Galaxienentwicklung mit L-GALAXIES: Einfluss der Galaxienumgebung

1. November 2021

Die Farben und Sternentstehungsraten von Galaxien sind bei Abständen bis zu 10 Megaparsec stark miteinander korreliert. Die derzeitigen Modelle zur Galaxienentstehung können diese großräumigen Korrelationen jedoch nicht gut wiedergeben. WissenschaftlerInnen am MPA, der Universität Surrey und der Universität Heidelberg aktualisieren deshalb das Münchner Galaxienentstehungsmodell L-GALAXIES mit einer ausgeklügelten und exakten Methode, um die Einflüsse der Galaxienumgebung zu berücksichtigen. Das neueste Modell stimmt deutlich besser mit den Beobachtungen überein als seine Vorgänger und zeigt, dass die Eigenschaften der Galaxien stärker von ihrer Umgebung abhängen und zwar bis zu Entfernungen von mehreren Megaparsec von den Zentren ihrer Halos aus dunkler Materie.

Abb. 1) „Abstreifen“ von Gas aus einer Galaxie (ESO 137-001). Diese zusammengesetzte Ansicht basiert auf sichtbarem Licht von Hubble und Röntgenlicht vom Chandra-Röntgenobservatorium (in blau). Sie zeigt einen Schweif aus heißem Gas, der von der Galaxie abgestreift wurde.

Moderne Theorien der Galaxienentstehung und -entwicklung bewegen sich im Rahmen des kosmologischen Modells der kalten dunklen Materie (Lambda Cold Dark Matter, LCDM). Eine entscheidende Annahme des LCDM-Modells besteht darin, dass die kalte dunkle Materie als dominierende Form der Materie im Universum mit sich selbst und mit anderer Materie im Universum nur durch Gravitation wechselwirkt. Die Photonen, die wir mit unseren Teleskopen beobachten, stammen jedoch von Sternen und Gas in Galaxien. Diese baryonische Materie wechselwirkt auf viel kompliziertere Weise als die schwach wechselwirkende kalte dunkle Materie. Die Modellierung dieser baryonischen Komponenten und ihrer Wechselwirkungen bei der Entstehung und Entwicklung von Galaxien in Halos aus dunkler Materie ist eine der größten Herausforderungen der Astrophysik.

Nach der Standardtheorie der hierarchischen Strukturbildung sammelt sich die baryonische Materie in den Gravitationspotentialtöpfen der dunklen Materie. Anschließend kühlt sie ab und verdichtet sich, was schließlich zur Entstehung von Sternen und Galaxien führt. Darüber hinaus wird die Entwicklung der baryonischen Materie und der Galaxien durch eine Reihe komplexer physikalischer Prozesse beeinflusst, darunter die Abkühlung von Gas zur Bildung von Molekülwolken, die Sternentstehung, die Verschmelzung von Galaxien, energetische Rückkopplungsprozesse durch Supernovae und die Akkretion von Materie auf schwarze Löcher. Dies ist die Motivation für die Entwicklung einer umfassenden Theorie der Galaxienentstehung und -entwicklung.

Abb. 2) Anteil der Galaxien, in denen die Sternentstehung zum Erliegen gekommen ist („quenched galaxies“) als Funktion des projizierten Abstands zum Zentrum des Halos bei z=0 für verschiedene Massenbereiche (grün, rot, violett). Die durchgezogenen Linien entsprechen unserem neuen Modell und die gestrichelten Linien dem früheren L-GALAXIES-Modell (Henriques et al. 2020). Die in den SDSS-Beobachtungen beobachteten allgemeinen Trends (Datenpunkte mit Fehlerbalken) werden von unserem neuen Modell gut wiedergegeben.

Zusätzlich zu den intrinsischen physikalischen Prozessen hängt die Entwicklung von Galaxien auch von der Umgebung ab, in der sie sich befinden. Wenn eine Galaxie in einem Halo aus dunkler Materie gebunden ist, führt sie eine Relativbewegung gegenüber dem umgebenden gasförmigen Medium aus. Die dadurch verursachte Widerstandskraft (der Staudruck, engl. „ram pressure“) führt dazu, dass das schwächer gebundene Gas in der Galaxie „abgestreift“ wird (siehe Abb. 1). Gravitationsbedingte Gezeitenkräfte können ebenfalls dazu führen, dass Gas und Sterne aus den äußeren, weniger dichten Regionen von Galaxien herausgelöst werden. Beide Prozesse führen dazu, dass die Gasreserven der Galaxien erschöpft werden und die Sternentstehung in diesen Systemen zurückgeht.

Das semi-analytische Modell L-GALAXIES aus München implementiert die wichtigsten physikalischen Prozesse, die an der Entstehung und Entwicklung von Galaxien beteiligt sind, aufbauend auf Verzeichnisbäumen, bei denen Halos in reinen Dunkle-Materie-Simulationen miteinander verschmelzen. Da es in den zugrundeliegenden Simulationen keine hydrodynamische Wechselwirkung gibt, müssen die baryonischen Prozesse der Galaxienumgebung explizit mit analytischen Näherungen modelliert werden. Bisher wurden die Umgebungsprozesse in L-GALAXIES sowie vielen anderen analytischen und semi-analytischen Modellen nur für Galaxien innerhalb einer festen Grenze, typischerweise dem Virialradius des Halos, berücksichtigt. Eine noch einfachere Näherung besteht darin, alle Eigenschaften der Galaxien nur mit der Masse des sie umgebenden Halos aus dunkler Materie zu verknüpfen. Dies ist die Grundannahme aller HOD-Modelle („halo occupation distribution“), die häufig zur Analyse und Interpretation großer Galaxiendurchmusterungen eingesetzt werden.

Abb. 3) Illustration des Gas-Strippings in L-GALAXIES anhand von fünf Beispielgalaxien in der Nähe eines massereichen Haufens. Jede Farbe entspricht einer Galaxie, und verschiedene Kreise derselben Farbe zeigen die Entwicklung dieser Galaxie bei verschiedenen Rotverschiebungen, angefangen bei kleinen offenen Kreisen bis hin zu größeren gefüllten Kreisen. Die Größe der Kreise gibt die stellare Masse der Galaxie an. Die Transparenz der Farben, die auch durch den Farbbalken an der Seite dargestellt ist, gibt den Anteil des abgestreiften Gases an. Die Rotverschiebungen bei der Entstehung und die Rotverschiebungen, bei denen jede Galaxie beginnt, signifikant zu verlieren, sind durch Pfeile angezeigt.

Beide Annahmen, dass die Umgebungsprozesse nur von der Halomasse abhängen und dass sie an einer bestimmten Grenze nahe des Virialradius enden, sind physikalisch ungenau. Um dies im Detail zu zeigen, verglichen wir Objekt-für-Objekt zwischen L-GALAXIES und den hydrodynamischen IllustrisTNG-Simulationen. Wir konnten damit demonstrieren, dass der Einfluss der Umgebung auf Galaxien in den hydrodynamischen Simulationen bis zu viel größeren Halo-zentrischen Entfernungen (mehrere viriale Radien) reicht. Auch Beobachtungsstudien zeigen, dass sich Umgebungseinflüsse auf Entfernungen weit jenseits der Halo-Grenze erstrecken. Daher ist es ohne eine selbstkonsistente Modellierung der Umgebungsprozesse unmöglich, die Eigenschaften von Galaxien, die sich in unterschiedlichen Umgebungen befinden, robust zu reproduzieren. Dies beeinträchtigt erheblich die Genauigkeit, mit der wichtige Statistiken zur großräumigen Struktur vorhergesagt werden können.

In unserer Arbeit präsentieren wir eine aktualisierte Version von L-GALAXIES mit einer neuen Methode für das sogenannte „Gas-Stripping“. In Erweiterung früherer Arbeiten messen wir die lokalen Umgebungseigenschaften von Galaxien direkt anhand Daten einzelner „Teilchen“ der Simulationen. Auf diese Weise können wir das „Abstreifen“ von Gas und Sternen für alle Galaxien genauer behandeln. Wir kalibrieren das modifizierte L-GALAXIES-Modell mit Hilfe einer Markov-Chain-Monte-Carlo (MCMC)-Methode vollständig neu, wobei wir die stellare Massenfunktion und den Anteil der Galaxien, deren Sternentstehung zum Erliegen gekommen ist („quenched galaxies“), als Funktion der stellaren Masse als Randbedingungen verwenden. Aufgrund dieser Neukalibrierung sind die Beziehungen zwischen den globalen Galaxienpopulationen, einschließlich der stellaren Massenfunktion, der Anteil an „quenched galaxies“ im Verhältnis zur Galaxienmasse und der HI-Massenfunktion, weitgehend unverändert und stimmen mit den Beobachtungen überein. Durch den Vergleich mit Daten zu den Eigenschaften von Galaxien in verschiedenen Umgebungen aus dem Sloan Digital Sky Survey und dem Hypersuprimecam-Survey zeigen wir, dass unser modifiziertes Modell eine bessere Übereinstimmung mit dem Anteil an „quenched galaxies“ und Sternentstehungsraten von Galaxien als Funktion der Halo-zentrischen Entfernung, der stellaren Masse und der Rotverschiebung erreicht. In der Nähe von mittelschweren und massereichen Halos führt unser neues Modell zu einem höheren Anteil an Galaxien, deren Sternentstehung zum Erliegen gekommen ist, und einem stärkeren Einfluss der Galaxienumgebung. Beobachtete Eigenschaften können jetzt bis zu Entfernungen von mehreren Virialradien reproduziert werden.

Diese Animation zeigt die Entstehung eines Haufens im Zentrum und die Bewegung der fünf Beispielgalaxien aus Abb. 3, die sich in der Nähe des Haufens befinden. Die Beispielgalaxien und ihre Subhalos verlieren aufgrund von Umgebungseinflüssen bereits vor dem Eintritt in den Haufen (dessen Virialradius durch den roten Kreis angedeutet ist) heißes Gas, auch wenn sie noch die zentralen Galaxien ihrer eigenen Halos sind.

Durch die Analyse der tatsächlichen Gasmenge, die von Galaxien in unserem Modell abgestreift wird, zeigen wir, dass Galaxien in der Nähe massereicher Halos einen großen Teil ihres heißen Halo-Gases verlieren, bevor sie zu Satelliten werden (siehe Abb. 3 und die Animation für eine schematische Darstellung). Wir zeigen, dass dies das „Quenching“ von Galaxien sowohl innerhalb als auch außerhalb der Halo-Grenze beeinflusst. Es wird die Korrelationen zwischen Galaxien wahrscheinlich bis zu einigen Dutzend Megaparsec beeinflussen.

Die derzeit laufenden Modellverbesserungen, einschließlich der Einbeziehung von Ergebnissen über die großräumige Verteilung von heißem Gas in massereichen Halos aus hydrodynamischen Simulationen, werden hoffentlich neue Verbindungen zwischen der Physik der Galaxienentwicklung und der Verteilung von Gas und dunkler Materie auf großen Skalen aufzeigen. Diese Zusammenhänge könnten sich in einer Reihe von statistischen Messungen zur Gruppierung der Galaxienpopulation in Abhängigkeit von Farben und Sternentstehungsraten manifestieren.

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