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 $, for four rich clusters, and have suggested that the origin of metals in an intra-cluster medium (ICM) is not a type-Ia supernovae (SNIa), but a type-II supernovae (SNII). However, these authors used the solar photospheric iron abundance for ASCA data reduction, while the meteoritic iron abundance is usually adopted in chemical-evolution studies. It is true that although the photospheric and meteoritic solar abundances are consistent for most of the elements, a serious discrepancy is known to exist for iron; …
1997-02-04 astro-ph
Contribution of Type Ia and Type II Supernovae for Intra-Cluster Medium Enrichment
本文讨论了团内介质化学成分的成因。特别地，采用太阳系丰度分析中所用的拟合公式，证明了Ia型超新星（SNe Ia）对ICM富集的贡献是存在的。我们的分析意味着我们可以使用相对于SNe II的SNe Ia频率作为比$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
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
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
Cooling and heating the ICM in hydrodynamical simulations
我们讨论树+SPH模拟的星系团和集团，旨在研究冷却和非引力加热的可观察的ICM属性的效果。我们在高分辨率下模拟了四个晕，质量范围为（0.2-4）10^{14}M_sol。我们讨论了使用不同的SPH实现的影响，并表明，高分辨率是强制性的正确遵循ICM的冷却模式。我们所有的加热方案，正确地再现了X射线标度性质的集群和集团没有成功地减少崩溃的气体的分数低于百分之二十（30）的水平在集群（集团）规模。最后，冷却团簇区域中的气体压缩会导致温度升高和温度分布变陡，而与非重力加热过程的存在无关。这与最近观测到的弛豫星系团中心气体温度降低的证据不一致。如果这些差异持续存在，即使是更精细的能量反馈模型，它们可能表明，一些基本的物理过程仍然是在流体动力学模拟失踪。
2003-02-27 astro-ph
Constraints on SN Ia Progenitors and ICM enrichment from field and cluster SN rates
假设星系团中的恒星是以标准IMF形成的，那么星系团中的铁质量大约是核心坍缩SNe可能产生的铁质量的6倍。Ia型SNe已被提议作为替代的主要铁源。我们使用我们的HST测量的集群SN-Ia率在高红移研究集群铁富集的情况。这些测量结果可以通过恒星星族形成到超新星-Ia爆发之间的平均延迟时间来约束恒星形成时期和超新星-Ia祖先模型。星系团SNe-Ia在z~1处的低观测速率将星系团中的恒星形成时期推后到z>2，这意味着延迟时间很短。我们还显示了一个相关的分析高Z场SNe这意味着，在某些条件下，一个长的SN-Ia延迟时间。因此，通过来自头重脚轻的IMF的核心崩溃SNe的集群富集可能仍然是唯一可行的选择。
2003-10-27 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
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
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
Thermodynamical properties of the ICM from hydrodynamical simulations
现代流体动力学模拟提供了一种强有力的手段来追踪星系团在宇宙学历史中星系团内介质（ICM）的X射线性质的演化。在本文中，我们回顾了这些模拟的现状，以及它们的预测如何再现最近的X射线观测的集群。在简要讨论了自相似模型的缺点之后，基于假设引力只驱动ICM的演化，我们讨论了气体冷却和非引力加热的过程如何使模型预测与观测数据更好地吻合。然后，我们提出的流体动力学模拟的结果，由不同的团体，以及它们如何与观测数据进行比较。作为比较，我们使用质量，光度，温度和压力之间的X射线标度关系，以及温度和熵的轮廓。比较的结果可以概括如下：（a）包括气体冷却、恒星形成和超新星反馈在内的模拟一般都能成功地再现ICM核心区域以外的X射线特性;（b）模拟通常不能再现观察到的“冷核”结构，因为它们在调节过冷方面有严重的困难，从而产生陡峭的负中心温度分布。这种差异要求引入其他物理过程，例如来自活动星系核的能量反馈，这应该补偿高密度、低熵和冷却时间短的气体的辐射损失，据观察，这些气体位于星系团的最内部区域。
2008-01-07 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
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
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
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
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
Type Ia and II supernovae contributions to the metal enrichment in intra-cluster medium observed with Suzaku
利用朱雀X射线天文台对两个星系团（AWM 7和Abell 1060）和两个星系群（HCG 62和NGC 507）的团内介质（ICM）性质进行了研究。基于空间分辨能谱，我们首次测量了精确的累积ICM金属质量在0.1和~0.3 r_{180}。将我们的结果与超新星核合成模型进行比较，II型（SNe II）与Ia型（SNe Ia）的数量比估计为~3.5，假设ICM中的金属质量由SNe Ia和SNe II中合成的产物之和表示。以目前星系的K波段光度标准化，并包括恒星中的金属，过去SNe II爆炸的综合数量估计接近或略高于哈勃深场观测确定的恒星形成率。
2007-08-02 astro-ph
Chemical evolution of Elliptical Galaxies and the ICM
我们提出了一个新的模型，考虑到SN反馈，详细的核合成和星系风的椭圆星系的化学演化。我们讨论了星系风对ICM化学富集的影响，并计算了星系注入ICM的每个粒子的能量。
2002-10-24 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
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
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 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
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
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
On the evolution of the Fe abundance and of the Type Ia SN rate in clusters of galaxies
对团内介质（ICM）中Fe丰度的研究，对星系团的整体恒星形成历史和超新星爆发率以及ICM的富集机制提供了强有力的制约。本文利用不同形态类型星系的化学演化模型，研究了星系团Fe含量的演化。我们假设ICM Fe富集发生的星系风所产生的椭圆星系和气体剥离的祖先的S0星系通过外部机制，由于星际介质与ICM的相互作用。在z> 0.5时，椭圆星系喷出的富铁气体解释了观测到的X_Fe，ICM值，而在z <0.5时，从S0星系的祖先中剥离的气体解释了观测到的X_Fe，ICM值的增加。我们测试了两种不同的情况下Ia型超新星（SN）的祖先，我们模型的Ia型SN率观察到的集群，发现我们的预测和现有的观测之间有很好的协议。
2007-02-27 astro-ph
Evolution of the metal content of the intra-cluster medium with hydrodynamical simulations
我们提出了一个比较模拟结果和X射线观测数据的演化的金属丰度的集群内介质（ICM）。对星系团的模拟是用Tree-SPH Gadget 2程序进行的，该程序包括一个详细的化学演化模型，并假设三种不同形状的恒星初始质量函数（IMF），即Salpeter（1955）、Kroupa（2001）和Arimoto-Yoshii（1987）IMF。我们的模拟预测显着的径向梯度的铁丰度，延伸到整个集群维里化区域。在更大的半径，我们没有检测到任何平坦的金属丰度轮廓。至于ICM金属（铁）丰度到z=1的演化，我们发现它是由（i）已经富集的气体下沉，（ii）星系中正在进行的金属生产和（iii）ICM金属锁定在新生恒星中的综合作用决定的。因此，在z=1时停止恒星的形成，并不能抑制金属丰度的演化，反而会导致发射加权ICM金属丰度演化过快，在低红移时数值过高。最后，我们将模拟结果与观测到的每单位B波段光度的Ia型超新星发生率（SnU_B）进行比较。我们发现，我们的模拟集群不再现SnU_B的下降趋势，在低红移，除非恒星形成截断z=1。
2008-02-15 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
Metal Enrichment of The Primordial Interstellar Medium through 3-D Hydrodynamical Evolution of The First Supernova Remnant
计算了具有非均匀结构的原始星际介质中超新星遗迹的长期演化，研究了原始气体中金属的富集。为此，我们已经建立了一个并行的三维流体动力学程序，包括辐射冷却和自重力。自引力和辐射冷却发展的非均匀结构的ISM从一个小的扰动与幂律谱。所得密度范围为0.5 cm $^{-3}$至10 $^6$ cm $^{-3}$。作为我们一系列研究的第一步，对一颗母星质量为20太阳质量的超新星进行了计算。结果表明，单个超新星将新合成的重元素分布到ISM的致密丝中，其密度范围为100 ~ 10 $^4$ cm $^{-3}$，取决于超新星爆发的位置。因此，被SN喷出物污染的致密细丝的金属度[Mg/H]变为$-2.7\pm0.5$。从这些细丝中，第一批星族II恒星将形成。该值与之前的分析工作（Shigeyama & Tsujimoto 1998）一致，准确度为$\sim 0.3$ dex。
2000-07-28 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
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
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
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
Interaction of Galaxies with the ICM
近年来，大量的数据和详细的流体动力学模拟显示了ICM和星系之间相互作用的影响。单碟观测表明，星系团的HI含量不足2阿贝尔半径。缺乏的星系倾向于在径向轨道上。在个别星系的HI分布的成像显示了显着的趋势，HI程度与在集群中的位置。这些趋势可以在ICM使用SPH和3D流体代码的冲压压力剥离模拟中再现。个别星系的详细成像显示，在某些情况下，未受干扰的旧恒星盘，截断的气体盘比恒星盘小得多，中心不对称的面外气体和增强的中心恒星形成。这些现象都已被流体动力学模拟预测。光学成像和光谱调查表明，小HI磁盘一起截断恒星形成磁盘，HI缺乏与抑制恒星形成率和HI缺乏的空间范围内的集群相匹配，甚至超过了减少恒星形成率的程度。最近的体积有限的HI成像调查的集群在当地的宇宙显示，大多数富含气体的星系位于集团和子块，但必须落入集群。在这些群体中，我们看到了富含气体的星系之间相互作用的大量证据。
2003-08-12 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
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 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
AGN Feedback and Cooling Flows: Problems with Simple Hydrodynamical Models
近年来，活动星系核，特别是射电星系，对大尺度结构和星系形成的影响越来越明显。原则上，射电星系的能量足以阻止星系团内部区域的维里化团内介质（ICM）的冷却，解决了冷却流问题，并解释了星系光度函数的高质量截断。我们通过一系列高分辨率的三维流体动力学模拟来探索这一过程，这些模拟是对ICM大气层中冷却介导的吸积的反应。我们发现，我们的模型是无法产生一个长期的加热和冷却的平衡，灾难性的冷却可以延迟的喷射行动，但不可避免地采取了。这些模型失败的核心是形成了一个低密度通道，射流可以自由流动，将其能量带出冷却核心。这种失败可能是由于对快速喷射的过度简化处理（这可能低估了“牙医钻”的效果）。然而，似乎需要额外的复杂性（大角度射流进动或ICM湍流）或额外的物理学（磁流体动力学效应和等离子体传输过程）来产生可以防止灾难性冷却的射流加热的空间分布。这项工作还强调了在任何反馈模型中包括射流动力学的重要性，而不是在以前的一些作品中采取的各向同性膨胀气泡的方法。
2006-03-07 astro-ph
Hydrodynamical simulations of cluster formation with central AGN heating
分析了活动星系核对团内中央介质（ICM）周期性加热的流体动力学模拟模型。除了暗物质和气体成分的自引力外，我们的方法还包括气体的辐射冷却和光加热，以及恒星形成和超新星反馈的亚分辨率多相模型。此外，我们将定期加热机制的形式热，浮力气泡，注入到星系内介质（IGM）的吸积中心活动星系核的活动阶段。我们使用不同质量的孤立的集群晕模拟研究的气泡动力学和热输运到IGM。我们也将我们的模型应用于自洽的宇宙学模拟的质量范围内的星系团的形成。我们的数值方案探讨了各种不同的假设的空间配置的活动星系核驱动的气泡，为他们的占空比和能量注入机制，以获得更好的约束基础的物理图片。我们认为，活动星系核加热可以大大影响星系团的恒星和气体成分的属性。最重要的是，它改变了中央主导（cD）星系的性质，降低了ICM中新鲜冷却气体的质量沉积速率，从而为冷却流问题提供了一个能量合理的解决方案。与此同时，这导致中央cD星系中恒星形成的减少或消除，使其具有观察到的红色恒星颜色。
2005-12-19 astro-ph
Metal Enrichment of the Intergalactic Medium in Cosmological Simulations
观测表明，在z = 3时，弥散星系际介质（IGM）的金属丰度约为0.1-1%，而在z=0时，大星系团（ICM）的热气体丰度约为太阳金属丰度的1/3-1/2。IGM中的金属可能是在星系间的动力学碰撞过程中，通过冲压压力剥离，超新星驱动的风或辐射压力驱动的尘埃流出而从星系中移除的（它们可能是在星系中形成的）。这项研究开发了一种利用已经完成的宇宙学模拟来研究IGM和星系化学富集的方法。在这些模拟中，我们添加了灰尘和（气态）金属，根据三个简单的参数化处方分配气体中的灰尘和金属，每个富集机制一个。这些规定制定捕捉基本的弹射物理，并校准时，可能的经验数据。我们的结果表明，从太阳质量大于3*10^8的星系中动态去除金属不能解释低柱密度Ly-alpha吸收体的金属丰度，从太阳质量大于3*10^10的星系中动态去除金属不能解释ICM金属丰度。动力学移除也无法在星系中产生足够强的质量-金属丰度关系。相比之下，来自相对较大星系的金属的风或辐射压喷射可以合理地解释所有三组观测结果（尽管目前还不清楚金属是否可以在低密度区域足够均匀地分布而不会过度干扰IGM，以及星系团是否可以像观测到的那样富集）。我们详细研究了我们的结果如何随着我们假设的参数的变化而变化，以及不同喷射过程的结果如何比较。（节录）
2001-07-17 astro-ph
Simulations of Cosmic Chemical Enrichment with Hypernova
我们用一个包含超新星和超超新星反馈的流体动力学模型模拟宇宙化学富集。我们发现，大多数恒星在今天的大质量星系形成在小得多的星系在高红移，尽管他们的后期组装时间。在低质量星系中，超新星反馈驱动星系外流，这些风将重元素喷射到星系际介质中。对于质量较小的星系，喷出的重子分数较大，与恒星金属丰度相关。观测到的质量-金属丰度关系很好地再现了质量依赖的星系风的结果。我们还预测了宇宙超新星和伽马射线暴的速率历史。
2006-11-27 astro-ph
On the Dynamical Origin of the ICM Metallicity Evolution
利用星系团的N体/SPH（smoothed particle hydrodynamics）无辐射数值模拟，应用星系形成的半解析模型，研究了星系团内介质（ICM）金属丰度演化的起源.半分析模型包括气体冷却、恒星形成、超新星反馈和金属富集，并与基础模拟的扩散气体相关联，以便气体粒子的化学性质动态地、一致地从星系中的恒星产生。这种混合模型让我们有关于ICM中金属的空间分布的信息。对一组维里质量为~1.5*10^15 h^{-1} M_sun的星系团的结果有助于对最近观测到的X射线数据的理论解释，这些数据表明，随着红移的增加，星系团内气体的平均铁含量减少。我们发现这种演变主要是由于铁丰度在~ 0.15R_vir范围内逐渐增加的结果。星系团的z~1值相当大，而最近恒星形成的贡献很小。在高红移处富集的低熵气体汇到星系团中心，对金属丰度分布的演化做出贡献。
2008-02-07 astro-ph
Cooling Limits on Galaxy Formation; Gas dynamical simulations incorporating a background UV field and metal enrichment
我们提出了在10^9 - 10^13太阳质量范围内星系形成的流体动力学模拟，重点是气体冷却的效率。研究了背景紫外辐射场的影响，以及恒星形成和恒星演化引起的晕气体金属富集的影响。发现背景辐射场强烈抑制圆速度小于约50 km/s的星系的形成。然而，这种影响还不足以使层次聚类模型与观察结果相一致。金属富集的晕气体增加冷却速率在低红移。我们发现，在维里温度下的气体的质量分数可能会减少两个因素，在模拟中添加了紫外背景场。由于包含UV背景场而导致的气体冷却的总体效率的降低可以通过在晕圈气体的金属富集之后增加的冷却来补偿，但是效果可能强烈地取决于金属富集的假设模型。
1997-11-12 astro-ph
Heating groups and clusters of galaxies: the role of AGN jets
对星系团和星系团的X射线观测表明，星系团核心的团内介质（ICM）比团簇形成的宇宙学数值模拟（包括恒星形成、辐射冷却和SN反馈）所预期的要热。我们使用轴对称流体动力学数值模拟研究了超音速AGN喷流注入ICM的影响。ICM的一个简单的模型，描述的气体的径向性质和引力势的宇宙学N-体+SPH模拟的一个集群和三个星系群在红移z=0，得到并用于设置环境中的喷注。我们改变了射流的动力学功率和ICM的发射加权X射线温度。喷流主要通过其终端激波的作用将能量传递给ICM。高比例的注入能量可以通过不可逆过程沉积在团簇气体中，在我们的模拟中高达75%。我们展示了如何一个单一的，强大的射流可以调和预测的X射线性质的小团体，例如Lx-Tx关系，与观察。我们认为活动星系核喷流与星系群和星系团大气之间的相互作用是一种可行的反馈机制。
2004-08-30 astro-ph
Tracing the distribution and evolution of Iron in the IntraCluster Medium
星系团X射线谱中的发射线揭示了处于维里平衡的暗物质势阱中弥散热等离子体（ICM）中重元素的存在。多亏了钱德拉和XMM-牛顿的X射线卫星，我们现在能够以很好的精度测量铁的分布和演化，直到红移z ~ 1.3。研究高红移星系团ICM的化学和热力学性质是研究星系团星系与周围介质相互作用过程的有效工具。我们确认ICM在9 Gyr的回顾时间已经显著富集，并且发现铁丰度随红移的变化为（1+z）^（-1.25），意味着相对于z=1.3增加了~2倍。这一结果可以解释为，在z>2的大质量椭圆星系中，恒星形成过程迅速富集，随后富集气体从盘星系缓慢释放到ICM中，与从盘到S 0的形态转变有关。
2008-01-24 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
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
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
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。我们的分析旨在测量ICM中的铁丰度，以达到迄今为止探测到的最高红移。我们发现，在低于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比较热的星系团平均高出约2倍，遵循Z（T）~0.88T^-（0.47）Z_o，这证实了在局部样品中观察到的趋势。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。我们发现一个恒定的平均铁丰度Z_Fe~ 0.25Z_0作为红移的函数，但仅适用于z>0.5的团簇。在红移范围z~0.3-0.5内，发射加权铁丰度显著较高（Z_Fe~ 0.4Z_0），接近于在红移范围0.1<z<0.3内，在0.15R_vir半径内对冷核和非冷核团簇混合的局部测量值。Z_Fe随红移的减小可用~（1+z）^（-1.25）形式的幂律参数化。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，ICM已经显着富集（Z_Fe~ 0.25Z_0），在回顾时间为9 Gyr。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。
2006-10-31 astro-ph
Morphology of flows and buoyant bubbles in the Virgo cluster
越来越多的证据表明，星系团中与中央椭圆星系相关的活动星系核（AGN）在团内介质（ICM）和星系团自身的演化中起着重要的作用。我们使用高分辨率的三维模拟来研究活动星系核外流（气泡）与周围ICM所产生的空腔的相互作用。利用观测到的室女星系团的温度和密度分布模拟了星系团的引力势。我们证明了流体动力学的库塔-Zhukovsky力与涡环结构的气泡的重要性，并讨论了扩散过程对它们的演变可能产生的影响。
2007-10-23 astro-ph
Evolution in the iron abundance of the ICM
我们提出了一个钱德拉分析的X射线光谱的56个星系团在$z>0.3$，其中包括$3> kT > 15$千电子伏的温度范围。我们的分析旨在测量ICM中的铁丰度，以达到迄今为止探测到的最高红移。我们发现，在低于5千电子伏的集群内测量$(0.15-0.3) R_{vir}$的发射加权铁丰度，平均而言，$\sim2$的一个因素高于在较热的集群，以下$Z(T)\simeq 0.88 T^{-0.47} Z_\odot$，这证实了在当地样品中看到的趋势。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。我们发现一个恒定的平均铁丰度$Z_{Fe}\simeq 0.25 Z_\odot$作为红移的函数，但只有在$z>0.5$集群。在红移范围$z\simeq0.3-0.5$内，发射加权铁丰度明显更高（$Z_{Fe}\simeq0.4 Z_\odot$），接近在红移范围$0.1<z<0.3$内冷核和非冷核团簇混合的内$0.15 R_{vir}$半径局部测量的值。$z$引起的$Z_{Fe}$降低可通过$\sim(1+z)^{-1.25}$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的$\sim2$大于在$z\simeq 1.2$。我们确认，在9 Gyr的回顾时间内，ICM已经显著富集（$Z_{Fe}\simeq0.25 Z…
2007-03-12 astro-ph
Effects of Galaxy Formation on Thermodynamics of the Intracluster Medium
我们提出了详细的比较团内介质（ICM）在宇宙学欧拉星系团模拟与深钱德拉附近的放松集群的观测。为了评估星系形成的影响，我们比较了两套模拟，一个在非辐射制度和另一个辐射冷却和几个物理过程的关键星系形成的各个方面：恒星形成，金属富集和恒星反馈。我们发现，观察到的ICM集群核心外的属性是很好地再现在模拟，包括冷却和恒星形成，而非辐射模拟预测的ICM配置文件的整体形状与观测不一致。特别是，我们发现，ICM熵在我们的运行与冷却增强到观察到的水平，在半径为维里半径的一半大。我们还发现，在模拟和钱德拉观测的平均ICM温度的集群外核心熵缩放是一致的，在当前的误差条内自相似。我们发现，模拟集群的压力分布也接近自相似，并表现出小集群集群的分散。模拟样品的X射线可观测质量与总质量的关系与Chandra测量值在归一化后符合10%~ 20%。我们表明，这种系统的差异可能是由亚音速气体运动，在X射线流体静力学质量估计未占。在ICM的配置文件和标度关系的模拟和观测的协议大大改善是令人鼓舞的，存在的X射线观测值，如Yx，和总的集群质量和简单的红移演化这些关系的紧密关系持有承诺使用集群作为宇宙学探针。
2007-10-04 astro-ph
Hydrodynamical adaptive mesh refinement simulations of turbulent flows - II. Cosmological simulations of galaxy clusters
利用自适应网格加密（AMR）宇宙学模拟方法研究了团内介质和星系团核心湍流气体流动的发展。进行了一系列的六次运行，采用相同的模拟参数，但不同的标准触发网格细化。特别是，两种不同的AMR策略，分别基于流量控制变量的区域变化和子块的过密。我们表明，这两种方法，虽然有不同的结果，是有用的，以获得一个更好的解决方案的湍流在ICM。涡度被用作湍流的诊断，表明湍流不是高度的体积填充，但具有大的面积覆盖因子，与以前的理论预期一致。在团芯测得的湍流速度大于200 km/s，湍流压力对团流体静力平衡的贡献水平通过使用改进的AMR准则得到提高。
2008-07-01 astro-ph
Buoyant Bubbles in a Cooling Intracluster Medium I. Hydrodynamic Bubbles
在过去的几年里，在所谓的“冷核”星系团中观察到了许多X射线腔与射电源重合的例子。受这些观测的启发，我们探索了冷却的团内介质（ICM）上的空腔的演化和效果的数值，逐步增加相关的物理。在本文中，我们提出了第一套流体动力学，高分辨率（1024^3有效网格元素），三维模拟，连同二维测试用例。模拟遵循无线电腔的演变，模拟为相对论等离子体填充的气泡，在集群大气中，而ICM是受冷却。我们发现，气泡的上升，通过诱导ICM中的运动，反复取代在核心中的材料，延缓了冷却流的发展。即使最初设置的气泡距离群集中心很远，也会影响冷却流，尽管比模拟开始时晚得多。然而，效果是适度的：冷却时间最多仅增加25%。正如预期的那样，纯流体动力气泡的整体演化与观测结果不一致，这表明必须考虑一些额外的物理学才能与数据相匹配。
2006-11-14 astro-ph
Cosmological simulations of the intracluster medium
我们研究了在\LambdaCDM宇宙学中星系团的N体/流体动力学模拟中形成的团内介质（ICM）的性质。当辐射冷却和银河反馈的一个简单模型被包括在内时，我们的星系团的X射线光度和温度与观测到的系统非常一致，证明了它们的核心所需的过剩熵。更一般地，冷却和反馈增加了ICM各处的熵，尽管在大半径处没有显著影响轮廓的斜率（S prop. to r）。ICM的温度仅因这些过程而适度增加，预计的温度分布与观测结果相当一致。然而，在我们的模拟中，恒星/星系形成仍然过于有效，因此我们的气体质量分数约为r_{2500}观测值的60%。最后，我们研究的可靠性，使用流体静力平衡方程来估计集群质量，并发现它低估了我们的集群的真实质量高达20%，由于不完全热化的气体。然而，反馈减少了这种差异，估计数精确到r_{500}的10%以内。
2004-09-10 astro-ph
Chemical Enrichment at High Redshifts: Understanding the Nature of Damped Ly$α$ Systems in Hierarchical Models
我们使用宇宙流体动力学模拟，包括恒星形成和金属富集，研究在高红移范围内的$0.25<z< 2.35$的星系类天体的化学性质的演化的层次聚类方案。当银河系物体被组装时，我们发现它们的气态成分表现出中性氢柱密度，其丰度和分散度与阻尼Lyman- $α$系统（DLA）中观察到的相当。丰度比的未加权平均值和模拟DLA的最小二乘线性回归产生了[Zn/H]和[Fe/H]的内在金属丰度演化，这与对现有观测结果进行类似分析所得的结果一致。我们的模型在统计上再现了宇宙中性氢含量的金属丰度的温和演化，如果考虑观测约束（如Boissée等人1998年所建议的），由质量加权平均值给出。对于$α$ -元素在模拟的DLAs，我们既没有发现增强，也不依赖于金属丰度。我们的研究结果支持的假设，DLAs跟踪各种银河系的对象具有不同的形成历史，SNI和SNII的气体成分的化学富集至少因为$z \approx 2$作出贡献。这项研究表明，DLAs可以被理解为在等级聚类场景中合并形成今天正常星系的构建块。
2001-04-18 astro-ph
