Werdegang der Galaxien

Forschungsprojekt P 14278Werdegang der GalaxienKarl RAKOS06.03.2000 Photometrische und morphologische Entwicklung der Galaxien. Die Astronomen haben eine einmalige Möglichkeit direkt nachzuschauen, wie die Vergangenheit des Weltraumes ausgesehen hat. Wegen der endlichen Lichtgeschwindigkeit sehen wir sehr entfernte Sternsysteme in einem längst vergangenen Zustand , entsprechend der Entfernung Um eine grössere Zahl von Galaxien in einer bestimmten Entfernung zu untersuchen, wählt man ganze Galaxienhaufen und benützt die CCD Aufnahmetechnik. Unsere Arbeiten der letzten 6 Jahre zeigten, dass die Zahl der blauen Galaxien, welche noch heute die Phase der Sternerzeugung durchlaufen, mit der Entfernung des Haufens wächst. So wächst die Zahl der blauen Galaxien von etwa 4% in der Gegenwart bis zu über 80% in der Zeit vor etwa 10 Milliarden Jahren. Diese haben noch dazu ihre Struktur und ihr Aussehen im Laufe der Zeit stark geändert. Die blauen Galaxien sind aber nicht gleichmässig im Haufen verteilt. Sie kommen meistens in einer Entfernung von etwa 0.5 Mpc vom Zentrum eines Haufens vor. Im Zentrum sind dann nur noch E und SO Galaxien angesiedelt. Das entspricht auch den theoretischen Überlegungen über das Wirken der Galaxien aufeinander. Die Messungen, die wir in mehreren Haufen zuletzt gemacht haben, weisen auf die besondere Rolle, welche dabei die sogenannten Zwerg- Galaxien spielen, hin. Sie sind sehr zahlreich und offensichtlich in die Sternerzeugungsprozesse in der Vergangenheit besonders involviert. Sie haben kleine Helligkeiten und sind deswegen in grossen Entfernungen schwer zu untersuchen. Wir wollen auch diese Galaxien näher kennenlernen, zuerst in zwei nahen Haufen, Virgo und Fornax. Anschliessend wollen wir mit Hilfe der 4 m und 6 m Teleskope auch wesentlich weiter in die Vergangenheit die Veränderungen messbar erfassen, um die Entwicklung unserer Welt besser verstehen zu können. Die Universität Wien hat unlängst ein Partnerschaftsabkommen mit der Universität in Chile unterzeichnet.. Dieses Abkommen ist für, die österreichische astronomische Forschung von grosser Bedeutung. Es ist bekannt, dass trotz jahrzentelanger Bemühungen des Instituts für Astronomie in Wien, Österreich noch immer kein Mitglied einer internationalen Sternwarte, wie z.B. European Southern Observatory, geworden ist. Dadurch können wir, zum Unterschied von unseren westeuropäischen Nachbarn, keine grösseren und moderneren Teleskope regelmässig benützen, da wir sie einfach nicht haben. Aus klimatischen Gründen befinden sich in Chile einige grosse internationale Observatorien. Chile hat sich durch Verträge an allen Teleskopen dieser Institute 10% der Messzeit gesichert, so dass die Astronomen in Chile einen bevorzugten Zugang zu den ganz grossen Instrumenten der Weltastronomie haben. Diese Möglichkeit wollen wir in dem ersten gemeinsamen Projekt mit chilenischen Kollegen zum gemeinsamen Vorteil benützen.

Die Kenntnis der spektralen Energieverteilung der Strahlung einer Galaxie ist der Schlüssel zum Verständnis ihres Alters und des Metallgehaltes ihrer Sterne. Die Analyse solcher Daten mündet gewöhnlich in Versuche, geeignete Kombinationen bekannter Spektraltypen mit den Messdaten zu vergleichen. Dazu gesellen sich noch jene Schwierigkeiten , die mit der Beobachtungstechnik und dem Mangel an Beobachtungszeit an grossen Teleskopen zu tun haben. Wir haben aber eine einmalige Möglichkeit, welche die Astronomie als einzige Naturwissenschaft auszeichnet, nämlich direkt nachzuschauen, wie die Vergangenheit ausgesehen hat. Wegen der endlichen Lichtgeschwindigkeit sehen wir sehr entferne Sternsysteme in einem längst vergangenen Zustand, entsprechend der Entfernung, d.h. der Rotverschiebung ihrer Spektren ( verursacht durch die allgemeine Expansion des Universums ). Um eine grössere Zahl von Galaxien in einer bestimmten Entfernung zu untersuchen, wählt man ganze Galaxiehaufen einer bestimmten Rotverschiebung. Schon die ersten Versuche zeigen, dass die Zahl der blauen Galaxien ( welche noch heute die Phase der Sternerzeugung durchlaufen ) mit der Entfernung des Haufens wächst. Unsere Messungen zeigten, dass die Zahl der blauen Galaxien von etwa 4% in der Gegenwart bis zu über 80% in der Zeit vor etwa 10 Milliarden Jahren wächst ( mit einer Rotverschiebung von 0.9 ). Diese haben noch dazu ihre Struktur und Ihr Aussehen im Laufe der Zeit stark geändert. In früheren Zeiten sind die Galaxien sehr oft einander begegnet und sogar dabei in kleinere Teile zerrissen worden, oder in noch grössere Galaxien zusammengeschmolzen. Die von uns zum erstenmal angewendete Strömgren Photometrie ( 4 Farben Photometrie) ermöglicht, durch die Wahl der Filter für jede gegebene Rotverschiebung ( Entfernung), die Vermeidung der sogenannten k-Korrektion. Es ermöglicht die Unterscheidung zwischen den Galaxien im gewählten Haufen von den Galaxien im Vordergrund oder im Hintergrund des Haufens. Ausserdem gestattet sie die Messung des Alters und der Metallizität auch bei den Galaxien, die so schwach leuchten, dass keine spektrale Untersuchung mehr möglich ist. Wir konnten zeigen, dass die elliptischen Zwerggalaxien aus zwei verschiedenen Gruppen bestehen : elliptische Zwerggalaxien mit einem Nukleus dE,N und elliptische Zwerggalaxien ohne Nukleus dE. Die ersten sind einfach eine massenreichere Fortsetzung der Kugelhaufen ähnlich kleiner Metallizität, die zweiten dagegen sind zerfallene Reste einmal massenreicher Galaxien, welche bei den öfteren Begegnungen der Galaxien in dem Haufen entstanden sind. Ihre hohe Metallizität ist ein Zeuge dieser Vergangenheit. Zu diesem Zweck haben wir mit Hilfe des 4 m Teleskops am KPNO in Arizona und anderer Teleskope in Chile 4 Galaxiehaufen gemessen, Fornax, Coma, A2218 und A2125. In allen 4 Haufen fanden wir etwa je 40 dE,N Galaxien. Fornax hatte aber nur 6 dEs, A2218 , ein der dichtesten Haufen am Himmel, dagegen 18 solcher Galaxien. In einem dichten Haufen finden Galaxiebegegnungen sehr oft statt, deswegen ist die Korelation zwischen Haufendichte und der Zahl der dEs gegeben. Ebenfalls fanden wir eine Korelation zwischen dem Alter der dE,N Galaxien und ihrer Metallizität. A2125 ist ( mit einer Rotverschiebung von 0.24 ) etwa 2 Milliarden Jahre jünger als Fornax Haufen. Die Metallizität der Fornax dE,Ns ist etwa 10 mal grösser. Unser Ziel ist, noch mehr entfernte Haufen nach Zwerggalaxien zu untersuchen. Es schwebt uns vor, die Entfernung über der Rotverschiebung von 0.4 auszudehnen und zum erstenmal um etwa 4 Milliarden Jahre jüngere Galaxien untersuchen zu können. Wir wollen die Korelation zwischen der Dichte der Haufen und der Zahl der dEs und zwischen der Metallizität und dem Alter der dE,N erhärten und das Verhalten dieser sehr zahlreichen Galaxien in ihrer Jugendzeit kennenlernen.