2000_Januar  Die Entstehung der Galaxien

Diese Zusammenfassung von Richard Taube muß im Hinblick auf den durch Dias und Computeranimation unterstützten Vortrag unvollständig bleiben. Die von Prof. Feitzinger vorangestellten einführenden Erläuterungen u.a. Astro-Beobachtungen, Entfernungsbestimmungen, Spektroskopie, Rotverschiebung, Lichtjahresweg) wurden als bekannt vorausgesetzt.

Alle Galaxien definieren ein lokales Koordinatensystem. Der ganze Kosmos ist der aufgespannte Raum aller Koordinatensysteme. Die Galaxien, Galaxienhaufen und Galaxien-Superhaufen bewegen sich nicht in einen Raum hinein, sondern sie entfernen sich voneinander durch das sich ausdehnende Weltall. Dabei nimmt keine Galaxie, auch nicht unser Milchstraßensystem, eine bevorzugte Stellung ein. In einem gleichmäßig expandierenden Raum denkt jeder Beobachter, daß gerade er im Expansionsmittelpunkt steht.

Zwischen den großen Strukturen der Materie befinden sich riesige Leerräume. Der Kosmos zeigt eine klumpige, flockige Struktur mit Girlanden und filigranen Brücken aus Galaxien. Die Struktur ist wie ein Schaum, dabei sind die Wände der Schaumblasen die Materieansammlungen, also die Galaxien und die Galaxienhaufen. Wir müssen uns stets vor Augen halten, daß der Raum im Großen gesehen isotrop ist, denn die Strukturen wiederholen sich fraktal, also in kleinen sich immer wieder selbst abbildenden Einheiten.

Egal in welche Richtung wir in den Raum sehen, verändern sich die Galaxien charakteristisch: es erscheinen öfter Radiogalaxien und in noch weiterer Entfernung erscheinen immer häufiger sternähnliche (quasistellare) Objekte - die Quasare. Diese Quasare sind Galaxien aus der Frühzeit unseres Kosmos, und die, welche sich in großer Distanz befinden, erscheinen optisch nur als heller Kern.

Astronomen können prinzipiell nicht experimentieren und darum wollen sie immer größere und empfindlichere Teleskope haben. Damit können sie immer weiter zurück in die Zeit und immer tiefer hinein in den Kosmos sehen. Nur so können sie Erklärungen für die Entwicklung des Kosmos liefern. Mit zusammengeschalteten Teleskopen und dem Weltraumteleskop können Bilder auf unterschiedlichsten Wellenlängen empfangen werden. Astronomen können das Innere von Galaxien und Quasaren detailliert abbilden. Es werden bei Langzeitbelichtungen z.B. bei Quasaren auch die schwachen Sternscheiben um den hellen Kern sichtbar. Der helle Kern gilt als Folge von sehr hohen Sternentstehungsraten.

Dieses Bild ist eigentlich schon eine ganze Vorlesung.

Stellen wir uns die Entwicklung des Kosmos von der anfänglichen Singularität vor. Wenn wir vom “Heute” aus tief in die Vergangenheit sehen, das sind viele Milliarden Jahre zurück in Raum und Zeit, blicken wir fast in die Entstehungszeit von Galaxien und Sterne hinein. Mit Computern und Rechnermodellen können wir die Entwicklung simulieren. Würden wir noch weiter hinaus blicken können, würden wir noch weiter in der Zeit zurückblicken und wir würden in Bereiche schauen, in denen es noch keine Galaxien und keine Sterne gab. Diese Bereiche interessieren hier aber nicht.

Nach Unterschreiten von etwa 3000 Kelvin kamen rund 300 000 Jahre nach der kosmischen Singularität Strahlung und Materie in einen thermodynamischen Gleichgewichtszustand, d.h. Strahlung und Materie entkoppelten sich, das Weltall wurde durchsichtig. Es wirkte kein Strahlungsdruck mehr, nur noch der Gasdruck. Dadurch sank der Gesamtdruck um viele Zehnerpotenzen und so gewann die Gravitation an Einfluß. Geringe Dichteunterschiede konnten sich vergrößern und mit der gravitativen Absonderung von Teilmassen vom Rest der kosmischen Materie begann die noch heute andauernde “Galaxien-Ära”.

Wenn wir in die Anfangszeit der Galaxienentstehung hineinschauen, sehen wir das ursprüngliche Gas, die Urmaterie, bestehend aus den leichten Elementen und Isotopen. Dieses Gas, überwiegend Wasserstoff, beginnt zu verklumpen, während der Kosmos sich immer weiter ausdehnt. Das großräumige Gravitationsfeld war bereits vor der Entkopplung von Strahlung und Materie nicht vollkommen homogen. Diese lokalen Schwankungen beeinflußten die Materie so, daß Teilmassen - entgegen der Expansion - gravitativ gebunden blieben. Es bildeten sich diese blasenartigen Strukturen im Gas, was im Computermodell sehr schön zu sehen ist. Wir sehen weiter, daß sich an den Wänden dieser Blasen aus dem Gas feste Materie formt und aus den Materieklumpen Galaxienhaufen und Galaxien entstehen. Das ursprüngliche Material und seine Zusammensetzung ist mit Hilfe der Spektrallinien meßtechnisch zu erfassen. So haben wir ein recht klares Bild, wie die Materieklumpen zu Galaxien werden.

Diese weitestgehend gravitationsstabilen Bereiche mit einer Masse von Superhaufen bildeten also den Anfang der Entwicklung. Durch den vorhandenen Drehimpuls dieser Gasmasse, der bei der Kontraktion erhalten blieb, wurde die Rotationsgeschwindigkeit größer, die Zentrifugalkraft nahm zu und ursprünglich kugelförmige Gasmassen flachten immer weiter ab.

Eine weitere wichtige Größe im Entwicklungsprozeß waren die in der Frühzeit häufigen Wechselwirkungen zwischen den vergleichsweise nahe zusammenliegenden Galaxien. Wir können das mit Gezeitenwirkungen vergleichen.

Woher wissen Astronomen das? Wenn sie mit ihren Teleskopen in den verschiedensten Wellenlängen in die innersten Vorgänge der Galaxien hineinsehen, dann blicken sie direkt in den Entstehungsprozeß hinein. Daher wissen sie, daß Quasare eine der ersten aufgetretenen Galaxienformen sind. Selbstverständlich kann es auch in unserer “näheren” Umgebung Quasare geben, jedoch in wesentlich geringerer Anzahl.

In den Computermodellen, die immer wieder an der beobachteten Wirklichkeit geeicht werden, kann gezeigt werden, wie sich durch Gezeitenwirkung Galaxien zusammenballen und wie sie sich ausdünnen. Im Rechner geschieht das mit numerischen Probekörperchen und je mehr davon in die Berechnung eingebracht werden, umso detaillierter ist das Ergebnis. Nun nehmen Astronomen die Computersimulation und lassen sich vom Rechner die verschiedenen Entwicklungsphasen unter den unterschiedlichsten Raumwinkeln zeigen. Diese Bilder vergleichen sie mit den beobachteten Galaxien und Galaxienhaufen. Daher nennen sie ihre Rechner auch numerische Observatorien.

Detaillierte Berechnungen und Beobachtungen zeigen, daß es in der Anfangszeit der kosmischen Entwicklung eine Vielzahl von Wechselwirkungen gab. Wesentlich mehr Systeme als heute tauschten über die Gezeitenwirkung ihre Kräfte und Materie aus. Dadurch wurden auch gewaltige Prozesse der Sternentstehung angeregt. Numerische Modelle zeigen, daß bei langsamer Gezeitenwirkung von verschiedenen Galaxien bevorzugt Spiralgalaxien entstehen, die eine deutliche Rotationsachse haben. Bei schneller Gezeitenwirkung, also bei einem großen Drehimpuls eines oder mehrerer beteiligter Sternsysteme, entwickeln sich bevorzugt Ellipsengalaxien. Diverse andere Formen traten auch auf, aber stets nur als Zwischenform in einem Entwicklungsprozeß, also während der andauernden Gezeitenwirkung.

Astronomen können heute mit Hilfe der numerischen Observatorien die beobachtete Galaxienbevölkerung, und damit die Entwicklungsgeschichte der Galaxien, im Großen verstehen und erklären.