Охлаждающий поток
Охлаждающий поток возникает, когда внутрикластерная среда (ВСК) в центрах скоплений галактик должна быстро охлаждаться со скоростью десятков-тысяч солнечных масс в год. [1] Это должно произойти, поскольку ICM (плазма ) быстро теряет свою энергию из-за излучения рентгеновских лучей . Рентгеновская яркость ICM пропорциональна квадрату его плотности, которая резко возрастает к центрам многих скоплений. Кроме того, температура обычно падает до трети или половины температуры на окраине скопления. Типичные [прогнозируемые] сроки остывания ICM относительно короткие, менее миллиарда лет. По мере того как материал в центре кластера остывает , давление вышележащего ICM должно вызывать поступление большего количества материала внутрь (охлаждающий поток).
В установившемся состоянии скорость осаждения массы , т.е. скорость охлаждения плазмы, определяется выражением
где L — болометрическая (т.е. по всему спектру) светимость области охлаждения, T — ее температура, k — постоянная Больцмана и мкм — средняя молекулярная масса.
Проблема с потоком охлаждающей жидкости
[ редактировать ]В настоящее время считается, что ожидаемое очень большое охлаждение на самом деле намного меньше, поскольку существует мало свидетельств существования холодного газа, излучающего рентгеновские лучи, во многих из этих систем. [2] Это проблема охлаждающего потока . Теории о том, почему свидетельств похолодания мало, включают: [3]
- Нагрев центральным активным галактическим ядром (АЯГ) в скоплениях, возможно, посредством звуковых волн (видно в скоплениях Персея и Девы ).
- Теплопроводность тепла от внешних частей кластеров
- космическими лучами Нагрев
- Сокрытие холодного газа путем поглощения материала
- Смешивание холодного газа с более горячим материалом
Нагрев АЯГ является наиболее популярным объяснением, поскольку за время своего существования они выделяют много энергии, а некоторые из перечисленных альтернатив имеют теоретические проблемы.
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Фабиан, AC (1994). «Охлаждающие потоки в скоплениях галактик». Анну. Преподобный Астрон. Астрофизика . 32 : 277–318. Бибкод : 1994ARA&A..32..277F . дои : 10.1146/annurev.aa.32.090194.001425 .
- ^ Петерсон-младший; Кан, С.М.; Паэрелс, FBS; Каастра, Дж.С.; Тамура, Т.; Бликер, ДЖЕМ; Ферриньо, К.; Джерниган, Дж. Г. (10 июня 2003 г.). «Рентгеновские спектроскопические ограничения высокого разрешения в моделях охлаждающего потока для скоплений галактик». Астрофизический журнал . 590 (1): 207–224. arXiv : astro-ph/0210662 . Бибкод : 2003ApJ...590..207P . дои : 10.1086/374830 . ISSN 0004-637X . S2CID 18000290 .
- ^ Петерсон-младший; Фабиан, AC (2006). «Рентгеновская спектроскопия остывающих кластеров». Отчеты по физике . 427 (1): 1–39. arXiv : astro-ph/0512549 . Бибкод : 2006ФР...427....1П . дои : 10.1016/j.physrep.2005.12.007 . ISSN 0370-1573 . S2CID 11711221 .
Дальнейшее чтение
[ редактировать ]- Цинь, Бо; Ву, Сян-Пин (19 июля 2001 г.). «Ограничения на взаимодействие между темной материей и барионами из скоплений охлаждающихся потоков». Письма о физических отзывах . 87 (6): 061301. arXiv : astro-ph/0106458 . Бибкод : 2001PhRvL..87f1301Q . doi : 10.1103/physrevlett.87.061301 . ISSN 0031-9007 . ПМИД 11497819 . S2CID 13510283 .
- Чужой, Леонид; Нуссер, Ади (10 июля 2006 г.). «Последствия ближнедействующих взаимодействий между темной материей и протонами в скоплениях галактик». Астрофизический журнал . 645 (2): 950–954. arXiv : astro-ph/0408184 . Бибкод : 2006ApJ...645..950C . дои : 10.1086/504505 . ISSN 0004-637X . S2CID 16131656 .
- 5.7. Потоки охлаждения и аккреция компакт-дисков (в Рентгеновском излучении скоплений галактик. Саразин, 1988)