Das diffuse, warme Gas in den Außenbezirken von Galaxien

1. November 2016

Das diffuse Gas um Galaxien ist schwer nachzuweisen, seine Eigenschaften weichen aber von dem Gas innerhalb einer Galaxie, in der Sterne entstehen, deutlich ab. Wissenschaftler an MPA haben Beobachtungen der neuen MaNGA-Beobachtungkampagne benutzt, um zu untersuchen, wie das ionisierte Gas sich mit dem Abstand vom Zentrum der Galaxie ändert. Sie haben gezeigt, dass es hilfreich ist, die Spektren von mehreren Galaxien zu überlagern, um so das Gas am Rande der Galaxien zu analysieren. Wie ihre Studie zeigt, nimmt die Helligkeit des Gases ab, während seine Temperatur zunimmt, je weiter das Gas vom Zentrum der Galaxie entfernt ist. Die Unterschiede zwischen dem Stern-bildenden Gas in und dem Gas rund um eine Galaxie scheinen auch mit der Sternentstehungsrate und der Sternmasse zu korrelieren.

Das Gas in und um Galaxien zu verstehen, ist entscheidend dafür die Sternentstehung zu verstehen. Das Gas innerhalb einer Galaxie ist der wichtigste Bestandteil für das Entstehen neuer Sterne; diese Sterne wiederum reichern das Gas mit schweren Elementen, oder "Metallen", an. Eine kontinuierliche Sternentstehung benötigt eine konstante Zufuhr von Gas, das höchstwahrscheinlich von einem Gas-Reservoir stammt, das die Galaxie in seinen Außenbereichen (oder Halo) umgibt, das so genannte circum-galaktische Medium (CGM). Andererseits strömt angereichertes Gas aus den Galaxien heraus, angetrieben durch Supernova-Explosionen, galaktische Winde, aktive galaktische Kerne usw. (Ein Beispiel von Gasabflüssen ist in Abb. 1 gezeigt.) Durch das Studium des Gases im CGM und nahe der Grenze zwischen Scheibe und Halo können wir diese regulatorischen Prozesse, die Gaseigenschaften und Gasflüsse besser verstehen.

Optisches Bild der Galaxie M82 mit ionisiertem Wasserstoffgas (Hα), dargestellt in rosa Farbe, das aus der Galaxie herausfließt.

Gas im Halo ist schwer zu untersuchen, weil es nur sehr lichtschwach und diffus ist. Kaltes neutrales Gas kann über neutralen Wasserstoff (HI) beobachtet werden; durch HI-Beobachtungskampagnen ist inzwischen bekannt, dass die meisten Galaxien von einem großen Gas-Reservoir umgeben sind. Warmes ionisiertes Gas mit Temperaturen um 1000 K kann mit optischen Emissionslinien detektiert werden. Dieses Gas in den Außenbereichen der Galaxien wird als extra-planares, diffuses ionisiertes Gas (eDIG) bezeichnet. Die meisten bisherigen Arbeiten beruhen auf Beobachtungen mit langer Belichtungszeit einzelner nahe gelegener Galaxien, einschließlich unserer eigenen Milchstraße.

Mittels der optischen Spektroskopie wurden bisher nur eine Handvoll Galaxien untersucht, da es schwierig ist Aufnahmen zu erhalten, die tief genug sind, um das diffuse Gas nachzuweisen und zu analysieren. Diese Untersuchungen zeigen jedoch, dass das eDIG im Vergleich zu Gas in Sternentstehungsregionen andere Eigenschaften aufweist. Sowohl das eDIG als auch das Gas innerhalb von Galaxien werden hauptsächlich durch Energie von massiven OB-Sternen ionisiert. Da sich diese Sterne in der Scheibe der Galaxie befinden, könne viele der Unterschiede darauf zurückgeführt werden, dass das eDIG sich weiter weg von den OB-Sternen befindet als das Gas in Sternentstehungsregionen. Einige andere Unterschiede sind aber nicht so einfach zu erklären und variieren von Galaxie zu Galaxie. Um die Eigenschaften des eDIG vollständig zu erklären, könnte in einigen Galaxien eine zusätzliche Energiequelle erforderlich sein, wie Turbulenzen oder Schockfronten im Gas oder heiße entwickelte Sterne am Rande der Galaxien.

Ein Beispiel für eine der MaNGA-Galaxien. Das linke Bild zeigt die SDSS-Aufnahme mit dem überlagerten MaNGA-Sichtfeld. Das mittlere Bild zeigt eine MaNGA-Karte der Helligkeit der Galaxie; und das rechte Bild zeigt eine Karte des ionisierten Wasserstoffgases (Hα). Die Farbbalken sind in logarithmischen Einheiten. Für eine einzelne Galaxie lässt sich das Gas am Rande kaum erkennen. Daher müssen für die wissenschaftliche Analyse Spektren von vielen Galaxien zusammen genommen werden, um das Signal weit genug über den Rauschpegel hinaus zu heben.

Mit einem neuen Datensatz aus der MaNGA-Beobachtungskampange (Mapping Nearby Galaxies at APO), die Teil des Sloan Digital Sky Survey (SDSS) IV ist, untersuchte eine Gruppe von MPA-Wissenschaftler diese Unterschiede und Fragen bezüglich des eDIG. Als IFU (Integral Field Unit) nimmt MaNGA Spektren an mehreren räumlichen Positionen auf. Das eDIG ist lichtschwach und diffus, wie Abb. 2 für ein Beispiel einer MaNGA-Beobachtung zeigt. Überlagert man aber mehrere Spektren, die an ähnlichen Stellen von ähnlichen Galaxien des gleichen Typs aufgenommen wurden, kann das lichtschwache diffuse Gas untersucht werden.

Das erste Jahr der MaNGA-Daten umfasst 49 Galaxien, die für diese Studie geeignet sind. Wir addieren die Spektren aus diesen 49 Galaxien an 7 verschiedenen Orten in der Scheibe der Galaxien, um herauszufinden, wie sich das eDIG mit dem Abstand vom Zentrum der Galaxie ändert. Unsere Analyse zeigt, dass die Helligkeit des eDIG logarithmisch mit der Entfernung abnimmt und dass wahrscheinlich die Temperatur des Gases mit dem Abstand vom Zentrum der Galaxien zunimmt.

Für eine detailliertere Analyse, um beispielsweise herauszufinden, welche Art von Galaxien eine zusätzliche Energiequelle benötigen und was für ein Art von Quelle, müssen wir die Probe nach verschiedenen Eigenschaften der Galaxien, wie z. B. der stellaren Masse oder der Sternentstehungsrate teilen. Die Daten aus dem ersten Jahr teilen wir in zwei Hälften auf und stellen fest, dass in Galaxien mit einer höheren Sternentstehungsrate das eDIG und das Gas innerhalb von Galaxien ähnlicher sind als bei wenig sternbildenden Galaxien, in denen sich das eDIG deutlich unterscheidet. Außerdem haben Galaxien mit einer höheren Sternmasse einen steileren Temperaturgradienten im Vergleich zu Galaxien mit niedrigerer Sternmasse. In Zukunft werden wir mehr Daten erhalten und können so noch weitere Aufteilungen vornehmen, um diese Fragen besser zu verstehen.

Weitere interessante Beiträge

Zur Redakteursansicht