Повышение яркости космического фонового радиоизлучения в направлении на скопления галактик

Обложка

Цитировать

Полный текст

Открытый доступ Открытый доступ
Доступ закрыт Доступ предоставлен
Доступ закрыт Только для подписчиков

Аннотация

Исследована возможность регистрации в направлении скоплений галактик избытка космического фонового радиоизлучения из-за его комптоновского рассеяния на электронах горячего межгалактического газа. При картографировании флуктуаций фона на частотах ниже ≤ 800 МГц этот эффект ведет к появлению на месте скопления радиоисточника. На более высоких частотах, где в космическом фоне доминирует микроволновое (реликтовое) излучение, на месте скопления наблюдается “отрицательный” источник (“тень” на карте флуктуаций фона), что связано с переносом при рассеянии части реликтовых фотонов вверх по оси частот (в область ν ≥ 217 ГГц, Сюняев, Зельдович, 1970, 1972). В работе рассчитаны спектры ожидаемых искажений фонового радиоизлучения для разных параметров скоплений, показано, что во многих случаях в широком диапазоне частот 30 МГц ≤ ν ≤ 3 ГГц измерению искажений будет препятствовать собственное тепловое (тормозное) излучение межгалактического газа, а также рассеянное радиоизлучение галактик скоплений, связанное с их былой активностью, включая синхротронное излучение выброшенных релятивистских электронов. Ниже ~20 МГц эффект рассеяния всегда преобладает над тепловым излучением газа из-за общего роста интенсивности космического радиофона, однако высокоточные измерения на таких частотах становятся сложными. Ниже ~5 МГц эффект подавляется индуцированным рассеянием. В работе найдены диапазоны частот, оптимальные для поиска и измерения комптоновского избытка фонового радиоизлучения. Показано, что наиболее перспективны для его наблюдения горячие (kTe ≥ 8 кэВ) скопления, находящиеся на больших (z ≥ 0.5) красных смещениях. Из-за сильной концентрации тормозного излучения к центру скопления периферийные наблюдения комптоновского избытка должны быть предпочтительнее центральных. Более того, благодаря тепловому излучению газа и его концентрации к центру, отмеченный выше переход от “отрицательного” источника на карте флуктуаций фона к “положительному” при движении вниз по оси частот должен происходить не плавно, а через стадию “гибридного источника” – появления яркого пятна, окруженного темным кольцом. Такой вид источника в проекции объясняется его необычной трехмерной формой в виде узкого пика тормозного радиоизлучения, поднимающегося из центра широкой глубокой ямы, связанной с комптоновским рассеянием реликтового излучения. Рассеянное излучение активной в прошлом центральной галактики скопления может усилить эффект. Аналогичный “гибридный источник” появляется на карте флуктуаций фона и вблизи частоты 217.5 ГГц – при переходе от дефицита реликтового изучения к избытку (за счет фотонов, испытавших рассеяние). Необычная форма источника при этом вновь связана с тепловым излучением газа. Одновременные измерения потока тормозного радиоизлучения газа и амплитуды искажений из-за рассеяния фонового радио- и реликтового излучения позволят определять важнейшие параметры скопления.

Полный текст

Доступ закрыт

Об авторах

С. А. Гребенев

Институт космических исследований РАН

Автор, ответственный за переписку.
Email: grebenev@iki.rssi.ru
Россия, Москва

Р. А. Сюняев

Институт космических исследований РАН; Институт астрофизики Общества им. Макса Планка

Email: grebenev@iki.rssi.ru
Россия, Москва; Гархинг, Германия

Список литературы

  1. Абазажян и др. (K. Abazajian, G. Addison, P. Adshead, Z. Ahmed, S.W. Allen, D. Alonso, M. Alvarez, A. Anderson, et al.), arXiv:1907.04473 (2019).
  2. Аде и др. (P. Ade, J. Aguirre, Z. Ahmed, S. Aiola, A. Ali, D. Alonso, M.A. Alvarez, K. Arnold, et al.), J. Cosm. Astropart. Phys. 02, 056 (2019).
  3. Амири и др. (CHIME/Pulsar Collaboration: M. Amiri, K.M. Bandura, P.J. Boyle, C. Brar, J.-F. Cliche, K. Crowter, D. Cubranic, P. B. Demorest, et al.), Astrophys. J. Suppl. Ser. 255, 5 (2021).
  4. Арно (M. Arnaud), Astron. Astrophys. 500, 103 (2009).
  5. Биркиншоу (M. Birkinshaw), Phys. Rep. 310, 97 (1999).
  6. Блим и др. (L.E. Bleem, B. Stalder, T. de Haan, K.A. Aird, S.W. Allen, D.E. Applegate, M.L.N. Ashby, M. Bautz, et al.), Astrophys. J. Suppl. Ser. 216, 27 (2015).
  7. Блим и др. (L.E. Bleem, S. Bocquet, B. Stalder, M.D. Gladders, P.A. R.Ade, S.W. Allen, A.J. Anderson, J. Annis, et al.), Astrophys. J. Suppl. Ser. 247, 25 (2020).
  8. Брунетти и др. (G. Brunetti, G. Setti, L. Feretti, G. Giovannini), MNRAS 320, 365 (2001).
  9. Бхат и др. (N.D.R. Bhat, J.M. Cordes, F. Camilo, D.J. Nice, D.R. Lorimer), Astrophys. J. 605, 759 (2004).
  10. Бэкон и др. (Square Kilometre Array Cosmology Science Working Group: D.J. Bacon, R.A. Battye, P. Bull, S. Camera, P.G. Ferreira, I. Harrison, D. Parkinson, A. Pourtsidou, et al.), Publ. Astron. Soc. Austral. 37, 7 (2020).
  11. ван Вирен и др. (R. J. van Weeren, F. de Gasperin, H. Akamatsu, M. Bruggen, L. Feretti, H. Kang, A. Stroe, F. Zandanel), Space Sci. Rev. 215, 16 (2019).
  12. Вентури и др. (T. Venturi, S. Giacintucci, D. Dallacasa, R. Cassano, G. Brunetti, S. Bardelli, G. Setti), Astron. Astrophys. 484, 327 (2008).
  13. Вилльямсон и др. (R. Williamson, B.A. Benson, F.W. High, K. Vanderlinde, P.A.R. Ade, K.A. Aird, K. Andersson, R. Armstrong, et al.), Astrophys. J. 738, 139 (2011).
  14. Ву и др. (F. Wu, J. Li, S. Zuo, X. Chen, S. Das, J.P. Marriner, T. M. Oxholm, A. Phan, et al.), MNRAS 506, 3455 (2021).
  15. Гребенев С.А., Сюняев Р.А., Письма в Астрон. журн. 45, 835 (2019) [S.A. Grebenev, R.A. Sunyaev, Astron. Lett. 45, 791 (2019)].
  16. Гребенев, Сюняев (S.A. Grebenev, R.A. Sunyaev), J. Cosm. Astroph. Phys., submitted (2024).
  17. Давел, Тайлор (J. Dowell, G.B. Taylor), Astrophys. J., 858, L9 (2018).
  18. Джонас и др. (J. Jonas, and MeerKAT Team), Proc. “MeerKAT Science: On the Pathway to the SKA” (Stellenbosch, South Africa), 1 (2016).
  19. Джонс, Форман (C. Jones, W. Forman), Astrophys. J. 276, 38 (1984).
  20. Ди Масколо (DiMascolo), PhD Thesis, LudwigMaximilian University (2020).
  21. Доусон и др. (K.S. Dawson, W.L. Holzapfel, J.E Carlstrom, M. Joy, S.J. LaRoque, A.D. Miller, D. Nagai), Astrophys. J. 581, 86 (2002).
  22. Зельдович Я.Б., Новиков И.Д., Строение и эволюция Вселенной, М.: Наука (١٩٧٥).
  23. Зельдович Я.Б., Сюняев Р.А., Астрофизика и космическая физика (ред. Р.А. Сюняев М.: Наука/Физматлит, с. 9 (1982).
  24. Кавальери, Фуско-Фемиано (A. Cavaliere, R. Fusco-Femiano), Astron. Astrophys. 49, 137 (1976).
  25. Камерун (A.G. W. Cameron), в “Ядерная астрофизика” (ред. Ч. Барнс, Д. Клейтон, Д. Шрамм, пер. под ред. А.Г. Масевич), с. 33) 1986 [in “Essays in Nuclear Astrophysics. Presented to William A. Fowller” (eds. C.A. Barnes, D.D. Clayton, D.N. Schramm), Cambridge Univ. Press, p. 23 (1982)].
  26. Канден и др. (J.J. Condon, W.D. Cotton, E.B. Fomalont, K.I. Kellermann, N. Miller, R.A. Perley, D. Scott, T. Vernstrom, J.V. Wall), Astrophys. J. 758, 23 (2012).
  27. Карлстром и др. (J.E. Carlstrom, G.P. Reese, D. Erik), Ann. Rev. Astron. Astrophys. 40, 643 (2002).
  28. Кассано и др. (R. Cassano, V. Cuciti, G. Brunetti, A. Botteon, M. Rossetti, L. Bruno, A. Simionescu, F. Gastaldello, et al.), Astron. Astrophys. 672, A43 (2023).
  29. Коллаборация PLANCK (Planck Collaboration: P.A.R. Ade, N. Agranim, C. Armitage-Caplan, M. Arnaud, M. Ashdown, F. Atrio-Barandela, J. Aumont, H. Aussel, et al.), Astron. Astrophys. 571, id. A29 (2014).
  30. Коллаборация PLANCK (Planck Collaboration: P.A.R. Ade, N. Agranim, C. Armitage-Caplan, M. Arnaud, M. Ashdown, F. Atrio-Barandela, J. Aumont, H. Aussel, et al.), Astron. Astrophys. 581, id. A14 (2015).
  31. Коллаборация PLANCK (Planck Collaboration: P.A.R. Ade, N. Agranim, M. Arnaud, M. Ashdown, J. Aumont, C. Baccigalupi, A.J. Banday, R.B. Barreiro, et al.), Astron. Astrophys. 594, id. A27 (2016).
  32. Компанеец А.С., Журн. Эксп. Теор. Физ. 31, 876 (1956) [Kompaneets, A. S., Sov. Phys. JETP 4, 730 (1957)].
  33. Кордc, Лацио (J.M. Cordes, T.J. Lazio), Astrophys. J. 376, 123 (1991).
  34. Курей (A. Cooray), Phys. Rev. D 73, 103001 (2006).
  35. Кучити и др. (V. Cuciti, G. Brunetti, R. van Weeren, A. Bonafede, D. Dallacasa, R. Cassano, T. Venturi, R. Kale), Astron. Astrophys. 609, A61 (2018).
  36. Кучити и др. (V. Cuciti, R. Cassano, G. Brunetti, D. Dallacasa, R.J. vanWeeren, S. Giacintucci, A. Bonafede, F. de Gasperin, et al.), Astron. Astrophys. 647, A50 (2021).
  37. Е.В. Левич, Р.А. Сюняев, Астрон. журн. 48, 461 (1971) [E. V. Levich, R.A. Sunyaev, Sov. Astron. 15, 363 (1971)].
  38. Ленг К. “Астрофизические формулы (руководство для физиков и астрофизиков)” (ред. пер. Л.А. Покровский, В.Л. Хохлова), Мир: М., том 1, с. 68 (1978) [K.R. Lang “Astrophysical formulae (A Compendium for the Physicist and Astrophysicist)”, Springer-Verlag (1974)].
  39. Ли и др. (E. Lee, J. Chluba, and G.P. Holder), MNRAS 512, 5153L (2022).
  40. Маеда и др. (K. Maeda, H. Alvarez, J. Aparici, J. May, P. Reich), Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 140, 145 (1999).
  41. Мрочковский и др. (T. Mroczkowski, D. Nagai, K. Basu, J. Chluba, J. Sayers, R. Adam, E. Churazov, A. Crites, et al.), Space Sci. Rev. 215, 17 (2019).
  42. Поздняков Л.А., Соболь И.М., Сюняев Р.А., Итоги науки и техники (сер. Астрономия) (М.: ВИНИТИ, ١٩٨٢), т. ٢١, с. ٢٣٨ [L. A. Pozdnyakov, I. M. Sobol’, and R. A. Syunyaev, Sov. Sci. Rev., Sec. E: Astrophys. Space Phys. Rev. ٢, ١٨٩ (١٩٨٣)].
  43. Райх и др. (P. Reich, J.C. Testori, W. Reich), Astron. Astrophys. 376, 861 (2001).
  44. Ремазейл и др. (M. Remazeilles, C. Dickinson, A.J. Banday, M.-A. Bigot-Sazy, T. Ghosh), MNRAS 451, 4311 (2015).
  45. Роджер и др. (R.S. Roger, C.H. Costain, T.L. Landecker, C.M. Swerdlyk), Astron. Astrophys. 137, 7 (1999).
  46. Сабир и др. (A. Sabyr, J.C. Hill, B. Boliet), Phys. Rev. D 106, 023529 (2022).
  47. Сазонов С.Ю., Сюняев Р.А., Письма в Астрон. журн. 27, 563 (2001) [S.Yu. Sazonov, R.A. Sunyaev, Astron. Lett. 27, 481 (2001)].
  48. Сейферт и др. (M. Seiffert, D.J. Fixsen, A. Kogut, S.M. Levin, M. Limon, P.M. Lubin, P. Mirel, J. Singal, et al.), Astrophys. J. 734, 6 (2011).
  49. Сехгал и др. (N. Sehgal, S. Aiola, Y. Akrami, K. Basu, M. Boylan-Kolchin, S. Bryan, C. M. Casey, S. Clesse, et al.), BAAS 51, 6 (2019).
  50. Сингал и др. (J. Singal, N. Fornengo, M. Regis, G. Bernardi, D. Bordenave, E. Branchini, N. Cappelluti, A. Caputo, et al.), PASP 135, 1045, id.036001 (2023).
  51. Сюняев (R.A. Sunyaev), Astrophys. Lett. 7, 19 (1970).
  52. Сюняев Р.А., Письма в Астрон. журн. 6, 387 (1980) [R.A. Sunyaev, Sov. Astron. Lett. 6, 213 (1980)].
  53. Сюняев, Зельдович (R.A. Sunyaev, Ya.B. Zeldovich), Astrophys. Sp. Sci. 7,3 (1970).
  54. Сюняев, Зельдович (R.A. Sunyaev, Ya.B. Zeldovich), Comm. Astrophys. Sp. Phys. 4, 173 (1972).
  55. Сюняев, Зельдович, (R.A. Sunyaev, Ya.B. Zeldovich), Ann. Rev. Astron. Astrophys. 18, 537 (1980).
  56. Сюняев, Зельдович, (R.A. Syunyaev, Ya.B. Zeldovich), Sov. Sci. Rev., Sec. E: Astrophys. and Space Phys. Rev., 1, 1 (1981).
  57. Фиксен и др. (D.J. Fixsen, A. Kogut, S. Levin, M. Limon, P. Lubin, P. Mirel, M. Seiffert, J. Singal, et al.), Astrophys. J. 734, 5 (2011).
  58. де Хаан и др. (T. de Haan, B.A. Benson, L.E. Bleem, S.W. Allen, D.E. Applegate, M.L.N. Ashby, M. Bautz, M. Bayliss, et al.), Astrophys. J. 832, 95 (2016).
  59. ван Хаарлем и др. (M.P. van Haarlem, M.W. Wise, A.W. Gunst, G. Heald, J.P. McKean, J.W.T. Hessels, A.G. de Bruyn, R. Nijboer, et al.), Astron. Astrophys. 556, A2 (2013).
  60. Хазелфилд и др. (M. Hasselfield, M. Hilton, T.A. Marriage, G.E. Addison, L.F. Barrientos, N. Battaglia, E. S. Battistelli, J.R. Bond, et al.), JCAP 07, 008 (2013).
  61. Хардкастл и др. (M.J. Hardcastle, T.W. Shimwell, C. Tasse, P.N. Best, A. Drabent, M.J. Jarvis, I. Prandoni, H.J.A. RÖttgering, et al.), Astron. Astrophys. 648, 10 (2021).
  62. Хилл, Лонгейр (J.M. Hill, M.S. Longair), MNRAS 154, 125 (1971).
  63. Хилтон и др. (M. Hilton, C. Sifon, S. Naess, M. Madhavacheril, M. Oguri, E. Rozo, E. Rykoff, T. M. C. Abbott, et al.), Astrophys. J. Suppl. Ser. 253, 3 (2021).
  64. Холдер, Хлуба (G.P. Holder, J. Chluba), Astrophys. J., arXiv:2110.08373 (2021).
  65. Хотан и др. (A.W. Hotan, J.D. Bunton, A.P. Chippendale, M. Whiting, J. Tuthill, V.A. Moss, D. Mc Connell, S.W. Amy, et al.), Publ. Astron. Soc. Austral. 38, 9 (2021).

Дополнительные файлы

Доп. файлы
Действие
1. JATS XML
Скачать
2. Рис. 1. (a) Спектр фонового радио- и микроволнового излучения (красная пунктирная кривая) и соответствующий искаженный спектр из-за рассеяния на электронах горячего газа скопления галактик (зеленые длинные штрихи), а также вклада тормозного излучения этого газа (синяя сплошная линия, спектр самого тормозного излучения показан штриховой прямой линией). Демонстрационный расчет для гипотетического скопления с однородным распределением плотности, радиусом Rc = 350 кпк, температурой kTe = 5 кэВ и комптоновским yC = = 0.15 и тормозным yB = 2 × 1023 см−5 параметрами, в действительности и определяющими амплитуды искажений (у реальных скоплений yC и yB имеют на три порядка меньшие значения). (b) Относительные искажения спектра фонового излучения в направлении на это скопление (сплошая синяя кривая учитывает тормозное излучение газа). Указаны частоты ν2 ≃ 802 МГц (равенства по абсолютной величине комптоновских искажений радио и микроволнового фона), ν1 и ν3 (равенства потока тормозного излучения и комптоновского избытка в спектре радиофона, либо комптоновского провала в спектре реликтового излучения) и ν0 = 217 ГГц (перехода от недостатка фотонов к избытку в этом спектре).

Скачать (180KB)
Метаданные
3. Рис. 2. Сравнение искажений фонового радиоизлучения из-за его рассеяния на электронах горячего газа скопления галактик (зеленые длинные штрихи) и из-за вклада тормозного излучения этого газа (сплошные синие линии, соответствующие разным радиусам Rc скопления). В обоих случаях учтены искажения реликтового излучения из-за рассеяния на электронах (отдельно они показаны красными короткими штрихами). Зелеными короткими штрихами показано уменьшение искажений из-за индуцированного рассеяния, зеленым пунктиром — еще и из-за тормозного поглощения радиоизлучения в газе. Расчет для близкого (z 1) скопления с однородным распределением плотности, температурой kTe = 5 кэВ и томсоновской толщей вдоль луча зрения по его центру τT = 6×10−3.

Скачать (139KB)
Метаданные
4. Рис. 3. То же, что на рис. 2, но для искажений в спектре ν Fν(ν), что позволяет лучше исследовать вклад тормозного излучения межгалактического газа в сантиметровой-дециметровой области длин волн, где силен вклад комптоновских искажений спектра реликтового излучения. Видно, что для температуры газа kTe = 5 кэВ тормозное излучение компенсирует комптоновское падение потока излучения вплоть до λ ~ 6 см (ν ∼ 5 ГГц). Оптическая толща газа τТ = 1.2 × 10−2 (в два раза больше, чем на рис. 2).

Скачать (130KB)
Метаданные
5. Рис. 4. То же, что на рис. 2, но для скоплений с параметрами: (a) kTe = 7 кэВ, τТ = 1 × 10–2, (b) kTe = 15 кэВ, τТ = 1.4 × 10–2, (c) kTe = 3 кэВ, τТ = 8 × 10–3 и (d) kTe = 2 кэВ, τТ = 8 × 10–3. Тормозное излучение (сплошные синие линии) доминирует в более широкой области спектра у холодных, сильно релаксировавших скоплений. При этом оно полностью компенсирует падение яркости реликтового излучения вплоть до частот 5–8 ГГц (λ 4−6 см) и ослабляет его на более высоких частотах. Искажения в радиоспектре фона, хотя и становятся сильнее у горячих молодых скоплений с большой оптической толщей, сравниваются с тормозным излучением лишь на совсем низких частотах ν  20 МГц (λ  15 м).

Скачать (598KB)
Метаданные
6. Рис. 5. Граничные частота ν1, выше которой поток тормозного излучения межгалактического газа скопления доминирует над комптоновским усилением фонового радиоизлучения в общем спектре искажений (сплошные зеленые кривые), и частота ν3, ниже которой тормозное излучение доминирует по абсолютной величине над комптоновским ослаблением потока реликтового излучения (пунктирные синие кривые). Показаны кривые для разных температур газа в скоплении. Вертикальной штриховой красной линией показана частота ν2, на которой сравниваются комптоновские искажения радио и реликтового излучений. Положение частот ν1 и ν3 дано в зависимости от температуры kTe и плотности Ne (точнее, от величины σT yB/yC [kTe/mec2] 1.18Ne)межгалактического газа.

Скачать (176KB)
Метаданные
7. Рис. 6. Минимальная плотность электронов Ne,min (точнее, величина σT yB/ τТ ≈ 1.18Ne,min) горячего межгалактического газа, необходимая для того, чтобы в спектре искажений фонового радиоизлучения в направлении на скопление существовал интервал частот с доминирующим вкладом его тормозного излучения. Плотность выше для далеких (z > 0) скоплений. На оси Y справа нанесен радиус Rc скопления с критической плотностью и томсоновской толщей по центру τТ = 6 × 10−3. Штриховая линия отмечает типичный радиус скопления Rc ≃ 350 кпк.

Скачать (92KB)
Метаданные
8. Рис. 7. То же, что на рис. 5, но для далеких скоплений на красных смещениях z = 0.5 и 1. Из-за падения яркости тормозного излучения с z интервал частот, в котором это излучение доминирует в спектре искажений фона в направлении на скопление, заметно сужается.

Скачать (300KB)
Метаданные
9. Рис. 8. То же, что на рис. 2, но для скопления с β-распределением плотности газа (β = 2/3). Томсоновская толща по центру скопления τT = 6 × 10−3, газ изотермичий kTе = 5 кэВ, скопление близкое (z 1). Вклад тормозного излучения показан сплошными синими линиями для разных значений радиуса Rc ядра скопления. Рассмотрены центральные (прицельное расстояние ρ = 0, вверху) и периферийные (ρ = 0.5 Rc, внизу) наблюдения.

Скачать (241KB)
Метаданные
10. Рис. 9. Сравнение искажений фонового радиоизлучения из-за его рассеяния на электронах горячего газа скопления галактик (зеленые штрихи), а также тормозного излучения этого газа (сплошные синие линии) на разных частотах в зависимости от прицельного расстояния ρ/Rc от направления на центр скопления. Учтены искажения реликтового излучения из-за рассеяния на электронах газа (сплошные красные линии). Расчет для близкого (z 1) скопления с β-распределением плотности (β = 2/3), радиусом ядра Rc = 350 кпк, температурой kTe = 7 кэВ и томсоновской толщей по центру τT = 1×10−2 (см. рис. 4a).

Скачать (318KB)
Метаданные
11. Рис. 10. Карта искажений космического микроволнового и радиофона в направлении скопления галактик (того же, что на рис. 9) на разных частотах (синие линии — “отрицательные” отклонения, красные — “положительные”). Внешние контуры (на расстояниях ρ  6 Rc) не показаны.

Скачать (334KB)
Метаданные
12. Рис. 11. Эволюция карты искажений фонового радио- и микроволнового излучения в направлении скопления галактик при переходе между режимами пониженной и повышенной яркости (синие линии — “отрицательные” отклонения фона, красные — “положительные”). Искажения вызваны рассеянием на электронах, но появление гибридного источника (яркого пятна, окруженного темным кольцом), а также компактного “положительного” источника на карте, соответствующей частоте ν = 900 МГц, в значительной степени связано с тепловым излучением горячего газа скопления. Внешние (ρ  6 Rc) контуры на картах с ν ≤ 1.0 ГГц не показаны. Расчет для близкого (z 1) скопления с β-распределением плотности (β = 2/3) и теми же параметрами, что у скопления на рис. 9 и 10.

Скачать (859KB)
Метаданные
13. Рис. 12. Относительные (в %) искажения спектра космического фонового радио- и микроволнового излучения, ожидаемые из-за его рассеяния на электронах горячего газа в нескольких известных скоплениях галактик (зеленые длинные штрихи). Синие линии учитывают еще и тепловое (тормозное) излучение газа. Понижение яркости микроволнового излучения из-за рассеяния на электронах показано пунктирными красными линиями. Приведены искажения, наблюдаемые по центру скопления (слева) и на прицельном расстоянии, близком к радиусу его ядра ρ = 0.8Rc (справа). Газ полагается изотермическим и имеющим β-распределение плотности (β = 2/3), параметры скоплений даны в Табл. 1.

Скачать (639KB)
Метаданные
14. Рис. 13. Интегральный поток радиоизлучения внутри радиуса Rb от скопления галактик, характеризующегося β-распределением плотности межгалактического газа (β = 2/3), радиусом ядра Rc = 350 кпк и томсоновской толщей по центру τT = 0.01 (см. рис. 4a и 9). Такой поток зарегистрирует телескоп с угловым разрешением b = Rb/dA, где dA — угломерное расстояние до скопления. Газ считается изотермическим с температурой kTe = 7 кэВ, само скопление — расположенным на красном смещении z = 0.11 (слева) или 0.3 (справа). Радиоизлучение связано с 1). рассеянием космического фонового радиоизлучения электронами горячего газа (зеленые длинные штрихи) или 2). тепловым тормозным излучения этого газа (сплошные синие линии). В обоих случаях учтены искажения реликтового излучения из-за комптоновского рассеяния (красный пунктир). Однотипные линии соответствуют разным радиочастотам.

Скачать (516KB)
Метаданные
15. Рис. 14. Искажения спектра космического фонового радиоизлучения из-за его рассеяния на электронах горячего газа скопления галактик (зеленые штрихи), тормозного излучения этого газа (сплошная синяя линия) и рассеянного (диффузного) излучения центральной галактики (гистограммы). Красной кривой (длинные штрихи) показана абсолютная величина понижения яркости реликтового фона из-за его рассеяния в газе скопления. Всюду представлен интегральный поток излучения (от всего скопления). Предполагается, что галактика долгое время была активна в радиодиапазоне со спектральным индексом γ = 0.4 и светимостью LR = 1 × 1041 эрг c−1 в диапазоне частот 10 МГц – 100 ГГц, но выключилась tso млн. лет назад. Гистограммы получены с помощью моделирования методом Монте-Карло. Случай tso = 0 рассчитан также аналитически (формула (13), бордовая кривая). Рассматривается близкое (z = 0.005) скопление с однородной плотностью изотермического (kTe = 5 кэВ) газа, радиусом Rc = 350 кпк, с оптической толщей на луче зрения τT = 0.006 (такое же, как на рис. 2).

Скачать (165KB)
Метаданные
16. Рис. 15. Зависимость избытка космического фонового радиоизлучения в направлении скопления галактик от прицельного расстояния ρ (сплошная зеленая линия). Сплошной голубой линией показаны искажения из-за рассеяния в горячем газе скопления, короткими синими штрихами — вклад тормозного излучения газа, пунктирной черной линией — рассеянное излучение центральной галактики. Везде, кроме излучения галактики, учтено понижение яркости реликтового излучения из-за его комптоновского рассеяния (красные длинные штрихи). Считается, что галактика долгое время была активная, имела спектральный индекс γ = 0.4 и светимость LR = 1 × 1041 эрг c−1 в диапазоне частот 10 МГц — 100 ГГц, но недавно (tso ≃ 0) выключилась. Скопление рассматривается с теми же параметрами, что и на рис. 14.

Скачать (222KB)
Метаданные
17. Рис. 16. То же, что на рис. 14, но для центральных галактик разной светимости в диапазоне частот 10 МГц – 100 ГГц, LR = L41 × 1041 эрг с−1, где L41 = 2, 1 или 0.4 (показано красными цифрами), выключившихся лишь недавно tso = 0. Рассеянное в газе радиоизлучение галактик показано черными штрихпунктирными линиями. Черными сплошными линиями показано рассеянное излучение галактик с учетом индуцированного комптоновского рассеяния. Считается, что внутри радиуса R0 = 1–3 кпк (синие цифры) вблизи активных ядер галактик рассеивающий газ отсутствует.

Скачать (152KB)
Метаданные

© Российская академия наук, 2024