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
Radial profile and log-normal fluctuations of intra-cluster medium as an origin of systematic bias of spectroscopic temperature
利用宇宙流体动力学模拟研究了最近报道的星系团光谱温度系统偏差的起源。我们发现，气体的温度和密度的局部不均匀性，校正后的全球径向轮廓，几乎有一个普遍的分布，类似于对数正态函数。基于这种对数正态近似的波动在集群内的介质，我们开发了一个分析模型，解释最近发现的光谱温度的偏差。我们的结论是，多相性质的集群内介质不仅从径向配置文件，但也从本地的不均匀性在产生系统的偏差起着至关重要的作用。
2007-01-04 astro-ph
Starburst in the Intragroup Medium of Stephan's Quintet
基于新的ISO中红外观测和地面$H_α$及近红外观测，我们报道了在著名的紧凑星系群Stephan's Quintet（图1中的源A）的群内介质（IGM）中探测到一个明亮的星暴。我们证明了这一星爆是由一个高速（$δ$ V $\sim$ 1000 km/sec）入侵星系（NGC 7318 b）与该星系群的IGM碰撞引起的。虽然这是目前已知的唯一一个由星系/冷星系际介质碰撞引起的星暴，但它为相互作用引起的星暴理论提供了新的限制，并可能暗示了在更遥远的星团中看到的恒星形成过剩的新机制。
1998-08-31 astro-ph
Ram-Ppressure Effects on Dense Molecular Arms in the Central Regions of Spiral Galaxies by Intracluster Medium
我们通过流体动力学模拟研究了团内风对旋涡星系内盘的冲压压力效应。即使风是温和的，没有强大到足以剥离气盘，冲压压力干扰轨道的臂间气体显着。这导致星系内部几千秒差距区域出现不对称的致密分子臂。这种机制可以解释在室女座螺旋中经常观察到的中心区域的不对称CO气体分布。
2002-01-08 astro-ph
Chemical and Thermal History of the Intracluster Medium
星系团可以被看作是巨大的天体物理实验室，将物质包裹在足够大的体积中，因此物质的组成可以被视为代表我们宇宙的组成。X射线观测可以非常精确地研究团内等离子体的物理性质，使我们能够探测团簇结构，确定其总质量，并测量团簇和整个宇宙中的重子分数。我们可以确定来自超新星爆炸的从O到Ni的重元素的丰度，并从中得出关于星团星系群中恒星形成历史的重要结论。从集群内介质的熵结构，我们得到的早期恒星爆发的能量释放的限制。随着XMM-牛顿和钱德拉X射线天文台的观测能力，这一研究领域正在迅速发展。特别是，对M87周围室女星系团的团内介质的首次详细观测提供了新的见解。目前的贡献给出了目前的影响，团内介质的观测，但更重要的是说明了未来几年的研究前景。
2004-02-10 astro-ph
Metal Enrichment of the Intra-Cluster Medium: Ram-Pressure Stripping of Cluster Galaxies
我们提出了星系团的动力学和化学演化的数值模拟。X射线光谱表明，簇内介质中含有大量的金属。由于重元素是在星系的恒星中产生的，因此星系中的物质必定会被排出，使周围的介质更加丰富。我们已经进行了水动力学模拟调查各种过程。在这篇演讲中，我们展示了气体的反馈，这些气体是通过冲压压力剥离从星系中剥离出来的。的效率，由此产生的空间分布的金属和时间依赖性的富集过程中的星系团规模。
2004-05-28 astro-ph
XMM-Newton observation of M87 I. Single-phase temperature structure of intracluster medium
本文详细分析了室女星系团的cD星系M~87的X射线等离子体晕的温度结构。使用的MEKAL模型，数据提供了强有力的迹象表明，集群内的介质有一个单一的相位结构局部，除了与无线电结构相关的区域。在每个半径的去投影频谱很好地拟合一个单一的温度MEKAL模型，除了非常中心的区域（$<$ 2 arcmin），这似乎是由喷流和射电瓣结构的影响。团内等离子体的温度在中心为1 keV，在80 kpc时逐渐增加到2.5 keV。我们还使用APEC代码拟合光谱。虽然K $α$谱线强度的大幅度变化导致APEC结果中Fe-L和Fe-K谱线之间的差异，但总体温度结构没有改变。在光谱数据中没有过度吸收的迹象。团内介质的单相性质与基于多相温度结构的标准冷却流模型相冲突。此外，没有观察到低于0.8keV的气体冷却到零温度的特征，如对于冷却流所预期的那样。从团内气体的温度和密度分布得出的引力质量分布图显示了两个不同的贡献，可以分配给cD星系和星团的引力势。团内介质的中心温度与cD星系的位深和速度色散一致。后一个结果意味着团内介质的中心区域等价于M 87中的维里化星际介质。
2002-01-15 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
The Baryon Catastrophe and the multiphase intracluster medium
我们回顾的理论和观察，共同导致了重子灾难的概念：观察星系团的规模上的重子分数似乎是至少三倍的普遍重子分数预测的原始核合成理论在一个平坦的，$Ω_0 = 1$，宇宙。我们调查是否可以消除这种差异，通过治疗的多相介质的内集群气体，并发现，这种治疗既降低了计算质量的气体在集群中，并增加了推断的引力势。这些综合效应可以将计算出的重子分数减少四分之一到一半：精确的数量取决于气体中密度相的体积分数分布，但与整个星系团的温度分布无关。因此，移动到一个多相的群内介质不能解决重子灾难本身，其他可能的原因和解释进行了讨论。
1995-10-17 astro-ph
Bent-Double Radio Sources as Probes of the Intragroup Medium
星系群可能在其群内介质（IGM）中包含了局部宇宙中重子总质量的很大一部分。然而，除了少数的紫外吸收线和X射线观测外，对IGM几乎一无所知。我们展示了一个研究项目的早期结果，该项目结合了低频射电连续谱观测和弯曲双射电源及其星系群邻居的光谱学。这些观测使我们能够通过研究IGM对射电星系喷流的影响，以前所未有的程度探测IGM的密度。
2007-07-25 astro-ph
Coulomb interactions in the intracluster medium
在本文中，我们讨论了库仑碰撞对星系团中的团内介质的温度分布的影响，激励最近的报告，在一些集群的负温度梯度的Markevitch等人。电子和质子达到温度平衡的时间尺度可以超过几十亿年的Mpc半径以外，如果团内气体被假定为在通常的集群维里温度。如果在这段时间内发生了团簇合并，导致质子而不是电子被迅速加热，那么就会产生一个小的负温度梯度。这种梯度在具有高温和陡峭密度分布的星系团中更大。将这些考虑应用于星系团A2163，我们得出结论，更合理的是，所观察到的梯度是由于合并后缺乏流体静力平衡。
1997-10-22 astro-ph
On viscosity, conduction and sound waves in the intracluster medium
最近对英仙座星团的X射线和光学观测表明，声波的粘性和传导性耗散是加热星团内介质的机制，从而平衡了星团核心的辐射冷却。我们更一般地讨论这种机制，并显示特定的加热和冷却速率如何随温度和半径而变化。看来加热机制在10^7 K以上是最有效的，这允许辐射冷却在正常的星系形成中进行，但会抑制超大质量星系的生长。研究了声波波长随团簇温度和反馈的变化规律。
2005-08-04 astro-ph
Diffuse radio emission from the Intracluster medium
星系团射电辐射的一个重要方面是与团内介质有关的漫射射电源：射电晕、遗迹和小型晕。射电晕和遗迹是星系团合并的标志，而小晕则出现在冷却核心星系团的中心。SKA将大大提高对这些来源的了解，这要归功于对新物体的探测，以及对其光谱和偏振发射的详细研究。SKA还将提供机会来研究由星团中心的强大射电星系散射的辐射产生的光晕的存在。
2004-09-16 astro-ph
Chemical Composition of the Intracluster Medium
星系团的质量足以被认为是宇宙的代表性样本，并保留了其组成恒星中合成的所有重元素。由于大多数这些金属存在于热等离子体中，簇的X射线光谱学为研究化学演化提供了独特的基本工具。我回顾了目前的观测状态的X射线测量的化学成分的星团内介质，其解释的背景下，在宇宙中的恒星和星系形成过程的性质和历史。我提供了简短的历史和宇宙学背景，从成熟的ASCA天文台数据库的结果的概述，并从钱德拉和XMM-牛顿X射线天文台的新结果。最后，我总结了这个快速发展的领域的重要观点和有前途的未来方向。
2003-10-20 astro-ph
Chemical Evolution of Galaxies and Intracluster Medium
在这一系列讲座中，我将讨论星系化学演化的基本原理和模型。特别是，我提出了银河系的化学演化模型，并将其与现有的观测数据进行比较。从这个比较中，我们可以推断出对银河系形成机制的重要限制，以及对恒星核合成和超新星祖先的重要限制。椭圆星系的化学演化模型也显示在星系形成的两个竞争方案的框架：单片和分层。还介绍了矮恒星爆发星系的演化，并简要讨论了这些天体与阻尼莱曼α系统的联系。在星系演化的一般框架内，结合高红移天体的解释，讨论了不同类型（Ⅰ、Ⅱ）超新星的作用。最后讨论了椭圆星系和S0星系对团内介质的化学富集作用。
2002-03-20 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
Intracluster Medium through three years of WMAP
威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）为我们提供了迄今为止分辨率最高的宇宙微波背景全天图。由于热Sunyaev-Zel'dovich效应，星系团在这些图中被印成微小的，分辨率很差的凹陷在主CMB各向异性的顶部。在这里，我描述了不同的努力，提取的物理集群内介质（ICM）从主CMB的海洋，通过结合WMAP与低红移星系或X射线星系团调查。这最终达到了一个平均（通用）ICM压力分布，这是第一次直接从WMAP 3年的地图约束，并导致有趣的约束ICM重子预算。
2006-08-23 astro-ph
Physics of the intra-cluster medium at high redshift
虽然“星系团”的概念主要是指星系，但事实是，在考虑暗物质和气体的吸积和弛豫过程之间的持续竞争时，星系可以被忽略--至少在质量方面是如此，而暗物质和气体控制着星系团的动力学寿命。引力当然是团簇形成和演化的驱动力，但不足以详细解释最近的X射线数据揭示的ICM的性质：射电观测揭示的非热现象，微观物理和星系反馈也起着关键作用。从数值模拟的约束下观察的集群内介质在低z，我们试图推断属性回的时候，在宇宙中的密度对比不太明显。
1999-10-25 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
Cold gas in the Intra Cluster Medium: implications for flow dynamics and powering optical nebulae
我们表明，机械能注入率所产生的集群内介质（ICM）周围的冷云流动可能足以供电的光学和近红外线发射的星云中观察到的样本的7个星系团的中心区域。能量注入率对ICM和冷云之间的速度差异非常敏感，这可能有助于解释为什么光学和红外光度通常比包含AGN的系统中预期的要大。我们还发现，大规模回收可能是重要的ICM的动态。这种效应在团簇的中心区域最强，那里有足够的冷气体蒸发，从而显著地增加热相的密度。
2008-06-20 astro-ph
Hydrostatic equilibrium of a porous intracluster medium: implications for mass fraction and X-ray luminosity
星系团核心的团内介质（ICM）中存在的稀释热腔改变了气体温度与其X射线发射特性之间的关系。使用流体静力学方程的多孔介质，我们解决了ICM密度为一个给定的温度作为一个函数的填充因子的稀释气泡。我们发现，在给定的温度下，核心X射线亮度随着填充因子的增加而增加。如果星系团中活动星系核的频率在过去较高，那么填充因子可能相应地是重要的，这意味着在高红移时星系团的标度关系。这对于核心性质，包括温度-光度（$L_X-T$）关系和核心气体质量的估计尤其重要。结果表明，ICM的孔隙度的核心的$L_X-T$关系的时代依赖的敏感性。对这种效应的探测将为活动星系核的反馈提供新的见解。
2008-09-18 astro-ph
Newcomers Meet the Intracluster Medium in the Coma Cluster
这次会议的一个主要议题是星系第一次从外围进入星系团环境时会受到什么影响。大多数时候，我们不得不间接地推断环境效应，依赖于星系属性随环境的系统变化，但没有多少直接观测的例子能够揭示正在发生的变化，以及产生它的相应机制。我们提出了一个案例，其中有可能识别星系团环境，特别是星系团内的介质和星系最近进入星系团的历史，是星系演化历史最近突然变化的原因。
2004-04-24 astro-ph
Ram pressure stripping of an isolated Local Group dwarf galaxy: evidence for an intra-group medium
我们将孤立的本星系群矮星系飞马座（DDO 216）的恒星结构与Young等人（2003）的低分辨率HI图进行了比较。我们的比较表明，飞马座显示冲压压力剥离的特征形态，特别是，HI有一个“彗星”的外观，这是不反映在定期，椭圆形分布的恒星。这是第一次在孤立的本星系群中观察到这种现象。冲压压力剥离Pegasus所需介质的密度至少为$10^{-5} - 10^{-6}$，cm $^{-3}$。我们的结论是，这是一个星系间介质与本星系群的强有力的证据。
2007-10-24 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
Metal Enrichment Processes in the Intra-Cluster Medium
我们对星系团进行了数值模拟，其中包括星系与团内气体的相互作用过程。所考虑的相互作用过程是星系风和冲压压力剥离，这两个转移到集群内气体的金属富集的星际介质，从而增加其金属丰度。我们调查的效率和时间演化的相互作用过程模拟金属丰度图，这是直接可比的X射线观测。我们发现，冲压压力剥离是更有效的比安静的（即非星爆驱动）星系风的红移间隔1和0之间。喷出的金属不会立即与团簇内的气体混合，但在金属丰度图中可以看到不均匀性。甚至可以看到单个星系留下的更高金属丰度的条纹。的空间分布的金属运输的冲压压力剥离和银河风是非常不同的大规模集群：前者的过程中产生一个集中的金属分布，而后者的结果在一个扩展的金属分布。
2005-04-04 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
XMM-Newton Measurements of the Elemental Abundances in the Intracluster Medium
基于对一个星系团样本的XMM-牛顿观测，我们测量了星系团内介质（ICM）中元素（主要是O、Si、S和Fe）的丰度及其空间分布。在ICM的外部区域，观测到的O：Si：S：Fe比值与太阳值一致，表明ICM中的金属是由Ia和II超新星混合产生的。另一方面，在cD星系周围，O/Fe比约为太阳值的一半，因为中心过量的Fe丰度。最有可能的解释是cD星系中Ia超新星对中心金属产量的相对贡献增加。
2002-09-17 astro-ph
Heating of the intracluster medium by quasar outflows
我们研究了类星体流出星系团和星系群加热团内气体的可能性，以解释最近观察到的这种气体中的过剩熵。我们使用扩展的Press-Schechter形式主义来估计类星体的数量，成为一组集群的成员，一个给定的质量和形成时代。我们还估计了流出物中的机械能的分数，该分数作为该气体的密度和温度的函数被赋予周围介质。最后，我们计算了非引力加热的总量，从这样的流出作为集群潜力和形成时代的函数。我们表明，从宽吸收线（BAL）和射电响亮类星体的流出可以提供所需的量的加热的团内气体。我们发现，在这种情况下，大部分的加热发生在$z \sim 1\hbox{--}4$，而这个"预热“的时代是在较低的红移较低的质量集群。
2002-02-10 astro-ph
Chandra detection of the intracluster medium around 3C294 at z=1.786
我们提出了一个强大的射电星系3C 294钱德拉观测显示周围的集群内介质的明确证据。它的红移为1.786，是迄今为止在X射线中探测到的最遥远的星系团。射电核心被探测为一个点源，其光谱符合被强烈吸收的幂律，意味着2-10 keV的固有光度约为10^45 erg/s。少量的过量发射与南部的无线电热点有关。来自团内介质的柔和的漫射辐射集中在射电源上。它在南北方向上呈沙漏状，半径至少为100 kpc，远远超出射电源。这个扩展的组件的X射线光谱是由一个热模型与温度~5 keV，或通过气体冷却从7 keV以上的速度~400-700 Msolar/yr。在0.3-10 keV静止坐标系下，该星团的光度约为4.5x10^44 erg/s。这样一个星系团的存在与低密度宇宙是一致的。
2001-01-26 astro-ph
The Sunyaev-Zel'dovich temperature of the intracluster medium
相对论性的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应提供了一种独立于X射线的方法，用于测量最热系统中的团内介质（ICM）的温度。在这里，使用N体/流体动力学模拟的三个星系团，我们比较了两个数量的非辐射ICM，和一个是受辐射冷却和强大的能量反馈星系。我们的研究产生了两个有趣的结果。首先，在所有情况下，SZ温度比X射线温度更热，并且在星系团维里温度的10%以内。其次，平均SZ温度受冷却和反馈的影响小于X射线温度。这两个结果可以解释的SZ温度是不敏感的冷气体与集群子结构的分布。因此，SZ和X射线温度的比较（测量的样品的热集群）将产生有趣的约束的热力学结构的集群内的气体。
2008-03-07 astro-ph
XMM-Newton observations of the cluster of galaxies Abell496 -Measurements of the elemental abundances in the intracluster medium-
本文给出了对弛豫星系团Abell~496的XMM-牛顿观测结果。欧洲光子成像相机拍摄的空间分辨X射线光谱显示，在星系团中心的cD星系中，星系团内介质（ICM）的温度下降，Fe丰度增加。Si和S的丰度也表现出中心增强。反射光栅光谱仪获得的高分辨率软X射线谱对中心冷等离子体的温度结构提供了强有力的约束。此外，基于用RGS检测到的OVIII Ly α线，精确地测量了簇核心处的O丰度。相反的Si，S和Fe的丰度，O丰度是径向恒定的集群。
2001-11-13 astro-ph
The elemental abundances in the intracluster medium as observed with XMM-Newton
本文利用19个星系团的XMM-Newton观测资料，测量了星系团内介质的元素丰度及其空间分布。样品主要由X射线明亮和弛豫的星系团与cD星系。随着详细的Si，S和Fe的径向丰度分布在半径300-700 kpc，O丰度准确地推导出在团簇的中心区域。Fe丰度最大值对集群中心，可能是由于从cD星系的金属，空间分辨。Si和S的丰度也表现出中心增加一般，导致在均匀的Fe-Si-S比内的集群。相比之下，O丰度在整个星系团中一般是均匀的。团核内的O/Fe比为亚太阳比，团尺度的O/Fe比大于太阳比。这些测量结果表明，大部分的Fe-Si-S和O在集群内的介质有不同的起源，推测在超新星Ia和II，分别。所得的Fe和O的质量也被用来讨论过去的恒星形成历史的集群。
2004-03-02 astro-ph
Searching for the Intra-Group Medium in Loose Groups of Galaxies
我们用VLA、DRAO合成望远镜和FUSE卫星进行了一项研究，在两个松散的星系群GH 144和GH 158中寻找群内介质。在GH 158的背景活动星系核附近没有检测到HI，但在GH 144中检测到了两个以前未知的矮星系。通过FUSE在GH 144中检测到Lyman-α、-β、CIII和NV吸收。利用这些数据和先前发表的数据，我们发现GH 144的维里质量为2 × 10^12 M（太阳）。其中的8%存在于单个星系群中，而不到8%存在于稠密的中性星系群内介质中。从我们的吸收线数据，我们约束的扩散IGM有一个体积密度大于log n = -5.2，在一个层小于22千秒差距厚，假设0.4太阳的金属丰度。虽然这些值是不确定的，但这种扩散气体不太可能贡献很大一部分的群质量。考虑到吸收物质的深度以及它与最近星系的距离，它似乎最有可能来自IGM中的一个小团块，也许是一个电离的高速云。（节略）
2003-10-02 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
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
Searching for dust in the intracluster medium from reddening of background galaxies
我们报告了一个搜索存在的尘埃在星系团内介质的基础上研究统计红背景星系。根据红色序列星系团巡天数据，我们从中提取了（i）458个z_ph < 0.5的星系团的目录和（ii）约90，000个光度红移0.5 < z_ph < 0.8和光度红移不确定性δ z_ph /（1+z_ph）< 0.06的星系的目录，根据星系到星系团中心的投影距离，我们构造了几个星系样本。与参考文献相比，没有发现明显的颜色差异[<E（B-R_c）> = 0.005 pm 0.008，<E（V-z '）> = 0.000 pm 0.008]。假设一个银河系的消光定律，我们得出一个平均的视觉消光<A_V>= 0.004 pm 0.010对内部的1x R_200的集群。
2008-01-17 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
On the Intracluster Medium in Cooling Flow & Non-Cooling Flow Clusters
最近的X射线观测突出了缺乏熵核心的星系团。乍一看，这些结果似乎使预热的ICM模型无效。我们表明，一个自洽的预热模型，其中的辐射冷却的影响因素，是在很好的协议与观测。此外，该模型自然地解释了L-T关系中的固有散射，"冷却流“和"非冷却流”系统分别对应于轻度和强烈预热的系统。我们讨论了为什么预热应该有利于合并作为一种机制的起源“非冷却流”集群。
2003-09-19 astro-ph
The Intra-cluster Medium Influence on Spiral Galaxies
我们用扫描法布里-珀罗（Fabry-Perot）对Amram等（1992 - 1996）在H $α$波段观测到的39个不同类型的团旋星系样品进行了详细的分析。我们绘制了它们的旋转曲线的外部梯度作为去投影的集群中心距离的函数。晚型星系的自转曲线在远离星系团中心的地方显著上升。这表明了进化的影响，因为早期的类型没有显示出特殊的趋势。我们认为，星系团内部的演化过程导致晚型星系在向早型星系演化的过程中，越靠近中心，曲线越平坦。
1999-03-31 astro-ph
Stellar mass loss and the Intra-Cluster Medium in Galactic globular clusters: a deep radio survey for HI and OH
本文给出了迄今为止对银河系球状星团M 15、M 2、NGC 6934、NGC 7006和NGC 13方向21 cm HI辐射和18 cm OH辐射（谱线在1612、1665、1667和1720 MHz）的最深测量结果。目的是测量星团内介质（ICM）中的氢含量，并在球状星团红巨星的星周包层中发现OH脉泽。我们提出了一个尝试性的检测0.3兆太阳的中性氢在M15和可能的检测中性氢在M2和M13。我们推导出NGC 6934和NGC 7006中性氢含量的上限。未检测到OH排放。我们还提出了深HI数据的麦哲伦流的北端背后的1913年。
2005-11-04 astro-ph
AGN Feedback on the Intracluster Medium
与星系团相比，星系团在X射线下的亮度相当低，因此前者的星系团内介质必须相当低密度。我们认为这是由于当成员星系中的重子凝聚成最终在SNe中的恒星时，或者吸积到中心的超大质量黑洞上时，大量的能量反馈到ICM中，从而为AGN提供能量。我们计算了活动星系核驱动的外流效应和爆发效应以及由此产生的亮度-温度关联L_X-T。我们将其与SN贡献和X射线数据进行了比较;后者要求活动星系核的能量与周围的ICM在大约5 - 10^{-2}的分数能级上耦合。我们将L_X-T行为与活动星系核反馈对宿主星系气体的平行效应联系起来，发现星系速度色散与中心BH质量之间的相关性高达M_{\bullet} \propto σ^5。
2002-10-18 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
Gravitational diffusion in the intra-cluster medium
我们重温了氦和重元素在星系团内介质中的重力沉降过程。我们发现，氦对重元素施加了向内的拖曳力，使它们的沉降速度增加到接近其自身的一半。这个速度几乎与重元素的质量和电荷无关。在没有小尺度磁场的情况下，氦的沉降可以使热星系团核心的He/H丰度比增加三个数量级。它还使重子密度分布变陡，产生更高的X射线光度，这为观测到的光度-温度关系提供了解释。如果假设原始的He/H比，那么从观测到的X射线发射率推断的气体密度可能被低估了30%，在星系团的核心和外部区域高估了7%。另一方面，核心区域的暗物质密度可能被高估了8/3，而外围区域则被低估了18%。
2002-12-24 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
Physical Conditions and Star Formation Activity in the Intragroup Medium of Stephan's Quintet
介绍和分析了著名的致密星系群斯蒂芬五重星系（SQ）的新的多波段观测结果。其中包括60 $μm$和100 $μm$（ISOPHOT C-100照相机）的远红外图像、1.4 GHz（VLA B阵列）和4.86 GHz（VLA C阵列）的无线电连续图像以及长缝光学摄谱仪（Palomar $200"$望远镜）。通过这些新数据，我们的目标是更多地了解群内介质（IGM）中部的X射线/射电脊和IGM星暴SQ-A，两者都可能是由入侵星系NGC 7318 b（$v = 5700$ km s $^{-1}$）和IGM（$v = 6600$ km s $^{-1}$）之间的高速碰撞（$\sim 900$ km s $^{-1}$）引起的。
2003-06-12 astro-ph
Cooling flows and the entropy of the intragroup medium
我们研究稳定的，均匀的和亚音速的冷却流在贫穷的星系团在最近的建议，即辐射冷却的星系团内的气体可以解释观测的“熵地板”和其他相关的X射线观测。我们研究了一个家庭的冷却流的解决方案参数化的质量通量率，然后确定由此产生的熵和X射线光度。我们发现，冷却流量的质量通量率超过每年1000 M_{solar}的熵和X射线光度的观测解释。鉴于在丰富的集群中观察到的这种大流量的缺乏，我们的计算表明，除了辐射冷却的影响，还需要加热源来解释观测结果。
2002-10-25 astro-ph
Observations of metals in the intra-cluster medium
由于它们深的引力势阱，星系团保留了所有由成员星系的恒星星族产生的金属。这些金属大部分存在于热等离子体中，而热等离子体支配着团簇的重子含量。这使它们成为研究宇宙核合成和化学富集历史的优秀实验室。在这里，我们回顾的历史，目前的可能性和限制的丰度研究，和目前的观测状态的X射线测量的化学成分的集群内介质。我们总结了最新的进展，在使用集群的丰度模式，把超新星的理论模型的限制，我们展示了集群的丰度如何提供新的见解到宇宙的恒星形成的历史。
2008-01-07 astro-ph
Suzaku Observation of Group of Galaxies NGC 507: Temperature and Metal Distributions in the Intra-cluster Medium
利用朱雀卫星研究了NGC 507星系群中团内介质的温度和丰度分布。所观察到的同心环形光谱，以及ICM的两个温度模型的代表，我们发现更陡峭的丰度梯度Mg，Si，S和Fe相比，O在中心区域。发现α-元素与铁的绝对比值与其他组和贫簇中的相似。我们计算了NGC 507的Fe，O和Mg的金属质光比（IMLR，OMLR，MMLR），并对不同系统的值进行了比较。更热和更富的系统倾向于显示更高的IMLR、OMLR和MMLR值。首次用朱雀细胞测量了外区的OMLR和MMLR，而IMLR与ASCA细胞一致。我们还研究了硬度比的二维图，但没有发现明显偏离圆对称。
2008-05-19 astro-ph
Starbursts from strong compression of galactic molecular clouds due to the high pressure of the intracluster medium
我们证明了热的团内介质（ICM）的高压可以触发螺旋星系中分子云的崩溃，导致云中恒星形成的爆发。我们的流体动力学模拟表明，ICM的高气体（冲压压力和静态热）压力在短时间尺度（$\sim$ $10^{7}$ yr）内强烈压缩自引力气体云，大大增加了中心气体密度，从而导致云内有效的恒星形成。星云中的恒星形成了一个紧密的、受引力束缚的星团。在这样一个云的恒星形成效率被发现依赖于ICM的温度和密度和相对于它的星系的相对速度。基于这些结果，我们讨论了在遥远的星系团中观察到的星暴/poststarburst人口的起源，恒星形成的星系合并集群的增强，和孤立的紧凑的HII区最近发现的室女星系团。
2003-08-15 astro-ph
Signatures of Galaxy Formation in the Intracluster Medium
星系群和星系团中的星系际气体带有星系形成的不可磨灭的印记。我们提出了一个观测和简单的理论模型之间的比较表明，辐射冷却管理的熵尺度，设置核心半径的集群内介质。在半径为0.1 r_200处测得的熵的尺度为T^2/3，与控制核心熵的冷却阈值模型一致。重子冷却形成星系很可能会导致反馈，反馈的信号可能会出现在星系团的更远处。在半径r_500处测量的熵，除了最大质量的星团外，都超过了分级吸积所能产生的量。然而，平滑吸积重子密度分布的反馈，也许通过星系风，可以将吸积激波处的熵产生提高2-4倍。在r_500的熵平滑吸积模型的初步比较表明，平滑吸积是一个合理的解释，这种过剩的熵，并建议重子吸积到集团比重子吸积到集群。
2003-08-27 astro-ph
The abundance pattern of O, Mg, Si and Fe in the intracluster medium of the Centaurus cluster observed with XMM-Newton
导出了半人马座星系团团内介质中O、Mg、Si和Fe的丰度。Fe丰度具有负的径向梯度。在太阳单位中，Si丰度接近Fe丰度，而O和Mg丰度要小得多。高的Fe/O和Si/O比表明Ia超新星的金属供应是重要的，Ia超新星合成Si和Fe。在2 $'$范围内，O和Mg丰度与由Mg $_2$指数导出的cD星系的恒星金属丰度一致。这一结果表明中心气体主要来自cD星系。观察到的半人马座星系团的丰度模式类似于在其他星系团和星系群中心观察到的丰度模式。然而，中心Fe丰度和Si/Fe比分别比M 87高40%和低30%。由于Ia型超新星在半人马座星系团中的积累时间尺度更高，这些差异意味着Ia型超新星的核合成与时间有关。
2006-10-10 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
Modified-Entropy Models for the Intracluster Medium
我们提出了一套集群模型，将当今集群的属性与控制星系形成的过程联系起来。这些模型把团内介质的熵分布作为其最基本的性质。由于对流努力建立一个熵梯度，随着半径的增加，一个松弛的星系团的可观测性质完全取决于它的暗物质势和它的未凝聚气体的熵分布。在模拟的指导下，我们假设气体密度分布与暗物质相同，计算了在没有辐射冷却和超新星加热的情况下产生的团内熵分布。最低熵的气体将下降到临界熵阈值以下，在临界熵阈值处，冷却时间等于哈勃时间。辐射冷却和与之相关的任何反馈都必须改变低熵气体的熵，改变整体熵分布函数，从而改变星系团的可观测性质。使用一些唯象的处方熵修改的基础上存在的冷却阈值，我们构建了一个非常现实的集群模型。观测到的星系团的表面亮度分布、质量温度关系和亮度温度关系都自然地从这些模型中产生。通过引入一个单一的可调参数的数量的内部气体，可以在哈勃时间内冷却，我们也可以重现观察到的温度梯度的集群和偏离标准的光度-温度关系的冷却流集群。
2002-05-16 astro-ph
