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Abell 2142

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Datei:Abell2142 chandra xray.jpg
Abell 2142 im Röntgenlicht (aufgenommen vom Chandra-Teleskop)

Abell 2142 (kurz A2142) ist ein gewaltiger, röntgenheller Galaxienhaufen im Sternbild Corona Borealis. Er ist das Ergebnis einer gegenwärtig andauernden Verschmelzung zweier Galaxienhaufen. Der Galaxienhaufen erstreckt sich insgesamt über mehr als 6 Millionen Lichtjahre und enthält mehrere hundert Galaxien.<ref name="cxcpr:00-08">{{#if:|{{#iferror: {{#iferror:{{#invoke:Vorlage:FormatDate|Execute}}|}}| |}}}}{{#if:|{{{autor}}}: }}{{#if:|{{#if:Cosmic Pressure Fronts Mapped by Chandra|[{{#invoke:Vorlage:Internetquelle|archivURL|1={{#invoke:URLutil|getNormalized|1={{{archiv-url}}}}}}} {{#invoke:Vorlage:Internetquelle|TitelFormat|titel=Cosmic Pressure Fronts Mapped by Chandra}}]{{#if:| ({{{format}}})}}{{#if:| {{{titelerg}}}{{#invoke:Vorlage:Internetquelle|Endpunkt|titel={{{titelerg}}}}}}}}}|{{#if:http://chandra.harvard.edu/press/00_releases/press_030100a2142.html%7C{{#if:{{#invoke:TemplUtl%7Cfaculty%7C}}%7C{{#invoke:Vorlage:Internetquelle%7CTitelFormat%7Ctitel={{#invoke:WLink%7CgetEscapedTitle%7C1=Cosmic Pressure Fronts Mapped by Chandra}}}}|[{{#invoke:URLutil|getNormalized|1=http://chandra.harvard.edu/press/00_releases/press_030100a2142.html}} {{#invoke:Vorlage:Internetquelle|TitelFormat|titel={{#invoke:WLink|getEscapedTitle|1=Cosmic Pressure Fronts Mapped by Chandra}}}}]}}{{#if:| ({{{format}}}{{#if:CXC PR: 00-08Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics2000-03-01{{#if: 2011-10-02 | {{#if:{{#invoke:TemplUtl|faculty|}}||1}}}} 

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Röntgenstrahlenbild

Das Bild rechts oben wurde am 20. August 1999 von Chandras mit dem 0,3–10,0 keV Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS) aufgenommen. Es zeigt einen Bereich von 7,5 × 7,2 Bogenminuten. Darauf ist die Kollision der zwei großen Galaxienhaufen erkennbar. Die helle Zentralregion ist mit ca. 50 Millionen Kelvin kühler als die umgebenden, langgezogene Wolken mit einer Temperatur von 70 Millionen Kelvin. All das bewegt sich in einer dünnen „Atmosphäre“ aus 100 Millionen Kelvin heißem Gas. Der helle Punkt oben links ist eine aktive Galaxie innerhalb des Haufens<ref name="cxcpr:00-08" />.

Dynamik der Verschmelzung der Haufen

Abell 2142 hat einige Aufmerksamkeit auf sich gezogen, da er die Möglichkeit eröffnet, die Verschmelzung von Galaxien genauer zu untersuchen. Galaxienhaufen wachsen durch Anziehung von kleineren Gruppen und Haufen. Während der Verschmelzung erwärmt die kinetische Energie der kollidierenden Objekte das Gas zwischen den zusammentreffenden Haufen, was zu einem deutlichen Unterschied in der Gas-Temperatur führt. Diese Unterschiede enthalten Informationen über das Stadium, die Geometrie und Geschwindigkeit der Verschmelzung. Eine genaue Temperatur-Karte kann verschiedene Informationen über die Natur der zugrunde liegenden physikalischen Prozesse liefern. Frühere Untersuchungen (zum Beispiel durch ROSAT oder ASCA) verfügten nicht über die Fähigkeiten von Chandra und XMM-Newton und konnten die Region nicht im Detail abbilden.<ref name="markevitch2000">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref>

Mit Chandra ist es gelungen, Schwankungen der Temperatur, Dichte und des Drucks mit hoher Auflösung zu messen. „Jetzt können wir beginnen, die Physik derartiger Verschmelzungsprozesse, die zu den energiereichsten Ereignissen im Universum gehören, zu verstehen“, sagte Maxim Markevitch vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Leiter des internationalen Teams, das an der Analyse der Beobachtungen beteiligt ist. „Die Druck- und Dichte-Karten des Clusters zeigen eine scharfe Grenze, die nur im bewegten Umfeld einer Verschmelzung bestehen kann.“<ref name="cxcpr:00-08" />

Die in Abell 2142 beobachtete Röntgenstrahlen-Emissionen sind weitgehend glatt und symmetrisch, was darauf hindeutet, dass das Objekt das Resultat der Verschmelzung zweier Galaxienhaufen ist, die wir im Stadium mindestens 1–2 Milliarden Jahre nach der ersten Begegnung beobachten. Man würde die Beobachtung von ungleichmäßigen Röntgenstrahlen-Emissionen und klaren Stoßfronten erwarten, wenn ein früheres Stadium der Verschmelzung vorliegen würde. Markevitch et al. haben vorgeschlagen, dass die Zentralgalaxie (genannt G1) des massereicheren Haufens mit der ehemaligen Zentralgalaxie (G2) des weniger massereichen Haufens verschmolzen ist. Der relativ kühle Zentralbereich lässt vermuten, dass die Erwärmung der zentrale Kern nicht von der Erwärmung durch Stoßfronten in früheren Stadien der Verschmelzung war und diese stattdessen mit dem umgebenden Gas interagiert.<ref name="markevitch2000" />

Siehe auch

Einzelnachweise

<references />

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