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Tiefe, photometrische Beobachtungen des lokalen Universums zeigten in den
letzten Jahren, dass Galaxien von einem sogenannten "stellaren Halo" umgeben
sind, einer Gruppe von Sternen, die sich in Entfernungen von bis zu 100 kpc und
mehr vom Zentrum der Galaxie befinden. Diese stellaren Halos bestehen aus
Feldsternen, älteren Kugelsternhaufen und Sternen, die aus einfallenden
Satellitengalaxien abgestreift wurden. Allerdings sind diese stellaren Halo oft
zu lichtschwach, um sie mit den heutigen bildgebenden Methoden beobachten zu
können.
Bei unserer eigenen Galaxie konnten die einzelnen Sterne dieses Halos mit Hilfe
des SDSS-Surveys in einer Entfernung von bis zu 50 kpc vom galaktischen Zentrum
aufgelöst werden. Darüber hinaus gibt es auch tiefe Aufnahmen von benachbarten
Galaxien im lokalen Universum, die den integrierten Lichtschein der stellaren
Halos enthüllten. Für große, detaillierte Studien dieser stellaren Halos sind
jedoch viele weitere Beobachtungen nötig. Leider können wir mit den jetzigen
Teleskopen und mit zumutbaren Integrationszeiten nur die stellaren Halos von
nahen Galaxien nachweisen.
Ein alternativer Ansatz zur tiefen Beobachtung vieler einzelner Galaxien wäre
es, eine große Anzahl von Bildern ähnlicher Galaxien zu stapeln. Die richtigen
Daten für diese Aufgabe liefert SDSS mit fast 60.000 Galaxien in ihrem
spektroskopischen Katalog, für die genaue Rotverschiebungen und Sternmassen zur
Verfügung stehen. Auch wenn die stellaren Halos der einzelnen Galaxien nicht
direkt in den photometrischen Bildern beobachtet werden können, erhöht sich
durch das Stapeln dieser Bilder das Signal-zu-Rauschverhältnis. Damit kann der
durchschnittliche stellare Halo der Galaxien als Funktion von verschiedenen
Galaxieneigenschaften untersucht werden.
Die Theorie der Galaxienbildung durch hierarchische Verschmelzungen sagt nicht
nur voraus, dass Galaxien an Größe und Masse durch kleinere Fusionen
anwachsen, sondern auch dass diese Verschmelzungen zum stellaren Halo führen.
Dies impliziert, dass die stellaren Halos aus Sternen bestehen, die nicht in der
gleichen Galaxie (in-situ) geboren wurden, sondern aus Sternen der kleineren,
akkretierten Galaxien (die akkretierte Komponente).
Die Studie der stellaren Halos von Galaxien gibt uns wichtige Punkte, um die
Theorie der Galaxienbildung weiter einzuschränken. So ist zum Beispiel der
Anteil der Sternmaterie aus anderen, akkretierten Galaxien eine wichtige
physikalische Einschränkung für die Theorie der Galaxienentstehung. Darüber
hinaus enthalten die lokalen Überdichten im stellaren Halo einer Galaxie oft
wichtige Hinweise auf die Akkretionsgeschichte der einzelnen Galaxie, da
aufgrund der geringen Dichte und der großen Relaxationszeiten der Sterne im
stellaren Halo Informationen aus der frühen Vergangenheit erhalten bleiben.
Eine Vielzahl von theoretischen Simulationen sind durchgeführt worden, mit denen
wir die Bildung von stellaren Halos besser verstehen können. Insbesondere
wurden hier am MPA Teilchen-Simulationen durchgeführt, mit denen die stellaren
Halos einer Vielzahl von Galaxien samt den akkretierten Anteilen vorhergesagt
werden können. Obwohl die genauen Eigenschaften der stellaren Halos von der
individuellen Akkretionsgeschichte einer Galaxie abhängt, kann man die
durchschnittlichen Eigenschaften der stellaren Halos von Galaxien als Funktion
Masse im Halo aus Dunkler Materie, als Funktion der Sternmasse oder als Funktion
anderer Eigenschaften der Galaxie vorhersagen.
Um diese Theorien näher einzuschränken, benötigen wir Beobachtungen der
stellaren Halos einer großen Anzahl von Galaxien oder alternativ, wie oben
erwähnt, die "gestapelten" Bilder. In unserer Arbeit verwendeten wir
SDSS-Bilder von Galaxien mit verschiedenen Sternmassen und teilten sie in frühe
Typen und späte Typen. In jedem Stapel befinden sich im Schnitt fast 3000
Galaxien. Vor dem Stapeln wurde jedes Galaxienbild zu einer einheitlichen
Rotverschiebung (z = 0.1) transformiert und entlang der Hauptachse ausgerichtet.
Andere Galaxien und Sterne im Bild wurden maskiert.
Die gestapelten Bilder der Galaxien zeigen dann einen zusätzlichen Lichtschein,
der sich auf fast 100 kpc Entfernung erstreckt (siehe Abb. 1). Unsere Analyse
zeigt, dass diese zusätzliche Lichtmenge im stellaren Halo eine starke Funktion
der Sternmasse ist: die stellaren Halos größerer Galaxien sind weiter
ausgedehnt als bei kleineren Galaxien. Ebenso haben frühe Galaxien einen
größeren stellaren Halo als Galaxien des späten Typs. Auch die Elliptizität
des stellaren Halos ist eine Funktion der Sternmasse und die Halos früher
Galaxien sind elliptischer als bei späten Galaxien.
Um die stellaren Halos der gestapelten Galaxie näher zu charakterisieren,
modellieren wir die zweidimensionale Lichtverteilung mit einem
''Sersic-Profil" (das im Jahre 1963 veröffentlicht wurde). Diese allgemeine
mathematische Funktion beschreibt die radiale Lichtstärkeverteilung einer
breiten Anzahl von Galaxientypen. Ursprünglich konnte man mit diesem Profil eine
gute Übereinstimmung erzielen, die tieferen, hochaufgelösten Daten mit neueren
Teleskopen und Instrumenten zeigten aber oft Abweichungen vom Sersic-Profil.
Für unsere gestapelten Bilder finden wir, dass die zweidimensionale
Lichtverteilung nicht durch ein einzelnes Sersic-Profil angepasst werden kann
sondern mehrere Komponenten enthalten muss: ein Doppel-Sersic-Profil ist nötig
für die Galaxien des frühen Typs, und ein dreifaches Sersic-Profil für späte
Galaxien.
Dabei folgt jede Komponente des Sersic-Profils einer anderen physikalischen und
dynamischen Komponente der Galaxie. Unter der Annahme, dass das innere
Sersic-Profil zur in-situ-Komponente passt und dass das äußere Sersic-Profil
zur akkretierten stellaren Komponente gehört, erhalten wir ein beobachtetes
Maß für den durchschnittlichen Anteil an akkretiertem Sternenlicht. Für frühe
Galaxien nimmt der Anteil der akkretierten Sterne von 30% auf 70 % im
beobachteten Massenbereich zu, während sich bei frühen Galaxien ebenso ein
Anstieg zeigt, hier sind die absoluten Zahlen aber deutlich kleiner, von 2% auf
25 % (siehe Abbildungen 2 und 3). Diese Beobachtungen liefern wichtige
Bedingungen für einen ganzen Bereich von Galaxienmassen und -typen, und können
somit helfen, zwischen verschiedenen Theorien zur Bildung von stellaren Halos
und auch der Galaxien selbst unterscheiden zu können.
Richard D'Souza, G. Kauffmann, J. Wang, S. Vegetti
Referenzen:
1) R. D'Souza, G. Kauffmann, J. Wang, S. Vegetti, "Parametrizing the Stellar Haloes of Galaxies",  submitted to MNRAS
2) Cooper, A.P.; D'Souza, R.; Kauffmann, G.; "Galactic accretion and the outer structure of galaxies in the CDM model", MNRAS, 434/4, p.3348-3367, 2013
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