XMM-Newtonin näkemät galaksiklusterit. Klikkaa suurentaaksesi
Galaktiklusterit ovat maailmankaikkeuden suurimpia esineitä. ESAn XMM-Newton-observatorio katseli äskettäin kahta galaksi-klusteria, joiden avulla tähtitieteilijät oppivat, että näissä klustereissa on enemmän tyypin 1a supernoovia - räjähtäviä valkoisia kääpiötähteitä - kuin omalla galaksillamme.
Kahden röntgensädekykyisen galaksiryhmän syvät havainnot ESA: n XMM-Newton-satelliitilla antoivat ryhmälle kansainvälisiä tähtitieteilijöitä mittaamaan kemiallisen koostumuksensa ennennäkemättömällä tarkkuudella. Galaktiklusterien kemiallisen koostumuksen tuntemus on ratkaisevan tärkeää kemiallisten alkuaineiden alkuperän ymmärtämiseksi maailmankaikkeudessa.
Galaksien klusterit tai ryhmittymät ovat maailmankaikkeuden suurimpia esineitä. Tarkastelemalla niitä optisten kaukoputkien avulla on mahdollista nähdä satoja tai jopa tuhansia galakseja, jotka miehittävät muutaman miljoonan valovuoden tilavuuden. Tällaiset kaukoputket paljastavat kuitenkin vain jäävuoren huipun. Itse asiassa suurin osa galaksiklusterien atomeista on kuuman kaasun muodossa, joka säteilee röntgensäteilyä, ja kuuman kaasun massa on viisi kertaa suurempi kuin itse klusterin galaksien massa.
Suurimmasta osasta galaksiklusterien tähdissä tuotettuja kemiallisia elementtejä - jotka karkotettiin ympäröivään avaruuteen supernoova-räjähdyksillä ja tähtituuleilla - tulee osa kuumaa röntgensäteitä säteilevää kaasua. Tähtitieteilijät jakavat supernoovat kahteen perustyyppiin: 'ytimen romahtaminen' ja 'tyypin Ia' supernoovat. Ydinromahdus-supernoovat syntyvät, kun tähti elämänsä lopussa romahtaa neutronitähdeksi tai mustaksi reikäksi. Nämä supernoovat tuottavat paljon happea, neonia ja magnesiumia. Tyypin Ia supernoovat räjähtää, kun seuratähdeltä ainetta kuluttava valkoinen kääpiötähti tulee liian massiiviseksi ja hajoaa kokonaan. Tämä tyyppi tuottaa paljon rautaa ja nikkeliä.
Vastaavasti marraskuussa 2002 ja elokuussa 2003, ja puolitoista päivää kunkin kerran, XMM-Newtonin tarkat havainnot koskivat kahta galaksiklusteria, nimeltään 'Sersic 159-03' ja '2A 0335 + 096'. Näiden tietojen avulla tähtitieteilijät pystyivät määrittämään yhdeksän kemiallisen alkuaineen määrän klustereissa ”plasma”? Bf? kaasu, joka sisältää varautuneita hiukkasia, kuten ioneja ja elektroneja.
Nämä elementit sisältävät happea, rautaa, neonia, magnesiumia, piitä, argonia, kalsiumia, nikkeliä ja - havaitaan ensimmäistä kertaa galaksiklusterissa - kromia. ”Vertaamalla havaittujen elementtien määrää teoreettisesti laskettuihin supernoovien saantoihin havaitsimme, että noin 30 prosenttia näiden klustereiden supernoovista räjähti valkoisia kääpiöitä (tyyppi Ia) ja loput olivat romahtamassa tähtiä elämänsä lopussa. ("ydinromahdus") ", sanoi Norbert Werner SRON Alankomaiden avarustutkimusinstituutista (Utrecht, Alankomaat) ja yksi näiden tulosten johtavista kirjoittajista.
”Tämä luku on välillä omalle galaksillemme (missä tyypin Ia supernovat edustavat noin 13 prosenttia supernovien” populaatiosta ”) löytyvän arvon ja nykyisen supernovatapahtumien taajuuden välillä, joka määritetään Lick Observatory Supernova Search -hankkeessa (jonka mukaan noin 42 prosenttia kaikista havaituista supernovoista on tyyppiä Ia ”, hän jatkoi.
Astronomit totesivat myös, että kaikki supernovamallit ennustavat paljon vähemmän kalsiumia kuin mitä rypäleissä havaitaan ja että havaittua nikkelin määrää ei voida toistaa näillä malleilla. Nämä erot osoittavat, että supernovan rikastumisen yksityiskohtia ei ole vielä selvästi ymmärretty. Koska galaksien klustereiden uskotaan olevan oikeudenmukaisia näytteitä maailmankaikkeudesta, niiden röntgenspektroskopia voi auttaa parantamaan supernovamalleja.
Elementtien paikallinen jakauma klusterissa sisältää myös tietoja klusterien historiasta. Elementtien jakauma kohdassa 2A 0335 + 096 osoittaa meneillään olevan sulautumisen. Hapen ja raudan jakautuminen Sersic 159-03: n välillä osoittaa, että vaikka suurin osa rikastumisesta ytimen romahtamisen supernovoilla tapahtui kauan sitten, tyypin Ia supernovat edelleen rikastuvat kuumalla kaasulla raskailla elementeillä, erityisesti klusterin ytimessä.
Alkuperäinen lähde: ESA-portaali
