Schlagwort: Chandra

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Unerwartete Röntgenstrahlen vom Perseus-Galaxienhaufen

Mitten im Bild strahlt ein helles Licht. Es ist von einem violetten Schimmer umgeben, noch weiter außen verläuft ein breiter, dunkelblauer ovaler Ring. Im Bild sind einige Sterne und Galaxien verteilt.

Bildcredit: Röntgen: NASA/CXO/Oxford University/J. Conlon et al.; Radio: NRAO/AUI/NSF/Univ. of Montreal/Gendron-Marsolais et al.; Optisch: NASA/ESA/IoA/A. Fabian et al.; DSS

Warum leuchtet der Galaxienhaufen im Perseus so seltsam in einer bestimmten Wellenlänge von Röntgenlicht? Das ist nicht bekannt. Eine viel diskutierte Hypothese besagt, dass diese Röntgenstrahlen ein Hinweis auf die lange gesuchte Form Dunkler Materie sind. Das Rätsel dreht sich um eine Röntgenfarbe von 3,5 Kiloelektronenvolt (KeV). Sie leuchtet anscheinend nur dann stark, wenn man Bereiche weit außerhalb vom Haufenzentrum beobachtet. Im Bereich um das zentrale, sehr massereiche Schwarze Loch, das sich wahrscheinlich dort befindet, gibt es nur wenig 3,5 KeV-Röntgenstrahlung.

Ein ziemlich umstrittener Lösungsvorschlag lautet, dass es sich um etwas handeln könnte, das man nie zuvor sah: fluoreszierende Dunkle Materie (FDM). Diese Art Dunkler Teilchenmaterie könnte 3,5-KeV-Röntgenstrahlung absorbieren. Falls dem so ist, strahlt FDM nach Absorption dieses Röntgenlicht vielleicht später aus dem ganzen Haufen ab. Dabei entsteht eine bestimmte Emissionslinie. Sieht man sie jedoch vor der Zentralregion um das Schwarze Loch, müsste die Absorption von FDM deutlicher ausfallen und eine Absorptionslinie erzeugen.

Das Kompositbild zeigt den Galaxienhaufen im Perseus. Sichtbares Licht und Radiolicht leuchten rot. Das Röntgenlicht wurde vom Weltraumobservatorium Chandra aufgenommen. Es ist blau dargestellt.

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Cassiopeia A wiederverwerten

Die verworrene leuchtende runde Wolke im Bild ist der Überrest einer Supernova. Er ist als Cassiopeia A bekannt. Das Bild wurde mit dem Röntgenobservatorium Chandra im Weltraum aufgenommen.

Bildcredit: NASA, CXC, SAO

Die massereichen Sterne in der Milchstraße haben eine spektakuläre Existenz. Erst kollabieren sie aus riesigen kosmischen Wolken. Dann zünden ihre Kernbrennöfen. Durch Kernfusion entstehen im Inneren schwere Elemente. Nach ein paar Millionen Jahren explodiert das angereicherte Material und wird in den interstellaren Raum gesprengt. Dort kann die Sternbildung von Neuem beginnen.

Diese expandierende Trümmerwolke ist als Cassiopeia A bekannt. Sie ist ein Beispiel für diese Schlussphase im stellaren Zyklus. Das Licht der Explosion, die diesen Überrest einer Supernova erzeugte, war erstmals vor etwa 350 Jahren am Himmel des Planeten Erde zu sehen. Doch das Licht brauchte etwa 11.000 Jahre, um zu uns zu gelangen.

Dieses Bild ist in Falschfarben dargestellt. Es stammt vom Röntgen-Observatorium Chandra und zeigt die Fasern und Knoten im Überrest Cassiopeia-A, die noch heiß sind. Die energiereiche Strahlung bestimmter Elemente wurden farbcodiert. Silizium ist rot gefärbt, Schwefel ist gelb, Kalzium grün und Eisen violett. So erkennt man die Wiederverwertung von Sternenstaub in unserer Galaxis besser. Die Explosionswelle breitet sich immer noch aus. Es ist der blaue äußere Ring.

Das scharfe Röntgenbild ist in der geschätzten Entfernung von Cassiopeia A etwa 30 Lichtjahre breit. Nahe der Mitte ist ein heller Fleck. Es ist ein Neutronenstern, also der unglaublich dichte kollabierte Überrest des massereichen Sternkerns.

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Das Grinsen der Gravitation

Mitten im Bild leuchten Galaxien, die von einem violett leuchtenden Nebel umgeben sind. Weitere Galaxien, die zu Bögen verzerrt sind, umgeben den Nebel. Alles zusammen lässt das Gebilde wie ein lächelndes Gesicht erscheinen.

Bildcredit: Röntgen – NASA / CXC / J. Irwin et al.; Optisch – NASA/STScI

Albert Einstein publizierte die Allgemeine Relativitätstheorie vor mehr als 100 Jahren. Sie sagte den Effekt der Gravitationslinsen vorher. Dieser verleiht fernen Galaxien so eine wunderliche Erscheinung, wenn man sie auf Bildern betrachtet, die mit den Spiegeln der Weltraumteleskope Chandra und Hubble aufgenommen wurden. Sie zeigen eine Galaxiengruppe in Röntgen- und sichtbarem Licht.

Die Gruppe hat den Spitznamen Grinsekatzen-Galaxiengruppe. Vielsagende Bögen rahmen die beiden großen elliptischen Galaxien der Gruppe. Die Bögen sind Bilder ferner Galaxien im Hintergrund. Die Verteilung der Gravitationsmasse in der vorderen Gruppe krümmt sie. Diese Masse besteht vorwiegend aus Dunkler Materie.

Die beiden großen elliptischen „Augen“-Galaxien sind die hellsten in der Gruppe, die verschmelzen. Die relative Geschwindigkeit der Kollision beträgt fast 1350 km/s. Sie erhitzt das Gas auf Millionen Grad. Dabei entsteht das violett gezeigte Leuchten in Röntgenlicht. Neugierig auf die Verschmelzung der Galaxiengruppe? Die Grinsekatze lächelt im Sternbild Große Bärin. Sie ist etwa 4,6 Milliarden Lichtjahre entfernt.

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Symbiotischer R Aquarii

Der Doppelstern R Aquarii ist von roten und blauen Nebeln umgeben. Der rote Nebel fällt nach und nach auf den weißen Zwergstern des Systems. Die blauen Nebel strahlen Röntgenlicht ab.

Bildcredit: Röntgen: NASA, CXC, SAO, R. Montez et al.; Optisch: Adam Block, Mt. Lemmon SkyCenter, U. Arizona

Der veränderliche Stern R Aquarii ist mit bloßem Auge sichtbar. Er ist schon lange bekannt. Eigentlich ist er ein wechselwirkendes Doppelsternsystem. Das sind zwei Sterne, die eine enge symbiotische Beziehung haben. R Aquarii ist etwa 710 Lichtjahre entfernt. Er besteht aus einem kühlen, roten Riesenstern und einem heißen, dichten weißen Zwergstern. Beide kreisen um ihren gemeinsamen Schwerpunkt.

Im sichtbaren Licht dominiert der Rote Riese das Binärsystem. Er ist ein langperiodischer veränderlicher Mira-Stern. Doch die Materie in der ausgedehnten Hülle des kühlen Riesensterns wird durch Gravitation auf die Oberfläche des kleineren, dichten Zwergs gezogen. Das löst am Ende eine thermonukleare Explosion aus, bei der Materie in den Raum geschleudert wird. Die optischen Bilddaten in Rot zeigen einen Ring aus Trümmern, der sich ausdehnt. Sie stammen von einer Explosion, die man in den frühen 1770er-Jahren sehen hätte können.

Die energiereiche Strahlung des Systems R-Aquarii stammt von dynamischen Ereignissen, die man weniger gut erklären kann. Seit dem Jahr 2000 wird anhand der Daten des Röntgenobservatoriums Chandra beobachtet, wie sie sich entwickeln. Sie sind blau dargestellt. Das Kompositbild ist in der geschätzten Entfernung von R Aquarii weniger als ein Lichtjahr breit.

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Der Krebsnebel in vielen Wellenlängen des Spektrums

Der Krebsnebel M1 im Sternbild Stier ist hier in ungewöhnlichen Farben dargestellt, weil Bilddaten in unsichtbaren Wellenlängen in sichtbaren Lichtfarben visualisiert wurden.

Bildcredit: NASA, ESA, G. Dubner (IAFE, CONICET-Universität von Buenos Aires) et al.; A. Loll et al.; T. Temim et al.; F. Seward et al.; VLA/NRAO/AUI/NSF; Chandra/CXC; Spitzer/JPL-Caltech; XMM-Newton/ESA; Hubble/STScI

Der Krebsnebel ist als M1 katalogisiert. Somit ist er das erste Objekt auf Charles Messiers berühmter Liste von Dingen, die keine Kometen sind. Inzwischen kennt man den Krebs als Supernovaüberrest. Das sind die expandierenden Reste eines massereichen Sterns nach der finalen Explosion. Diese wurde 1054 n. Chr. auf dem Planeten Erde beobachtet.

Dieses stattliche neue Bild ist ein Blick des 21. Jahrhunderts auf den Krebsnebel. Es zeigt Bilddaten aus dem gesamten elektromagnetischen Spektrum als Wellenlängen in sichtbarem Licht. Die Daten der Weltraumteleskope Chandra (Röntgen), XMM-Newton (Ultraviolett), Hubble (sichtbar) und Spitzer (Infrarot) sind in violetten, blauen, grünen und gelben Farbtönen dargestellt. Die Radiodaten des Very Large Array (VLA) auf der Erde sind rot abgebildet.

Der Krebs-Pulsar ist der helle Punkt nahe der Bildmitte. Er gehört zu den exotischsten Objekten, die heutige Astronomieforschende kennen. Der Pulsar ist ein Neutronenstern, der 30-mal pro Sekunde rotiert. Dieser kollabierte Überrest des Sternkerns liefert die Energie für die Emissionen der Krabbe im gesamten elektromagnetischen Spektrum wie ein kosmischer Dynamo. Der Krebsnebel ist etwa 12 Lichtjahre groß und 6500 Lichtjahre entfernt. Er liegt im Sternbild Stier.

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Die Wellen im Perseushaufen

Wellen aus Gas schwappen im Perseus-Galaxienhaufen, sie sind innen gelb und verlaufen nach außen zu Rot, bis sie ins Schwarz übergehen. Links unten ist eine große Delle in den Wellen, vielleicht ein Hinweis, dass ein kleinerer Galaxienhaufen vorbeigeschrammt ist.

Bildcredit: NASA, CXC, GSFC, Stephen Walker, et al.

Dieses Röntgenbild des Chandra-Observatoriums ist kontrastverstärkt. Es zeigt, wie gewaltige kosmische Wellen in einem riesigen Speicher aus leuchtendem heißen Gas wirbeln und schwappen. Das Bild ist mehr als 1 Million Lichtjahre breit. Es zeigt das Zentrum des nahen Galaxienhaufens im Perseus. Der Haufen ist etwa 240 Millionen Lichtjahre entfernt.

Der Großteil der beobachtbaren Masse im Perseus-Galaxienhaufen besteht aus Gas, das den ganzen Haufen füllt. Das ist auch in anderen Galaxienhaufen so. Das Gas hat Temperaturen von zig Millionen Grad und leuchtet hell im Röntgenbereich.

Simulationen mit Computern bilden Details der Strukturen nach, die durch das röntgenheiße Gas im Perseushaufen schwappen. Dazu gehört auch die markante konkave Bucht links unter der Mitte. Die Bucht ist etwa 200.000 Lichtjahre groß, also doppelt so groß wie unsere Milchstraße. Dass es sie gibt, lässt vermuten, dass wahrscheinlich auch der Haufen im Perseus vor Milliarden Jahren von einem kleineren Galaxienhaufen gestreift wurde.

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Ein Neutronenstern kühlt ab

Der Supernovaüberrest Cas A ist von einer Wolke umgeben, die sich ausdehnt. Rechts unten ist eine Illustration des Neutronensterns, so könnte er aussehen.

Bildcredit: Röntgen: NASA/CXC/UNAM/Ioffe/D.Page, P. Shternin et al; Optisch: NASA/STScI; Illustration: NASA/CXC/M. Weiss

Die helle Quelle in der Mitte ist ein Neutronenstern. Das ist der unglaublich dichte, kollabierte Rest eines Sternkerns mit viel Masse. Der Supernovaüberrest Cassiopeia A (Cas A) umgibt ihn. Er ist angenehme 11.000 Lichtjahre entfernt.

Cas A ist die finale Explosion eines massereichen Sterns. Das Licht der Supernova erreichte die Erde erstmals vor etwa 350 Jahren. Die Trümmerwolke dehnt sich aus, sie ist etwa 15 Lichtjahre groß. Das Bildkomposit entstand Röntgendaten und optischen Aufnahmen.

Der Neutronenstern in Cas A kühlt ab. Er ist aber noch so heiß, dass er Röntgenlicht abstrahlt. Jahrelange Beobachtungen mit dem Röntgenteleskop Chandra im Erdorbit zeigen, dass der Neutronenstern rasch abkühlt. Das geschieht so schnell, dass man vermutet, dass ein großer Teil vom Kern des Neutronensterns eine reibungsfreie Supraflüssigkeit aus Neutronen bildet. Chandras Beobachtungen sind die ersten Hinweise auf diesen seltsamen Zustand der Neutronenmaterie.

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NGC 602 und dahinter

Der Sternhaufen NGC 602 ist von malerischen Staubwolken umgeben, die am Rand zu dichten Graten komprimiert wurden.

Bildcredit: Röntgen: Chandra: NASA/CXC/Univ.Potsdam/L.Oskinova et al; Optisch: Hubble: NASA/STScI; Infrarot: Spitzer: NASA/JPL-Caltech

Die Kleine Magellansche Wolke ist eine Begleitgalaxie der Milchstraße. Sie ist etwa 200.000 Lichtjahre von uns entfernt. An ihrem Rand liegt der 5 Millionen Jahre junge Sternhaufen NGC 602. Das faszinierende Hubble-Bild zeigt NGC 602, der von dem Gas und Staub umgeben ist, in dem er entstand.

Bilder im Röntgenlicht von Chandra und in Infrarot von Spitzer ergänzen die Ansicht. Die fantastischen Grate und zurückgefegten Formen sind klare Hinweise, dass die energiereiche Strahlung und die Stoßwellen der massereichen jungen Sterne in NGC 602 die staubige Materie erodiert haben. Dabei lösten sie eine Serie an Sternbildung aus, die vom Zentrum des Sternhaufens ausgeht.

In der Distanz der Kleinen Magellanschen Wolke ist das Bild etwa 200 Lichtjahre breit. Doch die scharfe vielfarbige Ansicht zeigt auch eine reizende Auswahl an Galaxien, die dahinter liegen. Sie sind Hunderte Millionen Lichtjahre oder mehr von NGC 602 entfernt.

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