アベル 2142

アベル2142
チャンドラX線観測衛星によるアベル2142の画像。
観測データ（エポック J2000）
星座​	かんむり座
赤経	15時間58分19.8秒 [1]
偏角	+27° 13′ 45.0″ [1]
銀河の数	> 100
豊かさのクラス	2 [2]
バウツ・モーガン分類	II [2]
赤方偏移	0.09090 (27,251 km/s) [3]
距離	381  Mpc (1,243  Mly )時間−1 0.705 [3]
結合質量	約6.3 × 1017 ヶ月☉
X線フラックス	（6.50 ± 0.70）× 10−11 erg s −1 cm −2 (2〜10 keV ) [3]

アベル 2142または A2142 は、かんむり座にある巨大なX 線発光銀河団です。2 つの銀河団が現在も合体し、その結果生まれたものです。合体した銀河団は直径 600万光年で、数百の銀河と、さらに 1,000 の銀河を作るのに十分なガスを含んでいます。これは「宇宙で最も巨大な天体の一つ」です。^[1]

隣の画像は、1999 年 8 月 20 日にチャンドラ X 線観測衛星の 0.3-10.0 k eV 先進 CCD イメージング分光計(ACIS) で撮影されたもので、7.5 x 7.2分角の領域をカバーしています。この画像には、2 つの巨大な銀河団の衝突によって生成された巨大な宇宙の「気象システム」が示されています。初めて、このシステムの圧力面が詳細に追跡され、明るくて比較的冷たい 5000 万度 (白) の中心領域が、7000 万度のガス (マゼンタ) の大きな細長い雲に埋め込まれている様子が示されています。そのすべてが、1 億度のガス (淡いマゼンタと濃い青) のかすかな「大気」の中で渦巻いています。左上の明るい光源は、銀河団内の活動銀河です。^[1]

エイベル 2142 は、 1958 年にカリフォルニア大学ロサンゼルス校 (UCLA) の天文学者ジョージ・O・エイベル(1927-1983)によって最初に発表された、豊富な銀河団のエイベルカタログの一部です。太陽中心からの赤方偏移は0.0909 (つまり、27,250 km/s で遠ざかっている)、視等級は 16.0 です。地球から約 12億光年(380 M pc ) 離れています。^{[4] [3]}

A2142 は、銀河の合体のダイナミクスを解明する可能性を秘めているため、注目を集めています。銀河団は、より小さなグループや銀河団の重力によって成長します。合体中、衝突する物体の運動エネルギーによってサブクラスター間のガスが加熱され、ガス温度に著しい変化が生じます。これらの変化には、合体の段階、形状、速度に関する情報が含まれています。正確な温度マップは、基礎となる物理プロセスの性質に関する多くの情報を提供します。以前の機器 (例: ROSAT、ASCA ) には、チャンドラやXMM-Newton (現在の 2 つのX 線観測衛星)のような機能がなく、領域を詳細にマップすることはできませんでした。 ^[5]

チャンドラは、温度、密度、圧力の変化を高解像度で測定することができました。「今、私たちは宇宙で最もエネルギーの高いイベントの1つであるこれらの合体の物理を理解し始めることができます」と、マサチューセッツ州ケンブリッジにあるハーバード・スミソニアン天体物理学センターのマキシム・マルケビッチは述べ、観測の分析に携わった国際チームのリーダーでもあります。「クラスターの圧力と密度のマップは、合体という移動する環境にのみ存在する明確な境界を示しています。」^[1]

A2142 の観測された X 線放射は、ほぼ滑らかで対称的であり、最初の核交差から少なくとも 10 億から 20 億年後に観測された 2 つの銀河団の合体の結果であることを示唆している。合体が初期段階であった場合、不均一な X 線放射と明らかな衝撃波面が観測されると予想される。Markevitch らは、より質量の大きい銀河団の中心銀河 (G1 と指定) が、より質量の小さい銀河団の元の中心銀河 (G2) と合体したと提案している。比較的冷たい中心領域は、以前の衝撃波面による加熱が中心核を逃し、代わりに周囲のガスと相互作用したことを示唆している。^[5]

• アベル星団のリスト
• X線天文学