Keeping the Universe ionised: photoheating and the high-redshift clumping factor of the intergalactic gas
维持星系际氢离子化所需的临界恒星形成率密度，主要取决于星系际介质（IGM）中再结合的平均速率。这个速率与聚集因子C = <rho_b^2> / avg（rho_b）^2成正比，其中rho_b和avg（rho_b）分别是局域和宇宙平均重子密度，括号< >表示IGM中重组气体的空间平均值。我们进行了一套宇宙学的光滑粒子流体动力学模拟，包括辐射冷却计算的体积加权聚集因子的IGM在红移z >= 6。我们调查的光电离加热均匀的紫外线背景的影响，并发现，光加热强烈地降低了成团因子的增加压力支持平滑小规模的密度波动。即使是我们对聚集因子C = 6的最保守估计，也比通常用于确定恒星形成星系保持z=6 IGM电离能力的聚集因子小五倍。我们的结果意味着，在z = 6时观测到的恒星形成星系的数量可能足以使IGM保持电离状态，前提是IGM在z >~ 9时被再加热，并且逃离恒星形成区域电离IGM的电离光子的比例大于0.25。
2009-12-21 astro-ph.CO
Entropy Flattening, Gas Clumping and Turbulence in Galaxy Clusters
一些物理过程和形成事件，预计在集群的外围，一个广大的地区，到目前为止，基本上没有覆盖的观测。最近的朱雀（X射线）和普朗克（Sunayev-Zeldovich效应）观测到的维里半径在这些外围区域突出了一个相当急剧下降的团内气体温度，与理论预期的幂律增加相反的熵平坦化，甚至在一些松弛的星系团中流体静力平衡的破坏，从几个CMB实验测量的宇宙值以上的导出气体质量分数，总X射线质量低于弱透镜质量测定值。在这里，我们提出了四个集群（A1795，A2029，A2204和A133）的超级模型，其中包括一个非热的压力分量，由于湍流，以维持流体静力平衡，也在集群的郊区的分析。通过这种方式，我们获得了总X射线质量和气体质量分数的正确测定;这反过来又允许确定气体聚集的水平，这可能会影响朱雀观测报告的熵分布的形状。我们的结论是，气体聚集的作用是非常边际和观察到的熵平坦化是由于在集群外围的非引力效应所造成的温度的快速递减。此外，我们表明，从ROSAT和普朗克数据的X射线/SZ联合分析，在最近的一些调查中进行的，是不足以区分幂律增加和平坦的熵。
2014-01-14 astro-ph.CO
Non-parametric method for measuring gas inhomogeneities from X-ray observations of galaxy clusters
本文提出了一种非参数方法，利用星系团的X射线观测测量团内介质（ICM）的不均匀性。模拟钱德拉X射线观测的模拟集群分析，我们表明，我们的新方法能够准确恢复的三维气体密度和气体聚集因子的配置文件到大半径的星系团。然后，我们将这种方法应用到钱德拉X射线观测的阿贝尔1835和目前的第一个确定的气体聚团因子的X射线集群数据。我们发现Abell 1835中的气体聚集因子随半径的增加而增加，当r= R_{200}时，聚集因子达到~2-3。这与流体动力学模拟的预测非常一致，但它显着低于最近朱雀观测推断的值。我们进一步表明，径向增加的气体聚集因子导致平坦化的ICM导出的熵分布，并影响集群气体结构的物理解释，特别是在大集群中心半径。我们的新技术有助于利用钱德拉和XMM-牛顿X射线空间望远镜提供的丰富数据集，从而有助于提高我们对星系团结构的理解，并促进将星系团用作宇宙学探测器。
2013-09-16 astro-ph.CO
Topology of Reionisation times: concepts, measurements and comparisons to gaussian random field predictions
本文研究EoR再电离时间场的拓扑统计，利用EMMA和21cmFAST模拟测量并与GRF理论预测比较，发现该场近似高斯，仅末期电离前沿引入微弱非高斯性。
2023-02-22 astro-ph.CO
Magnetising the Cosmic Web during Reionisation
证据一再表明，宇宙片，细丝和空隙今天可能被大量磁化。然而，星系际介质中磁场的起源目前还不确定。我们讨论了一个磁机制的基础上交换的动量硬光子和电子之间的非均匀星系际介质。在再电离时期，在电离源附近操作，它能够在与电离源之间的距离相当的尺度上产生相关强度的磁种子。此外，当考虑到所有电离源的贡献和气体不均匀性的分布时，在再电离结束时，它会导致一个磁化水平，该磁化水平可以解释宇宙网络中当前的磁场强度。
2018-11-22 astro-ph.CO
The impact of inhomogeneous subgrid clumping on cosmic reionization II: modelling stochasticity
小尺度的密度波动可以显著影响再电离，但通常模型相当粗糙。数值模拟和分析计算中未解决的波动包括使用气体聚集因子，通常假设为独立于当地环境。在论文I中，我们提出了一个改进的，局部密度相关的亚网格气体聚集模型。在这里，我们使用经验随机模型的基础上，从高分辨率的数值模拟，完全解决所有相关的波动的结果。我们的模型再现以及平均密度成团关系和它的分散。我们应用我们的随机模型，以及平均聚团和论文I确定性模型，创建一个大体积实现的聚团场，并使用这些宇宙再电离的辐射转移模拟。我们的研究结果表明，简单化的平均聚集模型延迟再电离相比，当地的密度依赖模型，尽管产生较少的重组整体。这是由于聚集的空间分布非常不同，导致在后一种情况下光电离率高得多。平均聚集模型在大部分再电离过程中产生较小的HII区域，但这些区域在后期渗透得更快。它还导致21 cm波动峰值的显著延迟，并在PDF分布中产生较低的非高斯性和更少的亮像素。随机密度依赖模型显示出与确定性模型相对较小的差异，主要集中在重叠周围，在那里它显着抑制21 cm波动，以及在21 cm PDF的明亮尾部，在那里它产生明显更明亮的像素。
2021-05-05 astro-ph.CO
Recombination Clumping Factor of Physically Defined Intergalactic Medium at the Epoch of Reionization
Zhejiang University（浙江大学）；The University of Osaka（大阪大学）
研究再电离时期IGM的复合聚集因子\(C\)，基于电离光子有效透射因子给出新定义，用\textsc{Gamer - 2}代码模拟，发现新定义的\(C\)与传统值相当且对多因素鲁棒，超新星反馈在特定尺度影响再电离但不显著改变全局\(C\)。
2026-07-23 astro-ph.CO
Gas clumping in the outskirts of the Virgo cluster
对室女星系团外围的ICM和朱雀星系团的观测发现，北向的气体质量分数明显高于预期水平，这表明在这个方向上可能存在非常高水平的小尺度气体聚集。在这里，我们探讨了XMM牛顿数据在Virgo的郊区，将其划分为Voronoi细分，以分离散装ICM组件从成块的ICM组件。作为最近的星系团，室女座的大角度范围允许镶嵌的空间尺度比在中等红移的星系团上使用相同的技术所实现的要小得多，使我们能够探测尺度低至5 $\times$ 5 kpc的气体聚集。我们发现，北部郊区的气体聚集的水平相对温和，（$\sqrt{C} < 1.1$），这表明我们的点源检测程序可能已经排除了一个显着的部分团块。虽然对成团进行校正使$r_{200}$处的气体质量分数与通用气体质量分数一致，但$r_{200}$以外的值仍明显高于通用气体质量分数。这可能表明北部郊区的非热压力支持是重要的，我们发现一个非在$r_{200}$外部总压力的20%的水平上的热压力支持可以解释向北的高气体质量分数，这与从模拟中预期的范围一致。
2021-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the gas clumping in Abell 133
本文继续一系列，我们开发了一个非参数的方法来测量气体分布的不均匀性，从X射线观测的星系团。在这项工作中，我们将我们的方法应用到钱德拉X射线观测的Abell 133，并提出了确定的气体聚集因子的X射线团簇数据。我们发现Abell 133中的气体聚集因子随半径增加而增加，在$0.9\,R_{200}$处达到$\sim 2-3$。这与流体动力学模拟的预测和我们以前的确定是一致的。然后，我们观察到一个总体趋势，陡峭的径向轮廓的聚集校正的气体密度超过$0.3\, R_{200}$，与对数斜率的$\sim 2.6$在$0.9\,R_{200}$。与模拟相比，观测到的密度分布似乎更平坦，但与以前的观测结果一致。此外，我们观察到，测量的温度随着半径向A133的外围稳步下降，而熵随着半径单调增加，在外部体积中逐渐变平。相对于纯引力坍缩的理论预测，这里给出的结果指向中心区域的熵过剩，它延伸到大半径。这些结果表明，气体的不均匀性，应妥善处理时，解释X射线测量的信封星系团。最后，我们讨论了亮度分布如何保持记录的大尺度结构形成的情况下，提供了一个快照的“熔炉”的维里化区域。
2013-10-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Properties of gas clumps and gas clumping factor in the intra cluster medium
气体物质在星系团内部的空间分布并不完全平滑，但可能存在与子结构相关的气体团块。这些过密气体子结构通常是X射线观测对高密度气体的未分辨偏差的来源，但它们明亮的光度峰值可能是ICM内的分辨来源，深X射线曝光可能（已经）能够检测到。在本文中，我们的目的是调查这两个功能，使用一组高分辨率的宇宙学模拟ENZO。首先，我们监测未解决的气体聚集的偏见可能会产生不正确的估计的全球集群参数和影响测量的重子分数的X射线观测。我们发现，基于X射线观测的径向窄条，很难恢复到真正的重子分数优于10 - 20%的不确定性。其次，我们研究了在附近宇宙（z<=0.3）中观测明亮X射线团的可能性。我们为几种仪器（XMM，朱雀和ROSAT）制作了简单的模拟X射线观测，并提取了可能可检测到的明亮团块的统计数据。模拟预测的一些最亮的团块可能已经在具有大视场的X射线图像中被检测到了。然而，它们的小投影尺寸使得仅基于X射线形态难以证明它们的存在。预热、活动星系核反馈和宇宙射线对气体团统计性质的影响很小。
2012-11-07 astro-ph.CO astro-ph.IM
The Lyman-limit photon mean free path at the end of late reionisation in the Sherwood-Relics simulations
本研究利用Sherwood-Relics模拟发现晚期再电离结束时的Lyman极限光子平均自由程与观测一致，并揭示了电离气泡在z>10星系可见度中的关键作用。
2024-08-28 astro-ph.CO
The escape of ionising radiation from high-redshift dwarf galaxies
高红移星系的紫外逃逸分数在宇宙再电离模型中起着关键作用。由于目前无法从观测中推断出再电离时期的逃逸分数，我们必须依靠数值模拟。我们的目标是更好地限制高红移矮星系的逃逸分数，因为这些是最有可能导致宇宙再电离的来源。我们采用了N体/SPH方法，其中包括现实的处方的物理过程，是重要的矮星系的演化。这些模型与辐射转移后处理，以确定电离辐射的逃逸分数。我们进行了参数研究，以评估的影响的自旋参数，气体分数和形成红移的星系和研究的重要性，数值参数的分辨率，源分布和本地气体清除。我们发现，从高红移矮星系，已形成一个旋转支撑盘之间的紫外逃逸分数1 e-5和0.1。星系的质量和角动量是决定逃逸分数的最重要的参数。我们比较我们的结果与以前的工作，并讨论我们的模型的不确定性。我们发现高红移矮星系的低逃逸分数是由它们的高恒星含量平衡的，导致恒星的效率参数仅略低于再电离的半解析模型所发现的值。因此，我们得出结论，矮星系在宇宙再电离中发挥了重要作用，也在最初的星爆阶段，当气体已解决成一个磁盘。
2011-04-18 astro-ph.CO
Gas clumping in galaxy clusters
星系团气体密度分布的重建通常是通过假设星系团是球对称的，并对观测到的X射线辐射在圆环中进行平均来实现的。在非常不均匀和不对称的气体分布的情况下，由于X射线发射率的$n^2$依赖性，该方法已被证明在数值模拟中返回有偏差的结果。我们提出了一种方法来恢复真实的密度分布在存在的不均匀性，基于同心环中的表面亮度的方位角中位数的推导。我们用数值模拟证明了这种方法的性能，并将其应用于ROSAT/PSPC观测到的红移范围为0.04-0.2的31个星系团的样本。通过比较平均值和中位数恢复的聚集因子是温和的，并且显示出随半径增加偏倚的轻微趋势。对于$R<R_{500}$，我们测量了一个聚集因子$\sqrt{C}<1.1$，这表明在这个径向范围内测量的热力学性质和流体静力学质量只受到这种效应的轻微影响。将我们的结果与三组流体动力学数值模拟进行比较，我们发现，非辐射模拟显着高估了ICM中的不均匀性水平，而包括冷却，恒星形成和AGN反馈的运行密切再现了观察到的趋势。我们的研究结果表明，大多数的吸积的X射线发射气体发生在扩散，大规模的吸积模式，而不是在紧凑的结构。
2014-12-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
Clumping factors of HII, HeII and HeIII
估算一个区域的星系际介质电离水平需要对宇宙中较大代表体积的再电离过程进行适当的处理。的聚集因子，一个参数，占未解决的，小规模的结构的重组的效果，帮助实现所需的精度，即使在低空间分辨率的模拟再电离的历史。在本文中，我们研究了第一次红移的演变不同的电离物种的H和He在一个小的，但非常高分辨率的再电离过程的模拟。我们调查的价值和红移演化的聚团因子对它们的定义，电离水平的气体，网格分辨率，盒子大小和平均无量纲密度的模拟。
2014-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy group NGC2563
我们提出了一个$Chandra$的星系群NCG 2563的热群内介质（hIGM）的研究。$Chandra$镶嵌观测，总曝光时间约为430 ks，允许检测超过$R_{200}$的气体密度和高达0.75 $R_{200}$的气体温度。这是第一次对贫困群体的物理性质进行观测测量，而不是$R_{500}$。通过利用$Chandra$的精细空间分辨率，能够从点源和子结构去除不相关的发射，我们能够径向约束气体的不均匀性（“团块”），气体分数，温度和熵分布。虽然在测量中有一些不确定性，我们发现的气体聚集在维里化区域的证据，在$R_{200}$的聚集因子约为2 - 3。气体团簇校正的气体分数是显着低于宇宙学重子预算。这些结果可能表明气体的不均匀性对流体动力学数值模拟的预测有更大的影响，我们讨论了我们的研究结果的可能解释。
2017-05-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Clumping and the Interpretation of kpc-Scale Maps of the Interstellar Medium: Smooth HI and Clumpy, Variable H2 Surface Density
许多最近的模型考虑了单个星际介质（ISM）云的结构，作为解释大部分星系观测的一种方式。为了将这些模型与观测结果进行比较，必须了解如何在大尺度（~kpc）上平均观测到的表面密度与模型处理的单个云尺度（~pc尺度）上的表面密度之间进行转换。我们定义了一个“聚集因子”，它将这种转换捕获为质量加权表面密度（通常是物理感兴趣的量）与观察到的面积加权表面密度的比率。我们使用高空间分辨率（次千秒差距）的地图CO和HI发射附近的星系来测量原子和分子气体的聚集因子。分子和原子ISM表现出明显不同的聚集程度。因此，在~kpc分辨率下测得的H2/HI比值不能简单地解释为云尺度的表面密度比。HI发射看起来非常平滑，聚集因子仅为~1.3。基于可用的稀缺和异质高分辨率数据，CO排放更加聚集，具有广泛可变的聚集因子，对于我们的异质数据，中值约为7。我们的测量并没有提供证据证明分子气体的普遍质量加权表面密度，但也不能最终排除这种情况。我们建议，一个更复杂的治疗分子ISM结构，一个通知高空间分辨率CO地图，需要将云尺度模型的星系kpc尺度的观测。
2013-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Predicament of Absorption-dominated Reionization II: Observational Estimate of the Clumping Factor at the End of Reionization
本研究通过电离平衡建立成团因子与平均自由程的关联，测得z=5-6处成团因子远高于传统假设，提升了高红移星系的电离光子需求，或能调和再电离历史与JWST的观测结果。
2024-07-11 astro-ph.CO
Direct Numerical Simulation of Reionization II: Recombinations, Clumping Factors, and the Photon Budget for Reionization
在这第一个几个应用程序的文件，我们调查的机制，从恒星源在高Z星系的再电离，估计在IGM的重组时间的各种聚集因子的效用，和光子预算需要实现再电离。我们测试的准确性的静态和时间依赖模型的Madau等人。再电离完成/维护的预测。我们在一个20 Mpc的共动立方体中模拟了一个WMAP 7 LCDM宇宙模型，该模型包含800^3个均匀流体单元和暗物质粒子。通过调整我们的恒星形成近似匹配观测到的恒星形成率密度和光度函数，我们创造了一个完全耦合的辐射氢实现H再电离，开始在z~10，并在z~5.8完成。我们发现，大约2个电离光子每个H原子需要转换中性IGM到一个高度电离的状态，这支持的“光子饥饿”的情况下讨论的博尔顿和Haehnelt。再电离过程中导致这个数字的事件通常可以被描述为由内而外，但实际上，这种叙述取决于人们认为电离的气体的电离水平。我们发现，Madau等人推导的维持IGM电离状态所需的紫外光子产生率dN/dt_ion（z）的公式不应该用来预测再电离完成的时间，因为它忽略了全局电离平衡中不可忽略的历史依赖项。我们发现，电离体积分数QHII的时间依赖模型是更好的预测，但高估了红移的再电离完成的delta_z~1。我们提出了一个修改后的公式的时间依赖模型，同意我们的模拟O（1%）。最后，我们使用我们的模拟来估计全球紫外线逃逸分数，由于环星系气体解决我们的网格为<f_esc>~0.7。
2013-11-09 astro-ph.CO
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 impact of inhomogeneous subgrid clumping on cosmic reionization
宇宙再电离是由早期电离辐射源和汇之间的不平衡驱动的，两者都由小尺度结构主导，因此通常在宇宙学再电离模拟中通过亚网格模型处理。星系际氢的复合率通常由一个次网格聚集因子${\left<n^2\right>/\left<n\right>^2}$来提高，该因子在低于粗粒模拟网格间距的尺度上校正了气体密度${n}$中未解决的波动。我们详细研究了这种不均匀的次网格聚集对再电离及其观测量的影响，如下：（1）以前的尝试通常低估了聚集因子，因为质量分辨率不足。我们进行了高分辨率的$N$体模拟，解决了晕下降到预再电离牛仔裤质量，推导出随时间变化的，空间变化的局部聚集因子和拟合公式，其相关性与局部超密度。(2)然后，我们执行一个大规模的$N$体和辐射转移模拟，占这种不均匀的次网格聚集，通过应用这种聚集因子-密度相关。增强复合会显着减缓电离区域的扩展，从而延迟再电离的完成，并在再电离的后期阶段大范围抑制21厘米功率谱。(3)我们还考虑了一个简化的处方，其中全球平均，时间演变成团因子从相同的高分辨率$N$体模拟均匀地应用于所有细胞的再电离模拟，而不是。用该模型计算的观测值与非均匀聚集模型的观测值相当吻合，例如预测21 cm功率谱的误差在20%以内，这表明它可能是一个有用的近似值。
2019-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The growth of the galaxy cluster Abell 85: mergers, shocks, stripping and seeding of clumping
我们提出的结果深钱德拉，XMM-牛顿和朱雀观测附近的星系团阿贝尔85，这是目前正在进行至少两个合并，此外还显示了气体晃动的证据，延伸到r ~ 600千秒差距。其中一个在主星团中心的南面，有一个密集的X射线明亮的冷核心和一个向东南延伸的尾部。在200 kpc的长度上，这个尾巴的北部边缘是非常平滑和尖锐的（比环境气体的库仑平均自由程窄），而朝向西南方向，尾巴的边界是模糊和弯曲的，表明这两个边缘之间的等离子体输运性质的差异。尾部的热力学结构强烈支持整体向西北方向运动。我们提出，晃动引起的切向，环境，相干气流是弯曲的尾巴向东。这个子星系团中最明亮的星系位于致密核心的前缘，并被剥离气体的尾部所跟踪，这表明子星系团的冷核心在达到目前半径r ~ 500 kpc时几乎完全被摧毁。的表面亮度过剩，可能与气体剥离从下落的南部子集群，向东南方向延伸到至少r_500的主集群，表明剥离下落的子集群可能种子气体的不均匀性。第二个合并的子星系团似乎是一个弥漫的非冷核心系统。它的合并可能是超音速的，马赫数约为1.4。
2015-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
On the general nature of 21cm-Lyman-$α$ emitters cross-correlations during reionisation
本文推导21厘米-LAE交叉相关解析表达式并结合Astraeus和21cmFAST模拟，揭示再电离历史、拓扑和模拟体积对交叉相关函数的影响，为未来SKA与LAE观测提供检验和拟合工具。
2023-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Escaping the maze: a statistical sub-grid model for cloud-scale density structures in the interstellar medium
星际介质（ISM）是一种湍流的、高度结构化的多相介质。对星系盘形成的最先进的宇宙学模拟通常缺乏准确解析这些多相结构的分辨率。然而，小尺度密度结构在ISM的生命周期中起着重要的作用，并决定了冷致密气体的比例，恒星形成的数量以及来自云嵌入源的辐射和动量泄漏量。在这里，我们推导出一个$statistical\, model$来计算未解决的小尺度ISM密度结构从粗粒度，体积平均的数量，如$gas\, clumping\, factor$，$\mathcal{C}$，和平均密度$\left<ρ\right>_V$。假设大尺度ISM的密度是统计各向同性的，我们推导出三维聚团因子$\mathcal{C}_ρ$和云表面$4π$柱密度分布的聚团因子$\mathcal{C}_Σ$之间的关系，并找到$\mathcal{C}_Σ=\mathcal{C}_ρ^{2/3}$。应用我们的模型来计算覆盖率，即，通过对星际气体云内源周围光学厚视线的$4π$天空分布的研究，我们证明了在固定的物理ISM密度下，小尺度密度结构会导致显著的差异。我们的模型预测，气体结块增加覆盖率高达30%，在低ISM密度相比，一个均匀的介质。另一方面，在较大的ISM密度，气体结块抑制覆盖分数，并导致散射增加，覆盖分数可以跨越范围从20%到100%，在固定的ISM密度。所有数据和示例代码都可以在GitHub上公开获得。
2022-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.comp-ph
The gas distribution in the outer regions of galaxy clusters
本文分析了31个星系团的局部（z = 0.04 - 0.2）样品，目的是测量星系团外围的X射线发射气体密度。我们比较我们的结果与数值模拟设置的方位角对称性和气体聚集在星系团的外部区域的约束。我们利用ROSAT/PSPC的大视场和低仪器背景来追踪团内气体的密度到维里半径。我们进行了堆叠的密度分布，以检测超过r200的信号，并测量集群郊区的典型密度和散射。我们还计算了方位角散射的配置文件相对于平均值，寻找偏离球面对称。最后，我们比较我们的平均密度和散射剖面的数值模拟的结果。与最近的一些朱雀结果相反，并证实了ROSAT和钱德拉以前的证据，我们观察到超过\sim r500的密度分布变陡。比较我们的密度分布与模拟，我们发现，非辐射运行预测太陡的密度分布，而运行包括额外的物理和/或治疗气体结块更好地与观察到的气体分布。我们首次报告了超出\sim 0.3 r200的冷核心和非冷核心集群之间系统差异的高置信度检测，我们通过两个类别中气体的不同分布来解释这一点。在\sim r500之外，星系团明显偏离球对称，在松弛和扰动系统之间只有很小的差异。我们发现观察到的和预测的散射轮廓之间的良好的协议，但只有当1%的dennium团块被过滤掉的模拟。[删节]
2015-10-07 astro-ph.CO
The SRG/eROSITA All-Sky Survey: View of the Virgo Cluster
本研究利用SRG/eROSITA全天巡天数据分析了室女座星系团及其外围，测量了气体团块、冷锋范围和位力气体质量，并在M49西南方向探测到可能与吸积激波或湍流再加速有关的延展辐射。
2024-09-27 astro-ph.CO
Pressure of the hot gas in simulations of galaxy clusters
我们分析了径向压力分布，ICM聚集因子和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）的标度关系的一个样本的模拟星系团和集团确定在一组流体动力学模拟的基础上更新版本的TreePM-SPH GADGET-3代码。三组不同的模拟进行：第一个假设非辐射物理，其他的包括，除其他过程外，活动星系核和/或恒星反馈。我们的结果作为红移，ICM物理，集团质量和集团冷核或动力学状态的函数进行了分析。在一般情况下，我们的样品组和集群的平均压力分布与X射线和SZ观测显示出良好的一致性。模拟的冷核（CC）和非冷核（NCC）集群也表现出良好的匹配与真实数据。在所有情况下，我们得到一个小的（如果有的话）红移演化的压力分布的大规模集群，至少回到z=1。我们发现气体密度和压力的聚集度随着离团中心的距离和动力学活动的增加而增加。在我们的模拟中包含活动星系核反馈产生的气体聚集值（$\sqrt C_ρ\sim 1.2$在$R_{200}$）与最近的观测估计吻合得很好。模拟得到的$Y_{SZ}-M$标度关系与几个观测样本符合得很好，特别是对于大质量星系团。至于这些关系的分散，我们得到了一个明确的集群动力学状态的依赖，而这种区别是不那么明显时，在CC和NCC集群的子样本。
2016-12-21 astro-ph.CO
Probing the Outskirts of the Early Stage Galaxy Cluster Merger A1750
我们目前的结果，从最近的朱雀和钱德拉X射线，和MMT光学观测的强烈合并的“双集群”A1750的维里半径，无论是沿着和垂直于一个假定的大尺度结构丝。以前对单个星系团的一些研究已经发现了ICM熵分布在大星系团半径处变平的证据，与基于分层团簇形成的纯引力模型的自相似预测相比，气体分数高于平均宇宙值。减弱的吸积激波和未解决的冷气体团的存在下，这两个预计与大尺度结构细丝，已被调用来解释这些结果。在A1750的外围，我们发现熵分布与自相似的预期是一致的，气体分数与平均宇宙值是一致的，无论是沿着和垂直于假定的大尺度灯丝。因此，我们在A1750的外围没有发现气体聚集的证据，无论是在哪个方向。这可能表明，在较低温度（kT~4keV），质量较小的系统中，气体聚集不太常见，这与一些（但不是所有）以前对低质量星系团和集团的研究一致。因此，团簇质量可能比动力学状态在气体聚集中起更重要的作用。最后，我们发现的证据扩散，冷（<1千电子伏）气体在大集群半径（R200）沿灯丝，这是符合预期的属性的密度，热相的WHIM。
2016-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Efficient Reionization in a Large Hydrodynamic Galaxy Formation Simulation
本文提出Astrid-ES再模拟，通过在Astrid星系形成模拟中引入即时excursion-set再电离算法，在不显著增加计算成本的前提下获得更准确的再电离历史，并揭示了电离区域与星系的相关性及21cm功率谱的大尺度功率增强。
2023-08-08 astro-ph.CO
Higher-order methods of radiative transfer in simulations of the epoch of reionisation: Pn versus M1
Observatoire Astronomique de Strasbourg, Universite de Strasbourg, CNRS UMR 7550（斯特拉斯堡天文台，斯特拉斯堡大学）；Institut de Recherche Mathématique Avancée (IRMA), University of Strasbourg（斯特拉斯堡大学高等数学研究所）；Direction du Numérique - Pôle CESAR, University of Strasbourg（斯特拉斯堡大学数字事务处-CESAR中心）
本研究比较了Pn与M1在天体物理模拟中的表现，发现高阶Pn能纠正M1的缺陷，并揭示了M1的'暗莫雷拉'现象。
2026-08-25 astro-ph.CO
Investigating the turbulent hot gas in X-COP galaxy clusters
本研究提出一种基于模拟推断的贝叶斯方法，通过分析X-COP星系团样本的X射线表面亮度涨落约束湍流功率谱，发现密度涨落归一化与多种形态参数相关，谱指数符合Kolmogorov级联，并据此推导了非热压力剖面。
2023-03-27 astro-ph.CO
First Light and Reionisation Epoch Simulations (FLARES) XVII: Learning the galaxy-halo connection at high redshifts
本研究利用FLARES高分辨率缩放模拟，采用极端随机树建模高红移星系-子暗晕关系，通过事后添加噪声还原星系性质分布，且模型在低分辨率下性能下降小，可应用于大型纯暗物质模拟。
2024-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving the Assembly of Disk Galaxies from the Epoch of Reionisation to Cosmic Noon
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理与天文学研究学院）；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF)（意大利国家天体物理研究所）；Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天体物理研究所）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所DARK中心）
本研究指出当前对z>2盘星系的高分辨率观测仅覆盖大质量高恒星形成率星系，提出下一代设施ALMA2040可将灵敏度提升10倍，实现对低质量盘星系前身的高分辨率统计研究，推动对星系盘形成演化的认知。
2026-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
A high coverage view of the thermodynamics and metal abundance in the outskirts of the nearby galaxy cluster Abell 2199
我们提出了一个联合朱雀和XMM-牛顿分析的郊区附近的星系团阿贝尔2199，附近的星系团被观察到接近完整的方位角覆盖朱雀。使用XMM-牛顿观测来校正气体聚集的影响，我们发现，在郊区的方位平均熵分布遵循幂律，斜率为$1.20 \pm 0.23$，统计上与纯引力等级结构形成的非辐射模拟预测的斜率为1.1一致。然而，当被分成10个扇区时，熵显示出显著的方位角变化，其中一些扇区位于基线水平以下。方位平均气体质量分数与宇宙平均重子分数一致。在外围的金属丰度被认为是一致的，是均匀的，在所有方向上，它有一个平均值为$0.29_{-0.03}^{+0.03}\,Z_{\odot}$，与气体吸积到集群被预先富集金属一致。
2020-07-27 astro-ph.CO
