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Abb 1:
Schematische Darstellung der Gasdichte in einem kugelsymmetrischen
Galaxienhaufen im perfekten
hydrostatischen Gleichgewicht (v = 0, oben) und in einem leicht gestörten
Haufen
(v ≠ 0, Mitte). Langsame Störungen auf großen Skalen in einer geschichteten
Haufen-Atmosphäre können als interne Wellen interpretiert werden (unteres
Bild),
ähnlich den Wellen im Meer, wo die Geschwindigkeit des Wassers und die
Amplitude
der Wellen zusammenhängen. Im Galaxienhaufen werden ähnliche Störungen durch
eine Vielzahl von Prozessen ausgelöst, wie beispielsweise kleineren
Verschmelzungen oder der Aktivität der zentralen Schwarzen Löcher.
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Abb 2:
Röntgenbild des Coma Haufens aufgenommen vom Chandra Observatorium. Die
Unterstruktur, die in dem Bild zu sehen ist, bedeutet, dass sich das Gas, das die
Röntgenstrahlen emitiert bewegt.
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Galaxienhaufen sind die größten gravitativ gebundenen Strukturen im Universum.
Heißes Gas (mit Temperaturen von 10 bis 100 Millionen Kelvin) füllt ihr
Gravitationspotential und strahlt im Röntgenbereich, so dass die Haufen ein
leichtes Ziel für Röntgenobservatorien im Erdorbit darstellen. Sowohl die
Dichte als auch die Temperatur des Gases in Galaxienhaufen wird heute
routinemäßig mit Röntgendaten gemessen; andererseits ist es notorisch
schwierig, die turbulente Bewegung des Gases direkt über die
Dopplerverschiebung der emittierten Röntgenlinien zu messen. Da die
Informationen über die turbulente Gasgeschwindigkeit sich stark
auf die Massenbestimmung von Haufen und die Erkenntnisse über die Mikrophysik
des Plasmas haben, werden neue Ansätze entwickelt, um die Gasgeschwindigkeiten
indirekt
mit Hilfe der vorhandenen Röntgendaten zu messen. Einer dieser Ansätze ist die
Analyse von kleinen Schwankungen in den Röntgenbildern, die im Folgenden
beschrieben wird.
In einem relaxierten Haufen ist das Gas annähernd im hydrostatischen
Gleichgewicht, d.h. alle thermodynamischen Eigenschaften sind entlang von
Oberflächen mit gleichem Gravitationspotential ausgerichtet, so dass die
Röntgenbilder recht glatt und rund aussehen (siehe Abb.1). Diese
geschichtete und stabile Atmosphäre des Haufengases ist der Atmosphäre der Erde
oder Wasser in den Ozeanen sehr ähnlich, wo sich kaltes und dichtes Material
aufgrund der kombinierten Wirkung der Schwerkraft und
Auftrieb meist unterhalb von wärmerem und leichterem Material befindet.
Langsame Störungen solcher Atmosphären, die sich mit Geschwindigkeiten
unterhalb
der Schallgeschwindigkeit ausbreiten, können daher als eine Kombination von
inneren (Schwerkraft-)Wellen dargestellt werden, ganz ähnlich wie Wellen im
Meer (unteres Bild in Abb. 1). In den Ozeanen gibt es eine einfache Relation:
je größer die Amplitude der Wellen, umso höher die Geschwindigkeit des Wassers.
Gilt dies auch für Gas in Galaxienhaufen? Sowohl die theoretische Analyse als
auch numerische Simulationen haben gezeigt, dass dies tatsächlich der Fall ist.
Die Hauptidee besteht darin, dass das Gas auf großen Skalen gestört wird und
dass dies zu einer Kaskade von Wellen führt.Diese Wellen erzeugen Störungen in
der Gasdichte, die in Röntgenbildern als kleine
Schwankungen der Oberflächenhelligkeit in Bezug auf ein global glattes Modell
sichtbar werden. Die Analyse zeigt, dass eine einfache lineare Beziehung
zwischen den Gasgeschwindigkeiten und Dichtestörungen besteht. Wir stellen
außerdem fest, dass diese Relation über einen weiten Skalenbereich gültig
bleibt: auf großen Skalen, wo Auftriebseffekte dominieren (interne Wellen),
genauso wie auf kleinen Skalen, wo sich in der Regel isotrope, turbulente
Kaskaden entwickeln. Auf diesen kleinen
Skalen, wirkt die Entropie des Gases als passiver Skalar für die Advektion des
Geschwindigkeitsfeldes und machte die Bewegung des Gases sichtbar im
Röntgenbild.
Aufgrund dieser Argumentation kann man somit erwarten, dass in relaxierten
Galaxienhaufen (also Haufen, die nur leicht gestört sind) das Leistungsspektrum
des Geschwindigkeitsfeldes einfach aus dem Leistungsspektrum der
Dichteschwankungen wiedergewonnen werden kann. Letzteres kann problemlos aus
Röntgenbildern abgeschätzt werden.
Numerische Simulationen (kosmologische Simulationen der Haufenbildung und rein
hydrodynamische Simulationen mit Turbulenzen) bestätigen diese
Schlussfolgerung, und eröffnen eine interessante neue Möglichkeit, das
Leistungsspektrum der Gasdichte stellvertretend für das Leistungsspektrum der
Geschwindigkeit in relaxierten Haufen zu verwenden.
Sobald die Gasgeschwindigkeiten mit zukünftigen Röntgenobservatorien direkt
gemessen werden können, wird es möglich sein, aus dieser Analyse weitere
Informationen zu gewinnen und nach Unterschieden zwischen den Leistungsspektren
für Dichte und Geschwindigkeit zu suchen. Starke Abweichungen der zwei
Leistungsspektren vom universellen Verhalten, wie oben beschrieben, können dann
dazu verwendet werden, um physikalische Effekte wie beispielsweise die
Leitfähigkeit oder die Viskosität im Gas einzuschränken.
Eugene Churazov (MPA), Massimo Gaspari (MPA), Irina Zhuravleva (Stanford), Alex
Schekochihin (Oxford), Rashid Sunyaev (MPA)
Referenzen:
Zhuravleva I., Churazov E., Schekochihin A. A., Lau E. T., Nagai D., Gaspari
M., Allen S. W., Nelson K., Parrish I. J., The Relation between Gas Density
and Velocity Power Spectra in Galaxy Clusters: Qualitative Treatment and
Cosmological Simulations, 2014, ApJL, 788,
13
Gaspari M., Churazov E., Nagai D., Lau E. T., Zhuravleva, I., The relation
between gas density and velocity power spectra in galaxy clusters:
high-resolution hydrodynamic simulations and the role of conduction,2014, A&A, 569A, 67
Gaspari M., Churazov E., Constraining turbulence and conduction in the hot
ICM through density perturbations, 2013, A&A, 559A,
78
Churazov E.; Vikhlinin A.; Zhuravleva I.; Schekochihin A.; Parrish I.; Sunyaev
R.; Forman W.; Böhringer H.; Randall S., X-ray surface brightness and gas
density fluctuations in the Coma cluster,2012, MNRAS,
421,1123
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