Metallicity Gradients in the Intracluster Gas of Abell 496
对Abell 496星系团内气体的空间分辨ASCA光谱的分析证实，在中心附近有轻微的金属丰度增强，这是White等人（1994）在Ginga LAC和Einstein SSS光谱的联合分析中发现的。对所有ASCA仪器（SIS + GIS）的光谱同时分析表明，铁丰度在距离星团中心3-12'处为0.36 +- 0.03太阳，在中心2'处上升约50%至0.53 +- 0.04太阳。F-检验表明，该丰度梯度在>99.99%的水平上是显著的。镍和硫的丰度也集中增强。我们使用各种元素丰度比来评估SN Ia和SN II对簇内气体金属富集的相对贡献。我们发现在几个丰度比的空间梯度，表明从超新星Ia铁的分数增加到集群中心，与超新星Ia占铁质量的50%，3-12'从中心和2'内约70%。SN Ia喷出物在中心的比例增加是这样的，中央铁丰度的增强可以完全归因于SN Ia，我们发现SN II喷出物没有显着的梯度。这些空间梯度的比例超新星Ia/II喷出物意味着，占主导地位的金属富集机制的中心附近是不同的，比在外部的集群。我们发现，中央丰度增强是不太可能是由于冲压压力汽提气体从星系团，或长期积累的恒星质量损失内的中央CD。我们认为，中心附近的额外的超新星Ia喷出物是来自cD的次级超新星Ia驱动风的遗迹（在更活跃的原星系SN II驱动风阶段之后），由于其位于星团中心，因此在cD中部分窒息。
2000-02-23 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
A Simulation of the Intracluster Medium with Feedback from Cluster Galaxies
利用三维N体+流体动力学模拟研究了团星系的能量反馈和铁反馈对X射线团的形成和演化的影响。突出了模拟和类似的运行没有反馈之间的演变和最终状态的差异。我们解决的星系团气体的能量;暗物质，气体和星系的分布;星系团气体的热力学状态，β模型，β差异; X射线演化;的有效性估计的结合质量和集群的重子分数;星系人口和速度偏置的动态;和集群中的铁丰度分布的演变。我们发现星系风的预热导致ICM的核心密度较低，这反过来又使模拟的星团在高红移时变暗，并经历了快速的光度演化。一个强大的铁丰度梯度存在，即使在高红移。星系群中存在速度偏差;这种偏差与风的预热相结合，使$β_{spec}\,=\,σ^{2}/\left(kT/μm_{p}\right)$的值小于1。两种流体模拟，仅模拟降落，预测$β_{spec}\,\geq\,1$，与观察不太一致。
1993-09-29 astro-ph
Intracluster Medium Abundances Revisited
我们研究了星系团团内介质（ICM）中重元素的起源，集中在Ia型和II型超新星（SNe）所起的作用。最准确测定的元素丰度，Si和Fe，意味着第二类SNe作为ICM Fe的来源，占其总量的60-80%（以及约100%的α-元素）。（目前）在测量X射线α元素ICM丰度、初始质量函数（IMF）和恒星演化成分方面存在难以克服的不确定性，使得更精确地确定Ia：II ICM铁“比率”成为不可能。
1998-02-13 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
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
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
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
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 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
Lack of Evolution in the Iron Abundance in Clusters of Galaxies and Implications for the Global Star Formation Rate at High Redshift
我们提出了第一个大样本的准确铁丰度和温度的红移大于0.14的集群。我们发现，铁丰度显示很少或根本没有演变到红移0.3。这一点和星系团中椭圆星系的早期形成时期表明，大部分团内介质的富集发生在红移大于1的时候。如果星系团代表宇宙的公平样本，那么全球金属产量比最近对低和高红移星系的研究所推断的要大2-5倍。
1997-02-17 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
CHEMICAL ABUNDANCES IN CLUSTERS OF GALAXIES
我们研究铁和α-元素（O，Mg，Si）的星系团的起源。特别是，我们讨论了[O/Fe]比和铁质光比在团内介质（ICM）和它们的联系，椭圆和透镜星系的化学和动力学演化。我们采用了一个详细的星系演化模型，其中包括超新星驱动的星系风的发展，这些星系风用浓缩的喷出物污染了ICM。我们证明了\it定量\rm的关键依赖于假定的恒星初始质量函数在确定的质量和重元素丰度比的演变在典型的模型ICMs。我们发现，完全相反的行为[α/Fe]比（\ie积极与消极的比例）可以通过改变初始质量函数，而不改变经典的假设Ia型超新星的祖先或他们的核合成。我们的研究结果表明，如果星系团内中等铁质光比、ASCA的初步[α/Fe]>0的结果和现今Ia型超新星的速率相匹配，那么采用比Salpeter更平坦的初始质量函数（即x约为1，而不是x=1.35）的模型是更可取的。一个简单的室女座星系团的模拟，坚持这些限制表明，约70%的测量ICM铁质量有其起源于II型超新星，其余的合成在Ia型系统。
1995-03-14 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
On the Iron content in rich nearby Clusters of Galaxies
本文研究了BeppoSAX卫星观测到的22个邻近热团簇样品的铁含量。我们发现，星系团的整体铁质量与星系团的光度密切相关，而铁质量与星系团温度之间相对松散的相关性则是由铁质量与光度和光度与温度的相关性结合而得.铁的质量被发现与集群内的气体质量的线性比例，这意味着全球的铁丰度在集群是大致恒定的。这一结果表明，富集机制在所有集群中以相似的速率运行。通过采用人口合成和化学富集模型，我们表明，铁的质量与丰度过剩，总是发现在冷核心集群的中心，可以完全由最亮的集群星系（BCG），这是总是发现在冷核心集群的中心。铁的质量相关联的过剩，BCG的光学幅度和集群的温度被发现相互关联，这表明BCG和托管集群的属性之间的联系。这些观测事实为当前的形成理论提供了力量，这些理论设想了巨型BCG的形成与其宿主集群之间的紧密联系。
2003-10-29 astro-ph
Intracluster Light in Nearby Galaxy Clusters: Relationship to the Halos of Brightest Cluster Galaxies
本文详细分析了24个星系团中最亮星系团（BCG）在0.03<z<0.13时的表面亮度分布。我们使用二维轮廓拟合对每个BCG的表面亮度进行建模，以r=300 kpc，比较r^{1/4}，r^{1/n}和双r^{1/4}模型。我们获得统计学上优越的拟合使用两个组件的模型组成的一对r^{1/4}配置文件与独立的尺度长度，椭圆度，和方向。两个组件模型可以简单地再现观察到的位置角和椭圆率梯度，这通常不能解释纯粹的三轴性。我们的两个组件模型的内部组件具有类似于一个典型的大质量椭圆星系的属性，显然是与BCG。外分量的尺度是内分量的10-40倍，总光度是内分量的10倍，比椭圆基平面的<μ>-r_e关系更陡。我们解释这个外部组件作为一个人口的集群内的恒星跟踪集群的潜力。这两个组件是强对齐的（|Δθ| <10 \degr）。当它们不对齐时，组件倾向于高度不对齐，这表明下落物质的吸积可能会暂时改变一些BCGs的方向。外部组件的范围和其类似的伸长率公布的集群星系分布表明，集群内的光的演变是绑在集群作为一个整体，而不是BCG。
2004-10-12 astro-ph
Tracing the [FeII]/[NeII] ratio within star forming dwarf galaxies: a Spitzer IRS archival study
斯皮策对41个星爆星系的档案观测首次揭示了[Fe II]/[NeII] 26.0/12.8微米的比率与电子气密度之间的相关性，如18.7/33.4微米的[SIII]比率所追踪的那样，[Fe II]/[NeII]比率随着气体密度的增加而降低。我们还发现气体密度和PAH峰连续强度之间存在很强的相关性。使用冲击和光电离模型，我们看到所观察到的[Fe II]/[Ne II]比率的驱动因素是金属丰度。在低金属丰度星系的[Fe II]发射的大部分可能是冲击衍生的，而在高金属丰度，[Fe II]的发射可能是占主导地位的贡献，从HII，特别是从密集的PDR地区。然而，观测到的[Fe II]/[Ne II]比值可能遵循金属丰度-丰度关系，在低金属丰度星系中，铁较少耗尽到颗粒上-这一结果将对使用铁发射线作为冲击的明确示踪剂产生深远的影响。
2008-03-24 astro-ph
Detection of Iron Emission Line from the Galaxy Cluster Including the Radio Galaxy 3C220.1 at z=0.62
我们已经检测到的发射线功能在4keV的X射线发射从天空区域，包括遥远的射电星系3C220.1（z=0.62）与ASCA获得。在3C220.1的静止帧中，线能量为6.1 - 7.0 keV（90%置信度）。在目前的统计数据中，观测到的光谱与两种不同的模型一致：一种是由幂律连续谱加上6.4 keV铁发射线组成的非热模型，另一种是kT ~6 keV、金属丰度~0.5太阳能的Raymond-Smith薄热发射模型。然而，由于谱线的等效宽度很大（约500 eV），很大一部分的X射线发射可能来自与包括3C220.1在内的星系团相关的热的团内气体。热辐射的光谱参数与邻近星系团的光温关系一致。
1999-08-17 astro-ph
Detecting Intracluster Gas Motion in Galaxy Clusters: Mock Astro-E2 Observations
我们使用1,836个模拟星系团的模拟Astro-E2观测数据，探索了X射线发射的团内介质（ICM）的整体运动的可探测性。我们产生高分辨率的模拟光谱两个观察策略：一个四点镶嵌和一个单一的中心指向。归一化到200（400）光子在铁K-α区域的马赛克（中央）的研究，我们适合泊松实现的每个模拟光谱的速度加宽等温等离子体发射模型。我们确认，速度特性（平均值和色散）返回的光谱拟合是无偏的测量观测区域内的排放加权值，散射55公里/秒。镶嵌单元对之间的最大速度差$Δv_{\rm max}$有~ 6%的可能性是跨音速的（$Δv_{\rm max} \ge 0.5 c_s$），在高马赫数时，可能性急剧下降，即$p \spropto (Δv_{\rm max}/c_s)^{-4}$。在49%的情况下，来自中心指向拟合的速度增宽参数$σ_v$超过了热值，在大的色散下再次出现$σ_v^{-4}$尾部。我们提出的案例研究的集群，产生最强的信号，为每一个观察策略。
2005-05-19 astro-ph
Detection of Iron Emission Line from the Galaxy Cluster Including the Distant Radio Galaxy 3C220.1
我们检测到的发射线功能在4千电子伏的天空区域的X射线光谱，包括遥远的射电星系3C220.1（z=0.62）与ASCA获得。在3C220.1的静止帧中，线能量为6.1 - 7.0 keV（90%置信度）。在目前的统计数据中，观测到的光谱与两种不同的模型一致;一种是由幂律连续谱加上6.4 keV铁发射线组成的非热模型，另一种是kT ~6 keV的Raymond-Smith薄热发射模型，金属丰度为~0.5太阳能。然而，线的大（~500 eV）等效宽度表明，相当大一部分的X射线发射可能来自与包括3C220.1在内的星系团相关的热的团内气体。热辐射的光谱参数与附近星系团的光度-温度关系和巨型发光弧的质量估计是一致的。
1999-02-09 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
Tracing the [FeII]/[NeII] ratio and its relationship with other ISM indicators within star forming dwarf galaxies: a Spitzer IRS archival study
斯皮策对41个星爆星系的档案观测首次揭示了[Fe II]/[NeII] 26.0/12.8微米的比率与电子气密度之间的相关性，如18.7/33.4微米的[SIII]比率所追踪的那样，[Fe II]/[NeII]比率随着气体密度的增加而降低。早期论文中发现的[FeII]/[NeII]比、PAH峰与连续强度和金属含量的相关性在更大的样本中得到了证实。我们还发现气体密度和PAH峰连续强度之间存在很强的相关性。使用冲击和光电离模型，我们看到所观察到的[Fe II]/[Ne II]比率的驱动因素是金属丰度。在低金属丰度星系的[Fe II]发射的大部分可能是冲击衍生的，而在高金属丰度，[Fe II]的发射可能是占主导地位的贡献，从HII，特别是从密集的PDR地区。然而，观测到的[Fe II]/[Ne II]比值可能遵循金属丰度-丰度关系，在低金属丰度星系中，铁较少耗尽到颗粒上-这一结果将对使用铁发射线作为冲击的明确示踪剂产生深远的影响。
2008-03-20 astro-ph
The Iron Discrepancy in Elliptical Galaxies after ASCA
我们提出的估计的铁含量的恒星和扩散的椭圆星系的组成部分，分别来自综合光谱和ASCA的X射线观测。在热星际介质（ISM）中预期的铁丰度与X射线观测结果之间出现了宏观差异，特别是当考虑到当前Ia型超新星的铁富集时。这种强烈的差异，在某些极端的情况下可能是$\sim 20$的一个因素，质疑我们目前对超新星富集和星系化学演化的理解。我们讨论了ISM中推断的低铁丰度的几个天体物理意义，包括星系和星系团的化学演化，椭圆星系中气体流动的演化，以及星系团内介质的加热。有些结果似乎难以接受，为了避免这些困难，我们探索了在椭圆星系的ISM中隐藏或稀释铁的方法。这些可能性似乎没有天体物理学上的合理性，我们也提出了铁-L线诊断工具的可靠性问题。各种薄的等离子体发射模型示出给铁丰度，可能会有显着不同，特别是在低温（$kT \lsim 1$千电子伏）。从收集的ASCA和其他X射线天文台的数据，它表明，目前薄等离子体代码往往给非常低的铁丰度时，对象的温度低于$\sim 1$千电子伏。我们的结论是-除了重新思考星系的化学演化-人们还应该考虑现有的薄等离子体模型可能包含不准确的原子物理学的离子负责的铁-L复合物的可能性。
1996-09-06 astro-ph
Reprocessed emission from warped accretion discs with application to X-ray iron line profiles
目前，氟铁谱线剖面是对活动星系核（AGN）发动机几何形状的最佳诊断。在这里，我们构建了一个方法来计算相对论性的铁线轮廓从任意扭曲的吸积盘，从上面和下面的硬X射线源照明。这基本上概括了以前的计算后处理的吸积盘包括非轴对称的影响。我们包括一个相对论治疗阴影的光线跟踪光子路径沿Schwarzchild测地线。我们将这种方法应用到两类翘曲的光盘，并产生一个选择所产生的线轮廓。新的轮廓特征包括更清晰的红色和更柔和的蓝色脱落的可能性，一个随时间变化的线轮廓，如果经纱在光盘上进动，以及“扭曲”和“无扭曲”经纱之间的一些差异。我们讨论了一些定性的影响线轮廓的背景下，I型和II型塞弗特活动星系核。
1999-08-25 astro-ph
The influence of radio-galaxy activity on X-ray absorption lines from the intracluster medium
我们提出了一个调查的X射线吸收功能的流体动力学模拟预测的射电星系与其宿主星系团的团内介质（ICM）的相互作用。我们展示了这些吸收线可以作为一个新的诊断的射电星系/ICM的相互作用。ROSAT、CHANNEL和XMM-NEWTON在许多系统中都观测到了这种相互作用，了解它们对活动星系核反馈和星系形成具有重要意义。从流体动力学模拟的Reynolds，Heinz和Begelman，我们计算的高度电离的铁和氧线的属性（在吸收对中央活动星系核; AGN），预测线的形状，等效宽度，列密度和速度的变化。喷流对吸收谱线的主要影响是使谱线强度从静止ICM的谱线强度降低，并在谱线轮廓中引入一些速度结构。我们调查这些功能是否是目前以及未来的高分辨率X射线光谱仪检测。我们的结论是，CHANNEL透射光栅有足够的灵敏度来检测这些功能具有很高的意义，当然不会允许通过吸收签名的相互作用的动力学研究。另一方面，CONSTELLATION-X将允许推导出出色的约束。我们也可以使用这个分析来评估的想法，射电星系引起的ICM流出引起的共振氧X射线吸收线已被要求作为证据的温暖，热的星系际介质（WHIM）。我们发现，这些分离的，高速氧气吸收线不能导致无线电星系/ICM的相互作用，从而加强WHIM的解释。
2006-03-28 astro-ph
Iron as a tracer in galaxy clusters and groups
收集和整理了关于星系团和星系群的铁和气体含量以及星系团星系的光学光度、质量和铁丰度的现有X射线数据。一些天体物理学的推论，然后得出，包括证据丰富的集群已经演变没有太多的重子交换与周围，并经历了非常相似的恒星形成的历史。与星系团相比，星系团中的气体要少得多，而且看起来已经失去了它们原来在宇宙中所占的重子份额的大部分，这表明星系团不可能是通过组装类似于现在的星系团而形成的。有人认为，这有利于低$Ω$宇宙，其中丰富的集群的增长几乎是在高红移完成。也有人认为，星团中的元素丰度比接近太阳，这与Ia型和II型超新星的相似比例是一致的，这些超新星富集了整个太阳系和星团。星团中的大部分铁似乎都存在于星团内的介质中，而不是星系内部。看来，星系团中的重子到恒星的转换几乎和目前整个宇宙的转换一样有效。然而，星系团的金属丰度比附近宇宙采用的全球金属丰度高出$\sim 5$倍。它的结论是，星系际介质应具有金属丰度$\sim 1/3$太阳，如果恒星核合成进行了恒星内的场星系与恒星内的星系团的效率相同。
1997-06-09 astro-ph
Revealing the interaction between the X-ray gas of starburst galaxy UGC 6697 and the hot intracluster medium of A1367
本文介绍了对位于A1367（5 - 6 keV）西北热区的X射线亮星暴星系UGC 6697的CHANNEL观测结果。一个非常尖锐的X射线边缘（约13倍的表面亮度跳跃）在东南部和一个长长的尾巴（至少60 kpc的核心）在西北部的星系被检测到，如预期的，如果星系是向东南方向移动。X射线的边缘，在中间的核和东南光盘的边缘，也在同一个位置，在那里的H α发射被截断，并观察到一个无线电锐边。东南部的X射线弥散发射也增强了，这意味着冲压压力压缩。没有检测到平面外的X射线分量，这可能是由于流出活动比核星爆中的流出活动弱以及外部限制加剥离的综合效应。UGC 6697中的扩散热气体温度约为0.7 keV，铁丰度较低（约为0.1 - 0.2太阳能）。在原子核上探测到一个X射线点源（L（0.5-10 keV）~ 2.8 x 10^{40}尔格·秒^{-1}），但没有被高度吸收。还探测到三个偏离中心的超亮X射线源，它们的L（0.5-10 keV）均大于10^{40}尔格·s^{-1}。基于现有的多波长观测数据，我们认为星际介质与ICM之间的相互作用是UGC 6697星暴的主要触发因素。
2004-11-23 astro-ph
Tracing gas motions in the Centaurus Cluster
我们应用随机模型的铁运输开发的Rebusco等。（2005）对半人马座星系团的研究。利用这个模型，我们发现有效扩散系数D在2 × 10^28 - 4 × 10^28 cm ^2·s^-1范围内可以近似地再现观测到的丰度分布。然而，要再现平坦的中心轮廓和在30-70 kpc附近的急剧下降，则需要扩散系数随半径迅速下降，这样，D > 4 × 10^28 cm ^2·s^-1的情况仅出现在25 kpc以内。假设所有的运输是由于充分发展的湍流，这也是负责抵消冷却的集群核心，我们计算的长度和速度尺度的能量注入。如果湍流是由于气泡的膨胀和上升引起的，则这些长度尺度被发现比预期大10倍。我们还计算了湍流热导率，发现它不太可能是显着的，在防止冷却。
2006-02-21 astro-ph
Implications of the central metal abundance peak in cooling core clusters of galaxies
最近的XMM-牛顿星系团的观测提供了详细的信息，在星系团的中心区域的重元素的分布与冷却核心提供了强有力的证据，这些金属大多来自最近的SN Ia型。在本文中，我们汇编信息的累积质量剖面的铁，最重要的金属丰度示踪剂。我们发现，长的富集时间（大于5 Gyr）是必要的，以产生中央丰度峰。经典的冷却流，强对流的团内介质，和一个完整的金属混合的集群合并将破坏观测到的丰度峰太快。因此，观察设置强大的集群演化模型的限制，要求集群中的冷却核心保存了很长一段时间。我们进一步得出结论，从观察到的最里面的一部分，团内介质是最有可能占主导地位的气体主要来自恒星质量损失的cD星系。
2004-02-10 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
Magnetic flares in Active Galactic Nuclei: Modeling the iron Kalpha-line
活动星系核（AGN）的X射线光谱是复杂的，并在时间上迅速变化，如在最近的观测。吸积盘上方的磁耀斑可以解释活动星系核的极端变化。它们还解释了观察到的铁K α荧光线。我们提出了辐射转移建模的X射线反射由于磁耀斑发射接近边缘稳定轨道。来自耀斑源的硬X射线初级辐射照亮了吸积盘。康普顿反射/再处理组件来自磁盘表面计算不同的发射方向。我们假设，在没有外部照明的情况下，密度结构仍然调整到流体静力平衡，因为耀斑持续时间只有四分之一轨道。该模型考虑了耀斑源下方热点处入射辐射的变化。计算了在接近史瓦西黑洞和最大旋转克尔黑洞的边缘稳定轨道的不同轨道相位处的耀斑的远距离观测者所看到的积分谱。计算包括使用射线追踪技术的光谱的相对论和多普勒校正。我们探讨了实际的可能性，绘制出的内吸积盘的方位角照射模式，并得出结论，下一代的X射线卫星应该揭示这种结构从铁K α线轮廓和X射线光变曲线。
2006-11-01 astro-ph
Massive elliptical galaxies in X-rays: the role of late gas accretion
我们提出了一个新的化学演化模型，这意味着在椭圆星系的光学和X射线性质的自洽研究的第一步。详细的冷却和加热过程中的星际介质考虑到使用单相一区治疗，它允许一个更可靠的模拟银河风制度相对于以前的工作。采用Pipino & Matteucci（2004）对气体坍缩和恒星形成时标的描述，该模型成功地同时再现了质量-金属丰度、颜色-星等、L_X-L_B和L_X-T关系，以及观测到的[Mg/Fe]比随σ的变化趋势。我们发现，来自环境的气体的晚期二次吸积在驱动L_X-L_B和L_X-T关系中起着根本性的作用，并且可以解释它们的大的观测散射。铁的差异，即太高的预测铁丰度的X射线晕的椭圆相比，观测，仍然存在。另一方面，我们预测的[O/Fe]在ISM这是在最近的观测结果很好的协议。我们提出了可能的机制，在银河系的规模，这可能会解决铁的差异。特别是，活动星系核驱动的气体混合可能会保持气体质量（从而保持X射线亮度），同时稀释铁的丰度。新的预测量的铁，氧和能量喷射到团内介质（ICM），我们得出的结论是Ia型超新星（SNe Ia）在ICM富集中发挥了重要作用。事实上，超新星Ia活动可能会在相当长的银河系寿命中持续为银河风提供动力，即使在每个超新星Ia事件的能量转移到ISM的效率小于1的情况下。
2005-01-10 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
Near-IR Properties of Galaxy Clusters: Luminosity as a Binding Mass Predictor and the State of Cluster Baryons
我们利用2微米全天巡天（2 MASS）的数据研究了27个星系团中星系的近红外特性。对于一个子样本的13个可用的X射线成像数据的集群，我们研究的星系和集群内介质的属性。我们发现，K-波段的亮度与集群质量，提供一个结合质量估计精确到45%。在我们的系综中，质量与光的比率在星系团质量范围（10^{14}-10 ^<$15}M_sun）内增加了~2倍。我们研究了总重子分数，表明它是一个集群质量的递增函数。利用大质量星系团的质光比，我们发现Omega_M=0.19+/-0.03;利用总重子分数，我们发现Omega_M=0.28+/-0.03，与最近的宇宙微波背景各向异性约束很好地一致。这两种估计之间的差异表明，大质量星系团中的K波段质光比可能比宇宙中的低30%。我们研究了恒星质量分数，ICM质量恒星质量比和集群铁质量分数。从低质量到高质量的星团，恒星的质量分数减少了1.8倍，ICM与恒星的质量比在相同的质量范围内从5.9增加到10.4。总之，这些测量结果表明，随着星团质量的增加，恒星形成效率降低，并对星团内介质的热力学历史模型提供了限制。星团铁质量与总质量之比是恒定的，而且很高，这表明在星团星系中的大部分恒星形成之前，可能已经发生了一些有效的、均匀的富集过程。
2003-04-10 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
Iron lines from transient and persisting hot spots on AGN accretion disks
我们模拟了活动星系核内吸积盘上方同向旋转的强耀斑的X射线后处理。我们探讨了潜在热点的水平结构和演化。为了获得远距离观测者所看到的光谱演化，我们应用了广义相对论射线追踪技术。我们专注于铁K线周围的能带，在那里相对论效应最明显。持续耀斑持续的轨道时间尺度的一个显着的分数和短，短暂的耀斑被认为是。在我们的时间分辨分析中，远距离观测者记录的光谱依赖于耀斑/光斑相对于中心黑洞的位置。如果耀斑持续时间大大超过光在光斑上的传播时间，那么光斑水平分层就不重要了。另一方面，如果耀斑持续时间与光斑半径上的光传播时间相当，则光变曲线在其时间剖面上表现出典型的不对称性。动力学谱的顺序从较强到较弱的电离再发射。在斑点内的所有位置处，光谱强度朝向边缘发射角增加，揭示了边缘增亮效应。未来的X射线天文台具有明显更大的有效收集面积，将使光谱映射出的方位角辐射结构的吸积盘和本地化的持久耀斑。如果热点不太靠近黑洞的边缘稳定轨道，就有可能通过铁K线的子结构探测反射介质。瞬态耀斑的指示只能通过分析在吸积超大质量黑洞的引力时间尺度上观测到的光变曲线来获得。
2007-09-10 astro-ph
Discovery of a Large-Scale Abundance Gradient in the Cluster of Galaxies AWM7 with ASCA
一个大规模的梯度金属丰度已被发现与ASCA从X射线明亮的星系团AWM 7。金属丰度在中心显示出0.5个太阳能的峰值，并在500 kpc半径处平稳下降到<~ 0.2个太阳能。气体温度被发现是恒定在3.8 keV。铁的径向分布可以用β模型拟合，β值约为0.8，假设核心半径（115 kpc）与团内介质相同。AWM 7中的金属分布表明，从星系注入的气体在星系团空间中没有有效地混合，并跟踪星系的分布。
1997-09-22 astro-ph
Modelling self-pollution of globular clusters from AGB stars
提出了一个球状星团NGC 6752化学演化的自洽模型，以检验一个流行的理论，即观测到的丰度异常是由于中等质量渐近巨星分支星的“内部污染”。我们模拟了团内介质的化学演化，假设II型SNe的产物被完全从球状星团中排出，而从m < 7 M_sun的恒星中排出的物质由于它们的弱星风而被保留。通过追踪团内气体的化学演化，我们测试了内部污染的情况下，从中等质量的恒星的Na和Al增强喷出物要么吸积到其他恒星的表面上，或走向形成新的恒星。再现了Na和Al中观察到的扩散，但没有再现O-Na和Mg-Al的扩散关系。特别是，无论是O还是Mg都没有被充分耗尽以解释观察结果。我们预测富钠星团中的Mg含量主要是由25，26 Mg同位素决定的，而最新的数据显示26 Mg含量只有轻微的增加，与25 Mg没有相关性。此外，恒星轴承中等质量的恒星喷出物的印记被预测为强烈增强的C和N，与经验数据相冲突。我们发现，虽然标准的AGB恒星模型确实显示了热氢燃烧，似乎需要解释的意见，这是伴随着他燃烧，产生初级C，N，Mg和Na（通过HBB），这不符合的意见。（节录）
2004-06-15 astro-ph
Galaxy evolution: the effect of dark matter on the chemical evolution of ellipticals and galaxy clusters
本文讨论了椭圆星系的化学演化及其对团内介质演化的影响。我们使用的化学演化模型考虑到暗物质晕和比较的结果与以前的模型中没有考虑暗物质。特别是，我们研究了一些相关的重元素，如氧，镁和铁的丰度的演变，并得出结论，模型包括暗物质晕和初始质量函数（IMF）包含更多的大质量恒星比Salpeter（1955）IMF，更好地再现观察到的Mg和Fe的丰度在恒星星族和ICM（ASCA结果）。我们还讨论了星系团中气体的起源，并得出结论，大多数气体应该有一个原始的起源。
1996-10-09 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}$更好的测量来估计SNe Ia的贡献。此外，ICMs的化学成分被证明是类似的太阳系丰度。我们还可以在2倍内重现硫/铁丰度比，这意味着硫的丰度问题不需要过于强调。我们需要更精确的观测来判断洲际弹道导弹是否真的存在硫短缺问题。
1998-07-02 astro-ph
Suzaku Observation of the Ophiuchus Galaxy Cluster: One of the Hottest Cool Core Clusters
我们提出了分析朱雀观测的蛇夫座星系团。我们确认了这个星系团有一个很冷的核心。当团内介质（ICM）的温度向中心降低时，金属丰度增加。除了核心（r<~50 kpc），星系团是热的（~9-10 keV），当r<~1 Mpc时几乎是等温的;后者与以前的研究相矛盾。我们没有探测到星系团中ICM红移的变化，速度差的上限为3000 km/s。X射线谱中的铁谱线比率表明ICM已达到电离平衡态。从这些结果中，我们得出结论，蛇夫座星系团不是一个主要的合并集群，但最热的集群之一，具有一个冷的核心。我们得到的上限的非热发射的集群，这是符合最近声称的检测与INTEGRAL和最近的上限与斯威夫特/BAT。如果星系团有明亮的非热辐射，正如INTEGRAL测量所建议的那样，它可能不是由于最近的一次主要的星系团合并。
2008-06-23 astro-ph
Metallicity Gradients in X-ray Clusters of Galaxies
本文给出了BeppoSAX卫星观测到的17个富星系团样品的金属丰度分布图。我们发现，8个非冷却流团具有平坦的金属丰度分布。相反，一个强大的增强丰度被发现在冷却流集群的中心区域。所有的非冷却流集群目前的证据表明，最近的合并活动，合并事件有效地重新分配的金属含量的集群内介质。对于具有更好统计数据和可用光学数据的冷却流星系团（A85，A496，A2029和英仙座），我们已经测试了所观察到的丰度过剩是否是由于位于星系团核心的星系喷射的金属。我们发现，在分辨率> 100 kpc的观测到的投影丰度过剩的配置文件是一致的起源于一个去投影的金属过剩分布跟踪的光学光分布。在一种情况下（即英仙座）与更高的分辨率（~ 50千秒差距），我们发现，观察到的金属丰度过剩分布比预测的更广泛。如果我们假设金属已经从它们的母喷射星系漂移了几十kpc，或者，如果我们假设由于自上次主要合并发生以来中央主导星系团的形成过程，星系团的光分布已经变得更加中心化，那么这种差异就可以调和。
2000-12-11 astro-ph
BeppoSAX observation of the cluster Abell 970
我们报告的星系团Abell 970的X射线观测与BeppoSAX获得的新结果。对BeppoSAX MECS和LECS在[0.15-10] keV范围内的数据分析表明，团簇平均气体温度kT = 4.46 - 0.15 ^{+0.14}，金属丰度Z = 0.31 - 0.04 ^{+0.05} Z_ \odot，星际氢吸收密度柱为N_H = 6.05_{-0.97}^{+1.29} 10^20 cm^-2。此外，我们还得到了这些量的方位平均径向分布。我们的研究结果是一致的假设，阿贝尔970已被过去的合并或正在进行的合并过程中的子结构，把集群的平衡。气体和星系分布之间的偏移也证明了这一点。结合X射线数据与最近发表的新星系径向速度的分析，我们得出结论，8弧分到西北的一个子集群落入阿贝尔970，并将合并在几个千兆年，从而扰乱阿贝尔970的新获得的平衡。高α-元素/铁的比例，我们得到这个集群支持早期集群内介质富集II型超新星的假设。
2002-11-11 astro-ph
The Chemistry of Galaxy Clusters
通过对星系团的X射线观测，我们可以得到星系团内介质的质量及其化学成分。光学/红外观测被用来估计星系中恒星成分的质量，以及它们的化学成分和年龄。综合这些信息，可以得出几个有趣的推论，包括：（1）星系失去的金属比保留的多;（2）星系团和一般场将相同比例的重子转化为恒星，因此整个$z = 0$宇宙的金属丰度与我们在星系团中看到的几乎相同，为$\sim$ 1/3太阳;（3）星系际介质的热含量与星系团的预热能量基本相同：（4）如果Ia型超新星（SN）产生大部分的宇宙铁，则SN的发生率将随回望时间的增加而增加;（5）$z\approx 3$宇宙的全球金属丰度已经是$\sim$的1/10太阳;（6）银河系盘形成的物质被核球恒星星族预先富集到$\sim$的1/10太阳。
2003-07-08 astro-ph
Width of X-ray lines in cooling flows
湍流气体运动的耗散是被提出来加热星系团和星系群核心的团内介质（ICM）的可能机制之一。我们考虑气体运动对最突出的X射线发射线的宽度的影响。对于重元素（如铁），预期的线宽比纯热加宽的线宽大得多，湍流气体运动的贡献应该很容易用新一代的X射线微量热计（如Spektr-RG量热计（SXC））检测到。例如，在英仙座星系团中，平衡辐射冷却所需的湍流速度（由Rebusco等人在2006年推导出）意味着6.7 keV Fe线的宽度为10-20 eV，而纯热加宽约为4 eV。线宽的径向依赖性对i）速度振幅的径向依赖性和ii）随机运动的“方向性”（例如，各向同性湍流或主要径向气体运动）敏感。如果能测量出不同气体温度下的几条谱线的宽度，那么就有可能探测气体运动的“方向性”和幅度。此外，对宽度的测量将对可用于耗散的动能的量施加下限，从而对ICM模型产生约束。
2007-11-26 astro-ph
Evolution with redshift of the ICM abundances
我们预测的行为的$α$ -元素和铁的丰度在集群内介质中作为一个函数的红移在穷人和富人的集群。为了做到这一点，我们计算的详细的化学演化的椭圆星系的单区和多区模型的装置，然后我们集成的总气体和单个元素的椭圆星系团的质量函数在任何给定的宇宙时间，然后转化为红移根据所考虑的宇宙学模型的贡献。我们把椭圆星系的单区模型称为爆发模型，把多区模型称为连续模型。我们发现，在爆发模型中，ICM丰度从高红移（$z > 2$）开始到现在应该是相当恒定的，而在连续模型中，ICM丰度应该增加到$z \sim 1$，并且从$z \sim 1$到$z=0$几乎是恒定的。特别注意的是致力于在ICM的$[α/Fe]_{ICM}$比的预测：对于突发模型，我们预测$[α/Fe]_{ICM}>0$在整个范围内的红移，特别是在$z =0$，而在连续模型的情况下，我们预测一个减少的$[α/Fe]_{ICM}$比减少$z$和$[α/Fe]_{ICM} \le 0$在$z= 0$。特别是，我们预测$[O/Fe]_{ICM}(z=0) \le +0.35$ dex和$[Si/Fe]_{ICM}(z=0) \le +0.15$ dex的爆发模型和$[O/Fe]_{ICM}(z=0) \le -0.05$ dex和$[Si/Fe]_{ICM}(z=0) \le +0.13$ dex的连续模型，精确的值取决于假设的宇宙学。最后，我们讨论了…
1999-05-12 astro-ph
Giant cavities, cooling and metallicity substructure in Abell 2204
我们目前的结果，从深钱德拉和XMM牛顿观测的放松X射线发光星系团阿贝尔2204。我们在不同距离尺度上探测到了团内介质中的金属丰度不均匀性，从中心含有数倍于10^7兆太阳的铁的~12 kpc增强区到半径为400 kpc的区域，超过了数倍于10^9兆太阳。从X射线图像中减去平均表面亮度分布图，得到星团北部和南部的两个表面亮度凹陷。它们的形态与在团簇核心中观察到的空洞相似，但它们的半径分别为240 kpc和160 kpc，总焓为2 × 10^62 erg。如果它们是化石射电泡，那么它们的浮力时标意味着总的机械加热功率为5 × 10^46 erg/s，这是已知的最大的射电泡加热功率。更有可能的是，它们是过去许多泡沫累积的结果。从能量上讲，这是更可行的，因为这些区域的焓可以在大约2 Gyr的时间内对抗该集群中500 kpc半径的X射线冷却。星团的核心还含有5 ~ 7个半径约为4kpc的表面亮度凹陷，这些凹陷与观测到的射电辐射无关。如果它们是由原子核产生的气泡，它们太小了，无法平衡核心中一个数量级的冷却。然而，如果无线电轴接近视线，投影效果可能会掩盖更多的正常气泡。使用RGS光谱，我们检测到FeXVII线。光谱拟合显示温度低至~0.7 keV;因此，集群显示的X射线温度范围至少为15倍。低温气体的量与65 Msun/yr的质量沉积速率一致。
2008-11-05 astro-ph
