Suzaku observation of the metallicity distribution in the intracluster medium of the Fornax cluster
利用朱雀卫星上的XIS仪器研究了天炉座星团的金属丰度分布。O、Mg的K壳层线清晰分辨，O、Mg、Si、S、Fe的丰度测定准确。在NGC 1399的4'半径范围内，Fe、Si和S的丰度接近太阳，O/Fe和Mg/Fe的丰度比分别约为0.4- 0.5和0.7太阳单位。在半径为6'~ 23'的外围区域，Fe和Si的丰度下降到0.4--0.5太阳级，在该区域内没有明显的梯度。O/Fe和Mg/Fe的丰度比与中心区一致。我们还测得NGC 1404周围的Fe丰度近似于太阳，O、Ne和Mg的丰度是Fe水平的0.5- 0.7倍。在NGC 1399和NGC 1404的130 kpc范围内，Fe的显著相对增强表明起源于SN Ia，与反映恒星金属丰度的O，Ne和Mg物种相反。在NGC 1399的130 kpc范围内，O和Fe的质光比富星系团低一个数量级以上，反映了这个贫星系团的金属富集历史。
2006-09-04 astro-ph
Intra-Cluster Medium Enrichment and the Dynamical State of Galaxy Clusters
本文综述了星系团合并对星系团内气体金属富集的影响。合并可以影响金属的产生以及气体喷射过程，气体喷射过程将气体从星系势阱输送到星系团内气体。几个过程进行了讨论：冲压压力剥离，星系风和恒星形成活动。从星系大小到大尺度结构的不同尺度的模拟。
2001-08-24 astro-ph
Suzaku Observations of the cluster of galaxies Abell 2052
本文介绍了朱雀XIS对弛豫星系团Abell 2052的观测结果。偏移指向数据被用来估计银河系前景发射的方向集群。显著的软X射线过量发射高于这一前景，集群内的介质发射，和其他背景成分的光谱和径向确认和解决。这种过剩可以通过（a）已知银河系发射成分的局部变化或（b）温度约为0.2 keV的额外热成分来描述，可能与星团有关。在距离团簇中心\sim 20 in半径（维里半径的60%左右）内测量团簇内介质的径向温度和金属丰度分布。在半径为\sim 15“处，温度径向下降到峰值的0.5-0.6。在观测区域的平均气体质量加权金属丰度被发现是0.21 +- 0.05倍太阳。
2008-04-01 astro-ph
Intracluster Stars and the Chemical Enrichment of the Intracluster Medium
我们探讨了团内恒星（ICS）的化学富集的团内介质（ICM）的历史的贡献。与所有的金属都起源于星系团星系然后被输送到ICM的情况相反，团内恒星在原地富集ICM，从而将100%的超新星喷出物直接贡献到ICM。模拟ICS作为一个古老的，单一的爆发恒星星族与正常的初始质量函数，我们产生ICM铁丰度的观测值的范围内的十分之几个太阳。大的观测和理论上的不确定性使我们无法得出结论，即一般来说，团内恒星是ICM的主要金属贡献者。然而，对于我们样本中的两个星团，以及文献中的一个，所有需要的观测约束都存在，我们能够重现一半到全部的ICM铁。由于星团内恒星的普遍存在及其与ICM的直接联系，我们得出结论，ICM的化学富集历史和能量预算的所有模型都应该考虑ICS的影响。
2004-08-24 astro-ph
The Enrichment of the Intracluster Medium
在椭圆星系超新星驱动风模型的框架内，在两种极端的结合能-质量-半径关系假设下，研究了星系团团内介质的富集。除非在风开始时的结合能，对于一个给定的星系质量，比现在的关系式预测的低大约5倍，否则至多20%的ICM气体可能起源于星团椭圆星系本身，其余的是原始起源。
1996-12-13 astro-ph
Metal Enrichment of the Intra-Cluster Medium: Ram-Pressure Stripping of Cluster Galaxies
我们提出了星系团的动力学和化学演化的数值模拟。X射线光谱表明，簇内介质中含有大量的金属。由于重元素是在星系的恒星中产生的，因此星系中的物质必定会被排出，使周围的介质更加丰富。我们已经进行了水动力学模拟调查各种过程。在这篇演讲中，我们展示了气体的反馈，这些气体是通过冲压压力剥离从星系中剥离出来的。的效率，由此产生的空间分布的金属和时间依赖性的富集过程中的星系团规模。
2004-05-28 astro-ph
Enrichment of the Intracluster Medium
分析了不同光度和质量的星系与团内介质化学富集的关系。为此，我采用Trentham（1998）的星系团复合光度函数，它在非常暗的一端表现出显著的上升。该模型采用了一个通用的Salpeter IMF模型，并根据团簇中观测到的M_Fe/L_tot、M_Fe/M_* 和α/Fe比值对模型进行了标定。虽然对总光度和ICM金属的贡献在L* 星系（M* 约为-20）周围达到峰值，但M_B>-18的微弱天体仍然提供ICM中至少30%的金属。与{ASCA}确定的太阳α/Fe比值一致，该模型预测ICM铁的60%来自Ia型超新星。团内气体质量和集群光度之间的关系出现的预测斜率比观察到的浅，表明原始气体的分数增加集群丰富。
1998-11-25 astro-ph
Contribution of Type Ia and Type II Supernovae for Intra-Cluster Medium Enrichment
本文讨论了团内介质化学成分的成因。特别地，采用太阳系丰度分析中所用的拟合公式，证明了Ia型超新星（SNe Ia）对ICM富集的贡献是存在的。我们的分析意味着我们可以使用相对于SNe II的SNe Ia频率作为比$M_{Fe, SN Ia}/M_{Fe, total}$更好的测量来估计SNe Ia的贡献。此外，ICMs的化学成分被证明是类似的太阳系丰度。我们还可以在2倍内重现硫/铁丰度比，这意味着硫的丰度问题不需要过于强调。我们需要更精确的观测来判断洲际弹道导弹是否真的存在硫短缺问题。
1998-07-02 astro-ph
Suzaku Observations of AWM 7 Cluster of Galaxies: Temperature, Abundance and Bulk Motions
我们对星系团AWM 7进行了3次观测，分别是中心区域和20 '东偏和20'西偏区域。温度和丰度剖面的测量范围为27 '~ 570 /h_70 kpc，对应于~0.35 r_180。团簇内介质的温度从中心的3.8keV略微降低到~ 0.35r180区域的3.4keV，表明团簇内介质的温度分布比附近的其他团簇更为平坦。在我们的观测中，Si与Fe的比例几乎是恒定的，而Mg与Fe的比例随着半径的增加而增加。西部地区的O/Fe比值随半径的增大而增大，东部地区的O/Fe比值随半径的增大而减小，但误差较大。这些特征表明，II型超新星的产物（O和Mg）和Ia型超新星的产物（Si和Fe）之间的富集过程是显着不同的。我们还研究了类He Fe-Ka线中心能量的位置移动，以寻找ICM可能的旋转。视线速度差的90%上限被推导为v ~ 2000 km/s，这表明AWM 7的椭圆率是由最近沿着大尺度暗条的气体定向下降引起的。
2007-07-30 astro-ph
The Contribution of Population III to the Enrichment and Preheating of the Intracluster Medium
如果恒星形成时具有标准的初始质量函数（IMF），则假设超新星的祖先属于在星系团中观察到的简单恒星星族（SSP），则团内介质（ICM）丰度高于预期。此外，ICM氧丰度的新结果表明，核合成发生非标准产量。的假设，即超新星（HN）一般，HN与人口III（流行III）特别是恒星，可能显着有助于ICM富集的介绍和评估。观测到的丰度异常可以用SSP的一个产生超新星的亚群来解释，但前提是它占所有超新星爆炸的一半，并且Ia型超新星的发生率非常低。此外，隐含的能量释放可能过多。然而，一个独立的Pop III贡献-以无金属，非常大质量的恒星演变成超新星的形式-也可以解释所有观测到的丰度，同时避免这些缺点并在随后的恒星世代中容纳正常的IMF。所需的Pop III恒星数量提供了足够的能量注入（在高红移）来解释ICM的“熵底”。Pop III超新星使星系际介质预先富集，并且可以产生在莱曼-阿尔法森林中观察到的金属的重要部分。ICM和IGM观测的几个可检验的预测。
2001-04-19 astro-ph
Metal Enrichment Processes in the Intra-Cluster Medium
我们对星系团进行了数值模拟，其中包括星系与团内气体的相互作用过程。所考虑的相互作用过程是星系风和冲压压力剥离，这两个转移到集群内气体的金属富集的星际介质，从而增加其金属丰度。我们调查的效率和时间演化的相互作用过程模拟金属丰度图，这是直接可比的X射线观测。我们发现，冲压压力剥离是更有效的比安静的（即非星爆驱动）星系风的红移间隔1和0之间。喷出的金属不会立即与团簇内的气体混合，但在金属丰度图中可以看到不均匀性。甚至可以看到单个星系留下的更高金属丰度的条纹。的空间分布的金属运输的冲压压力剥离和银河风是非常不同的大规模集群：前者的过程中产生一个集中的金属分布，而后者的结果在一个扩展的金属分布。
2005-04-04 astro-ph
Role of disk galaxies in the chemical enrichment of the intracluster medium
椭圆星系通常被认为是团内介质（ICM）中重元素的主要来源，其他形态类型的贡献可以忽略不计。在本文中，我们认为，螺旋星系的化学演化的ICM的作用也很重要。这一说法是基于我们最近对盘星系通过热稳态星系风和恒星辐射压驱逐尘埃颗粒而损失重元素的计算。我们发现，一个典型的盘星系是几乎一样有效的丰富ICM作为一个椭圆星系的相同质量。在估计了单个星系的氧和铁损失后，我们将它们整合到星系质谱中。我们表明，从螺旋星系的“有效”损失（每单位光度）是从椭圆星系的损失相媲美。早型星系在富星系团中占主导地位是因为它们的数量超过了旋涡星系。
1999-02-15 astro-ph
The Enrichment of the Intracluster Medium
为了确定银河系和团内恒星对团内介质（ICM）富集的相对贡献，我们提供了一组12个星系团的X射线表面亮度、温度和Fe丰度分布，我们对这些星系团进行了广泛的光学测光。假设一个标准的IMF和简单的化学演化模型与现今的星团早型超新星Ia速率相匹配，最亮的星团星系（BCG）中的恒星加上星团内的恒星（ICS）在r_{500}（约为r_{200}维里半径的0.6倍）内平均产生了观测到的ICM Fe的31^{+11}-9}%。另一种双组分超新星Ia模型（包括瞬发和延迟爆轰）也产生了类似的BCG+ICS贡献，为22^{+9}_{-9}%。由于ICS通常贡献BCG+ICS Fe的80%，因此我们得出结论，ICS是r_{500}中ICM Fe的重要贡献者，但经常被忽视。然而，BCG+ICS无法产生所有的铁，因此其他星系团中恒星的金属损失也必须做出贡献。通过结合来自星系团内和银河系恒星的富集，我们可以解释所有观测到的Fe。这些模型需要一个银河系金属损失分数（0.84^{+0.11}_{-0.14}），虽然很大，但与没有被银河系恒星保留的金属质量一致。超新星Ia速率，特别是作为星系环境和红移的函数，仍然是进一步限制金属损失分数的不确定性的重要来源。例如，将SN Ia速率增加1.8倍-刚好在当今星系团早期类型星系的2 sigma不确定性范围内-允许组合的BCG + ICS +星系团模型生成所有ICM Fe，其…
2008-10-07 astro-ph
X-Ray Study of Temperature and Abundance Profiles of the Cluster of Galaxies Abell 1060 with Suzaku
用朱雀星对Abell 1060星系团的中心区和20'东偏区进行了观测。空间分辨X射线光谱分析揭示了Abell 1060在27' ~ 380; /h_70 kpc范围内的温度和丰度分布，对应于~ 0.25; r_180。团簇内介质的温度从中心的3.4 keV下降到外围区域的2.2 keV。Si、S和Fe的丰度也从中心向外减少50%以上，而Mg在r <17 '内在~ 0.7太阳能处呈现相当恒定的丰度分布。O在中心区（r~ 6 '）的丰度较低，约为0.3太阳能，与Mg有相似的特征，但对外环（r ~ 13'）kT_1 ~ 0.15keV和kT_2 ~ 0.7keV的银河系分量的贡献比较敏感。系统的影响，由于点扩散函数的尾巴，污染的XIS过滤器，仪器背景，宇宙和/或银河X射线背景，和假设的太阳丰度表仔细检查。在r <13 '时，对温度和Si、S、Fe丰度的计算结果与XMM-Newton的结果一致。在此基础上讨论了团簇的形成和金属富集过程。
2007-01-11 astro-ph
Bimodal star formation in elliptical galaxies and the enrichment of the intra-cluster medium
提出了一个详细的星系演化模型，用以解释星系团内介质（ICM）和星系团椭圆星系的铁含量。SNII负责在星系中产生Fe，并在周围介质中部分喷射。在椭圆星系演化的非常早期阶段，大质量恒星（$m>3~{\rm M_{\sun}}$）的高形成率，让人想起星暴星系，主张。SNII爆发的高速率引发了强大的星系风，随后是一个更安静的演化过程，恒星形成，具有正常的初始质量函数（IMF），来自风阶段后剩余的富集气体和早期阶段产生的最长寿恒星恢复的气体。大部分铁是由早期爆发阶段产生的大质量恒星产生的。
1995-05-30 astro-ph
Metal enrichment of the intra-cluster medium over a Hubble time for merging and relaxed galaxy clusters
我们研究了星系质量损失的效率，引发的冲压压力剥离和星系风的星系团星系，对化学富集的星系团内介质（ICM）。我们结合N体和流体动力学模拟与半数值星系形成模型。通过同时包括不同的富集过程，即冲压压力剥离和星系风，在星系团模拟中，我们能够重现所观察到的金属分布在ICM。我们发现，在z>2的红移区，星系风的质量损失约占星系风总质量损失的10%~ 20%，而在同一时期内，冲压压力剥离的质量损失约占整个模拟时间内冲压压力剥离质量损失的5%。在团簇形成时期，z<2的冲压压力剥离变得比星系风更占主导地位。讨论了星系团平均金属丰度演化与星系质量损失之间的非相关性。为了与观测结果进行比较，我们提出了ICM数量和径向金属丰度剖面的二维地图。在合并系统的情况下，通过模拟很好地再现了所观察到的轮廓的形状。在冷核团簇的情况下，所观察到的配置文件的斜率再现的模拟半径低于300千秒差距，而在更大的半径，所观察到的配置文件是浅。我们证实了观察中发现的ICM中金属分布的不均匀性。为了研究我们的结果的鲁棒性，我们研究了两种不同的描述的富集过程的相互作用。
2007-01-29 astro-ph
SNe heating and the chemical evolution of the intra-cluster medium
我们计算的化学和热历史的集群内介质在丰富和贫穷的集群的假设下，超新星（I，II）是主要负责的化学富集和加热的集群内气体。我们假设只有椭圆星系和S 0星系通过超新星驱动的风对团内气体的富集和加热有贡献，并探索了几种描述超新星与星系中星际介质之间反馈的方法。然后，我们整合的化学和能量的贡献，从单个星系团星系团的光度函数，并得出这些量的变化作为宇宙时间的函数。我们得出以下结论：i）虽然II型超新星主导了星系内部的化学富集和能量学，但Ia型超新星在星系团内介质中起着主导作用，ii）星系模型再现了星系团内介质中观察到的化学丰度和丰度比，预测每个粒子的能量输入最大为0.3-0.4 keV，假设Ia型超新星贡献了100%的初始冲击波能量，而II型超新星只贡献了其初始能量的几分之一。
2002-04-09 astro-ph
The metal enrichment of the intracluster medium in hierarchical galaxy formation models
本文在星系形成的分级模型框架下研究了星系团内介质（ICM）的金属富集。我们计算星系和星系团的形成和演化使用的半解析模型，其中包括气体和金属流入和流出星系的影响。对于第一次在半分析模型，我们计算的基础上的寿命和喷出物的Ia型和II型超新星（SNe Ia和SNe II）的理论模型的α和铁峰元素的生产。为了正确模拟铁峰元素的演化，必须包括SNIa祖先的长寿命。我们发现，如果所有的恒星形成与在太阳附近发现的IMF相似，那么ICM中O，Mg，Si和Fe的金属丰度预计将比观测值低2-3倍。相比之下，一个模型（也有利于其他理由），其中恒星形成的爆发引发的星系合并有一个头重脚轻的国际货币基金组织复制观察到的ICM丰度的O，Mg，Si和Fe。同样的模型预测ICM质量与星团中恒星总光度的比值，与观测结果吻合得很好。根据我们的模型，星系团中的大部分金属是由L* 和更亮的星系产生的。[删节]
2004-12-23 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
Enrichment and Pre-Heating in Intragroup Gas from Galactic Outflows
在宇宙学流体动力学模拟中，我们研究了T_X~0.5- 2keV星系群的金属含量和熵含量.我们的模拟包括一个约束良好的处方银河外流动量驱动的风缩放，和一个复杂的化学演化模型。我们的模拟没有流出再现观察到的铁丰度的X射线发射气体，但氧丰度太低，包括流出产生的铁和氧的丰度与数据吻合得很好。X射线测量的[O/Fe]主要反映了金属在热气体中的分布机制，而不是该组中Ia型超新星与II型超新星的比例。铁丰度从z=1-0增加x2，与团的大小无关，与团簇中观察到的一致，而[O/Fe]下降约30%。核心熵与温度的升高超过自相似的预测，而不管由于辐射冷却去除低熵气体的流出，但流出提供了低于1 keV的额外熵贡献。如观察到的，这导致在低于IkeV的L_X-T_X关系中的显著中断。重要的是，外流有助于将恒星的含量减少到观察到的水平。模拟的径向轮廓与观测结果基本一致，但仍然存在不小的差异，这可能反映了我们模拟的中央星系群中晚期恒星形成过多。我们的外流模型表明，星系形成的物理过程之间的连接，预热和富集的组内气体，虽然更明确的结论必须等待一个模型，同时抑制冷却流观察。
2008-09-23 astro-ph
Suzaku Observation of the Ophiuchus Galaxy Cluster: One of the Hottest Cool Core Clusters
我们提出了分析朱雀观测的蛇夫座星系团。我们确认了这个星系团有一个很冷的核心。当团内介质（ICM）的温度向中心降低时，金属丰度增加。除了核心（r<~50 kpc），星系团是热的（~9-10 keV），当r<~1 Mpc时几乎是等温的;后者与以前的研究相矛盾。我们没有探测到星系团中ICM红移的变化，速度差的上限为3000 km/s。X射线谱中的铁谱线比率表明ICM已达到电离平衡态。从这些结果中，我们得出结论，蛇夫座星系团不是一个主要的合并集群，但最热的集群之一，具有一个冷的核心。我们得到的上限的非热发射的集群，这是符合最近声称的检测与INTEGRAL和最近的上限与斯威夫特/BAT。如果星系团有明亮的非热辐射，正如INTEGRAL测量所建议的那样，它可能不是由于最近的一次主要的星系团合并。
2008-06-23 astro-ph
Starbursts and their contribution to metal enrichment
我回顾了星暴星系的性质，比较了本地的更遥远的星暴星系的性质，并研究了它们在星际介质和星系间-星系团内介质的金属富集中的作用。金属丰度不是时间的箭头，与目前的看法相反，富含金属的星系也可以在高红移中找到。
2007-04-28 astro-ph
Constraint of Non-thermal X-ray Emission from the On-going Merger Cluster Abell 3376 with Suzaku
星系团是宇宙中粒子加速源的最佳候选者之一，其特征是来自加速的相对论粒子的非热硬X射线发射。我们目前的早期结果朱雀观测的非热发射Abell 3376，这是一个附近的正在进行的合并集群。朱雀观测了两次，集中在星团中心，包括东部的弥散射电发射，和星团外围区域的西部。对于这两个观测，我们没有检测到多余的硬X射线发射以上的热团簇发射。用硬X射线探测器（HXD）从$34\times34$ arcmin $^2$区域导出的3 $σ$能级上$2.1\times10^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$（15- 50 keV）的非热X射线通量上限与用BeppoSAX/PDS获得的结果相似。使用X射线成像光谱仪（XIS）数据，在122弧分$^2$区域的3 $σ$水平上，来自西方遗迹的非热发射的上限被独立地约束为$<1.1\times10^{-12}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$（4 $-$ 8 keV）。假设相对论粒子与宇宙微波背景光子之间存在康普顿散射，则团内磁场$B$被限定为$>0.03μ$ G（HXD）和$>0.10μ$ G（XIS）。
2008-05-23 astro-ph
Supernovae Types Ia/II and Intracluster Medium Enrichment
根据Ishimaru & Arimoto（1997，PASJ，49，1）提出的ASCA α-元素与铁丰度比的下降趋势，我们重新研究了Ia型和II型超新星（SNe）在富集星系团团内介质（ICM）中各自所起的作用。由于这种转变，Ishimaru和Arimoto得出结论，ICM中>50%的铁必须来自Ia型SNe祖细胞。在他们的研究中，以及在大多数以前的分析中，都没有认识到这样一个结论对所采用的大质量恒星物理学的关键依赖。采用几种替代II型SN产量汇编，我们证明了如何在对流和质量损失的治疗不确定性可以从根本上改变我们的看法Ia型和II型SNe ICM污染的相对重要性。如果假设Maeder（1992，A&A，264，105）所主张的形式的质量损失或Arnett（1996，Supernovae and Nucleosynthesis）所主张的形式的对流，对氧产额的影响将导致我们得出结论，Ia型超新星在污染ICM中没有作用，这与Ishimaru & Arimoto相矛盾。仍然存在明显的二分法（例如，平均ICM硫-铁比表明100%为II型铁来源，而平均硫比表明100%为Ia型来源），这与目前可用的产量表不一致。
1997-06-15 astro-ph
The role of the Initial Mass Function in modelling the Intra-Cluster Medium
团内介质（ICM）的预期金属富集以及金属在团星系和热ICM之间的分配取决于恒星的初始质量函数（IMF）。在集群模拟的IMF的选择也有重要的后果的“冷分数”，这是一个基本的集群物理约束。我们讨论的化学富集和冷分数的集群预测与不同的IMF，通过一个简单的方法，在很大程度上是独立的化学演化模型或模拟的细节。我们建议这种简单的方法作为指导方针，以选择输入参数和解释更复杂的模型和流体动力学模拟的结果。
2004-02-20 astro-ph
Chemical enrichment of the intra-cluster and intergalactic medium in a hierarchical galaxy formation model
我们使用高分辨率N体模拟和半解析技术相结合的方法来跟踪Lambda CDM宇宙中团星系的形成、演化和化学富集。我们模拟了恒星之间的金属输运，星系中的冷气体，暗物质晕中的热气体，以及维里化晕外的星系际气体。我们比较了三种不同的反馈方案。“保留”模型假设被超新星爆炸重新加热的物质能够离开星系，但不能离开暗物质晕。“喷射”模型假定这种物质离开晕，然后在结构大规模坍塌时重新结合。“风”模型使用的处方是由本地星暴星系的观测动机。我们要求我们的模型再现集群LF从2dF调查，恒星质量，气体质量和金属丰度之间的关系推断新的SDSS数据，并在ICM中观察到的金属量。通过适当调整模型中的自由参数，三种反馈方案都能得到与红移为零时观测结果的合理拟合。所有这三个预测，ICM的化学富集发生在高红移与60- 80%的金属目前在ICM喷射的红移大于1。大质量星系是化学污染的重要贡献者。观察到的重子分数从丰富的星系团到星系群的下降，只有在一个“极端”的喷射计划，其中从暗物质晕喷射的物质被重新纳入的时间尺度相当于宇宙的年龄再现。我们探讨了星系际介质中的金属丰度作为红移的函数如何约束星系如何以及何时喷射金属。
2004-01-08 astro-ph
Reply to ``Roles of SNIa and SNII in ICM Enrichment'' by Y. Ishimaru and N. Arimoto
我们解决了Y. Ishimaru和N. Arimoto关于Mushotzky等人（1996，ApJ，466，686）以及Loewenstein和Mushotzky（1996，ApJ，466，695）的论文。特别是，我们强调，在这些文件中的观测和模型之间的比较自洽假设一个特定的（光球）值的太阳铁丰度。我们还简要地重新讨论了Ia型超新星对团内介质铁富集的贡献问题。
1997-02-21 astro-ph
Suzaku broad-band spectroscopy of RX J1347.5-1145: constraints on the extremely hot gas and non-thermal emission
本文给出了对Z=0.451的X射线最亮的星系团RX J1347.5-1145的长朱雀观测的分析结果。目的：我们研究了由Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应观测发现的东南（SE）区域的热（~20 keV）气体团簇的物理性质，以理解剧烈团簇合并的气体物理。我们还探讨了使用硬X射线数据的非热发射的签名。结果：我们发现单温模型不能同时再现XIS测量的连续发射和Fe-K线。具有非常热的组分的双温度模型改进了拟合，尽管XIS数据只能给出其温度的下限。我们检测到的硬X射线发射在12-40 keV波段在7西格玛水平，然而，显着性变得边际时，背景估计中的系统误差包括在内。用Suzaku + Chandra联合分析，我们确定了SE过剩成分的温度为25.3^{+6.1}-4.5} ^{+6.9}-9.5} keV（90%统计误差和系统误差），这与以前的SZ + X射线分析结果非常一致。这是第一次单独使用X射线光谱法对SE区域中的热部件的温度进行良好的测量，这是由于朱雀对宽X射线波段具有前所未有的灵敏度。这些结果强烈地表明，该集群最近经历了一次剧烈的合并。光谱分析表明，SE分量与热一致。在12-60 keV波段，我们发现非热通量的3 σ上限F <8 e-12 erg s^{-1} cm^{-2}。结合这个极限和最近发现的1.4 GHz的射电迷你晕，我们发现了一个更低的集群内磁场的强度，B > …
2008-09-01 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
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
Chemical enrichment of galaxy clusters from hydrodynamical simulations
本文对星系团进行了宇宙学流体动力学模拟，旨在研究团内介质（ICM）的金属富集过程。这些模拟已经通过在Tree-SPH \gd代码中实现化学演化的详细模型来进行。该模型允许我们跟踪SNII，SNIa和AGB恒星的金属释放，通过适当地考虑不同质量的恒星的寿命，以及改变恒星的初始质量函数（IMF），寿命函数和恒星产额。因此，我们对化学进化的研究是一个强大的工具，可以用来追踪金属生产的宇宙历史。这里提出的模拟已经进行了双重目的，检查数值效应，以及改变化学演化模型的影响和恒星反馈的效率。
2007-05-12 astro-ph
The metal enrichment of elliptical galaxies in hierarchical galaxy formation models
我们在星系形成的分级模型框架下研究了椭圆星系的金属富集。我们在这封信中使用的半分析模型，已经被Nagashima等人用于研究簇内介质（ICM）的金属富集，包括气体和金属流入和流出星系的影响，以及Ia型和II型超新星引起的金属富集过程。我们采用太阳能邻里国际货币基金组织的恒星形成光盘，但考虑模型中，恒星爆发有一个太阳能邻里国际货币基金组织或头重脚轻的国际货币基金组织。我们发现，只有当使用头重脚轻的IMF时，椭圆星系中的α元素丰度才与观测值一致。这一结果与我们以前对ICM金属富集的研究一致。我们还讨论了α元素与铁的丰度比作为速度色散和金属丰度的函数。我们发现，具有头重脚轻IMF的模型与在典型L_* 椭圆星系中观测到的α/Fe比相匹配，但没有一个模型再现了观测到的α/Fe随速度弥散的增加。
2005-07-14 astro-ph
A Comparison of Metal Enrichment Histories in Rich Clusters and Individual Luminous Elliptical Galaxies
大质量椭圆星系周围的炽热的X射线气体晕是恒星质量损失和向高密度流入的结果，巨大的椭圆星系和它们相关的星系群形成了。这种气体中的金属丰度包含了有关早期恒星形成和过去超新星活动的重要信息。我们发现，基于Salpeter IMF的II型超新星，加上少量的额外的Ia型超新星，可以解释目前在大质量椭圆星系周围的气体晕中观察到的密度，温度和丰度分布。在明亮椭圆星系的中央明亮区域，大约一半的星际铁是由Ia型超新星产生的，另一半是由II型超新星富集的演化恒星损失的。然而，丰富的星团内的团内气体中的铁和硅丰度表明，每单位可见光的超新星数量比我们对大质量椭圆星系的要求要多，要么是Ia型，要么是II型。由于大质量椭圆星系和富星系团的富集历史是根本不同的，E和SO星系可能不是富星系团气体中金属富集的唯一来源。
1998-11-16 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
Metal Enrichment of the ICM: a 3-D Picture of Chemical and Dynamical Properties
我们开发了一个模型的金属富集的星系团内介质（ICM），结合了宇宙学的非辐射流体动力学N体/SPH模拟的星系团，和半解析模型的星系形成。我们的混合模型的新特点是，在底层模拟的扩散气体的化学性质是动态和一致的产生从星系中的恒星。我们遵循生产的几种化学元素，提供了低和中等质量的恒星，核心崩溃和Ia型超新星。我们分析了ICM中金属的空间分布，研究了化学富集的进行方式，并使用铁发射率作为气体运动的示踪剂。在最后一个Gyr，由于富集气体团向团中心汇聚，Fe和O的径向丰度分布在100 h^-1 kpc的内部得到增强。我们的研究结果支持这样一种假设，即部分团内气体来自红移范围在z~0.2 ~0.5的气体团，这些气体团已经富集到太阳值，并且距离团中心很远（从~1 ~6 h^-1 Mpc），以非常高的速度（从~1300 ~~2500 km s^-1）移动。团簇内部的湍流气体运动起源于团簇组装过程中的非均匀气体流入，在发射加权速度图中可以看到，在几百kpc的距离上，其梯度可以达到~1000 km·s^-1。在沿着通过星团中心的视线的速度分布中也可以看到这种量级的动量。多普勒频移和加宽所遭受的铁K 6.7千电子伏的发射线沿这样的视线可以用来探测这些气体的大规模运动时，他们是在一个区域内产生的特点是高铁线发射率。
2006-03-10 astro-ph
Metal Enrichment and Temperature of the Intergalactic Medium
基于从头算宇宙学模型的莱曼α云的流体动力学模拟产生了与观测结果广泛一致的结果。然而，进一步的分析表明，随着数值分辨率的逐渐提高，模拟的莱曼α云的中值或截止线宽度（即多普勒参数）似乎收敛到一个明显低于z~3处观察到的值（约为1.5倍）。这些收敛测试模拟不包括来自恒星形成的反馈。鉴于观测到的莱曼α云的金属丰度，我们认为，超新星，这可能是污染的IGM与金属，可能已经沉积了足够的能量在IGM调和的理论与观测。简单的论证立刻将污染的红移范围缩小到4< z_{dep} <9。似乎可以肯定的是，总质量在10^{6.5-9.0}Msun范围内的矮星系和次矮星系必须对污染负责。此外，如果宇宙中z=3的平均金属丰度高达=0.01Zsun，那么这些早期矮星系要么是非常有效的恒星形成，要么是非常高的金属产额<Z>。最后，假设特定的超新星加热能量与气体的金属丰度成正比，我们注意到，如果星系团内气体所需的加热不超过1 keV/粒子，那么这里提出的图像与超新星是星系团内气体显然需要的加热源是一致的。
2000-10-31 astro-ph
The IntraCluster Medium: An Invariant Stellar IMF
支持恒星初始质量函数不变的假设的证据是强有力的和多样的。在丰富的星系团的集群内介质是少数几个相反的位置之一，最近的解释的化学丰度有利于国际货币基金组织是偏向于大质量的恒星，相比“正常”的国际货币基金组织。这种解释取决于Ia型超新星对ICM富集的忽略，以及II型超新星的核合成产额的特殊选择。我们在这里表明，当一个采用的收益率确定经验从银河系恒星的观测，而不是不确定的模型收益率，一个自洽的图片可能会得到一个不变的恒星IMF，和约一半的铁在ICM是由Ia型超新星。
1997-10-17 astro-ph
Enrichment of the ICM of galaxy clusters due to ram-pressure stripping
我们研究了星系团内介质（ICM）演化过程中星系质量损失的影响。我们使用相结合的N体和流体动力学模拟与现象学的星系形成模型和处方的影响，冲压压力剥离的星系。我们分析了星系- ICM相互作用对不同质量和不同合并历史的星系团模型的影响。我们的模拟结果表明，冲压压力剥离可以占10%的整体观察到的富集在ICM的半径为1.3 Mpc的水平。在模拟的前几个Gyr，星系团的金属喷射效率主要取决于星系团的质量，并在重大合并事件中显着增加。此外，我们表明，冲压压力剥离是最有效的中心的星系团和浓缩水平下降相当快，在较大的半径。我们提出了发射加权的ICM的金属丰度图，可以与X射线观测。由此产生的ICM中的金属分布显示出复杂的图案，具有富含金属的物质的条纹和羽状物。金属丰度图可以用来追踪ICM星系与星系团之间现在和过去的相互作用。
2006-02-22 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
Feedback from Intra-Cluster Supernovae on the ICM in Cooling Flow Galaxy Clusters
研究了星系间超新星（SNe）的加热和金属富集对星系团内介质（ICM）的影响。最近的观测表明，在星系团中，相当一部分（~ 20%）的Ia型超新星母恒星星族是星系际的。通过考虑它们对冷却流簇的松弛祖细胞的影响，我们提出簇内SNe可以作为一个分布式热源，这可能会影响冷却流形成的初始阶段。我们调查的增加冷却时间作为一个函数的能量输入提供SNe和他们假设的空间分布，并得出结论，集群内SNe代表一个热源，在某些集群可以导致延迟的冷却流的形成。这意味着一些冷却流比以前认为的要年轻。我们还讨论了一个大的人口集群内SNe可能对冷却流集群的ICM的化学演化的影响。
2004-05-25 astro-ph
Outflows from ellipticals: the role of supernovae
本文提出了椭圆星系SN驱动的星系风模型。我们假设椭圆星系在高红移时形成，并经历了恒星形成的强烈爆发。研究了II型和Ia型超新星在化学富集和触发银河风中的作用。特别是，几个食谱SN反馈连同详细的核合成处方被认为是。结果表明，II型SNe对椭圆星系的星际介质的富集起主导作用，而Ia型SNe对星系团内介质的富集和能量起主导作用。
2002-09-07 astro-ph
The chemical enrichment of the ICM from hydrodynamical simulations
对星系团内和星系际介质（ICM和IGM）金属富集的研究是重建过去恒星形成历史、反馈过程的作用和决定宇宙重子演化的气体动力学过程的直接手段。在本文中，我们回顾的方法，迄今已遵循的模型丰富的ICM在宇宙学的背景下。虽然我们的演讲将集中在流体动力学模拟所发挥的作用，我们也将讨论其他方法的基础上半解析模型的星系形成，也批判性地讨论了不同方法的利弊。我们将首先回顾化学演化模型的概念，以实现任何化学动力学的描述。我们将强调这个模型的预测如何严格依赖于恒星初始质量函数的选择，恒星的寿命和恒星产量。然后，我们将概述到目前为止，ICM富集的X射线观测和模型预测之间的比较。我们将展示如何最新的化学动力学模型能够捕捉到的ICM及其演变的观察到的金属含量的基本特征。最后，我们将强调在这项研究中的开放性问题和宇宙化学动力学模型的下一代改进的方向。
2008-01-07 astro-ph
Roles of SNIa and SNII in ICM Enrichment
根据ASCA的观测结果，Mushotzky等人（1996，ApJ 466，686）最近推导出$α$ -元素与铁的相对丰度比，[α/Fe] \simeq 0.2-0.3 $, for four rich clusters, and have suggested that the origin of metals in an intra-cluster medium (ICM) is not a type-Ia supernovae (SNIa), but a type-II supernovae (SNII). However, these authors used the solar photospheric iron abundance for ASCA data reduction, while the meteoritic iron abundance is usually adopted in chemical-evolution studies. It is true that although the photospheric and meteoritic solar abundances are consistent for most of the elements, a serious discrepancy is known to exist for iron; …
1997-02-04 astro-ph
ASCA Measurements of Silicon and Iron Abundances in the Intracluster Medium
我们分析了40个邻近星系团的ASCA X射线数据，它们的团内介质温度分布在0.9 - 10 keV之间。我们测量了硅和铁丰度的集群内介质，空间平均每个集群，但不包括中央$\sim 0.15 h_{50}^{-1}$ Mpc区域，以避免任何可能的丰度梯度和复杂的温度结构。这些星系团的Fe丰度为0.2 - 0.3太阳能，对星系团内介质的温度和星系团的丰度只有微弱的依赖性。相反，观察到的Si丰度从0.3增加到0.6 - 0.7太阳能从贫穷到丰富的集群。这些结果表明，Ia型和II型超新星都对团内介质的金属富集有显著贡献，而II型超新星的相对贡献随着团簇的富集而增加。我们提出了一种可能性，即相当一部分II型超新星产物是从较差的系统中逃逸出来的。
1998-02-11 astro-ph
Enrichment of the Intergalactic Medium by Radiation Pressure Driven Dust Efflux
金属在热的星系团气体和Ly-alpha吸收体中的存在，以及所观察到的星系的质量-金属丰度关系，表明星系失去了很大一部分金属到星系际介质（IGM）。对这一过程的理论研究集中在动力学过程或超新星驱动的风去除金属。在这里，我们调查的IGM的富集驱逐尘埃颗粒从星系的辐射压力。我们使用已经完成的宇宙学模拟，其中我们加入尘埃，假设大多数尘埃可以达到辐射压力和引力之间的平衡点。我们发现，驱逐灰尘和随后的（部分）在IGM的破坏可以合理地解释所观察到的z=3 IGM的C和Si的富集水平。在低z，尘埃喷射和破坏可以解释团簇中的大部分金属，但它不能解释观察到的所有化学物质。即使在被炽热的团内介质破坏后，被辐射压驱逐的尘埃也可以使星团中心区域的视觉不透明度达到0.2-0.5等;这个值非常接近星团灭绝的极限和观测结果。我们还评论我们的研究结果的一般IGM的不透明性的影响。最后，我们提出了一个可能的“混合”的情况下，风驱逐气体和尘埃进入星系晕，但辐射压力分布均匀的尘埃通过IGM。
2001-06-08 astro-ph
Probing the evolution of early-type cluster galaxies through chemical enrichment
描述了一个简单的星系团早期型星系的化学富集模型，其中考虑的机制在演化模型中的原始气体，外流和恒星形成效率的可能变化的下降。我们发现，在我们的模型的框架内，只有外流可以产生一个合适的范围内的金属丰度。化学富集轨道可以与最新的人口合成模型相结合，以模拟在很宽的红移范围内的集群，一套玩具模型。局部星系团的颜色-星等关系被用作约束条件，固定绝对光度和从外流中喷出的气体分数之间的相关性。结果表明，颜色或质光比与绝对亮度之间的相关性对于大多数输入参数都是退化的。然而，预测的红移$z\simgt 1$的单片和分层模型之间的显着变化。预测和观测的质光比之间的比较产生一个近似的线性偏差之间的总质量和恒星质量：$M_{\rm Tot}\propto M_{\rm St}^{1.15\pm 0.08}$在早期类型的星系。如果我们假设外流构成了在星系团早期类型星系中观察到的颜色的驱动机制，则可以将团内介质（ICM）的金属丰度与外流联系起来。色星等的限制要求暗淡的$M_V\sim -16$星系喷射出85%的气体，这意味着ICM中的大多数金属可能起源于这些矮星系。
1999-10-21 astro-ph
Implications of Abundance Gradients in Intracluster Gas
空间分辨ASCA光谱的分析，在阿贝尔496的集群内的气体证实，金属丰度增加向中心。我们还发现在几个丰度比的空间梯度，表明铁的部分从超新星Ia增加到集群中心。因此，团簇中心附近的主要金属富集机制必须不同于外部。我们发现，冲压压力剥离气体从星系团不能解释中央丰度增强。我们认为，两个连续阶段的星系风污染的星系团内气体：原星系风驱动的SN II，其次是较低的能量驱动的SN Ia，其中有较长的寿命比SN II的祖先风。来自cD星系的能量较低的二次风可能会被抑制，由于它位于星系团中心，导致观察到的超新星Ia喷出物的中心增强。
2000-01-18 astro-ph
On Iron Enrichment, Star Formation, and Type Ia Supernovae in Galaxy Clusters
恒星形成和Ia型超新星（SNIa）的性质在该领域的星系和丰富的星系团的对比并列的重金属在宇宙中的积累推断从观测到的恒星形成和超新星率的历史与数据的Fe丰度的演化在团内介质（ICM）。Fe在这些环境中的化学演化模型的构建，受观测的限制，为此目的。虽然SNIa的平均延迟为3 Gyr和标准初始质量函数（IMF）的模型与现场观测一致，但星团Fe富集立即跟踪快速，头重脚轻的恒星形成阶段-尽管Fe进入ICM的运输时间可能更长，恒星形成可能继续红移<1。这种快速浓缩的来源是II型超新星（SNII），每次爆炸产生至少0.1个太阳质量（如果SNIa速率归一化从其在3-8个太阳质量范围内的候选祖星的相对数量的值按比例缩小）和/或SNIa爆炸与快速恒星形成模式相关的短延迟时间。在丰富的星团中，恒星形成的效率比在野外高出3倍以上，减轻了数值星团模拟中的过冷问题。无论是在恒星中循环的重子的比例，还是以恒星残余物形式存在的现今恒星总质量的比例，在星团中都比在场中大得多。
2006-05-04 astro-ph
Simulating the metal enrichment of the ICM
我们目前的结果从树+SPH模拟的星系团，旨在研究金属富集的内-团簇介质（ICM）。模拟代码包括一个相当先进的处理恒星形成，以及释放的能量反馈和详细的产量从II型和Ia型超新星，也准确地占不同的恒星星族的寿命。我们对维里质量为~ 3.9 × 10^14 Msun的星系团进行了模拟，以研究改变反馈强度和恒星初始质量函数（IMF）的影响。虽然大多数模型都能够产生可接受的铁质量，我们发现，铁丰度的配置文件总是比观察到的陡峭。在R >~ 0.1R200处，[O/Fe]比为-0.2，而在中心区域，由于最近的恒星形成，[O/Fe]比增加到超太阳值。使用一个顶部-较重的国际货币基金组织给出了一个较大的[O/Fe]在整个集群，在与观察的差异。另一方面，采用可变IMF（其在z>2时变得顶部较重）提供大致太阳能[O/Fe]比。我们的结果表明，我们的模拟仍然缺乏一个反馈机制，应该淬火恒星形成在低红移和运输金属远离恒星形成区。
2004-01-27 astro-ph
Origin and Destiny of Dark Matter Halos: Cosmological Matter Exchange and Metal Enrichment
[摘要]我们分析了暗物质之间的交流晕，subhalos，和他们的环境中的高分辨率宇宙学N体模拟的Lambda CDM宇宙学。在每一个分析的红移z，我们分为4个组成部分的暗物质粒子：（i）孤立的星系晕，（ii）subhalos，（iii）集团和集群晕的扩散介质，（iv）外的维里化晕的背景。我们遵循这些组件之间的质量分布和流量的时间演化，并提供拟合函数的汇率。我们使用我们推导出的交换率来衡量宇宙中金属重新分布的重要性，这仅仅是由于引力引起的相互作用。在z=0时，星系团中的弥散金属丰度预计为孤立星系（约55%的星系团）的40%，并且在z=1时仅略低，与观测结果一致。在z~2处，预期差组中扩散介质的金属性降低5倍，与阻尼Ly $α$系统的观察到的金属性一致。背景IGM的金属丰度预计为z=0星系团的（1-3）× 10 ^{-4}，也与观测结果一致。预测和观察到的趋势的协议表明，引力相互作用单独可能发挥重要作用，在金属富集的星系团内和星系际介质。
2000-10-11 astro-ph
Simulating galaxy clusters -- I. Thermal and chemical properties of the intra-cluster medium
我们已经进行了一系列的N-体/流体动力学（TreeSPH）模拟的星系团和星系群，从宇宙学N-体模拟中选择的$Λ$ CDM框架内：这些对象已重新模拟在更高的分辨率$z$ =0，为了遵循也从星系内的恒星星族ICM的动力学，热和化学输入。模拟包括金属依赖的辐射冷却，根据不同的IMF的恒星形成，能量反馈作为强大的恒星爆发驱动的银河系超级风，化学演化与非瞬时再循环的气体和重元素，一个元银河系的紫外线场和热传导的影响在ICM。在本文中，我们主要在$z=0$得到了ICM的温度和熵分布、它的X射线光度、星团冷分量（冷分数以及质光比）以及ICM与恒星之间的金属分布的结果。在一般情况下，模型与有效的超级风，随着头重脚轻的恒星IMF，能够相当好地再现所观察到的$L_X-T$关系，熵的配置文件和冷分数。除了$r\sim$ ~0.1 $R_{\rm{vir}}$内部的温度逐渐下降外，观测到的ICM径向温度分布可以匹配。ICM的金属富集导致内部的铁梯度有些陡峭;然而，在对冷却流底部形成的恒星进行校正后，全球的富集水平与观测估计值相当;恒星和ICM之间的金属分配也与观测结果非常一致。
2006-09-08 astro-ph
The intracluster iron distribution around 4C+55.16
本文报道了钱德拉X射线天文台观测到的射电星系4C+55.16（z=0.24）周围星系团内介质中的金属分布。径向金属丰度剖面显示，在半径为10弧秒（~50千秒差距）的地方，从半个太阳到内半径的两倍太阳，发生了巨大的变化。还发现了一个类似羽状的特征，位于银河系中心西南方约3角秒处，这主要是由于铁L发射的强烈增强。羽流的X射线光谱的特征是Ia型超新星（SNeIa）的金属丰度模式，即，铁与阿尔法元素的比例很大，铁金属丰度异常高，为7.9（+24/-5.0）太阳能（90%的误差）。羽流是如何形成的还不完全清楚。铁在团簇中的不均匀分布为理解团簇介质中金属的富集过程提供了重要线索。
2001-10-09 astro-ph
Chemical Enrichment and the Origin of the Colour-Magnitude Relation of Elliptical Galaxies in a Hierarchical Merger Model
在本文中，我们提出了一个椭圆星系的形成和化学富集的模型，在两个方面不同于传统的图片：1）椭圆星系不形成在一个单一的整体崩溃和爆发的恒星形成在高红移。相反，它们的大部分恒星以适度的速度在盘状星系中形成，然后合并形成椭圆星系。2)镓不经历闭箱化学演化。相反，金属可以在恒星、冷气体和星系的热气晕之间转移。据推测，金属在超新星爆炸时被喷射出盘星系，这些金属进入热气体成分。金属更容易从小星系中喷射出来的事实导致了盘系统的质量-金属丰度关系的建立。大的椭圆星系更富含金属，因为它们是由更大的圆盘合并而成的。我们使用半解析技术，遵循的形成，演化和化学富集的集群椭圆形的合并层次的暗物质晕。包括新的金属依赖的光谱合成模型的Bruzual和Charlot使我们能够计算这些星系的颜色，线指数和质光比。如果反馈被认为是有效的，我们能够再现的斜率和散射的颜色幅度和Mg 2-西格玛关系。我们还研究了这些关系到高红移的演化。我们表明，光度金属丰度关系保持固定，但星系的平均恒星年龄的规模与宇宙的年龄。最后，研究了团内天然气的富集历史。我们发现，80%的金属喷射的低质量星系的红移大于1。因此，ICM的金属丰度在z > 1时几乎没有变化。
1997-04-15 astro-ph
Observations of metals in the intra-cluster medium
由于它们深的引力势阱，星系团保留了所有由成员星系的恒星星族产生的金属。这些金属大部分存在于热等离子体中，而热等离子体支配着团簇的重子含量。这使它们成为研究宇宙核合成和化学富集历史的优秀实验室。在这里，我们回顾的历史，目前的可能性和限制的丰度研究，和目前的观测状态的X射线测量的化学成分的集群内介质。我们总结了最新的进展，在使用集群的丰度模式，把超新星的理论模型的限制，我们展示了集群的丰度如何提供新的见解到宇宙的恒星形成的历史。
2008-01-07 astro-ph
