Dunkle Materie

Dunkle Materie

Dynamik:

Wir untersuchen die Halos aus Dunkler Materie sogenannter "Early-Type" Galaxien unter Verwendung der stellaren Dynamik, d.h. durch Messung der mittleren Bewegungen der Sterne und Rekonstruktion des Gravitationspotentials. In kürzlichen Studien haben wir die Dichten der Dunklen Materie Halos in Elliptischen Galaxien mit unterschiedlicher Luminositäten bestimmt, und zugleich ihre Skalierungs Relationen untersucht. Dies läßt genaue Rückschlüsse auf ihren Entstehungszeitpunkt zu. Wir beobachten und verifizieren zudem die Massen, das Alter und die Entstehung der unterschiedlichen Bulge Arten in Spiralgalaxien. Zum Beispiel ist der Bulge von M31 alt und massiver als ursprünglich bestimmt. Überdies ermöglicht die Kinematik der Bulges eine Unterscheidung zwischen klassischen und Pseudo-Bulge.

DM Scaling Relations of Early-Type Galaxies Bild vergrößern
DM Scaling Relations of Early-Type Galaxies
The old and massive bulge of M31 Bild vergrößern
The old and massive bulge of M31
Kinematics of bulges Bild vergrößern
Kinematics of bulges

Galaxien Lensing

Wir untersuchen die Halos Dunkler Materie der Galaxien ebenfalls durch den Gravitationslinsen-Effekt: auf kleinen Skalen nutzen wir zur Bestimmung zentraler Massendichten den straken Linseneffekt. In einigen Linsen-Systemen haben die Quellen eine HST-auflösend Oberflächen Helligkeit der Substrukturen und erstecken sich soweit, daß das Bild einen großen Teil des Einstein Zirkels umfasst. Diese Bilder können daher benutzt werden um die relative Oberflächen Helligkeit abzubilden und damit eine obere Grenze an die Substruktur der Dunklen Materie zu setzen, z.b. an den Subhalo Anteil mit Massen größer als 107 Sonnenmassen. Solch einen Fall diskutieren wir in Detail in Bauer et al., submitted, wo wir zeigen (auf einem Level von 2 sigma), daß die Masse der Linse weniger als 4% der Masse der Substruktur innerhalb des Einstein Zylinders (für eine CDM Halo Massenfunktion mit Steigung 1.9) enthält. 

Zugleich kann dieses erweiterte Quellen System, wie auch Systeme mit mehreren eindeutig unterschiedlichen Quellen bei gleicher Rotverschiebung, benutzt werden um den Anstieg des Massen Dichte Profiles um den effektiven Radius zu bestimmen. In Grillo et al.2010 haben wir solch ein "Goldenes Linsen" System identifiziert und analysiert.

Das äußere Massen Profil der Galaxien (Skalen von etwa 20 kpc bis zu einigen 100 kpc) und im Allgemeinen, die Galaxien-Massen Korrelationsfunktion (auf Skalen bis zu mehreren 100 kpc) können mittels dem schwachen Galaxien-Galaxien Linseneffekt bestimmt werden. Wir untersuchen Galaxien in dem CFTHLS-Wide survey, mit Rotverschiebungen zwischen 0 und 1 und scheinbaren I-Band Magnituden heller als 24 Maginituden. Die Resultate der aktuellen und anhaltenden Studie können hier eingesehen werden.

Die meisten der hellsten Sterne in nahen Galaxien können nicht aufgelöst werden, nicht einmal mit dem HST, weil sie zu dicht aufeinander gedrängt sind und der Fluß klein gegenüber der Summe der Flüße aller Sterne in dem gleichen Auflösungselement (PSF) ist. Wenn Sterne sich jedoch mit der Zeit ändern und diese Veränderung groß genug ist um den Photonen Noise in gleichem auflösenden Element zu übersteigen, dann kann diese Veränderung mit der 'Difference Imaging' Methode identifiziert werden. Diese Methode kann verwendet werden um intrinsische variable Sterne und Sterne mit einer durch Mikrolensing induzierten Variabilität zu finden.

Mikrolensing Ereignisse sind achromatisch und haben eine eindeutige Lichtkurve, was eine Diskrimination von intrinsischen variablen Sternen ermöglicht. Der Mikrolinsen Effekt kann entstehen durch Sterne in Vordergrund von Sternen (sogenanntes "self-lensing") oder durch kompakte Dunkle Materie "Machos" in den Halos von Galaxien. Daher erlaubt eine Beobachtung naher Galaxien weitere obere Grenzen an den Anteil kompakter Dunkle Materie zu setzen. Wir haben solch eine Beobachtung über 10 Jahre lange in Richtung M31 durchgeführt, die Ergebnisse der Mikrolinsen Effekte sind hier aufgelistet. Wir zeigen, daß die Analyse der individuellen Ereignisse wie WECAPP GL1 bereits auf einen Halo Linsen-Effekt hinweisen, vorausgesetzt daß die stellaren Eigenschaften (Größe, Farbe, Helligkeit, räumliche Verteilung und Geschwindigkeit) der Sterne in M31 gut verstanden sind. Dies kann verbessert werden durch weitere Untersuchungen von M31, was detailliert in dem vorherigen Abschnitt über Dynamik auf dieser Website gezeigt wird (siehe auch Montalto et al. 2009 für die kürzliche Bestimmung der Staub Eigenschaften in M31).

DM Scaling Relations in Galaxies from Galaxy-Galaxy Lensing  Bild vergrößern
DM Scaling Relations in Galaxies from Galaxy-Galaxy Lensing 
Halo Substructure in Ellipticals from Gravitational Lensing Bild vergrößern
Halo Substructure in Ellipticals from Gravitational Lensing
Golden Lens Systems Bild vergrößern
Golden Lens Systems
Constraints on MACHOS in M31 from 12 Pixellensing Events Bild vergrößern
Constraints on MACHOS in M31 from 12 Pixellensing Events

Dunkle Materie: Lensing durch Galaxienhaufen und großskalige Strukturen

Die Beobachtung des Clusters A1689 mit ACS an Bord des HST hat die Messung der zentralen Massen-Verteilung ermöglicht und demzufolge unser Verständnis zu dessen Entstehung deutlich verbessert: im Besonderen die Konzentration, die Steigung der Massendichte, das Stripping von Galaxy Halos in dichten Medium und die Substrukturen der Dunklen Materie (siehe auch z.B. Broadhurst et al. 2005, Halkola, Seitz, Pannella, 20062007).

Unter gemeinsamen Bemühungen, geführt durch M. Postman, haben 20 Wissenschafter einem Multi-Cycle-Treasury Antrag gestellt um über 25 Haufen in jeweils 14 Filtern mit einer Spannweite vom nah-UV bis zu nah-IR zu kartographieren. Der Antrag wurde bewilligt und die Beobachtungen haben am 18. September 2010 begonnen. Das wissenschaftlich Hauptziel ist es die Cluster Massen Verteilung durch den starken- und schwachen Linseneffekt zu messen und weit entferente Galaxien bis zu Rotverschiebungen z>7 zu beobachten.      

QSOs werden verstärkt durch den Gravitationslinsen-Effect, welcher hervorgerufen wird durch Materie im Vordergrund. Das führt zu den bekannten QSO-Galaxien Verknüpfungen der hellen, Fluß limtierten QSO Samples. 

Zugleich varieren die meisten QS0s mit der Zeit. Großflächige Beobachtungen mit hoher Kadenz, wie Palomar Quest (siehe auch Bauer et al. 2009a) ermöglichen die Verifizierung der Variabilität als Funktion der Zeitverzögerung, die QSO Rotverschiebung, die beobachtete Wellenlänge und die bolometrische Luminosität, sowie andere Parameter der QSO-Host Galaxie (z.B. die Masse der Schwarzern Löcher, welche ermittelt wird durch Spektrallinien). Die Rotverschiebuns- und die Massen-Abhängigkeit sowie die Zeit-Verzögerung kann heraus normaliziert werden, sodaß nur eine lineare Beziehung zwischen dem Logarithmus der normierten Variabilität und der Luminosität übrig bleibt. Diese Relation ist in dem linken Bild gezeigt. Sie wurde von über 300000 tausend Flußmessungen für 5000 QSOs mit SDSS Spektroskopie gewonnen. Unsere Idee ist es nun (Bauer, Seitz et al. submitted) diese Resultate als sogenannte Standard Kerze für den Fluß zu interpretieren: Eine Abschätzung der Varabilität der Quasare ergibt eine (beinträchtigte) Luminositäts- Abschätzung, welche nach Vergleich mit der wahren Luminosität die Vergrößerung der QSO durch Gravitation ergibt. Wir zeigen daß QSOs, welche mit großer Wahrscheinlichkeit durch Galaxien Haufen und Gruppen im Vordergrund vergrößert werden, eine ebenso große Verstärkung mit unsere neuen Methode besitzen. Dies könnte eine alternative Methode darstellen um den Linseneffekt der großskaligen Strukturen zu analysieren, z.B. inder LSST Ära.  

Die durch Gravitation auftretende Verzerrung von Galaxien-Formen aufgrund von Dunkler Materie in Vordergrund stellt eine der vielversprechensten Methoden dar, um die Eigenschaften der Dunklen Materie und der Dunklen Energie zu bestimmen. Die Durchführbarkeit hängt essentiell von den Bebachtungsdaten ab, d.h. wie groß und tief die entsprechenden Felder sind, sodaß die Formen von vielen Galaxien analysiert werden können. Der wichtigste Punkt ist jedoch der Bias, der in diesen Messungen (siehe Bridle et al., submittiert, 2009arXiv0908.0945 , oder Fig.5 of Gruen et al. , submittiert, astro-ph 1002.0838) elminiert werden muß. Durch die Einführung von multiplikativen Shear-Kalibrations-Faktoren, abgeleitet von simulierten Galaxien "Daten", kann dieser Shear Bias verringert werden. Da diese Simulationen sowieso nötig sind um den Bias weiter zu quantifizieren und weiter zu reduzieren, schlagen wir in Gruen et al. (submittiert, astro-ph 1002.0838) vor, diese Simulationen als neurale Netzwerke für die Gravitations-Shear Abschätzungen zu nutzen. Diese neuralen Netzwerke können die Komplexität des Bias, welcher von den Eigenschaften der Quelle abhängig ist (Lichtprofile, Signal to Noise, Größe & PSF-Eigneschaften) verifizieren.

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