Temperature and Metallicity in the Intra-cluster Medium of ABELL 262 observed with Suzaku
利用朱雀卫星对Abell 262星系团进行了观测，研究了团内介质的温度和丰度分布。Abell 262是一个明亮的，附近的贫穷星系团，ICM温度约为2 keV，因此提供了有关星系团和星系团之间ICM性质联系的有用信息。中心区域的观测光谱可用两个温度模型来描述，而外围区域的观测光谱则用单一温度模型来描述。用XIS仪器不仅直接测量了Si、S和Fe线，而且还测量了O和Mg线，并首次获得了~0.43 r_180的外部区域的丰度。我们发现陡峭的梯度Mg，Si，S和Fe的丰度，而O显示几乎平坦的丰度分布。发现α-元素与Fe的绝对比值与其他簇和组的相似。我们计算出ICM富集的II型与Ia型超新星的数量比为3.0 ± 0.6，在0.1 r_180范围内，该值与其他星团和群的值一致。利用Abell 262成员星系的B波段和K波段光度计算了Fe、O和Mg的金属质光比（IMLR、OMLR、MMLR）。导出的MLRs与kT = 3-4 keV的其他簇的MLRs相当。
2008-10-21 astro-ph
Some effects of small-scale metallicity variations in cooling flows
为了使最近的光谱数据与标准冷却流模型的预测相一致，有人提出，团内介质（ICM）中的金属可能在小尺度上分布不均匀。我们调查这种情况下的框架内的冷却流场景的可能后果。使用标准的等压冷却流模型，我们研究的能力，这样的金属丰度的变化，优先抑制冷却流谱中的低温线发射。然后，我们使用简单的数值模拟研究的时间和空间的演化时，ICM的金属分布在这样的方式。模拟观测被用来研究约束条件的真实数据可以放置在ICM的条件。强调了以目前的观测限度排除小空间尺度上丰度变化的困难。我们发现，双峰分布的金属可能会引起有趣的影响，在所观察到的丰度分布，在明显的丰度梯度与中央丰度下降和偏离中心的峰值，类似于最近看到的一些集群，产生。不同的元件以不同的方式表现，这取决于它们的等效宽度的温度依赖性。我们的总体结论是，虽然这一过程本身似乎不太可能解释目前光谱数据中低温发射谱线的急剧减少，但在某种程度上的贡献是可能的，难以排除。在分析高分辨率星团X射线谱时，应考虑小尺度金属丰度变化的可能性。
2002-09-26 astro-ph
X-Ray Probing of the Central Regions of Clusters of Galaxies
总结了ASCA对中等丰度星系团中心区域的X射线研究结果，强调了cD星系团与非cD星系团的区别。在cD星系的$\sim 100$ kpc范围内，团簇内介质（ICM）可能由热、冷两个阶段组成，ICM金属丰度也增强。相比之下，非cD团簇中的ICM似乎是等温的，金属丰度梯度很小。引力势在cD星系周围表现出等级嵌套，而非cD星系团Abell~1060的总质量密度分布则具有中心尖点。在这两种类型的集群的ICM的铁质轻比减少向中心，虽然它是径向恒定的外围区域。ICM中的硅-铁丰度比随着星系团的丰富度而增加，但仍然接近cD星系周围的太阳比。这些总体结果的解释没有呼吁流行的冷却流假说。相反，把重点放在围绕cD星系形成的晕中晕结构上。
2001-04-04 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
Metal Enrichment in the Intra-Cluster Medium
综述了团簇内介质（ICM）重元素富集的研究进展。现在有很好的观测证据表明富集，包括丰度比和金属丰度分布。浓缩过程中所涉及的各种过程-冲压压力剥离、星系风、星系-星系相互作用、活动星系核外流和星系团内超新星-得到了描述。考虑到金属富集的ICM演变的模拟。
2006-11-20 astro-ph
High Metallicity of the X-Ray Gas up to the Virial Radius of a Binary Cluster of Galaxies: Evidence of Galactic Superwinds at High-Redshift
我们提出了一个分析的朱雀观测之间的连接区域的星系团A399和A401。首次获得了团簇维里半径范围内团簇内介质的金属丰度。我们确定的金属量的维里半径的两个集群相互交叉（~2 Mpc远离他们的中心），并发现它是可比的，在他们的内部区域（~0.2 Zsun）。在维里半径范围内金属丰度的均匀性不太可能是由于星系团碰撞引起的混合。由于冲压压力太小，无法剥离星系团维里半径周围星系的星际介质，我们在那里发现的相当高的金属丰度表明ICM中的金属不是通过冲压压力剥离从成员星系中传输出来的。相反，这种均匀性表明，在星系团形成之前，原星系团区域被来自星系的极其强大的外流（超级风）广泛地污染了金属。我们还寻找了该区域温暖炽热的星系际介质中的氧辐射，并得到了氢密度的严格上限（nH<4.1 × 10 ^-5 cm^-3）。
2008-03-04 astro-ph
Dynamical and chemical effects of FR II radio sources on the intra-cluster medium
研究了冷核星系团核心大质量星系活动星系核间歇性强喷流对团内介质动力学和金属分布的影响。我们使用一个简单的模型，其中包括通过恒星形成的金属注入的主星系内的金属分布。我们对这些系统进行了二维轴对称流体动力学模拟。在已经建立冷却流之后，两个光射流在相反的方向上以一系列（间歇的）活动阶段注入。我们遵循的时间演化的系统，从喷流的活跃阶段到3 Gyr。我们所有模拟的一般金属丰度演化在大尺度上非常相似。由喷流驱动的对流将气体和金属从中央星系平流到星团内超过1.5 Mpc的距离。间歇射流能够将金属分布到更大的半径。金属注入对ICM中存在的一般金属丰度有影响，金属补充时间越快，金属丰度越高。虽然在冷核心集群的中心区域的金属丰度梯度很可能是由能量较低的现象形成的，但我们在模拟中发现了类似于在~400 kpc半径范围内观察到的金属丰度梯度的证据。中心星系的金属分布细节对ICM金属的动力学演化没有影响。
2008-10-02 astro-ph
The Multiphase Intracluster Medium in Galaxy Groups Probed by the Lyman Alpha Forest
研究表明，在现今的富螺旋星系群中，团内介质的演化速度可能比富椭圆星系群和星系团慢得多。z > 2时的原星团和原群的环境可能类似于低红移时的富螺旋群环境。因此，就像今天在螺旋丰富的群体中的ICM一样，在z > 2的原群体和原集群中的ICM被预测为显着的多相。星系附近的类星体莱曼α森林是在宽红移范围内研究ICM的有效探测器。Adelberger等人和Pascarelle等人最近对星系周围Lyman α吸收的两个观测结果是一致的，结果表明，观测结果支持多相ICM情景。星系红移必须非常精确，这样的研究才能成功。这种情况也可以解释低金属丰度和较低的热气体分数的群体。
2003-07-08 astro-ph
Gas stripping in galaxy clusters: a new SPH simulation approach
采用基于N体SPH/tree程序GADGET的新方法研究了时变冲压压力对星系团中旋涡星系的影响。我们已经调整了代码来描述两个不同的气相，扩散热的团内介质（ICM）和更密集和更冷的星际介质（ISM）的相互作用。ICM和ISM组分都作为SPH粒子引入。当一个星系从外围到达星系团中心的高度径向轨道时，它会穿过ICM密度峰值，并经历随时间变化的风。根据ISM-ICM相互作用的持续时间和强度，发现具有大或小ICM分布的星系团中的早型和晚型星系表现出不同的剥离效率、面外ISM的再吸积量和最终质量。我们比较了不同复杂度的解析近似的数值结果，并指出了Gunn & Gott简单剥离公式的局限性。我们的研究强调了银河系轨道历史对剥离量的作用。我们讨论了冲压压力剥离的贡献ICM的起源和它的金属丰度。我们建议像尾巴，细丝，或波纹的气体积累负责剥离在整体ICM发生率低的地区。
2007-06-25 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
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
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
On Dwarf Galaxies as the Source of Intracluster Gas
最近的观测证据陡峭的矮星系光度函数在几个丰富的集群导致猜测，他们的前体可能是大多数气体和金属的来源推断，从集群内介质（ICM）的x射线观测。它们沉积到ICM中被认为是通过早期超新星驱动的风发生的，由此产生的系统反映了我们在当地观察到的低光度矮椭球体和椭圆体的光度和化学性质。我们认为这种情况下，利用自洽模型球状光化学演化和气体喷射通过银河系超级风。坚持风后矮星服从观察到的颜色-光度-金属丰度关系，我们得出结论，ICM气体和金属的大部分并不起源于它们的前体。
1996-12-13 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 Initial Cluster Mass Function of Super Star Clusters in Irregular and Spiral Galaxies
星系团初始质量函数（ICMF）是星系中恒星形成的一个基本性质。为了衡量它的普遍性，我们测量和比较不规则星系和旋涡星系的ICMF。我们的不规则星系样本是基于从斯隆数字巡天（SDSS）第五次数据发布的有限体积样本中选择的13个邻近星系。通过比较它们的u 'g' i 'z'星等与星爆模型产生的星等，确定了它们的年龄、质量和亮度。完整性校正是使用蒙特卡罗模拟进行的，其中人工星系团被插入到每个星系。我们用SDSS数据分析了三个邻近的旋涡星系，以完全相同的方式得出它们的ICMF，其基础是与不规则星系ICMF相似数量的年轻大质量星系团。我们发现，质量大于3 × 10^4太阳质量的不规则星系和旋涡星系的ICMF在统计上是不可区分的。对于质量大于3 × 10^4 M_sun的星系团，不规则星系的ICMF符合幂律dN（M）/dM ~ M^-a_M，其中a_M = 1.88 +/- 0.09。对旋涡星系样本的ICMF也得到了类似的结果，但a_M = 1.75 +/- 0.06。我们讨论了我们的结果的恒星团簇形成的理论的影响：ICMF的形状似乎是独立的金属丰度和星系剪切率。
2008-02-06 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
The Source of Mass Accreted by the Central Black Hole in Cooling Flow Clusters
本文报道了冷流团冷反馈加热的研究。在冷反馈模型中，中心黑洞吸积的质量来源于存在于扩展区域（r ~ 5-30 kpc）的非线性过密气体团;这些团最初是热的，但随后比它们的环境冷却得更快，并向中心下沉。簇内介质（ICM）熵分布必须很浅，以便斑点作为冷斑点到达中心。我建立了一个玩具模型，以探索冷反馈机制中的熵分布和密集斑点人口的作用。中心黑洞的质量吸积速率取决于ICM的冷却时间、熵分布和不均匀性的存在。质量吸积率决定了黑洞注入ICM的能量。这些活动星系核（AGN）的爆发不仅加热了ICM，而且改变了星团中的熵分布，并导致了不均匀性，这些不均匀性是未来密集团块的种子。因此，除了ICM温度（或能量）之外，ICM熵分布和ICM不均匀性也是反馈机制中的成分。
2006-05-10 astro-ph
Non-thermal Origin of the EUV and Soft X-rays from the Coma Cluster - Cosmic Rays in Equipartition with the Thermal Medium
宇宙射线（CR）在星系团形成和演化中的作用一直存在争议。它很可能与其他基本问题有关，例如加热和维里化团内介质（ICM）的机制，以及ICM受到冲击的频率。现在有令人信服的证据，无论是从集群软过剩（CSE）和“硬尾”的能量超过10千电子伏的排放，许多集群的发光源的逆康普顿（IC）的排放。这是第一次直接测量集群CR：该技术是免费的，从我们的不确定性的ICM磁场，并不限于小子集的集群表现出无线电晕。CSE发射电子落在能量的关键十年内，在那里它们具有最少的光谱演化，并且大部分CR压力驻留在那里。然而，他们的生存时间并没有追溯到他们的遗迹CR人口。利用后发座星系团的CSE数据，我们证明了CR和热ICM在能量上一样重要：这两个分量处于压力平衡状态。因此，与以前的预期相反，CR是ICM的主要组成部分，其起源和影响应加以探讨。最佳拟合的CR光谱指数与银河值一致。
1998-09-14 astro-ph
Simulations of galactic winds and starbursts in galaxy clusters
我们提出了一个调查的星系风和合并驱动的星暴的星系团内介质（ICM）的金属富集。我们使用相结合的N体/流体动力学模拟与半数值星系形成模型。通过计算由热、宇宙线和MHD波压驱动的稳态外流的跨音速解，得到了星系风引起的质量损失。由这些过程引起的金属分布的不均匀性是揭示星系团动力学状态的理想工具。我们目前的表面亮度，X射线发射加权温度和金属地图，我们的模型集群，因为它们将被观察到的X射线望远镜，如XMM-牛顿。我们表明，X射线加权金属地图区分前或合并后的星系团通过比较金属丰度分布与星系密度分布：合并前有一个金属丰度差距的子集群，合并后的高金属丰度的子集群之间。我们将我们的方法应用到两个观测到的星系团，Abell 3528和Abell 3921，以显示它们是否是合并前或合并后的系统。在我们的模拟中发现的金属丰度分布的不均匀性的生存时间是几个陀螺仪。我们发现，星系风和合并驱动的恒星爆发丰富ICM非常有效地后，z=1的中心（~ 3 Mpc半径）区域的星系团。
2005-10-31 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
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
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
Supernova rates in Abell galaxy clusters and implications for metallicity
超新星（SNe）在星系团团内介质（ICM）的金属富集过程中起着重要作用。SNe不仅是金属的主要来源，而且它们还可能提供能量，通过风从星系中喷出浓缩气体。然而，测量的SN率在星系团尚未公布的日期。我们已经启动了一个计划，使用Wise天文台1米望远镜在163个中红移（0.06<z<0.2）Abell星系团中寻找SNe。我们在这里报告我们的第一个结果，并描述我们的主要科学目标。继在Abell 403的cD星系的遥远外围（78 Kpc）发现SN之后，我们讨论了星系团的X射线观测所指示的中心增强金属丰度的新解释。
1999-12-23 astro-ph
X-ray measured metallicities of the intra-cluster medium: a good measure for the metal mass?
目标。我们研究了X射线观测是否能很好地映射星系团内介质（ICM）中的重元素，以及X射线观测是否能很好地估计金属质量，从而预测重元素从星系到ICM的传输机制。我们进一步测试模拟金属丰度图的准确性。方法.我们从N体/流体动力学模拟（包括金属富集过程）中提取合成X射线光谱，然后使用与观测相同的方法进行分析。通过改变模拟的星系团中的金属分布，我们研究了整体金属丰度作为金属分布的函数的依赖性。此外，我们还研究了由模拟产生的X射线加权金属图与从人工X射线谱中提取的金属图的差异，这些金属图是用SPEX2.0计算的，用XSPEC12.0分析的。结果整体金属丰度很大程度上取决于金属在星系团内的分布。金属在团簇中分布得越不均匀，金属丰度作为真实金属质量的量度就越不准确。真实的金属质量通常被X射线观测低估。在T > 3E 7 K以上的温度范围内，X射线加权金属图与合成X射线谱的金属图之间的差异平均小于7%，即X射线加权金属图可以很好地用于与观察到的金属图进行比较。用X射线观测提取星系团中心部分（r < 500 kpc）的金属质量，结果金属质量被低估了三倍。
2007-07-11 astro-ph
The long-term effect of radio sources on the ICM
我们已经进行了三维流体动力学模拟FR-II射电源在β剖面冷却流集群。团簇气体的冷却效应被纳入ZEUS-MP代码的修改版本中。这些模拟不仅跟踪射电源的活动阶段，而且跟踪射电源的喷流关闭后长达2 Gyr的长期行为。我们发现，正如预期的那样，射电源有一个显着的影响，而它是活跃的冷却流，但我们也发现，对集群的射电源的影响是长期存在的。当射电源的残余物通过星系团上升，从星系团核心拖曳物质时，建立了浮力驱动的对流。虽然中央Mpc的集群恢复到有一个冷却流，这种不对称的对流是能够消除冷气体聚集在集群核心，确实有一个净流出持续的时间尺度约一个数量级长于源是活跃的时间或更长。对流也可以提供一种机制，以提高在大的集群半径的集群气体的金属性。
2002-09-07 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
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
Chemical Evolution of Clusters of Galaxies
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。与通常的模型一样，我们的星系团模型包括：（a）由椭圆星系的星系风模型导出的“星系产额”;（b）参数化的星系形成率;（c）恒星初始质量函数（IMF）;（c '）类普雷斯-谢克特星系初始质量函数。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。最后计算了星系团的光度函数，以约束模型参数。
2001-07-13 astro-ph
ASCA Measurements of Metallicity and Temperature Distributions in Three Clusters: A4059, MKW 3s and 2A 0335+096
本文给出了A4059、MKW 3s和2A 0335+096三个明亮近星系团金属丰度和温度分布的ASCA结果。在A4059中检测到金属丰度的显著梯度，而其他簇表明具有低显著性的类似梯度。这些特征与AWM 7和英仙座星系团的最新结果一起表明，注入ICM的金属在星系团空间中没有有效地混合。GIS数据的分析，没有明确包括冷却流模型，显示没有实质性的温度下降，在大半径（维里半径的一半）的3个系统。这与Markevitch等人（1998）最近对30个星系团的结果相反，他们假设了相当强的冷却流。这些星系团的气体质量分数在1 Mpc内为10-15%，这表明包括恒星质量在内的重子质量分数约为20%是星系团和星系团的常见水平。
1999-03-30 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
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
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
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
Supernova rates in Abell galaxy clusters and implications for metallicity
超新星（SNe）在星系团团内介质（ICM）的金属富集过程中起着重要作用。SNe不仅是金属的主要来源，而且它们还可能提供能量，通过风从星系中喷出浓缩气体。然而，测量的SN率在星系团尚未公布的日期。我们已经启动了一个计划，使用Wise天文台1米望远镜在163个中红移（0.06<z<0.2）Abell星系团中寻找SNe。我们的计划已经发现了11个光谱证实的SNe在z=0.1 - 0.24，和几个未经证实的SNe。我们提出了这个项目的主要科学目标，并讨论了一个新的解释中央增强金属丰度的X射线观测的星系团，星系际SNe的贡献的基础上。
1999-12-21 astro-ph
Galactic Winds and the Photo-chemical Evolution of Elliptical Galaxies: The Classic Model Revisited
我们考虑椭圆星系同时的化学、光度和气体热能演化。化学丰度的演化在群内介质（ICM）是由不同的时间尺度的气体喷射，通过超新星（SNe）驱动的风，从矮，正常和巨大的椭圆形，并同时监测。重点放在影响，和敏感性，基本的恒星初始质量函数（IMF），恒星形成效率，超新星Ia型率，超新星遗迹（SNR）的动态，和恒星核合成的最新进展。与许多以前的研究不同，我们坚持广泛的光学（例如颜色-金属丰度-光度关系）和X射线（例如最近ASCA ICM丰度测量）观测约束。IMF偏向于高质量的恒星，至少在恒星形成的早期阶段，牵连，以满足所有的观测约束。
1997-05-14 astro-ph
Galaxy Clusters in the Radio: Relativistic Plasma and ICM/Radio Galaxy Interaction Processes
本文的结构如下：第2节给出了用于推导同步辐射源年龄和均分参数的基本公式，第3节给出了弥散射电源（射电晕、射电遗迹和迷你晕）的观测特性。然后在第四节中，我们给出了相对论粒子起源和再加速模型的一般概述;而目前关于团簇磁场的结果在第五节中描述。最后，第6节报告了射电星系团的性质。
2007-03-19 astro-ph
Chemical Evolution on the Scale of Clusters of Galaxies, and Beyond
星系团可以直接估计金属丰度和金属产量的最大规模迄今为止。ICM中铁的总质量与星系团的总光学光度之比（铁质光比）对于ICM热于$\sim 2$ keV的所有星系团都是相同的，元素比例（即[ $α$ /Fe]比）似乎是太阳的。从这些证据可以看出，IMF以及SN类型的相对贡献可能是普遍的。约束在过去的SN活动在星系团，然后推导出，并支持的概念，即平均SNIa率要高得多，在过去，即至少10倍以上，目前观察到的本地椭圆形。也有人认为，集群金属丰度（$\sim 1/3$太阳）应作为低Z宇宙作为一个整体的代表。现在有令人信服的证据表明，星团中的大部分恒星以及场椭圆星系和凸起都是在高红移（$z\gsim 3$）下形成的。由于这样的恒星至少占了现在被锁定在恒星中的重子的$\sim 30%$，因此至少有30%的恒星和金属在$z\simeq 3$之前形成。因此，宇宙在z=3时的金属丰度被预测为$\sim 1/10$太阳。这就要求宇宙恒星形成率至少在$z\sim 1$到$\sim 5$之间是平稳的，这似乎与最近对莱曼破裂星系恒星形成率的直接测定相一致。
1999-03-09 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
DWARF GALAXIES AND THE ORIGIN OF INTRACLUSTER MEDIUM
根据最近的建议，这是矮星系的集群-而不是大的椭圆-，提供了团内气体，我们估计的金属丰度的团内介质（ICM）在这种情况下。我们推导出的矮星系的质量被喷出的分数的解析表达式，并估计由此产生的团内气体的金属丰度。我们发现，从这个假设产生的金属丰度是足够的，只有与低金属丰度气体的集群。由于矮星系的星系风发生得比椭圆星系早得多，由于气体的结合能较小，我们表明，矮星系喷出的气体主要是由II型超新星富集，而不是I型超新星在大星系的情况下。我们进一步指出，在小尺度结构的气体，它永远不会冷却，并形成恒星，由于低温，因此，大的冷却时间尺度，得到分散的层次聚类的过程中，并纳入作为扩散的团内气体。我们表明，这一过程可以提供足够的热气体与X射线观测在丰富的集群兼容。
1995-05-17 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 multiphase nature of the intra-cluster medium of some clusters of galaxies
在星系团中发现的极紫外和软X射线过量辐射（星系团软过量现象）挑战了热（$\sim 10^{7-8}$ K）气体作为星系团内介质（ICM）唯一主要热成分的概念。ROSAT PSPC 1/4 keV图像的空间分析揭示了令人信服的证据，大量的冷气体（HI）的后发座和室女星系团的ICM。这一发现支持了最初的解释软过剩排放从一个“温暖”（$\sim 10^6$ K）的气体和点的情况下，多相ICM的热成分共存的气体在亚维里温度（“温暖”和“冷”相）。
2000-07-23 astro-ph
Study of the Origin of the Luminosity-Metallicity and the Stellar Mass-Metallicity Relations in Hierarchical Universes
本文研究了星系团体系中的光度-金属丰度关系（LMR）和恒星质量-金属丰度关系（MMR）。我们进行了数值流体动力学模拟与Scannapieco等人的化学GADGET-2。05 The Universe（2005）我们发现我们模拟的星系系统再现了观测到的局部LMR及其在零点和斜率上的演化。模拟的MMR也与最近的观测结果一致。通过对MMR演化过程的分析，我们发现在~10^（10.2）M_sun / h处存在一个特征质量，它将两个具有不同天体物理性质的星系群分开。更大质量的系统倾向于在z > 2时形成恒星，并且比较小的系统表现出更少的演化。因此，这种特征质量是由分层方案中结构的形成决定的。我们的研究结果还表明需要重要的超新星反馈。
2006-05-02 astro-ph
Clues to the Origin of the Mass-Metallicity Relation: Dependence on Star Formation Rate and Galaxy Size
本文利用Sloan数字巡天数据Release 4中选取的43，690个星系样本，研究了比恒星形成率（SSFR）和星系大小（用半光半径rh测量）对质量-金属丰度关系的系统性影响。我们发现，相对于恒星质量而言，SSFR高或rh大的星系比SSFR低或rh小的星系具有系统性的低气相金属丰度（最高可达0.2dex）。我们讨论了这些依赖关系的可能起源，包括星系风/外流，丰度梯度，环境和恒星形成率效率。
2007-11-29 astro-ph
Simulations Of Galaxy Clusters With And Without Winds: I. The Structure Of Clusters
我们使用气体动力学模拟来探索星系风对星系团的影响。两个合奏的18个实现，跨越十年的温度，演变与无风在一个潜在的偏见CDM宇宙学。Galerkin被确定为初始密度场的峰值，并假设在8 keV的有效温度下，在哈勃时间内失去一半的初始质量。通过风输入的能量将ICM的熵提高到由下落产生的熵以上，从而导致更扩展的密度分布。这种效应的大小随着质量或温度的降低而增加，与观测结果一致。带风的ICM的扩展性质可能导致全球重子分数的低估，低温星系团尤其不足。我们在密度对比度为170和500时校准了这种效应的幅度。另一方面，气体的最终温度相对不受影响;有风或没有风，都存在类似的质量-温度关系。输入的风能被有效消耗，因为在暗物质主导的势中提升气体的功。虽然暗物质的轮廓呈现出在其他研究中看到的自相似形式，但星系分布比暗物质或气体更集中，并证明了温和的速度偏差。星系相对于原始气体的梯度在ICM内产生了强烈的、负的金属丰度径向梯度。
1997-10-28 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
MHD Simulations of Relic Radio Bubbles in Clusters
为了更好地了解星系团中遗留射电泡的起源和演化，我们报告了一组广泛的二维MHD模拟热浮力泡在一个现实的星系团内介质的演变。我们的气泡在ICM底部附近的一个有限的时间间隔内膨胀，该区域的磁场与ICM隔离。我们证实了早期的猜想从线性分析和后来的结果的基础上预先形成的磁流体气泡，即，非常温和的ICM磁场可以稳定上升的气泡对破坏瑞利-泰勒和开尔文-亥姆霍兹不稳定性。此外，我们发现，放大周围的领域，因为它们伸展周围的气泡可以是足够的，以保护气泡或其初始片段，即使该领域最初太弱，发挥重要作用的早期演变的气泡。事实上，即使初始磁场小于微高斯，并且$β= P_g/P_b$的值接近$10^5$，我们模拟中的磁应力最终也会变得足够大，从而影响气泡的演化。磁场的影响还显著取决于ICM场的几何形状和气泡/ICM界面处的场拓扑。例如，穿过磁泡顶部的反平行场的重连大大降低了磁场抑制破坏性不稳定性的能力。我们的研究结果证实了早期估计的$10^8$年的遗迹射电泡寿命，并表明，磁场可以解释这些对象的长期稳定性对破坏表面不稳定性。此外，这些计算表明，提升和周围ICM的混合可能是一个关键的功能，在ICM和气泡内部的字段的几何形状。
2005-02-07 astro-ph
On the origin of the luminosity - metallicity relation for late-type galaxies: Spirals to irregulars transition
我们考虑了晚型星系中两种被广泛引用的金属度-光度相关机制的作用：较高的散射水平和随着光度增加重元素损失效率降低。我们发现这两种机制对低光度星系（logL_B = 8）和高光度星系（logL_B = 10.5）氧丰度范围的贡献大致相等。我们还考虑了从螺旋到不规则星系的过渡，发现氧丰度不足（表明星系与其环境之间的质量交换程度）和气体分数沿序列平稳变化。因此，我们没有发现“不规则与螺旋二分法”。
2000-01-05 astro-ph
BeppoSAX observation of the rich cluster of galaxies Abell 85
本文报道了BeppoSAX X射线卫星对Abell 85星系团内介质的观测结果。我们都分析了以极陡谱射电源（VSSRS）为中心的中央8弧分圆形区域中获得的频谱以及来自许多子区域的频谱。对光谱的分析使我们能够独立地获得对温度、金属丰度和视向氢密度柱的新估计，包括全局（T=6.6 \pm 0.3 keV，Z = 0.38 \pm 0.06 Z_ \odot和N_H = 5.5^+0.9_-0.7 10^20 cm^-2）和局部。这些措施是在良好的协议与以前的措施的基础上ROSAT和ASCA数据。在VSRSS的区域，我们试图从非热X射线发射中分离出热X射线。虽然我们不能明确地做到这一点，但我们仍然使用该地区可用的无线电频谱估计了扩展磁场。我们得到的下限强度为0.9 μG，与我们以前的估计一致。我们还推导出α-元素/铁丰度比，原来是高于1。这样的结果倾向于支持椭圆星系的爆发模型，在那里，一个强大的星系风在星系历史的早期发展，II型超新星（SN）可能在ICM的富集中发挥主要作用。一个双温度ICM模型拟合在中心区域产生一个主要组成部分，大致的平均集群温度和温度低于0.1千电子伏的冷却器组件。
2001-01-04 astro-ph
Chemical evolution in Sersic 159-03 observed with XMM-Newton
利用新的长X射线观测星系团Sersic 159 - 03与XMM-牛顿，我们推导出径向温度和丰度的配置文件，使用单和多温度模型。EPIC和RGS谱的拟合更倾向于多温度模型，特别是在核心。用EPIC/RGS测量的氧和铁的径向分布以及RGS中的线分布表明，与其周围相比，团簇中心的O/Fe比有所下降。对大尺度金属丰度分布的一个可能解释是SNIa和SNII产物是通过落星系的冲压压力剥离在ICM中释放的。这导致金属丰度分布达到峰值。此外，SNIa在中央cD星系丰富的主要是与铁的集群的中心。这种过量的SNIa产物与我们在集群中心检测到的低O/Fe比一致。我们适合的丰度，我们得到的产量从SNIa，SNII和人口III恒星得到的集群化学演化。我们发现，测量的丰度模式并不需要人口III星的贡献。相对于富集ICM的SNe的总数，SNIa的数量的相对贡献约为25 - 50%。此外，我们讨论了可能存在的非热成分的EPIC光谱。这种非热辐射的一个潜在来源可能是宇宙微波背景（CMB）光子和相对论电子之间的逆康普顿散射，这些光子在与下落星系的冲压压力剥离相关的弓形激波中加速。
2006-02-27 astro-ph
Non-thermal Origin of the EUV and HEX Excess Emission of the Coma Cluster - the Nature of the Energetic Electrons
彗发的超极紫外辐射和高能X射线可以用幂律谱来模拟。它们的起源可能是相对论电子的逆康普顿（IC）发射。散射的光子场可以是星系团内星系的宇宙微波背景辐射，也可以是星系团内星系的星光。如果EUV过量是由于CMB-IC，则需要强非均匀磁化的团簇内介质（ICM），其中相对论电子的密度与磁场成正比。如果电子在最后2 Gyr内的主要合并事件期间被加速，然后在不均匀场中冷却，则可以理解这一点。如果EUV过量是由于星光IC，则必须存在具有高能量密度的相对论性的非常低能量的电子的群体。为了避免库仑损耗，这些电子必须通过限制磁场从团簇气体中分离出来。这可能是类星体剧烈活动时期残留的射电等离子体。观察到的EUV过量发射的窄径向轮廓是由于该模型的窄光子分布。这两种模型都倾向于非常不均匀的磁场和相对论电子分布。用于HEX过量的IC模型似乎是不可信的：CMB-IC导致主要是未磁化的ICM，与法拉第旋转测量相矛盾。星光散射电子会产生过量的EUV光子，由于同时CMB-IC。我们建议，所观察到的HEX过剩是由于一个小的高能量幂律尾部的主要热ICM电子分布的韧致辐射。这样的尾部是由于湍流的原位加速而预期的。
1999-01-18 astro-ph
Origin of Color Gradients in Elliptical Galaxies
椭圆星系中的颜色梯度的起源进行检查，通过比较模型梯度与哈勃深场观测到的。模型的构建，以便再现本地椭圆星系的颜色梯度，无论是由金属丰度梯度或年龄梯度。通过回溯一系列颜色梯度随红移的变化，求解了年龄-金属丰度简并度。在$z=0.1-1.0$观测到的椭圆星系的颜色梯度与金属丰度梯度的预测结果非常吻合，但即使在$z \sim 0.3$观测到的颜色梯度与年龄梯度的预测结果也有很大的偏差，而且这种偏差随着红移的增大而增大。这一结果不依赖于宇宙学参数和星系演化模型的参数。因此，我们的结果清楚地表明，颜色梯度的起源不是年龄，但恒星的金属丰度。
2000-01-11 astro-ph
Missing baryons in shells around galaxy clusters
根据团内介质（ICM）的CMB散射轻子分量估计了团簇重子分数;然而，观测到的团簇重子分数小于宇宙重子分数。理解这种差异的起源对于正确描述ICM的结构是必要的。我们估计了星系团外围的重子质量，这些区域由于电子温度和密度低而难以观测。电子和质子在外围达到均分的时间尺度比团簇年龄长。由于没有达到热平衡，ICM重子的很大一部分可能隐藏在星系团周围的壳层中。我们得出的必要条件，在外部重子壳失踪的重子隐藏的集群质量，并表明，这个条件是满足的，因为集群质量是可比的估计特征质量$M=e^4/(m^3_{p} G^2)=1.3x10^{15}$太阳质量。预言了星系团周围极紫外辐射晕的存在。
2008-11-17 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
Origin of Two Distinct Populations in Dwarf Spheroidal Galaxies
利用高分辨率宇宙学数值模拟方法研究了第一批高红移星系的化学和运动学性质，并与Tolstoy等人最近对玉夫座矮球状星系的观测结果进行了比较，他发现了两种截然不同的恒星星族：金属丰度较低的恒星比金属丰度较高的恒星在空间上延伸得更广，速度色散也更大。我们的计算再现这些意见作为一个陡峭的金属丰度梯度的结果，在一个单一的人口，引起的耗散崩溃的气体成分。我们还预测强烈的[N/O]增强在矮球状体中的最低金属丰度的恒星，由于优先保留从中等质量的恒星喷出的气体相比，II型超新星。
2006-03-27 astro-ph
