Autoren

Rizzo, Francesca
Rizzo, Francesca
Doktorand/in
Telefon: 2216
Raum: 228
Vegetti, Simona
Vegetti, Simona
Wissenschaftliche(r) Mitarbeiter/in
Telefon: 2285
Raum: 107

Originalveröffentlichung

1.
Rizzo F., Vegetti S., Fraternali F., Di Teodoro E.
A novel 3D technique to study the kinematics of lensed galaxies

Highlight: August 2018

Neuartige 3D-Methode zur Untersuchung der Kinematik von gelinsten Galaxien

1. August 2018

Gravitationslinsen bieten die Möglichkeit, schwache, weit entfernte Galaxien zu untersuchen. MPA-Forscher haben nun die erste dreidimensionale Methode zur Linsenmodellierung entwickelt, die nicht nur die Rekonstruktion der Massenverteilung der Vordergrundgalaxie, sondern auch die der Kinematik der Hintergrundgalaxie ermöglicht. Somit kann der Materiegehalt nun auch in jungen Galaxien untersucht werden.
Diese schematische Darstellung zeigt in der oberen Reihe die Linsenbilder und in der unteren Reihe die Quellebene. Die Linsendaten sind hierbei für drei repräsentative Geschwindigkeitskanäle gezeigt; das jeweilige Raster auf der Bildebene ist regelmäßig. Für jeden Geschwindigkeitskanal entspricht die Position eines Pixels in der Bildebene einer durch die Linsengleichung bestimmten Position auf der Quellebene (unten). Diese Punkte bilden die Eckpunkte eines dreieckigen adaptiven Gitters auf der Quellebene. Dabei passt sich das Quellgitter automatisch mit der Vergrößerung der Linse an, so dass in Regionen hoher Vergrößerung, nahe den Kaustiken, eine hohe Pixeldichte herrscht. Bild vergrößern
Diese schematische Darstellung zeigt in der oberen Reihe die Linsenbilder und in der unteren Reihe die Quellebene. Die Linsendaten sind hierbei für drei repräsentative Geschwindigkeitskanäle gezeigt; das jeweilige Raster auf der Bildebene ist regelmäßig. Für jeden Geschwindigkeitskanal entspricht die Position eines Pixels in der Bildebene einer durch die Linsengleichung bestimmten Position auf der Quellebene (unten). Diese Punkte bilden die Eckpunkte eines dreieckigen adaptiven Gitters auf der Quellebene. Dabei passt sich das Quellgitter automatisch mit der Vergrößerung der Linse an, so dass in Regionen hoher Vergrößerung, nahe den Kaustiken, eine hohe Pixeldichte herrscht. [weniger]

Im Standardmodell der Kosmologie entstehen Galaxien, wenn sich das baryonische Gas im Zentrum von Halos aus dunkler Materie abkühlt. Durch Akkretion und Verschmelzung wachsen die Galaxien, was zum hierarchischen Aufbau der Galaxienmasse führt. Während dieses Bild allgemein bekannt ist, wird der relative Beitrag von Baryonen und dunkler Materie innerhalb einer Galaxie durch zahlreiche physikalische Mechanismen bestimmt, und es bleiben einige offene Fragen offen: Was sind die wichtigsten physikalischen Mechanismen, die zu der Vielfalt der heute beobachtbaren Galaxien führen? Wie beeinflussen diese Mechanismen den Materiegehalt in Galaxien? Die Antwort auf diese Fragen ist eine der großen Herausforderungen der modernen Astrophysik.

In diesem Zusammenhang spielt die Erforschung der Galaxienkinematik eine Schlüsselrolle. So sind beispielsweise die beobachteten flachen Rotationskurven im lokalen Universum eine etablierte Tatsache. Der äußere Bereich der beobachteten Rotationskurven lässt sich nicht durch die Masse erklären, die aufgrund der beobachteten Stern- und Gasverteilung vorhergesagt wird; diese Diskrepanz wurde als Beweis für das Vorhandensein eines "dunklen Materie"-Halos interpretiert. In Galaxien mit hoher Rotverschiebung jedoch ist der relative Gehalt an Baryonen und dunkler Materie kaum bekannt und auch dessen Entwicklung im Verlauf der kosmischen Zeit ist nicht gut verstanden. Weder aktuelle numerische Simulationen noch Beobachtungsstudien waren in der Lage, konsistente Ergebnisse über den Anteil der dunklen Materie in jungen Galaxien zu liefern.

Daten und Modellierung für einen simulierten 3D-Datensatz. Die Zeilen zeigen die Karten für drei repräsentative Kanäle, die drei Geschwindigkeitskomponenten entsprechen. Spalte 1 zeigt die Quelle, eine rotierende Scheibe mit den Anteilen, die sich auf uns zu (erste Zeile) und von uns weg (dritte Zeile) bewegen; die mittlere Zeile zeigt die Komponente, die sich relativ zum Beobachter in Ruhe befindet. Auf jede Komponente wird der Linseneffekt angewandt, um so die Beobachtungsdaten in Spalte 2 zu erhalten. Das mit der 3D-Methode erhaltene Linsenmodell ist in Spalte 3 und die Residuen (Differenz zwischen Daten und Modell) sind in Spalte 4 dargestellt. Aus diesem Modell kann sowohl die Quelle (Spalte 5) als auch deren Kinematik (Spalte 6) rekonstruiert werden. Bild vergrößern

Daten und Modellierung für einen simulierten 3D-Datensatz. Die Zeilen zeigen die Karten für drei repräsentative Kanäle, die drei Geschwindigkeitskomponenten entsprechen. Spalte 1 zeigt die Quelle, eine rotierende Scheibe mit den Anteilen, die sich auf uns zu (erste Zeile) und von uns weg (dritte Zeile) bewegen; die mittlere Zeile zeigt die Komponente, die sich relativ zum Beobachter in Ruhe befindet. Auf jede Komponente wird der Linseneffekt angewandt, um so die Beobachtungsdaten in Spalte 2 zu erhalten. Das mit der 3D-Methode erhaltene Linsenmodell ist in Spalte 3 und die Residuen (Differenz zwischen Daten und Modell) sind in Spalte 4 dargestellt. Aus diesem Modell kann sowohl die Quelle (Spalte 5) als auch deren Kinematik (Spalte 6) rekonstruiert werden.

[weniger]

Die unterschiedlichen Ergebnisse zur Kinematik von Galaxien bei hoher Rotverschiebung - und damit deren Materiegehalt - können auf die verschiedenen Methoden zurückgeführt werden, um die Einschränkungen der Beobachtungen zu überwinden. Dabei wird das Studium der Kinematik vor allem durch zwei Faktoren erschwert: geringe räumliche Auflösung und geringes Signal-zu-Rausch-Verhältnis.

Beide Einschränkungen können erfolgreich überwunden werden, indem man Galaxien untersucht, bei denen die Sichtlinie sehr nahe an einer Vordergrundgalaxie liegt. Das Gravitationsfeld der Vordergrundgalaxie lenkt dann das Licht der entfernten Hintergrundgalaxie ab und erzeugt verzerrte, vergrößerte, oft auch mehrfache Bilder des Hintergrundobjekts. Dieser Effekt wird als starker Gravitationslinseneffekt bezeichnet und bietet die Möglichkeit, Hintergrundobjekte mit hoher physikalischer Auflösung und gutem Signal-zu-Rausch-Verhältnis zu untersuchen. Darüber hinaus wirken Gravitationslinsen verstärkend und eröffnen so die Möglichkeit, schwache Galaxien mit geringer Sternmasse zu untersuchen, die durch Beobachtungen ungelinster Galaxien nur schwer zugänglich sind.

Die Gravitationslinsengruppe am MPA entwickelte die erste Methode zur Gravitationslinsenmodellierung in drei Dimensionen (siehe Abbildung 1). Diese kann auf 3D-Daten (IFU oder Radio) angewandt werden, die nicht nur zwei räumliche sondern auch eine spektrale Dimension (Geschwindigkeit, Frequenz oder Wellenlänge) aufweisen, um gleichzeitig sowohl die Massenverteilung der Vordergrundgalaxie als auch die Kinematik der Hintergrundgalaxie zu rekonstruieren (siehe Abbildung 2).

Für verschiedene simulierte Hintergrundgalaxien zeigen diese Diagramme die Geschwindigkeitsfelder (oben) und Rotationskurven (unten). Das Geschwindigkeitsfeld ist farbkodiert (siehe seitlicher Balken), wobei sich rote Bereiche vom Beobachter weg und blaue Bereiche zum Beobachter hin bewegen. Die ursprünglichen Rotationskurven sind blau und das am besten passende kinematische Modell rot eingezeichnet. Das orangefarbene Band zeigt die möglichen Fehler durch Unsicherheiten der Parameter, die in die Bestimmung der Rotationskurven eingeflossen sind.
Für die Modelle M1-M3 wurden Rotationskurven verwendet, die durch einfache Funktionen beschrieben werden können, für M4-M6 wurden Rotationskurven von echten Galaxien verwendet. Die Rotationskurven M1 und M4 sind typisch für Zwerggalaxien, M2 und M5 sind prototypisch für Spiralgalaxien, und M3 und M6 sind typisch für massereiche Spiralgalaxien mit einem ausgeprägten Bulge. Bild vergrößern

Für verschiedene simulierte Hintergrundgalaxien zeigen diese Diagramme die Geschwindigkeitsfelder (oben) und Rotationskurven (unten). Das Geschwindigkeitsfeld ist farbkodiert (siehe seitlicher Balken), wobei sich rote Bereiche vom Beobachter weg und blaue Bereiche zum Beobachter hin bewegen. Die ursprünglichen Rotationskurven sind blau und das am besten passende kinematische Modell rot eingezeichnet. Das orangefarbene Band zeigt die möglichen Fehler durch Unsicherheiten der Parameter, die in die Bestimmung der Rotationskurven eingeflossen sind.

Für die Modelle M1-M3 wurden Rotationskurven verwendet, die durch einfache Funktionen beschrieben werden können, für M4-M6 wurden Rotationskurven von echten Galaxien verwendet. Die Rotationskurven M1 und M4 sind typisch für Zwerggalaxien, M2 und M5 sind prototypisch für Spiralgalaxien, und M3 und M6 sind typisch für massereiche Spiralgalaxien mit einem ausgeprägten Bulge. [weniger]

Unsere Methode stellt eine signifikante Verbesserung gegenüber den bisher verwendeten Techniken dar, da für die Ableitung der Linsenparameter keine hochauflösenden Bilddaten benötigt werden; diese Linsenparameter werden aus den gleichen 3D-Daten abgeleitet, die auch für die Kinematik der Hintergrundgalaxie verwendet werden. Außerdem wird die Kinematik nicht durch einen Fit auf der Quellebene bestimmt, sondern direkt anhand der Linsendaten. Dazu wird eine hierarchische Bayes-Methode angewendet, bei der die Kinematik auf der Quellebene im Wesentlichen ein Hyper-Parameter des Modells ist (d.h. ein Parameter, der die A-priori-Verteilung definiert). Wir sind somit in der Lage, mögliche Degenerationen zwischen Linsen- und Kinematik-Parametern zu untersuchen und die Unsicherheiten konsistent abzuschätzen.

Mit unserer Technik können wir sowohl die Linsen- als auch die Kinematik-Parameter unter verschiedenen Beobachtungsbedingungen mit großer Genauigkeit rekonstruieren. Außerdem konnten wir erfolgreich zeigen, dass diese neue Methode auch eine Vielzahl von Rotationskurven rekonstruieren kann, wobei wir Prototypen verschiedener morphologischer Galaxientypen - von Zwerg- bis hin zu massereichen Spiralgalaxien - verwendeten (siehe Abbildung 3).

 
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