Galaxienhaufen

Galaxienhaufen sind gravitativ gebundene Systeme, in denen typischerweise Hunderte bis Tausende von Galaxien gemeinsam mit dunkler Materie und heißem Gas auftreten. Die Gesamtmasse liegt üblicherweise im Bereich von etwa 10^14 bis 10^15 Sonnenmassen. Ein Großteil der baryonischen Masse befindet sich im intraclusteren Medium (ICM), einem heißen Plasma mit Temperaturen von rund 10^7 bis 10^8 Kelvin, das vor allem in Röntgenstrahlung sichtbar ist. Galaxienhaufen bilden sich an Knotenpunkten des kosmischen Netzes und wachsen durch die Akkretion von Galaxien, Gruppen und durch Verschmelzungen mit anderen Haufen.

Die Beobachtung von Galaxienhaufen erfolgt auf mehreren Wegen: Optische und infrared Beobachtungen liefern die Verteilung und Rotverschiebung der Mitgliedsgalaxien; Röntgenbeobachtungen erfassen das ICM; der Sunyaev–Zel’dovich-Effekt in der Mikrowellenastronomie liefert zusätzliche Informationen über Thermodruck und Gesamtmasse; Gravitationslinsenkartierungen geben Einblick in die Verteilung der Dunklen Materie. Haufen werden oft nach ihrer Richness (Anzahl der Mitgliedsgalaxien), dem Entspannungsgrad und dem Vorhandensein eines Kühlkerns im Zentrum klassifiziert.

Zu den bekanntesten Beispielen gehören der Coma-Haufen (Abell 1656), der Virgo-Haufen und der Bullet Cluster (1E 0657-56), der aufgrund der räumlichen Trennung von Gas und Dunkler Materie eine Belegstelle für Dunkle Materie darstellt. Typische Größenordnungen reichen von 2 bis 5 Megaparsec Durchmesser; Massen liegen im Bereich 10^14 bis 10^15 Sonnenmassen. In der Kosmologie dienen Galaxienhaufen als Labor für Massenverteilungen, baryonische Prozesse und die Entwicklung der großen Strukturen des Universums.