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Die fernsten Radiogalaxien

Am Rande des sichtbaren Universums haben Astronomen Sternsysteme ausgemacht, die bereits existierten, als das Weltall wohl erst ein bis zwei Milliarden Jahre alt war. An ihnen lassen sich erste empirische Erkenntnisse über das frühe Entwicklungsstadium massereicher Galaxien gewinnen.

Im Jahre 1946, als man noch nicht ahnte, wie wertvoll die im Zweiten Weltkrieg entwickelte Radartechnik für die Astronomie sein würde, entdeckte eine Forschungsgruppe am Royal Radar Establishment in Malvern (England), daß von einer winzigen Region im Sternbild Schwan (Cygnus) intensive Radiostrahlung ausgeht. Sieben Jahre später richteten die aus Deutschland stammenden Astronomen Walter Baade und Rudolph Minkowski das kurz zuvor fertiggestellte 5-Meter-Teleskop auf dem Mount Palomar in Kalifornien, das damals größte Fernrohr der Welt, auf diese Stelle und fanden dort eine merkwürdige Doppelstruktur, die sie für zwei kollidierende Galaxien hielten.

Aus dem optischen Spektrum ergab sich für die Entfernung dieses Objekts namens Cygnus A – so benannt, weil es die stärkste Radioquelle im Sternbild Schwan ist – ein überraschend hoher Wert von 650 Millionen Lichtjahren. Da es dennoch von der Erde aus beobachtet werden kann, folgerten die beiden Forscher, daß seine Leuchtkraft enorm hoch sein müsse.

Mittlerweile weiß man, daß Cygnus A nur ein Vertreter einer bestimmten Klasse von Sternsystemen ist, den aktiven Galaxien, die mit der millionenfachen Intensität des Milchstraßensystems strahlen. Lange Zeit war es ein Rätsel, woher diese Galaxien mit unterschiedlichen Erscheinungsformen ihre enorme Strahlungsenergie beziehen. Im Laufe der letzten zwei Jahrzehnte setzte sich aber bei den Beobachtern wie bei den Theoretikern immer mehr die Meinung durch, daß die starke Emission im Radiofrequenzbereich nur eine der Folgen von äußerst energetischen Prozessen in der Nähe eines sehr massereichen kollabierten Objektes ist – eines Schwarzen Loches, das die Masse von vielleicht einer Milliarde Sonnen in sich vereint.

Gemeinsam mit einigen Kollegen haben wir die Radiostrahlung aktiver Galaxien untersucht. Dabei gelang uns die Entdeckung der fernsten bislang bekannten Sternsysteme. Ihre Radiosignale, die wir heute auf der Erde empfangen, stammen aus der Frühzeit des etwa 15 Milliarden Jahre alten Universums – als sie emittiert wurden, war das Weltall vermutlich erst ein bis zwei Milliarden Jahre alt. Die jüngsten dieser Galaxien unterscheiden sich in vielerlei Hinsicht von den älteren, nähergelegenen Sternsystemen und bieten damit wesentliche Einsichten in die Bildung und Entwicklung massereicher Galaxien.


Erscheinungsformen aktiver Galaxien

Ende der fünfziger Jahre erstellten die Wissenschaftler am Mullard-Radioastronomie-Observatorium der Universität Cambridge (England) unter Leitung von Sir Martin Ryle ein Verzeichnis der kosmischen Radioquellen. Etwa 70 Prozent der in diesem dritten Cambridger Katalog (abgekürzt: 3C) eingetragenen Objekte sind – wie Cygnus A – einfach als Radiogalaxien gekennzeichnet. Daß sie aber eine enorme Formenvielfalt aufweisen, wurde klar, als man sie mittels großer Fernrohre mit sichtbaren Sternsystemen identifizierte: Die meisten der relativ nahen Vertreter dieses Typs ähneln mehr oder weniger gewöhnlichen elliptischen Riesengalaxien; die in den vergangenen Jahren entdeckten extrem weit entfernten Radiogalaxien hingegen haben irreguläre Strukturen (Bild 1).

Inzwischen ist auch bekannt, daß Radiogalaxien nur eine von vielen Untergruppen der aktiven Galaxien sind, die alle eine enorme Leuchtkraft aufweisen. Eine andere wichtige Untergruppe sind die quasistellaren Radioquellen (kurz: Quasare), die so benannt wurden, weil sie auf optischen Photographien wie Sterne aussehen. Im Gegensatz zu Radiogalaxien haben Quasare keine Ähnlichkeit mit gewöhnlichen Sternsystemen; auch emittieren 90 Prozent von ihnen – ganz im Gegensatz zu ihrem Namen – keine Strahlung im Radiofrequenzbereich.

Im Jahre 1963 schloß Maarten Schmidt vom California Institute of Technology (Caltech) in Pasadena anhand von Spektren der hellsten Quasare, daß diese Objekte weit außerhalb unseres Milchstraßensystems liegen müßten. Später stellte sich heraus, daß sie die gleißend hellen Zentralbereiche ferner Galaxien sind, deren äußere Regionen infolge der Überstrahlung durch das Zentrum nur schwer zu erkennen sind. Ihre hohe Energieabstrahlung und ihre geringe Größe machen Quasare zu den leuchtkräftigsten Objekten im Weltall.

Nicht alle aktiven Galaxien strahlen derart große Energiemengen ab. Eine andere Untergruppe, die Seyfert-Galaxien, haben zwar helle Zentren, die schwachen Quasaren ähneln; die umliegenden Spiralarme sind aber deutlich erkennbar. Es wird immer offensichtlicher, daß eine scharfe Unterscheidung in aktive und vermeintlich normale Galaxien nicht möglich ist, denn sehr viele massereiche Sternsysteme weisen in ihren Zentralgebieten Radioquellen und eine erhöhte optische Helligkeit auf.

Detailreichere Kartierungen erlaubte die Radio-Interferometrie, ein Verfahren, bei dem man zwei oder mehrere Radioteleskope an verschiedenen Standorten zusammenschaltet, um eine wesentlich höhere Auflösung zu erhalten. Demnach haben viele Untergruppen der aktiven Galaxien im Radiofrequenzbereich ähnliche Strukturen: In der Regel geht die Radiostrahlung der Radiogalaxien und Quasare von zwei riesigen, symmetrischen Blasen (englisch lobes) aus, die weit über das entsprechende sichtbare Objekt hinausragen (Bild 2). Die größten Quellen haben eine Ausdehnung von mehr als 10 Millionen Lichtjahren – mehr als das Zwanzigfache der optisch identifizierbaren Galaxie und mehr als das Hundertfache des Milchstraßensystems. Die Art der Radiostrahlung weist darauf hin, daß sie von Elektronen hervorgerufen wird, die fast mit Lichtgeschwindigkeit ein magnetisches Feld passieren.

Im Jahre 1971 unterbreitete Martin J. Rees von der Universität Cambridge die Vermutung, ein noch verborgener Mechanismus innerhalb der Kerne der betreffenden Galaxien erzeuge die für die Radiostrahlung benötigte Energie. Zusammen mit Roger D. Blandford, nun am Caltech, schlug er als Erklärung vor, daß Teilchen, die sich mit hoher Geschwindigkeit entlang schmaler Bahnen wie durch Kanäle ausbreiten, die Energie nach außen transportieren könnten. Wenige Jahre später vermochten andere Forscher zu zeigen, daß bei vielen Objekten tatsächlich solche strahl- oder jetförmigen Strukturen drei Komponenten zu verbinden scheinen – den starke Radiostrahlung emittierenden Galaxienkern und zwei ebenfalls intensive Quellen (Knoten genannt) in den äußeren Ausläufern der Radioblasen. Man nimmt an, daß die Jets den Weg der vom Galaxienkern wegströmenden subatomaren Partikel markieren.

Was nun genau die gewaltigen Vorgänge in Radiogalaxien und Quasaren unterhält, ist immer noch unbekannt; aber die meisten Astronomen halten ein massereiches, rotierendes Schwarzes Loch für die Energiequelle. Der Relativitätstheorie Albert Einsteins zufolge sollte es solche Objekte geben, deren Schwerkraft so stark ist, daß nichts – nicht einmal Licht – aus ihrem Innern entweichen kann. Der eindeutige Beweis für ihre Existenz steht freilich noch aus, auch wenn zahlreiche Forscher intensiv danach suchen (siehe „Schwarze Löcher in Galaxienzentren“ von Martin J. Rees, Spektrum der Wissenschaft, Januar 1991, Seite 98).

Die gängige Vorstellung ist, daß Materie, die spiralförmig auf ein Schwarzes Loch zustürzt, sich verdichtet und auf mehrere Millionen Grad aufheizt, bevor sie von ihm verschlungen wird. Auf diese überhitzten Teilchen führt man die verschiedenen außergewöhnlichen Phänomene zurück, die in den Zentren von aktiven Galaxien und in ihrer Nähe auftreten. Die Radiojets, die sich dabei bilden können, bestehen vermutlich aus gebündelten Strömen von Teilchen, die in Richtung der Rotationsachse des Schwarzen Loches ausgestoßen werden – möglicherweise infolge eines elektromagnetischen Dynamo-Effekts.

Somit haben es die Fortschritte in den Theorien und in den Beobachtungen erlaubt, eine in sich schlüssige Vorstellung zu entwickeln, nach der alle Untergruppen der aktiven Galaxien auf eine einzige Ursache zurückzuführen sind. Wie man allgemein annimmt, ist es vor allem die Orientierung ihrer Radiojets in bezug auf die Erde, die das Erscheinungsbild einer aktiven Galaxie bestimmt – ein Beobachter nimmt eben eine höhere Aktivität wahr, wenn ein Jet direkt auf ihn gerichtet ist.

Mehrere Untersuchungen in den letzten Jahren lassen vermuten, daß Staub im Zentralbereich einer aktiven Galaxie alle Strahlung absorbieren kann, mit Ausnahme derjenigen, die entlang der Jet-Achse emittiert wird. Darum schlug Peter D. Barthel während seiner Tätigkeit am Caltech die Hypothese vor, daß jede Radiogalaxie einen hellen Kern enthalte, der aber weitgehend von Staub verhüllt sei. Weise die Radioquelle auf die Erde, sei der Kern sichtbar, und man klassifiziere das Objekt als Quasar; weise sie in eine andere Richtung, sei der Kern zum Teil verdeckt, und man ordne die Quelle als Radiogalaxie ein.

Auch die lokale Umgebung der Radioquelle dürfte ihr Erscheinungsbild beeinflussen: Falls die Jets auf dichte Wolken aus Gas und Staub treffen, werden die Partikel darin abgebremst, so daß keine im Radiofrequenzbereich strahlenden Blasen entstehen können. Eine solche Interpretation würde erklären, warum die hellsten Radioquellen sich um riesige elliptische Galaxien bilden und nicht um gasreiche Spiralgalaxien ähnlich unserem Milchstraßensystem.

Des weiteren wird das Verhalten einer aktiven Galaxie auch mit der Zeit variieren. Veränderungen in der Aktivität oder in der Orientierung des zentralen Schwarzen Loches sollten die Helligkeit und das Erscheinungsbild der Radioquelle beeinflussen. Die Intensität des Lichts und der Radiostrahlung aus den inneren Gebieten aktiver Galaxien variiert bekanntermaßen von Jahr zu Jahr, so daß sich die Bedingungen in der Nähe des Loches offenbar recht schnell ändern können. Im Laufe von Millionen Jahren müßte das Schwarze Loch nach und nach an Masse gewinnen und dabei vielleicht die unmittelbare Umgebung von Materie freiräumen, so daß die Aktivität zum Erliegen käme.

Die kosmologische Rotverschiebung

Je mehr aktive Galaxien die Astronomen entdeckten, desto deutlicher erkannten sie, wie stark sich diese Objekte während der Entwicklung des Weltalls verändert haben. Nahe am Rand des sichtbaren Universums sind weit mehr Quasare vorhanden als in geringerer Entfernung von der Erde. Entsprechende Durchmusterungen weisen darauf hin, daß etwa zwei Milliarden Jahre nach dem Urknall – der explosionsartigen Entstehung der Welt – ihre Dichte vielhundertmal größer war als heute (Bild 3).

Viele Forscher vermuten einen Zusammenhang zwischen dieser Quasar-Ära und der Bildung von Galaxien, wenngleich es dafür noch keinen direkten Beleg gibt. Unsere Arbeitsgruppe hofft, durch die Untersuchung der jüngsten – also der am weitesten entfernten – Radiogalaxien diesen Zusammenhang erforschen und somit neue empirische Erkenntnisse über die früheste Geschichte des Universums gewinnen zu können.

Bevor wir jedoch näher darauf eingehen, müssen wir zunächst einige kosmologische Begriffe erläutern. Entfernungsmessungen im Weltall beruhen auf dem Umstand, daß die Atome jedes Elements Licht emittieren und absorbieren können, und zwar bei einer jeweils charakteristischen Wellenlänge oder Farbe; im optischen Spektrum einer astronomischen Quelle macht sich dies durch eine Reihe von Emissions- und Absorptionslinien bemerkbar. Der amerikanische Astronom Edwin P. Hubble bemerkte nun 1929, daß in den Spektren vieler Galaxien die Linien von Wasserstoff, Calcium und anderen Elementen im Vergleich zu den im irdischen Labor gemessenen Werten zu größeren Wellenlängen – also zum roten Ende des sichtbaren Spektrums hin – verschoben sind. Diese sogenannte kosmologische Rotverschiebung wird durch die allgemeine Expansionsbewegung des Universums hervorgerufen. (Ihre Ursache ist also die Ausdehnung des Raumes selbst; ihr ist allerdings eine weitere Rotverschiebung überlagert, die auf die Eigenbewegung der Galaxien im Raum zurückzuführen ist.) Je weiter die Objekte von der Erde entfernt sind, desto größer ist die seither erreichte Ausdehnung, und desto größer ist folglich die Rotverschiebung.

Die relative Verschiebung zwischen beobachteter und im Labor gemessener Wellenlänge bezeichnet man üblicherweise mit z; sie läßt sich selbst bei Galaxien geringer Helligkeit mit hoher Präzision – auf wenige Tausendstel genau – bestimmen. Würden die Astronomen die Expansionsgeschwindigkeit und den räumlichen Aufbau des Universums exakt kennen, könnten sie aus den gemessenen z-Werten die Entfernung der Galaxie und daraus wiederum ihre Größe und die Laufzeit des von ihr ausgesandten Lichts mit ähnlicher Genauigkeit ermitteln.

Zur Zeit sind aber Größe und Alter des Weltalls nicht exakt bekannt – die Unsicherheit beträgt einen Faktor zwei. Aus diesem Grunde vermeiden es die Astronomen, den Abstand eines fernen Objektes von der Erde in Lichtjahren anzugeben, denn dieser Wert wäre umstritten; statt dessen bevorzugen sie die Angabe der gemessenen Rotverschiebung. Das Alter gibt man dann nicht in Jahren an, sondern als prozentualen Anteil des Weltalters, von der Gegenwart in die Vergangenheit zurückgerechnet. Eine Galaxie mit einer Rotverschiebung von 2 beispielsweise erscheint dann einem irdischen Beobachter so, wie sie bei einem Fünftel des heutigen Weltalters ausgesehen hat (Bild 4). Angenommen, das Weltall wäre 15 Milliarden Jahre alt und seine Dichte würde dem in kosmologischen Modellen zumeist benutzten Wert entsprechen, dann läge diese Galaxie 12 Milliarden Lichtjahre entfernt, und wir sähen sie in ihrem Zustand vor ebensovielen Jahren. Eine Rotverschiebung von 4 entspricht einem Zehntel des heutigen Weltalters.

An derart weit entfernten Radiogalaxien kann man also manche der Vorgänge unmittelbar nach der Entstehung des Universums studieren. Die meisten Kosmologen glauben, daß Galaxien sich um kleine Dichtefluktuationen herum bildeten, die weniger als 10–32 Sekunden nach dem Urknall entstanden waren. Der gegenwärtigen Theorie zufolge besteht der größte Teil der Masse im Universum aus noch unbekannten exotischen Partikeln, die man als kalte dunkle Materie bezeichnet. Diese Teilchen sollen mit gewöhnlicher Materie nur mittels der Schwerkraft wechselwirken. Direkt nach dem Urknall ist die normale Materie infolge ihrer Wechselwirkung mit dem Strahlungsfeld noch zu heiß gewesen, um sich unter der Wirkung der Gravitation zu Strukturen zusammenzuballen; die kalte dunkle Materie hingegen wäre von dem Strahlungsfeld unbeeinflußt geblieben und hätte bereits zu klumpigen Strukturen kollabieren können. Als dann später das Universum sich genügend abgekühlt hatte, wurde gemäß der Theorie die gewöhnliche Materie von diesen Schwerkraft-Keimen angezogen, so daß sich riesige Masseansammlungen bildeten, aus denen sich schließlich Galaxien entwickelten.

Folgt man der einfachsten Version des Modells der kalten dunklen Materie, sollte dieser Prozeß so langsam abgelaufen sein, daß relativ wenige Galaxien in der Zeit bis etwa zwei Milliarden Jahre nach dem Urknall entstehen konnten. Darum lassen sich aus Untersuchungen von Galaxien mit größeren Werten der Rotverschiebung als 2 oder 3 wichtige Kriterien für die Gültigkeit verschiedener kosmologischer Modelle ableiten.

Das bisher einzige effektive Verfahren, solche ferne Galaxien in ihrem frühen Entwicklungsstadium zu orten, ist die Messung der starken und deshalb leicht nachweisbaren Radiostrahlung von Quasaren und Radiogalaxien. Einen wesentlichen Durchbruch hat man zudem während der letzten zehn Jahre bei der optischen Beobachtungstechnik erzielt: Mit elektronischen Detektoren, den sogenannten CCDs (charge-coupled devices) ist es nun möglich, äußerst lichtschwache Galaxien zu photographieren und ihre Rotverschiebung zu messen.

Systematische Suche nach den fernsten Galaxien

Während der siebziger Jahre, als noch keine CCDs zur Verfügung standen, hatte eine Arbeitsgruppe an der Universität von Kalifornien in Berkeley unter Leitung von Hyron Spinrad in mühevoller Arbeit viele der im dritten Cambridge-Katalog verzeichneten Radioquellen mit sichtbaren Objekten identifiziert und untersucht. Dabei wurden die ersten Galaxien mit stärkeren Rotverschiebungen als 1 entdeckt. Der größte gefundene Wert betrug 1,8, und die zugehörige Radiogalaxie war damit für einige Zeit das fernste bekannte Sternsystem.

Mittlerweile kennt man viele zehntausend Radioquellen; man kann gar nicht von allen die Rotverschiebung mit den zeitraubenden optischen Verfahren bestimmen. Deshalb sind in den letzten Jahren verschiedene Methoden angewendet worden, um systematischer nach sehr weit entfernten Galaxien zu fahnden. Patrick J. McCarthy von den Carnegie-Observatorien in Pasadena sowie Spinrad und Willem J.M. van Breugel vom Lawrence-Livermore-Nationallaboratorium (ebenfalls in Kalifornien) haben mehrere Galaxien mit Rotverschiebungen größer als 2 gefunden, indem sie sich auf solche Radioquellen konzentrierten, die kein helles optisches Pendant aufwiesen. Mit einem ähnlichen Ansatz maß Simon J. Lilly von der Universität Toronto (Kanada) die Spektren von lichtschwachen Objekten, die er aus der sogenannten 1-Jansky-Stichprobe auswählte, einem Verzeichnis schwacher Radioquellen (weit schwächer als die im dritten Cambridge-Katalog verzeichneten), das mit einem Radioteleskop in Bologna (Italien) erstellt worden war. Im Jahre 1988 gab Lilly, nun an der Universität von Hawaii, die Entdeckung einer Radiogalaxie mit einer Rotverschiebung von 3 bekannt.

Es gibt jedoch noch eine andere und zudem effektivere Methode, weit entfernte Galaxien als solche zu erkennen. Sie stützt sich auf den Umstand, daß sozusagen die Farbe einer aktiven Galaxie im Radiofrequenzbereich – physikalisch gesehen die Form des Radiowellenspektrums – eng mit ihrer Entfernung korreliert ist: Je ferner ein Objekt, desto steiler ist das Spektrum – das heißt, die Helligkeit fällt um so schneller von niedrigen zu höheren Frequenzen hin ab. Wenngleich die Ursache dieses Zusammenhangs noch nicht ausreichend erklärbar ist, so bietet er doch eine empirische Grundlage für ein Suchverfahren, das sich lediglich auf Messungen mit Radioteleskopen stützt und das bemerkenswert gut funktioniert.

Vor acht Jahren waren wir die ersten Forscher, die Nutzen aus diesem Verfahren ziehen konnten. Damals begannen wir solche sichtbaren Galaxien zu untersuchen, die mit Radioquellen assoziiert sind, deren Radiospektren besonders steile Flanken aufwiesen. Unter den ersten und bemerkenswertesten der von uns untersuchten Objekte befand sich 4C41.17, das unter dieser Nummer im vierten Cambridge-Katalog verzeichnet ist. Wir identifizierten die Galaxie, in der sich diese Radioquelle befindet, auf optischen Aufnahmen und erhielten für ihre Rotverschiebung einen Wert von 3,8. Sie ist damit gegenwärtig die fernste bekannte Galaxie.

Durch diesen Erfolg ermuntert, setzten wir unsere Beobachtungen gemeinsam mit Huub Röttgering und Rob van Ojik von der Sternwarte Leiden (Niederlande) sowie mit mehreren anderen Kollegen fort, und wir kommen gut voran. Bevor unser Projekt begann, war nicht eine einzige Galaxie mit einer stärkeren Rotverschiebung als 2 bekannt; doch mittlerweile kennt man 60 solcher Galaxien, und 35 davon haben wir entdeckt. Damit lassen sich nun Unterschiede zwischen jungen, weit entfernten und älteren, nähergelegenen Radiogalaxien erkennen und somit bisher unbekannte Einzelheiten der Galaxienentwicklung enthüllen.

Der Alignment-Effekt

Eine auffällige Eigenschaft der riesigen elliptischen Galaxien (welche die hellsten Radioquellen enthalten) ist die Gleichförmigkeit ihrer Leuchtkraft im Infraroten. Lilly und Malcolm S. Longair – beide damals an der Universität Edinburgh – setzten 1984 das britische Infrarot-Teleskop auf dem Mauna Kea in Hawaii ein, um Radiogalaxien, die im dritten Cambridge-Katalog verzeichnet sind, in diesem Spektralbereich zu untersuchen. Für alle beobachteten Objekte mit einer Rotverschiebung bis 1,5 trugen sie eben diese Werte gegen die Infrarot-Helligkeit der Galaxien auf und erhielten einen recht eindeutigen linearen Zusammenhang. Dies schien zu belegen, daß die Leuchtkraft von Radiogalaxien im infraroten Spektralbereich kaum zeitlichen Veränderungen unterworfen und auch an verschiedenen Orten des Weltalls recht gleich ist.

Zum damaligen Zeitpunkt glaubten die Astronomen, daß die Infrarotstrahlung der elliptischen Galaxien von Sternen verursacht sei, deren Alter mindestens einige Milliarden Jahre betrage. Die Beobachtungsergebnisse ließen sich dann so interpretieren, daß Radiogalaxien eine beträchtliche Anzahl von Sternen in einem fortgeschrittenen Entwicklungsstadium enthalten, die alle recht einheitliche Eigenschaften aufweisen. Mithin – so hofften Lilly und Longair – sollten Radiogalaxien als sogenannte Standardkerzen dienen können, also als Objekte, deren absolute Leuchtkraft bekannt ist, so daß man aus ihrer scheinbaren Helligkeit genaue Aussagen über Größe, Alter und räumlichen Aufbau des Universums herleiten kann.

Wie verbesserte Beobachtungen zeigten, ist der Sachverhalt jedoch nicht ganz so einfach. Vor zehn Jahren noch hielten die meisten Forscher die Radiostrahlung lediglich für ein nützliches Hilfsmittel, um ferne Galaxien aufzufinden, und glaubten nicht, daß sie deren optische Eigenschaften beeinflusse. Diese Annahme begründete man damit, daß alle nahen elliptischen Galaxien gleich aussehen, unabhängig davon, ob sie nun starke Radiostrahlung aussenden oder nicht – eine Vorstellung, die sich dann als falsch erwies. CCD-Aufnahmen zeigen nämlich die sehr weit entfernten Radiogalaxien keineswegs als elliptische, sondern als klumpige, längliche Gebilde, was darauf hinweist, daß sie alles andere als stabil und gleichförmig sind.

Solche Aufnahmen ermöglichten einen weiteren faszinierenden und unerwarteten Befund: Vor etwa sechs Jahren entdeckten eine Arbeitsgruppe der Universität von Kalifornien in Berkeley und wir unabhängig voneinander, daß die Strukturen der Galaxien, die man im Radiofrequenzbereich beobachtet, ähnlich orientiert sind wie die optisch erkennbaren (Bilder 1 und 6). Dieser sogenannte Alignment-Effekt ist bereits bei Galaxien mit Rotverschiebungen von etwa 0,5 auffällig; bei größeren Werten ist er noch deutlicher. Bei nahen Radiogalaxien hingegen verhält es sich nicht so.

Zum Leidwesen der Kosmologen lassen sich Radiogalaxien deswegen nicht als Standardkerzen einsetzen. Da die Übereinstimmung zwischen Radiostrahlung und Licht emittierenden Strukturen in der Regel mit zunehmender Rotverschiebung besser wird, muß folglich die Art des von einer Radiogalaxie ausgesandten Lichts stark von ihrer Entfernung abhängen. Zudem gibt es nun keine Berechtigung mehr anzunehmen, daß die nach Stärke ihrer Radiostrahlung ausgewählten Quellen in jeder anderen Hinsicht normale, typische Galaxien wären. Erst wenn das Alignment-Phänomen völlig verständlich ist, wird man optische Verzerrungen durch die Geometrie des Weltraums von wirklichen Veränderungen infolge der Evolution von Galaxien unterscheiden können.

Gegenwärtig diskutiert man zwei Hypothesen, um die Ursache des Phänomens zu erklären. Die eine besagt, daß der die Radioquelle speisende Jet entlang seines Weges nahezu schlagartig Sterne entstehen läßt; die andere, daß Staub das von einer hellen, aber verdeckten Energiequelle im Zentrum ausgesandte Licht streut (Bild 5).

Falls die erste Hypothese zutrifft, wäre die optisch beobachtete Strahlung das Licht neu entstandener Sterne. Wie einer von uns (Chambers) und Stephane Charlot bei gemeinsamer Tätigkeit am Space Telescope Science Institute in Baltimore (Maryland) zeigten, könnte tatsächlich ein wenige hundert Millionen Jahre anhaltender vehementer Sternbildungsprozeß die Erscheinungen im optischen und infraroten Bereich von Radiogalaxien mit hoher Rotverschiebung erklären. Auch mit den Radioquellen wäre eine solche Zeitspanne vereinbar.

Theoretische Arbeiten stützen die Vorstellung. Wie Rees, Mitchell C. Begelman von der Universität von Colorado in Boulder und Denis F. Cioffi von der amerikanischen Luft- und Raumfahrtbehörde (NASA) zeigten, könnten durch den Radiojet verursachte Stoßwellen Gaswolken in der Umgebung der Galaxie komprimieren; unter der Wirkung ihrer Schwerkraft würden die entstandenen Verdichtungen weiter kollabieren und schließlich Sterne bilden. David S. DeYoung vom Kitt-Peak-Nationalobservatorium in der Nähe von Tucson (Arizona) hat derartige Kollisionen zwischen Radiojets und Gaswolken im Computer simuliert; seine Ergebnisse machen ein solches Szenario noch plausibler.

Zusätzliche Indizien für eine durch Jets getriggerte Sternbildung ergaben sich aus Beobachtungen: Wenngleich im allgemeinen das optische Erscheinungsbild einer nahen Radiogalaxie nicht durch die Radioquelle beeinflußt wird, weisen detaillierte Untersuchungen darauf hin, daß Jets die interstellare Materie innerhalb eines Sternsystems stören können. Timothy M. Heckman von der Johns-Hopkins-Universität in Baltimore, van Breugel und einer von uns (Miley) haben mit dem Mayall-Teleskop auf dem Kitt Peak (einem Reflektor mit 4,00 Metern Spiegeldurchmesser) Wolken ionisierten Gases beobachtet, die entlang der Radioquellen in solchen Galaxien liegen. Dies läßt vermuten, daß die Radiojets und das Gas sehr heftig wechselwirken. In einer dieser nahen Radiogalaxien namens Minkowskis Objekt scheint sich in einem Knick des Jets gar eine Zwerggalaxie neu gebildet zu haben.

Die alternative Erklärung für die gleiche Orientierung von Licht und Radiostrahlung emittierenden Komponenten wurde durch die Beobachtung nahegelegt, daß das Licht von 3C368 und einigen anderen strahlungsstarken Radiogalaxien polarisiert ist (das heißt, daß die Lichtwellen vorzugsweise in einer bestimmten Ebene schwingen). Eine Gruppe unter der Leitung von Spirello di Serego Alighieri, Robert A. Fosbury und Clive N. Tadhunter von der Europäischen Südsternwarte ESO und Peter J. Quinn vom Mount-Stromlo-Observatorium in der Nähe von Canberra (Australien) benutzte für diese Beobachtungen ein Teleskop der ESO auf dem Berg La Silla in Chile; Michael Scarrott und C.D. Rolph von der Universität Durham (England) und Tadhunter setzten für Folgemessungen den zur Zeit mit einer Öffnung von 4,20 Metern drittgrößten Ein-Spiegel-Reflektor der Welt ein, das William-Herschel-Teleskop auf den Kanarischen Inseln.

Eine der einfachsten Möglichkeiten der Polarisierung ist, das Licht zu streuen. Deshalb meinen Tadhunter und seine Kollegen wie auch Andrew C. Fabian von der Universität Cambridge, daß ein Teil des Lichts von fernen Radiogalaxien Streustrahlung und ihre Quelle ein Quasar im Kern des jeweiligen Sternsystems sei. Weil der Quasar bis auf die Austritts-stellen der Radiojets gänzlich verhüllt ist, würde auch seine Lichtemission nur dort entweichen können und ähnlich wie der Strahl eines Scheinwerfers im Nebel von Staub und Elektronen entlang seines Weges gestreut; erst dadurch könnte man es von der Erde aus sehen. Dieses Streulicht erschiene mithin in der gleichen Orientierung wie der Radiojet.

Freilich vermag keines der beiden Modelle alle Befunde zu erklären. Zwar bedeutet die beobachtete Polarisation, daß Licht gestreut wird. Doch Elektronen beeinflussen bei diesem Vorgang die spektrale Zusammensetzung des Lichtes nicht, so daß das Streulicht dem Spektrum eines Quasars ähneln sollte – was nicht der Fall ist. Staub hingegen streut blaues Licht stärker als rotes, was die beobachtete Farbverschiebung erklären könnte. Andererseits wird infrarotes Licht nur wenig an Staub gestreut, so daß unklar bleibt, warum in manchen Radiogalaxien auch die Infrarot emittierenden Strukturen genau so orientiert sind wie die im optischen und im Radiofrequenzbereich strahlenden (Bild 7). Des weiteren besteht Staub aus schweren Elementen, die sich nur im Innern von Sternen bilden, so daß er nur vorhanden sein kann, wenn sich zuvor entlang der Radiojets Sterne gebildet hätten. Am befriedigendsten scheint nur eine Kombination aus beiden Modellen die beobachteten Eigenschaften zu erklären.

Weitere Projekte

Auch wenn eine endgültige Interpretation des Alignments noch aussteht – bereits die Suche danach hat die bisherigen Vorstellungen über die frühe Entwicklung von Radiogalaxien modifiziert. Weitere Fortschritte werden wesentlich davon abhängen, ob man noch mehr solcher Sternsysteme mit sehr großen Rotverschiebungen findet. Wir und eine Vielzahl unserer Kollegen versuchen genau dies.

Einige faszinierende, wenngleich vorläufige Ergebnisse haben sich bereits aus unseren neueren Untersuchungen von 4C41.17 ergeben. Im letzten Jahr haben wir in Zusammenarbeit mit van Breugel und F. Duccio Macchetto vom Space Telescope Science Institute das Hubble-Weltraumteleskop für die Beobachtung dieses Objekts eingesetzt. Die Aufnahme hat eine zehnfach bessere Auflösung als die vorherige durch ein Fernrohr auf der Erde. Die unregelmäßige, klumpige Form des inneren Bereichs dieser Galaxie ist nun deutlich zu erkennen. Bei diesen Verdichtungen könnte es sich um Gaswolken handeln, die von einem zentralen Quasar angestrahlt werden, oder um riesige Sternhaufen, die gerade entstehen. Anhand des Spektrums von 4C41.17 wird man vielleicht entscheiden können, welche dieser beiden Erklärungen die richtige ist; damit ließe sich auch verstehen, worauf die gleiche Orientierung der Radiostrahlung und der Licht emittierenden Strukturen zurückzuführen ist.

Mit Licht- und Radioteleskopen müßte man auch sehr junge Galaxien mit Rotverschiebungen bis etwa 6 entdecken können – sofern solche Zeugen der Zeit kurz nach Ursprung des Universums überhaupt auszumachen sind. Anhand von Aufnahmen mit sehr geringer Grenzhelligkeit und von Spektren der Galaxienumgebung könnte man nach Begleitsystemen oder Galaxienhaufen suchen. Aus der Farbe der Galaxien ließen sich Informationen über die Sterne in ihnen gewinnen und darüber, wann nach dem Urknall sie zu leuchten begonnen haben. Wenn man Strukturen und Bewegungen innerhalb der Systeme erkennen könnte, wäre zu prüfen, ob man sie immer noch in einem Zustand wahrnimmt, in dem sie gerade aus primordialen Wolken von Wasserstoff und Helium kollabieren.

Des weiteren lassen sich aus spektralen Untersuchungen äußerst ferner Radiogalaxien auch Informationen über Objekte gewinnen, die auf der Sichtlinie zwischen ihnen und der Erde liegen. Beispielsweise würden sich Gaswolken oder andere Sternsysteme durch Absorptionslinien im Spektrum der Radiogalaxie bemerkbar machen. Daraus könnte man unter Umständen sowohl Form, Zusammensetzung und Bewegung als auch die Entfernung der dazwischenliegenden Objekte ableiten. Da Radiogalaxien im Gegensatz zu den punktförmigen Quasaren räumlich ausgedehnt sind, können sie gewissermaßen als Leuchtschirm dienen, vor dem sich ein der Erde näher liegendes Objekt abzeichnet (Spektrum der Wissenschaft, Juni 1993, Seite 18).

Je mehr ferne Radioquellen man entdeckt, desto eher wird sich klären lassen, wie viele Quasare und Radiogalaxien in den ersten ein bis zwei Milliarden Jahren nach dem Urknall existierten und wie sich ihre Dichte im Kosmos seitdem veränderte. Die starke Abnahme der Population der aktiven Galaxien mit zunehmendem Weltalter weist auf eine dramatische Veränderung im Universum hin. Viele Forscher beteiligen sich zur Zeit daran, die Anzahl ferner Galaxien mit ihrer Rotverschiebung und ihrer absoluten Strahlungsintensität im Radiofrequenzbereich in Beziehung zu setzen. Anhand dieses statistischen Datenmaterials hofft man die Vorgänge zu erhellen, die Anlaß dieser Ausdünnung waren.

Schon bald wird dafür ein eindrucksvolles Arsenal neuer Beobachtungsgeräte zur Verfügung stehen. Zunächst will die NASA Ende dieses Jahres die Optik des Hubble-Weltraumteleskops korrigieren; dies wird die Nachweisbarkeit ferner Radiogalaxien auf das Fünffache verbessern. Auf der Erde entsteht indessen eine neue Generation von Großfernrohren, darunter das Very Large Telescope der ESO und die beiden 10-Meter-Keck-Teleskope auf Hawaii, die noch äußerst lichtschwache Objekte erfassen können. So ist zu erwarten, daß in den nächsten Jahren unser Wissen über Entstehung und Entwicklung des Universums sich wiederum stark erweitert.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 8 / 1993, Seite 38
© Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
8 / 1993

Dieser Artikel ist enthalten in Spektrum der Wissenschaft 8 / 1993

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