좌표:Sky map 06hm 58 37.9s, -55° 57° 00°

글머리 기호 클러스터

Bullet Cluster
Bult Group이나 Bult Galaxy와 혼동하지 마십시오.
글머리 기호 클러스터
Bullet cluster.jpg
Chandra X-ray Observatory의 X-ray 사진.노출 시간은 140시간이었다.스케일은 메가파초 단위로 표시됩니다.적색 편이(z) = 0.3, 즉 빛의 파장이 1.3배 늘어남을 의미합니다.
관찰 데이터(Epoch J2000)
콘스텔레이션카리나
적경06h 58m 37.9s
적위−55° 57′ 0″
은하수~40
레드시프트0.296[1]
거리
(동작)		1141 Gpc(37억 광년)[2]
ICM 온도17.4 ± 2.5 keV
X선 광도1.4 ± 0.3 × 103950−2 h 줄/초 (볼로미터)[1]
X선 플럭스5.6 ± 0.6 × 10−19 와트/cm2 (0.1 ~2.4 keV)[1]
기타 명칭
1E 0657-56, 1E 0657-558
참고 항목: 은하 그룹, 은하 클러스터, 은하 그룹 및 은하단 목록

총알 성단(1E 0657-56)은 두 개의 충돌하는 은하단으로 구성됩니다.엄밀히 말하면, Bullet Cluster라는 이름은 큰 서브클러스터에서 멀리 떨어진 작은 서브클러스터를 의미합니다.이 행성은 지름 1.141 Gpc(37억 2천만 [2]광년) 거리에 있다.

총알 성단에 대한 중력 렌즈 연구는 암흑 [3][4]물질의 존재에 대한 지금까지의 최고의 증거를 제공한다고 주장됩니다.

MACS J0025.4-1222와 같은 다른 은하단 충돌에 대한 관측도 마찬가지로 암흑 물질의 존재를 뒷받침합니다.

개요

성단 쌍의 주요 구성요소인 별, 가스 및 추정 암흑물질은 충돌 중에 다르게 존재하기 때문에 별들을 따로 연구할 수 있다.가시광선으로 관측할 수 있는 은하의 별들은 충돌에 큰 영향을 받지 않았고, 대부분 중력적으로 느려졌지만 다른 방법으로는 변하지 않았다.X선으로 보이는 두 충돌 성분의 뜨거운 가스는 클러스터 쌍에 있는 중입자 물질, 즉 "보통" 물질의 대부분을 나타냅니다.은하단 내 매질의 가스는 전자기적으로 상호작용하여 두 성단의 가스가 별보다 훨씬 더 느려지게 합니다.

세 번째 구성 요소인 암흑 물질은 배경 물체의 중력 렌즈에 의해 간접적으로 감지되었습니다.수정 뉴턴 역학(MOND)과 같이 암흑 물질이 없는 이론에서, 렌즈는 중입자 물질, 즉 X선 가스를 따를 것으로 예상됩니다.그러나 렌즈는 눈에 보이는 은하와 가까운(아마도 일치할 수 있는) 두 개의 분리된 영역에서 가장 강합니다.이것은 클러스터 쌍에 있는 대부분의 중력이 충돌하는 동안 가스 영역을 우회하는 두 개의 암흑 물질 영역의 형태라는 생각을 뒷받침합니다.이것은 암흑물질에 대한 예측과 일치합니다. 약하게 상호작용하는 것 말고는 중력적으로만 상호작용을 합니다.

중력 렌즈(파란색)에서 계산된 물질 분포와 함께 가시광선 이미지(은하) 위에 중첩된 X선 이미지(분홍색)

총알 성단은 가장 뜨거운 은하단 중 하나입니다.이는 예측된 임계 클러스터 [1]온도를 초과하는 온도에서 분기할 수 있는 우주론적 모델에 대한 관측 가능한 제약을 제공합니다.지구에서 관측된 이 부성단은 1억5000만 년 전 성단 중심을 통과해 '성단 오른쪽 부근에 위치한 활 모양의 충격파'를 만들어 약 1000만 km/h(시속 600만 마일)의 속도로 주성단 내 1억 켈빈 가스를 퍼부었다.)."[5][6][7] 활 충격 방사선 출력은 일반적인 퀘이사 [1]10개의 에너지와 같다.

암흑 물질에 대한 중요성

총알 성단은 암흑 물질의[4][8] 성질에 대한 최고의 현재 증거를 제공하며, 대형 [9]은하단에 적용되는 "수정 뉴턴 역학(MOND)의 일부 인기 버전에 대한 증거"를 제공합니다.8µ의 통계적 유의성에서는 중입자 질량 피크의 중심에서 총 질량 중심의 공간적 오프셋은 중력 법칙의 [10]변화만으로는 설명할 수 없는 것으로 밝혀졌다.

Greg Madejski에 따르면:

특히 설득력 있는 결과는 마르케비치 외 연구진의 '총탄성단'의 찬드라 관측(1E0657-56; 그림 2)에서 추론되었다.(2004) 및 클로우 외 연구진.(2004).이러한 저자들은 이 은하단이 뜨거운 X선 방출 가스의 공간 분포로 보아 분명히 고속(약 4,500km/s) 합병을 겪고 있지만, 이 가스는 하위 은하단 은하에 비해 뒤처져 있다고 보고했습니다.게다가, 약한 렌즈 지도에 의해 밝혀진 암흑 물질 덩어리는 무충돌 은하와 일치하지만 충돌 가스보다 앞에 있습니다.이와 다른 유사한 관찰을 통해 암흑물질의 [11]자기 상호작용에 대한 단면을 적절히 제한할 수 있습니다.

Eric Hayashi에 따르면:

총탄형 서브클러스터의 속도는 클러스터 하부구조에서 예외적으로 높은 것은 아니며, 현재 선호되고 있는 Lambda-CDM 모델 우주론 [12]내에서 수용할 수 있습니다.

2010년 한 연구에서는 현재 측정된 충돌 속도가 "LCDM 모델의 예측과 호환되지 않는다"[13]고 주장했습니다.그러나 후속 연구에서 충돌은 LCDM [14]시뮬레이션과 일치하며, 이전의 불일치는 소규모 시뮬레이션과 쌍을 식별하는 방법론에서 비롯되었다.총알 클러스터가 표준 우주론과 일치하지 않는다고 주장하는 이전 연구는 X선 방출 [14]가스의 충격 속도에 기초한 낙하 속도의 잘못된 추정에 기초했습니다.합병으로 인한 충격의 분석에 기초하여, 전자와 이온 하류 온도의 평형이 [15]순간적이지 않을 경우 3,950km/s의 낮은 병합 속도가 수냐예프-젤도비치 효과 및 X선 데이터와 일치한다는 주장이 최근 제기됐다.

대체 해석

수정 뉴턴 역학(Modified Newtonian dynamics)의 최초 제안자인 모르데하이 밀그롬은 총알 성단이 암흑물질의 존재를 증명한다는 주장을 온라인에[16] 반박했다.그는 총탄성단의 관측된 특성은 발견되지 않은 표준 물질에 의해 야기될 수도 있다고 주장한다.

2006년의[17] 또 다른 연구는 "총탄 클러스터의 약한 렌즈 분석의 단순한 해석"에 대해 경고하며, 총알 클러스터의 비대칭적인 경우에서도 MOND 또는 상대적으로 상대론적 버전인 TeVES(텐서-벡터-스카 중력)가 관측된 중력 렌즈를 설명할 수 있다는 것을 공개하고 있다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b c d e Tucker, W.; Blanco, P.; Rappoport, S. (March 1998). David, L.; Fabricant, D.; Falco, E. E.; Forman, W.; Dressler, A.; Ramella, M. "1E 0657-56: A Contender for the Hottest Known Cluster of Galaxies". Astrophysical Journal Letters. 496 (1): L5. arXiv:astro-ph/9801120. Bibcode:1998ApJ...496L...5T. doi:10.1086/311234. S2CID 16140198.
  2. ^ a b "NED results for object Bullet Cluster". NASA Extragalactic Database. Retrieved March 4, 2012.
  3. ^ Clowe, Douglas; Gonzalez, Anthony; Markevich, Maxim (2004). "Weak lensing mass reconstruction of the interacting cluster 1E0657-558: Direct evidence for the existence of dark matter". Astrophys. J. 604 (2): 596–603. arXiv:astro-ph/0312273. Bibcode:2004ApJ...604..596C. doi:10.1086/381970. S2CID 12184057.
  4. ^ a b M. Markevitch; A. H. Gonzalez; D. Clowe; A. Vikhlinin; L. David; W. Forman; C. Jones; S. Murray & W. Tucker (2004). "Direct constraints on the dark matter self-interaction cross-section from the merging galaxy cluster 1E0657-56". Astrophys. J. 606 (2): 819–824. arXiv:astro-ph/0309303. Bibcode:2004ApJ...606..819M. doi:10.1086/383178. S2CID 119334056.
  5. ^ Chandra X-ray Observatory (2002). 1E 0657-56: A bow shock in a merging galaxy cluster (image and description). Chandra photo album. Harvard University.
  6. ^ 1e065756. spaceimages.com (photo).
  7. ^ "The dynamical status of the cluster of galaxies 1E0657-56". edpsciences-usa.org. 2002. Archived from the original on 2015-04-18. Retrieved 2007-09-02.
  8. ^ Markevitch, M.; Randall, S.; Clowe, D.; Gonzalez, A. & Bradac, M. (16–23 July 2006). Dark Matter and the Bullet Cluster (PDF). 36th COSPAR Scientific Assembly (abstract). Beijing, China.
  9. ^ Randall, Scott (31 May 2006). "Lunch-time talk" (abstract). Harvard University.
  10. ^ Clowe, Douglas; et al. (2006). "A Direct Empirical Proof of the Existence of Dark Matter". The Astrophysical Journal Letters. 648 (2): L109–L113. arXiv:astro-ph/0608407. Bibcode:2006ApJ...648L.109C. doi:10.1086/508162. S2CID 2897407.[인용필수]
  11. ^ Tucker, W.; Blanco, P.; Rappoport, S.; David, L.; Fabricant, D.; Falco, E.E.; Forman, W.; Dressler, A.; Ramella, M. (2006). "Recent and Future Observations in the X-ray and Gamma-ray Bands: Chandra, Suzaku, GLAST, and NuSTAR". AIP Conference Proceedings. 801: 21–30. arXiv:astro-ph/0512012. Bibcode:2005AIPC..801...21M. doi:10.1063/1.2141828. S2CID 14601312.
  12. ^ Hayashi, Eric; White, ? (2006). "How rare is the Bullet Cluster?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters. 370 (1): L38–L41. arXiv:astro-ph/0604443. Bibcode:2006MNRAS.370L..38H. doi:10.1111/j.1745-3933.2006.00184.x. S2CID 16684392.[인용필수]
  13. ^ Lee, Jounghun; Komatsu, ? (2010). "Bullet Cluster: A Challenge to LCDM Cosmology". Astrophysical Journal. 718 (1): 60–65. arXiv:1003.0939. Bibcode:2010ApJ...718...60L. doi:10.1088/0004-637X/718/1/60. S2CID 119250064.[인용필수]
  14. ^ a b Thompson, Robert; Davé, Romeel; Nagamine, Kentaro (2015-09-01). "The rise and fall of a challenger: The Bullet Cluster in Lambda cold dark matter simulations". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 452 (3): 3030–3037. arXiv:1410.7438. Bibcode:2015MNRAS.452.3030T. doi:10.1093/mnras/stv1433. ISSN 0035-8711.
  15. ^ Di Mascolo, L.; Mroczkowski; Churazov, E.; Markevitch, M.; Basu, K.; Clarke, T.E.; et al. (2019). "An ALMA+ACA measurement of the shock in the Bullet Cluster". Astronomy and Astrophysics. 628: A100. arXiv:1907.07680. Bibcode:2019A&A...628A.100D. doi:10.1051/0004-6361/201936184. S2CID 197545195.
  16. ^ Milgrom, Moti, "Milgrom's perspective on the Bullet Cluster", The MOND Pages, archived from the original on July 21, 2016, retrieved December 27, 2016
  17. ^ G.W. Angus; B. Famaey & H. Zhao (2006). "Can MOND take a bullet? Analytical comparisons of three versions of MOND beyond spherical symmetry". Mon. Not. R. Astron. Soc. 371 (1): 138–146. arXiv:astro-ph/0606216. Bibcode:2006MNRAS.371..138A. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10668.x. S2CID 15025801.

추가 정보

Wikimedia Commons에는 글머리 기호 클러스터와 관련된 미디어가 있습니다.