Optical and X-ray structures in the REXCESS sample of galaxy clusters

Galaxienhaufen sind die größten und massivstem gravitativ
gebundenen Objekte im Universum, die Zeit hatten, zu kollabieren
und virialisieren. Das Intracluster-Medium (ICM) innerhalb
Galaxienhaufen ist ein Plasma, das durch Röntgenstrahlung sichtbar
ist. Galaxien in Galaxienhaufen sind durch optische Strahlung zu
sehen, sie sind hauptsächlich rot und haben eine niedrige
Sternbildungsrate. Neu akkretierte Galaxien können blauere Farben
und eine höhere Sternbildungsrate aufweisen und werden durch
Interaktion mit dem ICM röter. Wachstum von Galaxienhaufen findet
durch sporadisches Verschmelzen mit anderen Galaxienhaufen und
Gruppen statt, oder durch gleichmäßige Akkretion von Galaxien aus
dem Milieu. Um die Hauptfrage »ergänzen sich Röntgen- und optische
Messungen von Galaxienhaufen, oder zeigen sie dasselbe?« zu
beantworten, haben wir eine Studie durchgeführt, bei der die
Verteilung von Galaxien und ICM in Galaxienhaufen verglichen
wurden. Im Besonderen, haben wir untersucht, ob optische Daten
zusätzliche Information wegen der dynamische Befindlichkeit von
einzelnen Galaxienhaufen liefern, die nicht aus Röntgendaten allein
hervorgehen können. Surveys in Röntgen und optischer Strahlung sind
in den nächsten Jahrzehnten zu erwarten, die Daten von viel
weiteren Gebieten des Universums liefern werden. Diese Daten
können, mit den Methoden, die wir hier vorlegen, untersucht werden.
Wir benutzten Weitwinkelbeobachtungen des MPG/ESO 2.2 m Telescopes
und Röntgenbeobachtungen von XMM-Newton, um die Distribution von
Galaxien innerhalb Galaxienhaufen mit der Distribution des ICM zu
vergleichen. Wir haben gefunden, dass die 1D Radialdistribution der
roten Galaxien zu der des ICM zusammenpasst, aber die blauen
Galaxien folgen einem flacheren Profil. Mit 2D Abbildungen der
Galaxienhaufen, haben wir gefunden dass die roten Galaxien sehr
ähnlich verteilt sind, wie das ICM, aber fast jeder Galaxienhaufen
hat unvirialisierte rote Subklumpen. Blaue Galaxien anderseits
haben zu wenig Zeit zum virialisiern bevor sie rot werden, weil sie
ihre sternbildendes Gas innerhalb einer Übergangszeit durch
ICM-Staudruckstripping verliern. Röntgenbeobachtungen sind besser
für die Bestimmung des Verschmelzungsverlaufes von Galaxienhaufen,
weil sie die Kennzeichen von Verschmelzung für eine kürzere Zeit
zeigen. Wir haben mehrere Subklumpen von roten Galaxien entdeckt,
die scheinen auf einfallenden Trajektorien in Galaxienhaufen zu
sein und noch merkliche Mengen von Röntgenemittierendem Gas zu
haben.