Understanding X-ray emission from galaxies and galaxy clusters

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1 Was die Röntgenemission von Galaxien und Galaxienhaufen verrät Understanding X-ray emission from galaxies and galaxy clusters Anderson, Michael E.; Gaspari, Massimo; White, Simon D. M.; Wang, Wenting; Dai, Xinyu Max-Planck-Institut für Astrophysik, Garching Korrespondierender Autor Zusammenfassung Durch die Kombination der Daten von einzelnen Objekten ist es einem vom Max-Planck-Institut für Astrophysik geleiteten Wissenschaftlerteam zum ersten Mal gelungen, die Röntgenemission einheitlich für Objekte zu messen, deren Massen von Milchstraßen-ähnlichen Objekten bis hin zu mächtigen Galaxienhaufen reichen. Die Ergebnisse sind überraschend einfach und geben neue Einsichten, wie die gewöhnliche Materie heute im Universum verteilt ist und wie diese Verteilung durch den Energieeintrag von galaktischen Kernen beeinflusst wird. Summary By combining data for more than 250,000 individual objects, an MPA-based team has for the first time been able to measure X-ray emission in a uniform manner for objects with masses ranging from that of the Milky Way up to that of rich galaxy clusters. The results are surprisingly simple and give insight into how ordinary matter is distributed in today's universe, and how this distribution has been affected by energy input from galactic nuclei. Die größten Strukturen im All Auch wenn Galaxien mit ihren Milliarden Sternen unfassbar große Objekte zu sein scheinen, so gibt es im Universum sogar noch größere Objekte: Galaxienhaufen sind die größten Strukturen im Gleichgewicht. Sie können Hunderte von Galaxien enthalten und eine Gesamtmasse tausendmal die der Milchstraße umfassen. Im sichtbaren Licht scheinen sich Galaxien und Galaxienhaufen erheblich zu unterscheiden (Abb. 1), Computersimulationen wie die Millennium-Simulation haben aber gezeigt, dass die Verteilung der Dunklen Materie in Galaxien und Galaxienhaufen sehr ähnlich aussehen sollte. Der Begriff dafür ist Selbstähnlichkeit und in diesem Zusammenhang bedeutet es, dass die Dunklen Materie-Halos von Galaxienhaufen mehr oder weniger nur skalierte Versionen der Dunklen Materie-Halos von Galaxien sind Max-Planck-Gesellschaft 1/5

2 A bb. 1: Bilder einer Galaxie (NGC 1132, links) und eines Galaxienhaufens (Abell 1689, rechts) aufgenom m en vom ESA/NASA Hubble Space Teleskop. Bei optischen Wellenlängen sehen diese System e sehr unterschiedlich aus, da ein Galaxienhaufen Hunderte oder sogar Tausende von Galaxien enthalten kann. Andererseits sind die Röntgenem issionen von diesen System en bem erkenswert ähnlich. NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)- ESA/Hubble Collaboration Credit: NASA, ESA, L. Bradley (JHU), R. Bouwens (UCSC), H. Ford (JHU), and G. Illingworth (UCSC) Die Wissenschaftler gehen davon aus, dass sowohl Galaxien als auch Galaxienhaufen (und deren Halos aus Dunkler Materie) von heißem Gas durchsetzt sind. Dieses Gas, das auf Temperaturen von mehreren Millionen Kelvin aufgeheizt wird, strahlt energiereiche Strahlung ab, die mit Röntgenteleskopen wie ROSAT und XMM- Newton untersucht werden kann. Studien Dutzender Galaxienhaufen zeigen, dass die Röntgenleuchtkraft des heißen Gases mit der Gesamtmasse des Haufens ansteigt. Unabhängige Untersuchungen Dutzender elliptischer Galaxien haben gezeigt, dass die Röntgenleuchtkraft des heißen Gases hier mit der Sternmasse der Galaxie ansteigt. Diese beiden Korrelationen verbinden die Röntgenleuchtkraft mit unterschiedlichen Größen (Gesamtmasse für Haufen, Sternmasse für Galaxien) und wurden typischerweise auf unterschiedliche Art für die verschiedenen Objekttypen gemessen. Das heiße Gas in gestapelten Galaxien 2016 Max-Planck-Gesellschaft 2/5

3 A bb. 2: Gestapelte Röntgenbilder der Strahlung um die Zentralgalaxien von m ächtigen Galaxienhaufen (links) und weniger m assereiche Galaxiengruppen (rechts). Dies sind zwei der 20 für diese Studie erzeugten Bilder. In beiden Bildern kennzeichnet der schwarze Kreis dem Radius R500, was in etwa der Größe des Halos aus Dunkler Materie entspricht. Die Röntgenstrahlung ist zentral konzentriert, erstreckt sich aber deutlich nach außen. Die Zahlen in der oberen rechten Bildecke Bildes bezeichnen die Sternm asse der Zentralgalaxien (log M star, Abb. 3). Wie die Balken zeigen, ist R500 für die Haufen etwa 2,5 Mal größer (und die Masse etwa 15 Mal größer) als für die Galaxien. Die Form der Röntgenem ission scheint jedoch bei beiden Bildern ziem lich ähnlich zu sein. Max-Planck-Institut für Astrophysik / Anderson Ein Team am Max-Planck-Institut für Astrophysik (MPA) kombinierte diese beiden Relationen nun, indem sie archivierte Beobachtungen des gesamten Himmels auswerteten [1]. Sie analysierten die Strahlung rund um Galaxien aus der ROSAT-Himmelsdurchmusterung über tausend Mal mehr als in früheren Galaxienstudien verwendet wurden und kombinierten die Röntgenemission von mehreren Tausend Galaxien ähnlicher Masse sorgfältig zu einigen mittleren Bildern, ein Prozess, der als Stapeln bekannt ist. Beispiele für derartige gestapelte Bilder sind in Abbildung 2 für zwei unterschiedliche Massenbereiche gezeigt. Mit bloßem Auge sieht die Verteilung des heißen Gases in Galaxienhaufen aus wie eine vergrößerte Version des heißen Halos um die viel kleineren Galaxien. Die vollständigen Ergebnisse sind in Abbildung 3 dargestellt, die die Beziehung zwischen der Röntgenleuchtkraft und der Sternmasse zeigt. Diese Relation folgt einer geraden Linie, von den einzelnen Galaxien (kleine Massen) bis hinauf zu den mächtigen Galaxienhaufen. Eine genauere Analyse zeigt jedoch, dass die Steigung dieser Linie steiler ist, als man erwarten würde, wenn das heiße Gas vollkommen selbstähnlich wäre. Dies beruht wahrscheinlich auf einer Kombination mehrerer Effekte; ein wichtiger Beitrag dürfte von der Heizung durch supermassereiche Schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien stammen. Wenn Gas in ein supermassereiches Schwarzes Loch fällt, verliert es große Mengen an Energie, die in den heißen Halo um die Galaxie gepumpt wird. Dieses AGN-Feedback (Rückkopplung durch den aktiven galaktischen Kern) ist ein Prozess, der wahrscheinlich für die Bildung von Galaxien und Galaxienhaufen enorm wichtig ist. Das AGN-Feedback hat auf weniger massereiche Komponenten einen größeren Einfluss, sodass es die Röntgenleuchtkraft von Galaxien stärker senkt als diejenige von Galaxienhaufen Max-Planck-Gesellschaft 3/5

4 A bb. 3: Mittlere Röntgenleuchtkraft für jedes der 20 gestapelten Bilder in Abhängigkeit der Sternm asse ihrer Zentralgalaxie. Bei höheren Massen ist die Beziehung zwischen diesen beiden Größen ein Potenzgesetz (eine gerade Linie). Für die sieben Datenpunkte bei kleinen Massen ist die Röntgenstrahlung des heißen Gases zu schwach, um sie zuverlässig m essen zu können. Außerdem wird das Röntgensignal durch die Em ission von Röntgendoppelsternen in diesen Galaxien verunreinigt deren geschätzte Helligkeit ist durch die blau und rot gestrichelten Linien dargestellt, für m assereiche und m assearm e Röntgendoppelsterne. Max-Planck-Institut für Astrophysik / Anderson Dieser Effekt macht die Relation in Abbildung 3 steiler als sie für ein vollkommen selbstähnliches Gas wäre. Die Messung der Röntgenleuchtkraft über einen so weiten Bereich an Objekten gibt wichtige Hinweise darauf, wie man das AGN-Feedback verstehen kann. Durch einen Vergleich dieser Messungen mit Vorhersagen aus numerischen Simulationen konnte das MPA-Team zeigen, dass das sanfte, selbstregulierte AGN-Feedback bevorzugt ist gegenüber einem sehr heftigen Energieeintrag. Ähnliche Verhältnisse für Galaxien und Galaxienhaufen Detaillierte Vergleiche der Ergebnisse mit früheren Messungen zeigten, dass die neuen Ergebnisse völlig im Einklang sind mit gemessenen Skalierungsrelationen für Galaxien und auch für die Skalierungsrelationen für Galaxienhaufen, die optisch ausgewählt wurden. Dies deutet darauf hin, dass eine einzige Skalierungsrelation tatsächlich beide Objekttypen beschreiben kann. Studien der Skalierungsrelation von Galaxienhaufen, die aufgrund ihrer Röntgeneigenschaften ausgewählt wurden, zeigen typischerweise eine ähnliche Steigung, haben aber eine systematisch höhere Leuchtkraft bei einer bestimmten Masse. Dies liegt wahrscheinlich an der großen Bandbreite der Röntgeneigenschaften von Haufen einer bestimmten Masse, die in früheren Arbeiten möglicherweise unterschätzt wurde. Letztlich komplementiert diese Arbeit eine ähnliche Analyse für die gleichen Galaxien und Galaxienhaufen mit Daten des Planck-Satelliten [2]. Diese Analyse nutzte den Schatten, den die Atmosphäre aus heißem Gas auf den kosmischen Mikrowellenhintergrund wirft, um die gesamte thermische Energie des heißen Gases zu messen, im Gegensatz zu seiner Röntgenleuchtkraft. Daraus resultiert, dass diese Energie selbstähnlich mit der Masse skaliert. Die Kombination dieser beiden Ergebnisse deutet darauf hin, dass es rund um Galaxien ein sehr großes Reservoir an heißem Gas gibt. Dieses wird durch das AGN-Feedback aber zu stark verdünnt, um 2016 Max-Planck-Gesellschaft 4/5

5 starke Röntgenstrahlung emittieren zu können. Damit könnte das seit Langem bestehende Problem gelöst werden, wo sich die Baryonen befinden, die mit den Galaxien verbunden sein sollten, die man aber bisher nicht direkt nachweisen konnte. Literaturhinweise [1] Anderson, M. E.; Gaspari, M.; White, S. D. M.; Wang, W.; Dai, X. Unifying X-ray scaling relations from galaxies to clusters Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 449, (2015) [2] The Planck Collaboration The gas content of dark matter halos: the Sunyaev-Zeldovich-stellar mass relation for locally brightest galaxies, Astronomy and Astrophysics 557, A52 (2013) 2016 Max-Planck-Gesellschaft 5/5