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b'Galaxienhaufen sind die gr\\xf6\\xdften und massivstem gravitativ gebundenen Objekte im Universum, die Zeit hatten, zu kollabieren und virialisieren. Das Intracluster-Medium (ICM) innerhalb Galaxienhaufen ist ein Plasma, das durch R\\xf6ntgenstrahlung sichtbar ist. Galaxien in Galaxienhaufen sind durch optische Strahlung zu sehen, sie sind haupts\\xe4chlich rot und haben eine niedrige Sternbildungsrate. Neu akkretierte Galaxien k\\xf6nnen blauere Farben und eine h\\xf6here Sternbildungsrate aufweisen und werden durch Interaktion mit dem ICM r\\xf6ter. Wachstum von Galaxienhaufen findet durch sporadisches Verschmelzen mit anderen Galaxienhaufen und Gruppen statt, oder durch gleichm\\xe4\\xdfige Akkretion von Galaxien aus dem Milieu.\\nUm die Hauptfrage \\xbberg\\xe4nzen sich R\\xf6ntgen- und optische Messungen von Galaxienhaufen, oder zeigen sie dasselbe?\\xab zu beantworten, haben wir eine Studie durchgef\\xfchrt, bei der die Verteilung von Galaxien und ICM in Galaxienhaufen verglichen wurden. Im Besonderen, haben wir untersucht, ob optische Daten zus\\xe4tzliche Information wegen der dynamische Befindlichkeit von einzelnen Galaxienhaufen liefern, die nicht aus R\\xf6ntgendaten allein hervorgehen k\\xf6nnen. Surveys in R\\xf6ntgen und optischer Strahlung sind in den n\\xe4chsten Jahrzehnten zu erwarten, die Daten von viel weiteren Gebieten des Universums liefern werden. Diese Daten k\\xf6nnen, mit den Methoden, die wir hier vorlegen, untersucht werden.\\nWir benutzten Weitwinkelbeobachtungen des MPG/ESO 2.2 m Telescopes und R\\xf6ntgenbeobachtungen von XMM-Newton, um die Distribution von Galaxien innerhalb Galaxienhaufen mit der Distribution des ICM zu vergleichen. Wir haben gefunden, dass die 1D Radialdistribution der roten Galaxien zu der des ICM zusammenpasst, aber die blauen Galaxien folgen einem flacheren Profil. Mit 2D Abbildungen der Galaxienhaufen, haben wir gefunden dass die roten Galaxien sehr \\xe4hnlich verteilt sind, wie das ICM, aber fast jeder Galaxienhaufen hat unvirialisierte rote Subklumpen. Blaue Galaxien anderseits haben zu wenig Zeit zum virialisiern bevor sie rot werden, weil sie ihre sternbildendes Gas innerhalb einer \\xdcbergangszeit durch ICM-Staudruckstripping verliern. R\\xf6ntgenbeobachtungen sind besser f\\xfcr die Bestimmung des Verschmelzungsverlaufes von Galaxienhaufen, weil sie die Kennzeichen von Verschmelzung f\\xfcr eine k\\xfcrzere Zeit zeigen. Wir haben mehrere Subklumpen von roten Galaxien entdeckt, die scheinen auf einfallenden Trajektorien in Galaxienhaufen zu sein und noch merkliche Mengen von R\\xf6ntgenemittierendem Gas zu haben.'