Astronomija

Vidinio klasterio terpės (ICM) temperatūra

Vidinio klasterio terpės (ICM) temperatūra


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Vieną straipsnį perskaičiau, kad terpės temperatūra galaktikų spiečiuose (vidinėje klasterio terpėje arba ICM) yra labai aukšta.

  1. Ką iš tikrųjų reiškia ta temperatūra? Dalelių greitis?

  2. Kodėl taip yra?

  3. Ar ta terpė yra „tuštuma“?

  4. Ar tai prieštarauja CMB temperatūrai (tai yra apie 3 K)?


Antruoju Pela atsakymą, išskyrus vieną papildymą. CMB ir vidinės klasterio dujos sąveikauja per atvirkštinį Compton efektą, kai dujose esantys elektronai aušina, atiduodami savo energiją CMB fotonams, padidindami jų energiją.

Šis procesas, kai jis naudojamas karštoms dujoms vidinėje klasterio terpėje, taip pat žinomas kaip Sunyaev-Zel'dovich efektas. Tai lemia skirtingą CMB ryškumą, kai žiūrima į galaktikų grupę.

Šio efekto svarbą galima rasti šiose Marko Birkinshawo pastabose. Iš esmės S-Z efektas kartu su karštų dujų rentgeno nuotraukomis gali suteikti gyvybiškai svarbios informacijos apie karštų dujų tankio struktūrą ir šiluminę struktūrą. Taip pat paaiškėja, kad klasterio rentgeno ir S-Z savybių palyginimas gali suteikti Hablo parametro vertę ir suteikti kitų kosmologinių suvaržymų (pavyzdžiui, žr. Plancko rezultatus, pateiktus Ade ir kt., 2015).


Atsakymas į jūsų pirmąjį klausimą yra „Taip, nurodyta temperatūra yra„ normali “temperatūra, atspindinti vidutinę dujų dalelių kinetinę energiją“.

Atsakymas į jūsų antrąjį klausimą yra šiek tiek sudėtingesnis:

Aušinimo funkcija

Dujos aušinamos įvairiais procesais, jų efektyvumas priklauso nuo temperatūros, tankio ir dujų sudėties. Esant „žemai“ temperatūrai, dauguma aušinimo vyksta todėl, kad dalelės susiduria ir jų kinetinė energija naudojama atomams sužadinti ar net jonizuoti. Vėliau atomai rekombinuojasi arba sužadina, skleisdami spinduliuotę, kuri gali pernešti energiją iš sistemos.

Didžioji Visatos dujų dalis yra vandenilis, kuris efektyviausiai aušinamas aplink $ 10 ^ 4 , mathrm {K} $. Esant aukštesnei temperatūrai, helis tampa pagrindiniu veiksniu. Be to, įvairūs metalai prisideda prie įvairių temperatūrų, priklausomai nuo jų tankio ir jonizacijos būsenos. Esant labai aukštai temperatūrai ($ gtrsim10 ^ 7 , mathrm {K} $), kai dujos yra labai jonizuotos, aušinimas dažniausiai vyksta per bremsstrahlung, t. y. įelektrintų dalelių lėtėjimą kitomis įkrautomis dalelėmis.

Žemiau pateiktame paveiksle (iš „Mo, Bosch & White 2010“) parodyta įvairių metalų aušinimo funkcija (su savo komentarais):

Dujinių aureolių žlugimas

Taigi kuo vidinė klasterio terpė (ICM) skiriasi nuo tarpžvaigždinės terpės (ISM)? Besiplečiančioje Visatoje pervargimai bando susitraukti. Šie perkrovimai gali pasiekti hidrostatinę pusiausvyrą tik tuo atveju, jei radiacinis aušinimas yra mažas. Jei aušinimo laikas $ t_ mathrm {cool} $ yra daug mažesnė nei laisvo kritimo trukmė $ t_ mathrm {ff} $, jis gali žlugti ir suformuoti žvaigždes. Iš virusinės teoremos, pateikiančios santykį tarp sistemos potencialo ir kinetinės energijos, galite apskaičiuoti santykį tarp dviejų laiko juostų. Šiam įrašui šiek tiek per daug matematikos, bet nesunku. Aš rekomenduoju perskaityti Mo, Bosch & White (2010) 8.4 skyrių. Jų 8.6 pav. Parodyta aušinimo diagrama su lokusu $ t_ mathrm {cool} = t_ mathrm {ff} $ tankio ir temperatūros plokštumoje:

Virš lokuso aušinimas yra veiksmingas, o debesis gali sugriūti. Pakreiptos punktyrinės linijos yra pastovios dujų masės linijos. Dabar jūs matote, kad net saulės metališkumas ( $ Z = Z_ odot $ linija), dujų masės debesys yra didesni $ sim10 ^ {13} , M_ odot $ nesugeba atvėsti. Tai yra esminis skirtumas tarp galaktikos ir spiečiaus. Jie abu yra per dideli veiksniai, kurie priešinosi plėtrai, tačiau klasterio dujos nepajėgia atvėsti ir suformuoti žvaigždžių.

Tuštumos

Kai žmonės kalba apie „tuštumą“, jie dažniausiai nurodo ne į ICM - tai yra karštos ir praskiestos dujos tarp spiečiaus galaktikų, bet į milžiniškus dar praskiestesnių dujų regionus, kurie ... gerai, tuština galaktikas. Pažvelkite į šį vaizdą (iš čia). Čia grupes pažymėjau žaliomis, o tuštumos - violetinėmis. Kai kuriuos siūlus taip pat pažymėjau žalsvai mėlyna spalva.

Kosminis mikrobangų fonas

Kalbant apie jūsų paskutinį klausimą, ICM mažai bendrauja su CMB, todėl jų pusiausvyra nėra termodinaminė ir nėra jokių konfliktų. Nedidelė CMB fotonų dalis (<10%) daro bendrauti. Tai nekeičia dujų būklės, tačiau yra linkusi poliarizuoti dalį CMB, ir tai galime panaudoti Visatos jonizacijos istorijai tirti.

EDIT: Aš pamiršau apie Sunjajevo-Zel'dovičiaus efektas, kuri yra karštų elektronų sąveika su CMB fotonais. Robas Jeffriesas tai aptaria savo atsakyme.


Pavadinimas: 62 GALAKSIJOS KLASTRŲ SU XMM-NEWTON INTRACLUSTER VIDUTINĖS TEMPERATŪROS PASKIRSTYMŲ APIBŪDINIMAS

Mes matuojame intracluster terpės (ICM) temperatūros pasiskirstymą 62 galaktikų grupėms HIFLUGCS, riboto rentgeno srauto mėginyje, su turimais rentgeno spindulių duomenimis iš XMM-Newton. Mes ieškome koreliacijos tarp temperatūros pasiskirstymo pločio ir kitų grupių savybių, įskaitant vidutinę klasterio temperatūrą, skaistį, dydį, vėsios šerdies buvimą, aktyvaus galaktikos branduolio (AGN) aktyvumą ir dinaminę būseną. Mes naudojame Markovo grandinės Monte Karlo analizę, kuri ICM modeliuoja kaip rentgeno spindulių, skleidžiančių išlygintas plazmos daleles, rinkinį. Kiekvienai išlygintai dalelei pateikiamas savitas parametrų rinkinys, įskaitant temperatūrą, erdvinę padėtį, raudoną poslinkį, dydį ir emisijos matą. Tai leidžia mums išmatuoti temperatūros pasiskirstymo plotį, vidutinę temperatūrą ir bendrą kiekvienos grupės emisijos matą. Mes nustatėme, kad nė vieno klasterio temperatūros plotis neatitinka izotermiškumo. Priešingai, mes taip pat pastebime, kad sutrikusių, ne aušinamų branduolių ir be AGN grupių temperatūros pasiskirstymo plotis paprastai būna platesnis nei kituose klasteriuose. Linijinis tinkamumas -kT radiniai 0,20 kt + 1,08, o numatomas vidinis sklaidos koeficientas yra 0,55 keV, parodantis didelį ICM šiluminių istorijų diapazoną.


Vidinės klasterio terpės (ICM) temperatūra - astronomija

Klasterio vidinė terpė yra nedidelės rentgeno spinduliavimo dujos, egzistuojančios tarp galaktikų spiečiaus aplinkoje. Nepaisant itin mažo tankio, manoma, kad dideliuose klasteriuose klasterio vidinėje terpėje gali būti daugiau bariono medžiagos nei visose galaktikose kartu. Tačiau tai sudaro tik nedidelę dalį klasterio masės, kurią didžiąją dalį sudaro tamsioji medžiaga.

Aukščiausia klasterio terpės temperatūra (dešimtys milijonų Kelvino) iš pradžių nustebino astronomus, kurie anksčiau manė, kad spiečiuose esančios dujos jau seniai turėjo atvėsti, kad susidarytų daugiau galaktikų. Dabar manoma, kad daugelio galaktikų centruose tykančios supermasyvios juodosios skylės yra atsakingos už aukštos klasterio terpės temperatūros palaikymą. Atvėsus karštoms, rentgeno spindulius skleidžiančioms dujoms, jos krinta link klasterio centro ir ją sutelkia centrinės aktyviųjų galaktikų juodosios skylės. Šis procesas išskiria didžiulius energijos kiekius kolimatuojamose galaktikos srovėse, kurios siekia ne tik pačias galaktikas, bet ir į klasterio vidų. Šiuose purkštukuose esanti energinė medžiaga pakartotinai kaitina kasetines dujas, galiausiai sustabdydama akrecijos procesą ir nutraukdama medžiagos nutekėjimą. Be papildomos energijos iš galaktikos čiurkšlių, kasetinės dujos vėl pradeda vėsti ir ciklas prasideda iš naujo. Šis šildymo ir aušinimo ciklas yra žinomas kaip AGN grįžtamojo ryšio ciklas.

Studijuokite internetinę astronomiją Swinburne universitete
Visa medžiaga yra © Swinburne technologijos universitetas, išskyrus tuos atvejus, kai nurodyta.


Stebėjimas

Dėl aukštos temperatūros ICM pirmiausia skleidžia rentgeno spindulius. Jis generuojamas kaip bremsstrahlung, kai elektronai nukreipiami jonais, ir kaip rentgeno spinduliuotės linijos iš sunkiųjų elementų. Dujų šviesumas yra proporcingas dujų tankio kvadratui ir temperatūros šakniui.

Rentgeno spindulių teleskopai gali išmatuoti ICM spinduliuotės rentgeno spektrą ir atvaizduoti jų rentgeno ryškumo pasiskirstymą. Dujų temperatūra ir ICM metališkumas gaunami iš rentgeno spektro, o dujų tankio pasiskirstymas gaunamas iš ryškumo pasiskirstymo. Darant prielaidą, kad dujos yra hidrostatinėje pusiausvyroje, bendrą galaktikos spiečiaus masę galima nustatyti pagal temperatūrą ir tankio pasiskirstymą.

ICM tankis smarkiai padidėja link galaktikos spiečiaus centro. Tuo pačiu metu šio centrinio regiono temperatūra paprastai būna tik nuo pusės iki trečdalio išorinėse vietose išmatuotų verčių. Dujų metališkumas taip pat didėja iš išorės link centro. Kai kuriose galaktikų grupėse (pvz., Kentauro spiečiuje) jis pasiekia aukštesnes nei mūsų saulės vertes.

Kita galimybė stebėti Sunjajevo-Zeldovičiaus efekto rezultatus.


Pavadinimas: 62 GALAKSIJOS KLASTRŲ SU XMM-NEWTON INTRACLUSTER VIDUTINĖS TEMPERATŪROS PASKIRSTYMŲ APIBŪDINIMAS

Mes matuojame intracluster terpės (ICM) temperatūros pasiskirstymą 62 galaktikų grupėms HIFLUGCS, riboto rentgeno srauto mėginyje, su turimais rentgeno spindulių duomenimis iš XMM-Newton. Mes ieškome koreliacijos tarp temperatūros pasiskirstymo pločio ir kitų grupių savybių, įskaitant vidutinę klasterio temperatūrą, skaistį, dydį, vėsios šerdies buvimą, aktyvaus galaktikos branduolio (AGN) aktyvumą ir dinaminę būseną. Mes naudojame Markovo grandinės Monte Karlo analizę, kuri ICM modeliuoja kaip rentgeno spindulių, skleidžiančių išlygintas plazmos daleles, rinkinį. Kiekvienai išlygintai dalelei pateikiamas savitas parametrų rinkinys, įskaitant temperatūrą, erdvinę padėtį, raudoną poslinkį, dydį ir emisijos matą. Tai leidžia mums išmatuoti temperatūros pasiskirstymo plotį, vidutinę temperatūrą ir bendrą kiekvienos grupės emisijos matą. Mes nustatėme, kad nė vieno klasterio temperatūros plotis neatitinka izotermiškumo. Priešingai, mes taip pat pastebime, kad sutrikusių, ne aušinamų branduolių ir be AGN grupių temperatūros pasiskirstymo plotis paprastai būna platesnis nei kituose klasteriuose. Linijinis tinkamumas -kT radiniai 0,20 kt + 1,08, o numatomas vidinis sklaidos koeficientas yra 0,55 keV, parodantis didelį ICM šiluminių istorijų diapazoną.


Vidinės klasterio terpės (ICM) temperatūra - astronomija

Ankstesniame skyriuje matėme, kad šilumos pusiausvyros plazmos spektro formą lemia plazmos temperatūra ir elementų gausa. Todėl tai yra pagrindinė informacija, kurią gauname atlikdami ICM spinduliuotės spektrinę analizę: temperatūros matavimas ir cheminė analizė. Todėl šiame ir kitame skyriuje iliustruojame mokslines įžvalgas, gautas atlikus temperatūros matavimus, atlikus pažangiausią spektrinę analizę, ir 5 skyriuje pamokas, išmoktas atlikus ICM cheminę analizę.

Informaciją apie temperatūrą dažniausiai teikia kontinuumo spektro forma, kurioje vyrauja bremsstrahlung. Elektrinio susidūrimo su jonu šiluminio bremsstrahlung spektro spektrinis energijos pasiskirstymas, i, pateikia (pvz., Gronenschild & amp Mewe 1978):

kur me ir ne yra atitinkamai elektronų masė ir tankis, ni yra atitinkamas jonų tankis, Z yra efektyvusis jono krūvis ir gff yra pasipūtimo koeficientas, dydis, artimas vienybei, kuris turi būti apskaičiuojamas skaitmeniškai taikant kvantinį-mechaninį apdorojimą. Ryškiausias spektro parašas TX yra aštri spektro riba esant didelėms energijoms, dėl eksponentinio termino su argumentu - h / kB T. Kol ši riba matoma teleskopo energijos lange, reikia gerai valdyti temperatūros matavimus. Elementų gausa dažniausiai atsispindi spektro linijų intensyvume. Tik gerai išsiskiriančiuose labai aukštos kokybės spektruose, kur galime stebėti kelias to paties elemento linijas, temperatūrą taip pat riboja linijos stiprumo santykiai. Ryškus toks atvejis būna maždaug 2–3 keV temperatūroje, kai vienu metu aukštuose fotonų skaičiaus spektruose galime stebėti geležies K apvalkalo ir L korpuso linijas. Kitas temperatūros diagnostikos pavyzdys, pagrįstas vandenilio ir helio, pavyzdžiui, Si ir S linijų, tyrimu, parodytas 7 pav. (Paimtas iš Matsushita et al. 2002). Šiame darbe pateikiama dar viena graži iliustracija, kaip skirtingus temperatūros rodiklius galima naudoti norint patikrinti temperatūros matavimo nuoseklumą ir patikrinti, ar plazmoje yra pasiskirstę temperatūros fazės.

Pirmaisiais grupių rentgeno spektriniais stebėjimais trūko pakankamos kampinės skiriamosios gebos, todėl jie buvo susiję su visa taikinių ICM emisija ir suteikė mums tik informaciją apie klasterio ICM tūrinę temperatūrą. Ką šis parametras mums sako apie klasterį? Galaktikos sankaupos susidaro dėl gravitacinio medžiagų tankio pasiskirstymo Visatoje regionų žlugimo ir vėliau artėja prie pusiausvyros konfigūracijos, kuriai būdingas virusinis ryšys:

kur masė, M, reiškia bendrą galaktikų spiečių masę, įskaitant tamsiąją medžiagą. Panašiai kaip galaktikų ir tamsiosios medžiagos dalelių virusinė pusiausvyra, ICM plazma termizuojasi ir pasiekia „virusinę temperatūrą“, atspindinčią klasterio gravitacinio potencialo gylį. Žlugimo procese potenciali ICM energija paverčiama vidine šiluma. Jei skirtingos masės grupių gravitaciniai potencialai yra panašūs į save, kaip numato gravitacinės žlugimo skaitinės simuliacijos (pvz., Navarro ir kt., 1995, Moore ir kt., 1999), tada tarp klasterio galima rasti tokį sau panašų ryšį masė ir ICM temperatūra:

kur DM yra tamsiosios medžiagos dalelių greičio dispersija. (Dešinysis santykis yra dėl M R 3 ir DM = konst. panašiu į save modeliu).

Pirmųjų galaktikų grupių spektrų analizė netiesiogiai patvirtino šią tendenciją, parodydama, kad ICM temperatūra didėja, galaktikos greičio dispersijai esant. 8 pav. Parodytas vienas iš pirmųjų tokių ryšių (Mushotzky 1984) su rentgeno spektro stebėjimais iš HEAO-1 A2 palydovo eksperimento. Šiuolaikinės šių santykių versijos - čia pateikiamos tiesiogiai kaip M - TX santykiai - pavaizduoti 9 pav. pasirinktiems reguliariems klasteriams iš Arnaud ir kt. (2007 m.) Ir klasterio mėginį atitinkamai iš Kotovo ir amp. Vikhlinino (2006 m.). Taigi spektroskopiškai nustatyta ICM temperatūra yra vienas geriausių masės rodiklių, kaip vienas stebimas parametras (pvz., Kravtsovas ir kt., 2006). Griežčiausi santykiai gaunami, jei atliekant pasaulinės temperatūros matavimą neįtraukiami pagrindiniai regionai, dėl neproporcingos centrinių šaltų šerdžių įtakos, kuri taps žemiau, todėl tapo įprasta nurodyti vidutinę temperatūrą radialiniame regione r = 0.15 - 1 × r500 kaip patikimiausias pavienis stebimas masių grupių proxy (pvz., Arnaud et al. 2005, Pratt et al. 2008) 1.

9 paveikslas. Kairė: Taisyklingų grupių mėginio masės ir temperatūros santykis (Arnaud ir kt., 2007). Geriausiai tinkamas nuolydis (ištisinė linija) yra 1,71 ir # 177 0,09, šiek tiek statesnis nei panašus į save. Teisė: Galaktikų spiečių masės ir temperatūros santykis ir jo evoliucija su raudonu poslinkiu, gautu iš dviejų grupių mėginių & ltz& gt

Pažangiosios rentgeno observatorijos Chandra ir XMM-Niutonas dabar taip pat reguliariai teikia lokalius ICM temperatūros matavimus. Pirmieji bandymai jau buvo atlikti naudojant stebėjimus ROSAT observatorija pvz. parengti temperatūros žemėlapius su vis dar dideliais temperatūros neapibrėžtumais (Briel & amp Henry 1994, Henry & amp Briel 1995), o vėliau ASCA observatorija, tačiau dėl palyginti mažos kampinės skiriamosios gebos dauguma rezultatų liko kiek dviprasmiški ir priklausė nuo naudojamo analizės metodo (pvz., Ikebe ir kt. 1997, Markevitch ir kt. 1998, White 2000). Su kai kuriais tyrimais, atliktais atliekant Italijos ir Olandijos rentgeno misiją BeppoSAX buvo gauta tam tikra klasterių temperatūros struktūros apžvalga, lauke mažėjant temperatūros profiliams

0.2r500 ir elgesio įvairovė pagrindiniame regione, priklausomai nuo klasterio šiluminės istorijos (De Grandi & amp Molendi 2002). Šis vaizdas tapo labai tikslus sistemingai tiriant XMM-Niutonas ir Chandra. 10 paveiksle pateikti klasterių mėginių, ištirtų abiejose observatorijose, temperatūros profilių rezultatai (Vikhlinin et al. 2006, (Pratt et al. 2007).

Norėdami geriau suprasti šiuos rezultatus, turime trumpai apžiūrėti santykių mastą. Norint palyginti skirtingos masės galaktikų sankaupų struktūrą, remiantis aukščiau minėtu savęs panašumo modeliu, mums reikia atskaitos spindulio, kuris identifikuoja atitinkamas skales skirtingos masės grupėse. Naudingas tokios skalės apibrėžimas yra spindulys, kuriame vidutinis sankaupos masės tankis tam tikru faktoriumi yra didesnis nei kritinis Visatos tankis raudonos klasterio poslinkio metu. Vienas iš šio paveikslo pagrindimų kyla iš sferinio žlugimo modelio kritinio tankio visatoje. Geras praktinis pasirinkimas dėl perviršio faktoriaus yra 500 (žr., Pvz., Evrard ir kt., 1996, kurie rodo, kad

r500 atsitiktinių imčių galaktikos ir masės dalelių orbitos aiškiai dominuoja už krintančios medžiagos), ypač rentgeno stebėtojų požiūriu, nes dabar daugiau aukštos kokybės Chandra ir XMM-Niutonas duomenys apima spektro ICM spektroskopiškai šiuo spinduliu (pvz., Vikhlinin et al. 2006, Pratt et al. 2007). Dažniausiai pasinaudosime šiuo mastelio spinduliu r500, bet taip pat naudokitės kitomis pervargimo vertėmis, priklausomai nuo literatūros, iš kurios mes semiamės pavyzdžių.

10 pav. Parodyti temperatūros profiliai yra keičiami pagal perkrovos spindulius (su skirtingomis perkrovos vertėmis, kas čia neturi reikšmės). Pažymime, kad esant mažiems spinduliams yra didelė profilių įvairovė. Yra dvi galaktikų grupių klasės: sankaupos su tankiais ICM branduoliais rodo temperatūros profilius su TX mažėjant link centro pagrindiniuose regionuose, tuo tarpu grupėse, kuriose yra vidutinis centrinis tankis (paprastai mažesnis nei 10–2 cm -3), nustatoma, kad temperatūros profiliai yra plokšti arba net šiek tiek didėja link klasterio centro. Toliau grupės bus vadinamos kietosios ir ne kietosios branduolių grupėmis. Dėl radialinio diapazono logaritminio rodymo vidiniai regionai atrodo ryškesni 10 paveiksle. Dauguma klasterio dydžio ir tūrio yra išoriniame regione, kur temperatūros profiliai tampa labai panašūs ir atrodo suspausti į siaurą zoną spindulys. Tai rodo, kad dideliu mastu į grupių šiluminę struktūrą galima žiūrėti kaip į panašų į save panašų modelį. Šio modelio apibūdinimas ir sklaidos aplink vidutinį modelį supratimas yra vienas iš dabartinių svarbiausių rentgeno grupių tyrimų stebėjimo tikslų.

Vienas iš sunkumų nustatant ICM temperatūros pasiskirstymą grupėse iš rentgeno spektroskopinių stebėjimų yra tai, kad stebima spinduliuotė yra radiacinės emisijos integralo rezultatas visoje regėjimo linijoje per grupę. Todėl viena stebėjimo užduotis yra grupių spektrų „atkūrimas“, kurį galima padaryti tik prisiimant tam tikrą trimatę klasterio geometrinę formą, apskritai sferinę simetriją. Sėkmingam spektriniam nušalinimui keliami reikalavimai yra labai gera fotonų statistika ir duomenų kampinė skiriamoji geba (prietaiso taško sklaidos funkcija), kuri yra geresnė už naudojamą atitinkamą radialinį sujungimą. Apskritai atmesti spektrai yra daug triukšmingesni nei stebimi spektrai, tačiau dažniausiai atmetimo rezultatai rodo tik nedidelius specifinius neprojektuotų duomenų skirtumus (nes didžioji dalis emisijos, formuojančios spektrą, gaunama iš labiausiai centro regiono).

Kita problema gaunant temperatūros struktūrą iš spektroskopijos kyla, jei plazma turi daugiau nei vieną temperatūros fazę lokaliai, t. Y. Stebimame pleistre, iš kurio išgaunamas spektras, ir išstūmimo dėžėje. Tada kyla klausimas: kas lemia gautą temperatūrą, kai šis sudėtinis spektras tinka vieno fazės spektro modeliui? Pirmasis intuityvus spėjimas yra manyti, kad tai yra temperatūrų, įvertintų pagal skirtingų fazių radiacinės emisijos įtaką, vidurkis, vadinamoji išmetamųjų teršalų svertinė temperatūra, Tnaujiena (pvz., Mathiesen & amp Evrard 2001). Tačiau, kaip rodo Mazzotta ir kt. (2004), gaunama pritaikyta temperatūra, palyginti su Tnaujiena. (Mazzotta ir kt., 2004) gaukite paprastą analitinį apytikslį kiekį, kad apskaičiuotumėte pritaikymo rezultatą iš temperatūros mišinio, kurio tikslumas yra keli procentai, kai ICM temperatūra viršija 3 keV. Gauta pritaikyta temperatūra, kurią jie vadina spektroskopine temperatūra, Tsl. Šis požiūris grindžiamas tuo, kad spektrų priklausomybė nuo temperatūros pagal Equ. 4 galima išreikšti taip:

kur E yra fotonų energija, m yra plazmos metališkumas (sunkiųjų elementų abudancija) ir (T, m) apima gaudymo faktoriaus priklausomybę nuo temperatūros ir tam tikrą emisijos linijų poveikį. Dešinė ranka yra Tayloro serijos plėtra pakankamai mažai energijos, kaip uždengta rentgeno teleskopų energijos langu ( kB T & gt 3 keV). Tada lengva parodyti, kad temperatūros fazės pridėjimas su vėlesniu vienos temperatūros pritaikymu lemia tokią spektroskopinės temperatūros išraišką:

su bandymais, kurie rodo, kad = 0,75 yra geras apytikslis. Vikhlininas (2006) taip pat apibendrino šį požiūrį į žemą temperatūrą, naudodamas metodą, kuriam atlikti reikalingos sudėtingesnės skaitinės simuliacijos, kuriose būtų atsižvelgiama į spektroskopinio prietaiso, energijos juostos ir galaktikos absorbcijos ypatumus, užtikrinant patenkinančius rezultatus su kelių procentų paklaidomis.

Pastarasis požiūris leidžia mums išvesti Tsl žinomam temperatūros pasiskirstymui, tačiau nenumato priemonių pakoreguoti temperatūros pokytį, jei pasiskirstymas nežinomas. Pavyzdžiui, grupių masės nustatomos (kaip paaiškinta toliau), remiantis vietiniu slėgio vidurkiu, kuriam reikalingas masės svertinis temperatūros vidurkis žinomam tankiui. Kadangi Tsl visada yra neobjektyvus, atsižvelgiant į masės vidurkį, masė bus nepakankamai įvertinta, jei nėra neišspręstos daugiatemperatūrinės struktūros (pvz., Rasia ir kt., 2005). Rasia ir kt. Tyrimas. (2006) parodė, kad dėl temperatūros šališkumo masė gali būti nepakankamai įvertinta vidutiniškai 10%. Naudojant dabartinius prietaisus, sunku atskleisti kelių temperatūrų struktūrą aukštesnėje nei 3 keV temperatūros diapazone. Paprastas pratimas, kurį galima atlikti XSPEC yra imti vienodą 4 keV ir 8 keV plazmos emisijos matą ir imituoti analizę naudojant XMM-Niutonas. Net imituojant ekspoziciją, kuri suteikia kelis dešimt milijonų fotonų, vieną temperatūros modelį su T

5.5 keV puikiai tinka ir mes negalime atkurti pradinių įvesties fazių. Žemesnėje temperatūroje ir labai geroje fotonų statistikoje galima atlikti daugiau diagnostikos, kaip matyti, pvz. 7 paveiksle parodytame tyrime (Matsushita ir kt. 2002) ir panašiuose tyrimuose kituose šauniuose pagrindiniuose regionuose, pvz. pateikė Fabianas ir kt. (2005) arba Simionescu ir kt. (2008a), parodytą žemiau, dėl skirtingoms temperatūros fazėms būdingų emissono linijų.

Viena iš svarbiausių temperatūros struktūros žinių taikymo ICM yra galaktikų spiečių masės nustatymas. Darant prielaidą, kad ICM yra hidrostatinėje pusiausvyroje ir klasteris turi maždaug sferinę simetriją, bendros masės pasiskirstymą klasteryje pateikia tankio ir temperatūros profiliai pagal šią lygtį:

kur G ir kB yra atitinkamai gravitacinė ir Boltzmanno konstanta, µ yra vidutinė dalelių masė (

0.6), mp protono masė ir g dujų tankis.

Vienas iš paprastai įdomių pastaruoju metu atliekamų tikslų masės nustatymo rezultatų yra išvada, kad Navarro, Frenko ir White'o (1995, 1997) pasiūlytas „NFW“ tamsiosios medžiagos aureolės modelis pateikia nuosekliai, atrodo, atsipalaidavusių grupių masės pasiskirstymą ( klasteriai, kurie rodo didelį projekcijos simetrijos laipsnį ir neturi akivaizdžių pastarojo susijungimo aktyvumo požymių), kaip parodyta 11 pav. (Pratt (2006), Vikhlinin ir kt. (2005), taip pat žr. Pratt & amp Arnaud (2002), Pointecouteau ir kt. al. (2005), Buote ir kt. (2007), Voigtas ir Fabianas (2006)). Pirmieji bandymai buvo atlikti griežtą klasterių masių palyginimą, nustatytą atlikus rentgeno analizę ir gravitacinius lęšių tyrimus (Zhang ir kt., 2007, Mahdavi ir kt., 2008), kurie parodė, kad rentgeno spindulių masės nustatymas suteikia daug mažesnį individualus neapibrėžtumas. Mes taip pat turime pirmųjų požymių, kad lęšių masės paprastai yra maždaug 12 (& # 177 15)% didesnės, o tai iš dalies gali atspindėti pirmiau minėtą temperatūros poslinkį ir papildomą neapskaitytą turbulentinį ICM slėgį, jei manysime, kad lęšių masės iš esmės nėra objektyvios. Šis masės kalibravimas derinant kelis metodus bus svarbi pastanga ateinančiais metais.

Temperatūros pasiskirstymas ICM taip pat yra raktas į šiluminės istorijos ir šiluminės struktūros apibūdinimą, patogiausiai išreikštą klasterio ICM entropijos struktūra. „Entropijos“ apibrėžimas, S, vartojamas astrofizinėje galaktikų grupių literatūroje, skiriasi nuo bendro fizikos apibrėžimo:

Šis apibrėžimas yra susijęs su bendru entropijos apibrėžimu, s, pateikė s = kB ln (S 3/2 (µmp) 5/2 ) + s0 (Voitas 2005). The S vertė gali būti vertinama kaip parametras, leidžiantis adiabatams, taigi S lieka fiksuotas bet kokioje ICM hidrodinaminėje evoliucijoje, kai visi procesai yra adiabatiniai S padidina pvz. smūgio bangomis arba išsisklaidžius turbulentiniam judesiui ir mažėja radiaciniu aušinimu.

Svarbiausias entropijos struktūros tyrimas galaktikų spiečiuose yra skirtumas tarp kaitinimo gravitaciniais ir ne gravitaciniais procesais. Gravitacinių procesų terminas čia nurodo šilumą, gaunamą paverčiant potencialą į šilumos energiją formuojantis struktūrai ir žlungant grupėms. Šią šilumos formą lemia struktūros formavimo procesai, kuriuos daugiausia lemia tamsioji Visatos materija. Ne gravitaciniai procesai yra susieti su energijos įnešimu į ICM žvaigždžių formavimo varomų galaktikos vėjų pavidalu (kurie tuo pačiu metu sukelia cheminį ICM praturtėjimą, kaip aptarta 5 skyriuje) ir AGN, tiekiantį energiją per reliatyvistines sroves. plazma.

Būdas atskirti dvi kaitinimo formas yra terminių grupių savybių mastelio santykių tyrimas. ICM gravitacinis kaitinimas klasterio formavimosi metu yra proporcingas klasterio gravitacinio potencialo šulinio gyliui, taigi entropijos padidėjimas yra proporcingas ICM temperatūrai. Tikimasi, kad šildymo procesai, susiję su galaktikų populiacijos grįžtamuoju ryšiu, bus (proporcingi) su visa žvaigždžių mase klasteryje. Darant prielaidą, kad pagal bariono klasterio komponento žvaigždžių ir dujų masės santykį pagal pirmąją eilę yra pastovus, gravitacinės energijos kiekis, tenkantis dujų masės vienetui, yra ne tik pirmosios eilės konstanta. Todėl šiuo paprasčiausiu atveju gravitacinės entropijos indėlis yra proporcingas viruso ir ICM temperatūrai, o ne gravitacinės entropijos indėlis yra papildoma konstanta. Taip apibūdintą ne gravitacinės entropijos įrodymą pateikė Ponmanas ir kt. (1999), kaip parodyta 12 pav. (Taip pat žr. David ir kt. (1996), kurie parodė su ROSAT aušintuvų sistemų stebėjimai, kad grupės turi lygesnius entropijos profilius nei klasteriai). Rezultatai rodo vadinamąjį apie 135 keV cm 2 entropijos aukštą (Ponman et al. 1999, Lloyd-Davies et al. 2000). Šiuolaikiškesni rezultatai rodo ne staigų laiptelio atsiradimą, o entropijos nuolydį - temperatūros santykį, kuris yra mažesnis nei 1 nuolydis, kurio tikimasi iš gravitacinių modelių: vietoj gravitacinio S(rmastelis) T, santykiai aplink T Randama 2/3. Grynai gravitaciniai sklandaus ir šalto dujų kaupimosi į grupę modeliai (pvz., Tozzi ir amp. Norman 2001) numato entropijos profilius formos grupėse S(r) r 1.1. Stebėjimai rodo profilius, kurie gali būti tokie pat kieti, kaip ši prognozė masyviausioms sistemoms, tačiau mažesniems klasteriams jie yra seklesni, o tai vėlgi parodo faktą, kad ne gravitaciniai procesai turi didesnį poveikį mažesnės masės sistemoms, taigi mažesnį gravitacinį potencialą. Kaip reprezentatyvų rezultatą parodome Pratt (2006) tyrimą, kuriame dalyvavo 10 atsipalaidavusių grupių (13 pav.), Iliustruojančią klasterio ICM entropijos radialinį ir ICM temperatūros keitimo elgesį. Cavagnolo ir kt. Detaliau tiria didesnių grupių mėginių entropijos profilių diagnostiką. (2009) ir reprezentacinius grupių pavyzdžius, kuriuos atliko Prat ir kt. (Rengiama 2009 m.), Pateikiant išsamesnį vaizdą, kurį tinkamai interpretuoti turi padėti simuliacijos.

12 paveikslas. Entropija grupėse ir grupėse matuojama 0,1 atskaitos spinduliu rvirusinis kaip sistemos ICM temperatūros funkcija (Ponman ir kt., 1999). Iš šio siužeto buvo padaryta išvada, kad entropija, atrodo, sutampa žemai TX iki būdingos grindų vertės

Teorinis modeliavimas siekiant paaiškinti kiekybinį entropijos mastelio elgesį apima „išankstinį pašildymą“ (ankstyvą tarpgalaktinės terpės entropijos padidėjimą dėl žvaigždžių susidarymo prieš klasterio susidarymą), žemos entropijos medžiagos aušinimą ir kondensavimą, kuri padidina S likusioje dujų fazėje, ir grįžtamojo ryšio kaitinimo procesai klasteryje. Atrodo, kad norint atkurti entropijos profilius, mastelio santykius ir barionų kiekį, kuris paverčiamas žvaigždėmis klasterio tūryje, vis dar reikia atlikti sudėtingą visų šių procesų pusiausvyrą ir vis dar stengiamasi gauti visiškai nuoseklų ir patenkinamą modelį (pvz., Borgani ir kt., 2004, Borgani ir kt., 2005, Voit ir kt., 2003, Voit, 2005, McCarthy ir kt., 2008).

Žemos, stabilios ir gerai suprantamos instrumentinės ir dalelių fono savybės Suzaku palydovas leido atlikti pirmuosius novatoriškus grupių tyrimus jų viruso spinduliu ir už jo ribų. Reiprichas ir kt. (2008) nustatė turtingo, masyvaus, aušinančio šerdies klasterio „Abell 2204“ temperatūros profilį iš

10-1800 kpc, artimas apskaičiuotam r200. Jie pastebi, kad temperatūros profilis yra tarp 0,3–1,0r200 atitinka 0,6 kritimą, kaip numatyta simuliacijose. Pirmieji temperatūros, tankio ir entropijos profiliai už r200 buvo pranešta apie kitą turtingą, masyvų aušinimo šerdies klasterį PKS 0745-191 (George et al. 2009). Tarp 0,3-1r200 jie matuoja vidutinį temperatūros kritimą

70%. Jie pastebi, kad arti viruso spindulio pastebėtas entropijos profilis yra mažesnis, nei tikėtasi kaitinant gravitacinį griūtį. 14 paveiksle parodyti stebimi profiliai keturiomis kryptimis ir vidutiniai profiliai. Punktyrinė kreivė apačioje rodo numatomą entropijos profilį šildant gravitaciniu žlugimu, S r 1.1 , and the vertical dashed line shows the estimated r200. The fall of entropy beyond r200 in the NW direction is interpreted by the authors as evidence for an accretion shock from cooler material falling on the cluster along a filament.

X-ray emission from hot plasma associated with a filament connecting two massive clusters of galaxies, Abell 222 and Abell 223, was recently detected using XMM-Newton (Werner et al. 2008). The detection of the tenuous gas permeating the filament was possible because of its favorable orientation approximately along our line-of-sight. The temperature of the detected gas is kT = 0.91 ± 0.25 keV and assuming that the length of the filament along the line-of-sight is l = 15 Mpc its baryon density is 3.4 × 10 -5 cm -3 , which corresponds to a baryon over-density of 150. The entropy of the gas in the filament is S 870 keV cm 2 l 1/3 , which suggests strong preheating. We note that if the detected emission would be associated with the outer region of radially asymmetric clusters (deriving the gas density by means of the usual geometric deprojection), the corresponding entropy of 420 keV cm 2 would be much lower than that expected for the virialised cluster gas ( 1000 keV cm 2 ) which has already passed through an accretion shock.

Galaxy clusters grow throughout the recent history of our Universe by accreting matter from their surroundings, preferentially by clumpy accretion from the cosmic network matter filaments in the intersections of which they are embedded (e.g. Braglia et al. 2007). From time to time major merger events happen in this accretion process, where two larger systems are attracted to each other and merge violently. These cluster mergers have always been very attractive study objects (see e.g. Feretti et al. 2002) for a review). The thermal structure of the ICM again offers good perspectives to unveil the merger configuration and its history as well as to understand the heating processes of the ICM resulting from the energy release of the merger.

We will illustrate the diagnostic potential of X-ray spectroscopy in these studies by concentrating here mostly on the example of the most dramatic merging system, 1E0657-56. But before we describe an earlier result obtained with XMM-Newton for the diagnostics of the off-axis merger in the cluster A3921 shown in Fig. 15 by Belsole et al. (2005). The temperature map has been obtained by applying the multi-scale spectro-imaging technique based on a wavelet analysis described by Bourdin et al. (2004). The general result of this analysis was subsequently confirmed by spectroscopy of the regions highlighted in the temperature map. While the general gas temperature of the undisturbed Eastern region of the main cluster has a temperature around 4.9 keV, a hot, bar like region with an extent of about 160 x 280 kpc is observed in the highly distorted North-Western side which has been found to have a temperature around 7.25 keV. The signatures have been interpreted as an off-axis merger Belsole et al. (2005). The observed features have been found to be similar to those in the simulations of an off axis merger with a mass ratio of 1:3 an impact parameter of b = 5 rs (where rs is the scale radius of the NFW profile describing the density distribution of the cluster) and a time of less than about 1 Gyr after the X-ray luminosity reaches its peak as shown by Ricker & Sarazin (2001) in their Fig. 7. This system seems to show the typical appearance of an intermediate stage off-axis merger similar to other cases (e.g. Reiprich et al. 2004).

The most detailed and interesting data set on a merging cluster system is that of 1E0657-56 at a redshift of z = 0.297. This cluster was observed in a very deep observation with Chandra with an exposure of 500 ksec (Markevitch 2006) and also with XMM-Newton (Zhang et al. 2006, Finoguenov et al. 2005). As a first exercise to get an overview on the thermodynamic structure of the cluster ICM, it has become standard for such deep, high photon statistic observations to produce maps of the temperature and density distributions of the ICM and to infer the pressure and entropy distribution from these quantities. Fig. 16 shows such maps produced by Million & Allen (2008). The temperature is determined from spectroscopy of about 100 image pixels, each containing at least 3000 photons. The binning of these pixels has been guided by regions of similar surface brightness (Sanders 2006). The ICM density is derived from the surface brightness distribution by assuming a certain geometry to deproject the emission distribution along the line-of-sight. Although the so derived temperature in the temperature map is a projected quantity, it still gives a good impression about the temperature in the central bin in the line-of-sight because of the large weight of the innermost bin due to the square density dependence of the emissivity and the steep density profile. From these maps of approximate temperature and density distribution in a cross section of the cluster, the approximate distribution of pressure, P = nkB Tx, and entropy, S = T / n 2/3 , can be constructed. The surface brightness image in Fig. 16 shows a disturbed larger cluster component and a compact, cone like structure to the West. The latteris identified with a compact subcluster, flying through the main cluster at high relative velocity, for which optical images provide further evidence. This component has been named "the bullet" from which the popular name of the whole system, "the bullet cluster", originates. In the temperature map the bullet shows up as a cool core which also has the lowest entropy in the entropy map. The Mach cone like shape of the bullet suggest that it may fly with supersonic velocity. In the temperature map we observe that the region in front of the bullet has a strongly enhanced temperature that goes hand in hand with high pressure and elevated entropy. This is the signature of a region heated by a shock preceding and being detached from the bullet. The high temperature/entropy region shows a sharp edge at the shock. In the pressure map the region of the bullet shows little enhancement (apart from the narrow band of shock compressed ICM), while the highest pressure values are found in the center of the overall system structure. Thus, despite the disturbances, the pressure maximum is most probably still indicating the region of the deepest gravitational potential.

To obtain more quantitative information about the nature of the shock in front of the bullet, Markevitch et al. (2002) has studied the temperature and density distribution around the region of the shocked ICM in more detail. Fig. 17 shows two sharp edges in the surface brightness profile in the left panel. The inner bump is the contact discontinuity that separates the bullet from the shock heated ICM, the second bump at 90'' is the shock. From a density model that fits the projected surface brightness one infers a density jump that corresponds to Mach number 3 ± 0.4 shock. The corresponding temperature jump as derived from the projected spectra, is shown in the right panel. The relatively high Mach number implies a relative velocity of the bullet and the ICM of about 4700 km/s. For an explanation of this high velocity see recent simulations that try to reconstruct the merger configuration of 1E0657-56 and recover such high velocities which are partly boosted by the accretion inflow of ICM at the position of the bullet (Springel & Farrar 2007, Mastropietro & Burkert 2008). In section 6.2 we discuss the use of the observed shock structure in this cluster to study the processes controlling the thermalization of the plasma behind the shock.

So far only two more cases of clear shock signatures in merging clusters are known: A520 (Markevitch et al. 2005, Markevitch & Vikhlinin 2007) A2219 (Million & Allen 2008).

Another type of interesting structures in the ICM are the so called cold fronts, which also show up in the surface brightness images of clusters as sharp surface brightness discontinuities. But thanks to the spectroscopically determined temperatures one can show that the pressure across the cold fronts is continuous, such that they are boundaries between colder denser plasma and a more tenuous, hotter environment. Markevitch & Vikhlinin (2007) provide a nice recent review about the X-ray observations and the physics of cold fronts and ICM shocks.

Galaxy cluster mergers are expected to induce turbulent motions into the ICM (Sunyaev et al. 2003). An investigation of the presence of stochastic turbulence has been performed by means of a spectral reduction of deep XMM-Newton observations of the Coma galaxy cluster by Schuecker et al. (2004). The turbulence fluctuation spectrum was studied in the projected pressure map of the ICM in the central region of the Coma cluster. The Coma cluster has a very flat appearance, characterized by a very large core radius of the X-ray surface brightness of

400 kpc (Briel et al. 1992). This enables us to treat the configuration of the central region of Coma in the first approximation as a slab geometry, with corrections to the power spectrum applied later. The analysis of the fluctuation spectrum testing for a turbulent power law spectrum was performed, with the pressure rather than with density or temperature fluctuations, not to confuse the turbulent fluctuations with static entropy fluctuations in pressure equilibrium, which would be characterized by contact discontinuities. In fact, Fig. 19 (left) shows that turbulent pressure fluctuations dominate also the density fluctuations rather than contact discontinuities.

The map of the projected pressure distribution in the center of the Coma ICM as shown in Fig. 18 was obtained by calculating the gas density from the X-ray surface brightness (with an assumed depth of the ICM in the line of sight) and deriving the temperature by a spectral analysis of the data in pixels of 20 by 20 arcsec 2 and alternatively 40 by 40 arcsec 2 , yielding the pressure by means of the ideal gas equation of state. We see the pressure fluctuations clearly in Fig. 18. A Fourier analysis of these fluctuations seen in projection results in the power spectrum shown in Fig. 19 (right). This spectrum has been corrected for the contribution of Poisson noise and the overall shape of the ICM surface brightness in Coma. The observed power spectrum is characterized by a shape very close to a power law. In Fig. 19 we show how different 3-dimensional power law functions compare to the observed spectrum if they are projected in the same way as the observed spectrum. The observations lay in between a power law exponent of 5/3 and 7/3. An exponent of 7/3 is the one expected for the pressure fluctuation spectrum of the classical prediction of Kolmogorov (1941) and Oboukhov (1941). The original work by Kolmogorov was developed for an incompressible fluid, and in the ICM also magnetic fields play a not fully quantified role, and therefore the the case of the cluster ICM is not easily comparable to the classical picture. Nevertheless, a very similar dimensional consideration of turbulence (see e.g. Landau & Lifshitz Vol. VI) is surely applicable to the cluster ICM where most importantly a scale free spectrum is expected between the driving and dissipation scale. The observed signature of a nearly scale free power law power spectrum is thus a very interesting result. The observations have therefore been interpreted in the way that a nearly classical turbulence configuration has been established in the Coma cluster ICM (Schuecker et al. (2004). This can most probably be explained by the fact that Coma is generally believed to be a post-merger cluster (White et al. (1993).

Important information on the amount of turbulence and turbulent pressure support can also be obtained by measuring the level of resonant scattering in emission lines observed in the ICM. The ICM is generally assumed to be optically thin. This is certainly true for most of the emitted X-ray photons, but for the strongest resonance lines the ICM can be moderately optically thick (Gilfanov et al. 1987). What happens is that for strong resonance lines the transition probabilities are large, photons get absorbed, but since the time between the absorption and emission is extremely short they get very quickly reemitted into a different direction. Because of the very short time between the absorption and the emission of the photon the process can be effectively regarded as scattering. Gilfanov et al. (1987) pointed out that because the optical depth of the resonance line depends on the characteristic velocity of small-scale gas motions, measurements of this optical depth give important information about the turbulent velocities in the hot plasma.

The first constraints on turbulent velocities using resonant scattring were obtained by Churazov et al. (2004), who used XMM-Newton EPIC data to compare the relative fluxes of the He-like Fe K and Fe K lines in the core and in an annulus around the core of the Perseus cluster. Since the Fe K at 6.7 keV has a much larger optical depth than the K line a difference in their ratios in the two spatial regions with different column densities would be an evidence for resonance scattering in the core of Perseus. Churazov et al. (2004) found no evidence for resonance scattering in Perseus, indicating that differential gas motions on scales smaller than

100 kpc in the core of the cluster must have a range of velocities of at least half of the sound speed. Independently, Gastaldello & Molendi (2004) reached similar conclusions.

The first unambiguous evidence for resonant scattering was found using high-resolution spectra of the hot halo around the giant elliptical galaxy NGC 4636 obtained by XMM-Newton RGS (Xu et al. 2002). The plasma with temperatures below 0.9 keV observed in elliptical galaxies, groups of galaxies, and in the cool cores of some clusters emits three strong Fe XVII lines. While the line at 15.01 Å has a very strong oscillator strength and is expected to be optically thick, the blend of lines at 17.05 and 17.1 Å have negligible optical depths. The radial profile of the ratios of these two lines (Fe XVII 17.1Å / Fe XVII 15.0 Å) derived using RGS shows a clear gradient with the peak in the center of the galaxy NGC 4636, proving that many of the 15.01 Å photons get scattered before exiting its core (see Fig. 20 Xu et al. 2002).

Following up the work by Xu et al. (2002), Werner et al. (2009) analyzed the XMM-Newton RGS data of five nearby bright elliptical galaxies and found that the Fe XVII lines in the cores of four galaxies show evidence for resonance scattering in the innermost region. The data for NGC 4636 in particular allowed the effects of resonant scattering to be studied in detail. Werner et al. (2009) used deprojected density and temperature profiles obtained by Chandra to model the radial intensity profiles of the strongest resonance lines, accounting for the effects of resonant scattering, for different values of of the characteristic turbulent velocity. Comparing the model to the data they found that the isotropic turbulent velocities on spatial scales smaller than 1 kpc are less than 100 km s -1 and the turbulent pressure support in the galaxy core is smaller than 5% of the thermal pressure at the 90% confidence level, and less than 20% at 95% confidence. Note that the spatial scales of turbulence probed in the cores of elliptical galaxies by RGS are much smaller than those probed in Perseus (Churazov et al. 2004) or Coma (Schuecker et al. 2004).

The Fe XVII lines are the most sensitive probes of turbulence using resonant scattering, but because they are present only at temperatures less than

1 keV they cannot be used to probe turbulence in the much hotter clusters of galaxies. High-resolution spectra obtained by X-ray calorimeters on the future satellites like Astro-H ir IXO will allow us to probe turbulence also in higher mass systems and at larger radii (see Sect. 7).

1 r500 is the radius where the mean total density of the cluster is 500 times the mass density of a Universe with critical density. This radius describes the same relative scale of clusters of different mass in the self-similar scenario. See also explanation later in the text. Back *****


X-ray Astronomy and Clusters of Galaxies Group

The X-ray Astronomy and Clusters of Galaxies Group does both observational and theoretical work related to X-ray astronomy and the physics of clusters of galaxies, galaxies, X-ray binaries, and compact objects.

Personnel

Faculty, scientists and staff involved in our group include:

  • Professor Craig Sarazin
  • NRAO Scientist Brian Mason
  • Visiting Professors Greg Sivakoff, Ming Sun
  • Visiting Scientist Rukmani Vijayaraghavan

Undergraduate students working in this group include:

  • Danny Devlin
  • AnnMarie Kelly
  • Jillian Maxson
  • Camryn Phillips
  • Evan Sooklal

Recent Research Projects and Papers

Note that most of these projects involve collaborations with at many other scientists and institutions around the world.

Clusters of Galaxies

X-ray Observations of Clusters of Galaxies

Mergers, Shocks, and Radio Relics

Merger Shock in Abell 3667
(XMM-Newton X-ray)

Cluster Cool Cores and Feedback

Ram Pressure Stripping

ESO 137-001
(X-ray, Halpha, Optical)

Spirals galaxies that are undergoing ram pressure stripping of their interstellar gas often show extended tails in X-rays, optical emission lines, star formation, H I, and X-ray binaries. Examples include ESO 137-001 (at right) and ESO 137-002 in the Abell 3627. Both spirals and early-type galaxies in clusters often have radio synchrotron tails as well. We have a recent detailed study of the tails in the Coma cluster.

High Resolution SZ Observations of Clusters of Galaxies with MUSTANG-2


Acknowledgements

We thank the anonymous referee for his/her valuable comments which helped to improve this review. This work was supported by the Lendület LP2016-11 grant awarded by the Hungarian Academy of Sciences. P.M. acknowledges support from Russian Science Foundation (grant 14-22-00271). A.S. is grateful for the support from the Women In Science Excel (WISE) programme of the NWO, and thanks the Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe for their continued hospitality. S.E. acknowledges financial contribution from the contracts NARO15 ASI-INAF I/037/12/0, ASI 2015-046-R.0 and ASI-INAF n.2017-14-H.0. SRON is supported financially by NWO, the Netherlands Organization for Scientific Research.


Renato Dupke

Renato Dupke is a visiting assistant research scientist at the University of Michigan. He is also a research scientist from the National Observatory in Río de Janeiro, Brazil, a scientist at Eureka Scientific, and a visiting professor at the University of Alabama. His research emphases include high-energy astrophysics, the origin and evolution of clusters and groups of galaxies, and cosmological surveys. He serves as the scientific co-director of the Javalambre Physics of the Accelerating Universe Astronomical Survey (J-PAS) from the Javalambre Astronomical Observatory in Spain, a stage IV cosmological experiment that will provide spectrophotometric data on hundreds of millions of galaxies up to z>1.2 in the northern sky.

Related Interests

Origin and evolution of the intracluster medium (ICM), fossil groups, ICM energetics, ICM bulk velocities, heavy element injection mechanisms in clusters and groups, cluster merging, interaction of galaxies with the ICM, supernovae explosion mechanisms, large-scale structure and observational cosmology, dark matter properties.


Analysing Thermal Spectra with Machine Learning

Galaxy clusters are among the largest gravitationally bound structures in the Universe. One of their defining characteristics is that they tend to be embedded within a large reservoir of superheated gas, known as the intracluster medium (ICM). With temperatures up to 10 8 Kelvin, the ICM is a strong emitter of X-ray radiation. The resulting spectra is dominated by thermal bremßtrahlung radiation: radiation emitted when charged particles are decelerated. Characterising this thermal emission provides useful insights into the physical processes within the cluster, such as galaxy merging and AGN activity, as well as various physical parameters including temperature and metallicity. In order to obtain these parameters, one must first fit the observed spectra. However, the ICM is not necessarily uniform. Different regions are often characterised by multiple thermal components, hence requiring a mix of temperatures rather than a single temperature model to reproduce the observed spectra. The authors of today’s bite propose a new machine learning (ML) method to systematically estimate the different underlying thermal components in ICM spectra. As this approach is not reliant on any particular physical model, it is both efficient and portable.

The Component and The Forest

The authors’ machine learning approach features two key techniques principal component analysis (PCA) and random forests. The idea of PCA is to break large, multi-dimensional datasets into their principal components (amo, amare, amavi, amatum) these are a series of orthonormal basis vectors such that each vector points in a direction of maximal variance. This is analogous to solving for eigenvectors, and the data processing can be thought of as a change of basis. PCA is extremely useful for machine learning because it structures the data in a way that best highlights relevant features (while discarding those that are redundant/irrelevant). This improves the learning capability and efficiency of ML techniques. The authors use a random forest of decision tree classifiers to classify the processed data (i.e. the data after having been transformed via PCA). In a decision tree, the dataset is recursively partitioned until each subset corresponds to a specific class or category. Since decision trees are quite unwieldy and prone to overfitting, it is often beneficial to train several thousand at once (i.e. a random forest). Given an input corresponding to a region of X-ray emission, the goal is to output the number of unique thermal components. The authors create the training data using synthetic X-ray spectra based on observations taken from the Chandra observatory.

The King of Mycenae

The authors applied their ML method to the Perseus cluster, which is known to have regions with multiple temperature components. Figure 1 shows that the overwhelming majority of the Perseus cluster consists of a two-component thermal emission (blue), with some regions of four-component (yellow) and single-component (indigo) emission. This verifies previous conclusions, based on Chandra observations, that the Perseus cluster cannot be accurately modelled with a single temperature component.

Figure 1 (Figure 8 in the paper): A smoothed image of the X-ray emission from the Perseus cluster (left), compared to a Voronoi tessellation map of the predicted single component (indigo), double component (blue) and quadruple component (yellow) regions. There is a very small triple component (green) region in the BCG.

Mapping the Components

Having established that there are two main temperature components, the authors next calculated temperature maps. Figure 2 shows each of these components. Overall, each component corresponds to gases at different temperatures the first component is characterised by a relatively cooler gas (of around 2 keV), while the second corresponds to a hotter gas (of 4 keV). These also correspond to soft and hard X-ray emission. What is encouraging is that these components are distributed differently: the cool gas is mostly uniform while the hot gas is more uneven. Some regions with a low first-component temperature have a high second-component temperature (and vice versa). Thus only by combining these different components can one accurately model the thermal nature of X-ray emission throughout the ICM.

Figure 2 (Figure 9 of the paper): Temperature maps (voronoi) highlighting the first (left) and second (right) thermal components (for regions with exactly two components). Colour denotes the mean temperature of the gas.