X-ray observations of the galaxy cluster Abell 2029 to the virial radius
我们提出了朱雀观测的星系团阿贝尔2029，利用朱雀的低粒子背景探测ICM的半径超出了可能与以前的意见（达到维里半径），并具有更好的方位角覆盖。我们发现显着的各向异性的温度和熵的配置文件，与较低的温度和熵发生在东南部，可能是在这个方向上的吸积活动的结果。远离这种冷的特征，热力学性质与上升的熵曲线是一致的，但比纯粹的引力等级结构形成的预测要平缓。北向的过量辐射可以解释为来自阿贝尔2029和附近的阿贝尔2033（红移略高）的边缘辐射的重叠。这些观测结果表明，球对称性和流体静力平衡的假设打破了星系团的外围，这对大半径的星系团质量建模提出了挑战，并为研究星系团的形成和吸积历史提供了机会。
2012-03-02 astro-ph.CO
Tracing the Gas to the Virial Radius (R100) in a Fossil Group
我们提出了一个钱德拉，朱雀和Rosat研究的热群内介质（IGRM）的放松化石组/穷人集群RXJ 1159 +5531。这组显示出平坦表面亮度轮廓，高光度和最佳距离的有利组合，允许在单个朱雀指向中检测到维里半径（Rvir=R108=1100 kpc）的气体，而互补的钱德拉数据揭示了圆形形态和宽松的IGrM图像，低至kpc尺度。我们测量了半径超过3个数量级的IGrM熵分布，包括3个方位角覆盖率超过0.5R200的数据箱（>30%）。我们没有发现任何证据表明，在大尺度（>R500）的配置文件的熵，并为封闭的气体分数校正时，熵的配置文件是非常接近的预测，从自相似结构的形成模拟，看到在大规模的集群。在Rvir中，我们测量到的重子分数为0.17+/-0.02，与宇宙学值一致。这些结果与最近在室女座和英仙座星系团中报道的大尺度气体行为形成鲜明对比，并表明大量气体聚集在Rvir附近不可能无处不在，至少在高度进化的（化石）群体中。
2012-01-12 astro-ph.CO
Suzaku observations of the Hydra A cluster out to the virial radius
我们报告朱雀观测的北半部的水螅A集群到~1.4 Mpc，达到维里半径。这是第一个朱雀观测到的中等大小（kT ~3 keV）的星系团的维里半径。进行了两次观测，西北和东北偏移，分别在宇宙大尺度结构的细丝方向和空洞方向上继续。星系的X射线辐射和分布在暗条方向拉长。两个方向上的温度分布在误差条内彼此基本一致，并在1.5 r_500处降至1.5 keV。正如朱雀在热星团中所观察到的那样，熵分布在r_500以上变得更平坦，与吸积激波加热模型所预期的r^1.1关系不一致。当用平均团内介质（ICM）温度标度时，朱雀观测到的团簇熵分布是普遍的，不依赖于系统质量。在空隙和细丝方向的流体静力学质量值是在良好的协议，和纳瓦罗，弗伦克，和白色的普遍质量配置文件代表流体静力学质量分布高达~ 2 r_500。在r_500以上，气体质量与流体静力质量的比率超过了威尔金森微波各向异性探测器的结果，并且在r_100处，这些比率在细丝和空隙方向上分别达到0.4和0.3。我们讨论了可能的偏离流体静力平衡在集群的郊区。我们导出了气体质光比和铁质光比随维里半径的径向分布。在r_500范围内，Hydra A星系团的铁质光比与Suzaku观测到的其他星系团进行了比较。
2012-06-25 astro-ph.CO
Sunyaev-Zel'dovich observations of galaxy clusters out to the virial radius with the Arcminute Microkelvin Imager
我们目前的观测使用小阵列的弧分钟Microkelvin成像仪（AMI; 14-18 GHz）的四个阿贝尔和三个MACS集群跨越0.171-0.686的红移。我们检测到Sunyaev Zel 'dovich（SZ）信号在五个这些没有任何尝试源减法，虽然强源污染存在。与高分辨率观测的射电源测量，并在球形$β$模型，等温线和流体静力平衡的假设下，贝叶斯分析的数据在能见度平面检测扩展SZ递减在所有7个集群以上的接收器噪声，射电源和主CMB印记。贝叶斯证据比的范围从10^{11}：1到10^{43}：1的六个集群和3000：1的一个数据比其他少得多。我们提出后验概率分布，例如，在平均过密度为1000、500和200的内部半径上平均的总质量和气体分数，r_200是维里半径。达到r_200需要对较近的星系团进行一些外推，但对较远的星系团则不需要。我们发现，我们的气体分数的估计是低的（与大多数文献相比），并随着半径的增加而减少。这些结果似乎与气体温度实际上随距离（远离星系团中心附近）下降到维里半径的概念一致。
2010-08-11 astro-ph.CO
The X-ray luminous cluster underlying the z = 1.04 quasar PKS1229-021
我们利用100 ksChandra观测研究了z=1.04的类星体PKS 1229 -021的扩展X射线辐射。扩散团簇X射线发射可以追溯到~15 arcsec（~120 kpc）半径，在中心5 arcsec内计算的硬度比下降，与冷芯的存在一致。对类星体的无线电观测显示，它有一个强大的核心和一个明亮的单侧喷流，该喷流通向西南热点，另一个热点则位于喷流的反方向。虽然类星体PSF的翅膀提供了显着的贡献，总X射线通量在所有半径的扩展集群发射被检测到，我们能够准确地减去PSF发射使用ChaRT和马克思模拟。PKS 1229 -021的陡峭星系团表面亮度轮廓似乎与FRII射电星系3C 444的轮廓相似，后者具有类似的快速表面亮度下降，这是由射电瓣周围的强大激波引起的（Croston等人）。利用基于3C 444的表面亮度轮廓模型，我们估算了PKS 1229 -021的总光度为LX ~ 2 × 10^{44} erg/s。我们讨论了在高红移巡天中探测冷核星团的困难，冷核星团中有明亮的X射线源。
2012-01-25 astro-ph.CO
Clear detection of dusty torus signatures in a Weak-Line Radio Galaxy: the case of PKS 0043-42
我们报告最清晰的检测到尘埃环面签名的弱线射电星系（WLRG）。WLRG PKS 0043 - 42（z = 0.116）的深斯皮策红外光谱仪（IRS）静止帧中红外（MIR）光谱显示，在波长超过20微米的情况下，有一个清晰的光谱转换，这表明温暖的尘埃，以及9.7微米的硅酸盐吸收特征。此外，基于钱德拉数据的硬X射线结果强烈支持PKS 0043 - 42具有更典型的强线射电星系（SLRG）的环面和吸积盘的图像。MIR和X射线光谱与其他类似红移的WLRG的光谱有明显的不同，在这里，我们证明了前者可以成功地用具有2型活动星系核环面特征参数的clujettorus模型进行拟合：接近边缘（i = 74度）和相对较宽（环面角宽= 60度），外半径为2 pc，氢柱密度约为1.6 × 10 ^（23）cm ^（-2），活动星系核的辐射热光度约为1.6 × 10 ^（44）erg·s ^（-1）。在PKS 0043 - 42中存在一个紧凑的环面，这提供了证据表明，这WLRG是由冷，而不是热，气体吸积。我们认为，WLRG是一个多样化的人口，PKS 0043 - 42可能代表一种类型的射电星系，其中活动星系核的活动最近被重新触发的结果，间歇性的气体供应，或在其中的窄线区（NLR）云的覆盖因子是相对较低的。
2011-01-10 astro-ph.CO
X-ray Temperature and Mass Measurements to the Virial Radius of Abell 1413 with Suzaku
我们目前的X射线观测的北部郊区的放松星系团A1413与朱雀，其XIS仪器具有低固有的背景需要使这些低表面亮度区域的测量。我们用XMM-Newton和Suzaku的星系团像切除了叠加在$1\times 10^{-14}$ \fluxunit（2- 10 keV）通量上的15个点源。我们量化所有已知的系统误差作为我们的分析的一部分，并显示我们的统计误差包括他们的大部分。我们的研究结果扩展了以前的测量与钱德拉和XMM牛顿，并显示了显着的温度下降到约3 keV的维里半径，$r_{200}$。我们在外部区域的熵分布（$> 0.5 r_{200}$）平滑地连接到XMM-牛顿，并显示出一个平坦的斜率相比，简单的模型，类似于其他一些集群观察维里半径。团簇在维里半径处的积分质量约为$7.5\times10^{14}M_{\odot}$，并且根据用于测量它的特定方法而变化约30%。
2010-01-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Measuring the escape velocity and mass profiles of galaxy clusters beyond their virial radius
焦散线技术仅使用星系红移来测量星系团的逃逸速度和质量分布，这些星系团的质心距离远远超过维里半径，那里的动力学平衡不一定成立。我们提供了一个详细的描述这种技术，并分析其可能的系统误差。我们将焦散技术应用于从Lambda CDM宇宙的宇宙学流体动力学模拟中提取的质量为M_200>=10^{14}h^{-1} M_sun的星系团。在星系团内，每平方移动几十兆秒差距的红移，平均而言，焦散技术恢复星系团的逃逸速度的轮廓，精度超过10%，直到r~4 r_200。焦散线技术还可以在（0.6-4）r_200范围内以优于10%的准确度恢复质量分布，但在较小半径处它高估了质量高达70%。这种高估是忽略填充函数F_beta（r）的径向依赖性的结果。当半径从r~0.1 r_200增加到~4 r_200时，单个逃逸速度曲线的1-sigma不确定性从~ 20%增加到~ 50%。在径向范围（0.6-4）r_200内，单个质量曲线的1-sigma不确定度在40%至80%之间。我们表明，这些不确定性的幅度是完全由于球对称的假设，这是很难下降。或者，我们可以将该技术应用于通过堆叠单个簇而获得的合成簇：在这种情况下，逃逸速度曲线上的1-sigma不确定性小于20%，达到4 r_200。因此，焦散线技术提供了可靠的平均轮廓，其延伸到用其他技术难以或不可能探测的区域。
2010-11-01 astro-ph.CO
X-ray Spectroscopy of the Virgo Cluster out to the Virial Radius
我们分析了一个由十三个XMM-牛顿点组成的镶嵌图，这些点覆盖了室女星系团从中心向北到半径r~1.2 Mpc（~4.5度）的范围，达到维里半径甚至更远。这是第一次对中等大小（M_vir~ 1.4e ~（14）M_sun，kT~ 2.3keV）的动态年轻星系团的维里半径进行了研究。团簇的密度分布可以用指数为1.21+/-0.12的令人惊讶的浅幂律来描述。在0.3r_vir<r<r_vir的半径范围内，最佳拟合温度下降了大约60%，在半径r<450 kpc的范围内，熵分布近似为指数为1.1的幂律形式，这与流体静力平衡下引力坍缩气体的预期一致。然而，超过r~450 kpc，温度和金属丰度突然下降，熵分布变得平坦，始终低于预期值2-2.5倍。对于异常浅的密度轮廓和大半径处熵的平坦化，最可能的解释是ICM中的聚集。我们的数据提供了直接的观测证据，证明ICM被金属富集到r_200到至少Z=0.1太阳。
2011-02-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Measuring the mass profile of galaxy clusters beyond their virial radius
传统的星系团质量估计假设星系团的组成部分（星系、团内介质和暗物质）处于动态平衡。另外两个不需要这个假设的估算方法在20世纪90年代被提出：引力透镜和焦散技术。利用这些方法，我们可以测量远大于维里半径的半径范围内的团簇质量。在焦散技术中，质量测量仅基于星系团视场中星系的天球坐标和红移;因此，与透镜不同，它原则上可以应用于任何红移的星系团。在这里，我们回顾了焦散方法的起源，基础知识和性能。
2009-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Relation between the Turnaround radius and virial mass in $f(R)$ model
本文在$Λ$ CDM模型和修正引力的$f(R)$模型（即Hu-Sawicki模型）中研究了宇宙结构的转向半径（$R_t$）和维里质量（$M_v$）之间的关系. $R_t$是从宇宙结构的中心到在给定时间从哈勃流分离的壳层的距离，而$M_v$被定义为，对于这项工作，密度为$200$乘以背景密度的体积内封闭的质量。我们认为，引力约束的天体物理系统遵循Navarro-Frenk-White密度轮廓，而超过维里半径（$R_v$）的轮廓近似的2晕项的物质相关函数。通过将它们与从解决结构的球形坍缩中获得的信息结合在一起，我们能够连接两个可观测量：$R_t$和$M_v$。我们表明，在$Λ$ CDM中，$z=0$处的转向质量（$M_t$）与$M_t \simeq 3.07 \, M_v$相同结构的$M_v$相关，而就半径而言，我们有$R_t \simeq 3.7 \, R_v$（对于$10^{13} \, h^{-1} \, M_\odot$的$M_v$）。在$f(R)$模型中，我们有$M_t \simeq 3.43 \, M_v$和$R_t \simeq 4.1 \, R_v$，用于$|f_{R0}|=10^{-6}$和相同的质量标度。因此，$Λ$ CDM和$f(R)$之间的差异在这些可观察到的关系是$\sim 10-20\%$级，即使是相对温和的强度的重力修正（$|f_{R0}|=10^{-6}…
2018-09-27 astro-ph.CO
A Study of Gas Entropy Profiles of 47 Galaxy Clusters and Groups Out to the Virial Radius
Walker等人的一些观测结果表明，观察到的团簇内介质（ICM）的熵分布偏离了绝热模拟的幂律预测。这意味着，非引力过程，这是缺席的模拟，可能是重要的ICM的演变，并通过量化的偏差，我们可能能够估计的反馈能量在ICM和使用它作为一个探针的非引力过程。为了解决这个问题，我们计算的ICM熵配置文件中的47个星系团和集团，已观察到至少$\sim r_{500}$与钱德拉，XMM-牛顿和/或朱雀，通过构建一个物理模型，将引力和非引力过程的影响，以适应所观察到的气体温度和表面亮度配置文件通过贝叶斯统计。经过仔细评估的影响，系统误差，我们发现，我们的模型的最佳拟合结果得出的气体熵的轮廓是一致的模拟预测的幂律轮廓附近的维里半径，而以前报道的平坦的轮廓可以解释通过引入气体聚集效应，其中的存在被证实在我们的样品中的19个发光目标。我们计算了每个粒子的总反馈能量，发现它从中心的$\sim 10$ keV减少到$\sim 0.35$ $r_{200}$处的零，并且在$\sim 0.35$ $r_{200}$之外与零一致，这意味着对于最亮星系团中的超大质量黑洞，反馈效率$\sim 0.02$的上限。
2021-01-15 astro-ph.CO
The MaGICC Baryon Cycle: The Enrichment History of Simulated Disc Galaxies
使用来自MaGICC项目的宇宙学星系形成模拟，跨越恒星质量的三个数量级（~10^7- 3x 10 ^{10} Msun），我们追踪了从维里半径到它参与恒星形成过程的下落气体的重子循环。一个重点放在时间的历史上的化学富集过程中，通过电晕和CGM。我们推导出气体穿过维里半径和被吸积到恒星形成区域之间的时间分布（这允许在日冕内混合），以及气体被吸积到恒星形成区域然后形成恒星之间的时间（这允许在圆盘内混合）。大量的恒星是由气体形成的，这些气体在第一次吸积到恒星形成区后，通过热晕循环回来。进入高质量星系的气体在进入中心祖星系维里半径之前在低质量原星系中预先富集，即使在高红移（z~5）下，也只有少量的原始气体被吸积。在进入维里半径后，在气体吸积到恒星形成区之前，会发生显著的进一步富集，供给恒星形成区的气体在z=0时超过0.1Z。因此，与本身通过星系喷泉富集的晕气体混合，对于确定气体吸积到盘上的金属丰度至关重要。相比之下，最低质量的模拟（Mvir~ 2 × 10 ^{10}Msun，M*~ 10^7 Msun）则始终通过维里半径将原始气体吸积到圆盘上。很像经典的分析解决方案的“G-矮星问题”，生产过剩的低金属量的恒星是改善了低效率的恒星形成。最后，气体流出/金属去除率从恒星形成区作为星系质量的函数。
2016-01-25 astro-ph.CO
Estimating Black Hole Masses in Quasars Using Broad Optical and UV Emission Lines
我们回顾了过去的工作，使用宽发射线作为类星体中黑洞质量的维里估计。基本上，人们需要估计的发射区半径和维里速度色散，以获得黑洞的质量。估计宽线发射区（BLR）半径的三种主要方法包括：（1）直接混响映射，（2）使用从混响测量导出的半径-光度相关性来推导较大样品的BLR半径，以及（3）使用针对BLR半径求解的电离参数的定义（光电离方法）来估计BLR半径。在低红移（z < 0.7），H-beta的半高宽是维里速度色散最广泛使用的估计。FWHM H-beta可以提供z ~ 3.8（z ~ 1以外的红外光谱）范围内数万个类星体的估计。一种新的光电离方法也显示出通过UV区域1300 - 2000 A的高S/N IR光谱提供许多合理的BLR半径估计的希望。FWHM MgII 2800可以在0.4 < z < 6.5的范围内充当FWHM H-β的替代物，而CIV 1549受到由于非维里运动引起的加宽的影响并且最好避免（即，在FWHM H-β和FWHM CIV 1549之间没有明确的转换因子）。大多数类星体产生的黑洞质量估计值在7 < log M< 9.7的范围内。没有强有力的证据表明数值大于10.0，可能有证据表明z ~ 5附近的最大黑洞质量发生了翻转。
2011-08-25 astro-ph.CO
Why does the environmental influence on group and cluster galaxies extend beyond the virial radius?
在本地宇宙中，星系群和星系团中的气体含量更少，形成恒星的可能性也比它们的场对应物小。这种效应并不局限于中心集团/集群区域，但最近的观测表明，持续到几个维里半径。为了深入了解这种大规模环境影响的程度和原因，我们使用了一套高分辨率的宇宙流体动力学模拟来分析模拟的星系群和星系团周围的星系，这些星系群和星系团的质量范围很广（log M/M_sun = [13.0，15.2]）。在定性的意见一致，我们发现一个系统的热，冷气体和恒星形成分数的星系远至~ 5 r200从主机中心的下降耗尽。虽然这些星系中有相当一部分处于高度椭圆的轨道上，（在2 r200时约为50%，与宿主质量无关）或受到“预处理”的影响（只有不到10%的星系围绕着星系团，在一个大质量星系团周围增加到50%），甚至这些间接机制的组合也不能完全考虑环境影响，特别是在热气体含量的情况下。直接冲压压力与周围的扩展气体“晕”的集团和集群的相互作用被证明是足够强大的剥离的热气体大气中的星系下降到~ 5 r200。我们发现，这种影响是高度各向异性的，尽管气体和星系的显着的共同流动，但沿灯丝的冲压压力增强了100倍。
2013-01-16 astro-ph.CO
Detailed SZ study of 19 LoCuSS galaxy clusters: masses and temperatures out to the virial radius
我们给出了从LoCuS巡天（0.142<z<0.295）中选出的19个L_X > 7 × 10^37 W（h50=1）的星团和A1758 a的FoV中的A1758 b的16 GHz AMI SZ观测结果。我们检测到17个集群与5- 23西格玛峰值表面亮度。使用贝叶斯聚类分析获得聚类参数。我们拟合等温β-模型，我们的数据，并假设团簇维里化（与气体内能的所有动能）。我们的气体温度，T_AMI，是从AMI SZ数据，而不是从X射线光谱。r500内部的群集参数是在假定HSE的情况下导出的。我们发现：（i）不同的gNFW参数化产生显着不同的参数退化。(ii)对于h70 = 1，我们发现维里半径r200通常为1.6+/-0.1 Mpc，总质量M_T（r200）通常为2.0-2.5xM_T（r500）。(iii)我们在文献中找到了M_T X射线（X）和弱透镜（WL）值，WL和AMI估计值之间有很好的一致性（对于r500和r200，M_{T,AMI} / M_{T,WL}分别为1.2^{+0.2}-0.3}和=1.0+/-0.1）。相比之下，大多数Suzaku/Chandra估计值高于AMI（M_{T,X} / M_{T,AMI} =1.7+/-0.2，在r500范围内），特别是对于较强的合并。(iv)T_AMI与T_X的比较揭示了高X射线质量：即使r很大，T_X在合并中也可以大大超过T_AMI。…
2012-05-31 astro-ph.CO
The X-ray/SZ view of the virial region. I. Thermodynamic properties
我们测量团簇外部区域的热力学性质，以提供对规则形成大尺度结构的过程的约束。结合Planck给出的SZ热压力和ROSAT给出的X射线气体密度，导出了团内气体的热力学性质（温度、熵）。这种方法使我们能够第一次在大样本的物体中重建温度和熵分布，直到维里半径和更远。与最近的几项朱雀研究不同，我们发现熵随着半径的增加而稳步上升，尽管速度比自相似期望预测的要低一些。我们注意到放松，冷核系统和非放松集群的外部区域之间的显着差异。放松系统似乎更密切地遵循自相似的期望比扰动对象。我们的研究结果表明，著名的熵过剩观察到的集群核心远远超出了中心区域。当对气体损耗进行校正时，观测到的熵分布与仅从引力坍缩得到的预测一致，特别是对于冷核星系团。
2015-10-07 astro-ph.CO
Infall near clusters of galaxies: comparing gas and dark matter velocity profiles
我们考虑的动力学和附近的星系团。气体、暗物质和星系目前正落入大约1到5维里半径的星系团中。在非常大的距离，超过10维里半径，所有的物质都遵循哈勃流，在维里半径内，物质粒子的平均径向速度为零。宇宙学参数印在气体的下落轮廓上，然而，没有方法存在，这使得它的测量。我们考虑两个宇宙学模拟的结果（使用数值代码RAMSES和Gadget），发现气体和暗物质的径向速度非常相似。我们推导了相关的动力学方程，特别是广义流体静力平衡方程，包括宇宙膨胀和宇宙学背景。这个广义气体方程是本文的主要新贡献。我们将这些广义方程与数值模拟的结果相结合，以估计径向速度对测量的星团质量的贡献：在维里半径内，它是可以忽略不计的，在两个维里半径内，效果低于40%，与早期的DM分析一致。我们指出，如何在原则上可以观察到的下落速度，通过测量气体的性质，约两个维里半径的距离，然而，这实际上是不可能的今天。
2017-08-16 astro-ph.CO
Turbulence in the SuperModel: Mass Reconstruction with Nonthermal Pressure for Abell 1835
与通过强透镜和弱透镜估计的质量相比，来自X射线发射的总质量在大量的集群中偏低。朱雀和钱德拉观测到的维里半径报告在几个宽松的集群陡峭的温度梯度，假设纯热流体静力平衡意味着非物理减少的质量分布。此外，气体质量分数似乎与CMB测量的宇宙值不一致。这些发现可以解释为在这些星团外围存在额外的非热压力的证据。这种非热成分可能是由于星系外气体落入星系团的剩余整体运动所引起的湍流。在这里，我们提出了一个超级模型分析阿贝尔1835观察钱德拉维里半径。超级模型的形式主义可以在平衡中包括一个非热分量，其能级和分布是由气体质量分数f_{gas}等于维里半径处的宇宙值导出的。包括这样一个非热的组件，我们从X射线重建一个不断增加的质量配置文件符合流体静力平衡也在集群郊区和协议维里边界与弱透镜值。增加的f_{gas}剖面证实了重子并没有丢失，而是位于星团的外围。
2013-05-14 astro-ph.CO
Large scale gas sloshing out to half the virial radius in the strongest cool core REXCESS galaxy cluster, RXJ2014.8-2430
我们在REXCESS样本中的冷核星系团中寻找大尺度气体晃动的证据，并在REXCESS样本中最强的冷核星系团RXJ 2014.8 -2430中找到了晃动的明确证据。从RXJ 2014的方位角平均值得到的表面亮度分布的残差显示出一个突出的漩涡过剩特征，从星系团核心（维里半径的一半）向南延伸到800 kpc处的突然表面亮度不连续性，XMM-牛顿观测证实这是冷的低熵气体。气体温度明显高于这个南部表面亮度不连续，表明这是一个冷锋800 kpc的集群核心。钱德拉对中心200千秒差距的观测显示，在星团的两侧有两个清晰的较年轻的冷锋。该方案出现定性一致的模拟气体晃动由于轻微的合并，提高冷，低熵气体从核心到更高的半径，导致在一个漩涡分布的相反的冷锋在增加的半径。然而，所观察到的晃动的规模比目前已经模拟的要大得多，并且与最近在英仙座星团和Abell 2142中观察到的大规模晃动相似。
2014-02-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
The interface of gravity and dark energy
本文研究暗能量在大尺度上对星系束缚轨道和星系团维里化气体的影响，提出广义维里半径与暗物质晕截断，并用于 Abell 1835 的 X 射线及弱透镜观测。
2024-07-02 astro-ph.CO
Mergers and Mass Accretion for Infalling Halos Both End Well Outside Cluster Virial Radii
我们发现下落的暗物质晕（即，卫星晕的祖先）在其最终宿主晕的维里半径之外开始损失质量。z=0卫星的祖先的质量峰值出现在一个簇中心距离范围内，其中位数和第68百分位数范围为1.8 + 2.3/-1.0 R_（vir，host）。在较大的距离（3.7 + 3.3/-2.2 R_（vir，host）at z=0）处，出现了下降晕的峰值圆速度。这种差异的产生是因为不同的物理过程为下降晕设定了峰值圆速度（通常为1：5或更大的合并，导致瞬时圆速度峰值）和峰值质量（通常为平滑吸积）。我们发现，下降晕也停止有重大的合并之前，他们进入维里半径的最终主机。当质量吸积结束时，质量吸积比大于1：40的合并，在相似的星团中心距离（~ 1.9R_（vir，host））处，晕的质量吸积结束。然而，合并大于1：3通常结束下降晕超过4维里径向远离他们的最终主机。这限制了合并的能力，影响淬火和形态变化的集群。我们还注意到，瞬时尖峰设置峰值圆速度可能会导致与该参数的丰度匹配的问题，包括非物理星系恒星质量增长曲线附近的集群，我们提出了一个简单的观测测试，以检查是否存在更好的晕代理星系恒星质量。
2013-10-08 astro-ph.CO
The size - virial radius relation of galaxies
星系的大小是星系形成模型的一个重要参数。在这项研究中，我使用的丰度匹配的ANEQUALITY，这已被证明是成功的复制星系聚类和其他统计数据，得到的维里半径，R200，不同形态类型的星系和广泛的恒星质量的估计。我表明，在8个数量级以上的恒星质量星系的所有形态类型遵循的三维半质量半径的恒星分布，半和维里半径，半~ 0.015 R200与分散度~0.2德克斯之间的近似线性关系。这样的缩放是在显着的协议与预期的模型，假设星系的大小是由晕角动量控制，这意味着半\propto lambda R200，其中lambda是星系母晕的自旋。如果星系的平均大小为z~1-2，则该关系的分散度与从$λ$分布中预期的分散度相当，并且该关系的归一化与Mo，Mao和White（1998）的模型预测的一致。此外，本文还指出，当半径r_n= 0.015 R_（200）重新标度不同形态类型星系的恒星和气体面密度分布时，重新标度后的面密度分布近似服从普适指数分布（晚期型）和deVaucouleurs分布（早期型），在R~1-3r_n处的散射仅为30-50%。值得注意的是，在R>r_n时，晚型星系和早型星系具有相似的平均星面密度分布。因此，它们的恒星分布之间的主要差异在于R<r_n。研究结果表明，星系的大小和重子的径向分布主要受母晕性质的影响，晚型盘和早型球状体的大小受母晕角动量的控制。
2012-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Mass Profile of the Milky Way to the Virial Radius from the Illustris Simulation
我们使用粒子数据从Illustris模拟，结合个人的运动学约束的质量银河系（MW）在特定距离的银河系中心，推断MW的暗物质晕质量的径向分布。我们的方法使我们能够转换任何限制在一个固定的距离内的MW的质量，以一个完整的圆形速度分布MW的维里半径。作为主要的例子，我们采取两个最近（和差异）的总质量测量50千秒差距内的银河系，发现它们意味着非常不同的质量配置文件和恒星质量的银河系。Illustris模拟的仅暗物质版本使我们能够逐个光环地计算星系形成对此类约束的影响;在小尺度上，相对于仅暗物质的运行，星系形成增强了密度，而总质量密度在较大的银河系中心距离下降低了约20%。我们还能够量化特定半径内MW质量的当前和未来约束将如何反映在其维里质量的不确定性中：即使以基本上完美的精度测量M（<50 kpc），仍会导致银河系维里质量的20%不确定性，而未来的M（<100 kpc）测量误差为10%将导致相同水平的不确定性。我们希望我们的技术将变得更加有用，因为（1）在更大的距离上可以获得更好的运动学约束，（2）宇宙学模拟提供了对可观测宇宙的更忠实的表示。
2016-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Joint Suzaku and Chandra observations of the MKW4 galaxy group out to the virial radius
我们提出了联合朱雀和钱德拉观测MKW 4。MKW 4的全球温度为1.6 keV，是X射线映射到维里半径的最小星系群之一。我们测量了它的气体性质，从它的中心维里半径在北，东，东北方向。它的熵分布在所有方向上都遵循R $_{500}$和R $_{200}$之间的$\propto r^{1.1}$幂律，正如纯引力结构形成模型所预期的那样。在MKW 4外围表现良好的熵分布不利于该系统中离子和电子之间的气体聚集或热不平衡的存在。我们在R $_{200}$测量到一个封闭的重子分数为11%，明显小于宇宙重子分数的15%。我们注意到，在R $_{200}$封闭的气体分数是系统小于现有的研究文献中的集群组。像MKW 4这样的星系群的重子分数较低，这表明它们较浅的引力势阱可能使它们更容易受到AGN反馈或星系风的重子损失。我们发现，在MKW 4的外围的各种气体性质的方位角散射显着低于其他系统，这表明MKW 4是一个球对称和高度松弛的系统。
2020-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Baryon Budget of the Hot Circumgalactic Medium of Massive Spiral Galaxies
在本星系周围的重子含量被观测到比大爆炸核合成所需的要少得多。模拟表明，这些“失踪重子”中的很大一部分可能储存在大质量星系周围的热的稀薄环星系介质（CGM）中，这些介质延伸到甚至超过了它们的暗物质晕的维里半径。以前的X射线和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号观测表明，预期重子的$\sim(1-50)\%$存储在维里半径内的热CGM中。大的散射主要是由基于小径向范围内（通常在维里半径的10 - 20%内）的探测的热气体密度分布的非常不确定的外推造成的。在这里，我们报告堆叠X射线观测的六个本地孤立的大质量螺旋星系的CGM-MASS样本。我们发现，平均密度分布可以由一个单一的幂律的特点，以银河中心半径的$\approx 200\rm~kpc$（或$\approx130\rm~kpc$以上的1~ $σ$背景不确定度），大约一半的维里半径的暗物质晕。我们现在可以估计，维里半径内的热CGM可以解释晕所预期的重子质量的$(8\pm4)\%$。包括恒星在内，重子分数是$(27\pm16)\%$，或$(39\pm20)\%$，假设密度分布在$r\gtrsim130\rm~kpc$。我们的结论是，在大质量星系晕维里半径内的热重子不足以解释“失踪重子”。
2018-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The velocity modulation of galaxy properties in and near clusters: quantifying the decrease in star formation in backsplash galaxies
在星系中，随着从星系团中心向外投射的距离增加到其维里半径的数倍，星系中的近代恒星形成效率（SF）增加。使用SDSS DR 4中268个星系团中的完整星系样本，我们研究了在距星系团中心给定的投影半径处，星系的M* 和SF属性如何取决于其在星系团静止系中的绝对视线速度，|v_LOS|。我们发现，当R<0.5 R_v时，高质量非BCG星系的比例在低|v_LOS|时向中心增加。在一个给定的投影半径下，低|v_LOS|星系中具有进行中或最近（<1-3 Gyr）有效恒星形成的星系（GORES，EW（H_delta）>2 ang&D_4000>1.5）的比例略低于高速星系。我们研究这些观测趋势的帮助下，一个暗物质（DM）的宇宙学模拟。我们发现，后溅粒子占至少三分之一（一半）的所有粒子在投影半径略大于维里半径和|v_LOS| <sigma_v。GORES分数的解投影导致饱和的线性增加半径。我们拟合GORES分数的简单模型，作为仅类或类和到聚类中心的距离的函数（如在我们的解投影分数中）。在我们的最佳拟合模型中，GORES占维里球内星系总数的13%，维里星系总数的11%，远距离（投影半径R<2 R_v）星系总数的34%和后溅星系总数的19%。考虑到我们的GORES指标的1-3 Gyr回视时间，这些结果表明星系中的SF在通过星系团的一次通道中几乎完全熄灭。
2011-10-19 astro-ph.CO
Comparison of Hectospec Virial Masses with SZE Measurements
本文首次比较了星系团的维里质量与它们的Sunyaev-Zel 'dovich效应（SZE）信号。我们研究了15个集群的Hectospec集群调查（HeCS）与MMT/Hectospec光谱和公布的SZE信号。我们从半径$r_{100}$内平均90个成员的红移测量这些星系团的维里质量。簇的维里质量与它们的SZE信号强烈相关（在99%置信水平下使用斯皮尔曼秩和检验）。这种相关性表明，$Y_{SZ}$可用作维里质量的测量。模拟预测$Y_{SZ}\propto M_{200}^α$的幂律缩放，其中$α\approx$为1.6。观测上，我们发现$α$ = 1.11 $\pm$ 0.16，比理论预测明显更浅（考虑到形式上的不确定性）。然而，我们的样本的选择函数是未知的，不能排除对质量较小的集群的偏见（这种选择偏见可能会人为地使斜率变平）。此外，我们的样本表明，速度色散（或维里质量估计）和SZE信号之间的关系具有显着的内在散射，与我们目前的样本的范围。因此，需要更详细的标度关系的研究，以获得一个强大的确定集群质量和SZE之间的关系。
2010-05-04 astro-ph.CO
Measuring the Mass Distribution in Galaxy Clusters
团簇质量分布是对结构形成模型的检验。目前只有两种确定质量分布的观测方法，引力透镜和焦散技术，是独立于动力学平衡假设的。这两种技术都能够确定在超过维里半径的半径处的扩展质量分布。对于19个集群，我们比较了质量档案的基础上的焦散技术与弱透镜测量从文献中。这种比较提供了两种技术中系统性问题的测试。在维里半径附近，两种质量估计方法的一致性在约30%以内，与各个技术中的预期误差一致。在小半径处，焦散技术高估了数值模拟所预期的质量。在这些半径处的透镜分布与焦散质量分布之间的比率表明弱透镜分布是真实质量分布的良好表示。在大于维里半径的半径处，透镜化质量分布超过焦散质量分布，这可能是由于透镜化分布被透镜化内核内的大尺度结构污染的结果。我们强调的情况下，紧密相邻的集群MS 0906 + 11和A750说明的潜在严重性的污染的弱透镜信号无关的结构。
2012-09-25 astro-ph.CO
Probing the magnetic field at the cluster virial radius with volume-filling radio emission
本研究利用LOFAR低频超深射电图像结合X射线观测与数值模拟，探测了Abell 2255星系团维里半径处的磁场与相对论性电子分布，揭示了星系团外围动能向非热成分的高效转移。
2024-09-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Temperature and Entropy Profiles to the Virial Radius of Abell 1246 Cluster Observed with Suzaku
本文报道了Abell~1246星系团内介质（ICM）到维里半径（$r_{200}$）的性质，并进一步研究了Suzaku星系团外ICM的性质。ICM发射被清楚地检测到$r_{200}$，我们推导出的电子温度，密度，熵，和集群质量的光谱分析的基础上的配置文件。温度显示从中心区域的$\sim 7$ keV到$r_{200}$周围的$\sim 2.5$ keV的变化。假设流体静力平衡，$r_{500}$中的总质量为$(4.3 \pm 0.4) \times 10^{14}~M_{\odot}$。在$r>r_{500}$，流体静力学质量开始下降，因此，我们采用$r_{200}$内的总质量的基础上弱透镜质量分布从一个样本的低质量集群。这就产生了与宇宙重子分数一致的$r_{200}$处的气体质量分数，即$\sim 17$ %。熵曲线显示比数值模拟更平坦的斜率，特别是在$r>r_{500}$中。这些趋势与朱雀星观测到的其他星系团相似。我们检测到没有显着的ICM发射以外的$r_{200}$，和$2σ$上限的红移OVII和OVIII线强度被限制为小于2.9和$5.6\times 10^{-7}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$ arcmin $^{-2}$，分别。OVII线上限表示$n_{\rm H}< 4.7\times 10^{-5}$ cm $^{-3}$（$Z/0.2~Z_{\od…
2014-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Feedback, scatter and structure in the core of the PKS 0745-191 galaxy cluster
我们介绍钱德拉X射线天文台观测的核心的星系团PKS 0745-191。它的中心显示了由活动星系核反馈和冷锋引起的X射线空洞，并有相关的螺旋结构。空腔能量学意味着它们足够强大以补偿冷却。尽管有活动星系核反馈的证据，钱德拉和XMM-RGS的X射线光谱与每年几百个太阳质量的X射线阶段冷却一致，足以为发射线星云提供动力。最冷的X射线发射气体和最亮的星云发射与射电和X射线核的距离约为5千秒差距。虽然星团有着规则的外观，但其核心在内部100 kpc上显示出密度，温度和压力的偏差，可能与冷锋有关。修正椭圆率和投影效应后，我们估计密度波动的~ 4%，而温度，压力和熵的变化为10- 12%.We描述了一个新的代码，MBPROJ，能够准确地获得crackical集群配置文件，假设流体静力平衡和球对称。前向拟合代码使用马尔可夫链蒙特卡罗将模型与观察到的配置文件进行比较，并适用于在1000或更少计数上操作的调查。在PKS 0745中，在离地核40 kpc半径范围内的重力加速度最好非常低，这表明缺乏流体静力平衡，偏离了球对称或非热源压力。
2014-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Outer Limits of Galaxy Clusters: Observations to the Virial Radius with Suzaku, XMM, and Chandra
星系团的外围，靠近维里半径，仍然是相对未被探索的领域，但对我们理解星系团的生长，结构和质量至关重要。在本报告中，我们展示了一个程序的第一个结果，以约束状态的外部团内介质（ICM）在一个大样本的星系团，利用三个互补的X射线天文台的优势：朱雀（低，稳定的背景），XMM-牛顿（高灵敏度）和钱德拉（良好的空间分辨率）。通过仔细结合从星团核心到r_200以外的观测，我们能够识别和减少系统的不确定性，这些不确定性会阻碍我们使用单个望远镜进行空间和光谱分析。我们的样本包括9个星系团，在z ~ 0.1-0.2完全覆盖的方位角超过r_200，我们的分析表明，ICM是不是在流体静力平衡的集群外围，我们看到明确的方位角变化的温度和表面亮度。在其中一个集群中，我们能够测量远超过r_200的漫射X射线发射，并且我们发现熵分布和气体分数与理论和数值模拟的预期一致。这些结果与最近的研究相反，这些研究指出气体在郊区聚集;集群环境或仪器效应因素的差异在多大程度上导致这种差异仍不清楚。从更广泛的角度来看，该项目将产生一个相当大的基准数据集，用于与高分辨率数值模拟进行详细比较。
2011-11-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
Chameleon Screening Depends on the Shape and Structure of NFW Halos
变色龙引力是一个例子，它在宇宙学尺度上产生了有趣的现象学，同时拥有一个屏蔽机制，使其能够避免太阳系的限制。这种模型导致非线性场方程，其只能在简单的高度对称系统中解析求解。本文用有限元方法研究了变色龙屏蔽标量-张量理论的运动方程。更具体地说，我们解决了球形和三轴NFW集群大小的晕场方程。这使得一个详细的调查之间的关系NFW浓度和维里质量参数和变色龙加速度的幅度，在维里半径测量。此外，我们还研究了晕三轴性对变色龙加速度的影响。我们专注于参数空间区域，仍然允许的观测约束。我们发现，给定我们的数据集，在维里半径的变色龙到NFW加速比的最大允许值是$\sim 10^{-7}$。这一结果有力地表明，变色龙模型仍然允许的观测约束不会导致任何可测量的影响星系团规模。尽管如此，我们也发现，有一个直接的关系之间的NFW潜力和变色龙NFW加速比维里半径。类似地，在NFW浓度、维里质量和维里半径处的加速度比之间存在直接的（然而复杂得多的）关系。最后，我们发现，三轴度引入额外的方向效应的加速度测量。这些效应结合在一起可能会被用于未来对第五种力量的观测研究。
2021-12-25 astro-ph.CO gr-qc
The Entire Virial Radius of the Fossil Cluster RXJ1159+5531: I. Gas Properties
先前对化石群/星系团RXJ 1159 +5531的分析表明，与其他冷核星系团相比，在维里半径（$R_{\rm vir}$）处的径向星系团内介质（ICM）熵分布与纯重力宇宙学模拟的预测一致。为了研究这些结果的一般性，我们提出了三个新的朱雀观测，结合北指向，提供完整的方位角覆盖到$R_{\rm vir}$。两个新的钱德拉ACIS-I观测重叠北朱雀指向，我们已经解决了$\gtrsim$ 50%的宇宙X射线背景。我们提出的ICM的密度，温度，熵，和压力的径向轮廓获得的四个方向。我们在$R_{\rm 200}$测量到的ICM特性在朱雀点之间只有适度的方位角散射：温度为7.6%，密度为8.6%，而系统误差可能很大。特别是，对于朱雀观测到的少数其他星系团，温度散射低于在$R_{\rm 200}$研究的温度散射。这些方位角测量证实了RXJ 1159 +5531是一个规则的高度弛豫系统。我们对RXJ 1159 +5531测量的表现良好的熵分布不赞成吸积激波的减弱作为其他冷核星系团中熵平坦化的解释，但与其他解释一致，如气体聚集，电子-离子非平衡，非热压力支持和宇宙射线加速。最后，我们提到RXJ 1159 +5531的大尺度星系密度分布似乎对其在$R_{\rm vir}$附近的气体性质影响不大。
2015-03-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
On structure and kinematics of the Virgo cluster of galaxies
目的。这项工作认为，室女星系团的星系，侧重于其结构，运动学和形态景观。我们的主要目的是估计集团的维里质量。为此，我们提出了一个样本的1537星系的径向速度$V_{LG} < 2600$ ~km~s $^{-1}$位于区域内的$ΔSGL = 30^\circ$和$ΔSGB = 20^\circ$围绕M87。大约一半的星系有距离估计。方法.我们选择了398个距离在$(17\pm5)$ ~Mpc范围内的星系。根据它们的一维和二维数密度分布和径向速度色散，我们估算了室女星系团的维里质量。结果我们确定了沿室女座南延灯丝的星系向室女星系团核心的下落。从星系团的一维轮廓，我们得到了$(6.3\pm0.9) \times 10^{14} M_\odot, $的维里质量估计，这与通过星系外部坠落模式得到的质量估计是一致的。结论.我们的结论是，室女星系团之间的维里半径和零速度半径的外围不包含显着的量的暗物质超过维里半径。
2020-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Entire Virial Radius of the Fossil Cluster RXJ1159+5531: II. Dark Matter and Baryon Fraction
在第二篇论文中，我们对松弛化石星团RXJ 1159 +5531的整个维里区进行了热的团内介质（ICM）的流体静力学分析。对于ICM，恒星质量从中央星系（BCG），和NFW的暗物质（DM）晕组成的模型，我们得到了很好的描述ICM发射率和温度的投影径向轮廓。在M_star/L_K = 0.61 +/-0.11太阳能下，可以清楚地观测到BCG恒星质量，这与Milky-Way IMF的恒星星族合成模型相一致。我们得到晕的浓度为c_200 =8.4 +/- 1.0，维里质量为M_200 = 7.9 +/- 0.6 x 10^13 M_sun。对于它的质量，推断的浓度大于普朗克参数宇宙学模拟中产生的大多数弛豫晕，与RXJ 1159 +5531形成于一般晕群之前一致。在r_200，f_b，200 = 0.134 +/- 0.007处的重子分数略低于宇宙的普朗克值（0.155）。当我们考虑到与非中心星系相关的恒星重子和不确定的团内光时，f_b，200增加了~0.015，与宇宙值一致。在MOND的背景下进行我们的分析仍然需要一个大的DM分数（85.0% +/- 2.5%，r=100 kpc）类似于使用标准牛顿方法获得的。在总引力势中检测到一个与NFW DM晕不同的看似合理的恒星BCG质量分量，表明~10^14 M_sun代表了这样一个质量尺度，在该尺度以上，耗散对星系团中心区域的形成并不重要。（节录…
2016-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical signatures of infall around galaxy clusters: a generalized Jeans equation
我们研究了在维里化球之外区域的星系团的内部运动学。一个维里化星系团周围的星系团以非零的平均径向速度向星系团中心坠落。我们发展了一个新的形式主义描述集群的动力学状态，通过推广标准的Jeans形式主义，包括奇特的星系的下落运动和哈勃膨胀以及由于背景宇宙学的贡献。使用经验拟合的径向分布的密度，平均径向速度和速度各向异性的堆叠的集群质量晕和两个孤立的晕的宇宙学暗物质只模拟，我们验证了我们的广义Jeans方程正确预测的径向速度色散到4维里半径。我们发现，从标准的Jeans方程推断的径向速度色散是准确的2维里半径，但高估了\approx 20%的堆叠晕和\approx 40%的孤立晕，在范围\approx 2-3维里半径。我们的模型依赖于维里半径的对数增长率（晕质量或浓度的函数），我们估计在7种不同的方式，并偏离自相似的维里单位的奇特的速度分布的演变。
2016-02-22 astro-ph.CO
Galaxy evolution near groups and clusters: ejected satellites and the spatial extent of environmental quenching
星系团的维里半径超过几个集团/集群优先静态恒星形成率。利用斯隆数字巡天的星系群/星系团目录，再加上宇宙学的N体模拟，我们研究了超越维里半径的这种环境淬火的起源。占集群的群体/集群，我们表明，中央星系显示出增强的SFR淬火到2.5维里半径超出群体/集群，我们表明，这种扩展的环境增强可以简单地解释为“弹出”卫星星系的轨道超出其主机晕的维里半径。我们发现，弹射卫星通常轨道几个陀螺仪超出维里半径，然后回落，因此，他们组成了40%的所有中心星系附近的集团/集群。我们表明，一个模型中，弹射卫星经历相同的SFR淬火卫星内的主机晕基本上可以解释所有的环境依赖的星系淬火。此外，被抛出的卫星（继续）失去显著的晕质量，这种效应可能通过引力透镜观察到。喷射卫星的SFR/颜色和恒星到晕质量突出了环境历史的重要性，并对忽略这种历史的星系占领模型提出了挑战。
2014-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Internal Cluster Structure
星系团的核心结构至关重要。尽管自引力系统由于其负热容量而没有稳定的平衡态，数值模拟发现密度分布在某种意义上是普遍的，即它们在尺度半径内相当平坦，向外逐渐变陡，在维里半径附近渐近接近$\approx-3$的对数斜率。我们认为，这种配置文件的形成原因是不能令人满意的理解。维里半径和尺度半径之间的比率，即所谓的浓度，在模拟中被发现与质量和红移密切相关，并且对于星团大小的晕来说很低，但至少在观测到的星团的一个子集中观察到要高得多。由冷的暗物质形成的晕应该还有丰富的亚结构。我们回顾了理论和观测方面的集群核心在这里，讨论重子物理和可观测量的修改，可以提供更好的洞察集群的内部结构。
2013-03-13 astro-ph.CO
MAMPOSSt: Modelling Anisotropy and Mass Profiles of Observed Spherical Systems. I. Gaussian 3D velocities
通过内部运动的球形系统的质量建模受到Jeans方程中固有的质量/速度各向异性（VA）简并性的阻碍，以及缺乏快速且适用于现实系统的技术。一种新的快速方法，称为MAMPOSSt，它执行投影相空间中观测到的示踪剂的分布的极大似然拟合，开发和彻底测试。MAMPOSSt假设引力势的形状，但不是假设能量和角动量的分布函数的形状，或者假设高斯视线速度分布，MAMPOSSt假设VA轮廓和3D速度分布的形状，这里是高斯分布。MAMPOSSt不需要观测值的分箱、微分和外推。对来自LambdaCDM宇宙学模拟的团簇质量晕的测试表明，使用500个示踪剂，MAMPOSSt能够联合恢复维里半径、示踪剂尺度半径、暗物质尺度半径和外部或常数VA，偏差较小（尺度半径<10%，其他两个量<2%），效率分别为10%、27%、48%和20%。当某些参数被冻结时，MAMPOSSt的性能不会更好，当维里半径被设置为其真实值时甚至更差，这似乎是晕三轴性的结果。MAMPOSSt的精度弱依赖于所采用的插入者去除方案，包括我们在这里介绍的有效的迭代贝叶斯方案，它可以直接获得维里半径，具有与MAMPOSSt一样好的精度。我们的测试表明，具有高斯3D速度的MAMPOSSt非常具有竞争力，比其他方法快1000倍。因此，MAMPOSSt是一个非常强大和快速的工具，用于星系团和星系群，椭圆星系和矮球状星系等系统的质量和各向异性建模。
2013-01-04 astro-ph.CO
Coincident SZ and $γ$-ray signals from cluster virial shocks
星系团周围的维里激波预计会显示出热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号的截止，与轻子环一致。然而，到目前为止，轻子维里信号仅在昏迷和堆叠费米LAT集群中报道，SZ维里冲击信号仅在A2319中报道。我们指出，一些集群--目前后发座，A2319，和A2142 -已经显示出普朗克SZ压力急剧下降的维里半径附近，符合弱LAT $γ$射线过剩。这些签名跟踪维里冲击的集群，在联合中到高的置信水平。从$γ$ -射线推断的电子加速率与以前的测量结果是一致的。组合信号允许分别测量$\sim0.5\%$加速效率和吸积速率。对激波马赫数施加了几阶下限。
2020-01-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
CLASH-VLT: a full dynamical reconstruction of the mass profile of Abell S1063 from 1 kpc out to the virial radius
背景：宇宙学晕的质量密度分布的形状告诉我们DM和DM重子相互作用的性质。以前的估计内斜率的星系团的质量密度分布是在反对来自CDM的数值模拟的预测。目的：我们确定的DM密度分布的一个大规模的星系团，阿贝尔S1063（RXC J2248.7 $-$ 4431）在$z=0.35$，与动力学分析的基础上进行了广泛的光谱活动与VIMOS和MUSE摄谱仪在ESO VLT的内斜率。这个新的数据集提供了前所未有的1234个光谱成员的样本，其中104个位于星团核心（R < 200 kpc），从MUSE积分场光谱中提取。后者还允许最亮的星团星系（BCG）的恒星速度色散曲线被测量到40 kpc。研究方法：我们使用了一个升级版本的MAMPOSSt技术进行联合极大似然拟合的速度色散轮廓的BCG和星系团成员星系的速度分布的径向范围从1千秒差距的维里半径（~ 2.7百万秒差距）。结果：我们发现了一个值$γ_{DM} =0.99 \pm 0.04$的内部对数斜率的DM密度曲线边缘化后，所有其他参数。新确定的动力学质量分布被认为是在良好的协议与质量密度分布从独立的X射线流体静力学分析的基础上深钱德拉数据，以及强和弱透镜分析。我们的γ DM值与宇宙学CDM模拟的结果非常一致。我们将在未来的工作中扩展我们的分析到更多的集群。如果在更大的聚类样本上得到证实，我们的结果使该DM模型比其他模型更具吸引力。
2020-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Relativistic virialization in the Spherical Collapse model for Einstein-de Sitter and ΛCDM cosmologies
球形坍缩是研究不同DE模型和重力理论下构造形成的一个成功的半解析模型。然而，维里化的过程通常是在经典力学的维里定理的基础上研究的。本文基于均匀、理想流体球的TOV解，为Einstein-de Sitter和ΛCDM宇宙学构造了一个完全广义相对论维里定理.我们调查的准确性，经典的维里化宇宙学尺度的研究，并考虑维里化从一个更基本的角度来看。自始至终，我们都停留在广义相对论和FLRW模型的范畴内。建立了维里化方程，并对维里半径y_{vir}进行了数值求解，由此直接得到了维里超密度Δ {V}。在后牛顿框架中的领导阶校正推导和量化。此外，在应用中的问题，这种形式主义的动态DE模型指出，并明确讨论。结果表明，在弱场极限下，后牛顿展开的首阶项的相对贡献为10 - 3%，精确地再现了Wang & Steinhardt（1998）的解.除了小的修正，该方法可以从更基本的角度洞察男性化的过程。
2012-06-04 astro-ph.CO gr-qc
Optical-to-virial velocity ratios of local disk galaxies from combined kinematics and galaxy-galaxy lensing
在本文中，我们测量了斯隆数字巡天（SDSS）中平均红移<z>= 0.07，恒星质量为10^9 M_sun < M_* < 10^11 M_sun的盘星系的光维里速度比Vopt/V200 c。Vopt/V200 c是在暗物质晕维里半径（\sim 150 kpc）处测得的圆速度与盘光学半径（\sim 10 kpc）处测得的圆速度之比，是观测盘星系形成的一个强有力的约束条件。它将星系与它们的暗物质晕动态地联系起来，并将盘状星系的总质量分布约束在一个数量级的长度尺度上。对于这个测量，我们结合Vopt来自Tully-Fisher关系（TFR）从雷耶斯等人。与V200 c来自晕质量测量星系星系透镜。在这种组合的预期中，我们使用类似的星系样本进行透镜和TFR分析。对于透镜加权平均恒星质量为0.6、2.7和6.5 × 10^10 M_sun的三个M_* 仓，我们发现晕-恒星质量比M_vir/M_* = 41、23和26，1-sigma统计不确定度约为0.1 dex，Vopt/V200 c = 1.27 \pm 0.08、1.39 \pm 0.06、1.27 \pm 0.08（1σ）。我们的结果表明，如果暗物质晕轮廓没有被重子显著地改变，那么在光学半径内，暗物质和重子对质量的贡献是相当的。在这项工作中获得的结果将作为投入和限制盘星系形成模型，这将在未来的工作中进行探讨。最后，我们注意到，…
2012-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Secondary Infall and the Pseudo-Phase-Space Density Profiles of Cold Dark Matter Halos
利用N体模拟研究了冷暗物质（CDM）晕中密度和速度色散的径向依赖性。特别是，我们探索了相空间密度的替代度量Q ρ/σ ^[3]在半径上遵循幂律的程度。我们的研究扩展了早期的工作，除了考虑球平均轮廓，局部Q-估计的单个粒子，Q_i;轮廓的基础上的椭圆半径决定的三轴结构的晕，Q_i（r '）;并通过仔细删除子结构，以专注于轮廓的光滑晕，Q^s。得到的Q_i^s（r '）曲线在中心附近严格遵循幂律，但在维里半径r_{200}附近显示出明显的上升趋势。偏差的位置和大小与Bertschinger球形二次降落相似解的预测非常一致。在该模型中，Q \propto r^{-1.875}位于内部维里化区域，但在r_{200}附近发生了幂律偏离，因为该半径接近第一个壳交叉的位置-碰撞流体情况下的冲击半径。那里的粒子还没有完全维里化，所以Q偏离了内幂律分布。我们的研究结果表明，幂律性质的$Q$配置文件只适用于内部区域，不能用来准确地预测CDM晕的结构超出其特征尺度半径。
2010-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radially polarized synchrotron from galaxy-cluster virial shocks
Ben-Gurion University of the Negev（内盖夫本-古里安大学）
通过叠加GMIMS射电数据，在星系团2.4R_500标度半径处发现径向偏振辐射超出，为位力激波产生切向磁场及电子同步辐射提供了方向性证据。
2025-06-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Thermostats, Not Engines: A New Picture of Halo Gas Regulation
University of Cambridge（剑桥大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Durham University（杜伦大学）；Leiden University（莱顿大学）
论文提出黑洞反馈通过建立熵上限调节大质量晕中的气体，模拟显示气体在virial半径处以无额外能量输入的方式迁移，新证据支持大质量星系恒星形成再生。
2026-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Matter Distribution around Galaxies
利用暗物质的$N$ -体模拟，通过对星系质量关联函数的引力弱透镜观测，探讨了与星系有关的物质的质量分布.后者是用来展开各种贡献，有助于综合视线质量密度。我们的结论是，星系没有明确的边缘的物质分布，延伸到中间的邻近星系的密度轮廓大致$r^{-2.4}$超出维里半径。分布在维里半径（引力约束半径）之外的质量解释了质量密度估计中出现的差距，全球值$Ω_m\sim 0.27$和典型的$Ω_{\rm gal} \sim 0.15$来自光度密度乘以质光比。我们建议使用物理方法的引力透镜，而不是用光度测量方法来测量星系样品。
2011-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 XMM Cluster Outskirts Project (X-COP): Physical conditions to the virial radius of Abell 2142
上下文星系团通过其外围物质的吸积而不断增长。这一过程会导致气体密度分布的不均匀性（聚集），这需要考虑到恢复大半径处团内介质（ICM）的物理特性。目的。利用Sunyaev Zel'dovich（SZ）效应和X射线信号研究了大质量星系团Abell 2142外围（R > R500）的热力学性质。方法.我们结合了由普朗克测量的SZ压力分布与XMM-牛顿气体密度分布，恢复到2 R500的温度，熵和流体静力学质量的径向分布。我们使用了一种对结块不敏感的方法来恢复气体密度，并将结果与传统的X射线测量技术进行了比较。结果当考虑成团时，我们的SZ/X射线联合熵分布与纯引力坍缩的预测一致，而当忽略成团的影响时，我们发现了一个显著的熵平坦。使用联合X射线/SZ数据恢复的流体静力学质量分布与从光谱X射线测量获得的一致，并通过弱透镜和星系运动学获得的质量重建。结论.我们发现，聚集可以解释朱雀在几个星系团的外围观察到的熵平坦。当使用一种对聚集不敏感的方法来重建气体密度时，Abell 2142的热力学性质与热气体压力维持重力和熵在吸积激波处注入的假设是相容的，而不需要唤起更多的奇异物理。我们的研究结果强调了需要足够的空间分辨率和大的收集面积的X射线观测，以了解在集群外部区域工作的过程。
2016-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The topology of the magnetic field in Abell 2255 out to its virial radius. Results from the LOFAR Galaxy Cluster Ultra-Deep Field
INAF - IRA（意大利国家天体物理研究所-博洛涅分院）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Institute for Advanced Study（普林斯顿高等研究院）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；Center for Astrophysics Harvard & Smithsonian（哈佛&史密森尼天体物理中心）；Department of Astronomy, University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校天文学系）；ASTRON, the Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；Hamburger Sternwarte, Universität Hamburg（汉堡大学汉堡天文台）；INAF - IASF Milano（意大利国家天体物理研究所-米兰天文物理研究所）
该研究利用低频阵列对阿贝尔2255星系团进行超深场观测，通过同步辐射强度梯度技术研究其磁场拓扑结构至质心半径，发现磁场在不同区域有优先取向，首次展示围绕星系团从核心到边缘的连贯大尺度磁场拓扑，凸显低频观测对探测磁场结构的独特作用。
2026-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovering the building blocks of dark matter halo density profiles with neural networks
Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；University College London（伦敦大学学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）；University of Chicago（芝加哥大学）；Science and Technology Facilities Council（科学与技术设施委员会）；Rutherford Appleton Laboratory（卢瑟福·阿普尔顿实验室）
暗物质晕的密度分布通常使用经验公式拟合放松晕人口的密度分布。我们提出了一个神经网络模型，该模型被训练来学习从包含每个晕的原始密度场到暗物质密度分布的映射。我们表明，该模型恢复广泛使用的Navarro-Frenk-White（NFW）配置文件的维里半径，并可以另外描述的变化外轮廓的晕。神经网络架构由一个有监督的编码器-解码器框架组成，该框架首先将密度输入压缩为低维潜在表示，然后针对半径$r$的任何期望值输出$ρ(r)$。潜在表示包含模型用于预测密度分布的所有信息。这使我们能够通过量化表征和晕的地面真实密度分布之间的互信息来解释潜在表征。一个二维的表示是足够的，以准确地模拟密度分布的维里半径，但是，一个三维的表示需要描述的外部轮廓超过维里半径。在表示中的额外的维度包含信息的下落物质的外部轮廓的暗物质晕，从而发现的回溅边界的晕没有先验知识的晕的动力学历史。
2022-05-13 astro-ph.CO astro-ph.IM cs.AI
