Kluster av galaxer sett av XMM-Newton. Klicka för att förstora
Galaxy-kluster är de största föremålen i universum. ESA: s observatör XMM-Newton tittade nyligen på två galaxkluster som gör det möjligt för astronomer att lära sig att dessa kluster har högre mängder av supernovaer av typ 1a - exploderande vita dvärgstjärnor - än vår egen galax.
Djupa observationer av två röntgenstrålande kluster av galaxer med ESA: s XMM-Newton-satellit gjorde det möjligt för en grupp internationella astronomer att mäta deras kemiska sammansättning med en aldrig tidigare skådad noggrannhet. Att känna till den kemiska sammansättningen av galaxkluster är av avgörande betydelse för att förstå ursprunget till kemiska element i universum.
Kluster, eller konglomerat, av galaxer är de största föremålen i universum. Genom att titta på dem genom optiska teleskop är det möjligt att se hundratals eller till och med tusentals galaxer uppta en volym några miljoner ljusår över. Sådana teleskop avslöjar emellertid bara toppen av isberg. I själva verket är de flesta atomerna i galaxkluster i form av varmgas som avger röntgenstrålning, med massan av den heta gasen fem gånger större än massan i klusterets galaxer själva.
De flesta av de kemiska elementen som produceras i stjärnorna i galaxkluster - som utvisas i det omgivande rymden av supernovaexplosioner och av stjärnvindar - blir en del av den heta röntgenstrålande gasen. Astronomer delar supernovaer i två grundtyper: 'kärnkollaps' och 'typ Ia' supernovaer. Supernovaerna "kärnkollaps" har sitt ursprung när en stjärna i slutet av sitt liv kollapsar till en neutronstjärna eller ett svart hål. Dessa supernovaer producerar mycket syre, neon och magnesium. Supernovaerna av typ Ia exploderar när en vit dvärgstjärna som konsumerar materia från en följeslagare stjärna blir för massiv och helt sönderdelas. Denna typ producerar massor av järn och nickel.
Respektivt i november 2002 och augusti 2003, och en och en halv dag varje gång, gjorde XMM-Newton djupa observationer av de två galaxkluster som kallas 'Sersic 159-03' och '2A 0335 + 096'. Tack vare dessa data kunde astronomerna bestämma överflödet av nio kemiska element i klusterna "plasma" ?? bf? en gas som innehåller laddade partiklar såsom joner och elektroner.
Dessa element inkluderar syre, järn, neon, magnesium, kisel, argon, kalcium, nickel och - detekteras för första gången någonsin i ett galaxklynge - krom. ”Att jämföra överflödet av de upptäckta elementen med utbytet av supernovaer som beräknats teoretiskt, fann vi att cirka 30 procent av supernovaerna i dessa kluster exploderade vita dvärgar ('Type Ia') och resten kollapsade stjärnor i slutet av deras liv ("kärnkollaps"), sade Norbert Werner från SRON Nederländernas institut för rymdforskning (Utrecht, Nederländerna) och en av huvudförfattarna till dessa resultat.
”Detta antal ligger mellan värdet som hittades för vår egen Galaxy (där typ Ia-supernovaer representerar cirka 13 procent av supernovaernas" befolkning ") och den aktuella frekvensen för supernovahändelser som bestämts av Lick Observatory Supernova Search-projektet (enligt vilket ca. 42 procent av alla observerade supernovaer är typ Ia), fortsatte han.
Astronomerna fann också att alla supernovamodeller förutsäger mycket mindre kalcium än vad som observeras i kluster och att det observerade nickelförhållandet inte kan reproduceras av dessa modeller. Dessa skillnader indikerar att detaljerna för supernovanrikning ännu inte är tydligt förstås. Eftersom kluster av galaxer tros vara rättvisa prover av universum, kan deras röntgenspektroskopi hjälpa till att förbättra supernovamodellerna.
Den rumsliga fördelningen av element över ett kluster innehåller också information om historien för kluster själva. Distributionen av element i 2A 0335 + 096 indikerar en pågående fusion. Distributionen av syre och järn över Sersic 159-03 indikerar att även om det mesta av berikningen genom kärnkollaps-supernovorna skedde för länge sedan, fortsätter Type Ia-supernovaer fortfarande att berika den heta gasen av tunga element, särskilt i kärnan i klustret.
Originalkälla: ESA Portal
