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  Aktuelle Forschung :: Februar 2006 Zur Übersicht

Physikalische Eigenschaften von Galaxien beeinflussen ihre räumliche Verteilung

Der Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ist zur Zeit die umfassendste Durchmusterung des Himmels, die sowohl optische Bilder wie Spektren liefert. Wissenschaftler des Max-Planck-Instituts für Astrophysik (MPA) und aus China haben gemeinsam untersucht, wie in den SDSS Daten die räumliche Verteilung von Galaxien abhängt von ihren Eigenschaften wie der Masse in Sternen, der Sternentstehungsrate, und ihrer elliptischen oder spiralförmigen Gestalt.

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" (linkPfeilExtern.gif2dFGRS) und der linkPfeilExtern.gifSDSS, 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

linkPfeil.gif http://www.mpa-garching.mpg.de/~leech/papers/clustering/wrp.pdf

Originalpublikationen

The dependence of clustering on galaxy properties, MNRAS, in press,
linkPfeilExtern.gifastro-ph/0509873

The dependence of PVD on galaxy properties, MNRAS, submitted,
linkPfeilExtern.gifastro-ph/0509874


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Letzte Änderung: 31.1.2006