Intracluster medium - Intracluster medium

v astronomie, médium uvnitř seskupení (ICM) je přehřátý plazma který prostupuje a kupa galaxií. Plyn se skládá hlavně z ionizovaný vodík a hélium a tvoří většinu z baryonický materiál v kupách galaxií. ICM se zahřívá na teploty řádově 10 až 100 ° C megakelvins, vydávající silné rentgen záření.

Složení

Viz také: Mezigalaktická hvězda

ICM se skládá převážně z obyčejných baryony, hlavně ionizovaný vodík a helium.[1] Tato plazma je obohacena o těžší prvky, včetně žehlička. Průměrné množství těžších prvků ve vztahu k vodíku, známé jako metalicita v astronomii se pohybuje od třetiny do poloviny hodnoty v slunce.[1][2] Studium chemického složení ICM v závislosti na poloměru ukázalo, že jádra kup galaxií jsou bohatší na kovy než na větší poloměry.[2] V některých klastrech (např Klastr kentaurů ) metalíza plynu může stoupnout nad sluneční energii.[3] Kvůli gravitačnímu poli klastrů vystřikoval plyn obohacený kovem supernovy Zůstává gravitačně vázán do klastru jako součást ICM.[2] Při pohledu na různé rudý posuv, což odpovídá pohledu na různé epochy vývoje vesmíru, může ICM poskytnout historický záznam o produkci prvků v galaxii.[4]

Zhruba 10% hmoty galaktického klastru spočívá v ICM. Hvězdy a galaxie mohou na celkové hmotě přispívat pouze 1%.[1] Předpokládá se, že většinu hmoty v kupě galaxií tvoří temná hmota a ne baryonická hmota. Pro skupinu Panna obsahuje ICM zhruba 3 × 1014 M☉ zatímco celková hmotnost klastru se odhaduje na 1,2 × 1015 M☉.[1][5]

Přestože ICM jako celek obsahuje většinu baryonů klastru, není příliš hustý s typickými hodnotami 10−3 částice na centimetr krychlový. The znamená volnou cestu částic je zhruba 1016 m, nebo asi jeden světelný rok. Hustota ICM stoupá směrem ke středu kupy s relativně silným vrcholem. Kromě toho teplota ICM obvykle klesá na 1/2 nebo 1/3 vnější hodnoty v centrálních oblastech. Jakmile hustota plazmy dosáhne kritické hodnoty, dostatečné množství interakcí mezi ionty zajistí chlazení rentgenovým zářením.[6]

Pozorování nitroklastrového média

Protože ICM je při tak vysokých teplotách, vyzařuje rentgen záření, zejména bremsstrahlung proces a rentgen emisní potrubí od těžkých prvků.[1] Tyto rentgenové paprsky lze pozorovat pomocí Rentgenový dalekohled a pomocí analýzy těchto dat je možné určit fyzikální podmínky, včetně teploty, hustoty a metalicity plazmy.

Měření teplotních a hustotních profilů v kupách galaxií umožňuje určit profil distribuce hmoty ICM prostřednictvím hydrostatická rovnováha modelování. Distribuce hmotnosti stanovené z těchto metod odhalují hmoty, které daleko převyšují viditelnou světelnou hmotnost, a jsou tedy silným ukazatelem temné hmoty v kupách galaxií.[7]

Inverzní Comptonův rozptyl nízkoenergetických fotonů prostřednictvím interakcí s relativistickými elektrony v ICM způsobují narušení spektra spektra kosmické mikrovlnné záření na pozadí (CMB), známý jako Sunyaev – Zel'dovichův efekt. Tato teplotní zkreslení v CMB mohou využít dalekohledy, jako je Dalekohled jižního pólu detekovat husté shluky galaxií při vysokých rudých posuvech[8]

Chladicí toky

Plazma v oblastech klastru, s dobou chlazení kratší než stáří systému, by měla být ochlazována kvůli silnému rentgenovému záření, kde je emise úměrná druhé mocnině hustoty. Vzhledem k tomu, že hustota ICM je nejvyšší směrem ke středu hvězdokupy, doba radiačního chlazení klesá významně.[9] Centrálně chlazený plyn již nemůže unést hmotnost externího horkého plynu a tlakový spád pohání to, co je známé jako a průtok chlazení kde horký plyn z vnějších oblastí teče pomalu směrem ke středu kupy. Tento příliv by měl za následek oblasti studeného plynu, a tedy oblasti tvorby nových hvězd.[10] V poslední době však s vypuštěním nových rentgenových dalekohledů, jako je Chandra X-ray Observatory, byly pořízeny snímky kup galaxií s lepším prostorovým rozlišením. Tyto nové snímky nenaznačují známky vzniku nových hvězd v pořadí podle toho, co bylo historicky předpovězeno, což motivuje výzkum mechanismů, které by bránily centrálnímu ICM v ochlazení.[9]

Topení

Chandra obrázek Cluster Perseus rádiové laloky. Tyto relativistické paprsky plazmy vyzařují rádiové vlny, jsou rentgenové „studené“ a vypadají jako tmavé skvrny v ostrém kontrastu se zbytkem ICM.

Existují dvě populární vysvětlení mechanismů, které brání centrálnímu ICM v ochlazování: zpětná vazba od aktivní galaktická jádra injekcí relativistické trysky plazmy[11] a splasknutí plazmy ICM během fúzí s podskupinami.[12][13] Relativistické proudy materiálu z aktivních galaktických jader lze vidět na snímcích pořízených dalekohledy s vysokým úhlovým rozlišením, jako je Chandra X-ray Observatory.

Viz také

Reference

  1. ^ A b C d E Sparke, L. S.; Gallagher, J. S. III (2007). Galaxie ve vesmíru. Cambridge University Press. ISBN  978-0-521-67186-6.
  2. ^ A b C Mantz, Adam B .; Allen, Steven W .; Morris, R. Glenn; Simionescu, Aurora; Urban, Ondrej; Werner, Norbert; Zhuravleva, Irina (prosinec 2017). „Metalita média uvnitř seskupení v kosmickém čase: další důkazy pro včasné obohacení“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 472 (3): 2877–2888. arXiv:1706.01476. Bibcode:2017MNRAS.472.2877M. doi:10.1093 / mnras / stx2200. ISSN  0035-8711.
  3. ^ Sanders, J. S .; Fabian, A. C .; Taylor, G. B .; Russell, H. R.; Blundell, K. M .; Canning, R. E. A .; Hlavacek-Larrondo, J .; Walker, S. A .; Grimes, C. K. (2016-03-21). „Velmi hluboký pohled Chandry na kovy, šplhání a zpětnou vazbu v kupě galaxií v Centauru.“ Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 457 (1): 82–109. arXiv:1601.01489. Bibcode:2016MNRAS.457 ... 82S. doi:10.1093 / mnras / stv2972. ISSN  0035-8711.
  4. ^ Loewenstein, Michael. Chemické složení média uvnitř klastru, Carnegie Observatories Centennial Symposia, s. 422, 2004.
  5. ^ Fouque, Pascal; Solanes, Jose M .; Sanchis, Teresa; Balkowski, Chantal (01.09.2001). "Struktura, hmotnost a vzdálenost kupy Panny od modelu Tolman-Bondi". Astronomie a astrofyzika. 375 (3): 770–780. arXiv:astro-ph / 0106261. Bibcode:2001A & A ... 375..770F. doi:10.1051/0004-6361:20010833. ISSN  0004-6361.
  6. ^ 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.
  7. ^ Kotov, O .; Vikhlinin, A. (2006). „Chandra - ukázka kup galaxií při z = 0,4–0,55: vývoj v relaci hmotnost-teplota“. Astrofyzikální deník. 641 (2): 752–755. arXiv:astro-ph / 0511044. Bibcode:2006ApJ ... 641..752K. doi:10.1086/500553. ISSN  0004-637X.
  8. ^ Staniszewski, Z .; Ade, P. A. R .; Aird, K. A .; Benson, B. A .; Bleem, L. E.; Carlstrom, J. E .; Chang, C.L .; H.-M. Cho; Crawford, T. M. (2009). „Klastry Galaxy objeveny pomocí průzkumu efektů Sunyaev-Zel'dovich“. Astrofyzikální deník. 701 (1): 32–41. arXiv:0810.1578. Bibcode:2009ApJ ... 701 ... 32S. doi:10.1088 / 0004-637X / 701/1/32. ISSN  0004-637X.
  9. ^ A b Fabian, A. C. (06.06.2003). "Jádra clusteru a proudění chlazení". Galaxy Evolution: Theory & Observations (Eds. Vladimir Avila-Reese. 17: 303–313. arXiv:astro-ph / 0210150. Bibcode:2003RMxAC..17..303F.
  10. ^ Fabian, A. C. (01.01.1994). "Chladicí toky ve shlucích galaxií". Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 32: 277–318. arXiv:astro-ph / 0201386. Bibcode:1994ARA & A..32..277F. CiteSeerX  10.1.1.255.3254. doi:10.1146 / annurev.aa.32.090194.001425. ISSN  0066-4146.
  11. ^ Yang, H.-Y. Karen; Reynolds, Christopher S. (01.01.2016). „Jak trysky AGN ohřívají médium uvnitř klastru - poznatky z hydrodynamických simulací“. Astrofyzikální deník. 829 (2): 90. arXiv:1605.01725. Bibcode:2016ApJ ... 829 ... 90R. doi:10,3847 / 0004-637X / 829/2/90. ISSN  0004-637X.
  12. ^ ZuHone, J. A .; Markevitch, M. (01.01.2009). "Vytápění jádra klastru sloučením podskupin". Ohnivý dech netvora: Zpětná vazba v galaxiích. Sborník konferencí AIP. 1201: 383–386. arXiv:0909.0560. Bibcode:2009AIPC.1201..383Z. CiteSeerX  10.1.1.246.2787. doi:10.1063/1.3293082.
  13. ^ Fabian, Andrew C. (2002). "Toky chlazení ve shlucích galaxií". Majáky vesmíru: Nejzářivější nebeské objekty a jejich využití pro kosmologii. Eso Astrophysics Symposia. Springer, Berlín, Heidelberg. str. 24–36. arXiv:astro-ph / 0201386. CiteSeerX  10.1.1.255.3254. doi:10.1007/10856495_3. ISBN  978-3-540-43769-7.