Gravitationslinsen III: Der schwache Linseneffekt

Mehrfachbilder, Einstein-Ringe und Arcs sind spektakuläre Gravitationslinsenereignisse. Neben diesen Phänomenen des sog. starken Linseneffekts kennt man seit etwa 10 Jahren auch den schwachen Gravitationslinseneffekt. Dieser beruht darauf, dass Lichtbündel von weit entfernten Quellen nicht nur als Ganzes gravitativ abgelenkt werden, sondern durch den Gezeitenanteil des Schwerefeldes, welches von Masseninhomogenitäten erzeugt wird, auch verzerrt werden. Diese Verzerrung ist im Allgemeinen recht schwach und kann daher bei Einzelobjekten nicht nachgewiesen werden, da die intrinsische Form der Quellen nicht bekannt ist. Allerdings kann auf tiefen optischen Himmelsaufnahmen eine große Anzahldichte von Galaxien nachgewiesen werden: bis zu einer Größenklasse von R < 25 gibt es etwa 35 Galaxien pro Quadratbogenminute, deren charakteristische Rotverschiebung etwa bei z ~ 1 liegt. Die Bilder benachbarter Galaxien werden durch ein ähnliches Gezeitenfeld verzerrt; benutzt man also die Tatsache, dass die intrinsische Orientierung von Galaxien zufällig ist, so läßt sich dieses Gezeitenfeld aus der mittleren Ausrichtung der beobachtbaren Galaxienbilder ermitteln. Aus dem Gezeitenfeld ergeben sich wiederum Rückschlüsse auf die Massenverteilung. In der Tat kann man durch die Vermessung dieses Verzerrungsfeldes die Massenverteilung eines Galaxienhaufens rekonstruieren und erhält somit ein Bild der (vorwiegend Dunklen) Materie - man sieht sie also doch! Ein Beispiel einer solchen Massenrekonstruktion ist in Abb.2 gezeigt.

Abb.1: Eine Aufnahme des Galaxienhaufens A1689 mit dem Hubble Space Telescope (HST). Um das Zentrum dieses Haufens herum sieht man eine sehr große Anzahl von Arcs, tangential ausgerichtete verzerrte Bilder von Hintergrundgalaxien. Während die Arcs ein immer geringeres Achsenverhältnis zeigen, wenn man sich vom Zentrum entfernt, so steigt ihre Zahl an. Weiter draussen kann man einzelne Arclets nicht mehr als solche identifizieren, aber durch Betrachten von Gruppen von Galaxienbildern weit ausserhalb des Haufenzentrums läßt sich deren mittlere Verzerrung immer noch nachweisen. Die Stärke der Verzerrung ist ein Maß für die Stärke des Gezeitenfeldes, dies wiederum ein Maß für die Masse des Galaxienhaufens.

Abb.2: Eine tiefe Aufnahme des Galaxienhaufens Cl0939+4713 bei z=0.41 (oben, gewonnen mit dem HST) wurde hinsichtlich der Verzerrung schwacher Galaxienbildchen analysiert. Dadurch konnte das Gezeitenfeld dieses Haufens ermittelt und daraus die Massenverteilung rekonstruiert werden (unten). Man sieht deutlich das Zentrum des Haufens als Maximum der Massendichte, ein weiteres (sekundäres) Maximum, sowie einen Abfall der Dichte weg vom Zentrum und ein ausgeprägtes Minimum. Ein Vergleich der Massenkarte mit der Verteilung der helleren (Haufen-)Galaxien zeigt, dass diese sehr ähnlich verteilt sind: sowohl das Maximum im Zentrum, das zweite Maximum, als auch das Minimum der Massenverteilung findet sich in der Galaxienverteilung wieder.

Abb.3: Selbst Haufen sehr großer Rotverschiebung lassen sich mit der Technik des schwachen Linseneffekts untersuchen: gezeigt ist hier ein Bild des Haufens MS1054-03 bei Rotverschiebung z=0.83 (oben), sowie die mittels des schwachen Linseneffekts ermittelte Massenverteilung (unten). Sowohl die Galaxienverteilung des Haufens (die als rötliche Galaxien hier sichtbar sind) als auch die Massenverteilung zeigen starke Unterstruktur; der Haufen scheint aus drei Komponenten zu bestehen. Da wir den Haufen zu einem Zeitpunkt sehen, als das Universum nur etwa halb so alt war wie heute, ist dieser Haufen sehr jung und bildet sich womöglich erst; er könnte aus drei kleineren Haufen verschmolzen sein, die hier noch individuell sichtbar sind. Der Linseneffekt ermöglicht somit das direkte Studium der Strukturbildung im Universum.

Gibt es Dunkle Haufen?

Mit dem schwachen Linseneffekt kann man nicht nur bereits bekannte Galaxienhaufen analysieren, sondern auch gezielt nach ihnen suchen. Eine statistisch signifikante Ausrichtung der Bilder von weit entfernten Galaxien um einen Punkt herum weist auf die Anwesenheit einer Massenkonzentration hin. Auf diese Weise ist es möglich, Massenkonzentrationen zu finden, ohne auf ihre Leucht-Eigenschaften zurückgreifen zu müssen. Dies ist von allergröß tem kosmologischen Interesse: Während die Theorie der Strukturbildung sehr detaillierte Voraussagen zur Verteilung der Materie liefert (z.B. mit numerischen Simulationen), sind Vorhersagen über die Leucht-Eigenschaften (Galaxienentwicklung, heißes Gas in Haufen) nur mit weitgehenden, vereinfachenden Annahmen möglich und daher mit wesentlichen größeren Unsicherheiten behaftet. Die Möglichkeit, Galaxienhaufen bzw. ihre Dunkle Materie zu entdecken, ohne auf die Anzahldichte der Haufengalaxien oder die Röntgenleuchtkraft zurückgreifen zu müssen, würde einen direkten Vergleich der Anzahldichte von Haufen und ihrer Massen mit kosmologischen Modellen erlauben. Da die Anzahldichte von Galaxienhaufen als Funktion der Masse und der Rotverschiebung ein empfindliches Maß des kosmologischen Modells darstellt, ist dieser Vergleich außerordentlich interessant. In der Tat wurde ein Galaxienhaufen mit dieser Methode bereits entdeckt (Abb.4).

Abb.4: Eine Untersuchung des Galaxienhaufens A1942 mit dem schwachen Linseneffekt fand nicht nur den eigentlichen Haufen selbst, sondern auch etwas abseits eine Konzentration von Materie, deren Gezeitenfeld sich eindeutig nachweisen läßt: Gezeigt sind hier die Dichtekonturen der rekonstruierten Flächenmassendichte, aufgetragen über eine tiefe Aufnahme im V-Band (links, Feldgröß e ist 14' x 14') bzw. im I-Band (rechts, 7.5' x 15'). Der Galaxienhaufen A1942 bei Rotverschiebung z=0.22 befindet sich etwa im Zentrum des V-Band-Bildes und nahe der oberen Kante in der I-Band-Aufnahme. Etwa 7' südlich vom Haufenzentrum sieht man eine zweite Massenkonzentration, die sich mittels mehrerer statistischer Tests als ähnlich signifikant erweist wie der Haufen A1942 selbst. Man sieht keinerlei Galaxienüberdichte, die mit dieser Massenkonzentration assoziiert ist; vermutlich handelt es sich um einen Galaxienhaufen hoher Rotverschiebung, der keine sehr leuchtkräftigen Galaxien enthält.

Kosmische Scherung

Die Dunkle Materie im Universum war zu der Zeit, als sich die Atome aus Elektronen und Atomkernen gebildet haben, fast homogen verteilt - fast, aber nicht völlig, wie man an den Fluktuationen des Kosmischen Mikrowellenhintergrunds eindeutig sehen kann. Aus diesen kleinen Dichtefluktuationen entwickelte sich im Laufe der kosmischen Entwicklung die großräumige Verteilung der Materie im Universum. Dieser Vorgang kann inzwischen sehr genau mit Supercomputern simuliert werden; aber kann man die großräumige Struktur der Dunkeln Materie auch direkt beobachten? Der schwache Linseneffekt bietet hier ein einmaliges Werkzeug: Lichtbündel weit entfernter Quellen werden durch die großräumige Verteilung der Materie schwach, aber im Prinzip messbar verzerrt (kosmische Scherung). Aus den statistischen Eigenschaften der Elliptizitätsverteilung von Galaxienbildern auf Weitwinkelaufnahmen läßt sich direkt auf die statistischen Eigenschaften der Verteilung Dunkler Materie schließen. Mehrere Forschergruppen weltweit haben seit Jahren diesen Effekt gesucht; die dabei zu überwindenden Schwierigkeiten ergeben sich aus der Kleinheit des Effektes: praktisch jeder Abbildungsfehler eines Teleskops liefert ein größeres Signal als die kosmische Scherung selbst. Erst nachdem man gelernt hatte, solche Abbildungsfehler zu vermeiden bzw. sie zu korrigieren, konnten im März 2000 vier Gruppen quasi gleichzeitig ihre jeweilige Entdeckung publizieren. Es ist daher gelungen, zum ersten Mal die Dunkle Materie außerhalb gebundener Strukturen wie Galaxienhaufen direkt zu beobachten. Dieser Durchbruch wird die kosmische Scherung zu einem Hauptarbeitsgebiet innerhalb der beobachtenden Kosmologie in den nächsten Jahren werden lassen. Mit ihrer Hilfe wird man die Entwicklung der Materieverteilung detailliert studieren und mit Modellen vergleichen können.

Abb.5: Das Prinzip der kosmischen Scherung ist hier dargestellt durch die Ausbreitung von Lichtbündeln (gelb) durch ein Modell der groß räumigen Verteilung der Materie im Universum, welches mit Simulationen erzeugt wurde. Wegen der Verzerrung durch die Gezeitenfelder, die durch die Materieverteilung erzeugt werden, weicht die Form des beobachteten Bildes einer Galaxie (blau, an der rechten Seite des `Würfels' in der linken Abbildung) von der der ungelinsten Quelle (blau, an der linken Seite des 'Würfels') ab. Die statistischen Eigenschaften der Form der Bilder erlauben direkte Rückschlüsse auf die statistischen Eigenschaften der groß räumigen Massenverteilung. Rechts ist die Projektion dieser Situation am Himmel illustriert. Die Elliptizitätsverteilung der beobachteten Galaxien (blau) enthält Information über die (projizierte) Verteilung der gesamten (Dunkle und normale) Materie zwischen uns und den Hintergrundgalaxien.

Abb.6: In dieser Abbildung ist ein bestimmtes Maß für die kosmische Scherung als Funktion der Winkelskala aufgetragen. Die vier verschiedenen Symbole in dem Diagramm zeigen die Resultate von vier verschiedenen Gruppen, die unabhängig, aber fast gleichzeitig den Durchbruch zur Messung der kosmischen Scherung erreichten. Man erkennt, dass die Resultate der Gruppen sehr gut übereinstimmen, was das Vertrauen in die Richtigkeit der Messungen stärkt. Das theoretisch erwartete Signal ist für zwei kosmologische Modelle als gepunktete Kurven aufgetragen; offensichtlich schließen diese Messungen das Modell, das der oberen Kurve zugrundeliegt, mit großer Signifikanz aus.