Fossiler Galaxienhaufen, wie von XMM-Newton beobachtet. klicken um zu vergrößern
Galaxien fangen klein an, wachsen aber mit der Zeit, wenn sie mit anderen Galaxien verschmelzen. Alles, was übrig bleibt, ist eine große Galaxie, die als fossile Gruppe bezeichnet wird und sich in einem noch größeren Lichthof aus dunkler Materie befindet. Astronomen sind verwirrt darüber, wie sich diese fossilen Gruppen schnell bilden können - einige sollten dies zu Lebzeiten des Universums nicht tun können. Neue Beobachtungen von Chandra und den XMM-Newton-Observatorien der ESA haben neue Hinweise darauf geliefert, wie diese Cluster zusammenbrechen und sich bilden.
Astronomen nutzten die hohe Empfindlichkeit des XMM-Newton der ESA und die scharfe Sicht der Chandra-Röntgenobservatorien der NASA und untersuchten das Verhalten massiver fossiler Galaxienhaufen, um herauszufinden, wie sie die Zeit finden, sich zu bilden.
Viele Galaxien leben in Galaxiengruppen, wo sie enge Begegnungen mit ihren Nachbarn erleben und gravitativ mit der dunklen Materie interagieren - Masse, die den gesamten intergalaktischen Raum durchdringt, aber nicht direkt sichtbar ist, weil sie keine Strahlung emittiert.
Diese Wechselwirkungen führen dazu, dass sich große Galaxien langsam zum Zentrum der Gruppe hin drehen, wo sie sich zu einer einzigen riesigen Zentralgalaxie zusammenschließen können, die nach und nach alle ihre Nachbarn verschluckt.
Wenn dieser Prozess abgeschlossen ist und keine neuen Galaxien in die Gruppe fallen, entsteht ein Objekt, das als "fossile Gruppe" bezeichnet wird und in dem fast alle Sterne in einer einzigen riesigen Galaxie gesammelt sind, die sich im Zentrum von a befindet Halo aus dunkler Materie in Gruppengröße. Das Vorhandensein dieses Halos kann aus dem Vorhandensein von ausgedehntem heißem Gas abgeleitet werden, das die Gravitationspotentialvertiefungen vieler Gruppen füllt und Röntgenstrahlen emittiert.
Eine Gruppe internationaler Astronomen untersuchte detailliert die physikalischen Merkmale der massereichsten und heißesten bekannten Fossiliengruppe mit dem Hauptziel, ein Rätsel zu lösen und die Bildung massereicher Fossilien zu verstehen. Nach einfachen theoretischen Modellen hätten sie sich in der ihnen zur Verfügung stehenden Zeit einfach nicht bilden können!
Die untersuchte fossile Gruppe mit dem Namen „RX J1416.4 + 2315“ wird von einer einzigen elliptischen Galaxie dominiert, die eineinhalb Tausend Millionen Lichtjahre von uns entfernt liegt und 500.000 Millionen Mal leuchtender ist als die Sonne.
Die Röntgenbeobachtungen von XMM-Newton und Chandra in Kombination mit optischen und infraroten Analysen ergaben, dass sich die Gruppe in einem über drei Millionen Lichtjahre erstreckenden Heißgashalo befindet und auf eine Temperatur von 50 Millionen Grad erhitzt wird, hauptsächlich aufgrund der Schockerwärmung als Ergebnis des Gravitationskollapses.
Eine derart hohe Temperatur, etwa doppelt so hoch wie die zuvor geschätzten Werte, ist normalerweise charakteristisch für Galaxienhaufen. Ein weiteres interessantes Merkmal des gesamten Clustersystems ist seine große Masse, die über 300 Billionen Sonnenmassen erreicht. Nur etwa zwei Prozent davon in Form von Sternen in Galaxien und 15 Prozent in Form von heißem Gas, das Röntgenstrahlen emittiert. Der Hauptfaktor für die Masse des Systems ist die unsichtbare dunkle Materie, die die anderen Komponenten durch Gravitation bindet.
Berechnungen zufolge hätte ein so massereicher fossiler Cluster wie RX J1416.4 + 2315 während des gesamten Zeitalters des Universums nicht die Zeit gehabt, sich zu bilden. Der Schlüsselprozess bei der Bildung solcher fossiler Gruppen ist der als „dynamische Reibung“ bekannte Prozess, bei dem eine große Galaxie ihre Orbitalenergie an die umgebende dunkle Materie verliert. Dieser Prozess ist weniger effektiv, wenn sich Galaxien schneller bewegen, was in massiven „Galaxienhaufen“ der Fall ist.
Dies setzt im Prinzip eine Obergrenze für die Größe und Masse fossiler Gruppen. Die genauen Grenzen sind jedoch noch unbekannt, da die Geometrie und Massenverteilung von Gruppen von der in einfachen theoretischen Modellen angenommenen abweichen kann.
„Einfache Modelle zur Beschreibung der dynamischen Reibung setzen voraus, dass sich die verschmelzenden Galaxien entlang kreisförmiger Bahnen um den Mittelpunkt der Clustermasse bewegen“, sagt Habib Khosroshahi von der University of Birmingham (UK), Erstautor der Ergebnisse. „Wenn wir stattdessen annehmen, dass Galaxien asymmetrisch in Richtung Zentrum des sich entwickelnden Clusters fallen, z. B. entlang eines Filaments, kann die dynamische Reibung und damit der Clusterbildungsprozess in einem kürzeren Zeitrahmen stattfinden“, fährt er fort. Eine solche Hypothese wird durch die stark verlängerte Röntgenemission gestützt, die wir in RX J1416.4 + 2315 beobachtet haben, um die Idee eines Kollapses entlang eines dominanten Filaments aufrechtzuerhalten. “
Die optische Helligkeit der zentral dominierenden Galaxie in diesem Fossil ähnelt der der hellsten Galaxien in großen Clustern (sogenannte „BCGs“). Laut den Astronomen impliziert dies, dass solche Galaxien aus fossilen Gruppen stammen könnten, um die sich der Cluster später aufbaut. Dies bietet einen alternativen Mechanismus für die Bildung von BCGs im Vergleich zu den bestehenden Szenarien, in denen sich BCGs innerhalb von Clustern während oder nach dem Clusterkollaps bilden.
„Die Untersuchung massiver fossiler Gruppen wie RX J1416.4 + 2315 ist wichtig, um unser Verständnis der Strukturbildung im Universum zu testen“, fügt Khosroshahi hinzu. "Es werden kosmologische Simulationen durchgeführt, die versuchen, die beobachteten Eigenschaften zu reproduzieren, um zu verstehen, wie sich diese extremen Systeme entwickeln", schließt er.
Originalquelle: ESA-Pressemitteilung
