냉각류 문서 원본 보기

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'''냉각류''' 또는 '''쿨링 플로'''({{llang|en|cooling flow}})는 [[은하단]]의 중심에 있는 [[은하단내부물질]](ICM)이 연간 수십에서 수천 [[태양질량]]의 비율로 빠르게 냉각되어야 한다는 이론에서 등장하는 개념이다.<ref>Fabian A.C.: [http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Fabian3/frames.html 은하단에서의 냉각류], Annu. Rev. Astron. Astrophys. 1994. 32: 277-318</ref> 냉각류는 ICM(일종의 [[플라스마]])이 [[X-선]] 방출로 인해 에너지를 빠르게 잃을 때 발생해야 한다. ICM의 X-선 밝기는 밀도의 제곱에 비례하는데, 그래서 대부분 은하단의 중심으로 갈수록 가파르게 증가한다. 또한 온도는 은하단의 외곽에서의 보통 3분의 1 또는 절반 수준으로 떨어진다. ICM의 냉각되는데 걸리는 일반적인 시간은 10억 년 이하로 상대적으로 짧다. 은하단의 중심에 있는 물질이 침착(''cool out'')되면, ICM을 짓누르는 압력으로 인해 안쪽으로 물질들의 유동이 발생하는데, 이것이 냉각류이다.

정상상태에서 질량침적률(''mass deposition''), 즉 플라스마의 냉각률은 다음과 같이 주어진다.
:<math>
\dot{M} = \frac{2}{5} \frac{L \mu m}{kT},
</math>
여기서 ''L''은 냉각 영역의 [[복사등급|복사광도]](모든 스펙트럼 영역에서의 광도), ''T''는 [[온도]], ''k''는 [[볼츠만 상수]], ''μm''은 평균 분자질량이다.

현재 매우 큰 수치의 냉각이 예측되었는데, 많은 은하단을 조사해본 결과 냉각 X-선 방출 기체에 대한 증거가 적기 때문에 실제 냉각률은 그보다 훨씬 작을 것으로 예측되고 있다.<ref>Peterson J.R., et al.: [http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...590..207P 은하단에 대한 냉각류 모형을 제한하게 만든 고해상도 X-선 분광사진]. ApJ 2003. 590: 207</ref> 이를 냉각류 문제(''cooling flow problem'')라고 한다. 냉각에 대한 증거가 적은 이유에 대한 이론은 다음과 같다.<ref>Peterson J.R., Fabian A.C.: [http://adsabs.harvard.edu/abs/2006PhR...427....1P 냉각 중인 은하단의 X-선 분광학], Physics Reports. 2006. 427: 1</ref>

* 은하단에 있는 중심의 [[활동은하핵]](AGN)에 의한, 아마 [[음파]]([[페르세우스자리 은하단|페르세우스자리]] 및 [[처녀자리 은하단]]에서 보이는 것)를 통한 가열
* 은하단의 외곽 부분으로부터의 [[열전도]]
* [[우주선 (물리)|우주선]]에 의한 가열
* 물질 흡수로 인한 냉각 기체 은폐
* 뜨거운 물질과 냉각 기체의 혼합

AGN에 의한 가열이 가장 일반적인 설명인데, 대량의 에너지가 AGN의 수명 기간 동안 방출되기 때문이다.

== 각주 ==
{{각주}}

[[분류:은하단]]
[[분류:외부은하천문학]]
[[분류:공간 플라스마]]