Intracluster-Medium

Datei:A2199 Xray Optical.jpg

Emissionen aus dem Intracluster-Medium im Kern des Galaxienhaufens Abell 2199: links Röntgenstrahlung (aufgenommen von Chandra), rechts sichtbarer Bereich (aus dem DSS)

Als Intracluster-Medium (ICM) bezeichnet man in der Astronomie das dünne heiße Gas, das den Raum zwischen den Galaxien in Galaxienhaufen füllt. Die Temperaturen des hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestehenden Gases liegen zwischen 10 und 100 Millionen Kelvin. Das ICM ist ionisiert und durch seine starke Emission von Röntgenstrahlung beobachtbar. Es stellt eine Form des intergalaktischen Mediums dar.

Erwärmung

Das ICM wird durch Gravitationsenergie, die bei der Entstehung des Galaxienhaufens aus kleineren Strukturen freigesetzt wird, auf extrem hohe Temperaturen aufgeheizt. Die Bewegungsenergie aus dem Gravitationsfeld wird dabei durch Schockwellen in Wärme umgewandelt. Die hohen Temperaturen sind dafür verantwortlich, dass alle im ICM vorkommenden Elemente in ionisierter Form vorliegen. Die Atomkerne leichterer Elemente im ICM verfügen über keine Elektronen mehr.

Zusammensetzung

Das ICM besteht in erster Linie aus gewöhnlicher baryonischer Materie (hauptsächlich Wasserstoff und Helium in ionisiertem Zustand). Dieses Plasma ist angereichert mit schwereren Elementen wie z. B. Eisen. Die Menge der schweren Elemente im Verhältnis zum Wasserstoff (in der Astronomie auch als Metallizität bezeichnet) beträgt circa ein Drittel der Metallizität der Sonne. Die meisten Baryonen im Haufen (80–95 %) befinden sich im ICM und nicht in der leuchtenden Materie von Galaxien und Sternen selbst. Der weitaus größte Teil (etwa 80 %) der Masse eines Galaxienhaufens besteht jedoch aus nichtbaryonischer Dunkler Materie.

Obwohl das ICM als Ganzes den Hauptanteil der Baryonen eines Galaxienhaufens enthält, ist es mit typischen Werten um 10⁻³ Partikel pro Kubikzentimeter nicht sehr dicht. Die mittlere freie Weglänge eines Partikels beträgt circa 10¹⁶ m oder ein Lichtjahr.

Das starke Gravitationsfeld der Haufen bewirkt zudem, dass sie sogar Elemente festhalten können, die in hochenergetischen Supernovae entstanden sind. Diese entweichen zwar aus den Galaxien, in denen sie erzeugt werden, bleiben aber im Haufen gefangen und reichern dessen ICM an. Beobachtungen der Zusammensetzung des ICM in Haufen mit verschiedener kosmologischer Rotverschiebung (was einer Beobachtung verschiedener Zeitpunkte in der Vergangenheit entspricht) können daher Erkenntnisse über die Entstehungsgeschichte der Elemente im Universum liefern..

Beobachtung

Aufgrund der hohen Temperatur des ICM sendet es in erster Linie Röntgenstrahlen aus und wird so durch Röntgenteleskope beobachtbar. Die Röntgenstrahlung wird durch Bremsstrahlung bei der Ablenkung von Elektronen durch Ionen erzeugt, sowie durch Röntgen-Emissionslinien der schweren Elemente. Die Leuchtkraft des Gases ist proportional zum Quadrat der Gasdichte und der Wurzel der Temperatur. Röntgenteleskope können die Verteilung der Röntgenhelligkeit abbilden und das Röntgen-Spektrum der Strahlung messen. Aus letzterem erhält man die Gastemperatur und die Metallizität des ICM. Die Helligkeitsverteilung liefert dann die Verteilung der Gasdichte. Unter der Annahme, dass sich das Gas im hydrostatischen Gleichgewicht befindet, kann man aus der Dichteverteilung und der Temperatur die Gesamtmasse des Galaxienhaufens bestimmen.

Eine weitere Beobachtungsmöglichkeit ergibt sich aus dem Sunyaev-Zeldovich-Effekt.

Die Dichte des ICM steigt zum Zentrum des Galaxienhaufens hin stark an. Gleichzeitig liegt die Temperatur dieser zentralen Region normalerweise nur zwischen der Hälfte und einem Drittel der in den äußeren Bereichen gemessenen Werte. Die Metallizität des Gases steigt ebenfalls von außen in Richtung Zentrum an. In einigen Galaxienhaufen (z. B. im Centaurus-Haufen) erreicht sie dabei Werte oberhalb derer unserer Sonne.

Abkühlung

Aufgrund der hohen Dichte des ICM im Kern von Galaxienhaufen werden große Mengen an Röntgenstrahlen emittiert. Falls keine zusätzliche Aufheizung erfolgt, sollte das ICM eigentlich abkühlen, im Zentrum weiter verdichtet und schließlich in Sterne umgewandelt werden. Infolge der Verdichtung sollte sich ein kontinuierlicher Materiestrom aus den äußeren Bereichen des Galaxienhaufens in seinen Kernbereich bilden, ein so genannter Cooling Flow. Beobachtungen mit den Röntgenteleskopen Chandra und XMM-Newton zu Beginn des 21. Jahrhunderts zeigten jedoch, dass die Temperatur in Haufenzentren weniger stark abfällt, als es das vor allem auf Andrew Fabian zurückgehende Cooling-Flow-Szenario verlangt. Zudem zeigen die Galaxien im Haufenzentrum keine Anzeichen der vermuteten starken Sternentstehung. Zur Lösung dieses so genannten Cooling-Flow-Problems wird eine Reihe von Ansätzen diskutiert, darunter z. B. die Aufheizung des Gases durch aktive Galaxienkerne.