Ученые выяснили, почему активные ядра галактик неэффективны в скоплениях
Международная группа астрофизиков с помощью космологического моделирования FLAMINGO исследовала, почему обратная связь от активных ядер галактик (AGN) по-разному влияет на газ в группах галактик и в их скоплениях. Результаты опубликованы на сервере препринтов arXiv.
Ученые выделили три радиальные зоны: внутренняя, где AGN нагревает газ ударными волнами; промежуточная зона плавучести, где нагретый газ поднимается; и внешняя, где поток может остановиться в терминальном ударном фронте. Ключевым оказалось то, что нагрев во внутренней зоне самоограничен: как только газ становится достаточно горячим, ударные волны перестают повышать энтропию.
В результате оттоки имеют предельное значение энтропии (около 360 кэВ·см?), почти не зависящее от массы гало. Это значение объясняется с помощью соотношений Ренкина — Гюгонио. Оттоки поднимаются с постоянной энтропией через зону плавучести и покидают гало, если предельная энтропия значительно превышает энтропию втекающего газа.
Условие выполняется только для гало массой M200m < 10^13,7 солнечных масс. Для более массивных скоплений энтропия втекающего газа слишком высока, из-за чего отток останавливается и может порождать ударные волны на радиусе «splashback». Варианты с более сильной или слабой обратной связью сдвигают критическую массу до 10^14,0 или 10^13,5 масс Солнца соответственно.
Авторы вывели выражение временной эволюции вириальной доли газа, которое показывает, как оставшийся газ реинкорпорируется по мере расширения вириального радиуса гало. Этот эффект доминирует над оттоками, если последние не достигают потока Хаббла. В результате вириальная доля газа растет с массой, начиная с 10^13,0 масс Солнца.
Таким образом, исследование объясняет давний парадокс: группы галактик обеднены газом, тогда как в скоплениях его содержание близко к космической барионной доле. Результаты моделирования FLAMINGO помогут точнее описывать эволюцию галактик и их окружения.
