XMM-Newton에 의해 관측 된 화석은 하단. 클릭하면 확대
은하는 작게 시작하지만 시간이 지남에 따라 다른 은하와 합쳐 짐에 따라 성장합니다. 남은 것은 화석 그룹이라고 불리는 하나의 큰 은하이며, 더 큰 암흑 물질 안에 있습니다. 천문학 자들은이 화석 그룹들이 어떻게 빠르게 형성 될 수 있는지에 대해 의문을 가지고 있습니다. 어떤 이들은 우주의 생애에서 그것을 할 수 없어야합니다. Chandra와 ESA의 XMM-Newton 관측소의 새로운 관측 결과는 이러한 클러스터가 어떻게 붕괴되고 형성되는지에 대한 새로운 단서를 제공했습니다.
천문학 자들은 ESA의 XMM-Newton의 높은 감도와 NASA의 Chandra X-Ray 우주 관측소의 날카로운 비전을 활용하여 거대한 화석은 하단의 거동을 연구하여 그들이 어떻게 형성 할 시간을 찾는 지 알아 냈습니다.
많은 은하들은 은하 그룹에 거주하며, 이웃과 밀접한 만남을 경험하고 암흑 물질과 중력에 의해 상호 작용합니다. 질량은 전체 은하계 공간에 스며 들지만 방사선을 방출하지 않기 때문에 직접 볼 수는 없습니다.
이러한 상호 작용으로 인해 큰 은하가 그룹의 중심을 향해 천천히 나선형으로 이동하여 하나의 거대한 중앙 은하를 형성하여 모든 이웃을 점진적으로 삼킬 수 있습니다.
이 과정이 완료되고 새로운 은하가 그룹에 속하지 않으면 결과적으로 '화석 그룹'이라는 개체가 생겨나 고 거의 모든 별이 하나의 거대한 은하로 모이게됩니다. 그룹 크기의 암흑 물질 후광. 이 후광의 존재는 광범위한 고온 가스의 존재로부터 유추 될 수 있으며, 이는 많은 그룹의 중력 전위 우물을 채우고 X- 선을 방출한다.
국제 천문학 자 그룹은 퍼즐을 풀고 거대한 화석의 형성을 이해하는 것을 목표로 가장 크고 인기있는 화석 그룹의 물리적 특징을 자세히 연구했습니다. 사실, 간단한 이론적 모델에 따르면, 그것들은 이용 가능한 시간 내에 단순히 형성 될 수 없었습니다!
'RX J1416.4 + 2315'라고 불리는 화석 그룹은 우리로부터 1 억 5 천만 광년 떨어진 곳에 위치한 하나의 타원형 은하에 의해 지배되며 태양보다 5 억 번 더 밝습니다.
광학 및 적외선 분석과 결합 된 XMM-Newton 및 Chandra X-ray 관찰 결과, 그룹은 3 백만 광년 이상 연장 된 고온 가스 후광 내에 앉아서 주로 5 천만 도의 온도로 가열되었으며 중력 붕괴의 결과.
이전에 추정 된 값의 약 2 배인 이러한 고온은 일반적으로 은하단의 특징이다. 전체 클러스터 시스템의 또 다른 흥미로운 특징은 300 조 이상의 태양 질량에 도달하는 큰 질량입니다. 은하의 별 형태로 약 2 %, 뜨거운 가스를 방출하는 X- 레이 형태로 15 % 만 있습니다. 시스템 질량의 주요 원인은 보이지 않는 암흑 물질로 다른 구성 요소를 중력으로 묶습니다.
계산에 따르면, RX J1416.4 + 2315만큼 거대한 화석 클러스터는 우주 전체 시대에 형성 될 시간이 없었을 것입니다. 이러한 화석 그룹을 형성하는 주요 과정은 '동적 마찰'로 알려진 과정으로, 큰 은하가 주변 암흑 물질에 대한 궤도 에너지를 잃습니다. 이 과정은 은하가 더 빨리 움직일 때 효과적이지 않으며, 이는 은하의 '클러스터'에서 수행됩니다.
이것은 원칙적으로 화석 그룹의 크기와 질량에 대한 상한을 설정합니다. 그러나 그룹의 기하 구조와 질량 분포가 간단한 이론적 모델에서 가정 된 것과 다를 수 있으므로 정확한 한계는 여전히 알려져 있지 않습니다.
결과의 첫 번째 저자 인 버밍엄 대학교 (University of Birmingham)의 하비브 코 로샤히 (Habib Khosroshahi)는“동적 마찰을 설명하는 간단한 모델은 병합 은하가 덩어리 덩어리 중심 주위에서 원형 궤도를 따라 이동한다고 가정한다. “대신 우리는 은하가 필라멘트를 따라와 같이 비대칭적인 방식으로 개발 클러스터의 중심을 향해 있다고 가정하면 동적 마찰과 클러스터 형성 과정이 더 짧은 시간 단위로 발생할 수 있다고 그는 덧붙였다. 이러한 가설은 우리가 RX J1416.4 + 2315에서 관찰 한 고도로 길어진 X 선 방출에 의해 뒷받침된다.
이 화석에서 중심 우세 은하의 광학 밝기는 큰 군집에서 가장 밝은 은하 ( 'BCG')와 유사합니다. 천문학 자들에 따르면, 이것은 은하가 나중에 클러스터가 쌓이는 화석 그룹에서 유래했을 수 있음을 의미합니다. 이는 클러스터 붕괴 중 또는 클러스터 후에 BCG가 클러스터 내에서 형성되는 기존 시나리오와 비교하여 BCG 형성을위한 대체 메커니즘을 제공합니다.
Khosroshahi는“RX J1416.4 + 2315와 같은 거대한 화석 그룹에 대한 연구는 우주의 구조 형성에 대한 우리의 이해를 테스트하는 데 중요합니다. “이러한 극단적 인 시스템이 어떻게 발전하는지 이해하기 위해 관찰 한 특성을 재현하려는 우주 시뮬레이션이 진행 중입니다.”라고 그는 결론 지었다.
원본 출처 : ESA 뉴스 릴리스
