Intracluster medium - Intracluster medium
I astronomi er intraklustermediet ( ICM ) det overopphetede plasmaet som gjennomsyrer en galaksehoper . Gassen består hovedsakelig av ionisert hydrogen og helium og utgjør det meste av baryonmaterialet i galaksehoper. ICM varmes opp til temperaturer i størrelsesorden 10 til 100 megakelvin , og avgir sterk røntgenstråling .
Sammensetning
ICM består hovedsakelig av vanlige baryoner , hovedsakelig ionisert hydrogen og helium. Dette plasmaet er beriket med tyngre elementer, inkludert jern . Den gjennomsnittlige mengden tyngre grunnstoffer i forhold til hydrogen, kjent som metallisitet i astronomi, varierer fra en tredjedel til halvparten av verdien i solen . Å studere den kjemiske sammensetningen av ICM-ene som en funksjon av radius har vist at kjernene til galaksehobene er mer metallrike enn i større radier. I noen klynger (f.eks. Centaurus-klyngen ) kan metallets gass stige til over solens. På grunn av tyngdefeltet til klynger forblir metallberiket gass som kastes ut fra supernovaer gravitasjonsbundet til klyngen som en del av ICM. Ved å se på varierende rødforskyvning , som tilsvarer å se på forskjellige epoker av universets evolusjon, kan ICM gi en historisk oversikt over elementproduksjon i en galakse.
Omtrent 10% av massen til en galaksehoper ligger i ICM. Stjernene og galaksene kan bare bidra med 1% til den totale massen. Det teoretiseres at det meste av massen i en galaksehoper består av mørk materie og ikke baryonisk materie. For jomfruklyngen inneholder ICM omtrent 3 × 10 14 M ☉ mens den totale massen av klyngen er estimert til å være 1,2 × 10 15 M ☉ .
Selv om ICM i det hele tatt inneholder hoveddelen av en klynges baryoner, er den ikke veldig tett, med typiske verdier på 10 −3 partikler per kubikkcentimeter. Den gjennomsnittlige frie banen for partiklene er omtrent 10 16 m, eller omtrent ett lysår. Tettheten til ICM stiger mot sentrum av klyngen med en relativt sterk topp. I tillegg faller temperaturen på ICM vanligvis til 1/2 eller 1/3 av den ytre verdien i de sentrale regionene. Når plasmadensiteten når en kritisk verdi, sørger nok interaksjoner mellom ionene for avkjøling via røntgenstråling.
Observere intraklustermediet
Som ICM er ved slike høye temperaturer, avgir den røntgenstråling, hovedsakelig av bremsestråling prosess og røntgenstråleemisjonslinjer fra de tunge elementene. Disse røntgenstrålene kan observeres ved hjelp av et røntgenteleskop, og gjennom analyse av disse dataene er det mulig å bestemme de fysiske forholdene, inkludert temperatur, tetthet og metallisitet i plasmaet.
Målinger av temperatur- og tetthetsprofilene i galaksehoper muliggjør en bestemmelse av massedistribusjonsprofilen til ICM gjennom hydrostatisk likevektsmodellering . Massedistribusjonene bestemt fra disse metodene avslører masser som langt overstiger den lysmassen som er sett, og er dermed en sterk indikasjon på mørkt materiale i galaksehoper.
Invers Compton-spredning av lavenergifotoner gjennom interaksjoner med de relativistiske elektronene i ICM forårsaker forvrengninger i spekteret av den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen (CMB) , kjent som Sunyaev-Zel'dovich-effekten . Disse temperaturforvrengningene i CMB kan brukes av teleskoper som South Pole Telescope for å oppdage tette klynger av galakser ved høye rødskift.
Kjøling strømmer
Plasma i klyngeregioner, med en kjøletid som er kortere enn systemets alder, bør være kjøling på grunn av sterk røntgenstråling der utslipp er proporsjonalt med tettheten i kvadrat. Siden tettheten til ICM er høyest mot sentrum av klyngen, faller den strålende kjøletiden betydelig. Den sentralkjølte gassen tåler ikke lenger vekten av den eksterne varme gassen, og trykkgradienten driver det som er kjent som en kjølevæske der den varme gassen fra de ytre områdene strømmer sakte mot sentrum av klyngen. Denne tilstrømningen vil resultere i områder med kald gass og dermed regioner med ny stjernedannelse. Nylig, med lanseringen av nye røntgenteleskoper som Chandra røntgenobservatorium , er det imidlertid tatt bilder av galaksehoper med bedre romlig oppløsning. Disse nye bildene indikerer ikke tegn på ny stjernedannelse i rekkefølgen av det som ble historisk forutsagt, og motiverte forskning i mekanismene som ville forhindre at den sentrale ICM avkjøles.
Oppvarming
Det er to populære forklaringer på mekanismene som forhindrer at den sentrale ICM avkjøles: tilbakemelding fra aktive galaktiske kjerner gjennom injeksjon av relativistiske stråler av plasma og sloshing av ICM-plasma under sammenslåing med underklynger. De relativistiske materialstrålene fra aktive galaktiske kjerner kan sees på bilder tatt av teleskoper med høy vinkeloppløsning, som Chandra X-ray Observatory .