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
Back-in-time dynamics of the cluster IE 0657-56 (the Bullet System)
我们提出了一个简化的动力学模型的“子弹”系统的两个碰撞集群。该模型通过要求主分量和子分量的轨道满足哈勃时间前物理分离消失的宇宙学初始条件来约束系统的质量。这也被称为时间参数。该模型考虑了嵌入在过密区域的系统。我们认为，$4500 \rm km/s$之间的两个组件的相对速度是一致的宇宙学条件，如果系统的总质量为$2.8\times 10^{15}h^{-1} M_\odot$是嵌入在一个区域的（轻度）过密度的10倍的宇宙学背景密度。将其与投影质量的透镜测量相结合，该模型得出主组件质量与子组件质量的比例为3：1。随着两个分量之间的相对速度的减小，背景的影响减弱。对于低于$\sim 3700\rm km/s$的相对速度，定时变元产生的质量太低而与透镜不一致。
2007-09-24 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
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
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
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
Simulating Diffuse Light in Galaxy Clusters
利用N体模拟，我们模拟了星系团中低表面亮度、团内漫射光（ICL）的产生和演化。通过创建模拟观测的集群，我们已经测量了整个集群的动力学历史的ICL光度的演变。我们发现，ICL生产往往发生在短，离散的事件，这与强大的，小规模的相互作用和集群内的群体之间的吸积非常强烈。
2006-03-08 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
Simulating clusters of galaxies: a brief history of `N' and overmerging
我回顾了四十年来对星系团的数值模拟，重点是试图解决它们的内部结构。重叠描述了在致密环境中暗物质晕的数值或物理破坏。这个问题在1998年之前的模拟中是固有的，但可以用当前的算法和硬件完全克服。我们现在可以分辨星系团内的数千个暗晕，我们可能已经聚集在它们的内部结构上，允许对分层结构形成模型和暗物质的性质进行几次新的测试。
2000-09-15 astro-ph
Simulating X-ray Clusters with Adaptive Mesh Refinement
引力不稳定性自然会产生多尺度结构，这是传统欧拉流体动力学方法难以精确演化的。这可以通过根据需要自适应地向相对较小的体积添加分辨率（以多级更精细网格的形式）来规避。我们描述了这种自适应网格细化（AMR）技术的应用宇宙学，专注于X射线集群的形成和演化。在单个集群上执行一组模拟，改变初始分辨率和细化标准。我们发现，虽然新的，小规模的结构不断出现的分辨率增加，散装性能和径向配置文件似乎收敛在一个有效的分辨率为$8192^3$。
1997-10-16 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 answer is blowing in the wind: Simulating the interaction of jets with dynamic cluster atmospheres
我们提出的数值模拟研究活动星系核喷流与星系团的相互作用，第一次考虑到集群气体的动力学性质和详细的集群物理。模拟成功地再现了观察到的簇射电源的形态。我们发现，集群的不均匀性和大规模的流动有显着的影响的射电源的形态和不能被忽略的先验时，调查射电源动力学。形态比较表明，像Virgo和Abell 4059这样的星系团中心的气体显示出明显的剪切和/或旋转。我们发现，在集群内介质的剪切和旋转移动大量的冷材料回到射流的路径，确保随后的射流爆发遇到足够的柱密度的气体与内部集群气体耦合，从而减轻了最近的文献中讨论的抽空通道的问题。相同的效应重新分布由射流沉积的多余能量Delta_E，使得Delta_E在后期的分布与各向同性一致。
2006-06-28 astro-ph
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
Simulating Weak Lensing by Clusters and Large-Scale Structure
本文介绍了从模拟的有噪声的弱透镜数据中估计宇宙学参数的一些结果。通过N体模拟的射线追踪的数值模拟已经被用于生成由于大尺度结构的透镜效应而引起的剪切和会聚图。噪声由于有限数量的星系的内在椭圆率被添加。在这篇文章中，我们提出了我们的主要结果估计的功率谱和密度参数欧米茄弱透镜数据几度大小的字段。我们还表明，有显着的形态差异，在弱透镜星系团的地图中形成的模型与不同的欧米茄值。
1999-01-21 astro-ph
Simulating Astro-E2 Observations of Galaxy Clusters: the Case of Turbulent Cores Affected by Tsunamis
这是第一次尝试从高分辨率流体动力学模拟的结果来构建星系团的详细X射线谱，并模拟X射线观测，以研究星系团内介质（ICM）的速度场。水动力学模拟是基于最近提出的海啸模型，在该模型中，集群核心的整体运动的ICM和湍流的影响。我们注意到，大多数其他解决方案的冷却流问题也涉及到集群核心的湍流的产生。利用Astro-E2 XRS模拟X射线观测，发现该卫星可以探测到星系团核心ICM的湍流运动。金属线的多普勒频移可用于区分湍流模型。通过模拟观测测得的气体速度与直接从流体动力学模拟推断的线发射加权值是一致的。
2004-12-14 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
Mirror dark matter discovered?
最近的天体物理数据表明，暗物质在星系团碰撞中表现出有争议的行为。在臭名昭著的子弹星系团的情况下，星系团的暗物质成分表现得像一个无碰撞系统。然而，它的行为在阿贝尔520集群表明一个显着的自我相互作用的横截面。基于WIMP的暗物质模型很难调和如此多样的行为。相反，镜像暗物质模型更灵活，对它们来说，暗物质的不同行为是一种自然的期望。
2008-08-20 astro-ph
Panel Discussion on Observing Simulations and Simulating Observations
星团演化的N体模拟已经达到了高度的真实性，通过纳入越来越多的恒星动力学，恒星演化，流体动力学的元素。在会议结束时，六名与会者讨论了如何以最有助于与观测进行直接比较的方式呈现星团模拟中日益真实的数据。
2001-05-11 astro-ph
A New Approach for Simulating Galaxy Cluster Properties
我们描述了一个亚网格模型，包括星系到流体动力学宇宙学模拟的星系团演化。每个星系构造-或galcon-被建模为一个物理上扩展的对象，其中恒星形成，星系风和气体的冲压压力剥离模拟分析。在星系暗物质晕形成之后，星系团维里化之前，星系团在高红移（z~3）处初始化。每一个galcon移动自相一致的不断发展的集群潜力和注入质量，金属和能量到集群内（IC）气体通过一个良好的解决球形界面层。我们已经实现了galcons到恩佐自适应网格细化代码，并进行了模拟的团簇形成在LambdaCDM宇宙。通过我们的方法，我们能够经济地跟踪大量星系对IC气体的影响。我们比较的galcon模拟的结果与第二个，更标准的模拟恒星的形成和反馈处理使用一个流行的启发式处方。galcon方法的一个优点是对星系团星系的恒星形成历史的明确控制。使用来自宇宙恒星形成密度的银河SFR，我们发现galcon模拟产生了较低的恒星分数，较大的气体核心半径，更等温的温度分布，和平坦的金属丰度梯度比标准模拟，更好地符合观测。
2008-06-12 astro-ph
Simulating the formation of a proto-cluster at z~2
我们提出了两个高分辨率的流体动力学模拟的原团簇区域在z~2.1的结果。的模拟已被称为蜘蛛网星系系统的观测结果进行了比较，一个假定的原星系团区域的核心在z = 2.16，发现周围的射电星系。选择模拟区域，以便在z = 0时形成M200~10^14 h-1 Msun（C1）的贫星系团和M200~2x10^15 h-1 Msun（C2）的富星系团。模拟的原星系团显示了一个占主导地位的中央星系正在进行组装的证据。C2星系中最亮的星团星系（BCG）的恒星质量超过了蛛网星系的观测估计，总恒星形成率也大于观测值。我们发现C2星系团中星系的投影速度与观测结果一致，而对于较差的星系团C1测量的速度与观测到的速度相比太低。我们认为，蜘蛛网复合体类似于一个丰富的星系团的高红移祖先。我们的研究结果表明，包括超新星反馈是不足以抑制在这些系统中的恒星形成，支持需要引入活动星系核反馈。根据我们的模拟，处于流体静力学平衡的热气体的弥漫大气应该已经存在于这个红移处，并且富集到与附近的星系团相当的水平。这种气体的存在应该可以通过未来的深层X射线观测来检测。
2008-10-15 astro-ph
Simulating young star clusters with primordial binaries
我们模拟了一个集群的144179颗恒星，包括13107原始硬双星（10%的质量中心的单星和双星总数），使用直接集成的所有恒星和双星的运动方程，并将恒星和双星演化的影响。初始条件代表了本星系群中的年轻致密星团和其他附近的星系，如银河系和M82。我们发现，早期阶段的核心崩溃，推动质量偏析，是不是明显延迟了大量的硬二进制文件的存在。到模拟结束时，在1.15亿年的年龄，星团半径已经扩大了大约两倍。这可以解释为由损失（通过恒星演化）约40%的初始总质量驱动的绝热膨胀。双星动力学显然对早期星系团的膨胀没有什么影响。在演化过程中，总的二元分数以大约每百万年0.01%的恒定速率下降。然而，非常硬的双星的比例每百万年增加约0.025%。在模拟的最后，星系团包含了37个至少包含一个黑洞的双星，其中大约有一半（17个）包含两个黑洞。
2004-11-08 astro-ph
Simulating the Formation of Galaxy Clusters
利用自适应网格精细化N-body+气体动力学方法模拟LCDM宇宙中星系团的形成过程，研究了辐射冷却、恒星形成和恒星反馈对星系团性质和演化的影响.冷却导致星系团内部区域的气体凝结，这反过来又导致暗物质轮廓变陡。冷却气体被来自外部区域的高熵气体所取代，这提高了团簇核心气体的熵和温度。在目前的模拟中，这些效应的大小可能被高估了，因为它们受到过冷问题的困扰：重子中以冷气体和恒星形式存在的比例比观察到的要大得多。我们发现，热恒星反馈本身并不能解决这个问题。额外的临时预热可以降低冷气体的量，但简单的均匀预热会导致错误的恒星形成历史，因为它会延迟大部分恒星的形成，直到z<1。我们的分析表明，星系团整体的过冷实际上是中心星系及其高红移祖先星系的过冷。这表明，需要一个额外的加热机制，可以连续加热的气体在集群核心再现所观察到的集群性能。活动星系核的能量注入，可能提供这种加热，因此可能是当前团簇形成理论模型中缺失的重要成分。
2004-04-19 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
Simulating Chandra observations of galaxy clusters
数值流体N体模拟是对星系团形成进行理论预测的重要工具。它们表明星系团的大气层具有相当复杂的角结构和热结构。这些功能背后的物理过程的充分理解，只能通过直接比较观察到的水N体模拟。虽然原则上很简单，但这些比较并不总是微不足道的。实际上，真实数据与仪器响应进行卷积，这可能会极大地影响所研究特征的表观特性。为了克服这个问题，我们建立的软件包X-MAS专门用于模拟X射线观测的星系团从水N体模拟。在本文中，我们介绍了这个软件包是如何工作的，并讨论了它的应用程序模拟钱德拉ACIS-S3观测。我们比较了一些主要的物理性质的输入数据的模拟观测后，执行标准的成像和光谱分析。我们表明，如果集群的热结构沿一个特定的视线是相当复杂的，从观测得到的预计光谱温度显着低于直接从流体动力学模拟推断的排放加权值。这意味着在观测温度的理论解释中必须给予更多的关注。
2003-10-29 astro-ph
Revealing the properties of dark matter in the merging cluster MACSJ0025.4-1222
我们约束的物理性质的暗物质使用新发现的大规模合并星系团MACSJ0025.4-1222。正如之前子弹星系团（1 E0657 -56）的例子所显示的那样，这样的系统是探测孤立的暗物质和区分冷暗物质（CDM）和其他场景（例如自相互作用的暗物质，替代引力理论）的理想实验室。MACSJ0025.4-1222由两个在z=0.586处具有相似丰度的合并子集群组成。我们从钱德拉X射线数据测量的X射线发射气体的分布，并发现它显然是从星系的分布位移。基于哈勃太空望远镜观测和凯克弧光谱学的强（来自高度扭曲的弧的信息）和弱（使用弱扭曲的背景星系）引力透镜分析证实了子星系团具有接近相等的质量。每个子星系团的总质量分布都明显偏离了热X射线发射气体（主要的重子成分）的峰值（在>4sigma的显著性上），但与星系的分布一致。我们测量了热气体（0.09^{+0.07}_{-0.03}）和恒星（0.010^{+0.007}_{-0.004}）的质量分数，与典型星系团的质量分数一致，发现暗物质是引力场的主要贡献者。在假设子星系团在天球平面上发生了正面碰撞的情况下，我们得到了暗物质自相互作用截面的数量级估计，σ/m <4cm ^2/g，再次肯定了子弹星系团关于暗物质无碰撞性质的结果。
2008-07-23 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
Simulating galaxy Clusters -II: global star formation histories and galaxy populations
宇宙学（LambdaCDM）TreeSPH模拟星系群和星系团的形成和演化已经完成。模拟调用恒星形成，化学演化与非瞬时回收，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，元银河系紫外线场和热传导的影响。本文讨论了两个星系团（室女座星系团（T~3 keV）和（亚）后发座星系团（T~6 keV））中星系的总体性质。星系团星系的整体恒星形成率随时间从红移z=2到0显著降低，与观测结果一致。星系团的总K波段光度与星系团的总质量密切相关，对于没有附加活动星系核反馈的模型，这种关系的零点与观测到的零点相当吻合。与观测星系光度函数的匹配是合理的，除了明亮星系的不足（M_B < -20），这与超风强度变得越来越明显。高分辨率测试的结果表明，这种缺陷不是由于“过度合并”。从z=1到0的亮度函数的红移演化主要是由亮度演化驱动的，但也受到明亮星系与cD合并的驱动。星系团星系的颜色-星等关系与观测到的“红色序列”非常吻合，平均而言，星系金属丰度随光度增加。由于较亮的星系基本上是同时代的，因此颜色-星等关系是由金属丰度而不是年龄效应引起的。
2005-06-01 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 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
