Kühles Gas um Galaxien in Galaxienhaufen
 

1. November 2022

Galaxienhaufen sind die größten gravitativ gebundenen Systeme in unserem Universum; sie erstrecken sich über mehrere Millionen Lichtjahre und umfassen bis zu 1000 Galaxien. Die Materie, die die Galaxienhaufen durchdringt, wird als "Intracluster-Medium" (ICM) bezeichnet, ein sehr heißes und ionisiertes Gas (T~ 10-100 Millionen K), das aufgrund von thermischer Bremsstrahlung helle Röntgenstrahlen aussendet. Wissenschaftler des MPA und der Universität Heidelberg haben herausgefunden, dass das ICM auch eine beträchtliche Menge an kühlem Gas (10.000 K) enthält und zwar bis in große Entfernungen. Der statistische Zusammenhang zwischen den Halos von Galaxienhaufen und den Absorptionsmerkmalen deutet auf einen komplexen Ursprung dieses kühlen Gases hin, bei dem die Gaswolken entweder mit Satellitengalaxien assoziiert sind oder zuvor aus ihren Halos gerissen wurden.

Galaxien und das sie umgebende heiße Plasma (ICM) machen weniger als ~10 Prozent der Gesamtmasse in Galaxienhaufen aus; die restlichen 90 Prozent entfallen auf dunkle Materie. Obwohl Astronomen das heiße ICM mit Röntgenteleskopen im Weltraum, wie Chandra und XMM-Newton, ausgiebig untersucht haben, fehlen detaillierte Studien über kühles Gas (T~10.000 K), da es nur wenige optisch identifizierte Galaxienhaufen gibt. Quasar-Absorptionslinien bei optischen Wellenlängen sind ein leistungsfähiges Instrument zur Untersuchung von kühlem Gas, bei dem Absorber in Galaxienhaufen Spuren in den Spektren einer hellen Hintergrundquelle wie einem Quasar hinterlassen (siehe MPA Highlight vom Juli 2021, Abbildung 1).

Einer der Absorber, der am leichtesten in Hintergrund-Quasaren nachgewiesen werden kann, ist einfach ionisiertes Magnesium (MgII). Dieses weist ein Dubletten-Profil auf, d.h. zwei Absorptionslinien, die dicht beieinanderliegen (mit 2796 und 2803 Angstrøm). Angesichts des geringen Ionisierungspotenzials von Magnesium weist es auf kühles Gas (T ~ 10.000 K) im zirkumgalaktischen (CGM) oder intergalaktischen Medium hin. Obwohl die Wellenlängen an der Quelle in den ultravioletten (UV) Bereich fallen, verschieben sich die Linien bei einer Rotverschiebung z>0,4 zu optischen Wellenlängen und können mit bodengebundenen Teleskopen nachgewiesen werden. Zuvor hatten Wissenschaftler des MPA den umfangreichsten Absorber-Katalog auf der Grundlage von Quasaren erstellt, die im Sloan Digital Sky Survey (SDSS) mit Hilfe eines neuartigen automatisierten Algorithmus entdeckt wurden (siehe MPA-Highlight vom Juli 2021). Dies ermöglichte es, die Natur des kühlen Gases um Galaxien auf beispiellose Weise zu untersuchen.

Die Wissenschaftler haben diese Studie nun auf Galaxienhaufen ausgeweitet, indem sie den neuesten Absorberkatalog aus dem SDSS Data Release (DR16) und den Haufenkatalog aus dem Legacy Survey des Dark Energy Survey Instruments (DESI) kombiniert haben. Die MgII-Galaxienhaufen-Kreuzkorrelation aus diesen großen Datensätzen bietet uns eine noch nie dagewesene Möglichkeit, die Natur des kühlen Gases im ICM zu verstehen und einzuschränken. Der Vergleich unserer Ergebnisse mit Studien, die explizit für einzelne Galaxien durchgeführt wurden, ermöglicht es außerdem zu verstehen, wie das Umfeld die Beschaffenheit des kühlen Gases um Galaxien beeinflusst. Wir finden einen signifikanten Bedeckungsanteil im Vergleich zu zufällig ausgewählten Sichtlinien, wobei die gesamte MgII-Masse innerhalb eines Galaxienhaufens (geschätzt anhand der Oberflächenmassendichte) etwa zehnmal höher ist als bei leuchtenden roten SDSS-Galaxien (siehe Abbildung 1). Unsere Analyse ergab auch, dass der Bedeckungsanteil von kühlem Gas in Haufen mit zunehmender Masse der zentralen Galaxie abnimmt.

Stehen die in Haufen entdeckten MgII-Absorber im Zusammenhang mit dem CGM ihrer Mitgliedsgalaxien? Um dieser Frage nachzugehen, haben wir die MgII-Absorption mit den Galaxien der Haufenmitglieder aus DESI kreuzkorreliert und tatsächlich einen statistisch signifikanten Zusammenhang gefunden. Unsere Analyse zeigt, dass der mittlere projizierte Abstand zwischen MgII-Absorbern und dem nächstgelegenen Haufenmitglied ~200 kpc beträgt, verglichen mit ~500 kpc in zufälligen Stichproben mit denselben Dichteprofilen für Galaxien. Wir finden jedoch keine Korrelation zwischen der MgII-Stärke und der Sternentstehungsrate des nächsten Haufenmitglieds. Die Kombination unserer Ergebnisse mit denen von Feldgalaxien deutet darauf hin, dass kühles Gas in Galaxienhaufen, das durch MgII-Absorption nachgewiesen wird, (i) mit Satellitengalaxien assoziiert ist, (ii) von kalten Gaswolken im ICM und nicht vom interstellaren Medium der Galaxien dominiert wird und (iii) zum Teil aus Gas stammen könnte, das in der Vergangenheit von diesen Satellitengalaxienhaufen abgestreift wurde.

Angesichts der Unsicherheiten bei der Bestimmung der Zugehörigkeit einzelner Galaxien zu Haufen (mit photometrischen Rotverschiebungen) ist es jedoch schwierig, die relative Bewegung von Absorbern und Galaxien mit unserer Analyse einzugrenzen. In Zukunft werden neue Daten zu Galaxienhaufen und aktiven galaktischen Kernen (AGN) von eROSITA und die spektroskopischen Daten zu Galaxien von DESI es uns ermöglichen, eine robuste kinematische Studie von Absorbern und Galaxienhaufen durchzuführen. Dies würde die Bewegung von kühlem Gas in Galaxienhaufen stark einschränken. Die Kombination von optischen Studien mit den Röntgenbeobachtungen für Galaxienhaufen kann starke Einschränkungen liefern um die Eigenschaften des heißen und des kühlen Gases im ICM zu bestimmen.

Eine weitere wichtige Aufgabe wäre auch der Vergleich von Beobachtungsergebnissen wie den unseren mit CGM-Simulationen wie TNG50. Abbildung 2 (entnommen aus Nelson et al. 2021 ) zeigt die MgII-Emissionskarte um eine Galaxie und wie sie mit einer MUSE-ähnlichen Anlage beobachtet werden könnte. Diese Ergebnisse sind von entscheidender Bedeutung, um die physikalischen Modelle des ICM oder CGM einzuschränken. Eine Analyse wie die unsere oder hochauflösende Spektren, die mit einer Keck-ähnlichen Anlage beobachtet werden, könnten die Größe und Masse der Absorptionswolken liefern. Dies wäre eine wichtige Einschränkung, die dann mit den theoretischen Modellen verglichen werden könnte, die den Entstehungsmechanismus von kühlen Gaswolken in solch dichten Umgebungen vorhersagen.

 

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