Průtok chlazení - Cooling flow - Wikipedia

A průtok chlazení dochází podle teorie, že médium uvnitř seskupení (ICM) v centrech shluky galaxií by se měla rychle ochladit rychlostí desítek až tisíců solárních hmot za rok.^[1] To by se mělo stát, protože ICM (a plazma ) rychle ztrácí svou energii emisí Rentgenové záření. Jas rentgenového záření ICM je úměrný druhé mocnině jeho hustoty, která prudce stoupá směrem ke středům mnoha klastrů. Také teplota klesá na obvykle třetinu nebo polovinu teploty na okraji hvězdokupy. Typický [předpovídaný] časový rámec pro zchlazení ICM je relativně krátký, méně než miliarda let. Jako materiál ve středu kupy ochladí, tlak překrývajícího se ICM by měl způsobit tok většího množství materiálu dovnitř (chladicí tok).

V ustáleném stavu je rychlost hromadná depozice, tj. rychlost, při které se plazma ochladí, je dána vztahem

{ displaystyle { dot {M}} = { frac {2} {5}} { frac {L mu m} {kT}},}

kde L je bolometrické (tj. v celém spektru) zářivost chladicí oblasti, T je jeho teplota, k je Boltzmannova konstanta a μm je střední molekulová hmotnost.

Problém s průtokem chlazení

V současné době se předpokládá, že velmi velké množství očekávaného chlazení je ve skutečnosti mnohem menší, protože v mnoha z těchto systémů existuje jen málo důkazů o chladném rentgenovém záření.^[2] To je problém s průtokem chlazení. Teorie, proč existuje jen málo důkazů o chlazení, zahrnují^[3]

Vytápění ústředním Aktivní galaktické jádro (AGN) v klastrech, případně prostřednictvím zvukové vlny (vidět v Perseus a Klastry Panny )
Tepelné vedení tepla z vnějších částí klastrů
Kosmický paprsek topení
Skrytí chladného plynu absorpcí materiálu
Míchání chladného plynu s žhavějším materiálem

Topení pomocí AGN je nejpopulárnějším vysvětlením, protože během své životnosti vydávají hodně energie a některé z uvedených alternativ mají teoretické problémy.

Viz také

Seznam článků o fyzice plazmatu

Reference

^ Fabian, A. C. (1994). "Chladicí toky ve shlucích galaxií". Annu. Rev. Astron. Astrophys. 32: 277–318. doi:10.1146 / annurev.aa.32.090194.001425.
^ Peterson, J. R .; Kahn, S. M .; Paerels, F. B. S .; Kaastra, J. S .; Tamura, T .; Bleeker, J. A. M .; Ferrigno, C .; Jernigan, J. G. (10.6.2003). „Rentgenové spektroskopické omezení s vysokým rozlišením na modelech chlazení-toku pro shluky galaxií“. Astrofyzikální deník. 590 (1): 207–224. arXiv:astro-ph / 0210662. Bibcode:2003ApJ ... 590..207P. doi:10.1086/374830. ISSN 0004-637X.
^ Peterson, J. R.; Fabian, A.C. (2006). "Rentgenová spektroskopie chladících klastrů". Fyzikální zprávy. 427 (1): 1–39. arXiv:astro-ph / 0512549. Bibcode:2006PhR ... 427 ... 1P. doi:10.1016 / j.physrep.2005.12.007. ISSN 0370-1573.

Další čtení

Qin, Bo; Wu, Xiang-Ping (2001-07-19). "Omezení interakce mezi temnou hmotou a baryony z chladicích tokových klastrů". Dopisy o fyzické kontrole. 87 (6): 061301. arXiv:astro-ph / 0106458. Bibcode:2001PhRvL..87f1301Q. doi:10.1103 / physrevlett.87.061301. ISSN 0031-9007. PMID 11497819.
Chuzhoy, Leonid; Nusser, Adi (10.7.2006). „Důsledky interakcí na krátkou vzdálenost mezi temnou hmotou a protony v kupách galaxií“. Astrofyzikální deník. 645 (2): 950–954. arXiv:astro-ph / 0408184. Bibcode:2006ApJ ... 645..950C. doi:10.1086/504505. ISSN 0004-637X.
5.7. Chladicí toky a narůstání pomocí cD (v rentgenové emisi z Klastrů galaxií. Sarazin 1988)

[1] Fabian, A. C. (1994). "Chladicí toky ve shlucích galaxií". Annu. Rev. Astron. Astrophys. 32: 277–318. doi:10.1146 / annurev.aa.32.090194.001425.

[2] Peterson, J. R .; Kahn, S. M .; Paerels, F. B. S .; Kaastra, J. S .; Tamura, T .; Bleeker, J. A. M .; Ferrigno, C .; Jernigan, J. G. (10.6.2003). „Rentgenové spektroskopické omezení s vysokým rozlišením na modelech chlazení-toku pro shluky galaxií“. Astrofyzikální deník. 590 (1): 207–224. arXiv:astro-ph / 0210662. Bibcode:2003ApJ ... 590..207P. doi:10.1086/374830. ISSN 0004-637X.

[3] Peterson, J. R.; Fabian, A.C. (2006). "Rentgenová spektroskopie chladících klastrů". Fyzikální zprávy. 427 (1): 1–39. arXiv:astro-ph / 0512549. Bibcode:2006PhR ... 427 ... 1P. doi:10.1016 / j.physrep.2005.12.007. ISSN 0370-1573.

[1]

[2]

[3]