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Astro-Forschung
Andromedas Begleiter - Einblicke in die Lokale Gruppe

Heinz Beister, Alexander Reinders

Abb. 1: Andromedagalaxie M31, Begleitgalaxien M32 (oben), M110 (unten). (Takahashi FSQ-106EDX4 bei 380mm Brennweite (F/3,6), ZWO ASI2600-MC (-20°C), 80x180sec bei BIN1 und GAIN0, Foto: Reinders)

Wenn der Herbst und die Wintermonate kommen, bietet sich die Beobachtung der Andromedagalaxie M31 an. Leider ist der Nachthimmel in zunehmendem Maße von der Lichtverschmutzung betroffen und unsere Vorfahren konnten am Himmel weit mehr erkennen als wir heute. Die Andromedagalaxie ist zwar noch mit bloßem Auge sichtbar, aber erst im Fernglas bietet sie einen beeindruckenden Anblick. M31 ist kein isoliertes Einzelobjekt, sondern Teil eines Galaxienhaufens, der sogenannten Lokalen Gruppe.

Die Lokale Gruppe stellt einen annähernd ellipsoiden Raum mit Achsenlängen von 5 bis 8 Millionen Lichtjahren (MLj) dar. Neben den großen Galaxien wie Milchstraße und Andromedagalaxie sind etwa 70 Zwerggalaxien bekannt. Eine weitere große Anzahl dunkler Galaxien (nichtleuchtende Materie mit vereinzelten Sternen) wird vermutet. Insgesamt gibt es 4 Untergruppen: die Milchstraßengruppe, die Andromedagruppe, die NGC 3109-Untergruppe und eine lokale Wolkengruppe mit vereinzelten Galaxien. Dieser Artikel befasst sich mit den Galaxien der Andromeda-Untergruppe.

Der technische Fortschritt

Bis in die 1970er Jahre hinein kannte man insgesamt nur vier Begleitgalaxien, die gravitativ stark an M31 gebunden sind: M32, M110, NGC 147 und NGC 185. Mit der Entwicklung neuer digitaler optischer Sensoren begann in den achtziger und neunziger Jahren eine neue Ära der Astroforschung.

Kurz vor der Millenniumswende wurde die Digitalisierung der Himmelsdurchmusterung POSS-II fertiggestellt und als DPOSS (Digital Palomar Observatory Sky Survey) veröffentlicht. Die Aufnahmen von 894 sich überlappenden Sternfeldern zu je 6,5°x6.5° bildeten den Himmel in den drei spektralen Bereichen J (~480nm), F (~650nm) und N (~850nm) ab. Auf Basis dieser Digitalisierung wurde das Projekt zum Palomar Norris Sky Catalog (PNSC) weiterentwickelt, der geschätzt schließlich mehr als 2 Milliarden Sterne und mehr als 50 Millionen Galaxien enthalten sollte. Die großen Datensätze erforderten zur effektiven Auswertung (data mining), insbesondere zur Analyse von Zusammenhängen, neue Programmansätze. So wurden AI- (Artificial Intelligence) und ML- (Machine Learning) Techniken eingesetzt [1].

Neben dem PNSC gab es weitere Projekte zur Himmelsdurchmusterung, wie z.B. den Sloan Digital Sky Survey (SDSS), deren Ziel die Katalogisierung des Himmels war. Speziell die Isaac Newton Telescope Wide Field Camera, die zur Untersuchung von M31 (Abb. 1) herangezogen wurde. Letztere führte zur Entdeckung vieler sphärischer Zwerggalaxien, wobei das Problem auftrat, dass die Grenze zwischen diesen Objekten und großen Kugelsternhaufen immer mehr verschwamm. Die gegenwärtige Situation sieht nun so aus, dass einschließlich M31 heute mindestens 37 Galaxien bekannt sind, die insgesamt die Andromedagruppe ausmachen. Neben der Andromedagruppe gibt es natürlich noch die direkte Umgebung unserer Milchstraße, sowie zwei weitere Untergruppen, die aus nördlichen Breiten nur eingeschränkt zu beobachten sind. Insgesamt hält wohl die Schwerkraft der Milchstraße und der Andromedagalaxie, die den größten Teil der Gesamtmasse ausmachen, die Lokale Gruppe zusammen. Über die großräumigen Zusammenhänge der Galaxiencluster berichtete sternzeit in der Ausgabe 4/2020 [2].

M31 - ein Meilenstein der Astronomie

Im Jahre 964 hat der persische Gelehrte Al Sufi sein Werk „Buch der Fixsterne“ veröffentlicht. Darin wird erstmalig der Andromedanebel als „kleine Wolke“ beschrieben und findet Eingang in die Sternkarten. Bis zur Aufdeckung der wahren Natur dieses Wölkchens durch Edwin Hubble werden noch fast 1000 Jahre vergehen. Erst im 18. Jahrhundert kam, im Zeitalter der Aufklärung und Fokussierung auf die Naturwissenschaft, wieder wachsendes Interesse an astronomischen Fragestellungen auf.

Beeinflusst von Newtons Physik befasste sich Immanuel Kant 1755 mit der Bildung des Weltgebäudes [3]. Die blinde Mechanik der Naturkräfte entwickelt - seiner Ansicht nach - aus dem Chaos den Weltbau mit aller Ordnung und Schönheit. Kant erkennt aus der Beobachtung der Milchstraße, dass sie eine gemeinschaftliche Fläche darstellen muss, auf der sich alle Sterne und der Beobachter befinden und dass sie ein großes, sich drehendes System sein müsse. Nur durch die Schwerkraft allein, ohne den Ausgleich der „Centerfliehkraft“, würde alles in einem „Klumpen“ zusammenfallen. Die nebligen elliptischen Objekte am Himmel sieht er im Analogschluss als ferne Milchstraßen an. Humboldt wird sie in seinem „Kosmos“ Welteninseln nennen.

Da niemand eine Vorstellung von der Größe der Milchstraße und des Universums hatte, nahm ein Teil der Wissenschaftler an, dass die Nebel Bestandteil der Milchstraße seien. Die Zeichnungen des Lord Rosse von 1845 mit der Spiralstruktur von M51 zeigten zwar, dass die Nebel etwas anderes als die amorphen Gasnebel, wie der Orionnebel, sein müssten, führten aber nicht zu weiteren wesentlichen Erkenntnissen. Einige an der Kontroverse Beteiligte dachten sogar, dass die Nebelhypothese bestätigt sei und es sich um neu entstehende Planetensysteme handeln würde.

Es waren insgesamt drei technische Erfindungen und deren Weiterentwicklungen, die letztendlich maßgebliche Werkzeuge der Astrophysik wurden und in Ihrer Kombination zur Aufklärung der wahren Natur der Nebel führten: das Fernrohr, die Spektroskopie, die Fotografie und daraus folgend die Entwicklung der Spektralphotometrie. Die Fotografie rückte mit der Präsentation von Mondfotos auf der Londoner Weltausstellung im Jahre 1851 erstmalig ihre Eignung als Erkenntnismedium ins Bewusstsein der Öffentlichkeit. Und um 1888 erschienen dann auch erste Abbildungen des Andromedanebels.

Ein Meilenstein war die Entdeckung der Periode-Leuchtkraft-Beziehung bei Cepheidensternen. Die Forschungsassistentin Henrietta Leavitt war in Harvard mit der Auswertung von Fotografien der kleinen Magellanschen Wolke befasst. Die Fotos waren 1904 mit dem Bruce-Teleskop im Boyden-Observatorium in der Nähe von Lima in Peru angefertigt worden. Henrietta Leavitt hatte in einer Publikation aus dem Jahre 1908 insgesamt 1777 Veränderliche beschrieben, die auf den Aufnahmen zu sehen waren. Entscheidend waren letztendlich 25 Veränderliche, deren Lichtwechsel zur Periode-Leuchtkraft Beziehung führte. Die Zusammenhänge hat Leavitt dann in der Publikation aus dem Jahre 1912 als „remarkable relation between the brightness of these variables and the length of their periods“ beschrieben [4]. Mit diesem Zusammenhang war es schließlich möglich, bei einem entfernten Cepheiden aus der Periode die absolute Größenklasse zu berechnen. Man hatte damit eine Möglichkeit gefunden, Entfernungen anhand der Helligkeit von Sternen zu bestimmen.

Literatur

[1] S.G.Djorgovski et al.: The Palomar Digital Sky Survey (DPOSS), arXiv:astro-ph/9809187, (1998)

[2] E. Khalisi: Die Party in Laniakea, sternzeit 4/2021, S. 176

[3] Immanuel Kant: Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels, Königsberg 1755, erschienen in „Naturwissenschaftliche Texte bei Kindler“, München 1971

[4] H. Leavitt, E. Pickering: Periods of 25 variable stars in the small Magellanic Cloud, Harvard College Observatory, Circular 173, (1912)

 

Titelbild Ausgabe 1/2022

Dieser Text ist eine Leseprobe. Den vollständigen Text finden Sie in

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