We track the histories of massive clusters of galaxies formed within a cosmological hydrodynamic simulation. Specifically, we track the time evolution of the energy in random bulk motions of the intracluster medium and X-ray measures of cluster structure and their relationship to cluster mergers. We aim to assess the viability of the turbulent re-acceleration model for the generation of giant radio halos by comparing the level of turbulent kinetic energy in simulated clusters with the observed properties of radio halo clusters, giving particular attention to the association of radio halos to clusters with disturbedX-ray structures. The evolution of X-ray cluster structure and turbulence kinetic energy, k, in simulations can then inform us about the expected lifetime of radio halos and the fraction of clusters as a function of redshift expected to host them. We find strong statistical correlation of disturbed structure measures and the presence of enhancements in k. Specifically, quantitatively "disturbed", radio halo-like X-ray morphology in our sample indicates a 92% chance of the cluster in question having k elevated to more than twice its minimum value over the cluster's life. The typical lifetime of episodes of elevated turbulence is on the order of 1 Gyr, though these periods can last 5 Gyrs or more. This variation reflects the wide range of cluster histories; while some clusters undergo complex and repeated mergers spending a majority of their time in elevated k states, other clusters are relaxed over nearly their entire history. We do not find a bimodal relationship between cluster X-ray luminosity and the total energy in turbulence that might account directly for a bimodal L_X-P_{1.4 GHz} relation. However, our result may be consistent with the observed bimodality, as here we are not including a full treatment of cosmic rays sources and magnetic fields.
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。
Turbulence in Primordial Dark Matter Halos and Its Impact on the First Star Formation
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Department of Physics, National Taiwan University（国立台湾大学物理系）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Riverside（加州大学河滨分校物理与天文学系）；Heidelberg Institute for Theoretical Studies（海德堡理论研究所）
Intensity fluctuations of radio halo in galaxy cluster: Insights from power spectrum estimation
Indian Institute of Science（印度科学研究所）；New Mexico Institute of Mining and Technology（新墨西哥矿业与技术学院）；MIT Art, Design and Technology University（麻省理工学院艺术、设计与技术大学）；National Centre for Radio Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究院国家射电天文学中心）；Manipal Centre for Natural Sciences, Manipal Academy of Higher Education（马尼拉高等教育学院自然科学中心）；Centre for Strings, Gravitation and Cosmology, Department of Physics, Indian Institute of Technology Madras（马德拉斯印度理工学院物理系弦论、引力与宇宙学中心）
Reproducing the Stellar Mass/Halo Mass Relation in Simulated LCDM Galaxies: Theory vs Observational Estimates
我们用完全宇宙学的LCDM高分辨率SPH + N-Body模拟方法研究了一个新的模拟场星系样本的当前恒星-晕质量比（SHM）随晕质量的变化，这些模拟包括对金属线冷却、尘埃和自屏蔽、H2基恒星形成和超新星驱动气体外流的显式处理。这18个模拟的晕的质量从10^8的几倍到近10^12太阳质量不等。在z=0时，我们模拟的星系具有场星系典型的重子含量和形态。在2.2 x 10^3到4.5 x 10^10太阳质量的恒星质量范围内，我们发现模拟中的SHM比率与Moster等人（2012）提出的统计Abstraction Matching Technique的当前预测非常一致。与过去的模拟相比，这种改进是由于许多系统因素，每个因素都降低了SHM比率：1）气体流出，降低了整体SF效率，但允许形成冷气体成分2）使用人工观测和类似于观测中使用的测光技术估计模拟星系的恒星质量3）考虑系统，由于忽略了宇宙时间内的重子损失，在仅使用DM的模拟中，总晕质量被高估了30%。我们的分析表明，基于光度星等的恒星质量估计可能会低估旧恒星星族对总恒星质量的贡献，导致单个星系的恒星质量误差高达50%。这些结果强调了使用适当的技术来比较模拟与观测的重要性，并减少了星系形成模型和真实星系中恒星形成效率之间的紧张关系。
Turbulence in the ICM from mergers, cool-core sloshing and jets: results from a new multi-scale filtering approach
我们设计了一个简单的多尺度方法，识别湍流运动的流体动力学网格模拟。该方法不采用先验相干尺度来区分层流和湍流。取而代之的是，每个单元周围的局部平均速度场重建与多尺度滤波技术，产生的最大尺度的湍流涡旋的迭代。该方法具有鲁棒性强、速度快、适用范围广等特点。我们在这里提出的应用这项技术的研究空间和光谱性质的湍流内星系团介质，测量湍流扩散和各向异性的湍流速度场的各种驱动机制：a）吸积物质在星系团（用ENZO模拟）; b）冷核周围的晃动（用FLASH模拟）; c）活动星系核的喷流（用FLASH模拟）。在星系团中，物质吸积驱动的湍流速度在内部区域（在星系团维里半径内）主要是切向的，而在靠近维里半径的区域是各向同性的。冷核晃动激发的湍流也是如此，而活动星系核流出的喷流在音速点附近和更远的地方主要驱动径向湍流运动。湍流导致团簇内介质的扩散率在=10^29-10^30 cm ^2/s的范围内。平均而言，在集群内介质中的湍流驱动的能量占主导地位的机制是由集群演化过程中的物质吸积和主要合并。
Estimating Dark Matter Halo Masses in Simulated Galaxy Clusters with Graph Neural Networks
Steward Observatory（斯图尔德天文台）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Space Telescope Science Institute（空间望远镜科学研究所）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文研究所）
Turbulence in Simulated Local Cluster Analogs: One-to-one comparisons between SLOW and XRISM/Hitomi
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑路德维希-马克西米利安大学）；Università degli Studi di Trieste（的里雅斯特大学）；INAF - Astronomical Observatory of Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；INFN, Instituto Nazionale di Fisica Nucleare（意大利国家核物理研究所）；ICSC - Italian Research Center on High Performance Computing, Big Data and Quantum Computing（意大利高性能计算、大数据和量子计算研究中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；IFPU – Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
Halo Occupation Distributions of Moderate X-ray AGNs through Major and Minor Mergers in a $Λ$-CDM Cosmology
受Allevato et al.（2012）在COSMOS领域中最近推断的X射线选定活动星系核晕占据分布（HOD）形式的启发，我们使用一个基于$Λ$ -CDM宇宙学中暗物质晕（DMH）之间合并活动的简单模型，研究了中等亮度X射线活动星系核（mXAGN）的HOD性质。在上述情况下，在$z=0.5$模拟的mXAGN的HOD和数密度与Allevato等人（2012）的结果进行比较。我们发现，模拟的HOD的主要和次要合并，和观察到的mXAGN是一致的。我们的主要结果是，未成年人合并，相反，人们可能会期望，可以发挥重要作用的活动mAGN。
From dwarf galaxies to galaxy clusters: Self-Interacting Dark Matter over 7 orders of magnitude in halo mass
本文研究了从矮星系到星系团的自相互作用暗物质晕的密度分布。使用现实的模拟模型的重子物理学相关的星系形成，我们比较模拟的密度分布的晕与SIDM或冷和无碰撞的暗物质（CDM）的恒星速度色散，气体旋转曲线，弱和强引力透镜，和/或X射线图的观测推断。我们做我们的比较晕的最大表面密度方面，规避需要半解析或参数模型的暗物质密度分布。我们发现，包含重子的CDM模拟很好地再现了作为晕质量函数的最大表面密度，而对于具有1 cm $^2/$ g速度无关横截面的SIDM，模拟的星系团的平均最大表面密度低于观测系统的最大表面密度，其数量大于固定质量下观测到的最大表面密度的标准差。对于质量较小的系统，CDM和SIDM都与观测结果一致。
