Podcasts about galaxienhaufen

STERNENGESCHICHTEN LIVE TOUR 2025! Tickets unter https://sternengeschichten.live Die "Millenium-Simulation" hat die Entwicklung des Kosmos simuliert. Aber wie simuliert man das gesamte Universum und warum will man das überhaupt machen? Das erfahrt ihr in der neuen Folge der Sternengeschichten. Wer den Podcast finanziell unterstützen möchte, kann das hier tun: Mit PayPal (https://www.paypal.me/florianfreistetter), Patreon (https://www.patreon.com/sternengeschichten) oder Steady (https://steadyhq.com/sternengeschichten)

Europas Röntgensatellit XMM-Newton beobachtet seit 25 Jahren das heiße energiereiche Universum, zum Beispiel die Umgebung Schwarzer Löcher und das Leuchten riesiger Galaxienhaufen. Sein Namenspatron Isaac Newton wirkte an etlichen Todesurteilen mit. Lorenzen, Dirk www.deutschlandfunk.de, Sternzeit

Es gibt einen Bereich am Himmel, an dem es weniger zu sehen gibt als anderswo. Was der Grund für diese "Zone of Avoidance" ist und wie wir da doch noch durchgeblickt haben, erfahrt ihr in der neuen Folge der Sternengeschichten. Wer den Podcast finanziell unterstützen möchte, kann das hier tun: Mit PayPal (https://www.paypal.me/florianfreistetter), Patreon (https://www.patreon.com/sternengeschichten) oder Steady (https://steadyhq.com/sternengeschichten)

Es gibt Galaxien, die aussehen wie riesige Quallen, die durchs tiefe Weltall schweben. Warum sie das tun und was man daraus über das Leben von Galaxien lernen kann, erfahrt ihr in der neuen Folge der Sternengeschichten. Wer den Podcast finanziell unterstützen möchte, kann das hier tun: Mit PayPal (https://www.paypal.me/florianfreistetter), Patreon (https://www.patreon.com/sternengeschichten) oder Steady (https://steadyhq.com/sternengeschichten)

Hätten wir Röntgenaugen, dann wäre der Perseushaufen das hellste und beeindruckenste Objekt an unserem Nachthimmel. Wir haben aber keine Röntgenaugen, also erzähl ich euch in der neuen Folge der Sternengeschichten, was dort für coole Sachen passieren. Wer den Podcast finanziell unterstützen möchte, kann das hier tun: Mit PayPal (https://www.paypal.me/florianfreistetter), Patreon (https://www.patreon.com/sternengeschichten) oder Steady (https://steadyhq.com/sternengeschichten)

In Folge 105 starten wir am Wiener Würstelstand, machen uns dann aber schnell auf den Weg zu Voyager 1, einem Meteoriten in Tirol und kommen schließlich zur großen Frage: Woraus besteht die dunkle Materie? Wir haben sie immer noch nicht direkt nachgewiesen, aber vielleicht liegt das daran, dass wir bis jetzt nur die Physik und nicht die Astronomie daran arbeiten haben lassen. Der Himmel ist voll potenziellen Detektoren und welche davon sich am besten eignen würden, diskutieren wir in der neuen Folge. Evi erzählt uns etwas über “The Core”; ein Film der besser ist als sein Ruf. Und kündigt ein Hörerschafts-Treffen im Kino für den 6. Juni an. Wenn ihr uns unterstützen wollt, könnt ihr das hier tun: https://www.paypal.com/paypalme/PodcastDasUniversum Oder hier: https://steadyhq.com/de/dasuniversum Oder hier: https://www.patreon.com/dasuniversum

Wir leben in einer Spiralgalaxie. Es gibt aber auch Galaxien ohne Spiralarme. Wie diese lentikulären Galaxien entstanden sind, ist immer noch ungeklärt. Was wir trotzdem wissen, erfahrt ihr in der neuen Folge der Sternengeschichten. Wer den Podcast finanziell unterstützen möchte, kann das hier tun: Mit PayPal (https://www.paypal.me/florianfreistetter), Patreon (https://www.patreon.com/sternengeschichten) oder Steady (https://steadyhq.com/sternengeschichten

Wir leben in einem Loch. Da kann man nix machen, das ist so. Aber es ist ein großes Loch und es ist jede Menge drin. Unter anderem vielleicht auch die Lösung für ein großes Problem der Kosmologie. Mehr dazu in der neuen Folge der Sternengeschichten: https://astrodicticum-simplex.at/?p=36816 Wer den Podcast finanziell unterstützen möchte, kann das hier tun: Mit PayPal (https://www.paypal.me/florianfreistetter), Patreon (https://www.patreon.com/sternengeschichten) oder Steady (https://steadyhq.com/sternengeschichten)

Am Himmel windet sich ein Drache. Und dort findet man alles, was die Astronomie zu bieten hat. Von Sternschnuppen über Exoplaneten bis zur Science Fiction und Galaxienhaufen. Mehr erfahrt ihr in der neuen Folge der Sternengeschichten: https://astrodicticum-simplex.at/?p=36815 Wer den Podcast finanziell unterstützen möchte, kann das hier tun: Mit PayPal (https://www.paypal.me/florianfreistetter), Patreon (https://www.patreon.com/sternengeschichten) oder Steady (https://steadyhq.com/sternengeschichten)

Das Weltall ist leer, aber wenn man sich die Leere lange genug ansieht, wird es interessant. Zwischen den Galaxien findet sich das "Intracluster-Medium" und was wir davon über das Universum lernen können, erfahrt ihr in der neuen Folge der Sternengeschichten. Wer den Podcast finanziell unterstützen möchte, kann das hier tun: Mit PayPal (https://www.paypal.me/florianfreistetter), Patreon (https://www.patreon.com/sternengeschichten) oder Steady (https://steadyhq.com/sternengeschichten)

In Folge 87 machen wir ein kurzes Raumfahrt-Update und schauen unter anderem was der japanische “Moon Sniper” treibt, wann Osiris Rex Asteroidenmaterial zur Erde bringen wird und was diese Raumsonde danach vor hat. Außerdem finden wir ein schwarzes Loch so nah an der Erde wie nie zuvor. In der Hauptgeschichte fangen wir mit der hawaiianischen Schöpfungslegende an, beschäftigen uns mit baryonisch akustischen Oszillationen und landen schließlich bei der vor kurzem entdeckten größten kosmischen Struktur in unserer Nachbarschaft. Danach fragt sich Evi in “Science Frames”, wie wir den Mars erdähnlich machen können, ob wir das überhaupt tun sollten und ob Schwarzenegger mit Alientechnologie ein vielversprechender Weg dafür ist. Außerdem klären wir ein für alle mal, was vor dem Urknall war! Wenn ihr uns unterstützen wollt, könnt ihr das hier tun: https://www.paypal.com/paypalme/PodcastDasUniversum. Oder hier: https://steadyhq.com/de/dasuniversum. Oder hier: https://www.patreon.com/dasuniversum.

An der Universität Bielefeld erforscht eine sehr aktive Gruppe das Universum als Ganzes. Es geht darum, wie nach dem Urknall Elementarteilchen entstanden sind, wie sich Galaxienhaufen gebildet haben und warum es überhaupt Materie gibt.Lorenzen, Dirkwww.deutschlandfunk.de, SternzeitDirekter Link zur Audiodatei

Inzwischen hat man sich fast an den Gedanken gewöhnt, dass unser Universum voll Dunkler Materie ist. Die können wir zwar nicht sehen, aber sie sorgt dafür, dass unsere Galaxienhaufen und auch unsere eigene Galaxie nicht auseinanderfliegen. Tatsächlich ist die Dunkle Materie für uns überlebenswichtig. Da verzeiht man ihr es gerne, dass sie wohl 84 Prozent aller Materie im Universum ausmacht. Seit Jahrzehnten suchen Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler fieberhaft nach der Dunklen Materie – was gar so einfach ist, wenn man bedenkt, dass niemand sie sehen kann und sie auch nicht mit sichtbarer Materie wechselwirkt, aus der wir und alles um uns herum besteht. Aber, da sind Forschende fast sicher: Es muss sie einfach geben, die Dunkle Materie. Aber warum muss es Dunkle Materie in unserem Universum geben? In dieser Folge von AstroGeo erzählt Franzi den Anfang einer Geschichte: die der Entdeckung der Dunklen Materie. Sie fängt mit dem Coma-Galaxienhaufen an, dessen Galaxien zu schnell unterwegs sind, hin zu Galaxien, die zu schnell rotieren und eigentlich auseinanderfliegen sollten. Doch schließlich war es die Kosmologie und der Wunsch nach einem ganz bestimmten Universum, welche der Dunklen Materie zu ihrem Durchbruch auf der wissenschaftlichen „Most-Wanted“-Liste verhalfen.

Irgendwas passt so ganz und gar nicht in unserem Universum zusammen. Auf den größten kosmischen Skalen finden wir überall das gleiche Problem: Es gibt nicht genug Materie, um die beobachteten Gravitationseffekte zu erklären. Was einfach ausgedrückt bedeutet: Die Materie verklumpt zu einem kosmischen Netz; Galaxienhaufen wachsen zu enormer Größe an mit sich schnell bewegenden Galaxien darin; einzelne Galaxien rotieren mit großer Geschwindigkeit, die bis zu ihren Rändern groß bleibt. Ohne das Vorhandensein von etwa fünfmal so viel Materie, wäre dies alles nicht möglich. Unser Bild vom Universum erfordert etwas, eine unsichtbare Masse die das Gewicht der Galaxien erklären kann. Wir brauchen die dunkle Materie, damit damit das alles erst einen Sinn macht. Wenn die dunkle Materie jedoch real ist, bedeutet das, dass auch unsere Milchstraße dunkle Materie besitzen muss und dass ein Teil dieser Materie durch das Sonnensystem, die Erde und sogar durch dich hindurchgeht. Aber wie viel an dunkler Materie genau geht durch dich durch? Damals im jungen Universum war alles heißer, dichter und gleichmäßiger als heute. Doch schon früh gab es Regionen mit einer ganz leichten Überdichte, in denen mehr Materie als im Durchschnitt vorhanden war. Die Gravitation zieht bevorzugt mehr Materie in eine solche Region, aber die Strahlung sorgt dafür, dass diese Materie wieder hinausgedrängt wird. Good Night Stories: Auf YouTube - https://www.youtube.com/channel/UCOGzvEVuggur7x8BxoL84-A Auf Spotify - https://open.spotify.com/show/5Mz5jx2lm7DXN3FizSigoJ Abonniere jetzt die Entropy, um keine der coolen & interessanten Episoden zu verpassen! Das unterstützt mich natürlich und hilft mir meinen Content zu verbessern und zu erweitern! Hier abonnieren: https://www.youtube.com/channel/UC5dBZm6ztKizdUnN7Puz3QQ?sub_confirmation=1 ♦ PATREON: https://www.patreon.com/entropy_wse ♦ TWITTER: https://twitter.com/Entropy_channel ♦ INSTAGRAM: https://www.instagram.com/roma_perezogin/ ♦ INSTAGRAM: https://www.instagram.com/entropy_channel/

Galaxienhaufen, Dunkle Energie, Supernovaüberreste und Neutronensterne: Auf der To-do-Liste des Weltraumteleskops eRosita stand nicht weniger als eine Kartierung des gesamten Himmels, als es 2019 ins All befördert wurde. Eine Himmelsdurchmusterung im Röntgenbereich hatte sich die Forschenden hinter der vornehmlich deutschen Mission vorgenommen, insgesamt acht Mal sollte eRosita den Himmel abtasten. Doch das ist bisher nicht gelungen: Denn eRosita ist auf einer russischen Plattform montiert. Ins All geschossen wurde das deutsche Teleskop von Russland. Und auch den Bodenkontakt hat bis Anfang März 2022 Russland übernommen… und was war dann? Franzi erzählt die Geschichte des Röntgenteleskops eRosita, das Jahrzehnte gebraucht hat, um überhaupt da zu sein, wo es heute ist, nämlich am Lagrange-Punkt L2. Und es ist eine Geschichte davon, dass ein Krieg auf der Erde auch im All seine Spuren hinterlässt.

Auch Galaxien haben Magnetfelder. Dort läuft es aber ein bisschen komplizierter als bei den Dingern, die man sich an den Kühlschrank pappt. Wie die kosmischen Magnetfelder funktionieren erfahrt ihr in der neuen Folge der Sternengeschichten. Wer den Podcast finanziell unterstützen möchte, kann das hier tun: Mit PayPal (https://www.paypal.me/florianfreistetter), Patreon (https://www.patreon.com/sternengeschichten) oder Steady (https://steadyhq.com/sternengeschichten)

Die neue Folge fängt mit ein bisschen Medienkritik an. Danach geht es um die Unterhaltungsindustrie im Weltraum und wir enden bei Galaxienkillern! Ruth erzählt, wie man eine Galaxie umbringen kann und wo man dabei zusehen kann, wo so etwas im Universum gerade passiert. In “Neues aus der Sternwarte” erzählt Evi von ihrer Arbeit zur Wissenschaftskommunikation und wir plaudern ein wenig über die komplizierte Beziehung zwischen Österreich und der Wissenschaft. Fragen beantworten wir auch: Diesmal unter anderem über Planetenentstehung, müdes Licht und explodierende Sterne.

In der letzten (kurzen) Sommerfolge dreht sich alles ums Drehen. Das Universum dreht sich nämlich. Beziehungsweise drehen sich die sogenannten “Filamente”. Die klingen filigran, bestehen aber aus gigantischen Galaxienhaufen und können hunderte Millionen Lichtjahre lang sein. Filamente sind die größten Strukturen des Universums und jetzt hat man herausgefunden, dass die Dinge rotieren. Wie sie das tun und warum, das erklärt Ruth in dieser Folge. Außerdem reden wir über Schleimpilze. Und beantworten die Frage, ob es auf Sternwarten “Deppenknöpfe” gibt. In “Neues auf der Sternwarte” erklärt Evi, wie das mit Prüfungen während des Astronomie-Studiums abläuft und ob es sich lohnt, dabei zu schummeln oder nicht. Und: Achtung vor der Big Verwordagelung!

Das "Konzil der Riesen" hat nichts mit Fantasy-Büchern zu tun. Sondern beschreibt eine erstaunliche Struktur in unserer Ecke des Universums in deren Mitte wir uns mit der Milchstraße befinden. Wer die "Riesen" sind und was sie treiben, erfahrt ihr in der neuen Folge der Sternengeschichten. Unterstützen könnt ihr den Podcast bei PayPal https://www.paypal.me/florianfreistetter und bei Patreon patreon.com/sternengeschichten

Wenn man Sterne sehen will, die so weit entfernt sind, dass man sie eigentlich gar nicht sehen kann, muss die Astronomie sich was Besonderes einfallen lassen. Ok, man braucht auch noch Glück. Was dann aber für spannende Sachen passieren, erfahrt ihr in der neuen Folge der Sternengeschichten.

In Folge 2 von Entropia geht es um Ludwig Böss und seine Arbeit mit Schockwellen in Galaxienhaufen. Ihr erfahrt alles über die unfassbaren Größenordnungen unseres Universums, ob wir mit unserer Milchstraße mal eines Tages vom intergalaktischen Hinterhof auf die Glitzermeilen des Alls umziehen, blitzschnelle Teilchen und wie man Milliarden (Licht)jahre mit einem Computer simulieren kann. Folgt uns auf Instagram: https://instagram.com/entropia.der.podcast?igshid=1pi92d66uryvb und Twitter: https://twitter.com/entrp_podcast

Raum und Zeit und Objekte und Kräfte. Daraus besteht das Universum. Die Objekte können Atome sein, Moleküle, Planeten, Monde, Haufen (Asteroiden), Sterne, Galaxien, Galaxienhaufen. Kräfte kennen wir 4 bis 5: Gravitationskraft, Elektrische Kraft, Magnetische Kraft, Starke und Schwache Wechselwirkung.

Im Universum kollidiert ständig irgendwas mit irgendwas anderem. Ab und zu tun das sogar ganze Galaxien. Auch unserer Milchstraße bleibt dieses Schicksal nicht erspart. Was da passieren wird erfahrt ihr in der neuen Folge der Sternengeschichten.

Zu Beginn der Sendung sind wir ein wenig begeistert über die Weltraummission OSIRIS-REx und den Versuch Material von einem Asteroid zur Erde zu bringen. Danach erzählt Ruth eine Geschichte über “dunkle Galaxien” und ärgert sich über die reißerischen Methoden der publikationsgetriebenen Wissenschaft. Und danach beantworten wir sehr viele Fragen über dunkle Materie.

Der Himmel hat alles. Auch ne Krone. Und nicht nur eine, sondern sogar zwei! Was es in den Sternbildern von nördlicher und südlicher Krone zu erleben gibt, erfahrt ihr in der neuen Folge der Sternengeschichten.

Die Lokale Gruppe gibt's nicht bei Facebook. Wir sind aber trotzdem alle Mitglied! Denn so heißt die Gruppe von Galaxien zu der auch unsere Milchstraße gehört. Wer da noch mit dabei ist und warum die Gruppe so einen öden Namen hat, erfahrt ihr in der neuen Folge der Sternengeschichten.

Unsere Erde, das Sonnensystem und die Milchstraße sind Teil einer kosmischen Struktur die "Laniakea" genannt wird. Das bedeutet "der unermessliche Himmel" und ist eine absolut passende Beschreibung für diesen Supergalaxienhaufen. Worum es sich genau handelt erfahrt ihr heute im Sternengeschichten-Podcast.

Warum Sterne, Galaxien und andere Himmelsobjekte durch ihre Schwerkraft wie eine Linse im Weltall wirken können und wie Astronomen sich diesen Gravitationslinseneffekt zunutze machen, erklärt Joachim Wambsganß von der Universität Heidelberg in dieser Folge.

Das Universum ist voll mit Sternen, Galaxien, Planeten und jeder Menge anderer cooler Dinge. Jedes davon hat seine Geschichten und die Sternengeschichten erzählen sie. Der Podcast zum Blog "Astrodicticum Simplex"

Schwerpunkt: Raimund Strauß vom Max-Planck-Institut für Physik in München über eine unsichtbare und bislang unbekannte Form der Materie, die rund achtzig Prozent der Materie im Universum ausmachen soll || Nachrichten: Wie Ameisen große Lasten tragen | Frühe Sternentstehung nach dem Urknall | Nanostruktur menschlicher Knochen entschlüsselt

In dieser Folge blicken wir weit ins All und schauen uns große Strukturen an. Der Virgo-Galaxienhaufen besteht aus vielen einzelnen Galaxien und ist schon eine große Struktur. Aber da geht noch mehr. In den Kurzmeldungen geht es um den Abschied auf Raten vom Kometenlander Philae, um die geplante Asteroidenmission AIDA und den neuen Erdsatelliten Sentinel-3A. Zum Abschluss folgen Veranstaltungstipps und wie immer Hinweise in eigener Sache.

Galaxienhaufen sind die größten und massivstem gravitativ gebundenen Objekte im Universum, die Zeit hatten, zu kollabieren und virialisieren. Das Intracluster-Medium (ICM) innerhalb Galaxienhaufen ist ein Plasma, das durch Röntgenstrahlung sichtbar ist. Galaxien in Galaxienhaufen sind durch optische Strahlung zu sehen, sie sind hauptsächlich rot und haben eine niedrige Sternbildungsrate. Neu akkretierte Galaxien können blauere Farben und eine höhere Sternbildungsrate aufweisen und werden durch Interaktion mit dem ICM röter. Wachstum von Galaxienhaufen findet durch sporadisches Verschmelzen mit anderen Galaxienhaufen und Gruppen statt, oder durch gleichmäßige Akkretion von Galaxien aus dem Milieu. Um die Hauptfrage »ergänzen sich Röntgen- und optische Messungen von Galaxienhaufen, oder zeigen sie dasselbe?« zu beantworten, haben wir eine Studie durchgeführt, bei der die Verteilung von Galaxien und ICM in Galaxienhaufen verglichen wurden. Im Besonderen, haben wir untersucht, ob optische Daten zusätzliche Information wegen der dynamische Befindlichkeit von einzelnen Galaxienhaufen liefern, die nicht aus Röntgendaten allein hervorgehen können. Surveys in Röntgen und optischer Strahlung sind in den nächsten Jahrzehnten zu erwarten, die Daten von viel weiteren Gebieten des Universums liefern werden. Diese Daten können, mit den Methoden, die wir hier vorlegen, untersucht werden. Wir benutzten Weitwinkelbeobachtungen des MPG/ESO 2.2 m Telescopes und Röntgenbeobachtungen von XMM-Newton, um die Distribution von Galaxien innerhalb Galaxienhaufen mit der Distribution des ICM zu vergleichen. Wir haben gefunden, dass die 1D Radialdistribution der roten Galaxien zu der des ICM zusammenpasst, aber die blauen Galaxien folgen einem flacheren Profil. Mit 2D Abbildungen der Galaxienhaufen, haben wir gefunden dass die roten Galaxien sehr ähnlich verteilt sind, wie das ICM, aber fast jeder Galaxienhaufen hat unvirialisierte rote Subklumpen. Blaue Galaxien anderseits haben zu wenig Zeit zum virialisiern bevor sie rot werden, weil sie ihre sternbildendes Gas innerhalb einer Übergangszeit durch ICM-Staudruckstripping verliern. Röntgenbeobachtungen sind besser für die Bestimmung des Verschmelzungsverlaufes von Galaxienhaufen, weil sie die Kennzeichen von Verschmelzung für eine kürzere Zeit zeigen. Wir haben mehrere Subklumpen von roten Galaxien entdeckt, die scheinen auf einfallenden Trajektorien in Galaxienhaufen zu sein und noch merkliche Mengen von Röntgenemittierendem Gas zu haben.

Der Ursprung und die Entwicklung unseres Universums zeigt sich gleichermaßen in der Raumzeit selbst wie in den Strukturen, die in ihr entstehen. Galaxienhaufen sind das Ergebnis hierarchischer Strukturbildung. Sie sind die massivsten Objekte, die sich im heutigen Universum bilden konnten. Aufgrund dieser Eigenschaft ist ihre Anzahl und Struktur hochgradig abhängig von der Zusammensetzung und Evolution des Universums. Die Messung der Anzahldichte von Galaxienhaufen beruht auf Katalogen, die nach einer beobachtbaren Größe ausgewählt werden. Die Anwendung einer Massen-Observablen-Relation (MOR) erlaubt es, die beobachtete Anzahl als Funktion der Observablen und der Rotverschiebung mit Vorhersagen zu vergleichen und so kosmologische Parameter zu bestimmen. Man kann jedoch zu Recht behaupten, dass diese Messungen noch nicht präzise im Prozentbereich sind. Hauptgrund hierfür ist das unvollständige Verständnis der MOR. Ihre Normalisierung, die Skalierung der Observablen mit Masse und Rotverschiebung und die Größe und Korrelation von intrinsischen Streuungen muss bekannt sein, um Anzahldichten korrekt interpretieren zu können. Die Massenbestimmung von Galaxienhaufen durch die differenzielle Lichtablenkung in ihrem Gravitationsfeld, i.e. durch den so genannten schwachen Gravitationslinseneffekt (weak lensing), kann erheblich hierzu beitragen. In dieser Arbeit werden neue Methoden und Ergebnisse solcher Untersuchungen vorgestellt. Zu ersteren gehören, als Teil der Datenaufbereitung, (i) die Korrektur von CCD-Bildern für nichtlineare Effekte durch die elektrischen Felder der angesammelten Ladungen (Kapitel 2) und (ii) eine Methode zur Maskierung von Artefakten in überlappenden Aufnahmen eines Himmelsbereichs durch Vergleich mit dem Median-Bild (Kapitel 3). Schließlich ist (iii) eine Methode zur Selektion von Hintergrundgalaxien, basierend auf deren Farbe und scheinbarer Magnitude, die eine neue Korrektur für die Kontamination durch Mitglieder des Galaxienhaufens einschließt, im Abschnitt 5.3.1 beschrieben. Die wissenschaftlichen Hauptergebnisse sind die folgenden. (i) Für den Hubble Frontier Field-Haufen RXC J2248.7-4431 bestimmen wir Masse und Konzentration mittels weak lensing und bestätigen die durch Röntgen- und Sunyaev-Zel'dovich-Beobachtungen (SZ) vorhergesagte große Masse. Die Untersuchung von Haufengalaxien zeigt die Abhängigkeit von Morphologie und Leuchtkraft sowie Umgebung (Kapitel 4). (ii) Unsere Massenbestimmung für 12 Galaxienhaufen ist konsistent mit Röntgenmassen, die unter Annahme hydrostatischen Gleichgewichts des heißen Gases gemacht wurden. Wir bestätigen die MOR, die für die Signifikanz der Detektion mit dem South Pole Telescope bestimmt wurde. Wir finden jedoch Diskrepanzen zur Planck-SZ MOR. Unsere Vermutung ist, dass diese mit einer flacheren Steigung der MOR oder einem größen-, rotverschiebungs- oder rauschabhängigen Problem in der Signalextraktion zusammenhängt (Kapitel 5). (iii) Schließlich zeigen wir, durch die Verbindung von Simulationen und theoretischer Modellierung, dass die Variation von Dichteprofilen bei fester Masse signifikant zur Ungenauigkeit von Massenbestimmungen von Galaxienhaufen mittels weak lensing beiträgt. Ein Modell für diese Variationen, wie das hier entwickelte, ist daher wichtig für die genaue Bestimmung der MOR, wie sie für kommende Untersuchungen nötig sein wird (Kapitel 6).

[audio https://archive.org/download/AbUS01E05Galaxienbildung/AbU-S01E05-Galaxienbildung.mp3 ] In der fünften Folge des AbU-Podcasts steht die Entstehung von Galaxien im Vordergrund. Wie bildeten sich die ersten Strukturen im Universum, und wie sind daraus Galaxien in ihren unterschiedlichen Formen und Galaxienhaufen entstanden? Welche Rolle spielte dabei die Dunkle Materie? Unser Gesprächspartner Prof. Dr. Volker Springel vom Heidelberger Institut für Theoretische Studien (HITS) […]

Schwerpunkt: Dieter Breitschwerdt von der TU Berlin über die Materie, die den Raum zwischen Galaxien ausfüllt || Nachrichten: Vorläuferstern einer Supernova identifiziert | Exotisches Teilchen bestätigt | Leistungsstarker Akku aus Kohlenstofffasern || Veranstaltungen: Heidelberg | Mainz | Leipzig

In diesem unterhaltsamen und spannenden Vortrag betrachtet der Teenager Henry Lin etwas Erstaunliches am Himmel: weit entfernte Galaxienhaufen. Indem wir die Eigenschaften dieser größten Bestandteile des Universums studieren, sagt der Gewinner des Intel-Science-Fair-Preises, können wir vieles über die wissenschaftlichen Mysterien unserer eigenen Welt und Galaxie verstehen.

Die Forschungsergebnisse der letzten Jahre haben gezeigt, dass das Universum bei weitem nicht nur aus baryonischer Materie besteht. Tatsächlich scheinen 72% aus sogenannter Dunkler Energie zu bestehen, während selbst vom verbleibenden Teil nur etwa ein Fünftel baryonischer Materie zugeordnet werden kann. Der Rest besteht aus Dunkler Materie, deren Beschaffenheit bis heute nicht mit Sicherheit geklärt ist. Ursprünglich in den Rotationskurven von Spiralgalaxien beobachtet, wurde die Notwendigkeit ihrer Existenz inzwischen auch in elliptischen Galaxien und Galaxienhaufen nachgewiesen. Tatsächlich scheint Dunkle Materie eine entscheidende Rolle in der Strukturbildung im Universum gespielt zu haben. In der Frühzeit des Universums, als die Materieverteilung im Weltraum noch äußerst gleichmäßig war und nur sehr geringe Inhomogenitäten aufwies, bildeten sie die Kondensationskeime für den gravitativen Kollaps der Materie. Numerische Simulationen haben gezeigt, dass der heute beobachtbare Entwicklungszustand des Universums erst durch die zusätzliche Masse Dunkler Materie ermöglicht wurde, die den strukturellen Kollaps erheblich beschleunigte und nur dadurch zur heute beobachtbaren Komplexität der Strukturen führen konnte. Da Dunkle Materie nicht elektromagnetisch wechselwirkt, sondern sich nur durch ihre Schwerkraft bemerkbar macht, stellt der Gravitationslinseneffekt eine ausgezeichnete Methode dar, die Existenz und Menge an Dunkler Materie nachzuweisen. Der schwache Gravitationslinseneffekt macht sich zu Nutzen, dass die intrinsischen Orientierungen der Galaxien im Weltraum keine Vorzugsrichtung haben, gleichbedeutend mit ihrer statistischen Gleichverteilung. Die gravitationsbedingte kohärente Verzerrung der Hintergrundobjekte führt zu einer Abweichung von dieser Gleichverteilung, die von den Eigenschaften der Gravitationslinsen abhängt und daher zu deren Analyse genutzt werden kann. Diese Dissertation beschreibt die Galaxy-Galaxy-Lensing-Analyse von insgesamt 89 deg^2 optischer Daten, die im Rahmen des CFHTLS-WIDE-Surveys beobachtet wurden und aus denen im Rahmen dieser Arbeit photometrische Rotverschiebungs- und Elliptizitätskataloge erzeugt wurden. Das Galaxiensample besteht aus insgesamt 5×10^6 Linsen mit Rotverschiebungen von 0.05 < z_phot ≤ 1 und einem zugehörigen Hintergrund von insgesamt 1.7×10^6 Quellen mit erfolgreich gemessenen Elliptizitäten in einem Rotverschiebungsintervall von 0.05 < z_phot ≤ 2. Unter Annahme analytischer Galaxienhaloprofile wurden für die Galaxien die Masse, das Masse-zu-Leuchtkraft-Verhältnis und die entsprechenden Halomodellprofilparameter sowie ihre Skalenrelationen bezüglich der absoluten Leuchtkraft untersucht. Dies geschah sowohl für das gesamte Linsensample als auch für Linsensamples in Abhängigkeit des SED-Typs und der Umgebungsdichte. Die ermittelten Skalenrelationen wurden genutzt, um die durchschnittlichen Werte für die Galaxienhaloparameter und eine mittlere Masse für die Galaxien in Abhängigkeit ihres SED-Typs zu bestimmen. Es ergibt sich eine Gesamtmasse von M_total = 23.2+2.8−2.5×10^11 h^{−1} M_⊙ für eine durchschnittliche Galaxie mit einer Referenzleuchtkraft von L∗ = 1.6×10^10 h^{−2} L_⊙. Die Gesamtmasse roter Galaxien bei gleicher Leuchtkraft überschreitet diejenige des entsprechenden gemischten Samples um ca. 130%, während die mittlere Masse einer blauen Galaxie ca. 65% unterhalb des Durchschnitts liegt. Die Gesamtmasse der Galaxien steigt stark mit der Umgebungsdichte an, betrachtet man die Geschwindigkeitsdispersion ist dies jedoch nicht der Fall. Dies bedeutet, dass die zentrale Galaxienmateriedichte kaum von der Umgebung sondern fast nur von der Leuchtkraft abhängt. Die Belastbarkeit der Ergebnisse wurde von zu diesem Zweck erzeugten Simulationen bestätigt. Es hat sich dabei gezeigt, dass der Effekt mehrfacher gravitativer Ablenkung an verschiedenen Galaxien angemessen berücksichtigt werden muss, um systematische Abweichungen zu vermeiden.

Um Galaxien, Galaxienhaufen oder noch größere Strukturen im Universum detailliert zu simulieren, benötigt man eine korrekte Simulation des in diesen Objekten vorhandenen Gases. Eine Möglichkeit zur Simulation dieses Gases bietet das etablierte Verfahren ``Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH)''. Diese Methode empfiehlt sich besonders wegen ihrer intrinsischen geometrischen Flexibilität und ihrer adaptiven Auflösung. Neuere Untersuchungen zeigten aber, dass SPH in Situationen, in denen große Dichtesprünge auftreten, ungenau wird. Hier kann es zu einem unphysikalisch verlangsamten Wachstum von hydrodynamischen Instabilitäten kommen. Diese Probleme von SPH können vor allem auf systematisch bedingte Ungenauigkeiten in der Dichtebestimmung dieser Methode zurückgeführt werden. Um diese Probleme zu vermeiden, haben wir eine neue ``Voronoi Particle Hydrodynamics'' (VPH) genannte Methode enwickelt, um die Hydrodynamik zu simulieren. Dabei wird die Dichte der Simulationsteilchen mit Hilfe eines zusätzlichen Gitters bestimmt. Dieses Gitter ist eine Voronoi Pflasterung, die auf auf den Positionen der Teilchen basiert. Mit Hilfe dieses Prinzips können hydrodynamische Instabilitäten korrekt simuliert werden. Situationen, in denen Scherströmungen entlang großer Dichtesprünge auftreten und zu hydrodynamische Instabilitäten führen, sind besonders ungünstig für SPH, da es hier zu großen Ungenauigkeiten kommen kann. Eine Anwendung, in der solche Situationen zu erwarten sind, ist der Einfall einer Galaxie in einen Galaxienhaufen. Dabei verliert die Galaxie aufgrund des anströmenden Galaxienhaufen-Gases zunehmend Gas an den Galaxienhaufen. Da SPH aufgrund seiner Dichtebestimmung diesen Prozess nicht korrekt simuliert, ermittelt SPH einen zu geringen Verlust von Gas. Wir konnten dies mit Hilfe unserer Simulationen belegen. Wir haben diese Resultate sowohl mit Simulationen von Galaxien, die in einen Galaxienhaufen fallen, als auch mit kosmologischen Simulationen von sich bildenden Galaxienhaufen überprüft. Dort bestätigte sich, dass in SPH der Gasverlust der einfallenen Galaxien zu gering ist. Desweiteren ist der Gasverlust in den AREPO Simulationen stets am höchsten, während VPH eine mittlere Stellung einnimmt. Wir konnten ingesamt zeigen, dass VPH in Situationen mit großem Dichtekontrast eine Verbesserung zu SPH darstellt. Auch wenn unsere Resultate keine vollständige Übereinstimmung mit dem Gitter-basierten AREPO Code zeigen, stellen sie doch eine wichtige Annährung zwischen Teilchen- und Gitter-basierten hydrodynamischen Verfahren dar. VPH empfiehlt sich vor allem als eine gegenüber SPH verbesserte Methode zur Simulation von hydrodynamischen Prozesssen in kosmologischen Problemen.

Die Entwicklung des ersten präzisen kosmologischen Modells, des LCDM Modells, ist eine bedeutende Errungenschaft der modernen, beobachtenden Kosmologie. Trotzdem bleiben eine Reihe von wichtigen Fragen über Zusammensetzung und Entwicklungsgeschichte des Universums unbeantwortet: Abgesehen von der Natur der Dunklen Materie ist der physikalische Ursprung der Dunklen Energie eine der ganz großen Fragen der theoretischen Physik. Ebenso bedürfen die statistischen Eigenschaften der anfänglichen Dichtefluktuationen im frühen Universum einer genauen überprüfung. Kleinste Abweichungen von den Gauß'schen Fluktuationen des Standardmodells würden, sofern sie nachgewiesen werden, eine Vielzahl von Informationen über die Physik des frühen Universums enthalten. In dieser Arbeit benutze ich numerische Verfahren, um neue, hochpräzise Vorhersagen zur kosmischen Strukturbildung in generalisierten Dunkle Energie Kosmologien zu treffen. Außerdem berücksichtige ich Modelle mit nicht-Gauß'schen Anfangbedingungen. Im ersten Abschnitt untersuche ich die nicht-lineare Strukturentstehung in sogenannten `Early Dark Energy' (EDE) Modellen und vergleiche sie mit dem LCDM Standardmodell. Interessanterweise zeigen meine Ergebnisse, dass der Sheth and Tormen (1999) Formalismus, mit dem üblicherweise die Anzahldichte von Halos aus Dunkler Materie geschätzt wird, in EDE Kosmologien weiterhin anwendbar ist, im Widerspruch zu analytischen Berechnungen. In diesem Zusammenhang untersuche ich auch das Verhältnis zwischen Masse und Geschwindigkeitsdispersion der Dunklen Materie in Halos. Dabei stelle ich eine gute übereinstimmung mit der Normalisierung der LCDM Kosmologien fest, wie sie in Evrard et al. (2008) beschrieben ist. Allerdings führt das frühere Anwachsen der Dichtestrukturen in EDE Modellen zu großen Unterschieden in der Massenfunktion der Halos bei hohen Rotverschiebungen. Dies könnte direkt in Beobachtungen gemessen werden, indem man die Anzahl der Gruppen als Funktion der Geschwindigkeitsdispersion der enthaltenen Galaxien entlang der Sichtlinie bestimmt. Insbesondere würde dadurch das Problem der mehrdeutigen Massebestimmung von Halos umgangen. Schließlich ermittele ich die Beziehung zwischen dem Konzentrationsparameter von Halos und der Halomasse in den EDE Kosmologien. Im zweiten Teil meiner Arbeit verwende ich ein Set an hochaufgelöste hydrodynamische Simulationen um die globalen Eigenschaften der thermischen und kinetischen Sunyaev Zeldovich (SZ) Effekte zu untersuchen. Dabei stellen wir fest, dass in den SZ-Beobachtungskarten der EDE Modelle der Compton-y-Parameter systematisch größer ist als im LCDM Modell. Erwartungsgemäß finde ich daher auch, dass das Leistungsspektrum der thermischen und kinetischen SZ Fluktuationen in EDE Kosmologien größer ist als im Standardmodell. Allerdings reicht diese Steigerung für realistische EDE Modelle nicht aus, um die theoretischen Voraussagen in übereinstimmung mit aktuellen Messungen der Mikrowellenhintergrundanisotropie bei großen Multipolwerten zu bringen. Eine Zählung der durch den SZ Effekt detektierbaren Halos in den simulierten Karten zeigt nur einen leichten Anstieg in den massereichsten Haufen für EDE Kosmologien. Ebenso sind Voraussagen für zukünftige Zählungen von SZ-detektierten Haufen durch das South Pole Telescope (SPT Ruhl, 2004) stark durch Unsicherheiten in der Kosmologie beeinträchtigt. Schließlich finde ich, dass die Normalisierung und die Steigung der Relation zwischen thermischem SZ-Effekt und Halomasse in vielen EDE Kosmologien unverändert bleibt, was die Interpretation von Beobachtungen des SZ Effekts in Galaxienhaufen vereinfacht. In weiteren Untersuchungen berechne ich eine Reihe von hochaufgelösten Vielteilchensimulationen für physikalisch motivierte nicht-Gauß'sche Kosmologien. In umfangreichen Studien untersuche ich die Massenverteilungsfunktion der Halos und deren Entwicklung in nicht-Gauß'schen Modellen. Zudem vergleiche ich meine numerischen Experimente mit analytischen Vorhersagen von Matarrese et al. (2000) und LoVerde et al. (2008). Dabei finde ich eine sehr gute übereinstimmung zwischen Simulation und analytischer Vorhersage, vorausgesetzt bestimmte Korrekturen für die Dynamik des nicht-sphärischen Kollapses werden berücksichtigt. Dazu werden die Vorhersagen dahingehend modifiziert, dass sie im Grenzfall sehr seltener Ereignisse einem geeignet veränderten Grenzwert der kritischen Dichte entsprechen. Desweiteren bestätige ich jüngste Ergebnisse, nach denen primordiale nicht-Gauß'sche Dichtefluktuationen eine starke skalenabhänginge Verzerrung auf großen Skalen verursachen, und ich lege einen physikalisch motivierten mathematischen Ausdruck vor, der es erlaubt, die Verzerrung zu messen und der eine gute Näherung für die Simulationsergebnisse darstellt.

Ja, gerade weil wir die jetzige allgemeine Relativitätstheorie in Anschlag nehmen, brauchen wir die Dunkle Materie. Wir sehen ja die Galaxien rotieren zu schnell oder in Galaxienhaufen bewegen sich die ganzen Galaxien viel zu schnell durcheinander. [...]

Hydrodynamische Simulationen haben sich in den letzten Jahren zu einem wichtigen Werkzeug in der Kosmologie entwickelt. Es ist Ziel dieser Arbeit, einen bestehenden Simulationscode durch weitere physikalische Effekte zu erweitern, um deren Auswirkungen in selbstkonsistenter Art und Weise untersuchen zu können. Es wird ein Formalismus vorgestellt, der die Wärmeleitung in einem heißen, diffusen Plasma nachgebildet. Ferner präsentiere ich eine neuartige Methode, kosmische Teilchenstrahlung durch ein als einfach parametrisiert angenommenes Impulssprektrum der Strahlungsteilchen in hydrodynamischen Simulationen mitsamt ihren dynamischen Effekten zu berücksichtigen und untersuchen. Es zeigt sich in durchgeführten Simulationen, daß die Wärmeleitung, obwohl sie unter bestimmten Umständen die Kühleffekte ausgleichen kann, in den durchgeführten kosmologischen Simulationen nicht zu einer Reduzierung der Akkretionsrate in Galaxienhaufen führte. Es zeigen sich dennoch in Temperatur- und Strahlungsprofilen der simulierten Objekte starke Auswirkungen der Wärmeleitung. Die kosmische Teilchenstrahlung zeigt in weiteren Simulationen deutliche Auswirkungen auf die Evolution von Strukturen, insbesondere bei der Regulierung von Sternentstehung in kleinen Galaxien (solchen mit Virialgeschwindigkeiten von unter ∼ 80km/s). Hier führt sie zu einer staken Unterdrückung der Sternenbildung, in zunehmendem Maße für kleinere Galaxien mit einer geringeren Gesamtmasse. Durch diese Unterdrückung wird bei statistischer Betrachtung auch die Steigung der Leuchtkrafts-Verteilungfunktion von Galaxien an ihrem leuchtschwachen Ende stark beeinflußt; letztere wird deutlich flacher und bringt Simulationsergebnisse somit merklich näher an beobachtete Werte.

Ziel der Arbeit ist die Untersuchung von Magnetfeldern im intergalaktischen Gas von Galaxienhaufen mittels Faradayrotationskarten extragalaktischer Radioquellen, die in oder hinter einem Galaxienhaufen lokalisiert sind. Faradayrotation entsteht, wenn linear polarisierte Strahlung einer solchen Quelle durch ein magnetisiertes Medium propagiert und dabei dessen Polarisationsebene rotiert wird. Multifrequenzbeobachtungen erlauben die Konstruktion von Faradayrotationskarten. Die statistische Charakterisierung und Analyse dieser Karten erlaubt es, Eigenschaften der Magnetfelder, welche mit dem Plasma in Galaxienhaufen in Verbindung stehen, zu bestimmen. Es wurde untersucht, ob es einen Beweis dafuer gibt, dass die Faradayrotation im quellennahen Material erzeugt wird oder im magnetisierten Plasma der Galaxienhaufen. Dazu wurden zwei statistische Masse zur Charakterisierung der Daten eingefuehrt. Beide Masse sind ausserdem wertvolle Indikatoren fuer moegliche Probleme bei der Berechnung von Magetfeldeigenschaften auf der Basis von Faradayrotationsmessungen. Die Masse wurden auf Faradayrotationsmessungen von ausgedehnten Radioquellen angewandt. Es konnten keine Hinweise auf quellennahe Enstehungsorte der Faradyrotation gefunden werden. Aufgrund von davon unabhaengigen Beweisen, wurde festgestellt, dass die Magnetfelder, welche die Faradayrotation verursachen, mit dem Plasma in Galaxienhaufen in Zusammenhang stehen sollten.Eine statistische Analyse von Faradayrotationsmessungen mittels Autokorrelationsfunktionen und aequivalent dazu Energiespektren wurde entwickelt um Magnetfeldstaerken und -korrelationslaengen zu bestimmen. Diese Analyse stuetzt sich auf die Annahme, dass die Magnetfelder statistisch isotrop im Faradayrotationsgebiet verteilt sind. Sie benutzt eine sogenannte Fensterfunktion, die das Probenvolumen beschreibt, in welchem Magnetfelder detektierbar sind. Die Faradayrotationskarten von drei ausgedehnten Radioquellen (d.h. 3C75 in Abell 400, 3C465 in 2634 und Hydra A in Abell 780) wurden mittels dieser Methode neu ausgewertet und dabei Magnetfeldstaerken von 1 bis 10 muGauss fuer diese drei Galaxienhaufen abgeleitet.Die Messung von magnetischen Energiespektren erfordert Faradayrotationskarten hoechster Guete. Um Artefakte durch die Datenreduktion zu vermeiden, wurde ein neuer Algorithmus -- Pacman -- zur Berechnung von Faradayrotationskarten entwickelt. Verschiedene statistische Tests zeigen, dass dieser Algorithmus stabil ist und zuverlaessige Faradayrotationswerte berechnet. Zur genauen Messung von magnetischen Energiespektren aus den Pacman Karten wurde ein Maximum-Likelihood-Schaetzer, der auf der zuvor eingefuehrten Theorie beruht. Diese neue Methode erlaubt erstmals, die statistische Unsicherheit des Ergebnisses anzugeben. Des weiteren beruecksichtigt diese Methode das begrenzte Probenvolumen und macht die verlaessliche Bestimmung von Energiespektren moeglich. Diese Maximum-likelihood Methode wurde auf Pacman Faradayrotationskarten von Hydra A angewandt. Beruecksichtigt man die Ungewissheit ueber die exakte Probengeometrie des Faradaygebietes, erhaelt man eine Magnetfeldstaerke von 7 +/- 2 muGauss. Das berechnete Energiespektrum folgt einem Kolmogorov aehnlichem Energiespektrum ueber wenigstens eine Groesseenordnung. Die magnetische Energie ist auf einer dominanten Skale von ungefaehr 3 kpc konzentriert.

Diese Arbeit befasst sich mit astrophysikalischen Anwendungen von Streuprozessen in diffusen Gasen innerhalb von Galaxien bzw. Galaxienhaufen. Anhand von aktuellen Beobachtungsdaten wird versucht, Aussagen über die zurückliegende Entwicklung der Leuchtkraft von astrophysikalischen Objekten, wie supermassiven schwarzen Löchern und relativistischen Jets, zu gewinnen, die innerhalb dieser diffusen Gase Strahlung erzeugen.

In dieser Doktorarbeit studiere ich die Entstehung und Entwicklung von Galaxien in Galaxienhaufen sowohl theoretisch als auch unter Einbeziehung von Beobachtungsdaten. Diese Doktorarbeit gliedert sich in zwei Teile: Einem theoretischen Teil schliesst sich eine Datenanalyse an. Im ersten Kapitel beschreibe ich warum Galaxienhaufen wichtig sind, erklaere die Motivation und Zielsetzung der in dieser Arbeit verwendeten Analyse und erlaeutere den dafuer noetigen theoretischen Hintergrund als auch den Hintergrund fuer die Beobachtungen. Zuerst untersuche ich die Vorhersagen des hierarchischen `Modells der kalten dunklen Materie' fuer die beobachteten Eigenschaften der Population von Galaxien in Galaxienhaufen und fuer ihre Entwicklung als Funktion der kosmischen Rotverschiebung. Ich verwende eine grosse Anzahl von hochaufgeloesten numerischen Simulationen von Galaxienhaufen zusammen mit einer hochaufgeloesten Simulation einer `typischen' Region des Universums. Die grosse Aufloesung der verwendeten Simulationen ermoeglicht es mir, die Entwicklung der Zentren der dunklen Materiehalos zu verfolgen, welche mit groesseren Strukturen zusammenwachsen. Dies erlaubt eine eindeutige Identifizierung leuchtender Galaxien in den Haufen und Substrukturen der dunklen Materie. Diese Analyse ist Bestandteil des zweiten Kapitels. Um eine enge Verbindung zwischen den theoretische Vorhersagen und den Beobachtungen zu ziehen, entwickle ich ein semi-analytisches Programm, welches selbstkonsistent die photometrische und chemische Entwicklung der Galaxien in den Haufen, als auch die chemische Geschichte des Gases innerhalb der Haufen und innerhalb der Galaxien verfolgt. Dabei modelliere ich den Transport von Masse und Metallen zwischen den Sternen, das kalte Gas in Galaxien, das heisse Gas in dunklen Materiehalos, und das intergalaktische Gas ausserhalb der virialisierten Halos. Ausserdem modelliere ich die Effekte von Staub auf die emittierte Strahlung von Galaxien. Das dritte Kapitel beschreibt das semi-analytische Modell im Detail und zeigt einen Vergleich mit einer Anzahl von Beobachtungsergebnissen fuer Galaxien aus nahen Haufen. Im folgenden verwende ich dieses Modell, um die Anreicherung des intergalaktischen Mediums und des Gases innerhalb der Galaxienhaufen mit den chemischen Elementen als Funktion der Zeit zu studieren. Dabei untersuche ich, zu welchem Zeitpunkt der Grossteil der Anreicherung stattfand und welche Galaxien den groessten Beitrag lieferten. Im weiteren Verlauf analysiere ich die beobachtbaren Merkmale verschiedener Modelle von Rueckkopplungsmechanismen. Dabei zeige ich, dass die beobachtete Abnahme des baryonischen Massenanteils von Galaxienhaufen zu Gruppen nur in einem `extremen' Modell reproduziert werden kann, in welchem das wiederausgestossene Material auf einer Zeitskala wiederaufgenommen wird, die vergleichbar mit der Hubblezeit ist. Die Resultate dieser Untersuchungen werden in Kapitel 4 praesentiert. Der zweite Teil meiner Doktorarbeit handelt von der Interpretation von Daten des `ESO Distant Cluster Surveys' (EDisCS). Dieses `ESO Large Program' hat das Ziel, die Entwicklung der Galaxien in Galaxienhaufen ueber mehr als 50 Prozent der kosmischen Zeit zu studieren. Es verbindet die photometrische und spektroskopische Information einer grossen Auswahl von Galaxienhaufen bei Rotverschiebungen um 0.5 und 0.8. Ich fuehre eine detaillierte dynamische und strukturelle Analyse einer Untermenge der EDisCS Galaxienhaufen durch, fuer welche vollstaendige photometrische und spektroskopische Daten vorhanden sind. Im besonderen entwickle ich eine Methode, um Substruktur zu quantifizieren, welche der projizierten raeumlichen Verteilung als auch der Geschwindigkeitsverteilung Rechnung traegt. Die Ergebnisse werden dann detailiert mit Resultaten der numerischen Simulation verglichen. Im Kapitel 5 diskutiere ich, wie die Erweiterung der Methode auf den gesamten EDisCS Datensatz wichtige Einschraenkungen auf die relative Bedeutung der verschiedenen physikalischen Prozesse liefern wird, die Galaxienentwicklung in dichten Umgebungen beeinflussen. Zum Schluss analysiere ich die Farb-Helligkeits-Beziehung einer Untermenge der EDisCS Galaxienhaufen bei grossen Rotverschiebungen. Dabei vergleiche ich die erhaltenen Resultate der hochrotverschobenen Galaxienhaufen mit denjenigen des nahen Coma Galaxienhaufens und zeige, dass die hochrotverschobenen Galaxienhaufen ein Defizit an leuchtschwachen Galaxien der roten Sequenz im Vergleich zu denjenigen bei kleiner Rotverschiebung aufweisen. Dies deutet an, dass ein grosser Bruchteil der leuchtschwachen passiven Galaxien in Galaxienhaufen zum gegenwaertigen Zeitpunkt bei grossen Rotverschiebungen aktive Sternentstehung aufgewiesen haben koennten. Diese Aussage stimmt qualitativ mit den Vorhersagen des hierarchischen Modells ueberein. Diese Analyse wird in Kapitel 6 praesentiert.

In den letzten Jahren wurden 373 ausgedehnte Roentgenquellen in der ROSAT Himmelsdurchmusterung (RASS) als Supernova Ueberreste (SNRs) Kandidaten identifiziert (Busser, 1998). Ein Ziel der vorliegenden Arbeit war die genaue Untersuchung und Identifizierung dieser Galaktischen SNR Kandidaten an Hand ihrer Roentgen- und Radiomorphologie. Diese Analyse erlaubte es fuer die untersuchten Objekte, zwischen extragalaktischen Hintergrundsquellen und SNR Kandidaten zu unterscheiden. Rund 16% der 373 Kandidaten (59) stellten sich als wahrscheinliche Galaxien oder Galaxienhaufen heraus, wohingegen sich 99 Kandidaten als unechte Hintergrundsquellen erwiesen. Nachbeobachtungen der besten Kandidaten wurden im Radioband sowie im Roentgenband durchgefuehrt und G38.7-1.4 und G296.7-0.9 als SNRs identifiziert. Neun Objekte wurden als hervorragende Kandidaten und weitere 90 als moegliche SNRs auf Grund ihrer Radio- und Roentgenmorphologie klassifiert. Die restlichen 114 Quellen zeigen kaum Indizien fuer SNRs and wurden deswegen als SNR Kandidaten verworfen. Ein Vergleich dieser Ergebnisse mit denen einer Simulation von Busser zeigt, dass weniger SNR Kandidaten im RASS gefunden wurden als von der Simulation erwartet. Um eine Uebereinstimmung beider Ergebnisse zu erreichen, muss eine hoehere interstellare Dichte, eine geringe Explosionsenergie und eine geringe galaktische SN Rate angenommen werden. Der zweite Teil dieser Arbeit beschreibt die detailierte Untersuchung dreier galaktischer SNRs. XMM-Newton Beobachtung von RCW 103: RCW 103 ist ein schalenfoermiger SNR mit einer kompakten Roentgenquelle im Zentrum. Es ist allerdings noch unklar, ob RCW 103 von einer Supernova (SN) Ia oder einem Kernkollaps SN stammt. Allerdings konnte gezeigt werden, dass RCW 103 in verschiedenen Linienemissionen die gleiche Ausdehnung hat, sowie eine geringe Expansionsgeschwindigkeit leichter Elemente wie z. Bsp. Magnesium aufweist, was fuer Kernkollaps SN erwartet wird. Schliesslich liefert die Existenz einer zentralen Punktquelle, die wahrscheinlich einem Neutronenstern und seinem Begleitstern zuzuordnen ist, ein ueberzeugendes Argument fuer ein Kernkollaps Szenario. XMM-Newton Beobachtung von G21.5-0.9: G21.5-0.9 ist ein dem Krebsnebel aehnlichen SNR mit einer kompakten Roentgenquelle im Zentrum. XMM-Newton Daten zeigen, dass der diffuse Nebel von G21.5-0.9 am besten durch ein Potenzgesetz beschrieben wird, dessen Spektralindex von 1.72 im Zentrum bis 2.43 am Rande des Halos ansteigt. Weder Linienemission noch Randaufhellung konnte im Halo gefunden werden und auch die spaehrische Symnmetrie legen eine Interpretation des aeusseren Halos als eine Ausdehnung des zentralen Synchrotronnebels nahe. ROSAT Beobachtung von G65.3+5.7: Das Roentgenspektrum von G65.3+5.7 zeigt thermische Roentgenemission, welches durch ein Raymond-Smith Model mit einer Durchschnittstemperatur von 0.20 keV und einer geringen Umgebungsdichte von ~0.019~cm^{-3} beschrieben wird. Unter der Annahme einer Entfernung von 1 kpc und unter der Benutzung der Sedov Gleichungen, erhaehlt man ein Alter von ~ 27500 Jahren, eine Explosionsenergie von ~ 0.18 x 10^{51} erg und eine Leuchtkraft L_x ~ 9.9 x 10^{34} erg. Der Radiopulsar PSR J1931+30 befindet sich in G65.3+5.7. Da keine zeitliche Frequenzaenderung bekannt ist, wurde mit Hilfe einer oberen Schranke der Roentgenzaehlrate und unter Annahme eines Spektrums, das dem des Krebsnebels aehnelt, ein Roentgenfluss f_x = 3.93 x 10^{-13} erg~cm^{-2} s^{-1} bestimmt, das einer Leuchtkraft L_x = 4.32 x 10^{32} erg entspricht und folglich einer unteren Schranke des charakteristischen Alters von 1400 Jahren entspricht.

In der heutigen Kosmologie werden Inhomogenitäten und Unregelmäßigkeiten in den relevanten Datensätzen wie etwa die Substruktur in Galaxienhaufen und die Tatsache, daß verschiedene Galaxientypen unterschiedlich im Raum verteilt sind, nicht mehr nur als zufällige Fluktuationen interpretiert, sondern für ein Verständnis der kosmischen Materieverteilung positiv nutzbar gemacht. Die vorliegende Arbeit entwickelt in diesem Sinne Maße, welche eine quantitative Beschreibung von solchen Inhomogenitäten liefern, wendet sie sowohl auf Realdaten als auch auf numerische Simulationen an und stellt den Zusammenhang zu physikalischen Modellen her. Die Integralgeometrie stellt Maße zur Verfügung, die sich unter geometrischen Transformationen und Mengenoperationen in einfacher Weise verhalten. Während bislang in der Kosmologie vor allem die skalaren Minkowski–Funktionale angewandt wurden, um die kosmische Materieverteilung zu charakterisieren, stehen im ersten Teil dieser Arbeit höherrangige Minkowski–Valuationen wie die Quermaßvektoren und –tensoren im Vordergrund. Diese spiegeln die Lage, Symmetrie, Gestalt und Konnektivität von Mustern wider. Zunächst werden diese Maße für physikalische Anwendungsbereiche erschlossen. Die Anwendungen gelten dann Galaxienhaufen (“Clustern”), deren innere Eigenschaften auch dazu geeignet sind, die Werte der kosmologischen Parameter einzuschränken. Mit Hilfe der Minkowski–Valuationen definieren wir eine Reihe von Strukturfunktionen, die sich speziell dazu eignen, Galaxienhaufen morphologisch zu charakterisieren. Eine Analyse von Clustern, die kosmologischen Dunkle–Materie–Simulationen entstammen (dem sogenannten GIF–Projekt der “German–Israelic Foundation”), zeigt, daß der morphologische Zustand von Galaxienhaufen zwischen verschiedenen kosmologischen Hintergrundmodellen unterscheiden kann. Eine weitere Analyse gilt komplexeren Simulationen, die auch das heiße Cluster–Röntgengas berücksichtigen. Dabei vergleichen wir nicht nur die Gas– und die Dunkle–Materie–Morphologie, sondern untersuchen auch den Zusammenhang mit der inneren Dynamik. In geeigneten Räumen von globalen Clusterparametern entstehen fundamentale Abhängigkeiten wie etwa die Fundamentalebenenrelation. Dabei können wir zeigen, daß der Abstand von der Fundamentalebene, der die Entfernung von einem Gleichgewichtszustand angibt, mit der Substruktur der Galaxienhaufen positiv korreliert ist; mithin spiegelt die Substruktur den inneren dynamischen Zustand eines Clusters. Weiterhin wird gezeigt, daß die Morphologie von Galaxienhaufen auch im Optischen (d.h. in der Verteilung der Clustergalaxien) die Hintergrundkosmologie widerspiegelt. Dazu analysieren wir die Verteilung von Cluster–Galaxien, welche semianalytischen Modelle für die GIF–Simulationen vorhersagen, und Realdaten. Eine Grundfrage der modernen Kosmologie gilt der Art und Weise, wie die Dunkle Materie hinter dem Vordergrund der sichtbaren Galaxien im Universum verteilt ist (“Bias”–Problem). Wegen der Schwierigkeiten, die Dunkle Materie zu lokalisieren, sind dabei schon Unterschiede von Interesse, die sich etwa in der räumlichen Verteilung unterschiedlicher Galaxientypen finden. Der zweite Teil der Arbeit beschäftigt sich mit einem neuen Ansatz, solche Unterschiede zu quantifizieren. Dabei versteht man die Galaxienverteilung als Realisation eines markierten Punktprozesses, der neben den Positionen im Raum auch innere Eigenschaften der Galaxien wie Leuchtkräfte oder morphologische Typen erzeugt. Diese Beschreibung ermöglicht es, eine Reihe von Größen einzuführen, mit denen man testen kann, ob eine Markensegregation vorliegt, das heißt, ob das räumliche Clustern der Galaxien von deren inneren Eigenschaften abhängt. Solche Testgrößen – wir beziehen uns dabei hauptsächlich auf Statistik zweiter Ordnung – zeigen, angewandt auf den Southern Sky Redshift Survey II, signifikante Leuchtkraft– und Morphologie–Segregation an. Ein Vergleich mit Modellen zeigt die komplexe Natur dieser Leuchtkraft–Segregation, die insbesondere nicht auf die Morphologie–Dichte–Relation zurückzuführen ist.

Fri, 26 May 2000 12:00:00 +0100 https://edoc.ub.uni-muenchen.de/277/ https://edoc.ub.uni-muenchen.de/277/1/Dolag_Klaus.pdf Dolag, Klaus ddc:530, ddc:500, Fakultät für Physik