stringtranslate.com

Охлаждающий поток

Охлаждающий поток возникает, когда внутрикластерная среда (ICM) в центрах скоплений галактик должна быстро охлаждаться со скоростью от десятков до тысяч масс Солнца в год. [1] Это должно происходить, поскольку ICM ( плазма ) быстро теряет свою энергию из-за испускания рентгеновских лучей . Рентгеновская яркость ICM пропорциональна квадрату ее плотности, которая резко возрастает по направлению к центрам многих скоплений. Кроме того, температура обычно падает до трети или половины температуры на окраинах скопления. Типичный [прогнозируемый] временной масштаб для охлаждения ICM относительно короткий, менее миллиарда лет. По мере того, как материал в центре скопления остывает , давление вышележащего ICM должно заставлять больше материала течь внутрь (охлаждающий поток).

В устойчивом состоянии скорость осаждения массы , т.е. скорость, с которой плазма охлаждается, определяется выражением

где L — болометрическая (т.е. по всему спектру) светимость охлаждающейся области, T — ее температура, k — постоянная Больцмана , μm — средняя молекулярная масса.

Проблема с потоком охлаждения

В настоящее время считается, что очень большие объемы ожидаемого охлаждения на самом деле намного меньше, поскольку существует мало доказательств существования холодного газа, испускающего рентгеновские лучи, во многих из этих систем. [2] Это проблема потока охлаждения . Теории, объясняющие, почему существует мало доказательств охлаждения, включают [3]

Наиболее популярным объяснением является нагрев с помощью AGN, поскольку они выделяют много энергии за время своего существования, а некоторые из перечисленных альтернатив имеют теоретические проблемы.

Ссылки

  1. ^ Фабиан, AC (1994). «Охлаждающие потоки в скоплениях галактик». Annu. Rev. Astron. Astrophys . 32 : 277–318. Bibcode :1994ARA&A..32..277F. doi :10.1146/annurev.aa.32.090194.001425.
  2. ^ Peterson, JR; Kahn, SM; Paerels, FBS; Kaastra, JS; Tamura, T.; Bleeker, JAM; Ferrigno, C.; Jernigan, JG (2003-06-10). "Ограничения рентгеновской спектроскопии высокого разрешения на модели охлаждающего потока для скоплений галактик". The Astrophysical Journal . 590 (1): 207–224. arXiv : astro-ph/0210662 . Bibcode :2003ApJ...590..207P. doi :10.1086/374830. ISSN  0004-637X. S2CID  18000290.
  3. ^ Петерсон, JR; Фабиан, AC (2006). "Рентгеновская спектроскопия остывающих скоплений". Physics Reports . 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.

Дальнейшее чтение