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Abbildung 1:
Bild von Abell 383, zusammengesetzt aus optischen und Röntgenaufnahmen. Abell
383 ist einer der sieben großen Galaxienhaufen, die in der Studie von Newman et
al. betrachtet wurden. Dieses Bild zeigt die Röntgenemission des heißen
Elektronengas im Haufen (in lila), dessen Haufengalaxien und ihrer zentralen
BCG-Galaxie, um die eine diffuse Ansammlung von Sternen zu sehen ist.
Credits: X-ray: NASA/CXC/Caltech/A.Newman et al/Tel Aviv/A.Morandi & M.Limousin;
Optical: NASA/STScI, ESO/VLT, SDSS
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Abbildung 2:
Vergrößertes Bild der BCG in Abel 383, aufgenommen mit dem
Hubble-Weltraumteleskop. Die zentrale BCG ist umgeben von einer ausgedehnten
Gruppe von Sternen. Die vielen verzerrten Bilder rund um die BCG sind
Hintergrundgalaxien, für die der Galaxienhaufen als Linse wirkt. Aufgrund
ihrer großen Masse können Galaxienhaufen nämlich als Gravitationslinsen
wirken: die Hintergrundgalaxien in der Nähe der Sichtlinie des Haufens
können mehrfach abgebildet werden oder in große Bögen verzerrt werden, wie
die südlich der BCG sichtbare Galaxie. Einige der Haufengalaxien (z.B. die
helle elliptische Galaxie südöstlich der BCG) wirken als zusätzliche
Gravitationslinsen, so dass die Mehrfachbilder noch weiter verzerrt werden.
Credits: NASA/STScI
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Abbildung 3:
Dichteprofile für simulierte und reale Galaxienhaufen.
Links: Dichteprofil für einen simulierten Galaxienhaufen. Die schwarze, rote
bzw. blaue Linie zeigen die Verteilung der Gesamtmasse (Sterne + Dunkle
Materie), der Dunklen Materie sowie der Sterne. Die rosafarbene Linie zeigt
die Verteilung der Materie, wenn bei der Simulation nur Dunkle Materie
berücksichtigt wird (der Beitrag der Sterne wird komplett vernachlässigt).
Das Gesamtmassenprofil ist insgesamt sehr ähnlich zu der Verteilung, wenn
nur Dunkle Materie berücksichtigt wird, außer in den innersten Bereichen, wo
die Dichte der Sterne höher wird als die der Dunklen Materie. Das endgültige
Profil für die Dunkle Materie andererseits ist flacher als in der
ursprünglichen Nur-Dunkle-Materie-Simulation, und zwar schon bei dem
Halblichtradius der BCG (roter Pfeil). Der schwarze Pfeil markiert den
Radius, bei dem Auswirkungen von der Verschmelzung der Schwarzen Löcher die
Verteilung der Sterne und der Dunklen Materie im Kern der BCG signifikant
beeinflussen sollten.
Rechts: Dichteprofil für Abell 611, einen der Haufen in Newman et al.
(2013). Schwarze, rote und blaue Linien zeigen jeweils die Beiträge der
Gesamtmasse, der Sterne und der Dunklen Materie. Die gestichelten Linien
zeigen den 1-sigma Fehler bei der Modellierung. Die Massenverteilung in
diesem Haufen ist ziemlich ähnlich zu der bei dem simulierten Haufen links.
Credits: Laporte & White 2014
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Der kosmische Mikrowellenhintergrund liefert wichtige Informationen darüber, wie
die Dunkle Materie im frühen Universum verteilt war. Kosmologische
N-Körper-Simulationen können dazu verwendet werden um zu verfolgen, wie sich
diese Verteilung mit der Zeit entwickelt und schließlich zu dem heutigen
kosmischen Netz aus Hohlräumen und Filamenten wird, samt den Halos, in denen die
Galaxien entstanden. Eine wichtige Aufgabe besteht darin die interne Struktur
dieser Halos zu charakterisieren, sowohl theoretisch als auch durch
Beobachtungen, da dies nicht nur Informationen über die Natur der dunklen
Materie liefert sondern auch über die Art und Weise, wie Galaxien entstehen und
sich entwickeln. Bereits in den 1990er Jahren waren kosmologische
N-Körper-Simulationen in der Lage, die Dichteprofile von Halos aus dunkler
Materie zu charakterisieren. Diese zeigten, dass in guter Näherung alle
Dichteprofile eine universelle Form haben, von Zwerggalaxien bis hin zu
Galaxienhaufen. Der physikalische Ursprung dieses universellen Profils bleibt
bis heute rätselhaft. Die moderne Astronomie hat daher die Aufgabe, die
Verteilung der Dunklen Materie in Galaxien zu untersuchen, um diese Vorhersage
des Standard-LCDM-Modells für die Halo-Struktur testen zu können.
Galaxienhaufen stehen im Zentrum des Interesses um dunkle Materie zu
untersuchen, da sie für die Astronomen die größte Anzahl an unabhängigen Sonden
bereitstellen, um die Halo-Struktur zu bestimmen (stellare Kinematik, starke
Gravitationslinsen, schwache Gravitationslinsen, Röntgenemission von heißem
Gas, Galaxienbewegungen). Dies trägt erheblich dazu bei, robuste und präzise
Ergebnisse zu erhalten, mit denen man das Profil der Gesamtmasse ziemlich genau
abschätzen kann. Jüngste Beobachtungen von Galaxienhaufen und ihren zentralen
Galaxien (Brightest Cluster Galaxies oder BCGs) kombinierten verschiedene dieser
Sonden und kamen dabei zu dem überraschenden Ergebnis, dass das Dichteprofil der
gesamten Masse im Galaxienhaufen gut durch das "universelle" Profil beschrieben
wird, das in kosmologischen Simulationen mit nur dunkler Materie gefunden wurde
. Ihre Profile der dunklen Materie, allerdings, sind in den innersten Bereichen
(innerhalb der sichtbaren BCG) systematisch flacher.
Wenn Gas abkühlt und im Innern eines dunklen Materie-Halos kondensiert und dort
beginnt Sterne zu bilden, so sollte man aufgrund von einfachen Argumenten
annehmen, dass die Dunkle Materie nach innen gezogen wird und damit ihr
Dichteprofil steiler wird. Auch wenn dies den Beobachtungen zu widersprechen
scheint, ist das nicht die ganze Geschichte für BCGs, weil ihr Wachstum viel
komplizierter sein kann als das von typischen Galaxien. So wurde in den 1970er
Jahren vorgeschlagen, dass die BCGs durch mehrere Verschmelzungen von bereits
bestehenden Galaxien wachsen, die bevorzugt in den Zentren der Galaxienhaufen
auftreten. Dieser Vorschlag scheint von den aktuellen detaillierten Simulationen
der Entstehung von Galaxien und Galaxienhaufen im Rahmen des LCDM-Modells
gestützt zu werden. Allerdings haben bisherige Arbeiten nicht untersucht, ob
dieses Bild die beobachtete strukturelle Entwicklung der BCGs im Detail erklären
kann (z.B. ihre Sternmassen, Größen, Formen, Oberflächenhelligkeitsprofile und
Anteil an Dunkler Materie, alle als Funktion der Rotverschiebung). Vor einem
Jahr lieferte ein Team von Wissenschaftlern am MPA und den Nationalen
Astronomischen Observatorien in China weitere Unterstützung für diesen
Wachstumspfad durch den Vergleich von Beobachtungen bei niedrigen und hohen
Rotverschiebung. Dabei nutzten sie ausgefeilten Methoden, um die Sterne auf
kosmologische N-Körper Simulationen mit dunkler Materie für die Entstehung von
Galaxienhaufen "aufzusetzen".
In jüngerer Zeit führten MPA-Wissenschaftler neue N-Körper-Simulationen durch,
die explizit die Entwicklung von Sternen und Dunkler Materie in Galaxienhaufen
gleichzeitig selbstkonsistent verfolgten. Der Startpunkt für diese
hochauflösenden Simulationen war eine Verteilung der dunklen Materie im Einklang
mit LCDM-Erwartungen und eine Galaxien-Population, die mit der beobachteten in
einem Universum bei z~2 (ca. 3 Milliarden Jahre nach dem Urknall) übereinstimmt.
Die Simulationen folgten der Entwicklung dann bis heute. Dies erforderte eine
neue Beschreibung um Galaxien im Gleichgewicht mit einer vorgegebenen Struktur
in die Halos aus dunkler Materie einzufügen, die sich bereits in einer
kosmologischen Simulation gebildet hatten. Gleichzeitig musste die Kontraktion
der Dunklen Materie Halos aufgrund der Baryon-Kondensation in ihren Zentren
nachgeahmt werden.
Während frühere Schlussfolgerungen über die Entwicklung der BCGs Bestand hatten,
zeigten die neuen Simulationen auch, dass sich die zentral Masse in erheblichem
Maß aufgrund der Verschmelzungen umverteilt. Am Ende der Simulation, also heute,
hatte die Mischung aus dunkler und stellarer Materie in den BCGs das gleiche
Dichteprofil für die Gesamtmasse, das bei Testsimulationen gefunden wurde, die
nur dunkle Materie allein enthalten hatten. Dies zeigt, dass die Entwicklung
dazu neigt, das Gesamtmasse-Dichteprofil (Sterne und Dunkle Materie) in die
"universelle" Form zu bringen. Da die Sterne den Großteil ihrer Masse in der
Mitte der BCG beitragen, bedeutet dies, dass das Dichteprofile für die dunkle
Materie eigentlich weniger zentral konzentriert war als in den Simulationen mit
allein dunkler Materie, auch wenn diese in den ursprünglichen Galaxien anfangs
stärker konzentriert waren. Im Ergebnis haben die simulierten BCGs dunkle
Materie-Profile, die mit den durch Beobachtungen abgeleiteten übereinstimmen.
Die simulierten BCGs erlebten typischerweise 6 oder 7 Verschmelzungen - in
echten Galaxien wären diese von einer Verschmelzung der zentralen
supermassereichen Schwarzen Löcher begleitet. Derartige Verschmelzungen pumpen
Energie in die innersten Regionen, wodurch sich die Sterne und dunkle Materie
nach außen bewegen. Erste Abschätzungen der Größe dieses Effekts auf der Basis
der Simulationen zeigen, dass dies möglicherweise die großen stellaren Kerne
erklären kann, die häufig bei BCGs beobachtet werden. Bisher können die
Auswirkungen von supermassereichen Schwarzen Löchern in BCGs nicht direkt in
einem kosmologischen Kontext simuliert werden. Die aktuellen Simulationen bieten
nun aber realistische Anfangsbedingungen für vereinfachte numerische
Untersuchungen zur Verschmelzung von supermassereichen Schwarzen Löchern in den
Zentren der BCGs.
Die aktuelle Studie legt nahe, dass Beobachtungen von Massenverteilungen in den
Zentren von Galaxienhaufen erklärt werden können, wenn die Entwicklung der BCG
hauptsächlich durch Verlust-freie Verschmelzungen angetrieben wird. Innerhalb
des Standard-LCDM-Modells erklärt ein solcher Entwicklungspfad ganz natürlich
das Dichteprofil der Gesamtmasse (ähnlich dem, das bei Simulationen mit nur
dunkler Materie gefunden wurde) zusammen mit einem flacheren Dichteprofil für
die dunkle Materie. Es scheint daher keine Notwendigkeit für radikalere
Erklärungen zu geben, die in einigen neueren Arbeiten vorgeschlagen wurden, wie
neue Physik für die dunkle Materie oder dynamische Effekte, angetrieben durch
Sternentstehung und schwarze Löcher, die viel heftiger sind, als alle
beobachteten.
Chervin Laporte and Simon White
Literatur:
Laporte C. F. P., White S. D. M., Naab T., Gao L. 2013, MNRAS, 435, 901
Laporte & White 2014,http://arxiv.org/abs/1409.1924
Newman 2013a, ApJ, 765, 24
Newman 2013b, ApJ, 765, 25
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