Kosmologie/Die Struktur des Kosmos: Von den größten bis zu den kleinsten Dimensionen

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Die Struktur des Kosmos: Von den größten bis zu den kleinsten Dimensionen

Die Struktur des Kosmos umspannt den riesigen Bereich von den gigantischen Dimensionen des beobachtbaren Universums bis hin zu den kleinsten Teilchen, aus denen die Materie aufgebaut ist und offenbart eine unglaubliche Vielfalt an einzigartigen und immer wieder überraschenden Phänomenen. Basierend auf dem Urknall-Modell hat sich nach heutiger Ansicht die Struktur des Kosmos dabei hierarchisch vom Kleinsten zum Größten entwickelt, von den Elementarteilchen bis zu den Galaxiensuperhaufen und dem kosmischen Netzwerk der Filamente und Voids.

Größenordnungen

Die nachstehende Liste gibt einen Überblick der Strukturen des Universums, geordnet nach Größe, von den größten bis zu den kleinsten, wobei allerdings die Größensklalen einander überlappen:

  1. Beobachtbares Universum: Das beobachtbare Universum ist die Gesamtheit aller Strukturen, die wir mit unseren Teleskopen beobachten können. Es hat einen Durchmesser von etwa 93 Milliarden Lichtjahren (28,5 Gigaparsec).[1]
  2. Kosmische Filamente und Voids: Diese großräumigen Strukturen bilden das kosmische Netz und erstrecken sich über Hunderte von Millionen Lichtjahren.[2]
  3. Superhaufen: Superhaufen sind Ansammlungen von Galaxienhaufen und erstrecken sich über etwa 10 bis 100 Millionen Lichtjahre (30 bis 300 Megaparsec).[3]
  4. Large Quasar Groups: Die LQGs sind Ansammlungen von Dutzenden bis Hunderten von Quasaren, die sich über Entfernungen von etwa 20 bis 700 Millionen Lichtjahren (6 bis 200 Megaparsec), teils sogar über mehrere Milliarden Lichtjahren erstrecken.
  5. Galaxienhaufen und Galaxiengruppen: Galaxienhaufen sind Ansammlungen von Hunderten bis Tausenden von Galaxien und erstrecken sich über etwa 2 bis 10 Millionen Lichtjahre (2 bis 30 Megaparsec)[4] und haben eine Gesamtmasse von bis zu 1015 (1 Billiarde) Sonnenmassen. Galaxiengruppen sind kleinere Strukturen, die normalerweise zwischen etwa 10 und 50 Galaxien enthalten und in der Regel Durchmesser von einigen Hunderttausend bis zu ein paar Millionen Lichtjahren und Massen im Bereich von 1012 (1 Billion) bis 1013 Sonnenmassen haben. Die Lokale Gruppe, zu der unsere Milchstraße und die benachbarte Andromeda-Galaxie gehören, ist ein typisches Beispiel für eine Galaxiengruppe und enthält ungefähr 54 Galaxien.[5]
  6. Galaxien: Galaxien sind Ansammlungen von Milliarden von Sternen und erstrecken sich über etwa 1.000 bis 100.000 Lichtjahre (0,3 bis 30 Kiloparsec).[6]
  7. Sternhaufen: Sternhaufen sind Ansammlungen von Sternen und können in zwei Haupttypen unterteilt werden: Kugelsternhaufen und Offene Sternhaufen. Kugelsternhaufen sind dichte Ansammlungen von zehntausenden bis zu einer Million alter Sterne, die in einer kugelförmigen Struktur angeordnet sind. Sie haben typischerweise Durchmesser von etwa 10 bis 150 Lichtjahren (3 bis 46 Parsec).[7] Offene Sternhaufen sind weniger dichte Ansammlungen von einigen Dutzend bis zu einigen Tausend jüngeren Sternen. Sie haben typischerweise Durchmesser von etwa 1 bis 30 Lichtjahren (0,3 bis 9 Parsec).[8][9]
  8. Planetensysteme: Unser Sonnensystem hat z. B. einen Durchmesser von etwa 300 Astronomische Einheiten (AE) = 41 Lichtstunden
  9. Sterne: Sterne sind Kugeln aus Plasma, die sich über etwa 0,000015 bis 15 Lichtjahren (0,005 bis 5.000 Astronomischen Einheiten) erstrecken.[10]
  10. Planeten: Planeten sind Himmelskörper, die Sterne umkreisen, und erstrecken sich über etwa 4.000 bis 140.000 Kilometer.[11]
  11. Monde: Die Größe von Monden variiert erheblich, abhängig von ihrer Zusammensetzung und Entstehungsgeschichte. In der Größenordnung liegen Monde zwischen den kleinsten Planeten und den größten Asteroiden. Der kleinste bekannte Mond in unserem Sonnensystem ist der Marsmond Deimos, der einen Durchmesser von etwa 12 Kilometern hat. Der Jupitermond Ganymed ist mit einem Durchmesser von etwa 5.268 Kilometern der größte Mond in unserem Sonnensystem.
  12. Asteroiden und Kometen: Asteroiden sind felsige oder metallische Himmelskörper, die sich hauptsächlich im Asteroidengürtel zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter befinden. Ihre Größe reicht von einigen Metern bis zu etwa 1.000 Kilometern im Durchmesser. Der größte bekannte Asteroid im Sonnensystem ist Ceres, der heute als Zwergplanet klassifiziert ist und einen Durchmesser von etwa 940 Kilometern hat. Kometen sind eisige Himmelskörper, die aus Staub und gefrorenen Gasen bestehen und normalerweise sehr gestreckte elliptische Umlaufbahnen haben, die sie weit von der Sonne entfernt und dann wieder in ihre Nähe bringen. Die Größe von Kometenkernen variiert von einigen Hundert Metern bis zu etwa 40 Kilometern im Durchmesser. Der Komet Hale-Bopp, einer der größten bekannten Kometen, hat einen geschätzten Durchmesser von etwa 60 Kilometern.
  13. Meteoroiden: Meteoroiden sind kleine Himmelskörper, die aus dem Weltraum auf die Erde fallen und dabei in der Erdatmosphäre verglühen. Ihre Größe variiert in der Regel zwischen einigen Millimetern und mehreren Metern im Durchmesser. Meteoroiden, die größer als etwa 10 Meter im Durchmesser sind, werden als Asteroiden klassifiziert.
  14. Kosmischer Staub: Auch als interstellarer Staub bezeichnet, besteht aus winzigen festen Partikeln, die sich in interstellaren und interplanetaren Räumen befinden. Die Größe von kosmischen Staubpartikeln variiert, sie sind jedoch in der Regel zwischen einigen Nanometern (10-9 m) und einigen Mikrometern (10-6 m) groß.[12]
  15. Atome: Atome sind die Grundbausteine der Materie und bestehen aus Protonen, Neutronen und Elektronen. Sie haben einen Durchmesser von etwa 10-10 bis 5·10-10 m = 0,1 bis 0,5 nm.[13]
  16. Atomkerne: Atomkerne sind die zentralen Teile von Atomen und bestehen aus Protonen und Neutronen. Sie haben einen Durchmesser von etwa 1 Femtometer (1·10-15 m).[14]
  17. Elementarteilchen: Elementarteilchen sind die kleinsten bekannten Teilchen und umfassen Quarks, Leptonen, Eichbosonen und das Higgs-Boson. Ihre Größe ist nicht genau bekannt, aber sie gelten als punktförmig, was bedeutet, dass sie im Vergleich zu anderen Strukturen eine unbedeutende Größe haben.[15]

Das beobachtbare Universum

Künstlerische Darstellung des beobachtbaren Universums in logarithmischer Skalierung und Zentrierung auf das Sonnensystem. Abgebildet sind die inneren und äußeren Planeten des Sonnensystems, der Kuipergürtel, die Oortsche Wolke, Alpha Centauri, der Perseusarm, die Milchstraße, der Andromedanebel, Nachbargalaxien, Filamente und Voids, die kosmische Hintergrundstrahlung und der Plasmazustand kurz nach dem Urknall.

Das beobachtbare Universum ist der Teil des Universums, den wir von der Erde aus prinzipiell direkt wahrnehmen können. Es besteht aus einer riesigen Ansammlung von Galaxien, die sich in einer Vielzahl von Formen und Größen präsentieren. Diese Galaxien sind in Clustern und Superclustern angeordnet, die durch kosmische Netzwerke aus sichtbarer und dunkler Materie und dunkler Energie miteinander verbunden sind.[16] Ein prominentes Beispiel für ein solches kosmisches Netzwerk ist der Laniakea-Supercluster, der unsere eigene Milchstraße beherbergt.[3]

Die Größe des beobachtbaren Universums wird durch die sogenannte kosmische Lichtlaufzeit berechnet, die sich auf die maximale Entfernung bezieht, die das Licht in der Zeit seit dem Urknall zurücklegen konnte. Um diese Größe zu berechnen, werden verschiedene Faktoren berücksichtigt, wie die Expansionsgeschichte des Universums, die Geschwindigkeit des Lichts und das Alter des Universums. Begrenzt ist das beobachtbare Universum durch den sogenannten Beobachtungshorizont, auch Partikelhorizont oder Teilchenhorizont genannt, der den Teil des Universums umfasst, von dem uns seit dem Urknall Licht bzw. Informationen erreicht haben können.

Die Berechnung der Größe des beobachtbaren Universums basiert auf dem Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) Modell der Kosmologie[17], das die homogene und isotrope Struktur des Universums beschreibt. Dieses Modell verwendet den Skalenfaktor , der die Ausdehnung des Universums im Laufe der Zeit beschreibt. Im Prinzip hat er die Dimension einer Länge, wird aber heute meist dimensionslos angesetzt, d. h. . Da sich durch die Expansion des Universums der Raum selbst ausdehnt, entspricht der Partikelhorizont nicht einfach dem Alter des Universums multipliziert mit der Lichgeschwindigkeit, was 13,8 Milliarden Lichtjahren entspräche, sondern ist wesentlich größer. Er errechnet sich vielmehr aus dem Integral über dem Kehrwert der Skalenfunktion[18][19]:

Nach dem Standardmodell errechnet sich so der Partikelhorizont zu 46,6 Milliarden Lichtjahren, entsprechend einem Durchmesser des beobachtbaren Universums von 93,2 Milliarden Lichtjahren. De facto ist er sogar noch etwas kleiner, da in den ersten 380.000 Jahren nach dem Urknall das Universum wegen der Kopplung von Strahlung und Materie noch völlig undurchsichtig war und uns daher kein Licht aus dieser Zeit erreichen kann.

Filamente und Voids

Die aus Filamenten gebildete großräumige Struktur des Universums (Computersimulation eines würfelförmigen Ausschnitts).
Das Universum in einer Ausbreitung von einer Milliarde Lichtjahren (307 Mpc) um die Erde herum mit lokalen Superhaufen und Voids.

Filamente und Voids spielen eine wichtige Rolle bei der großräumigen Struktur des Kosmos. Filamente sind langgestreckte Strukturen, die aus Galaxienhaufen und dunkler Materie bestehen und ein großes kosmisches Netzwerk bilden. Voids hingegen sind riesige, nahezu leere kugelförmige oder ellipsoide Räume zwischen den Filamenten, die nur wenige oder keine Galaxien enthalten.[5][20]

Filamente und Superhaufen sind beide großräumige Strukturen im Universum, aber sie unterscheiden sich in ihrer Größe, Form und Zusammensetzung. Filamente sind langgestreckte, dünne Strukturen aus Galaxien und dunkler Materie, die das kosmische Netz bilden. Sie sind in der Regel kleiner und weniger massereich als Superhaufen und haben eine längliche, linienförmige Struktur, während Superhaufen aus dichten Ansammlungen von Galaxienhaufen und Galaxiengruppen bestehen und eine komplexere und weniger geordnete dreidimensionale Struktur aufweisen.

Die Größe von Voids variiert, aber sie haben typischerweise Durchmesser von etwa 20 bis 50 Millionen Lichtjahren (6 bis 15 Mpc). Es gibt jedoch auch größere Voids, die Durchmesser von mehr als 100 Millionen Lichtjahren (etwa 30 Mpc) erreichen können.[21][22] Die Ausdehnung von Filamenten kann ebenfalls variieren, aber sie sind typischerweise schmaler und länger als Voids. Filamente können einige Millionen Lichtjahre breit sein und sich über Distanzen von bis zu mehreren hundert Millionen Lichtjahren erstrecken.[2]

Die Geschwindigkeiten, mit der sich Galaxien innerhalb der Voids bewegen, können variieren, abhängig von der Größe des Voids, der Masse der Galaxie und der Verteilung der umgebenden Materie. Generell sind Galaxien in Voids weniger beeinflusst von den Gravitationskräften anderer Galaxien und Massenansammlungen, da Voids Regionen mit einer geringeren Dichte an Galaxien sind. Typischerweise bewegen sich Galaxien in Voids mit Geschwindigkeiten im Bereich von einigen hundert bis einigen tausend Kilometern pro Sekunde.[23][24]

Unsere Milchstraße ist Teil eines größeren Filaments. Sie ist ein Mitglied der Lokalen Gruppe, einer Ansammlung von etwa 54 Galaxien, die sich in einer Region mit einem Durchmesser von etwa 10 Millionen Lichtjahren (3 Mpc) erstreckt.[23] Die Lokale Gruppe ist wiederum Teil eines größeren Filaments, das als Lokales Filament bezeichnet wird und seinerseits Teil einer noch größeren Struktur ist, die als Laniakea-Superhaufen bekannt ist. Der Laniakea-Superhaufen hat einen Durchmesser von etwa 520 Millionen Lichtjahren (160 Megaparsec) und enthält mehr als 100.000 Galaxien.[3] Innerhalb des Laniakea-Superhaufens gibt es viele Filamente, die Galaxienhaufen und Gruppen miteinander verbinden. Die Milchstraße und die Lokale Gruppe befinden sich in einem dieser Filamente innerhalb des Laniakea-Superhaufens.

Filamente und Voids sind das Ergebnis der Gravitationskräfte und der Expansion des Universums. In den frühen Phasen des Universums gab es Dichteschwankungen in der Materieverteilung, die durch die Gravitationskräfte verstärkt wurden. Dunkle Materie spielte hierbei eine entscheidende Rolle, indem sie die Bildung von Strukturen wie Filamenten und Voids förderte.[25]

Abhängig von ihrer Dichte, ihrer Zusammensetzung und der Art der darin enthaltenen Galaxien können verschiedene Typen von Filamenten unterschieden werden:

  1. Dichteabhängige Typen: Filamente können in unterschiedlichen Dichtebereichen existieren. Einige Filamente sind dichter und enthalten größere Ansammlungen von Galaxien und dunkler Materie, während andere weniger dichte Regionen aufweisen. Dichtere Filamente haben tendenziell stärkere Gravitationswechselwirkungen und sind dadurch stabiler.
  2. Zusammensetzung: Filamente können sich in ihrer Zusammensetzung aus dunkler Materie, normaler (baryonischer) Materie, und dunkler Energie unterscheiden. Die relative Menge dieser Komponenten in einem Filament beeinflusst seine Struktur und Entwicklung.
  3. Galaxientypen: Filamente können auch nach den Typen der darin enthaltenen Galaxien unterschieden werden. Einige Filamente enthalten vorwiegend ältere, elliptische Galaxien, während andere hauptsächlich jüngere, spiralförmige oder irreguläre Galaxien enthalten. Die Galaxientypen innerhalb eines Filaments können Informationen über die Entstehungs- und Entwicklungsprozesse der beteiligten Galaxien liefern.

Zu beachten ist dabei, dass diese Klassifizierung nicht absolut ist und dass es Überschneidungen zwischen den verschiedenen Typen geben kann. Filamente sind dynamische Strukturen, die sich im Laufe der kosmischen Zeit entwickeln, und ihre Eigenschaften können sich ändern, wenn sie mit anderen Strukturen im kosmischen Netz interagieren.

Die Anordnung von Filamenten und Voids im sogenannten kosmischen Netzwerk ist ein entscheidender Faktor für die Entstehung und Entwicklung von Galaxien und Galaxienhaufen. Filamente fungieren als "Brücken", über die Materie und Galaxien fließen können, um größere Strukturen im Universum zu bilden. Voids beeinflussen indirekt die Entstehung und das Wachstum von Galaxien, indem sie den Materiefluss in die Filamente und Galaxienhaufen lenken.[2][26]

Superhaufen von Galaxien: Gewaltige Strukturen des Universums

Karte von Supergalaxienhaufen und Voids innerhalb einer Entfernung von einer Milliarde Lichtjahren von der Milchstraße, Laniakea in Gelb
Der Virgo-Superhaufen und die Lage der Lokalen Gruppe in Relation zum zentralen Virgo-Haufen
Karte des Shapley Superclusters
Perseus-Pisces-Superhaufen nach dem Principal Galaxies Catalogue
Die Große Mauer umfasst den Cluster Hercules, Coma und Leo auf der rechten Seite dieser Ansicht des lokalen Universums.
Zentrum des Norma-Galaxienhaufens. Mittig sind die Riesengalaxien ESO 137-8 (links) und ESO 137-6 (rechts) zu sehen.

Superhaufen, auch Supercluster genannt, zählen zu den größten bekannten Strukturen im Universum. Sie bestehen aus dichten Ansammlungen von Galaxienhaufen und Galaxiengruppen. Sie repräsentieren die größte Skala der Materieverteilung im Kosmos und spielen eine entscheidende Rolle beim Verständnis der großräumigen Struktur und Entwicklung des Universums. Superhaufen entstehen durch die Gravitationskräfte der dunklen Materie und der in ihnen enthaltenen Galaxien, die im Laufe der kosmischen Zeit viele Galaxienhaufen und -gruppen anziehen und verbinden[4] und die massiven Knotenpunkte in dem gigantischen kosmischen Netzwerk von Filamenten und Voids bilden (→ siehe unten).

Die Größe und Masse von Superhaufen können erheblich variieren, aber sie erstrecken sich typischerweise über Distanzen von mehreren hundert Millionen Lichtjahren (100 bis 200 Mpc) und enthalten Hunderte bis Tausende von Galaxienhaufen.[20] Hier einige Beispiele:

  • Der Laniakea-Superhaufen ist ein prominentes Beispiel für einen Superhaufen. Er hat einen Durchmesser von etwa 520 Millionen Lichtjahren (160 Mpc) und enthält mehr als 100.000 Galaxien, zu denen auch unsere Milchstraße zählt. Der Name „Laniakea“ kommt aus dem Hawaiischen und bedeutet „unermesslicher Himmel“,[27] zusammengesetzt aus Lani für „Himmel“ und akea für „unermesslich, riesig“.[3]
  • Der Virgo-Superhaufen, auch als Lokaler Superhaufen bezeichnet, ist eine große Ansammlung von Galaxien, die sich im Bereich des Sternbilds Jungfrau befindet. Er ist Teil des Laniakea-Superhaufens und erstreckt sich über eine Entfernung von etwa 110 Millionen Lichtjahren (34 Mpc) und ist etwa 50 bis 60 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt.[28] Er enthält mehrere Galaxienhaufen und -gruppen, wobei der Virgo-Haufen (Abell 1201) die größte und massereichste Struktur in dieser Region ist. Der Virgo-Haufen enthält etwa 1300 bis 2000 Galaxien, darunter die bekannte elliptische Riesengalaxie M 87.[29] Unsere Milchstraße und ihre benachbarten Galaxien, die Lokale Gruppe, sind am Rand des Virgo-Superhaufens gelegen. Die Schwerkraft des Virgo-Superhaufens zieht die Lokale Gruppe und andere nahegelegene Galaxiengruppen in Richtung des Virgo-Haufens, wodurch ein Phänomen entsteht, das als "Virgocentric flow" bezeichnet wird.[30] Seine Gesamtmasse wird durch die Beobachtung der gravitativen Effekte auf die Bewegung der einzelnen Galaxien auf über 1015 Sonnenmassen geschätzt. Da die gemessene Leuchtkraft des Virgo-Superhaufens für diese Masse zu gering ist, sieht man darin einen Hinweis auf die Existenz der Dunklen Materie.[31]
  • Der Coma-Superhaufen ist eine große Ansammlung von Galaxien, die sich im Sternbild Haar der Berenike (lat. Coma Berenices) befindet. Er besteht aus zwei bedeutenden Galaxienhaufen, dem Coma-Haufen (Abell 1656) und dem Leo-Haufen (Abell 1367), sowie mehreren kleineren Galaxiengruppen. Der Coma-Superhaufen erstreckt sich über eine Entfernung von etwa 20 Millionen Lichtjahren und ist etwa 300 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt.[32] Der Coma-Haufen ist einer der dichtesten bekannten Galaxienhaufen und enthält Tausende von Galaxien.
  • Der Shapley-Superhaufen ist einer der massereichsten und am dichtesten besiedelten Superhaufen im nahen Universum. Er erstreckt sich über eine Entfernung von etwa 200 Millionen Lichtjahren (60 Mpc) und enthält mehrere Galaxienhaufen und -gruppen.[33]
  • Der Herkules-Superhaufen ist ein weiterer bemerkenswerter Superhaufen, der aus mehreren dicht besiedelten Galaxienhaufen besteht. Er ist Teil der Großen Mauer (siehe unten) und erstreckt sich über etwa 330 Millionen Lichtjahre (100 Mpc) und ist von der Erde aus in Richtung des Sternbilds Herkules zu sehen.[34]
  • Der Perseus-Pisces-Superhaufen ist eine große Struktur, die sich über etwa 260 Millionen Lichtjahre (80 Mpc) erstreckt und mehrere Galaxienhaufen und -gruppen enthält. Er ist von der Erde aus in Richtung der Sternbilder Perseus und Fische zu sehen[35] und ist rund 250 Millionen Lichtjahre entfernt.
  • Die Große Mauer ist eine gigantische Galaxienfilamentstruktur, die sich über etwa 700 Millionen Lichtjahre erstreckt. Sie wurde erstmals in den 1980er Jahren entdeckt und besteht aus mehreren Galaxienhaufen und Galaxiengruppen, die entlang der Filamente angeordnet sind.[36] Die Große Mauer ist eines der größten bekannten Strukturen im Universum und ein anschauliches Beispiel für das kosmische Netz, das Galaxienhaufen und -gruppen miteinander verbindet. Das Zentrum der Großen Mauer ist der Coma-Superhaufen. Computersimulationen auf der Grundlage des ΛCDM-Modells stimmen gut mit der Struktur der Großen Mauer überein. Eine der bekanntesten Simulationen ist das Millennium Run-Projekt, das von der Max-Planck-Gesellschaft für Astrophysik durchgeführt wird.[37] Dieses Projekt verwendete eine hochauflösende Simulation, um die Verteilung von dunkler Materie im Universum und die Entwicklung von großräumigen Strukturen wie der Großen Mauer zu untersuchen. Die Simulationen zeigen, dass die Entstehung von Filamenten und großräumigen Strukturen wie der Großen Mauer auf die Gravitationswirkung der dunklen Materie und der sichtbaren Materie in Galaxien zurückzuführen ist. Diese Ergebnisse unterstützen das derzeitige Verständnis der Entstehung und Entwicklung des Universums und bieten wertvolle Einblicke in die Mechanismen, die zur Bildung solcher Strukturen führen.
  • Der Große Attraktor ist eine massive, nur schwer fassbare Struktur im Universum, die eine enorme Gravitationswirkung auf die umgebenden Galaxien und Galaxienhaufen ausübt, einschließlich unserer eigenen Milchstraße. Der Große Attraktor befindet sich etwa 150 bis 250 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt. Das Schwerkraftzentrum liegt im Norma-Galaxienhaufen südlich des Sternbilds Skorpion, der aber schwer zu beobachten ist, da er von der Erde aus gesehen fast ganz in der Ebene der Milchstraße verborgen liegt.[38] Es wird angenommen, dass der Große Attraktor aus einer dichten Konzentration von Galaxienhaufen, dunkler Materie und möglicherweise noch größeren Strukturen besteht, die alle zur starken Gravitationsanziehung in dieser Region beitragen. Der genaue Ursprung und die Natur des Großen Attraktors sind jedoch immer noch Gegenstand von Untersuchungen und Debatten.[39]

Zukünftige Forschung und Beobachtungen

Zukünftige Beobachtungen und Simulationen werden dazu beitragen, das Wissen über die Entstehung, Entwicklung und die Wechselwirkungen von Superhaufen im kosmischen Netz zu erweitern.[20][4] Neue Teleskope und Beobachtungstechniken, wie das James Webb Space Telescope (JWST) und das Large Synoptic Survey Telescope (LSST), sollen es ermöglichen, Superhaufen und ihre Mitgliedsgalaxien mit größerer Genauigkeit und Empfindlichkeit zu untersuchen.[40][41] Diese Beobachtungen können dazu beitragen, unser Verständnis der großräumigen Struktur des Universums zu verbessern und die Rolle der dunklen Materie und der dunklen Energie in der kosmischen Entwicklung zu klären.

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Dieser Panoramablick auf den Himmel im nahen Infrarot zeigt die Lage der wichtigsten Cluster und Supercluster. Der Große Attraktor wird durch den langen blauen Pfeil angezeigt, der am rechten unteren Bildrand beginnt.

Large Quasar Groups

Falschfarbenbild der nahen Radiogalaxie Centaurus A: Radiostrahlung rot, Infrarot grün, Röntgenstrahlung blau. Der doppelte Jet, den der aktive Kern der Galaxie aussendet, ist deutlich sichtbar.
Die Spiralgalaxie Messier 77 (auch als NGC 1068 bezeichnet), in der Edward Fath erstmals Emissionslinien entdeckte.
Grafische Darstellung der 73 Quasare in Huge-LQG (U1.27)

Large Quasar Groups (LQGs) sind Ansammlungen von Quasaren, die über große Entfernungen im Universum verteilt sind und eine beachtliche räumliche Ausdehnung haben, im Allgemeinen aber kleiner als Superhaufen sind.

Quasare sind extrem leuchtkräftige, aktive galaktische Kerne, die von supermassereichen Schwarzen Löchern angetrieben werden.[42][43] Sie sind von großer Bedeutung für das Verständnis der Entwicklung und Evolution von Galaxien.

Aktive galaktische Kerne

Die ersten Objekte, die heute aktive galaktische Kerne (von eng. active galactic nucleus, kurz AGN) genannt werden, wurden bereits zu Beginn des 20. Jahrhunderts entdeckt. 1909 berichtete der amerikanische Astronom Edward A. Fath über seine Beobachtungen der Spektrallinien von Spiralgalaxien. Er verwendete dazu das Teleskop des Lick-Observatoriums der der University of California, um die Spektren von sechs Spiralgalaxien zu untersuchen, darunter M81, M101 und M51. Dabei stellte er fest, dass ihre Spektren denen von Sternen ähnelten und Absorptionslinien aufwiesen, was darauf hindeutet, dass diese Galaxien aus Sternen bestehen. Er setzte damit einen der ersten Schritte, den Aufbau der Galaxien zu enträtseln. Darüber hinaus berichtete er aber auch über Emissionslinien im Spektrum Spiralgalxie NGC 1068. Diese Beobachtung war zu seiner Zeit höchst bemerkenswert und rätselhaft, da die meisten anderen untersuchten Spiralgalaxien hauptsächlich Absorptionslinien aufwiesen, die auf Sterne hinweisen. Die Emissionslinien, die Fath in NGC 1068 (M 77) beobachtete, deuteten hingegen auf ionisiertes Gas hin, das durch hochenergetische Strahlung oder Schockwellen angeregt wurde. In den 1940er Jahren wurden derartige Galaxien mit einem sehr hellen aktiven Galaxienkern von Carl Seyfert als Seyfertgalaxien bezeichnet.[44] In den 1960er und 1970er Jahren identifizierte man weitere Kategorien von AGN, darunter Quasare, Radiogalaxien und Blazare.[45][46][47] Quasare haben spektrale Eigenschaften, die denen von Seyfert-Galaxien ähneln, aber ihre Helligkeit übertrifft sie um Größenordnungen.

Das Herz eines AGN wird von einem supermassiven Schwarzen Loch (SMBH) dominiert, dessen Masse Millionen bis Milliarden Sonnenmassen beträgt.[48] Materie, die in das SMBH fällt, bildet eine Akkretionsscheibe, in der sie durch Reibung erhitzt wird und Röntgen- und Ultraviolettstrahlung abgibt.[49] Der Prozess der Akkretion ist der Hauptmechanismus, durch den AGN ihre enorme Leuchtkraft erzeugen. Da AGN in verschiedenen Wellenlängenbereichen strahlen, sind sie mit Teleskopen im optischen, infraroten, Röntgen- und Radiobereich beobachtbar. Das Hubble-Weltraumteleskop, das Chandra-Röntgenobservatorium und das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) sind nur einige der Observatorien, die zur Untersuchung von AGN eingesetzt werden.[50]

Die Aktivität von AGN kann signifikante Auswirkungen auf ihre Wirtsgalaxien haben. Die von AGN ausgesandte Strahlung und Materie in Form von Jets können das interstellare Medium der Galaxie beeinflussen, indem sie Sternentstehungsgebiete verdrängen, Gas ausstoßen oder sogar neue Sternentstehung anregen.[51]

Darüber hinaus gibt es Hinweise darauf, dass die Masse eines SMBH eng mit der Masse der zentralen Region seiner Wirtsgalaxie korreliert ist.[52][53] Diese Beziehung legt nahe, dass AGN und ihre Wirtsgalaxien gemeinsam wachsen und evolvieren. Durch die Erforschung von AGN können Astronomen wichtige Erkenntnisse über die Rolle von supermassiven Schwarzen Löchern, Akkretionsscheiben und der Wechselwirkung zwischen AGN und ihren Wirtsgalaxien gewinnen.

Die gewaltigen Dimensionen der LQGs

LQGs können aus mehreren Dutzend bis zu mehreren Hundert Quasaren bestehen und sich über Hunderte von Millionen oder sogar über mehrere Milliarden Lichtjahren erstrecken und damit die größten bekannten Strukturen in unserem Universum bilden.[54]

Ein bemerkenswertes Beispiel für eine LQG ist die sogenannte Huge-LQG[54], die aus 73 Quasaren besteht. Sie hat eine maximale Ausdehnung von etwa 4 Milliarden Lichtjahren (1200 Mpc) und einen mittleren Durchmesser von 1,5 Milliarden Lichtjahren (500 Mpc).[55] Ob sie tatsächlich gravitativ zusammenhängend ist oder ob ihre Teile nur zufällig die gleiche Rotverschiebung haben, ist noch unklar. Umstritten ist auch, ob eine solche Superstruktur noch mit dem kosmologischen Prinzip vereinbar wäre, das von einem homogenen und isotropen Aufbau des Universums auf den größten Skalen ausgeht.[56][57]

Galaxiengruppen und Galaxienhaufen

Die kompakte Galaxiengruppe HCG 87
Galaxienhaufen Abell 1689, mit durch Gravitationslinsenwirkung zu Bögen verzerrten Hintergrundgalaxien
Montage aus verschiedenen Ansichten des Bullet-Clusters: Im Hintergrund im sichtbaren Spektrum aufgenommene Bilder von Magellan-Teleskop und Hubble-Weltraumteleskop. Diesem sind in pink die vom Chandra-Weltraumteleskop aufgenommene Röntgenemission der intergalaktischen Gaswolken und in blau die aus Gravitationslinseneffekten berechnete Masseverteilung überlagert.

Galaxiengruppen und Galaxienhaufen sind beide Ansammlungen von Galaxien, die durch ihre gegenseitige Gravitationsanziehung miteinander verbunden sind. Sie unterscheiden sich jedoch hauptsächlich in Größe, Masse und Anzahl der enthaltenen Galaxien:

  • Größe und Masse: Galaxienhaufen sind die größten gravitativ gebundenen Strukturen im Universum. Sie können Durchmesser von mehreren Millionen Lichtjahren erreichen und eine Gesamtmasse von bis zu 1015 Sonnenmassen haben. Ein Großteil ihrer Masse besteht aus Dunkler Materie, die sich in Form kugelförmiger Halos um die Galaxien herum befindet.[58] Galaxiengruppen sind hingegen kleinere Ansammlungen von Galaxien und haben typischerweise Durchmesser von einigen Hunderttausend bis zu ein paar Millionen Lichtjahren und Massen im Bereich von 1012 bis 1013 Sonnenmassen.
  • Anzahl der Galaxien: Während Galaxienhaufen aus Hunderten oder sogar Tausenden von Galaxien bestehen können, sind Galaxiengruppen kleinere Strukturen, die normalerweise zwischen etwa 10 und 50 Galaxien enthalten. Die Lokale Gruppe, zu der die Milchstraße und die Andromeda-Galaxie gehören, ist ein Beispiel für eine Galaxiengruppe und enthält ungefähr 54 Galaxien.
  • Dynamik und Umgebung: Die Dynamik und Umgebung innerhalb von Galaxienhaufen und Galaxiengruppen können sich ebenfalls unterscheiden. In Galaxienhaufen ist das Intracluster-Medium (ICM) – ein heißes, dünnes Gas, das Röntgenstrahlung aussendet – allgegenwärtig. In Galaxiengruppen ist das intergalaktische Medium im Allgemeinen kühler und weniger dicht. Galaxien in Haufen sind auch stärker von Gravitationswechselwirkungen und Umgebungseinflüssen betroffen, die ihre Entwicklung beeinflussen können, während Galaxien in Gruppen in der Regel stärker durch interne Prozesse gesteuert werden.
  • Hierarchische Strukturbildung: Galaxiengruppen und Galaxienhaufen sind Teil der hierarchischen Strukturbildung im Universum, die ein zentrales Element der modernen kosmologischen Theorien, wie zum Beispiel dem ΛCDM-Modell.[59] Galaxiengruppen können im Laufe der Zeit durch gravitative Anziehung fusionieren und größere Strukturen wie Galaxienhaufen bilden. In diesem Sinne sind Galaxiengruppen oft Vorläufer von Galaxienhaufen in der kosmischen Evolution.

Die Erforschung von Galaxienhaufen geschieht über verschiedene Methoden. Eine wichtige Methode ist die Beobachtung der sichtbaren Galaxien durch optische und Infrarot-Teleskope, wie zum Beispiel das Hubble-Weltraumteleskop oder das Sloan Digital Sky Survey (SDSS).[60] Die Verteilung und Dynamik der dunklen Materie in Galaxienhaufen kann indirekt durch Gravitationslinseneffekte untersucht werden.[61] Schließlich können Röntgen- und Radioastronomie verwendet werden, um das ICM und die Aktivität von Galaxienkernen zu analysieren.[62][63]

Galaxienhaufen spielen eine zentrale Rolle bei der Bestimmung wichtiger kosmologischer Parameter, wie zum Beispiel der Hubble-Konstante, der Massendichte des Universums und der Dunklen Energie. Ihre Verteilung und Entwicklung im Universum hängen eng mit diesen Parametern zusammen und ermöglichen es Astronomen, Modelle der kosmischen Entwicklung zu testen und zu verfeinern.[64] Trotz des enormen Fortschritts in der Erforschung von Galaxienhaufen in den letzten Jahrzehnten gibt es immer noch viele offene Fragen. Dazu gehört die genaue Natur der Dunklen Materie und der Dunklen Energie, die Rolle von Galaxienhaufen bei der Entstehung und Entwicklung von Galaxien und die Wechselwirkung zwischen ICM und den Galaxien in den Galaxienhaufen.

Einige der bekanntesten Galaxienhaufen sind:

  • Der Virgo-Galaxienhaufen ist der nächstgelegene große Galaxienhaufen zur Milchstraße und enthält etwa 1.300 bis 2.000 Galaxien. Er befindet sich etwa 54 Millionen Lichtjahre von uns entfernt.[65]
  • Der Coma-Galaxienhaufen (Abell 1656) ist einer der am besten untersuchten Galaxienhaufen und liegt etwa 320 Millionen Lichtjahre entfernt. Er enthält mehr als 1.000 Galaxien und ist ein wichtiges Labor für die Untersuchung von Galaxienentwicklung und Haufendynamik.[66]
  • Der Perseus-Galaxienhaufen (Abell 426) befindet sich etwa 240 Millionen Lichtjahre entfernt und enthält Hunderte von Galaxien. Er ist bekannt für seine ausgeprägte Röntgenstrahlung, die von heißem Gas im Haufen ausgeht.[67]
  • Der Fornax-Galaxienhaufen ist ein relativ kleiner, aber gut untersuchter Galaxienhaufen, der etwa 62 Millionen Lichtjahre entfernt liegt. Er enthält etwa 60 Galaxien, darunter die elliptische Riesengalaxie NGC 1399.[68]
  • Der Bullet Cluster (1E 0657-558) ist ein bemerkenswertes Beispiel für einen Galaxienhaufen, bei dem zwei Haufen kollidieren. Er liegt etwa 3,7 Milliarden Lichtjahre entfernt und ist ein wichtiger Beleg für das Vorhandensein von Dunkler Materie.[69]
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Logarithmische Darstellung des beobachtbaren Universums mit den gegenwärtig bekannten astronomischen Objekten. Von links nach rechts sind die Himmelskörper nach ihrer Nähe zur Erde angeordnet. Am linken Rand sind die Erde und erdnahe Objekte abgebildet. Am rechten Rand werden die am weitesten entfernten beobachteten Objekte dargestellt, darunter Gammastrahlenausbrüche, Quasare, Galaxien und die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung. Himmelskörper wurden teilweise ähnlich (logarithmisch) vergrößert, um dort auch mehr Einzelheiten abzubilden.
Strukturen des beobachtbaren Universums

Large Quasar Groups > Filamente & Voids > Superhaufen > Galaxienhaufen > Galaxien > Sternhaufen >
Planetensysteme > Sterne > Planeten > Monde > Asteroiden & Kometen > Meteoroiden

 

Einzelnachweise

  1. ↑ Komatsu, E., Smith, K. M., Dunkley, J., Bennett, C. L., Gold, B., Halpern, M., ... & Larson, D. (2011). Seven-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Cosmological interpretation. The Astrophysical Journal Supplement Series, 192(2), 18.
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