銀河団内媒体

銀河団内の銀河間の空間は、高温のX線放射プラズマで満たされており、その質量は銀河団内の全恒星の合計質量を上回ります。

Definition

銀河団内媒体（intracluster medium）は、銀河団内の銀河間の空間を満たす、数千万度の温度を持つ希薄で高温の電離ガスであり、X線を放射し、銀河団の主要なバリオン成分を構成します。

Scope

このトピックでは、高温の銀河団内ガス（intracluster gas）の特性、そのX線放射とそれが提供する診断、銀河団中心部における冷却流（cooling flow）の問題とそのフィードバックによる抑制、ガスの化学的濃縮、および銀河団が宇宙マイクロ波背景放射（cosmic microwave background）に刻むスニヤエフ・ゼルドビッチ効果（Sunyaev-Zeldovich effect）について扱います。

Core questions

• 銀河団内ガスの温度、密度、組成はどのようなものですか？
• X線放射はガスの状態をどのように診断しますか？
• 銀河団中心部は冷却流を起こしますか、そして暴走冷却は何によって防がれますか？
• スニヤエフ・ゼルドビッチ効果は銀河団の検出をどのように可能にしますか？

Key theories

高温X線放射ガス

銀河団内媒体は、銀河団の重力ポテンシャルによってX線放射温度まで加熱されたプラズマであり、その放射はガスの密度、温度、および銀河団の総質量を明らかにします。

冷却流とフィードバック

密度の高い銀河団中心部は急速に冷却し、星を形成するはずですが、観測では予想よりもはるかに少ない冷却しか見られず、主に中心の活動銀河核からの加熱が放射損失を相殺していることを示唆しています。

スニヤエフ・ゼルドビッチ効果

銀河団内媒体中の高温電子は、宇宙マイクロ波背景放射の光子をより高いエネルギーに散乱させ、距離に依存せずに銀河団を検出できる歪みを生じさせます。

Clinical relevance

銀河団内媒体は、銀河団の通常の物質の大部分を保持し、その加熱と濃縮の歴史を記録しています。そのX線およびスニヤエフ・ゼルドビッチ効果のシグネチャは、銀河団を発見し、宇宙論のためのその質量を測定するための主要なツールです。

History

1970年代のX線衛星は、銀河団が明るいX線源であることを明らかにし、高温の銀河団内媒体の存在を確立しました。1994年にファビアンによってレビューされた予想される冷却流は、その後の高解像度データではほとんど見られないことが判明し、AGNフィードバックを示唆しました。一方、スニヤエフ・ゼルドビッチ効果は強力な銀河団発見技術となりました。

Key figures

• Craig Sarazin
• Andrew Fabian
• Rashid Sunyaev
• Yakov Zeldovich

Seminal works

• sarazin1988
• fabian1994
• sunyaev1972

Frequently asked questions

銀河団内の銀河間のガスはなぜそれほど高温なのですか？

ガスが銀河団の深い重力ポテンシャルに落ち込むと、圧縮されて衝撃加熱され、数千万度に達します。この温度では、ガスは完全に電離し、X線を放射します。

冷却流問題とは何ですか？

密度の高い銀河団中心部では、ガスは十分に速くエネルギーを放射するため、冷却して多くの星を形成するはずですが、観測ではそのような冷却はほとんど見られません。この問題の解決策は、中心のブラックホールによって注入されるエネルギーがガスを再加熱し、予測される冷却流を防いでいるというものです。