Küme içi ortam
.jpg)
Astronomide küme içi ortam (kısaca ICM), bir gökada kümesini dolduran aşırı ısıtılmış plazmadır. Bu gaz esas olarak iyonize hidrojen ve helyumdan oluşur ve gökada kümelerindeki baryonik maddenin çoğunu teşkil eder. ICM, 10 ila 100 megakelvin mertebesinde sıcaklıklara kadar ısıtılır ve güçlü X-ışını radyasyonu yayar.
Bileşim
[değiştir | kaynağı değiştir]ICM, esas olarak iyonize olmuş hidrojen ve helyumdan oluşan sıradan baryonlardan meydana gelir.[1] Bu plazma, demir de dahil olmak üzere daha ağır elementlerle zenginleşmiştir. Astronomide metallik olarak bilinen, hidrojene kıyasla ortalama ağır element miktarı, Güneş'teki değerin üçte biri ila yarısı arasındadır.[1][2] ICM'lerin kimyasal bileşiminin yarıçapa bağlı olarak incelenmesi, gökada kümelerinin çekirdeklerinin daha büyük yarıçaplara göre metal açısından daha zengin olduğunu göstermiştir.[2] Bazı kümelerde (örneğin Erboğa kümesi) gazın metalliği Güneş'inkinin üzerine çıkabilir.[3] Kümelerin kütleçekim alanı nedeniyle süpernovalardan atılan metalce zenginleşmiş gaz, ICM'nin bir parçası olarak kümeye kütleçekimsel olarak bağlı kalır.[2] ICM, evrenin evriminin farklı dönemlerine denk gelen çeşitli kırmızıya kaymaların incelenmesi yoluyla, bir gökadadaki element üretiminin tarihsel bir kaydını sunabilir.[4]
Bir gökada kümesinin kütlesinin kabaca %15'i ICM'de bulunur. Yıldızlar ve gökadalar toplam kütleye yalnızca yaklaşık %5 oranında katkıda bulunur. Bir gökada kümesindeki kütlenin çoğunun baryonik maddeden değil, karanlık maddeden oluştuğu teorize edilmektedir. Başak Kümesi için, ICM kabaca 3 × 1014 M☉ içerirken, kümenin toplam kütlesinin 1,2 × 1015 M☉ olduğu tahmin edilmektedir.[1][5]
ICM genel olarak bir kümenin baryonlarının büyük kısmını içermesine rağmen, santimetreküp başına 10−3 parçacık gibi tipik değerlerle çok yoğun değildir. Parçacıkların ortalama serbest yolu kabaca 1016 m veya yaklaşık bir ışık yılıdır. ICM'nin yoğunluğu, kümenin merkezine doğru nispeten belirgin bir tepe noktası oluşturarak artar. İlave olarak, ICM'nin sıcaklığı tipik olarak merkezi bölgelerde dıştaki değerinin 1/2'sine veya 1/3'üne düşer. Plazmanın yoğunluğu kritik bir değere ulaştığında iyonlar arasındaki yeterli etkileşim X-ışını radyasyonu yoluyla soğumayı sağlar.[6]
Küme içi ortamın gözlemlenmesi
[değiştir | kaynağı değiştir]ICM bu kadar yüksek sıcaklıklarda olduğu için, esas olarak bremsstrahlung süreci (frenleme radyasyonu) ve ağır elementlerden gelen X-ışını emisyon çizgileri yoluyla X-ışını radyasyonu yayar.[1] Bu X-ışınları bir X-ışını teleskobu kullanılarak gözlemlenebilir ve bu verilerin analizi yoluyla plazmanın sıcaklığı, yoğunluğu ve metalliği dahil olmak üzere fiziksel koşullarını belirlemek mümkün olur.
Gökada kümelerindeki sıcaklık ve yoğunluk profillerinin ölçümleri, hidrostatik denge modellemesi yoluyla ICM'nin kütle dağılım profilinin belirlenmesine olanak sağlar. Bu yöntemlerle belirlenen kütle dağılımları, gözlemlenen ışıyan kütleyi önemli ölçüde aşan kütleleri ortaya koyar ve bu nedenle de gökada kümelerindeki karanlık maddenin güçlü bir göstergesidir.[7]
ICM'deki rölativistik elektronlarla etkileşimler yoluyla düşük enerjili fotonların ters Compton saçılması, Sunyaev-Zel'dovich etkisi olarak bilinen kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun (CMB) spektrumunda bozulmalara neden olur. CMB'deki bu sıcaklık bozulmaları, Güney Kutbu Teleskobu gibi teleskoplar tarafından yüksek kırmızıya kaymalardaki yoğun gökada kümelerini saptamak için kullanılabilir.[8]
Aralık 2022'de James Webb Uzay Teleskobu'nun (JWUT) küme içi ortamda yayılan zayıf ışığı incelediği bildirilmiştir.[9] 2018 tarihli bir çalışma bunun "karanlık madde dağılımının hassas ve ışık yayan bir göstergesi" olduğunu bulmuştur.[10]
Soğuma akışları
[değiştir | kaynağı değiştir]Sistemin yaşından daha kısa bir soğuma süresine sahip olan küme bölgelerindeki plazma, emisyonun yoğunluğun karesiyle orantılı olduğu güçlü X-ışını radyasyonu nedeniyle soğuyor olmalıdır. ICM'nin yoğunluğu kümenin merkezine doğru en yüksek seviyede olduğundan, ışınımsal soğuma süresi önemli ölçüde düşer.[11] Merkezi soğumuş gaz artık dıştaki sıcak gazın ağırlığını taşıyamaz ve basınç gradyanı, dış bölgelerden gelen sıcak gazın yavaşça kümenin merkezine doğru aktığı, soğuma akışı olarak bilinen olguyu tetikler. Bu içe doğru akış, soğuk gaz bölgelerine ve dolayısıyla yeni yıldız oluşum bölgelerine yol açacaktır.[12] Ancak son zamanlarda Chandra X-ışını Gözlemevi gibi yeni X-ışını teleskoplarının fırlatılmasıyla, daha iyi uzaysal çözünürlüğe sahip gökada kümesi görüntüleri elde edilmiştir. Bu yeni görüntüler tarihsel olarak öngörülen ölçekte yeni yıldız oluşumu belirtileri göstermemektedir, bu da merkezi ICM'nin soğumasını engelleyecek mekanizmalar üzerine araştırmaları teşvik etmektedir.[11]
Isınma
[değiştir | kaynağı değiştir]
Merkezi ICM'nin soğumasını önleyen mekanizmalar için iki popüler açıklama vardır: Aktif galaktik çekirdeklerden (AGN) rölativistik plazma jetlerinin enjeksiyonu yoluyla geri besleme[13] ve altkümelerle birleşmeler sırasında ICM plazmasının çalkalanması.[14][15] Aktif galaktik çekirdeklerden gelen rölativistik madde jetleri, Chandra X-ışını Gözlemevi gibi yüksek açısal çözünürlüğe sahip teleskoplar tarafından elde edilen görüntülerde görülebilir.
Ayrıca bakınız
[değiştir | kaynağı değiştir]Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ a b c d Sparke, L. S.; Gallagher, J. S. III (2007). Galaxies in the Universe. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-67186-6.
- ^ a b c Mantz, Adam B.; Allen, Steven W.; Morris, R. Glenn; Simionescu, Aurora; Urban, Ondrej; Werner, Norbert; Zhuravleva, Irina (Aralık 2017). "The Metallicity of the Intracluster Medium Over Cosmic Time: Further Evidence for Early Enrichment". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 472 (3): 2877-2888. arXiv:1706.01476
. Bibcode:2017MNRAS.472.2877M. doi:10.1093/mnras/stx2200 . ISSN 0035-8711.
- ^ Sanders, J. S.; Fabian, A. C.; Taylor, G. B.; Russell, H. R.; Blundell, K. M.; Canning, R. E. A.; Hlavacek-Larrondo, J.; Walker, S. A.; Grimes, C. K. (21 Mart 2016). "A very deep Chandra view of metals, sloshing and feedback in the Centaurus cluster of galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 457 (1): 82-109. arXiv:1601.01489 . Bibcode:2016MNRAS.457...82S. doi:10.1093/mnras/stv2972 . ISSN 0035-8711.
- ^ Loewenstein, Michael. Chemical Composition of the Intracluster Medium, Carnegie Observatories Centennial Symposia, s.422, 2004.
- ^ Fouque, Pascal; Solanes, Jose M.; Sanchis, Teresa; Balkowski, Chantal (1 Eylül 2001). "Structure, mass and distance of the Virgo cluster from a Tolman-Bondi model". Astronomy & Astrophysics. 375 (3): 770-780. arXiv:astro-ph/0106261 . Bibcode:2001A&A...375..770F. doi:10.1051/0004-6361:20010833. ISSN 0004-6361.
- ^ Peterson, J. R.; Fabian, A. C. (2006). "X-ray spectroscopy of cooling clusters". Physics Reports. 427 (1): 1-39. arXiv:astro-ph/0512549 . Bibcode:2006PhR...427....1P. doi:10.1016/j.physrep.2005.12.007.
- ^ Kotov, O.; Vikhlinin, A. (2006). "Chandra Sample of Galaxy Clusters at z = 0.4–0.55: Evolution in the Mass-Temperature Relation". The Astrophysical Journal. 641 (2): 752-755. arXiv:astro-ph/0511044 . Bibcode:2006ApJ...641..752K. doi:10.1086/500553. ISSN 0004-637X. 3 Haziran 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi2 Haziran 2025.
- ^ Staniszewski, Z.; Ade, P. A. R.; Aird, K. A.; Benson, B. A.; Bleem, L. E.; Carlstrom, J. E.; Chang, C. L.; H.-M. Cho; Crawford, T. M. (2009). "Galaxy Clusters Discovered with a Sunyaev-Zel'dovich Effect Survey". The Astrophysical Journal. 701 (1): 32-41. arXiv:0810.1578 . Bibcode:2009ApJ...701...32S. doi:10.1088/0004-637X/701/1/32. ISSN 0004-637X. 3 Haziran 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi2 Haziran 2025.
- ^ Lea, Robert (9 Aralık 2022). "James Webb Space Telescope peers into the 'ghostly light' of interstellar space - The faint light emitted by 'orphan' stars that exist between the galaxies in galactic clusters is featured in the first deep field image produced by the space telescope". Space.com. Erişim tarihi: 2 Haziran 2025.
- ^ Montes, Mireia; Trujillo, Ignacio (23 Ekim 2018). "Intracluster light: a luminous tracer for dark matter in clusters of galaxies". academic.oup.com. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 20 Nisan 2025 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Haziran 2025.
- ^ a b Fabian, A. C. (1 Haziran 2003). "Cluster cores and cooling flows". Galaxy Evolution: Theory & Observations (Eds. Vladimir Avila-Reese. 17: 303-313. arXiv:astro-ph/0210150 . Bibcode:2003RMxAC..17..303F.
- ^ Fabian, A. C. (1 Ocak 1994). "Cooling Flows in Clusters of Galaxies". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 32: 277-318. arXiv:astro-ph/0201386 . Bibcode:1994ARA&A..32..277F. CiteSeerX 10.1.1.255.3254 . doi:10.1146/annurev.aa.32.090194.001425. ISSN 0066-4146.
- ^ Yang, H.-Y. Karen; Reynolds, Christopher S. (1 Ocak 2016). "How AGN Jets Heat the Intracluster Medium—Insights from Hydrodynamic Simulations". The Astrophysical Journal. 829 (2): 90. arXiv:1605.01725 . Bibcode:2016ApJ...829...90Y. doi:10.3847/0004-637X/829/2/90 . ISSN 0004-637X.
- ^ ZuHone, J. A.; Markevitch, M. (1 Ocak 2009). Cluster Core Heating from Merging Subclusters. The Monster's Fiery Breath: Feedback in Galaxies. AIP Conference Proceedings. 1201. ss. 383-386. arXiv:0909.0560 . Bibcode:2009AIPC.1201..383Z. CiteSeerX 10.1.1.246.2787 . doi:10.1063/1.3293082.
- ^ Fabian, Andrew C. (2002). "Cooling Flows in Clusters of Galaxies". Lighthouses of the Universe: The Most Luminous Celestial Objects and Their Use for Cosmology. Eso Astrophysics Symposia. Springer, Berlin, Heidelberg. ss. 24-36. arXiv:astro-ph/0201386 . CiteSeerX 10.1.1.255.3254 . doi:10.1007/10856495_3. ISBN 978-3-540-43769-7.
