Galaksi kümesinin XMM-Newton görüntüsü. İmaj kredisi: ESA Ayrıntı için tıklayınız
ESA? Nın X-ışını gözlemevi, XMM-Newton, ilk kez bilim adamlarının, yalnızca rastgele seçilen nesnelerle değil, aynı zamanda tam bir temsili küme örneğiyle, galaksi kümelerinin oluşum tarihini ayrıntılı olarak incelemelerine izin verdi.
Bu devasa nesnelerin nasıl oluştuğunu bilmek Evrenin geçmişini ve geleceğini anlamanın anahtarıdır.
Bilim adamları şu anda iyi kurulmuş kozmik evrim resimlerini, önce küçük yapıların oluştuğu ve daha sonra daha büyük astronomik nesneleri oluşturan bir yapı oluşumu modeline dayandırıyorlar.
Gökada kümeleri, bilinen Evrendeki en büyük ve en son oluşturulan nesnelerdir ve onları büyük astrofiziksel? Laboratuvarlar yapan birçok özelliğe sahiptirler. Örneğin, bunlar yapı oluşturma sürecinin ve önemli? Sondaların? kozmolojik modelleri test etmek.
Bu tür kozmolojik modelleri başarıyla test etmek için, temsili küme örneklerinden bireysel galaksi kümelerinin dinamik yapısını iyi bir gözlemsel anlayışa sahip olmalıyız.
Örneğin, kaç kümenin iyi geliştiğini bilmemiz gerekir. Ayrıca, hangi kümelerin yakın zamanda önemli bir kütle çekim kütlesinin biriktiğini ve hangi kümelerin çarpışma ve birleşme aşamasında olduğunu bilmemiz gerekir. Ek olarak, aynı XMM-Newton verileriyle yapılan kesin bir küme kütle ölçümü de nicel kozmolojik çalışmalar için gerekli bir ön koşuldur.
Galaksi kümelerinin en kolay görünen kısmı, yani tüm galaksilerdeki yıldızlar, kümeyi oluşturan toplamın sadece küçük bir kısmını oluşturur. Kümenin gözlenebilir maddesinin çoğu, kümenin yerçekimi potansiyel kuvveti tarafından yakalanan bir sıcak gazdan (10-100 milyon derece) oluşur. Bu gaz insan gözü için tamamen görünmez, ancak sıcaklığı nedeniyle X-ışını emisyonu ile görülebilir.
XMM-Newton burada devreye giriyor. Eşsiz foton toplama gücü ve mekansal olarak çözülmüş spektroskopinin kabiliyeti ile XMM-Newton, bilim adamlarının bu çalışmaları o kadar etkili bir şekilde gerçekleştirebilmelerini sağladı ki, sadece tek bir nesnenin değil, aynı zamanda tüm temsili örneklerin rutin olarak çalışılabilmesini sağladı. .
XMM-Newton, X-ışını görüntülerinin bir kombinasyonunu üretir (farklı X-ışını? Renkleri olarak düşünülebilen farklı X-ışını enerji bantlarında) ve kümedeki farklı bölgelerin spektroskopik ölçümlerini yapar.
Görüntü parlaklığı kümedeki gaz yoğunluğu hakkında bilgi verirken, renkler ve spektrumlar kümenin iç gaz sıcaklığının bir göstergesini sağlar. Sıcaklık ve yoğunluk dağılımından, fiziksel olarak çok önemli basınç ve entropi parametreleri? ayrıca türetilebilir. Entropi, fiziksel bir sistemin ısıtma ve soğutma geçmişinin bir ölçüsüdür.
Ekteki üç görüntü? X-ışını aydınlık? Ürünlerinde entropi dağılımının kullanımını göstermektedir. çeşitli fiziksel süreçleri tanımlamanın bir yolu olarak gaz. Entropi, radyasyonlu soğutma ile azalma, ısıtma işlemlerinden dolayı artma, ancak enerji tasarrufu altında sıkıştırma veya genleşme ile sabit kalma gibi benzersiz bir özelliğe sahiptir.
İkincisi bir? Fosil kaydı? gaz, daha sonra basıncını adyabatik olarak değiştirse bile (enerji tasarrufu altında) herhangi bir ısıtma veya soğutmanın tutulmasını sağlar.
Bu örnekler, ROSAT All-Sky Araştırmasında bulunan çoğu X-ışını ışık kümesinin istatistiksel olarak eksiksiz bir örneği olan REFLEX-DXL örneğinden alınmıştır. ROSAT, 1990'larda Almanya, ABD ve İngiltere arasındaki işbirliğinde geliştirilen bir X-ışını gözlemeviydi.
Görüntüler, değerlerin mavi, yeşil, sarıdan kırmızıya ve beyaza yükseldiği renklerle kodlanmış entropi dağılımının görüntülerini sağlar.
Orijinal Kaynak: ESA Portalı
