Przepływ chłodzenia - Cooling flow
Przepływu chłodzącego następuje zgodnie z teorią, że średni intracluster (MMC), w centrach gromad powinno być szybkie chłodzenie z prędkością dziesiątków do tysięcy mas Słońca w ciągu roku. Powinno to nastąpić, ponieważ ICM ( plazma ) szybko traci swoją energię przez emisję promieni rentgenowskich . Jasność promieniowania rentgenowskiego ICM jest proporcjonalna do kwadratu jej gęstości, która gwałtownie rośnie w kierunku środków wielu gromad. Również temperatura spada zwykle do jednej trzeciej lub połowy temperatury na obrzeżach gromady. Typowa [przewidywana] skala czasu schłodzenia ICM jest stosunkowo krótka, mniej niż miliard lat. Gdy materiał w środku klastra stygnie , ciśnienie znajdującego się nad nim ICM powinno powodować przepływ większej ilości materiału do wewnątrz (przepływ chłodzący).
W stanie ustalonym szybkość osadzania masy , tj. Szybkość schładzania plazmy, jest wyrażona przez
gdzie L to bolometryczna (tj. w całym spektrum) jasność obszaru chłodzenia, T to jego temperatura, k to stała Boltzmanna, a μm to średnia masa cząsteczkowa.
Problem z przepływem chłodzenia
Obecnie uważa się, że bardzo duże ilości oczekiwanego ochłodzenia są w rzeczywistości znacznie mniejsze, ponieważ istnieje niewiele dowodów na istnienie chłodnego gazu emitującego promieniowanie rentgenowskie w wielu z tych systemów. To jest problem przepływu chłodzenia . Teorie wyjaśniające, dlaczego istnieje niewiele dowodów na chłodzenie, obejmują
- Ogrzewanie przez centralne aktywne jądro galaktyczne (AGN) w gromadach, prawdopodobnie za pośrednictwem fal dźwiękowych (widoczne w gromadach Perseusza i Panny )
- Przewodnictwo cieplne ciepła z zewnętrznych części klastrów
- Ogrzewanie promieniami kosmicznymi
- Ukrywanie chłodnego gazu poprzez pochłanianie materiału
- Mieszanie chłodnego gazu z cieplejszym materiałem
Ogrzewanie przez AGN jest najpopularniejszym wyjaśnieniem, ponieważ emitują dużo energii przez cały okres swojego życia, a niektóre z wymienionych alternatyw mają problemy teoretyczne.
Zobacz też
Bibliografia
- ^ Fabian AC (1994). „Chłodzenie gromad galaktyk”. Annu. Rev. Astron. Astrofie . 32 : 277–318. Bibcode : 1994ARA & A..32..277F . doi : 10.1146 / annurev.aa.32.090194.001425 .
- ^ Peterson, JR; Kahn, SM; Paerels, FBS; Kaastra, JS; Tamura, T .; Bleeker, JAM; Ferrigno, C .; Jernigan, JG (10.06.2003). „Ograniczenia spektroskopii promieniowania rentgenowskiego o wysokiej rozdzielczości w modelach przepływu chłodzenia dla gromad galaktyk”. The Astrophysical Journal . 590 (1): 207–224. arXiv : astro-ph / 0210662 . Bibcode : 2003ApJ ... 590..207P . doi : 10.1086 / 374830 . ISSN 0004-637X . S2CID 18000290 .
- ^ Peterson, JR; Fabian, AC (2006). „Spektroskopia rentgenowska klastrów chłodzących”. Raporty fizyki . 427 (1): 1–39. arXiv : astro-ph / 0512549 . Bibcode : 2006PhR ... 427 .... 1P . doi : 10.1016 / j.physrep.2005.12.007 . ISSN 0370-1573 . S2CID 11711221 .
Dalsza lektura
- Qin, Bo; Wu, Xiang-Ping (19.07.2001). „Ograniczenia interakcji między ciemną materią i barionami z klastrów przepływu chłodzenia”. Pisma przeglądu fizycznego . 87 (6): 061301. arXiv : astro-ph / 0106458 . Bibcode : 2001PhRvL..87f1301Q . doi : 10.1103 / physrevlett.87.061301 . ISSN 0031-9007 . PMID 11497819 . S2CID 13510283 .
- Chuzhoy, Leonid; Nusser, Adi (2006-07-10). „Konsekwencje oddziaływań bliskiego zasięgu między ciemną materią i protonami w gromadach galaktyk”. The Astrophysical Journal . 645 (2): 950–954. arXiv : astro-ph / 0408184 . Bibcode : 2006ApJ ... 645..950C . doi : 10.1086 / 504505 . ISSN 0004-637X . S2CID 16131656 .
- 5.7. Przepływy chłodzące i akrecja przez cD (w emisji promieniowania rentgenowskiego z gromad galaktyk. Sarazin 1988)