf gefangen ist, was wiederum den Schluss auf Dunkle Materie erlaubt.
Galaxienhaufen sind die größten gebundenen Objekte im Universum, und sie sind, kosmologisch gesehen, jung: Die Zeitskala, die eine Galaxie braucht, um einmal den Haufen zu durchqueren, ist nicht sehr viel kürzer als das Weltalter (zum Vergleich: Unsere Sonne hat etwa 100 Umkreisungen um das Zentrum der Milchstrasse hinter sich gebracht). Deshalb sind Galaxienhaufen besonders interessante Objekte; sie haben die Bedingungen, unter denen sie gebildet wurden, noch nicht `vergessen' - man kann ihnen zum Teil ansehen, wie sie entstanden sind. Deswegen bilden Galaxienhaufen die Brücke zwischen Kosmologie und Astrophysik.

Leuchtende Bögen am Himmel

Mitte der 80er Jahre entdeckte man bei einigen Galaxienhaufen das Vorhandensein langer, gebogener Strukturen. Diese bananenförmigen Gebilde befinden sich in der Nähe von Haufenzentren und sind oftmals stark gekrümmt. Die Bezeichung `Arcs' (Bögen) spiegelt ihre Morphologie sehr gut wider. Die Natur dieser Arcs war anfänglich umstritten, bis es gelang, spektroskopisch ihre Entfernung zu bestimmen: Sie sind wesentlich weiter von uns entfernt als die zugehörigen Haufen, sind also physikalisch nicht mit ihnen assoziiert. Vielmehr handelt es sich bei ihnen um Bilder von Hintergrundgalaxien, die durch den Gravitationslinseneffekt des Haufens extrem verzerrt sind.
Inzwischen wurden viele Beispiele für solche Arcs gefunden. Wann immer man von einem sehr massiven Galaxienhaufen ein tiefes, hochaufgelöstes Bild aufnimmt, kann man die Anwesenheit von Arcs nachweisen, auch wenn nicht alle so eindrucksvoll sind wie die hier gezeigten Beispiele. Aus der Form und der Lage der Arcs relativ zum Haufenzentrum kann man direkt die Masse im inneren Bereich der Haufen ermitteln: Damit eine so extreme Verzerrung auftreten kann, muss sich ein Arc ganz in der Nähe des Einstein-Radius des Haufens befinden. Die mit anderen Methoden gefundenen Resultate werden bestätigt: Galaxienhaufen bestehen zum größten Teil aus Dunkler Materie. Die Masse der Galaxien und des heißen Gases machen nur etwa 15% der Gesamtmasse des Haufens aus.

Abb.1: Die ersten beiden Arcs, die etwa 1986 entdeckt wurden; links der Arc im Haufen A370 (z=0.37), dessen Rotverschiebung zu 0.735 gemessen wurde, rechts der Arc im Haufen Cl2244 (z=0.31). Die Spektroskopie dieses Arcs ergab eine Rotverschiebung von 2.24, was zum damaligen Zeitpunkt die am weitesten entfernte `normale' Galaxie darstellte. Helle Knoten auf den Arcs zeigen deutlich die Struktur der intrinsischen Helligkeitsverteilung der Galaxien, deren Bilder so stark verzerrt werden. Man erkennt ebenfalls den Einfluss einzelner Haufengalaxien auf die detaillierte Morphologie des Arcs in A370, der sich lokal um diese Galaxien windet.

Hubble schaut hin

Nachdem das Hubble Space Telescope (HST) 1993 repariert wurde und hochaufgelöste Bilder aufnehmen konnte, wurde das Studium von Arcs intensiviert. Viele der Bögen sind trotz ihrer Länge so dünn, dass sie selbst mit dem HST nicht aufgelöst erscheinen. Das Längen-zu-Breitenverhältnis einiger Arcs übersteigt 30! Diese extreme Verzerrung der Bilder von Hintergrundgalaxien geht einher mit einer entsprechenden Verstärkung der beobachteten Helligkeit: Arcs sind wesentlich heller als die zugehörigen ungelinsten Galaxien erscheinen würden.
Neben diesen `Giant Arcs' gibt es auch andere Linsenphänomene in Haufen. Wie leicht vorstellbar ist, wenn es einige Galaxien gibt, deren Bilder sehr stark verzerrt werden, sollte es wesentlich mehr geben, bei denen die Verzerrung etwas geringer ist. Diese kleinen Bögen erhielten den Namen Arclets; ihr Achsenverhältnis beträgt typischerweise 3 - 10. Man findet sie etwas weiter entfernt vom Haufenzentrum als die Arcs selbst. Weiterhin werden einige Hintergrundgalaxien durch die Linsenwirkung des Galaxienhaufens mehrfach abgebildet. Aus all diesen Informationen kann man detaillierte Modelle der Massenverteilung im Zentrum von Galaxienhaufen erstellen. Beispielsweise wurde gefunden, dass die Materie in Haufen wesentlich konzentrierter verteilt ist, als man aus Röntgenbeobachtungen ermittelte. Die Verteilung Dunkler Materie in Haufen ist eng korreliert mit der Sternpopulation der zentralen Haufengalaxie, woraus man auf die Entwicklungsgeschichte dieser Galaxie schließen kann.

Abb.2: Eine tiefe Mehrfarbenaufnahme des HST vom Galaxienhaufen A2218 z=0.175. Das Zentrum des Haufens liegt bei der leuchtkräftigen Galaxie links unterhalb der Bildmitte und ist von mehreren Arcs umgeben. Einer dieser Arcs (A0) besitzt eine Rotverschiebung von 2.515; ein weiteres Bild der zugehörigen Galaxie sieht man bei A2. Ein zweites Massenzentrum befindet sich rechts oberhalb der Bildmitte; auch um dieses ranken sich mehrere Arcs. Man beachte, wie dünn einige dieser Arcs sind - daher ist das HST für deren detaillierte Untersuchung unverzichtbar. Insbesondere erfolgt die Identifikation von Mehrfachbildern durch einen genauen Vergleich der Morphologie der Lichtverteilung, sowie der spektralen Verteilung des Lichtes (also der Farben). Ein Haufen mit derartig vielen Linsensystemen erlaubt die Konstruktion eines sehr detaillierten Massenmodells.

Abb.3: Der Haufen A2390 (hier ein HST Bild; allerdings stellen die Farben in diesem Fall nur die Intensität des Lichtes, nicht seine spektrale Verteilung dar) scheint weniger spektakuläre Arcs zu besitzen als A2218. Allerdings findet man neben dem dicken Arc mit z=0.913 weitere Arcs, die deutlich zu sehen sind. Bemerkenswert ist, dass auf dieser Aufnahme zwei Mehrfachbildsysteme zu sehen sind (mit den Buchstaben A bzw. B bezeichnet), für die aufgrund eines Massenmodells eine hohe Rotverschiebung vorhergesagt wurde. Tatsächlich wurden diese Rotverschiebungen inzwischen gemessen und betragen 4.04 für das System A, 4.05 für das System B.

Abb. 4: Der Galaxienhaufen Cl0024+16 bei z=0.39 enthält ein eindrucksvolles Arc System, die hier als relativ blaue Quellen gut von den rötlichen Haufengalaxien zu trennen sind. Die drei Stücke des Arcs rechts vom Haufenzentrum gaben diesem System den Namen `Tripelarc'. Das mittlere Stück des Arcs ist relativ kurz, was auf zurückzuführen ist. Rechts vom Haufenzentrum ist ein weiteres Bild der zugehörigen Hintergrundgalaxie zu sehen. Unten links im Bild wurde die Quelle, deren Rotverschiebung z=1.63 beträgt, aus den einzelnen Arcs modelliert. Die Ähnlichkeit der intrinsischen Morphologie ist ein klarer Beweis, dass es sich um Mehrfachbilder der gleichen - im Übrigen, recht komplizierten - Quelle handelt.

Galaxienhaufen als natürliche Teleskope

Die große Verstärkung der scheinbaren Helligkeit durch den Linseneffekt kann man ausnutzen, um die Quellen sehr viel detaillierter zu untersuchen als dies ohne die Verstärkung möglich wäre. Da weitentfernte Galaxien sehr schwache Quellen darstellen, bietet die Verstärkung eine willkommene Hilfe. Der Bogen im Haufen Cl2244 (siehe Abb.1) war ein Bild der ersten normalen Galaxie mit Rotverschiebung , die gefunden wurde. Seither hat die Spektroskopie von Arcs und Arclets viele Galaxien hoher Rotverschiebung ergeben. Zwar hat man inzwischen eine große Population von Galaxien mit Rotverschiebungen zwischen 2.5 und 4.5 gefunden, aber selbst mit den größten vorhandenen Teleskopen ist ein detailliertes Spektum solcher Galaxien nur mit extrem langer Belichtungszeit zu erhalten. Eine Galaxie, die um einen Faktor 20 verstärkt wird, benötigt für ein Spektrum gleicher Qualität nur 1/400stel der Zeit wie die entsprechende ungelinste Galaxie! Durch diesen natürlichen Bonus wird es möglich, die chemische Zusammensetzung von Galaxien zu studieren, deren Alter nur etwa 20% des heutigen Weltalters beträgt.

Abb.5: In diesem Galaxienhaufen MS1512 (z=0.3), dessen zentrale Galaxie in der Bildmitte zu sehen ist, wurden umfangreiche spektroskopische Untersuchungen vorgenommen. Dabei stellte sich heraus, dass die Galaxie cB58 eine Rotverschiebung von z=2.72 besitzt, sich also weit hinter dem Haufen befindet. Erst mit dieser HST-Aufnahme konnte demonstriert werden, dass cB58 ein langgestreckter Arc ist (nur schwer in dieser Darstellung zu erkennen, wegen des eingeschränkten dynamischen Bereichs der Reproduktion). Eine detaillierte Analyse dieses Bildes ergab, dass es ein weiteres Bild der zu cB58 gehörigen Galaxie gibt, hier mit A2 bezeichnet. Weiterhin konnte aufgrund der Morphologie und der Farbe festgestellt werden, dass B1-3, C1-3, W1-3 & WC jeweils Mehrfachbilder von Hintergrundgalaxien sind. Dadurch wurde ein sehr genaues Modell des Massenverteilung des Haufens ermöglicht, aus dem folgt, dass cB58 etwa 20-mal so hell ist, wie die ungelinste Galaxie wäre.

Abb.6: Ein Spektrum von cB58, aufgenommen mit dem Keck-Teleskop. Die feinen Einzelheiten im Spektrum sind hier mit erstaunlich geringem Rauschpegel zu sehen, was alleine dadurch möglich ist, dass bei der Beobachtung neben dem größten optischen Teleskop auch der Galaxienhaufen mit seiner Lichtsammeleigenschaft benutzt wurde. Um ein Spektrum gleicher Qualität von der ungelinsten Quelle zu erhalten, müsste man 400-mal länger beobachten!

Abb.7: In einer HST-Aufnahme des Galaxienhaufens Cl1358+62 wurde das gelinste Bild einer Hintergrundgalaxie mit Rotverschiebung z=4.92 entdeckt; es ist als r\"otlicher Bogen rechts unterhalb des Zentrums zu sehen. Rechts oben ist die gelinste Galaxie vergr\"o\ss ert dargestellt, rechts unten wurde ein theoretisches Modell der Haufen-Linse benutzt, um das `ungelinste' Bild der Quelle zu rekonstruieren.