銀河団のXMM-Newton画像。画像クレジット：ESAクリックして拡大
ESAのX線観測所であるXMM-Newtonにより、科学者は初めて、任意に選択された単一のオブジェクトだけでなく、クラスターの完全な代表的なサンプルを使用して、銀河クラスターの形成履歴を詳細に研究できるようになりました。
これらの巨大なオブジェクトがどのように形成されたかを知ることは、宇宙の過去と未来を理解するための鍵です。
科学者は現在、宇宙進化の十分に根拠のある図を、最初に小さな構造が形成され、次にこれらがより大きな天体を構成する構造形成のモデルに基づいています。
銀河団は、既知の宇宙で最大かつ最近形成されたオブジェクトであり、それらはそれらを素晴らしい天体物理学の「実験室」にする多くの特性を持っています。たとえば、それらは構造形成プロセスの重要な証人であり、重要な「プローブ」ですか？宇宙論モデルをテストする。
このような宇宙論的モデルをうまくテストするには、代表的なクラスターサンプルからの個々の銀河クラスターの動的構造をよく観察する必要があります。
たとえば、いくつのクラスターが十分に進化しているかを知る必要があります。また、最近大量の重力降着を経験したクラスター、および衝突と合体の段階にあるクラスターを知る必要もあります。さらに、同じXMM-Newtonデータを使用して実行される正確なクラスター質量測定も、定量的宇宙論研究に必要な前提条件です。
銀河団の最も見やすい部分、つまりすべての銀河の星は、銀河団を構成する全体のごく一部にすぎません。クラスターの観測可能な物質のほとんどは、クラスターの重力ポテンシャル力によって閉じ込められた高温ガス（1000〜1億度）で構成されています。このガスは人間の目には完全に見えませんが、その温度のために、X線の放出によって見えます。
これがXMM-Newtonの出番です。前例のないフォトン収集能力と空間分解分光法の能力により、XMM-Newtonは科学者がこれらの研究を効果的に実行できるようにして、単一のオブジェクトだけでなく、代表的なサンプル全体を日常的に研究できるようにしました。
XMM-ニュートンは、X線画像の組み合わせ（異なるX線エネルギーバンドで、異なるX線の「色」と考えることができます）を生成し、クラスター内の異なる領域の分光測定を行います。
画像の明るさはクラスター内のガス密度に関する情報を提供しますが、色とスペクトルはクラスターの内部ガス温度を示します。温度と密度の分布から、圧力とエントロピーの物理的に非常に重要なパラメータは？も導出できます。エントロピーは、物理システムの加熱と冷却の履歴の尺度です。
添付の3つの画像は、「X線発光」でのエントロピー分布の使用を示しています。さまざまな物理的プロセスを識別する方法としてのガス。エントロピーには、放射冷却によって減少し、加熱プロセスによって増加するが、エネルギー節約の下で圧縮または膨張しても一定に保たれるという固有の特性があります。
後者は、「化石記録」を確実にしますか？その後、ガスが断熱的に（エネルギー節約の下で）圧力を変化させても、加熱または冷却は維持されます。
これらの例は、ROSAT All-Sky Surveyで見つかった最もX線の明るいクラスターのいくつかの統計的に完全なサンプルであるREFLEX-DXLサンプルから抽出されています。 ROSATは、1990年代にドイツ、アメリカ、イギリスが協力して開発したX線天文台です。
画像は、値が青、緑、黄色から赤と白に増加する色でコード化されたエントロピー分布のビューを提供します。
元のソース：ESAポータル
