Iron abundance in the ICM at high redshift
本文分析了18个红移<z1星系团的X射线谱< 1.3. Most of them were observed with the Chandra satellite in long exposures ranging from 36 ks to 180 ks. For two of the z>，并利用深XMM-Newton观测资料。总的来说，这些簇探测3<kT<8 keV的温度范围。我们的分析的目的是推导出铁丰度的内集群介质（ICM）的最高红移探测日期。利用不同红移区间的子样本组合光谱拟合，我们研究了ICM平均金属丰度随宇宙历元的演化。我们发现在=0.8处的平均Fe丰度<z>为Z =0.25 + 0.04 - 0.06Zo，与当地的典型金属丰度值Z ~ 0.3Zo一致，在1 sigma置信水平内。中低温团簇（kT <5 keV）的铁丰度往往比高温团簇大。在红移<z>~1.2处（z>1处的4个簇），我们仅在一个簇中获得Fe-K线的统计学显著检测（在90% c.l.处的Z>0.10 Zo）。结合钱德拉和XMM在z>1时的所有当前数据集，测得的平均金属丰度为<Z>= 0.21 + 0.10 - 0.05 Zo（1 σ误差），因此表明平均铁丰度没有演变到z~1.2。
2003-05-13 astro-ph
ICM masses in nearby and distant clusters of galaxies
我们编译星系团的X射线数据在广泛的红移$z=0.0\sim1.0$和比较X射线光度，气体质量，铁丰度和铁质量的附近的集群和遥远的集群作为等离子体温度的函数。本文中提供的所有数据仅使用\ASCA和/或\ROSAT获得。没有发现\KT - \LX关系或$z<0.6$上\KT -铁丰度发生变化的证据，也没有发现$z>0.6$上\KT - \LX关系发生显著变化。然而，在$z\sim0.8-1.0$和$z\sim0.6$周围的一些非常遥远的星系团的气体质量明显低于附近的星系团，这表明了演化的暗示。在$z\sim0.8-1.0$的两个非常遥远的星系团的铁质量是显着不同的彼此，这表明，金属注入ICM的时代是不同的集群之间。
1997-11-28 astro-ph
Tracing the distribution and evolution of Iron in the IntraCluster Medium
星系团X射线谱中的发射线揭示了处于维里平衡的暗物质势阱中弥散热等离子体（ICM）中重元素的存在。多亏了钱德拉和XMM-牛顿的X射线卫星，我们现在能够以很好的精度测量铁的分布和演化，直到红移z ~ 1.3。研究高红移星系团ICM的化学和热力学性质是研究星系团星系与周围介质相互作用过程的有效工具。我们确认ICM在9 Gyr的回顾时间已经显著富集，并且发现铁丰度随红移的变化为（1+z）^（-1.25），意味着相对于z=1.3增加了~2倍。这一结果可以解释为，在z>2的大质量椭圆星系中，恒星形成过程迅速富集，随后富集气体从盘星系缓慢释放到ICM中，与从盘到S 0的形态转变有关。
2008-01-24 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
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
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
Constraints on SN Ia Progenitors and ICM enrichment from field and cluster SN rates
假设星系团中的恒星是以标准IMF形成的，那么星系团中的铁质量大约是核心坍缩SNe可能产生的铁质量的6倍。Ia型SNe已被提议作为替代的主要铁源。我们使用我们的HST测量的集群SN-Ia率在高红移研究集群铁富集的情况。这些测量结果可以通过恒星星族形成到超新星-Ia爆发之间的平均延迟时间来约束恒星形成时期和超新星-Ia祖先模型。星系团SNe-Ia在z~1处的低观测速率将星系团中的恒星形成时期推后到z>2，这意味着延迟时间很短。我们还显示了一个相关的分析高Z场SNe这意味着，在某些条件下，一个长的SN-Ia延迟时间。因此，通过来自头重脚轻的IMF的核心崩溃SNe的集群富集可能仍然是唯一可行的选择。
2003-10-27 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
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
On the Dynamical Origin of the ICM Metallicity Evolution
利用星系团的N体/SPH（smoothed particle hydrodynamics）无辐射数值模拟，应用星系形成的半解析模型，研究了星系团内介质（ICM）金属丰度演化的起源.半分析模型包括气体冷却、恒星形成、超新星反馈和金属富集，并与基础模拟的扩散气体相关联，以便气体粒子的化学性质动态地、一致地从星系中的恒星产生。这种混合模型让我们有关于ICM中金属的空间分布的信息。对一组维里质量为~1.5*10^15 h^{-1} M_sun的星系团的结果有助于对最近观测到的X射线数据的理论解释，这些数据表明，随着红移的增加，星系团内气体的平均铁含量减少。我们发现这种演变主要是由于铁丰度在~ 0.15R_vir范围内逐渐增加的结果。星系团的z~1值相当大，而最近恒星形成的贡献很小。在高红移处富集的低熵气体汇到星系团中心，对金属丰度分布的演化做出贡献。
2008-02-07 astro-ph
WWhat Heavy Elements in Clusters of Galaxies Tell About Clusters and Galaxies
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。这些证据的最简单的解释是，IMF以及SN类型的相对贡献是普遍的。目前在较冷的团簇和群中可用的丰度更加不确定，可能是由于多电子离子的原子物理学数据不够准确，或者ICM是多相的，或者是它们的组合。这种不确定性自动延伸到现实的径向丰度梯度，迄今为止在冷集群报告。它强调，大多数金属居住在ICM，而不是在星系，这表明，充满活力的风在大质量星系的演化早期操作，大多数金属的可能生产商现在在ICM。ICM的金属丰度也被用来设置一个半经验约束$\sim 0.1$ keV每粒子ICM { \it预热}由于超新星驱动的星系风。宇宙整体金属丰度下限为$z=3$。
2000-01-18 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
Helium and Iron in X-ray galaxy clusters
我讨论的作用，所观察到的X射线属性的星系团核心的氦的沉积，并提出了一个历史的ICM中的金属积累，与新的计算相对于我以前的工作后，最近的证据的双峰分布的延迟时间在超新星Ia型。
2006-10-16 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
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
Effect of turbulent diffusion on iron abundance profiles
我们比较了一个简单的模型，涉及从最亮的星系和随机气体运动的金属喷射和随后的扩散金属的预测的一个小样本的组和集群的观测到的峰值铁丰度的配置文件。扩展Rebusco等人（2005）的分析，我们发现，对于样本中8个对象中的5个，需要$10^{29}$ cm $^{2}$ s $^{-1}$数量级的有效扩散系数。对于AWM 4，Centaurus和AWM 7，结果是不同的，这表明金属在整个集群中扩散的过程中存在很大的不稳定性。扩散系数对体系质量的依赖性不明显。我们还估计了特征速度和空间尺度的气体运动需要平衡的冷却损失的耗散相同的气体运动。通过比较观测到的ICM中由中心活动星系核（AGN）膨胀的射电泡的大小和导出的空间尺度表明，AGN/ICM相互作用对星系团核心中的气体运动有重要的贡献（如果不是主导的话）。
2006-08-23 astro-ph
SZE Signals in Cluster Models
下一代SZE调查将为集群研究提供新的视角。这个新的观测窗口将揭示星系团的哪些特性？结合X射线、SZE和光学观测，我们能学到什么？气体熵分布、暗物质浓度、吸积压力和团内介质（ICM）质量分数的变化如何影响SZE观测值？我们调查这些重要的集群参数与ICM的分析模型的签名。考虑到ICM物理学目前的不确定性，我们的方法是跨越由观测和一小部分假设激发的合理模型的范围。我们发现中心康普顿参数和星系团核心外的X射线光度之间有着紧密的关系，这表明这些观测值携带着关于ICM的相同信息。总的SZE光度与气体的热能成正比，并且是一个令人惊讶的强大的星团质量指标：$L_{SZ} \propto f_{ICM} M^{5/3}$。我们发现，结合$L_{SZ}$和半光度半径$r_{SZ}$提供了一个措施的势能的集群气体，因此，我们可以推导出的ICM的总能量含量。我们警告说，任何系统的ICM质量分数的变化将扭曲预期的$L_{SZ} - M$校准用于研究集群数密度的演变，并提出了一种技术，使用kSZ约束$f_{ICM}(M,z)$。
2006-07-23 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
The Galaxy Cluster Luminosity-Temperature Relationship and Iron Abundances - A Measure of Formation History ?
星系团的X射线光温关系和铁丰度分布都表现出内禀色散。使用一个大的星系团与测量铁丰度，我们发现之间的相关性和相对偏差的集群从平均L-T关系。我们认为，这些意见可以解释考虑到团簇形成时代的范围内预期的一个分层宇宙。已知的冷却流质量沉积速率与光度和温度的关系也与这种解释相一致。从观察到的集群人口，我们估计，最古老的集群形成在z>~2。我们认为，星系团的铁丰度可以提供一个参数化的年龄和动力学历史。
1997-06-04 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
Evolution of the metal content of the intra-cluster medium with hydrodynamical simulations
我们提出了一个比较模拟结果和X射线观测数据的演化的金属丰度的集群内介质（ICM）。对星系团的模拟是用Tree-SPH Gadget 2程序进行的，该程序包括一个详细的化学演化模型，并假设三种不同形状的恒星初始质量函数（IMF），即Salpeter（1955）、Kroupa（2001）和Arimoto-Yoshii（1987）IMF。我们的模拟预测显着的径向梯度的铁丰度，延伸到整个集群维里化区域。在更大的半径，我们没有检测到任何平坦的金属丰度轮廓。至于ICM金属（铁）丰度到z=1的演化，我们发现它是由（i）已经富集的气体下沉，（ii）星系中正在进行的金属生产和（iii）ICM金属锁定在新生恒星中的综合作用决定的。因此，在z=1时停止恒星的形成，并不能抑制金属丰度的演化，反而会导致发射加权ICM金属丰度演化过快，在低红移时数值过高。最后，我们将模拟结果与观测到的每单位B波段光度的Ia型超新星发生率（SnU_B）进行比较。我们发现，我们的模拟集群不再现SnU_B的下降趋势，在低红移，除非恒星形成截断z=1。
2008-02-15 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
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
ICM properties and AGN distribution in high-z RCS clusters
在这里，我们讨论的星系团的X射线特性的光学选择在红序列星系团巡天（RCS）观察钱德拉卫星，在红移0.6 < z < 1.2。我们的目的是评估光学选择的高z星系团的演化阶段，从他们的ICM漫发射进行光谱分析。我们还研究了活动星系核在它们周围的分布。对扣除背景的光谱进行了分析，并与一个单一的温度模型拟合，以测量平均ICM温度，X射线测辐射热光度和Fe丰度的典型半径之间的200和350 kpc。我们还分析了RCS团簇场中的点源数密度和空间分布随X射线通量的变化。我们检测到发射的大部分集群，除了三个，我们只有边缘检测在~3西格玛。我们发现RCS团簇的L-T关系的归一化比X射线选择团簇的L-T关系的归一化低约2倍。我们确认，在所检测到的对象中的铁丰度是一致的X射线选择集团在相同的红移。我们还发现了一个过量的低光度AGN对中心的集群。
2008-07-10 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
On the dependence of the iron K-line profiles with luminosity in Active Galactic Nuclei
我们提出的证据，在活动星系核（AGN）的铁K-α线的强度和配置文件的变化，根据与ASCA的X射线观测。随着亮度的增加，谱线的强度明显减弱。这种关系并不仅仅是由于射电功率，因为当只考虑射电安静活动星系核时，它仍然存在，因此不能完全用相对论性波束来解释。除了强度的变化外，在更高光度的光源中，谱线轮廓似乎也有所不同。我们讨论了这些结果的模型中的吸积盘成为电离的吸积率的函数。
1997-08-04 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
The Heating of the ICM: Energy Crisis and viable solutions
X射线观测表明，非引力过程在团内介质（ICM）的热力学中起着关键作用。非引力过程的影响在ICM中作为熵最小值而被铭记，其影响在亮度-温度关系和熵-温度关系中可见。然而，仅凭X射线辐射无法区分不同的机制和加热源。目前还没有答案的以下问题：有多少非引力能量每个重子是目前在ICM？这能量是什么时候注入的？暖气的来源有哪些？这些问题面前的尴尬是放大的事实，最可行的加热源，SNae和恒星风，似乎是低效的，使ICM观测到的熵水平。我们可以称之为能源危机。在这里，我们回顾了这场危机的主要方面，列出了可能的解决方案，包括其他来源，如活动星系核和射电星系，或其他机制，如大规模冲击和选择性冷却。
2001-09-05 astro-ph
The influence of chemical composition on the properties of Cepheid stars I - Period-Luminosity relation vs iron abundance
通过将Freedman等人（2001）的造父变星周期-光度关系的V带残差与37颗银河和麦哲伦云造父变星的[Fe/H]联系起来，评估了恒星铁含量对造父变星周期-光度关系的影响。铁的丰度测量从FEROS和UVES高分辨率和高信号噪声光谱。我们的数据表明，恒星的金属丰度增加，直到一个平台或周转点达到太阳的金属丰度。我们的数据与PL关系对铁丰度的不依赖性以及文献中经常发现的线性下降行为（例如Kennicutt等1998，Sakai等2004）不一致。另一方面，Fiorentino等人（2002年）的非线性理论模型对数据提供了相当好的描述。
2004-11-23 astro-ph
Evolution of iron core white dwarfs
依巴谷星（Provencal et al. 1998）最近的测量提供了观测证据，支持某些核心成分富含铁的白矮星（WD）的存在。在这方面，本论文的目的是探索的结构和演变的铁芯WD通过一个详细的和更新的进化代码。特别是，我们研究的中心条件，中微子光度，表面重力，结晶，内部光度配置文件和年龄的演变。我们发现富铁WD的演化过程与碳氧WD的演化过程明显不同.特别地，与标准情况相比，冷却被强烈地加速。因此，如果铁WD非常多，它们中的一些将有足够的时间在比观测到的WD光度函数中的下降对应的光度更低的光度下演化。
1999-11-19 astro-ph
X-ray iron line variability: constraints on the inner accretion disk
在回顾活动星系核中X射线反射的基本物理基础之后，我们提出了三个实例研究，说明了X射线反射研究的现状。对于低光度活动星系核NGC 4258，我们发现铁谱线比通常在高光度活动星系核中发现的要窄得多。我们认为，这是一个截断的冷吸积盘（可能是由于在r ~ 100 GM/c^2处过渡到平流主导的吸积流）或围绕吸积盘的大r ~ 100 GM/c^2 X射线发射日冕的证据。我们还介绍了NGC 5548和MCG-6-30-15中的高光度塞弗特核的结果。在这两个源中，RXTE显示铁谱线的等效宽度随着光度的增加而减小。此外，铁谱线等效宽度与反射连续体的相对强度成正比关系，这与所有简单的反射模型相反。有人提出，连续通量相关的变化电离的吸积盘表面可以解释这种光谱的变化。最后，我们根据这些复杂因素讨论了X射线铁线混响问题。
2000-09-29 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
Feedback in AGN heating of galaxy clusters
活动星系核加热团内介质（ICM）模型面临的挑战之一是活动星系核的机械光度如何与ICM的辐射损失相协调。在这里，我们实现了一个简单的一维模型的反馈机制，链接的活动星系核的吸积率的光度。我们演示了这个简单的反馈机制如何导致一个广泛的参数范围的准稳态。此外，在这个反馈模型中，我们研究了热传导的影响，发现它的相对重要性强烈依赖于集群质量。
2004-05-21 astro-ph
Iron line and diffuse hard X-ray emission from the starburst galaxy M82
本文研究了经典的星暴星系M82中弥散硬X射线辐射的性质。我们使用新的钱德拉ACIS-S观测结合再处理档案钱德拉ACIS-I和XMM-Newton观测。我们发现，在所有数据集中，除了可能的非热X射线连续谱和轻微显著的E = 6.4 keV Fe K-α线发射之外，在M82的中心|r| <200 pc，|z| <100 pc中存在E~6.7 keV Fe He-α发射，具有高度的统计学显著性。在Chandra观测的两个时期，点状X射线源和ULX的X射线谱之和中没有发现统计上显著的Fe发射。在2004年4月21日XMM-牛顿观测的总核区铁线通量是一致的钱德拉派生的扩散分量，但在2001年5月6日XMM-牛顿观测，他们显着更高，也检测到E = 6.4和E = 6.9 keV的铁线。我们将过量的铁谱线发射归因于高态的超亮X射线源。一般来说，M82的铁K壳层光度主要是由漫射分量决定的。在E = 2 - 8 keV的能量带中，漫射硬X射线发射的总X射线光度（校正了未分辨的低光度致密天体的发射）为L_X~4.4 × 10^39 erg/s，6.7 keV的铁谱线光度为L_X~（1.1 - 1.7）× 10^38 erg/s。6.7千电子伏的铁线光度与先前未观测到的富含金属的合并超新星喷出物的预期一致，该喷出物被认为是驱动更大规模的银河系超级风的原因。铁线光度意味着星暴区的热压力为P/k~2 x 1…
2006-11-28 astro-ph
Iron Kalpha emission from the low-luminosity Active Galaxies M81 and NGC 4579
本文报道了低光度活动星系（LLAGN）M81和NGC 4579的XMM-牛顿光谱，这两个星系都具有已知的黑洞质量和良好采样的光谱能量分布（SED）。两个LLAGN的铁K α谱线可以用两个分量来描述--一条6.4 keV的窄线和一条由高度电离的类He或类H物质（E \sim 6.8 keV）产生的中等宽线（FWHM = 20000 km/s）。我们解释了宽线产生的吸积盘的内缘被限制在大半径（r_{in} \sim 100 r_g）。然而，这些源的爱丁顿比，{L}/{ L_{Edd} }，比将冷盘光致发光到类氦铁所需的低3 - 4个数量级。我们认为这些谱线可以解释为碰撞电离的X射线谱线，它产生于内部区域的热流（辐射效率低）和r \sim 100 r_g外的冷盘之间的过渡区。我们的XMM-牛顿观测探测的吸积流的几何形状是一致的截断盘模型提出来解释SED的LLAGN。
2004-02-13 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
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
Simulating galaxy clusters -- I. Thermal and chemical properties of the intra-cluster medium
我们已经进行了一系列的N-体/流体动力学（TreeSPH）模拟的星系团和星系群，从宇宙学N-体模拟中选择的$Λ$ CDM框架内：这些对象已重新模拟在更高的分辨率$z$ =0，为了遵循也从星系内的恒星星族ICM的动力学，热和化学输入。模拟包括金属依赖的辐射冷却，根据不同的IMF的恒星形成，能量反馈作为强大的恒星爆发驱动的银河系超级风，化学演化与非瞬时再循环的气体和重元素，一个元银河系的紫外线场和热传导的影响在ICM。在本文中，我们主要在$z=0$得到了ICM的温度和熵分布、它的X射线光度、星团冷分量（冷分数以及质光比）以及ICM与恒星之间的金属分布的结果。在一般情况下，模型与有效的超级风，随着头重脚轻的恒星IMF，能够相当好地再现所观察到的$L_X-T$关系，熵的配置文件和冷分数。除了$r\sim$ ~0.1 $R_{\rm{vir}}$内部的温度逐渐下降外，观测到的ICM径向温度分布可以匹配。ICM的金属富集导致内部的铁梯度有些陡峭;然而，在对冷却流底部形成的恒星进行校正后，全球的富集水平与观测估计值相当;恒星和ICM之间的金属分配也与观测结果非常一致。
2006-09-08 astro-ph
Simulating the metal enrichment of the ICM
我们目前的结果从树+SPH模拟的星系团，旨在研究金属富集的内-团簇介质（ICM）。模拟代码包括一个相当先进的处理恒星形成，以及释放的能量反馈和详细的产量从II型和Ia型超新星，也准确地占不同的恒星星族的寿命。我们对维里质量为~ 3.9 × 10^14 Msun的星系团进行了模拟，以研究改变反馈强度和恒星初始质量函数（IMF）的影响。虽然大多数模型都能够产生可接受的铁质量，我们发现，铁丰度的配置文件总是比观察到的陡峭。在R >~ 0.1R200处，[O/Fe]比为-0.2，而在中心区域，由于最近的恒星形成，[O/Fe]比增加到超太阳值。使用一个顶部-较重的国际货币基金组织给出了一个较大的[O/Fe]在整个集群，在与观察的差异。另一方面，采用可变IMF（其在z>2时变得顶部较重）提供大致太阳能[O/Fe]比。我们的结果表明，我们的模拟仍然缺乏一个反馈机制，应该淬火恒星形成在低红移和运输金属远离恒星形成区。
2004-01-27 astro-ph
The Effects of Clumping and Substructure on ICM Mass Measurements
我们研究了48个模拟星系团的合奏，以确定小规模的密度波动和大规模的子结构对X射线测量的团内介质（ICM）质量的影响。我们测量了ICM中的RMS密度波动，其特征在于在500倍临界密度的密度对比度内，平均质量加权聚集因子C = <rho^2>/<rho>^2在1.3和1.4之间。这些波动产生于星系团的吸积冲击和主要合并的历史，它们的存在增强了星系团相对于光滑情况的光度。因此，我们预计，ICM质量测量利用模型，假设在给定的半径均匀密度进行偏差的顺序sqrt（C）= 1.16。我们通过对模拟的X射线图像进行ICM质量测量并找到预期的偏倚水平来验证这一结果。在我们的合奏团的不同的集群形态也使我们能够调查偏离球对称对我们的测量的影响。我们发现，大规模的子结构的存在并没有进一步偏置所产生的气体质量，除非它是足够明显的，以产生至少1%的最大表面亮度的图像中的第二个峰值。我们分析了没有次级峰的图像子集，发现在导出的质量中偏差为9%，高斯随机误差为4%。
1999-04-30 astro-ph
Recent Dynamical Evolution of Galaxy Clusters
证据是最近的星系团的弛豫过程的演变，使用大型光学和X射线集群样本。用星系团椭圆率、ICM温度和X射线星系团光度作为星系团弛豫的判据。我们发现了所有三个指标随z <0.15的红移而变化的强度和意义的证据。这一结果支持了这样的观点，即星系团大多已经停止了合并和吸积物质，正如在低Omega_matter宇宙中所预期的那样，现在正处于引力松弛的过程中，这降低了它们的扁平化，它们的ICM温度（合并阶段的冲击加热）和它们的X射线光度。这些结果支持Melott、Chambers和Miller（2001）最近的类似主张。
2002-04-18 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
Emission Lines in X-ray Spectra of Clusters of Galaxies
星系团的X射线光谱中的发射线揭示了在暗物质势阱中处于维里平衡的扩散热等离子体（团内介质，ICM）中重元素的存在。ICM相对简单的物理状态使我们能够以良好的精度估计其化学性质和化学丰度。这些措施对星系与周围介质的相互作用过程提出了强有力的约束，对星系形成的模型也产生了重要的影响。由于钱德拉和XMM-牛顿的X射线卫星，这一领域正在迅速发展。在过去几年中最相关的进展中，我们简要地讨论了冷核的性质和高红移星系团中铁丰度的测量。未来的X射线任务与测辐射热计承诺提供一个实质性的一步，更全面地了解复杂的物理ICM。
2007-08-06 astro-ph
The Metallicity Dependence of the Cepheid Period-Luminosity Relation
通过将Freedman等人（2001）的造父变星周期-光度关系的V波段残差与68颗银河和麦哲伦云造父变星的[Fe/H]联系起来，评估了恒星铁含量对造父变星周期-光度关系的影响。铁的丰度测量从FEROS和UVES高分辨率和高信噪比的光学光谱。我们的数据表明，恒星的金属丰度增加，直到一个平台或周转点达到太阳的金属丰度。这种行为似乎与PL关系独立于铁丰度以及造父变星随着金属丰度的增加而变得单调明亮（例如Kennicutt等人1998，Sakai等人2004）。
2005-10-18 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
Observational Constraints on the ICM Temperature Enhancement by Cluster Mergers
我们提出的结果，从合并集群A1914在红移$z=0.1712$的基础上$R_{\rm}$波段成像数据与斯巴鲁/Suprime-Cam和档案钱德拉X射线数据的弱透镜和X射线分析。基于弱透镜和X射线观测数据，我们探讨了星系团的整体性质，即引力质量、X层辐射光度和温度、气体质量和气体质量分数与半径的关系。我们发现$r_{2500}$和$r_{\rm vir}$中的气体质量分数分别与早期X射线团簇研究和基于WMAP观测的宇宙微波背景研究的结果相一致。然而，观察到的温度，$k_B T_{\rm ave}=9.6\pm0.3 {\rm keV}$，是显着高于维里温度，$k_B T_{\rm vir}=4.7\pm0.3 {\rm keV}$来自弱透镜畸变测量。X射线辐射热光度与温度（$L_X-T$）的关系与以往星系团X射线统计研究中导出的$L_X-T$关系是一致的。这种整体星系团性质之间的相关性是研究星系团合并物理的宝贵观测工具。我们的研究结果表明，X射线和弱透镜观测的结合是一个有前途的，强大的探测与集群合并的物理过程，以及它们的质量特性。
2007-02-23 astro-ph
The flip-side of galaxy formation: A combined model of Galaxy Formation and Cluster Heating
宇宙中只有约10%的重子以恒星的形式存在，然而大多数发光结构形成的模型都集中在发光恒星物质的性质上。在本文中，我们专注于"另一面"的星系形成和调查的性质的材料，目前没有锁定在星系。这种"副产品"的星系形成可以观察到的X射线发射等离子体（内集群介质，以下ICM）的团体和集群，我们提出了一个版本的达勒姆半解析星系形成模型GALFORM，使我们能够调查的ICM的属性。正如我们所期望的引力标度参数的基础上，以前的模型（在鲍尔等人2006年）未能再现甚至最基本的观测到的ICM的属性;然而，我们提出了一个简单的修改模型，允许从活动星系核的“无线电模式”反馈到ICM的热输入。这种加热的作用是从主晕的X射线发光中心区域排出气体。通过这种修正，模型再现了观测到的气体质量分数和集团和集团的光温关系。将加热过程引入模型需要改变一些模型参数，以保持与观测到的星系特性的良好匹配。使用修正的参数，最佳拟合光度函数与Bower等人（2006）中提出的光度函数相当。新模型向前迈出了根本性的一步，提供了星系和星系团ICM形成的统一模型。然而，与数据的详细比较并不完全令人满意，我们强调了需要改进的关键领域。
2008-09-26 astro-ph
Effects of Preheating on X-ray Scaling Relations in Galaxy Clusters
X射线团簇形成的纯引力模型无法再现观测到的局部团簇种群的基本性质，这表明需要在团簇内介质（ICM）上进行一个或多个额外的物理过程。我们提出了84个中等分辨率的气体动力学模拟的结果，旨在系统地研究预热的影响-一个最初升高的ICM的温度-对所产生的，本地X射线尺寸-温度，亮度-温度和ICM质量-温度关系。对LambdaCDM宇宙学进行了七组十二次模拟，每组模拟的特征在于不同的初始熵水平S_i。可观测关系的斜率随着S_i的增加而单调变陡。观测到的所有三种关系的斜率都可以通过模型重现，S_i为55-150 keV cm ^2，这一水平可以与戴维-戴维斯、庞曼和坎农对核心ICM熵的经验测定相媲美。给出了一个Si = 106 keV cm ^2的局域成功模型的红移演化。在温度kT > 3 keV时，物理等照度线尺寸或热光度的变化很小或没有变化，预计z < 1. The ICM mass at fixed T is lower at higher z as expected in the canonical evolution model. ICM mass fractions show a mild T dependence. Clusters with T >3 keV包含的ICM质量分数比宇宙平均重子分数Omega_b/Omega_m低适度（< 25%）;经过预热的热星团仍然是…
2001-02-20 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
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 K line Variability in the Low-Luminosity AGN NGC 4579
我们目前的低光度活动星系核（LLAGN）NGC 4579的新ASCA观测结果于1998年12月18日和28日，我们报告的铁K发射线的变化检测。两次观测的2- 10 keV波段的X射线光度几乎相同（LX $\approx$ 2 $\times10^{41}$ ergs/s），但比Terashima等人1995年7月的观测结果大35%。在$6.39\pm0.09$ keV（源静止坐标系）处探测到一条Fe K发射线，该线能量低于1995年观测的线能量$6.73^{+0.13}_{-0.12}$ keV。如果我们用中心在6.39 keV和6.73 keV的两个高斯的混合来拟合Fe线，则在3.5年的间隔内，6.7 keV线的强度减小，而6.4 keV线的强度增加。这种变化排除了热等离子体在宿主星系的起源电离铁线在这个LLAGN。6.4 keV线的检测和变化表明，冷物质对着一个大的立体角从核，它位于$\sim1$ pc从核。它可以用一个光学厚度的标准吸积盘来识别。如果是这样的话，一个标准的吸积盘是存在的爱丁顿比$L_{\rm Bol}/L_{\rm Eddington} \sim 2\times10^{-3}$。一个广泛的盘线轮廓是不清楚的，吸积盘的最里面的部分的结构仍然不清楚。
2000-06-05 astro-ph
AGN heating and ICM cooling in the HIFLUGCS sample of galaxy clusters
我们对活动星系核加热-ICM冷却网络进行了深入的研究，将HIFLUGCS样品的各种团簇参数与活动星系核中心的积分射电光度L_R（定义为10 MHz ~ 15 GHz的同步辐射总功率）进行了比较。我们采用中心冷却时间t_cool作为判断团簇冷却性质的标准，将t_cool < 1 Gyr的团簇划分为强冷却核（SCC）团簇，1 Gyr < t_cool <7.7 Gyr的团簇划分为弱冷却核（WCC）团簇，t_cool > 7.7 Gyr的团簇划分为非冷却核（NCC）团簇.在64个星团中，有48个星团（75%）含有与X射线峰值辐射同空间或在50 h^{-1}_{71} kpc以内的星团中心射电源（CCRS）。此外，我们发现，发现一个CCRS的概率从45%增加到67%到100%，分别为NCC，WCC和SCC集群，这表明在SCC集群的AGN反馈机制，调节冷却的中心区域。我们发现SCC星系团的L_R强烈地依赖于星系团的尺度，使得更大质量的星系团具有更强的射电活动星系核。在SCC和部分WCC团簇中，L-R和经典的质量沉积速率MDR之间也有相同的趋势，尽管前者比后者强得多。我们还对最亮的星系团L_BCG的2 MASS K波段光度与L_R和星系团参数进行了关联。我们调用L_BCG和黑洞质量M_BH之间的关系，发现SCC集团的M_BH和L_R之间惊人的紧密相关。我们也发现了一个很好的相关性L_BCG与M…
2009-01-26 astro-ph
The Imprint of Galaxy Formation on X-ray Clusters
人们普遍认为，宇宙的结构是分层进化的，因为原始的密度波动，被引力放大，崩溃和合并，形成越来越大的系统。然而，X射线星系团的结构和演化，似乎与这种结构形成的层次结构不一致。贫穷的星系团和星系群，以及迄今为止探测到的最遥远的星系团，比这些模型预测的光度、温度和红移之间的紧密关系所预期的要暗得多。在这里，我们表明，这些差异的出现是因为，在中心附近，热的，弥漫的团内介质（ICM）的熵高于$ achievable through gravitational collapse, indicating substantial non-gravitational heating of the ICM. We estimate this excess entropy for the first time, and argue that it represents a relic of the energetic winds through which forming galaxies polluted the ICM with metals. Energetically, this is onl$可能的，如果ICM被加热在适度的红移（$z \ltsim 2$），但之前的集群崩溃，表明星系的形成之前，集群和大多数集群已经组装最近。
1998-10-22 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
