Temperature and Metallicity in the Intra-cluster Medium of ABELL 262 observed with Suzaku
利用朱雀卫星对Abell 262星系团进行了观测，研究了团内介质的温度和丰度分布。Abell 262是一个明亮的，附近的贫穷星系团，ICM温度约为2 keV，因此提供了有关星系团和星系团之间ICM性质联系的有用信息。中心区域的观测光谱可用两个温度模型来描述，而外围区域的观测光谱则用单一温度模型来描述。用XIS仪器不仅直接测量了Si、S和Fe线，而且还测量了O和Mg线，并首次获得了~0.43 r_180的外部区域的丰度。我们发现陡峭的梯度Mg，Si，S和Fe的丰度，而O显示几乎平坦的丰度分布。发现α-元素与Fe的绝对比值与其他簇和组的相似。我们计算出ICM富集的II型与Ia型超新星的数量比为3.0 ± 0.6，在0.1 r_180范围内，该值与其他星团和群的值一致。利用Abell 262成员星系的B波段和K波段光度计算了Fe、O和Mg的金属质光比（IMLR、OMLR、MMLR）。导出的MLRs与kT = 3-4 keV的其他簇的MLRs相当。
2008-10-21 astro-ph
Some effects of small-scale metallicity variations in cooling flows
为了使最近的光谱数据与标准冷却流模型的预测相一致，有人提出，团内介质（ICM）中的金属可能在小尺度上分布不均匀。我们调查这种情况下的框架内的冷却流场景的可能后果。使用标准的等压冷却流模型，我们研究的能力，这样的金属丰度的变化，优先抑制冷却流谱中的低温线发射。然后，我们使用简单的数值模拟研究的时间和空间的演化时，ICM的金属分布在这样的方式。模拟观测被用来研究约束条件的真实数据可以放置在ICM的条件。强调了以目前的观测限度排除小空间尺度上丰度变化的困难。我们发现，双峰分布的金属可能会引起有趣的影响，在所观察到的丰度分布，在明显的丰度梯度与中央丰度下降和偏离中心的峰值，类似于最近看到的一些集群，产生。不同的元件以不同的方式表现，这取决于它们的等效宽度的温度依赖性。我们的总体结论是，虽然这一过程本身似乎不太可能解释目前光谱数据中低温发射谱线的急剧减少，但在某种程度上的贡献是可能的，难以排除。在分析高分辨率星团X射线谱时，应考虑小尺度金属丰度变化的可能性。
2002-09-26 astro-ph
X-Ray Probing of the Central Regions of Clusters of Galaxies
总结了ASCA对中等丰度星系团中心区域的X射线研究结果，强调了cD星系团与非cD星系团的区别。在cD星系的$\sim 100$ kpc范围内，团簇内介质（ICM）可能由热、冷两个阶段组成，ICM金属丰度也增强。相比之下，非cD团簇中的ICM似乎是等温的，金属丰度梯度很小。引力势在cD星系周围表现出等级嵌套，而非cD星系团Abell~1060的总质量密度分布则具有中心尖点。在这两种类型的集群的ICM的铁质轻比减少向中心，虽然它是径向恒定的外围区域。ICM中的硅-铁丰度比随着星系团的丰富度而增加，但仍然接近cD星系周围的太阳比。这些总体结果的解释没有呼吁流行的冷却流假说。相反，把重点放在围绕cD星系形成的晕中晕结构上。
2001-04-04 astro-ph
The chemical enrichment of the ICM with BeppoSAX
我们回顾了利用BeppoSAX MECS数据进行的团内介质（ICM）化学富集观测。出现的图片是，非冷却流集群具有平坦的金属丰度分布，而在冷却流集群的中心区域发现了丰度的强烈增强。所有的非冷却流集群目前的证据表明，最近的合并活动，合并事件有效地重新分配ICM的金属含量。在冷却流星系团的中心区域观察到的丰度过剩可能是由于位于星系团核心的cD星系喷出的金属。相对于非冷却流团簇，冷却流团簇也增强了其核心中的镍丰度。
2001-08-28 astro-ph
Metal Enrichment in the Intra-Cluster Medium
综述了团簇内介质（ICM）重元素富集的研究进展。现在有很好的观测证据表明富集，包括丰度比和金属丰度分布。浓缩过程中所涉及的各种过程-冲压压力剥离、星系风、星系-星系相互作用、活动星系核外流和星系团内超新星-得到了描述。考虑到金属富集的ICM演变的模拟。
2006-11-20 astro-ph
High Metallicity of the X-Ray Gas up to the Virial Radius of a Binary Cluster of Galaxies: Evidence of Galactic Superwinds at High-Redshift
我们提出了一个分析的朱雀观测之间的连接区域的星系团A399和A401。首次获得了团簇维里半径范围内团簇内介质的金属丰度。我们确定的金属量的维里半径的两个集群相互交叉（~2 Mpc远离他们的中心），并发现它是可比的，在他们的内部区域（~0.2 Zsun）。在维里半径范围内金属丰度的均匀性不太可能是由于星系团碰撞引起的混合。由于冲压压力太小，无法剥离星系团维里半径周围星系的星际介质，我们在那里发现的相当高的金属丰度表明ICM中的金属不是通过冲压压力剥离从成员星系中传输出来的。相反，这种均匀性表明，在星系团形成之前，原星系团区域被来自星系的极其强大的外流（超级风）广泛地污染了金属。我们还寻找了该区域温暖炽热的星系际介质中的氧辐射，并得到了氢密度的严格上限（nH<4.1 × 10 ^-5 cm^-3）。
2008-03-04 astro-ph
Systematic Errors in the Hubble Constant Measurement from the Sunyaev-Zel'dovich effect
根据Sunyaev-Zel'dovich效应和星系团X射线观测的综合分析，估算的哈勃常数比其他方法估算的值系统地低10- 15%。我们研究的起源系统低估使用分析模型的团内介质（ICM），并比较预测与理想的三轴模型和从宇宙流体动力学模拟中提取的集群。我们确定了三个重要来源的系统误差;密度和温度的不均匀性在ICM中，偏离等温线，和非球面。特别是，前两者的组合导致系统的ICM光谱温度相对于其发射加权的低估。我们发现，这三个系统很好地再现了观测到的偏差和固有的色散的哈勃常数估计从Sunyaev-Zel'dovich效应。
2007-10-04 astro-ph
The Multiphase Intracluster Medium in Galaxy Groups Probed by the Lyman Alpha Forest
研究表明，在现今的富螺旋星系群中，团内介质的演化速度可能比富椭圆星系群和星系团慢得多。z > 2时的原星团和原群的环境可能类似于低红移时的富螺旋群环境。因此，就像今天在螺旋丰富的群体中的ICM一样，在z > 2的原群体和原集群中的ICM被预测为显着的多相。星系附近的类星体莱曼α森林是在宽红移范围内研究ICM的有效探测器。Adelberger等人和Pascarelle等人最近对星系周围Lyman α吸收的两个观测结果是一致的，结果表明，观测结果支持多相ICM情景。星系红移必须非常精确，这样的研究才能成功。这种情况也可以解释低金属丰度和较低的热气体分数的群体。
2003-07-08 astro-ph
Gas stripping in galaxy clusters: a new SPH simulation approach
采用基于N体SPH/tree程序GADGET的新方法研究了时变冲压压力对星系团中旋涡星系的影响。我们已经调整了代码来描述两个不同的气相，扩散热的团内介质（ICM）和更密集和更冷的星际介质（ISM）的相互作用。ICM和ISM组分都作为SPH粒子引入。当一个星系从外围到达星系团中心的高度径向轨道时，它会穿过ICM密度峰值，并经历随时间变化的风。根据ISM-ICM相互作用的持续时间和强度，发现具有大或小ICM分布的星系团中的早型和晚型星系表现出不同的剥离效率、面外ISM的再吸积量和最终质量。我们比较了不同复杂度的解析近似的数值结果，并指出了Gunn & Gott简单剥离公式的局限性。我们的研究强调了银河系轨道历史对剥离量的作用。我们讨论了冲压压力剥离的贡献ICM的起源和它的金属丰度。我们建议像尾巴，细丝，或波纹的气体积累负责剥离在整体ICM发生率低的地区。
2007-06-25 astro-ph
Chemical enrichment of the intracluster medium by FR II radio sources
我们提出了二维轴对称流体动力学模拟研究FR II射电星系对周围星系团内介质（ICM）的金属分布的长期影响。将一个光射流注入冷却流大气中，持续10-30百万年。然后，我们按照随后的演变为3陀螺仪的球面网格跨越3百万秒差距的半径。将一系列被动示踪粒子放置在团簇核心周围的环中以模拟携带金属的云，以计算金属丰度（Z）作为时间和距团簇中心的径向距离的函数。喷流在整个3 Gyr周期内对ICM有显著的影响。在模拟结束时，喷流产生的金属丰度约为星系团核心初始金属丰度的10%。喷流不仅在混合区输送金属，而且还通过喷流后面的ICM上涌，在长距离和短距离上富集团簇。
2006-12-13 astro-ph
Simulating galaxy clusters : the ICM and the galaxy populations
用LambdaCDM TreeSPH方法模拟了星系团和星系团的形成和演化。模拟包括：恒星形成，化学演化与非瞬时再循环，金属依赖的辐射冷却，强恒星爆发和（可选）AGN驱动的星系超级风，元星系紫外线场和热传导的影响。我们报告的ICM，X射线光度，冷分数，气体和恒星的M/L和IMLR比，金属丰度和梯度的温度和熵分布的结果。此外，还讨论了这两个最富星系团的星系种群的性质：星系团星系的整体恒星形成率、K波段总光度、z=0时的星系光度函数及其红移演化、由金属丰度效应引起的色-星等关系（"红色序列“）以及IMF在再现恒星星族颜色和丰度中的作用。最后，研究了团内恒星和cD星系对团光的贡献（20- 40%）：表面亮度剖面、平均颜色和化学丰度、IC恒星星族的运动学（速度色散和分布）。
2005-04-15 astro-ph
Iron abundances in hydrodynamical simulations of galaxy clusters
用流体动力学SPH方法模拟了星系团中金属的富集。根据数值分辨率和一些模型参数，最终的模拟集群的金属丰度。对于一组基准的模型处方的模拟结果表明，铁的丰度与数据广泛一致。最终X射线特性对ICM的加热不敏感。这支持了冷星系团的ICM演化是由辐射冷却驱动的情景。
2002-11-06 astro-ph
Iron abundances and heating of the ICM in hydrodynamical simulations of galaxy clusters
本文利用一组对扁平LCDM宇宙学中星系团的流体动力学SPH模拟结果，研究了ICM中金属的富集和加热。气体的物理模型包括辐射冷却，恒星形成，能量反馈和金属富集，这些都是II型和Ia型超新星爆炸的结果。冷却函数的金属丰度依赖性也被考虑在内。对于一组基准的模型处方的结果表明，径向铁剖面与观测结果广泛一致，全球铁丰度也与数据一致。结果发现，在ICM中的铁分布是严重依赖于金属沉积轮廓的形状。对于低温星系团，除非在ICM中引入金属的最小扩散长度，否则模拟得到的铁丰度低于允许的观测范围。模拟的辐射加权径向温度分布与冷却流团的数据吻合良好，但在离团中心（维里半径的$\sim 2%$）很小的距离处，温度比测量的光谱值高出$\sim$ 2倍。冷星系团（$T_X\sim 1keV$）的核心过剩熵为$\sim 200 keVcm^2$，它们的X射线性质不受加热ICM的反馈能量的影响。高温气体$f_g$在维里半径处的分数随$T_X$的增加而增加，模拟得到的团簇样品的分布与观测范围一致。
2002-10-29 astro-ph
Simulations of galactic winds and starbursts in galaxy clusters
我们提出了一个调查的星系风和合并驱动的星暴的星系团内介质（ICM）的金属富集。我们使用相结合的N体/流体动力学模拟与半数值星系形成模型。通过计算由热、宇宙线和MHD波压驱动的稳态外流的跨音速解，得到了星系风引起的质量损失。由这些过程引起的金属分布的不均匀性是揭示星系团动力学状态的理想工具。我们目前的表面亮度，X射线发射加权温度和金属地图，我们的模型集群，因为它们将被观察到的X射线望远镜，如XMM-牛顿。我们表明，X射线加权金属地图区分前或合并后的星系团通过比较金属丰度分布与星系密度分布：合并前有一个金属丰度差距的子集群，合并后的高金属丰度的子集群之间。我们将我们的方法应用到两个观测到的星系团，Abell 3528和Abell 3921，以显示它们是否是合并前或合并后的系统。在我们的模拟中发现的金属丰度分布的不均匀性的生存时间是几个陀螺仪。我们发现，星系风和合并驱动的恒星爆发丰富ICM非常有效地后，z=1的中心（~ 3 Mpc半径）区域的星系团。
2005-10-31 astro-ph
The Detectability of the First Stars and Their Cluster Enrichment Signatures
我们进行了全面的调查的可探测性的第一批恒星和他们的富集签名在星系团。我们发现，从包含这些第三星族（PopIII）恒星的天体流出的平均金属丰度远高于标志着正常恒星形成的临界过渡金属丰度（Z_cr \sim 10^-4）。因此，PopIII天体形成的分数作为红移的函数，在很大程度上取决于金属的分布，而与Z_cr的精确值相当无关。使用非均匀结构形成的分析模型，我们研究了PopIII对象的恒星形成效率，IMF和外流发电效率的函数的演变。对于所有模型，PopIII天体往往在10^6.5-10^7.0太阳质量范围内，大到足以在哈勃时间内冷却，但足够小，它们不会聚集在以前的恒星形成区域附近。虽然在所有模型中，平均金属丰度在红移为15处超过Z_cr，但PopIII恒星形成的峰值出现在z \sim 10处，并且这些恒星继续形成，直到可观测范围。我们讨论了这些对象的观测特性，其中一些可能已经被检测到正在进行的调查高红移莱曼α发射。最后，我们将我们的PopIII分布与Heger和Woosley（2002）的产额模型相结合，研究了它们对星系团中团内介质（ICM）的影响。我们发现，PopIII星可以贡献不超过20%的ICM中观察到的铁，虽然他们特有的元素产量有助于调和理论模型与观察到的Fe和Si/Fe丰度。然而，这些恒星倾向于过度产生S/Fe，其相关的SN加热远远低于观测到的每个ICM气体粒子1 keV的水…
2003-01-30 astro-ph
Tracing the evolution in the iron content of the ICM
本文对z>0.3的56个星系团的X射线谱进行了Chandra分析，这些星系团的温度范围为3<kT<15 keV。我们的分析是为了测量铁丰度的集群内介质（ICM）的最高红移探测日期。我们利用在0.3<z<1.3的五个红移仓上进行的组合光谱分析来估计平均发射加权铁丰度。我们发现，在能量低于5 keV的星系团中，在（0.15-0.3）R_vir范围内测得的发射加权铁丰度平均比较热的星系团高出约2倍，遵循Z（T）= 0.88T ^{-0.47} Z_o，证实了在局部样品中观察到的趋势。我们还发现一个恒定的平均铁丰度Z_{Fe} ~ 0.25 Z_0作为红移的函数，但仅适用于z>0.5的集群。在z~0.3-0.5的红移范围内，发射加权铁丰度明显较高（Z_{Fe} ~0.4 Z_o），接近0.1<z<0.3时冷核和非冷核混合团簇在0.15 R_{vir}半径内局部测量的值。金属丰度随红移的减少可以用~（1+z）^{-1.25}形式的幂律来参数化。所观察到的演变意味着，平均铁含量的ICM在目前的时代是一个因素~2大于在z~1.2。我们确认，在9 Gyr的回顾时间，ICM已经显著富集（Z_{Fe} ~ 0.25 Z_o）。我们的数据提供了显着的时间尺度和物理过程，驱动ICM的化学富集的限制。（节略）
2007-01-22 astro-ph
Metal Abundances in the ICM as a Diagnostics of the Cluster History
具有致密冷却核心的星系团，其核心内介质的金属丰度会增加。最近的XMM-牛顿研究对几种重元素的相对丰度的详细结果表明，高的中心丰度主要是由于Ia型超新星的贡献。主要来源是中央星团星系的恒星星族。通过对椭圆星系中重元素起源和Ia型超新星观测率的分析，中心丰度峰可以作为星系团核心区历史的诊断依据。我们发现，附近的四个冷却的核心集群的中心峰的富集时间大于6 - 10 Gyrs，即使在过去的一个较高的SNIa率。这表明这些集群核心区域的历史悠久，历史相对平静。元素丰度比的详细分析提供的证据表明，在中央星系团星系的SN Ia产量更丰富的中等质量的元素，如Si和S，相比SN Ia模型用于解释我们的银河系中的重元素富集。
2005-07-19 astro-ph
Supernova rates in Abell galaxy clusters and implications for metallicity
超新星（SNe）在星系团团内介质（ICM）的金属富集过程中起着重要作用。SNe不仅是金属的主要来源，而且它们还可能提供能量，通过风从星系中喷出浓缩气体。然而，测量的SN率在星系团尚未公布的日期。我们已经启动了一个计划，使用Wise天文台1米望远镜在163个中红移（0.06<z<0.2）Abell星系团中寻找SNe。我们在这里报告我们的第一个结果，并描述我们的主要科学目标。继在Abell 403的cD星系的遥远外围（78 Kpc）发现SN之后，我们讨论了星系团的X射线观测所指示的中心增强金属丰度的新解释。
1999-12-23 astro-ph
X-ray measured metallicities of the intra-cluster medium: a good measure for the metal mass?
目标。我们研究了X射线观测是否能很好地映射星系团内介质（ICM）中的重元素，以及X射线观测是否能很好地估计金属质量，从而预测重元素从星系到ICM的传输机制。我们进一步测试模拟金属丰度图的准确性。方法.我们从N体/流体动力学模拟（包括金属富集过程）中提取合成X射线光谱，然后使用与观测相同的方法进行分析。通过改变模拟的星系团中的金属分布，我们研究了整体金属丰度作为金属分布的函数的依赖性。此外，我们还研究了由模拟产生的X射线加权金属图与从人工X射线谱中提取的金属图的差异，这些金属图是用SPEX2.0计算的，用XSPEC12.0分析的。结果整体金属丰度很大程度上取决于金属在星系团内的分布。金属在团簇中分布得越不均匀，金属丰度作为真实金属质量的量度就越不准确。真实的金属质量通常被X射线观测低估。在T > 3E 7 K以上的温度范围内，X射线加权金属图与合成X射线谱的金属图之间的差异平均小于7%，即X射线加权金属图可以很好地用于与观察到的金属图进行比较。用X射线观测提取星系团中心部分（r < 500 kpc）的金属质量，结果金属质量被低估了三倍。
2007-07-11 astro-ph
The long-term effect of radio sources on the ICM
我们已经进行了三维流体动力学模拟FR-II射电源在β剖面冷却流集群。团簇气体的冷却效应被纳入ZEUS-MP代码的修改版本中。这些模拟不仅跟踪射电源的活动阶段，而且跟踪射电源的喷流关闭后长达2 Gyr的长期行为。我们发现，正如预期的那样，射电源有一个显着的影响，而它是活跃的冷却流，但我们也发现，对集群的射电源的影响是长期存在的。当射电源的残余物通过星系团上升，从星系团核心拖曳物质时，建立了浮力驱动的对流。虽然中央Mpc的集群恢复到有一个冷却流，这种不对称的对流是能够消除冷气体聚集在集群核心，确实有一个净流出持续的时间尺度约一个数量级长于源是活跃的时间或更长。对流也可以提供一种机制，以提高在大的集群半径的集群气体的金属性。
2002-09-07 astro-ph
Simulations of Metal Enrichment in Galaxy Clusters by AGN Outflows
我们评估活动星系核外流对星系团中团内介质（ICM）金属富集的重要性。我们使用相结合的N体和流体动力学模拟，随着半数值星系形成和演化模型。使用基于观测的假设，我们将活动星系核活动引发的富金属气体外流归因于我们模型星系的某一部分。气体被添加到ICM模型中，其中金属丰度分布的演变通过流体动力学模拟来计算。对于描述星系团活动星系核含量及其外流性质的参数，我们使用观测上最有利的值。我们发现活动星系核有可能对ICM的金属含量做出重要贡献，甚至可以解释ICM的完整丰度，核心区域的金属丰度通常为~ 0.5Zsun。此外，根据观察，金属最终分布不均匀。
2006-11-02 astro-ph
Gas, Iron and Gravitational Mass in Galaxy Clusters: The General Lack of Cluster Evolution at z < 1.0
本文系统地分析了29个邻近星系团的ASCA数据，得到了它们的团内介质（ICM）的温度、铁丰度和X射线光度。我们还估计ICM质量使用β模型，然后评估ICM中包含的铁的质量，并得出总的引力质量。这给出了仅由ASCA数据得出的关于ICM的最大和最均匀的信息。我们将这些值与那些也用ASCA测量过的遥远星系团的温度、丰度和光度进行了比较，发现z<1.0的星系团没有明显的演化证据。只有z=1.0的最远星系团AXJ2019.3+1127具有非常高的铁丰度，但它在ICM中的铁质量可能是其他星系团的正常值，因为ICM质量可能比其他星系团小。这可能暗示了在z ~ 1.0处的团簇演化的暗示。
1999-11-19 astro-ph
Chemical Evolution of Clusters of Galaxies
星系团内介质的高金属丰度通常是基于椭圆星系的星系风假设来解释的。在这个框架中，我们开发了一个玩具模型，按照化学演化的ICM，制定类似于单个星系的化学模型。与通常的模型一样，我们的星系团模型包括：（a）由椭圆星系的星系风模型导出的“星系产额”;（b）参数化的星系形成率;（c）恒星初始质量函数（IMF）;（c '）类普雷斯-谢克特星系初始质量函数。该模型是用来测试的响应预测的金属含量和丰度演化的ICM不同的输入星系模型。最后计算了星系团的光度函数，以约束模型参数。
2001-07-13 astro-ph
ASCA Measurements of Metallicity and Temperature Distributions in Three Clusters: A4059, MKW 3s and 2A 0335+096
本文给出了A4059、MKW 3s和2A 0335+096三个明亮近星系团金属丰度和温度分布的ASCA结果。在A4059中检测到金属丰度的显著梯度，而其他簇表明具有低显著性的类似梯度。这些特征与AWM 7和英仙座星系团的最新结果一起表明，注入ICM的金属在星系团空间中没有有效地混合。GIS数据的分析，没有明确包括冷却流模型，显示没有实质性的温度下降，在大半径（维里半径的一半）的3个系统。这与Markevitch等人（1998）最近对30个星系团的结果相反，他们假设了相当强的冷却流。这些星系团的气体质量分数在1 Mpc内为10-15%，这表明包括恒星质量在内的重子质量分数约为20%是星系团和星系团的常见水平。
1999-03-30 astro-ph
Simulating Galaxies and Galaxy Clusters
我们测定了模拟的类银河盘星系周围热晕气体的X射线光度随红移的变化。X射线的光度随着红移的增加而显著增加，在某些情况下，从z=0到2，增加了30倍。因此，最佳检测红移可以>~0.5。介绍了星系群和星系团的完全宇宙学模拟结果，包括恒星形成、非瞬时循环的化学演化、金属依赖的辐射冷却、星系超级风和热传导。与观测结果相比，z=0时的X射线光度有些高，中心熵有些低。这可能是化学演化和金属依赖性辐射冷却的综合效应。中央ICM丰度曲线有些陡峭，观察到的ICM富集水平只能用比Salpeter IMF更头重脚轻的IMF来再现。与观测结果一致，发现ICM中的铁已经在z~1处就位。ICM的[Si/Fe]随时间减小，在一定时间内随半径的增加而略有增加。星系团星系与观测到的“红色序列”非常匹配，并且星系团星系的金属丰度随着星系质量的增加而增加。
2004-04-01 astro-ph
Testing X-ray Measurements of Galaxy Clusters with Cosmological Simulations
X射线观测的星系团潜在地提供了强大的宇宙学探测，如果系统，由于我们的不完整的知识的星系团内介质（ICM）的物理理解和控制。在本文中，我们提出了模拟钱德拉分析的宇宙学集群模拟和评估X射线测量的星系团属性使用的模型和程序基本上相同的真实数据分析。我们表明，三维ICM密度和温度分布的重建是优秀的放松集群，但仍然相当准确的非放松系统。在所有星系团中，ICM的总质量测量得相当准确（<6%），而重力束缚质量的流体静力学估计在维里区域中偏低了约5%-20%，主要是由于ICM中的亚音速整体运动提供的额外压力支持，即使在松弛系统中，我们的模拟也普遍存在。因此，气体分数的测定偏高，偏置向集群外围增加，并敏感地依赖于其动力学状态，但我们没有观察到显着的趋势与集群质量或红移的偏见。我们还发现不同的ICM平均温度，如X射线光谱Tspec和气体质量加权Tmg，是由一个常数因子与一个相对较小的对象到对象的散射和没有系统的趋势与质量，红移或集群的动力学状态。我们简要地讨论了我们的结果的直接应用不同的基于集群的宇宙学测试。
2006-09-11 astro-ph
Chemical evolution of the intra-cluster medium
星系团内介质的高金属丰度通常是基于椭圆星系的星系风假设来解释的。在这个框架中，我们开发了一个玩具模型，按照化学演化的ICM，制定类似于单个星系的化学模型。该模型计算了星系团星系的星系形成历史（GFH），将最终光度函数（LF）与ICM的相应金属富集历史联系起来。观测到的LF可以用一个平滑的类似GFH的Madau图再现，峰值在z~ 1-2，加上一个在高红移的矮星系形成的“爆发”。该模型是用来测试的响应预测的金属含量和丰度演化的ICM不同的输入星系模型。化学富集计算从“银河产量”的基础上的椭圆星系模型与可变的初始质量函数（IMF），有利于形成大质量恒星在高红移和/或在更大质量的星系。对于一个给定的最终星系光度，这些模型椭圆星系喷射到ICM的气体和金属的数量比基于Salpeter IMF的标准模型更多。然而，IMF随红移而变化的情景是宇宙背景温度对金斯质量尺度的影响的结果，这似乎太温和了，不能解释观察到的簇中的金属生产。ICM的高铁质光比只能通过假设典型恒星质量的更剧烈变化来重现，与其他最近的发现一致。风喷射气体的质量预计将超过星系质量的1.5-2倍，大约构成星系团内气体的一半。
2003-06-24 astro-ph
Metal Enrichment and Energetics of Galactic Winds in Galaxy Clusters
我们调查的效率和时间依赖性的金属富集过程中的团簇内介质（ICM）。在本报告中，我们集中在银河风的影响。银河风造成的质量损失率是用一种特殊的算法计算的，该算法考虑了宇宙射线和磁场。该算法是嵌入在一个组合的N体/流体动力学代码计算集群的动力学和演化。我们提出的质量损失率取决于星系的性质，如类型，质量，气体质量分数和周围的ICM。此外，我们还展示了用X射线望远镜观察到的金属丰度图。
2004-05-28 astro-ph
Supernova rates in Abell galaxy clusters and implications for metallicity
超新星（SNe）在星系团团内介质（ICM）的金属富集过程中起着重要作用。SNe不仅是金属的主要来源，而且它们还可能提供能量，通过风从星系中喷出浓缩气体。然而，测量的SN率在星系团尚未公布的日期。我们已经启动了一个计划，使用Wise天文台1米望远镜在163个中红移（0.06<z<0.2）Abell星系团中寻找SNe。我们的计划已经发现了11个光谱证实的SNe在z=0.1 - 0.24，和几个未经证实的SNe。我们提出了这个项目的主要科学目标，并讨论了一个新的解释中央增强金属丰度的X射线观测的星系团，星系际SNe的贡献的基础上。
1999-12-21 astro-ph
The optical/X-ray connection: ICM iron content and galaxy optical luminosity in 20 galaxy clusters
对星系团的X射线观测表明，星系团内部气体的铁丰度约为太阳值的三分之一。这些观测结果也表明，部分（如果不是全部）的星系团内气体金属是在成员星系内产生的。本文对20个星系团进行了系统的分析，探讨了铁质量与早型星系、晚型星系和最亮星系团总光度之间的关系。从我们的研究结果，内集群介质（ICM）铁的质量似乎更好地与亮度的BCGs比与红色和蓝色星系的人口。由于BCG不能单独产生所观察到的铁量，我们建议，冲压压力加上潮汐剥离共同作用，以提高，在同一时间，BCG的亮度和ICM中的铁质量。通过对铁产率的分析，我们还估计Ia超新星占ICM中总铁的50%以上。这一结果证实了这样一个事实，即冲压压力有助于气体从星系到团内介质的迁移，对于温度范围为2 < kT（keV）< 10
2008-11-24 astro-ph
SZE Signals in Cluster Models
下一代SZE调查将为集群研究提供新的视角。这个新的观测窗口将揭示星系团的哪些特性？结合X射线、SZE和光学观测，我们能学到什么？气体熵分布、暗物质浓度、吸积压力和团内介质（ICM）质量分数的变化如何影响SZE观测值？我们调查这些重要的集群参数与ICM的分析模型的签名。考虑到ICM物理学目前的不确定性，我们的方法是跨越由观测和一小部分假设激发的合理模型的范围。我们发现中心康普顿参数和星系团核心外的X射线光度之间有着紧密的关系，这表明这些观测值携带着关于ICM的相同信息。总的SZE光度与气体的热能成正比，并且是一个令人惊讶的强大的星团质量指标：$L_{SZ} \propto f_{ICM} M^{5/3}$。我们发现，结合$L_{SZ}$和半光度半径$r_{SZ}$提供了一个措施的势能的集群气体，因此，我们可以推导出的ICM的总能量含量。我们警告说，任何系统的ICM质量分数的变化将扭曲预期的$L_{SZ} - M$校准用于研究集群数密度的演变，并提出了一种技术，使用kSZ约束$f_{ICM}(M,z)$。
2006-07-23 astro-ph
An X-ray Size-Temperature Relation for Galaxy Clusters: Observation and Simulation
结果表明，星系团的X射线等照度线尺寸R_I与发射加权的团内介质温度T_X之间存在着密切的关系。对一个X射线通量受限的团簇样品的41个成员的最佳拟合关系是：$log{R_I}= (0.93\pm0.11) log{(<T_X>/6 keV)} -\ (0.08\pm0.01)$，关于这个关系的本征散射为15%，对于30个T_X> 4keV的团簇，散射减小到10%。尺寸-温度关系的存在表明ICM结构是T_X的良好函数。我们使用的气体动力学模拟的合奏表明，一个集群人口经历目前的时代增长，但符合ST关系与散射类似的观察，模拟也表现出紧密的关系之间的M_{vir}和T_X，提供了一个类似的关系保持观察到的集群的建议。我们利用R_I中的离散度来估计ICM质量分数δ f_{ICM}在恒定T_X时的RMS变化的极限：δf/ f_{ICM} <22%（<14% for clusters with T_X>4 keV）。看来，需要一种机制，如星系风的反馈，在ICM中引入系统的结构变化，以重现所观察到的ST关系斜率。
1997-07-16 astro-ph
Effects of Preheating on X-ray Scaling Relations in Galaxy Clusters
X射线团簇形成的纯引力模型无法再现观测到的局部团簇种群的基本性质，这表明需要在团簇内介质（ICM）上进行一个或多个额外的物理过程。我们提出了84个中等分辨率的气体动力学模拟的结果，旨在系统地研究预热的影响-一个最初升高的ICM的温度-对所产生的，本地X射线尺寸-温度，亮度-温度和ICM质量-温度关系。对LambdaCDM宇宙学进行了七组十二次模拟，每组模拟的特征在于不同的初始熵水平S_i。可观测关系的斜率随着S_i的增加而单调变陡。观测到的所有三种关系的斜率都可以通过模型重现，S_i为55-150 keV cm ^2，这一水平可以与戴维-戴维斯、庞曼和坎农对核心ICM熵的经验测定相媲美。给出了一个Si = 106 keV cm ^2的局域成功模型的红移演化。在温度kT > 3 keV时，物理等照度线尺寸或热光度的变化很小或没有变化，预计z < 1. The ICM mass at fixed T is lower at higher z as expected in the canonical evolution model. ICM mass fractions show a mild T dependence. Clusters with T >3 keV包含的ICM质量分数比宇宙平均重子分数Omega_b/Omega_m低适度（< 25%）;经过预热的热星团仍然是…
2001-02-20 astro-ph
Chemical Evolution on the Scale of Clusters of Galaxies, and Beyond
星系团可以直接估计金属丰度和金属产量的最大规模迄今为止。ICM中铁的总质量与星系团的总光学光度之比（铁质光比）对于ICM热于$\sim 2$ keV的所有星系团都是相同的，元素比例（即[ $α$ /Fe]比）似乎是太阳的。从这些证据可以看出，IMF以及SN类型的相对贡献可能是普遍的。约束在过去的SN活动在星系团，然后推导出，并支持的概念，即平均SNIa率要高得多，在过去，即至少10倍以上，目前观察到的本地椭圆形。也有人认为，集群金属丰度（$\sim 1/3$太阳）应作为低Z宇宙作为一个整体的代表。现在有令人信服的证据表明，星团中的大部分恒星以及场椭圆星系和凸起都是在高红移（$z\gsim 3$）下形成的。由于这样的恒星至少占了现在被锁定在恒星中的重子的$\sim 30%$，因此至少有30%的恒星和金属在$z\simeq 3$之前形成。因此，宇宙在z=3时的金属丰度被预测为$\sim 1/10$太阳。这就要求宇宙恒星形成率至少在$z\sim 1$到$\sim 5$之间是平稳的，这似乎与最近对莱曼破裂星系恒星形成率的直接测定相一致。
1999-03-09 astro-ph
Properties of the Intracluster Medium in an Ensemble of Nearby Galaxy Clusters
本文对45个星系团的X射线通量限制样本中的团内介质进行了系统的分析。使用档案ROSAT PSPC数据和公布的ICM温度，我们提出了最佳拟合双和单β模型配置文件和提取ICM中心密度和径向分布。我们使用数值集群模拟来估计所有测量的不确定性。我们研究的背景下，结构形成和星系反馈模型的ICM属性。我们提出了最佳拟合ICM质量-温度MICM-TX关系的MICM计算在R500和1 Mpc。这些关系表现出小的散射（17%），在大，X射线通量有限的集群合奏的规律性提供了证据。MICM-TX关系的斜率（在极限半径R500处）比自相似预期陡4.3 σ。ICM质量分数fICM对TX有轻微的依赖性; ICM温度低于5 keV的团簇的质量分数<fICM>=0.160 \pm 0.008低于较热的团簇<fICM>=0.212 \pm 0.006（H 0 =50; 90%置信区间）。我们的大，X射线通量有限的集群样本提供了一个更广泛的径向ICM分布在低TX集群到2.4keV的样本限制没有证据。我们发现，在模拟集群的密度变化导致MICM被高估了12%。我们还使用模拟来估计R500处的fICM损耗因子。我们使用偏置校正平均fICM内的较热的集群子样本作为集群重子分数的下限。结合核合成的限制，这一措施提供了一个坚实的上限上的密度参数的聚集物质Ω_M<0.36 \pm 0.01（H 0 =50）。
1999-01-20 astro-ph
Rotation and Turbulence of the Hot ICM in Galaxy Clusters
星系团的宇宙学模拟通常发现，在给定半径的星系团的重量并不完全由热ICM的热气体压力平衡，理论研究强调随机湍流运动的作用，以提供必要的额外压力支持。使用一组高分辨率，流体动力学模拟的星系团，包括辐射冷却和恒星的形成，我们发现，而不是在最轻松的集群旋转支持超过随机湍流运动半径为0.1 - 0.5 r_500，和观察到的集群比模拟的更圆，松弛的集群内~ 0.4 r_500。此外，虽然所观察到的集群显示的平均椭圆率分布，不随半径显着变化，放松CDM集群的椭圆率随半径的增加显着下降，这表明所观察到的集群的ICM旋转速度低于放松CDM集群到~ 0.6 r_500。我们还发现，没有辐射冷却的模拟集群的椭圆率分布与观测结果吻合得更好，这意味着过冷对气体动力学和形态产生了重大影响，比以前认识到的更大的半径。它还表明，10%-20%的系统误差，从非热气体压力支持模拟集群质量报告，从拟合模拟X射线数据在大的径向范围内r_500，可能需要向下修订。这些结果表明，实用的X射线椭圆率配置文件作为探针的ICM旋转和过冷，这应该用来约束未来的宇宙学集群模拟。
2008-08-08 astro-ph
DWARF GALAXIES AND THE ORIGIN OF INTRACLUSTER MEDIUM
根据最近的建议，这是矮星系的集群-而不是大的椭圆-，提供了团内气体，我们估计的金属丰度的团内介质（ICM）在这种情况下。我们推导出的矮星系的质量被喷出的分数的解析表达式，并估计由此产生的团内气体的金属丰度。我们发现，从这个假设产生的金属丰度是足够的，只有与低金属丰度气体的集群。由于矮星系的星系风发生得比椭圆星系早得多，由于气体的结合能较小，我们表明，矮星系喷出的气体主要是由II型超新星富集，而不是I型超新星在大星系的情况下。我们进一步指出，在小尺度结构的气体，它永远不会冷却，并形成恒星，由于低温，因此，大的冷却时间尺度，得到分散的层次聚类的过程中，并纳入作为扩散的团内气体。我们表明，这一过程可以提供足够的热气体与X射线观测在丰富的集群兼容。
1995-05-17 astro-ph
Subaru Weak Lensing Study of Seven Merging Clusters: Distributions of Mass and Baryons
我们提出和比较投影分布的质量，星系，和团内介质（ICM）合并的星系团的样本的基础上联合弱透镜，光学光度，和X射线分析。我们的样本包括七个附近的阿贝尔集群，我们进行了系统的，深成像观测与斯巴鲁望远镜上的Suprime-Cam。我们的七个目标星系团，代表不同的合并阶段和条件，使我们能够详细研究与团簇形成和演化相关的暗物质，ICM和星系之间的物理相互作用。A1750和A1758是由两个星团组成的双星系统，A520，A754，A1758 N，A1758 S和A1914是正在进行的星团合并，A2034和A2142是冷锋星团。在双星星系团中，投影质量、可见光和X射线分布总体上相似且规则，没有明显的子结构。另一方面，正在进行的和冷锋合并的星系团揭示了高度不规则的质量分布。总的来说，质量分布似乎与星系光度分布相似，但它们的分布在许多方面与ICM分布有很大的不同。我们还测量了单个目标的全局集群参数，如集群质量，质光比，ICM温度。通过比较X射线和弱透镜分析得到的合并星系团的ICM温度和维里温度，发现进行中星系团和冷锋星系团的ICM温度比星系团的维里温度高出$\sim 2$倍。ICM中的这种温度过高可以用合并助推的效应来解释。
2008-04-26 astro-ph
Simulations Of Galaxy Clusters With And Without Winds: I. The Structure Of Clusters
我们使用气体动力学模拟来探索星系风对星系团的影响。两个合奏的18个实现，跨越十年的温度，演变与无风在一个潜在的偏见CDM宇宙学。Galerkin被确定为初始密度场的峰值，并假设在8 keV的有效温度下，在哈勃时间内失去一半的初始质量。通过风输入的能量将ICM的熵提高到由下落产生的熵以上，从而导致更扩展的密度分布。这种效应的大小随着质量或温度的降低而增加，与观测结果一致。带风的ICM的扩展性质可能导致全球重子分数的低估，低温星系团尤其不足。我们在密度对比度为170和500时校准了这种效应的幅度。另一方面，气体的最终温度相对不受影响;有风或没有风，都存在类似的质量-温度关系。输入的风能被有效消耗，因为在暗物质主导的势中提升气体的功。虽然暗物质的轮廓呈现出在其他研究中看到的自相似形式，但星系分布比暗物质或气体更集中，并证明了温和的速度偏差。星系相对于原始气体的梯度在ICM内产生了强烈的、负的金属丰度径向梯度。
1997-10-28 astro-ph
Effects of Galaxy Formation on Thermodynamics of the Intracluster Medium
我们提出了详细的比较团内介质（ICM）在宇宙学欧拉星系团模拟与深钱德拉附近的放松集群的观测。为了评估星系形成的影响，我们比较了两套模拟，一个在非辐射制度和另一个辐射冷却和几个物理过程的关键星系形成的各个方面：恒星形成，金属富集和恒星反馈。我们发现，观察到的ICM集群核心外的属性是很好地再现在模拟，包括冷却和恒星形成，而非辐射模拟预测的ICM配置文件的整体形状与观测不一致。特别是，我们发现，ICM熵在我们的运行与冷却增强到观察到的水平，在半径为维里半径的一半大。我们还发现，在模拟和钱德拉观测的平均ICM温度的集群外核心熵缩放是一致的，在当前的误差条内自相似。我们发现，模拟集群的压力分布也接近自相似，并表现出小集群集群的分散。模拟样品的X射线可观测质量与总质量的关系与Chandra测量值在归一化后符合10%~ 20%。我们表明，这种系统的差异可能是由亚音速气体运动，在X射线流体静力学质量估计未占。在ICM的配置文件和标度关系的模拟和观测的协议大大改善是令人鼓舞的，存在的X射线观测值，如Yx，和总的集群质量和简单的红移演化这些关系的紧密关系持有承诺使用集群作为宇宙学探针。
2007-10-04 astro-ph
The primordial abundance of 4He: a self-consistent empirical analysis of systematic effects in a large sample of low-metallicity HII regions
我们确定的原始氦的质量分数Yp使用93光谱的86低金属丰度河外HII地区。该样品构成了现有的用于确定Yp的最大和最均匀的高质量数据集。为了进行比较，并改善我们的调查影响Yp测定的系统性影响的统计，我们还考虑了从SDSS的DR 5中选择的271个低金属丰度HII区域的样本。虽然这个较大的样本显示了更多的分散性，但它给出的结果在2 σ水平上与我们的原始样本一致。我们已经考虑了已知的系统效应，可能会影响4 He丰度的测定。它们包括不同的HeI线发射率和红化定律，碰撞和荧光增强的HeI复合线，基本的HeI恒星吸收线，碰撞激发的氢线，温度和电离结构的HII区域，以及偏差的HeI和H发射线强度从情况B。然而，Yp的最可能值取决于所采用的HeI线发射率。使用Monte Carlo方法同时求解上述系统效应，我们发现，当使用Benjamin等人（1999，2002）的HeI发射率时，原始氦质量分数Yp = 0.2472+/-0.0012，当使用Porter等人（2005）的发射率时，原始氦质量分数Yp = 0.2516+/-0.0011。第一个值与SBBN理论给出的值非常一致，而Porter等人（2005）用更精确的发射率获得的值在2sigma水平上更高。后一个数值如果得到确认，将意味着与SBBN略有偏差。
2007-02-02 astro-ph
Systematic Variations in Age and Metallicity Along the Early-Type Galaxy Sequence
早期型星系尺度关系的形式（基本平面或FP）是星系序列潜在物理起源的直接指示。观察到的FP特性包括：（1）斜率随波长增加;（2）斜率在所有波长下偏离维里期望值（假设同源性和常数M/L）;（3）截距随红移被动演变;（4）斜率随红移缓慢下降。第一个性质意味着恒星星族对FP的斜率有贡献，第二和第四个性质排除了金属丰度效应作为斜率的唯一原因，第三个性质意味着“平均”早型星系的恒星含量形成于高红移。一个复合模型-包括年龄和金属丰度的变化，以及波长无关的影响，如同源性断裂-提出了它可以适合所有四个观察到的属性。这一模型表明，最明亮的早型星系包含最古老和最富金属的恒星，而最低光度星系的大部分恒星形成于最近的z_f~1。
1998-08-18 astro-ph
BeppoSAX observation of the rich cluster of galaxies Abell 85
本文报道了BeppoSAX X射线卫星对Abell 85星系团内介质的观测结果。我们都分析了以极陡谱射电源（VSSRS）为中心的中央8弧分圆形区域中获得的频谱以及来自许多子区域的频谱。对光谱的分析使我们能够独立地获得对温度、金属丰度和视向氢密度柱的新估计，包括全局（T=6.6 \pm 0.3 keV，Z = 0.38 \pm 0.06 Z_ \odot和N_H = 5.5^+0.9_-0.7 10^20 cm^-2）和局部。这些措施是在良好的协议与以前的措施的基础上ROSAT和ASCA数据。在VSRSS的区域，我们试图从非热X射线发射中分离出热X射线。虽然我们不能明确地做到这一点，但我们仍然使用该地区可用的无线电频谱估计了扩展磁场。我们得到的下限强度为0.9 μG，与我们以前的估计一致。我们还推导出α-元素/铁丰度比，原来是高于1。这样的结果倾向于支持椭圆星系的爆发模型，在那里，一个强大的星系风在星系历史的早期发展，II型超新星（SN）可能在ICM的富集中发挥主要作用。一个双温度ICM模型拟合在中心区域产生一个主要组成部分，大致的平均集群温度和温度低于0.1千电子伏的冷却器组件。
2001-01-04 astro-ph
Metallicity-corrected Tip of the Red Giant Branch Distance to NGC 4258
我们使用哈勃太空望远镜（HST）和宽视场高级巡天相机（ACS/WFC）进行的观测确定了NGC 4258的距离。我们采用了一种改进的技术，充分考虑了金属丰度对红巨星分支（TRGB）尖端光度的影响，以确定迄今为止最精确的TRGB距离模量之一：u（TRGB）= 29.28 +/- 0.04（随机）+/- 0.12（系统）mag（7.18 +/- 0.13 +/- 0.40 Mpc）。我们讨论这个距离模相对于其他最近的应用程序的TRGB方法NGC 4258，并与其他几种技术（造父变星和脉泽），同样具有竞争力的精度，但不同的系统。
2008-09-05 astro-ph
Modeling Chandra X-ray observations of Galaxy Clusters using Cosmological Simulations
X射线观测的星系团潜在地提供了强大的宇宙学探测，如果系统，由于我们的不完整的知识的星系团内介质（ICM）的物理理解和控制。本文利用高分辨率自洽宇宙学方法对星系团进行模拟，并将模拟结果与最近的Chandra X射线观测结果进行比较，研究了星系形成对ICM性质和X射线可观测质量关系的影响。我们发现，尽管其形成的复杂性和不确定性，在他们的建模，星系团的观测和数值模拟是非常有规律的核心外，这为他们的宇宙学探测器的使用具有很大的希望。
2006-11-01 astro-ph
Metallicity effects on distances based on double-mode Cepheids
我们检验了麦哲伦云中两类双模造父变星系统金属丰度差异的影响。我们发现，降低金属丰度的短周期造父变星离开的距离在其规范值，并在同一时间，提高了观测和模型周期之间的协议。
2005-11-17 astro-ph
The distance to the LMC cluster Reticulum from the K-band Period-Luminosity-Metallicity relation of RR Lyrae stars
我们提出了新的和精确的近红外J和KS波段数据的大麦云星系团网室。数据是用NTT提供的SOFI收集的，覆盖了星系团中心周围大约（5 x 5）弧分^[2]的区域。目前的数据使我们能够获得准确的平均K波段的21个基本和9个第一泛音RR天琴座星的幅度。根据我们最近导出的半经验K波段周期-亮度-金属丰度关系，我们发现到这个星团的绝对距离为18.52 ± 0.005（随机）± 0.117（系统）。请注意，当前的误差预算主要由影响绝对零度点校准和金属丰度标度的系统不确定性决定。
2004-04-05 astro-ph
Constraining supernova models using the hot gas in clusters of galaxies
星系团中炽热的团内介质（ICM）是超新星产生的巨大金属储藏库。我们的目标是准确地测量许多集群的ICM的丰度，并将这些数据与超新星产生的金属产量进行比较。使用XMM-牛顿X射线天文台的数据档案，我们编译了一个样本的22个集群。我们拟合从核心区域提取的光谱，并确定硅，硫，氩，钙，铁和镍的丰度。光谱拟合的丰度随后被拟合到从几个Ia型超新星和核心坍缩超新星模型确定的超新星产量。我们发现，氩和钙的丰度不能与目前青睐的Ia型超新星模型。我们得到了一个重大的改进，当我们使用经验修改的延迟爆轰模型，校准的第谷超新星遗迹。修改后的两个参数是超新星中声波转变为冲击波时的密度以及冲击波中离子和电子的比内能之比。我们的拟合还表明，有助于ICM富集的核心坍缩超新星具有已经富集的祖先。团簇中的Ar/Ca比是判断Ia型模型质量的一个很好的试金石。核心崩溃的贡献，这是约50%，并不强烈依赖于IMF或祖金属丰度，并没有显着的影响上的Ar/Ca比。Ia型超新星和核心坍缩超新星的数量比表明，适当质量范围内的双星系统在最终形成Ia型超新星爆炸方面非常有效（约5-16%）。
2007-01-19 astro-ph
