Implications of feedback solutions to the $S_8$ tension for the baryon fractions of galaxy groups and clusters
本文研究了重子效应在缓解$S_8$张力中的作用，通过扩展SP(k)模型预测重子分数，发现固定宇宙学参数时需强抑制且重子分数偏低，而同时边缘化两者则与观测一致且$S_8$值偏低，表明仅靠重子物理难以解决该张力。
2025-06-26 astro-ph.CO
Quantifying the impact of baryon-CDM perturbations on halo clustering and baryon fraction
重子和冷暗物质（CDM）在复合之前并没有移动。这导致了局部重子和CDM密度的差异，即所谓的重子-CDM等曲率扰动$δ_{bc}$。这些微扰通常在分析大尺度结构数据时被忽略，但在高精度宇宙学时代，将它们考虑在内可能变得重要。使用重力只有2流体模拟，我们评估的影响，这种扰动的暗物质晕分布。特别是，我们专注于作为质量和大规模的$δ_{bc}$，这也使我们能够研究这种模拟所需的非平凡的数值设置的细节函数的重子分数晕。我们进一步测量了晕场和$δ_{bc}$之间的互功率谱。这种互相关是非零和负的，这表明晕形成受到$δ_{bc}$的影响。我们测量了相关的偏置参数$b_{δ_{bc}}$，并将其与最近的结果进行比较，发现吻合良好。最后，我们量化了这种扰动对晕-晕功率谱的影响，并表明这种影响可以退化为像DESI这样的调查的大质量中微子之一。
2021-03-15 astro-ph.CO
Non-parametric estimation of the baryon gas fraction and the cosmological bias with clusters
Sejong University（世宗大学）；Sapienza Università di Roma（罗马第一大学）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学、法国国家科学研究中心、空间天体物理研究所）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究院）；University of Science and Technology（科学技术大学）
利用X射线观测估计气体分数及演化，提出非参数框架以避免宇宙学和天体物理效应的退化，通过Ia型超新星重建宇宙膨胀历史并推断质量偏置演化。
2026-03-14 astro-ph.CO
Competitive Accretion and the Baryonic Fraction in Galaxies
本研究提出星系重子组分随暗物质晕质量变化的趋势可由竞争性吸积解释：低质量星系受Bondi-Hoyle吸积限制，大质量星系经潮汐吸积，且小星系群中低质量晕重子组分更高。
2025-03-19 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
Where are the missing baryons in clusters?
对星系团的观测表明，它们包含的重子（气体加恒星）比宇宙重子分数少得多。这种“重子缺失”之谜对于那些被认为是宇宙中宇宙物质（重子和暗物质）代表的最大质量的星系团来说尤其令人惊讶。在这里，我们表明，重子实际上可能不会从集群中丢失，而是扩展到比通常观察到的更大的半径。重子缺陷通常在星系团的中心区域（维里半径约为0.5）观察到。然而，所观察到的气体密度分布是显着浅于质量密度分布，这意味着气体是更多的扩展比质量和气体分数随半径增加。我们使用观察到的星系团中气体和质量的密度分布来外推测量的重子分数作为半径的函数和作为星系团质量的函数。我们发现，重子分数达到宇宙值附近的维里半径的所有集团和集群5e13太阳质量以上。这表明重子并没有消失，它们只是位于星系团的外围。导致气体膨胀的加热过程（星团内气体的冲击加热，加上超新星和活动星系核的反馈）可能是这些结果的解释。接下来的观测应该能够探测到这些重子。
2010-07-12 astro-ph.CO
Baryon fraction from the BAO amplitude: a consistent approach to parameterizing perturbation growth
University of Waterloo（滑铁卢大学）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（理论物理前沿研究所）
本文提出了一种新的方法，通过在CAMB求解器中嵌入额外参数来参数化扰动增长，以更准确地测量重子分数，并减少系统偏差。
2025-11-28 astro-ph.CO
Measuring the baryon fraction in cluster of galaxies with Kinematic Sunyaev Zeldovich and a Standard Candle
提出了一种利用运动学Sunyaev-Zeldovich方法测量星系团重子分数的新方法。在这个提议中，我们需要一个配置，其中Ia型超新星位于中等红移星系团的最亮星系团中。我们发现Ia型超新星可以用来测量星系团的整体速度。我们断言，红移范围的$0.4<z<0.6$是适合这个建议。在此红移范围内，主星系的奇异速度和引力透镜效应是导致标准烛光距离模偏离宇宙学背景预测的主要原因。在这项工作中，我们认为，通过了解星系团的整体流动和宇宙微波背景光子温度的变化，由于运动学Sunyaev-Zeldovich，我们可以约束星系团的重子分数。这种配置的集群的概率。我们估计在一个保守的参数估计的大型天气调查望远镜可以找到光谱遵循$\sim 4500$星系团与一个明亮的星团星系，每年举办一个Ia型超新星。最后，我们表明，距离模测量的改进是未来调查的关键改进，这将是至关重要的，以检测集团的重子分数与所提出的方法。
2019-02-11 astro-ph.CO
Dynamical Effect of the Turbulence of IGM on the Baryon Fraction Distribution
研究了星系际重子介质中湍流对重子分数分布的动力学影响。在充分发展的非线性区域，IGM将演变成湍流状态，包含强烈的和弯曲的激波，涡量和复杂的结构。湍流会导致IGM的密度和速度场与下面的无碰撞暗物质的密度和速度场不同。因此，重子分数f_b将偏离它的宇宙平均值。我们研究了这些现象与加权基本无振荡（WENO）的混合宇宙流体动力学/N体代码，这是有效的捕捉冲击和复杂的结构产生的模拟样本。我们发现，在几百kpc到几个Mpc的尺度上，重子分数的分布是高度不均匀的，f_b的变化范围从低到宇宙平均值的1%到几倍。我们进一步表明，IGM中的湍流压力是弱的尺度依赖性，并与质量约为10 ^11 h-1 M \odot的晕的引力能量密度相当。在质量等于或小于10 ^11 h^-1 M \odot的晕中，重子分数应该大大低于f_b^cosmic。数值计算结果表明，f_b从10^12 h^-1 M \odot附近晕质量尺度下的0.8 f_b^cosmic减小到10^11 h^-1 M \odot时的0.3 f_b ^cosmic，当晕质量小于10^11 h^-1 M \odot时，f_b进一步减小。f_b的强质量依赖性与观测结果相似。虽然模拟的f_b值比观测值高2倍，但IGM的湍流是导致质量为10 ^12 h^-1 M \leq的晕中重子物质明显缺失的重要动力学原因。
2011-03-05 astro-ph.CO
Rhapsody-G simulations: galaxy clusters as baryonic closed boxes and the covariance between hot gas and galaxies
在一个足够大的宇宙体积内，重子守恒意味着一个简单的“闭箱”观点，其中重子分量的总和必须等于总封闭质量的一个常数。我们目前的证据，从狂想曲G流体动力学模拟的大规模星系团，封闭的盒子的期望可能会举行一个令人惊讶的程度内的内部，非线性区域的晕。在一个固定的晕质量，我们发现一个显着的反相关性之间的热气体质量分数和星系质量分数（冷气体+恒星），与$R_{500c}$内的秩相关系数为-0.69。由于这种反相关，重子总质量可以作为星团总质量的低散射代理。总重子分数的分数散射近似为$0.02 (Δ_c/100)^{0.6}$，而气体质量或恒星质量的散射幅度较大，并且随着半径的增加而下降得更慢。我们讨论了潜在的观测测试使用集群的光学和热气体特性选择的样本，模拟表明，联合选择恒星和热气体有可能实现5%的总晕质量的散射。
2015-07-22 astro-ph.CO
Balancing the Baryon Budget: The fraction of the IGM due to Galaxy Mergers
观测表明，大约60%的重子可能存在于低红移的温热星系际介质（WHIM）中。在先前的研究结果表明，气体是通过星系合并释放，我们使用半分析技术来估计气体质量损失的比例从晕完全是由于合并。我们发现，在星系组装的过程中，晕中高达25%的气体可以解开。这个过程并不优先作用于质量较小的晕;在宇宙的给定体积中，较大的晕\emph{always}释放出更多的气体。然而，如果我们包括多相气体吸积到晕，我们发现只有百分之几是未绑定的。我们的结论是，无论是非引力过程可能是在发挥加热气体在星系之前，通过合并或大多数的重子在WHIM从未落入维里化的暗物质晕。我们提出了一个预算，用于储存从最近的工作编制的WHIM。
2010-03-17 astro-ph.CO
Evolution of the baryon fraction in the Local Group: accretion versus feedback at low and high z
利用标准LCDM宇宙学中的流体力学变焦模拟，我们研究了局域群型宇宙中重子（气体和恒星）分布的演化。首先，用标准的恒星形成和超新星反馈处方，我们发现在两个主要中心天体（即银河系和仙女座）的维里半径处估计的平均重子分数值随着时间的推移而减少，并且比z=0时的普遍值0.166低10-15%。这种减少主要是由于这样一个事实，即吸积的耗散气体的晕，特别是在低红移，一般远低于无耗散的暗物质。事实上，有相当一部分重子并没有坍缩到晕上，而是主要以温热的星系际介质（WHIM）的形式留在晕的外围。而且，在每个天体的形成过程中，一些暗物质和重子也会通过合并事件经由潮汐破裂而被驱逐。与重子相反，被驱逐的暗物质可以更有效地重新吸积到晕上，从而增强Rv内部fb的减少和Rv外部WHIM质量的增加。在低红移时改变超新星反馈的效率似乎不会显著影响这些趋势。另一方面，当主天体中的初始气体有很大一部分在高红移时被更强大的反馈源释放出来，比如来自低质量星系中中等质量黑洞的活动星系核，在低红移时，维里半径处的重子分数可以有一个较低的值（fb~0.12）。因此，能够在高红移时将气体赶出维里半径的物理机制，将对目前银河系型星系质量预算中重子的赤字产生更大的影响，而不是那些在星系形成的较长、较晚阶段驱逐气体的物理机制。
2012-09-11 astro-ph.CO
The resummation model in FLAMINGO: precisely predicting matter power suppression from observed halo baryon fractions
Leiden University（莱顿大学）；Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, University of Durham（杜伦大学物理学院计算宇宙学研究所）
FLAMINGO中的重叠模型通过观测星系团baryon分数精确预测物质功率抑制，精度达1%。
2025-11-21 astro-ph.CO
Chandra Measurements of a Complete Sample of X-ray Luminous Galaxy Clusters: the Gas Mass Fraction
我们目前的钱德拉X射线测量的气体质量分数出r500的一个完整的样品的35个最明亮的集群从Brilliant集群样品和扩展Brilliant集群样品在红移z=0.15-0.30。样品包括松弛和非松弛的簇，并且使用两个管道和两种不同的气体密度和温度模型独立地分析数据。我们测量到fgas的平均值（r500）= 0.163 +/- 0.032，这与加入恒星重子分数后的宇宙重子分数（Omega_b / Omega_M = 0.167 +/- 0.006）在1-sigma水平上是一致的。早期的研究报告气体的质量分数显着低于宇宙重子分数在r500，在某些情况下，更高的值是一致的宇宙重子分数朝向维里radiation.In本文中，我们表明，最X射线发光的红移范围z=0.15-0.30的集群有一个气体的质量分数，是一致的宇宙值在r500。
2012-11-19 astro-ph.CO
Counts of galaxy clusters as cosmological probes: the impact of baryonic physics
从N体模拟的无碰撞物质的晕质量函数通常用于检索宇宙学参数从观测到的星系团的计数。这忽略了一个观测事实，即星系团中的重子质量分数是一个随机变量，平均而言，随着总质量的增加（在500的过密度内）。考虑一个模拟目录，其中包括数以万计的星系团，预期从即将到来的一代的调查，我们表明，一个不同的重子质量分数的影响将是可观察到的具有很高的统计意义。净效应是簇质量函数的整体归一化的变化和其形状的较温和修改。我们的研究结果表明，如果要从这种质量的数据中获得无偏的宇宙学参数估计，就必须考虑重子对质量函数的修正。我们介绍了实现这一目标所必需的形式主义。我们的讨论是基于条件概率找到一个给定的值的重子质量分数的集群固定的总质量。最后，我们表明，从集群计数与测量的重子质量分数在一个小的子样本的集群（包括只有几十个对象）相结合的信息将几乎最优约束的宇宙学参数。
2013-04-15 astro-ph.CO
Simulations of Early Baryonic Structure Formation with Stream Velocity: II. The Gas Fraction
了解高红移晕的气体含量对于研究第一代星系的形成和再电离是至关重要的。最近，Tseliakhovich和Hirata表明，在复合时暗物质和重子之间的相对“流”速度-形式上是二阶效应，但异常大-可以影响宇宙后来的结构形成历史。我们使用三组不同的高分辨率宇宙学模拟，量化了流速度对所谓的“特征质量”的影响--特征质量是暗物质晕在其形成时期能够保留大部分重子的最小质量（重子和暗物质具有单独的传递函数），其在盒子大小、粒子数量、以及暗物质和重子之间的相对速度。为了从理论上理解这种效应，我们推广了线性理论过滤质量，以适当地解释由流速度引起的暗物质和重子密度涨落演化之间的差异。我们表明，新的过滤质量提供了一个准确的估计的特征质量，而其他理论ansatzes的特征质量是不太精确。
2012-12-21 astro-ph.CO
Entropy, Baryon Asymmetry and Dark Matter from Heavy Neutrino Decays
早期宇宙热相的起源至今仍是一个未解之谜。一个可行的选择是通过重马约拉纳中微子的衰变产生熵，其寿命决定了初始温度。我们表明，重子生成和生产的暗物质是自然的副产品，这一机制。众所周知，宇宙学重子的不对称性可以用特征中微子质量参数的轻子生成来解释。我们发现，热引力子的生产，然后自动产生观测到的暗物质的数量，引力子作为最轻的超粒子和典型的胶子质量。作为一个例子，我们考虑了与自发B-L破缺有关的快子预热过程中重Majorana中微子的产生。通过定量分析，我们发现超粒子质量与中微子质量之间存在着约束：对于质量为10^{-5} eV的轻中微子，引力子质量可以小到200 MeV，而中微子质量下限为0.01 eV意味着引力子质量下限为9 GeV。轻中微子质量为0.1 eV的测量将排除重中微子衰变作为熵、可见物质和暗物质的起源。
2011-10-04 astro-ph.CO hep-ph
Reconstruction of Baryon Fraction in Intergalactic Medium through Dispersion Measurements of Fast Radio Bursts
快速射电暴（FRB）探测星系际介质（IGM）中自由电子沿传播路径的总柱密度，其色散测度依赖于IGM中的重子质量分数，即，$f_{\rm IGM}$。在这封信中，我们调查了大规模的DM的聚类信息，研究$f_{\rm IGM}$的演变。当结合普朗克2018年的测量结果时，我们可以对$f_{\rm IGM}(z)$从大约$10^4$ FRB的演化给出严格的约束，其中$30(1+z)~ \rm pc/cm^3$的固有DM散射跨越80%的天空和红移范围$z=0-3$。首先，我们考虑了$f_{\rm IGM}(z)$的泰勒展开到二阶，发现平均相对标准偏差$σ(f_{\rm IGM})\equiv\left\langle σ[f_{\rm IGM}(z)] /f_{\rm IGM}(z) \right\rangle$约为7.2%。为了减轻对基准模型的依赖，本文还采用了一种非参数的方法--局部主成分分析。我们得到了一致的，但较弱的约束的演变$f_{\rm IGM}(z)$，即平均相对标准偏差$σ(f_{\rm IGM})$为24.2%。随着即将进行的调查，这可能是一个补充的方法来研究IGM中的重子质量分数。
2021-04-19 astro-ph.CO
A comprehensive picture of baryons in groups and clusters of galaxies
基于XMM-Newton，Chandra和SDSS数据，我们研究了重子在群和团中的分布及其作为宇宙学约束的应用。为此，我们考虑了123个系统的样本，其总质量在质量范围M500 = ~ 10^13 - 4 x 10^15 h_70^-1 Msun。气体质量和总质量是在流体静力平衡和球对称假设下从X射线数据导出的。恒星质量基于SDSS-DR 8数据。对于123个系统中的37个系统，光学和X射线数据都可用，我们研究了气体，恒星和总重子质量分数内r2500和r500，和微分气体质量分数内的球形环之间的r2500和r500，作为总质量的函数。对于其他物体，我们只研究了气体的质量分数。我们发现r2500和r500内部的气体质量分数取决于总质量。然而，对于M500 > 10^14 Msun的系统，微分气体质量分数并没有显示出对总质量的任何依赖性。我们发现，总重子含量增加集群质量。这使我们调查的贡献ICL的总重子预算较低的质量系统，但我们发现，它不能解释观察到的差异。气体的质量分数依赖于观察到的集团和集群的总质量可能是由于低质量的系统，以保持内部区域内的气体的困难。由于其较浅的势阱，非热过程更有效地将气体从其中心区域向外排出。由于微分气体质量分数几乎是恒定的，它为宇宙学提供了更好的约束。使用我们的总f_b估计，我们的结果意味着0.17 < Omega_m < 0.55。
2013-05-27 astro-ph.CO
The nonlinear evolution of baryonic overdensities in the early universe: Initial conditions of numerical simulations
我们运行非常大的宇宙学N体流体动力学模拟，以统计研究早期暗物质晕中的重子分数。我们批判性地研究了初始条件的差异如何影响红移范围z = 11- 21的气体分数。我们测试了三种不同的线性功率谱的初始条件：（1）一个完整的加热模型，这是我们的基准模型;根据Naoz & Barkana（2005），这个模型正确地遵循了超密度的演变，特别是包括由于来自CMB的康普顿加热引起的气体的声速的空间变化。(2)一个等δ模型，假设初始重子涨落等于暗物质的涨落，同时保持总物质的σ 8。(3)平均cs模型，假定气体的声速均匀。后两种模型在文献中经常使用。在我们的模拟中，我们计算了一个大样本的晕的重子分数。我们的基准模型表明，在再电离和显著的恒星加热发生之前，在整个形成过程中，小晕保持其大部分重子所需的最小质量约为3 * 10^4 Msun。然而，替代模型产生了错误的（高出约50%）最小质量，因为系统保留了初始条件的记忆。我们还证明了这一点，使用“过滤质量”从线性理论，准确地描述了整个模拟红移范围内的重子分数的演变。
2011-05-17 astro-ph.CO
The cluster gas mass fraction as a cosmological probe: a revised study
本文分析了用Chandra观测的52个X射线发光星系团在红移0.3-1.273范围内的重子含量。我们使用去投影的X射线表面亮度轮廓和气体温度的测量值来恢复气体和总质量轮廓。通过假设星系团代表宇宙重子收支，用最热（T> 4keV）系统中星系团重子分数随红移的分布来约束宇宙学参数。我们讨论了我们的约束是如何影响的几个系统学，即等温线，假设的重子分数的恒星，耗尽参数和样品的选择。通过仅使用星团重子分数作为宇宙学参数的代理，我们得到Ω被很好地限制在0.35的值，相对统计不确定度为11%（1 σ水平; w=-1），进一步的系统误差约为（-6，+7）%。另一方面，由于存在更大的统计和系统不确定性（Lambda的数量级为40%，w的数量级大于50%），对Lambda（没有平坦几何的先验）和w（使用平坦几何的先验）的约束肯定更弱。如果WMAP 5年的最佳拟合结果被假定为固定的宇宙学参数，我们限制的贡献，预计从非热压力的支持和ICM团块低于约10%，也留下空间，以容纳重子不占无论是在X射线发射等离子体或恒星的顺序的18%的总集群重子预算。
2009-04-27 astro-ph.CO
On the Baryon Fractions in Clusters and Groups of Galaxies
我们提出的2 MASS集团和集群的重子分数作为集群丰富度的函数，使用总的和气体质量测量堆叠ROSAT X射线数据和恒星质量估计从红外星系目录。我们检测到的X射线发射，即使在郊区的集群，超过r_200的丰富类与X射线温度高于1千电子伏。这使我们能够更准确地确定这些集团和集群中的总气体质量。我们发现，光学选择组和集群有更平坦的温度分布和更高的恒星气体质量比单独研究，X射线明亮的集群。我们还发现，在温度低于1千电子伏的贫困群体的恒星质量是在这些系统中的气体质量相媲美。结合这些结果与个别测量的集群，团体和星系的文献中，我们发现一个突破的重子分数在~1千电子伏。在这个温度以上，重子分数随温度的变化为f_b \propto T ^0.20 \pm 0.03。在低于这个温度时，我们看到了明显更小的重子分数，并且贫群的重子分数与具有更浅势阱的系统（如正常星系和矮星系）的重子分数平滑地结合在一起，在这些星系中，重子分数与推断的速度色散成比例，即f_b \propto σ^1.6。在任何给定的势阱深度的重子分数的小散射有利于一个普遍的重子损失机制和预热模型的重子损失。然而，对于质量较小的系统，散射更大。最后，我们注意到，虽然破幂律关系可以从文献中的数据点单独推断，穷人集团和大质量星系的重子分数之间的一致性，激励我们适合两类对象（星系和集群）与一个关系。
2010-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Identifying the Baryons in a Multiphase Intergalactic Medium
在本白皮书中，我们总结了当前在低红移下的重子普查观测结果（Shull，Smith，& Danforth 2012）。对Lya、O-VI和宽Lya吸收体的测量，加上对金属丰度和电离分数的更仔细的修正，现在可以解释星系际介质（IGM）中大约60%的重子。另外5 +/- 3%可能存在于环星系介质（CGM）中，7 +/- 2%在星系中，4 +/- 1.5%在星系团中。这仍然留下了相当大的一部分，29 +/-13%，下落不明。我们建议改进测量的重子在IGM和CGM的主要组成部分与未来的紫外和X射线摄谱仪。这些任务可以找到并绘制失踪的重子，星系形成和化学演化的燃料。
2012-08-15 astro-ph.CO
Measuring the baryon fraction using galaxy clustering
本研究提出两种从星系红移巡天中分离重子信号以测量重子丰度的方法，基于BOSS数据得到与宇宙微波背景独立的重子丰度约束，并指出未来巡天可用于哈勃常数的高精度测量。
2024-12-09 astro-ph.CO
Constraining hydrostatic mass bias and cosmological parameters with the gas mass fraction in galaxy clusters
星系团中的气体质量分数是宇宙学研究中一个方便的工具。事实上，这个量允许约束普适重子分数$Ω_b/Ω_m$，以及其他参数，如物质密度$Ω_m$，哈勃参数$h$或暗能量状态方程$w$。这个气体质量分数也对需要考虑的重子效应敏感，并转化为讨厌的参数。其中两个是消耗因子$Υ$和流体静力学质量偏差$B = (1 - b)$。第一个描述了相对于普适重子分数，重子是如何在星系团中耗尽的，而另一个则编码了来自流体静力平衡假设下从X射线观测中推导出质量的事实的偏差。我们将展示使用XMM-{ \it Newton}观测的{ \it Planck}-ESZ团簇获得的宇宙学和团簇参数的初步结果。我们将特别讨论对质量偏差可能的红移依赖性的研究，这在基于$Λ$ -CDM的流体动力学模拟中被认为是不存在的，并将我们的结果与其他研究进行比较。
2021-11-02 astro-ph.CO
An EAGLE view of the missing baryons
上下文预测的重子中有很大一部分在局部宇宙中仍未被发现。我们采用了一个共同的假设，即大部分失踪的重子对应于热（log T（K）= 5.5-7）相的温暖的热星系际介质（WHIM）。我们基于我们的失踪重子搜索的情况下，WHIM已被加热通过吸积冲击和星系外流，并集中向宇宙网络的细丝。目的。我们的目标是改善对探测不佳的热WHIM的观测搜索。方法.我们检测到的EAGLE模拟内的星系分布的Bisous形式主义。此外，我们使用的EAGLE的暗物质组件的大尺度环境的MMF/NEXUS+分类。然后，我们研究了提取的细丝内的热重子的空间-热分布。结果虽然细丝只占整个模拟体积的5%，但细丝中弥漫的热星系际介质占总重子预算的23% $-$-25%，或占所有热WHIM的79% $-$-87%。通过选择具有高星系光度密度的Bisous细丝，获得了最佳的细丝样品，缺失重子质量分数为82%。对于这些细丝，我们推导出径向气体密度和温度分布的解析公式，与最近的普朗克SZ和CMB透镜观测中心$r$ ~ 1 Mpc。结论. EAGLE的结果表明，丢失的重子强烈地集中在暗条轴上。由于这里使用的灯丝发现方法适用于星系调查，很大一部分失踪的重子可以通过集中在中心1 Mpc区域的灯丝观测工作本地化。此外，聚焦高星系光度密度区域将优化观测信号。
2020-12-16 astro-ph.CO
Stellar and total baryon mass fractions in groups and clusters since redshift 1
我们调查，如果从观测的宇宙微波背景（CMB）和星系群/星系团的总重子质量分数的估计之间的差异仍然存在时，被认为是一个大样本的群体。为此，我们从COSMOS 2 deg^2巡天中选出了91个红移为0.1 < z < 1的候选X射线群/贫星系团，仅根据它们的X射线光度和范围。这个样本是由27个附近的集群与一个强大的，类似的总质量和恒星内部R_500的测定补充。118个z < 1的星系群和星系团的总样本跨越了M500中~10^13- 10^15太阳质量的范围。我们发现，在R_500处与星系相关的恒星质量分数随总质量的增加而减小，为（M_500）^-0.37 \pm 0.04，与红移无关。根据最近导出的高质量标度关系估算总气体质量分数，发现当M_500从=5 × 10^13 M_sun增加到= 7 × 10^14 M_sun时，总重子质量分数（f_500 ^stars +gas= f_500 ^stars + f_500 ^gas）增加了~ 25%<M><M>。在考虑了星系团内光（占恒星总质量的11--22%）和通过分级组装过程产生的气体损耗（占气体质量的10%）的合理贡献之后，重子总质量分数的估计值仍然低于最新的宇宙微波背景辐射测量的相同质量（WMAP 5），对于=5 × 10^13~M_sun的星系团，其显著性水平为3.3σ<M>。总质量越大，这种差异越小，在<M>= 7 × 10 ^…
2009-07-14 astro-ph.CO
Probing the baryon mass fraction in IGM and its redshift evolution with fast radio bursts using Bayesian inference method
利用红移范围$f_\mathrm{IGM}$内的18个定域FRB研究了星系际介质中重子质量分数。我们构造了一个五参数的贝叶斯推断模型，适当地考虑了IGM和宿主星系色散测度的概率分布。为了检验可能的红移演化，我们将$f_\mathrm{IGM}$参数化为红移的温和演化函数$f_\mathrm{IGM}=f_\mathrm{IGM,0}[1+αz/(1+z)]$。通过同时约束5个参数，得到了主星系DM的中值为$\exp(μ)=72.49^{+33.31}_{-25.62}~{\rm pc ~ cm ^ {-3}}$的$f_\mathrm{IGM,0} = 0.92^{+0.06}_{-0.12}$和$α= 0.49^{+0.59}_{-0.47}$。通过固定两个可以与其他观测值独立约束的参数，我们得到了三参数拟合中的$α=0.11^{+0.24}_{-0.27}$，它在$1σ$不确定度范围内与零一致。蒙特卡罗模拟表明，即使300个FRB也不足以同时严格约束五个参数。这主要是由参数之间的相关性造成的。只有当两个参数固定时，才需要100个FRB来实现对其余参数的无偏约束。
2023-02-21 astro-ph.CO
Baryon Census in Hydrodynamical Simulations of Galaxy Clusters
我们进行了一组宇宙学SPH流体动力学模拟的星系团和集团的分析，旨在研究在集群中的总重子预算，以及如何在热扩散组件和恒星组件之间共享这个预算。使用TreePM+SPH GADGET-3程序，我们进行了一组非辐射模拟，两组模拟包括辐射冷却、恒星形成和超新星反馈（SN），其中一组还考虑了活动星系核（AGN）反馈的影响。分析进行了双重目的的恒星和热气体含量的SN和AGN反馈所发挥的相对作用的研究的含义，并校准集群重子分数及其演化作为宇宙学工具。我们发现，这两个辐射模拟集预测的恒星质量分数与集群质量的趋势，往往是弱于观察到的。然而，这种张力取决于所考虑的特定观测数据集。包括AGN反馈的影响，阐明了这种紧张的恒星质量和预测值的热气质量分数和总重子分数与观测结果更接近。我们进一步计算了星系团重子含量与宇宙重子分数之比Y_b随星系团中心半径和红移的变化。在R_500处，我们发现对于M_500>2 \times 10^{14} h^{-1} M_sun的大质量星系团，Y_b几乎不依赖于所包含的物理过程，其特征在于红移演化可以忽略：Y_{b,500} =0.85+/-0.03，误差考虑了内禀均方根。在模拟集群的集合内分散。在较小的半径，R_2500，Y_b的典型值略有下降，根据模拟中包括的物理量，而它的散射增加了约两倍。
2013-02-11 astro-ph.CO
Baryonification IV: Constraining baryonic feedback with X-ray gas fractions
ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院）；The University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Zurich（苏黎世大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Groningen（格罗宁根大学）；Universität Bonn（波恩大学）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Ludwig-Maximilians-Universität（慕尼黑大学）；CNES（法国国家空间研究中心）；IRAP（天体物理学研究所在）；Beijing Normal University（北京师范大学）
本研究基于重子化模型构建前向建模框架，结合X射线观测约束重子反馈，测量气体分数并推导物质功率谱抑制，为未来巡天提供基础。
2026-09-09 astro-ph.CO
The inner regions of disk galaxies: a constant baryonic fraction?
对于盘状星系（螺旋星系和不规则星系），内圆速度梯度（旋转曲线的内部陡度）与中心表面亮度相关，斜率约为0.5。这意味着中心动力学质量密度几乎与中心重子密度成线性比例。在这里，我表明，这种经验关系是一致的一个简单的模型，其中的中心重子分数f_bar（0）是固定为1（没有暗物质）和观察到的散射是由于重子的质量-光比M_bar/L（范围从1到3的R-波段）和中心恒星组件dz（范围从100到500 pc）的特征厚度的差异。具有较低重子分数的模型是可能的，尽管它们需要对M_bar/L和dz的值进行一些微调。不管f_bar（0）的实际值如何，不同类型的星系在f_bar（0）上没有表现出强烈的变化是令人惊讶的，这可能代表了LCDM宇宙学中星系形成模型的挑战。
2014-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving the baryon-fraction profile in lensing galaxies
利用恒星星族合成和基于像素的质量重建方法，给出了CfA-Arizona空间望远镜LENS巡天中21个透镜星系的恒星重子分数曲线的径向依赖关系.样本覆盖的恒星质量范围为Ms~2x10^9-3x10^11 Msol（太阳质量），对应的总质量范围为ML~7x10^9-3x10^12 Msol（有效半径），范围从0.25到5 Re。通过研究MS到ML依赖于每个星系中心的径向距离，我们发现对小到中等质量尺度的透镜，在大半径接近相同的值，其封闭的总质量，但表现出非常不同的恒星质量和恒星重子分数。这种现象在最大质量的透镜中会减弱。所有的重子分数剖面表明，暗物质晕超过恒星的内容之间的1.5和2.5 Re。我们发现了恒星重子分数在整个质量范围内稳步下降的证据。我们揭示了基本平面之谜，通过显示ML（<R）到Ms（<R）关系的斜率接近最近基本平面研究在大半径下的质光关系。质量较小的暗物质晕被证明受到恒星物质分布的影响，其分辨率低于10千秒差距。目前正在进行的研究解决重子分数档案将有可能评估的有效性，恒星形成模型以及绝热收缩处方中常用的模拟。[删节]
2011-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass dependence of halo baryon fractions from the kinetic Sunyaev-Zeldovich effect
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）
该研究利用 DESI 遗产巡天与 ACT 的 CMB 数据，基于 AbacusSummit 模拟构建模型，探测 kSZ 印记，发现低质量暗晕重子丰度低于宇宙值，大质量暗晕则与之一致，或源于星系能量反馈。
2026-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas distribution, metal enrichment, and baryon fraction in Gaussian and non-Gaussian universes
我们通过（大尺度）N体/流体动力学模拟研究了具有和不具有原始非高斯性的宇宙中重子的宇宙学演化，包括气体冷却、恒星形成、恒星演化、第III族和第II族的化学富集以及反馈效应。我们发现，大fnl值的非高斯性可以改变气体的概率分布函数，金属污染的历史，晕重子，气体和恒星的分数，主要是在早期。更准确地说：（i）非高斯性导致原始气体、结构和恒星形成的早期演化;（ii）金属富集开始得更早（相对于高斯情景）在具有较大fnl的非高斯模型中;（iii）晕内的气体分数不受不同fnl值的显著影响，偏差为~1-10%;（iv）恒星分数在早期对非高斯性非常敏感，在很高的z时差异达到~10倍，在低z时迅速收敛;（v）低红移时的趋势与fnl无关：它们主要是由正在进行的重子演化和反馈机制引起的，这些机制决定了星系群/星系团的重子分数与宇宙值之间约25%-30%的差异;（vi）非高斯性对团簇X射线发射或SZ效应的影响预计不会很大，并由反馈机制主导，而21厘米发射的一些影响，可以预期在早期的时间;（vii）为了解决在宇宙结构的比赛，高红移（z~10）的调查是必要的：第一恒星，星系，类星体，伽玛暴可能是潜在的宇宙学探测器的非高斯性。
2011-12-12 astro-ph.CO gr-qc
Gas-Rich Mergers in LCDM: Disk Survivability and the Baryonic Assembly of Galaxies
我们使用N体模拟和观测归一化之间的关系暗物质晕质量，恒星质量和冷气质量，以获得强大的，可以说是不可避免的期望重子内容的主要合并红移z~2。首先，我们发现银河系大小的暗物质晕所经历的大部分主要合并（m/M > 0.3）应该是富含气体的，并且富含气体的合并在高红移处越来越常见。虽然在我们的模拟中，星系晕中主要合并的频率大大超过了观测到的晚型星系比例，但在晕质量范围M_DM ~ 10^11-10^13 Msun内，贫气体主要合并的频率与观测到的球状主导星系比例一致。这些结果支持的猜想，合并与重子气体分数发挥了重要作用，在建设和/或保存盘星系在宇宙中。此外，我们发现，一个星系的冷重子直接通过主要合并沉积的整体比例是相当大的。在M_star ~ 10^10 Msun$（M_DM ~ 10^11.5 Msun）星系中，约有30%的冷重子物质在主要的合并中以冷气体的形式被吸积。对于M_star ~ 10^11 Msun（M_DM ~ 10^13 Msun）的更大质量的星系，在合并中积累的重子比例甚至更高，约为50%，但这些吸积的重子大多以恒星的形式直接输送。这种重子质量沉积几乎是不可避免的，并且限制了星系中冷重子的比例，这些重子可以起源于冷流或热晕冷却。（节录）
2009-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Baryonic Tully-Fisher Relationship for S$^4$G Galaxies and the "Condensed" Baryon Fraction of Galaxies
我们结合了斯皮策银河系恒星结构调查（S $^4$ G）的数据，这是Eskew等人最近校准的经验恒星质量估计器，和一个广泛的数据库HI谱线轮廓检查重子Tully-Fisher（BTF）关系。我们发现1）BTF比经典的塔利-费舍尔（TF）关系具有更低的分散性，并且更好地描述为线性关系，证实了类似的先前结果，2）在BTF中包含径向尺度降低了分散性，但只是适度地，如先前对于TF关系所看到的，以及3）BTF的斜率，我们发现它是$3.5\pm 0.2$（$Δ$ log $M_{baryon}/Δ$ log $v_c$），这意味着平均而言，所有预计在晕中的重子中有一个几乎恒定的分数（$\sim 0.4$）被“凝聚”到旋转支撑星系的中心区域。凝聚重子分数，$M_{baryon}/M_{total}$，是，我们的测量精度，几乎独立的星系圆周速度（我们的样本跨越圆周速度，$v_c$，60和250公里秒$^{-1}$之间，但扩展到$v_c\sim 10$公里秒$^{-1}$使用的数据从文献）。尽管有相当宽松的选择标准，但在这一部分中观察到的星系到星系的散射通常是$\le$ 2的因子。这些结果意味着，冷却和加热过程，如冷与热吸积，质量损失由于恒星风，AGN驱动的反馈，到一定程度上，他们影响的全球银河系的性质参与BTF，是独立的晕质量与$10 < v_c < 250$公里/秒的星系，并通常引入不超过两个范围…
2014-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Baryon Content of Cosmic Structures
我们对从最小的星系到丰富的星系团的结构中的重子质量和引力质量进行了盘点。我们发现，转换成恒星的重子的比例达到最大值之间的M500 = 1E12和1E13 Msun，这表明恒星形成是最有效的明亮的星系群。所有形式的重子所占的比例都与作为质量函数的宇宙重子比例单调偏离。在最大尺度的星系团中，大多数预期的重子都被探测到，而在最小的矮星系中，只有不到1%的重子被探测到。这些消失的重子存在于何处尚不清楚。
2009-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Missing Halo Baryons and Galactic Outflows
我们提出的预测星系晕重子分数的宇宙流体动力学模拟与约束模型的星系外流。如果没有外流，晕包含的重子的宇宙分数大致上是，在高质量时由于热气的压力支持而稍微降低。恒星形成效率很高，并且在低质量时单调增加，与数据不符。随着外流，重子部分在晕中越来越被抑制到较低的质量。一个银河系大小的晕在z=0时，拥有大约60%的重子宇宙分数，所以“失踪”的晕重子大部分已经被疏散，而不是以某种隐藏的形式存在。大晕（>10^13 Mo）包含85%的重子，这解释了星系团中出现的轻微重子缺失问题。通过比较在z=3和z=0的结果，我们发现，大部分的重子去除发生在早期时代在较大的晕，而较小的晕失去重子最近。恒星形成效率在~10^13 Mo的晕中最大，在质量较低时显著下降，这有助于调和观测到的恒星和晕质量函数的亚L * 斜率。这些趋势主要是由差异风循环驱动的，即风物质返回低质量星系比返回高质量星系需要更长的时间。晕的热气含量大多不受外流的影响，这表明外流倾向于吹出空穴并逃逸，而不是将其能量沉积到晕气体中。
2009-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the Baryon Fraction in Extragalactic Diffuse Ionized Gas with 124 Localized Fast Radio Bursts
Hunan Normal University（湖南师范大学）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）
本研究利用124个定位快速射电暴，在三种宇宙学模型中限制河外弥散电离气体重子分数，发现超90%重子处于该气体相，为解决缺失重子问题提供关键证据。
2026-08-25 astro-ph.CO gr-qc
The Three Hundred Project: Modeling Baryon and Hot-Gas Fraction Evolution in Simulated Clusters
基于The Three Hundred的约300个模拟星系团，研究多过密度下重子与热气体比例的质量和红移演化，发现对数平面二次或对数模型优于幂律。
2025-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The XXL Survey. XIII. Baryon content of the bright cluster sample
传统上，星系团被认为保留了自其形成时代以来所吸积的所有物质。由于这个原因，它们的物质含量应该代表整个宇宙，因此它们的重子分数应该接近宇宙重子分数。我们利用XXL巡天中发现的100个最亮的星系团的样本来研究星系团中以热气和恒星形式存在的重子的比例。我们测量检测到的晕的气体质量和使用的质量-温度关系直接校准使用弱透镜测量XXL集群的一个子集，以估计晕质量。我们发现，XXL-100-GC集群的弱透镜校准气体分数是大大低于在以前的研究中发现，使用流体静力学质量。气体分数和质量之间的最佳拟合关系式为$f_{\rm gas,500}=0.055_{-0.006}^{+0.007}\left(M_{\rm 500}/10^{14}M_\odot\right)^{0.21_{-0.10}^{+0.11}}$。因此，星系团的重子预算在$r_{\rm 500}$处比普适重子分数少了约两倍。我们的测量需要一个流体静力偏置$1-b=M_X/M_{\rm WL}=0.72_{-0.07}^{+0.08}$，以匹配使用透镜和流体静力平衡获得的气体部分。将我们的气体分数测量结果与数值模拟的预期进行比较，我们的结果有利于极端反馈方案，其中一个重要部分的重子从晕的核心被驱逐。然而，这个模型与观测到的晕的物理性质相反，这可能表明弱透镜质量被高估了。我们注意到，调和普朗克CMB和星系团计数所需的质量偏差$1-b=0.5…
2015-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
An 8.0\% Determination of the Baryon Fraction in the Intergalactic Medium from Localized Fast Radio Bursts
快速射电暴（FRB）的色散测度（DM）-红移关系被认为是探测星系际介质（IGM）和研究宇宙学的一个潜在的新工具。然而，对IGM中重子分数（$f_{\mathrm{IGM}}$）及其与宇宙学参数的简并性的认识不足限制了FRB的宇宙学应用。此外，IGM（$\mathrm{DM_{IGM}}$）和宿主星系（$\mathrm{DM_{host}}$）贡献的DMs是重要的宇宙学量，无法从观测中精确提取，这将给FRB宇宙学带来不可控制的系统不确定性。在这项工作中，我们使用17个定域FRB来约束$f_{\mathrm{IGM}}$及其可能的红移演化。其他宇宙学探测，如Ia型超新星，重子声学振荡，和宇宙微波背景辐射相结合，打破参数简并。考虑到$\mathrm{DM_{IGM}}$和$\mathrm{DM_{host}}$的概率分布从IllustrisTNG模拟，我们得到了一个强大的测量$f_{\mathrm{IGM}}=0.927\pm0.075$，代表8.0\%的精度。我们发现，在目前的观测数据水平上，没有强有力的证据证明$f_{\mathrm{IGM}}$的红移依赖性。FRB本地化的快速进展将显著改善对$f_{\mathrm{IGM}}$的约束。
2023-02-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Baryonic Effect on the Merger Timescale of Galaxy Clusters
准确估计星系团的合并时间尺度对于理解星系团的合并过程以及进一步研究宇宙大尺度结构的形成和演化具有重要意义。在本文中，我们利用流体动力学模拟探讨了重子效应对星系团合并时标的影响。我们发现重子在加速并合过程中起着重要的作用。合并时间尺度随星系团气体含量的增加而减小。例如，合并的时间尺度缩短了高达3倍的合并气体分数为0.15的集群，与零气体分数获得的时间尺度相比。重子效应在大范围的合并参数下是显著的，尤其是在近迎头合并和高合并速度下更为显著。星系团合并时间尺度上的重子效应将对宇宙中的结构形成产生影响，如星系团质量函数和星系团中的质量子结构等，而仅考虑暗物质的宇宙学模拟结果可能存在“无气体”的偏差。
2016-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar mass fraction and baryon content of galaxy clusters and groups
[摘要]对52个星团样本的分析表明，低质量的星团和星团在恒星含量方面并不是它们的大质量表亲的简单缩小版本：较轻的星团每单位星团质量有更多的恒星。同样的分析也显示，星团和星团群的恒星含量在给定的星团质量下表现出内在的扩散，即星团在它们所包含的恒星数量上彼此不相似，即使在固定的星团质量下也是如此。恒星的质量分数取决于晕质量，（对数）斜率为-0.55+/-0.08，在固定的星团质量下，内禀散射的dex为0.15+/-0.02。我们确定的气体质量分数在一个固定的集群质量的内在散射较小，0.06+/-0.01德克斯。恒星和气体质量分数的内禀散射是一个独特的特征，表明星系团和星系团收集物质的区域（几十Mpc）在气体和重子含量方面还不能代表宇宙的平均物质含量。观察到的恒星质量分数值与气体动力学模拟冷却和恒星形成的集群和集团显着不一致。我们发现，对于13.7<lg（质量）<15.0太阳质量的星系团和星系群，重子（气体+恒星）分数是相当恒定的，它与WMAP导出的值相差约6 sigma。这种偏移可能与我们对内禀散射的测量所指出的重子分数可能的非普适性有关。我们的分析是第一个不假设集群在给定的晕质量是相同的，它也是更准确的在许多方面。随机计算所用的数据和代码随文件分发。
2010-04-16 astro-ph.CO astro-ph.IM stat.AP
Impact of baryon physics on dark matter structures: a detailed simulation study of halo density profiles
重子对暗物质晕密度剖面的反作用引起了极大的兴趣，尤其是因为它是试图探测暗物质时的一个重要的系统不确定性。在这里，我们利用一套高分辨率的宇宙流体动力学模拟，系统地研究这个过程及其对与星系形成相关的重子物理的依赖性。如果辐射冷却是有效的并且反馈是弱的，那么重子的加入会导致密度分布更加集中。在这种情况下，星系（星系团）尺度上的暗物质晕浓度可以增加30%（10%）。最显著的影响发生在高红移的星系中，在那里，在晕中心的重子分数与总密度和暗物质密度分布的内斜率之间存在很强的反相关。如果反馈是弱的，等温内部配置文件的形式，在协议的大规模，早期型星系的观测。然而，我们发现活动星系核的反馈，或非常有效的反馈，从大质量的恒星，是必要的，以配合观察到的恒星分数组和集群，以及保持最大的圆速度类似的维里速度观察盘星系。这些强反馈模型减少了星系中的重子分数的3倍，相对于没有反馈的情况下。活动星系核甚至能够将群晕和星系团晕内部区域的重子分数减少2倍。这反过来又导致内部密度分布，这是典型的浅于等温和晕浓度往往低于在重子的情况下。
2010-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological model-independent constraints on the baryon fraction in the IGM from fast radio bursts and supernovae data
快速射电暴（Fast Radio Burst，FRB）是一种毫秒级的射电瞬变，观测到的色散测量值（$DM$）大于预期的银河系贡献，这表明这种事件是河外起源的。虽然已经提出了一些模型来解释脉冲的物理过程，但FRB发射背后的机制仍然是未知的。从已知宿主星系的FRB数据中，可以直接测量红移，并可以与$DM$的估计相结合，以约束宇宙学参数，如重子数密度和哈勃常数。然而，对星系际介质中重子质量分数（$f_{IGM}$）及其与宇宙学参数的简并性的认识不足限制了FRB的宇宙学应用。在这项工作中，我们提出了一个独立于宇宙学模型的方法来确定$f_{IGM}$的演变相结合的最新FRB观测本地化的宿主星系和当前的超新星数据。我们认为常数和时间依赖性的$f_{IGM}$参数化，并显示，通过贝叶斯模型选择分析，一个结论性的答案的时间演变的$f_{IGM}$强烈依赖于$DM$波动由于宇宙电子密度（$δ$）的空间变化。特别是，我们的分析表明，证据从强（有利于随着红移不断发展的$f_{IGM}$）到不确定的变化，因为考虑了更大的$δ$值。
2023-03-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Constraining the Evolution of the Baryon Fraction in the IGM with FRB and H(z) data
通过对快速射电暴（FRB）观测获得的河外色散测量（DM）是探测星系际介质（IGM）和进行宇宙学研究的一个很好的工具。然而，来自IGM的DM贡献（${\rm DM_{IGM}}$）取决于IGM中重子质量的分数$f_{\rm IGM}$，这没有被适当地约束。由于$f_{\rm IGM}(z)$与哈勃参数$H(z)$和${\rm DM_{IGM}}(z)$在几何上相关，本文提出结合两个在相似红移范围内的FRB和$H(z)$的独立测量，提供了一种新的无宇宙学约束的方法来约束$f_{\rm IGM}(z)$的演化.在假设$f_{\rm IGM}$随红移以函数形式演化的前提下，我们预测，通过对FRB的$\sim3000$ ${\rm DM_{IGM}}(z)$和哈勃参数数据的$\sim50$ $H(z)$的综合分析，可以很好地推断出$f_{\rm IGM}(z)$的演化.虽然我们的方法的效率不如其他模型无关的方法，涉及的DM和光度距离的FRB的联合测量，我们的方法提供了一个新的模型无关的方式来约束$f_{\rm IGM}(z)$。
2019-08-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Entire Virial Radius of the Fossil Cluster RXJ1159+5531: II. Dark Matter and Baryon Fraction
在第二篇论文中，我们对松弛化石星团RXJ 1159 +5531的整个维里区进行了热的团内介质（ICM）的流体静力学分析。对于ICM，恒星质量从中央星系（BCG），和NFW的暗物质（DM）晕组成的模型，我们得到了很好的描述ICM发射率和温度的投影径向轮廓。在M_star/L_K = 0.61 +/-0.11太阳能下，可以清楚地观测到BCG恒星质量，这与Milky-Way IMF的恒星星族合成模型相一致。我们得到晕的浓度为c_200 =8.4 +/- 1.0，维里质量为M_200 = 7.9 +/- 0.6 x 10^13 M_sun。对于它的质量，推断的浓度大于普朗克参数宇宙学模拟中产生的大多数弛豫晕，与RXJ 1159 +5531形成于一般晕群之前一致。在r_200，f_b，200 = 0.134 +/- 0.007处的重子分数略低于宇宙的普朗克值（0.155）。当我们考虑到与非中心星系相关的恒星重子和不确定的团内光时，f_b，200增加了~0.015，与宇宙值一致。在MOND的背景下进行我们的分析仍然需要一个大的DM分数（85.0% +/- 2.5%，r=100 kpc）类似于使用标准牛顿方法获得的。在总引力势中检测到一个与NFW DM晕不同的看似合理的恒星BCG质量分量，表明~10^14 M_sun代表了这样一个质量尺度，在该尺度以上，耗散对星系团中心区域的形成并不重要。（节录…
2016-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reconstructing the Fraction of Baryons in the Intergalactic Medium with Fast Radio Bursts via Gaussian Processes
快速射电暴（FRB）是天文学和宇宙学研究的一个新的热点。由于FRB的河外起源和宇宙起源，它可以用来研究星系际介质（IGM）和宇宙膨胀。预计在不久的将来，通过识别它们的宿主星系或对应星系，将可以获得许多具有确定红移的FRB。$\rm DM_{IGM}$是IGM对FRB观测色散测度的贡献，它承载着IGM和宇宙膨胀历史的关键信息。因此，我们可以通过使用具有确定红移的FRB来研究宇宙的演化。在本工作中，我们对IGM中的重子质量分数$f_{\rm IGM}$感兴趣，它对研究宇宙膨胀和“重子丢失”问题是有用的。我们建议通过一个完全与模型无关的方法，即高斯过程，重建作为红移$z$与FRB的函数的$f_{\rm IGM}$的演化。由于没有大样本的FRB与确定的红移，我们使用模拟FRB代替。通过各种模拟，我们表明，这种方法效果良好。
2020-04-20 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
