|
Abb. 1: Ein "Querschnitt durch die dreidimensionale
Galaxienverteilung des SDSS ist dargestellt. Der Beobachter auf der
Erde befindet sich im Mittelpunkt des Kreises. Die Entfernung vom
Mittelpunkt zeigt die Rotverschiebung der Galaxie an. Die Galaxien
innerhalb von 6 Grad Winkelabstand vom Äquator sind
aufgetragen. In dieser Darstellung sind die großräumigen
Strukturen deutlich erkennbar.
|
|
|
Abb. 2:Konturlinien der 2PCF im Rotverschiebungsraum, in dem
die Rotverschiebung als Entfernungsmaß dient, für Galaxien
des SDSS (farbig) sind verglichen mit den entsprechenden Kurven einer
isotropen Verteilung (schwarz). Die rp und πi
Richtungen sind senkrecht, bzw. parallel zur Sichtlinie. Durch die
Verwendung der Rotverschiebung als Entfernungsmaß entstehen
Verzerrungen auf kleinen Skalen (die sogenannten "Finger
Gottes") und auf großen Skalen (der "Einfall" von
Galaxienpaaren in Massenkonzentrationen): Auf kleinen Skalen ist die
2PCF gedehnt in der πi Richtung und auf großen
Skalen sind die Konturen längs der Sichtlinie gestaucht.
|
| |
Kenntnisse der großräumigen Struktur des Universums (LSS)
gewinnen wir hauptsächlich durch die Analyse der
Rotverschiebungskataloge naher Galaxien. Große Durchmusterungen,
die in den letzten Jahren durchgeführt wurden, wie der "Two
Degree Field Redshift Survey" (2dFGRS) und der SDSS, bestimmten für
hunderttausende von Galaxien die Position am Himmel und die
Rotverschiebung. Die Astronomen konnten daraus detailliert die
Verteilung der Galaxien im lokalen Universum kartografieren. Diese
dreidimensionalen Himmelskarten haben gezeigt, dass die Galaxien nicht
gleichförmig verteilt sind, sondern ein Netzwerk aus Filamenten
bilden, die große leere Bereiche, sogenannte "voids",
umschließen Abb.1).
Wie stark sind Galaxien eines bestimmten Typs miteinander
räumlich korreliert? Die Tendenz zur Haufenbildung verschiedenenr
Galaxientypen bestimmten die Forscher vom MPA und aus China durch
sorgfältige statistische Analysen von SDSS Daten. Ein
quantitatives Maß für die
"Klumpungseigenschaften" von Galaxien ist die
Zwei-Punkt-Korrelationsfunktion (2PCF, Abb. 2), einfach der mittlere
Überschuss an Nachbargalaxien gegenüber einer
zufälligen Verteilung in Abhängigkeit vom Abstand zu einer
Referenzgalaxie. Diese Funktion lässt sich einfach berechnen und
ist sehr geeignet zum quantitativen Vergleich von Beobachtungen und
theoretischen Modellen.
Es zeigte sich, dass Galaxien mit großer Masse mehr von ihrer
Art um sich haben, als massearme, sie sind stärker geklumpt
— ähnlich wie in den Alpen die sehr hohen Gipfel in einem
engeren Bereich konzentriert sind. Elliptische Galaxien, die sehr
wenig Gas und hauptsächlich alte Sterne enthalten, sind
stärker geklumpt als Spiralgalaxien, die viel Gas und viele junge
Sterne enthalten. Dieses Verhalten war schon bekannt, aber das
überraschende Ergebnis der Analysen des Forscherteams war, dass
diese stärkere Klumpung der alten, elliptischen Galaxien noch bis
zu sehr großen Entfernungen ausgeprägt ist--bis zu
Abständen von einigen zehn Megaparsec und mehr.Die 2PCF konnte
auf derart großen Skalen nur deshalb gemessen werden, weil der
SDSS genügend viele Galaxienpaare mit solchen Abständen
enthält. Das Resultat ist so überraschend, weil auf Skalen
von über zehn Magaparsec die verschiedenen Galaxien sich nicht
mehr durch physikalische Wechselwirkungen beeinflussen können,
jedenfalls nicht innerhalb des Alters des Universums. Dies muss wohl
bedeuten, dass der Typ einer Galaxie schon bei der Bildung der
anfänglichen Massenkonzentration eingeprägt wird.
Großräumige Strukturen im Kosmos bilden sich nach der
Standardtheorie, weil kleine Dichteschwankungen, kurz nach dem Urknall
entstanden, auf Grund der Gravitation anwachsen. Bereiche des
frühen Universums mit großem Dichteüberschuss
entwickeln sich zu Gebieten mit einer großen Überdichte an
Galaxien, Bereiche mit schwach ausgeprägten Anfangsschwankungen
der Dichte haben auch heute eine unterdurchschnittliche Anzahl von
Galaxien und sind praktisch leer. Die deutsch-chinesische
Forschergruppe widmet sich jetzt der Frage, wie in den theoretischen
Modellen die verschiedenen Galaxientypen im Raum verteilt sind, mit
dem Ziel, theoretische Modelle mit den Beobachtungsresultaten zu
konfrontieren.
Cheng Li, Guinevere Kauffmann, Gerhard Börner, Yipeng Jing
Weitere Informationen
http://www.mpa-garching.mpg.de/~leech/papers/clustering/wrp.pdf
Originalpublikationen
The dependence of clustering on galaxy properties, MNRAS, in press,
astro-ph/0509873
The dependence of PVD on galaxy properties, MNRAS, submitted,
astro-ph/0509874
|