Abbildungsverzeichnis

• Aufgetragen in nicht normierten Einheiten ist der Röntgenfluß\ (Abschnitt ) eines heißen thermischen Plasmas als Funktion von , wobei und A= solare Metallizität. Die 4 Kurven zeigen den am Detektor registrierten Fluß für die Werte der Wasserstoffsäulendichte . Die Emissivität und der registrierte Fluß sind nahezu konstant im Temperaturbereich . Entnommen aus [BöHRINGER 1995a, Fig. 1,].
• Aitoff-Projektion der Galaxienhaufenverteilung. Angegeben sind galaktische Koordinaten. Die gefüllten Quadrate repräsentieren Galaxienhaufen mit . Alle gezeigten Haufen sind durch einen Röntgenfluß über dem Fluß limit von gekennzeichnet.
• Rotverschiebungsdiagramm eines Ausschnitts der Galaxienhaufenverteilung. Für alle gezeigten Haufen gilt und . Das Milchstraß enband zieht sich teilweise durch die Rektaszension .
• Effektive Fläche von Teleskopaufbau kombiniert mit PSPC. Die durchgezogene Linie gilt für on-axis-Quellen und die gestrichelte Linie für Quellen mit einem off-axis-Winkel von 30 Bogenminuten (EXSAS-Kalibrationsdateien). Das Minimum bei ist durch das Material des Eintrittsfensters des PSPCs bedingt (Absorptionskante von Kohlenstoff).
• on-axis-Punktbildfunktion von Teleskopaufbau kombiniert mit PSPC. Die durchgezogene Linie gilt für Photonenenergien von , die gestrichelte Linie für und die punktgestrichelte Linie für (EXSAS-Kalibrationsdateien).
• Rohbild von Abell 3526 (Centaurus Haufen). Die Kantenlänge beträgt acht Grad. Der Kreis deutet das Gesichtsfeld des PSPCs an. Es ist mit bloßem Auge erkennbar, daß die Emission des Haufens über das PSPC-Gesichtsfeld hinausgeht. Neben der ausgedehnten Emission des Galaxienhaufens sind noch Punktquellen und Photonen des Hintergrunds zu sehen.
• Konturbild des Galaxienhaufens MKW 4, belichtungs- und vignettingkorrigiert. Das Bild wurde mit einer variablen Gauß -Funktion gefaltet, deren Standardabweichung zum Zentrum hin abnimmt. Dadurch bleiben Strukturen auf unterschiedlichen Längenskalen besser sichtbar.
• Dem Rohbild des Galaxienhaufens MKW 4 überlagert sieht man hier den Ring, in dem die Flächenhelligkeit des Hintergrunds bestimmt wird. Segmente, in denen ein Kreuz zu sehen ist, werden verworfen (Abschnitt ). Aus den anderen wird der Mittelwert gebildet. Der Radius des Gesichtsfeldes der pointierten Beobachtung beträgt ein Grad.
• Integrierte Zählrate des Galaxienhaufens Abell 2029 (durchgezogene Linie). Die einhüllenden gestrichelten Linien stellen den Poissonfehler dar. Die Bedeutung der horizontal und vertikal verlaufenden gestrichelten Linien wird im Text erklärt (Abschnitt ).
• Bestimmung der integrierten Zählrate des Galaxienhaufens EXO 0422 unter Benutzung der gemessenen Flächenhelligkeit des Hintergrunds. Dieser Haufen wurde ausgewählt, um die Wirkung der Hintergrundskorrektur zu veranschaulichen. Bei den meisten anderen Haufen ist der Effekt kleiner. Man erkennt auch die geringere Belichtungszeit dieses RASS-Bildes an den größeren Poissonfehlern im Vergleich zu der pointierten Beobachtung von Abell 2029 (Abb. ).
• Bestimmung der integrierten Zählrate des Galaxienhaufens EXO 0422 unter Benutzung der korrigierten Flächenhelligkeit des Hintergrunds (Beschreibung siehe Abschnitt ). Die korrigierte Zählrate weicht jedoch nur um von der unkorrigierten ab. Diese Abweichung liegt innerhalb des statistischen Fehlers.
• Auf der Abszisse sind die Zählraten, bestimmt mit den gemessenen Werten für den Hintergrund, aufgetragen. Für die Zählraten auf der Ordinate wurden die korrigierten Hintergrundswerte verwendet. Auf Fehlerbalken wurde zugunsten der Übersichtlichkeit verzichtet. Die Haufen Perseus und Coma wurden wegen ihrer hohen Zählraten in diesem Diagramm nicht mit eingezeichnet. Die Abweichungen der Zählraten dieser beiden Haufen sind ebenfalls nur minimal. Bei der einzigen starken Abweichung der Zählraten bei dem Haufen S 636 ( ) scheint die Ursache eine Kombination von variierendem Hintergrund und einigen diskreten Quellen in nicht verworfenen Segmentflächen zu sein.
• Flächenhelligkeitsprofil von Abell 2063 mit -Modell-Fit. Die Flächenhelligkeit ist in Einheiten von angegeben und der Radius in . Die Ringbreite ist angedeutet durch die horizontalen Balken an den Meßpunkten.
• Flächenhelligkeitsprofil von Abell 2063 mit Doppel- -Modell-Fit. Die durchgezogene Linie repräsentiert den Fit an die von der Punktbildfunktion entfalteten Datenpunkte. Die gestrichelte Linie ergibt sich, wenn der Fit wieder mit der PBF gefaltet wird. Diese gestrichelte Linie kann mit den abgebildeten, tatsächlich registrierten Werten verglichen werden. Da die hier untersuchten nahen Haufen sehr ausgedehnt erscheinen, ist der Einfluß\ der PBF jedoch vernachlässigbar.
• Gasdichteprofil des Galaxienhaufens Abell 2063. Die durchgezogene Linie stellt das mit dem einfachen -Modell berechnete und die gestrichelte Linie das mit dem Doppel- -Modell berechnete Profil dar. Man sieht, daß das Doppel- -Modell die erhöhte zentrale Flächenhelligkeit, als erhöhte zentrale Dichte interpretiert, besser wiedergibt. In den weiter außen liegenden Bereichen sind die Unterschiede jedoch gering.
• Integrierte Gasmasse des Galaxienhaufens Abell 2063 in Abhängigkeit des Radius'. Die durchgezogene Linie stellt die mit dem einfachen -Modell berechnete und die gestrichelte Linie die mit dem Doppel- -Modell berechnete Gasmasse dar.
• Zentrale Elektronenzahldichten der 53 Galaxienhaufen aus Tab. , bestimmt mit dem einfachen -Modell (Abszisse) und dem Doppel- -Modell (Ordinate). Die Dichten liegen im Bereich Teilchen pro . Man erkennt die beim Doppel- -Modell häufig höher bestimmte zentrale Dichte, entsprechend dem zentralen Flächenhelligkeitsexzeß einiger Haufen.
• Gasmassen der 53 Galaxienhaufen aus Tab. , bestimmt mit dem einfachen -Modell (Abszisse) und dem Doppel- -Modell (Ordinate). Man erkennt, daß die Unterschiede der beiden Methoden klein sind.
• Fehlerellipsen der Fitparameter und für den Galaxienhaufen Abell 2063. Die Konturlinien liegen bei , , und Konfidenz. Bei den sechs Punkten auf der -Linie liegen die Wertepaare, die für eine Gasmassenbestimmung benutzt wurden (Tab. ).
• Kumulative Verteilungsfunktion der gemessenen Röntgenflüsse im Energiebereich der 61 Haufen der Stichprobe. Die gestrichelte Linie hat die Steigung -1.5, die man für gleichmäßig verteilte Haufen in einem euklidischen Raum erwartet.
• Differentielle Verteilung der Rotverschiebungen der Stichprobe. Der Haufen am entfernten Ende ist Abell 2204 mit z=0.1523.
• Die Leuchtkräfte im Energiebereich der 61 Haufen aufgetragen über der Rotverschiebung. Man sieht auch, daß Abell 2204 zugleich der Haufen mit der größten Leuchtkraft ist.
• Die Leuchtkraft in Abhängigkeit der Gastemperatur für 55 Galaxienhaufen. Ausgenommen sind alle Haufen, deren Temperatur mit der Relation bestimmt wurde, die Haufen Abell 3574 und Abell 3628 (Daten für diese Haufen werden in keinem Diagramm gezeigt, vgl. Tab. ), sowie alle Haufen mit . Die durchgezogene Linie stellt die beste Regressionsgerade an die Datenpunkte dar. Die gestrichelte Linie ist die Relation von (Ma).
• Die Leuchtkraft in Abhängigkeit der Gastemperatur für 74 Galaxienhaufen. Ausgenommen sind alle Haufen, deren Temperatur mit der Relation bestimmt wurde. Bedeutung der Linien wie in Abb. . Man erkennt, daß die Steigung zum leuchtschwachen Ende hin steiler wird.
• Die Leuchtkraft in Abhängigkeit der Gasmasse für 88 Galaxienhaufen.
• Zentrale Elektronenzahldichte in Abhängigkeit der Gasmasse für 88 Galaxienhaufen. Man erkennt, daß die zentrale Elektronenzahldichte unabhängig von der Gasmasse ist. Die Benutzung von zentralen Dichten, die mit dem Doppel- -Modell bestimmt wurden, ändert an dieser Aussage nichts. Die Streuung zwischen Elektronen pro ist durch die unterschiedlichen zentralen Flächenhelligkeiten bedingt, die als Dichteschwankungen infolge unterschiedlich starker Cooling Flows interpretiert werden können.
• Der Kernradius in Abhängigkeit der Gesamtmasse für 88 Galaxienhaufen. Die Streuung spiegelt die Streuung in der zentralen Dichte wieder. Man beachte jedoch auch die in Abschnitt  abgeschätzten, nicht eingezeichneten, Fehler für die Gesamtmassenbestimmung von bis zu einem Faktor zwei.
• Die Leuchtkraft in Abhängigkeit der Gesamtmasse für 88 Galaxienhaufen.
• Die Gastemperatur in Abhängigkeit der Gesamtmasse für 74 Galaxienhaufen. Galaxienhaufen, deren Gastemperatur mit der Relation bestimmt wurden, wurden ausgeschlossen.
• Die Gastemperatur in Abhängigkeit der Gasmasse für 74 Galaxienhaufen. Galaxienhaufen, deren Gastemperatur mit der Relation bestimmt wurden, wurden ausgeschlossen.
• Das Verhältnis von Gasmasse zu Gesamtmasse in Abhängigkeit der Gasmasse für 88 Galaxienhaufen.
• Differentielle Leuchtkraftfunktion für 61 Galaxienhaufen. In jedem Bin sind zehn inverse Suchvolumina aufaddiert und die Summe durch das Leuchtkraftintervall geteilt. Das Leuchtkraftintervall ist gegeben durch den Leuchtkraftabstand zwischen dem leuchtschwächsten und leuchtkräftigsten Haufen im Bin plus dem jeweiligen halben Abstand zu den angrenzenden Haufen. Dies bedingt, daß der absolut leuchtkräftigste und leuchtschwächste Haufen nicht in den 6 Bins enthalten sind, da sie benötigt werden, um das Leuchtkraftintervall des ersten und letzten Bins zu berechnen. Die jeweiligen Intervalle sind durch horizontale Balken gekennzeichnet. Durch die vertikalen Balken sind die Poissonfehler gegeben. Im Bin mit den leuchtkräftigsten Haufen sind neun Haufen enthalten. Der beste Fit einer Schechter-Funktion an die Leuchtkraftfunktion von [EBELING et al. 1997] ist durch die gestrichelte Linie dargestellt.
• Integrale Gasmassenfunktion für 61 Galaxienhaufen. Auf der Ordinate ist die Anzahldichte von Galaxienhaufen, deren Gasmasse größer ist als die auf der Abszisse, aufgetragen. Im Bin mit den Haufen mit den höchsten Gasmassen sind elf Haufen enthalten, in den anderen Bins jeweils zehn. Durch die vertikalen Balken sind die Poissonfehler gegeben. Der horizontale Balken gibt die Differenz zwischen dem Haufen mit der kleinsten und größten Gasmasse im Bin an.
• Integrale Gesamtmassenfunktion für 61 Galaxienhaufen, analog zur Gasmassenfunktion.