TY  - THES
A1  - Ehlert, Kristian
T1  - Simulations of active galactic nuclei feedback with cosmic rays and magnetic fields
N2  - The central gas in half of all galaxy clusters shows short cooling times. Assuming unimpeded cooling, this should lead to high star formation and mass cooling rates, which are not observed. Instead, it is believed that condensing gas is accreted by the central black hole that powers an active galactic nuclei jet, which heats the cluster. The detailed heating mechanism remains uncertain. A promising mechanism invokes cosmic ray protons that scatter on self-generated magnetic fluctuations, i.e. Alfvén waves. Continuous damping of Alfvén waves provides heat to the intracluster medium. Previous work has found steady state solutions for a large sample of clusters where cooling is balanced by Alfvénic wave heating. To verify modeling assumptions, we set out to study cosmic ray injection in three-dimensional magnetohydrodynamical simulations of jet feedback in an idealized cluster with the moving-mesh code arepo. We analyze the interaction of jet-inflated bubbles with the turbulent magnetized intracluster medium.
Furthermore, jet dynamics and heating are closely linked to the largely unconstrained jet composition. Interactions of electrons with photons of the cosmic microwave background result in observational signatures that depend on the bubble content. Those recent observations provided evidence for underdense bubbles with a relativistic filling while adopting simplifying modeling assumptions for the bubbles. By reproducing the observations with our simulations, we confirm the validity of their modeling assumptions and as such, confirm the important finding of low-(momentum) density jets.
In addition, the velocity and magnetic field structure of the intracluster medium have profound consequences for bubble evolution and heating processes. As velocity and magnetic fields are physically coupled, we demonstrate that numerical simulations can help link and thereby constrain their respective observables. Finally, we implement the currently preferred accretion model, cold accretion, into the moving-mesh code arepo and study feedback by light jets in a radiatively cooling magnetized cluster. While self-regulation is attained independently of accretion model, jet density and feedback efficiencies, we find that in order to reproduce observed cold gas morphology light jets are preferred.
N2  - Das zentrale Gas in der Hälfte aller Galaxienhaufen weist kurze Kühlzeiten auf. Dies sollte zu hohen Sternentstehungs- und Massenkühlungsraten führen. Bei ungehinderter Kühlung würden jedoch viel mehr Sterne entstehen als beobachtet. Stattdessen wird vermutet, dass das kondensierende Gas durch das zentrale Schwarze Loch akkretiert wird, das einen aktiven Galaxienkerne antreibt, der den Haufen heizt. Der genaue Heizmechanismus ist noch unklar. Ein vielversprechender Mechanismus geht von Protonen der kosmischen Strahlung aus, die an selbst erzeugten magnetischen Fluktuationen, d.h. Alfvénwellen, streuen. Die kontinuierliche Dämpfung der Alfvénwellen heizt das Gas.
Für eine große Anzahl von Galaxienhaufen wurden stationäre Lösungen gefunden, bei denen Kühlen durch Alfvénwellenheizen ausgeglichen wird. Um die Modellierungsannahmen zu überprüfen, untersuchen wir die CR-Injektion in magnetohydrodynamischen 3D-Simulationen von Jets in einem idealisierten Cluster mit dem Code arepo. Wir simulieren die Entstehung und Entwicklung von Gasblasen durch energetische Ausflüsse in einer turbulenten, magnetische Atmosphäre. Darüberhinaus ist die Dynamik des Jets und das Heizen eng verknüpft mit der soweit unklaren Zusammensetzung des Jets. DieWechselwirkung von Elektronen mit dem kosmischen Mikrowellenhintergrund führt zu beobachtbaren Signaturen, die vom Inhalt der Blasen abhängen. Diese jüngsten Beobachtungen lieferten Beweise für unterdichte Blasen mit einer relativistischen Füllung, wobei vereinfachende Modellannahmen für die Blasen angenommen wurden. Indem wir die Beobachtungen mit unseren Simulationen reproduzieren, bestätigen wir die Gültigkeit ihrer Modellannahmen und damit die wichtige Erkenntnis, dass Jets eine niedrige (Impuls-)Dichte haben.
Außerdem haben die Geschwindigkeits- und Magnetfeldstruktur der Haufenatmosphäre tiefgreifende Auswirkungen auf die Blasenentwicklung und Heizprozesse. Da Geschwindigkeits- und Magnetfelder physikalisch gekoppelt sind, zeigen wir, dass numerische Simulationen dazu beitragen können, die jeweiligen Beobachtungsdaten in direkte Verbindung zu setzen, um sie dadurch besser abschätzen zu können. Schließlich implementieren wir das derzeit bevorzugte Akkretionsmodell, cold accretion, in arepo und untersuchen die Rückkopplung durch leichte Jets in einem explizit kühlenden magnetisierten Haufen. Während die Selbstregulierung unabhängig vom Akkretionsmodell, der Jetdichte und der Jeteffizienz erreicht wird, ist die Morphologie des kalten Gases bei Simulationen mit leichten Jets Beobachtungen am ähnlichsten.
T2  - Simulationen vom Heizen von Galaxienhaufen durch aktive Galaxienkerne mit kosmischer Strahlung und Magnetfeldern
KW  - galaxy clusters
KW  - intracluster medium
KW  - active galactic nuclei
KW  - magnetohydrodynamics
KW  - cosmic rays
KW  - Galaxienhaufen
KW  - aktive Galaxienkerne
KW  - Magnetohydrodynamik
KW  - kosmische Strahlung
Y1  - 2023
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-578168
ER  - 
TY  - THES
A1  - Takey, Ali Said Ahmed
T1  - The XMM-Newton/SDSS galaxy cluster survey
T1  - Die XMM-Newton/SDSS Galaxienhaufen-Durchmusterung
N2  - Galaxy clusters are the largest known gravitationally bound objects, their study is important for both an intrinsic understanding of their systems and an investigation of the large scale structure of the universe. The multi- component nature of galaxy clusters offers multiple observable signals across the electromagnetic spectrum. At X-ray wavelengths, galaxy clusters are simply identified as X-ray luminous, spatially extended, and extragalactic sources. X-ray observations offer the most powerful technique for constructing cluster catalogues. The main advantages of the X-ray cluster surveys are their excellent purity and completeness and the X-ray observables are tightly correlated with mass, which is indeed the most fundamental parameter of clusters. In my thesis I have conducted the 2XMMi/SDSS galaxy cluster survey, which is a serendipitous search for galaxy clusters based on the X-ray extended sources in the XMM-Newton Serendipitous Source Catalogue (2XMMi-DR3). The main aims of the survey are to identify new X-ray galaxy clusters, investigate their X-ray scaling relations, identify distant cluster candidates, and study the correlation of the X-ray and optical properties. The survey is constrained to those extended sources that are in the footprint of the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) in order to be able to identify the optical counterparts as well as to measure their redshifts that are mandatory to measure their physical properties. The overlap area be- tween the XMM-Newton fields and the SDSS-DR7 imaging, the latest SDSS data release at the starting of the survey, is 210 deg^2. The survey comprises 1180 X-ray cluster candidates with at least 80 background-subtracted photon counts, which passed the quality control process. To measure the optical redshifts of the X-ray cluster candidates, I used three procedures; (i) cross-matching these candidates with the recent and largest optically selected cluster catalogues in the literature, which yielded the photometric redshifts of about a quarter of the X-ray cluster candidates. (ii) I developed a finding algorithm to search for overdensities of galaxies at the positions of the X-ray cluster candidates in the photometric redshift space and to measure their redshifts from the SDSS-DR8 data, which provided the photometric redshifts of 530 groups/clusters. (iii) I developed an algorithm to identify the cluster candidates associated with spectroscopically targeted Luminous Red Galaxies (LRGs) in the SDSS-DR9 and to measure the cluster spectroscopic redshift, which provided 324 groups and clusters with spectroscopic confirmation based on spectroscopic redshift of at least one LRG. In total, the optically confirmed cluster sample comprises 574 groups and clusters with redshifts (0.03 ≤ z ≤ 0.77), which is the largest X-ray selected cluster catalogue to date based on observations from the current X-ray observatories (XMM-Newton, Chandra, Suzaku, and Swift/XRT). Among the cluster sample, about 75 percent are newly X-ray discovered groups/clusters and 40 percent are new systems to the literature. To determine the X-ray properties of the optically confirmed cluster sample, I reduced and analysed their X-ray data in an automated way following the standard pipelines of processing the XMM-Newton data. In this analysis, I extracted the cluster spectra from EPIC(PN, MOS1, MOS2) images within an optimal aperture chosen to maximise the signal-to-noise ratio. The spectral fitting procedure provided the X-ray temperatures kT (0.5 - 7.5 keV) for 345 systems that have good quality X-ray data. For all the optically confirmed cluster sample, I measured the physical properties L500 (0.5 x 10^42 – 1.2 x 10^45 erg s-1 ) and M500 (1.1 x 10^13 – 4.9 x 10^14 M⊙) from an iterative procedure using published scaling relations. The present X-ray detected groups and clusters are in the low and intermediate luminosity regimes apart from few luminous systems, thanks to the XMM-Newton sensitivity and the available XMM-Newton deep fields The optically confirmed cluster sample with measurements of redshift and X-ray properties can be used for various astrophysical applications. As a first application, I investigated the LX - T relation for the first time based on a large cluster sample of 345 systems with X-ray spectroscopic parameters drawn from a single survey. The current sample includes groups and clusters with wide ranges of redshifts, temperatures, and luminosities. The slope of the relation is consistent with the published ones of nearby clusters with higher temperatures and luminosities. The derived relation is still much steeper than that predicted by self-similar evolution. I also investigated the evolution of the slope and the scatter of the LX - T relation with the cluster redshift. After excluding the low luminosity groups, I found no significant changes of the slope and the intrinsic scatter of the relation with redshift when dividing the sample into three redshift bins. When including the low luminosity groups in the low redshift subsample, I found its LX - T relation becomes after than the relation of the intermediate and high redshift subsamples. As a second application of the optically confirmed cluster sample from our ongoing survey, I investigated the correlation between the cluster X-ray and the optical parameters that have been determined in a homogenous way. Firstly, I investigated the correlations between the BCG properties (absolute magnitude and optical luminosity) and the cluster global proper- ties (redshift and mass). Secondly, I computed the richness and the optical luminosity within R500 of a nearby subsample (z ≤ 0.42, with a complete membership detection from the SDSS data) with measured X-ray temperatures from our survey. The relation between the estimated optical luminosity and richness is also presented. Finally, the correlation between the cluster optical properties (richness and luminosity) and the cluster global properties (X-ray luminosity, temperature, mass) are investigated.
N2  - Im Rahmen dieser Arbeit habe ich die 2XMMi/SDSS Galaxienhaufendurchmusterung erstellt (2XMMi/SDSS galaxy cluster survey), eine Suche nach Galaxienhaufen welche auf der Detektion ausgedehnter Röntgenquellen im XMM-Newton Quellenkatalog (2XMMi-DR3) basiert. Die Hauptziele dieser Suche sind die Identifizierung bisher unbekannter röntgenheller Galaxienhaufen, die Erforschung ihrer Beziehungen zwischen Röntgenleuchtkraft und Temperatur (X-ray scaling relation), eine Entdeckung von möglichen weit entfernten Galaxienhaufen und die Beziehung zwischen Eigenschaften im Optischen und Röntgenbereich. Die Durchmusterung ist für alle Quellen der Himmelsregionen ausgelegt, die vom Sloan Digital Sky Survey (SDSS) erfasst werden. Das Ziel besteht darin, ihre optischen Gegenstücke zu finden und deren Rotverschiebungen zu bestimmen. Die gemeinsamen Himmelsareale zwischen XMM-Newton und dem Bildmaterial vom SDSS-DR7 umfassen 210 deg^2. Meine Durchmusterung enthält 1180 mögliche Galaxienhaufen mit wenigstens 80 vom Hintergrund bereinigten Photonen im Röntgenbereich, die einer Qualitätskontrolle erfolgreich standgehalten haben. Um die Rotverschiebungen der möglichen Galaxienhaufen im optischen Bereich zu bestimmen nutzte ich drei Vorgehensweisen: (i) Ein Abgleich jener Kandidaten mit den neuesten und umfangreichsten Katalogen optisch ausgewählter Galaxienhaufen, die in der Literatur verfügbar sind. (ii) Ich entwickelte einen Algorithmus, um Rotverschiebungen der optischen Gegenstücke aus Daten vom SDSS-DR8 zu ermitteln, welches zu photometrischen Rotverschiebungen von 530 Galaxiengruppen-/haufen führte. (iii) Ein weiterer von mir entwickelter Algorithmus nutzte die spektroskopischen Rotverschiebung von roten leuchtkräftigen Galaxien (LRGs) in den Daten des SDSS-DR9 und ergab 324 Gruppen und Haufen. Zusammengefasst enthält diese Probe 574 auch im optischen nachgewiesener Galaxiengruppen und -haufen mit bekannten Rotverschiebungen (0.03 ≤ z ≤ 0.77) - der zur Zeit umfangreichste Katalog von im Röntgenbereich ausgewählten Galaxienhaufen basierend auf aktuellen Röntgenbeobachtungen. Unter jenen Haufen waren ca. 75% im Röntgenbereich nicht bekannt und 40% fanden in der bisherigen Literatur noch keine Erwähnung. Um die Röntgeneigenschaften der im Optischen bestätigten Haufen zu bestimmen, war eine automatische Reduktion und Analyse der Röntgendaten unverzichtbar. Die Prozedur, welche Modelle an die Röntgenspektren anpasste, ergab Temperaturen kT von 0.5 – 7.5 keV für 345 Kandidaten. Für alle Haufen, die auch im optischen auffindbar waren, bestimmte ich die physikalischen Eigenschaften L500 (0.5 x 10^42 – 1.2 x 10^45 erg s^-1) und M500 (1.1 x 10^13 – 4.9 x 10^14 M⊙). Die Probe optisch bestätigter Galaxienhaufen mit gemessenen Rotverschiebungen und Röntgeneigenschaften kann für viele astrophysikalische Anwendungen genutzt werden. Als eine der ersten Anwendungen betrachtete ich die Beziehung zwischen LX - T; das erste Mal für eine so grosse Anzahl von 345 Objekten. Der aktuelle Katalog enthält Gruppen und Haufen, die einen grossen Bereich in Rotverschiebung, Temperatur und Helligkeit abdecken. Der Anstieg jener Beziehung ist im Einklang mit bereits publizierten Werten für nahegelegene Galaxienhaufen von hoher Temperatur und Helligkeit. Nach dem Ausschluss leuchtschwacher Gruppen und der Einteilung der Daten in drei nach Rotverschiebung geordneter Gruppen, waren keine signifikanten Änderungen von Anstieg und intrinsischer Streuung zu beobachten. Als zweite Anwendung unserer Durchmusterung, untersuchte ich die Haufen bezüglich deren Eigenschaften im Optischen und im Röntgenbereich. Zuerst betrachtete ich den Zusammenhang zwischen den Eigenschaften (absolute Helligkeit und optische Leuchkraft) der hellsten Haufengalaxie (BCG) mit denen des Haufens als Ganzem (Rotverschiebung und Masse). Danach berechnete ich die Reichhaltigkeit der Galaxienhaufen und deren optische Leuchtkraft innerhalb von R500 für eine Stichprobe nahegelegener Haufen (z ≤ 0.42, hier sind SDSS Daten noch empfindlich genug um den Grossteil der Haufengalaxien abzubilden) mit gemessenen Röntgentemperaturen. Schlussendlich konnten dieWechselwirkungen zwischen den optischen Eigenschaften (Reichhaltigkeit und Leuchtkraft) und den globalen Eigenschaften (Röntgenleuchtkraft, Temperatur und Masse) näher untersucht werden.
KW  - hochenergetische Astrophysik
KW  - Röntgenastronomie
KW  - Galaxienhaufen
KW  - high energy astrophysics
KW  - X-ray astronomy
KW  - clusters of galaxies
Y1  - 2013
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-71229
ER  -