En astronomía , el medio intracúmulo ( ICM ) es el plasma sobrecalentado que impregna un cúmulo de galaxias . El gas se compone principalmente de 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.
El ICM está compuesto principalmente de bariones ordinarios , principalmente hidrógeno y helio ionizados. [1] Este plasma está enriquecido con elementos más pesados, incluido el hierro . La cantidad media de elementos más pesados en relación con el hidrógeno, conocida como metalicidad en astronomía, oscila entre un tercio y 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 los de radios más grandes. [2] En algunos cúmulos (por ejemplo, el cúmulo Centaurus ), la metalicidad del gas puede superar la del sol. [3] Debido al campo gravitacional de los cúmulos, el gas enriquecido en metales expulsado de la supernova permanece gravitacionalmente unido 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 aportan sólo alrededor del 5% de la masa total. Se teoriza que la mayor parte de la masa de un cúmulo de galaxias consiste en materia oscura y no en materia bariónica. Para el Cúmulo de Virgo, el ICM contiene aproximadamente 3 × 10 14 M ☉ mientras que se estima que la masa total del cúmulo es 1,2 × 10 15 M ☉ . [ 15]
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 mo aproximadamente un año luz. La densidad del ICM aumenta hacia el centro del grupo con un pico relativamente fuerte. Además, la temperatura del ICM normalmente desciende a 1/2 o 1/3 del valor exterior en las regiones centrales. Una vez que la densidad del plasma alcanza un valor crítico, suficientes interacciones entre los iones garantizan el enfriamiento mediante radiación de rayos X. [6]
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 utilizando un telescopio de rayos X y, mediante el 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 cúmulos de galaxias permiten determinar el perfil de distribución de masa del ICM mediante modelos de equilibrio hidrostático . Las distribuciones de masa determinadas a partir de estos métodos revelan masas que superan con creces la masa luminosa observada y, por 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 cósmica de fondo de microondas (CMB) , conocida como efecto Sunyaev-Zel'dovich . Estas distorsiones de temperatura en el CMB pueden ser utilizadas por telescopios como el Telescopio del Polo Sur para detectar densos cúmulos de galaxias con altos corrimientos al rojo. [8]
En diciembre de 2022, se informa que el telescopio espacial James Webb estudiará la tenue luz emitida en el medio intracúmulo. [9] Que, según un estudio de 2018, es un "trazador luminoso preciso de la materia oscura". [10]
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 mayor hacia el centro del cúmulo, el tiempo de enfriamiento radiativo disminuye significativamente. [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 flujo de enfriamiento donde el gas caliente de las regiones externas fluye lentamente hacia el centro del grupo. Esta afluencia daría como resultado 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 predicho históricamente, lo que motiva la investigación sobre los mecanismos que evitarían 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 mediante 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 provenientes de núcleos galácticos activos pueden verse en imágenes tomadas por telescopios de alta resolución angular como el Observatorio de rayos X Chandra .