은하단의 XMM-Newton 이미지. 이미지 크레디트 : ESA 확대하려면 클릭
ESA의 X 선 관측소 인 XMM-Newton은 과학자들이 처음으로 임의로 선택된 물체뿐만 아니라 완전한 대표 표본 클러스터를 통해 은하단의 형성 이력을 자세히 연구 할 수있게 해주었다.
이 거대한 물체들이 어떻게 형성되는지 아는 것이 우주의 과거와 미래를 이해하는 열쇠입니다.
과학자들은 현재 우주의 진화에 대한 잘 알려진 그림을 작은 구조가 먼저 형성되고 더 큰 천체를 구성하는 구조 형성 모델에 기초합니다.
갤럭시 클러스터는 알려진 우주에서 가장 크고 가장 최근에 형성된 물체이며, 많은 천체 물리학 실험실을 만드는 많은 속성을 가지고 있습니다. 예를 들어, 그들은 구조 형성 과정의 중요한 증거이며 중요한“프로브? 우주 모델을 테스트합니다.
이러한 우주 론적 모델을 성공적으로 테스트하려면 대표 클러스터 샘플에서 개별 은하 클러스터의 동적 구조를 잘 관찰해야합니다.
예를 들어 잘 진화 된 클러스터 수를 알아야합니다. 우리는 또한 어느 클러스터가 최근 상당한 중력 질량의 질량을 경험했는지, 어떤 클러스터가 충돌 및 병합 단계에 있는지 알아야합니다. 또한, 동일한 XMM- 뉴턴 데이터로 수행 된 정확한 클러스터 질량 측정도 정량적 우주 론적 연구를위한 필수 전제 조건입니다.
은하단에서 가장 쉽게 볼 수있는 부분, 즉 모든 은하계의 별은 클러스터를 구성하는 전체의 작은 부분만을 구성합니다. 클러스터의 관측 가능한 물질의 대부분은 클러스터의 중력 전 위력에 의해 갇힌 뜨거운 가스 (10 ~ 1 억도)로 구성됩니다. 이 가스는 사람의 눈에는 완전히 보이지 않지만 온도 때문에 X- 선 방출로 볼 수 있습니다.
XMM-Newton이 등장한 곳입니다. 전례없는 광자 수집 능력과 공간 분해 분광법의 기능을 통해 XMM-Newton은 과학자들이 단일 대상뿐만 아니라 전체 대표 샘플을 정기적으로 연구 할 수 있도록 이러한 연구를 효과적으로 수행 할 수있었습니다. .
XMM-Newton은 X- 선 이미지의 조합 (다른 X- 선 "컬러"라고 생각할 수있는 다른 X- 선 에너지 대역에서)을 생성하고 클러스터에서 다른 영역의 분광 측정을 수행합니다.
이미지 밝기는 클러스터의 가스 밀도에 대한 정보를 제공하지만 색상과 스펙트럼은 클러스터의 내부 가스 온도를 나타냅니다. 온도와 밀도 분포에서 물리적으로 매우 중요한 압력 및 엔트로피 파라미터는? 또한 파생 될 수 있습니다. 엔트로피는 물리적 시스템의 가열 및 냉각 이력을 측정 한 것입니다.
첨부 된 3 개의 이미지는 "X-ray luminous? 다양한 물리적 프로세스를 식별하는 방법으로 가스. 엔트로피는 복사 냉각으로 감소하고 가열 과정으로 인해 증가하지만 에너지 보존 하에서 압축 또는 팽창으로 일정하게 유지되는 독특한 특성을 가지고 있습니다.
후자는 화석 기록을 보장 하는가? 가스가 차후에 (에너지 절약 하에서) 압력을 단열 적으로 변경하더라도 가열 또는 냉각의 임의의 온도가 유지된다.
이 예제는 ROSAT All-Sky Survey에서 찾은 가장 많은 X-ray 발광 클러스터의 통계적으로 완전한 샘플 인 REFLEX-DXL 샘플에서 발췌 한 것입니다. ROSAT는 1990 년대 독일, 미국 및 영국 간의 협력을 위해 개발 된 X 선 관측소였습니다.
이미지는 값이 파란색, 녹색, 노란색에서 빨간색과 흰색으로 증가하는 색상으로 코딩 된 엔트로피 분포를 보여줍니다.
원본 출처 : ESA Portal
