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
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
Evidence of a link between the evolution of clusters and their AGN fraction
本文讨论了Subaru-XMM深场（SXDF）中四个星系团在z ~ 1处的光学性质、X射线探测和活动星系核（AGN）布居。速度分布和合理的扩展X射线探测检查，以及与集群相关的X射线点源和射电源的数量。我们发现，出现维里化，并有一个扩展的X射线探测的两个集群包含很少，如果有的话，活动星系核，而两个预维里化集群有一个大的活动星系核人口。这证明了活动星系核在星系团中的比例与星系团的演化阶段有关。在预维里化的星系团中，X射线活动星系核的数量与密度约为200倍的超密度是一致的;射电活动星系核似乎以高出3到6倍的密度聚集在一起。X射线源和射电源的K波段亮度中值分别为L_K = 1.7 +/-0.7 L* 和L_K = 2.3 +/-0.1 L*，这支持了活动星系核是由低内部速度分布的星系群相互作用和合并事件触发的理论，这些星系群构成了星系团在维里化前演化阶段的环境。
2009-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The virial mass distribution of ultra-diffuse galaxies in clusters and groups
利用星系团和星系群中超弥散星系的观测丰度和ΛCDM次晕质量函数，对超弥散星系的现晕质量分布进行了约束。如果群集中所有最大的子晕都托管UDG，则UDG将占用\log M_{sub} /M_ \odot \gtrsim 11的所有子晕。对于其中UDG形成的效率在一些特征晕质量周围更高的模型，大质量UDG的更高分数需要UDG质量分布中的更大的散布。在维里质量为10^{15}M_ \odot的团簇中，\log M_{sub} /M_ \odot >12的UDG分数的90%上限为7%，占相同质量以上所有团簇亚晕的70%。然而，为了重现观测到的丰度，卫星UDG的质量分布必须是宽的，其中>30%具有\log M_{sub} /M_ \odot <10.9。这有力地支持了UDG是一个连续分布的一部分，其中大多数是由低质量晕托管。在低质量宿主中，卫星UDG的丰度可能达不到与簇/群质量M_{host}的线性关系，\log M_{host} /M_ \odot \sim 12。表征这些偏差-或缺乏偏差-将允许对UDG维里质量分布进行严格限制。
2018-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Further X-ray observations of the galaxy cluster PKS 0745-191 to the virial radius and beyond
我们使用新的朱雀观测PKS 0745-191测量其ICM的热力学性质，并超过r_{200}（达到1.25 r_{200}）比以前实现的更好的准确性，由于更准确和更好地理解的背景模型。我们调查和解决以前的朱雀和ROSAT的PKS 0745-191，这被发现主要是由不正确的背景建模在以前的朱雀分析结果之间的紧张关系。我们深入调查影响这一观察的系统误差，目前的温度，密度，熵和气体质量分数的分布达到和超越维里半径。我们发现，熵分布在外围，最初观察到在以前的朱雀分析，但扁平化开始在较大的半径。熵分布的平坦化和我们的质量分析表明，在~17'（~1.9 Mpc）之外，ICM处于流体静力平衡之外，或者存在显著的非热压力支持。
2012-05-10 astro-ph.CO
Evolution of the baryon fraction in the Local Group: accretion versus feedback at low and high z
利用标准LCDM宇宙学中的流体力学变焦模拟，我们研究了局域群型宇宙中重子（气体和恒星）分布的演化。首先，用标准的恒星形成和超新星反馈处方，我们发现在两个主要中心天体（即银河系和仙女座）的维里半径处估计的平均重子分数值随着时间的推移而减少，并且比z=0时的普遍值0.166低10-15%。这种减少主要是由于这样一个事实，即吸积的耗散气体的晕，特别是在低红移，一般远低于无耗散的暗物质。事实上，有相当一部分重子并没有坍缩到晕上，而是主要以温热的星系际介质（WHIM）的形式留在晕的外围。而且，在每个天体的形成过程中，一些暗物质和重子也会通过合并事件经由潮汐破裂而被驱逐。与重子相反，被驱逐的暗物质可以更有效地重新吸积到晕上，从而增强Rv内部fb的减少和Rv外部WHIM质量的增加。在低红移时改变超新星反馈的效率似乎不会显著影响这些趋势。另一方面，当主天体中的初始气体有很大一部分在高红移时被更强大的反馈源释放出来，比如来自低质量星系中中等质量黑洞的活动星系核，在低红移时，维里半径处的重子分数可以有一个较低的值（fb~0.12）。因此，能够在高红移时将气体赶出维里半径的物理机制，将对目前银河系型星系质量预算中重子的赤字产生更大的影响，而不是那些在星系形成的较长、较晚阶段驱逐气体的物理机制。
2012-09-11 astro-ph.CO
Galaxy Clusters at the Edge: Temperature, Entropy, and Gas Dynamics at the Virial Radius
最近，朱雀已经产生了多个星系团的温度和熵分布，以及气体密度，气体分数和质量的分布，到~r_200（~=维里半径）。在本文中，我们比较了这些新的X射线观测结果从N体+流体动力学自适应网格细化宇宙学模拟使用恩佐代码。有很好的协议之间的温度，密度和熵的样本27个大规模的集群的模拟体积和观察到的集群无子结构。这支持了我们先前的论点，即星系团具有“普遍的”外部温度分布。此外，在这些恩佐模拟中使用的最简单的绝热气体物理似乎足以模拟这些星系团的外部区域，而无需其他机制（例如，非重力加热、冷却、磁场或宇宙射线）。然而，这些集群的外围并不处于流体静力平衡状态。有显着的整体流动和湍流的外部集群内的介质所产生的吸积从细丝。因此，气体不完全由热压力支撑。从X射线数据的质量估计的影响进行了讨论。
2010-04-20 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
A Chandra view of the z=1.62 galaxy cluster IRC-0218A
背景：已知的z > 1.5的星系团很少。重要的是要研究这些星系团和ICM中星系的性质，并进一步交叉检查各种质量估计的可靠性。这将有助于澄清结构形成的过程，以及如何遥远的星系团可以用来约束宇宙学。目标：我们提出了一个84 KS钱德拉观测IRC-0218 A，星系团推断存在的星系过密度在红外线在红移为1.62和相关的一些XMM发射方法：空间分析的钱德拉X射线光子分布。结果：IRC-0218 A的钱德拉观测似乎完全由位于MIR星系密度质心的点源控制。此外，我们还探测到了在[0.3-2]keV波段的~ 3 10 E-15 erg/s/cm ~ 2的辐射通量下，半径为25”的弱扩展发射（2.3 sigma）。假设星系团演化相似，我们推断M200的维里质量为7.7+/-3.8 10 E13 Mo。这与我们目前对星系团动力学质量的估计（基于10个红移）略有一致，尽管没有证据表明星系特有的速度对应于维里化结构的运动。在X射线维里半径范围内的恒星质量估计为1-2 10 E12 Mo。我们提供了一个详细的帐户，在现场检测到的28个X射线点源。
2012-01-18 astro-ph.CO
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
Baryon Content of Massive Galaxy Clusters (0.57 < z < 1.33)
我们用南极望远镜（SPT）选取了14个具有中位红移$z=0.9$和中位质量$M_{500}=6\times10^{14}M_{\odot}$的星系团，研究了它们的恒星质量、布里渊星系团质量（BCG）和团内中等质量（ICM）。我们估计恒星质量的每个集群和BCG使用六个测光带的范围从紫外线到近红外观察的VLT，HST和斯皮策。ICM的质量来自钱德拉和XMM-牛顿X射线观测，维里质量来自SPT Sunyaev-Zel'dovich效应签名。在$z=0.9$处，BCG质量$M_{\star}^{\textrm{BCG}}$构成$6\times10^{14}M_{\odot}$簇的晕质量的$0.12\pm0.01$ %，并且该分数落为$M_{500}^{-0.58\pm0.07}$。星系团的恒星质量函数具有特征质量$M_{0}=10^{11.0\pm0.1}M_{\odot}$，星系团中每单位质量的星系数比场中的大$1.65\pm0.2$倍。这两个结果是一致的测量组尺度和较低的红移。我们结合我们的SPT样品与以前发表的样品在低红移，我们纠正一个共同的初始质量函数和维里质量的系统差异。然后，我们探讨质量和红移的恒星分数（fstar），ICM分数（fICM），冷重子分数（fc）和重子分数（fb）的趋势。在枢轴质量为$6\times10^{14}M_{\odot}$和红移$z=0.9$时，特征值为…
2015-10-03 astro-ph.CO
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
Where are the missing baryons in clusters?
对星系团的观测表明，它们包含的重子（气体加恒星）比宇宙重子分数少得多。这种“重子缺失”之谜对于那些被认为是宇宙中宇宙物质（重子和暗物质）代表的最大质量的星系团来说尤其令人惊讶。在这里，我们表明，重子实际上可能不会从集群中丢失，而是扩展到比通常观察到的更大的半径。重子缺陷通常在星系团的中心区域（维里半径约为0.5）观察到。然而，所观察到的气体密度分布是显着浅于质量密度分布，这意味着气体是更多的扩展比质量和气体分数随半径增加。我们使用观察到的星系团中气体和质量的密度分布来外推测量的重子分数作为半径的函数和作为星系团质量的函数。我们发现，重子分数达到宇宙值附近的维里半径的所有集团和集群5e13太阳质量以上。这表明重子并没有消失，它们只是位于星系团的外围。导致气体膨胀的加热过程（星团内气体的冲击加热，加上超新星和活动星系核的反馈）可能是这些结果的解释。接下来的观测应该能够探测到这些重子。
2010-07-12 astro-ph.CO
Cosmic Evolution of Virial and Stellar Mass in Massive Early-Type Galaxies
本文测量了41个中等红移（z ~ 0.4 - 0.9）强引力透镜样品的平均质量特性，并首次给出了其中6个强引力透镜的透镜红移。利用强和弱引力透镜技术对哈勃太空望远镜获得的档案数据进行分析，我们确定透镜的平均质量过密度分布可以用幂律分布拟合（Delta_Sigma与R^{-0.86 +/- 0.16}的比例），在等温曲线的1-sigma范围内（Delta_Sigma prop. to R^{-1}），速度离散sigma_v = 260 +/- 20 km/s。此外，我们使用两个组件的德Vaucouleurs+NFW模型解开的总质量分布到单独的发光和暗物质组件，并确定每个组件的相对分数。我们测量了我们样品的平均静止坐标系V波段恒星质光比（Upgradation_V = 4.0 +/- 0.6 h M_sol/L_sol）和维里质光比（tau_V = 300 +/- 90 h M_sol/L_sol），得到维里与恒星质量比M_vir/M_* = 75 +/- 25。最后，我们将我们的结果与以前使用低红移透镜的研究进行比较，以了解星系质量分布如何随时间演变。我们研究了M_vir/M_*（z）= alpha（1+z）^{beta}的演化，发现最佳拟合参数为alpha = 51 +/- 36和beta = 0.9 +/- 1.8，这限制了维里与恒星质量比在过去的~7千兆亿年中的增长。我们注意到…
2010-06-08 astro-ph.CO
MUSEQuBES: The column density, covering fraction, and mass of OVI-bearing gas in and around low-redshift galaxies
基于MUSEQuBES巡天，本研究分析了低红移星系周围的含OVI气体，发现OVI柱密度与覆盖比例在log(M*/Msun)~9.5处达峰，并指出碰撞电离主导该峰值而矮星系需光致电离等过程，同时证实矮星系维里半径外存在高度电离金属底限。
2024-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
Mass dependence of halo baryon fractions from the kinetic Sunyaev-Zeldovich effect
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）
该研究利用 DESI 遗产巡天与 ACT 的 CMB 数据，基于 AbacusSummit 模拟构建模型，探测 kSZ 印记，发现低质量暗晕重子丰度低于宇宙值，大质量暗晕则与之一致，或源于星系能量反馈。
2026-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ram pressure stripping in a galaxy formation model. I. A novel numerical approach
我们开发了一种新的数值方法来描述行动的冲压压力剥离（RPS）内的半解析模型的星系形成和演化的工程结合非辐射流体动力学模拟的星系团。我们的方法的新特点是使用气体粒子来获得群内和团簇内介质（ICM）的运动学和热力学性质。这允许一个自我一致的估计RPS经历的卫星星系。我们发现，冲压压力（RP）在集群的中心区域增加约一个数量级之间的z = 1和0，与ICM的密度增加一致。在维里半径内的星系所经历的平均RP随红移的减小而增加。在维里质量为M_vir ~10^15 h^-1 M_Sun的星系团中，超过50%的卫星星系在z <= 0.5时经历了RP ~10^（-11）h^2 dyn cm^-2或更高。在较小的星系团（M_vir ~10^14 h^-1 M_Sun）中，所有红移下的平均RP大约低一个数量级。RPS对所有星系团质量的星系冷气含量有很强的影响。在z = 0时，维里半径内超过70%的卫星星系完全耗尽了冷气体。对于质量较大的星系团，耗尽星系的比例已经确定在z ~ 1，而对于较小的星系团，这一比例在z = 1和0之间明显增加。这表明冷气体被剥离的速率取决于主星系团的维里质量。与我们的新方法相比，使用分析轮廓来描述ICM结果，对于z >= 0.5，RP的高估大于50%。
2010-10-13 astro-ph.CO
The role of dark matter in the galaxy mass-size relationship
本文用克劳修斯维里极大值理论解释了许多作者所指出的早型星系的恒星质量与有效半径之间的关系。在这种观点中，强烈强调上述相关性的关键是由于宇宙学和星系基本面的存在之间存在着深刻的联系。那么最终的意义是：理解可见的质量-尺寸相关性和/或基本平面意味着理解星系如何形成。质量-尺寸关系涉及重子（主要是恒星）质量及其与光相关的典型维数，但它具有等效历元宇宙学质量方差的记忆。原因是重子分量通过在重子和暗物质之间共享大约等量的维里能量而维里化，这种共享反过来取决于暗物质分布的陡度。一般的策略是使用二分量张量维里定理来确定维里化重子组态。一个国王和赵密度配置文件被假定为内部重子和外部暗物质组件，分别在弛豫阶段结束。为简单起见，所有的考虑都局限于球对称。改变暗重子的质量比，m，的影响进行了研究内的LambdaCDM方案。重子分量的理论质量-尺寸关系被表达，这与最近研究的星系样本的数据相当吻合。最后，根据尖点/核问题讨论了本征色散对质量比m的影响，并推测了理论所期望的极限m_l的存在性。
2011-11-16 astro-ph.CO
The First Billion Years Project: The escape fraction of ionizing photons in the epoch of reionization
在低质量暗物质晕中形成的原星系被认为提供了重建宇宙所需的大部分电离光子，因为它们的电离光子逃逸率很高。我们研究如何在高红移星系逃逸分数涉及到的星系形成的晕的物理性质，通过计算逃逸分数超过75000晕之间的红移27和6，提取的第一个十亿年项目，高分辨率宇宙流体动力学模拟星系形成。我们发现，逃逸分数的主要约束是在半径为10 pc的恒星星族周围的气体柱密度，造成了强烈的质量依赖的逃逸分数。在维里质量低于1e8太阳质量的晕中，较低的势阱导致低的柱密度，可以被年轻恒星（年龄<500万年）的辐射穿透。在维里质量超过1e8太阳质量的晕中，超新星反馈是重要的，但在这个质量范围内，只有30%的晕的逃逸分数高于1%。我们发现了一个大范围的逃逸分数晕具有相似的属性，所造成的不同分布的致密气体的晕。这使得它很难预测的基础上的晕属性的逃逸分数，并在一个高度各向异性的逃逸分数的结果。强烈的质量依赖性，大的扩散和大的各向异性的逃逸分数可能会强烈影响再电离的拓扑结构，是目前的宇宙再电离模型应该努力考虑。
2015-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Confronting Simulations of Optically Thick Gas in Massive Halos with Observations at z=2-3
宇宙流体动力学模拟预测了环星系介质（CGM）中重子的物理状态，这可以通过类星体吸收线观测直接检验。我们使用高分辨率的“放大”模拟的21个星系周围的晕在质量范围M_vir~ 2x10^11 - 4x10^12 M_sun在z~2的中性氢的分布特征。我们发现，冷气体（T <= 3 × 10^4 K）的质量分数和光学厚莱曼极限系统（LLS）的覆盖分数仅微弱地依赖于晕质量，即使在形成稳定维里激波的临界值附近。在维里半径范围内，小晕的覆盖率在fc ~0.05 - 0.2之间变化，晕与晕之间有明显的分散性。我们对大质量晕（M_vir >= 10^12 M_sun）的模拟大大低估了在类星体CGM中观测到的光学厚度气体的覆盖率。这种差异的原因尚不清楚，但讨论了几种可能性。在较低质量的晕（M_vir >= 5x10^11 M_sun）中，恒星形成星系的覆盖因子与观测结果一致，但是目前的类星体星系对样本太小，无法进行结论性的比较。为了克服这一局限性，我们提出了一个新的观察：小尺度的自动关联函数的光学厚吸收体检测的前景密切类星体对。我们发现，这个新的可观测性可以限制在z~2-3的LLS的底层暗晕，以及CGM的特征尺寸和覆盖因子。
2013-11-18 astro-ph.CO
Chandra Measurements of a Complete Sample of X-ray Luminous Galaxy Clusters: the Gas Mass Fraction
我们目前的钱德拉X射线测量的气体质量分数出r500的一个完整的样品的35个最明亮的集群从Brilliant集群样品和扩展Brilliant集群样品在红移z=0.15-0.30。样品包括松弛和非松弛的簇，并且使用两个管道和两种不同的气体密度和温度模型独立地分析数据。我们测量到fgas的平均值（r500）= 0.163 +/- 0.032，这与加入恒星重子分数后的宇宙重子分数（Omega_b / Omega_M = 0.167 +/- 0.006）在1-sigma水平上是一致的。早期的研究报告气体的质量分数显着低于宇宙重子分数在r500，在某些情况下，更高的值是一致的宇宙重子分数朝向维里radiation.In本文中，我们表明，最X射线发光的红移范围z=0.15-0.30的集群有一个气体的质量分数，是一致的宇宙值在r500。
2012-11-19 astro-ph.CO
A Lensing View On The Fundamental Plane
对于透镜星系，我们引入了一个正式的速度色散σ_透镜，封闭的质量和维里定理的基础上。这是从像素化透镜模型的集合计算的，并且被发现是相当独立的模型。对18个已知的早型透镜星系和2个星系团的观测结果表明，σ_lens与运动学速度色散σ_obs相等，这表明早型透镜星系和星系团都是维里化的.在第二步中，我们计算了透镜星系样本的I波段光度和总质量含量，这使我们能够分析质量-光关系L ~ M^a。我们确定a = 0.70 +/- 0.08，不包括常数M/L，并与以前的基本平面的研究一致。此外，我们验证了这种关系并不能外推到具有更高M/L的簇。用于分析的样本包括9个来自斯隆透镜ACS巡天（SLACS）的透镜星系和另外9个来自CfA-亚利桑那太空望远镜透镜巡天（CASTLES）的透镜星系，以及透镜星系团ACO 1689和ACO 2667。
2009-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universal Profiles of the Intracluster Medium from Suzaku X-Ray and Subaru Weak Lensing Obesrvations
我们对朱雀和斯巴鲁在维里半径外观测到的四个弛豫星系团（Hydra A，A478，A1689和A1835）进行了X射线和弱透镜联合研究，旨在了解最近发现的星系团外围ICM的意外特征。结果表明，当过密度衬度从500减小到维里值时，四个星系团的平均流体静力-透镜总质量比从\sim 70%减小到\sim 40%，由透镜总质量估算的平均气体质量分数随星系团半径的增大而增大，并与维里半径内的宇宙平均重子分数一致。而基于X射线的气体部分由于低估了流体静力质量而大大超过了宇宙值。我们还开发了一种新的先进的方法，同时考虑到他们的径向依赖性和多变量的标度关系与弱透镜质量的多个X射线观测确定归一化集群径向配置文件。虽然这四个星系团的晕质量、浓度、X射线光度和红移都在一定范围内变化，但我们发现，当以M_200质量和半径为尺度时，气体的熵、压力、温度和密度分布都具有显著的自相似性，熵随吸积激波加热模型K（r）\propto r^1.1单调增加到\sim 0.5r_200，标度熵分布的普适性表明，整个团簇区域的热化机制（> 0.1r_200）是由引力控制的，这是所有星系团的共同点，尽管郊区的加热效率需要从标准定律修正。气体密度和温度的二元标度函数表明，边缘熵分布的平坦化是由温度的陡化引起的，而不是由气体密度的平坦化引起的。
2014-07-18 astro-ph.CO
Constraints on Non-Thermal Pressure at galaxy cluster outskirts from a Joint SPT and XMM-Newton Analysis
本研究通过 SPT 和 XMM-Newton 联合观测 8 个大质量星系团，采用新颖的 SZ+X 射线拟合技术限制其至维里半径的热力学性质，推导了非热压力分数分布，并验证了考虑非热压力后的总质量与弱透镜测量结果一致。
2025-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mid-Infrared Selected Quasars I: Virial Black Hole Mass and Eddington Ratios
我们提供了一个包含391个位于22度$^2$ SWIRE Lockman Hole场中的中红外选择（MIR，24 $μ$ m）宽发射线（BEL，1型）类星体的目录。这个类星体样本是从斯皮策MIPS的MIR中选择的，具有$S_{\rm 24} > 400μ$ Jy，以及用于宽线识别的光学星等极限r（AB）$<$ 22.5。该目录是基于MMT和SDSS光谱选择BEL类星体，扩展SDSS的覆盖范围，以微弱的幅度和较低的红移，并恢复一个更完整的类星体人口。MIR选择的类星体样本在$z\sim$ 1.4处达到峰值，并通过SDSS光度测量恢复了显著且恒定（20\%）的扩展对象部分，这不包括在以点源为主的SDSS类星体调查中。这个样本也恢复了在$i > 19.1$的$z < 3$类星体的显着人口。然后，我们研究了这些MIR类星体的连续光度和谱线轮廓，并估计了它们的维里黑洞质量和爱丁顿比。SMBH质量显示了缩小的证据，尽管爱丁顿比保持恒定在$1 < z < 4$。与相同红移范围内的点源相比，$z < 1$的扩展源显示出系统性的较低爱丁顿比。目录和光谱可在网上公开获得。
2014-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray observations of PKS 0745-191 at the virial radius: Are we there yet?
我们希望根据最近的朱雀观测结果重新评估星系团PKS 0745-191中大半径ICM的性质。我们分析了档案10.5 ksec ROSAT/PSPC观测提取PKS 0745-191的表面亮度轮廓，并推断出去投影密度轮廓。然后，我们比较ROSAT表面亮度轮廓与朱雀的结果。我们进行质量分析结合ROSAT密度分布和公布的温度分布从不同的仪器。我们发现，ROSAT表面亮度分布是统计不一致的（7.7西格玛）与朱雀的结果周围和超出朱雀估计的r200值。我们认为，由于其大视场和低背景，ROSAT/PSPC是目前最敏感的仪器，低表面亮度X射线发射在0.4-2.0 keV波段。我们还注意到，朱雀星的温度和质量分布与至少另外两颗卫星（XMM-牛顿和雨燕）的结果不一致。ROSAT和朱雀之间的表面亮度差异最有可能是由于在源的低银河纬度存在额外的前景成分，而朱雀背景建模中没有考虑到这一点。根据我们的质量分析，我们得出结论，任何估计的分数的维里半径达到X射线措施的影响，系统误差的顺序为25%。因此，ICM在维里半径处的性质仍不确定，应谨慎考虑朱雀的结果。
2011-03-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Synchrotron emission from virial shocks around stacked OVRO-LWA galaxy clusters
通过堆叠OVRO-LWA低频射电数据，首次在星系团维里半径附近探测到显著同步辐射信号，证实维里激波加速宇宙线电子并约束了磁场与能量分配参数。
2023-03-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Diagnostics of Baryonic Cooling in Lensing Galaxies
结构形成的理论研究发现，暗物质晕的浓度与维里质量成反比。最近，通过对热晕气体的X射线发射的观测，证实了维里质量Mvir > ~ 6 e12 Msun的这种趋势。我们提出了一种替代的方法来解决这个问题，探索浓度的暗物质晕星系尺度上的样本18早期类型的系统。我们的c-Mvir关系与X射线分析一致，向较低的维里质量延伸，覆盖范围从~ 4 e11 Msun到5e 12 Msun。透镜分析与测光数据的结合使我们能够将重子分数限制在几个有效半径内，这与暗物质晕的绝热收缩（AC）处方进行了比较。我们发现，AC的标准方法是非常不受欢迎的，需要额外的机制-如在收缩过程中的质量损失-在晕崩溃后的阶段发挥作用。
2012-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
The Self-Similarity of the Circumgalactic Medium with Galaxy Virial Mass: Implications for Cold-Mode Accretion
本文应用晕丰度匹配方法计算了“MgII吸收星系表”（MAGIICAT，Nielsen et al.）中183个孤立星系的维里质量M_h和半径Rvir。所有星系都有光谱红移（0.1 < z < 1.1），它们的环星系介质（CGM）在投影的银河系中心距离D < 200 kpc的范围内被探测到MgII吸收。我们研究了等效宽度W（2796）和覆盖率f_c作为D、D/Rvir和M_h的函数的行为。我们发现：[1] M_h在W（2796）-D平面（4.0 sigma）上的系统偏析;与低质量晕相比，在较高D处发现高质量晕，具有较大的W（2796）。在W（2796）-D/Rvir平面上，质量偏析消失，我们发现W（2796）~（D/Rvir）^-2（8.9 sigma）; [2]在给定的D下，更高质量的晕具有更大的f_c，而在所有D/Rvir下，f_c与M_h无关; [3]在给定的D或D/Rvir内，f_c在10.7 < log（M_h/Msun）< 13.8的范围内与M_h保持恒定。综合结果表明，MgII吸收CGM与晕质量自相似，甚至在log（M_h/Msun）~12以上，理论上预测冷模吸积将被淬灭.如果理论是正确的，流出或子晕必须有助于吸收高质量的晕，低质量和高质量的晕是不可区分的，一旦碰撞参量的晕质量缩放使用镁II吸收强度。或者，数据可能表明，在大质量晕中普遍关闭冷模吸积的预测可能需要修改。
2013-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
eROSITA cosmology with galaxy groups: Hot gas budget out to the virial radius
University of Helsinki（赫尔辛基大学）；University of Geneva（日内瓦大学）；University of Tartu（塔尔图大学）；Estonian Academy of Sciences（爱沙尼亚科学院）；INAF-IASF Milano（意大利国家天体物理研究所米兰分院）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；INAF, Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica di Milano（意大利国家天体物理研究所空间与宇宙物理米兰研究所）
该研究利用eROSITA观测的25个星系群样本，分析热气体轮廓与相关关系，发现其与FLAMINGO强反馈模拟存在显著偏差，基准FLAMINGO和BAHAMAS更吻合，还推断了物质功率谱的降低幅度。
2026-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-thermal pressure support in X-COP galaxy clusters
星系团是结构形成的终点，并通过较小结构的合并和吸积不断增长。数值模拟预测，它们的能量含量中有一小部分尚未热化，主要是以动力学运动（湍流、整体运动）的形式。测量非热压力支持的水平是必要的，以了解导致的过程中的主要晕的潜在井内的气体的维里化，并校准流体静力学质量估计的偏差。我们提出了高质量的测量流体静力学质量和团内气体分数的维里半径的样本附近的12个集群可用XMM-牛顿和普朗克数据。我们比较我们的流体静力学气体分数与预期的通用气体分数，以限制非热压力支持的水平。我们发现，流体静力学质量需要很少的校正和推断的中值非热的压力分数的$\sim6\%$和$\sim10\%$在$R_{500}$和$R_{200}$，分别。我们的数值低于流体动力学模拟的预期，可能意味着气体的热化速度更快。相反，如果我们使用普朗克小组采用的质量校准，我们发现大质量局域系统的气体分数意味着SZ导出质量的质量偏差$1-b=0.85\pm0.05$，有一些证据表明质量依赖性偏差。相反，普朗克宇宙微波背景辐射和星系团计数宇宙学所需的高偏差被高显著性的数据排除在外，除非质量最大的晕丢失了相当大一部分重子。
2018-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
