Gravitational Redshifts in Simulated Galaxy Clusters
我们用N体模拟的Lambda CDM宇宙预测了星系团中星系的引力红移幅度。我们研究是否有可能检测到的引力效应的总红移观察星系。对于质量为M ~10^15 m_sun的星系团，最亮的星系和其他星系团成员之间的引力红移差约为10 km/s。利用星系信息探测引力红移的最有效方法是利用星系团完整的引力红移轮廓。大质量星系团虽然具有最大的引力红移，但却受到大星系特有的速度和结构的影响，这是一个噪声源。这一点和它们的低数密度使得尝试对许多质量相对较低的星系团和星系群进行平均更为合理。我们研究了来自ESO附近阿贝尔星系团巡天（ENACS）的107个丰富星系团的公开数据，没有发现引力红移的证据。对我们模拟的星系团的测试表明，我们至少需要~2500个M > 5*10^13 m_sun的星系团/群才能在2 sigma水平上探测引力红移。
2004-02-05 astro-ph
Thermal Conduction in Simulated Galaxy Clusters
我们研究的星系团的形成，使用高分辨率的流体动力学宇宙学模拟，包括热传导的效果与1/3的经典斯皮策值的有效各向同性传导。我们发现，无论是热（$T_{\rm ew}\simeq 12$千电子伏）和几个冷（$T_{\rm ew}\simeq 2$千电子伏）的星系团，重子分数转换成恒星不显着改变时，包括热传导。然而，温度曲线被修改，特别是在我们模拟的热系统中，扩展的等温核心很容易形成。由于热量从星系团的内部区域流向其外部和最内部的解析区域，熵分布也发生了变化。这种影响对于冷星系团几乎可以忽略不计，正如基于电导率的强烈温度依赖性所预期的那样。我们的研究结果表明，虽然热传导可以有显着的影响，丰富的星系团的团内介质的属性，它本身似乎不太可能提供一个解决方案，在集群中的过冷问题，或解释目前的观察和模拟的团内介质的属性之间的差异。
2004-01-22 astro-ph
A Line-Of-Sight Galaxy Cluster Collision: Simulated X-Ray Observations
几条证据表明，星系团Cl~0024+17，一个表面上松弛的系统，实际上是两个星系团的碰撞，相互作用发生在我们的视线上。在本文中，我们提出了一个高分辨率的$N$体/流体动力学模拟这样的碰撞。我们已经创建了模拟X射线观测我们的模拟系统使用MARX，一个程序，模拟钱德拉X射线天文台的在轨性能。我们分析这些模拟数据，以产生径向轮廓的表面亮度和温度。在稍后的时间，$t = 2.0-3.0$ Gyr碰撞后，模拟的表面亮度轮廓更好地拟合由两个$β$模型轮廓的叠加比一个单一的轮廓，在协议的观测Cl~0024+17。一般来说，由于投影效应，星系团碰撞后的密度和温度结构在观测中是看不到的。特别是，从光谱拟合观察到的温度远低于最热气体的温度。我们确定从我们的拟合的配置文件，如果系统被建模为一个单一的集群，流体静力学的质量估计是一个因素$\sim$ 2-3小于实际质量，但如果系统被建模为两个星系团叠加，流体静力学的质量估计可以作出这是准确的$\sim$ 10%。我们研究了这些结果对星系团X射线巡天的影响。
2009-07-09 astro-ph
Large-scale structure and motions from simulated galaxy clusters
我们使用高分辨率的无耗散N体模拟来研究大尺度上星系团的空间分布。比较了标准CDM模型及其两个主要竞争者--低密度CDM和混合暗物质模型，并将模拟的团簇的两点关联函数与APM团簇的扩展观测结果进行了比较，发现标准CDM在所有尺度上都表现出能量不足，而两种替代方案都能很好地匹配空间相关性。在剩下的两个模型中，MDM宇宙中的速度具有更高的振幅和更宽的分布。我们将这些奇特的速度与观测结果进行比较，发现这两种模型都很难再现观测到的非常高的奇特速度集群的数量。如果能可靠地探测到几个速度超过1000 km/s的星团，那么LCDM的可能性将非常小。
1993-10-11 astro-ph
Baryonic acoustic oscillations in simulated galaxy redshift surveys
印刻在星系功率谱中的重子声波振荡为探测宇宙学距离尺度和暗能量提供了一个很有前途的工具。我们目前的结果，从一套宇宙学N体模拟，旨在调查可能的系统误差宇宙学距离的恢复。我们展示了重子峰对非线性、红移失真和线性和准线性区域内各种红移的轻度偏差的鲁棒性。虽然轻微偏置的示踪剂很好地遵循物质功率谱，但与真实空间相比，红移扭曲确实部分掩盖了红移空间中的重子特征。我们计算的统计约束N-体结果的宇宙学扭曲，并比较这些分析结果从Fisher矩阵形式主义。我们的结论是，角直径的距离将受到约束，以及我们以前的Fisher矩阵计算，而哈勃参数将受到较少的约束，因为非线性红移失真。
2005-07-14 astro-ph
Properties of Simulated Magnetized Galaxy Clusters
我们利用磁流体动力学模拟研究了宇宙学环境中磁化团簇的演化。大规模的流动和子块的合并产生剪切流，导致开尔文-亥姆霍兹不稳定性，这除了压缩磁场被冻结的气体之外，还在团簇的演化过程中进一步放大了磁场。因此，激发良好的初始磁场$<B^2>^{1/2}=10^{-9} {\rm G}$达到观察到的$\simμ{\rm G}$磁场强度的集群核心在$z=0$。这些磁化的星系团可以用来研究最终的磁场结构，磁场对解释观测到的X射线特性的动力学重要性，并有助于约束星系团中的进一步过程，如引起观测到的射电晕或磁化冷却流行为的相对论粒子的数量。
2000-10-07 astro-ph
Searching for Machos (and other Dark Matter Candidates) in a Simulated Galaxy
我们在一个来自宇宙学N体模拟的星系中进行引力微透镜实验。假设的观测者测量光学深度和事件率对假设的LMC和比较他们的结果与模型预测。由于我们控制了模型的准确性和复杂性，我们可以确定统计误差要超过系统误差的程度。进行了数千次独立的微透镜实验。当使用晕质量分布的“最佳拟合”三轴模型时，测量和预测的光学深度之间的一致性相当好：大体上，差异与统计波动一致。另一方面，如果使用球面模型，则系统误差占主导地位。即使使用我们的"最佳拟合“模型，也有一些罕见的实验，其中测量和预测的光学深度之间的偏差不能用统计波动来理解。在这些实验中，通常有一团粒子穿过假想的LMC的视线。这些团块可以是引力束缚系统，也可以是仍在进行相位混合的星系中的瞬态现象。这种类型的子结构，如果存在于银河系的Machos分布中，会导致微透镜实验分析中的大系统误差。我们还描述了如何假设的弱相互作用和轴子探测实验可能会进行模拟N体星系。
1997-09-23 astro-ph
Evolution and structure of magnetic fields in simulated galaxy clusters
我们利用宇宙学磁流体动力学模拟方法研究了标准CDM和$Λ$ -CDM两种不同宇宙学模型下星系团中磁场的演化。我们发现，磁场强度分布密切遵循半径$\sim200\kpc$的核心区域外的集群密度分布。磁场的相关长度为$50\kpc$级，并沿典型的视线以$\sim100\kpc$的尺度反转。磁场的功率谱可以很好地近似为指数为$\sim-2.7$的陡峭幂律。星系团核心的平均磁场随红移$B\sim10^{-2.5z} \muG$的减小大致呈指数增长。合并事件对磁场演化有显著的影响，这强烈地反映在可测量的量上，如法拉第旋转。两种不同宇宙学中的场演化过程几乎完全相同。我们所有的集群模型很好地再现观察到的法拉第旋转测量时，开始与nG种子场。
2002-02-14 astro-ph
Simulated Submillimetre Galaxy Surveys
目前的亚毫米巡天观测在揭示星系形成时期和高红移星暴星系群演化历史的详细信息方面受到阻碍。这些困难是由于现有亚毫米望远镜的主孔径小（D < 15米）以及第一代测辐射热计相机的灵敏度有限。由于各种强大的新的地基、机载和卫星FIR至毫米波长设施，这种情况正在迅速改变。提高我们的理解的光度和集群的演变提供了动机进行宇宙学亚毫米和毫米调查。因此，我们必须量化未来调查的局限性以及从中得出的结果的重要性。在本文中，我们提出了模拟调查，尽可能现实，以解决现有的和即将到来的调查面临的一些关键问题。我们讨论了模拟的结果与范围内的波长（200 μ m- 1.1毫米），空间分辨率（6 arcsec - 27 arcsec）和通量密度（0.01-310毫焦耳）。我们解决如何测量源计数可能会受到影响的分辨率和混乱，调查的灵敏度和噪声，以及由于聚类和散粒噪声的采样方差。
2000-04-12 astro-ph
A Subhalo-Galaxy Correspondence Model of Galaxy Formation
本文提出了一个在宇宙学N体模拟中分配星系的模型。我们将每个次晕与一个星系联系起来，并假设星系光度是其主次晕质量的单调函数，从而确定光度和形态类型。利用不同类型星系的次晕质量与光度之间的两个简单关系，对星系的形态进行了指定。一种是在固定的晕下质量下，使用一个恒定的早期（E/SO）和晚期（S/Irr）型星系的光度比。另一种假设不同形态类型但光度相同的星系，其晕下质量的比例是恒定的。我们对这些模拟星系的性质与SDSS星系的性质进行了一系列的比较。结果表明，除了高密度区域外，模拟的星系样本成功地再现了观测到的局部数密度分布。研究了作为局域密度函数的光度函数。结果发现，在不同的局域密度环境中观察到的光度函数总体上很好地再现了模拟星系。在低密度区的早期类型的光度函数的亮端和在非常高密度区的两种形态类型的暗端发现离散。在空洞中观察到的早期星系中，有相当一部分似乎经历了相对较新的恒星形成，变得更亮。在密集区域中缺乏暗淡的模拟星系可能是由于中央晕的强大潮汐力破坏了模拟中质量较小的卫星subhalo。发现质光比以类似于在SDSS样品中观察到的方式依赖于局部密度。（节略）
2008-01-21 astro-ph
Cosmological Implications of Galaxy Cluster Evolution
我们用流体动力学模拟分析了宇宙学环境中星系团的演化。功率比（Buote \& Tsai 1995）用于定量地将团簇形态与它们的动力学状态联系起来。模拟的星系团遵循与低红移的$(z<0.2)$ ROSAT PSPC星系团样本（Buote \& Tsai 1996）相同的"演化轨迹“，表明单个模拟星系团的详细演化与观测到的星系团一致。然而，模拟的星系团（对于$Ω=1$标准的冷暗物质）在当前时期沿着演化轨迹的分布，表明了目前团簇形成和弛豫速率平衡的测量，表明有太多的模拟星系团具有大量的子结构，与观测结果不一致，因此有利于较低的$Ω$值。与演化轨道无关，观察到的和模拟的星系团的分布是一致的，这可能表明宇宙学模型的成功（例如，功率谱）。对高红移模拟星系团的分析表明，从$z\sim 0.6$到现在，沿着和垂直于演化轨道的星系团分布基本保持不变，但对$z > 0.6$来说变化很大。
1996-04-09 astro-ph
Anisotropies in the redshift-space correlations of galaxy groups and clusters I: Simulated catalogues
在红移空间中分析了模拟星系团的关联函数。我们构建了几个模拟目录，旨在模仿各种观测调查中固有的选择偏差。我们探讨了不同的影响，有助于扭曲的集群模式，成对的星系系统，相干体运动，红移误差和星系团识别的速度分布。我们的测试表明，星系系统的红移空间聚类模式的影响很大，与识别程序从二维调查。这些系统显示了一个虚假的大相关幅度，这种效果是存在的，甚至更强的一个子样本的角位置与3维确定的集群相一致。在确定星系团距离时，使用少量的红移测量值对所测得的关联函数的影响较小。我们发现，在红移调查，如目前在2dFGRS 100 k公开发布的角度不完整性，在结果中没有显着的影响。我们认为，投影效应的性质主要来自于沿视线的结构，在未来的大规模集群模式。因此，光谱测量是提供无偏聚类样本的唯一手段。
2003-02-16 astro-ph
Simulations of Galaxy Formation in a Lambda CDM Universe II: The Fine Structure of Simulated Galactic Disks
我们提出了一个详细的分析的动力学性质的模拟盘星系组装层次的Lambda CDM宇宙演化。在z=0时，根据星系中恒星的轨道参数确定了两个不同的动力学分量：一个缓慢旋转的中心集中的球体和一个主要由旋转支持的盘状分量。这些分量也在星系的表面亮度轮廓中被识别出来，它可以很好地近似为一个R^{1/4}椭球体和一个指数盘的叠加。然而，既不动态确定的球体遵循德Vaucouleurs定律，也不是纯粹的磁盘指数，resultwhich呼吁谨慎估计时，从传统的光度分解技术的磁盘的重要性。盘可以进一步分解成一个薄的，动态冷组件与近circularorbits上的恒星和一个热的，较厚的组件与薄盘和椭球体之间的过渡轨道参数。这个球状体是老的，基本上没有比上一次重大吸积事件（大约8 Gyr前）所经过的时间更年轻的恒星。大部分的薄盘星是在合并活动结束后形成的，但也有相当一部分（约15%）的薄盘星的年龄足以早于最后一次主要的合并活动。这个出乎意料的老盘星的人口主要由卫星的潮汐碎片组成，这些卫星的轨道平面与盘重合，并且其轨道在完全破裂之前被动力摩擦圆化。我们的研究结果突出了卫星吸积事件在塑造磁盘和球状组成部分的作用，并揭示了一些线索的组装过程中保存在老恒星星族的详细动态的星系。
2002-12-12 astro-ph
Environmentally-Driven Evolution of Simulated Cluster Galaxies
星系团中的星系团是缺乏气体的，对这一观测结果的一些可能的解释已经被提出，包括星系团潮汐相互作用，星系骚扰和ISM-ICM气体剥离。在本文中，我们使用宇宙学模拟的团簇形成和演化，以检查这个问题从理论的角度来看。我们随着时间的推移跟踪大量的星系，并跟踪每个星系的气体和恒星质量的变化，以发现什么机制（S）主导星系团的演化。我们发现，虽然气体是由于各种各样的机制，最常见的方式是通过一个气体只有剥离事件，和气体损失的量与冲压压力的星系正在经历。虽然这种气体剥离主要发生在中心区域（r < 1 Mpc），但它是一种重要的机制，可以扩展到团簇的维里半径。这是由于星系在固定半径处经历的冲压压力强度的广泛分散。我们发现，气体完全清除的时间尺度> 1 Gyr。此外，我们发现，在外地和在集群外围（r > 2.4 Mpc）的星系往往吸积冷气体，吸积停止之间1-2.4 Mpc，可能表明星系饥饿的开始。
2007-09-11 astro-ph
The Cluster Galaxy Circular Velocity Function
本文给出了Sloan数字巡天（SDSS）中发现的34个低红移（z <0.15）星系团的星系圆速度函数（GCVF），其中15个星系团是从LambdaCDM宇宙学中等级结构增长的暗物质模拟中得出的，另外还有29，000个SDSS场星系。我们发现观察到的和模拟的集群GCVF呈幂律形式。模拟集群的累积GCVF是非常相似的，在广泛的集群质量，提供个人的subhalo圆速度按比例缩放的父集群的圆速度。一旦所有的误差源都被考虑在内，在累积的，缩放的观察集群GCVF的内在散射是一致的模拟。观测到的团簇GCVF的斜率为-2.5，与团簇速度色散无关。模拟的GCVF的平均斜率有点陡，尽管在给定误差的情况下形式上一致。利用我们的最高分辨率的星系团，我们发现重子对星系旋转曲线的影响是使模拟的星系团GCVF变平，使其与观测更一致。最后，我们发现，该领域GCVF偏离显着的幂律，被平坦的比集群GCVF在圆周速度小于200公里/秒，和陡峭的圆周速度大于200公里/秒。
2003-11-21 astro-ph
Galaxy Size Problem at z=3: Simulated Galaxies Are Too Small
我们使用最先进的自适应网格细化宇宙流体动力学模拟，在嵌入共动宇宙体积（27. 4 Mpc/h）^[3]的细化子区域中，空间分辨率为适当的0. 21 kpc/h，研究了标准冷暗物质模型中z=3时星系的大小，其中假设再电离在zri~6时完成。我们的模拟星系被发现是显着小于观察到的：而超过一半的星系HST和VLT观察到的从静止帧UV到光学波段的恒星质量大于2 E10 Msun的半光半径大于2kpc/h，没有一个模拟的大质量星系在相同的质量范围内的半光半径大于2kpc/h，考虑到尘埃消光。总质量为1 E11 - 1 E12 Msun的模拟星系的自转曲线提供了佐证，由于中心区域的高恒星浓度，在小半径（0.5kpc/h）处显示出300- 1000 km/s的值，比任何观测到的星系都大。解决这个严重问题的可能物理机制包括：（1）zri>>6的早期再电离抑制了气体凝聚从而形成恒星，（2）来自恒星或中心黑洞的强烈内部能量反馈降低了整体恒星形成效率，或（3）物质功率谱的实质性小尺度截止。
2008-10-27 astro-ph
The Lensed Arc Production Efficiency of Galaxy Clusters: A Comparison of Matched Observed and Simulated Samples
我们比较了在匹配的模拟和观察到的集群样本中产生的巨大引力透镜弧的统计特性。观察到的样本由10个X射线选定的集群在红移z ~ 0.2由史密斯等人的HST成像。模拟数据集是通过透镜哈勃深场，作为背景源图像，与150个实现（不同的投影和移位）的5个模拟z = 0.2集群从LambdaCDM N体模拟。真实的和模拟的星系团具有相似的质量，真实的光度红移用于每个背景源，并且在真实数据集中影响弧检测的所有观测效应，包括来自星系团星系的光，都在人工数据集中模拟。我们开发，并适用于这两个数据集，一个客观的自动寻弧算法。我们在真实和模拟样本中发现了一致的电弧统计数据，平均每个星团检测到~ 1个巨型电弧（长宽比>= 10），每个星团检测到~ 0.2个巨型发光电弧（R<22.3等）。因此，考虑到一个现实的源人口和观测效果，集团预测的LambdaCDM具有相同的电弧生产效率的观察集团。如果像其他研究所建议的那样，天空中弧的预测和观测总数之间存在差异，那一定是红移相关的星系团质量函数之间的差异，而不是由于最大质量星系团的透镜效率的差异。
2005-08-03 astro-ph
The morphological and dynamical evolution of simulated galaxy clusters
我们探索的形态和动力学演化的星系团模拟使用标量和矢量值的闵可夫斯基估值和基本平面关系的概念。在这方面，有三个问题具有根本意义：1。星系团的平均形态如何依赖于宇宙学背景模型？2.有没有可能以统计上有意义的方式，利用星团子结构来区分不同的宇宙学模型？3.一个团簇的动力学状态，特别是它离维里平衡的距离，与它的视觉子结构有什么关系？为了回答这些问题，我们量化集群子结构使用一组形态序参量的Minkowski估值（MV）的基础上构建的。一个集群的动力学状态描述使用全球集群参数：在一定的空间，这样的参数基本带状结构的形成，表明出现了维里平衡。我们发现，从这些基本结构的平均距离相关的平均数量的集群子结构为我们的集群样本在时间演化。此外，高欧米茄和低欧米茄型号之间存在显着差异。我们特别注意的红移演化的形态特征，发现宇宙学模型之间的巨大差异，即使是更高的红移。
2001-09-25 astro-ph
From Detailed Galaxy Simulations to a Realistic End-of-Mission Gaia Catalogue
我们解决的问题，确定卫星星系的残留物在我们的银河系与盖亚数据的晕。我们利用N体模拟的矮星系被打乱在我们的银河系的晕结合银河系的蒙特卡罗模型。这些模型被转换成一个模拟的盖亚目录包含一个现实的数量（$\sim10^8$ - $10^9$）的恒星。模拟目录可用于研究如何处理盖亚将提供的大型数据集，并研究如何最好地检索星系晕子结构信息等问题。所描述的技术适用于银河系（部分）的任何一组N体模拟。
2004-11-12 astro-ph
Astrocladistics: a phylogenetic analysis of galaxy evolution I. Character evolutions and galaxy histories
这一系列的论文旨在介绍一些详细的天体分支学，并评估这种方法在重建星系的演化。它以描述星系的所有特征的演化为基础，是通过演化关系来认识星系多样性的客观途径。在这第一篇论文中，我们提出了分支分析的基本步骤，并从理论和实践上表明，它可以应用于星系。为了说明，我们使用的50个模拟星系的样本取自GALICS数据库，这是由91个观测（动态，质量和光度）。这50个模拟星系实际上是在5个宇宙学时期拍摄的10个不同的星系，它们没有合并事件。星枝分析很容易重建这个样本中进化关系的真实年表。它还表明，爆发的字符是不相关的星系演化作为一个整体。一个配套文件是专门的形式化的概念的形成和多样化的星系演化。
2006-02-27 astro-ph
Entropy amplification from energy feedback in simulated galaxy groups and clusters
我们利用流体动力学模拟的星系团和集团的ICM研究的熵结构的预热效果。我们的模拟占非重力加热的气体要么施加最小熵地板在红移z=3，或通过考虑反馈由超新星（SN）能量驱动的星系风。在绝热模拟中，我们发现，熵增加到外部区域的结果，从cluplastic过渡到光滑吸积诱导额外的加热。这一结果与Voit等人的半解析模型的预测一致。然而，辐射冷却的引入大大降低了这种熵放大效应。虽然强度不断增加的星系风在调节恒星形成方面是有效的，但它们对星团大小的晕的熵分布的影响可以忽略不计。只有在风的作用与对应于崩溃前熵的扩散加热相补充的模型中，我们才能发现群的维里半径有相当大的熵放大。观测证据的熵放大在郊区的星系团和团体，因此有利于反馈的情况下，分布在一个更分散的方式比预测的模型从SN爆炸星系风这里探索的加热能量。
2005-04-12 astro-ph
Physical component analysis of galaxy cluster weak gravitational lensing data
提出了一种新的方法，从稀疏和嘈杂的弱引力透镜剪切数据重建星系团的投影质量分布。使用从集群的数值模拟中获得的知识进行正则化重建：从N个物理动机的组件构建试验质量分布，每个组件都具有在模拟集群中观察到的通用密度分布和特征几何形状。假设这些组件的参数以与模拟集群中相同的方式分布在\emph{a priori}中。从组件的参数的后验概率密度函数中采样质量分布允许生成质量分布的估计值，带有误差条。通过贝叶斯证据从数据本身推断出适当数量的组件，并且通常被发现很小，反映了这项工作中使用的模拟数据的质量。被发现是强大的噪声实现的细节，并成功地恢复输入的质量分布（从一个现实的模拟集群）在很宽的尺度范围内。我们评论重建的残差及其影响，并讨论了扩展的方法，包括强透镜信息。
2007-10-30 astro-ph
Evolution at z>0.5 of the X-ray properties of simulated galaxy clusters: comparison with the observational constraints
我们分析了从一个大型宇宙学流体动力学模拟中提取的局部和高红移星系团样本的X射线性质。这个模拟已经实现了使用树+SPH代码GADGET-2的LambdaCDM模型。在我们的分析中，我们只考虑T_ew >2 keV的物体，并采用一种模拟观测的方法，将每次测量与最近的观测结果相关联，并通过稳健的技术提供最佳拟合结果。在星系团中，重子分布在（i）冷中性相，在较高的红移下，相对贡献从不到1%增加到3%，（ii）贡献约20%的恒星和（iii）发射X射线的等离子体，在z=0（1）时，对重子总预算的贡献为80%（76%）。在维里半径R_vir处测得宇宙重子的贫化率分别为~ 7%（z=0）和5%（z=1），与绝热流体动力学模拟结果符合得很好.我们确认，在红移>0.5，气体温度，T，热光度，L，中心熵，S，气体质量，M_gas，和总引力质量，M_tot之间的幂律关系成立，这些关系比简单的引力坍缩预测的更陡峭。在这组模拟的星系团中，在0.5 < z < 1处，L-T和L-M_tot关系出现显著的负演化，而S-T关系出现显著的正演化。这与最近对z>0.5的X射线星系团的观测特性的分析部分一致。通过将斜率固定为简单引力坍缩预测的值，我们在高红移归一化时测量的L-T、M_tot-T、M_gas-T、f_gas-T和L-M_tot关系比观测估计值低10- 40%。
2004-07-01 astro-ph
Simulated X-ray galaxy clusters at the virial radius: slopes of the gas density, temperature and surface brightness profiles
利用流体动力学方法对9个质量在1.5 × 10^{14} M_sun < M_vir < 3.4 × 10^{15} M_sun范围内的星系团进行了模拟，研究了团内介质在维里半径附近的密度、温度和X射线表面亮度分布。我们已经分析了在径向范围内的配置文件以及以上的集群核心，其中的物理仍然不清楚，模拟和观察到的属性之间的紧张关系，并高达维里半径和超越，目前的观测无法提供任何约束。我们模拟了0.3 R_200和3 R_200之间的径向分布与一个指数，两个指数和滚动指数的幂律。模拟的温度和[0.5-2] keV的表面亮度分布很好地再现了观察到的行为以外的核心。在所考虑的径向范围内，所有这些剖面的形状主要取决于引力坍缩的活动，包括外物理模型之间没有显着差异。轮廓在外围变陡，幂律拟合的斜率在气体密度中从-2.5变化到-3.4，在气体温度中从-0.5变化到-1.8，在X射线软表面亮度中从-3.5变化到-5.0。我们预测，气体密度，温度和[0.5-2] keV的表面亮度值在R_200，平均，0.05，0.60，0.008倍的测量值在0.3 R_200。在2 R_200，这些值减少了一个数量级的气体密度和表面亮度，由2的因子的温度，把严格限制的可检测性能的簇内介质（ICM）的维里区域。
2007-01-04 astro-ph
Properties of the galaxy population in hydrodynamical simulations of clusters
本文利用GADGET-2 Tree+SPH程序对一组19个星系团进行了流体动力学模拟，并对星系的总体分布进行了研究。这些模拟包括气体冷却，恒星形成，详细处理恒星演化和化学富集，以及SN能量反馈的形式，银河风。我们计算模拟星系的分光光度特性。所有的模拟已经进行了两种选择的恒星初始质量函数：一个标准的Salpeter IMF，和一个顶重IMF。通过模拟，附近星系团中星系群的几个观测特性被相当好地再现了。一个Salpeter IMF是成功的占的斜率和正常化的颜色星等关系的大部分星系人口。模拟的星系团的质量和光学光度之间的关系，一般同意与观测，无论是在归一化和斜率。我们发现，星系通常是蓝色的，年轻的和更多的恒星形成的星系团的外围，从而再现观测的趋势。然而，模拟的星系团的星系总数明显小于观测到的星系，相差约2-3倍。最后，最亮的星系团星系总是被预测为太大，太蓝，当与观测相比，由于气体在核心星系团区域的过冷，即使在一个相当有效的SN反馈的存在。
2006-09-07 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
On the Origin of Cores in Simulated Galaxy Clusters
团内介质的热状态是由气体冷却和加热之间的竞争造成的。加热来自两个不同的来源：来自暗物质晕坍缩的引力加热和来自星系/黑洞形成的热输入。然而，一个长期存在的问题是，基于平滑粒子流体动力学（SPH）和欧拉网格代码的宇宙学模拟预测不同的结果，即使冷却和星系/黑洞加热关闭。在SPH模拟中形成的集群显示近幂律熵分布，而在网格模拟中形成的集群则形成核心，不允许气体达到如此低的熵。由于冷却速率与气体的最小熵密切相关，因此这些差异具有潜在的关键重要性。在本文中，我们调查这种差异的起源。通过比较模拟运行使用GADGET-2 SPH代码和FLASH自适应欧拉网格代码，我们发现，在理想化的合并两个集群的差异。这种差异对我们模拟的分辨率不敏感，也不是由于重力解算器的差异，网格代码的伽利略非不变性，或SPH代码中不合适的人工粘性的影响。相反，我们发现，差异是固有的涡流和流体不稳定性的治疗。这些在SPH模拟中被抑制，而团簇合并在网格模拟中产生强涡流，有效地混合流体并擦除低熵气体。因此，SPH模拟中的粒子与其初始熵保持密切联系，而这种联系在网格模拟中要弱得多。我们讨论了这些结果的潜在深远影响。
2009-01-23 astro-ph
X-ray, Ly-alpha and H-alpha Emission from Simulated Disk Galaxies
本文讨论了在完全宇宙学、流体/重力模拟中形成的盘星系晕的X射线性质。计算结果与观测X射线探测值和上限值一致。盘状星系晕在软X射线中的亮度在z~1时比z=0时高一个数量级。本文测定了一个侧边类银河系模型星系的Ly-alpha和H-alpha表面亮度。发射被发现是相当延长，与约600 pc的标度高度，忽略消光校正。
2002-10-23 astro-ph
X-ray Cluster Properties in SPH Simulations of Galaxy Clusters
本文利用一组扁平LCDM宇宙学中星系团的流体动力学SPH模拟结果研究星系团的X射线性质。气体的物理模型包括辐射冷却，恒星形成，能量反馈和SNe II型和Ia型爆炸后的金属富集。冷却函数的金属丰度依赖性也被考虑在内。结果表明，模拟得到的团簇的亮度-温度关系与实验数据符合得很好，冷团簇的X射线性质不受加热团簇内介质的反馈能量的影响.高温气体$f_g$在维里半径处的分数随着$T_X$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。
2003-10-08 astro-ph
