Am Rande von Galaxienhaufen: Zurückplatschen und Akkretionsschock
Beobachtungen werden mittlerweile empfindlich genug, um die äußeren Bereiche von Galaxienhaufen untersuchen zu können, in denen die Theorie interessante Erscheinungen für die Profile von dunkler Materie und Gas vorhersagt: das so-genannte Zurückplatschen und den Akkretionsschock. Wissenschaftler am MPA verwenden ein analytisches Modell, um die Lage dieser Erscheinungen zu berechnen und ein neues Licht auf die zugrunde liegende Physik zu werfen.
Eine Zielsetzung der theoretischen Astrophysik ist es ein einfaches Modell für komplexe kosmische Phänomene zu liefern. Ist ein derartiges Modell erfolgreich, so führt dies zu einem tieferen Verständnis der zugrunde liegenden Physik. Vor kurzem haben Wissenschaftler am MPA genau dies getan um besser zu verstehen, was am Rande von Galaxienhaufen passiert.
Die Beobachtung von Galaxienhaufen spielt eine wichtige Rolle, um die Astronomen von der Existenz der dunklen Materie zu überzeugen: Galaxien bewegen sich in Galaxienhaufen mit hohen Geschwindigkeiten; ein heißes, im Röntgenbereich strahlendes Gas füllt den gesamten Galaxienhaufen aus; oft haben Galaxienhaufen einen Gravitationslinseneffekt auf Hintergrundgalaxien. Alle diese Messungen haben immer wieder gezeigt, dass die sichtbare Materie in Strukturen ("Halos") aus Dunkler Materie eingebettet ist, die etwa 85% der gesamten gravitierenden Masse eines Galaxienhaufen ausmachen.
Links: Halo aus Dunkler Materie eines simulierten Galaxienhaufens. Die steiler werdende Dichte beim Zurückplatschen wird mit einer speziellen Bildverbesserung sichtbar gemacht. Rechts: Gastemperatur eines simulierten Haufens. Der Akkretionsschock ist deutlich zu erkennen, wo die Temperaturverteilung am Rande des Haufens steiler wird.
Im Gegensatz zu einem Stern, der einen "Halo" aus Gas mit einer klaren Grenze und einer endlichen Masse besitzt, sind diese Halos aus dunkler Materie unscharfe, ausgedehnte Strukturen. Ihre Dichten fallen in den Außenbereichen typischerweise wie ρ ∝ r-3 mit dem Radius ab und es gibt kein klares Ende, was die Astronomen daran hindert, ihnen eine klare Abgrenzung und Masse zuzuordnen. Spricht man mit einem Astronomen über einen Galaxienhaufen mit einer bestimmten Masse, so wird er oder sie wahrscheinlich fragen, innerhalb welches Radius diese Masse definiert ist.
Die Wissenschaftler haben nun vor kurzem erkannt, dass ein bestimmtes Merkmal am Rande von Galaxienhaufen als natürliche Grenze für die Dunkle Materie dienen kann. Diese Erscheinung - das so-genannte "Zurückplatschen" - markiert die Position, an der das Dichteprofil plötzlich steiler wird. Physikalisch wird dieses Zurückplatschen von kürzlich akkretierter dunkler Materie verursacht, die sich in der Nähe des ersten Apozentrums ihrer Bahn durch den Halo aus dunkler Materie auftürmt.
Hydrodynamische numerische Simulationen haben gezeigt, dass der Radius für das Zurückplatschen eng mit der Lage des Akkretionsschocks gekoppelt ist. Der Akkretionsschock befindet sich dort, wo das akkretierende intergalaktische Plasma durch eine Stoßfront aufgeheizt wird. Auch der Akkretionsschock ist mit einem plötzlichen Ansteigen verbunden – in diesem Fall der der Gasdichte und der Temperatur. Da die Physik, die Zurückplatschen und Akkretionsshock zugrunde liegt, vollkommen unterschiedlich ist, scheint es verblüffend, dass sie sich scheinbar gegenseitig folgen.
Auch wenn Simulationen ein leistungsfähiges Werkzeug sind, um komplexe astrophysikalische Systeme zu untersuchen, braucht man auch analytische Modelle, um das Bild zu vereinfachen und die zugrunde liegende Physik zu verstehen. Mit Hilfe eines analytischen Modells, des "selbstähnlichen, sphärischen Kollapsmodells", berechneten Wissenschaftler am MPA das Wachstum von Galaxienhaufen in einem expandierenden Universum. Das Profil eines Galaxienhaufens und die Geschichte seines Massenwachstums werden in kohärenter Weise behandelt.
Das analytische Modell gibt die Versteilerung für die Dichteprofile der dunklen Materie (gestrichelte Linie) und das Gas (durchgezogene Linie) in Galaxienhaufen wieder, die dem Radius des Zurückplatschens und des Akkretionsschocks entsprechen. Die verschiedenen Farben zeigen die Ergebnisse für verschiedene Raten für das Massenwachstum der Haufen. In allen Fällen folgen sich die Lage für das Zurückplatschen und den Akkretionsschock.
Dieses Modell kann die Positionen für das Zurückplatschen und den Akkretionsschock als Funktion der Rate, wie schnell die Masse des Galaxienhaufen wächst, vorhersagen. Obwohl beide Radien empfindlich von der Rate des Massenwachstums abhängen, zeigen die Ergebnisse, dass sie einander in der Tat folgen. Für typische Raten des Massenwachstums von beobachteten Galaxienhaufen, schrumpfen beide Größen bei höheren Wachstumsraten aufgrund unterschiedlicher Physik: Für das Gas ist das einströmende Material mit höherer Energie und größerem Impuls bei einer höheren Wachstumsrate verbunden. Demgegenüber trägt für die dunkle Materie eine deutlich höhere Masse mehr Gravitationskraft zum Zurückplatschenden Material bei.
Eine kompliziertere Erkenntnis besteht darin, dass die Lage für Zurückplatschen und Akkretionsschock sich genau dann am besten folgen, wenn der adiabatische Index des Gases nahe 5/3 ist. Zufälligerweise hat das intergalaktische Plasma, das von einzelnen Atomen dominiert wird, etwa diesen adiabatischen Index. Somit ist diese Verknüpfung nicht universal.
Mehr und verbesserte Beobachtungen bringen die Außenbereiche von Galaxienhaufen in unser Sichtfeld. Mögliche Belege für die Existenz des Radius des „Zurückplatschen“ wurden bereits beobachtet, und in naher Zukunft können wir mit einem direkten Nachweis des Akkretionsschocks mit Röntgen- und Millimeterbeobachtungen rechnen. Eine Kombination dieser Beobachtungen mit analytischen Vorhersagen kann dann zu einem tieferen Verständnis von Galaxienhaufen und der Strukturbildung in unserem Universum führen.
