Seit Jahrzehnten beobachten Astronomen, dass die Materie im Universum nicht gleichmäßig verteilt ist. Galaxien, Quasare und intergalaktisches Gas folgen offensichtlich einem Muster, das mit Seifenschaum verglichen werden kann: große leere Räume sind von Wänden und Filamenten umgeben, die dichte Materieanhäufungen an den Stellen, an denen sie sich treffen, bilden. Eines der primären Ziele des SDSS ist es, diese Strukturen bis in große Entfernungen und in hoher Genauigkeit abzubilden. Wissenschaftler haben verschieden Theorien über die Entwicklung des Universums aufgestellt und gewisse Muster der großräumige Strukturen sind nur mit bestimmten Theorien vereinbar. Der ,Sloan Digital Sky Survey' wird uns zeigen, welche dieser Theorien richtig ist oder ob wir an ganz neuen Ideen arbeiten müssen.

Galaxienhaufen

Die Galaxien sind nicht gleichförmig verteilt, vielmehr bilden sie Haufen und neigen dazu, sich in der Nähe anderer Galaxien zu befinden. Dies gilt insbesondere für elliptische Galaxien. Die Verteilung dieser Galaxienhaufen und deren Verteilungsentwicklung in der Zeit ist ein wichtiger Test für kosmologische Modelle. So sagen verschiedene kosmologische Modelle sehr unterschiedliche Zahlen für Haufen in Abhängigkeit von der Rotverschiebung voraus. Darüberhinaus bilden nicht nur Galaxien Haufen, sondern die Haufen selbst bilden wiederum Anhäufungen von Haufen! Die Stärke der Haufenbildungstendenz von Galaxien und Galaxiehaufen ist ebenfalls ein Testkriterium für verschiedene Kosmologien. Durch das Studium der Massen, der Verteilung und der Entwicklung erhalten wir wichtige Einsichten in die Formationsgeschichte des zugrundeliegenden Massenfeldes, was ein fundamentales Ziel der Kosmologie ist.

Die überlagerung des optischen und des Röntgen-Bildes eines Galaxienhaufens.

Die Eigenschaften der Galaxienhaufen selbst sind ebenfalls sehr interessant. Weil sie so massereich sein können (sie enthalten bis zu 10¹⁴ Sonnenmassen), kann ihr Gravitationsfeld sehr heißes Gas mit bis zu einigen Millionen Grad an sich halten. Dieses Gas strahlt Licht im Röntgen-Wellenlängenbereich aus, welches mit Satelliten wie Chandra, ROSAT, und XMM beobachtet werden kann. Diese Röntgen-Satelliten haben gezeigt, dass ein großer Teil der Galaxienhaufen Unterstrukturen und eine komplizierte interne Dynamik aufweisen, was auf kürzliche Entwicklung hindeutet. Diese Beobachtungen haben ebenfalls gezeigt, dass das Röntgen-Licht emittierende Gas den größten baryonischen Masseanteil des Haufens ausmacht. Dieser Anteil ist gleich oder größer als die Gesamtmasse der im Haufen enthaltenen Galaxien. Dies ist ein sehr interessantes Ergebnis, bedenkt man, dass Galaxienhaufen als Überdichten von Galaxien entdeckt wurden. Und nun wissen wir, dass sie nur einen kleinen Teil der Gesamtmasse dieser Gebilde ausmachen. Einige Astronomen haben sogar vorgeschlagen, dass es Haufen ohne Galaxien geben könnte - nur riesige durch die Gravitationskraft gebundene Anhäufungen von Gas!

Weil Galaxienhaufen so massereich sind, lenken sie das Licht von hinter ihnen liegenden Objekten ab. Die Stärke der Lichtablenkung hängt von der Gesamtmasse des Haufens ab, so dass wir durch die Vermessung dieses Linseneffektes den Haufen wiegen können. Diese Messungen können mit anderen Werten verglichen werden, die anhand des Röntgen-Lichtes oder der Geschwindigkeitsstreuung der Galaxien im Haufen gewonnen wurden. Mit diesen Massenbestimmungsmethoden kann man das Masse-zu-Licht Verhältnis (M/L) für Galaxienhaufen berechnen, das Rückschlüsse auf die im Universum enthaltene Gesamtmasse zuläßt. Auch erlaubt uns das abzuschätzen, wie die Galaxien gegenüber dem Rest der Materie verteilt sind.

Die Massenbestimmung von Galaxienhaufen haben gezeigt, dass sie zu einem großen Teil aus dunkler Materie bestehen. Wenn wir die Massen der sichtbaren Galaxien und die Masse des beobachteten Röntgen-Gases addieren und es mit der geschätzten Gesamtmasse des Haufens vergleichen, so ergibt sich, dass der größte Massenanteil in einer anderen Form vorliegen muß! Tatsächlich stellt sich heraus, dass das Universum zum größten Teil aus einem Material besteht, welches wir nicht direkt sehen können, das aber wegen seiner Gravitationswirkung existieren muß. Die ist eine der größten und faszinierendsten Entdeckungen des letzten Jahrzehntes.

Ein sehr weit entfernter Galaxienhaufen, der mit dem HST beobachtet wurde. Man beachte die große Anzahl an alten roten Galaxien.

Außer den Eigenschaften der Galaxienhaufen selbst sind die der Galaxien im Haufen von großem Interesse. Es ist bekannt, dass elliptische und S0-Galaxien eher in großen Haufen als im darumliegenden Feld vorkommen und dass der Anteil dieser Galaxientypen von der Haufendichte abhängt. Die Wechselwirkung einzelner Galaxien mit dem Röntgen-Licht emittierenden intergalaktischen Medium und mit dem Gezeitenfeld benachbarter Galaxien kann anhand der hervorragenden morphologischen, photometrischen und spektroskopischen Daten untersucht werden. Erstaunlicherweise haben Astronomen noch keine gute Erklärung dafür, warum wir meist elliptische Galaxien in dichten Regionen wie Galaxienhaufen sehen. Obwohl es einige allgemeine Theorien gibt, sind die physikalischen Details noch unverstanden. Auch haben wir eine eher schlechte Einsicht in die Entwicklung von Galaxien in Haufen. Wir wissen, aufgrund des Blicks in die Vergangenheit, dass es offensichtlich mehr blaue Haufengalaxien gab, was auf eine erhöhte Sternentstehungsrate hinweist. Jedoch sehen wir auch Haufen mit einer erheblichen Anzahl an alten roten Galaxien, sogar bei einer Rotverschiebung von etwa 1, also zu einer Zeit als das Universum nur einige Milliarden Jahre alt war. Mit dem SDSS werden wir anhand von tausenden Galaxienhaufen in der Lage sein, diese Effekte in Abhängigkeit von der Galaxienanzahl, der Rotverschiebung und der Haufenmorphologie zu studieren.

Superhaufen

Superhaufen sind ganz einfach Haufen von Galaxienhaufen. Während Haufen typischerweise in den Filamenten und den Wänden der blasenartig angeordneten Materie angetroffen werden, so befinden sich Superhaufen an den Treffpunkten dieser Strukturen. Diese Superhaufen bilden die größten bekannten Systeme im Universum, wobei einige größer sind als 200.000.000 Lichtjahre! Jedoch sind diese Strukturen sehr selten und nur wenige sind uns bekannt, wobei die bekanntesten wohl die uns am nächsten liegenden sind, wie z.B. die ,Große Wand' und der Perseus-Pisces Superhaufen. Seit kurzem gibt es Hinweise auf solche Strukturen bei Rotverschiebungen von etwa 1, was eine wichtige Einschränkungen für die Strukturformation und für kosmologische Modelle darstellt.

Ebenfalls wurde durch die Messung des M/L-Verhältnisses von Superhaufen gezeigt, das dieser Wert für Haufen und Superhaufen übereinstimmt. Das bedeutet, dass der Anteil der rätselhaften dunklen Materie an der Gesamtmasse des Universums nicht höher liegen kann als ihr Anteil bei Galaxienhaufen.

Leere Räume (Voids)

The distribution of galaxies in a slice of the Las Campanas Redshift Survey. The SDSS will have 100 times as many galaxy redshifts!