Gravitationslinsen erhellen das Dunkel

DOI: 10.1002/ piuz.201401368 Dunkle Materie in Galaxienhaufen Gravitationslinsen erhellen das Dunkel MATTHIAS BARTELMANN Der Gravitationslinsen-Effekt ermöglicht es, die räumliche Verteilung von Dunkler Materie im Innern von Galaxienhaufen zu ermitteln. Das Projekt Clash hat neue Maßstäbe in der Präzision gesetzt und bisherige Vermutungen über die Eigenschaften der Dunklen Materie bestätigt. Seit nicht viel mehr als einem Jahrzehnt gibt es ein kosmologisches Standardmodell, also ein physikalisches Modell für die globale Struktur des Universums und seine Entwicklung. Es ist aus einfachen, weitgehend anerkannten Grundlagen konstruiert und steht mit der Mehrzahl der Beobachtungen des Universums in Einklang. Das Fundament bildet Albert Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie und deren Beschreibung der Gravitation. Diese ist wegen ihrer unbeschränkten Reichweite und der Unmöglichkeit, sie abzuschirmen, die einzig relevante Kraft für die Entwicklung des Universums. Darüber hinaus baut das kosmologische Standardmodell auf zwei besonders einfachen Symmetrieannahmen auf. So sollte ein Beobachter, der frei durch das Universum fällt, in allen Raumrichtungen dieselben Größen messen. Ein solches Modelluniversum ist also isotrop. Da die Isotropie ausdrücklich für jeden Fundamentalbeobachter gelten soll, folgt daraus, dass ein solches Modelluniversum auch homogen sein muss. INTERNET Das Projekt Clash www.stsci.edu/ postman/clash Geschichte des Gravitationslinsen-Effekts www.einstein-online.info/vertiefung/ GravLinsenGeschichte Homepage des Autors www.ita.uni-heidelberg.de/research/bartelmann Eine App für ios zur Simulation von Gravitationslinsen itunes.apple.com/us/app/gravlens3/id318275930?mt=8 Räumliche Homogenität und Isotropie waren die Symmetrieannahmen, die zuerst der russische Mathematiker Alexander Friedman bei der Konstruktion kosmologischer Modelle aus der Allgemeinen Relativitätstheorie heraus zugrunde legte. Er betonte, dass er keine andere Rechtfertigung für diese Annahmen angeben könne, als dass sie mathematisch einfach seien. Die Lösungen der Einsteinschen Feldgleichungen, die er aufgrund dieser Symmetrieannahmen erhielt, werden noch heute Friedman-Lösungen oder Friedman-Modelle genannt. Nur wenige Parameter kennzeichnen jedes einzelne dieser Friedman-Modelle. So bestimmt die mittlere Materiedichte im Universum die Krümmung der Raumzeit und auch die zeitliche Entwicklung der kosmischen Expansion. Wichtig ist, dass auch jede Form von Energie wegen E = mc 2 zur Krümmung beiträgt. Es gehört zu den großen Erkenntnissen der modernen Kosmologie, dass es ein ausgezeichnetes Friedman-Modell gibt, das mit so gut wie allen Beobachtungen in Einklang ist. Deswegen wurde dieses Modell kosmologisches Standardmodell genannt. Strukturbildung mit Dunkler Materie Die Parameter dieses Standardmodells sind inzwischen mit Unsicherheiten unter einem Prozent bekannt. Erstaunlich ist daran, dass bei weitem die meiste Materie im Universum unsichtbar und damit von einer völlig anderen Form ist als die gewöhnliche (baryonische) Materie, die im Wesentlichen aus Protonen, Neutronen und Elektronen besteht. Noch erstaunlicher ist wohl, dass eine eigenartige Energieform die dominierende Komponente im Universum ist: die Dunkle Energie (siehe Physik in unserer Zeit 2011, 42 (6), 274). Sie wirkt der Gravitation entgegen und lässt das Universum beschleunigt expandieren. In ihrer einfachsten Form könnte sie durch die kosmologische Konstante dargestellt werden, die Einstein 1917 in seine Theorie einführte. Nach den neuesten Messergebnissen des Weltraumteleskops Planck besteht der kosmische Energieinhalt zu 68,3 % aus Dunkler Energie, zu 26,8 % aus Dunkler Materie und nur zu 4,9 % aus baryonischer Materie. Aus einer wissenschaftstheoretischen Sicht ist es faszinierend, dass das kosmologische Standardmodell allein aufgrund seiner sehr einfachen Annahmen selbst dann noch überzeugend wirkt, wenn es Materie und Energieformen Online-Ausgabe unter: 220 Phys. Unserer Zeit 5/2014 (45) 2014 Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim wileyonlinelibrary.com

DUNKLE MATERIE KOSMOLOGIE postuliert, für die es außerhalb der Kosmologie keine Evidenz gibt. Die Eigenschaften der Dunklen Materie lassen sich durch astronomische Beobachtungen indirekt einschränken (siehe Physik in unserer Zeit 2009, 40 (2), 74). Zum einen darf sie nicht mit Licht wechselwirken. Zum anderen muss sie in der Lage sein, aufgrund ihrer Schwerkraft kosmische Strukturen auf so gut wie allen Skalen zu bilden, von Zwerggalaxien bis zu Superhaufen, also auf Längenskalen von einigen tausend bis zu fast einer Milliarde Lichtjahren (Abbildung 1). Die favorisierte Hypothese besagt, dass die Dunkle Materie aus massereichen, elektrisch neutralen Elementarteilchen besteht. Massereich bedeutet in diesem Zusammenhang vor allem, dass die Ruheenergie der Teilchen wesentlich größer ist als ihre thermisch bedingte Bewegungsenergie. Wäre das nicht der Fall, dann hätten die kleinsten bekannten kosmischen Strukturen, wie Zwerggalaxien, nicht zu der sehr frühen Zeit entstehen können, zu der wir sie sehen. Vor allem hätten sie nicht als erste Strukturen überhaupt entstehen können. Modelle zeigen, dass sich nach dem Urknall zunächst sehr große Strukturen wie Galaxienhaufen gebildet hätten, wenn die Dunkle-Materie-Teilchen leicht wären. Beobachtungen belegen aber, dass sich erst die kleinen Strukturen und danach die großen bildeten [11]. Da die hypothetischen Teilchen der Dunklen Materie demnach eine vergleichsweise kleine thermische Energie besitzen müssen, wird solche Materie in der Kosmologie auch kalt genannt. In welchem Massebereich die Teilchen zu erwarten sind, ist schwer zu sagen und von den Modellen abhängig. Werte um 100 GeV oder mehr erscheinen aber derzeit am wahrscheinlichsten [4]. Mit analytischen Rechnungen lässt sich zeigen, wie die kosmische Strukturbildung im frühen Universum verlaufen sein muss. Ausgangspunkt sind kleine Schwankungen der Materiedichte im jungen Universum, deren Ursache wir in den unvermeidlichen Schwankungen der Energiedichte früher Quantenfelder sehen. Gebiete etwas höherer Dichte ziehen mit ihrer im Vergleich zur Umgebung leicht erhöh- ten Schwerkraft Materie aus ihrer Umgebung an und wachsen immer weiter. Gebremst wird dieser Vorgang nur durch die Expansion des Raumes, wodurch sich die Dichte jener Materie, die zum weiteren Wachstum kosmischer Strukturen zur Verfügung steht, immer weiter verringert. Dieser Gravitationskollaps führt dazu, dass sich die Materie zusehends in kleinen Bereichen zusammenzieht, dort komprimiert wird und die ersten Kondensationen bildet. Mit Computersimulationen lässt sich nun die weitere Entwicklung dieser kosmischen Strukturen zu immer höheren Materiedichten verfolgen. Diese späten Phasen der Strukturbildung sind zumindest den bisherigen Methoden analytischer Untersuchungen noch nicht zugänglich. Solche Simulationsrechnungen kommen mittlerweile übereinstimmend zu dem Ergebnis, dass die Verteilung der Dunklen Materie in fertig ausgebildeten kosmischen Strukturen einem universellen radialen Dichteprofil folgen muss. Stellt man sich etwa einen Galaxienhaufen als eine mehr oder weniger kugelförmige Ansammlung aus Dunkler Materie vor, so muss deren Dichte vom Mittelpunkt zum Rand hin abnehmen. Im Zentralbereich sollte sie etwa proportional zum Radius abfallen, weiter außen aber erheblich steiler, nämlich mit der dritten Potenz des Radius. Der Übergang vom flachen zum steilen Verlauf soll in der Nähe eines sogenannten Skalenradius erfolgen. Das Verhältnis aus dem Gesamtradius der Struktur und ihrem Skalenradius wird Konzentrationsparameter oder kurz Konzentration genannt. Computersimulationen finden, dass diese Konzentration für bestimmte kosmische Strukturen charakteristische Werte haben und mit ihrer Gesamtmasse langsam abnehmen muss. Für Galaxien sind beispielsweise Konzentrationsparameter um zehn typisch, für Galaxienhaufen solche um fünf. Diese spezifischen Aussagen der Computersimulationen müssen nun mit astronomischen Beobachtungen überprüft werden. Dabei stellt sich die Frage: Wie soll man die Dichteverteilung von Materie messen, die unsichtbar ist? Bevor wir diese Frage beantworten, stellen wir uns die Frage, in welchen Objekten wir das Dichteprofil wohl am ehesten messen können. Abb. 1 Strukturen aus Dunkler Materie erzeugen ein kosmisches Netz, in dem sich auch die Galaxien und Galaxienhaufen ansammeln. Die Abbildung ist Teil der Millen - nium-simulation [11]. 2014 Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim www.phiuz.de 5/2014 (45) Phys. Unserer Zeit 221

In diesem Zusammenhang ist die Unterscheidung zwischen Baryonen und Dunkle-Materie-Teilchen bedeutend. Während Letztere bestenfalls sehr schwach miteinander wechselwirken, ist Wechselwirkung unter Baryonen wesentlich stärker. Insbesondere die elektromagnetische Wechselwirkung bewirkt in Streu- und Stoßprozessen, dass sich in baryonischer Materie ein Druck aufbaut, den die Dunkle Materie nicht kennt. Außerdem kann baryonische Materie Energie und Drehimpuls abgeben oder dissipieren, während von der Dunklen Materie angenommen wird, dass sie im Wesentlichen dissipationsfrei ist. Baryonische Materie kann in die Zentren von Gravitationspotentialen absinken, weil sie ihre potentielle und kinetische oder thermische Energie nach außen abstrahlen und ihren Drehimpuls verlieren kann. Dunkle Materie kann das nicht: Sie sammelt sich einzig durch die Gravitation an. Wenn man von einer ursprünglich gleichförmigen Mischung von Baryonen und Dunkler Materie ausgeht, werden sich demnach die Baryonen in den Zentren kosmischer Strukturen anreichern und dort die Dominanz der Dunklen Materie zumindest verringern sofern sie dafür ausreichend Zeit haben. Wenn man die Verteilung Dunkler Materie studieren will, muss man sich deswegen solche Objekte aussuchen, ABB. 2 a) b) GEKRÜMMTER RAUM Erde Sonne Wirkliche Position scheinbare Position a) Lichtstrahlen laufen in der gekrümmten Raumzeit auf gebogenen Bahnen. b) Das Licht ferner Himmelskörper kann durch die gekrümmte Raumzeit einer Gravitationslinse auf mehreren Bahnen zum Beobachter gelangen, dem der Körper eventuell mehrfach abgebildet erscheint. in denen die baryonische Materie die Dichteprofile der Dunklen Materie noch nicht verändern konnte. Galaxien kommen dafür nicht in Frage: Schon ihr Erscheinungsbild legt nahe, dass die Physik der baryonischen Materie entscheidend in ihren Werdegang eingegriffen hat. Wenn man Galaxien untersucht, wird man daher in der Regel nicht mehr solche Dichteprofile erwarten, wie sie in Computersimulationen mit allein Dunkler Materie regelmäßig entstehen. Vielmehr beobachtet man hier eine Verteilung, die durch die Physik der baryonischen Materie erheblich verändert wurde. Galaxienhaufen hingegen sind, schon weil sie erheblich größer als Galaxien sind und im Lauf der kosmischen Geschichte wesentlich später entstanden, bis weit in ihr Zentrum hinein von Dunkler Materie dominiert. Ein Maß dafür ist die sogenannte Kühlzeitskala. Sie gibt an, wie lange das baryonische Gas etwa braucht, um durch Abstrahlung einen nennenswerten Bruchteil seiner Energie abzugeben. Während diese Kühlzeitskala in Galaxien deutlich kürzer als das Alter des Universums ist, ist sie fast überall in Galaxienhaufen länger: Dem Gas im Innern von Galaxienhaufen gelingt es daher nicht, die gesamte Materieverteilung der Galaxienhaufen durch Abgabe von Energie nach außen wesentlich zu verändern. Wenn man untersuchen will, welche Dichteprofile Dunkle Materie in der Realität wirklich ausbildet, muss man sich also den Galaxienhaufen zuwenden. Verräterische Lichtablenkung Das wichtigste Instrument zu diesem Zweck ist der Gravitationslinsen-Effekt. Er ist eine Folge der Raumzeit-Krümmung, mit der die Allgemeine Relativitätstheorie die Gravitationswirkung identifiziert. Konzentrationen von Masse und Energie krümmen die Raumzeit. Probekörper bewegen sich nicht mehr auf geraden Linien wie in einer flachen Raumzeit, sondern auf geodätischen Linien, die der Krümmung der Raumzeit folgen müssen Auch Lichtstrahlen verlaufen in einer gekrümmten Raumzeit nicht mehr gerade, sondern entlang geodätischer Linien. In der Nähe einer großen Masse werden sie so abgelenkt, als würden sie durch eine optische Sammellinse laufen: Sie werden zu der Masse hin gebogen (Abbildung 2a; siehe [7] für eine Einführung). Aus der endgültigen Fassung der Theorie leitete Einstein ab, dass ein Lichtstrahl, der aus dem Unendlichen kommend direkt am Sonnenrand vorbei läuft und wieder im Unendlichen verschwindet, um etwa 1,7 Bogensekunden aus seiner geraden Bahn abgelenkt wird. Bereits 1919 wurde diese Lichtablenkung während einer totalen Sonnenfinsternis gemessen und bestätigt. Starke Gravitationslinsen können das Licht einer geeignet gelegenen Quelle auf mehreren Wegen zum Beobachter lenken und damit sogar Mehrfachbilder erzeugen (Abbildung 2b). Je näher die Lichtstrahlen dabei der Linse kommen, umso stärker werden sie abgelenkt: Die gravitative Lichtablenkung ist differentiell und wirkt deswegen verzerrend. Im Gegensatz zu herkömmlichen optischen Sam- 222 Phys. Unserer Zeit 5/2014 (45) www.phiuz.de 2014 Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim

DUNKLE MATERIE KOSMOLOGIE Abb. 3 Der Galaxienhaufen MACS J1206. Abb. 4 Galaxienhaufen Abell 383 (A), MACS 1149.6+2223 (B), Abell 2261 (C), MACS 1206.2-0847 (D; [8]). mellinsen haben Gravitationslinsen daher miserable Abbildungseigenschaften, denn sie sind stark astigmatisch. Das erste Gravitationslinsensystem außerhalb des Sonnensystems wurde im Jahre 1979 entdeckt. Es handelt sich um den weit entfernten Quasar QSO 0975+561, dessen Licht auf dem Weg zu uns durch die Gravitation einer elliptischen Galaxie so abgelenkt wird, dass zwei Bilder des Quasars entstehen, die zueinander in einem Winkelabstand von knapp 6 Bogensekunden stehen. Seit dieser Zeit wurden Hunderte von Gravitationslinsen entdeckt. In vielen davon wirken Galaxien als Linsen. Aber auch Gravitationslinsen-Effekte von Sternen wurden ebenso beobachtet wie von Galaxienhaufen. So störend der Astigmatismus in gewöhnlichen optischen Systemen ist, so nützlich ist er bei Gravitationslinsen auf der Suche nach der Dunklen Materie. Während eine gewöhnliche optische Sammellinse zwar ein vergrößertes, aber sonst unverändertes Bild eines Gegenstands erzeugt, verraten sich Gravitationslinsen gerade dadurch, dass sie von Objekten in ihrem Hintergrund verzerrte Bilder er - zeugen. Ganz ähnlich wie in der gewöhnlichen Optik kann der Gravitationslinsen-Effekt durch einen Brechungsindex beschrieben werden, in den die Stärke des Gravitationsfeldes eingeht. Für die Lichtablenkung ist die Änderung (Gradient) des Brechungsindex verantwortlich, während der Astigmatismus und damit die beobachtbaren Ablenkungen durch die zweiten Ableitungen des Brechungsindex bestimmt werden. Aus den gemessenen Bildverzerrungen kann daher bestimmt werden, wie sich der gravitative Brechungsindex innerhalb einer Gravitationslinse ändert. Wie stark verzerrend eine bestimmte Massenverteilung wirkt, hängt aber nicht allein von ihrem Brechungsindex ab, sondern auch davon, wo sie zwischen der Quelle und dem Beobachter steht. Ganz ähnlich wie in der gewöhnlichen Optik wirkt eine Linse dann am stärksten, wenn sie sich geometrisch etwa in der Mitte zwischen Quelle und Beobachter befindet. Erst wenn die Entfernungsverhältnisse in Gravitationslinsensystemen bekannt sind, kann der Brechungsindex schließlich in eine Massendichte umgerechnet werden. Die meisten beobachtbaren Verzerrungen sind allerdings so schwach, dass sie nur auf statistischem Wege bestimmt werden können, indem man viele Galaxienbilder zusammennimmt. Gelegentlich treten aber nahe den Zentren von Galaxienhaufen so starke Bildverzerrungen auf, dass langgestreckte, teils bogenförmige, teils abenteuerlich verformte Bilder sichtbar werden. Man nennt sie Arcs, Giant Arcs oder Giant Luminous Arcs (Abbildungen 3 und 4, [8]). Diese unterschiedlichen Phänomene werden ohne eine scharf definierte Abgrenzung als schwacher und starker Gravitationslinsen-Effekt bezeichnet. Wenn er in einem Galaxienhaufen überhaupt auftritt, ist der starke Linseneffekt auf die Kernbereiche des Haufens beschränkt. Der schwa- 2014 Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim www.phiuz.de 5/2014 (45) Phys. Unserer Zeit 223

Abb. 5 Galaxienhaufen RXC J2248.7-4431 (z = 0,348) mit fünffach abgebildeter Quelle bei einer Rotverschiebung von etwa 6 [1]. Abb. 6 Massenkarte des Galaxienhaufens MACS J1206.2-0847. Die Isokonturlinien kennzeichnen Werte gleicher, auf die Ebene projizierter Massendichte [12]. che Linseneffekt dagegen ist bis zu großen Abständen vom Haufenzentrum hin beobachtbar. Neben beträchtlichen Verzerrungen erzeugt der starke Linseneffekt wie erwähnt auch Mehrfachbilder, so dass dieselbe Quelle zwei- oder mehrfach am Himmel abgebildet erscheint (Abbildung 5, [1]). Eine Einführung in den Gravitationslinsen-Effekt bietet [7], ein Lehrbuch dazu ist [11], ein neuerer Übersichtsartikel ist [3]. Entfernungen werden in der Kosmologie üblicherweise durch die Rotverschiebung z ausgedrückt. Sie ist definiert als Verhältnis von beobachteter Wellenlängenänderung zu ursprünglicher Wellenlänge z = Δλ/λ. Ursache für die kosmologische Rotverschiebung ist die Expansion des Universums. Die Rotverschiebung eines Galaxienhaufens lässt sich meistens recht einfach mit Spektrographen messen. Unbekannt sind dagegen oft die Rotverschiebungen der weit hinter dem Haufen stehenden Galaxien, die durch diesen als Gravitationslinse abgebildet werden und daher verzerrt erscheinen. Diese gelinsten Galaxien sind oft so lichtschwach, dass Spektren von ihnen mit vertretbarem Aufwand nicht zu gewinnen sind. Wenn man die Rotverschiebung der abgebildeten Hintergrundgalaxien nicht kennt, kennt man auch die Entfernungsverhältnisse im Gravitationslinsensystem nicht, so dass der gemessene gravitative Brechungsindex nicht in eine Massendichte umgerechnet werden kann. Dies ist das vorrangige Ziel des Projekts Cluster Lensing and Supernovae with Hubble, kurz Clash [7]. Clash: Ziele, Daten und Methoden Mit Clash wollen wir die Dichteprofile einiger Galaxienhaufen so präzise wie möglich vermessen und dabei die drängende Frage beantworten, die uns schon eingangs begegnet ist: Weist die Dunkle Materie in Galaxienhaufen tatsächlich ein solches Dichteprofil und Konzentrationsparameter auf, wie sie in Computersimulationen regelmäßig gefunden werden? Im Rahmen des Clash-Projekts wurden die Zentren von 25 massereichen, bereits als starke Gravitationslinsen bekannte Galaxienhaufen mit der Wide Field Camera 3 und der Advanced Camera for Surveys des Weltraumteleskops Hubble beobachtet. Die gesamte Beobachtungszeit verteilte sich auf 524 Erdumläufe, was einer Beobachtungszeit von etwa 35 Tagen entspricht. Damit ist Clash eines der umfangreichsten Beobachtungsprogramme, das je mit Hubble durchgeführt wurde. Die Aufnahmen erfolgten durch 16 Farbfilter, deren Transmission jeweils auf einen engen Wellenlängenbereich beschränkt ist. Auf diese Weise erhält man die Helligkeiten jeder einzelnen Galaxie in 16 Spektralbereichen. Das entspricht praktisch einem groben Spektrum, aus dem sich die Rotverschiebung der Galaxie ableiten lässt. Dank der vielen Messpunkte erzielen wir mit diesen photometrischen Rotverschiebungen Genauigkeiten von 3 (1+z) (in Prozent). Ein Beispiel: Eine Galaxie bei einer Rotverschiebung um z = 1 sehen wir zu einer Zeit, als das Universum knapp halb so alt war wie heute. Der gemessene Wert liegt mit hoher Wahrscheinlichkeit im Bereich 0,94 < z < 1,06. Das reicht aus, um die Stärke von Gravitationslinsen-Effekten in Massendichten umzurechnen. Das Blickfeld der beiden Kameras ist so klein, dass sich damit nur die Zentren von Galaxienhaufen beobachten lassen, wo also starke Gravitationslinsen-Effekte auftreten. Damit allein wären noch keine zuverlässigen Messungen des Dichteprofils möglich, weil der beobachtete Bereich gerade etwa die Dimension des Skalenradius aufweist. Der weitere Verlauf des Profils nach außen hin wäre damit nicht zu ermitteln. Deswegen werden alle 25 Galaxienhaufen zu- 224 Phys. Unserer Zeit 5/2014 (45) www.phiuz.de 2014 Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim

DUNKLE MATERIE KOSMOLOGIE ABB. 7 DICHTEPROFIL ABB. 8 KONZENTRATIONSPARAMETER projiziete Massendichte/log (M /Mpc 2 ) 16 15 14 13 Bogenminuten 0,1 1 10 10 100 1000 Radius/kpc Konzentration 10 9 8 7 6 5 4 schwacher Effekt starker Effekt stark und schwach 3 1.2 1.5 2 2.5 3 4 5 6 Virialmasse/10 15 M Dichteprofil des Galaxienhaufens Abell 2261. Die Messdaten (gelbe Karos: starker Gravitationslinsen-Effekt, Kreise: schwacher Effekt) stimmen gut mit den Erwartungen aufgrund numerischer Simulationen überein (1 kpc = 3260 Lj) [5]. Konzentrationsparameter des Dichteprofils von Abell 2261. Die Virialmasse ist ein Maß für die gesamte Masse, die durch ihre eigene Schwerkraft zusammengehalten wird [5]. sätzlich mit großen, bodengebundenen Teleskopen beobachtet. Diese sind mit Weitwinkelkameras ausgestattet und erlauben es, die gesamten Galaxienhaufen und ihre nähere kosmische Umgebung zu erfassen. Die meisten dieser Weitwinkelaufnahmen für das Clash-Projekt erfolgten mit dem japanischen Subaru-Teleskop auf dem Mauna Kea, Hawaii. Es besitzt einen Hauptspiegel mit 8,2 m Durchmesser. Auf diese Weise werden starke und schwache Gravitationslinsen-Effekte in allen 25 Galaxienhaufen vermessen und in Karten der an den Himmel projizierten Massenverteilung umgerechnet. Daraus lassen sich die Dichteprofile dieser Galaxienhaufen mit einer vorher nie erreichten Genauigkeit bestimmen. Eine besondere Brisanz erhielt das Clash-Projekt, weil frühere Untersuchungen ergeben hatten, dass die Konzentrationen der Dunklen Materie in massereichen Galaxienhaufen erheblich größer sein sollten als nach den numerischen Simulationsrechnungen zu erwarten wäre. Teils liegen die Abweichungen beim Zwei- bis Dreifachen. Neue Dichtekarten der Dunklen Materie Die Beobachtungen des Clash-Projekts sind vollständig abgeschlossen, die Datenauswertung dauert aber noch an, ebenso die Beobachtung der Galaxienhaufen mit bodengebundenen Teleskopen. Einige Ergebnisse des Programms lassen sich aber bereits angeben. Auf dem Weg zur genauen Vermessung der Dichteprofile aller 25 Galaxienhaufen waren einige erhebliche Schwierigkeiten zu überwinden. Der starke Gravitationslinsen- Effekt liefert mit seinen deutlichen Verzerrungen wichtige Informationen, aber nur aus dem innersten Zentrum der Galaxienhaufen. Üblicherweise ist er auf einen Bereich beschränkt, der kaum mehr als eine halbe Bogenminute Abstand vom Zentrum des Galaxienhaufens umfasst. Die Information aus dem schwachen Gravitationslinsen-Effekt aus dem Außenbereich der Haufen dagegen muss statistisch gewonnen werden, indem über genügend viele Hintergrundgalaxien gemittelt wird. Deswegen erlaubt dieser nur eine relativ grobe räumliche Auflösung, denn diese Mittelung über Hintergrundgalaxien bedeutet eine Mittelung über solche Flächen am Himmel, die eine ausreichende Anzahl von Hintergrundgalaxien enthalten. Nun ist diese Auflösungsgrenze gerade etwa so groß wie der Bereich, aus dem die Information des starken Gravitationslinsen-Effekts stammt. Mit anderen Worten: Wenn man Galaxienhaufen mit einem Gitter aus Bildelementen oder Pixeln überzieht, erfordert der schwache Linseneffekt so große Pixel, dass die gesamte Information aus dem starken Linseneffekt in einem einzigen Pixel unterkommt. Andererseits ist die Kombination beider Effekte zur genauen Messung der Dichteprofile unerlässlich. Es kommt ja gerade darauf an zu überprüfen, ob der flache Verlauf des Dichteprofils im Zentrum in der Nähe des Skalenradius in einen steilen Verlauf übergeht. Anhand der Simulationsrechnungen werden aber Skalenradien erwartet, die an den Himmel projiziert ebenfalls etwa einer halben Bogenminute entsprechen. Wegen seiner recht groben Winkelauflösung können aus dem schwachen Gravitationslinsen-Effekt allein kaum stichhaltige Aussagen über den Skalenradius oder über den innersten Verlauf des Dichteprofils gewonnen werden. Hinzu kommt, dass Galaxienhaufen häufig unregelmäßig geformt sind. Wenn man genaue Messungen an ihnen vornehmen will, ist es deswegen kaum sinnvoll, sie als kugeloder kreisrunde Gebilde zu behandeln. Das erschwert aber die Analyse erheblich, weil die Form der Massenverteilung 2014 Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim www.phiuz.de 5/2014 (45) Phys. Unserer Zeit 225

anderes Bild: Auch für solche Galaxienhaufen, in denen vorher besonders hohe Konzentrationsparameter gemessen wurden, hat das Clash-Projekt Werte ergeben, die vollkommen im theoretisch erwarteten Rahmen liegen. Damit haben die bisher analysierten Daten des Clash- Projekts gezeigt, dass die Massenverteilung in großen kosmischen Strukturen so ist, wie wir es für kalte Dunkle Materie erwarten. Das ist umso erstaunlicher, als wir nicht einmal richtig verstehen, aufgrund welcher physikalischen Prozesse diese Dichteprofile und ihre Konzentrationsparameter zustande kommen. Zwar ergeben sich solche Massenverteilungen in numerischen Simulationen, aber es ist bisher nicht überzeugend gelungen, aus fundamentalen physikalischen Überlegungen zu erklären, wodurch die Eigenschaften der Dichteprofile festgelegt werden. Für die Versuche, diese Eigenschaften anhand von fundamentalen Überlegungen zu verstehen, sind die neuen Messdaten von größter Bedeutung. Abb. 9 Galaxienhaufen MACS J1149.6+2223 mit einer Galaxie bei z = 9,6 (im weißen Quadrat) [13]. nicht von vornherein angenommen werden kann, sondern aus den Messungen erst erschlossen werden muss. Um diesen Schwierigkeiten Rechnung zu tragen und die wertvollen Daten möglichst ohne irgendwelche Vorannahmen zu analysieren, werden innerhalb des Clash-Projekts neuartige Analyseverfahren angewandt, die den starken und den schwachen Linseneffekt zugleich verwenden. Hierfür setzen wir adaptive Rechengitter ein, deren Winkelauflösung der Stärke der gemessenen Effekte angepasst wird. Diese Verfahren legen keinerlei Annahmen über die Form der Massenverteilung zugrunde. Sie sind so vorurteilsfrei wie möglich und verwenden alle verfügbaren Informationen mit einer angepassten Winkelauflösung (Abbildung 6, [12]). An der Entwicklung dieser Verfahren war unsere Kosmologiegruppe an der Universität Heidelberg maßgeblich beteiligt [2, 6]. Die mühsame Kombination beider Arten von Linseneffekten zahlt sich aus: In allen bisher abgeschlossenen Analysen ergaben sich Konzentrationsparameter, die gut mit den Vorhersagen verträglich sind (Abbildungen 7 und 8, [5]). Das ist neu und insofern besonders überraschend, als aus bisherigen Untersuchungen regelmäßig geschlossen worden war, dass die Konzentrationsparameter in vergleichbaren Galaxienhaufen erheblich größer sein sollten, als aus den Simulationen zu erwarten war. Aufgrund der enormen Datenqualität und der erheblich verbesserten, aufwändigen Analysemethoden zeigen die Clash-Ergebnisse ein Entdeckung entferntester Galaxien Eine zweite Aufgabe von Clash beruht darauf, dass der Gravitationslinsen-Effekt Licht bündelt. Deshalb kann eines der Bilder oder auch mehrere heller erscheinen als die Galaxie ohne Gravitationslinsen-Verstärkung. Galaxienhaufen, die unvermeidlich als Gravitationslinsen wirken, können daher auch als gigantische kosmische Teleskope angesehen werden, die aufgrund ihrer Licht sammelnden Wirkung einen erheblich tieferen Blick in das ferne Universum erlauben, als er ohne sie möglich wäre. Um auf diese Weise gefundene Objekte physikalisch charakterisieren zu können, muss man aber wissen, um welchen Faktor sie verstärkt wurden. Dazu dient wiederum die Kenntnis der Massenverteilungen, die wir wie gesehen nun sehr genau ermitteln können. Der kosmische Verstärkungseffekt ermöglichte die Entdeckung von zwei Galaxien, die ihr Licht im sehr frühen Universum auf die Reise zu uns geschickt haben: Sie befinden sich höchstwahrscheinlich bei den Rotverschiebungen von z = 9,6 und 10,8 und sind damit die derzeit am weitesten entfernten bekannten Galaxien (Abbildung 9, [13]). Sie waren dementsprechend schon voll entwickelte Galaxien, als das Universum nicht älter als etwa 400 bis 500 Millionen Jahre war. Diese Information ist für die Frage, wann und auf welche Weise sich die ersten Sterne und Galaxien im Universum gebildet haben, von großer Bedeutung (siehe Physik in unserer Zeit 2010, 41 (3), 120). Und schließlich liefern die lang belichteten Aufnahmen der Zentren von Galaxienhaufen auch unschätzbares Material über die Entwicklung derjenigen Galaxien selbst, die diesen Galaxienhaufen angehören. Ihre innere Struktur und ihre Farbe, mit Clash in 16 Filtern beobachtet, gibt Aufschluss insbesondere über die Kühlung von Gas und die Sternentstehung innerhalb massereicher kosmischer Strukturen. So entdeckten wir in einigen Galaxienhaufen sogenannte Brightest Cluster Galaxies mit enormen Sternentstehungsraten von bis zu 50 Sonnenmassen pro Jahr. Zum Vergleich: In unserer Milchstraße entstehen einige wenige 226 Phys. Unserer Zeit 5/2014 (45) www.phiuz.de 2014 Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim

DUNKLE MATERIE KOSMOLOGIE Sterne pro Jahr. Die Frage, welche Faktoren die Sternentstehungsrate in einer Galaxie bestimmen, ist zentral in Modellen zur Entwicklung dieser Sternsysteme. Ein Test der Allgemeinen Relativitätstheorie Mit Clash kann noch eine weitere, faszinierende Frage angegangen werden. Wir sind es aus der Newtonschen Gravitationstheorie gewohnt, dass es ein einziges Gravitationspotential gibt, dessen Gradient die Gravitationskraft ist und das durch die Poisson-Gleichung mit der Massendichte verknüpft ist. In der Allgemeinen Relativitätstheorie erweitert sich diese Beschreibung. Schwache Gravitationsfelder verändern nicht nur die Geometrie des Raums, sondern die der Raumzeit. Während die räumliche Krümmung durch das Gravitationspotential beschrieben wird, das aus der Newtonschen Gravitationstheorie bekannt ist, tritt in der zeitlichen Krümmung ein weiteres Potential auf. Nach James Bardeen von der Princeton University, der diese beiden Auswirkungen schwacher Gravitationsfelder 1980 allgemein beschrieb, spricht man von den beiden Bardeen-Potentialen. Während das übliche Newtonsche Potential die Bewegung der Galaxien in den Galaxienhaufen bestimmt, wird die Ausbreitung von Licht durch die Summe der beiden Bardeen-Potentiale bestimmt. Im kosmologischen Standardmodell sind beide Bardeen-Potentiale gleich groß, aber in einfachen Erweiterungen der Allgemeinen Relativitätstheorie müssen sie es nicht sein. Der Vergleich der Lichtausbreitung, die sich im Gravitationslinsen-Effekt der Galaxienhaufen zeigt, mit der Bewegung der Haufengalaxien, die durch die Spektroskopie zugänglich wird, erlaubt daher auch Tests der Allgemeinen Relativitätstheorie. Eine erste Anwendung dieses Arguments auf die bisher aufgenommenen Clash-Daten hat erbracht, dass die Bewegung von Licht und von Galaxien in den untersuchten Haufen keine Abweichungen von der Allgemeinen Relativitätstheorie anzeigt [9]. Die Genauigkeit ist noch recht gering, aber die Methode lässt spannende Ergebnisse erwarten. Alle Hubble-Beobachtungsdaten der Clash-Galaxienhaufen sind seit ihrer Aufnahme öffentlich zugänglich. Ihre Analyse hat bereits wichtige Ergebnisse erbracht. Sie wurden beispielsweise bereits genutzt, um Supernovae vom Typ Ia aufzuspüren, was ebenfalls Aufschlüsse über die Dunkle Energie erlaubt. Auch über den Zustand des heißen, intergalaktischen Gases leistet Clash Beiträge. Erste Ergebnisse hierzu finden Sie auf www.phiuz.de, Special Features/Zusatzmaterial zu den Heften. Zusammenfassung Dem kosmologischen Standardmodell zufolge besteht bei weitem die meiste Materie im Universum aus einer unbekannten, dunklen Substanz. Wie ist diese Dunkle Materie verteilt? Im Rahmen des internationalen Projekts Clash werden 25 massereiche Galaxienhaufen so genau wie nie zuvor beobachtet, um ihren inneren Aufbau möglichst präzise zu entschlüsseln. Die bisherigen Ergebnisse bestätigen das Bild der kalten Dunklen Materie, wonach die Ruheenergie der Teilchen wesentlich größer ist als ihre thermisch bedingte Bewegungsenergie. Stichworte Cluster Lensing and Supernovae with Hubble, Clash, Weltraumteleskop Hubble, Gravitationslinsen-Effekt, Galaxienhaufen, Dunkle Materie, Dunkle Energie, Dichteprofile, kosmologisches Standardmodell, Friedman-Modelle. Literatur [1] I. Balestra et al. Astron. Astrophys. 2013, 559, L9. [2] M. Bartelmann et al. Astrophys. J. Lett. 1996, 464, L115. [3] M. Bartelmann, Classical and Quantum Gravity 2010, 27, 233001. [4] G. Bertone, D. Hooper, J. Silk, Phys. Rep. 2005, 405, 279. [5] D. Coe et al. Astrophys. J. 2012, 757, 22. [6] J. Merten et al., Astron. Astrophys. 2009, 500, 681. [7] R. Narayan, M. Bartelmann, in: A. Dekel, J. P. Ostriker (Hrsg.) Formation of Structure in the Universe, Cambridge University Press, Cambridge 2009. [8] M. Postman et al., Astrophys. J. Suppl. 2012, 199, 25. [9] B. Sartoris et al., Astrophys. J. Lett. 2014, 783, L11. [10] P. Schneider, J. Ehlers, E. E. Falco, Gravitational Lenses, Springer- Verlag, Heidelberg 1992. [11] V. Springel, C. S. Frenk, S. D. White, Nature 2006, 440, 1137. [12] K. Umetsu et al., Astrophys. J. 2012, 755, 56. [13] W. Zheng et al., Nature 2012, 489, 406. Der Autor Matthias Bartelmann promovierte 1992 an der LMU München, anschließend forschte er am Harvard Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge (USA) und dem Max-Planck-Institut für Astrophysik in Garching. Seit 2003 ist er Professor und Direktor am Institut für Theoretische Astrophysik der Universität Heidelberg und an dem internationalen Projekt Clash beteiligt. Anschrift Prof. Dr. Matthias Bartelmann, Institut für Theoretische Astrophysik, Universität Heidelberg, Philosophenweg 12, D-69120 Heidelberg. Bartelmann@uni-heidelberg.de. Download 2014 Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim www.phiuz.de 5/2014 (45) Phys. Unserer Zeit 227