En astronomía , el medio intracúmulo ( MIC ) es el plasma sobrecalentado que permea un cúmulo de galaxias . El gas está compuesto principalmente de hidrógeno y helio ionizados y representa la mayor parte del material bariónico en los cúmulos de galaxias. El MIC se calienta a temperaturas del orden de 10 a 100 megakelvins , emitiendo una fuerte radiación de rayos X.
El ICM está compuesto 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 mayores. [2] En algunos cúmulos (por ejemplo, el cúmulo 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 la supernova permanece ligado gravitacionalmente al cúmulo como parte del ICM. [2] Al observar el corrimiento 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 15% de la masa de un cúmulo de galaxias reside en el ICM. Las estrellas y galaxias contribuyen solo con alrededor del 5% de la masa total. Se cree que la mayor parte de la masa de un cúmulo de galaxias consiste en materia oscura y no materia bariónica. En el caso del 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 del cúmulo, no es muy denso, con valores típicos de 10 −3 partículas por centímetro cúbico. El recorrido libre medio de las partículas es de aproximadamente 10 16 m, o aproximadamente un año luz. La densidad del ICM aumenta hacia el centro del cúmulo con un pico relativamente fuerte. Además, la temperatura del ICM normalmente cae a la mitad o a un tercio del valor exterior en las regiones centrales. Una vez que la densidad del plasma alcanza un valor crítico, suficientes interacciones entre los iones aseguran el enfriamiento mediante radiación de rayos X. [6]
Como el ICM está a temperaturas tan altas, emite radiación de rayos X , principalmente por el proceso de bremsstrahlung y líneas de emisión de rayos X de los elementos pesados. [1] Estos rayos X se pueden observar utilizando un telescopio de rayos X y, a través del análisis de estos datos, es posible determinar las condiciones físicas, incluida la temperatura, la densidad y la 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 mediante el modelado del equilibrio hidrostático . Las distribuciones de masa determinadas a partir de estos métodos revelan masas que superan con creces la masa luminosa observada y, por lo tanto, son un fuerte indicio de materia oscura en los cúmulos de galaxias. [7]
La dispersión Compton inversa de fotones de baja energía a través de interacciones con los electrones relativistas en el ICM causa distorsiones en el espectro de la radiación de fondo de microondas cósmica (CMB) , conocida como el efecto Sunyaev–Zel'dovich . Estas distorsiones de temperatura en el CMB pueden ser utilizadas por telescopios como el Telescopio del Polo Sur para detectar cúmulos densos de galaxias con altos corrimientos al rojo. [8]
Se informa que en diciembre de 2022 el telescopio espacial James Webb estudiará la tenue luz emitida en el medio intracúmulo [9] , que un estudio de 2018 determinó que es un "trazador luminoso preciso de materia oscura". [10]
El plasma en las regiones del cúmulo, con un tiempo de enfriamiento más corto que la edad del sistema, debería estar enfriándose 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 cúmulo, el tiempo de enfriamiento radiativo cae una cantidad significativa. [11] El gas enfriado central 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 cúmulo. Esta entrada daría lugar a regiones de gas frío y, por tanto, regiones de formación de nuevas estrellas. [12] 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 sobre los mecanismos que impedirían que el ICM central se enfríe. [11]
Hay dos explicaciones populares de los mecanismos que impiden que el ICM central se enfríe: la retroalimentación de los núcleos galácticos activos a través de la inyección de chorros relativistas de plasma [13] y el chapoteo del plasma del ICM durante las fusiones con subcúmulos. [14] [15] Los chorros relativistas de material de los núcleos galácticos activos se pueden ver en imágenes tomadas por telescopios con alta resolución angular como el Observatorio de rayos X Chandra .
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