Die großräumige Verteilung der Galaxien
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Die großräumige Verteilung der Galaxien |
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Sind Galaxien zufällig im Universum verteilt oder bilden sie
ausgeprägte Strukturen? Ausgedehnte Galaxiendurchmusterungen haben
gezeigt, daß Strukturen ähnlich Blättern und Filamenten die
Galaxienverteilung kennzeichnen. Die Verteilung ähnelt einem
komplizierten Spinnennetz mit einem Durchmesser von einigen hundert
Megaparsec (1 Megaparsec = 3.26 Millionen Lichtjahre).
Wir können die Entstehung der Strukturen in der Galaxienverteilung mit
Computersimulationen untersuchen, die die Bewegung einer Menge von
Teilchen verfolgen, die miteinander gravitativ wechselwirken. Diese
Teilchen stellen die Verteilung der Materie in einem endlichen
Ausschnitt des Universums dar.
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Abbildung 1 zeigt vier Schnappschüsse aus einer Simulation, die auf dem parallelen Cray-Supercomputer am Garchinger Rechenzentrum durchgeführt wurde. Sie berechnete die Bewegungen von 17 Millionen Teilchen in einem Volumen von 5 Millionen Kubikmegaparsec. Die Zeit schreitet von links nach rechts und von oben nach unten fort. Im gezeigten kosmologischen Modell ist das Universum bei den Rotverschiebungen z=3, 2, 1 und 0 jeweils 1.6, 2.5, 4.6 und 13 Milliarden Jahre alt. Die Gegenwart entspricht z=0. Jedes Teilbild stellt eine Schicht von 170 Megaparsec Kantenlänge und 16 Megaparsec Dicke dar. An den hellen Stellen ist die Materiedichte einige Größenordnungen h;ßher als im Mittel. Ähnlich wie im wirklichen Universum treten in der Simulation Filamente und unterdichte Gebiete auf. Das Universum ist im wesentlichen mit einem Material angefüllt, das kein Licht emittiert. Diese ``Dunkle'' Materie bestimmt, wie Strukturen aus winzigen Anfangsstörungen im frühen Universum wachsen. Simulationen wie die in Abbildung 1 gezeigte berechnen nur die Bewegung dieser Dunklen Materie. Sie enthalten keine Information über die Positionen und Leuchtkräfte der Galaxien. Wie können wir also diese Simulationen mit Beobachtungen vergleichen? Wir haben eine Anzahl phänomenologischer Beschreibungen dafür eingebaut, wie Galaxien entstehen und wie sie sich in diesen Simulationen ausschließlich Dunkler Materie entwickeln. Diese physikalisch motivierten ``Rezepte'' beschreiben die Kühlung und Kondensation des Gases in den Zentren solcher Gebiete, in denen die Dunkle Materie sehr dicht ist, außerdem die Umwandlung dieses Gases in Sterne, den Einfluß von Supernova-Explosionen auf das intergalaktische Medium, und schließlich die Verschmelzung naher Galaxienpaare.
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Abbildung 2 zeigt die Entwicklung eines Gebiets mit 42 Megaparsec Kantenlänge, die der Simulation in Abbildung 1 entnommen wurde. In diesem kleineren Gebiet entsteht ein Galaxienhaufen. Die Dunkle Materie ist durch die Graustufen dargestellt. Galaxien sind als Kreise in einer Farbe gezeigt, die ihrer Sternentstehungsrate entspricht: Die Folge rot, gelb, grün und blau stellt eine zunehmende Sternentstehungsrate dar. Zu frühen Zeiten (oberes linkes Teilbild) gibt es nur wenige Galaxien, die mit sehr hoher Rate Sterne erzeugen. Mit fortschreitender Zeit, von z = 3 nach z = 0, entstehen mehr Galaxien, und gleichzeitig verbrauchen einige Galaxien ihren Gasvorrat. Sie erzeugen dann weniger Sterne und werden grün, gelb und rot. Heute (bei z=0) bevölkern die roten Galaxien das zentrale Gebiet des Galaxienhaufens, während blaue Galaxien in dessen Randgebieten zu finden sind. Das kommt den Beobachtungen im realen Universum sehr nahe. Wir haben quantitative Vergleiche mit Beobachtungsdaten durchgeführt. In den unten aufgezählten wissenschaftlichen Arbeiten können Sie Analysen der Galaxieneigenschaften bei hoher und niedriger Rotverschiebung nachlesen, und außerdem einen Vergleich zwischen den Eigenschaften von Galaxiengruppen und -haufen mit den Ergebnissen aus Galaxiendurchmusterungen. Die Arbeit wird fortgesetzt, und wir planen, die Eigenschaften der Galaxien in Galaxienhaufen bei hoher Rotverschiebung mit Beobachtungsdaten des Hubble-Weltraumteleskops und großer erdgebundener Teleskope zu untersuchen.
A. Diaferio, G. Kauffmann
Weiterführende Literatur:
| MPA-Home | Akt. Forschung |
