Anisotropic Thermal Conduction and the Cooling Flow Problem in Galaxy Clusters
我们研究了长期存在的冷却流问题在星系团与孤立的星系团的三维MHD模拟，包括辐射冷却和各向异性热传导沿磁场线。团内介质（ICM）的中心区域可以有大约2亿年或更短的冷却时间尺度-为了防止冷却灾难，ICM必须通过某种机制加热，例如AGN反馈或来自大半径热库的热传导。星系团的核心是线性不稳定的热流驱动的浮力不稳定性（HBI），这显着改变了集团核心的热力学。HBI是一种对流、浮力驱动的不稳定性，它将磁场重新排列为优先垂直于温度梯度。对于广泛的参数范围内，我们的模拟表明，在存在的HBI，有效的径向热导率降低到小于10%的完整的斯皮策传导率。随着传导加热的抑制，冷却灾难发生的时间尺度相当于集群的中央冷却时间。因此，热传导本身不太可能稳定具有低中心熵和短中心冷却时间尺度的团簇。高中心熵的星系团有足够长的冷却时间，传导可以帮助避免宇宙学上有趣的时间尺度的冷却灾难。
2009-05-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Characterizing the magnetic field in the intracluster medium
在结构形成过程中，星系团内部的热气体（团内介质，ICM）的高能事件和随机运动产生湍流运动。射电漫发射探测了ICM中磁场和相对论粒子的存在，是理解星系团中物理过程的关键因素。在这项工作中，我们提出的结果从数值模拟的磁场湍流的磁流体力学（MHD）和动力学MHD（KMHD）的框架。我们通过极化图上留下的印记来表征磁场结构。
2012-09-11 astro-ph.CO
Non Thermal Support for the Outer Intracluster Medium
我们认为，非热化支持的外部团内介质在放松星系团提供的湍流，驱动的星系际气体流入的维里吸积冲击。我们预计，由于三个因素，在z<1/2的集群发展过程中，这个分量会迅速增加。首先，气体和暗物质的吸积率下降，当它们在加速的宇宙中以初始扰动的外翼为食时。第二，在激波位置，穿过逐渐变浅的引力势，下落速度减小。第三，冲击最终减弱，留下较少的热能来供给集群内的熵，但相对更多的体能量来驱动湍流进入外围。从这些因素的总体结果是物理建模和分析计算，因此，我们确定这些如何在设置外部集群内介质的平衡一致，并预测如何在X射线和微波的可观测量的影响，以探测发展的外部湍流在广泛的集群样本。出于同样的原因，我们量化了预期从X射线测量评估的总质量中产生的负偏差。
2010-10-21 astro-ph.CO
Astrophysical Coronae: Lessons from Modeling of the Intracluster Medium
日冕存在于大多数天体中：恒星、吸积盘、单个星系和星系团。这些不同系统中的日冕有一些共同的性质：1）背景重力中的流体静力平衡是一个很好的假设; 2）它们是光学薄的，即，光子一出生就逃逸; 3）它们的冷却时间比它们的年龄短，因此需要加热来维持。一般来说，日冕的加热机制是相当复杂的，但日冕的结构受到冷却、{ \em global}加热和背景重力相互作用的严格限制。我们简要地总结了我们对团内介质（星团日冕）的研究结果，并得出了适用于大多数天体物理日冕的推论。
2013-04-08 astro-ph.CO
Properties of the Intracluster Medium Assuming an Einasto Dark Matter Profile
我调查的分析模型的星系团的基础上，假设集群内的介质等离子体是多变的，是在流体静力平衡。采用Einasto剖面作为暗物质晕空间密度分布的模型。该模型有足够的自由度，同时适合X射线表面亮度和温度分布，五个参数来描述全球集群的属性和三个额外的参数来描述集群的冷核心功能。该模型是测试与钱德拉X射线数据的七个星系团，包括三个多变的集群和四个冷核集群。据发现，该模型准确地再现了X射线数据在大部分的径向范围。对于所有的星系团，数据允许显示，该模型基本上是一样好的Vikhlinin等人和Bulbul等人，推断减少$χ^2$。
2018-09-04 astro-ph.CO
The dynamical intracluster medium: a combined approach of observations and simulations
目前对星系团的高分辨率观测揭示了一种动态的团内介质（ICM）。丰富的结构包括活动星系核（AGN）和ICM之间相互作用的特征，如空洞和激波，以及整体运动的特征，如冷锋。为了理解ICM的物理学，我们通过深高分辨率观测和数值模拟来研究单个星系团，其中包括怀疑正在工作的过程，并旨在再现所观察到的特性。通过详细比较观察和模拟，我们对集群特性和过程有了更深入的了解。在这里，我们提出了我们的方法的两个例子：大规模的冲击在长蛇座A集群，和晃动冷锋。
2009-09-14 astro-ph.CO
Galactic chemical evolution in hierarchical formation models - II. The Intracluster Medium
本文利用论文I中提出的星系形成的宇宙学半解析模型（SAM），研究了星系团内介质（ICM）的金属丰度和丰度比。通过要求稍微平坦的IMF（x=1.15）和两个人口的延迟时间分布（DTD）的超新星Ia爆炸，我们以前发现，这个模型是能够重现的丰度比和超新星率的早期类型的星系在本地宇宙。对ICM中元素丰度的预测是对模型的进一步检验。我们发现，与基准模型从纸我的ICM的整体金属含量太低，虽然丰度比是在良好的协议与数据。然而，我们发现，允许一小部分的富含金属的物质喷射的恒星被直接沉积到热ICM，而不是被沉积到冷ISM，似乎是一个合理的和物理动机的解决方案。
2010-06-08 astro-ph.CO
Radial profiles of Fe abundance in the intracluster medium of nearby clusters observed with XMM-Newton
目的：测量附近（z<0.08）团簇内介质中Fe的丰度，直到0.3 $\sim$ 0.5 r $_{180}$。方法：我们分析了用XMM-牛顿观测到的28个星系团。我们推导出Fe丰度的Fe线的通量比连续的能量范围内的3.5- 6 keV，以尽量减少和评估系统的不确定性。结果：在X射线峰值处有一个cD星系的弛豫星系团的Fe丰度径向分布有相似的斜率。这些星团在0.1 $r_{180}$范围内表现出相似的Fe丰度增强，在0.1- 0.3 $r_{180}$范围内，它们在0.4 $\sim$-0.5太阳范围内具有较平坦的Fe丰度分布，具有小的散射。大多数其他集群，包括合并集群，也有类似的铁丰度超过0.1 $r_{180}$。这些团簇可能具有普遍的金属富集历史，并且在团簇形成的非常早期阶段合成了显著量的Fe。团簇的合并会破坏中心Fe峰。
2011-02-03 astro-ph.CO
Investigation of Properties of the Intercluster Medium Rich Clusters of Galaxies
对213个富星系团的性质进行了统计分析。证实了X射线光度与团内介质温度以及星系速度色散之间存在相关性。发现团簇内气体光学光度L_H α与X射线光度L_x之间存在新的反相关关系：log（L_H α/L_Sun）=a-b（log（L_x/L_Sun））。log（L_H α/L_Sun）-log（L_x/L_Sun）平面上序列的存在证明了不同星系团内气体的质量可以有很大的差异。
2010-12-29 astro-ph.CO
Multi-scale analysis of turbulence evolution in the density stratified intracluster medium
星系团内的弥漫热介质通常表现出湍流运动，其振幅随半径增加，揭示了宇宙流体动力学模拟。然而，它的物理起源仍然不清楚。这可能是由于大半径处的湍流过量注入，或者小半径处的湍流耗散更快。我们研究这一点，通过研究的时间演化的湍流在团内介质（ICM）的主要合并后，使用Omega500非辐射流体动力学宇宙学模拟。通过应用一种新的小波分析来研究ICM湍流谱的径向依赖性，我们发现，更快的湍流耗散在内部高密度区导致湍流振幅随半径的增加。我们还发现，在所有半径的ICM湍流衰减后，主要合并两个阶段：一个早期的快速衰减阶段，其次是一个缓慢的长期衰减阶段。由ICM密度分层引起的浮力效应在湍流衰减过程中变得越来越重要，如湍流弗劳德数$Fr \sim \mathcal{O}(1)$减小所揭示的。我们的研究结果表明，较强的密度分层和较小的涡旋翻转时间可能是导致湍流耗散速率较快的内部区域的集群。
2018-09-05 astro-ph.CO
Properties of the intracluster medium of Abell 3667 observed with Suzaku XIS
我们用朱雀XIS观测了A3667星系团的西北区。的温度和表面亮度的簇内介质进行了测量维里半径（r200-2.3 Mpc）。径向温度分布比其他星团的平均温度分布平坦，直到半径达到西北射电遗迹。在西北射电遗迹区，温度从5 keV急剧下降到2keV左右。温度的急剧变化可以解释为马赫数约为2.5的激波。熵的斜率在外围区域变平缓，在射电遗迹区域附近为负值。在这个区域中，电子-离子库仑碰撞的弛豫时间尺度比冲击加热后经过的时间长，等离子体可能失去平衡。利用差分辐射测量（DEM）模型，我们还确认了多温度结构周围的无线电遗迹区，其特征在于在1 keV和4 keV的两个峰值。这些特征表明，气体被从中心向外区传播的激波加热。
2011-11-22 astro-ph.CO
An attractor for the dynamical state of the intracluster medium
星系团为我们提供了关于宇宙学的重要信息。X射线辐射或SZ效应的观测使我们能够测量星系团中星系之间的热星系际介质的密度和温度，从而使我们能够计算星系团的总质量。然而，密度和温度分布之间没有简单的联系已经确定。在这里，我们使用受控的高分辨率数值模拟，以确定在平衡的星系团的气体的密度和温度之间的关系。我们表明，温度-密度关系是一个真正的吸引子，通过显示，范围广泛的平衡结构都朝着吸引子扰动时，随后允许放松。对于已经经历了足够的扰动以保持这种连接的结构，因此可以直接从X射线强度分布提取质量分布。
2012-02-20 astro-ph.CO
Dynamical evolution of magnetic fields in the intracluster medium
利用高分辨（$\approx \rm 4 ~kpc$）宇宙学MHD模拟，研究了星系团中磁场的演化。在我们的样品中的磁场表现出放大，通过一个小规模的发电机和压缩过程中的结构形成。特别是，我们研究的光谱特性的磁场的合并的影响，我们所测得的磁能谱的动态演化的集群内介质。在$\sim$陀螺仪的时间跨度内，磁能增长了40-50倍，动能和磁能之间的均分发生在一系列尺度上（所有时期的$< 160 \rm ~kpc$），这取决于系统的湍流状态。我们还发现，一般来说，磁场的外尺度和MHD尺度在时间上不是简单相关的。主要合并的影响是移动峰值磁谱到它的较小的尺度，而磁放大后，才开始$\lesssim$ 1 Gyr。相反，连续的小合并促进磁场的稳定增长。我们讨论了这些发现的影响，在未来的无线电观测的星系团的解释。
2019-03-26 astro-ph.CO
Turbulence decay in the density-stratified intracluster medium
湍流在密度分层介质中的演化不同于Kolmogorov图像所描述的均匀各向同性湍流。我们评估的程度，这种影响在集群内介质（ICM）与流体动力学模拟。我们发现ICM密度分层引起的浮力效应对湍流能量演化、形态和密度波动-湍流马赫数关系产生了质的变化，并可能解释了先前在宇宙学模拟中发现的ICM湍流振幅的径向依赖性。浮力在动能和势能之间开辟了一条新的能量流动通道。当引力势随时间保持不变时，这种能量流使能量演化产生振荡，并导致两种能量的平衡状态，两种能量均渐近于幂律时间演化，其斜率小于均匀各向同性湍流的湍流动能。我们讨论了当引力势随时间变化时，能量演化与均匀各向同性湍流的能量演化有更大的不同。在形态上，ICM湍流可以表现出分层的垂直结构和大的水平涡涡在中心区域的密度分层最大。此外，我们还发现，由密度分层引起的线密度脉动-湍流马赫数关系中的系数一般是随位置和时间变化的变量。
2019-06-12 astro-ph.CO
Suzaku Observations of Metal Distributions in the Intracluster Medium of the Centaurus Cluster
我们报告的第一次观察到的金属分布在星团内介质的半人马座集群高达~0.17 r_180与朱雀。O、Mg、Si、S、Ar、Ca和Fe的径向分布在团簇的外部区域确定，它们的变化似乎彼此相似。在冷核区（r<0.045r180），所有金属分布都向中心急剧增加.在中心区（r<0.015r_180），Si、S、Ar、Ca和Fe的丰度为1.5- 1.8太阳能，O和Mg的丰度约为1太阳能。导出的丰度比的O和Mg的Fe略低于一组其他集群。相比之下，O，Mg和Fe的计算质光比（MLR）大于其他集群。在冷核外围（r> 0.07r_180），所有元素丰度几乎恒定在0.5太阳能。得出的最低残留率与其他聚类的结果相当。这表明半人马座星系团的cD星系比其他星系团有效地提供了更多的铁。
2011-11-14 astro-ph.CO
The polytropic state of the intracluster medium in the X-COP cluster sample
在这项工作中，我们调查的X-COP集群样本中的集群内介质的径向分辨的热力学量之间的关系，旨在评估ICM的分层属性。我们使用幂律的组合来模拟半径、气体温度、密度和压力之间的关系，还评估了这些关系中的固有散射。我们表明，气体压力是非常好的相关性的密度，非常小的散射。此外，温度与气体密度相关，具有类似的分散性。这些关系的斜率具有显示从内部集群区域到外围的明显过渡的值。这种转变发生在半径$r_t = 0.19(\pm0.04)R_{500}$和电子密度$n_t = (1.91\pm0.21)\cdot10^{-3} cm^{-3} E^2 (z)$处。我们发现，以上0.2 $R_{500}$的径向热力学轮廓准确地再现了一个定义良好的和物理动机的框架，其中的暗物质遵循NFW势和气体是由多方状态方程。通过模拟气体温度对气体密度和半径的依赖关系，我们提出了一种新的方法来重建流体静力学质量分布的基础上，只有相当便宜的测量气体密度分布。
2019-06-05 astro-ph.CO
A Hydro-Particle-Mesh Code for Efficient and Rapid Simulations of the Intracluster Medium
我们介绍了宇宙学的HYPER代码的基础上创新的流体粒子网格（HPM）算法的气体和暗物质的有效和快速的模拟。对于HPM算法，我们更新了Gnedin & Hui（1998）的方法，将其应用范围从低密度星系际介质（IGM）扩展到高密度星系团内介质（ICM）。虽然最初的算法只跟踪一种有效的粒子种类，但更新后的版本分别跟踪气体和暗物质粒子，因为它们在小尺度上并不精确地相互跟踪。对于近似流体动力学求解器，使用鲁棒物理模型计算气体运动方程中的压力项。特别是，我们使用的暗物质晕模型，ICM的压力分布，IGM的温度-密度关系，所有这些都可以系统地改变参数空间的研究。我们表明，HYPER模拟结果与晕模型的密度，温度和压力的径向分布的预期是一致的。模拟的星系团缩放关系的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）和X射线观测值也与平均预测吻合得很好，与流体动力学模拟中发现的散射。HYPER还产生了暗物质晕的光锥目录和透镜会聚、SZ效应和X射线发射的全天空层析成像图。这些模拟产品可用于测试数据分析管道，生成机器学习的训练数据，理解选择和系统效应，以及解释天体物理学和宇宙学约束。
2021-07-09 astro-ph.CO
Deconstructing Thermal Sunyaev-Zel'dovich - Gravitational Lensing Cross-Correlations: Implications for the Intracluster Medium
最近首次探测到普朗克宇宙微波背景（CMB）温度图中的热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）信号与根据普朗克CMB数据和CFHTLenS星系巡天推断的引力透镜图的互相关，为重子和暗物质之间的关系提供了新的探测。使用宇宙流体动力学模拟，我们表明，这些互相关信号占主导地位的贡献，从热气体在团内介质（ICM），而不是扩散，位于维里半径以外的未绑定气体（“失踪重子”）。因此，这些互相关提供了一个工具，它可以用来研究ICM的晕质量和红移范围很广。特别是，我们表明，tSZ - CMB透镜互相关是更敏感的气体在较低的质量，较高的红移晕和气体在较大的集群中心半径比tSZ -星系透镜互相关。将这些测量结果与原始CMB数据相结合，将通过ICM压力曲线中的特征来约束反馈模型。我们预测了正在进行的和未来的实验，以约束这些ICM参数，包括压力-质量关系的平均振幅，该振幅的红移演化，和平均外对数斜率的压力分布的能力。结果是有希望的，与$\approx 5-20$ %的精度约束，实现与即将到来的实验，即使在边缘化的宇宙学参数。
2014-12-17 astro-ph.CO
Dynamical heating of the X-ray emitting intracluster medium: the roles of merger shocks and turbulence dissipation
星系团内部的扩散等离子体具有几keV的X射线发射温度。将这种团内介质（ICM）加热到这样的温度的物理机制包括星系团外围的吸积激波，合并事件驱动的激波，以及一个有点被忽视的机制--团内湍流运动的耗散。我们研究这些加热机制的相对作用，使用星系团在拉格朗日示踪粒子再模拟的Omega 500宇宙学模拟。采用了一种新的分析方法，将每一时间步的温升分解为耗散加热和绝热加热的贡献。在这些加热率的高分辨率时空图中，合并轨迹清晰可见，证明了合并事件在加热ICM中的主导作用。每个合并事件所贡献的耗散加热时间延长，也发生在稀薄区域，这表明合并引起的湍流耗散加热的重要性。定量分析表明，湍流加热，而不是直接加热合并冲击，占主导地位的ICM的温度上升，特别是在内径$r < r_{\rm 500c}$。此外，我们还发现许多合并激波可以以几乎恒定的速度传播到非常大的半径$r \gg r_{\rm 500c}$，有些甚至到达并加入吸积激波，成为ICM的外边界。总之，这些结果表明，ICM加热更多的是在一个“由内而外”的方式，而不是“由外而内”所描绘的经典平滑吸积图片。
2020-05-14 astro-ph.CO
The Intragroup versus the Intracluster Medium
星系群与星系团的区别主要在于它们的质量较低，M~10^14 M_sun与M~10^15 M_sun。我们讨论了质量如何影响的热状态的intracluster或intracgroup介质，特别是它们的熵水平和径向配置文件。我们表明，在这两种情况下产生的熵的星系际气体穿过系统边界的引力势阱的持续流入。在集群中，流入是高度超音速的，但在群体中则较弱。前一种情况意味着强吸积激波，大量流入动能转化为热能，而后一种情况意味着较低能量的有效转化较少。这些特征在当前边界处产生了熵沉积的显著差异。此后，绝热压缩的热气体的潜在的井转换成径向分布在整个集群或一组这样的时间历程。此外，在这两种情况下，系统在加速宇宙中的低z位置或在恶劣环境中的位置将使流入和熵产生饥饿，并产生平坦甚至弯曲的外部轮廓。我们详细分析了最近在X射线中观察到的两组ESO 3060170和RXJ 1159 +5531提供的清晰证据，并找到了与我们期望的密切和详细的匹配。
2016-04-23 astro-ph.CO
Residual Gas Motions in the Intracluster Medium and Bias in Hydrostatic Measurements of Mass Profiles of Clusters
我们对16个模拟星系团进行了高分辨率的欧拉宇宙学模拟，分析了星系团内介质中气体的整体运动和随机运动，其中包括非常松弛和非松弛的系统，维里质量范围为5*10^13 - 2*10^15 Msun/h。我们研究了残余亚音速气体运动对星系团质量分布和浓度的流体静力学估算的影响。与以前的研究一致，我们发现，气体运动的贡献高达~ 5%-15%的总压力支持在松弛集团的贡献与集团中心半径增加。在非松弛系统中，分压支持更高。在总质量剖面的流体静力学估算中，这种贡献不会被考虑在内，并会导致系统性地低估质量。我们表明，总质量可以准确地恢复，如果压力，由于在模拟中测量的气体运动是明确考虑到流体静力平衡方程。考虑到在较大半径处对质量的低估在增加，其中气体较不松弛且气体运动对压力的贡献较大，从流体静力学分析得出的总密度分布比真实分布更集中。这可能至少部分解释了一些高值的集群的浓度估计从流体静力学分析的X射线数据。
2009-09-17 astro-ph.CO
Metal distributions out to 0.5 r180 in the intracluster medium of four galaxy groups observed with Suzaku
本文利用朱雀星（Suzaku）对MKW 4、HCG 62、NGC 1550和NGC 5044四个星系群进行了0.5r180范围内的金属丰度和金属质光比的分布研究。Fe的丰度随半径的增加而减小，在0.1r180以上约为0.2-0.4太阳能。在一个给定的半径单位为r180，铁丰度在ICM的四个星系群是一致的或小于星系团。在ICM中的Mg/Fe和Si/Fe比在太阳比达到0.5r180时几乎是恒定的。我们还研究了系统的不确定性，在派生的金属丰度比较结果从两个版本的原子数据天体物理学家（ATOMDB）和单和两个温度模型拟合。由于这些金属是在星系中合成的，我们从2微米全天巡天星表（2 MASS）中收集了星系K波段的光度数据，并计算了积分铁质光比（IMLR），即ICM中的铁质量与星系中恒星的光的比值。具有较小气体质轻比的基团具有较小的IMLR值，并且IMLR与熵过剩负相关。根据这些丰度特征，我们讨论了星系群中金属富集过程的过去历史。
2013-11-19 astro-ph.CO
X-ray Observations of the Chemical Abundances in the Intra-Cluster Medium
星系团是我们宇宙中最大的明确定义的物体，是研究比氢和氦重的最丰富的化学元素分布及其生产历史的理想实验室。星系团的环境使我们不仅可以研究星系内部的元素丰度，而且可以研究星系际空间，即星系团内的介质。由于星系团内的介质被加热到数千万度的温度，我们可以通过X射线光谱学来研究这种介质的化学成分。到目前为止，X射线光谱学已经探测到了13种重元素。在X射线光谱中最容易检测到的元素是铁。在大质量的星系团中，我们发现团内介质中的重元素质量比星系中的大。因此，考虑团内介质对于理解重元素核合成的完整历史至关重要。观测到的所有比氮重的元素的丰度可以用两种类型的来源粗略地模拟：核心坍缩超新星和Ia型超新星。所谓的冷核星系团在星系团中心显示出更大的重元素丰度，似乎主要由Ia型超新星的产物富集。观测到重元素丰度随红移而演化的证据仍然具有中等的意义。
2014-03-20 astro-ph.CO
A parametric physical model for the intracluster medium and its use in joint SZ/X-ray analyses of galaxy clusters
我们提出了一个参数化的集群内介质，这是适合于共同分析指出观察的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应和X射线发射的星系团。该模型是基于流体静力平衡的假设，纳瓦罗，弗伦克和怀特（NFW）模型的暗物质，和软化的气体熵的幂律配置文件。我们测试这个基于熵的模型对高和低的信号噪声模拟观察的放松和最近合并的集群从N-体/流体动力学模拟，使用贝叶斯超参数，以优化模拟SZ和X射线数据的相对统计权重。我们发现，它准确地再现了集群的温度，总质量和气体质量分数（fgas），以及这些量的径向依赖性的核心外（r > kpc）的全球价值。作为参考，我们还提供了一个比较，从单一的等温β模型的结果。我们证实了以前的结果，单一的等温β模型可以导致显着的偏差在派生的集群属性。
2010-11-04 astro-ph.CO
A deep Chandra observation of the poor cluster AWM 4 - I. Properties of the central radio galaxy and its effects on the intracluster medium
利用钱德拉X射线天文台和巨型米波射电望远镜的观测资料，研究了贫星系团AWM 4的团内介质与中心射电源之间的相互作用。在钱德拉观测中，一个小的冷核或星系日冕与射电核一致。这个日冕能够为活跃的原子核提供燃料，但必须通过喷流相互作用或传导进行低效加热，这可能排除了射电源和星团之间的反馈关系。缺乏清晰的X射线空洞表明射电瓣只有部分被相对论等离子体填充。对于更好的约束东瓣，我们估计填充因子为phi=0.21（3 sigma上限phi<0.42）。我们认为，在射流和叶的粒子人口，并发现，标准均分假设预测的压力和年龄同意与X射线估计不佳。包括延伸到低洛伦兹因子的电子群体减少（gamma_min=100）或消除（gamma_min=10）叶与其环境之间的压力不平衡。压力平衡也可以通过热气体的夹带来实现，可能在射电喷流的最初几千秒差距内。我们估计的射电星系的机械功率输出，并发现它是勉强能够平衡辐射冷却。
2010-04-30 astro-ph.CO
Investigating the intracluster medium viscosity using the tails of GASP jellyfish galaxies
通过分析GASP样本中十个水母星系Hα尾迹的速度结构函数，发现亚线性标度延伸至1千秒差距，将ICM局部黏度约束为Spitzer值的0.3%-25%，揭示其平均自由程可能小于库仑碰撞预期或存在无碰撞物理效应。
2024-11-11 astro-ph.CO
A direct limit on the turbulent velocity of the intracluster medium in the core of Abell 1835 from XMM-Newton
我们研究了X射线发光星系团A1835的深XMM-牛顿反射光栅光谱仪（RGS）观测。这是我们第一次在星系团中直接限制湍流加宽的发射谱线。这是可能的，因为在星系团中最冷的X射线发射气体，这是负责线，占据了核心内的一个小区域。视线非热速度加宽90%上限的最保守确定值是274公里/秒，这是从30千秒差距半径内的发射谱线测得的。因此，核心中湍流与热能密度之比小于13%，光谱中没有显示低于~3.5 keV的气体的发射谱线。我们研究的气体的数量作为温度的函数，并把140兆太阳/年（90%）的气体辐射冷却低于3.85千电子伏的限制。
2009-11-16 astro-ph.CO
Power spectrum estimation methods on intracluster medium surface brightness fluctuations
本文通过模拟比较多种二维投影涨落功率谱估计方法，并简要评估降噪策略，以更准确地从X射线和SZ效应观测中约束星系团内介质湍流性质。
2024-04-03 astro-ph.CO
Star-formation efficiency and metal enrichment of the intracluster medium in local massive clusters of galaxies
我们从X射线通量限制的HIFLUGCS样品中提取了19个星系团的子样品，并根据它们在天空中的位置，研究了它们的重子质量含量。对于这些集群，我们测量的总质量和特征半径的基础上，丰富的光学光谱数据集，的物理性质的集群内介质（ICM）使用XMM牛顿和ROSAT X射线数据，和总（星系）恒星质量利用SDSS DR 7多波段成像。所观察到的（热）气体质量分数在这个质量范围内几乎是恒定的。我们证实了恒星质量分数随着总质量的增加而减小，并显示出（20+/-4）%的散射;此外，我们还表明它随着中心熵的增加而减小。后者的行为支持一个双重的解释，即合并加热淬灭了大质量系统中星系的恒星形成活动，超新星和/或射电星系的反馈驱动了大量的气体到r_{500}以外的区域，或者，大量的团内光（ICL）与非松弛系统中的星系有关。此外，质量较小的星系团每单位总质量包含的气体较少;然而，它们的金属质量分数较高，因此它们的ICM更富含金属。这再次支持了这样的解释，即在低质量系统的势阱中，星系的恒星形成效率很高，或者，ICM的热相中缺少一些气体。前一种假设是首选的质量依赖的金属富集的主要驱动程序，因为总质量光学光度比随着总质量的增加而增加。
2011-10-14 astro-ph.CO
Simulating the transport of relativistic electrons and magnetic fields injected by radio galaxies in the intracluster medium
射电星系在宇宙射线和星系团的磁场的传播中起着重要的作用。在这里，我们模拟的相对论电子注入到星系团内介质的射电星系的演变。使用被动示踪粒子添加到磁流体动力学自适应网格模拟，我们计算的相对论电子考虑到能量损失和再加速机制与集群内介质的动态谱的演变。再加速可以通过扩散激波加速在激波处发生，并且通过二阶费米再加速在湍流中发生。这项研究证实，来自射电星系的相对论电子可以有效地填充几个$100 \rm ~Myr$尺度的团内介质，并且它们创建了一个稳定的化石电子库，这些电子仍然可以通过冲击波和湍流气体运动进一步再加速。我们的研究结果还表明，射电瓣和残余射电星系的晚期演化是显着的影响，周围的集群内介质的动力学。在这里，扩散再加速耦合相对论粒子的演化到气体扰动。在不久的将来，深层射电观测，特别是低频观测，可以探测星系团中的这种机制。
2021-05-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
Heating of the intracluster medium by buoyant bubbles and sound waves
由中心超大质量黑洞（SMBH）提供能量的活动星系核（AGN）在改变团内介质（ICM）的热性质方面起着重要作用。在这项工作中，我们实现了两个活动星系核加热模型：（一）通过分层ICM上升的浮力腔（ICMS模型）和（ii）通过粘性和传导耗散的声波（声学模型）。我们的目标是确定这些加热模型是否与ICM观测值一致，以及是否一个比另一个更好。我们假设ICM的初始熵分布，这是从暗物质晕的潜在的气体的纯引力下落预期的。然后，我们将加热，辐射冷却，和热传导研究ICM的演化年龄的集群。我们的结果是：（i）这两个加热过程可以产生相当的ICM的热分布与一些相关参数的调整。(ii)即使在Spitzer值的10%的水平上，热传导在将注入的能量传递到中心区域之外时也是至关重要的，并且没有热传导，温度/熵分布是不切实际的高。(iii)所需的注入活动星系核的功率尺度与集群质量为$M_{\rm vir}^{1.5}$的两个模型。(iv)所需的活动星系核光度与观测到的射电喷流功率相当，加强了活动星系核是星系团中主要热源的观点。(v)最后，我们估计活动星系核总光度中作为活动星系核机械光度的部分在$0.02r_{500}$小于0.05%。
2022-11-03 astro-ph.CO
Heating and enriching the intracluster medium
我们提出的数值模拟的星系团与随机加热的活动星系核（AGN），能够再现所观察到的熵和温度分布的非冷核（NCC）集群。我们的研究使用N体流体动力学模拟来研究恒星形成、金属产生、黑洞吸积以及超新星和活动星系核的相关反馈如何加热和富集星系团中的扩散气体。我们评估这些过程的不同实现方式如何影响簇内介质（ICM）的热和化学性质，使用高质量的X射线观测局部集群来约束我们的模型。为了这项研究的目的，我们重新模拟了从千年模拟中提取的25个大质量星系团的样本。次网格物理处理使用半解析模型的星系形成，从而保证在我们的模拟反馈源是一个人口的星系与现实的属性。我们发现，超新星反馈没有影响的ICM的熵和金属丰度结构，无论用于注入能量和金属的扩散气体的方法。通过包括活动星系核反馈，我们能够解释所观察到的熵和金属丰度的档案，以及X射线光度-温度标度关系的NCC系统。由各向异性喷流加热激发的活动星系核能量注入的随机模型-在这里首次提出-是这一成功的关键。随着金属依赖的辐射冷却的增加，我们的模型也能够产生CC集群，而不会在密集的中心区域过冷气体。
2012-10-29 astro-ph.CO
Mapping the intracluster medium temperature in the era of NIKA2 and MUSTANG-2
我们目前的初步结果，从一个正在进行的计划，旨在映射的集群内介质（ICM）温度的高红移星系团的MaDCoWS样品使用的联合分析获得的浅X射线数据由$Chandra$和高角分辨率Sunyaev-Zel 'dovich（SZ）的观测实现与NIKA 2和MUSTANG-2相机。我们还提出了初步的结果，从一个正在进行的开放时间计划内的NIKA 2合作，旨在映射ICM温度的星系团在$z=0.45$从解决检测的相对论修正SZ光谱。这些研究表明，高角分辨率SZ观测将在未来十年中发挥重要作用，推动ICM动力学和非引力过程的研究，以高红移下一代X射线天文台发挥作用。
2021-11-02 astro-ph.CO
Metals in the Intracluster Medium of MS 1512.4+3647 Observed with Suzaku: Implications for the Metal Enrichment History
用朱雀望远镜对星系团MS 1512.4+3647（z=0.372）进行了270 ks的观测。在一个中等红移的星系团（z>0.3）中，除了Fe的丰度外，还首次分别测定了Mg、Si、S和Ni的丰度。MS 1512.4+3647的丰度模式与附近星团的丰度模式一致，表明该系统对附近星团的贡献与超新星Ia和SNe II相似。SNe II与SNe Ia的数量比为$\sim3$。估计的SNe II和SNe Ia的总数与气体质量的关系与附近的星团相似。MS 1512.4+3647的丰度结果与SN II速率历史大致遵循恒星形成历史的标准情景一致，该历史在1<z<2处有一个峰值，然后向$z\sim0$下降约一个数量级。Ia超新星的数量与附近的星团相似，这表明Ia超新星的速率从z=0.37到z=0急剧下降，并且/或者Ia超新星爆炸主要发生在较大的红移处。
2013-10-18 astro-ph.CO
Evolution of vorticity and enstrophy in the intracluster medium
在构造形成过程中，大尺度运动产生的湍流影响了团内介质热组分和非热组分的演化。由于涡度拟能是涡度大小的量度，本文通过分析涡度拟能的拉格朗日历史来研究湍流的产生和演化。为此目的，我们结合了宇宙学模拟进行ENZO代码与我们的拉格朗日后处理工具CRaTer。这样，我们就能够量化星系团吸积到星系团的过程中各个源项的拟能。在这里，我们专注于红移范围从$z=1$到$z=0$。最后，我们测量了湍流的耗散率，并估计了由此产生的集群内磁场的放大。我们发现，压缩和斜压运动是涡度拟能的主要来源，而拉伸运动和耗散影响了随后的涡度拟能演变。湍流耗散率能够维持团内磁场放大到观测水平。
2017-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray Spectroscopy of the Core of the Perseus Cluster with Suzaku: Elemental Abundances in the Intracluster Medium
本文介绍了朱雀星对英仙座星团中心区域的观测结果。使用X射线成像光谱仪进行深度曝光，可从团内介质中获得高质量的X射线光谱。首次在团簇中发现了类氦Cr和Mn的X射线谱线。此外，在离团簇中心10'（或220 kpc）范围内，还精确地测量了Ne、Mg、Si、S、Ar、Ca、Fe和Ni的元素丰度。发现相对丰度比在太阳值的0.8-1.5倍的范围内。这些丰度比与以前的测量，在银河系中的极端贫金属恒星，和理论模型进行比较。
2009-09-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the Challenges of Cosmic-Ray Proton Shock Acceleration in the Intracluster Medium
星系团拥有宇宙中最大的粒子加速器：星系团内介质（ICM）中的冲击波，一种热的电离等离子体，将粒子加速到高能量。射电观测在ICM中发现了同步辐射，证明了加速宇宙射线电子的存在。然而，宇宙射线质子的迹象，以$γ$射线的形式。仍未被发现这被称为丢失$γ$射线问题，它直接挑战了ICM中工作的冲击加速机制。在过去的十年中，理论和数值研究的重点是提高我们的知识的微观物理，支配冲击加速过程中的ICM。这些新的模型能够预测一个$γ$射线信号，产生的冲击加速宇宙射线质子，低于现代$γ$射线天文台设置的检测限。在这篇综述中，我们总结了解决丢失的$γ$射线问题的最新进展。
2021-02-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Intracluster Medium reheating by relativistic jets
星系喷流是重新加热星系团内部介质的强大能量源。它们在宇宙之谜中的关键作用是由观测激发的，已经通过大量的数值模拟建立起来，这些模拟忽略了这些喷流的相对论性质。我们提出了第一个相对论模拟非常长期的现实银河系喷流的演变。出乎意料的是，我们的结果显示没有浮力气泡，但大茧区与所观察到的X射线腔兼容。再加热比以前的方案更有效，更快，它是由喷流驱动的冲击波产生的，它存活了几百万年。因此，由强大的相对论喷流产生的星团中的X射线空洞将在极长的时间内被微弱的冲击所限制，其检测可能是一个观测挑战。
2011-10-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Origin of Magnetic Field in the Intracluster Medium: Primordial or Astrophysical?
星系团中磁场的起源仍然是一个未解决的问题，这在很大程度上是由于我们对初始种子磁场的理解很差。如果种子磁场具有原始起源，则很可能在大尺度结构形成之前就存在大尺度普适磁场。另一方面，如果它们是从天体物理体中喷射出来的，它们在注入时高度局限于空间。在本文中，使用湍流发电机模型的高磁普朗特数流体，我们发现的种子磁场的限制。基于Spitzer粘度的流体动力学Reynolds数小于$O(10^2)$，而磁Reynolds数可能远大于此。在这种情况下，如果种子磁场具有原始起源，则它们应该比$O(10^{-11})$ G更强，这非常接近由宇宙微波背景（CMB）观测设定的$O(10^{-9})$ G的上限。另一方面，如果种子磁场是从天体中喷射出来的，任何比$O(10^{-9})$ G强的种子磁场都可以安全地磁化星团内的介质。因此，原始磁场不太可能是ICM中现今磁场的直接来源。
2014-10-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Evidence for strong intracluster magnetic fields in the early Universe
星系团中磁场的起源仍然是一个有争议的问题。在很宽的红移范围内对团内磁场的观测对于限制磁场起源和演化的可能方案至关重要。（嵌入式双射电源，即主要为Fanaroff-Riley II型射电星系的一对瓣的法拉第旋转测度（RM）的差异，不受银河系内星际介质和射电星系与我们之间的星系际介质的法拉第旋转贡献的影响，从而提供了一种估算星系团内平均磁场的新方法。）我们已经获得了627对的样本，其RM和红移可在最新的RM目录和红移数据库。导出了这两个对的RM差。统计上很大的红移对的RM差异表明团内磁场的强度约为4~ $z>0.9$ G。在宇宙年龄的一半时，团内介质中存在着如此强的磁场，与邻近星系团的团内磁场强度相当，这对宇宙磁场的起源理论提出了挑战。
2021-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas sloshing in Abell 2204: Constraining the properties of the magnetized intracluster medium
富星系团Abell 2204的X射线表面亮度边缘分别位于中心以西和以东的$\sim 65$和$35 {\rm~ kpc}$。这些边缘的存在，被解释为晃动冷锋，意味着集群内的介质最近受到了干扰。我们使用多个钱德拉观测阿贝尔2204分析了集群内介质的属性。我们发现西边缘有一个密度比$n_{\rm in}/n_{\rm out} = 2.05\pm0.05$和一个温度比$T_{\rm out}/T_{\rm in} = 1.91\pm0.27$（投影，或$1.87\pm0.56$去投影），东边缘有相应的$n_{\rm in}/n_{\rm out} = 1.96\pm0.05$和$T_{\rm out}/T_{\rm in} =1.45\pm0.15$（投影，或$1.25\pm0.26$去投影）。这些数值是星系团中冷锋的典型值。这与在星团核心观察到的螺旋模式一起，支持Abell 2204的晃动场景。沿冷锋表面没有观察到Kelvin-Helmholtz涡，表明它们被某种物理机制有效地抑制了。我们认为，抑制很可能是促进由磁场放大的晃动运动，并推断从测量的气体性质，磁场强度应大于$24\pm6$ $μ$ G和$32\pm8$ $μ$ G沿西部和东部冷锋，分别。
2017-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of pressure anisotropy in the turbulent intracluster medium
在低密度等离子体环境中，如团内介质（ICM），拉莫尔频率远大于离子-离子碰撞频率。在这种情况下，热压相对于磁场取向变得各向异性，并且通过动力学方法更正确地描述湍流气体的演化。一个可能的描述，这些无碰撞的情况下，给出了所谓的动力学磁流体动力学（KMHD）形式主义，其中粒子自由流沿场线，而在垂直方向上移动的场线。以这种方式，在垂直平面中恢复了类似流体的行为。在这项工作中，我们研究了快速增长的最小尺度的磁波动的无碰撞等离子体填充ICM。特别是，我们专注于一个特定的压力各向异性的演化的影响和它的影响下，在ICM的条件下盛行的湍流动力学的观测。我们目前的数值模拟结果和比较的结果，使用MHD形式主义。
2012-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Phenomenological Model for the Intracluster Medium that matches X-ray and Sunyaev-Zel'dovich observations
星系团的宇宙学流体动力学模拟仍然面临着挑战，以产生一个模型的内集群介质，匹配当前的X射线和Sunyaev Zel 'dovich观测的各个方面。为了促进与未来模拟的这种比较，并使现实的集群人口研究能够用于建模，例如，非热发射过程中，我们构建了一个唯象模型的集群内的介质是基于观察到的X射线集群的代表性样本。我们创建了一个模拟的星系团目录的基础上大型碰撞N体模拟MultiDark，通过分配我们的气体密度模型，每个暗物质集群晕。根据动力学扰动参数将团簇分为冷核和非冷核。我们证明，我们的气体模型匹配的各种观察到的Sunyaev Zel 'dovich和X射线的标度关系，以及X射线光度函数，从而能够建立一个可靠的模拟目录目前的调查和预测未来的实验。在另一篇论文中，我们应用我们的星表计算了星系团的非热射电和伽马射线辐射。我们通过MultiDark数据库（www.multidark.org）公开和免费在线提供我们的宇宙学完整的多频模拟目录，用于不同红移的（非）热团簇发射。
2015-12-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Free-floating molecular clumps and gas mixing: hydrodynamic aftermaths of the intracluster$-$interstellar medium interaction
富含气体的星系与星系团的团内介质（ICM）的相互作用对星系团的演化有显著的影响，主要是由于与此过程相关的气体损失。在这项工作中，我们使用一个理想化的，高分辨率的模拟室女座状的集群，运行与RAMSES和动力学再现的变焦宇宙学模拟，调查的相互作用的星系与ICM坠落。我们发现，冲压压力剥离星系的尾巴产生的人口多达一百多块的分子气体潜伏在集群。这些团块的数量随着时间的推移而变化很大--它们最好是在一个大星系穿过星系团时产生的（M $_{200c} > 10^{12}$ M $_\odot$），它们的寿命（$\lesssim 300$ Myr）与星系团的年龄相比很小。我们计算了与发生在这些星系团内的恒星形成相关的团内光度，发现在所有星系尾中形成的恒星对团内光的贡献无关。令人惊讶的是，在我们的模拟中，我们还发现ICM气体显着改变了星系气体盘的组成：在穿过星系团一次后，通常仍在这些盘中的冷气体的20%来自ICM。
2018-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Plasma 2020 - Intracluster Medium Plasmas
星系团是宇宙等级结构形成的最大、最有质量的束缚天体。重子占质量的10%多一点，大约90%的重子物质分布在整个星系团中，是热的（$T>1$ keV）、高$β$、非常弱的碰撞等离子体，即所谓的“星系团内介质”（ICM）。星系团合并、近距离引力相遇和吸积，以及来自星系的强烈反馈和来自活动星系核的相对论喷流，驱动了ICM内的风、重力波、湍流和冲击。这些动力学反过来又会产生星系团规模的磁场，加速和调节高能带电粒子的传输。动力学尺度的集体等离子体过程定义了这些ICM现象的基本特征和基本特征，这些现象主要由X射线和射电天文学家观察到。
2019-03-20 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.plasm-ph
Troubled cosmic flows: turbulence, enstrophy and helicity from the assembly history of the intracluster medium
模拟和观测都表明，湍流是宇宙场景中普遍存在的现象，但由于其固有的多尺度特性，需要高分辨率，因此特别难以进行数值模拟。此外，湍流与星系和星系团的动力学状态和形成历史密切相关，产生了多种多样的现象，需要大量的此类结构样本才能得出可靠的结论。在这项工作中，我们使用自适应网格细化（AMR）宇宙学模拟，探讨在星系团湍流的产生和消散，在其组装历史。我们发现，主要的合并，更普遍的吸积气体，是主要的过程驱动湍流的内集群介质。我们特别关注螺线管湍流，它可以通过拟能量化。我们的研究结果似乎证实了它的产生，其中涉及斜压和压缩在外部（吸积）和内部（合并）的冲击，其次是涡拉伸下游的情况。我们还研究了质量落入星系团维里边界之外的情况，发现气体遵循具有一定程度螺旋度的轨迹，因为它在外部冲击中已经发展出一些涡度。
2021-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Witnessing the intracluster medium assembly at the cosmic noon in JKCS041
本研究利用MUSTANG-2的28小时SZ观测，分析了z=1.803星系团JKCS041的星系团内介质，发现其SZ信号微弱且峰值偏移，揭示了其正处于合并组装早期阶段，并预测其压力剖面将在未来10 Gyr显著增长。
2023-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolved magnetic dynamo action in the simulated intracluster medium
法拉第旋转和河外射电源的同步辐射提供了证据的存在磁场延伸超过~Mpc尺度。然而，这些领域的起源仍然难以捉摸。利用新的高分辨率网格模拟，我们研究了大质量星系团中磁场的增长，该星系团在几个方面与后发座星系团相似。我们研究的模型中，磁场起源于原始种子场与0.1 nG的红移z=30。模拟显示了显著的磁场放大的证据。在最好的空间分辨率（3.95千秒差距），我们能够解决的规模，磁张力平衡的磁力线弯曲的湍流。这使我们能够观察到小规模发电机的最后生长阶段。据我们所知，这是第一次在星系团内介质的宇宙学模拟中看到。我们的模拟观测法拉第旋转提供了一个很好的匹配观察后发座星系团。然而，磁场的分布显示出强烈的偏离一个简单的麦克斯韦分布，这表明在真正的集群磁场的三维结构可能是显着不同的，通常假设时推断磁场值从旋转测量观测。
2017-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Encounters of Merger and Accretion Shocks in Galaxy Clusters and their Effects on Intracluster Medium
在星系团的形成和演化过程中，自然会出现几种类型的激波。其中一类是与下落重子减速有关的吸积激波。这样的冲击，其特点是一个非常高的马赫数，是目前甚至在一维模型的集群演变。另一类是由“失控的合并冲击”组成的，当合并冲击被一个足够大的下沉子星系团驱动，传播远离主星系团中心时，就会出现这种情况。我们认为，当合并冲击超越吸积冲击，一个新的长寿冲击形成，传播到大的距离从主集群（远远超出其维里半径）影响集群周围的冷气体。本文将这些结构称为合并加速吸积冲击（MA冲击）。我们展示了这样的MA-冲击在1D和3D模拟的例子，并讨论其特性。特别是，（1）MA冲击形成了将热的团内介质（ICM）与未受冲击的气体分开的边界，使该边界具有“花状”形态。在3D中，MA冲击占据了密集的吸积细丝之间的空间。(2)MA激波的演化高度依赖于逃逸合并激波的马赫数和团簇的质量吸积率参数。(3)MA冲击可能会导致ICM边界和回溅半径的错位。
2020-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
PANCO2: a Python library to measure intracluster medium pressure profiles from Sunyaev-Zeldovich observations
我们提出了panco 2，一个开源的Python库，旨在从热Sunyaev-Zeldovich效应的地图中提取星系团的压力分布。该提取是基于总的观测信号的正演建模，允许考虑到毫米观测的通常特征，例如波束拖尾、数据处理滤波和点源污染。panco 2在可处理的输入和分析选项方面提供了很大的灵活性，从而能够对系统效应进行精细的分析和研究。我们详细介绍了代码的功能，用于推断压力分布测量的算法，以及典型的数据产品。我们提出了运行序列的例子，和模拟输入的验证。该代码可以在GitHub上获得，网址是https：//github.com/fkeruzore/panco2，并附带了大量的技术文档，以补充本文，网址是https://panco2.readthedocs.io。
2023-03-08 astro-ph.CO astro-ph.IM
Enrichment of the hot intracluster medium: numerical simulations
团内热介质（ICM）中化学元素的分布保留了有关星系团的富集和恒星形成历史以及驱动宇宙重子演化的反馈和动力学过程的有价值的信息。在本研究中，我们回顾了迄今为止在宇宙学背景下ICM化学富集的建模所取得的进展，特别侧重于宇宙学流体动力学模拟。我们将审查嵌入化学演化模型到流体动力学模拟的关键方面，特别注意初始恒星质量函数，恒星寿命和金属产量的关键假设，以及建模的数值限制。在第二阶段，我们将概述在过去几十年中获得的主要模拟结果，并将其与ICM富集模式的X射线观测进行比较。特别是，我们将讨论如何国家的最先进的模拟是能够再现所观察到的径向分布的ICM中的金属，从核心到郊区，化学多样性取决于集群热力学性质，ICM金属丰度的演变和它的依赖性的系统质量从组到集群规模。最后，我们将讨论在现代宇宙学，化学，流体动力学模拟仍然存在的局限性，并在未来改善的星系团的ICM富集的理论建模的前景。
2018-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Redshift Evolution in the Iron Abundance of the Intracluster Medium
星系团提供了一个封闭的盒子，人们可以在其中确定气态重子随宇宙时间的化学演化。通过对29个星系团在红移0.3 < z < 1.3范围内的XMM-牛顿观测数据的分析，我们研究了热X射线发射重子中金属丰度的演化。单独来看，这一数据集并没有显示出显著进化的证据。然而，当我们还包括Chandra（Maughan et al. 2008）观察到的115个星系团的可比样本和XMM在z < 0.3时观察到的70个星系团的较低红移样本（Snowden et al. 2008）时，有明确的证据表明金属丰度下降。从z = 0到z \approx 1，这种降低大约是2的因子，在其上我们找到最小二乘最佳拟合线Z（z）/ Z_{\odot} =（0.46 \pm 0.05）-（0.38 \pm 0.03）z。演化中最大的不确定性来自最高红移区间中约束较差的金属丰度。
2009-04-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Physical and numerical stability and instability of AGN bubbles in a hot intracluster medium
虽然来自活动星系核（AGN）的反馈是星系团中心的一个重要热源，但反馈能量是如何注入到星系团内介质（ICM）中的以及不同的数值方法所起的作用仍不清楚。在这里，我们比较了四个流体动力学方案在理想化模拟的上升气泡膨胀AGN反馈在热分层ICM：（传统的）平滑粒子流体动力学（TSPH），SPH（PSPH）的压力味，无网格有限质量（MFM）计划，以及自适应网格细化的欧拉代码。在没有磁场的情况下，气泡在足够短的时间尺度上是Kelvin-Helmholtz不稳定的，以使其完全溶解在ICM中，这被MFM和RAMSES模拟捕获，而在TSPH模拟中，气泡存活。当ICM是湍流时，气泡与ICM的混合被加速。如果数值格式能够很好地捕捉到不稳定性，就会出现这种情况。气泡演化的差异对ICM的热结构的影响令人惊讶地小。然而，在MFM和RAMSES的模拟中，气泡破裂导致ICM的湍流搅拌，这在SPH中被抑制。在后者中，热能保持被捕获在气泡中并被输送到大半径。我们讨论了流体动力学方案的选择是否会导致宇宙学模拟结果的系统差异。
2018-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Imprints of Mass Accretion History on the Shape of the Intracluster Medium and the $T_X-M$ Relation
我们使用一个统计样本的星系团从一个大的宇宙学$N$体$+$流体动力学模拟研究之间的关系，或形状，X射线发射的团内介质（ICM）和质量吸积历史的星系团。我们发现星系团的质量吸积率（MAR）与ICM的椭圆率相关。这种关联主要是由最后一个$\sim 4.5$ ~Gyr中的吸积物质驱动的，表明了团簇气体弛豫的特征时间尺度。此外，我们发现ICM的外部区域的椭圆率（$R\sim R_{\rm 500c}$）与集群的总体MAR相关，而内部区域的椭圆率（$\lesssim 0.5 R_{\rm 500c}$）对最近的主要合并与质量比$\geq 1:3$敏感。最后，我们研究的X射线观测质量的标度关系的集群质量吸积历史的变化的影响。我们发现，有一个{ \it连续\/}反相关的残差之间的$T_x-M$关系和集群MAR，其中合并和放松集群占据极端的分布，而不是形成两个峰值的双峰分布，因为通常假设以前。我们的研究结果表明，系统的不确定性，在X射线可观测质量关系可以减轻通过使用编码在表观ICM椭圆率的信息。
2019-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
