성간 매체가 왜 그렇게 뜨겁습니까?

이 링크 에는 다음과 같이 기술되어있다.

이 확산 (이온화) 가스는 서로 멀리 떨어져 있고 밀도가 거의 없을 때 어떻게 뜨겁게 될 수 있습니까?

ESA (유럽 우주기구) 페이지 제목 그게 무슨 은하 가마솥에서 슬로 싱 핫 가스 당신이라고 설명 링크를하는 충동 (따뜻한 핫 은하계 중간). 그것들은 성간 매체가 아니라 은하계 매체 가스입니다. 밀도의 차이는 평균에 성간 밀도, 거대 (세제곱 센티미터 당 양성자), 그러나이 충동의 밀도가 낮은의 크기도 몇 오더 인 ρ ~ 10 - 6 − 10 − 5 p p c m 또는 입방 미터당 대략 1 ~ 10 개의 양성자$\rho ∼ 1\ ppcm$$\rho ∼ 10^{−6}−10^{−5}\ ppcm$NASA의 Chandra X-ray Observatory 는 입방 미터당 6 개의 양성자의 평균 밀도를 인용합니다).

WHIM의 흥미로운 점은 그것들이 절대적으로 크다는 것입니다. 우리는 은하단 (수백만 광년에 걸쳐)으로 뻗어있는 거리에 대해 이야기하고 있습니다. 즉, 비록 그것이 아주 작더라도 우주의 중음 질 물질의 상당 부분을 차지합니다.

이러한 물질은 지역 ( z < 1 ) 우주 의 모든 남은 물의 상당한 비율 ( )을 차지할 것으로 예상 되므로, 높은 적색 편이로 보이거나 낮은 곳에서 빠진 남작을 호스팅하는 가장 좋은 후보로 간주됩니다 레드 시프트 센서스.$∼ 50\%$$z < 1$ [redshift in the infrared spectrum]

이제 열 방출에 대해, 그리고 왜 그들이 X-ray 범위에서 처음 감지되는지 (ESA의 기사는 ESA의 XMM-Newton X-ray 관측소에서 찍은 사진을 언급했습니다) :

WHIM의 전자와 바리온은 암흑 물질 LSS [Large–Scale Structures]전위가 잘 흡수되는 동안 충격을 받고 LSS를 둘러싼 필라멘트 / 시트형 구조에 정착합니다.

나는 대괄호로 묶은 따옴표로 몇 가지 설명을 추가했지만, 이것이 의미하는 것은 이러한 WHIM의 일부가 은하가 지나갈 때 AGN (Active Galactic Nucleus)과 상호 작용하고 AGN 의 X- 선 방출이 Baryonic 물질 을 자극 한다는 것입니다 온도 .$T ∼ 10^5−10^7 K$

인용 소스 :

• Cosmic Baryon Budget , Fukugita et al. 1998
• 우주 에너지 인벤토리 , 후쿠 기타 & 피블 2004

추가 자료 :

• 엑스레이 발견은 NASA 가없는 물질의 위치를 ​​가리킨다
• Sky & Telescope의 "Missing"마지막 문제가 발견되었습니다.
• H 2356-309까지의 시선을 따라 은하 대형 구조물의 WHIM 내용 연구 (PDF), L. Zappacosta et al., Harvard-Smithsonian Center of Astrophysics

TidalWave의 답변에 추가하기 만하면 간단하게 상상하기가 쉬운 사소한 "왜".

우리가 열역학적 수준의 온도라고 부르는 것은 원자 수준의 속도입니다. 매체의 온도가 높다고 말하는 것은 해당 매체의 입자가 심하게 빠르게 움직이는 것과 같습니다.

그들은 빠르게 움직여야합니다. 그들은 은하의 탈출 속도보다 빠르게 움직여야한다. 매우 드물기 때문에 매우 드물게 충돌하므로 충돌로 인한 속도 저하 (예 : 광자 등)는 거의 발생하지 않습니다. 요컨대, 입자를 얻을 수있을 정도로 빠르며 뜨겁고 식을 기회가없는 입자를 얻게됩니다.

그들은 입자 속도의 의미에서 뜨겁지 만, 만약 당신이 거기에 있다면, 당신은 입자가 당신에게 영향을 줄 수있는 낮은 밀도가 있기 때문에 동결 될 것입니다. 방사선으로 인해 추울 때 열로주의하십시오.