close

Вход

Забыли?

вход по аккаунту

?

проект XO

код для вставкиСкачать
Нетепловое давление и гравитационный
потенциал эллиптических галактик
(проект XO)
Е.Чуразов, А.Вихлинин,W.Forman,
S.Tremaine, O.Gerhard, C.Jones
Массивные эллиптические галактики в
центрах групп и скоплений: звезды, горячий газ, темная материя
Как измерить давление космических лучей, плотность
энергии магнитного поля, энергию турбулентных
движений?
Pgas nkT
Измеряется по рентгеновским наблюдениям
P Pgas PCR B
2
8
Pturb
Нетепловое давление
Темная материя
- не видно,
P 0
Темная энергия
- не видно,
P 0
Нетепловое давление - не видно,
P 0
NGC1399 – скопление Fornax
оптика
0.5’’
1 dn n
Рентген
dr
2
GM
r
2
1 dP
dr
GM
r
2
Парные взаимодействия звезд в галактике
N
R
R
8 ln N v
N 10
12
R 10 кпс
N,v
v 400 км/с
10
17
GmN
yr
l v 10
10
кпс!
R
v
2
Звезды – бесстолкновительная среда
1. Функция распределения, уравнение Больцмана
2. Моменты от уравнения Больцмана – уравнения Джинса
3. Сферически симметричная, стационарная система
1 dn r
2
n
r
2
2
dr
r
GM
r
2
2
,
1
2
r
4. Изотропная функция распределения
1 dn n
dr
2
GM
r
2
Только гравитация
(анизотропия)
Не имеют значения: газ, магнитные поля, косм.лучи, турб.
Горячий газ в галактиках
2
ne
T e i 0 . 02 7 2
-3
10 K 10 см 2
rl cp qB
c mp
10
9
eB
L
B
1 G
1
кпс
1
кпс
Гидродинамика, гидростатика
1 dP
dr
GM
r
2
Магнитные поля, космические лучи, турбулентность
Прямое сравнение рентген/оптика: проект XO
Оптика
Звезды: гравитация
(анизотропия скоростей)
0.5’’
Рентген
Газ: гравитация, космические лучи,
магнитные поля, турбулентность,
нестационарность
1 dn n
2
GM
dr
r
Уравнение Джинса
2
Точность – лучше несколько % (в пределах 1-2 Re)
1 dP
dr
GM
r
2
Уравнение гидростатики
Де-проекция поверхностной яркости
I1 p
I2 0
0
I 0
n p
p
p
p
0
0
p e1 p e2 p p e n Профили плотности и температуры газа
n e ( r ), T e ( r ) P 2 n e kT e , m p n e
1 dP
dr
GM
r
2
Будем вычислять потенциал, а не массу
1 dP
dr
r
M ( r ) 1 dP
dr
GM
r
2
2
1 dP
G dr
d
dr
d ln n e
Te
dr T e C
mp dr
k
kT e
mp
ln n e C
Влияние нетеплового давления
1
dPtrue
true
dr
d true
dr
Ptrue Pgas PCR ....
1
dP gas
gas
dr
d X
dr
Pgas Ptrue
Измерямый потенциал
25% - космические лучи
Истинный потенциал
X ( r ) true ( r ),
1
NGC1399
рентген
Kronawitter et al. 01
0 . 9 opt ( r )
NGC1399
X ( r ) 0 . 93 opt ( r ) C
U CR H
8
2
U turb 0 . 07 U thermal
M87
Потенциал по кинематике звезд [Romanowsky & Kochanek, 2001]
Ударная волна в галактике М87
Наблюдения
Ruszkowski+, 04
Forman+, 07
Ударная волна в галактике М87
Профиль излучательной
способности плазмы в М87
Задача о сильном
взрыве
E 5 10
57
ergs
Наблюдения
Предсказания модели
Потенциал по кинематике звезд [Romanowsky & Kochanek, 2001]
M87
X ( r ) 0 . 85 opt ( r ) C
U CR H
8
2
U turb 0 . 15 U thermal
U CR U CR H
2
U turb 0 . 07 U thermal
8
H
8
2
U turb 0 . 15 U thermal
U CR 0 . 10 U thermal
Пределы на плотность энергии космических лучей (протонов)
Потери энергии малы
если γ>3
Нет диффузии
Адиабатическая
эволюция протонов
Если газ проходил через УВ => доля протонов < 0.01
М87
Турбулентна ли эта среда?
Юпитер
Прямые измерения турбулентности обсерваторией Спектр-РГ
(будущее)
0 km/s
100 km/s
300 km/s
600 km/s
Pnon thermal Pturb
Выводы
1. Суммарный вклад в давление газа от космических лучей,
магнитных полей и турбулентности ~ 5-10%
2. Гидростатика – отличное приближение
3. Прямые измерения турбулентности – Спектр-РГ
сумма космические лучи + магнитное поле
Модель: потоки охлаждения + черная дыра
наблюдения
модель
нагрев
U CR U CR 2
H
U turb 0 . 07 0 . 15 U thermal
8
2
H
8
U turb 0 . 1 0 . 2 U thermal
L heating L cooling
U CR t cross
U thermal
t cool
t cross 0 . 1 0 . 2 t cool
Где давление меньше?
Some extensions:
1.More systems (3 now -> 10)
2.Non-spherical systems, e.g. E5 (major, minor axis)
Gas pressure is isotropic
3.Cosmology:
“Potential” function instead of Mass function of clusters
2 ln r 2
2
2 ln( r2 / r1 )
n1
T ln
n2
Robust quantity compared to Mass [weak dependence on z,r…]
Almost nonparametric
Insensitive to cooling, heating, baryon fraction
Sensitive to mergers, turbulence, CR
Potential function [Press-Schechter]
dN
d
8, D(z)
Initial tests with the mock Chandra data
(using simulated clusters form by Nagai, Kravtsov, Vikhlinin sample)
A merger with more massive cluster
Relaxation time scales, mean free path
Mean free path in the gas
Anisotropic/stars
Isotropic/gas
Jeans equation
Hydrostatic equilibrium
Why potential (not mass)
M87 shock
Future
P Pgas ....
X ( r ) true ( r ),
1
Shock
SMBH
Jet
X-ray cavities
Filaments
3 109 M
Synchrotron emission of
relativistic electrons
90 cm
Owen+
2 cm
Biretta+
3 109 M⊙ SMBH
~8 kpc
65 kpc
SMBH “size” (10 Rg): 1016 cm ; Cluster “size” (30 kpc): 1023 cm
Radio
Relativistic plasma
X-rays
Thermal plasma
~20 kpc
Radio
Relativistic plasma
X-rays
Thermal plasma
~20 kpc
E PV 1
1
PV 1
PV
(If expansion is very slow)
3.5-7.5 keV
0.5-1 keV
2
P
S ( E ) n (T , E ) (T , E )
T 2
Cool clump: P=const,T- down, n – up, S – up
Shock
: P – up, T – up, n – up, S - up
Jump in T – 1.17
R
Size of the cavity
3 kpc (radius)
E~5 1057 erg; t~12 Myr
Mean Power 5 10
57
erg
7
1 . 2 10 yr
10
43
erg/s L X
Dissipation at shock front
– 25%
Carried away by sound waves - 25%
Viscous or turbulent dissipation - 50%
Radio
X-rays
Temperature
Filaments are due to the low entropy gas
entrained by buoyant bubbles
Signs of interactions at different scales
Fabian et al.
1 kpc
1056 erg
1042 erg/s
10 kpc
1059 erg
1045 erg/s
McNamara et al.
100 kpc
1062 erg
1046 erg/s
1. Each time the power is about right (self-regulation)
2. «Mechanical» power of SMBH >> radiative power
3. Hot gas + SMBH makes a stable system (negative feedback)
M87 now – weak AGN
M87 at z=2-3?
SMBH can provide feedback needed to stop star formation
SMBH Mass / Stellar Mass relation
Many details unknown (e.g. turbulent or viscous dissipation?)
Direct measurements of turbulent motions with micro-calorimeters
SXC
0 km/s
100 km/s
300 km/s
600 km/s
With direct measurements of turbulence we will
have an answer (2012)
Implications/Conclusions
Major morphological components understood?
Measuring AGN power with X-rays: simple, robust
Total mechanical power ~ Total cooling power
enough power to stop gas cooling [galaxies-clusters]
Self-regulation [Bondi accretion?]
AGN feedback in forming galaxies and M-σ relation?
Accretion onto black hole:
LJet>> LBolometric => Radiatively inefficient accretion
If Bondi accretion => Mechanically efficient [2-10%]
Intra Cluster Medium (ICM):
Viscosity, conduction, magnetic fields, Cosmic Rays
Turbulence [v,l, contribution to gas pressure
resonant scattering, line profiles]
“Soft” filaments: thermal (~1 keV) and long (l/w=50)
measured
U CR AGN heating
H
2
U turb 0 . 07 0 . 15 U thermal
8
L heating L cooling
U CR U thermal
t cross
t cool
t cross 0 . 1 0 . 2 t cool
expected
U CR H
8
2
U turb 0 . 1 0 . 2 U thermal
Документ
Категория
Презентации по физике
Просмотров
2
Размер файла
14 830 Кб
Теги
1/--страниц
Пожаловаться на содержимое документа