Virial shocks are suppressed in cosmic ray-dominated galaxy halos
我们研究了宇宙射线（CR）的维里冲击的结构上的影响，使用一个大的高分辨率宇宙学FIRE-2模拟占CR注入超新星。在大质量（$M_{\rm halo} \gtrsim 10^{11}\,M_{\odot}$），低红移（$z\lesssim 1-2$）晕，这是预期形成“热晕”与缓慢冷却的气体在准流体静力学平衡（与稳定的维里激波），我们的模拟没有CR表现出明确的维里激波。从流入冷凝出来的较冷的相变成压力受限于过密的团块，嵌入在低密度、体积填充的热气体中，其冷却时间比流入时间长得多。因此，气体从冷的自由下落的流入急剧过渡到大约维里半径（$\approx R_{\rm vir}$）处的热和热压力，并且激波是准球形的。与CR，我们以前认为，在这个特定的质量和红移范围内的晕建立CR压力主导的气体晕。在这里，我们表明，当CR压力占主导地位的热压，没有显着的维里冲击。相反，流入的气体被CR压力梯度逐渐减速，并且气体相对亚音速地流出并甚至超过$R_\mathrm{vir}$。快速冷却还保持了$\sim R_\mathrm{vir}$内流入气体的亚维里温度。
2020-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Two-Halo Term in Stacked Thermal Sunyaev-Zel'dovich Measurements: Implications for Self-Similarity
利用热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）效应的叠加图可以研究星系团和星系团晕的质量与积分电子压之间的关系。也许令人惊讶的是，最近的观测结果表明，积分压力和质量之间的比例关系遵循简单的自相似模型的预测，直到低至$10^{12.5} \, M_{\odot}$的晕质量。流体动力学模拟，将充满活力的反馈过程表明，气体应该从这种低质量的晕耗尽，从而降低其tSZ信号相对于自相似的预测。在这里，我们建立在Vikram，Lidz和Jain（2017）的建模基础上，以评估由于相关晕（“双晕”项）的信号而导致的堆叠tSZ测量结果解释的偏差，这在文献中通常被忽略。我们适合理论模型的测量tSZ -星系群交叉关联函数，明确占一个和两个晕的贡献。我们发现适度的证据偏离自相似的压力-质量关系，即使在边缘化保守的偏心效应。我们探讨了在$10^{14} \, M_{\odot}$处断裂的压力-质量模型以及其他变体。我们讨论和测试的不确定性来源，在我们的分析，特别是可能的偏见在晕质量估计和普朗克束的粗分辨率。我们比较我们的研究结果与早期的分析，探讨在何种程度上晕隔离标准可以减少两个晕的贡献。最后，我们表明，正在进行的第三代CMB实验将明确解决低质量组中的单晕项;我们的方法可以应用于这些即将到来的数据集，以获得自相似性问题的明确答案，并提高对低质量晕中热气体的理解。
2018-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Degeneracy pressure of mass dimension one fermionic fields and the dark matter halo of galaxies
本文认为质量维为1的费米子场是通过其量子简并压效应形成星系核周围暗物质晕的。结果表明，对于质量约为$100 - 200$ eV的粒子暗物质，矮星系的质量比关系可以得到很好的解释。对于银河系这样的大星系，如果加入其它子结构，则可以很好地再现质量约为23eV的粒子的自转曲线的观测数据。
2022-06-27 astro-ph.CO
A New Method to Quantify Environment and Model Ram-Pressure Stripping in N-Body Simulations
我们介绍了一个本地背景环境（LBE）的估计，可以测量和周围的每个星系或其暗物质subhalo在高分辨率的宇宙学模拟。LBE的目的是捕捉环境效应的影响，如冲压压力剥离星系的形成和演化的半分析模型。我们定义的LBE直接从自适应球壳内的粒子数据，并设计一个高斯混合估计分离背景粒子从以前未识别的subhalo粒子。分析LBE的性质，我们发现，卫星星系的LBE是不是在休息相对于他们的主机晕，在典型的假设相反。在晕的外陷区，亚晕和LBE的速度方向一致，但在晕中心附近不相关。值得注意的是，在晕维里半径处LBE速度或密度没有突变。这表明剥离也应该发生在这个半径之外。因此，我们使用的时间演变的星系LBE开发一种方法，以更好地考虑在慕尼黑半解析模型，L-Galerkin的冲压压力剥离。总的来说，我们的新方法导致宇宙时间内气体剥离的显着增加。中心星系，以及维里半径以外的卫星星系，会失去相当一部分热晕气体。因此，卫星星系的气体分数和恒星形成率相对于基准模型被抑制，尽管恒星质量和全球恒星质量函数基本不变。
2019-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Pressure Profile through the Skew Cross-Power Spectrum of Sunyaev-Zel'dovich Effect and CMB Lensing in $\textit{Planck}$
利用HFI仪器的频率图和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）分量图，测量了$\textit{Planck}$的宇宙微波背景（CMB）偏态功率谱。二比一的偏斜功率谱测量了CMB透镜效应和热SZ效应之间的互相关。我们还直接测量相同的互相关使用$\textit{Planck}$ CMB透镜映射和SZ映射，并将其与来自偏斜功率谱的互相关进行比较。利用偏度功率谱对SZ功率谱和CMB透镜-SZ互功率谱进行了模型拟合，以约束暗物质晕的气压分布。的气体压力分布进行比较，现有的测量文献中，包括直接估计的基础上堆叠的SZ集群在$\textit{Planck}$。
2017-07-07 astro-ph.CO
Radiative feedback and the low efficiency of galaxy formation in low-mass haloes at high redshift
任何成功的星系形成模型都需要解释今天星系的小祖先中恒星形成的低速率。这种低效率是必要的复制低恒星维里质量分数，建议目前的丰度匹配模型。这种低效率的一个可能的驱动因素是来自大质量恒星的电离光子所施加的辐射压力。在宇宙学中，放大星系形成模拟辐射压力的影响被建模为一个非热压力，只在致密和光学厚恒星形成区域的行为。我们还包括大质量恒星的光致电离和光致加热。氢的完全光电离减少了$10^{4-4.5}$ K区域的辐射冷却。辐射压力的主要作用是调节和限制气体密度的高值和可用于恒星形成的气体量。这使得质量约为$z\simeq3$的$10^{11} \ {M_\odot}$的晕中的$\sim 1 \ {\rm M_\odot} \ {\rm yr}^{-1}$恒星形成率较低。红外捕获和光电离/光加热过程是在这个质量范围内的次级效应。居住在这些低质量晕中的星系只包含恒星总维里质量的$\sim0.6\%$，与丰度匹配大致一致。辐射反馈维持着一个具有上升圆速度剖面的扩展星系。
2014-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Future constraints on halo thermodynamics from combined Sunyaev-Zel'dovich measurements
动力学Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应测量灵敏度的提高为研究晕中重子的热力学性质打开了一扇新的窗口。我们提出了一种方法来约束这些热力学性质相结合的动力学SZ，这是一个公正的探针的自由电子密度，和热SZ，探测他们的热压。我们预测，我们的方法约束的平均热力学过程，如充满活力的反馈在所有的红移范围内可行的晕样本可用的星系演化的能量。目前的第三阶段宇宙微波背景（CMB）实验，如AdvACT和SPT-3G，如果与类似光谱测量相结合，可以测量到大于100 $σ$的kSZ和tSZ。这样的测量转化为对重子密度和压力分布以及对给定ICM模型的反馈和非热压力支持参数的μ-水平约束。这反过来又将为星系形成的宇宙学模拟中反馈的次网格模型提供关键的热力学测试。下一代CMB实验CMB-S4承诺的高保真度测量允许人们将这些约束进一步细分为红移之外的其他分类，如恒星质量或星系类型。
2017-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ram pressure stripping of the hot gaseous haloes of galaxies using the k-epsilon sub-grid turbulence model
利用k-ε亚网格湍流模型对大质量星系热扩展气体晕在马赫数0.9、1.1和1.9的冲压压力下的剥离进行了三维流体动力学模拟。k-ε模型通过增加高湍流区域的输运系数来模拟高雷诺数流动。我们发现，初始的，瞬时剥离是相同的，无论是否实施的k-milling模型，是与其他研究的结果。然而，使用k-epsilon模型导致超音速流汽提进行10 Gyr后剩余气体减少了五分之一，这与简单的分析计算表明的情况更加一致。因此，连续的开尔文-亥姆霍兹剥离在大质量星系晕的冲压压力剥离中起着重要的作用。为了正确地解释这一点，对星系团的模拟将需要使用亚网格湍流模型
2013-09-20 astro-ph.CO
Quasinormal-mode redshifts of black holes in galactic halos with radial pressures
RIKEN iTHEMS（理化学研究所 iTHEMS）；Physics Department, California State University, Fresno（加州州立大学弗雷斯诺分校物理系）；Helsinki Institute of Physics, University of Helsinki（赫尔辛基大学赫尔辛基物理研究所）
研究星系暗物质晕的径向压力对黑洞准正则模红移的影响，发现除 $w=-1$ 外存在普遍红移关系，对黑洞光谱学有重要意义。
2026-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Resolution-independent modeling of environmental effects in semi-analytic models of galaxy formation that include ram-pressure stripping of both hot and cold gas
卫星星系中恒星形成的猝灭现象在大范围的暗物质晕质量和星系环境中被观测到。在最近的Guo et al（2011）和Fu et al（2013）半解析+N体模型中，卫星星系的气体环境受其所在的暗物质次晕的性质控制。这个数量取决于N体模拟的分辨率，导致在高分辨率和低分辨率模拟中淬灭卫星的发散分数。在这里，我们将一个分析模型，以跟踪低于分辨率限制的subhaloes。我们证明，我们然后获得更好的收敛结果之间的千年I和II模拟，特别是在大规模的晕（$\rm log M_{halo}=[14,15]$）的卫星。我们还包括一个新的物理模型，在卫星星系的冷气体的冲压压力剥离。然而，我们发现非常明显的差异与观测到的趋势淬火卫星星系分数作为恒星质量的函数在固定的晕质量。在固定的晕质量，猝灭的卫星的分数不依赖于模型中的恒星质量，但在数据中的质量强烈增加。除了对低质量被动卫星的过度预测外，模型还预测了太少的低恒星质量的淬灭中心星系，因此重现淬灭部分的问题不仅仅是环境原因。为了解决这些问题，显然需要进一步改进对调节星系恒星形成历史的气体物理过程的处理。
2016-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Circumgalactic Medium of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 Simulation -- I: Halo Gas Properties and the Role of SMBH Feedback
我们分析了气体的物理性质的环星系介质（CGM）的132银河系（MW）的中央星系在$z=0$从宇宙学磁流体动力学模拟TNG 50，部分的IllustrisTNG项目。CGM气体的性质和丰度在整个样品是不同的，不同的阶段（冷，暖，热），以及中性HI质量和金属质量的分数预算，变化很大。在我们的恒星质量范围内的$10^{10.5} < M_\star / \rm{M}_\odot < 10^{10.9}$，径向配置文件的气体物理性质从$0.15 < R\rm{ / R_{\rm 200c}} < 1.0$揭示了巨大的CGM结构的复杂性，与显着的变化都在固定距离周围的个别星系，并在不同的星系。CGM气体是多相的：密度、温度和熵的分布都是多峰的，而金属丰度和热压分布是单峰的，都是宽的。我们提出的磁场在MW状晕的预测：在更大的距离内晕的$|B|\sim\,1μ$ G的中值场强迅速下降，而磁压占主导地位的热压力只有在$\sim0.2 \times \rm{R_{200c}}$。位里温度气体在$\sim 10^6\,$ K共存的次主导冷，$< 10^5\,$ K组件在近似的压力平衡。最后，CGM的物理性质与银河系恒星形成率密切相关，反过来又取决于超大质量黑洞（SMBH）的反馈。在TNG 50中，我们发现SMBH驱动的动能风产生高速外流（$\gtrsim 500-2000$ km/s），将气体加热到超…
2023-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Core-Envelope Haloes in Scalar Field Dark Matter with Repulsive Self-Interaction: Fluid Dynamics Beyond the de Broglie Wavelength
由超轻玻色子组成的标量场暗物质（SFDM）由于其新颖的结构-形成动力学（耦合薛定谔-泊松方程）而成为标准无碰撞冷暗物质（CDM）的替代物，引起了人们极大的兴趣。在SFDM（FDM）的自由场（“模糊”）限制中，结构在德布罗意波长以下被抑制，但在更大尺度上类似于CDM。维里化晕具有半径为$\simλ_\text{deB}$的“孤波”核，被类似CDM的包络所包围。当足够强的排斥性自相互作用（SI）也存在时，结构可以被抑制到低于第二个长度尺度$λ_\text{SI}$，具有$λ_\text{SI}> λ_\text{deB}$ -被称为$λ_\text{SI}> λ_\text{deB}$ -费米（TF）制度。FDM动力学由于量子压力而不同于CDM，并且SFDM-TF通过增加SI压力而进一步不同。然而，在小的$λ_\text{deB}$极限中，我们可以通过可压缩的$γ=5/3$理想气体的流体守恒方程来模拟所有三个，其中理想气体压力来源于内部速度色散，并且对于TF状态，增加了SI压力$P_\text{SI}\propto ρ^2$。我们使用这些流体方程来模拟晕形成的引力坍缩在1D，球对称，证明了第一次，SFDM-TF晕形成的核心大小的$R_\text{TF}$，半径的SI压力支持$(n=1)$ -多面体，围绕CDM样信封。与局域宇宙中矮星系的自转曲线相比，当$R_\text{TF}\gtrs…
2021-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Ram pressure profiles in galaxy groups and clusters
利用一种混合方法，结合无辐射流体动力学模拟与半解析模型的星系形成，我们确定的冲压压力的函数的星系经历的晕的维里质量12.5 <= log（M_200 h/M_Sun）< 15.35，红移0 <= z <= 3。冲压压力的计算采用自洽方法，该方法利用模拟气体粒子来获得星系际介质的性质。所获得的冲压压力分布可以很好地描述的β轮廓模型，与参数依赖于红移和晕维里质量在一个简单的方式。这里提供的拟合公式将被证明是有用的，包括冲压压力的影响到半解析模型的基础上缺乏气体物理的方法，如暗物质的模拟或Press-Schechter形式主义。
2011-06-15 astro-ph.CO
Inverse mass cascade in dark matter flow and effects on halo deformation, energy, size, and density profiles
反质量级联是自引力无碰撞暗物质流（SG-CFD）中间统计定态的一个重要特征。本文主要讨论质量级联对晕能量、动量、色散、尺寸和密度的影响。具有快速质量吸积的晕有一个膨胀的核心。质量级联形成一个新的质量层，使原始晕变形，并引起非零径向流（核心向外，外部向内）。向内/向外的流动导致等温轮廓中不存在的额外长度尺度（尺度半径）。对于快速生长的晕，可以推导出晕浓度c=3.5。对于尖点核心的争议，提出了一个双幂律密度作为非零径向流的结果。内/外密度分别由晕变形速率和晕生长控制。中心变形越慢，密度越陡。对于快速生长的晕，中心的径向流只是哈勃流，导致中心核的存在。质量级联导致非零晕表面能/张力和径向流动，增强了外部区域的色散。由于晕圈表面能的存在，获得了有效重力指数$n_e$ =-1.3（而不是-1）。晕圈大小服从几何布朗运动和对数正态分布。粒子的布朗运动在不断发展的晕导致福克-普朗克方程的粒子分布，这是依赖于径向和渗透流。基于一个简单的渗透流模型，给出了颗粒分布的完整解。所提出的模型同意N体模拟的各种晕群的大小。在中心定义参考压力/密度，可以建立相对压力/密度的状态方程。压力，密度，和分散在晕中心。核心大小$x_c$得到的哈勃流占主导地位。简单的封闭提出了自洽晕密度。
2022-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Cosmic-Ray Driven Outflows to Mpc Scales from $L_{\ast}$ Galaxies
我们研究了宇宙射线（CR）对环星系和星系间介质（CGM/IGM）中恒星形成星系外流的影响，在高分辨率，全宇宙学的FIRE-2模拟（占机械和辐射恒星反馈，磁场，各向异性传导/粘度/CR扩散和流，和CR损失）。我们以前表明，大规模（$M_{\rm halo}\gtrsim 10^{11}\,M_{\odot}$），低红移（$z\lesssim 1-2$）晕可以有CR压力占主导地位的热CGM压力和平衡重力，从而产生一个较冷的CGM与平衡密度分布。这极大地改变了资金外流。在没有CR的情况下，大质量晕中的高气体热压力将星系外流“困”在盘附近，因此它们会再循环。在这里模拟的超新星中注入CR，低压晕允许“逃逸”，CR压力梯度连续加速这种物质以“快速”流出进入IGM，而大半径的低密度气体则原位加速进入“缓慢”流出，扩展到$>$ Mpc尺度。CGM/IGM流出形态发生了根本性的改变：它们主要是体积填充（在薄的中平面层中流入）和相干双锥从磁盘到$>$ Mpc。CR驱动的流出主要是冷的（$T\sim10^{5}\,$ K）和低速的。所有这些效应在较低的晕质量（$\lesssim 10^{11}\,M_{\odot}$）或较高的红移（$z\gtrsim 1-2$）时减弱并最终消失，反映了CR与外晕中的热压力+重力压力的比值。我们提出了一个简单的分析模型，解释了所有上述现象。
2022-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
IllustrisTNG + Cosmic Rays with a Simple Transport Model: From Dwarfs to L$^\star$ Galaxies
本研究使用包含宇宙线物理的IllustrisTNG大体积宇宙学模拟，评估了简单宇宙线输运模型对z=0星系及晕性质的影响，发现宇宙线提供的非热压力支撑抑制了恒星形成与黑洞生长，重塑了宇宙恒星形成率密度等关键关系。
2024-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-Light Axion Dark Matter and its impacts on dark halo structure in $N$-body simulation
超轻轴子（Ultra-Light Axion，缩写为Axion）是一种质量为$\mathcal{O}(10^{-22})$ eV，德布罗意波长为kpc量级的暗物质候选者。这样的轴子，也被称为模糊暗物质（FDM），通过引力热化并形成玻色-爱因斯坦凝聚体。最近的研究表明，FDM产生的量子压力可以显著影响小尺度下的结构形成，从而缓解所谓的“小尺度危机”。在本文中，我们发展了一种新的技术来离散的量子压力和说明FDM粒子之间的相互作用的$N$体模拟，它准确地模拟了暗物质晕的形成及其内部结构的软化长度以外的区域。在自引力束缚的维里化晕中，我们发现了一个密度恒定的孤子核，这与理论预测是一致的。孤子核的存在揭示了量子压力的非线性效应，并影响了FDM模型中结构的形成。
2018-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
What Sets Temperature Gradients in Galaxy Clusters? Implications for non-thermal pressure support and mass-observable scaling relations
本文提出了一个球对称模型，描述了充满热等离子体的星系群和星系团中温度分布的起源和演化。我们发现，在集群中的气体一般不是等温的，温度随半径下降，在大的距离从集群中心（外的核心和规模半径）。这种温度分布是由吸积历史的晕，并没有定量描述的多方模型。我们定量地解释了大规模的温度梯度持续尽管热传导和对流。这些结果是星系团的宇宙学组装的结果，并且不能用孤立晕的非宇宙学模拟来重现。我们表明，在晕组装历史的变化产生了约10%的温度分散在固定的质量。在这种分散的顶部，传导降低了大质量星系团尺度半径附近的气体温度，这可能会使从X射线和SZ观测推断的流体静力学质量估计产生偏差。作为我们的模型配置文件的一个例子应用，我们使用混合长度理论来估计的湍流压力支持所产生的磁热不稳定性（MTI）：在协议与我们早期的MHD模拟，我们发现，由MTI产生的对流可以提供约5%的非热压力支持附近的r_500。这种湍流压力支持的大小在晕质量中可能是非单调的，在~10^14.5 M_太阳晕中达到峰值。
2013-03-15 astro-ph.CO
A statistical-mechanical explanation of dark matter halo properties
宇宙学N体模拟揭示了许多暗物质晕的经验关系，但这些晕性质的物理起源仍然不清楚。另一方面，建立自引力系统的统计力学的尝试遇到了许多形式上的困难，近50年来进展甚微。这项工作的目的是加强的有效性，我们已经提出了先前解释的暗物质晕属性的物理力学方法。通过引入有效压力代替径向压力来构造比熵，我们使用熵原理并以与先前类似的方式进行以获得熵定常方程。从这个熵定态方程出发，导出了平衡态暗晕的状态方程，利用它可以得到有限质量的暗晕密度分布。我们还导出了各向异性参数和赝相空间密度分布。所有这些预测都与暗晕外部区域的数值模拟结果吻合得很好。我们的工作提供了进一步的支持的想法，自引力系统的统计力学是一个可行的工具进行调查。
2011-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
On the Stability of Fermionic Non-Isothermal Dark Matter Halos
等温暗物质晕的稳定性以前已被广泛研究。本文研究了非等温费米子暗物质晕的稳定性。我们表明，在温度梯度的存在下，由于压力的力有向内和向外的分量。在晕圈的某些区域，提供稳定性的向内的力是由于压力而不是重力。此外，它表明，较高的温度梯度导致晕具有较低的质量和尺寸。我们证明，如果温度是左作为一个自由的积极的配置文件，可以把没有相空间下限的质量暗物质。对于晕是在低简并经典域，我们推导出其温度的解析表达式，其质量密度和放置上界的暗物质的质量，要求温度不是负的。然后，我们使用银河系的Burkert质量分布表明，如果晕的中心温度是几个开尔文，质量的暗物质不能超过几千电子伏。
2020-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-th
An exploration of the properties of cluster profiles for the thermal and kinetic Sunyaev-Zel'dovich effects
随着高分辨率、低噪声CMB测量的出现，从热Sunyaev-Zel'dovich效应和动力学Sunyaev-Zel'dovich效应中提取宇宙学信息的能力将不再受到统计不确定性的限制，而是受到系统和理论不确定性的限制。理论上的不确定性是由于缺乏对电子压力和密度的了解。因此，我们探讨的电子压力和密度分布的IllustrisTNG流体动力学模拟，我们表明，集群性能表现出强烈的依赖性的晕浓度-提供一些第一证据的集群组装偏置的电子压力和密度。此外，我们的工作显示了一个破碎的幂律质量依赖性的证据，在较低的质量晕比以前的工作和强烈的演化与质量的径向相关性的电子密度和压力较低的压力。这两种效应都突出了活动星系核和超新星反馈对星系群中气体的不同影响。我们证实，我们看到定性相似的功能，在SIMBA流体动力学模拟，这表明这些影响可能是通用的功能。最后，我们提供了一个参数公式作为暗物质晕质量，晕浓度和红移的函数的电子压力和密度分布。这些拟合公式可以再现星系团的密度和压力分布，将有助于从即将到来的CMB巡天中提取宇宙学信息。
2022-05-03 astro-ph.CO
The massive black hole-velocity dispersion relation and the halo baryon fraction: a case for positive AGN feedback
力平衡的考虑对活动星系核辐射动量输出率$L/c$施加了限制，$L/c$能够驱动银河超级风并再现所观察到的黑洞质量和球体速度色散之间的$\mbh -σ$关系。我们表明，黑洞不能提供足够的辐射动量，仅凭压力就能将气体驱逐出去。能量驱动的风给出了最近分析所支持的$\mbh -σ$缩放，但一旦冷却被纳入，能量也会下降。我们建议，恒星形成的外流触发增强云间介质湍流压力和挤压云可以提供必要的推动，并提出可能的测试这一假设。我们的假设同时可以解释观测到的晕重子分数。
2010-09-30 astro-ph.CO
Multi-frequency constraints on the non-thermal pressure in galaxy clusters
星系团中射电晕的起源仍然是未知的，从观测和理论的角度来看，这是一个充满活力的辩论的主题。特别是在有射电晕的星系团中，非热等离子体和磁场能量密度的数量和性质仍然不清楚。本文的目的是得到一个估计的非热和热等离子体的射电晕集群，结合无线电，X射线和SZ效应的观测之间的压力比X。从普朗克观测到的一个星系团样本的同时P_{1.4} -L_X和P_{1.4} - Y_{SZ}的相关性，我们导出了Y_{SZ}和L_X之间的相关性，我们用它来导出X的值。这是可能的，因为康普顿参数Y_{SZ}与团簇中的总等离子体压力成比例（我们将其表征为热压力和非热压力的总和），而X射线光度L_X仅与团簇内等离子体的热压力成比例。结果表明，在β =2/3，核心半径rc = 0.3的等温β模型中，自相似团簇形成模型的压力比的平均值（最佳拟合值）为X =0.55 \pm 0.05，R_{500}对团簇样品保持平均。我们还表明，在这个模型中的Y_{SZ} -L_X相关的理论预测有一个斜率是陡峭的比最佳拟合值为现有的数据。如果压强比X随X射线光度的增加而减小，即L_X^{-0.96}，则与实验数据的一致性可以恢复。我们的结论是，现有的数据表明大量的非热压力的集群大气的值必须减少增加X射线光度，或增加集群质量（温度）的无线电晕集群。（节略）
2013-12-06 astro-ph.CO
Formation rates of Dark Matter Haloes
我们推导出的暗物质晕的形成率每单位体积的晕质量和红移的函数的估计。对暗物质晕的数密度的分析估计在模拟几种宇宙学现象中是有用的。我们使用偏移集理论计算了暗物质晕的形成率。我们使用的方法，使我们能够区分主要和次要的合并，因为这是一个相关的问题，半解析模型的星系形成。我们计算形成率的Press-Schechter和Sheth-Tormen质量函数。我们表明，以这种方式计算的形成率是积极的在所有尺度。我们评论Sasaki形式主义，负晕形成率。我们的估计与各种模型的N-Body模拟相比非常好。我们还讨论了晕的存活概率和形成红移分布。
2011-12-27 astro-ph.CO
The thermal and gravitational energy densities in the large-scale structure of the Universe
随着宇宙结构的形成，物质密度涨落会因引力而坍缩，重子物质会被冲击加热和热化。因此，我们认为坍缩晕的平均引力势能密度$Ω_{W}^{\rm halo}$与重子的平均热能密度$Ω_{\rm th}$之间存在联系。这些量可以得到使用两个根本不同的估计：我们计算$Ω_{W}^{\rm halo}$使用的理论框架的晕模型，这是由暗物质统计驱动，并测量$Ω_{\rm th}$使用的Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应，探测重子的平均热压力。首先，我们推导出，在目前的时间，大约90%的$Ω_{W}^{\rm halo}$起源于大量的晕与$M>10^{13}\,M_\odot$。然后，利用我们对SZ背景的测量，我们发现$Ω_{\rm th}$约占$z\lesssim 0.5$处晕中可用于压力的重子动能的80%。这限制了非热压力的量，例如，由于由质量吸积引起的体积和湍流气体运动，在$z=0$处约为$Ω_{\rm non-th}\simeq 0.4\times 10^{-8}$。
2021-03-05 astro-ph.CO
Testing the SZ-based tomographic approach to the thermal history of the universe with pressure-density cross-correlations: Insights from the Magneticum simulation
热Sunyaev-Zeldovich效应包含宇宙的热历史信息，可以在康普顿$y$参数图中观察到;但是，它不包含源的红移信息。最近的论文利用层析成像的方法，交叉相关的康普顿$y$地图与星系的位置与已知的红移，为了去投影的信号沿视线。在本文中，我们测试的有效性和准确性，这种层析成像的方法来探测宇宙的热历史。我们使用最先进的宇宙流体动力学模拟，Magneticum，其中宇宙的热历史是一个已知的量。关键成分是康普顿- $y$加权晕轮偏差（$b_y$），该偏差是根据晕轮模型计算的。我们发现，在目前可用的红移，该方法再现正确的平均热压力（或密度加权平均温度），以高精度，验证和确认以前的论文的结果。在更高的红移（$z\gtrsim 2.5$），有显着的分歧之间的$b_y$从晕模型和模拟。
2021-05-31 astro-ph.CO
Testing the thermal Sunyaev-Zel'dovich power spectrum of a halo model using hydrodynamical simulations
本文利用 HMx 晕模型与 Horizon 和 Magneticum 流体动力学模拟对比 tSZ 功率谱，发现预测与实测在 ℓ=10³–10⁴ 范围存在 20%–50% 差异，并指出差异主要来自双晕项低 k 和单晕项高 k 的功率过剩，提示晕模型需谨慎校准方可用于宇宙学研究。
2025-02-05 astro-ph.CO
Constraints on turbulent pressure in the X-ray halos of giant elliptical galaxies from resonant scattering
X射线发射气体晕的温度低于约0.8 keV的大椭圆星系的致密核心显示两个突出的Fe XVII发射功能，这提供了一个灵敏的诊断工具来测量共振散射的影响。在这里，我们提出了高分辨率光谱的五个明亮的附近的椭圆星系，获得的反射光栅光谱仪（RGS）的XMM-牛顿卫星。其中四个星系核心的光谱显示，Fe XVII在15.01埃处的谱线被共振散射所抑制。特别是NGC 4636的数据允许详细研究共振散射的影响，并证明15.01埃线仅在致密的核心中被抑制，而不是在周围区域。使用deprojected密度和温度分布与钱德拉卫星获得该星系，我们模型的最强共振线的径向强度分布，占共振散射的影响，为不同的值的特征湍流速度。将该模型与观测数据进行比较，发现在小于1 kpc的空间尺度上，各向同性湍流速度小于100 km/s，在90%置信水平下，星系核心的湍流压力支持小于热压力的5%，在95%置信水平下小于20%。在NGC 4636内核2 kpc的光谱拟合中忽略共振散射的影响将导致对Fe和O化学丰度的低估约10- 20%。
2009-08-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Comment on "Non-vacuum conformally flat space-times: dark energy"
Ibohal，Ishwarchandra和Singh提出了一类应力张量$T_{ab}$具有负压的爱因斯坦方程的精确的、非真空的、共形平坦的解。我们发现，$T_{ab}$对应于各向异性流体和状态方程参数似乎不是$ω= -1/2$。我们认为作者的常数不能是测试粒子的质量，而是与匀加速观测者的球形分布的Rindler加速度有关。
2012-12-11 astro-ph.CO gr-qc
