XMM-Newton-Bild eines Galaxienhaufens. Bildnachweis: ESA Zum Vergrößern anklicken
Das Röntgenobservatorium der ESA, XMM-Newton, hat es Wissenschaftlern erstmals ermöglicht, die Entstehungsgeschichte von Galaxienhaufen nicht nur mit einzelnen willkürlich ausgewählten Objekten, sondern mit einer vollständigen repräsentativen Stichprobe von Clustern detailliert zu untersuchen.
Zu wissen, wie sich diese massiven Objekte gebildet haben, ist ein Schlüssel zum Verständnis der Vergangenheit und Zukunft des Universums.
Wissenschaftler stützen ihr fundiertes Bild der kosmischen Evolution derzeit auf ein Modell der Strukturbildung, bei dem sich zuerst kleine Strukturen bilden und diese dann größere astronomische Objekte bilden.
Galaxienhaufen sind die größten und zuletzt gebildeten Objekte im bekannten Universum und sie haben viele Eigenschaften, die sie zu großartigen astrophysikalischen "Labors" machen. Zum Beispiel sind sie wichtige Zeugen des Strukturbildungsprozesses und wichtige "Sonden". kosmologische Modelle zu testen.
Um solche kosmologischen Modelle erfolgreich zu testen, müssen wir die dynamische Struktur der einzelnen Galaxienhaufen anhand repräsentativer Clusterproben gut beobachten können.
Zum Beispiel müssen wir wissen, wie viele Cluster gut entwickelt sind. Wir müssen auch wissen, welche Cluster in letzter Zeit eine erhebliche Gravitationszunahme der Masse erfahren haben und welche Cluster sich in einem Stadium der Kollision und Verschmelzung befinden. Darüber hinaus ist eine präzise Messung der Clustermasse, die mit denselben XMM-Newton-Daten durchgeführt wird, eine notwendige Voraussetzung für quantitative kosmologische Studien.
Der am leichtesten sichtbare Teil von Galaxienhaufen, d. H. Die Sterne in allen Galaxien, machen nur einen kleinen Bruchteil der Gesamtmenge des Haufens aus. Der größte Teil der beobachtbaren Materie des Clusters besteht aus einem heißen Gas (10-100 Millionen Grad), das von der Gravitationspotentialkraft des Clusters eingeschlossen wird. Dieses Gas ist für das menschliche Auge völlig unsichtbar, aber aufgrund seiner Temperatur ist es durch seine Röntgenemission sichtbar.
Hier kommt XMM-Newton ins Spiel. Mit seiner beispiellosen Photonensammelkraft und der Fähigkeit zur räumlich aufgelösten Spektroskopie hat XMM-Newton es Wissenschaftlern ermöglicht, diese Studien so effektiv durchzuführen, dass nicht nur einzelne Objekte, sondern auch ganze repräsentative Proben routinemäßig untersucht werden können .
XMM-Newton erzeugt eine Kombination von Röntgenbildern (in verschiedenen Röntgenenergiebändern, die als unterschiedliche Röntgenfarben angesehen werden können) und führt spektroskopische Messungen verschiedener Regionen im Cluster durch.
Während die Bildhelligkeit Informationen über die Gasdichte im Cluster liefert, geben die Farben und Spektren einen Hinweis auf die interne Gastemperatur des Clusters. Aus der Temperatur- und Dichteverteilung ergeben sich die physikalisch sehr wichtigen Parameter Druck und Entropie. kann auch abgeleitet werden. Die Entropie ist ein Maß für die Heiz- und Kühlhistorie eines physikalischen Systems.
Die beigefügten drei Bilder veranschaulichen die Verwendung der Entropieverteilung im? Röntgenlicht? Gas zur Identifizierung verschiedener physikalischer Prozesse. Die Entropie hat die einzigartige Eigenschaft, mit der Strahlungskühlung abzunehmen, aufgrund von Erwärmungsprozessen zuzunehmen, aber bei Kompression oder Expansion unter Energieeinsparung konstant zu bleiben.
Letzteres stellt sicher, dass ein "Fossilienbestand" Das Heizen oder Kühlen bleibt auch dann erhalten, wenn das Gas anschließend seinen Druck adiabatisch ändert (unter Energieeinsparung).
Diese Beispiele stammen aus der REFLEX-DXL-Stichprobe, einer statistisch vollständigen Stichprobe einiger der röntgenstärksten Lichtcluster, die im ROSAT All-Sky Survey gefunden wurden. ROSAT war ein Röntgenobservatorium, das in den 1990er Jahren in Zusammenarbeit zwischen Deutschland, den USA und Großbritannien entwickelt wurde.
Die Bilder bieten Ansichten der farbcodierten Entropieverteilung, wobei die Werte von blau, grün, gelb nach rot und weiß ansteigen.
Ursprüngliche Quelle: ESA-Portal
