6.3. Zwerggalaxien
Die Milchstraße befindet sich nicht allein in dieser Gegend des Universums. Zusammen mit der Spiralgalaxie-Schwester im Sternbild Andromeda, der etwas leuchtschwächeren Dreiecksgalaxie (auch einer Spiralgalaxie) und den mehr als 60 weiteren kleineren Galaxien bilden sie zusammengenommen die sogenannte Lokale Gruppe. Abbildung 6.2 zeigt die räumliche Anordnung der Lokalen Gruppe. Diese Gruppe wird durch ihre eigene Anziehungskraft zusammengehalten und bildet somit eine Art Galaxien-Familie. Diese Familie ist Teil des Virgo-Superhaufens, der wiederum aus einigen großen Galaxienhaufen und weiteren Galaxien-Familien besteht.
Abb. 6.2: Die räumliche Anordnung der Lokalen Gruppe. Sie erstreckt sich über 10 Millionen Lichtjahre und besteht aus der Milchstraße, der Andromeda-Galaxie, dem Dreiecksnebel sowie den vielen kleineren Zwerggalaxien.
Nach den drei Hauptgalaxien sind die nächst größeren Galaxien die »Magellan’schen Wolken«. Sie befinden sich in der Nachbarschaft der Milchstraße und werden generell als die größten Beispiele der sogenannten »Zwerggalaxien« betrachtet. Man sieht diese beiden Galaxien bereits mit bloßem Auge als mäßig helle Lichtfleckchen am Südhimmel. Ihren Namen verdanken sie dem Seefahrer Ferdinand Magellan, der sie im 16. Jahrhundert für die Europäer entdeckte und dem sie nachts den Weg wiesen. Zwerggalaxien sind, wie der Name ausdrückt, wesentlich kleiner als die Milchstraße und haben eine Masse von weniger als 100 Mio. Sonnenmassen.
Viele der Zwerggalaxien der Lokalen Gruppe befinden sich direkt im Halo der Milchstraße. Da sie gravitativ an die Galaxie gebunden sind, rotieren sie somit auch um das galaktische Zentrum. Während die Milchstraße nur ca. 25 solcher Begleiter besitzt, enthält die Andromeda-Galaxie wesentlich mehr. Allerdings gibt es auch einige dieser Zwerggalaxien, die nicht an eine größere Galaxie, also entweder die Milchstraße oder Andromeda, gebunden sind.
Aber Zwerggalaxie ist nicht gleich Zwerggalaxie. Inzwischen ist eine ganze Bandbreite von Zwerggalaxien mit unterschiedlichen Eigenschaften bekannt. Entsprechend können Zwerggalaxien in verschiedene Arten eingeteilt werden: irreguläre, kugelförmige (»sphäroidale«) und elliptische Zwerggalaxien. Die irregulären Zwerggalaxien sind mit nur einigen Milliarden Jahren relativ jung und besitzen sehr viel Gas, so dass sie auch heute noch Sterne bilden können. Im Gegensatz dazu sind kugelförmige Galaxien alt und gasarm. Alle Sterne wurden vor langer Zeit gebildet, bevor die Galaxie ihren Gasvorrat aufgebraucht hatte. Elliptische Zwerggalaxien sind eher länglich geformte Galaxien, die auch noch über ausreichend Gas für die Bildung von Sternen verfügen.
Wenn auch die Beziehungen zwischen diesen Galaxientypen noch weitgehend ungeklärt sind, zeigen detaillierte Studien der gesamten Zwerggalaxienpopulation der Lokalen Gruppe, wie die Sternentstehung in verschiedenen Untergruppen verlief oder welche Eigenschaften das interstellare Medium hat. Dies wiederum verschafft Informationen, um die Entstehung der Lokalen Gruppe und der großen Spiralgalaxien besser zu verstehen.
Die kugelförmigen Zwerggalaxien aus der Lokalen Gruppe weisen eine große Bandbreite an Leuchtkräften auf. Die Leuchtkraft der schwächsten heute bekannten Zwerggalaxien wird dabei von ihren hellsten Sternen dominiert. Damit ist ihre Leuchtkraft nur einige tausend Mal größer als die der Sonne. Hier sollte nicht vergessen werden, dass die Sonne kein besonders heller Stern ist. Im Gegensatz dazu gibt es andere kugelförmige Zwerggalaxien mit bis zu zwanzigmillionenfacher Sonnenleuchtkraft. Die bekannten Magellan’schen Wolken sind noch leuchtkräftiger, denn sie gehören zu der Gruppe der irregulären Zwerggalaxien.
Diese Leuchtkräfte sind aber alle immer noch ziemlich gering im Vergleich etwa zu der der Andromedagalaxie. Diese Spiralgalaxie hat eine Leuchtkraft von 10 Milliarden Sonnenleuchtkräften. Somit wird schnell klar, woher Zwerggalaxien ihren Namen haben: Sie sind die Glühwürmchen des Universums. Dafür sind sie aber überall anzutreffen, so dass man sie dennoch nicht unterschätzen sollte. In großer Anzahl tragen sie in Galaxiengruppen, wie z.B. in der Lokalen Gruppe oder in noch größeren Galaxienhaufen, deutlich zur Gesamthelligkeit bei.
Wir werden uns hier hauptsächlich mit den alten kugelförmigen Zwerggalaxien beschäftigen, denn es sind diese Galaxien, die alte metallarme Sterne enthalten. Damit wird eine ganze Klasse von Galaxien für die Stellare Archäologie interessant. Die meisten der kugelförmigen Sternsysteme umkreisen die Milchstraße – sie werden deshalb oft als Satelliten bezeichnet. Trotzdem sind alle Zwerggalaxien, kurz auch Zwerge genannt, eigenständige Galaxien aus leuchtender Materie, also aus Sternen und Gas, welche zudem von einem Halo aus dunkler Materie umgeben sind. In dieser Eigenschaft unterscheiden sich Zwerggalaxien von Sternhaufen, die keinen dunklen Halo besitzen.
Schon um 1938 entdeckte Harlow Shapley zwei dieser kugelförmigen Zwerggalaxien: Fornax und Sculptor. Sie sind nach den Sternbildern benannt, in denen sie stehen, also dem »chemischen Ofen« und dem »Bildhauer«. Abbildung 6.3 zeigt die Sculptor-Zwerggalaxie. Interessanterweise wird Fornax von mehreren Kugelsternhaufen umkreist, was zeigt, dass sich Kugelsternhaufen unter verschiedenen Bedingungen bilden können. In den 1950er Jahren wurden dann Leo I und Leo II sowie Draco und Ursa Minor gefunden. Schließlich kamen 1977 Carina und 1990 Sextans dazu. Da sie aus Hunderttausenden von Sternen bestehen und schon vor Jahrzehnten entdeckt wurden, werden diese Satelliten heute oft als »klassische« Zwerggalaxien bezeichnet. Sie besitzen Gesamtleuchtkräfte zwischen 200 000 (Draco) und 20 Millionen (Fornax) Sonnenleuchtkräften.
Abb. 6.3 : Die Sculptor-Zwerggalaxie im Sternbild des Bildhauers. Sie ist eine der leuchtkräftigeren »klassischen« Zwerggalaxien.
Ein großer Vorteil dieser Satelliten sowie der meisten Zwerge in der Lokalen Gruppe ist, dass sie im Vergleich zu anderen Galaxien nicht zu weit von uns entfernt sind: »nur« zwischen 200 000 und 800 000 Lichtjahre. Dagegen ist z.B. Andromeda 2,5 Millionen Lichtjahre weit entfernt. Das bedeutet, dass detaillierte Beobachtungen von den Zwergen gerade noch möglich sind. So können z.B. einzelne Sterne in fotografischen Aufnahmen noch aufgelöst werden, während noch schwächere Galaxien nur als diffuses Etwas erscheinen. Für spektroskopische Beobachtungen sind auch die Satelliten schon ziemlich weit entfernt und dementsprechend fast zu lichtschwach. Trotzdem können die hellsten Sterne in diesen Galaxien gerade noch beobachtet werden.
Die kugelförmigen Zwerggalaxien sind relativ einfache Systeme – mit der Betonung auf relativ. Obwohl sie im Vergleich zu den gasreichen Zwergen als ziemlich simpel erscheinen, haben unzählige Studien während der letzten fünf Jahrzehnte ergeben, dass sie sehr alte Systeme sind, die mehrere frühe Sternentstehungsepisoden durchlaufen haben. Weiterhin sind sie aufgrund einer verlangsamten chemischen Entwicklung generell metallarme Galaxien. Eine langsame Entwicklung bedeutet, dass diese Galaxien ihr Gas für Sternentstehung aufgebraucht hatten, bevor sie wie andere Galaxien metallreiche Sterne in großen Mengen produzieren konnten. Somit ist der Metallizitätsdurchschnitt dieser Galaxien geringer als z.B. der von Irregulären Systemen, die immer noch über sehr viel Gas für Sternentstehung verfügen.
Das ist der Grund, warum alle diese Zwerggalaxien einem Metallizitäts-Leuchtkraft-Gesetz folgen. Leuchtstarke Zwerge haben eine höhere Metallizität als schwächere Galaxien. Für die Stellare Archäologie bedeutet dies, dass genau die dunkelsten, kleinsten Zwerge besonders interessant sein könnten. Denn dort müsste die Konzentration von alten metallarmen Sternen am höchsten und von metallreichen am niedrigsten sein.
Seit etwa 2005 wurden mehr als zehn weitere Satelliten-Galaxien gefunden. Diese sind allerdings extrem leuchtschwach und konnten nur aufgrund von neuen, großflächigen Beobachtungen von hoher Qualität gefunden werden. In den meisten Fällen können nicht mehr als einige Dutzend der hellsten Sterne ausgemacht werden, da diese Galaxien aufgrund ihrer Lichtschwäche nur als kaum bemerkbare räumliche Stern-Verdichtungen am Himmel auftreten. »Sehen« kann man diese Galaxien nicht mehr – es benötigt ausgeklügelte Computerprogramme mit speziellen Suchalgorithmen, um die Mitglieder einer derartig extremen Zwerggalaxie überhaupt am Himmel zwischen den vielen Vordergrundsternen finden zu können. Denn diese Galaxien leuchten zehn- bis hundertmal schwächer als die klassischen Zwerge.
Diese ultraschwachen »Minigalaxien« verdoppelten schlagartig die Zahl der bekannten Satelliten in der Umgebung der Milchstraße, so dass wir nun von insgesamt 25 Zwerggalaxien wissen. Diesen Erfolg verdanken wir dem Sloan Digital Sky Survey, der mit einer Weitfeld-Kamera am 2,5-Meter-Teleskop am Apache Point im US-Bundesstaat New Mexico ein Viertel des nördlichen Himmels erfasste. Andere systematische Durchmusterungen vor allem in der südlichen Hemisphäre werden hoffentlich bald weitere dieser kleinen Glühwürmchen entdecken.
Bedeutet das nun, dass die neuen ultraschwachen Minigalaxien entsprechend dem Metallizitäts-Leuchtkraft-Gesetz allesamt sehr metallarm sind? Die Antwort ist eindeutig »ja«. Denn wie einige Studien ergeben haben, besitzen diese Zwerge kaum Sterne mit hohen solaren Metallizitäten, sondern hauptsächlich metallarme Sterne. Diese Minigalaxien sind also eine wahre Goldgrube für Stellare Archäologen. Mit ihren relativ vielen metallarmen Sternen haben sie in den letzten drei Jahren schon zu einigen Entdeckungen von extrem metallarmen Sternen geführt. Inzwischen befinden sich etwa 30% aller bekannten extrem metallarmen Sterne in Zwerggalaxien. Die meisten dieser extrem metallarmen Sterne haben meine Kollegen und ich mit dem Magellan-Clay-Teleskop in Chile und dem Keck-Teleskop auf Hawaii beobachtet, um deren Metallizitäten zu ermitteln und detaillierte Häufigkeitsanalysen anzufertigen. Es war einer dieser wertvollen Sterne, was ich während meines Nachtspaziergangs unter der Milchstraße in Chile beobachtet hatte. Abbildung 6.E im Farbbildteil zeigt das Teleskop und den prächtigen Nachthimmel während einer weiteren dieser Beobachtungen.
Abb. 6.E
Bemerkenswert ist auch, dass die ultraschwachen Zwerggalaxien eine besonders hohe Konzentration an dunkler Materie haben. Das macht sie zu begehrten Beobachtungsobjekten, um dunkle Materie vielleicht dort irgendwann direkt detektieren zu können. Bisher haben sie nämlich schon interessante Ergebnisse zur Verteilung von dunkler Materie in Galaxien sowie deren Eigenschaften geliefert.
Durch die großangelegten Durchmusterungen, wie den Sloan Digital Sky Survey, wurden nicht nur neue Zwerggalaxien entdeckt, sondern auch eine ganze Reihe von riesigen Sternströmen, die über den ganzen Himmel verteilt sind (siehe Abb. 1.D im Farbbildteil). Das sind dünne Bänder, die aus Sternen bestehen und sich über große Teile des Himmels ziehen. Es wird angenommen, dass es sich dabei um zerriebene Zwerggalaxien handelt, die im Schwerefeld der Milchstraße ein jähes Ende gefunden haben. Über Milliarden von Jahren hinweg wurden wahrscheinlich relativ viele Zwerggalaxien von unserer Milchstraße »aufgefressen«. Das ist für kleinere Objekte im Gravitationsfeld einer größeren Galaxie nicht ungewöhnlich.
Abb. 1.D
Aus detaillierten Beobachtungen der Sterne in den Strömen kann allerdings rekonstruiert werden, was für eine Art von Zwerggalaxie zerrieben wurde und wie groß sie ungefähr gewesen sein muss. Diese Erkenntnisse helfen uns zu verstehen, was genau die Entwicklungsgeschichte der Milchstraße beeinflusst hat und was zum andauernden Aufbau des galaktischen Halos beigetragen hat. Auch in der Zukunft wird die Milchstraße langsam, aber sicher noch weitere Zwerggalaxien in ihren Halo einverleiben. Das ist ein Zeichen dafür, dass die Entwicklung einer großen Galaxie wie der Milchstraße nie wirklich abgeschlossen sein wird. Umgekehrt kann man so von verschiedenen Halobeobachtungen auch auf die Entwicklung der Galaxie in der Vergangenheit schließen.