星系團(tuán)冷核的觀測(cè)特征

星系團(tuán)冷核的觀測(cè)特征

1星系團(tuán)冷流的觀測(cè)證據(jù)星系是一個(gè)巨大的天線，由數(shù)百名到數(shù)千個(gè)系數(shù)聚集而成。這是宇宙中最具說明性的索引約束系統(tǒng)。一個(gè)典型星系團(tuán)的空間尺度為幾Mpc,總質(zhì)量可達(dá)到1014～1015M。星系團(tuán)內(nèi)物質(zhì)(Intra-ClusterMedium,ICM)為溫度在1～15keV的電離氣體,其X射線光度可達(dá)1036～1039J·s-1。星系團(tuán)的X射線研究始于1966年,Byram等人使用探空火箭在室女座星系團(tuán)的中心星系M87附近探測(cè)到了X射線輻射,這也是有X射線輻射的河外源第一次被發(fā)現(xiàn)。1970年,UhuruX射線衛(wèi)星發(fā)射上天之后,證實(shí)星系團(tuán)是非常強(qiáng)的X射線輻射源。星系團(tuán)的探測(cè)從此有了新的手段和依據(jù)。隨后的幾十年,又陸續(xù)有Einstein,EXOSAT,ROSAT,Chandra,XMM-Newton等多個(gè)X射線天文衛(wèi)星發(fā)射上天,越來越先進(jìn)的觀測(cè)設(shè)備使得X射線波段成為了星系團(tuán)研究的一個(gè)重要窗口。星系團(tuán)冷流的概念提出于20世紀(jì)70年代。從早期的X射線觀測(cè)中,人們已經(jīng)認(rèn)識(shí)到星系團(tuán)的X射線輻射主要來自星系團(tuán)內(nèi)高溫氣體的熱軔致輻射。如果氣體冷卻的過程足夠迅速,以致于使其冷卻時(shí)間(tcool,即氣體以其當(dāng)前的輻射功率消耗掉其全部能量所需的時(shí)間)短于系統(tǒng)的存在時(shí)間(tage),那么氣體將會(huì)持續(xù)冷卻,并向星系團(tuán)的核心坍縮,形成冷流。但是,在20世紀(jì)70年代前期的觀測(cè)中,通過對(duì)星系團(tuán)軔致輻射發(fā)射系數(shù)與表面亮度的研究,人們并沒有發(fā)現(xiàn)能夠?qū)е聇cool<tage的觀測(cè)證據(jù)。盡管如此,Lea,Silk,Rees和Ostriker,Cowie和Binney等人還是意識(shí)到,對(duì)于X射線光度更高的星系團(tuán),可能存在tcool與星系團(tuán)系統(tǒng)年齡tage相近的情況。星系團(tuán)冷流最早的觀測(cè)證據(jù)是在英仙座星系團(tuán)中發(fā)現(xiàn)其核心具有軟X射線波段的表面亮度尖峰。1974年,Fabian等人使用哥白尼衛(wèi)星上的X射線成像系統(tǒng)對(duì)英仙座星系團(tuán)的中心星系NGC1275進(jìn)行了觀測(cè),發(fā)現(xiàn)在0.5～1.5keV的軟X射線波段,NGC1275附近一個(gè)很小的區(qū)域內(nèi)出現(xiàn)了輻射強(qiáng)度的峰值。后續(xù)的相關(guān)研究證實(shí),英仙座星系團(tuán)的核心處氣體密度非常高,使得該區(qū)域的X射線輻射呈現(xiàn)明顯的峰值特征。除了X射線表面亮度輪廓的峰值之外,星系團(tuán)的溫度由內(nèi)向外遞增(dTg/dr>0),通過表面亮度和溫度計(jì)算得到的冷卻時(shí)間遠(yuǎn)遠(yuǎn)小于哈勃時(shí)間,這些觀測(cè)現(xiàn)象都預(yù)示著冷流的存在。最有力的證據(jù)是在光譜觀測(cè)中發(fā)現(xiàn)了來自于星系團(tuán)中心的低電離態(tài)的軟X射線波段發(fā)射線,如0.636keV的OVIII線、0.800keV的FeXVII線和1.09keV的FeXXIV線。這些發(fā)射線表明,在這些星系團(tuán)的核心區(qū)域,氣體的溫度低于1keV。1979年,Canizares等人利用EinsteinFPCS(FocalPlaneCrystalSpectrometer)對(duì)室女座星系團(tuán)中心星系M87周圍19kpc×190kpc的區(qū)域進(jìn)行了觀測(cè),發(fā)現(xiàn)該區(qū)域存在著低溫氣體,并將其溫度限制為1keV甚至更低。1981年,Mushotzky等人使用Einstein的固態(tài)光譜儀(SolidStateSpectrometer)對(duì)英仙座星系團(tuán)的核心區(qū)域進(jìn)行了觀測(cè),由觀測(cè)數(shù)據(jù)推斷出冷卻時(shí)間tcool≤2×109a,質(zhì)量沉積速率約為300M·a-1,低溫氣體的特征尺度約為10～20kpc。類似的觀測(cè)很快從英仙座星系團(tuán)、室女座星系團(tuán)擴(kuò)大到其他的目標(biāo)。1984年,Jones和Forman對(duì)Einstein望遠(yuǎn)鏡的星系團(tuán)X射線圖像觀測(cè)進(jìn)行了總結(jié),并研究了其中46個(gè)星系團(tuán)的表面亮度輪廓,發(fā)現(xiàn)它們的氣體密度和溫度與冷流理論的預(yù)測(cè)結(jié)果相吻合。Stewart等人通過對(duì)36個(gè)星系團(tuán)X射線表面亮度的反投影(deprojection)研究,發(fā)現(xiàn)其中一半星系團(tuán)的冷卻時(shí)間短于哈勃時(shí)間(H0=50km·s-1·Mpc-1)。1998年,Peres等人利用ROSAT對(duì)55個(gè)近距離星系團(tuán)得到的觀測(cè)數(shù)據(jù),發(fā)現(xiàn)在這個(gè)樣本中,70%～90%的星系團(tuán)具有冷流結(jié)構(gòu),并且這種結(jié)構(gòu)可能已經(jīng)存在了幾十億年之久。隨著更多的星系團(tuán)被發(fā)現(xiàn)存在冷流成分,冷流星系團(tuán)占整個(gè)星系團(tuán)樣本的比例越來越大。所有的證據(jù)都證明,冷流是一個(gè)普遍存在的結(jié)構(gòu)。但是,對(duì)于經(jīng)典的冷流模型,有一些問題一直存在,即在光學(xué)波段所探測(cè)到的恒星形成率遠(yuǎn)沒有達(dá)到冷流模型所預(yù)期的那樣高,氣體凝聚所形成的分子云并沒有被觀測(cè)到。ASCA衛(wèi)星光譜得到的質(zhì)量沉積率也和經(jīng)典冷流模型根據(jù)密度計(jì)算得到的結(jié)果有差異。這些疑問在XMM-Newton衛(wèi)星投入使用后得到了初步的解答。2001年,Molendi和Pizzolato通過XMM-NewtonEPIC的數(shù)據(jù)發(fā)現(xiàn),之前人們處理X射線光譜的方法存在一些問題,實(shí)際上冷流的質(zhì)量沉積率并沒有人們預(yù)想的那么高。更多的研究也發(fā)現(xiàn),觀測(cè)所得到的冷流氣體的冷卻速率達(dá)不到經(jīng)典冷流模型的預(yù)期。經(jīng)典的冷流模型并沒有考慮氣體的加熱機(jī)制,所以理論的計(jì)算結(jié)果與觀測(cè)結(jié)果不符。由于冷卻速率并不高,“冷流”(coolingflow)這個(gè)詞也就不那么合適了,Molendi和Pizzolato提出應(yīng)該以“冷核”(coolcore)取而代之。他們的建議得到了廣泛的認(rèn)可,“冷核”由此取代“冷流”,成為描述星系團(tuán)核心低溫結(jié)構(gòu)的新名詞。在現(xiàn)有的樣本和判據(jù)下,有將近一半的星系團(tuán)被確認(rèn)有冷核。但是,究竟是怎樣的機(jī)制在維持冷核的存在卻一直處在爭(zhēng)論之中,尋找熱源由此成為一項(xiàng)重要的工作。對(duì)于冷核的熱源,一直以來有很多種不同的理論模型,包括宇宙線加熱、熱傳導(dǎo)加熱、超新星加熱等。進(jìn)入21世紀(jì)之后,星系團(tuán)中心的活動(dòng)星系核(activegalacticnuclei,AGN)已經(jīng)成為了最可能的熱源之一;但其加熱方式有許多種不同的模型,由于缺乏足夠的觀測(cè)證據(jù),目前還無法對(duì)這些模型進(jìn)行有效的檢驗(yàn)。雖然冷核星系團(tuán)一般都具有與非冷核星系團(tuán)不同甚至完全相反的觀測(cè)特征,但受觀測(cè)精度、樣本容量等條件的限制,人們直到現(xiàn)在都未找到一個(gè)能夠嚴(yán)格定義冷核星系團(tuán)的定量標(biāo)準(zhǔn)。因此,在不同的研究工作中,冷核星系團(tuán)的定義會(huì)略有差別,但由于在大多數(shù)情況下冷核與非冷核星系團(tuán)的區(qū)別較為明顯,不易混淆,因此這種差別對(duì)研究結(jié)果帶來的影響有限。本文中如無特殊說明,冷核星系團(tuán)指根據(jù)X射線表面亮度或據(jù)此計(jì)算得到的中心冷卻時(shí)間判斷的結(jié)果。冷核的早期研究分別在1984年、1991年和1994年由Fabian進(jìn)行了較全面的綜述;2006年,Peterson和Fabian對(duì)星系團(tuán)核心的X射線光譜研究進(jìn)行了介紹;2007年,McNa-mara和Nulsen對(duì)冷核的AGN加熱機(jī)制進(jìn)行了比較細(xì)致的討論;2009年,Cavagnolo等人利用大樣本數(shù)據(jù)對(duì)星系團(tuán)的熵輪廓進(jìn)行了統(tǒng)計(jì)研究;2010年,Santos等人通過不同紅移處的冷核星系團(tuán)分布情況,對(duì)冷核星系團(tuán)的演化進(jìn)行了研究;在同一年,Hudson等人系統(tǒng)研究了利用不同的觀測(cè)特征定義冷核星系團(tuán)的優(yōu)劣;2012年,Fabian對(duì)AGN反饋加熱的觀測(cè)證據(jù)進(jìn)行了綜述。本文綜述了星系團(tuán)冷核的研究歷史、觀測(cè)特征與理論模型等內(nèi)容。第2章介紹了冷核的觀測(cè)特征,包括X射線表面亮度、溫度輪廓、冷卻時(shí)間、質(zhì)量沉積率、熵輪廓等內(nèi)容;第3章介紹了星系團(tuán)冷核的理論模型;第4章根據(jù)現(xiàn)有的和未來5～10年的觀測(cè)設(shè)備,對(duì)如何解決冷核研究中存在的問題進(jìn)行了探討和展望。2冷核的觀測(cè)特性2.1x-q-ms分析結(jié)果冷核星系團(tuán)一個(gè)很明顯的觀測(cè)特征是核心區(qū)的X射線表面亮度異常,具有明顯的峰值。如圖1。星系團(tuán)中熱氣體的主要輻射機(jī)制為軔致輻射,其發(fā)射系數(shù)與氣體密度的平方和溫度的1/2次方成正比,因此氣體密度對(duì)于星系團(tuán)的輻射強(qiáng)度起著決定性的作用。如果星系團(tuán)中心的X射線亮度高,則表明其氣體密度非常大,相應(yīng)地,冷卻時(shí)間tcool會(huì)非常小(見2.3節(jié))。因此,星系團(tuán)中心的高X射線亮度表明該處有冷核形成。根據(jù)是否存在表面亮度峰來判斷,冷核星系團(tuán)占據(jù)了相當(dāng)大的比例。有30%～50%的Einstein星系團(tuán)在核心約100kpc的范圍內(nèi)滿足tcool<tage,而這個(gè)結(jié)果仍然低估了真正的比例,因?yàn)檫@些X射線圖像的角分辨率只有1,會(huì)讓核心區(qū)的表面亮度峰變得不明顯。EXOSAT對(duì)45個(gè)星系團(tuán)的觀測(cè)結(jié)果顯示,該樣本中超過2/3的星系團(tuán)具有冷流結(jié)構(gòu)。這些證據(jù)都可以說明冷流在星系團(tuán)中是廣泛且穩(wěn)定存在的。由于能夠有效判斷星系團(tuán)是否具有冷核,X射線表面亮度峰成為了界定冷核星系團(tuán)和非冷核星系團(tuán)的一個(gè)重要判據(jù),但不同的研究工作對(duì)于表面亮度輪廓的使用方式并不相同。例如,Peres等人在1998年的研究中,使用星系團(tuán)核心范圍內(nèi)的X射線光度與星系團(tuán)總X射線光度之比來量化表面亮度峰,以區(qū)分冷核與非冷核星系團(tuán)。為了將X射線表面亮度輪廓這個(gè)判據(jù)更好地量化以便于直接使用,Vikhlinin等人引入了一個(gè)新的參量——尖度(cuspiness),利用它來判斷星系團(tuán)是否具有冷核。Vikhlinin對(duì)尖度的定義為:其中,g為氣體密度,r為到星系團(tuán)中心的距離。該定義式的含義為在0.04r500處氣體密度由外向內(nèi)的遞增速度。Vikhlinin利用Chandra衛(wèi)星的觀測(cè)數(shù)據(jù)對(duì)尖度的可靠性進(jìn)行了驗(yàn)證。以α<0.5、0.5<α<0.7和α>0.7分別作為非冷核星系團(tuán)、弱冷核星系團(tuán)和強(qiáng)冷核星系團(tuán)的判據(jù),他們發(fā)現(xiàn)在由48個(gè)HIFLUGCS(HIghestX-rayFLUxGalaxyClusterSample)星系團(tuán)組成的低紅移樣本中,冷核星系團(tuán)(α>0.5)有31個(gè),約占65%,其中強(qiáng)冷核星系團(tuán)(α>0.7)有22個(gè),約占46%,比較符合預(yù)期的結(jié)果;但是,在由20個(gè)高紅移星系團(tuán)組成的高紅移樣本中,僅發(fā)現(xiàn)了3個(gè)弱冷核星系團(tuán),占15%,未發(fā)現(xiàn)強(qiáng)冷核星系團(tuán)。對(duì)于高紅移處的“冷核缺失”現(xiàn)象,Vikhlinin認(rèn)為是由于高紅移樣本的選擇性偏差所造成。Vikhlinin的研究為我們提供了一個(gè)重要的量化標(biāo)準(zhǔn),但由于其樣本尤其是高紅移樣本的容量非常有限,結(jié)論還缺乏足夠的置信度。因此能否將尖度作為冷核星系團(tuán)的一個(gè)有效判據(jù)還有待大樣本的驗(yàn)證。Santos等人提出了另一個(gè)新的參量——表面亮度凝聚度(cSB)。cSB的定義為:式中SB為表面亮度。該定義的含義為距核心處40kpc與400kpc范圍內(nèi)的表面亮度之比。40kpc和400kpc這兩個(gè)范圍是通過低紅移星系團(tuán)樣本檢驗(yàn)得到的最優(yōu)結(jié)果。2010年,Santos等人利用Chandra衛(wèi)星的高分辨率數(shù)據(jù),對(duì)3個(gè)不同紅移星系團(tuán)的樣本進(jìn)行了研究。他們的研究結(jié)果表明,對(duì)于低紅移的樣本,cSB能夠有效地將樣本區(qū)分為冷核星系團(tuán)和非冷核星系團(tuán)。對(duì)于0.6<z<1.3的高紅移樣本,紅移為1.03的星系團(tuán)WARPJ1415.1+3612是其中cSB最大的。為驗(yàn)證cSB在高紅移處的有效性,2012年,Santos等人又利用Chandra對(duì)WARPJ1415.1+3612進(jìn)行了深場(chǎng)觀測(cè),證實(shí)其確為冷核星系團(tuán)。這個(gè)結(jié)果初步證明以cSB來判斷星系團(tuán)是否存在冷核具有一定的可靠性。但與尖度一樣,受制于目前高紅移樣本的容量,表面亮度凝聚度在高紅移處的可靠性同樣無法得到更有說服力的驗(yàn)證。2.2星系團(tuán)的溫度輪廓溫度是決定ICM物理性質(zhì)的一個(gè)非常重要的可觀測(cè)量。在ICM的X射線譜中,15?A和17?A處的FeXVII發(fā)射線對(duì)于測(cè)定ICM的溫度具有關(guān)鍵的作用。FeXVII發(fā)射線為電子由3s層向2p層躍遷所產(chǎn)生,對(duì)應(yīng)溫度為0.3～0.7keV。FeXVII發(fā)射線是ICM冷卻至紫外波段之前最后和最主要的發(fā)射線,因此一直被視作判斷低溫成分是否存在的探針。通過對(duì)星系團(tuán)X射線光譜中各發(fā)射線的強(qiáng)度以及連續(xù)譜的形狀進(jìn)行模型擬合,我們可以得到ICM的溫度、金屬豐度等信息。星系團(tuán)的溫度輪廓對(duì)于確定其引力質(zhì)量進(jìn)而限制宇宙密度參數(shù)具有關(guān)鍵性的作用。同時(shí),溫度輪廓還包含著星系團(tuán)內(nèi)物質(zhì)的熱力學(xué)信息。除此之外,溫度輪廓是確定星系團(tuán)熵輪廓的基礎(chǔ)條件之一,而熵輪廓是研究輻射冷卻、預(yù)加熱和反饋加熱這些非引力過程的一個(gè)有力工具。受觀測(cè)儀器的精度限制,星系團(tuán)外部的溫度輪廓是遞增還是遞減的問題曾一度陷入激烈的爭(zhēng)論[50,51,52,53,54,55]。XMM-Newton和Chandra衛(wèi)星投入使用后,它們優(yōu)秀的性能讓人們對(duì)該問題有了更為清晰的認(rèn)識(shí)。2005年,Piffaretti等人使用XMM-NewtonEPIC的高質(zhì)量數(shù)據(jù)對(duì)13個(gè)近距離冷核星系團(tuán)的溫度輪廓進(jìn)行了研究。他們發(fā)現(xiàn)樣本中星系團(tuán)的溫度輪廓在0.1rvirial1之外有非常清晰的遞減趨勢(shì),從0.1rvirial到0.5rvirial,星系團(tuán)的溫度降低了約30%;而在約0.1rvirial以內(nèi),溫度則以更快的趨勢(shì)向內(nèi)遞減,近似滿足r/kpc∝(TX/keV)1.78±0.10。在同一年,Vikhlinin等人利用Chandra衛(wèi)星的數(shù)據(jù)對(duì)由13個(gè)近距離弛豫星系團(tuán)組成的樣本開展了類似的研究,在13個(gè)星系團(tuán)的核心區(qū)域均發(fā)現(xiàn)了低溫成分,并發(fā)現(xiàn)氣體的溫度在r0.15r180處達(dá)到峰值,向外逐漸遞減,到r≤0.5r180附近時(shí)溫度降低到峰值的一半左右。該結(jié)果基本上與Piffaretti等人的結(jié)論相一致。圖2為Vikhlinin等人得到的13個(gè)星系團(tuán)的溫度輪廓圖。中心溫度下降度(centraltemperaturedrop)是描述冷核星系團(tuán)溫度輪廓的一個(gè)重要參量。其定義為dT=T0/Tvirial,即星系團(tuán)的核心溫度與位力溫度的比值。2006年,Sanderson等人利用Chandra衛(wèi)星的觀測(cè)數(shù)據(jù),對(duì)20個(gè)星系團(tuán)的溫度輪廓進(jìn)行了統(tǒng)計(jì)分析。以dT為判據(jù),樣本被分成了9個(gè)冷核星系團(tuán)和11個(gè)非冷核星系團(tuán)。在r<0.3r500的星系團(tuán)核心范圍內(nèi),冷核星系團(tuán)的溫度輪廓與非冷核星系團(tuán)差別非常明顯,與半徑的關(guān)系近似滿足T∝r0.4(如圖3所示)。dT作為冷核判據(jù)的可靠性在Hudson等人2010年的研究中得到了驗(yàn)證。他們發(fā)現(xiàn)dT的分布具有明顯的雙峰性,冷核星系團(tuán)與非冷核星系團(tuán)的分界線約為T0/Tvirial=0.7,這個(gè)界限將他們的64個(gè)星系團(tuán)分為24個(gè)冷核星系團(tuán)和40個(gè)非冷核星系團(tuán)。硬度比(hardnessratio)也是反映星系團(tuán)溫度的一個(gè)重要參量,硬度比并無統(tǒng)一的定義,通常被定義為硬軟兩個(gè)波段的光子計(jì)數(shù)之比。在光子計(jì)數(shù)不高、無法通過擬合光譜準(zhǔn)確獲取溫度的情況下,可把硬度比當(dāng)做粗略的光譜來使用,并用它簡(jiǎn)單地代替溫度。Jin等人對(duì)硬度比在低光子計(jì)數(shù)X射線數(shù)據(jù)中的計(jì)算進(jìn)行了細(xì)致的討論。由于硬度比較易于處理,因此在研究星系團(tuán)的大致結(jié)構(gòu)以及星系團(tuán)巡天等工作中得到了較多的應(yīng)用。Burns等人在2008年通過一項(xiàng)數(shù)值模擬研究發(fā)現(xiàn),硬度比(hardnessratio)也能夠顯示冷核與非冷核星系團(tuán)的區(qū)別。他們將硬度比定義為星系團(tuán)的X射線表面亮度在2～8keV與0.5～2keV兩個(gè)波段的比值。結(jié)果顯示冷核星系團(tuán)的核心區(qū)域硬度比小于1,能夠達(dá)到0.4甚至更低,而非冷核星系團(tuán)的硬度比基本上分布在1附近。2.3基于h發(fā)射的星系團(tuán)研究星系團(tuán)中熱氣體的主要輻射機(jī)制是軔致輻射,強(qiáng)烈的X射線輻射帶走氣體的能量,導(dǎo)致其溫度降低。決定冷流是否存在的關(guān)鍵是其中心冷卻時(shí)間(centralcoolingtime)短于系統(tǒng)的壽命tage,即要求tcool<tage。冷卻時(shí)間tcool可表示為:其中,ne和ng分別代表電子數(shù)密度和氣體數(shù)密度,且ng=1.9ne,T為熱氣體的溫度,Λ(T)為冷卻函數(shù)(coolingfunction)。一般將tage近似地以哈勃年齡tH0代替。2005年,Bauer等人利用Chandra衛(wèi)星對(duì)“ROSAT最亮星系團(tuán)”(ROSATBrightesClusterSample)樣本中紅移在0.15～0.4之間的38個(gè)星系團(tuán)進(jìn)行了研究,發(fā)現(xiàn)其中有55%的星系團(tuán)中心冷卻時(shí)間短于1×1010a,34%的星系團(tuán)中心冷卻時(shí)間短于2×109a。通過比較星系團(tuán)的中心冷卻時(shí)間與Hα發(fā)射情況,他們發(fā)現(xiàn)能探測(cè)到Hα發(fā)射的星系團(tuán)一般具有比較低的中心冷卻時(shí)間,這為冷核與非冷核星系團(tuán)的區(qū)分提供了另一條線索。2006年,Sanderson等人利用Chandra衛(wèi)星的觀測(cè)數(shù)據(jù),對(duì)20個(gè)星系團(tuán)的冷卻時(shí)間進(jìn)行了統(tǒng)計(jì)研究,得到在距星系團(tuán)核心100kpc的范圍內(nèi),冷卻時(shí)間近似與r1.3成正比(如圖4)。Santos等人對(duì)三個(gè)不同紅移星系團(tuán)樣本中的共61個(gè)星系團(tuán)的中心冷卻時(shí)間進(jìn)行了統(tǒng)計(jì)研究,他們定義的中心范圍是從星系團(tuán)核心向外20kpc。統(tǒng)計(jì)的結(jié)果如圖5。在400SD(400Squaredegreesurvey)低紅移樣本的26個(gè)星系團(tuán)中,有15個(gè)星系團(tuán)的冷卻時(shí)間短于哈勃年齡(H0=70km·s-1·Mpc-1),占到58%;在RDCS+WARPS(RosatDistantClusteSurvey+WideAngleRosatPointedSurvey)樣本的15個(gè)星系團(tuán)中,有4個(gè)星系團(tuán)的冷卻時(shí)間短于哈勃年齡,占到27%;在400SD高紅移樣本的20個(gè)星系團(tuán)中,有2個(gè)星系團(tuán)的冷卻時(shí)間短于哈勃年齡,僅占10%。但tH0只是星系團(tuán)年齡的上限,星系團(tuán)的真正年齡(定義為星系團(tuán)最后一次主要并合作用距現(xiàn)在的時(shí)間)目前難以準(zhǔn)確測(cè)定,因此tcool<tH0只是判斷冷核是否存在的一個(gè)弱約束,是在找到準(zhǔn)確測(cè)定星系團(tuán)年齡方法之前的權(quán)宜之計(jì)。2.4冷核星系團(tuán)中的分子云早期的冷流理論假設(shè)質(zhì)量沉積全部來自于氣體熱能的輻射。由冷卻所帶來的質(zhì)量沉積率M˙可以通過冷卻輻射光度Lcool和冷卻區(qū)域的尺度rcool估算出來:其中,Trcool是rcool處氣體的溫度,m和μ分別代表質(zhì)子質(zhì)量和星系團(tuán)內(nèi)物質(zhì)的平均分子量(約0.6)。Lcool的大小范圍一般為1035J·s-1到超過1037J·s-1,約占星系團(tuán)全部輻射光度的1/10。按照早期冷流理論的估算,星系團(tuán)冷流的典型質(zhì)量沉積率為˙M=50～100M·a-1。一部分星系團(tuán)甚至表現(xiàn)出了極大的質(zhì)量沉積率,˙M≥500M·a-1。ROSATHRI的觀測(cè)結(jié)果顯示,絕大多數(shù)星系團(tuán)的X射線表面亮度在核心10kpc以內(nèi)依然在持續(xù)升高。在這樣高的質(zhì)量沉積率之下,星系團(tuán)的中心應(yīng)該至少表現(xiàn)出以下觀測(cè)特征中的一種:由大質(zhì)量恒星導(dǎo)致的顏色和吸收線呈現(xiàn)“藍(lán)化”,旋臂或星團(tuán)之類的空間結(jié)構(gòu),塵埃云的吸收線和發(fā)射線,大質(zhì)量的分子云等。但是,在紅外、光學(xué)和紫外波段并沒有觀測(cè)到氣體冷卻形成的恒星或者分子云,或者觀測(cè)到的量遠(yuǎn)小于冷流理論的預(yù)言。2001年,Edge等人在16個(gè)極端冷流星系團(tuán)(extremecoolingflowclusters)中探測(cè)到了CO分子的發(fā)射線,表明在這些星系團(tuán)的中心存在著分子云;但是,他們探測(cè)到的分子云質(zhì)量?jī)H為按照之前的質(zhì)量沉積率預(yù)言結(jié)果的5%～10%。Peterson等人利用XMM-Newton衛(wèi)星的光譜數(shù)據(jù)對(duì)冷流星系團(tuán)Abell1835進(jìn)行了X射線光譜分析,雖然探測(cè)到了OVIII的Lyα發(fā)射線和兩條FeXXIV復(fù)合線,但是對(duì)于溫度在kTe=2.7keV以下的氣體,其發(fā)射線強(qiáng)度遠(yuǎn)遠(yuǎn)達(dá)不到根據(jù)經(jīng)典的冷流理論預(yù)測(cè)的結(jié)果。Makishima等人對(duì)ASCA衛(wèi)星的觀測(cè)數(shù)據(jù)進(jìn)行了分析總結(jié),發(fā)現(xiàn)得到的質(zhì)量沉積率明顯低于之前經(jīng)典冷流模型的預(yù)言。這些觀測(cè)證據(jù)使人們意識(shí)到之前的冷流模型過于簡(jiǎn)單,在考慮氣體冷卻時(shí)必須引入合適的加熱機(jī)制以降低質(zhì)量沉積率,并維持低溫氣體長(zhǎng)期穩(wěn)定存在。最近的一些研究發(fā)現(xiàn),雖然冷核的質(zhì)量沉積處于加熱機(jī)制的抑制之下,但在一部分冷核星系團(tuán)中仍有數(shù)量可觀的氣體冷卻并形成了分子云或恒星,這種剩余冷流現(xiàn)象(residualcoolingflow)可能在之前的研究中并未引起足夠的重視。2005年,Hicks和Mushotzky通過XMM-Newton光學(xué)監(jiān)控器(OpticalMonitor)在紫外波段(180～400nm)對(duì)包括9個(gè)冷核星系團(tuán)中心星系在內(nèi)的33個(gè)星系進(jìn)行研究,發(fā)現(xiàn)大多數(shù)冷核星系團(tuán)中心星系均存在紫外超(UVexcess)現(xiàn)象。這一現(xiàn)象說明至少在一部分冷核星系團(tuán)中,氣體冷卻并形成恒星的過程并未完全被加熱機(jī)制所阻止。紫外波段其他的研究結(jié)果也證實(shí)了這種現(xiàn)象,并表明大質(zhì)量、X射線明亮的星系團(tuán)恒星形成率(StarFormationRates,SFR)較高,因此SFR與氣體冷卻有密切的聯(lián)系。此外,冷核星系團(tuán)的SFR也可作為探究冷核演化過程的工具。恒星形成的現(xiàn)象在Spizer和Herschel的紅外觀測(cè)中也有非常多的發(fā)現(xiàn)[74,75,76,77,78,79]。而具有極高SFR的“星暴”也在一些個(gè)別的星系團(tuán)中被發(fā)現(xiàn)。這些觀測(cè)現(xiàn)象為我們完全理解冷核的冷卻與加熱過程帶來了新的挑戰(zhàn)。雖然經(jīng)典冷流模型預(yù)言的質(zhì)量沉積率(˙Mclassical(<r)≈Mgas(r)/[tcool(r)-tcool(0)])與觀測(cè)結(jié)果不符,但由于其實(shí)際代表的是星系團(tuán)內(nèi)氣體的X射線輻射速率,所以其數(shù)值大小可以作為冷核星系團(tuán)的判據(jù)。2007年,Chen等人以˙Mclassical為判據(jù),根據(jù)ROSAT和ASCA的觀測(cè)數(shù)據(jù)將106個(gè)HIFLUGCS星系團(tuán)樣本分成了36個(gè)強(qiáng)冷核星系團(tuán),16個(gè)弱冷核星系團(tuán)和54個(gè)非冷核星系團(tuán),并發(fā)現(xiàn)對(duì)于強(qiáng)冷核星系團(tuán),˙Mclassical與星系團(tuán)的總質(zhì)量近似滿足正比關(guān)系,如圖6所示。2010年,Hudson等人利用Chandra衛(wèi)星上的ACIS設(shè)備對(duì)64個(gè)HIFLUGCS星系團(tuán)核心的物理性質(zhì)進(jìn)行了分析研究,尋找能夠準(zhǔn)確界定冷核與非冷核星系團(tuán)的定量標(biāo)準(zhǔn)。在包括表面亮度凝聚度cSB、中心溫度下降度dT等在內(nèi)的16個(gè)參數(shù)中,經(jīng)典質(zhì)量沉積率M˙classical的分布具有最為顯著的雙峰性。˙Mclassical/M5000.5×10-14h71·a-1的分界線將樣本分成43個(gè)冷核星系團(tuán)和21個(gè)非冷核星系團(tuán)。作為研究結(jié)果的一個(gè)“副產(chǎn)品”,他們得到了樣本中46個(gè)冷核星系團(tuán)(根據(jù)中心冷卻時(shí)間判斷)的經(jīng)典質(zhì)量沉積率˙Mclassical與通過擬合發(fā)射線測(cè)量冷卻氣體的量而得到的光譜質(zhì)量沉積率˙Mspec之間的關(guān)系,如圖7所示。在46個(gè)冷核星系團(tuán)中,有43個(gè)滿足˙Mspec˙Mclassical,大部分星系團(tuán)的˙Mspec/˙Mclassical都分布在0.1附近(圖中的點(diǎn)折線),即實(shí)際光譜觀測(cè)結(jié)果比經(jīng)典冷流模型的預(yù)期結(jié)果低大約1個(gè)量級(jí)。這種顯著的差異表明了經(jīng)典冷流理論存在的問題,必須在氣體冷卻的過程中引入某種加熱機(jī)制才能夠解釋這些問題。2.5星系團(tuán)的熵輪廓熵是星系團(tuán)內(nèi)物質(zhì)的一個(gè)基本參量,對(duì)于研究星系團(tuán)冷核的加熱過程具有不可替代的意義。通過將絕熱指數(shù)改寫為κ∝Pρ-5/3,以星系團(tuán)的X射線溫度TX和電子密度ne這兩個(gè)可觀測(cè)量定義一個(gè)新的參量K:K=TXne-2/3。K記錄著氣體的熱歷史信息,因?yàn)橹挥挟?dāng)氣體獲得或者丟失能量時(shí),K的值才會(huì)發(fā)生改變。由于K能夠?qū)㈦y以直接測(cè)量的熵以可觀測(cè)量表示,在星系團(tuán)的X射線研究中一般都使用K這個(gè)參量來替代星系團(tuán)內(nèi)物質(zhì)的熱力學(xué)熵值。實(shí)際上,K與熱力學(xué)熵值存在著對(duì)數(shù)關(guān)系。對(duì)于單原子氣體,經(jīng)典的熱力學(xué)熵值為s=lnK3/2+constant。星系團(tuán)內(nèi)物質(zhì)的熵具有一個(gè)重要的性質(zhì):當(dāng)dK/dr≥0時(shí),氣體會(huì)達(dá)到對(duì)流穩(wěn)定。因此引力勢(shì)阱成為了一個(gè)巨大的分離器,將物質(zhì)依照熵值的大小分離開。熵較低的氣體沉到勢(shì)阱的底部,而熵較高的氣體上浮到一個(gè)臨界半徑處,在這個(gè)臨界半徑附近,氣體的熵大致相等。如果星系團(tuán)的演化過程只受引力作用的影響,那么其徑向變化的熵輪廓將會(huì)在r>0.1r200的范圍之外表現(xiàn)為冪律形式。由此導(dǎo)致的星系團(tuán)熵輪廓特征為,外部呈現(xiàn)冪律形式,內(nèi)部則受非引力作用而偏離冪律形式(可參考圖8)。因此,星系團(tuán)熵輪廓背離冪律形式的現(xiàn)象可以被用來探究星系團(tuán)內(nèi)物質(zhì)的AGN加熱以及冷卻輻射等非引力過程帶來的效應(yīng)。2005年,Voit以71個(gè)星系團(tuán)的熵輪廓為基礎(chǔ),得到了描述星系團(tuán)徑向熵輪廓的表達(dá)式:其中,K0為星系團(tuán)核心的熵值,α為冪律變化的指數(shù)。對(duì)星系團(tuán)的熵輪廓進(jìn)行比較系統(tǒng)的觀測(cè)研究始于20世紀(jì)90年代中后期。1996年,David等人通過ROSATPSPC的數(shù)據(jù),發(fā)現(xiàn)星系團(tuán)內(nèi)氣體的熵在核心處幾乎不再變化,而是維持一個(gè)固定的值。這個(gè)結(jié)果說明這些氣體被加熱過,而加熱過程可能發(fā)生在星系團(tuán)形成之前或者氣體引力坍縮的過程之中。Lloyd-Davies等人和Ponman等人分別利用ROSAT和ROSAT+ASCA的數(shù)據(jù)對(duì)20個(gè)星系團(tuán)和66個(gè)星系團(tuán)進(jìn)行了熵輪廓的研究,均得出了熵在0.1rvirial之內(nèi)趨于平坦,之外則指數(shù)上升的結(jié)論。更高分辨率的Chandra數(shù)據(jù)進(jìn)一步驗(yàn)證了該結(jié)論,并將α限制在約1.1～1.2的范圍內(nèi),熵輪廓的這些特征對(duì)0.5keV≤kTX≤15keV、z≤0.5的星系團(tuán)均成立。2009年,Cavagnolo等人利用Chandra衛(wèi)星對(duì)239個(gè)星系團(tuán)的觀測(cè)數(shù)據(jù),對(duì)該樣本中星系團(tuán)內(nèi)氣體的熵輪廓進(jìn)行了系統(tǒng)的研究和統(tǒng)計(jì)工作,這項(xiàng)命名為ACCEPT(ArchiveofChandraClusterEntropyProfileTables)的工作提供了目前星系團(tuán)熵輪廓研究的最大樣本。他們發(fā)現(xiàn)樣本中絕大多數(shù)星系團(tuán)的熵輪廓都可以使用式(5)進(jìn)行擬合,在r≥100kpc的范圍內(nèi),K(r)∝r1.1～r1.2。圖8給出了ACCEPT中所有星系團(tuán)的熵輪廓。圖中一個(gè)最顯著的特征就是絕大多數(shù)星系團(tuán)的熵輪廓都偏離了單一的冪律形式。對(duì)于中心冷卻時(shí)間短于星系團(tuán)年齡的樣本,即冷核星系團(tuán),如果引入AGN作為熱源,那么非零的核心熵值是我們所期望的結(jié)果。但是對(duì)于中心冷卻時(shí)間與宇宙年齡相近的星系團(tuán),需要引入其他的機(jī)制以解釋它們的核心熵輪廓,例如并合作用或極強(qiáng)的AGN爆發(fā)。對(duì)于K0>100keV·cm2的樣本,由于通過激波很難賦予氣體如此高的熵值,所以必須引入AGN爆發(fā)來進(jìn)行解釋,但是AGN爆發(fā)還從未被觀測(cè)到。Cavagnolo等人的另一個(gè)重要結(jié)論是證實(shí)了星系團(tuán)核心熵分布具有非常明顯的雙峰性。星系團(tuán)內(nèi)的熱氣體通過輻射消耗掉其內(nèi)能所需要的時(shí)間是關(guān)于熵的函數(shù)。熵較低的氣體輻射功率較高,冷卻速度較快,反之亦然。因此K0的大小能夠大致反映出星系團(tuán)核心的冷卻時(shí)標(biāo),并提供關(guān)于星系團(tuán)核心物理過程的線索。如果假設(shè)熱傳導(dǎo)或者AGN反饋加熱是建立星系團(tuán)核心目前的熵狀態(tài)的基礎(chǔ)過程,那么通過此類的模型必須能夠推出目前觀測(cè)到的K0分布。圖9分別顯示了ACCEPTK0的對(duì)數(shù)直方分布圖和累積分布圖。從直方分布圖中可以明顯觀察到,該樣本的K0分布至少表現(xiàn)出兩組特征范圍,在這兩個(gè)范圍之間是一個(gè)K0≈30～50keV·cm2的小數(shù)量帶。從累積分布圖中也能夠清楚地看到在K0≈30～50keV·cm2的范圍內(nèi)出現(xiàn)了明顯的平臺(tái),這進(jìn)一步說明了樣本K0分布的雙峰性。對(duì)于雙峰性的一種解釋是星系團(tuán)核心的AGN反饋加熱和電子熱傳導(dǎo)機(jī)制。2005年,Voit和Donahue提出了一種AGN反饋加熱模型,認(rèn)為每108年一次、輻射功率約為1038J·s-1的AGN爆發(fā)可以將星系團(tuán)核心的熵維持在10～30keV·cm2的準(zhǔn)靜態(tài);而能量超過1054J·s-1但非常罕見的星系團(tuán)爆發(fā)能夠?qū)⑿窍祱F(tuán)核心熵增加至30～50keV·cm2。這個(gè)模型能夠很好地解釋K0≤30keV·cm2的情況,但是K0=30～50keV·cm2區(qū)域的低數(shù)量以及K0>50keV·cm2的顯著高數(shù)量還需要更合理的物理解釋。2008年,Voit等人提出,K0=30keV·cm2附近星系團(tuán)數(shù)量較少的現(xiàn)象可能是由熱傳導(dǎo)造成。當(dāng)K0超過30keV·cm2時(shí),熱傳導(dǎo)會(huì)將大量的熱量傳至核心區(qū)域,抑制氣體的冷卻,使熵難以降回較低的值;而并合激波能夠直接將氣體的熵帶到K0≥100keV·cm2的高位,因此在K0=30～50keV·cm2的區(qū)域內(nèi)星系團(tuán)數(shù)量相對(duì)較少。這種解釋得到了很多觀測(cè)證據(jù)的支持。3熱壓法上星系團(tuán)核心氣體的冷卻速率分析經(jīng)典的冷流理論認(rèn)為,星系團(tuán)冷流的質(zhì)量沉積率可以達(dá)到100M·a-1以上,但在X射線以外的波段觀測(cè)到的證據(jù)都表明,經(jīng)典的冷流理論大大高估了星系團(tuán)核心氣體的冷卻速率,即意味著核心氣體在輻射冷卻的同時(shí),還處在被某種加熱機(jī)制的作用之下,氣體向外輻射的能量有超過90%被熱源重新補(bǔ)充進(jìn)來,使其長(zhǎng)期維持著穩(wěn)定的狀態(tài)。3.1agn的冷凝有關(guān)冷核的熱源一度出現(xiàn)過很多種不同的模型。星系團(tuán)的冷卻時(shí)間約為3×108a,很多星系團(tuán)甚至還要比這個(gè)數(shù)值低得多,因此熱源的輻射功率必須足夠大,才能夠在這么短的時(shí)間內(nèi)將冷核氣體輻射的能量補(bǔ)充回來。目前最被認(rèn)可的熱源是星系團(tuán)核心的AGN。AGN射電噴流將其外圍的X射線氣體推開,形成X射線光度較低的空洞(cavities)?？斩磧?nèi)包含著密度極低的相對(duì)論性氣體,溫度可高達(dá)100keV,具有明亮的射電輻射。由于空洞內(nèi)的氣體密度比周圍低、溫度比周圍高,因此會(huì)在周圍的X射線氣體中上浮,類似于水中的氣泡(bubbles)。在空洞的外圍,X射線氣體受到空洞膨脹的壓力而產(chǎn)生激波(shocks)、漣漪(ripples)、纖維(filaments)等結(jié)構(gòu),這些結(jié)構(gòu)都可以將空洞的能量轉(zhuǎn)化為周圍X射線氣體的內(nèi)能。圖10顯示了英仙座星系團(tuán)的ChandraX射線圖像,空洞、弱激波、漣漪等結(jié)構(gòu)清晰可見。眾多跡象表明,AGN爆發(fā)的能量大小與X射線氣體的冷卻速率聯(lián)系緊密,因此使用“反饋加熱”來描述AGN的加熱過程。根據(jù)冷核星系團(tuán)的熵輪廓(見2.5節(jié)),氣體的熵值由外向內(nèi)近似以指數(shù)形式遞減,但進(jìn)入核心區(qū)域時(shí),熵輪廓開始趨于平坦,代表約10keV·cm2量級(jí)的熵注入,這個(gè)量級(jí)與觀測(cè)到的AGN能量注入量級(jí)相當(dāng);此外,空洞釋放的能量與冷卻氣體的X射線光度似乎也形成了一種互相影響的“默契”,如圖11所示。在已經(jīng)探測(cè)到存在空洞的星系團(tuán)以及其他冷核系統(tǒng)中,有超過一半能夠釋放足夠的能量以平衡甚至超過氣體輻射放出的熱量。2006年,Dunn和Fabian對(duì)較近距離的55個(gè)冷核星系團(tuán)進(jìn)行了研究,發(fā)現(xiàn)在該樣本中,有大約30%的星系團(tuán)并沒有明顯的空洞存在的證據(jù)。對(duì)于這些沒有探測(cè)到空洞的星系團(tuán),圖11給出的趨勢(shì)也并不適用。這樣的結(jié)果可能是因?yàn)锳GN需要其他熱源的幫助才能抵抗冷卻,也可能是因?yàn)槲覀儾⑽赐耆私釾射線空洞的自然屬性,或者AGN的能量輻射本身就不穩(wěn)定。2006年,Rafferty等人對(duì)33個(gè)冷核星系團(tuán)核心的恒星形成率進(jìn)行了研究。在他們的樣本中,絕大多數(shù)星系團(tuán)都有證據(jù)顯示存在著空洞。平均的冷卻功率為6.45×1037J·s-1,而空洞的供能功率為1.01×1038J·s-1。根據(jù)這個(gè)結(jié)果,即使將未發(fā)現(xiàn)空洞的冷核星系團(tuán)考慮在內(nèi)(30%),也能夠滿足Pcavity≈1.1Pcooling,空洞所提供的能量依然足夠補(bǔ)充冷卻帶來的損失。雖然從加熱效率來看,AGN是冷核星系團(tuán)最有可能的熱源,但是AGN加熱的具體機(jī)制仍在激烈的討論之中。3.1.1液質(zhì)及內(nèi)流體的釋放在射電瓣周圍形成空洞所需的能量共包含兩個(gè)部分:將X射線氣體推出所需的能量(即氣體的壓強(qiáng)與體積相乘)以及射電瓣的內(nèi)能,即焓:第二個(gè)等式當(dāng)射電瓣充滿了比熱為常數(shù)Γ的理想氣體時(shí)成立。如果瓣中以相對(duì)論性粒子為主,則Γ=4/3,H=4pV;當(dāng)以非相對(duì)論性粒子為主,則Γ=5/3,H=2.5pV。此外,磁場(chǎng)也有可能成為射電瓣的決定性因素,在這種情況下,H=2pV。其他各種可能的情況介于這些極限情況之間。雖然并不能確定射電瓣的狀態(tài)方程,但可以大致確定其焓在2pV～4pV的范圍內(nèi)。Reynolds等人進(jìn)行的一項(xiàng)數(shù)值模擬結(jié)果證明,空洞在星系團(tuán)內(nèi)氣體中上浮的過程中能夠加熱周圍的氣體。Churazov等人通過研究發(fā)現(xiàn),空洞能夠?qū)GN的能量轉(zhuǎn)化為氣體的內(nèi)能。當(dāng)空洞上浮時(shí),為了填補(bǔ)空洞移動(dòng)留下的空間,外部的X射線氣體必然會(huì)向內(nèi)移動(dòng)。在這個(gè)過程中,引力勢(shì)能轉(zhuǎn)化成了星系團(tuán)內(nèi)物質(zhì)的動(dòng)能。一個(gè)空洞上浮所釋放的引力勢(shì)能可表示為:其中,M=ρV是被空洞吹走的氣體質(zhì)量,V是其體積,ρ為周圍氣體的密度,g為重力加速度。由于上浮空洞以亞音速移動(dòng),因此其壓強(qiáng)與周圍氣體較為接近,所以可將周圍氣體的壓強(qiáng)變化近似看作是空洞自身的壓強(qiáng)變化。由熱力學(xué)第一定律:dH=Tds+Vdp,對(duì)絕熱的空洞,熵幾乎保持不變,由此得到δH=Vδp。因此,式(7)實(shí)際上是說明,空洞上浮的動(dòng)能與隨上浮而損失的焓相等。如果周圍氣體的粘滯度高,即雷諾數(shù)低,則氣體的運(yùn)動(dòng)會(huì)逐漸耗散,只留下與空洞尺度相近的層狀痕跡;如果雷諾數(shù)高,氣體會(huì)呈現(xiàn)湍流運(yùn)動(dòng),其動(dòng)能最終也會(huì)在與空洞大小相近的尺度內(nèi)被耗散掉。因此,不管對(duì)于何種情況,動(dòng)能都會(huì)在傳播到較遠(yuǎn)距離之前衰減;不管上浮空洞和其周圍氣體的物理性質(zhì)如何,其丟失的焓全部轉(zhuǎn)化為附近氣體的內(nèi)能。在空洞加熱機(jī)制為物理基礎(chǔ)上,Begelman等人提出了“沸騰”(effervescent)加熱模型,即多個(gè)空洞的上浮和膨脹會(huì)造成星系團(tuán)內(nèi)物質(zhì)的無規(guī)則運(yùn)動(dòng),由此對(duì)氣體進(jìn)行加熱。Chandra的觀測(cè)結(jié)果表明,空洞在星系團(tuán)中的存在非常普遍,而且很多星系團(tuán)中存在著多個(gè)空洞。Forman等人也在M87中觀測(cè)到了大量的空洞。這些觀測(cè)證據(jù)都能證明“沸騰”模型的正確性。Ruszkowski和Begelman通過對(duì)“沸騰”模型的研究發(fā)現(xiàn),在數(shù)值模擬中必須引入熱傳導(dǎo)過程,使空洞的焓從周圍物質(zhì)中獲得補(bǔ)充,才能有效地阻止冷卻;而Roychowdhury等人在2004年的研究中則發(fā)現(xiàn)該結(jié)論的成立與否關(guān)鍵在于AGN總加熱速率的大小,因此熱傳導(dǎo)過程是否必要還無法確定。由于這些結(jié)論使用的都是一維模型,以混合理論研究對(duì)流,因此很有可能遺漏掉三維流體的一些特征。DallaVecchia等人對(duì)空洞加熱機(jī)制的長(zhǎng)時(shí)標(biāo)效應(yīng)進(jìn)行了三維的流體動(dòng)力學(xué)模擬研究。最終他們發(fā)現(xiàn),雖然空洞提供的熱量能夠阻止冷卻,但是也阻止了冷核的產(chǎn)生。對(duì)于這樣明顯與觀測(cè)結(jié)果相左的結(jié)果,他們認(rèn)為是由星系團(tuán)形成之前氣體受到的預(yù)加熱造成的。他們最終的結(jié)論否定了反饋機(jī)制在AGN加熱中的決定性作用,而是認(rèn)為反饋對(duì)于加熱只能起到一種修正作用。但由于他們所使用的加熱模型涉及到模擬空洞中的氣體與星系團(tuán)內(nèi)物質(zhì)進(jìn)行混合的過程,而關(guān)于這種過程的具體物理描述還不完善;另外關(guān)于星系團(tuán)中的磁場(chǎng),我們還知之甚少。因此對(duì)于空洞加熱機(jī)制的具體物理圖景仍然有待深入討論。3.1.2星系團(tuán)內(nèi)的理論模型阻止星系團(tuán)內(nèi)氣體冷卻的一個(gè)關(guān)鍵點(diǎn)是補(bǔ)充氣體由于強(qiáng)X射線輻射而損失的熵。激波加熱機(jī)制在這樣的過程中很可能起著非常關(guān)鍵的作用。2007年,Forman等人通過Chandra的觀測(cè),在M87周圍13kpc處探測(cè)到了激波的存在,在2.8kpc處發(fā)現(xiàn)了產(chǎn)生激波的“活塞”結(jié)構(gòu)。Churazov等人對(duì)M87周圍空洞的演化進(jìn)行了數(shù)值模擬研究,結(jié)果發(fā)現(xiàn),由于空洞內(nèi)的高音速使激波在空洞內(nèi)的傳播速度超過其周圍的傳播速度,因此當(dāng)激波掃過空洞時(shí),會(huì)在周圍形成一個(gè)渦環(huán)結(jié)構(gòu)。Heinz和Churazov通過數(shù)值模擬研究發(fā)現(xiàn),這個(gè)過程將激波的能量轉(zhuǎn)化為了局部的動(dòng)能,而這部分動(dòng)能會(huì)很快被耗散掉以加熱氣體,所以該過程可以將更多的激波能量轉(zhuǎn)化為星系團(tuán)內(nèi)物質(zhì)的內(nèi)能。此外,如果星系團(tuán)內(nèi)包含著很多的小型空洞,那么由Richtmyer-Meshkov不穩(wěn)定性得到的衰減長(zhǎng)度與空洞占星系團(tuán)內(nèi)物質(zhì)總體積的比例成反比。若一個(gè)星系團(tuán)中空洞的體積占到10%,則空洞的熱能也應(yīng)占整個(gè)星系團(tuán)的10%,以英仙座星系團(tuán)為例,絕大部分弱激波能量將會(huì)在中心100kpc的范圍內(nèi)被耗散掉。維持一個(gè)大的空洞體積比需要極高的能量,而這些能量中的一大部分會(huì)被耗散掉以加熱星系團(tuán)內(nèi)的物質(zhì)。3.1.3傳播系數(shù)對(duì)聲波耗散的影響2003年,Fabian等人提出,多重AGN爆發(fā)產(chǎn)生的聲波受到粘滯阻尼作用,這個(gè)過程可能是一個(gè)比較重要的加熱機(jī)制。由聲波耗散產(chǎn)生的單位體積的加熱功率可表示為:其中,ρ,T,p和γ分別代表氣體的密度、溫度、壓強(qiáng)和比熱;κ為導(dǎo)熱系數(shù);ν為動(dòng)粘滯率(ν=μ/ρ,μ為粘度)。由式(8)可知聲波耗散加熱功率包含兩個(gè)部分的作用:粘滯損耗和傳導(dǎo)耗散。聲波耗散加熱機(jī)制的原理與弱激波加熱機(jī)制類似,因?yàn)槎嘀厝跫げㄒ部梢员豢醋魇锹暡ǖ寞B加。在數(shù)值模擬研究中,通常激波的衰減由粘性應(yīng)力決定,因此這兩種加熱過程實(shí)際上可以合為一體。聲波的耗散依賴于傳播系數(shù)(transportcoefficients),而激波加熱并不如此。傳播系數(shù)的不確定度直接決定了聲波耗散加熱速率的不確定度。數(shù)值模擬研究表明,只要傳播系數(shù)能夠被限制在偏離觀測(cè)值一個(gè)數(shù)量級(jí)的范圍內(nèi),聲波耗散機(jī)制就能夠在將AGN能量轉(zhuǎn)化為熱源的過程中起到非常關(guān)鍵的作用[98,113,114,115]。兩種機(jī)制對(duì)參數(shù)的依賴性不同,由此導(dǎo)致其作用范圍有所差別。3.2超高壓加熱規(guī)模星系團(tuán)內(nèi)的超新星也是一個(gè)非常重要的熱源。大量的觀測(cè)證據(jù)直接或間接地證實(shí)了在ICM中存在數(shù)量相當(dāng)可觀的超新星[116,117,118,119,120,121]。由于星系團(tuán)內(nèi)星族(Intra-clusterStellarPopulation)以年老的早型星為主,因此II型超新星的作用幾乎可以忽略不計(jì),只需考慮Ia型超新星的加熱作用即可。2004年,Domainko等人通過溫度、金屬豐度、X射線光度等信息,對(duì)英仙座星系團(tuán)和半人馬座星系團(tuán)中超新星加熱的規(guī)模進(jìn)行了研究。他們假設(shè)ICM中的金屬元素全部來自于超新星爆發(fā),進(jìn)而由金屬豐度得到超新星的數(shù)量,并根據(jù)星系團(tuán)的X射線光度得到加熱ICM所需的總能量。他們發(fā)現(xiàn)對(duì)于英仙座星系團(tuán)和半人馬座星系團(tuán),Ia型超新星發(fā)出的能量分別約為所需總能量的16%和45%。雖然這只是超新星加熱供能的比例上限(超新星爆發(fā)并不是ICM元素增豐的唯一途徑),但也能表明超新星加熱可為阻止氣體冷卻提供可觀的能量。Li和Bryan通過一項(xiàng)數(shù)值模擬工作證明,在r≤1kpc的范圍內(nèi),Ia型超新星能夠有效地加熱氣體并在一定程度上延緩冷卻,但在更大范圍內(nèi)的冷卻時(shí)間均短于Ia型超新星的加熱時(shí)間,因此Ia型超新星加熱并不足以徹底阻礙氣體的冷卻,仍需要引入其他的熱源(如AGN)。盡管如此,由于超新星加熱機(jī)制具備諸如空間分布相對(duì)AGN加熱更加均勻且廣泛、加熱作用時(shí)間長(zhǎng)等獨(dú)特的優(yōu)勢(shì),并且隨著觀測(cè)條件的進(jìn)步,有越來越多的星系團(tuán)內(nèi)超新星正在被發(fā)現(xiàn)[125,126,127,128],因此在討論冷核問題時(shí)它仍然是一個(gè)必須考慮的熱源。3.3星系團(tuán)內(nèi)的局部反應(yīng)問題關(guān)于熱傳導(dǎo)加熱機(jī)制的爭(zhēng)論已經(jīng)持續(xù)了幾十年。熱導(dǎo)率與星系團(tuán)中的磁場(chǎng)有關(guān),而由于磁場(chǎng)的拓?fù)浣Y(jié)構(gòu)無法觀測(cè),因此熱傳導(dǎo)的具體機(jī)制還不清楚?！拔⒄{(diào)”問題(thefine-tuningproblem)是熱傳導(dǎo)模型中存在的一個(gè)不易解釋的難點(diǎn),即如何使星系團(tuán)內(nèi)物質(zhì)在局部加熱與輻射冷卻同時(shí)存在的情況下保持局部平衡。除此之外,Zakamska等人的數(shù)值模擬研究發(fā)現(xiàn),在一部分星系團(tuán)中,熱傳導(dǎo)加熱無法在整個(gè)星系團(tuán)核心范圍內(nèi)與冷卻相抗衡,這個(gè)結(jié)果在Voigt以及Wise的研究中得到了進(jìn)一步證實(shí)。這些都是熱傳導(dǎo)模型目前所面臨的困難。假設(shè)熱導(dǎo)率并未被完全限制,那么在星系團(tuán)核心的冷卻區(qū)域之外,熱傳導(dǎo)加熱依然能夠發(fā)揮作用,雖然并不足以單獨(dú)抵抗氣體的冷卻,但可以大大減輕AGN加熱的負(fù)擔(dān),降低對(duì)于AGN加熱的能量要求。3.4冷核的并合-以太低的能量傳遞為能量的冷核,c除以上幾種之外,自冷核現(xiàn)象被發(fā)現(xiàn)以來,還出現(xiàn)過其他數(shù)量眾多的加熱機(jī)制。但是在這些加熱機(jī)制中,只有很少一部分包含反饋機(jī)制。AGN加熱機(jī)制以外的模型一般都以并合產(chǎn)生的能量(即星系團(tuán)的束縛能)作為熱源。對(duì)于一個(gè)類似英仙座星系團(tuán)尺度的系統(tǒng),阻止其核心氣體冷卻需要在一個(gè)哈勃年齡內(nèi)提供約1055J的能量,而一次較大規(guī)模的星系團(tuán)并合過程能夠產(chǎn)生的能量約為1057J,因此只需要在這一總能量中提供百分之一,就足夠阻止氣體冷卻形成恒星。但是這并不代表這些加熱機(jī)制沒有問題。冷核僅占據(jù)星系團(tuán)總體積的千分之一甚至更小,因此是一個(gè)相對(duì)較小的目標(biāo),并合產(chǎn)生的巨大能量并無明確的傳導(dǎo)方向性,按照比例計(jì)算,冷核能夠接受的并合能量應(yīng)該也只占到總能量的千分之一左右,這顯然達(dá)不到阻止氣體冷卻的能量需求。此外,星系團(tuán)內(nèi)氣體穩(wěn)定的分層結(jié)構(gòu)和極高的中心密度嚴(yán)重抑制了湍流活動(dòng),從而阻止了氣體的縱向能量交流。因此并合的能量如何傳遞給中心的冷核目前仍未有合理的解釋。Kravtsov等人通過對(duì)星系團(tuán)結(jié)構(gòu)的數(shù)值模擬研究發(fā)現(xiàn),星系團(tuán)內(nèi)物質(zhì)處于混亂的湍動(dòng)狀態(tài),其湍動(dòng)速度約為100km·s-1,湍動(dòng)的耗散可能也是一個(gè)重要的熱源。Churazov等人對(duì)英仙座星系團(tuán)的研究表明,星系團(tuán)中心AGN的外流也可能產(chǎn)生一個(gè)類似大小的湍流。因此冷核附近氣體湍流的產(chǎn)生源頭還不能確定。Dennis和Chandran利用一個(gè)半經(jīng)驗(yàn)的模型說明,當(dāng)湍流速度在100～300km·s-1