Galaksiler arası ortamın ve kozmik filamentlerin iyileştirilmiş bir ölçümü

Evrendeki kütlenin büyük bir kısmı yıldızlarda ya da galaksilerde değil, galaksiler arası ortam olarak bilinen, aralarındaki boşlukta yatıyor. Sıcak ve hatta sıcaktır ve “sıcak-sıcak galaksiler arası ortam” veya WHIM olarak adlandırılır. Evrenin normal kütlesinin (yani baryonik, karanlık madde hariç) yaklaşık %50’sini tutar, ancak hidrojen iyonlarının yoğunluğu metreküp başına 100’den azdır.

100.000 ila 10 milyon Kelvin arasındaki sıcaklıklarda, galaksiler arasında uzanan sıcak, dağınık gaz bölgeleri olan “kozmik filamentler” ağıdır. “Galaktik filamentler” olarak da adlandırılan bu kozmik filamentler, evrende bilinen en büyük yapılardır; genellikle 150 ila 250 megaparsek uzunluğundadır (500 ila 800 milyon ışık yılı), sonuncusu Samanyolu galaksisinin 8.000 katı genişliğindedir.

Birlikte kozmik ağı oluştururlar ve neredeyse hiç galaksi içermeyen devasa boş uzay bölgeleri olan kozmik boşluklar arasındaki sınırları oluştururlar.

Çoğunluğu Almanya olmak üzere Avrupa’dan bilim adamlarından oluşan bir ekip, “Kozmik filamentlerdeki sıcak-galaksiler arası ortamın özellikleri, modern astrofizikte en az ölçülen birimler arasında yer alıyor” diye yazıyor.

2019’un sonlarında evreni araştırmaya başlayan bir uydu üzerindeki bir cihazı kullanarak, yaklaşık 8.000 kozmik filamentten gelen X-ışını emisyonlarını incelediler ve tespit edilen WHIM’in sıcaklık ve baryon yoğunluğu kontrastını belirlemek için bir model kullandılar. Onların işi yayınlandı dergide Astronomi ve Astrofizik.

Kozmik filamentler neredeyse tüm evreni kapsıyor. Aralarında metreküp başına bir atom yoğunluğuna sahip boşluklar var. (Bu son derece yoğun bir boşluktur; kıyaslandığında, kendi galaksimizin içindeki yıldızlararası uzaydaki yoğunluk metreküp başına bir milyondan trilyona kadar atomdur ve Dünya üzerinde yaratılabilecek en iyi boşluklar 10 civarındadır.¹⁶ metreküp başına atom.)

Bize en yakın boşluk “Yerel Boşluk”tur. Kozmik filamentler galaksileri geniş bir ağda birbirine bağlar; çoğunlukla gaz, toz, yıldızlar ve çok miktarda karanlık maddeyle doludurlar. Plazma halinde çok sıcaktırlar, ancak güneş kadar sıcak veya yoğun değildirler, iyonize hidrojen atomlarından (proton) oluşurlar ve kuasarlar tarafından yayılan ışığın emilmesiyle tespit edilirler.

Bu yapıları incelemek için grup, Rus-Alman Spektrum Roentgen Gama uzay gözlemevinin bir parçası olan bir X-ışını cihazı olan eROSITA’dan gelen verileri kullandı. (Temmuz 2019’da piyasaya sürülen eROSITA, yedi yıl boyunca tüm gökyüzünü görüntüleyecekti ancak cihaz, Rusya’nın Ukrayna’yı işgal etmesinden ve kurumsal ilişkilerin bozulmasından iki gün sonra, Şubat 2022’de veri toplamayı bıraktı.)

“Yığılmış” taramalar (aynı görüntüler birden çok kez alınmıştır; zayıf tekli tarama yoğunluklarıyla baş etmenin yaygın bir yolu), 12 ila 19 Aralık 2021 tarihleri ​​arasında yaklaşık 1 kilo elektronvoltluk X-ışını spektrumunda (yaklaşık 1 nm dalga boyları) toplandı. ), dört yığın kullanarak. Daha sonra 2011 yılında Sloan Digital Sky Survey’den derlenen ve 63.000’den fazla filament içeren bir optik filament kataloğu kullandılar.

Kanonik için standart kozmolojik parametreleri varsayarsak ΛCDM modeli— Hubble sabiti, madde yoğunluğu, baryon yoğunluğu ve karanlık madde enerji yoğunluğu, filamentlerin fiziksel uzunluğunu hesapladılar.

Bunu uzun veri analizi takip etti. İlk olarak, projeksiyon efektleri, üst üste binen filamanlar ve her filamanın yakınındaki yerel arka planı çıkarmak gibi bir dizi etkiyi dikkatlice hesaba katarak, her biri boyunca ayrı mesafelerdeki tüm filamanların yüzey parlaklık profilini elde ettiler.

Daha sonra, X-ışını tarafından tespit edilen nokta kaynaklar, galaksi kümeleri ve grupları ve diğer karmaşık faktörler gibi maskesiz galaktik kaynaklara bağlı olarak her bir sinyalin fraksiyonunu tahmin ettiler. Son olarak, ayrıntılı astrofizik modeller (bazıları yerleşik kütüphanelerden), alet sapması düzeltmeleri ve istatistiksel akıl yürütme, zayıf sıcak galaksiler arası ortamdaki (WHIM) gazın en uygun sıcaklık ve yoğunluk profillerini verdi.

En uygun sıcaklıkları 10’du^6.84 Kelvin, yaklaşık 7 milyon K’dir. Baryon yoğunluğu kontrastı (baryonların yoğunluğu ile baryonların ortalama yoğunluğu arasındaki fark) için 10 buldular.^1.88yani 76. WHIM’deki çoğunlukla baryonlardan oluşan sıradan maddenin yoğunluğu, uzayın arka plandaki baryon yoğunluğundan 76 kat daha fazlaydı.

Ortalama yoğunluk kontrastları sayısal simülasyonlarla uyumlu, ancak hesapladıkları nispeten basit sıcaklık, X-ışını yayan WHIM’in üst sınırına yakındı. Basit sıcaklığın “çoklu sıcaklık yapısına sahip bir spektrum uydurulduğunda sıcaklık dağılımının yüksek ucuna sapması” beklendiğinden, bunun beklenmedik bir durum olmadığını yazıyorlar.

X-ışını yayan kozmik filamentleri ve WHIM’i bunun gibi çalışmalar aracılığıyla anlamanın, gelişmiş filament bulucuların tamamlanması ve galaksi gruplarının, aktif galaksi çekirdeklerinin ve galaksilerin X-ışını özelliklerinin daha iyi anlaşılmasıyla birlikte önümüzdeki on yılda önemli ölçüde gelişmesi bekleniyor. hızlı radyo patlamaları, toplam WHIM sinyalinden daha iyi çıkarım yapılmasına olanak tanır.

Sıcak Evren Baryon Araştırmacısı ve Çizgi Emisyon Haritalayıcısı gibi X-ışını görevleri, “WHIM özelliklerinin daha geniş bir parametre alanını keşfedebilecek” ve gizemli galaksiler arası ortama daha fazla mecazi ışık tutacaktır.

© 2024 Science X Ağı