En astronomía , el medio intracluster ( ICM ) es el plasma sobrecalentado que impregna un cúmulo de galaxias . El gas consiste principalmente en hidrógeno ionizado y helio y representa la mayor parte del material bariónico en los cúmulos de galaxias. El ICM se calienta a temperaturas del orden de 10 a 100 megakelvins , emitiendo una fuerte radiación de rayos X.
Composición
El ICM se compone principalmente de bariones ordinarios , principalmente hidrógeno ionizado y helio. [1] Este plasma está enriquecido con elementos más pesados, incluido el hierro . La cantidad promedio de elementos más pesados en relación con el hidrógeno, conocida como metalicidad en astronomía, varía de un tercio a la mitad del valor en el sol . [1] [2] El estudio de la composición química de los ICM en función del radio ha demostrado que los núcleos de los cúmulos de galaxias son más ricos en metales que en radios más grandes. [2] En algunos grupos (por ejemplo, el grupo Centaurus ) la metalicidad del gas puede elevarse por encima de la del sol. [3] Debido al campo gravitacional de los cúmulos, el gas enriquecido con metales expulsado de las supernovas permanece unido gravitacionalmente al cúmulo como parte del ICM. [2] Al observar el desplazamiento al rojo variable , que corresponde a observar diferentes épocas de la evolución del Universo, el ICM puede proporcionar un registro histórico de la producción de elementos en una galaxia. [4]
Aproximadamente el 10% de la masa de un cúmulo de galaxias reside en el ICM. Las estrellas y galaxias pueden contribuir solo con el 1% de la masa total. [1] Se teoriza que la mayor parte de la masa en un cúmulo de galaxias consiste en materia oscura y no materia bariónica. Para el cúmulo de Virgo, el ICM contiene aproximadamente 3 × 10 14 M ☉ mientras que la masa total del cúmulo se estima en 1,2 × 10 15 M ☉ . [1] [5]
Aunque el ICM en su conjunto contiene la mayor parte de los bariones de un cúmulo, no es muy denso, con valores típicos de 10-3 partículas por centímetro cúbico. El camino libre medio de las partículas es de aproximadamente 10 16 m, o aproximadamente un año luz. La densidad del ICM se eleva hacia el centro del cúmulo con un pico relativamente fuerte. Además, la temperatura del ICM desciende típicamente a 1/2 o 1/3 del valor externo en las regiones centrales. Una vez que la densidad del plasma alcanza un valor crítico, suficientes interacciones entre los iones aseguran el enfriamiento a través de la radiación de rayos X. [6]
Observando el medio intracluster
Como el ICM se encuentra a temperaturas tan altas, emite radiación de rayos X , principalmente mediante el proceso de bremsstrahlung y líneas de emisión de rayos X de los elementos pesados. [1] Estos rayos X se pueden observar usando un telescopio de rayos X y mediante el análisis de estos datos, es posible determinar las condiciones físicas, incluida la temperatura, densidad y metalicidad del plasma.
Las mediciones de los perfiles de temperatura y densidad en los cúmulos de galaxias permiten determinar el perfil de distribución de masa del ICM a través del modelado de equilibrio hidrostático . Las distribuciones de masa determinadas a partir de estos métodos revelan masas que superan con creces la masa luminosa vista y, por lo tanto, son una fuerte indicación de materia oscura en los cúmulos de galaxias. [7]
La dispersión inversa de Compton de fotones de baja energía a través de interacciones con los electrones relativistas en el ICM causa distorsiones en el espectro de la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB) , conocido como efecto Sunyaev-Zel'dovich . Estas distorsiones de temperatura en el CMB pueden ser utilizadas por telescopios como el South Pole Telescope para detectar densos cúmulos de galaxias con altos corrimientos al rojo [8].
Flujos de enfriamiento
El plasma en las regiones del cúmulo, con un tiempo de enfriamiento más corto que la edad del sistema, debería enfriarse debido a la fuerte radiación de rayos X donde la emisión es proporcional a la densidad al cuadrado. Dado que la densidad del ICM es más alta hacia el centro del grupo, el tiempo de enfriamiento radiativo cae en una cantidad significativa. [9] El gas enfriado centralmente ya no puede soportar el peso del gas caliente externo y el gradiente de presión impulsa lo que se conoce como un flujo de enfriamiento donde el gas caliente de las regiones externas fluye lentamente hacia el centro del grupo. Esta afluencia daría lugar a regiones de gas frío y, por lo tanto, regiones de formación de nuevas estrellas. [10] Sin embargo, recientemente, con el lanzamiento de nuevos telescopios de rayos X como el Observatorio de rayos X Chandra , se han tomado imágenes de cúmulos de galaxias con mejor resolución espacial. Estas nuevas imágenes no indican signos de formación de nuevas estrellas en el orden de lo que se predijo históricamente, lo que motiva la investigación de los mecanismos que evitarían que el ICM central se enfríe. [9]
Calefacción
Hay dos explicaciones populares de los mecanismos que impiden que el ICM central se enfríe: la retroalimentación de los núcleos galácticos activos mediante la inyección de chorros relativistas de plasma [11] y el chapoteo del plasma ICM durante las fusiones con subgrupos. [12] [13] Los chorros relativistas de material de núcleos galácticos activos se pueden ver en imágenes tomadas por telescopios con alta resolución angular como el Observatorio de rayos X Chandra .
Ver también
- Medio interestelar
- Lista de artículos sobre plasma (física)
Referencias
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