Analytisches Modell für die Stärke der Turbulenz in Galaxienhaufen

Massenbestimmungen von Galaxienhaufen, die auf der Beobachtung des heißen Gases im Haufen basieren, vernachlässigen oft nicht-thermische Prozesse wie Turbulenz, wodurch sich ein systematischer Fehler bei der Massenabschätzung ergibt. Eine Gruppe von Wissenschaftlern am MPA hat daher ein analytisches, eindimensionales Modell für den nicht-thermischen Druck entwickelt, bei dem das Wachstum der Galaxienhaufen im kosmologischen Kontext und die Physik der Turbulenz kombiniert werden. Wenn weitere Tests sowohl mit Beobachtungen als auch mit Simulationen die ersten positiven Ergebnisse bestätigen, könnte das neue Modell die Bestimmung der Massen verbessern und damit Galaxienhaufen zu einem genaueren kosmologischen Werkzeug machen.

Abb. 1: Der Galaxienhaufen Abell 1689, einer der größten und massereichsten Galaxienhaufen. Der Großteil der Masse liegt in Form von dunkler Materie vor, deshalb müssen Astronomen indirekte Methoden wie den Gravitationslinseneffekt, den Sunyaev-Zeldovich-Effekt oder Röntgenbeobachtungen des heißen Gases im Haufen verwenden, um die Masse eines Galaxienhaufens zu bestimmen.
Credit: X-ray: NASA/CXC/MIT/E.-H Peng et al; Optical: NASA/STScI

Abb. 2: Diese analytische Gleichung ist das Herzstück der neuen Methode: Sie beschreibt die Entwicklung des Drucks aufgrund von Turbulenzen in Galaxienhaufen.

Abb. 3: Der vorhergesagte Gesamtdruck (strichpunktierte Linie) und thermische Druck (durchgezogene Linie), berechnet mit dem neuen Modell. Die Berechnungen wurden über eine Auswahl beobachteter Galaxienhaufen mit einer typischen Rotverschiebung z=0.1 und einer typischen Masse von 300 Billionen Sonnenmassen gemittelt. Die dicke, gestrichelte Linie zeigt das gemessene mittlere Druckprofil, das von Röntgen- und SZ-Beobachtungen abgeleitet wurde.

Gegenwärtig beschleunigt sich die Ausdehnung des Universums; der Ursprung dieser Beschleunigung ist allerdings unbekannt. Dies könnte entweder auf die so genannte "Dunkle Energie" - eine geheimnisvolle Energiekomponente im Universum mit negativem Druck - zurückzuführen sein, oder aber zeigen, dass Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie – die die Schwerkraft auf kosmologischen Skalen beschreibt – nicht allgemein gültig ist. Um zwischen diesen beiden Erklärungen zu unterscheiden, müssen Astronomen analysieren, wie sich die Strukturen im Universum im Laufe der Zeit entwickeln.

Galaxienhaufen (siehe Abb. 1) nehmen an Masse zu, indem sie durch ihre gravitative Anziehung Material aus ihrer Umgebung im Laufe der kosmischen Geschichte ansammeln. Sie sind die größten bekannten, gravitativ gebundenen Objekte im Universum und sind daher hervorragend dazu geeignet, das Wachstum von großräumigen Strukturen nachzuvollziehen - und dadurch Rückschlüsse auf den Ursprung der kosmischen Beschleunigung zu ziehen. Dafür ist es allerdings notwendig die Massen der Galaxienhaufen genau zu bestimmen. Obwohl diese Riesen von unsichtbarer "dunkler Materie" dominiert werden, können wir ihre Gesamtmasse aus Beobachtungen des Gases im Galaxienhaufen unter der Annahme des hydrostatischen Gleichgewichts ableiten, d.h. wir nehmen an, dass sich die Anziehungskraft der Gravitation und der Gasdruck, oder genauer der Gradient des Gasdrucks die Waage halten.

Beobachtungen des Gases im Galaxienhaufen messen jedoch typischerweise nur den thermischen Druck des Gases. Man weiß aber, dass der nicht-thermische Druck, vor allem aus turbulenten Gasbewegungen, ein zusätzliches Druckgefälle verursacht und daher ebenfalls berücksichtigt werden muss. Vernachlässigt man diesen Beitrag, würde die daraus abgeleitete Masse des Galaxienhaufens von der wahren Masse abweichen und in der Folge würde dies auch die Rückschlüsse auf die kosmische Beschleunigung beeinflussen.

Bisher wurde die Stärke des turbulenten Drucks vor allem mit großen hydrodynamischen Computersimulationen abgeschätzt. Aktuelle Simulationen ergeben jedoch quantitativ unterschiedliche Ergebnisse bei Verwendung unterschiedlicher numerischer Verfahren. Darüber hinaus sind sie rechnerisch sehr aufwendig und führen nicht zu einem direkten physikalischen Verständnis dessen, was in den Galaxienhaufen passiert.

Deshalb entwickelten die Wissenschaftler am MPA einen anderen Ansatz und lösten dieses Problem, indem sie physikalische Erkenntnisse darüber heranzogen, wie Turbulenz im Gas des Galaxienhaufens entsteht und sich anschließend in Wärme umwandelt. Daraus entwickelten sie ein eindimensionales analytisches Modell des nicht-thermischen Druckbeitrags, das die Geschwindigkeitsdispersion aufgrund von Turbulenzen, die durch die oben erwähnt Massenzunahme entstehen, als Funktion des Abstands zum Zentrum des Galaxienhaufens beschreibt.

Dieses neue analytische Modell sagt voraus, dass sich der nicht-thermische Anteil am Gasdruck zu den Rändern des Haufens hin erhöht, da es in größeren Entfernungen vom Galaxienhaufenzentrum deutlich länger dauert, Turbulenzen abzubauen. Als eine weitere Vorhersage sollte der nicht-thermische Druckanteil in Galaxienhaufen mit größeren Massen und bei höherer Rotverschiebung (d.h. zu früheren kosmischen Zeiten) größer sein, da sie schneller wachsen und dadurch mehr Turbulenzen ausgelöst werden.

Mit Hilfe eines Modells für den Gesamtdruck kann man mit dem neu entwickelten Modell auch den thermischen Druck sowie die daraus abgeleitete Massenschätzung berechnen. Ein Vergleich mit Beobachtungen von Galaxienhaufen zeigt, dass das vorhergesagte thermische Druckprofil in sehr guter Übereinstimmung mit den Daten ist (Abb. 3).

Damit hat das neue Modell einen wichtigen Beobachtungstest bestanden. Daneben stimmt es qualitativ mit Simulationsdaten überein. Weitere spezielle Tests in Bezug auf die vorhergesagte Abhängigkeit von Masse und Rotverschiebung werden sowohl mit Beobachtungen und numerischen Simulationen durchgeführt werden. Wenn alle Tests erfolgreich bestanden werden, kann das mit dem neuen Modell gewonnene physikalische Verständnis dazu dienen, die Massen der Galaxienhaufen genauer zu bestimmen. Galaxienhaufen können dann als konkurrenzfähige Beobachtungsquelle für den Ursprung der kosmischen Beschleunigung eingesetzt werden.


Xun Shi und Eiichiro Komatsu


Originalveröffentlichung:

Xun Shi, Eiichiro Komatsu, "Analytical model for non-thermal pressure in galaxy clusters", submitted to MNRAS linkPfeilExtern.gifarXiv:1401.7657