Flujo de enfriamiento - Cooling flow
Se produce un flujo de enfriamiento según la teoría de que el medio intracluster (ICM) en los centros de los cúmulos de galaxias debería enfriarse rápidamente a una velocidad de decenas a miles de masas solares por año. Esto debería ocurrir como el ICM (a plasma ) está perdiendo rápidamente su energía por la emisión de rayos X . El brillo de rayos X del ICM es proporcional al cuadrado de su densidad, que se eleva abruptamente hacia los centros de muchos grupos. Además, la temperatura desciende típicamente a un tercio o la mitad de la temperatura en las afueras del cúmulo. La escala de tiempo típica [prevista] para que el ICM se enfríe es relativamente corta, menos de mil millones de años. A medida que el material en el centro del grupo se enfría , la presión del ICM superpuesto debería hacer que fluya más material hacia adentro (el flujo de enfriamiento).
En un estado estacionario, la tasa de deposición de masa , es decir, la tasa a la que se enfría el plasma, viene dada por
donde L es la luminosidad bolométrica (es decir, en todo el espectro) de la región de enfriamiento, T es su temperatura, k es la constante de Boltzmann y μm es la masa molecular media.
Problema de flujo de enfriamiento
Actualmente se piensa que las cantidades muy grandes de enfriamiento esperado son en realidad mucho más pequeñas, ya que hay poca evidencia de gas que emita rayos X fríos en muchos de estos sistemas. Este es el problema del flujo de enfriamiento . Las teorías de por qué hay poca evidencia de enfriamiento incluyen
- Calentamiento por el núcleo galáctico activo central (AGN) en cúmulos, posiblemente a través de ondas sonoras (visto en los cúmulos de Perseo y Virgo )
- Conducción térmica de calor desde las partes externas de los racimos.
- Calentamiento de rayos cósmicos
- Ocultar gas frío absorbiendo material
- Mezcla de gas frío con material más caliente
El calentamiento por AGN es la explicación más popular, ya que emiten mucha energía durante su vida útil y algunas de las alternativas enumeradas tienen problemas teóricos.
Ver también
Referencias
- ^ Fabián, AC (1994). "Flujos de enfriamiento en cúmulos de galaxias". Annu. Rev. Astron. Astrophys . 32 : 277–318. Código bibliográfico : 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 de junio de 2003). "Restricciones espectroscópicas de rayos X de alta resolución en modelos de flujo de enfriamiento para cúmulos de galaxias". El diario astrofísico . 590 (1): 207–224. arXiv : astro-ph / 0210662 . Código bibliográfico : 2003ApJ ... 590..207P . doi : 10.1086 / 374830 . ISSN 0004-637X . S2CID 18000290 .
- ^ Peterson, JR; Fabián, AC (2006). "Espectroscopía de rayos X de grupos de enfriamiento". Informes de física . 427 (1): 1–39. arXiv : astro-ph / 0512549 . Código bibliográfico : 2006PhR ... 427 .... 1P . doi : 10.1016 / j.physrep.2005.12.007 . ISSN 0370-1573 . S2CID 11711221 .
Otras lecturas
- Qin, Bo; Wu, Xiang-Ping (19 de julio de 2001). "Restricciones en la interacción entre la materia oscura y bariones de grupos de flujo de enfriamiento". Cartas de revisión física . 87 (6): 061301. arXiv : astro-ph / 0106458 . Código Bibliográfico : 2001PhRvL..87f1301Q . doi : 10.1103 / physrevlett.87.061301 . ISSN 0031-9007 . PMID 11497819 . S2CID 13510283 .
- Chuzhoy, Leonid; Nusser, Adi (10 de julio de 2006). "Consecuencias de las interacciones de corto alcance entre la materia oscura y los protones en los cúmulos de galaxias". El diario astrofísico . 645 (2): 950–954. arXiv : astro-ph / 0408184 . Código bibliográfico : 2006ApJ ... 645..950C . doi : 10.1086 / 504505 . ISSN 0004-637X . S2CID 16131656 .
- 5.7. Flujos de enfriamiento y acreción por CD (en Emisión de rayos X de los cúmulos de galaxias. Sarazin 1988)