Intracluster medium - Intracluster medium
V astronomii je médiem uvnitř klastru ( ICM ) přehřátá plazma, která proniká kupou galaxií . Plyn se skládá hlavně z ionizovaného vodíku a helia a tvoří většinu baryonického materiálu ve shlucích galaxií. ICM se zahřívá na teploty řádově 10 až 100 megakelvinů , vyzařující silné rentgenové záření.
Složení
ICM se skládá převážně z obyčejných baryonů , zejména ionizovaného vodíku a helia. Tato plazma je obohacena o těžší prvky, včetně železa . Průměrné množství těžších prvků ve vztahu k vodíku, známé jako metalicita v astronomii, se pohybuje od třetiny do poloviny hodnoty na slunci . Studium chemického složení ICM v závislosti na poloměru ukázalo, že jádra kup galaxií jsou bohatší na kovy než na větší poloměry. V některých klastrech (např. Kentaurů ) může metalicita plynu stoupnout nad sluneční energii. Kvůli gravitačnímu poli klastrů zůstává plyn obohacený kovem vyvržený ze supernov gravitačně vázán ke klastru jako součást ICM. Při pohledu na měnící se rudý posuv , který odpovídá pohledu na různé epochy vývoje vesmíru, může ICM poskytnout historický záznam o produkci prvků v galaxii.
Zhruba 10% hmoty galaktického klastru spočívá v ICM. Hvězdy a galaxie mohou na celkové hmotě přispívat pouze 1%. Předpokládá se, že většina hmoty v kupě galaxií sestává z temné hmoty a ne z baryonické hmoty. U kupy Panny obsahuje ICM zhruba 3 × 10 14 M ☉, zatímco celková hmotnost klastru se odhaduje na 1,2 × 10 15 M ☉ .
Přestože ICM jako celek obsahuje většinu baryonů klastru, není příliš hustý s typickými hodnotami 10–3 částic na kubický centimetr. Střední volná dráha částic je zhruba 10 16 m, neboli zhruba 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.
Pozorování média uvnitř klastru
Protože ICM je při tak vysokých teplotách, vyzařuje rentgenové záření, zejména bremsstrahlungovým procesem a rentgenovými emisními linkami z těžkých prvků. Tyto rentgenové paprsky lze pozorovat pomocí rentgenového dalekohledu a analýzou těchto dat je možné určit fyzikální podmínky, včetně teploty, hustoty a metalicity plazmy.
Měření teplotních a hustotních profilů v kupách galaxií umožňuje stanovení profilu distribuce hmoty ICM pomocí modelování hydrostatické rovnováhy . Distribuce hmotnosti určená z těchto metod odhaluje hmoty, které daleko převyšují viditelnou světelnou hmotnost, a jsou tedy silným ukazatelem temné hmoty v kupách galaxií.
Inverzní Comptonův rozptyl nízkoenergetických fotonů prostřednictvím interakcí s relativistickými elektrony v ICM způsobuje zkreslení ve spektru kosmického mikrovlnného záření na pozadí (CMB) , známém jako Sunyaev – Zel'dovichův jev . Tato teplotní zkreslení v CMB mohou být využívána dalekohledy, jako je například teleskop jižního pólu, k detekci hustých shluků galaxií při vysokých červených posunech
Chladicí toky
Plazma v oblastech klastru, s dobou chlazení kratší než věk 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. Centrálně chlazený plyn již nemůže podporovat hmotnost externího horkého plynu a tlakový gradient řídí to, co je známé jako chladicí tok, kde horký plyn z vnějších oblastí teče pomalu směrem ke středu shluku. Tento příliv by měl za následek oblasti studeného plynu, a tedy oblasti tvorby nových hvězd. Nedávno však byly při spuštění nových rentgenových dalekohledů, jako je rentgenová observatoř Chandra, 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.
Topení
Existují dvě populární vysvětlení mechanismů, které brání centrálnímu ICM v ochlazení: zpětná vazba z aktivních galaktických jader prostřednictvím vstřikování relativistických proudů plazmy a plazování ICM plazmy během fúzí s podskupinami. Relativistické proudy materiálu z aktivních galaktických jader lze vidět na snímcích pořízených dalekohledy s vysokým úhlovým rozlišením, jako je rentgenová observatoř Chandra .