Das Circum-galaktische Medium von Galaxien als Indikator für Gasakkretion
Galaxien brauchen Gas, um Sterne zu bilden; wie Galaxien neues Gas erhalten, ist deshalb für unser Verständnis der Galaxienentwicklung von zentraler Bedeutung. Das Standardbild sieht folgendermaßen aus: Galaxien wachsen vor allem, indem sie Gas ansammeln, das aus dem Inter-Galaktischen Medium (IGM) zufließt, den dunklen Materie-Halo durchströmt und sich schließlich in der Scheibe der Galaxie ablagert. Galaxien wie unsere Milchstraße brauchen eine kontinuierliche Gaszufuhr um genügend Rohmaterial für die Sternentstehung zu haben. Da die Beobachtung der Schnittstelle zwischen Scheibe und Halo schwierig ist, weiß man aber nur wenig über die Art und Weise, wie Gas in der Scheibe abkühlt und kondensiert.
Helle Quasare in großen Abständen vom Beobachter fungieren als kosmische Leuchtfeuer. Auf dem Weg durch das Universum trifft das Licht von entfernten Quasaren auf Gaswolken, die hauptsächlich aus Wasserstoff bestehen. Diese Wolken absorbieren und streuen die ultravioletten Photonen, was zu charakteristischen Absorptionslinien im Spektrum des Quasars führt: der sogenannte "Lyman α-Wald". Wählt man nun Quasare aus, die so positioniert sind, dass ihr Licht eine Vordergrundgalaxie in geringer Entfernung (ein paar hundert Kiloparsec) passiert, kann das Gas im sogenannten "circum-galaktischen Medium" untersucht werden, dass diese Systeme umgibt.
Zwei große Programme zur Untersuchung des circum-galaktischen Mediums um nahe gelegene Galaxien haben insgesamt Beobachtungen von 200 Orbits mit dem Hubble-Weltraumteleskop (HST) erhalten. Das erste Programm, COS-GASS, benutzte den Cosmic Origins Spectrograph (COS) an Bord des HST, um neutralen Wasserstoff in der Nähe von Galaxien bis hin zum äußeren Radius der sie umgebenden Halos aus dunkler Materie zu untersuchen.
Verteilung der Sichtlinien als Funktion des Wirkparameters und der Orientierung der Zielgalaxie. Die roten und blauen Bereiche entsprechen der Scheibe aus HI und der optischen Scheibe. Der gelbe Bereich entspricht der ausgedehnteren Scheibe. Die im Rahmen des COS-GASS-Programms enthaltenen Quasar-Sichtlinien sind lila dargestellt und die Sichtlinien aus dem COS-DISK-Programm grün.
Das COS-GASS-Programm fand eine hoch signifikante Korrelation zwischen der Stärke der Lyman α-Absorptionslinien, die ein Maß für den neutralen Wasserstoff im umgebenden Halo darstellen, und dem Verhältnis von Gas- zu Sternmasse innerhalb der Scheibe. Das bedeutet, dass Galaxien mit gasreichen Scheiben in gasreiche Halos eingebettet sind.
Die Lyman α-Signatur wurde in fast jedem Quasarspektrum gefunden und die durchschnittliche Stärke der Lyman α-Linien nimmt allmählich mit der Entfernung von der Galaxie ab. Zuletzt scheint die Stärke der Lyman α-Linien unabhängig von der Ausrichtung der Scheibe zu sein. Dies bedeutet, dass das Gas in den umgebenden Gashalos ziemlich glatt und relativ isotrop verteilt ist.
Die im Rahmen des COS-GASS-Programms erhaltenen Quasarspektren umfassen vor allem Sichtlinien außerhalb der Scheibe der Galaxien. Im Jahr 2015 wurde das nachfolgende, große Programm COS-DISK genehmigt, um Gas an der Schnittstelle zwischen Scheibe und dem circum-galaktischen Medium zu untersuchen. Während die Reduzierung, Verarbeitung und Analyse der HST-Daten an der Johns Hopkins University in Baltimore durchgeführt wird, nutzen die MPA-Wissenschaftler hochmoderne kosmologisch hydrodynamische Simulationen, um die Beobachtungsdaten zu interpretieren.
Die bisherigen Arbeiten konzentrierten sich meist auf die Illustris-Simulationen. Diese Simulation umfasst Tausende von Galaxien mit Massen, die denen der Galaxien in den COS-GASS- und COS-DISK-Studien entsprechen, und eignet sich daher ideal dafür zu untersuchen, wie sich die Eigenschaften der Scheibe, des circum-galaktischen Mediums sowie der Scheibe/Halo-Schnittstellen ändern in Abhängigkeit von der stellaren Masse der Galaxie, ihrer morphologischen Art, der Sternentstehungsrate sowie dem Anteil der Gasmasse.
Ein Beispiel aus den Illustris-Simulationen: die vorhergesagte Verteilung und Kinematik des neutralen Wasserstoffs um eine simulierte Galaxie (mit der gleichen Masse wie die Milchstraße). Das Bild links zeigt die HI-Säulendichte innerhalb des virialen Radius (weißer Kreis), die mittlere und die rechte Spalte zeigen die HI-Säulendichte (oben) und die Geschwindigkeit entlang der Sichtlinie (unten) jeweils in Projektion für die Galaxie in Sicht von oben bzw. von der Seite.
Ein erster Vergleich mit den Beobachtungsdaten zeigt, dass die beobachtete Korrelation zwischen dem Gasgehalt des Halos und dem Gasgehalt der Scheibe gut reproduziert wird, ebenso wie die isotrope Geometrie des neutralen Gases bei großen Radien. Allerdings stimmen die Simulationen nicht sehr gut mit dem Beobachtungsergebnis überein, dass fast alle Sichtlinien eine neutrale Gaswolke durchdringen. Die Simulationen beinhalten diverse Arten von Heizprozessen und diese wirken eindeutig zu stark, so dass große Taschen von neutralem Wasserstoff auch weit draußen im Halo aufgeheizt und zerstört werden.
Künftige Arbeiten, die durch neue Daten von COS-DISK motiviert sind, untersuchen das Gas näher an der Scheibe. Die Simulationen sagen voraus, dass das Gas im inneren circum-galaktischen Medium mit der Galaxie mitrotieren sollte und unsere neuen Beobachtungen erlauben uns, diese Hypothese zu testen. Darüber hinaus werden einige große Illustris-Folgesimulationen die physikalischen Modelle, die in den ursprünglichen Illustris-Simulationen verwendet wurden, deutlich verbessern. Der Vergleich zwischen neuen Daten und verbesserten Modellen werden unser Verständnis davon vertiefen, wie Galaxien durch Gasakkretion wachsen.
Guinevere Kauffmann und Dylan Nelson
