Massenprofil und Masse-Leuchtkraftbeziehung

Die kumulierten Massenprofile können mit den Massenprofilen, welche aus Röntgengasuntersuchungen gewonnen werden, verglichen werden. Dies ist in der Abbildung 7 für M87 (NGC 4486) gezeigt. Man erkennt darin die erstaunlich gute Übereinstimmung der Modelle aus den Absorptionsliniendaten mit den Röntgen-Masseprofilen, obgleich auch hier diese nicht für die Modellierung beigezogen wurden.

Abbildung 7: Massenprofile von NGC 4486 (M87) aus ROSAT-Beobachtungen (unter Annahme einer isothermen Sphäre, langgestrichelt-gepunktet) im Vergleich mit den extrapolierten Massenprofilen unserer Modelle. Durchgezogene Linie: bstes Modell, gestrichelt: Rand Konfidenzintervall, gepunktet: Selbstkonsistentes Modell. Die senkrechten Linien kennzeichnen den äusseren Rand der verschiedenen Tracer: Absorptionsliniendaten (stars), Kugelsternhaufen und Planetarische Nebel (GCs) sowie Zwergalaxien (D).

Dieser Vergleich ist nur für die Galaxien möglich, welche eine ausreichende Röntgengasumgebung haben. Das ist in Haufen der Fall, aber nicht immer für Feldgalaxien. Für die zentralen Haufengalaxien, die cD-Galaxien, ist dieses Ergebnis besonders interessant, da man so den Übergang vom Galaxien- zum Haufenpotential untersuchen kann.

Die Masse-Leuchtkraftbeziehung ist für die meisten Galaxien des Samples relativ weit hinaus sehr flach. Einerseits kann das ein Artefakt der Modellierung sein, weil wir logaritmische Potentiale mit einem Kern verwendet haben. Allerdings sind auch Potentiale mit kleinem Kern getestet worden, die jedoch keine guten Fits ergaben.

Dieses Ergebnis deutet darauf hin, dass die Kerne der Galaxien von leuchtender Materie dominiert werden, und die dunkle Materie sich erst weiter aussen, bei etwa 1 bis 2 Halblichtradien, bemerkbar macht. Dies steht im Widerspruch zum ``klassischen Bild'' der hierarchischen Strukturentstehung aus den kosmologischen Simulationen, da in diesen sich schnell stark konzentrierte Halos von Dunkler Materie bilden, in welche das Gas einfällt und Sterne bzw. den leuchtenden Teil der Galaxien bildet. In Abbildung 8 sind die kumulierten Masse-Leuchtkraft-Profile von einer Reihe von Galaxien aufgezeigt.

Abbildung 8: Die berechneten Masse-Leuchtkraftverhältnisse (B-Band) als Funktion des Radius (für NGC 3379 auch R-Band). Das ``beste Modell'' ist jeweils aus der Mitte des Konfidenzintervalls gewählt (durchgezogene Linie), die gestrichelten Linien bezeichnen die Modelle an den Rändern des Konfidenzintervalls. Das selbstkonsistente (SC) Modell ist als gepunktete Linie aufgetragen.