Intracluster medium - Intracluster medium
Inom astronomi är intraklustermediet ( ICM ) den överhettade plasma som genomsyrar ett galaxkluster . Gasen består huvudsakligen av joniserat väte och helium och står för det mesta av baryonmaterialet i galaxkluster. ICM värms upp till temperaturer i storleksordningen 10 till 100 megakelvin , vilket avger stark röntgenstrålning .
Sammansättning
ICM består främst av vanliga baryoner , huvudsakligen joniserat väte och helium. Denna plasma berikas med tyngre element, inklusive järn . Den genomsnittliga mängden tyngre grundämnen i förhållande till väte, känd som metallicitet i astronomi, varierar från en tredjedel till hälften av värdet i solen . Att studera den kemiska sammansättningen av ICM: erna som en funktion av radien har visat att kärnorna i galaxklusterna är mer metallrika än vid större radier. I vissa kluster (t.ex. Centaurus-klustret ) kan gasens metallicitet stiga till över solens. På grund av gravitationsfältet i kluster förblir metallberikad gas som matas ut från supernovor gravitationsbundet till klustret som en del av ICM. Genom att titta på varierande rödförskjutning , vilket motsvarar att titta på olika epoker av universums utveckling, kan ICM ge en historia av elementproduktion i en galax.
Ungefär 10% av massan av ett galaxkluster finns i ICM. Stjärnorna och galaxerna får bara bidra med 1% till den totala massan. Det teoretiseras att det mesta av massan i ett galaxkluster består av mörk materia och inte baryonisk materia. För jungfruklustret innehåller ICM ungefär 3 × 10 14 M ☉ medan klusterns totala massa uppskattas till 1,2 × 10 15 M ☉ .
Även om ICM på det hela taget innehåller huvuddelen av ett kluster baryoner, är det inte särskilt tätt, med typiska värden på 10 −3 partiklar per kubikcentimeter. Den genomsnittliga fria vägen för partiklarna är ungefär 10 16 m, eller ungefär ett ljusår. ICM-densiteten stiger mot mitten av klustret med en relativt stark topp. Dessutom sjunker ICM-temperaturen vanligtvis till 1/2 eller 1/3 av det yttre värdet i de centrala regionerna. När plasmadensiteten når ett kritiskt värde säkerställer tillräcklig interaktion mellan jonerna kylning via röntgenstrålning.
Observera intraklustermediet
Som ICM är vid sådana höga temperaturer, avger den röntgenstrålning, huvudsakligen av bromsstrålningsprocessen och röntgenemissionslinjer från de tunga element. Dessa röntgenstrålar kan observeras med hjälp av ett röntgenteleskop och genom analys av dessa data är det möjligt att bestämma de fysiska förhållandena, inklusive plasmas temperatur, densitet och metallicitet.
Mätningar av temperatur- och densitetsprofiler i galaxkluster möjliggör en bestämning av ICM: s massfördelningsprofil genom hydrostatisk jämviktsmodellering . Massfördelningarna bestämda från dessa metoder avslöjar massor som långt överstiger den ljusmassa som ses och är således en stark indikation på mörk materia i galaxkluster.
Invers Compton-spridning av lågenergifotoner genom interaktioner med de relativistiska elektronerna i ICM orsakar förvrängningar i spektrumet av den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen (CMB) , känd som Sunyaev-Zel'dovich-effekten . Dessa temperaturförvrängningar i CMB kan användas av teleskop som Sydpolsteleskopet för att upptäcka täta kluster av galaxer vid höga rödförskjutningar
Kylning flyter
Plasma i regioner i klustret, med en kyltid som är kortare än systemets ålder, bör svalna på grund av stark röntgenstrålning där emission är proportionell mot densiteten i kvadrat. Eftersom ICM-densiteten är högst mot mitten av klustret sjunker den strålande kyltiden avsevärt. Den centrala kylda gasen kan inte längre bära vikten av den yttre heta gasen och tryckgradienten driver det som kallas ett kylflöde där den heta gasen från de yttre regionerna flyter långsamt mot mitten av klustret. Detta inflöde skulle resultera i regioner med kall gas och därmed regioner med ny stjärnbildning. Nyligen har dock lanseringen av nya röntgenteleskop som röntgenobservatoriet Chandra tagit bilder av galaxkluster med bättre rumslig upplösning. Dessa nya bilder indikerar inte tecken på ny stjärnbildning i storleksordningen av vad som historiskt förutspåddes, vilket motiverade forskning om de mekanismer som skulle förhindra att den centrala ICM svalnar.
Uppvärmning
Det finns två populära förklaringar till mekanismerna som förhindrar att den centrala ICM-kylningen kyls: feedback från aktiva galaktiska kärnor genom injektion av relativistiska strålar av plasma och sloshing av ICM-plasma under sammanslagningar med subkluster. De relativistiska strålarna av material från aktiva galaktiska kärnor kan ses på bilder som tagits med teleskop med hög vinkelupplösning, såsom Chandra röntgenobservatorium .