Figura 1: Los dos paneles muestran el grado de polarización en líneas de emisión diferentes, en función de la distancia proyectada desde el centro del cúmulo. En el panel de la derecha, la polarización en la línea de resonancia más importante de hierro, con una energía de 6,7 keV, se muestra en el cúmulo de Perseo, mientras que la polarización en varias de las líneas de resonancia más prominentes del cúmulo de Virgo (M87) se muestran en el panel izquierdo.Los cúmulos de galaxias son las más grandes estructuras vinculadas gravitacionalmente en el Universo. Alrededor del 80 por ciento de su masa se debe a la materia oscura, el 15 por ciento, debido al gas caliente y sólo un pequeño porcentaje de la masa corresponde a las estrellas. El gas caliente, por lo tanto, es el componente bariónico dominante de los cúmulos y el componente en masa más grande que se puede observar directamente. A lo largo de la línea de visión, el movimiento del gas dentro del cúmulo puede en principio ser medido mediante el análisis de la frecuencia Doppler de rayos X de las líneas espectrales. Sin embargo, dado que el cambio esperado es muy pequeño, se necesitan espectrómetros de rayos X de alta resolución espectral. Medir el movimiento del gas perpendicular a la línea de visión mediante las técnicas espectroscópicas habituales es aún más difícil, ya que el cambio es unas 100 veces menor. Por lo tanto, se investigaron los efectos de los movimientos de gas en la polarización de la luz de rayos X emitida.
El gas caliente (107 a 108 K) en los cúmulos de galaxias emite radiación de rayos X en un contínuo y en líneas de emisión de elementos pesados ionizados. Como el hierro es el elemento más abundante, las líneas de resonancia de hierro ionizado son especialmente fuertes y brillantes. En estas líneas la sección eficaz de dispersión es mucho mayor que en el continuo y la profundidad óptica puede ser del orden de uno o incluso más grande, lo que significa que en promedio cada fotón emitido sufre al menos una dispersión. Por ejemplo, la profundidad óptica de la línea del hierro a una energía de 6,7 keV en los cúmulos más brillantes en el cielo, los cúmulos de Perseo y de Virgo, es de aproximadamente 3 y 1,4, respectivamente.
La estructura atómica de los iones define el proceso de dispersión de la línea, es decir, la absorción y la re-emisión de un fotón, como una combinación de dispersión isotrópica y de Rayleigh. Es bien sabido que el componente de Rayleigh conduce a una polarización en la radiación emitida (al igual que en el caso de la dispersión Thomson) si hay un momento cuadripolar en el campo de radiación inicial. En los cúmulos de galaxias tal momento cuadripolar surge de manera natural, si bien la dispersión se lleva a cabo lejos del núcleo brillante central del cúmulo y/o si hay movimientos de gas. El grado de polarización esperado es alto: en el cúmulo de Perseo alcanza cerca de un 7 por ciento en la línea del hierro en 6,7 keV; en el cúmulo de Virgo, es de varios puntos porcentuales en las líneas más prometedoras (ver figura 1).
Figura 2: Estos gráficos muestran el grado de polarización y la dirección de un grupo simulado en la línea de hierro de 6,7 keV, donde los colores indican el grado de polarización (en tantos por ciento) y las líneas de trazos cortos la orientación del vector eléctrico. Los contornos del brillo de la superficie de rayos-X están superpuestos. El panel izquierdo muestra el caso cuando el gas está en reposo, el panel de la derecha muestra los resultados cuando los movimientos de gas se tienen en cuenta.Los movimientos transversales del gas en el cúmulo pueden cambiar el grado y dirección esperados de la polarización, ya que la sección transversal de la dispersión a lo largo de la dirección del movimiento es decreciente. Usando simulaciones modernas y completas en tres dimensiones de los cúmulos de galaxias, se calculó el grado de polarización de las líneas de rayos X esperadas cuando se toma en cuenta los movimientos del gas. En la figura 2 se puede ver que el grado de polarización en la línea del hierro llega a alrededor del 25 por ciento dentro de una distancia de 500 kpc del núcleo si el gas del cúmulo se encuentra en reposo. La inclusión del movimiento del gas disminuye la polarización hasta un 10 por ciento y causa una rotación del plano de polarización.
Está llegando una nueva era en la espectroscopía de rayos X de alta resolución y en los estudios de polarización, impulsada por los avances en el desarrollo de una nueva generación de detectores de rayos X. La primera misión polarimétrica GEMS, basada en el principio del foto-efecto, ya está aprobada y financiada, y se pondrá en marcha en un futuro próximo. Varias misiones más están en discusión. La medición de la polarización de las líneas de emisión de rayos X brillantes y la comparación con simulaciones nos proporcionará nuevos datos sobre el bulto y los movimientos turbulentos de gas en los cúmulos de galaxias.
Fuente:
Polarization as a way to measure transverse gas motions in galaxy clusters
No hay comentarios:
Publicar un comentario