Philipp Richter vom Institut für Physik und Astronomie der Universität Potsdam und seine Kollegen haben im Rahmen eines DFG geförderten Projekts nun genauer untersucht, warum sich das Gas in den kosmologischen Filamenten aufheizt. Mithilfe der neuesten Generation kosmologischer Computersimulationen analysierten sie im Detail, welche physikalischen Bedingungen im warm-heißen intergalaktischen Medium vorherrschen. Und auch, in welcher Verbindung dieses Gas zu den umgebenden Galaxien steht. Die Ergebnisse aus den Simulationen verglichen die Forscher dann mit spektralen Beobachtungsdaten des Hubble-Weltraumteleskops.

	Heißes Gas verbindet die Galaxienhaufen Abell 222 und 223 © ESA/XMM-Newton/EPIC/ESO (J. Dietrich)/SRON (N. Werner)/MPE (A. Finoguenov)

Frühere Studien hatten ergeben, dass das warm-heiße intergalaktische Gas auch Spuren von Ionen schwererer Elemente als Wasserstoff und Helium enthalten sollte. Diese Ionen wiederum müssten charakteristische Linien im Spektrum des UV-Lichts erzeugen, das von fernen Quasaren aus durch die Filamente strahlt. An diesen Spektrallinien kann man dann theoretisch auch ohne die Lyman-Alpha-Linien des Wasserstoffs ablesen, wie die Materie im aufgeheizten Filament verteilt ist. Insbesondere das Linien-Dublett des fünffach ionisierten Sauerstoffs (OVI) galt dabei als aussichtsreichster Kandidat zum Nachweis der warm-heißen intergalaktischen Gaskomponente.

Tatsächlich spürten die Wissenschaftler diese OVI-Absorptionslinien zahlreich in den Spektren von Quasaren auf. Doch ihre Interpretation in physikalischer Hinsicht erweist sich als schwierig, wie sie berichten. Das liegt vor allem daran, dass die Ionisationsenergie, die zur Bildung von fünffach ionisiertem Sauerstoff nötig ist, auch durch andere Prozesse, zum Beispiel durch hochenergetische Strahlung, bereitgestellt wird. Was können wir also aus den OVI-Absorptionslinien tatsächlich lernen?