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Abb. 1:
Die Verteilung von Galaxien bei einer Rotverschiebung von 6
auf dem Himmel, wie der Millenniumslauf sie simuliert. Die
Umrisslinien zeigen Regionen gleicher Dichte an; hohe Dichten werden
in Blau, geringe Dichten in Rot gezeigt. Grün kennzeichnet die
mittlere Dichte. Große schwarze Kreise bezeichnen Galaxien, die
in Galaxienhaufen bei einer Rotverschiebung von 0 gelangen. Diese
Regionen, in denen sich Galaxienhaufen bilden, fallen bereits bei
einer Rotverschiebung von 6 als überdichte Regionen auf.
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Abb. 2:
Nahaufnahme von drei der reichsten Regionen bei einer
Rotverschiebung von 6, auf die man in den Simulationen gestoßen
ist. Das grüne Quadrat zeigt die Position des massereichsten Halo
an (möglicherweise der Quasar). Große und kleine Punkte
entsprechen hellen und lichtschwachen Galaxien. Die Messskala oben
links in jedem Feld bezieht sich auf die Größe einer
HST/ACS-Aufnahme, die derjenigen ähnlich ist, die benutzt wurde,
um reale Quasare bei einer Rotverschiebung von 6 zu beobachten. Blaue
Kreise kennzeichnen Galaxien, die im heutigen Universum Teil eines
massereichen Galaxienhaufens werden.
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Abb. 3:
Die Anzahl der Begleitgalaxien in würfelförmigen
Regionen von (20 Mpc/h) ³ im Vergleich zur Masse des massereichsten
Halo in jeder Region. Die linke Tafel zeigt die Ergebnisse für
lichtschwache Galaxien (27,5 mag), während die rechte Tafel die
Ergebnisse für hellere Galaxien zeigt (26,5 mag). Obwohl es bei
einer Rotverschiebung von ungefähr 6 eine breite Streuung in der
Anzahl der Begleiter pro Halomasse gibt, haben die massereichsten
Halos tendenziell die meisten Begleiter. Die Streuung wird geringer,
wenn man schwächere Werte betrachtet (linkes Schaubild). Die
kleinen Quadrate im rechten Schaubild entsprechen den drei Regionen,
die in Abb. 2 gezeigt werden.
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Sowohl die Theorie als auch Simulationen sagen vorher, dass die
Energie der äußerst seltenen leuchtenden Quasare, die bei
einer Rotverschiebung von ungefähr 6 (also etwa eine Milliarde
Jahre nach dem Urknall) gefunden wurden, aus supermassereichen
schwarzen Löchern in den Zentren massereicher Galaxien stammt,
die sich tief in den Potentialtöpfen der dichtesten Regionen
gebildet haben. Daher wurde seit langem allgemein angenommen, dass die
Quasare von einer hohen Anzahl kleinerer Galaxien umgeben sind, die
diese dichten Regionen abgrenzen. Diese Vorhersage stimmt mit der
Tatsache überein, dass die massereichsten und ältesten
Galaxien und die größten (inaktiven) schwarzen Löcher
im heutigen Universum in den Zentren massereicher Galaxienhaufen zu
finden sind. Wenn die Vorhersage allerdings widerlegt würde,
müssten die Theorien über die Bildung von Quasaren im
frühen Universum korrigiert werden.
Um die Theorie zu überprüfen, wurde versucht, schwache
sternbildende Galaxien mit der Advanced Camera for Surveys (ACS) des
HST zu finden. Die Ergebnisse waren uneinheitlich. Während die
Felder rund um einige Quasare einen möglichen Überschuss an
Galaxien aufweisen, zeigen die meisten Quasarfelder, die von
zufällig gewählten Blickachsen aus in vergleichbarer Tiefe
beobachtet wurden, keine Auffälligkeiten. Zudem haben einige
Studien beliebige Himmelsregionen gefunden, die wesentlich mehr
Galaxienstrukturen bei einer Rotverschiebung von etwa 6 enthalten als
Regionen in der Nähe von Quasaren. Somit scheinen entscheidende
empirische Belege im Zusammenhang mit Quasaren und besonders dichten
Regionen im frühen Universum gegenwärtig noch zu
fehlen. Eine neue Studie von Roderik Overzier (MPA) bietet eine
mögliche Erklärung für dieses erstaunliche Ergebnis.
Indem sie N-Teilchen-Verfahren aus der Millennium-Simulation mit am
MPA entwickelten semi-analytischen Modellen der Galaxienbildung
(Aktuelle Forschung August 2004 und
Juni 2007)
verknüpften, simulierte das
Forscherteam eine sehr große Region des frühen Universums,
um zu zeigen, wie sie durch die Augen unserer größten
Teleskope betrachtet aussehen würde. Diese simulierte
Durchmusterung, die in Abb. 1 gezeigt wird, sagt die Positionen und
Größen von Galaxien vorher und zeigt, wie das Universum
seine typische Gewebe-artige Struktur schon bei einer Rotverschiebung
von 6 bekam. Dieses Himmelsmuster entspricht einem System langer
Fernstraßen (Filamente), die große Städte von
Galaxien über riesige offene Felder (Leerräume) miteinander
verbinden. Quasare sind der Vorhersage nach in den dichtesten Regionen
untergebracht (vgl. Abb. 1). Allerdings erklärt die Kombination
mehrerer wichtiger Faktoren, warum die Jagd nach lichtschwachen
Galaxien rund um Quasare eine so große Herausforderung
ist. Erstens: Obwohl heutige Durchmusterungen ziemlich erfolgreich
darin sind, relativ helle Galaxien, die bei einer ungefähren
Rotverschiebung von 6 liegen, zu finden, sind wir noch nicht in der
Lage, die genauen Rotverschiebungen dieser Galaxien zu bestimmen. Um
einen physikalischen Zusammenhang zwischen Galaxien und den
Zielobjekten (Quasare, deren Rotverschiebungen bekannt sind) zu
beweisen, wäre eine viel präzisere Rotverschiebungsangabe
notwendig. Zweitens deuten die Simulationen darauf hin, dass die
Empfindlichkeit und die Untersuchungsregionen der Durchmusterungen,
die bisher durchgeführt wurden, wahrscheinlich nicht optimal
sind, wenn es darum geht, Strukturen von Galaxien zu finden, die im
Zusammenhang mit den Quasaren stehen. In Abb. 2 zeigen wir einige
Beispiele von Regionen hoher Dichte, die in den Simulationen gefunden
wurden. Die großen schwarzen Kreise zeigen die
lichtschwächsten Galaxien, die in Quasarfeldern gegenwärtig
gefunden werden können. Der rote Balken oben links entspricht dem
Durchmesser des HST/ACS-Sichtfeldes (3,4 Bogenminuten). Weil die
Anzahl der hellen Galaxien relativ gering ist und sie sich über
ein Gebiet verteilen, das typischerweise zwei- oder dreimal
größer ist, verfehlt man leicht alle möglicherweise
existierenden Strukturen in den Beobachtungen. Indem
lichtschwächere Galaxien beobachtet wurden (in Abb. 2 als kleine
Punkte angezeigt), fallen die großräumigen Umgebungen viel
stärker auf und sind leichter zu entdecken. Drittens analysierte
das Team die Anzahl von Begleitgalaxien als Funktion der Masse der
dunklen Materiehalos, von denen man annimmt, dass sie die Quasare
beherbergen, mit dem Ergebnis, dass beide Größen in einem
nur schwachen Zusammenhang zueinander stehen (Abb. 3). Dies
impliziert, dass selbst wenn man durch Beobachtungen zeigen kann, dass
Quasare bevorzugt in besonders dichten Regionen beheimatet sind, es
sehr schwierig sein wird, die genaue Masse des Quasarhalos aus der
Anzahl der beobachteten Begleitgalaxien zu bestimmen.
Wegen des Erfolgs der letzten HST Wartungsmission der NASA
(
http://www.nasa.gov/mission_pages/shuttle/shuttlemissions/hst_sm4/index.html)
wird die gerade reparierte ACS in der Lage sein, neue Durchmusterungen
durchzuführen, die auf Regionen rund um die Quasare bei
Rotverschiebung von 6 abzielen könnten. Alternativ sollten
Bodenteleskope benutzt werden, um die genauen Rotverschiebungen
lichtschwacher Galaxien in der Nähe von Quasaren zu
bestimmen. Solche Studien werden am besten durchgeführt, indem
Quasare bei einer Rotverschiebung von 5,7 untersucht werden, da hier
das atmosphärische Übertragungsfenster gut ist. Im
nächsten Jahrzehnt sollte das James Webb Space Telescope (JWST)
mit seiner empfindlichen Nahinfrarotkamera und seinem Spektrographen,
mit denen extrem lichtschwache Galaxien aufgedeckt werden können,
in der Lage sein, eine endgültige Antwort auf die Frage zu geben,
ob sich die leuchtenden Quasare in den dichtesten Regionen im
frühen Universum gebildet haben.
Roderik Overzier; Übersetzung: Mona Clerico
Weitere Informationen:
Overzier, R.A., Guo, Q., Kauffmann, G., De Lucia, G., Bouwens, R., Lemson,G.,
"LCDM predictions for galaxy protoclusters - I.
The relation between galaxies, protoclusters and quasars at z~6",
2009, MNRAS, 394, 577
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