Als man die Galaxienhaufen als starke Quellen von Röntgenstrahlung
entdeckte, wurden mehrere mögliche Mechanismen der Strahlungsentstehung
vorgeschlagen. Spätestens
seit Entdeckung der Eisenlinie um 
[MITCHELL et al. 1976], [SERLEMITSOS et al. 1977]
(tatsächlich eine
Überlagerung von mehreren unaufgelösten Eisen- und Nickellinien)
ist jedoch klar, daß es
sich um thermische Strahlung des heißen Gases handelt.
Die Temperatur des IHGs kann bestimmt werden durch Vergleich des
beobachteten Spektrums mit Modellspektren unterschiedlicher Temperatur. Es
gibt eine Reihe von
weit verbreiteten Rechenprogrammen für die Spektren von heißen,
optisch dünnen Plasmen, z. B. [RAYMOND & SMITH 1977]. Eine Übersicht gibt
z. B. [BöHRINGER 1998]. Von Bedeutung ist
nicht nur die gemittelte Temperatur des gesamten Gases, sondern auch
die räumliche Temperaturverteilung (siehe z. B. Gl. (2.15)). Leider ist die
gleichzeitige Orts- und Energieauflösung von ROSAT und anderen,
momentan im Orbit befindlichen Röntgensatelliten noch nicht
ausreichend, um hochaufgelöste radiale Temperaturprofile mit
geringen Fehlern bestimmen zu können.
Radiale Temperaturprofile für eine
Reihe von Galaxienhaufen sind erst vor kurzem veröffentlicht worden,
z. B. [MARKEVITCH et al. 1997], [MARKEVITCH 1998], [FUKAZAWA 1997]. Über den Haufen
gemittelte Gastemperaturen für
die hier behandelten Galaxienhaufen werden in Abschnitt 4.4.2
zitiert.