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(中央研究院天文及天文物理研究所研究成果，發表時間：2020年4月9日)
星系團是宇宙中受重力所束縛的最大尺度物體。眾所周知的是，所有的星系團都經歷過重力交互作用的合併和碰撞，但合併如何影響星系團的演化仍然是一個謎。此前，中研院天文所團隊，上田周太朗(Shutaro Ueda)博士等人完成的一項研究曾指出，「晃盪氣體」是關鍵答案。現在，上田博士領導的研究小組已經有系統地證明，在他們的所有樣本中都確實存在著晃盪氣體。這一結果強力支持：合併普遍影響著星系團的演化，其對整個星系團的影響可以持續很長一段時間。
星系團是宇宙中受重力所束縛的最大尺度物體。眾所周知的是，所有的星系團都經歷過重力交互作用的合併和碰撞，但合併如何影響星系團的演化仍然是一個謎。此前，中研院天文所團隊，上田周太朗(Shutaro Ueda)博士等人完成的一項研究曾指出，「晃盪氣體」是關鍵答案。現在，上田博士領導的研究小組已經有系統地證明，在他們的所有樣本中都確實存在著晃盪氣體。這一結果強力支持：合併普遍影響著星系團的演化，其對整個星系團的影響可以持續很長一段時間。
中研院天文所博士後研究員上田周太朗說：「我們分析了12個星系團，發現所有樣本中都有晃盪氣體。這一進展可能會極大地幫助我們理解星系團中心的『冷核』。」
「冷核的存在是天文物理學中長期存在又最著名的問題之一。在大多數星系團中心都可以發現冷核，我們之所以稱它為『冷核』是因為，中心的星系團內介質(ICM)溫度比周圍的溫度低。」上田博士繼續說：「的確，要讓ICM在很長一段時間中保持『相對涼爽』是非常困難的。如果氣體溫度變低，氣體壓力也會降低。最終，冷核必會迅速塌縮。但是星系團並沒有這樣的塌縮核心，這意味著那裡一定有些不為人知的過程阻止了塌縮發生。晃盪氣體是揭示這個問題的線索之一。」
在進一步解釋怎樣才能找到晃盪氣體時，上田博士說，「晃盪氣體會在星系團的中心造成氣體密度的擾動，這也會造成特定的溫度分佈模式。因此，識別晃動氣體的一種已知工具就是，去找出這些差異。」該團隊從「CLASH 圖庫」（以大質量星系團知名的哈伯影像資料庫）中挑選了12個樣本，再經由分析錢卓X射線衛星拍攝的Ｘ射線影像，研究小組得以檢測出所有選定樣本中的氣體密度擾動值。並且也測量了氣體溫度差。結果與晃動氣體的形態確實一致。
此外，為了測試他們的演算法在檢測氣體密度擾動以及在確定這些區域位置方面的表現如何，該團隊使用了流體力學模擬Ｘ射線觀測結果。
圖1：由數值模擬得到的Ｘ射線表面亮度分佈(左圖)和由新演算法算出的去除其全域性輪廓後的X射線殘餘影像(右圖)。此為獲分析的樣本案例之一。
左邊較亮的顏色(如紅色和白色)和較暗的顏色(如藍色)分別對應Ｘ射線表面亮度的亮區和暗區。星系中心即這幅影像中心。白色的輪廓線顯示暗物質暈的形狀。
右圖:較亮的顏色(如紅色和白色)和較暗的顏色(如藍色)對應的是Ｘ射線殘留影像中較大的正、負過剩量。白色和黑色區域表示新演演算法檢測到的正、負剩餘區域。這兩個區域的形狀都像螺旋，正是已知的晃動氣體的特徵。
圖2：由數值模擬得到的Ｘ射線表面亮度分佈(左圖)和由新演算法算出的去除其全域性輪廓後的X射線殘餘影象(右圖)。這是另一個樣本所得到的分析處理。
左邊較亮的顏色(如紅色和白色)和較暗的顏色(如藍色)分別對應Ｘ射線表面亮度的亮區和暗區。星系中心即這幅影像中心。白色的輪廓線顯示暗物質暈的形狀。
右圖:較亮的顏色(如紅色和白色)和較暗的顏色(如藍色)對應的是Ｘ射線殘留影像中較大的正、負過剩量。白色和黑色區域表示新演演算法檢測到的正、負剩餘區域。這兩個區域的形狀都像螺旋，正是已知的晃動氣體的特徵。
中研院天文所的麥善德博士(Sandor M. Molnar)為星系團合併做了流體力學模擬，並與觀測結果做比較。麥博士說：「數值模擬是理解天文物理現象非常強大的工具。它可做視覺化呈現，並重現所有人類在有生之年無法看到的物理現象。譬如說，在長達數十億年時間裡，碰撞星系團中所發生的現象。此外，電腦模擬也使我們能夠確定最重要的物理機制，重現觀測資料，並檢查我們的分析方法在處理資料時有無偏誤。由於臺灣的國家高速網路與計算中心強大電腦資源，這次我們成功地計算出非常高角分辨率的物理參數。」
下一步，上田博士的研究團隊計劃要進行更大量的數值模擬，以重現多種型態的星系團。上田解釋說：「擴大星系團樣本數可以告訴我們，有多少星系團擁有晃盪氣體。這些資訊使我們能夠估計晃盪氣體的壽命，那不僅能用來改進計算模型，也是用來研究ICM特性的關鍵參數。」
相關詞彙參考解釋
相關詞彙參考解釋
晃盪氣體：幾乎所有的星系團都會經歷合併。當合併發生時，在Ｘ射線影象中通常可以觀察到一種特定的「螺旋」特徵。這種螺旋來自於合併所誘發的氣體運動――即所謂「晃盪氣體」 。起初研究晃盪氣體時，螺旋特徵是唯一可識別的證據。後來，在例如本次的研究中，天文學家已開始使用數值模擬去搜尋可識別出晃盪氣體的證據。因此，到目前為止，人們已可用兩個特徵證據來尋找晃盪氣體。
星系團內介質(ICM)：是瀰漫在星系團內的超高熱電漿。這種氣體主要由電離化的氫和氦組成，星系團中大部分的「重子」物質由其構成。星系團內介質的溫度高達數千萬甚至數億Ｋ（「克氏溫度」），發出強烈的Ｘ射線。
CLASH：CLASH 的全名是Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble，觀測主題是帶有重力透鏡效應的星系團及超新星普查，是哈伯太空望遠鏡針對一般觀測無法解決的重大問題而設計的重點計畫。使用哈伯太空望遠鏡及其16個濾鏡所取得的影像，可以擴大偵測到在星系團後的遙遠星系，目前CLASH觀測的大質量星系團一共是25個。
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本篇論文發表於2020年4月2日出版的天文物理期刊，篇名："Gas Density Perturbations in the Cool Cores of CLASH Galaxy Clusters" 。
團隊名單為：Shutaro Ueda (ASIAA, Taiwan), Yuto Ichinohe (Rikkyo University), Sandor M. Molnar (ASIAA, Taiwan), Keiichi Umetsu (ASIAA, Taiwan), and Tetsu Kitayama (Toho University)
本篇原英文作者：上田周太朗博士
英譯中及中文編輯：黃珞文
科學編輯：周美吟
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