The flat density profiles of massive, and relaxed galaxy clusters
本文利用Del Popolo（2009）提出的SIM方法，研究了Newman等人（2012 a，b）观测到的7个大质量弛豫星系团MS 2137，A963，A383，A611，A2537，A2667，A2390的总密度和DM密度分布，以及不同数量之间的相关性。与Newman等人（2012 a，b）相似，在半径范围为0.003 - 0.03 $r_{200}$的总密度分布具有与无耗散模拟一致的平均总密度分布。所有聚类的DM曲线的斜率均小于-1。斜率$α$在A2390的情况下具有最大值（包括误差）$α=-0.88$，并且在A2537的情况下具有最小值$α=-0.14$。在半径$< 5-10$ kpc处，重子分量占主导地位，而外部分布则以暗物质为主。我们发现斜率$α$、有效半径、$R_e$和BCG质量之间存在反相关性，核心半径$r_{core}$和$R_e$之间存在相关性。此外，100 kpc（主要是暗物质）的质量与5 kpc（主要是重子）的质量相关。总质量密度分布、DM密度分布和引用的相关性的行为可以在双相情景中理解。在第一个耗散阶段，原BCG的形式，并在第二个无耗散阶段，重子块（坍缩到中心）和DM晕之间的动力学摩擦的密度轮廓的内斜率。简而言之，在簇与簇之间的内部斜率中的大的分散以及斜率、$α$和$R_e$之间的反相关性是由于以下事实：为了具有NFW样的总质量密度分布，在其中心具有更大质…
2014-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
A test of constancy of dark matter halo surface density and radial acceleration relation in relaxed galaxy groups
由暗物质核半径（$r_c$）和核密度（$ρ_c$）的乘积给出的暗物质晕表面密度，在大范围的孤立星系系统中被证明是一个常数。在这里，我们进行了测试，这个{ \em anxiety}使用钱德拉和XMM-牛顿观察到的17个放松星系团的样本，作为我们以前的分析与星系团的扩展。我们发现，$ρ_c \propto r_c^{-1.35^{+0.16}_{-0.17}}$，具有约27.3%的内在散射，这是约1.5倍大于所看到的星系团。因此，我们的结果表明，面密度是不一致的尺度不变性约2 $σ$，其值是约4倍大于星系。因此，集团和集群的晕表面密度的升高值表明，表面密度不能是一个普遍的常数，所有的暗物质占主导地位的系统。此外，我们还对这组样本的径向加速度关系进行了检验。我们发现，在径向加速度关系的剩余散射约为0.32德克斯和一个因素的三个大于使用星系团。我们得到的加速度尺度介于星系和星系团之间。
2021-08-24 astro-ph.CO
Segregation Effects According to the Evolutionary Stage of Galaxy Groups
我们研究了从2 PIGG星系群目录中选出的57个星系群的分离现象。样本对应于那些位于至少80%红移覆盖范围的区域内的系统，覆盖范围为10倍的集团半径。通过研究星系的速度分布，确定了星系系统的动力学状态。我们使用Anderson-Darling检验来区分松弛和非松弛系统。这项分析表明，84%的星系群具有符合正态分布的星系速度，而其中16%的星系群具有更复杂的基本分布。考虑到这种分类的成员星系的属性进行了研究。我们的研究结果表明，在高斯群中的星系显着比非松弛系统中的星系更发达的距离约4 R200，呈现显着的红色（B-R）的颜色。我们还发现高斯群中M_R < -21.5的星系更接近能量均分的条件。
2010-09-22 astro-ph.CO
The Density Profiles of Massive, Relaxed Galaxy Clusters. II. Separating Luminous and Dark Matter in Cluster Cores
我们提出了恒星和暗物质（DM）的密度分布的样本7个大规模的，放松的星系团来自强和弱的引力透镜和解决恒星运动学观测内位于中心的最亮的星系团（BCGs）。在该系列的论文I中，我们证明了从这些半径跨越30年的数据中得出的总密度分布与半径>~ 5-10 kpc的仅DM数值模拟一致，尽管核心中的恒星物质做出了显着贡献。在这里，我们将这些星团的内部质量分布分解为恒星和暗成分。将DM密度分布参数化为小尺度上的幂律rho_DM ~ r^{-β}，我们发现平均斜率<β> = 0.50 +- 0.10（随机）+0.14-0.13（系统）。或者，取心Navarro-Frenk-White（NFW）剖面（<log r_core/kpc> = 1.14 +- 0.13（随机）+0.14-0.22（系统））也提供了同样良好的描述。这些密度分布在半径<~ 30 kpc处比典型的NFW模型要浅得多，与BCGs的有效半径相当。内DM配置文件与BCG中的恒星分布相关，表明内晕与中央星系中的恒星集合体之间存在联系。如果采用Salpeter初始质量函数，则由透镜效应和恒星动力学推导的恒星质光比与由恒星星族合成模型推导的结果一致。我们将这些结果与描述星系团核心中重子和DM之间相互作用的理论进行比较，包括绝热收缩模型和星系合并和活动星系核反馈的可能影响，并评估可能的替代DM候选人的签名。
2013-02-26 astro-ph.CO
Scaling relations for dark matter core density and radius from Chandra X-ray cluster sample
大量的研究发现，暗物质的表面密度，由暗物质的核心半径（$r_c$）和核心密度（$ρ_c$）的乘积给出，在很大范围的星系系统中近似为常数。然而，只有Chan（arXiv：1403.4352）对星系团的这种{ \it anomaly}进行了一次系统的研究，他发现星系团的表面密度不是恒定的，而是$ρ_c \sim r_c^{-1.46}$。我们进行了这项测试的X射线样品的12个放松集群钱德拉观测，实施相同的程序陈，但也占气体和恒星质量。我们发现，$ρ_c \propto r_c^{-1.08 \pm 0.055}$，具有约18%的固有散射。因此，我们的星系团数据的暗物质表面密度显示出与一个恒定值的偏差，只有大约1.4 $σ$。
2020-08-12 astro-ph.CO
Large-scale inhomogeneities of the intracluster medium: improving mass estimates using the observed azimuthal scatter
使用一组流体动力学模拟的62个星系团和团体，我们研究的ICM的不均匀性，集中在大尺度上，不像团块，是最难识别的。为此，我们引入了剩余块度的概念，CR，它量化了ICM的大尺度不均匀性。在表明这个量可以鲁棒地定义为放松系统，我们描述了它如何随半径，质量和动态状态的晕。最重要的是，我们观察到，它引入了一个高估的密度分布的确定从X射线发射，这转化为一个系统的高估6（12）%的测量M_气体在R_200为我们的放松（扰动）集群样本。与此同时，C_R随半径的增加也导致流体静力平衡质量（M_he）的测量系统性低估了~2%，这增加了之前的测量结果，导致f_气体系统性高估了~8.5%在我们的放松样本中。由于ICM的残留结块是不能直接观察到的，我们研究了它的相关性与方位角散射的X射线表面亮度的晕和y参数配置文件。我们发现它们的相关性是非常显著的（r_S = 0.6-0.7），允许定义在X射线表面亮度轮廓和y参数中测量的方位角散射作为C_R的鲁棒代理。在给出一个连接这两个量的函数后，我们得到，用方位角散射校正观测到的气体密度分布，消除了弛豫物体M_gas测量中的偏差，在2R_200以下为（0+/-2）%，而在扰动物体M_gas测量中偏差减小了3倍。该方法还允许消除测量M_he和f_gas的系统性，尽管仍然存在显著的晕到晕散射。（节略）
2013-03-26 astro-ph.CO
The Distribution of Dark Matter Over 3 Decades in Radius in the Lensing Cluster Abell 611
我们提出了一个详细的分析的重子和暗物质分布在透镜集群阿贝尔611（z=0.288），确定暗物质配置文件在一个前所未有的范围内的集群为中心的距离的目标。通过结合三个互补的探测质量分布，弱透镜从深多色成像，强透镜约束的基础上识别的多个成像源，并解决了恒星速度色散措施的最亮的星系团（BCG），我们扩展的方法来分离的黑暗和重子质量分量介绍了由Sand等。（2008）。我们得到的暗物质配置文件样本的集群从3千秒差距到3.25百万秒差距，从而提供了一个很好的基础与最近的数值模型进行比较。我们证明，只有通过结合我们的三个观测技术可以简并约束的形式的暗物质配置文件被打破的尺度与数值模拟的详细比较至关重要。我们的分析表明，一个简单的Navarro，Frenk和White（NFW）配置文件是一个不可接受的适合我们的数据。我们证实了早期的说法，即暗物质轮廓的内部轮廓与NFW形式显着偏离，并发现内部对数斜率β比0.3更平坦（68%;其中rho_DM ~ r^{-β}在小半径处）。为了使我们的数据与LambdaCDM宇宙学中的团簇形成相一致，我们推测可能有必要修改我们对星系团核心中重子-暗物质相互作用性质的理解。综合弱和强透镜数据，再加上最亮的星系团的运动学信息，可以很容易地应用到一个更大的样本的集群，以测试这些结果的普遍性。
2009-09-18 astro-ph.CO
Spatial Distribution of Metals in the ICM: Evolution of the Iron Excess in Relaxed Galaxy Clusters
我们调查铁的空间分布在集团内介质中的选定样本的红移范围$0.05 < z < 1.03$使用{ \sl钱德拉}档案数据的41个松弛的集群。我们计算每个簇的方位平均的、去投影的$Z_{\rm Fe}$轮廓到$\sim 0.4r_{500}$，并确定铁分布中的峰值，随后是较大半径处的平坦分布。由于气体密度和丰度的陡梯度，我们发现，在$0.2r_{500}$，其中完全包括铁峰在大多数情况下，发射加权铁丰度平均$\sim$ 25\%，高于质量加权值，显示空间分辨分析和准确的deprojection是关键，研究铁富集在冷核心集群的非常中心的区域的演变。我们量化的铁分布在每个集群与归一化尺度参数$r_{\rm Fe}$，定义为半径的铁丰度过剩的一半，其峰值的程度。我们发现，$r_{\rm Fe}$增加了$\sim 3$的一个因素，从$z\sim 1$到$z\sim 0.1$，这表明，在ICM的铁的空间分布随时间而延长，可能是由于与来自中央星系的机械模式反馈的混合。我们还发现，在$0.3r_{500}$内的铁质量过剩，在同一区域内的总重子质量标准化时，没有显着的演变，这表明铁的质量组件已经建立在$z\sim 1$。
2018-08-21 astro-ph.CO
Effects of the Non-Equipartition of Electrons and Ions in the Outskirts of Relaxed Galaxy Clusters
（删节）我们使用一维流体动力学模拟研究了\LambdaCDM宇宙学中大范围质量的弛豫团簇外部区域中电子-离子非均分的影响。还研究了非绝热电子加热效率β对非均分度的影响。利用气体分数f_gas = 0.17（这是团簇的上限），我们给出了团簇非均分效应的保守下限。在维里半径之外，非均分效应对β有很强的依赖性，这种对激波半径的强依赖性可以用来区分激波加热模型或限制电子的激波加热效率。我们还系统地研究了X射线和SZ可观测量的非均分特征。我们已经计算了非均分的影响上的投影温度和X射线表面亮度轮廓使用MEKAL发射模型。对于宽范围的β，非均分效应可在R_vir处的投影温度中引入约10%的偏差。我们还发现，非均分的影响上的投影温度分布可以通过增加金属丰度增强。我们发现，对于我们的模型在\LambdaCDM宇宙中，集成的SZ偏差，Y_{non-eq} / Y_{eq}，轻微的（在一个百分比的水平）与红移，这是在对比的自相似模型在爱因斯坦-德西特宇宙。这可能会在使用f_gas技术的宇宙学研究中引入偏差。我们简要地讨论了是否可以通过未来的射电观测（例如ALMA）来区分激波区附近的均分和非均分模型。
2010-10-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
A large H$α$ survey of star formation in relaxed and merging galaxy cluster environments at $z\sim0.15-0.3$
我们目前的第一个结果，从最大的H $α$调查的恒星形成和活动星系核活动的星系团。使用9个不同的窄带滤波器，我们选择$>3000$ H $α$发射器内的$19$集群和它们的更大规模的环境超过总体积的$1.3\times10^5$兆个人$^3$。该样本包括松弛和合并集群，涵盖$0.15-0.31$红移范围，并从$5\times10^{14}$ $M_{\odot}$到$30\times10^{14}$ $M_{\odot}$。我们发现，H $α$光度函数（LF）合并集群相比，松弛集群具有更高的特征密度$ϕ^*$。对于合并集群和松弛集群两者，$ϕ^*$从集群核心到集群外围下降，其中合并集群值$\sim0.3$ dex在每个投影半径处更高。特征光度$L^*$下降超过$0.5-2.0$ Mpc距离从集群中心合并集群和增加放松对象。在受干扰的对象，集群托管大规模的冲击波（跟踪无线电遗迹）是过于密集的H $α$发射器相比，在其集群内介质湍流（跟踪无线电晕）。我们推测，在扰动，年轻，大质量的星系团的恒星形成活动的增加，可以触发富气星系，冲击和/或集群内介质之间的相互作用，以及吸积的细丝和星系群。我们的研究结果表明，受干扰的集群代表了非常不同的星系演化的环境相比，轻松的集群或平均场环境。
2016-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inferring Halo Mass and Scale Radius of Galaxy Clusters Using Convolutional Neural Networks and Uchuu-UniverseMachine Catalogs
Meiji University（明治大学）；Chiba Institute of Technology（千叶工业大学）；Chiba University（千叶大学）；University of California Merced（加州大学默塞德分校）；National Research Institute of Astronomy and Geophysics（国家天文地球物理研究所）
本文研究了机器学习推断星系团的virial质量及尺度半径的能力，通过Uchuu-UniverseMachine目录生成模拟观测数据，利用CNN模型进行训练，结果显示加入 richness 可提高推断精度，证明了机器学习在推断星系团质量分布方面的有效性。
2026-04-17 astro-ph.CO astro-ph.IM
The structure and assembly history of cluster-size haloes in Self-Interacting Dark Matter
我们执行暗物质的28个放松的大规模团簇大小的晕冷暗物质（CDM）和自相互作用暗物质（SIDM）模型的模拟，研究在大半径的模型之间的结构差异，重子物理的影响预计是非常有限的。我们发现，分布的径向轮廓的密度，椭球轴比，和速度各向异性（$β$）的晕之间的模型（在$\sim1σ$水平），即使在$\gtrsim10\%$的维里半径，如果自散射截面是$σ/m_χ=1$厘米$^2$ gr $^{-1}$的差异很大。直接与观测推断的密度剖面比较，不赞成$σ/m_χ=1$ cm $^2$ gr $^{-1}$的SIDM，但在中间径向范围（维里半径的$\sim3\%$），重子物理的影响是不确定的。在这个水平的横截面，我们发现一个较窄的$β$分布在SIDM，明显偏向各向同性轨道，没有SIDM（90\%的CDM）晕有$β>0.12$在$7\%$维里半径。我们估计，通过$\sim30$（$\sim10^{15}$ M $_\odot$）松弛集群的观测样本，一旦观测不确定性提高几倍，$β$就有可能用于对SIDM施加竞争约束。我们研究了SIDM团簇中晕组装历史记忆的抑制。对于$σ/m_χ=1$ cm $^2$ gr $^{-1}$，我们发现，这只发生在中央晕区（$\sim1/4$的规模半径的晕），并只为晕，组装其质量在此区域内早于形成红移$z_f\sim2$。除此之外，组装的记忆仍然存在，并以类似于CDM的方式…
2017-10-19 astro-ph.CO
Non-Equilibrium Electrons and the Sunyaev-Zel'dovich Effect of Galaxy Clusters
我们提出了高分辨率的宇宙学流体动力学模拟的三个星系团采用双温度模型的团内介质。我们发现，在集群外围的电子温度显着低于平均气体温度，因为库仑碰撞是不足以保持电子和离子的热平衡。这种偏差在更大规模和更不宽松的系统中更大，范围从宽松集群的5%到正在进行重大合并的集群的30%。非平衡电子的存在导致显着抑制的SZE信号在大集群中心半径。电子压力的抑制也导致了流体静力质量的低估。合并驱动，内部冲击也可能产生显着的人口的非平衡电子在集群核心，导致5%的偏见，在集群合并的综合SZ质量代理。
2009-07-07 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
A multifiltering study of turbulence in a large sample of simulated galaxy clusters
我们提出了一个大的N体/SPH流体动力学集群模拟的结果，旨在研究统计特性的ICM湍流。数值流体动力学方案采用SPH公式，其中梯度误差通过使用积分方法大大减少。我们考虑绝热和辐射模拟。根据团簇的动力学状态或气体物理模型构造团簇子样本，通过对团簇速度应用不同的多尺度滤波方法提取小尺度湍流速度。无辐射弛豫团簇的速度功率谱大多呈螺线管形，比Kolgomorov更陡。冷却运行的特点是浅得多的光谱，我们解释为在小尺度的湍流注入由于紧凑的冷气体核心与ICM的相互作用的功能。在星系团湍流的特点是多注入尺度，与小规模的驱动源的作用，除了大规模的注入机制。松弛团簇的冷却运行表现出拟能分布，在半径超过20年的幂律行为，和一个质子-热能比~ 1%。根据Hitomi的观测，在高度松弛的星系团的核心，我们发现低水平的气体运动。此外，在r / r_{200} <~ 0.1的范围内，晃动振荡周期的估算的团簇径向轮廓呈现出满足Fr ~ 0.1的相关弗劳德数。我们的研究结果表明，在集群核心ICM湍流接近分层各向异性制度，弱搅拌运动为主的重力浮力和强烈抑制沿径向方向。我们的结论是，湍流加热不能被认为是集团核心的主要热源。
2019-02-19 astro-ph.CO
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
Hubble Expansion Signature on Simulated Halo Density Profiles: A Path to Observing the Turnaround Radius
针对密度轮廓在理解宇宙暗能量成分上的局限性，本研究通过模拟晕的堆叠密度轮廓分析哈勃流过渡特征，提出利用与球对称坍缩模型的偏差识别 turnaround 半径，为星系团动力学研究提供新视角。
2024-12-16 astro-ph.CO
The phase-space of tailed radio galaxies in massive clusters
本研究基于81个星系团样本，利用VLA观测识别并分类了127个延展射电源，发现尾状射电星系的弯曲角度与撞击半径负相关，且NATs在相空间高速度低半径区域超量，揭示了冲压弯曲机制。
2025-05-22 astro-ph.CO
The cluster Abell 780: an optical view
Abell 780星团，更好地称为Hydra A星团，已经在X射线中进行了彻底的分析。然而，对其光学性质知之甚少。我们推导出星系光度函数（GLF）在这个明显放松的集群，并寻找可能的环境影响，通过比较GLF在不同地区，并通过在大尺度上看Abell 780周围的星系分布。我们的研究是基于ESO 2.2米望远镜和WFI相机在B和R波段获得的光学图像进行的，覆盖的总区域为67.22 × 32.94弧分^2，或4.235 × 2.075 Mpc ^2，星系团的红移为0.0539。在半径为500kpc的区域内，R带的GLF呈现出明亮部分宽而平坦，暗端平坦的双重结构，在20.25 <R <21.75区间内，可用指数α =-0.85 +-0.12的幂律拟合。如果我们把这个500 kpc半径的区域分成南北或东西两半，我们发现这些较小区域的GLF之间没有明显的区别。没有明显的大尺度结构是明显的5百万秒差距内从集群，根据星系红移和星等收集的NED数据库在一个更大的区域比我们的数据所涵盖的，这表明没有重大的物质在任何优惠的方向。然而，Serna-Gerbal方法揭示了27个星系的引力束缚结构，其中包括cD，以及14个星系的更强引力束缚结构。这些光学结果与以前从X射线分析中得出的Abell 780的整体弛豫结构一致。
2009-07-30 astro-ph.CO
The Three Hundred Project: Dynamical state of galaxy clusters and morphology from multi-wavelength synthetic maps
本文研究了三百计划中的$z\in[0,1.031]$中模拟的星系团的形态与动力学状态之间的联系。我们量化集群的动态状态，从理论上的措施，并比较这个组合参数，$χ$，从形态分类的结果的动态指标的组合。团簇样品的动力学状态表现出从动力学弛豫到混合和扰动的连续分布，在较低的红移处更丰富。动力学状态呈现出明显的半径依赖性，内部区域比郊区更放松。从多波长模拟观察的X射线，光学和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应图像的集群的形态，量化的$M$ -一个组合的六个参数的X射线和SZ地图和光学位置的Brilliant中央星系（BCG）和X射线/SZ质心之间的偏移。所有的形态学参数是高度相关的彼此，而它们显示出中等强的相关性与动力学参数$χ$。X射线或SZ峰受动力学状态的影响比质心小，这导致团簇密度峰的可靠示踪剂。污染的主要来源，从形态参数推断，在放松的集群部分，是由于动态混合集群。与仅考虑簇属性的一个方面（例如，仅成团或不对称）的单独参数相比，组合的形态学和动力学参数（$M$和$χ$）收集更多的信息，并提供对簇动力学状态的单个且更准确的估计。
2021-04-14 astro-ph.CO
A near-infrared morphological comparison of high-redshift submm and radio galaxies: massive star-forming discs vs relaxed spheroids
我们提出了深，高质量的K波段图像的完整子样本的强大的无线电和亚毫米星系在z=2。这些数据是在UKIRT和北双子座获得的最佳观测结果，积分时间按比例调整，以确保所有星系都达到可比的静止框架表面亮度水平。我们拟合了二维轴对称星系模型，以确定在静止坐标系光学波长> 4000埃，不同的光度，轴比，半光半径和Sersic指数的星系形态。我们发现，虽然一些图像显示了星系相互作用的证据，但所有星系中>95%的静止框架光学光都可以通过这些简单的模型得到很好的描述。我们还发现这两类星系在形态上有明显的差异;对单个图像和图像堆栈的拟合显示，射电星系中等大小（<r{1/2}>=8.4+-1.1kpc;中值r{1/2}=7.8），德沃库勒斯球状体（<n>= 4.07+-0.27;中位数n=3.87），而亚毫米星系似乎是中等致密的（<r{1/2}>=3.4 ± 0.3kpc;中位数r{1/2}=3.1kpc）指数盘（<n>=1.44 ± 0.16;中位数n=1.08）。我们发现，z=2的射电星系显示出一个定义良好的Kormendy关系，但，虽然比其他最近研究的高z大质量星系的人口，他们仍然是1.5倍小于当地的同行。亚毫米星系中星光的标度分布与分子气体的标度分布相当。它们的大小也与z>1.5的大质量静止星系相似。在恒星质量表面密度方面，大多数射电星系位于由局部椭圆星系定义的轨迹内…
2013-05-06 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
Where the world stands still: turnaround as a strong test of ΛCDM cosmology
我们对宇宙结构形成的直观理解在尺度足够小的情况下效果最好，这样束缚的，放松的引力系统不再调整它们的半径;足够大的情况下，空间和物质遵循宇宙的平均膨胀。然而，$Λ$ CDM宇宙学最可靠的预测之一是关于分隔这些极限的尺度：转向半径，这是距离束缚结构中心最远的非膨胀壳层。在$Λ$ CDM模型的框架内，对于给定的质量$M$，转向半径的最大可能值等于$(3GM/Λc^2)^{1/3}$，其中$G$是牛顿常数，$c$是光速，与宇宙纪元、暗物质的确切性质或重子效应无关。我们讨论了可能使用这种预测作为观测测试$Λ$ CDM宇宙学。
2014-09-05 astro-ph.CO gr-qc
Suzaku X-ray Observations of the Nearest Non-Cool Core Cluster, Antlia: Dynamically Young but with Remarkably Relaxed Outskirts
我们给出了最近的非冷核心星系团Antlia星系团（或星系团）的7个朱雀镶嵌观测结果（总计>200 ks），在其东部方向超出其度标维里半径。这个温度与许多其他星系团的尺度分布是一致的。它的压力遵循普遍的轮廓。其外围的密度斜率明显比最近的冷核心星团（室女座）陡峭，温度与Antlia相似，但比大质量星团的密度斜率要浅。熵一直增加到R_200，这与郊区重力加热机制预测的基线模型值一致。安特利亚在这个方向上相当放松。然而，~R_500内部的熵明显高于基线模型，这与许多其他附近的低质量星系团或星系群相似。封闭的气体质量分数不超过宇宙值1.3R_200。因此，没有证据表明显着的气体聚集，电子离子非均分，或偏离流体静力学平衡近似，建议解释的熵和气体分数异常发现在一些大质量的集群的郊区。我们还提出了气体分数（f_gas，200），熵（K_200）和温度（T_500）的标度关系，使用22组和集群在文献中发表的数据。在R_200处的封闭重子分数与宇宙值基本一致。K_200-T_500关系的幂律斜率为0.638+/-0.205。在R_200处的熵亏损不能完全由气体分数的偏差或偏差来解释。
2016-09-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Minor merger-induced cold fronts in Abell 2142 and RXJ1720.1+2638
我们提出的证据存在的“松弛出现”冷锋团Abell 2142和RXJ 1720.1 +2638的子结构。这些子结构的检测是可能的综合多目标光学光谱获得的Hectospec和深度成像多目标光谱仪仪器上的6.5米MMT和10米凯克II望远镜，分别。这些观测分别产生了956个和400个光谱确认的星团成员，其投影半径分别为Abell 2142和RXJ 1720.1 +2638的3Mpc。子结构表现为成员星系空间分布的局部峰值，也表现为局部速度子结构区域。对于Abell 2142和RXJ1720.1+2638，我们确定了组尺度的子结构，当考虑到冷锋的形态和时间，因为从冷锋半径估计的扰动物的近心通道，可能会扰动集群核心，并产生在钱德拉图像中观察到的冷锋。这里提出的结果是一致的冷锋合并活动的结果，并与冷锋在轻松出现集群是由于轻微的合并活动。
2011-09-26 astro-ph.CO
Fossil Groups Origins: I. RX J105453.3+552102 a very massive and relaxed system at z~0.5
对于化石群（FGs）的起源，最被接受的假设是它们是星系协，其中合并速度快而有效。这些系统在宇宙早期已经聚集了它们一半的质量，随后通过微小的合并而增长。它们可能包含了星系结构形成的化石记录。我们已经开始了一个项目，以表征大样本的FG。在本文中，我们提出了分析的化石系统RX J105453.3+552102。光学深度图像被用来研究最亮星系群的性质，并计算该星系群的光度光度函数。我们还进行了详细的动力学分析的基础上的红移数据的116个星系。该星系位于z=0.47处，具有很大的视向速度色散σ v ~1000 km/s。在动力学平衡的假设下，我们估计了M ~ 10^{15} h_{70} M_{\odot}的维里质量.在1.4 Mpc半径范围内没有发现任何子结构的证据。我们发现一个统计上显着偏离高斯的组成员的速度在最外部的区域的组。这可能表明星系群外部区域的径向轨道上存在星系。我们还发现测光光度函数是双峰的，表明缺少M_{r} ~ -19.5星系。最亮的星系团具有较低的Sersic参数（n~2）和较小的奇特速度。事实上，我们精确的测光显示，最亮和第二亮的星系之间的差异是1.9等的r波段，而经典的定义是基于2等的差距。我们的结论是，这个化石系统不遵循的经验定义的FGs。然而，它是一个巨大的、古老的和未受干扰的星系系统，自最初的坍缩以来，几乎没有L^{*}星系的进入。
2011-01-12 astro-ph.CO
Triaxiality in galaxy clusters: Mass versus Potential reconstructions
解释星系团的三轴形状将在即将到来的宇宙学调查中变得重要。我们表明，相比气体密度分布，集群引力势可以更好地表征一个简单的3D模型，是更强大的波动。在气体密度分布的扰动可以有一个实质性的影响，推导出的热力学性质，而集群的潜力是顺利的，以及近似的球体模型。我们使用了一个大型宇宙流体动力学模拟的85个星系团的统计样本来研究星系团的形状作为半径的函数。特别是，我们检查的形状等密度和等势壳和分析它是如何影响的组件的选择（气体与潜在的），子结构去除（气体密度）和计算域的定义（内部与壳）。我们发现，气体等密度线的方向和轴比是退化的子结构的存在和不稳定的波动。我们观察到，作为派生的集群形状取决于用于去除子结构的方法，从例如X射线发射率分布提取的热力学性质遭受这种额外的，往往被低估的偏见。与此相反，形状重建的潜力是在很大程度上不受这些因素和收敛到简单的几何模型，为放松和动态活跃的集群。星系团的势可以用简单的几何模型来更好地表示，并且对动态活跃和松弛的星系团都用低水平的系统学来重建，这一观察表明，通过用它们的势而不是它们的质量来表征星系团，动态活跃和松弛的星系团可以在宇宙学研究中结合起来，改善统计和降低散射。
2022-02-02 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
Multiwavelength Characterization of a Dynamically Relaxed Cool Core Galaxy Cluster at $z=1.5$
Rutgers University（罗格斯大学）；Stanford University（斯坦福大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology（卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）
通过多波长观测，发现红移1.5的冷核心星系团ACT-CL J0123.5$-$0428，其动态松弛状态和高金属度表明AGN反馈持续抑制恒星形成。
2026-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Indirect Measurements of Gas Velocities in Galaxy Clusters: Effects of Ellipticity and Cluster Dynamic State
在等待直接的速度测量的气体运动在热的团内介质，我们依靠间接的探针，包括气体扰动的星系团。利用Omega 500宇宙学模拟中不同动力学状态下的$\sim 80$团簇样本，研究了气体密度、$δρ/ρ$、压强、$δP/P$、X射线表面亮度、Sunyaev-Zeldovich（SZ）y参数和气体运动特征马赫数$M_{\rm 1d}$之间的标度关系.在松弛的簇中，考虑晕椭圆度在$r_{500c}$内将$δρ/ρ$或$δP/P$降低高达2倍。我们确认了一个强的线性相关性之间的$δρ/ρ$（或$δP/P$）和$M_{\rm 1d}$在放松集群，与比例系数$η\approx 1$。对于非松弛簇，相关性不太强，并且对于$δρ/ρ$（$δP/P$）具有较大的$η\approx 1.3\pm 0.5$（$1.5\pm0.5$）。$M_{\rm 1d}$与$δρ/ρ$的幂律标度检验表明，对于松弛的簇，它几乎是线性的，而对于非松弛的簇，它更接近于$δρ/ρ\propto M_{\rm 1d}^2$，支持非线性项和压缩模式的作用越来越大。与以前的研究一致，我们观察到$M_{\rm 1d}$与半径的强相关性。对这些相关性进行校正后，松弛（扰动）集群的$M_{\rm 1d}$中剩余分散度为$\sim 4 (7)$ %。流体静力学质量偏差与$M_{\rm 1d}$的相关性与松弛团簇中的$δρ/ρ$一样强。对导出的趋…
2022-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dynamics of the galactic component of Abell S1063 and MACS J1206.2$-$0847
本文利用 CLASH-VLT 数据研究 Abell S1063 和 MACS J1206.2$-$0847 两个星系团中成员星系的动力学，发现核心区存在系统性旋转、恒星质量分层和速度弥散各向异性，且观测结果与暴烈弛豫无碰撞系统的分布函数预测一致。
2023-06-11 astro-ph.CO
Analytical model for non-thermal pressure in galaxy clusters
团内气体的非热压力在数值模拟中被广泛发现，并被间接观测到。本文提出了一个弛豫团簇维里区团簇内非热压力的解析模型。我们写下来，并解决一阶微分方程描述的非热速度色散的演变。该方程基于从观测、数值模拟和湍流理论中获得的见解。的非热能的来源，在一个自相似的方式，通过合并和吸积的集群的质量增长，并消散的时间尺度所确定的周转时间的最大的湍流漩涡。我们的模型预测了一个径向分布的非热压力的放松集群。的非热分数增加半径，红移，和集群质量，与数值模拟一致。径向依赖性是由于耗散时间尺度随半径的快速增加，而质量和红移依赖性来自质量增长历史。结合我们的模型的非热分数与小松Seljak模型的总压，我们得到的热压力分布，并计算流体静力学质量偏差。我们发现$r_{500}$中包含的流体静力学质量通常有10%的偏倚。
2014-06-10 astro-ph.CO
Reconciling galaxy cluster shapes, measured by theorists vs observers
如果正确校准，星系团的形状可以用来研究许多物理过程：从恒星形成的反馈和淬火，到暗物质的性质。理论家经常使用模拟粒子的惯性矩来测量形状。相反，我们创建模拟（光学，X射线，强透镜和弱透镜）观测的二十二个最大的质量（$\sim10^{14.7}\,M_\odot$）松弛集群在BAHAMAS模拟。我们发现，可观察到的形状的措施是圆。即使将惯性矩投影到2D中并在匹配的半径下进行评估，它们也会高估椭圆率56%（与可观测的强透镜相比）和430%（与可观测的弱透镜相比）。因此，我们提出了匹配的数量和测试他们使用的八个放松星系团从{ \emph哈勃太空望远镜}和{ \emph钱德拉X射线天文台}的观测。我们还向社区发布了HST数据简化和透镜分析软件。在真实的团簇中，所有半径处的椭圆率和取向角都是强相关的。在模拟的星系团中，内部（$<r_{\mathrm{vir}}/20$）区域的椭圆率变得不耦合：例如，中央星系团星系的偏差更大。这可能表明来自活动星系核的反馈的过度有效的实施。未来利用团簇形状作为半径的函数将需要更好地理解核心重子过程。利用任何规模的形状都需要对模拟进行校准，一直延伸到模拟观测。
2020-11-03 astro-ph.CO
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
Full Lensing Analysis of Abell 1703: Comparison of Independent Lens-Modelling Techniques
用两种不同的强透镜技术对弛豫星系团Abell 1703的内部质量分布进行了分析。我们的参数化方法具有再现多组多个图像所需的精度，基于质量近似跟踪光的假设。我们测试这个假设与一个完全非参数，自适应网格方法，没有知识的星系分布。由于成员星系必须包括在设计用于搜索透镜图像的模型中，因此在精细尺度上可以看到方法之间的差异，但在较大尺度上，暗物质的一般分布非常一致，具有非常相似的径向质量分布。我们从深多色斯巴鲁成像中添加未稀释的弱透镜测量，以获得完全独立于模型的质量分布，直至维里半径及更远。在弱透镜和强透镜之间的重叠区域中发现一致性，并且完整的质量分布由浓度参数$c_{\rm vir}\simeq 7.15\pm0.5$（和$M_{vir}\simeq 1.22\pm0.15 \times 10^{15}M_{\odot}/h$）的NFW模型很好地描述。Abell 1703位于标准$c$ -$M$关系之上，该关系是为标准$Λ$ CDM模型预测的，类似于具有精确确定的基于透镜的轮廓的其他大质量弛豫星系团。
2010-09-06 astro-ph.CO
Estimate of the total mechanical feedback energy from galaxy cluster-centered black holes: implications for black hole evolution, cluster gas fraction and entropy
中心黑洞注入星系团中热气的总反馈能量可以通过比较观测到的星系团气体轮廓的势能与总质量相同的星系团中由引力坍缩产生的无辐射、无反馈的热气大气的势能来估计。来自以星系团为中心的黑洞的反馈能量使星系团气体膨胀，使气体与暗物质的质量比低于宇宙值。反馈能量是不必要的无线电发射喷流传递到遥远的气体远远超出冷却半径的冷却时间等于集群的寿命。对于质量为4-11 × 10^14 Msun的星系团，总反馈能量的估计值为1-3 × 10^63尔格，远远超过了通过观察星系团气体中的X射线空洞和激波所估计的反馈能量、超新星所获得的能量以及星系团气体通过辐射所损失的能量。时间平均的平均反馈光度与那些强大的类星体相当，这意味着这些能量中的一些重要部分可能来自黑洞的自旋。NFW团簇晕中无反馈气体气氛中的普遍熵分布可以通过将观察到的任何松弛团簇的气体熵分布乘以涉及气体分数分布的因子来恢复。虽然我们认为团簇中的反馈能量和相关质量流出远远超过停止冷却流入所需的能量，但冷却半径处的时间平均质量流出几乎完全平衡了在该半径内冷却的质量，这是关闭团簇冷却流的必要条件。
2011-06-22 astro-ph.CO
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
Ubiquity of density slope oscillations in the central regions of galaxy and cluster-sized systems
人们通常认为径向密度分布具有单调变化的对数斜率，例如NFW或Einasto分布。然而，在两种不同类别的常用系统中，情况往往并非如此。这些类表现出非单调的变化，在其密度分布的斜率，我们称之为振荡的简称。我们分别分析这两个不相关的类。第1类包括具有密度振荡的系统，并且通过其分布函数$f(E)$或微分能量分布$N(E)$来定义，例如等温球、King轮廓或DARKexp，这是一种理论上推导出的用于松弛无碰撞系统的模型。通过$f(E)$或$N(E)$定义的系统通常具有密度斜率振荡。1类系统振荡可以在小，中，或大半径，但我们专注于一组有限的1类系统，在中心区域，通常在$\log(r/r_{-2})\lesssim -2$，其中$r_{-2}$是最大的半径，其中$d\log(ρ)/d\log(r)=-2$振荡。我们发现，他们的$N(E)$的形状可以大致预测振荡的幅度。第二类系统是动力学演化的产物，由观测和模拟的星系和星系团以及纯暗物质晕组成。密度剖面斜率的振荡似乎普遍存在于2类系统的中心区域。我们认为，在这些系统中，斜率振荡是一个系统没有完全放松的迹象。我们表明，这些振荡可以通过对DARKexp的$N(E)$进行小的修改来再现。这些影响系统质量的一小部分，并且仅限于$\log(r/r_{-2})\lesssim 0$。这些修改的大小作为一个潜在的诊断量化系统是从放松多远。
2016-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantifying properties of ICM inhomogeneities
提出了一种新的方法来识别和表征模拟星系团中团内介质（ICM）的结构。该方法使用的气体性质，如密度和压力，我们证明是非常强大的气体不均匀性的存在下，中位数。特别是，我们表明，中值气体性质的径向分布是平滑的，并没有表现出大规模团块的位置波动的平均值和模式属性。结果表明，在给定的径向壳层中，气体性质的分布可以很好地用对数正态分布和尾部来描述。前者对应于一个近流体静力学的散装组件，占约99%的体积，而尾部对应于高密度的不均匀性。我们表明，这导致在一个简单而强大的分离的ICM的扩散和cloudspot组件。密度分布的半高宽随半径的增加而增加，从团簇中心的~0.15 dex变化到松弛团簇中2r_500处的~0.5 dex。松弛的集群之间的宽度的小分散表明，不均匀性的程度是一个强大的特征的ICM。这与后发座星系团中密度扰动的幅度基本一致。我们讨论了ICM密度变化的球壳的起源，并表明，不到20%的宽度可以归因于集群引力势的三轴性。作为一个链接到真正的集群的X射线观测，我们评估了ICM的聚集因子与高密度不均匀性。我们认为，这两种情况下代表的上限和下限偏离所观察到的X射线发射率的中值。我们发现，典型值的凝聚因子在松散的集团的体成分的变化从~1.1-1.2在r_500到~1.3-1.4在r_200，在广泛的协议与最近的观察。
2012-10-24 astro-ph.CO 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
Mass and Concentration estimates from Weak and Strong Gravitational Lensing: a Systematic Study
我们研究如何以及晕属性的星系团，如质量和浓度，恢复使用透镜数据。为了生成大量不同红移的系统样本，我们使用代码MOKA。我们测量晕的质量和浓度，单独使用弱透镜数据（WL），拟合NFW配置文件的减少切向剪切配置文件，或通过结合弱和强透镜数据，通过添加有关爱因斯坦半径（WL+SL）的大小的信息。对于不同的红移，我们测量了质量和浓度的偏差，发现这主要是由晕椭球相对于视线的随机取向引起的。由于我们的模拟帐户的存在下，一个明亮的中央星系，我们进行质量和浓度的测量使用广义NFW配置文件，允许一个自由的内部斜坡。这减少了质量和浓度偏差。我们讨论了如何质量函数和浓度质量关系的变化时，使用WL和WL+SL估计。我们研究了选择效应如何影响测得的浓度-质量关系，表明强透镜群在固定质量下可能具有比平均值高20-30%的浓度，还考虑了强透镜选择的松弛集群样品的特定情况。最后，我们注意到，选择一个放松的星系团的样本，在一些集群调查中所做的，解释了浓度质量关系的偏差。
2014-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Symphony: Cosmological Zoom-in Simulation Suites over Four Decades of Host Halo Mass
我们目前的交响乐，汇编$262$宇宙学，冷暗物质放大模拟跨越四十年的主机晕质量，从$10^{11}$ $-$ $10^{15}~M_{\mathrm{\odot}}$。这个汇编包括三个现有的模拟套件在集群和银河系$-$质量尺度，和两个新的套件：$39$大麦哲伦云质量（$10^{11}~M_{\mathrm{\odot}}$）和$49$强透镜模拟（$10^{13}~M_{\mathrm{\odot}}$）集团质量主机。在整个主机晕质量范围内，在这些模拟中的最高分辨率区域解决了与$\approx 3\times 10^{-7}$倍的主机维里质量和普卢默等效引力软化长度$\approx 9\times 10^{-4}$倍的主机维里半径，平均暗物质粒子质量。我们测量subhalo丰度和主机浓度，形成时间和最大subhalo质量，所有这些峰值在银河系主机晕质量尺度之间的相关性。次晕丰度是$\approx 50\%$更高的集群比低质量的主机在固定的子-主机晕质量比。次晕的径向分布是近似自相似的主机质量的函数，并不集中比主机的底层暗物质分布。我们比较我们的结果的半解析模型$\mathrm{\texttt{Galacticus}}$，它预测subhalo质量函数具有较高的归一化在低质量端和径向分布，比交响乐稍微集中。我们使用$\mathrm{\texttt{UniverseMachine}}$模型…
2023-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
AGNs in massive galaxy clusters: Role of galaxy merging, infalling groups, cluster mass, and dynamical state
基于LoCuSS巡天19个大质量星系团样本，研究发现活动星系核比例在星系团中心显著低于外围，且弛豫星系团外围存在2σ水平的X射线活动星系核超出，表明触发机制在中心与外围可能不同。
2024-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
