imported>Wrongfilter: keine spontane Emission

2025-10-08T10:33:43Z

keine spontane Emission

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Als '''Intracluster-Medium''' ('''ICM''', wörtlich ''Medium innerhalb der Haufen'') bezeichnet man in der [[Astronomie]] das dünne heiße Gas, das den Raum zwischen den [[Galaxie]]n in [[Galaxienhaufen]] füllt.

Die Temperaturen des hauptsächlich aus [[Wasserstoff]] und [[Helium]] bestehenden Gases liegen zwischen 10 und 100 Millionen [[Kelvin]]. Das ICM ist [[Ionisation|ionisiert]] ([[Plasma (Physik)|Plasma]]) und durch seine starke [[Bremsstrahlung|Emission]] von [[Röntgenstrahlung]] beobachtbar. Es stellt eine Form des [[intergalaktisches Medium|intergalaktischen Mediums]] dar.

== Erwärmung ==
Das ICM wird auf seine extrem hohen Temperaturen aufgeheizt durch [[Gravitationsenergie]], die bei der Entstehung des Galaxienhaufens aus kleineren Strukturen freigesetzt wird. Die [[kinetische Energie|Bewegungsenergie]] aus dem [[Gravitationsfeld]] wird dabei durch [[Schockwellen]] in [[thermische Energie|Wärme]] umgewandelt.

Die hohen Temperaturen sind dafür verantwortlich, dass alle im ICM vorkommenden [[Chemisches Element|Elemente]] in ionisierter Form vorliegen; die [[Atomkern]]e der leichteren Elemente sind dabei soweit ionisiert, dass sie über keine [[Elektron]]en mehr verfügen.

== Zusammensetzung ==
Das ICM besteht in erster Linie aus gewöhnlicher [[baryon]]ischer Materie (hauptsächlich Wasserstoff und Helium in ionisiertem Zustand). Dieses Plasma ist angereichert mit schwereren Elementen wie z. B. [[Eisen]]. Die Menge der schweren Elemente im Verhältnis zum Wasserstoff, die [[Metallizität]], beträgt circa ein Drittel derjenigen der Sonne. Die meisten Baryonen im Haufen (80–95 %) befinden sich im ICM und ''nicht'' in der leuchtenden Materie von Galaxien und Sternen. Der weitaus größte Teil der Masse eines Galaxienhaufens (etwa 80 %) besteht jedoch aus nicht-baryonischer [[Dunkle Materie|Dunkler Materie]].

Obwohl das ICM als Ganzes den Hauptanteil der Baryonen eines Galaxienhaufens enthält, ist es mit typischen Werten um 10<sup>−3</sup> [[Teilchen#Verwandte Begriffe|Partikel]] pro Kubikzentimeter nicht sehr dicht. Die [[mittlere freie Weglänge]] eines Partikels beträgt circa 10<sup>16</sup> m oder ein [[Lichtjahr]].

Das starke Gravitationsfeld der Haufen bewirkt zudem, dass sie sogar Elemente festhalten können, die in hochenergetischen [[Supernova]]e entstanden sind. Diese entweichen zwar aus den Galaxien, in denen sie erzeugt werden, bleiben aber im Haufen gefangen und reichern dessen ICM an. Beobachtungen der Zusammensetzung des ICM in Haufen mit verschiedener kosmologischer [[Rotverschiebung]] (was einer Beobachtung verschiedener Zeitpunkte in der Vergangenheit entspricht) können daher Erkenntnisse über die Entstehungsgeschichte der Elemente im Universum ([[Nukleosynthese]]) liefern.<ref>Loewenstein, Michael. ''[https://arxiv.org/abs/astro-ph/0310557 Chemical Composition of the Intracluster Medium]'', Carnegie Observatories Centennial Symposia, p.422, 2004.</ref>

== Beobachtung ==
Aufgrund seiner hohen Temperatur sendet das ICM in erster Linie Röntgenstrahlung aus. Sie wird erzeugt als [[Bremsstrahlung]] bei der Ablenkung von Elektronen durch [[Ion]]en sowie als Röntgen-[[Spektrallinie #Emissionslinie|Emissionslinie]]n der schweren Elemente. Die [[Leuchtkraft]] des Gases ist [[proportional]] zum Quadrat der Gas[[dichte]] und der Wurzel der Temperatur.

[[Röntgenteleskop]]e können das Röntgen-[[Elektromagnetisches Spektrum|Spektrum]] der ICM-Strahlung messen und die Verteilung ihrer Röntgenhelligkeit abbilden. Aus dem Röntgenspektrum erhält man die Gastemperatur und die Metallizität des ICM, aus der Helligkeitsverteilung die Verteilung der Gasdichte. Unter der Annahme, dass sich das Gas im [[Hydrostatisches Gleichgewicht|hydrostatischen Gleichgewicht]] befindet, kann man aus der Temperatur und der Dichteverteilung die Gesamtmasse des Galaxienhaufens bestimmen.

Die Dichte des ICM steigt zum Zentrum des Galaxienhaufens hin stark an. Gleichzeitig liegt die Temperatur dieser zentralen Region normalerweise nur zwischen der Hälfte und einem Drittel der in den äußeren Bereichen gemessenen Werte. Die Metallizität des Gases steigt ebenfalls von außen in Richtung Zentrum an. In einigen Galaxienhaufen (z. B. im [[Centaurus-Haufen]]) erreicht sie dabei Werte oberhalb derer unserer Sonne.

Eine weitere Beobachtungsmöglichkeit ergibt sich aus dem [[Sunyaev-Zeldovich-Effekt]].

== Abkühlung ==
Aufgrund der hohen Dichte des ICM im Kern von Galaxienhaufen werden große Mengen an Röntgenstrahlen emittiert. Falls keine zusätzliche Aufheizung erfolgt, sollte das ICM eigentlich abkühlen, im Zentrum weiter verdichtet und schließlich in Sterne umgewandelt werden. Infolge der Verdichtung sollte sich ein kontinuierlicher Materiestrom aus den äußeren Bereichen des Galaxienhaufens in seinen Kernbereich bilden, ein [[Cooling Flow]].

Beobachtungen mit den Röntgenteleskopen [[Chandra (Teleskop)|Chandra]] und [[XMM-Newton]] zu Beginn des 21. Jahrhunderts zeigten jedoch, dass die Temperatur in Haufenzentren weniger stark abfällt, als es das vor allem auf [[Andrew Fabian]] zurückgehende ''Cooling-Flow-Szenario'' verlangt. Zudem zeigen die Galaxien im Haufenzentrum ''keine'' Anzeichen der vermuteten starken [[Sternentstehung]]. Zur Lösung dieses ''Cooling-Flow-Problems'' wird eine Reihe von Ansätzen diskutiert, darunter z. B. die Aufheizung des Gases durch [[Aktiver Galaxienkern|aktive Galaxienkerne]].

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Intergalaktische Materie]]
[[Kategorie:Galaxienhaufen|*]]
[[Kategorie:Extragalaktische Astronomie]]
[[Kategorie:Plasmaphysik]]

Intracluster-Medium - Versionsgeschichte

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