Flujo de enfriamiento

Un flujo de enfriamiento ocurre cuando el medio intracúmulo (ICM) en los centros de los cúmulos de galaxias debería estar enfriándose rápidamente a una tasa de decenas a miles de masas solares por año. ^[1] Esto debería suceder a medida que el ICM (un 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 aumenta abruptamente hacia los centros de muchos cúmulos. Además, la temperatura cae típicamente a un tercio o la mitad de la temperatura en las afueras 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 fluya más material hacia adentro (el flujo de enfriamiento).

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

${\displaystyle {\dot {M}}={\frac {2}{5}}{\frac {L\mu m}{kT}},}$

donde L es la luminosidad bolométrica (es decir, sobre 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 grandes cantidades de enfriamiento esperadas son en realidad mucho menores, ya que hay poca evidencia de que en muchos de estos sistemas exista gas emisor de rayos X frío. ^[2] Este es el problema del flujo de enfriamiento . Las teorías que explican por qué hay poca evidencia de enfriamiento incluyen ^[3]

• Calentamiento por el núcleo galáctico activo (AGN) central en los cúmulos, posiblemente a través de ondas sonoras (observadas en los cúmulos de Perseo y Virgo )
• Conducción térmica del calor desde las partes externas de los cúmulos.
• Calentamiento por rayos cósmicos
• Ocultar el gas frío mediante material absorbente
• 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 mencionadas tienen 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 (10 de junio de 2003). "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 . Código Bibliográfico :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 . Código Bibliográfico :2006PhR...427....1P. doi :10.1016/j.physrep.2005.12.007. ISSN  0370-1573. S2CID  11711221.

Lectura adicional

• Qin, Bo; Wu, Xiang-Ping (19 de julio de 2001). "Restricciones en la interacción entre materia oscura y bariones 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 materia oscura y protones en cúmulos de galaxias". The Astrophysical Journal . 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 cDs (en Emisión de rayos X desde cúmulos de galaxias. Sarazin 1988)