Start: 01. 12. 2007

Ende: 31. 03. 2011

A detailed view of filaments and sheets of the warm-hot intergalactic medium

Dissertation

Meine Doktorarbeit basiert auf meiner Forschung am Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP) von Dezember 2007 bis März 2011 und wurde von Dr. Jan Mücket und Prof. Dr. Matthias Steinmetz betreut.

Für die Zusammenfassung und die Resultate verweise ich auf das Abstract meiner Arbeit:

Im Rahmen der kosmologischen Strukturbildung entstehen durch Gravitationsinstabilitäten Flächen, Filamente und schließlich Halos. Interessanterweise befinden sich zu jedem Zeitpunkt der kosmologischen Entwicklung der Großteil der Baryonen nicht in den Halos, sondern in den Filamenten und Ebenen des intergalaktischen Mediums. Während diese Baryonen bei höheren Rotverschiebungen (z ~ 2) noch in Form durch die Absorbtion von Licht (von weit entfernteren Quellen) durch neutralen Wasserstoff bei einer Temperatur von T ~ 10\^4 K beobachtbar sind (Lyman-Alpha Wald), gilt dies bei niedrigeren Rotverschiebungen für nur noch ca. 20 % der Baryonen. Der überwiegende Teil (ca. 50-70 % der gesamten baryonischen Masse) sind bisher noch nicht direkt beobachtbar. Numerische Simulationen sagen jedoch voraus, das sich diese Baryonen in den Filamenten und Flächen des kosmischen Netzes befinden. Die entsprechende Gasverteilung zeichnet sich durch hohe Temperaturen T = 10\^5 - 10\^7 K und geringe bis mittlere Dichten aus und wird als warm-heißes intergalaktisches Medium (WHIM) bezeichnet. Die hohen Temperaturen entstehen in Folge der Bildung von Stoßwellen und der darauf folgenden Erhitzung des Gases (shock-heating). Das WHIM ist daher hochgradig ionisiert und sein verlässlicher Nachweis stellt eine große Herausforderung für die beobachtende Kosmologie dar. Neuere hydrodynamische Simulationen zeigen, dass sich bei höheren Rotverschiebungen von z ~ 2 Gasströmungen entlang der Filamente bilden, die massive Galaxien mit erheblichen Mengen an relativ kaltem Gas (T ~ 10\^4 K) versorgen können. Dies hätte einen erheblichen Einfluss auf die Sternentstehung in diesen Galaxien.

Es ist daher von grundsätzlichem Interesse, die spezifischen hydro- und thermodynamischen Bedingungen in den Strukturen des WHIM zu untersuchen. Sowohl Dichte- und Temperaturprofile als auch Geschwindigkeitsfelder prägen spektroskopische Beobachtungen. Eine mögliche Mehrphasenstruktur des WHIM könnte daher als Indikator in beobachtenden Studien dienen. Im Zusammenhang mit den kalten Strömen ist es besonders interessant, Prozesse zu untersuchen die den Zufluss von kaltem Gas zu den Galaxien regulieren. Dies umfasst die Zeitentwicklung des Anteils an kaltem Gas in den Filamenten, sowie mögliche Mechanismen, die zum Versiegen des Zuflusses von kaltem Gas auf die Galaxienscheibe führen.\ Um diese Zusammenhänge zu erforschen, führen wir spezielle hydrodynamische Simulationen mit sehr hoher Auflösung durch, die zu ausgewählten, wohldefinierten Strukturen führen, die das WHIM charakterisieren.

Wir beginnen mit einer ausführlichen Untersuchung des eindimensionalen Kollaps einer sinusförmigen Störung (pancake formation). Hierbei untersuchen wir den Einfluss von Strahlungkühlung, Heizung durch den intergalaktischen UV Hintergrund, Wärmeleitung, sowie von kleinskaligen Störungen, welche dem kosmologischen Störungsspektrum folgen. Wir benutzen hierbei eine Reihe von Simulationen, welche die Längenskala der anfänglichen Störung L als Parameter verwenden. Für L ~ 2 Mpc/h führt der Kollaps zur Ausbildung einer Stoßwelle. Zusätzlich entsteht als Folge der Strahlungskühlung und der Heizung durch den UV Hintergrund ein relativ dichter und kalter isothermer Kern. Mit ansteigendem L wird dieser Kern dichter und kompakter. Durch Wärmeleitung reduziert sich die räumliche Ausdehnung des Kerns. Für L ~ 30 Mpc/h führt dies zu einem Verschwinden des Kerns.

Mit der Erweiterung unserer Methodik auf dreidimensionale Simulationen, entsteht nun eine Konfiguration, welche aus wohldefinierten Flächen, Filamenten und einem gasförmigen Halo besteht. Für L > 4 Mpc/h, erhalten wir Filamente, die vollständig durch Akkretionsschocks begrenzt sind. Wie in unseren eindimensionalen Simulationen weisen auch sie einen isothermen Kern auf. Dies legt nahe, dass das WHIM eine Mehrphasenstruktur besitzt und mögliche Spektralsignaturen erzeugen kann. Nach seiner Entstehung ist der Kern gegen weiteren Zufluss von Gas abgeschirmt und seine Masse reduziert sich mit der Zeit. In der direkten Umgebung des Halos entspricht der Kern des Filamentes den oben angesprochenen kalten Strömen. Unsere Untersuchung zeigt, dass diese während der gesamten Entwicklung des Halos existent sind. In der weiteren Entwicklung werden sie durch den expandierenden Akkretionsschock des Halos verengt. Ab einer Skala von L > 6 Mpc/h kann Wärmeleitung zu einem Verschwinden des Zustroms von kaltem Gas führen. Diese Skala entspricht Halos mit einer Gesamtmasse von M_halo = 10\^13 M_sun. Galaxien, die sich in noch massiveren Halos bilden, können daher nicht durch kalte Ströme mit Gas für die Sternentstehung versorgt werden. Im Filament, weit außerhalb des gasförmigen Halos, sind die Temperaturgradienten zu klein, um effiziente Wärmeleitung zu ermöglichen.

Der Volltext meiner Arbeit kann hier abgerufen werden. Die Ergebnisse wurden in Klar & Mücket 2010 und Klar & Mücket 2012 veröffentlicht.

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