Cooling Flow

Der sogenannte Cooling Flow^[1][2] (wörtlich übersetzt so viel wie „Abkühlungs-Fluss”) existiert im Rahmen einer Theorie, die besagt, dass das Intracluster-Medium oder ICM (eine Plasmawolke) im Zentrum von Galaxienhaufen sich im Rahmen von bis zu vielen tausend Sonnenmassen pro Jahr abkühlt. Die Theorie beruht auf der Tatsache, dass das ICM durch Emission von Röntgenstrahlen schnell große Mengen an Energie verliert. Die Leuchtkraft der Röntgenstrahlung des ICM verhält sich dabei proportional zum Quadrat seiner Dichte, die in Richtung des Zentrums vieler Galaxienhaufen steil ansteigt. Auf der anderen Seite fällt dort die Gastemperatur im Vergleich zu den Außenregionen des Haufens typischerweise auf ein Drittel oder die Hälfte. Das typische Zeitintervall für die Abkühlung des ICM ist mit weniger als einer Milliarde Jahren relativ kurz. Da die Materie im Zentrum des Haufens eigentlich irgendwann auskühlen müsste, nimmt man an, dass der Druck der umliegenden Plasmawolke weitere Materie nach innen fließen lässt. Daher der Name Cooling Flow.

Berechnung

In einem stationären System erhält man die Verlustmasse bzw. den Grad der Abkühlung des Plasmas durch die Formel

$\dot{M} = \frac{2}{5}~\mathrm{\frac{L \mu m}{kT}},$

dabei ist L die bolometrische Leuchtkraft über das gesamte Spektrum der abkühlenden Region, T ihre Temperatur, k die Boltzmann-Konstante und μm die durchschnittliche Molekularmasse.

Probleme beim Nachweis

Derzeit muss man davon ausgehen, dass die aufgrund der Theorie eigentlich zu erwartenden enorm hohen Abkühlungswerte in Wirklichkeit sehr viel kleiner sind, da es bisher nur wenige Indizien für die Existenz solcher kalten strahlenden Gase in den meisten Galaxienhaufen gibt^[3]. Dies wird als Cooling Flow Problem bezeichnet. Es existieren mehrere Theorien, warum man bisher nur so wenige Indizien findet.^[4] Einige davon sind:

• Erwärmung durch den zentralen aktiven galaktischen Kern (auch Active Galactic Nucleus, AGN) in Galaxienhaufen, möglicherweise durch Schallwellen (wie man sie z. B. im Perseus-Galaxienhaufen oder dem Virgo-Galaxienhaufen beobachten kann)
• Wärmeleitung aus den Außenbereichen des Haufens
• Erwärmung durch kosmische Strahlung
• Verschwinden der kalten Gase durch Absorption von Materie
• Vermischung der kalten mit wärmerer Materie

Die Erwärmung durch die aktiven galaktischen Kerne ist dabei die am meisten verbreitete Erklärung, weil diese während ihrer Lebensdauer große Mengen Energie aussenden und weil einige der aufgelisteten Alternativen bereits selbst in ihrer Theorie Probleme aufweisen.

Videos

• Was ist ein Cooling Flow? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri

Einzelnachweise

1. ↑ A C Fabian: Cooling Flows in Clusters of Galaxies. In: Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 32, Nr. 1, 1994, S. 277–318, doi:10.1146/annurev.aa.32.090194.001425 ([1], abgerufen am 24. April 2010).
2. ↑ Harald Lesch: Was ist ein Cooling Flow? 2005 (Ausführlicher Film mit Erläuterung des Cooling Flow im Rahmen der Serie alpha-centauri).
3. ↑ J. R. Peterson, S. M. Kahn, F. B. S. Paerels, J. S. Kaastra, T. Tamura, J. A. M. Bleeker, C. Ferrigno, J. G. Jernigan: High‐Resolution X‐Ray Spectroscopic Constraints on Cooling‐Flow Models for Clusters of Galaxies. In: The Astrophysical Journal. 590, Nr. 1, 2003, S. 207–224, doi:1.
4. ↑ J.R. Peterson, A.C. Fabian: X-ray spectroscopy of cooling clusters. In: Physics Reports. 427, Nr. 1, 2006, S. 1–39, doi:10.1016/j.physrep.2005.12.007.