Hispanopedia Wiki
Articulo de referencia

flujo de refrigeración

Un flujo de enfriamiento ocurre cuando el medio intracúmulo (ICM) en los centros de los cúmulos de galaxias debería enfriarse rápidamente a una tasa de decenas a miles de masas ...

Hispanopedia WikiContenido en espanolLectura gratuita

Un flujo de enfriamiento ocurre cuando el medio intracúmulo (ICM) en los centros de los cúmulos de galaxias debería enfriarse rápidamente a una tasa de decenas a miles de masas solares por año. [ 1 ] Esto debería suceder a medida que el ICM (un plasma ) pierde rápidamente su energía por la emisión de rayos X. El brillo de rayos X del ICM es proporcional al cuadrado de su densidad, que aumenta abruptamente hacia los centros de muchos cúmulos. Además, la temperatura cae típicamente a un tercio o la mitad de la temperatura de la periferia del cúmulo. La escala de tiempo típica [predicha] para que el ICM se enfríe es relativamente corta, menos de mil millones de años. A medida que el material en el centro del cúmulo se enfría , la presión del ICM suprayacente debería hacer que más material fluya hacia adentro (el flujo de enfriamiento).

En estado estacionario, la tasa de deposición de masa , es decir, la tasa a la que se enfría el plasma, viene dada por

METRO˙=25LμmetrokT,{\displaystyle {\dot {M}}={\frac {2}{5}}{\frac {L\mu m}{kT}},}

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 refrigeración

Actualmente se piensa que las grandes cantidades de enfriamiento esperadas son en realidad mucho menores, ya que hay poca evidencia de gas frío emisor de rayos X en muchos de estos sistemas. [ 2 ] Este es el problema del flujo de enfriamiento . Las teorías sobre por qué hay poca evidencia de enfriamiento incluyen [ 3 ]

El calentamiento producido por los núcleos galácticos activos (AGN) es la explicación más popular, ya que emiten mucha energía a lo largo de su vida útil, y algunas de las alternativas mencionadas presentan problemas teóricos.

Referencias

  1. ↑ Fabian, AC (1994). "Flujos de enfriamiento en cúmulos de galaxias". 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). "Restricciones espectroscópicas de rayos X de alta resolución en modelos de flujo de enfriamiento para cúmulos de galaxias". 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. ↑ Peterson, JR; Fabian, AC (2006). "Espectroscopia de rayos X de cúmulos en enfriamiento". 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 .  

Lecturas adicionales

  • Qin, Bo; Wu, Xiang-Ping (2001-07-19). "Restricciones sobre la interacción entre materia oscura y bariones a partir de cúmulos de flujo de enfriamiento". Physical Review Letters . 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 (10 de julio de 2006). "Consecuencias de las interacciones de corto alcance entre la materia oscura y los protones en los cúmulos de galaxias". 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. Flujos de enfriamiento y acreción por cDs (en Emisión de rayos X de cúmulos de galaxias. Sarazin 1988)