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

• Main Author: Holland, John Gerrard
• Format: Others
• Published: Ludwig-Maximilians-Universität München 2015
• Subjects: Fakultät für Physik; ddc:500; ddc:530
• Online Access: http://edoc.ub.uni-muenchen.de/18349/1/Holland_John_Gerrard.pdf; http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:bvb:19-183490

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. === Galaxy clusters are the largest and most massive gravitationally bound objects in the Universe which have had time to collapse and virialise. The intra cluster medium (ICM) within clusters is a plasma seen in the X-ray band. Galaxies within clusters are visible in the optical band and are primarily red and have low star formation rates. Newly accreted galaxies may have more star formation and bluer colours, but they become red as galaxies interact with the ICM. Growth of clusters occurs by sporadic mergers with other galaxy groups/clusters, or through smooth accretion of galaxies from clusters' surroundings. In order to answer the key question `Are X-ray and optical measurements of galaxy clusters complementary, or do they show the same things?' we carried out a study comparing the distribution of galaxies and ICM in galaxy clusters. In particular, we investigated whether optical data gave additional information about the dynamical state of individual clusters which could not be recovered from X-ray data alone. Imaging surveys in optical and X-ray which are expected in the coming decades will provide similar data for much larger regions of the Universe which can be analysed using the techniques we investigated. We used wide field optical images from the MPG/ESO 2.2 m telescope and X-ray data from XMM-Newton to investigate the distribution of galaxies within clusters as compared with the ICM. The 1D radial distribution of the red galaxies was found to match the ICM, but the blue galaxies had a much flatter distribution. Using 2D maps of the clusters, we found that the distribution of red galaxies was similar to that of the ICM, but most clusters also contained red galaxy sub-clumps which were unvirialised. The blue galaxies had insufficient time to virialise as they were stripped of their star forming gas by ram pressure stripping by the ICM within their first crossing of the cluster and became red. X-ray observations are better for determining the recent merger history of galaxy clusters because they retain the signatures of mergers for a shorter period of time. We identified several red clumps of galaxies which appeared to be on infall trajectories into the clusters, and which still retained significant amounts of X-ray emitting gas.