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2020-12-15T13:00:26Z

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Der {{lang|en|'''Cooling Flow'''}}<ref>{{Literatur |Autor=A C Fabian |Titel=Cooling Flows in Clusters of Galaxies |Sammelwerk=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |Band=32 |Nummer=1 |Datum=1994-09 |Seiten=277–318 |Online=[http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Fabian3/frames.html nedwww.ipac.caltech.edu] |DOI=10.1146/annurev.aa.32.090194.001425 |Abruf=2010-04-24}}</ref><ref>{{Alpha Centauri|164}} (Ausführlicher Film mit Erläuterung des Cooling Flow im Rahmen der Serie alpha-centauri).</ref> (wörtlich „Abkühlungs-Fluss“) existiert im Rahmen der Theorie, dass das [[Intracluster-Medium]] ICM (eine [[Plasma (Physik)|Plasma]]<nowiki/>wolke) im Zentrum von [[Galaxienhaufen]] sich abkühlt, zusammenzieht und von außen Gas nachströmen lässt, tausende [[Sonnenmasse]]n pro Jahr.

Die Abkühlung geschieht durch Emission von [[Röntgenstrahlen|Röntgen]]-[[Bremsstrahlung]], deren [[Leuchtkraft]] [[proportional]] zum Quadrat der [[Dichte]] ist. Da die Dichte in Richtung des Zentrums von Galaxienhaufen typischerweise steil ansteigt, ist durch die Abstrahlung die Gastemperatur im Zentrum geringer als in den Außenregionen, typischerweise nur ein Drittel oder die Hälfte. Obwohl die [[Kelvin-Helmholtz-Kontraktion|Kompression Wärme freisetzt]], ist das theoretische Zeitintervall für die Abkühlung des ICM mit weniger als einer Milliarde Jahren relativ kurz.

== Berechnung ==
In einem [[Gleichgewicht (Systemtheorie)#Stationärer Zustand|stationären System]] erhält man die ''Verlustmasse'' bzw. den Grad der Abkühlung des Plasmas durch die Formel

:<math>\dot{M} = \frac{2}{5}~\frac{L \cdot \mu m}{k T}</math>

dabei ist
* ''L'' die [[Bolometrische Helligkeit|bolometrische]], d. h. über das gesamte [[Elektromagnetisches Spektrum|Spektrum]] integrierte, [[Leuchtkraft]] der abkühlenden Region
* ''μm'' die durchschnittliche [[Molekularmasse]]
* ''k'' die [[Boltzmann-Konstante]]
* ''T'' die [[absolute Temperatur]] der abkühlenden Region.

== Vergleich mit den Beobachtungen ==
Derzeit muss man davon ausgehen, dass die aufgrund der Theorie eigentlich zu erwartenden enorm hohen Abkühlungsraten in Wirklichkeit sehr viel kleiner sind, da es bisher nur wenige Indizien für die Existenz solcher kalten strahlenden Gase in den meisten Galaxienhaufen gibt.<ref>{{Literatur |Autor=J. R. Peterson, S. M. Kahn, F. B. S. Paerels, J. S. Kaastra, T. Tamura, J. A. M. Bleeker, C. Ferrigno, J. G. Jernigan |Titel=High-Resolution X-Ray Spectroscopic Constraints on Cooling-Flow Models for Clusters of Galaxies |Sammelwerk=The Astrophysical Journal |Band=590 |Nummer=1 |Datum=2003 |Seiten=207–224 |DOI=10.1086/374830}}</ref> Dies wird als ''Cooling Flow Problem'' bezeichnet. Es existieren mehrere Theorien, warum man bisher nur so wenige Indizien findet.<ref>{{Literatur |Autor=J.R. Peterson, A.C. Fabian |Titel=X-ray spectroscopy of cooling clusters |Sammelwerk=Physics Reports |Band=427 |Nummer=1 |Datum=2006 |Seiten=1–39 |DOI=10.1016/j.physrep.2005.12.007}}</ref> Einige davon sind:
* Erwärmung durch den [[Aktiver galaktischer Kern|aktiven galaktischen Kern]] (auch {{lang|en|Active Galactic Nucleus}}, AGN) in Galaxienhaufen, möglicherweise durch [[Schallwelle]]n (wie man sie z. B. im [[Perseus-Galaxienhaufen]] oder dem [[Virgo-Galaxienhaufen]] beobachten kann)
* Erwärmung durch [[kosmische Strahlung]]
* [[Wärmeleitung]] aus den Außenbereichen des Haufens
* Verschwinden der kalten Gase durch [[Absorption (Physik)|Absorption]] von Materie
* Vermischung der kalten mit wärmerer Materie.
Die Erwärmung durch die aktiven galaktischen Kerne ist dabei die am meisten verbreitete Erklärung, weil diese während ihrer Lebensdauer große Mengen Energie aussenden und weil einige der aufgelisteten Alternativen bereits in ihren eigenen Theorien Probleme aufweisen.

== Videos ==
* {{Alpha Centauri|164}}

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Galaxienhaufen]]
[[Kategorie:Extragalaktische Astronomie]]

Cooling Flow - Versionsgeschichte

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