인트라클러스터 매체

Intracluster medium

천문학에서 클러스터 내 매체(ICM)는 은하단에 스며드는 과열된 플라즈마다. 이 가스는 주로 이온화된 수소와 헬륨으로 구성되며 은하단 내 이온성 물질의 대부분을 차지한다. ICM은 10~100메가켈빈으로 가열돼 강한 X선 방사선을 방출한다.

구성

참고 항목: 은하간별

ICM은 주로 일반 바이런으로 구성되어 있으며, 주로 이온화 수소와 헬륨으로 구성되어 있다.[1] 이 플라즈마는 철분을 포함한 무거운 원소로 농축되어 있다. 천문학에서 야금성으로 알려진 수소와 관련된 무거운 원소의 평균 양은 태양에서 값의 1/3에서 1/2까지 다양하다.[1][2] ICMs의 화학적 구성을 반지름 함수로 연구한 결과 은하단의 중심부가 더 큰 반지름보다 더 풍부한 금속으로 나타났다.[2] 일부 군집(예: 센타우루스 군집)에서는 가스의 야금성이 태양의 야금성 이상으로 상승할 수 있다.[3] 군집의 중력장 때문에 초신성에서 분출된 금속이 풍부한 가스는 ICM의 일부로서 군집과 중력적으로 결합되어 있다.[2] ICM은 우주의 진화의 다른 시대를 보는 것에 해당하는 다양한 적색편향들을 살펴봄으로써 은하에서의 원소 생산에 대한 역사 기록을 제공할 수 있다.[4]

은하단 질량의 약 10%가 ICM에 존재한다. 별과 은하는 총 질량에 1%만 기여할 수 있다.[1] 은하단 안의 질량의 대부분은 암흑 물질로 구성되어 있고, 쌍성 물질로 이루어져 있지 않다는 이론이 있다. 처녀자리 클러스터의 경우, ICM은 대략 3 × 1014☉ M을 포함하는 반면, 군집의 총 질량은 1.2 × 1015☉ M으로 추정된다.[1][5]

전체적으로 ICM은 군집 바이런의 대부분을 포함하고 있지만, 세제곱 센티미터 당 10개의−3 입자 값을 갖는 등 밀도가 매우 높지 않다. 입자의 평균 자유 경로는 약 10m16, 즉 약 1광년이다. ICM의 밀도는 비교적 강한 피크를 가진 클러스터 중앙을 향해 상승한다. 또 ICM의 온도는 일반적으로 중부 지방의 외부값의 1/2 또는 1/3로 떨어진다. 플라즈마의 밀도가 임계치에 도달하면 이온들 사이의 충분한 상호작용이 X선 방사선을 통해 냉각을 보장한다.[6]

클러스터 내 매체 관찰

ICM은 고온에 있기 때문에 주로 브렘스스트라흘룽 공정과 무거운 원소에서 나오는 X선 방출선에 의해 X선 방사선을 방출한다.[1] 이러한 X선은 X선 망원경을 사용하여 관측할 수 있으며, 이 데이터의 분석을 통해 플라즈마의 온도, 밀도, 금속성 등 물리적 조건을 결정할 수 있다.

은하단 내 온도 및 밀도 프로파일의 측정은 정수 평형 모델링을 통해 ICM의 질량 분포 프로파일을 결정할 수 있다. 이러한 방법에서 결정된 질량 분포는 관측된 발광 질량을 훨씬 초과하는 질량을 나타내며 따라서 은하단 내 암흑 물질의 강한 징후가 된다.[7]

ICM에서 상대론적 전자와의 상호작용을 통해 낮은 에너지 광자의 역 콤프턴 산란은 선예프-젤도비치 효과로 알려진 우주 마이크로파 배경 복사(CMB)의 스펙트럼에 왜곡을 일으킨다. CMB의 이러한 온도 왜곡은 남극 망원경과 같은 망원경에 의해 높은 적색[8] 편차에서 촘촘한 은하단을 감지하는 데 사용될 수 있다.

냉각 흐름

시스템 연령보다 냉각 시간이 짧은 클러스터 지역의 혈장은 방출이 제곱 밀도에 비례하는 강한 X선 방사선으로 인해 냉각되어야 한다. ICM의 밀도가 클러스터 중앙을 향해 가장 높기 때문에 복사 냉각 시간은 상당히 감소한다.[9] 중앙 냉각 가스는 더 이상 외부 고온 가스의 중량을 지지할 수 없으며 압력 구배는 외부 지역에서 온 고온 가스가 클러스터의 중앙을 향해 천천히 흐르는 냉각 흐름으로 알려져 있다. 이러한 유입은 차가운 가스의 영역과 따라서 새로운 항성 형성의 영역으로 귀결될 것이다.[10] 그러나 최근 찬드라 X선 관측소 등 새로운 X선 망원경이 출시되면서 공간 해상도가 더 좋은 은하단 이미지가 촬영되고 있다. 이러한 새로운 이미지들은 역사적으로 예측된 순서대로 새로운 항성 형성의 징후를 나타내지 않으며, 중앙 ICM이 냉각되는 것을 막을 수 있는 메커니즘에 대한 연구에 동기를 부여한다.[9]

난방

페르세우스 성단의 라디오 로브의 찬드라 이미지. 이러한 플라즈마의 상대론적 제트는 전파를 방출하고, X선 "콜드"이며, ICM의 나머지 부분과 극명한 대조를 이루는 어두운 패치로 나타난다.

중앙 ICM의 냉각을 막는 메커니즘에 대한 두 가지 일반적인 설명이 있는데, 그것은 플라즈마의[11] 상대론적 제트 주입을 통한 활성 은하핵으로부터의 피드백과 서브클러스터와의 합병 시 ICM 플라즈마의 슬로싱이다.[12][13] 활성 은하핵에서 나오는 물질의 상대론적 제트는 찬드라 X선 관측소와 같은 높은 각도의 망원경이 찍은 이미지에서 볼 수 있다.

참고 항목

참조

  1. ^ a b c d e Sparke, L. S.; Gallagher, J. S. III (2007). Galaxies in the Universe. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-67186-6.
  2. ^ a b c Mantz, Adam B.; Allen, Steven W.; Morris, R. Glenn; Simionescu, Aurora; Urban, Ondrej; Werner, Norbert; Zhuravleva, Irina (December 2017). "The Metallicity of the Intracluster Medium Over Cosmic Time: Further Evidence for Early Enrichment". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 472 (3): 2877–2888. arXiv:1706.01476. Bibcode:2017MNRAS.472.2877M. doi:10.1093/mnras/stx2200. ISSN 0035-8711.
  3. ^ Sanders, J. S.; Fabian, A. C.; Taylor, G. B.; Russell, H. R.; Blundell, K. M.; Canning, R. E. A.; Hlavacek-Larrondo, J.; Walker, S. A.; Grimes, C. K. (2016-03-21). "A very deep Chandra view of metals, sloshing and feedback in the Centaurus cluster of galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 457 (1): 82–109. arXiv:1601.01489. Bibcode:2016MNRAS.457...82S. doi:10.1093/mnras/stv2972. ISSN 0035-8711.
  4. ^ 루웬슈타인, 마이클 Carnegie 관측소 100주년 심포지엄, 2004페이지 422, Carnegie Medium, Carnegie Medium의 화학적 구성.
  5. ^ Fouque, Pascal; Solanes, Jose M.; Sanchis, Teresa; Balkowski, Chantal (2001-09-01). "Structure, mass and distance of the Virgo cluster from a Tolman-Bondi model". Astronomy & Astrophysics. 375 (3): 770–780. arXiv:astro-ph/0106261. Bibcode:2001A&A...375..770F. doi:10.1051/0004-6361:20010833. ISSN 0004-6361. S2CID 10468717.
  6. ^ Peterson, J. R.; Fabian, A. C. (2006). "X-ray spectroscopy of cooling clusters". Physics Reports. 427 (1): 1–39. arXiv:astro-ph/0512549. Bibcode:2006PhR...427....1P. doi:10.1016/j.physrep.2005.12.007. S2CID 11711221.
  7. ^ Kotov, O.; Vikhlinin, A. (2006). "Chandra Sample of Galaxy Clusters at z = 0.4–0.55: Evolution in the Mass-Temperature Relation". The Astrophysical Journal. 641 (2): 752–755. arXiv:astro-ph/0511044. Bibcode:2006ApJ...641..752K. doi:10.1086/500553. ISSN 0004-637X. S2CID 119325925.
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  9. ^ a b Fabian, A. C. (2003-06-01). "Cluster cores and cooling flows". Galaxy Evolution: Theory & Observations (Eds. Vladimir Avila-Reese. 17: 303–313. arXiv:astro-ph/0210150. Bibcode:2003RMxAC..17..303F.
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  12. ^ ZuHone, J. A.; Markevitch, M. (2009-01-01). Cluster Core Heating from Merging Subclusters. The Monster's Fiery Breath: Feedback in Galaxies. AIP Conference Proceedings. Vol. 1201. pp. 383–386. arXiv:0909.0560. Bibcode:2009AIPC.1201..383Z. CiteSeerX 10.1.1.246.2787. doi:10.1063/1.3293082. S2CID 119287922.
  13. ^ Fabian, Andrew C. (2002). "Cooling Flows in Clusters of Galaxies". Lighthouses of the Universe: The Most Luminous Celestial Objects and Their Use for Cosmology. Eso Astrophysics Symposia. Springer, Berlin, Heidelberg. pp. 24–36. arXiv:astro-ph/0201386. CiteSeerX 10.1.1.255.3254. doi:10.1007/10856495_3. ISBN 978-3-540-43769-7. S2CID 118831315.