Medio intraclúster

En astronomía , el medio intracúmulo ( MIC ) es el plasma sobrecalentado que impregna un cúmulo de galaxias . Este gas se compone principalmente de hidrógeno y helio ionizados y constituye la mayor parte del material bariónico en los cúmulos de galaxias. El MIC se calienta a temperaturas del orden de 10 a 100 megakelvin , emitiendo una intensa 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 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 de Centauro ) la metalicidad del gas puede llegar a ser superior a la del Sol. ^{[ 3 ]} Debido al campo gravitatorio de un cúmulo, el gas enriquecido en metales eyectado de las supernovas permanece ligado gravitatoriamente al cúmulo como parte del ICM. ^{[ 2 ]} Al observar diferentes desplazamientos al rojo , lo 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 medio intracúmulo (MCI). Las estrellas y galaxias contribuyen solo con alrededor del 5 % a la masa total. Se teoriza que la mayor parte de la masa en un cúmulo de galaxias consiste en materia oscura y no en materia bariónica. Para el cúmulo de Virgo , el MCI contiene aproximadamente 3 × ^10¹⁴ masas solares (M☉ ₎ ^, mientras que la masa total del cúmulo se estima en 1,2 × ^10¹⁵ M☉ . ^{[ 1 ] [} ₅ ^]

Aunque el medio intracúmulo (MCI) contiene en su conjunto la mayor parte de los bariones de un 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 ^10¹⁶ m, o alrededor de un año luz . La densidad del MCI aumenta hacia el centro del cúmulo con un pico relativamente pronunciado. Además, la temperatura del MCI suele descender 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 ]}

Debido a que el ICM se encuentra a temperaturas tan elevadas, emite radiación de rayos X, principalmente por el proceso de bremsstrahlung y las líneas de emisión de rayos X de los elementos pesados. ^{[ 1 ]} Estos rayos X pueden observarse mediante un telescopio de rayos X y, a través del análisis de estos datos, es posible determinar las condiciones físicas, incluyendo 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 medio intracúmulo mediante modelos de equilibrio hidrostático . Las distribuciones de masa determinadas mediante estos métodos revelan masas que superan con creces la masa luminosa observada y, por lo tanto, constituyen 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 medio intracúmulo (MCI) provoca distorsiones en el espectro de la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB) , conocida como efecto Sunyaev-Zel'dovich . Estas distorsiones de temperatura en la CMB pueden ser utilizadas por telescopios como el Telescopio del Polo Sur para detectar cúmulos densos de galaxias a altos desplazamientos al rojo. ^{[ 8 ]}

En diciembre de 2022, se informó que el Telescopio Espacial James Webb estaba estudiando la tenue luz emitida en el medio intracúmulo. ^{[ 9 ]} Un estudio de 2018 encontró que esto era un "trazador luminoso preciso de materia oscura". ^{[ 10 ]}

En 2023 se realizaron cálculos a partir de observaciones de Chandra sobre la densidad y la temperatura de los electrones en cúmulos fuera del equilibrio térmico , pero demostraron que se necesita una mayor precisión y escala de la instrumentación de rayos X para determinar las verdaderas propiedades de los cúmulos a escala galáctica. ^{[ 11 ]}

Algunos cúmulos contienen halos de radio en sus centros, que emiten radiación de radio débil pero detectable. Las observaciones de estos halos junto con las medidas de rotación de Faraday (RM) de las radiogalaxias dentro o detrás de los cúmulos se han utilizado para estudiar el campo magnético a gran escala del cúmulo . ^{[ 12 ]}

El plasma en regiones del cúmulo, con un tiempo de enfriamiento menor que la edad del sistema, debería enfriarse debido a la fuerte radiación de rayos X, donde la emisión es proporcional al cuadrado de la densidad. Dado que la densidad del ICM es mayor hacia el centro del cúmulo, el tiempo de enfriamiento radiativo disminuye significativamente. ^{[ 13 ]} El gas central enfriado ya no puede soportar el peso del gas caliente externo, y el gradiente de presión impulsa un flujo de enfriamiento donde el gas caliente de las regiones externas fluye lentamente hacia el centro del cúmulo. Este flujo de entrada daría como resultado regiones de gas frío y, por lo tanto, regiones de nueva formación estelar . ^{[ 14 ]} 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 nueva formación estelar del orden de lo que se predijo históricamente, lo que motiva la investigación de los mecanismos que impedirían el enfriamiento del ICM central. ^{[ 13 ]}

Una simulación realizada por Eric Rohr et al. de 352 cúmulos de galaxias en el software TNG-Cluster en 2024 encontró que los cúmulos con masas más bajas y corrimientos al rojo más altos son más susceptibles al enfriamiento. ^{[ 15 ]} Esta simulación también mostró que los progenitores de los cúmulos de galaxias tendían a tener una temperatura más baja y mayores proporciones tanto de masa de ICM frío a masa total de ICM como a masa total del halo galáctico del cúmulo . Rohr especula que los agujeros negros supermasivos dentro de los cúmulos de galaxias son el contribuyente más importante a la masa total de ICM frío en un cúmulo debido a los efectos de su energía cinética combinada en la formación estelar.

Hay dos explicaciones populares de los mecanismos que impiden el enfriamiento del ICM central: la retroalimentación de los núcleos galácticos activos mediante la inyección de chorros relativistas de plasma ^{[ 16 ]} y el chapoteo del plasma del ICM durante las fusiones con subcúmulos. ^{[ 17 ] [ 18 ]} Los chorros relativistas de material de los núcleos galácticos activos se pueden observar en imágenes tomadas por telescopios con alta resolución angular , como el Observatorio de Rayos X Chandra.

Las medidas de rotación de Faraday (MR) de galaxias en cúmulos suelen mostrar campos magnéticos con intensidades de unos pocos microgauss ( μG), pero se han observado regiones con campos de ~10 μG. Estos campos varían ampliamente a lo largo del medio intracúmulo (MCI) en escalas de 100 pársecs a 10 kilopársecs. Al estudiar las MR a muchos radios del centro del cúmulo, el espectro de potencia del campo magnético puede modelarse como una función de la distancia al centro del cúmulo y la densidad del gas. Se puede utilizar una ley de potencias con una pendiente cercana al índice de Kolmogorov para modelar algunos cúmulos, pero también se han observado cúmulos con pendientes menos pronunciadas. ^{[ 12 ]}

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