A Spectacular VHE Gamma-Ray Outburst from PKS 2155-304 in 2006
自2002年以来，已经用高能立体系统（HESS）监测了高频峰值BL Lac PKS 2155-304的VHE（>100 GeV）伽马射线通量。在2006年7月28日凌晨探测到一次极端的伽马射线爆发（MJD 53944）。在这次爆发中观测到的200 GeV以上的平均通量是蟹状星云在相同阈值以上观测到的通量的7倍。峰值通量测量一分钟的时间尺度分辨率在两倍以上的平均值。在傅立叶功率谱中可以看到高达~600 s的变化，并且观察到在~200秒的时间尺度上变化的良好分辨的爆发。数据中没有明显的光谱变异性迹象。假设发射区的大小与一个质量约为10^9太阳质量的黑洞的史瓦西半径相当，则需要大于100的多普勒因子来适应观测到的变化时间尺度。
2007-09-28 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
The mass profile of galaxy clusters out to ~2 r200
我们分析了43个非相互作用的集群，这是从2dF星系红移巡天100 k公开发布选择的内部动力学。我们通过适当地缩放星系速度和星系团中心距离，将43个星系团合并为一个整体星系团。我们解决的Jeans方程的流体静力平衡的维里半径内的合奏团的成员星系，假设各向同性的轨道。我们通过探索簇质量密度分布的参数化模型来约束簇质量分布在维里半径内。我们发现，无论是尖形轮廓和轮廓的核心是可以接受的。特别是，浓度参数的最佳拟合NFW模型是预测从数值模拟中的LambdaCDM宇宙学。密度分布与非常大的核心半径被排除。在维里半径之外，动力学平衡不能被认为是理所当然的，并且Jeans方程可能不适用。为了将我们的动力学分析扩展到~2维里半径，我们依赖于在星系团中心距离和速度的空间中使用焦散振幅的方法。我们发现用焦散线法确定的质量分布与在维里化内部区域中由Jeans分析确定的最佳拟合质量分布的~2维里半径的外推之间非常吻合。我们确定的质量数密度分布，并发现它是完全一致的维里半径内的常数。然而，当考虑从0到~2维里半径的整个径向范围时，质量-数密度分布与常数不一致，除非用于确定数密度分布的样本仅限于早型星系。
2003-01-22 astro-ph
Dark Matter and Baryon Fraction at the Virial Radius in Abell 2256
我们结合ASCA和ROSAT的X射线数据来约束的径向暗物质分布的主要集群的A2256，免费的等温假设。两种仪器都表明温度随半径的增加而下降。包括中央星系在内的区域具有多分量光谱，这导致了允许的中心温度范围很广。我们发现，第二子团有一个典型的温度和光度丰富的集群，然而，ASCA温度图显示没有先进的合并的迹象。因此，我们假设主星系团处于流体静力平衡状态。这样，数据就要求暗物质外层的暗物质密度分布比ρ ~ r^-2.5更陡。在90%置信度下，可接受的模型在r=1.5 Mpc（维里半径）内的总质量为6.0+-1.5 10^14 Msun，比假设等温时得出的质量小约1.6倍。在中心附近，有和没有中心尖点的暗物质轮廓与数据一致。X射线核心（r=0.26 Mpc）内的总质量为1.28+-0.08 10^14 Msun，比等温值高出1.4倍。虽然上述置信区间可能被低估，因为它们不包括可能的不对称性和流体静力学平衡的偏离，质量分布的行为，如果适用于其他集群，可以使更好的一致性X射线和透镜质量的估计，但加剧了“重子灾难”。所观察到的气体含量随着半径的增加而显著增加，这是模拟所没有预料到的，这可能意味着气体热能的很大一部分来自重力和合并冲击以外的来源。
1997-08-14 astro-ph
The low-power nucleus of PKS 1246-410 in the Centaurus Cluster
我们目前的钱德拉，甚大阵列（VLA），甚长基线阵列（VLBA）的NGC 4696，在半人马座星系团的巨大椭圆形的核心观测。就像室女星系团中的M87一样，半人马座星系团中的PKS 1246-410是一个在密集星系团环境中的射电星系的邻近例子。在分析新的X射线数据时，我们发现了一个与光学和射电核心相一致的紧凑X射线特征。虽然X射线源的核辐射是预期的，但它的光度很低，<10^{40} erg/s。我们估计Bondi吸积半径为30 pc，吸积速率为0.01Msun/yr，在正则辐射效率为10%的情况下，吸积速率将使辐射光度增加3.5个数量级。这些能量中的大部分可以转化为射流的动能，随着时间的推移，射流使热气体中观察到的空腔膨胀。VLBA观测揭示了一个弱核和一个宽的，单侧喷流，延伸超过25秒差距，位置角为-150度。这个喷流在kpc尺度上偏转到更东西的方向（位置角为-80度）。
2005-10-09 astro-ph
The dark outside: the density profile of dark matter haloes beyond the virial radius
我们给出了LambdaCDM宇宙学模型中暗物质晕平均密度分布的近似值，即使对于质量从10^{11.5}到10^{15.0} h^{-1} M_{Sun}的0.05 R_{vir}到10 R_{vir}的大径向距离，其精确度也在10- 15%之内.本文提出了Navarro，Frenk & White（NFW）近似的一种改进形式：ρ（r）=ρ_{NFW}（r）+ A（r/ R_{vir}）^{-1}+B（1+r/ R_{vir}）^{-1}.这个一般化的表达式适用于暗物质晕的外部区域，对晕内部区域的密度影响很小。模型中不同参数之间的强相关性使我们能够仅用一个参数来描述该曲线：维里质量。我们整合我们的密度分布，以获得封闭的质量在一个给定的半径的球体，并将其与NFW的结果进行比较。我们发现，NFW低估了封闭的质量超过50%，在10 R_{vir}，而我们的模型再现了数值模拟的结果，即使在这个距离在2%的精度。我们还使用这种新的近似来研究弱引力透镜并获得切向剪切的解析表达式。这使我们能够量化密度分布的外部区域对剪切的贡献。我们首次计算了由NFW剖面计算的切向剪切与在宇宙学模拟中考虑晕外区时的相应结果之间的差异。我们发现所有研究中的质量范围存在4%的差异。
2008-07-18 astro-ph
The Neutron Star in the Supernova Remnant PKS 1209-52
我们重新分析了ROSAT和ASCA天文台在超新星遗迹PKS 1209-52中心附近的候选中子星（NS）上收集的软X射线数据。用NS大气模型对观测光谱进行了拟合。氢气氛拟合比传统的黑体拟合产生更真实的NS和介入氢柱的参数。特别是，对于质量为1.4 M_ \odot、半径为10 km的NS，我们得到NS表面温度T_{eff} =（1.4-1.9）*10^6 K，距离d=1.6-3.3 kpc，而黑体拟合的温度T=（4.2-4.6）*10^6 K，d=11-13 kpc（难以置信），置信水平为90%。我们的拟合表明，表面磁场要么非常弱，B < 10^{10} G，要么超过2*10^{12} G。从大气中推断的氢柱密度符合，n_H=（0.7-2.2）*10^{21} cm^{-2}，与从附近恒星的紫外线观测、射电数据和超新星遗迹壳层的X射线光谱中获得的独立估计值相当吻合，而黑体和幂律拟合给出的值要低得多，也要高得多，n_H分别为（0.2-0.4）× 10 ~（21）cm ~（-2）和（5.2-7.0）× 10 ~（21）cm ~（-2）。推断的NS表面温度与标准NS冷却模型一致。
1997-09-26 astro-ph
Elliptical galaxies are modelled with a a 4-component model: Sersic stars, LCDM dark matter (DM), hot gas and central black hole. DM is negligible in the inner regions, which are dominated by stars and the central black hole. This prevents any kinematical estimate (using a Jeans analysis) of the inner slope of the DM density profile. The gas fraction rises, but the baryon fraction decreases with radius, at least out to 10 effective radii (R_e). Even with line-of-sight velocity dispersion (VD) measurements at 4 to 6 R_e with 20 km/s accuracy and perfectly known velocity anisotropy, the total ma…
2014-12-11 astro-ph
Structures in the Great Attractor Region
为了进一步了解大吸引子（GA），我们利用AAT的2dF进行了红移测量。在GA区域的星系团和细丝被25个独立的点作为目标，产生了大约2600个新的红移。目标包括CIZA目录中研究不足的X射线星系团以及Cen-Crux和PKS 1343 - 601星系团，这两个星系团都靠近经典的GA中心。对于该地区的九个集群，我们报告的速度分布以及维里和预计的质量估计。CIZA J1324.7 - 5736是一个独立于Cen-Crux星系团的结构，其维里质量约为3x10^14太阳质量，与X射线推断的质量非常一致。在PKS 1343 - 601场中，测量到了五个红移，其中四个是新的。对这次巡天的红移分析，结合文献中的分析，揭示了GA区域的主要结构是一个大的暗条，它似乎从Abell S0639（l = 281 °，b =+11 °）延伸到（l~5 °，b~-50 °），包括Cen-Crux，CIZA J1324.7 - 5736，Norma和Pavo II星系团。在15000 km/s的速度下，计算了Norma星系团后面四个富星系团的质量。这些星系团（三角洲-南极洲、Ara、CIZA J1514.6 - 4558和CIZA J1410.4 - 4246）可能有助于GA以外的持续大规模流动。这些观察的结果将被纳入GA流的后续分析中。
2006-03-24 astro-ph
The NOAO Fundamental Plane Survey - III. Variations in the stellar populations of red-sequence galaxies from the cluster core to the virial radius
我们分析了94个邻近星系团中约3000个红序星系的吸收线强度指数，以研究它们的恒星含量随主星系团位置的系统变化。这些数据来自NOAO基本平面调查。我们采用的方法是Nelan等人介绍的方法的推广。从同一调查中确定全球年龄-质量和金属性-质量关系。我们发现强有力的证据表明，在固定质量的星系属性的变化，在一个范围内，从集群中心的维里半径，R_200。例如，在星系团中较远的红色序列星系比在星系团核心中具有相同速度色散的星系具有较弱的Mgb 5177（在~8 sigma显著性）和较强的H β和H γ吸收（~3 sigma，~4 sigma）。Fe 5270和Fe 5335指数仅显示出非常弱的半径趋势。使用共12个指数，集群中心梯度的模式被认为是在光的恒星年龄和化学成分的不同依赖。所有12个指数的测量梯度可以通过一个模型来重现，在这个模型中，在~1 R_200的红序星系比相同速度色散但位于星系团中心附近的星系平均年龄更小（15+/-4%），α元素丰度比更低（10+/-2%）。对于总金属丰度，Z/H，没有发现明显的梯度（在R_200处比岩芯中大2+/-3%）。以星系团为中心的年龄和α/Fe梯度是在这个意义上的预期，如果星系团核心的星系在更早的时代比那些在更大的半径吸积，如果这种早期的吸积有助于早期停止恒星形成。观测到的年龄趋势的大小与半解析模型对分层星系形成的预测相当。
2006-03-31 astro-ph
An Exceptional VHE Gamma-Ray Flare of PKS 2155-304
红移z=0.116的高频率峰值BL Lac PKS 2155-304是一个众所周知的VHE（>100 GeV）伽马射线发射体。自2002年以来，其VHE通量一直使用H.E.S.S. S进行监测。在纳米比亚的成像大气切伦科夫望远镜的立体阵列。在2006年7月的黑暗时期，平均VHE通量被测量为从该物体观察到的典型值的十倍以上。本文仅关注2006年7月28日凌晨探测到的极端伽马射线爆发（MJD 53944）。在这次爆发中观测到的平均通量为I（>200 GeV）=（1.72 $\pm$ $0.05_{\rm stat}$ $\pm$ $0.34_{\rm syst}$）$\times$ 10 $^{-9}$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$，相当于蟹状星云观测到的通量I（>200 GeV）的7倍。峰值通量测量一分钟的时间尺度分辨率在两倍以上的平均值。在傅立叶功率谱中可以看到高达~600 s的变化，并且观察到在~200秒的时间尺度上变化的良好分辨的爆发。数据中没有明显的光谱变异性迹象。假设发射区的大小相当于一个$^9 M_\odot$黑洞的史瓦西半径，则需要大于100的多普勒因子来适应观测到的变化时间尺度。
2007-06-27 astro-ph
Detailed theoretical predictions of the outskirts of dark matter halos
在目前的工作中，我们描述了必要的形式主义，推导出超过两维里半径的暗物质晕的属性使用球形坍缩模型（没有壳交叉），并提供了在Prada等人（2005）的理论预测的框架。我们详细展示了如何在这个模型中获得在任何半径P（δ，r）的球形平均封闭密度的概率分布。使用这个概率分布，我们计算最可能的和平均的密度分布，结果是彼此差异很大。我们还展示了如何获得典型的配置文件，以及概率分布和平均配置文件的球平均径向速度。得到了两个概率分布：第一个是用一个简单的假设导出的，即如果Q是拉格朗日坐标系中的维里半径，则封闭的线性对比度delta_l（q，Q）必须满足条件delta_l（q=Q）= delta_vir，其中delta_vir是维里化时刻维里半径Rvir内的线性密度对比度。然后，我们引入了一个额外的约束，以获得更准确的P（delta，r），它再现了更高的精度，在模拟中发现的球形平均封闭密度的分布。这个新的约束是delta_l（q，Q）< delta_vir for all q >Q，这意味着没有半径大于Rvir，其中密度对比度大于用于定义维里半径的密度对比度。最后，我们详细比较了我们的理论预测的概率分布与模拟中发现的结果。
2007-02-19 astro-ph
The Unorthodox Orbits of Substructure Halos
本文利用宇宙学N体模拟方法研究了星系大小的暗物质晕中亚结构晕的性质。我们扩展以前的工作，考虑整个人口的subhalos物理上与主系统的主题。这些被定义为在过去某个时间处于晕的主要祖先的维里半径内并且作为自结合实体存活到$z=0$的亚晕。我们发现，这个人口超过{ \it三倍}维里半径，并包含极端轨道上的对象。我们追溯这些非正统轨道的起源，以潮汐分离的束缚组的subhalos，这导致在一些subhalos沿潮汐流喷射。喷出的次晕主要是低质量的系统，导致其空间分布和运动学的质量依赖性偏差：在吸积时间的次晕质量越低，其后代人口的集中程度越低，运动学上越热。这种偏差在质量最大的暗晕中最强，但在质量较低的一端就消失了。我们的研究结果意味着，在维里半径内确定的subhalo代表了物理上与晕相关的子结构的不完整普查：今天在晕的维里半径内发现的所有相关subhalo中只有大约{ \it一半}。这些结果可以解释的年龄依赖性的集群的低质量晕，并具有影响（i）的结构参数和组装历史的解释晕相邻的大质量系统;（ii）存在的低质量动力学异常的本地组;和（iii）存在的证据，进化的影响，以及传统的维里边界以外的星系系统。
2008-11-18 astro-ph
Is the Concentration of Dark Matter Halos at Virialization Universal ?
最近的几项研究表明，暗物质晕质量和密度分布的形状之间存在相关性。我们重新分析了Ricotti（2003）提出的这种相关性的模拟。我们使用的晕密度分布的标准分析，并比较旧的模拟与新的Gadget 2，包括更高的分辨率运行。我们证实Ricotti的结果，在维里化，在维里半径的5%-10%的中心对数斜率α与晕质量和晕浓度是一个普适常数。我们的研究结果与大多数已发表的论文并不矛盾：当使用分裂幂律拟合密度分布时，由于α浓度简并性，拟合与具有α =1或1.5的通用形状的晕相一致，并且浓度取决于质量，与其他地方发表的结果一致。最近，几个研究小组没有发现内晕轮廓收敛于常幂律的证据。在这封信中使用的分裂幂律参数化的选择是出于需要比较我们的结果与以前的，是正式有效的，因为我们不能解决的拟合函数的斜率达到其渐近常数值的区域。利用非参数化技术，我们还表明，矮星系在z ~ 10处的密度剖面在维里半径的5%以内具有小于0.5的对数斜率。
2007-06-06 astro-ph
On the age-radius relation and orbital history of cluster galaxies
我们探讨了一个星系团的影响区域，使用冷暗物质晕的数值模拟。在一个星系团中，许多被观测到的星系预计将是第一次坠落。今天，在1到2维里半径的距离上，有一半的晕先前已经穿过了星团，其中大多数甚至穿过了星团的致密内部区域。一些距离高达维里半径三倍的光环也穿过了星系团核心。我们没有发现一个显着的相关性的“落年龄”与现今的位置的子结构和分散在一个给定的位置是非常大的。如果我们能够解决中心区域的物理上的过度合并星系，这种关系可能会更加重要。
2004-06-28 astro-ph
How far do they go? The outer structure of dark matter halos
我们研究了质量为1 e11 - 5e 12 Msun的坍缩星系大小的暗物质晕的密度分布，主要集中在从形式维里半径Rvir到5- 7 Rvir的晕外区域。我们发现，孤立的晕在这个质量范围内远远超出Rvir表现出的所有性能的维里化对象高达2-3Rvir：相对平滑的密度分布，没有系统的下降速度。在这个质量范围内的暗物质晕并不像人们天真地期望的那样通过稳定的卫星吸积而增长，即，平均而言，没有质量下降。这与质量更大的晕有着惊人的不同，后者在维里半径之外有着很大的下落速度。我们为这些星系大小的晕的密度分布提供了精确的拟合。在（0.01-2）Rvir半径范围内，晕密度分布可用近似rho=rho_s exp（-2n[x^{1/n}-1]）+rho_m拟合，其中x=r/r_s，rho_m是宇宙的平均物质密度，指数n在6-7.5范围内。这些配置文件没有显示出超过维里半径的行为的突然变化。对于较大的半径，我们结合统计的初始波动与球形塌陷模型，以获得预测的平均值和最可能的密度分布晕的几个质量。该模型给出了超过2-3个形式维里半径的优良结果。
2005-06-17 astro-ph
Virialization of Galaxy Clusters and Beyond
利用从数值模拟中得到的多尺度分解的结构样本，我们分析了团簇维里化的尺度依赖性。我们发现，超出了规模的完全维里化有一个半径范围内的集群是准维里化，即虽然内部结构的{ \it个人}集群是在实质上偏离动力学松弛，一些{ \it统计}属性的多尺度识别集群是近似相同的维里化系统。准维里化存在的动力学原因是动力松弛宇宙引力团系统的某些标度性质在完全维里化区域之外近似保持。准维里化的“个体-统计”二重性解释了由维里定理导出的星系团总质量与引力透镜确定的质量在统计上是相同的这一现象，尽管单个星系团中存在不规则的结构和子结构.它还解释了光学星系的速度色散与X射线发射气体温度之间的紧密相关性。因此，基于等温和流体静力模型假设的维里质量估计在统计上适用于将团簇拟维里化的尺度。在准维里化区域，团簇的温度函数也表现出标度性。这个特征是宇宙学模型中一个有用的特征。
1999-10-28 astro-ph
The origin of HI-deficiency in galaxies on the outskirts of the Virgo cluster. I. How far can galaxies bounce out of clusters?
在室女星系团的外围观测到缺乏中性氢的螺旋星系。如果它们的轨道穿过星团的内部，它们的星际气体可能已经通过星团的热X射线发射气体的冲压压力剥离而丢失。我们估计的最大半径，星系可以反弹出一个维里化系统使用分析参数和宇宙学N体模拟。特别是，我们推导出一个表达式的周转半径在一个平坦的宇宙学与宇宙学常数，这是比以前推导的表达式更简单。我们发现，最大半径所达到的坠落星系，因为他们反弹出他们的集群是大约在1和2.5维里半径。与我们从X射线观测中估计的室女星系团的维里半径相比，这些缺乏HI的星系似乎离星系团中心更远。因此，如果它们到星系团核心的距离是正确的，那么在室女星系团外发现的缺乏HI的螺旋星系不可能是由于来自热的星系团内气体的冲压压力而失去气体的。
2003-10-24 astro-ph
On Mechanics and Thermodynamics of a stellar galaxy in a two-component virial system and the Fundamental Plane
本文证实了一种特殊构型的存在（在无限多的维里态中）一颗B恒星在给定的D暗晕势阱中，（重子）分量可以取为虚功，这满足d'Alembert原理，它的典型维数作为标度长度（潮汐半径）本文分析了暗物质在亮分量的引力场上产生的引力波的动力学和热力学性质，本文讨论了椭圆星系基本面存在的物理原因，用具有两个幂律密度剖面和两个均匀核的二组分模型进行了分析，并与压力支撑椭圆星系的一些可观测的标度关系进行了比较，结果表明，二组分系统的维里平衡阶段必须发生在前一个剧烈的弛豫阶段之后。如果恒星B组分被允许缓慢冷却，它的维里演化由一系列收缩组成，有足够的时间在任何步骤之后重新排列维里平衡。将动力学演化过程中的热力学过程划分为一系列不可逆的、但发生在两个准平衡阶段之间的转变，分析表明，诱导尺度长度是恒星系统的真实禁闭。重子发光成分空间上的这一特定边界的存在，必须被视为恒星星系属于FP的物理原因，以及具有完全不同的历史和形成，但具有潮汐半径特征（如球状星团）的天体位于同一FP上的物理原因。另一个问题是如何达到这种特殊的配置，以及为什么椭圆形是不完全放松，就其黑暗的光环。
2005-03-23 astro-ph
Determining Gravitational Masses of Galaxy Clusters With (1)Virial Equilibrium And (2)Arc-like Images
由引力透镜导出的质量反映了包含在透镜系统中的总质量，与具体物质的含量和状态无关。本文比较了四个中等红闪星系团的流体静力平衡动力学质量与背景星系弧形图象的引力质量。结果表明，在星系团中心周围$\sim0.3$ Mpc $h_{50}^{-1}$半径范围内，维里分析低估了星系团的总质量（来自透镜效应），低估系数为$3\sim6$，这表明星系团可能不是弛豫的维里化系统。由透镜效应得到的星系团总质量的增加导致星系团的重子分数的减少，这为解决宇宙学中的“$Ω_0$不对称之谜”提供了线索。
1994-06-13 astro-ph
Structure of Dark Matter Halos From Hierarchical Clustering. III. Shallowing of The Inner Cusp
我们在GRAPE星系团系统上用并行树码的N体模拟研究了冷暗物质情景下形成的暗物质晕的结构。我们在SCDM和LCDM模型中模拟了8个质量为$4.4\times 10^{14}M_{\odot}$到$1.6\times 10^{15}M_{\odot}$的晕，使用了多达3000万个粒子。随着我们的模拟的分辨率，密度分布是可靠的下降到维里半径的0.2%。结果表明，在1%维里半径范围内，内尖点的斜率小于-1.5，且变浅起始处的半径随时间变化，表明最内层轮廓并不普适.
2003-06-10 astro-ph
The spherical collapse model with shell crossing
本文利用具有壳层穿越的球坠模型研究了暗物质晕的形成和演化。我们提出了一个框架，根据单个物质壳随时间的数值跟踪来正确解决这种效应，该物质壳相对于总质量始终包含相同的质量分数。在第一步中，我们不包括角动量，速度色散或三轴性。在这个框架内-命名为球壳跟踪器（SST）-我们调查的依赖性的演变的晕维里质量，通过壳的质量分数，并为不同的宇宙学。我们发现，我们的结果是非常敏感的变化的晕维里质量或质量分数的壳，我们认为。然而，我们得到一个可以忽略不计的依赖宇宙学。此外，我们还发现壳层交叉效应在晕达到半径稳定和维里平衡的过程中起着至关重要的作用。我们发现，目前在文献中采用的值的实际密度对比在维里化的时刻，delta_vir，可能不够准确。在这方面，我们强调的问题有关的定义的维里质量和维里半径的晕。这里发现的结果是否可以通过用解析近似跟踪壳来获得的问题仍有待探讨。
2007-06-13 astro-ph
Radial Temperature Profiles of 11 Clusters of Galaxies Observed With BeppoSAX
我们用BeppoSAX卫星获得了11个红移z=0.03-0.2的星系团中X射线气体的方位角平均径向温度分布。这11个星系团中的每一个都有自己的径向温度分布，以前用ASCA确定。我们发现，这些集群的温度分布一般是平坦的或略有增加到维里半径的30%，并排除了在99%的置信水平下，温度下降14%到维里半径的30%。这与White（1999年）以前的ROSAT PSPC研究和ASCA研究一致，但与Markevitch等人（1998年）的ASCA研究不一致，后者发现平均而言，星团温度分布随半径显著下降。
2000-03-09 astro-ph
Resolving the virial discrepancy in clusters of galaxies with modified Newtonian dynamics
在Milgrom修正的牛顿动力学（MOND）的背景下，考虑了197个X射线发射星系团的样本。它示出的气体质量，外推通过一个假设的$β$模型到一个固定的半径为3兆秒差距，与气体温度MOND（$M_g \propto T^2$）预测。观测到的温度一般与推测的热气体质量一致;在MOND的背景下，不需要大量额外的看不见的物质。然而，修改后的动力学不能解决这些集群中的这种现象发生强烈的透镜差异。预测是，在富星系团的中心区域可能会探测到额外的重子物质。
1998-07-02 astro-ph
Velocity Bias in MS1224+20
速度偏差提供了一个单一的参数（$b_v$）描述的可能分离的质量和光在星系团。投影质量分布和光分布之间的关系，规范化的维里$M/L$，作为一个函数的$b_v\equivσ_\ell/σ_ρ$，RMS的速度分散的星系和底层的暗物质的比率。光分布在星团内的任何半径处都不跟踪质量。在视调和半径处，引力质量可以超过由光计算的维里质量约2倍（或更多）。MS 1224 +20星系团的数据覆盖了近十年的半径，其速度偏差值为$b_v=0.85\pm0.05$，与n体估计值$b_v=0.8\pm0.1$相当。在获得更多数据之前，这一特定数值将保持暂定。
1994-08-15 astro-ph
Can Virialization Shocks be Detected Around Galaxy Clusters Through the Sunyaev-Zel'dovich Effect?
在宇宙结构形成模型中，大质量非线性天体在形成过程中，如星系团，被大规模的冲击波所包围，这些冲击波的半径等于或接近预期的维里半径。这种维里冲击的直接观测证据是目前缺乏的，但我们在这里表明，他们的存在可以推断从未来的，高分辨率，高灵敏度的观测的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应在星系团。我们研究的维里冲击在模拟SZ地图的可探测性，使用简单的模型的集群结构（气体密度和温度分布）和噪声（背景和前景星系团沿视线投影，以及宇宙微波背景各向异性）。我们发现，在角分辨率为2“，灵敏度为10 μ K的条件下，与即将到来的ALMA仪器在~ 20小时的积分中有望达到~ 100 GHz的频率，与大质量M ~ 10^15 M_Sun星团相关的维里激波将从噪声中脱颖而出，并可以以高的显著性被检测到。更一般地说，我们的研究结果意味着，预计SZ表面亮度分布在未来，高分辨率的实验将提供灵敏的集群气体的密度分布的约束。
2004-09-17 astro-ph
The Role of Cold Flows in the Assembly of Galaxy Disks
我们使用高分辨率的宇宙流体动力学模拟来证明，冷流气体吸积，特别是沿灯丝，修改的标准图片的气体吸积和冷却到星系盘。在标准图中，所有气体在进入维里半径时，最初都被加热到星系的维里温度。低质量星系则是由远低于维里温度的气体吸积所主导，即使在更大质量的星系中能够形成热晕，也存在着致密的细丝，这些细丝穿透维里半径并将冷气体输送到中央星系。对于~L* 的星系，这种冷的吸积气体一直是盘中恒星形成的原因。即使对于质量更大的星系，在早期，冷流也主导着盘的生长。在这个修改后的图片中，星系能够吸积大量的冷气体，较低的初始气体温度导致更短的冷却时间到达磁盘。虽然恒星在星盘中的形成被超新星的反馈所减缓，但短的冷却时间允许恒星盘在比标准模型预测的更高的红移下生长。
2008-11-29 astro-ph
Optical Radii of Galaxy Clusters
我们分析的密度分布和维里半径的样本附近的90个星系团，使用可用的红移和位置的星系。每个星系团在一个阿贝尔半径内至少有20个红移，所有的结果都来自至少有20个成员的星系集。大部分的密度分布，我们的集群很好地拟合流体静力学等温式配置文件。我们发现许多星系团密度分布的斜率与星系与结合星系团势平衡的假设是一致的。维里半径与核心半径在非常高的显著性水平上相关。观察到的两个大小估计之间的关系是一致的，通过使用我们的集群上拟合的密度分布参数的中值计算的理论。在我们的集群样本的不完整性校正后，我们提供的核心和维里半径（在半阿贝尔半径内获得）的普遍分布函数。
1994-08-29 astro-ph
We investigate temperature and entropy profiles of 13 nearby cooling flow clusters observed with the EPIC cameras of XMM-Newton. When normalized and scaled by the virial radius the temperature profiles turn out to be remarkably similar. At large radii the temperature profiles show a clear decline starting from a break radius at ~ 0.1 r_vir. The temperature decreases by ~30 % between 0.1 r_vir and 0.5 r_vir. As expected for systems where non-gravitational processes are of great importance, the scale length characterizing the central temperature drop is not found to be proportional to the virial…
2004-12-09 astro-ph
Dark matter distribution in the Coma cluster from galaxy kinematics: breaking the mass-anisotropy degeneracy
利用Jeans方程研究了后发座星系团中椭圆星系的速度矩。星系团中的暗物质分布是基于宇宙学N体模拟的结果，用一个通用的公式来模拟的。它的内斜率（尖或平），浓度，和维里半径内的质量保持为自由参数，以及速度各向异性，假设独立的位置。我们表明，视线速度色散的研究不允许单独约束的参数。通过对观测到的速度色散和峰度曲线的联合分析，我们能够打破质量分布和速度各向异性之间的简并性。我们确定的暗物质分布在径向距离大于3%的维里半径，我们发现，星系轨道接近各向同性。由于有限的分辨率，不同的内斜率被发现是一致的数据，我们观察到一个强大的退化之间的内斜率$α$和浓度$c$：最佳拟合的配置文件有两个参数与$c=19 - 9.6 α$。我们最好的拟合NFW配置文件具有浓度$c=9$，这是50%以上的宇宙学模拟中发现的类似质量的对象的标准值。$2.9 h_{70}^{-1}$ Mpc维里半径内的总质量为$1.4 \times 10^{15} h_{70}^{-1} M_{\sun}$（准确度为30%），其中85%为暗物质。在这个距离上，蓝色波段的质光比是$351 h_{70}$太阳单位。维里半径内的总质量导致宇宙密度参数的估计，假设星系团追踪宇宙的质光比和重子分数，用$Ω_0=0.29 \pm 0.1$。
2003-04-07 astro-ph
The descendents of Lyman Break Galaxies in galaxy clusters: spatial distribution and orbital properties
我们结合半解析方法和超高分辨率模拟的星系团（质量为2.3 × 10^14 h-1 M太阳能，维里半径内的粒子数为4 × 10^6）在一个标准的CDM宇宙中形成的，研究的空间分布和轨道特性的今天的后裔莱曼Break星系（LBG）。目前，只有五个（12个）包含LBG的晕作为独立的实体在星系团维里半径内幸存下来。它们的圆周速度在200 - 550公里/秒之间。七个光环融合在一起，形成了最中心的物体。使用半解析模型的星系演化，我们表明，后代的晕包含LBG现在主机巨大的椭圆星系。星系的轨道是放射状的，近心点与远心点的比例约为1：5。LBG后裔的轨道偏心率在统计上与星系团内部的平均星系人口没有区别，这表明这些星系的轨道在星系团主体形成后不会受到动力学摩擦衰减的显著影响。在这个星系团中，可能是由于其早期形成的时间，LBG的后代包含在星系团维里半径的60%以内，并且轨道速度色散低于全球星系群，因此最明亮的星系团成员产生了温和的光度分离。仅基于LBG后代（特别是包括中央cD）的质量估计反映了这种空间和速度上的偏差，并且与使用至少20个集群成员的估计相比，低估了这个良好维里化的集群的总质量高达2倍。
2000-05-15 astro-ph
Triplets of Galaxies in the Local Supercluster. I. Kinematic and Virial Parameters
我们考虑了局部超星系团（LS）中星系三胞胎样本的运动学和维里参数。这些星系是从LEDA数据库中选取的，它们的径向速度不超过3100 km/s。样本包含根据Karachentsev标准选择的176个系统。我们计算了LS三重态的下列中值参数：星系相对于三重态中心的均方根速度Sv=30 km/s;调和平均半径Rh=160 kpc;维里质量Mvir= 3.6 × 10^11 Msun;质光比Mvir/L=35 Msun/Lsun。虽然不同的研究人员使用不同的方法来编译三重系统的样本，在我们考虑的所有样本中的三重态的一般性质相当令人满意。与其他星系三重态样本相比，LS三重态的质光比最小。
2006-09-21 astro-ph
The Origin of Star Formation Gradients in Rich Galaxy Clusters
我们研究的背景下，一个简单的模型，集群是通过正在进行的吸积场星系的集群中心梯度的恒星形成率和丰富的星系团星系的颜色的起源。该模型假设星系进入星系团后，它们的恒星形成率在几个Gyrs的时间尺度上下降，这是该领域盘状星系典型的气体消耗时间尺度。如果潮汐和冲压压力剥离了通常在哈勃时间内螺旋形形成恒星的气体包层，这种行为可能是预期的。结合这些时间尺度与质量吸积的历史来自N体模拟的团簇形成在Lambda CDM宇宙中，我们再现了观察到的星系团和场星系的颜色分布的系统性差异，以及在星系团星系的恒星形成的强烈抑制和它对团心半径的依赖。模拟还表明，在过去，超过星系团维里半径的星系中有相当一部分可能在星系团的主体内，这一结果自然解释了为什么星系团外围（以及远至两个维里半径）的恒星形成相对于场被系统地抑制。如果我们假设剥离发生在较低质量的系统内，星系吸积到星系团的主体之前，与超出星系团维里半径的数据的一致性也得到了改善。我们的结论是，星系团星系的恒星形成率主要取决于时间流逝，因为他们的吸积到大规模的维里化系统，并停止恒星形成可能已经逐渐发生了几个Gyrs。
2000-04-06 astro-ph
The Significance of the Cosmic Virial Theorem
我们讨论了宇宙维里定理的发展和物理，以及它作为宇宙平均密度指标的传统应用。密度必须是次临界的标准结果依赖于星系三点关联函数精确描述典型星系对周围质量分布的假设。为了挑战这一假设，我们开发了一个简单的模型，这种质量分布的基础上扩展的星系晕。在这样一个模型中，人们可以清楚地看到星系对周围的局部质量分布对预测星系对速度色散的重要性。该模型提供了深入了解的机制定理，并证明了一个平坦的宇宙是{ \it一致}的观察。更一般地说，我们的结论是，相对成对的速度色散探针的质量聚集在星系和观察，从这个角度来看，表明$\sim 300\; h^{-1}$ kpc的半径上的星系晕的下限。
1995-06-20 astro-ph
The abundance of lensing protoclusters
弱引力透镜为星系团的探测提供了一种潜在的强有力的方法。除了集群候选人，大量的对象，可能没有光学或X射线组件已被检测到剪切选定的样本。我们建立了一个分析模型来研究Weinberg & Kamionkowski（2002）的主张，即非维里化的原星系团占了相当数量的这些所谓的“暗”透镜。在我们的模型中，一个原星系团由一个被下落物质包围的小维里化区域组成。我们发现，为了使原星系团同时逃脱X射线探测并产生可探测到的弱透镜信号，它必须具有较小的维里质量（~10^{13} \Msun）和较大的总质量（~ 10^{15} \Msun），在维里半径之外具有相对平坦的密度分布。这类物体的特征是切向剪切剖面上升，远远超过维里半径。我们使用的半解析方法的基础上的偏移集形式主义，以估计丰度的透镜原团与低概率的X射线检测。我们发现它们是极其罕见的，在背景星系密度n = 30弧分^{-2}和内禀椭圆率色散为0.3的情况下，它们占总透镜的不到0.4%。我们的结论是，透镜原星团与不可检测的X射线光度太罕见，占了大量的黑暗透镜。
2008-12-22 astro-ph
What galaxies know about their nearest cluster
我们研究了星系的恒星形成历史和形态在多大程度上取决于它们的团心距离和最近的星系团的丰富程度。我们研究了红移范围为0.015<z<0.068的52，569个星系的三个恒星形成历史的示踪物（i带绝对星等M_i、[g-r]色和H α发射线等效宽度）和两个星系形态的指标（表面亮度和径向浓度）。我们发现，我们的形态指标涉及到星团中心距离只是间接地通过它们与恒星星族和恒星形成率的关系。星系团中心附近的星系团往往比那些位于星系团维里半径附近或之外的星系团更明亮，更红，并且具有更低的H α EW（即更低的恒星形成率）。这些星系属性和团心距离之间的详细关系取决于集群的丰富程度。对于更丰富的集群，我们发现，（i）颜色和Halpha EW从集群中心到字段值的过渡更突然，发生在更接近集群维里半径，和（ii）颜色和Halpha EW分布总体上比在不太丰富的集群窄。我们还发现，在光度分布的径向梯度是最强的周围较小的集群和集群丰富度的增加而减少。我们发现有一个“特征距离”在一个维里半径（落区）的星系属性分布的半径的变化是最显着的，但我们没有发现证据落触发恒星爆发。这些结果表明，星系“知道”到它们最近的星系团的距离和大小，它们在恒星形成历史中表达了这一信息。
2006-03-12 astro-ph
Numerical Simulations in Cosmology III: Dark Matter Halos
综述了暗物质晕的性质。从不同的出版物，我们目前的结果（1）质量和速度的功能，（2）密度和速度的轮廓，（3）浓度的晕。在半径r=（0.005-1）rvir的范围内，安静孤立晕的密度分布可以用Moore等人（1997）提出的拟合公式非常精确地近似：rho=1/x^1.5（1+x^1.5），其中x=r/rs，rs是特征半径。纳瓦罗等人（1995）提出的拟合公式rho= 1/x（1+x）^[2]也给出了一个非常令人满意的近似值，当半径不小于维里半径的1%时，其相对误差约为10%。质量低于10^{13}Msun/h的z=0晕的质量函数近似于斜率α =-1.85的幂律。斜率随着红移而增加。Vmax<500 km/s的晕的速度函数也是幂律的，斜率β = -3.8-4。幂律扩展到晕至少下降到10公里/秒。它也适用于较大的男性化晕内的晕。晕的浓度取决于质量（质量越大的晕浓度越低）和环境，孤立的晕浓度低于星团内相同质量的晕浓度。晕具有浓度的内在分散性：在1 sigma水平下，具有相同质量的晕具有Delta（log{c_vir}）=0.18或等效地，DeltaVmax/Vmax =0.12。暗晕和暗物质的速度各向异性可近似为beta（r）=0.15+2x/[x^2+4]，其中x是以维里半径为单位的半径。
2000-05-25 astro-ph
The evolution of substructure III: the outskirts of clusters
我们提出了一个调查的卫星星系的外围星系团采取了一系列的高分辨率N体模拟。我们关注所谓的“后溅人口”，即卫星星系，曾经是在维里半径的主机，但现在居住在它之外。我们发现，这个人口是显着的数量，需要加以赞赏时，解释各种星系的形态环境关系和脱钩的退化之间的性质和培育。具体来说，我们发现，大约有一半的星系与当前的星系团中心距离在间隔1-2维里半径的主机是后溅星系，一旦深入到集群潜力，90%的这些进入维里半径的50%以内。这些星系经历了显著的潮汐破坏，平均损失了40%的质量。这导致了后溅人口的质量函数与第一次坠落的星系不同。我们进一步表明，这两个人口是运动学上不同的，应该在现有的光谱调查观察。
2004-12-02 astro-ph
Are fossil groups a challenge of the Cold Dark Matter paradigm?
我们研究了文献中提出的六个星系群和星系团，这些星系群和星系团是“化石”系统（即具有发光的漫X射线发射，并且维里半径一半内的第一和第二排名成员之间的星等差距至少为2 mag-R），每个都具有高质量的X射线数据和SDSS光谱或光度覆盖范围到维里半径。结果表明，AWM 4是一个化石系统，RXJ1331.5+1108、RXJ1340.6+4018、RXJ1256.0+2556和RXJ1416.4+2315是一个化石系统，而RXJ1552.2+2013是一个化石系统。对于所有的系统，我们提出的光度函数在0.5和1维里半径是一致的，在不确定性，与普遍的光度函数的集群。对于质量范围为2x10^13-3x10^14 M_Sun的五个真正的化石系统，我们计算了精确的累积子结构分布函数（CSDF），并将其与文献中观测到的和模拟的群/簇的CSDF进行了比较。我们证明，化石系统的CSDF与正常观测到的星系团是一致的，并不缺乏任何子结构的宇宙学LambdaCDM框架中的模拟星系系统。特别是，这也适用于原型化石群RXJ1340.6+4018，与先前的说法相反。
2008-10-16 astro-ph
Super Star Cluster Velocity Dispersions and Virial Masses in the M82 Nuclear Starburst
利用Keck天文台的高分辨率近红外光谱仪测量了M82核星爆中19个超星团的恒星速度频散。星团的年龄大约为1000万年，这比它们的速度色散和半径所暗示的交叉时间要长很多倍。因此，我们应用维里定理推导出15个SSC的运动质量。SSC的质量为2 x 10^5至4 x 10^6太阳质量，总人口质量为1.4 x 10^7太阳质量。比较年轻的M82 SSC和老的银河系球状星团的半径-速度色散曲线表明，SSC是一个潜在的球状星团的人口。我们提出了SSC的质量函数，并找到了指数为gamma = -1.91 +/- 0.06的幂律拟合。这一结果与银河系中年轻SSC的质量函数几乎相同。
2007-04-04 astro-ph
Generalized virial theorem in f(R) gravity
我们利用无碰撞玻尔兹曼方程推广了f（R）修正引力中的维里定理。我们发现补充的几何条款中的修改爱因斯坦方程提供了一个有效的贡献的引力能。总维里质量正比于与新几何项相关的有效质量，这可能解释了星系团中著名的维里定理质量差异。该模型预测，几何质量及其影响超出了维里半径的集群。我们还考虑了f（R）模型中星系团速度色散的行为。因此，f（R）维里定理可以成为观测检验这类广义引力模型可行性的有效工具。
2008-03-01 astro-ph gr-qc hep-th
CAIRNS: The Cluster And Infall Region Nearby Survey III. Environmental Dependence of H-alpha Properties of Galaxies
我们调查的环境依赖性的恒星形成的星系团维里区和陷落区的一部分CAIRNS（集群和陷落区附近的调查），大型光谱调查的陷落区周围的9个附近丰富的星系团。我们的长缝光谱产生的估计恒星形成率的环境从集群核心一般大尺度结构。由H-α辐射追踪的星系中，在其内盘中有当前恒星形成的星系的比例随着与星系团的距离而增加，并且仅在2-3维里半径处收敛到“场”值，这与其他研究一致。然而，在有显著恒星形成的星系中（EW[Ha] geq 2），EW[Ha]在维里半径内外的分布没有差异。这个令人惊讶的结果，首先由卡特等人发现，这表明：（1）恒星的形成要么在很短的时间尺度上被截断，要么只在中等和高的红移下被截断;（2）投影效应污染了测量。恒星形成星系和非恒星形成星系的数密度分布表明，在投射到维里半径内的星系中，至少有一半的前者和20%的后者是“坠落闯入者”，即在坠落区但在维里区之外的星系。恒星形成星系的运动学在下落区密切匹配的吸收为主的星系。这一结果表明，恒星形成的星系在落区不是闯入者从外地和排除一个模型的后溅情景的星系转变。最后，我们量化系统的不确定性，估计全球恒星形成的星系从他们的内部磁盘。
2005-06-27 astro-ph
Outer Regions of the Cluster Gaseous Atmospheres
我们提出了一个系统的研究，在规则星系团的外部区域的热气体分布使用ROSAT PSPC数据。在冷却流区域之外，β模型描述了所观察到的表面亮度，但并不精确。在0.3和1维里半径之间，轮廓的特征在于具有斜率的幂律，用β参数表示，在β =0.65至0.85的范围内。在此半径范围内的β值通常比从全局拟合导出的值大约0.05。有一个温和的趋势，斜率随温度的增加，从<beta>~0.68为3千电子伏集群到~0.8为10千电子伏集群;然而，即使在高温下，有集群与平坦的气体剖面，0.7。我们在大半径处的β值系统性地较高，并且β随温度的趋势比以前发现的要弱;最可能的解释是，早期的研究受到不完全排除中心冷却流区域的影响。对于我们的规则集群，在大半径的气体分布是非常接近球对称，这是不被证明是一个工件的样品选择。以团簇维里半径为单位进行比较时，气体密度分布非常相似。固定的平均气体过密度半径1000（对应于Omega=0.2时的暗物质过密度200）显示出与温度的紧密相关性，R~T**0.5，正如具有普适气体分数的星系团的维里定理所预期的那样。在给定的温度下，气体过密度半径的均方根散射仅为~7%，其转化为气体质量分数的20%散射，包括由于测量不确定性引起的统计散射。
1999-05-17 astro-ph
The virial theorem and the dynamics of clusters of galaxies in the brane world models
维里定理的一个版本，它考虑到非紧额外的维度的影响，推导出膜世界模型的框架。在膜世界的情况下，四维有效爱因斯坦方程有一些额外的条款，分别称为暗辐射和暗压力，这是由3-膜嵌入体产生的。为了推导出广义维里定理，我们使用基于无碰撞玻尔兹曼方程的方法。暗辐射项产生了一个等效的质量项（暗质量），它对引力能有有效的贡献。这一项可以解释著名的维里定理在实际星系团中的质量差异。得到了对应于弱引力场的膜上真空场方程的近似解，并导出了暗辐射和暗质量的表达式。暗质量的定性行为与星系团中观察到的维里质量相似。我们比较我们的模型与观测数据的星系团，我们表示的所有物理参数的模型中的可观测量。特别是，我们预测，黑暗的质量必须远远超出目前考虑的维里半径。本文还讨论了膜世界模型中星系团速度弥散的行为。因此，研究河外尺度的物质分布和速度色散，可以为检验多维物理模型提供一种有效的方法。
2007-08-11 astro-ph gr-qc hep-th
