Deutung der Abweichungen

  Die Graphen in den Abbildungen in Abschnitt 6.2.1 zeigen klar, daß die gefundenen Relationen auf eindeutigen Korrelationen der internen Parameter basieren. Allerdings findet man geringe systematische Abweichungen, die sich als ein leichtes Abknicken zu Haufen geringer Masse hin beschreiben lassen. Wie läßt sich dieser Effekt physikalisch interpretieren?

Bei der Relation in Abb. 6.5 stellt man einen leichten Abfall der Steigung zum leuchtschwachen Ende hin fest, gleichbedeutend mit einem schwächeren Abfall der Gastemperatur bei kleineren Haufen und Gruppen.

Ein noch stärkerer Abfall der Steigung wurde bereits von [PONMAN et al. 1996] gefunden. Sie untersuchten 22 Hickson-Galaxiengruppen und verglichen die aufgestellte Relation mit der Relation von Galaxienhaufen. Der Beitrag zur Leuchtkraft von möglicherweise vorhandenen zentralen Galaxien der Gruppen wurde ausgeschnitten, dabei könnte ein Teil der Gruppenemission mit ausgeschnitten worden sein. Der relative Anteil der ausgeschnittenen Leuchtkraft erhöht sich dabei mit sinkender Leuchtkraft der Gruppen, was zur Verstärkung des Effekts beitragen könnte. Dies würde den von [PONMAN et al. 1996] gefundenen noch stärkeren Abfall erklären.

Zum leuchtschwachen Ende der Relation in Abb. 6.6 hin erkennt man einen Trend zu einem flacheren Abfall, gleichbedeutend mit einem leicht schwächeren Abfall der Leuchtkraft bei kleineren Haufen und Gruppen.

Bei der Relation in Abb. 6.10 und noch gravierender bei der Relation in Abb. 6.11 erkennt man einen flacheren Abfall zu leichteren Massen hin, gleichbedeutend mit einem schwächeren Abfall der Temperatur bei kleineren Haufen und Gruppen.

Weiterhin erkennt man an der gefundenen Relation in Abb. 6.12, daß leichtere Haufen im allgemeinen einen geringeren Gasanteil besitzen.

Eine angebotene qualitative Erklärung ist der Einfluß von galaktischen Winden, vgl. z. B. [EVRARD et al. 1996], [MOHR & EVRARD 1997]. In diesem Bild liefert das aus Galaxien herausgeblasene Gas einen Beitrag zur Temperatur. Die Ursache dieser Winde wird in einer großen Anzahl früherer Supernovae vermutet. Ein Hinweis auf eine verstärkte Supernova-Aktivität ist die Anreicherung des IHGs mit schweren Elementen ( ). Die Theorie der Elemententstehung (Nukleosynthese) sagt voraus, daß Elemente schwerer als Helium nahezu ausschließlich in Sternen produziert werden. Winde von Supernovae müssen daher den Anteil von Metallen im primordialen intergalaktischen Medium erhöht haben. Der durch diese Winde hervorgerufene relative Beitrag zur Temperatur des IHGs ist dabei umso größer, je niedriger die Temperatur des Haufens ist.

In diesem Bild wird damit der schwächere Abfall der Gastemperaturen zu leuchtschwächeren und damit kühleren Haufen hin qualitativ erklärt, ebenso der schwächere Abfall der Temperaturen zu weniger massiven und damit ebenfalls kühleren Haufen hin. Auch kann man die Abnahme des Gasanteils mit abnehmender Masse in diesem Licht sehr gut deuten, da der zusätzliche relative Energiebeitrag durch die galaktischen Winde bei kleinen Haufen größer ist als bei groß en und damit mehr Gas aus dem Potentialtopf des Haufens entweichen kann.

Modellrechnungen unter Berücksichtigung galaktischer Winde sagen auch eine Verdünnung des IHGs und eine Abflachung des Dichteprofils bei kleinen Haufen voraus, z. B. [METZLER & EVRARD 1997]. Dies würde zu niedrigeren zentralen Dichten zu kleineren Haufen hin führen und damit zu einem stärken Abfall der Neigung der Relation zu leichteren Haufen hin ( ). Dies kann man jedoch in der Relation nicht erkennen, sondern sogar eher einen schwächeren Abfall.

Diesen schwächeren Abfall könnte man hingegegen versuchen durch höhere zentrale Dichten zu verstehen. Man kann sich z. B. vorstellen, daß wegen der geringeren Temperatur die Kühlzeit kleiner Haufen kürzer ist und sich deswegen schneller ein Cooling Flow ausbildet, der zu einer Zunahme der zentralen Dichte führen würde. In Abb. 6.7 ist ein solcher Trend jedoch kaum zu erkennen.

Diese Argumentation soll verdeutlichen, daß einige Details dieser Interpretationen die Einbeziehung weiterer, aus den Beobachtungen abgeleiteter Parameter erforderlich machen, so zum Beispiel die Stärke der Cooling Flows (Massenflußraten).

Die im Sinne einer Vergleichbarkeit möglicherweise unterschätzten (Gas-) Massen einiger leichter Haufen würden zu einer geringen Abschwächung der Abweichungen der , und Relation führen. Der Verlauf der Relation bleibt unverändert.