Max-Planck-Institut für Astronomie - Jahresbericht 2007

Aus den gemessenen Rotationskurven konnten Massenmodelle
der Galaxien inklusive Dunkler Materie erstellt
und diese mit den baryonischen Massen, die sich
aus den sp i t z e r-Daten ableiten ließen, in Beziehung gesetzt
werden. Hierbei wurde klar, dass bei hellen Ga laxien
der Einfluss der Dunklen Materie mit wachsendem
Radius zunimmt, aber das Verhältnis von Dunkler zu baryonischer
Materie nie so groß wird wie bei den leuchtschwachen
Galaxien. Leuchtstarke Galaxien werden also
nicht so stark von Dunkler Materie dominiert wie leuchtschwache,
insbesondere Zwerggalaxien. Bei Letzteren
macht die Dunkle Materie teilweise über 90 Prozent der
Ge samtmaterie aus.
Mit den vorhandenen Daten ging die Gruppe nun
auch die Frage nach der Massenverteilung der Dunklen
Materie an. Ist es möglich, zwischen dem kosmologischen
Abb. II.8.7: Die Flächendichte der Sternentstehungsrate als
Funktion der Flächendichte von HI, H 2 sowie deren Summe
in Spiralgalaxien für drei Galaxien. Grüne, orangene, rote
und magentafarbene Punkte stehen für jeweils 1, 2, 5, und 10
Datenpunkte.
lg( SFR /(M a –1 kpc –2 ))
–1
–2
–3
–4
–5
–1
–2
–3
–4
–5
–1
–2
–3
–4
–5
N628
100%
10%
1%
N3184
N3521
–0.5
N628
N3184
N3521
0 0.5 1 1.5 2 –0.5 0 0.5
lg( HI /(M pc –2 ))
II.8. Einzigartige Galaxienportraits mit tH i N g s 63
Cuspy-core-Modell und dem durch Beobachtungen motivierten
Soft-core-Modell zu unterscheiden?
Abb. II.8.5 zeigt alle Rotationskurven (grau) sowie
eine gemittelte Kurve (schwarze Quadrate). Außerdem
sind (gestrichelt) die Ergebnisse von mehreren kos molo
gischen Modellen eingetragen. Alle theoretischen Kurven
fallen zu größeren Radien hin ab, während die gemes
senen Kurven dies nicht tun. Die Dichte der em pirisch
bestimmten Halos aus Dunkler Materie ist im Mittel
etwa um einen Faktor zwei geringer als die theoretisch
erwartete. Außerdem geben alle Modelle für die
Zen tralbereiche stets zu hohe Geschwindigkeiten an.
Theo rie und Beobachtung passen also nicht zusammen.
Die Astronomen konnten damit die bis dahin noch
mögliche Erklärung ausräumen, dass die stets beobachteten
»weichen Kerne« durch nicht ausreichend aufgelöste
Beobachtungen vorgetäuscht sind. Die tH i N g s-Daten
haben ausreichende räumliche und spektrale Auflösung,
um diesen Effekt auszuschließen. Somit besteht nach wie
vor eine erhebliche Diskrepanz zwischen den kosmologischen
Simulationen von Halos Dunkler Materie und
der Wirklichkeit.
N A
0.98 – 1.99 0.16
N A
1.12 – 2.16 0.18
N A
0.95 – 2.19 0.10
lg( H2 /(M pc –2 ))
N628
N3184
N3521
N A
2.74 – 2.35 0.39
N A
2.50 – 2.45 0.31
N A
2.12 – 2.75 0.19
1 1.5 2 –0.5 0 0.5 1 1.5 2
lg( HI + H2 /(M pc –2 ))