Entwicklungsprozesse in wechselwirkenden Galaxienhaufen

Die Entwicklung von Galaxienhaufen wird von unterschiedlichen Prozessen bestimmt, die sowohl die Haufengalaxien als auch das Gas zwischen den Galaxien - das Haufengas - beeinflussen. Besonders die Wechselwirkung zwischen Haufen einerseits und zwischen Galaxien und Haufengas andererseits spielen eine wichtige Rolle. Ausgehend von unseren bisherigen Beobachtungen und Simulationen und unter Ausnutzung unseres einzigartigen, modularen Simulationsprogramms planen wir eine quantitative Untersuchung dieser Wechselwirkungsprozesse besonders im Hinblick auf den Transport und die Anreicherung von schweren Elementen. Auf zwei Aspekte wird besonders eingegangen: (1) Abstreifung von Galaxiengas - was sich als ein sehr häufiger und effizienter Prozess in Bezug auf den Transport von schweren Elementen herausgestellt hat - und (2) Sternentstehung, die von verschiedenen Wechselwirkungsprozessen verursacht wird. Zusätzlich werden wir nicht- thermische Effekte im Zusammenhang mit Magnetfeldern berechnen. Wir werden unsere Methode zur Berechnung von "beobachteten Modellhaufen" weiterentwickeln und auf weitere beobachtbare Parameter ausweiten wie z.B. verschiedene für Sternentstehung charakteristische Wellenlängen. Dadurch wird ein direkter Vergleich der Simulationen mit Beobachtungen ermöglicht. Ein ganz wichtiger Teil des Programms werden Beobachtungen in verschiedenen Wellenlängen sein, für die wir einerseits durch den kürzlichen Beitritt Österreichs zur ESO und andererseits durch unsere Erfahrung mit der Analyse dieser Multi-Wellenlängen Daten in einer idealen Lage sind. Zusätzlich zu der Benutzung von existierenden Teleskopen VLT, XMM, VLA, ATCA, bereiten wir uns auf die kommenden Teleskope ALMA und LOFAR vor.

Die Entwicklung der größten gebundenen Strukturen im Universum - den Galaxienhaufen - wird von unterschiedlichen Prozessen bestimmt. Diese Prozesse beeinflussen sowohl die Galaxien als auch das Gas zwischen den Galaxien, das Haufengas. Zwei Aspekte sind dabei besonders wichtig. (1) Abstreifung von Galaxiengas: Galaxien bewegen sich mit hoher Geschwindigkeit durch den Galaxienhaufen und spüren dabei den Druck des Haufengases wie eine Art Gegenwind. Wird der Druck stark, drückt er das in den Galaxien normalerweise vorhandene Gas zusammen und teilweise auch hinaus. Wir konnten zeigen, dass diese Gasabstreifung durch den Druck des Haufengases ein sehr häufig vorkommendes Phänomen in Galaxienhaufen ist. Selbst in den Randbereichen des Haufens spielt es eine Rolle. Es macht sich bemerkbar durch verzerrte Formen der Galaxien und auch deren Farben ändern sich, wenn sich kein oder weniger Gas in den Galaxien befindet. Das hinausgedrückte Gas vermischt sich mit dem ursprünglichen Haufengas und beeinflusst damit die Zusammensetzung des Haufengases. Der andere wichtige Aspekt ist die Sternentstehung (2). Neue Sterne entstehen in Galaxien, wenn Gas vorhanden ist. Durch verschiedene Prozesse wie etwa der oben erwähnte äußere Druck oder durch die Annäherung einer anderen Galaxie wird das Gas in einer Galaxie zusammengedrückt und wird dadurch dichter. In dichterem Gas ist die Wahrscheinlichkeit deutlich höher, dass Sterne entstehen zumindest für den Zeitraum, in dem der Wechselwirkungsprozess aktiv ist. Wenn Gas aus der Galaxie hinausgedrückt wurde, nimmt die Wahrscheinlichkeit für Sternentstehung natürlich stark ab. Wir konnten zeigen, dass derartige Wechselwirkungsprozesse tatsächlich oft in Galaxienhaufen vorkommen und auf verschiedene Weise nachgewiesen werden können. Besondere Bedeutung kommt hier dem Vergleich von computergenerierten Modellen mit der Beobachtung von wirklichen Galaxienhaufen in verschiedenen Wellenlängen zu. Dabei spielten Beobachtungen mit ESO Teleskopen (European Southern Observatory) eine entscheidende Rolle. Während man mit Beobachtungen immer nur Schnappschüsse von Galaxienhaufen aufnehmen kann aufgrund der langen Entwicklungszeiten von Milliarden von Jahren, kann man mit Hilfe von Computern die Entwicklung im Schnelldurchlauf verfolgen. Um aber realistische Modelle berechnen zu können, muss man sie immer mit der Wirklichkeit vergleichen. Daher ist die enge Verzahnung der beiden Forschungsmethoden Beobachtung und Modellierung - von großem Vorteil.