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1 Galaxien & Galaxienhaufen im Universum LMU SS 2009 Rene Fassbender, MPE Tel: , 1. Erscheinungsformen von Galaxien 2. Struktur von Galaxien 3. Struktur von Galaxienhaufen 4. Kosmologie und Strukturbildung im Universum 5. Galaxienentwicklung und Sternpopulationssynthese 6. Entwicklung der Population von Galaxienhaufen I Galaxienentwicklung in GH & Skalierungsrelationen 7. Simulationen der Struktur- und Galaxienbildung 8. Semianalytische Modellierung der Galaxienentwicklung 9. Galaxienentwicklung in Himmelsdurchmusterungen I 10. Galaxienentwicklung in Himmelsdurchmusterungen II 11. Großräumige Struktur markiert durch Galaxien & Galaxienhaufen 12. Entwicklung der Population von Galaxienhaufen II ICM, Massenfunktion & kosmologische Tests mit GH 1 Erinnerung Am nächsten Dienstag (Pfingstdienstag), der , findet keine Vorlesung statt Der nächste Vorlesungstermin ist Dienstag, der R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 2

2 Fragestellungen für die heutige Vorlesung 1. Welche physikalischen Prozesse bestimmen bzw. beeinflussen die Galaxienentwicklung in Galaxienhaufen? 2. Warum haben die meisten lokalen Galaxienhaufen eine elliptische Riesengalaxie im Zentrum? 3. Welche Parameter charakterisieren die Red-Sequence und von welchen Eigenschaften werden diese bestimmt? 4. Wann haben sich die Sterne von Red-Sequence Galaxien gebildet? 5. Wie lassen sich für die Messgrößen von Galaxienhaufen einfache Skalierungsrelationen ableiten und wie entwickeln sich diese mit der Rotverschiebung? R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 3 Agenda I. Besonderheiten der Galaxienhaufenumgebung II. Brightest Cluster Galaxies (BCGs) III. Red-Sequence Entwicklung IV. Weitere Entwicklungseffekte V. Selbstähnlichkeit & Skalierungsrelationen von GH R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 4

3 I. Besonderheiten der Galaxienhaufenumgebung Entstehungsmodelle für Elliptische Galaxien Monolithic Collapse vs Hierarchical Formation Scenarios Erwartungen: frühe Entstehung massereiche Es bei hohen z kaum Entwicklung alte Sternpopulation (SSP) keine neuere Sternenstehung Erwartungen: frühe Entstehung nur kleiner Galaxien keine massereichen Es bei hohen z starke Enwicklungseffekte massereicher Galaxien Transformationsprozesse durch Merging jüngere Sternpopulationen Quelle: Ellis et al R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 6

4 Besonderheiten der GH-Umgebung I Dynamical Friction durch DM Wechselwirkung eine massereiche Galaxie der Masse M, die sich durch ein homogenes Hintergrund- Medium (Dunkle Materie) mit der Geschwindigkeit v bewegt, spürt eine abbremsende Kraft, die sie auf einer Zeitskala t DF vom Radius R ins GH-Zentrum spiralen lässt die dynamische Reibung ist unabhängig von der Masse m der Hintergrundteilchen, aber umso effektiver je massereicher die Galaxie M Quelle: J. Schombert R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 7 Besonderheiten der GH-Umgebung II Merging & Harrassment durch Galaxienwechselwirkungen die Galaxiendichte n gal in GH ist sehr hoch, daher kommt es zu häufigen Wechselwirkungen die Relativgeschwindigkeiten V der Galaxien sind umso größer, je tiefer das GH-Potential Galaxien verschmelzen nur dann, wenn nach dem Zusammenstoß die Relativgeschwindigkeiten kleiner als die Entweichgeschwindigkeit der neuen Galaxie (~200km/s) ist die Mergerrate Γlässt sich als Produkt des Merging-Wirkungsquerschnitts σ merge und des Teilchenflusses j gal abschätzen (b crit =kritischer Impactparameter): die erwartete Mergingrate nimmt also mit der Potentialtiefe (hohe V) ab, daher sind Galaxien-Merger im Galaxien-Gruppen-Regime zahlreicher der Gesamteffekt von nahen Galaxienbegegnungen kann allerdings zu Deformationen, Sternentstehung, Halo-Stripping usw führen und wird oft als Galaxy Harassment bezeichnet R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 8

5 Besonderheiten der GH-Umgebung III Ram Pressure Stripping durch ICM Wechselwirkung eine Galaxie, die sich mit der Geschwindigkeit v durch ein gasförmiges Medium (Innerhaufengas) mit der Dichte ρ gas bewegt, erfährt einen Ram Pressure p ram der Stärke Gas innerhalb einer Galaxie kann beim Durchgang durch das dichte ICM des GH Zentrums innerhalb von yr durch Ram Pressure Stripping vollständig aus der Galaxie entfernt werden, womit die Sternentstehung erlischt R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 9 Wirkungsradien der verschiedenen Einflüsse R vir M= M M= M mehrere Wechselwirkungs- Prozesse wirken nacheinander bzw. gleichzeitig die Separierung und Quantifizierung der Einzelprozesse ist beobachtungstechnisch schwierig und noch Gegenstand aktueller Untersuchungen Quelle: Moran et al R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 10

6 Die Morphology-Density Density-Relation im lokalen Universum als ein Endresultat des Einflusses der GH Umgebung Quelle: Goto et al R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 11 II. Brightest Cluster Galaxies (BCGs)

7 Brightest Cluster Galaxies (BCGs( BCGs) BCGs sind die größten und hellsten Galaxien im Universum mit typischen Helligkeiten von L BCG ~10 L* bzw. <M V > BCG = % der Galaxienhaufen im lokalen Universum haben eine solche Riesengalaxie in ihrem Zentrum die dynamische Reibung ist verantwortlich für das Absinken der schwersten Galaxie ins Minimum des GH Potentials BCGs besitzen oft einen charakteristischen, sehr ausgedehnten low surface brightness Envelope, der wahrscheinlich aus angesammeltem Galaxien-Debris (Sterne) besteht die beobachtete Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte von BCGs ist aktuell noch Gegenstand intensiver Forschung, vor allem bei z>1 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 13 Vorhersagen der BCG Entwicklung auf Basis aktueller Simulationen frühe Entstehungsphase der Sterne in verschiedenen Vorgänger-Galaxien z~3-5 relativ später Aufbau des Großteils der Gesamtmasse durch Galaxien- Verschmelzungen z<1.5 Quelle: De Lucia & Blaizot 2007 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 14

8 Qualitative beobachtete Entwicklung von BCGs I bei z~1 Quelle: Fassbender 2007 H-Band Aufnahmen mit Röntgenkonturen R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 15 Qualitative beobachtete Entwicklung von BCGs II z<0.7 fertige BCG im Zentrum Quelle: Fassbender 2007 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 16

9 III. Red-Sequence Entwicklung Red-Sequence (RS) Parameter alle bisher bekannten Galaxienhaufen (bis z~1.4) besitzen eine wohldefinierte Red-Sequence Ks* eine Red-Sequence im (-Y) vs Y Farben-Helligkeits-Diagram lässt sich durch 3 freie Parameter charakterisieren: 1. die Farbe (-Y) CMD (Y*) 2. die Steigung d(-y)/dy 3. die intrinsische Streuung σ Quelle: Gobat 2009; Lidman et al R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 18

10 Die Galaxienhaufen Red-Sequence bei hohen z sieht in absoluten Magnituden (fast) aus wie eine lokale RS Rest- Frame- Farbe Quelle: Mei et al Rest-Frame-Magnitude R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 19 Beobachtete Farbentwicklung der Red-Sequence scheinbare beobachtete (Z-H) Farbe gegen scheinbare H-Magnitude z f =3, Z=3 Z Simple Stellar Population Modelle (V5) können die beobachtete RS Farb- Entwicklung gut reproduzieren SSP Parameter: z f ~4, Z~1.2 Z die Bestimmung der Formation Epoch z f und der Metallizitätseinflüsse verlangt RS Beobachtungen bei hohen z Quelle: Fassbender 2007 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 20

11 Was lässt sich aus der beobachteten RS Entwicklung und SSP Modellen über die Galaxienevolution lernen? 1. die Sternpopulation der massereichen Red-Sequence (Frühtyp) Galaxien im GH Zentrum ist sehr alt: z f >3 bzw t f,lookback >11.5 Gyr (Farbe+Entwicklung) 2. die Sternpopulation der Red-Sequence Galaxien entwickelt sich (fast) passiv, d.h. keine neue Sternentstehung, und ist in somit in guter Näherung eine SSP (Farbe+Entwicklung) 3. die Sterne der massereichen Red-Sequence Galaxien müssen fast zur gleichen Zeit entstanden sein (kleine Streuungsbreite bei hohen z) 4. die Steigung der RS beruht auf einer Metallizitätssequenz, d.h. die roteren massereicheren Galaxien besitzen eine höhere Metallizität als die masseärmeren Galaxien (keine beobachtbare Entwicklung der Steigung bei hohen z) Massereichere Galaxien haben ein tieferes Potential und können dadurch effektiver Metalle halten, die ansonsten teilweise durch Supernova-Winde aus der Galaxie geblasen werden durch die Alters-Metallizitäts Entartung (V5) könnte man rotere Farben auch mit höherem Alter erklären, doch dann müsste die Steigung bei hohen z steiler werden, da sich die relativen Altersunterschiede Nahe an der Entstehungsepoche vergrößern (nicht beobachtet) 5. Innerhalb des Farb-Helligkeits-Diagramms entwickeln sich allgemein Galaxien einige Gyr nach der letzten Sternbildung nach oben (blau rot), und scheinen dann durch (Dry-)Merging nach links Entlang der RS zu wandern (Detailstudien bei höheren z) R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 21 Detailstudium der Sternentstehungs-Geschichte (SFH) in Galaxienhaufen bei 0.8<z<1.4 die SFH lässt sich durch Vergleich verallgemeinerte SSP Modelle (gewichtete Überlagerung) mit genauer Vielfarben- Photometrie & Spektralen Merkmalen rekonstruieren die Sternentstehung in Frühtyp- Galaxien ist nicht instantan, aber über einen relativ kurzen Zeitraum (~1Gyr) bei z~3-6 die Single-Burst-Näherung ist somit keine schlechte Annahme Quelle: Gobat 2009 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 22

12 Schematischer Zeitplan der Red-Sequence Entstehung nach heutigem Stand der GH Beobachtungen Quelle: Gobat 2009 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 23 IV. Weitere Entwicklungseffekte

13 Simulations-Vorhersagen für die Änderung von Galaxien- eigenschaften als Funktion des Abstandes vom GH-Zentrum mit zuhnehmender Entfernung vom GH-Zentrum wird: das Galaxienalter jünger die Farbe blauer die Metallizität geringer die gemittelte Galaxienmasse kleiner Quelle: De Lucia et al R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 25 Beispiel I - Beobachtete SFH in RJ bei z=0.84 massereichere Galaxien bilden ihre Sterne früher Galaxien im Zentrum bilden ihre Sterne früher Quelle: Gobat 2009 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 26

14 Beispiel II - Beobachteter Farbgradient in MMUJ bei z=0.95 rote RS-Galaxien sitzen im Zentrum blauere Galaxien domieren den Außenbereich Quelle: Fassbender et al R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 27 Aufkommendes Gesamtbild der Galaxienentwicklung Entstehungsgeschichte ist abhängig von von Masse & Umgebung Umgebungsdichte Galaxienmasse 1) massereichere Galaxien bilden ihre Sterne zuerst 2) je dichter die Umgebung (z.b größere Masse des GH), desto früher findet die Sternbildung statt Quelle: Thomas, Marastron, Bender 2005 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 28

15 V. Selbstähnlichkeit & Skalierungsrelationen von Galaxienhaufen Galaxienhaufen Entstehung - Selbstähnlicher Gravitationskollaps unter der Annahme, dass im Entstehungsprozess von Galaxienhaufen nur die Gravitation eine Rolle spielt, erwartet man selbstähnliche (skalierte) Objekte als Endresultat mit einfachen Annahmen lassen sich so erwartete Skalierungsrelationen für die thermodynamischen Eigenschaften des Innerhaufengases voraussagen aus Abweichungen der beobachteten Skalierungsrelationen von den erwarteten, lässt sich auf zusätzliche bedeutsame (nicht-gravitative) Prozesse schließen empirisch kalibrierte Skalierungsrelationen und deren kosmischer Entwicklung sind Voraussetzung für viele kosmologische Tests mit GH, für die eine Gesamtmassenabschätzung aus einfachen Beobachtungsgrößen (z.b. L, T ) nötig ist R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 30

16 Annahmen des selbstähnlichen GH Modells 1. kaltes intergalaktisches Gas fällt in das Dunkle Materie Potential des Galaxienhaufens und wird durch rein gravitationsgetriebene Schocks schnell auf die Virialtemperatur des Potentials aufgeheizt, d.h. es gilt der Virialsatz 2. das heiße Innerhaufengas befindet sich danach im hydrostatischen Gleichgewicht 3. Kugelsymmetrie 4. die Bremsstrahlungs-Emissivität skaliert mit 5. die Masse skaliert mit dem charakteristischen Radius 6. der Gasmassenanteil in GH ist konstant 7. die Halos Dunkler Materie sind selbstähnlich (etwa NFW Dichteprofil) und ρgas( r) ρdm ( r) R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 31 Empirischer Test der Annahme f gas ~const (6) f gas steigt leicht mit zunehmender Masse an für massereiche GH ist f gas ~ ~const Annahme des konstanten Gasmassenanteils ist nicht exakt aber eine brauchbare Näherung Quelle: Vikhlinin et al R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 32

17 Bespiele für f r erwartete selbstähnliche Skalierungsrelationen (bei z=0) Masse-Temperatur (M-T ) Relation: aus (1)+(5) folgt und damit Luminosität-Temperatur (L -T ) Relation: die gemittelte Emissivität (quadratische Abhängigkeit von der Dichte & (4)) des GH Volumens ergibt und mit (6) & M-T also Luminosität-Masse (L -M) Relation: aus M-T & L -M folgt also R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 33 Entwicklung der Skalierungsrelationen I die Galaxienhaufen-Gesamtmasse M=M 200 und der Radius R=R 200 sind relativ zur (sich entwickelnden) kritischen Dichte ρ cr definiert (siehe V3) R, M und alle davon abgeleiteten Messgrößen besitzen damit eine erwartete Entwicklung mit der Rotverschiebung z, die sich mit dem dimensionslosen Entwicklungsfaktor E(z) ausdrücken lässt (siehe V4 S29) es gilt und damit E( z) H ( z) = H 0 (1 + z) 3 = Ωm + ΩΛ E( z) 2 3H ( z) ρcr( z) = = ρcr 8π G M 200 = 200ρcr( z) E 4π 3 R / 3 2 / 3 R M E ( z) M M T E = const ( z),0 2 E ( z) 2 1/ ( z) (für Ω tot =1; E(0)=1; E(z>0)>1) (allgemein) (allgemein) (V4 S10) (Annahme 5) (Annahme 1) R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 34

18 Entwicklung der Skalierungsrelationen II Masse-Temperatur (M-T ) Relation: M 200 Luminosität-Temperatur (L -T ) Relation: L E L 2 E ρ / 2 gasr T ( z) E 1 E( z) T ( z) T ( z) T 2 3/ 2 ρ 3/ 2 tot T ρ 1/ 2 tot R 3 T 1/ 2 ρ cr (Annahme 7) M 200 T 1/ 2 Luminosität-Masse (L -M) Relation: L L E( z) T E 7 / 3 2 ( z) M E( z) 200 [ M E( z) ] / 3 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 35 Empirische M-T Relation empirischer Fit E(z) M = C T α α~ die beobachtete Steigung stimmt gut mit dem erwarteten selbstähnlichen Skalierungsverhalten überein α=1.5 Quelle: Sun et al R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 36

19 Empirische L -M M Relation empirischer Fit E -7/3 (z) L = C M α α~1.8 die beobachtete Steigung ist steiler als das erwartete selbstähnliche Skalierungsverhalten α=1.33 eine mögliche Ursache ist die Zunahme von f gas mit zunehmender Masse Quelle: Pratt et al R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 37 Zusammenfassung 1. in Galaxienhaufen spielen besondere Umgebungseinflüsse wie dynamische Reibung, Merging & Harassment, und Ram Pressure Stripping eine Große Rolle bei der Galaxienentwicklung 2. BCGs als elliptische Riesengalaxien kommen nur in GH-Umgebungen vor und sind durch die dynamische Reibung meist im Zentrum zu finden 3. aus Beobachtungen der GH Red-Sequence bis hin zu hohen z lässt sich eine frühe (z f ~3-5), fast zeitgleiche Entstehungsepoche der Frühtypgalaxien ableiten, und außerdem eine zunehmende Metallizität der schwereren Galaxien feststellen 4. die Sternenstehungsepoche der Galaxien ist einerseits abhängig von der Umgebung (je dichter, je früher) und andererseits von der Masse der Galaxien (je schwerer, je früher) 5. Unter der Annahme einer rein gravitativ getriebenen GH-Entstehung lassen sich einfache selbstähnliche Skalierungsrelationen (und deren Entwicklung) ableiten, die in vielen Fällen mit den beobachteten Relationen gut übereinstimmen R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 38