Galaxiengruppen und Cluster - Galaxy groups and clusters

MACS J0152.5-2852 ist ein massiver Galaxienhaufen. Fast jedes Bild auf dem Bild ist eine Galaxie, die Milliarden von Sternen enthält.

Galaxiengruppen und -cluster sind die größten bekannten gravitationsgebundenen Objekte, die bisher im Prozess der Bildung kosmischer Strukturen entstanden sind. Sie bilden den dichtesten Teil der großräumigen Struktur des Universums . In Modellen für die Gravitationsbildung von Strukturen mit kalter dunkler Materie kollabieren die kleinsten Strukturen zuerst und bilden schließlich die größten Strukturen, Galaxienhaufen. Cluster wurden dann vor relativ kurzer Zeit zwischen 10 Milliarden Jahren und heute gebildet. Gruppen und Cluster können zehn bis tausend einzelne Galaxien enthalten. Die Cluster selbst sind häufig größeren, nicht gravitativ gebundenen Gruppen zugeordnet, die als Supercluster bezeichnet werden .

Gruppen von Galaxien

Karte der Positionen von Tausenden von Galaxien in der VIPERS-Umfrage

Gruppen von Galaxien sind die kleinsten Aggregate von Galaxien. Sie enthalten typischerweise nicht mehr als 50 Galaxien mit einem Durchmesser von 1 bis 2 Megaparsec (Mpc) ( Entfernungsvergleiche siehe 10 22 m ). Ihre Masse beträgt ungefähr 10 13 Sonnenmassen . Die Ausbreitung der Geschwindigkeiten für die einzelnen Galaxien beträgt ca. 150 km / s. Diese Definition sollte jedoch nur als Richtlinie verwendet werden, da größere und massereichere Galaxiensysteme manchmal als Galaxiengruppen klassifiziert werden. Gruppen sind die häufigsten Strukturen von Galaxien im Universum und machen mindestens 50% der Galaxien im lokalen Universum aus. Gruppen haben einen Massenbereich zwischen denen der sehr großen elliptischen Galaxien und Galaxienhaufen.

Unsere eigene Galaxie, die Milchstraße , ist in der lokalen Gruppe von mehr als 54 Galaxien enthalten.

Im Juli 2017 haben S. Paul, RS John et al. definierte klare Unterscheidungsparameter für die Klassifizierung von Galaxienaggregationen als "Galaxiengruppen" und "Cluster" auf der Grundlage der von ihnen befolgten Skalierungsgesetze. Demnach werden Galaxienaggregationen, die weniger massereich als 8 × 10 13 Sonnenmassen sind, als Galaxiengruppen klassifiziert.

Galaxienhaufen

Die reichliche Streuung von Galaxien wurde mit dem MPG / ESO-Teleskop erfasst .

Cluster sind größer als Gruppen, obwohl es keine scharfe Trennlinie zwischen den beiden gibt. Bei visueller Betrachtung scheinen Cluster Sammlungen von Galaxien zu sein, die durch gegenseitige Anziehungskraft zusammengehalten werden. Ihre Geschwindigkeiten sind jedoch zu groß, als dass sie durch ihre gegenseitigen Anziehungskräfte gravitativ gebunden bleiben könnten, was das Vorhandensein einer zusätzlichen unsichtbaren Massenkomponente oder einer zusätzlichen Anziehungskraft neben der Schwerkraft impliziert. Röntgenuntersuchungen haben das Vorhandensein großer Mengen intergalaktischen Gases gezeigt, das als Intracluster-Medium bekannt ist . Dieses Gas ist sehr heiß, zwischen 10 7 K und 10 8 K und damit Röntgenstrahlen in Form emittiert Bremsstrahlung und Atomemissionslinie .

Galaxy Cluster ACO 3341 durch gesehen VLT ‚s VIMOS

Die Gesamtmasse des Gases ist ungefähr um den Faktor zwei größer als die der Galaxien. Dies ist jedoch immer noch nicht genug Masse, um die Galaxien im Cluster zu halten. Da sich dieses Gas in einem ungefähren hydrostatischen Gleichgewicht mit dem gesamten Gravitationsfeld des Clusters befindet, kann die Gesamtmassenverteilung bestimmt werden. Es stellt sich heraus, dass die aus dieser Messung abgeleitete Gesamtmasse ungefähr sechsmal größer ist als die Masse der Galaxien oder des heißen Gases. Die fehlende Komponente ist als dunkle Materie bekannt und ihre Natur ist unbekannt. In einem typischen Cluster liegen vielleicht nur 5% der Gesamtmasse in Form von Galaxien vor, vielleicht 10% in Form von heißem Röntgenstrahl emittierendem Gas, und der Rest ist dunkle Materie. Brownstein und Moffat verwenden eine Theorie der modifizierten Schwerkraft, um Röntgenclustermassen ohne dunkle Materie zu erklären. Beobachtungen des Bullet Clusters sind der stärkste Beweis für die Existenz dunkler Materie; Brownstein und Moffat haben jedoch gezeigt, dass ihre modifizierte Gravitationstheorie auch die Eigenschaften des Clusters erklären kann.

Beobachtungsmethoden

Galaxy Cluster LCDCS-0829 wirkt wie eine riesige Lupe. Dieser seltsame Effekt wird als Gravitationslinse bezeichnet .

Galaxienhaufen wurden in Untersuchungen mit einer Reihe von Beobachtungstechniken gefunden und mit vielen Methoden eingehend untersucht:

  • Optisch oder infrarot : Die einzelnen Galaxien von Clustern können durch optische oder infrarote Bildgebung und Spektroskopie untersucht werden. Galaxienhaufen werden von optischen oder Infrarot-Teleskopen durch Suchen nach Überdichten gefunden und dann durch Auffinden mehrerer Galaxien mit einer ähnlichen Rotverschiebung bestätigt . Infrarotsuchen sind nützlicher, um weiter entfernte Cluster (höhere Rotverschiebung ) zu finden.
  • X-ray : Die heißen Plasma emittiert Röntgenstrahlen , die detektiert werden können , indem Röntgenteleskopen . Das Clustergas kann sowohl mit Röntgenbildgebung als auch mit Röntgenspektroskopie untersucht werden. Cluster spielen bei Röntgenuntersuchungen eine wichtige Rolle und sind zusammen mit AGN die hellsten Röntgenstrahlen emittierenden extragalaktischen Objekte.
  • Radio : In Clustern wurde eine Reihe diffuser Strukturen gefunden , die bei Radiofrequenzen emittieren. Gruppen von Funkquellen (die diffuse Strukturen oder AGN enthalten können) wurden als Tracer für die Clusterposition verwendet. Bei hoher Rotverschiebung wurde die Bildgebung um einzelne Radioquellen (in diesem Fall AGN) verwendet, um Proto-Cluster (Cluster im Prozess der Bildung) zu erkennen.
  • Sunyaev-Zel'dovich-Effekt : Die heißen Elektronen im Intracluster-Medium streuen Strahlung vom kosmischen Mikrowellenhintergrund durch inverse Compton-Streuung . Dies erzeugt einen "Schatten" im beobachteten kosmischen Mikrowellenhintergrund bei einigen Radiofrequenzen.
  • Gravitationslinsen : Galaxienhaufen enthalten genügend Materie, um die beobachteten Orientierungen der dahinter liegenden Galaxien zu verzerren. Die beobachteten Verzerrungen können verwendet werden, um die Verteilung der dunklen Materie im Cluster zu modellieren.

Temperatur und Dichte

Der am weitesten entfernte reife Galaxienhaufen, aufgenommen mit dem Very Large Telescope der ESO in Chile und mit dem Subaru Telescope der NAOJ in Hawaii

Galaxienhaufen sind die jüngsten und massereichsten Objekte, die in der hierarchischen Strukturbildung des Universums entstanden sind, und die Untersuchung von Clustern zeigt, wie sich Galaxien bilden und entwickeln. Cluster haben zwei wichtige Eigenschaften: Ihre Massen sind groß genug, um jegliches aus Mitgliedsgalaxien ausgestoßene energetische Gas zurückzuhalten, und die Wärmeenergie des Gases innerhalb des Clusters kann im Röntgenbandpass beobachtet werden. Der beobachtete Gaszustand innerhalb eines Clusters wird durch eine Kombination aus Schockerwärmung während der Akkretion, Strahlungskühlung und thermischer Rückkopplung bestimmt, die durch diese Kühlung ausgelöst wird. Die Dichte , Temperatur und Substruktur des Intracluster-Röntgengases repräsentiert daher die gesamte thermische Geschichte der Clusterbildung. Um diese thermische Vorgeschichte besser zu verstehen, muss die Entropie des Gases untersucht werden, da die Entropie die Menge ist, die am direktesten durch Erhöhen oder Verringern der thermischen Energie des Intraclustergases geändert wird.

Liste der Gruppen und Cluster

Name / Bezeichnung Anmerkungen
Lokale Gruppe Die Gruppe, in der sich die Milchstraße einschließlich der Erde befindet
Jungfrau-Cluster Dieser Galaxienhaufen ist uns am nächsten

Siehe auch

Verweise

Weiterführende Literatur