Galaxienhaufen

Galaxienhaufen sind Anhäufungen von Galaxien oder Galaxiengruppen, die durch die Gravitationskraft  miteinander verbunden sind. Sie bestehen aus einigen hundert oder tausend Galaxien und  nehmen einen Raum im Megaparsec-Bereich ein (1Mpc = 1 Mio. Parsec, pc). Der uns am nächsten gelegene Galaxienhaufen ist der Virgohaufen mit einer Entfernung von ca. 15 MPc , der ungefähr 2500 Galaxien umfasst und in dessen Zentrum die bekannte Riesenellipsengalaxie M 87 liegt.

Andere, weiter entfernte Haufen befinden sich in der Richtung der Sternbilder Perseus (ca. 500 Galaxien in 60 MPc Entfernung), Centaurus (300 Galaxien in 60 MPc Entfernung), Haar der Berenike (Coma-Haufen über 1000 Galaxien in 70 MPc Entfernung) und Löwe (300 Galaxien in 300 MPc Entfernung).

Galaxien im Zentrum des Virgo-Galaxienhaufens mit Namen und scheinbaren Helligkeiten. Die beiden größten Objekte auf diesem Bild sind die elliptischen Galaxien M84 und M86


Klassifikation:

Galaxienhaufen werden nach unterschiedlichen Kriterien unterteilt; eines dieser Kriterien ist die so genannte Reichhaltigkeit (englisch: richness), die die Anzahl der Galaxien ausdrückt. Dabei wird untersucht, wie viele helle Galaxien sich innerhalb von 1,5 MPc vom Zentrum befinden. Ein zweites Kriterium ist die Unterscheidung nach der Gestalt in reguläre und irreguläre Galaxienhaufen. Die Ersteren, die oft auch eine hohe Reichhaltigkeit aufweisen, zeigen eine starke Konzentration im Zentrum und eine sphärische Symmetrie. Ein Beispiel für einen regulären Galaxienhaufen von hoher Reichhaltigkeit ist der Coma-Haufen, der in der Richtung des Sternbildes Haar der Berenike liegt. Der Virgohaufen, in dessen Randbereich sich auch unsere Milchstraße mit der Lokalen Gruppe befindet, ist ein typischer irregulärer Haufen.

Die Galaxiendichte in einem Galaxienhaufen ist ungefähr 100-mal höher als in einem beliebigen Beschnitt des Raums von gleicher Größe. Im Zentrum sind die Galaxien bis zu 10.000-mal dichter angehäuft, als dies durchschnittlich im Universum der Fall ist. Galaxienhaufen weisen keine klar ausgeprägten Grenzen auf; ihre Dichte nimmt vielmehr nach außen hin immer mehr ab. Auch in der Form der Haufen sind beträchtliche Unterschiede festzustellen, die von nahezu kugelförmig bis hin zu einer stark abgeflachten Form reichen.


Zusammensetzung:

Die Analyse der Galaxientypen, die man in solchen Haufen antrifft, hat interessante Ergebnisse zu Tage gebracht. Wie ein amerikanischer Astronom zu Beginn der 80-Jahre festgestellt hat, findet man in den Haufen vorwiegend elliptische Galaxien (im Coma-Haufen machen sie 80% aus), aber auch viele linsenförmige Galaxien, während Spiralgalaxien recht selten vorkommen. Die elliptischen Galaxien treten vor allem im Zentrum des Haufens sehr zahlreich auf, was mit der Entwicklung zusammenhängen dürfte; jüngste Theorien gegen davon aus, dass sich elliptische Galaxien infolge von Kollisionen von Spiralgalaxien gebildet haben könnten. Was die Dynamik von Galaxienhaufen betrifft, so hat sich gezeigt, dass sich die regulären Haufen durch ein Gleichgewicht auszeichnen, das den irregulären zu fehlen scheint. Dieser Umstand scheint mit dem Entwicklungsstadium eines Galaxienhaufens zusammenhängen; die irregulären Haufen, die gleichzeitig relativ jung sind, dürften noch kein dynamisches Gleichgewicht erreicht haben.

Anhand der Dispersion der Radialgeschwindigkeit  lässt sich die Gesamtmasse des Galaxienhaufens berechnen. Dazu bedient man sich des so genannten Virialsatzes , der folgenden Zusammenhang herstellt: M = V2R/G, wobei V die Geschwindigkeit angibt, R für die Größe des Haufens und G für die Gravitationskonstante steht.

Dieser Zusammenhang lässt sich folgendermaßen erklären: In einem Haufen bewegt sich jede Galaxie auf Grund der Gravitationskraft, die die übrige Masse auf sie ausübt. Je größer also die Gesamtmasse, umso größer ist auch die Gravitationskraft  und damit die Geschwindigkeit und damit die Geschwindigkeit, mit der eine Galaxie sich bewegt. Auf diese Weise kommt man auf Gesamtmassen in der Größenordnung von 1015 Sonnenmassen. Die Masse eines Galaxienhaufens lässt sich auch bestimmen, indem man die Anzahl der Galaxien schätzt, die ihm angehören. Mit dieser Methode kommt man jedoch stets auf viel geringere Massen als mit dem Virialsatz.


Röntgenemissionen:

Dank des Einsatzes von Satellite stellten Astronomen in den vergangenen Jahrzehnten fest, dass es in den Galaxienhaufen große Mengen von intergalaktischem Gas gibt, d.h. von Gas, das sich zwischen den Galaxien befindet und das Temperaturen zwischen 10 und 100 Mio. Grad aufweist. Bei solchen Temperaturen sind die Atome ionisiert, während die Elektronen, auf Grund von Kollisionen gebremst, Energie in Form von Röntgenstrahlung freisetzen. Man spricht dabei von der so genannten Bremsstrahlung.

In der Zentralregion des Haufens macht das Gas ca. 10% der Gesamtmasse aus.