MACS J0454.1-0300: Webb zeigt einen goldenen Galaxienhaufen als Gravitationslinse

Der goldene Haufen und die verzerrten orangefarbenen Bögen

Die goldenen Galaxien, die über das ganze Bild verstreut sind, gehören zu MACS J0454.1-0300. Wir sehen den Haufen so, wie er war, als das Universum etwa 8 Milliarden Jahre alt war; sein Licht war also knapp 6 Milliarden Jahre unterwegs. Diese Zahl haben wir selbst berechnet (13,8 minus 8 ergibt 5,8), sie stammt nicht von der ESA. Die goldenen Galaxien sind elliptische Galaxien, die größte und hellste von ihnen liegt in der Mitte.

Der goldene Farbton hat einen physikalischen Grund, auch wenn die Farben nachträglich zugeordnet sind. Elliptische Galaxien enthalten nur wenig Gas, aus dem neue Sterne entstehen könnten. Ihr Licht stammt deshalb überwiegend von alten, kühlen Sternen, die bei längeren Wellenlängen mehr Licht abstrahlen. Das Bild setzt sich aus zehn Wellenlängenbereichen zwischen 0,9 und 4,4 Mikrometern zusammen, fast alle im Infraroten. Die längeren Wellenlängen sind röter dargestellt, und so erscheinen solche Galaxien golden.

Die orangefarbenen Bögen links gehören nicht zum Haufen. Es sind weit entferntere Galaxien, deren Abbild die Schwerkraft des Haufens zu Bögen verzerrt hat. Ihr Licht ist außerdem durch die Expansion des Universums gedehnt und zu röteren Wellenlängen verschoben. Für solches Licht ist Webb weit empfindlicher als Hubble. Deshalb zeigt Webbs Bild Hunderte Galaxien, die auf einer Hubble-Aufnahme desselben Haufens aus dem Jahr 2014 fehlen.

Wie ein Galaxienhaufen vergrößert und woher die Zahl 300 stammt

Ein Galaxienhaufen hat eine gewaltige Masse, und Masse lenkt Licht von seinem Weg ab. Liegen Haufen und Hintergrundgalaxie von uns aus gesehen fast genau hintereinander, kann uns das Licht der Galaxie auf mehreren gekrümmten Wegen erreichen. So entstehen Bögen und manchmal mehrere Bilder ein und desselben Objekts. Für vier oder mehr Bilder einer Galaxie muss die Ausrichtung sehr genau stimmen; laut ESA/Webb kommt das nur bei 10–20 % der Galaxienhaufen vor.

Der Gravitationslinseneffekt macht keine Stelle der Quelle heller, er dehnt aber das Abbild der Quelle auf eine größere Fläche am Himmel aus. Die Vergrößerung ist die Fläche des Bildes geteilt durch die Fläche der Quelle: Ein Bild mit 300-facher Fläche sammelt 300-mal so viel Licht. Am stärksten ist die Vergrößerung in der Nähe bestimmter Linien am Himmel, der sogenannten kritischen Kurven. Für eine idealisierte punktförmige Quelle ergibt die Theorie dort eine unbegrenzte Vergrößerung. Eine echte Quelle hat aber eine endliche Größe, deshalb bleibt auch ihre Vergrößerung endlich — und je kleiner die Quelle, desto höher kann die Vergrößerung ausfallen. So werden die höchsten Werte bei kleinen hellen Flecken erreicht, nicht bei ganzen Galaxien.

Die Zahl 300 stammt von kleinen hellen Flecken in den verzerrten Hintergrundgalaxien. Diese Flecken messen teils nur 5 Lichtjahre und erscheinen in einigen Fällen um mehr als das 300-Fache vergrößert. Dank der Linse kann Webb Objekte untersuchen, die für seinen 6,5-Meter-Spiegel allein zu lichtschwach wären.

Was dieses Bildfeld zeigt und wie es weitergeht

Im Bildfeld finden sich Mehrfachbilder von Galaxien aus dem jungen Universum: von einer Gruppe, die wir 2 Milliarden Jahre nach dem Urknall sehen, und von einer einzelnen Galaxie nur 800 Millionen Jahre nach dem Urknall. Die Galaxien der Gruppe scheinen miteinander zu verschmelzen, und das hat offenbar eine Phase heftiger Sternentstehung ausgelöst. In MACS J0454.1-0300 fanden die Forschenden zwei solche seltenen Anordnungen mit vier oder mehr Bildern derselben Galaxie; noch nie zuvor war in einem Galaxienhaufen mehr als eine beobachtet worden.

Die Daten stammen aus zwei Webb-Programmen. Das eine, geleitet von L. Furtak (Programm 5058), sucht nach einzelnen, durch Gravitationslinsen vergrößerten Sternen aus der ersten Jahrmilliarde des Universums. Es soll hier eine der abgebildeten Hintergrundgalaxien wiederholt beobachten, um darin einzelne, enorm vergrößerte Sterne aufzuspüren. Diese Beobachtungen stehen noch aus, und die ESA-Mitteilung nennt noch keine Ergebnisse. Das andere Programm, geleitet von S. Fujimoto (Programm 6882), soll eine große Zahl von Galaxienhaufen bei vielen Wellenlängen beobachten, um zu untersuchen, wie die Sternentstehung in frühen Galaxien begann.

Wo der Haufen steht und was du selbst sehen kannst

Der Haufen steht im Orion bei Rektaszension 4h 54m und Deklination −3° (Himmelskoordinaten, vergleichbar mit geografischer Länge und Breite), knapp südlich des Himmelsäquators. Deshalb lässt sich der Haufen von beiden Erdhalbkugeln aus beobachten. Von Berlin aus erreicht er höchstens etwa 34° Höhe über dem Südhorizont. Anfang Dezember steht er am Himmel der Sonne gegenüber und erreicht deshalb gegen Mitternacht seinen höchsten Stand.

Den Haufen selbst zu sehen, steht auf einem anderen Blatt. Die Datenbank SIMBAD führt die hellste Galaxie des Haufens mit Größenklasse 18,1 im I-Band des nahen Infrarots; für keine Galaxie des Haufens ist eine visuelle Helligkeit (V) heller als Größenklasse 19 verzeichnet. So schwache Galaxien kann das Auge auch durch Amateurteleskope nicht erkennen: Nach einer gängigen Faustregel reicht ein 40-Zentimeter-Teleskop bis etwa Größenklasse 15, und Größenklasse 19 ist rund 40-mal schwächer. Die Bögen verdanken wir Webbs Empfindlichkeit im Infraroten; durch ein Okular sind sie nicht zu sehen.