Analysis and Interpretation of Hard X-ray Emission from the Bullet Cluster (1E0657-56), the Most Distant Cluster of Galaxies Observed by RXTE
星系团中非热活动的证据是从相对论电子的同步辐射的射电观测中得到的。在极紫外线和硬X射线范围内的新窗口为研究这一现象提供了更有力的工具。在20至100千电子伏范围内的硬X射线的检测已报告从几个星系团，特别是后发座和其他星系团。基于这些早期的观测，我们确定了相对高红移的星系团1 E0657 -56（也称为RX J 0658 -5557）是硬X射线观测的一个很好的候选者。这个星团，也被称为子弹星团，有许多其他有趣和不寻常的特征，最值得注意的是它正在经历合并，在X射线图像中清晰可见。在这里，我们提出了一个成功的RXTE观测这个集群的结果。我们总结了过去的观察和他们的理论解释，指导我们在选择过程中。我们描述了新的观测结果，并提出了我们可以设置的硬X射线的通量和光谱的约束。最后，我们讨论的约束条件，可以设置的加速电子产生的硬X射线和无线电辐射的特性。
2006-08-22 astro-ph
A Textbook Example of a Bow Shock in the Merging Galaxy Cluster 1E0657-56
钱德拉拍摄的正在合并的热星系团1E0657 - 56的图像显示，一个弓形激波在一个子弹状的气体云前面传播，该气体云刚刚离开被破坏的星系团核心。这是第一个在星团中出现激波阵面的明显例子。从激波处气体密度和温度的跳跃来看，子弹状云的马赫数为2 - 3。这相当于相对于主星团的速度为3000 - 4000公里/秒，这意味着云在0.1 - 0.2 Gyr之前穿过核心。6 - 7千电子伏的"子弹"似乎是一个密集的冷却流区域的残余，一旦位于合并的子集群的中心，其外部气体已被剥离冲压压力。子弹的形状表明，它接近被冲压压力和气体动力学不稳定性摧毁的最后阶段，因为子星系团的星系远远领先于冷气体。1E0657 - 56中激波阵面和子弹几何形状的独特简单性可能允许许多有趣的未来测量。星系团的平均温度为14 - 15 keV，但显示出很大的空间变化。最热的气体（T> 20 keV）位于射电晕增强和广泛的合并活动区域，涉及子弹以外的子星系团。
2002-02-28 astro-ph
A Multiply Imaged Luminous Infrared Galaxy Behind the Bullet Cluster
我们目前的证据表明，斯皮策选择明亮的红外星系（LIRG）背后的子弹星系团。该星系最初在IRAC测光中被识别为多重成像源，其光谱能量分布与z=2.7的高度平行（A_V~3.3）、强烈恒星形成星系一致。使用Bradac等人（2006）提出的强引力透镜模型，我们发现星系的三幅图像的放大倍数为10到50。红外光度值表明该星系是一个LIRG星系，恒星质量为M *~ 2 e11 MSun，恒星形成速率为~90 MSun/yr。在两张最亮的图像中，24微米处的透镜通量分别为0.58 mJy和0.39 mJy，该星系为详细研究恒星形成率与z>2的L* 星系相当的模糊星暴提供了一个独特的机会。
2008-09-25 astro-ph
Asymmetric Gravitational Lenses in TeVeS and Application to the Bullet Cluster
目的：我们探索在Bekenstein的张量矢量标量理论（TeVeS）的非对称物质密度分布的透镜性质。研究方法：使用迭代的基于傅立叶的求解器的非线性标量场方程，我们数值计算的总引力位，并推导出相应的TeVeS透镜映射。结果如下：考虑到相当小的尺度上的变化，我们表明，透镜的性质显着依赖于镜头的范围沿视线。此外，所有模拟的TeVeS收敛映射强烈跟踪占主导地位的重子分量，非线性效应，能够抵消这种趋势，原来是非常小的。建立一个玩具模型的集群合并1 E0657 -558，我们推断，TeVeS不能解释观测，而假设一个额外的暗质量分量在两个集群中心，这是根据以前的工作。
2007-10-11 astro-ph
The Cluster-Merger Shock in 1E 0657-56: Faster than the Speeding Bullet?
在X射线成像和光谱学中观测到了星系团合并过程中星系际介质中驱动的激波。从激波强度和形态推断的流体运动可以与从引力透镜推断的冷暗物质（CDM）分布进行比较。然而，一个详细的重建的CDM运动学，必须考虑到的非平凡的响应的流体intracluster介质的碰撞CDM运动。我们已经进行了二维模拟的气体动力学在集群碰撞。我们分析了星团的相对运动、弓形激波和接触不连续性，并将这些与X射线数据联系起来。我们关注的是“子弹状星团”1 E 0657-56，这是一个不等质量星团的近正面碰撞，其气体密度和温度跨越突出的弓形激波意味着高激波速度4,700 km/s。流体冲击的速度被广泛地解释为CDM分量的相对速度。然而，情况不必如此。模拟结果表明，CDM晕的相对速度比激波的相对速度低16%。虽然这一结论对碰撞星团的初始质量和气体密度分布的细节很敏感，但推断出的晕相对速度的降低将增加在Lambda CDM宇宙中发现1 E 0657-56的可能性。
2007-03-09 astro-ph
A bright, dust-obscured, millimeter-selected galaxy beyond the Bullet Cluster (1E0657-56)
10米阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）上的毫米波长相机AzTEC对1 E0657 -56（“子弹星团”）进行了1.1毫米深连续观测，揭示了一个非常明亮的（S $_{\rm{1.1mm}}=15.9$ mJy）未分辨的源。这个来源，MMJ 065837 -5557.0，位于接近最大密度的基础质量分布，对较大的两个相互作用的集群跟踪的弱透镜分析的Clowe等。使用光学-红外颜色，我们认为MMJ 065837 -5557.0位于红移$z = 2.7 \pm 0.2$。子弹星系团的一个透镜衍生的质量模型显示了在阿兹台克源的几个弧秒内放大的临界线（焦散），足以将阿兹台克星系的固有毫米波长通量放大$\gg 20$倍。在扣除了Sunyaev-Zel'dovich效应导致的前景星团1.1毫米的辐射，并对放大率进行了修正后，MMJ 065837 -5557.0的静止帧远红外光度为$\le 10^{12} \rm L_{\odot}$，是一个亮红外星系（LIRG）的特征。我们探索各种方案来解释潜在的光学和IR对应物之间的颜色，形态和位置偏移，以及它们与MMJ 065837 -5557.0的关系。在更高分辨率和更灵敏的（亚）毫米观测可用之前，对接近大质量透镜星系团焦散线的背景星系的探测提供了研究这种本质上微弱的毫米星系群的唯一机会。
2008-08-07 astro-ph
Simulating the Bullet Cluster
我们提出了高分辨率的N体/SPH模拟的相互作用的集群1 E0657 -56。主和子集群的建模使用扩展的尖状LCDM暗物质晕和等温β-配置文件的碰撞组件。热气体最初处于流体静力学平衡内的整体潜力的集群。我们调查的X射线形态，并得出最有可能的碰撞参量，质量比和初始相对速度。我们发现，所观察到的位移之间的X射线峰和相关的质量分布，弓形激波的形态，表面亮度和投影的温度分布的冲击间断可以很好地再现偏移1：6遇到的子集群的初速度（在主集群的休息帧）接近2倍的维里速度的主集群暗物质晕。具有相同质量比和较低速度（主星团维里速度的1.5倍）的模型与大多数观测结果相当吻合。然而，它不能再现主簇峰的形态。动力学摩擦强烈地影响子集群的运动学，使得低速子弹在模拟结束时实际上被绑定到主系统。我们发现，一个相对较高的浓度（c=6）的主集群暗物质晕是必要的，以防止相关的X射线峰的中断。对于一个选定的子样本的运行，我们进行了详细的三维分析后，过去，现在和未来的相互作用系统的演变。特别地，我们研究了气体和暗物质组分的运动学，以及在L_X-T图中系统的密度分布和运动的变化。
2007-11-06 astro-ph
The speed of the `bullet' in the merging galaxy cluster 1E0657-56
对热星系团1 E0657 -56的深Chandra曝光表明，该星系团是在一个大质量下沉子星系团第一次通过核心后不久被观测到的，在此之前有一个明显的马赫数M~3的弓形激波。推断的约4700公里/秒的冲击速度通常被解释为“子弹”子星系团本身的速度。这个速度在LCDM宇宙学中出乎意料地高，如果从表面上看，这可能需要在暗区进行非平凡的修改。在这里，我们提出了明确的流体动力学玩具模型的星系团合并，很好地再现了观察到的动力学状态的1 E0657 -56和质量模型推断的引力透镜观测。然而，尽管激波速度为4500 km/s，但在系统的静止坐标系中，子星系团的质量质心仅以2600 km/s的速度移动。这种差异的产生部分是由于激波前气体的引力诱导流入速度，对于我们假设的10：1的合并质量比，该速度约为1100 km/s。第二个效应是激波阵面的移动速度比子星系团本身快。在一个通用的LCDM碰撞模型中，一个浓度c=7.2的子弹子星系团与一个浓度c=3的母星系团在零能量轨道上合并，以良好的精度再现了1 E0657 -56中观察到的所有主要观测特征，这表明1 E0657 -56与标准宇宙学模型的预期完全一致。在暗区有额外第五种力的理论中，子星系团可以被加速到超过LCDM中所达到的速度，并且X射线峰值和子星系团质心之间的空间偏移可以显着扩大。（节略）
2007-03-12 astro-ph
The Merger in Abell 576: A Line of Sight Bullet Cluster?
利用钱德拉和XMM观测的组合，我们证实了存在一个显着的速度梯度沿NE/E-W/SW方向的集群内气体的集群阿贝尔576。结果与之前ASCA SIS对该集群的分析一致。在90%置信水平下，ACIS-S3、EPIC MOS 1和2谱仪对最大速度差的加权平均误差>3.3E03 km/s，与间接估算的“子弹”星团（1 E0657 -56）的速度极限相似。通过Chandra和XMM的标准随机增益波动产生速度梯度的概率<0.1%。最大速度梯度的区域在具有最低时间增益变化的CCD区中。速度梯度不太可能是由于投影星系团之间的哈勃距离差异（概率<~0.01%）。我们绘制了整个集群的元素丰度比的分布，并检测到一个强大的化学不连续性，使用硅的丰度比铁，相当于从100%的SN Ia铁的质量分数在西部-西北地区的变化在东部地区的32%。团簇的“中心”位于化学不连续边界，这与在一些规则团簇中发现的径向对称化学梯度不一致，但与团簇合并情景一致。我们预测，所测量的速度梯度将产生变化的CMB温度朝向东部的核心的集群，将被检测到的电流和不久的将来的测辐射热计。测得的速度梯度打开的可能性，这个集群是通过一个近视线合并阶段的核心最近交叉。
2007-06-08 astro-ph
Catching a bullet: direct evidence for the existence of dark matter
本文介绍了合并星系团1 E0657 -556的X射线和弱透镜观测结果。由于最近合并的子星系团与主星系团的碰撞，X射线等离子体已经从两个组成部分的星系团中被取代。弱透镜数据表明，透镜表面势与星系（约10%的观测重子）空间一致，而与X射线等离子体（约90%的观测重子）不一致。我们认为，这表明，无论在这些大距离和低加速度下引力定律的形式如何，这些观测结果都要求系统的大部分质量是某种形式的不可见物质。
2006-11-15 astro-ph
Application of an XMM-Newton EPIC Monte Carlo Technique to Analysis and Interpretation of Data for the Abell 1689, RX J0658-55 and Centaurus clusters of galaxies
本文提出了一种新的蒙特卡罗方法，用于研究{ \sl XMM-牛顿}上的欧洲光子成像相机（EPIC）的扩展X射线源。在一个配套文件中描述的平滑粒子推断（SPI）技术，在这里应用到星系团Abell 1689，半人马座和RX J 0658 -55（“子弹团”）的EPIC数据。我们的目的是显示这种方法的优势，同时光谱和空间建模比传统的X射线光谱分析。在Abell 1689中，我们证实了我们早期关于温度分布结构的发现，并制作了高分辨率的温度图。我们还发现了气体内部速度结构的暗示，与以前的研究结果一致。在子弹状星系团RX J 0658 -55中，我们制作了该星系团有史以来最高分辨率的温度图，使我们能够追踪星系团中子弹运动的轨迹。我们甚至在子弹内部探测到了南北向的温度梯度。在半人马座星系团中，我们通过将星系团的光度划分为气体温度的波段，发现了星系团核心东北部的一个显著特征。我们假设，这一特点是由一个子集群遗留下来的实质性合并，稍微取代了核心。我们的结论是，我们的方法是非常强大的，在确定等离子体温度的空间分布和非常有用的系统研究团簇结构。
2007-12-06 astro-ph
Shocked H2 and Fe+ Dynamics in the Orion Bullets
在两个最明确定义的猎户座子弹的H2速度分布的观察是非常难以调和与现有的稳态冲击模型。我们观测到了[Fe Ⅱ] 1.644 μ m的速度剖面和H2 1-0 S（1）2.122 μ m的速度剖面，这些速度剖面是沿着和穿过相应的弓形冲击波阵面进入周围分子云的一系列位置的。综合[FeII]速度分布的最明亮的子弹是一致的理论弓激波的预测。然而，在最清晰分辨的子弹尾流内的一系列位置处观察到的宽单峰H2 1-0 S（1）剖面与分子冲击模型不一致。一个统一的，碰撞扩大的背景成分，弥漫在两个示踪剂的区域是不一致的荧光由于电离辐射的梯形星单独。
1999-09-26 astro-ph
The Bullet Cluster 1E0657-558 evidence shows Modified Gravity in the absence of Dark Matter
对2006年11月15日发布的数据的详细分析（Clowe等人，2006）计算了子弹星系团1 E0657 -558的X射线面密度σ图和强、弱引力透镜会聚κ图，并将计算结果与修正引力（MOG）和暗物质的预测结果进行了比较。我们的表面密度西格玛模型计算使用国王β模型密度，和质量分布的主集群和等温温度分布由MOG确定。我们发现，主集群的热剖面是近等温的。MOG预测的主团簇等温温度为T = 15.5 ± 3.9 keV，与实验值T = 14.8{+2.0}{-1.7} keV符合得很好。在没有非重子暗物质的情况下，得到了与二维收敛κ图数据的极好拟合，这解释了Clowe等人（2006）报道的σ图和κ图之间的8 σ空间偏移。MOG对卡帕图的预测结果表明，子弹星系团1 E0657 -558中分布着两个重子成分，平均质量分数为83%的团内介质（ICM）气体和17%的星系。相反地，牛顿暗物质kappa模型对于质量分数为0.32的重子与暗物质相比，平均具有76%的暗物质（忽略由于星系的不确定贡献）和24%的ICM气体，当与预测的Lambda-CDM宇宙学重子质量分数0.176{+0.019}{-0.012}相比时，这是统计上显著的结果（Spergel et al.，2006年）。
2007-09-13 astro-ph gr-qc
Can MOND take a bullet? Analytical comparisons of three versions of MOND beyond spherical symmetry
修正牛顿动力学（MOND）在非平凡几何系统中的正确测试取决于其假设理论的几个版本中的细微差异。这对于引力尺度为$\sim a_0 \sim 1Å{\rm s}^{-2}$的几乎没有维里化的星系团的透镜效应和动力学尤其重要。原始的MOND公式，泊松方程的经典单场修正，以及贝肯斯坦的多场广义相对论理论（TeVeS）都导致了不同的预测，因为我们偏离了球对称。本文研究了一类半Hernquist重子剖面系统的解析MONDian模型。在给出球极限下重子的解析分布函数后，我们发展了非球几何下模型的轨道和引力透镜。特别是，我们可以产生一个多中心重子系统，具有弱透镜信号，类似于合并中的星系团1E 0657 - 56，具有子弹状的光分布。最后，我们提出了解析的无标度高度非球形模型，以显示单场经典MOND理论和多场TeVeS理论之间的细微差异。
2006-06-09 astro-ph
Sunyaev-Zel'dovich Effect Observations of the Bullet Cluster (1E 0657-56) with APEX-SZ
本文报道了用APEX-SZ仪器在150 GHz和1arcmin分辨率下对子弹星系团（1 E0657 - 56）中Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）的观测结果。主要结果是在这个大规模的合并星系团的SZE地图。在源位置的中心1弧分半径内，以23西格玛显著性检测群集。SZE地图有一个大致相似的形态，在现有的X射线地图的这个系统，我们没有发现任何证据的SZE发射的无线电或红外源的显着污染。为了使简单的定量比较与来自X射线观测的气体模型的集群，我们适合我们的数据的等温椭圆β模型，尽管这种模型的不足，这个复杂的合并系统。利用X射线的幂律指数β = 1.04 + 0.16 - 0.10，我们得到了核心半径rc =142 +/- 18 arcsec，轴比为0.889 +/- 0.072，中心温度下降为-771 +/- 71 micro-K_CMB，包括+/-5.5%的通量校准不确定度。结合APEX-SZ图和钱德拉X射线观测的投影电子表面密度图，我们确定团簇气体的质量加权温度为T_mg=10.8 +/- 0.9 keV，明显低于一些先前报道的X射线光谱温度。在流体静力学平衡的等温集群气体分布的假设下，我们计算的气体质量分数为长球形和扁球形的几何形状，并发现它是一致的与以前的结果从X射线和弱透镜观测。这项工作是APEX-SZ实验的第一个结果，也是第一个报告的科学结果，来自于一个大型的多…
2009-06-06 astro-ph
Draping of Cluster Magnetic Fields over Bullets and Bubbles -- Morphology and Dynamic Effects
高分辨率的X射线观测揭示了星系团内的空洞和“冷锋”，它们在温度、密度和金属丰度方面具有尖锐的边缘。它们的存在造成了一个难题，因为这些功能预计不会是流体动力学稳定的，或在扩散的存在下保持尖锐。然而，即使是在非常弱的磁化等离子体中，一个移动的核心或气泡也必然会扫过足够的磁场，在物体周围建立起一个动态的重要鞘层;该层的强度是由场的“犁起”和场线围绕核心滑动之间的竞争决定的。我们表明，一个二维的方法来解决这个问题是相当普遍的是不可能的。在三维空间中，我们与分析参数和数值实验表明，该磁性层修改的动力学的一个暴跌的核心，极大地修改了流体动力学不稳定性对核心的影响，修改剥离的材料的几何形状，甚至减缓下降的核心通过磁张力。我们推导出的最大磁场强度，层的厚度，和磁尾的张开角的表达式。磁覆盖层的形态意味着抑制穿过该层的热传导，从而在接触表面上保持强的温度梯度。间歇性放大的磁场，以及注入的MHD湍流的核心尾流被确定为是由于涡的产生内的磁披覆层。这些结果对于理解星系团内介质的物理性质和复杂的气体动力学过程具有重要意义，并且非常普遍地适用于通过其他磁化环境的运动，例如，的ISM。
2008-01-08 astro-ph
On the Proof of Dark Matter, the Law of Gravity and the Mass of Neutrinos
我们发展了一种新的方法来预测密度与弱透镜映射的（非）放松集团在一系列的理论之间的GR和MOND（广义相对论和修正的牛顿动力学）插值。我们应用它来拟合子弹合并星系团1 E0657 -56的透镜映射，以更有力地约束星系团中无碰撞物质的性质和数量{ \it beyond}通常的球形平衡假设（Pointecouteau & Silk 2005）和GR在星系团尺度上的有效性（Clowe et al. 2006）。加强以前的作者的建议，我们表明，子弹集群是由一个无碰撞-最有可能是非重子-组件GR以及MOND，结果与许多X射线集群的动态一致。我们的发现增加了纯重子MOND的已知病理学的数量，包括它无法适应威尔金森微波各向异性探测器的最新数据。所有这些问题和冷暗物质与星系旋转曲线的标准问题的一个合理的解决方案是MOND与2 eV的普通热中微子的“婚姻”。这一预测正好在当前$β$衰变实验中中微子质量的GR独立最大值之内，并且可以在2009年被卡尔斯鲁厄氚中微子（KATRIN）实验证伪。强透镜弧的一致性和大的相对速度的两个集群组成的子弹集群的问题也得到了解决。
2006-11-05 astro-ph
BEC dark matter can explain collisions of galaxy clusters
我们认为基于玻色-爱因斯坦凝聚体或标量场的暗物质模型可以解决暗物质在Abell 520和Bullet星系团中明显矛盾的行为。当星系团中的两个星系碰撞时，如果星系的初始动能足够大，两个暗物质晕会以类似于Bullet星系团中观察到的孤子的方式相互通过。如果没有，由于暗物质粒子之间微小的排斥作用，光晕合并，正如在阿贝尔520中观察到的那样。这个想法也可以解释暗星系和没有暗物质星系的起源。
2008-05-25 astro-ph hep-ph hep-th
The Cluster-Merger Shock in 1E 0657-56
合并中的星系团1 E 0657-56，被称为“子弹星系团”，是已知最热的星系团之一。X射线发射等离子体表现出弓形激波般的温度和密度跳跃。这种等离子体与由引力透镜确定的质量分布峰值的分离被解释为无碰撞暗物质的直接证据。然而，如果从激波跳跃条件推断出的高激波速度等于合并CDM晕的相对速度，那么这种合并被预测为LCDM宇宙中如此罕见的事件，以至于观察它可能与LCDM模型相冲突。我们研究了这个问题，使用高分辨率，2D模拟气体动力学在集群碰撞分析集群的相对运动，弓形激波，和接触不连续性，并将这些与X射线数据的子弹集群。我们发现，流体冲击的速度不需要等于CDM组件的相对速度。模拟结果表明，CDM晕的相对速度比激波的相对速度低16%。虽然这一结论对碰撞星团的初始质量和气体密度分布的细节很敏感，但推断出的晕相对速度的降低将显著增加在LCDM宇宙中发现1 E 0657-56的可能性。（会议记录基于2007年Bash研讨会的海报）
2008-03-12 astro-ph
Reconstruction of Cluster Masses using Particle Based Lensing I: Application to Weak Lensing
提出了一种新的引力透镜技术-粒子透镜（PBL）技术，用于星系团的质量重建。传统上，大多数方法都采用有限反演或网格化，将观测到的透镜星系椭圆率转化为对星系团表面质量密度的估计。我们从不同的角度来处理这个问题，在光滑粒子流体动力学的多尺度分析的成功的动机。在PBL中，我们把每个透镜星系作为一个粒子，然后重建的潜力，通过平滑的本地内核与可变的平滑尺度。通过这种方式，我们可以调整重建以在整个过程中产生恒定的信噪比，并最大限度地利用高信息密度的区域。PBL被设计成包括所有透镜观测量，包括来自强透镜的多个图像位置和通量，以及包括剪切和弯曲的弱透镜信号。然而，在本文中，我们描述了一个剪切重建，并将该方法应用于几个测试用例，包括模拟透镜集群，以及研究良好的“子弹头”（1 E0657 -56）。在前一种情况下，我们表明，PBL能够更好地识别尖点和子结构比基于网格的重建，在后一种情况下，我们表明，PBL是能够识别子结构的子弹集群，甚至没有利用强大的透镜测量。我们还公开了我们的代码。
2008-06-13 astro-ph
The bending of light and lensing in modified gravity
我们的修正引力理论（MOG）在过去被成功地用于解释一系列天文和宇宙学观测，包括星系旋转曲线，CMB声峰和星系质量功率谱。MOG也被成功地用于解释子弹星系团1 E0657 -558的不寻常特征，而没有外来的暗物质。在目前的工作中，我们推导出相对论运动方程的球对称场的点源MOG，特别是，我们推导出光弯曲和透镜方程。我们的结果也有更广泛的应用在扩展的物质分布的情况下，它们可以用来验证子弹集群的结果，并提供了一个可能的解释合并集群在Abell 520。
2011-09-22 astro-ph gr-qc
Direct constraints on the dark matter self-interaction cross-section from the merging galaxy cluster 1E0657-56
我们比较了1 E0657 -56的热气、暗物质和星系的新地图，1 E0657 -56是一个几乎在天空平面上发生罕见的高速合并的星系团。X射线观测揭示了一个子弹状的气体子团刚刚离开碰撞地点。一个突出的弓形激波给出了子星团速度的估计，4500公里/秒，主要位于天空平面内。光学图像显示，气体滞后于子星系团。弱透镜质量图揭示了一个暗物质团位于碰撞气体子弹前面，但与有效的无碰撞星系重合。从这些观测中，人们可以直接估计出暗物质自相互作用的截面。暗物质并不是流体状的，这一点可以直接从X射线透镜质量叠加图中看到;更多的定量限制可以从三个简单的独立论证中得出。最敏感的限制条件是sigma/m<1 cm ^2/g，这是因为子星系团的质光比与主星系团（也是普适星系团）的值一致，这就排除了由于暗物质粒子碰撞而导致的重大质量损失。这个极限排除了大多数用来解释星系平坦质量分布的0.5 ~ 5 cm ^2/g区间。我们的结果只是一个数量级的估计，其中涉及一些简化，但总是保守的，假设，更强的约束可能会得出使用流体动力学模拟这个集群。
2004-01-22 astro-ph
Bubble-Wrap for Bullets: The Stability Imparted By A Thin Magnetic Layer
最近有一项重要的工作，研究了一种情况，即一个薄的磁性层"覆盖“在一个合并成一个更大的集群的核心上;同样的过程似乎也在从集群中心升起的气泡中起作用。这样薄的磁性层可以将核心与团簇介质热隔离，但前提是产生磁性层的剪切过程不会在以后破坏磁性层。另一方面，如果磁化层可以稳定剪切不稳定性，那么磁性层可以具有额外的动力学效应，减少合并过程中核心材料的剪切驱动混合。这些论点同样可以用来解释密集的泡沫，而泡沫更容易破裂。虽然磁场可以抑制不稳定性是众所周知的，但不太清楚的是，薄层可以抑制明显大于其厚度的尺度上的不稳定性。这里我们考虑薄磁化层所赋予的稳定性。这样的层甚至可以对波长远大于层厚度l的模式具有显著的稳定效果;要稳定10倍大的模式，只需要磁化层中的阿尔文速度与相关的不稳定速度相当-纯开尔文-亥姆霍兹不稳定情况下的剪切速度，或纯瑞利-泰勒情况下的典型浮力速度。我们确认我们的计算与二维数值实验使用雅典娜代码。
2007-11-02 astro-ph physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Constraints on the Self-Interaction Cross-Section of Dark Matter from Numerical Simulations of the Merging Galaxy Cluster 1E 0657-5
我们比较了最近的X射线，强透镜，弱透镜和光学观测的结果与合并星系团1 E0657 -56的数值模拟。X射线观测揭示了一个具有突出弓形激波的子弹状子星系团，而透镜结果显示总质量峰的位置与无碰撞星系的质心一致（与X射线亮度峰不一致）。以前的研究，基于较旧的观测数据集，已经把上限的自我相互作用截面的暗物质每单位质量，西格玛/米，使用简化的分析技术。在这项工作中，我们利用新的，更高质量的观测数据集，通过运行N体模拟1 E0657 -56，包括自相互作用的暗物质的影响，并将结果与观测结果进行比较。此外，最近的数据允许一个新的独立的方法约束西格玛/米，基于子弹子集群质量峰值和星系质心之间的偏移量的非观测。这种新方法的上限（68%置信度）为sigma/m < 1.25 cm^2/g。如果我们假设子星系团和主星系团在合并之前具有相等的质光比，我们得出最严格的限制条件sigma/m < 0.7 cm^2/g，这是因为子星系团的观测质光比与主星系团的一致性，并且与普遍的星系团值一致，排除了大部分暗物质粒子由于碰撞而散射的可能性。我们的极限比以前的分析估计结果略有改进，并且排除了用来解释标准无碰撞冷暗物质模型和观测之间不一致的0.5 - 5 cm ^2/g范围的大部分。
2007-04-02 astro-ph
The wedding of modified dynamics and non-exotic dark matter in galaxy clusters
本文综述了修正牛顿动力学（MOND）在星系团中的研究现状。在中心区域，观测到的加速度通常大于MOND的加速度阈值，这意味着需要一些暗物质来解释那里的质量差异。这个问题的一个合理的解决方案是，MOND中看不见的质量是以普通中微子的形式存在的，其质量略低于实验可检测的极限。特别是，我们表明，集群1 E0657 -56（子弹状集群）和C10024 +17（环）的透镜质量重建并没有对这种情况提出新的挑战。然而，冷X射线发射群的质量差异，其中中微子不能聚集，构成了一个更严重的问题，这意味着暗重子可以为MOND星团中看不见的质量问题提供更令人满意的解决方案。
2007-11-26 astro-ph
Constraints on parameters of radiatively decaying dark matter from the galaxy cluster 1E0657-56
我们推导出了辐射衰减的暖暗物质粒子的参数约束，例如，利用钱德拉X射线光谱对一个星系团1 E0657 -56（"子弹“星系团）的质量和混合角。约束是基于无菌中微子衰变发射线的非检测。这个星系团显示出炽热的星系际气体和暗物质之间的空间分离，有助于解开它们的X射线信号。它也有一个非常长的X射线观测和总质量通过引力透镜测量。这使得对不育中微子的限制与早期使用不同集群质量估计的结果互补。我们的限制与现有的最佳限制相当。
2006-11-06 astro-ph hep-ph
