Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

В астрономии , то внутрикластерная среда ( ИВМ ) является перегретыми плазмы , которая пронизывает скопление галактик . Газ состоит в основном из ионизированного водорода и гелия и составляет большую часть барионного материала в скоплениях галактик. ICM нагревается до температур порядка от 10 до 100 мегакельвинов , испуская сильное рентгеновское излучение.

Состав [ править ]

Смотрите также: Межгалактическая звезда

ICM состоит в основном из обычных барионов , в основном из ионизированного водорода и гелия. [1] Эта плазма обогащена более тяжелыми элементами, включая железо . Среднее количество более тяжелых элементов по сравнению с водородом, известное в астрономии как металличность , колеблется от трети до половины значения на Солнце . [1] [2] Изучение химического состава ICM как функции радиуса показало, что ядра скоплений галактик более богаты металлами, чем на больших радиусах. [2] В некоторых скоплениях (например, в скоплении Центавр ) металличность газа может превышать металличность Солнца. [3]Из-за гравитационного поля кластеров обогащенный металлами газ, выброшенный из сверхновых, остается гравитационно связанным с кластером как часть ICM. [2] Наблюдая за переменным красным смещением , которое соответствует разным эпохам эволюции Вселенной, ICM может предоставить историческую запись производства элементов в галактике. [4]

Примерно 10% массы скопления галактик находится в ICM. Звезды и галактики могут давать только 1% от общей массы. [1] Предполагается, что большая часть массы в скоплении галактик состоит из темной, а не барионной материи. Для скоплении Девы, МКД содержит примерно 3 × 10 14 M ☉ в то время как общая масса кластера оценивается в 1,2 × 10 15 М ☉ . [1] [5]

Хотя ICM в целом содержит основную часть барионов кластера, он не очень плотный, с типичными значениями 10 −3 частиц на кубический сантиметр. Длина свободного пробега частиц составляет примерно 10 16 м, или около одного Лайтер. Плотность ICM возрастает к центру кластера с относительно сильным пиком. Кроме того, температура ICM обычно падает до 1/2 или 1/3 от внешнего значения в центральных областях. Когда плотность плазмы достигает критического значения, достаточное количество взаимодействий между ионами обеспечивает охлаждение с помощью рентгеновского излучения. [6]

Наблюдение за внутрикластерной средой [ править ]

Поскольку ICM находится при таких высоких температурах, он испускает рентгеновское излучение, в основном за счет процесса тормозного излучения и рентгеновских эмиссионных линий тяжелых элементов. [1] Эти рентгеновские лучи можно наблюдать с помощью рентгеновского телескопа, и путем анализа этих данных можно определить физические условия, включая температуру, плотность и металличность плазмы.

Измерения профилей температуры и плотности в скоплениях галактик позволяют определить профиль распределения массы ICM посредством моделирования гидростатического равновесия . Распределение масс, определенное с помощью этих методов, показывает массы, которые намного превышают видимую светящуюся массу и, таким образом, являются сильным признаком темной материи в скоплениях галактик. [7]

Обратное комптоновское рассеяние фотонов низкой энергии за счет взаимодействия с релятивистскими электронами в ICM вызывает искажения в спектре космического микроволнового фонового излучения (CMB) , известное как эффект Сюняева – Зельдовича . Эти температурные искажения в CMB могут использоваться телескопами, такими как телескоп Южного полюса, для обнаружения плотных скоплений галактик на больших красных смещениях [8]

Охлаждающие потоки [ править ]

Плазма в областях скопления, время охлаждения которых короче возраста системы, должна охлаждаться из-за сильного рентгеновского излучения, излучение которого пропорционально квадрату плотности. Поскольку плотность ICM наиболее высока к центру кластера, время радиационного охлаждения значительно уменьшается. [9] Центральный охлаждаемый газ больше не может выдерживать вес внешнего горячего газа, и градиент давления вызывает так называемый охлаждающий поток, когда горячий газ из внешних областей медленно течет к центру кластера. Этот приток приведет к появлению областей холодного газа и, следовательно, областей нового звездообразования. [10] Однако недавно, с запуском новых рентгеновских телескопов, таких как рентгеновская обсерватория Чандра.получены изображения скоплений галактик с лучшим пространственным разрешением. Эти новые изображения не указывают на признаки нового звездообразования в том порядке, который исторически предсказывался, что мотивирует исследования механизмов, которые могли бы предотвратить охлаждение центрального ICM. [9]

Отопление [ править ]

Чандровое изображение лепестков скопления Персей . Эти релятивистские струи плазмы излучают радиоволны , являются рентгеновскими «холодными» и выглядят как темные пятна, резко контрастирующие с остальной частью ICM.

Существует два популярных объяснения механизмов, препятствующих охлаждению центрального ICM: обратная связь от активных ядер галактик через инжекцию релятивистских струй плазмы [11] и колебание плазмы ICM во время слияния с субкластерами. [12] [13] Релятивистские струи вещества из активных ядер галактик можно увидеть на изображениях, сделанных телескопами с высоким угловым разрешением, такими как рентгеновская обсерватория Чандра .

См. Также [ править ]

  • Межзвездная среда
  • Список статей по плазме (физике)

Ссылки [ править ]

  1. ^ а б в г д Спарк, LS ; Галлахер, СП III (2007). Галактики во Вселенной . Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-67186-6.
  2. ^ a b c Mantz, Adam B .; Аллен, Стивен У .; Моррис, Р. Гленн; Симионеску, Аврора; Урбан, Ондрей; Вернер, Норберт; Журавлева, Ирина (декабрь 2017 г.). «Металличность внутрикластерной среды в космическом времени: дальнейшие доказательства раннего обогащения». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 472 (3): 2877–2888. arXiv : 1706.01476 . Bibcode : 2017MNRAS.472.2877M . DOI : 10.1093 / MNRAS / stx2200 . ISSN 0035-8711 . 
  3. ^ Сандерс, JS; Fabian, AC; Тейлор, Великобритания; Рассел, HR; Blundell, KM; Консервирование, РЭА; Hlavacek-Larrondo, J .; Уокер, SA; Граймс, СК (21 марта 2016 г.). «Очень глубокий взгляд Чандры на металлы, плескание и обратную связь в скоплении галактик Центавр». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 457 (1): 82–109. arXiv : 1601.01489 . Bibcode : 2016MNRAS.457 ... 82S . DOI : 10.1093 / MNRAS / stv2972 . ISSN 0035-8711 . 
  4. ^ Левенштейн, Майкл. Химический состав внутрикластерной среды , Столетние симпозиумы обсерваторий Карнеги, стр. 422, 2004.
  5. ^ Фук, Паскаль; Solanes, Jose M .; Санчис, Тереза; Балковски, Шанталь (01.09.2001). «Структура, масса и расстояние скопления Девы из модели Толмена-Бонди». Астрономия и астрофизика . 375 (3): 770–780. arXiv : astro-ph / 0106261 . Бибкод : 2001A & A ... 375..770F . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20010833 . ISSN 0004-6361 . S2CID 10468717 .  
  6. ^ Петерсон, младший; Фабиан, AC (2006). «Рентгеновская спектроскопия остывающих кластеров». Отчеты по физике . 427 (1): 1–39. arXiv : astro-ph / 0512549 . Bibcode : 2006PhR ... 427 .... 1P . DOI : 10.1016 / j.physrep.2005.12.007 . S2CID 11711221 . 
  7. ^ Котов, О .; Вихлинин, А. (2006). «Чандровская выборка скоплений галактик на z = 0,4–0,55: эволюция в соотношении масса-температура» . Астрофизический журнал . 641 (2): 752–755. arXiv : astro-ph / 0511044 . Bibcode : 2006ApJ ... 641..752K . DOI : 10.1086 / 500553 . ISSN 0004-637X . S2CID 119325925 .  
  8. ^ Станишевский, З .; Ade, PAR; Эйрд, штат Калифорния; Benson, BA; Bleem, LE; Карлстром, Дж. Э .; Чанг, CL; Х.-М. Чо; Кроуфорд, TM (2009). "Скопления галактик, обнаруженные с помощью обзора эффекта Сюняева-Зельдовича" . Астрофизический журнал . 701 (1): 32–41. arXiv : 0810.1578 . Bibcode : 2009ApJ ... 701 ... 32С . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 701/1/32 . ISSN 0004-637X . S2CID 14817925 .  
  9. ^ а б Фабиан, AC (2003-06-01). «Ядра кластеров и охлаждающие потоки». Galaxy Evolution:. Теория и Наблюдения (ред Владимир Avila-Reese . 17 :. 303-313 Arxiv : астро-фот / 0210150 . Bibcode : 2003RMxAC..17..303F .
  10. ^ Fabian, AC (1994-01-01). «Охлаждающие потоки в скоплениях галактик». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 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. ^ Ян, Х.-Й. Карен; Рейнольдс, Кристофер С. (01.01.2016). «Как струи AGN нагревают внутрикластерную среду - выводы из гидродинамического моделирования» . Астрофизический журнал . 829 (2): 90. arXiv : 1605.01725 . Bibcode : 2016ApJ ... 829 ... 90Y . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 829 / 2/90 . ISSN 0004-637X . S2CID 55081632 .  
  12. ^ ZuHone, JA; Маркевич, М. (01.01.2009). «Нагрев ядра кластера от сливающихся подкластеров». Огненное дыхание монстра: обратная связь в галактиках . Материалы конференции AIP. 1201 : 383–386. arXiv : 0909.0560 . Bibcode : 2009AIPC.1201..383Z . CiteSeerX 10.1.1.246.2787 . DOI : 10.1063 / 1.3293082 . S2CID 119287922 .  
  13. ^ Фабиан, Эндрю С. (2002). «Охлаждающие потоки в скоплениях галактик». Маяки Вселенной: самые светящиеся небесные объекты и их использование в космологии . Эзо-астрофизические симпозиумы. Шпрингер, Берлин, Гейдельберг. С. 24–36. arXiv : astro-ph / 0201386 . CiteSeerX 10.1.1.255.3254 . DOI : 10.1007 / 10856495_3 . ISBN  978-3-540-43769-7. S2CID  118831315 .