Measuring the Ultimate Mass of Galaxy Clusters: Redshifts and Mass Profiles from the Hectospec Cluster Survey (HeCS)
在$Λ$ CDM宇宙中，星系团的下落区是最大的引力束缚结构。测量落入区域的星团质量分布提供了对这些晕的最终质量的估计。我们使用焦散线技术测量星系团的质量分布从星系红移获得的Hectospec集群调查（HeCS），广泛的光谱调查的星系团与MMT/Hectospec。我们调查了58个集群选择的X射线通量在0.1 $<$ $z$ $<$ 0.3。巡天包含21，314个单一的MMT/Hectospec星系红移，其中10，275个星系是星系团成员。对于每个星系团，我们获得了$\sim 200$星系团成员和相当数量的前景/背景星系的高信噪比光谱。星系团成员描绘出星系团周围的坠落模式。成员定义了一个非常窄的红色序列。速度色散随半径下降，我们证明了速度色散的测定是不敏感的蓝成员（一小部分的集群人口）的列入。我们应用焦散线技术来定义成员资格和估计大半径的质量分布。星系团的最终晕质量（在$Λ$ CDM宇宙的遥远未来仍受约束的质量）平均为（1.99 $\pm$ 0.11）$M_{200}$，这是一种新的观测宇宙学测试，与模拟基本一致。在$M_{200}$和$L_X$中合并的求和轮廓表明，密度轮廓的预测NFW形式是与延伸到大半径的弱透镜结果一致的数据的非常好的表示。这些总的轮廓的浓度也与理论预测一致。
2013-04-25 astro-ph.CO
The splashback radius and the radial velocity profile of galaxy clusters in IllustrisTNG
本研究利用Illustris TNG300-1模拟的1697个星系团，通过分析径向速度轮廓与速度弥散，提出两个新的特征半径，明确其与溅落半径及星系团下落区内边界的关联。
2024-01-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Infall Kinematics as a Test of Modified Gravity
广义相对论（GR）的红外修正可以通过比较由弱透镜估计的星系团质量和由下落运动学估计的星系团质量来揭示。我们通过将Zu和Weinberg（2013）开发的星系坠落运动学（GIK）模型应用于两套f（R）和Galileon修改的重力模拟来测量星系团坠落区域的二维星系速度分布。尽管f（R）和Galileon星系团具有不同的屏蔽机制，即Chameleon和Vainshtein效应，但它们的GIK轮廓与GR的偏差非常相似，在r=5 Mpc/h时，特征下落速度增加约100-200 k/s，整个下落区域的径向和切向速度分散加宽50-100 km/s，对于质量约为10^{14} Msol/h的团簇，z=0.25。这些偏差可以通过GIK重建的红移--空间团-星系交叉关联函数xi_cg^s（r_p，r_π）检测到，它显示出当r_p<6 Mpc/h时，特征视距r_π^c比GR预测的增加约1-2 Mpc/h。随着未来深度成像和大红移巡天的重叠，我们期望xi_cg^s的GIK模型与叠加的弱透镜测量相结合，将为修正的引力理论和宇宙加速度的起源提供强有力的诊断。
2013-10-24 astro-ph.CO
Weakening dark-matter cusps by clumpy baryonic infall
我们认为，作为一个简单的和极端的模型的重子物理（忽略了在重力的大规模结构形成的模拟）对暗物质的影响，一个大质量的团块落入暗物质晕。我们发现，这样一个下沉的团块在改变晕的结构和降低其中心密度方面是非常有效的：一个质量为晕质量1%的团块可以从内晕中去除大约两倍的质量，并将尖点转变为核心或较弱的尖点。如果这个团块随后被移走，模仿银河风，中心晕的密度会进一步降低，从内晕移走的质量会加倍。更轻的团块甚至更有效：移除的质量与团块质量的比率朝向更小的团块质量略微增加。初始暗物质速度的径向各向异性越大，这个过程就越有效。虽然这样的星系坍缩可能有些不现实，但它表明重子只需要通过动力学摩擦将其初始能量的一小部分转移到暗物质中，就可以解释预测的暗物质密度分布与从暗物质占主导地位的星系的观测中推断的密度分布之间的差异。
2011-05-20 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
A dynamics-based density profile for dark haloes -- III. Parameter space
本文分析了截断 Einasto 暗晕密度轮廓的参数空间，证明参数非简并且能恢复轨道项与下落项性质，并发现 $α$ 依赖吸积率而非峰高，$r_{\rm t}$ 比密度斜率最陡处半径更能准确度量吸积率。
2024-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantifying the Velocity Anisotropy Profile of Galaxy Clusters Using the Uchuu Cosmological Simulation
基于Uchuu-UniverseMachine模拟，本研究全面分析了星系团的速度各向异性剖面beta(r)，发现其随半径、质量和红移呈现规律性演化，并推导了质量与关键物理半径的幂律标度关系，为解释星系团动力学演化提供了理论框架。
2025-04-06 astro-ph.CO
Distinguishing Orbiting and Infalling Dark Matter Particles with Machine Learning
University of Maryland（马里兰大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）
用决策树机器学习区分绕行和下沉暗物质粒子，实现高效准确的分类与密度剖面重建。
2026-01-19 astro-ph.CO
Density profiles of dark matter haloes on Galactic and Cluster scales
在本文中，我们改进了Williams等人（2004）的“扩展的二次入水模型”（ESIM），以获得对尖点/核问题的进一步认识。该模型考虑了有序角动量和随机角动量、动力学摩擦和重子绝热收缩的影响，以得到更接近坍缩实际的二次坍缩模型。该模型适用于星系尺度（正常和矮旋涡星系）和星系团尺度的结构。得到的结果表明，角动量和动力学摩擦是能够，在星系尺度上，克服绝热收缩消除尖点的竞争效应。在我们的模型中，只有当系统仅由暗物质构成，并且角动量和动力学摩擦的大小相对于模型本身预测的值减小时，才能重新获得NFW轮廓。将de Blok & Bosma（2002）的4个LSB星系的自转曲线与本文模型得到的自转曲线进行了比较，得到了与观测数据较好的拟合。在尺度小于$\simeq 10^{11} h^{-1} M_{\odot}$的斜率$α\simeq 0$和集群规模上，我们观察到类似的演变的暗物质密度分布，但在这种情况下，密度分布斜率$α\simeq 0.6$的集群的$\simeq 10^{14} h^{-1} M_{\odot}$。与暗物质不同的是，总质量分布显示出一个中心尖点，该中心尖点与NFW模型很好地拟合。
2009-06-06 astro-ph.CO
Satellite quenching was not important for z$\sim$1 clusters: most quenching occurred during infall
我们量化的相对重要性，环境淬火与预处理$z\sim1$集群通过分析在$0.8<z<1.4$从GOGREEN和GCLASS调查得出的15个星系团的郊区的星系人口下降。我们发现显着的差异之间的下落星系和控制样本，特别是，大量的静止星系在下落区域。这些巨大的坠落星系可能比类似质量的控制星系存在于更大的暗物质晕中，因为它们的卫星星系数量是它们的两倍。此外，这些卫星星系分布在一个NFW的轮廓与更大的尺度半径相比，控制星系的卫星。基于这些研究结果，我们得出结论，它可能是不合适的使用“场”星系作为一个替代品，在计算高红移星系团的环境淬灭的效率和质量依赖性时，落入前星系团星系。通过比较静止分数的落星系在$1<R/R_{200}<3$的集群样本（$R/R_{200}<1$），我们发现，几乎所有的静止星系与质量$>10^{11}M_{\odot}$淬火之前的落，而高达一半的低质量星系环境淬火后，通过维里半径。这意味着大多数$z\sim1$星系团中的大质量静止星系在坠落之前都是自猝灭或预处理的。
2021-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A dynamics-based density profile for dark haloes. I. Algorithm and basic results
暗物质晕的密度分布可以潜在地探测动力学、基础物理学和宇宙学，但是一些最有希望的信号存在于维里半径附近或之外。虽然这些尺度最近已经变得可观测，但在理论上对大半径的轮廓仍然知之甚少，主要是因为轨道物质的分布（单晕项）第一次被落入晕中的粒子部分掩盖。我们提出了一种算法，通过计算数十亿模拟粒子的近心通道来动态地解开轨道和下落的贡献。我们分析动态分裂的配置文件，以10 R200米在广泛的晕质量，红移和宇宙学。我们表明，轨道项的经验急剧截断的轨道分布的边缘。它的锐度和位置主要由质量吸积率决定，证实了整个轮廓形状主要取决于晕动力学，其次是质量，红移和宇宙学。下落项也取决于快速吸积晕的吸积速率，但主要是由缓慢吸积晕的环境所决定，导致各种形状不符合简单的理论模型。虽然在下落项中产生的散射达到1 dex，但在轨道项中的散射仅在0.1和0.4 dex之间，并且几乎与半径无关。我们证明了LCDM中的红移演化与物质功率谱的斜率之间的紧密对应。我们的代码和数据是公开的。
2022-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
A natural boundary of dark matter haloes revealed around the minimum bias and maximum infall locations
我们探索的暗物质晕的边界，通过他们的偏见和速度配置文件。使用宇宙学$N$体模拟，我们表明，偏见的配置文件表现出无处不在的槽，可以解释为创建晕吸积，耗尽材料的边界周围。活动耗尽区的内边缘由最大质量流入速率的位置标记，该最大质量流入速率将生长的晕与排水环境分开。这个内耗尽半径也可以解释为包围高度完整的溅回轨道群的半径，并且与大尺度结构的晕模型中的最佳排斥半径相匹配。偏置槽的最小值定义了一个特征耗尽半径，该半径位于由内部耗尽半径和转向半径界定的下落区域内，而在停止质量吸积的低质量晕中接近转向半径。特征耗尽半径主要取决于晕质量和环境。它近似为$2.5$乘以维里半径，包含$\sim 40$乘以宇宙背景密度的平均密度，与晕质量无关，但取决于晕的其他性质。内耗尽半径小$10-20\%$，并且包围$\sim 63$乘以背景密度的平均密度。这些半径为研究晕的性质打开了一个新的窗口。
2021-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
A dynamics-based density profile for dark haloes -- II. Fitting function
暗物质晕的密度分布通常由NFW或Einasto模型等拟合函数来描述，但这些近似在过渡区中破裂，在过渡区中晕由新吸积物质主导。在这里，我们提出了一个简单的，准确的新的拟合函数的灵感来自单独的轨道和下落晕组件的渐近形状。轨道项被描述为截断的Einasto轮廓，$ρ_{\rm orb} \propto \exp \left[-2/α (r / r_{\rm s})^α- 1/β (r / r_{\rm t})^β\right]$，具有归一化的五参数空间，物理上不同的尺度和截断半径，以及控制轮廓变陡的速度的$α$和$β$。下落的配置文件被建模为一个幂律的密度平稳过渡到一个常数在晕中心。我们发现，这些公式适合平均，总的配置文件在模拟中的精度约为5%，几乎所有的膨胀的参数空间中的晕质量，红移，宇宙学，吸积率。当固定$α= 0.18$和$β= 3$时，公式变为三参数模型，平均而言，该模型比Einasto配置文件更适合单个晕。通过与国王配置文件的类比，我们表明，尖锐的截断类似于一个截止的结合能。
2023-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
First Observational Evidence for Split Infall Flow of Cosmic Filaments into Clusters
University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院天文学系）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）
利用SDSS光谱星系数据，通过扣除刚体背景运动和哈勃流，首次以>5σ显著性观测到连接星系对的细丝内部分裂流入速度场，速度在细丝中点反向，最大流入幅度约30 km/s，表明细丝动态响应引力竞争而非被动输运。
2026-06-25 astro-ph.CO
Distortion of Infall Regions in Redshift Space-I
研究表明，与传统的轴向卷积投影空间相比，在红移切片空间中，球形下落模型（SIMs）能更好地描述某些星系团。这是因为在SIM中，星系团和观测者之间的横向运动和/或星系团周围的剪切流（如旋转）的存在会导致落入伪影倾斜，模糊了特征性的双喇叭形轮廓;有些星系团类似于这种倾斜的伪影。我们说明了应用SIM卷积数据的缺点，作为一种替代方案，介绍了一种方法拟合倾斜的2D信封，以确定一个3D信封。我们还介绍了一种拟合算法，并在玩具SIM模拟以及三个集群（Virgo，A1459和A1066）上进行了测试。我们推导出有用的关系，使用倾斜和宽长比的拟合信封来分析奇特的速度。我们将它们应用于我们的三个集群作为示范。我们发现星系团和观测者之间的横向运动可以被排除作为观测到的倾斜的唯一原因，并且多星系团研究可能是找到我们向室女星系团坠落的可行方法。
2014-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
MultiDark simulations: the story of dark matter halo concentrations and density profiles
准确预测暗物质晕的结构性质是现代宇宙学的基本目标之一。我们使用新的MultiDark宇宙学模拟套件来研究暗物质晕密度分布、浓度和速度各向异性的演化。MultiDark模拟涵盖了1e10 - 1e15Msun的大范围质量和高达50Gpc ** 3的体积。所有模拟中的暗物质晕总数超过600亿。我们发现，为了了解暗物质晕的结构，并作出~1%的密度分布准确的预测，需要认识到，晕浓度是比传统的维里半径的NFW配置文件中的核心半径的比率更复杂。对于质量晕，平均密度分布远离NFW形状，浓度由核半径和Einasto近似中的形状参数α定义。结合不同的红移，质量和宇宙学的结果，我们表明，通过三个阶段的演化晕的进展。(1)它们开始是罕见的密度峰值，经历非常快和几乎径向的下降。这种径向下沉使质量更接近中心，产生高度集中的晕。在这里，晕浓度随着晕质量的增加而增加，并且浓度由具有几乎恒定的核心半径的α参数定义。后来的晕滑入（2）高原区，在那里吸积变得不那么径向，但频繁的合并仍然影响甚至中心区域。现在浓度不依赖于晕质量。(3)一旦吸积速度减慢，晕就会进入浓度-质量关系下降的区域，因为新的吸积堆积了接近维里半径的质量，而核心半径保持不变。我们提供准确的分析适合晕密度分布和浓度的数值结果。
2016-02-03 astro-ph.CO
Effects of anisotropy on gravitational infall in galaxy clusters using an exact general relativistic model
本文利用非均匀各向异性的Szekeres度规建立了星系团的精确广义相对论模型，研究了各向异性在星系团尺度上的影响和意义。该模型是建立从一个修改的Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布。我们将其与Lemaitre-Tolman（LT）模型中相应的球对称结构进行比较，并量化引入不同水平的各向异性的影响。我们研究了引力下落的两个物理度量--模型中的密度增长率和源尘的速度。我们介绍了一个概括的LT尘埃速度分布的Szekeres度量，并证明其一致性与密度的增长率。我们发现，在一个子结构中的密度的增长率增加0.5%，1.5%，和3.75%的5%，10%，和15%水平的引入各向异性，这是测量作为相对于球对称的情况下的部分位移质量。尘埃的下落速度被发现增加2.5，10和20公里/秒（0.5%，2%和4.5%），分别为相同的三个层次的各向异性。这种对结构中各向异性的响应被发现相对于各向异性的强度是强非线性的。这些相对速度对应于球对称结构的总质量的1%、3.8%和8.4%的等效增加，这表明不考虑簇模型中各向异性质量分布的存在可以强烈地偏置总质量等物理性质的确定。
2014-01-27 astro-ph.CO gr-qc
The growth of the disk galaxy UGC8802
盘星系UGC 8802具有高的中性气体含量和平坦的恒星形成率剖面相比，其他盘星系具有类似的恒星质量。它还显示了一个陡峭的金属丰度梯度。我们建立了一个化学演化模型来探索它的生长历史，假设它的磁盘逐渐增长从连续的气体下降，这是由一个自由参数-下降峰时间。通过采用最近观察到的分子表面密度相关的恒星形成规律，我们表明，一个晚的落峰时间可以自然地解释所观察到的高中性气体含量，而由内而外的磁盘形成的情况下，可以相当再现陡峭的氧丰度梯度。我们的研究结果表明，UGC 8802的大部分观测到的特征可以很好地再现通过简单地“转动旋钮”的气体流入与一个单一的参数，这意味着所观察到的富气星系的属性也可以以类似的方式建模。
2012-06-05 astro-ph.CO
Splashback radius in a spherical collapse model
几年前就已经表明，暗物质晕外围的特征是在一个非常小的径向范围内具有非常陡峭的密度分布。这一特征被解释为不同粒子轨道在相似位置的堆积，即坍缩后半个轨道处的回溅物质。Adhikari等人（2014年）通过一个非常简单的模型获得了回溅半径的位置，即在二次坠落模型中计算暗物质壳轨迹，同时它穿过一个不断增长的NFW轮廓形状的暗物质晕。由于他们强加了一个光环轮廓，而不是从暗物质壳层的轨迹来计算它，他们无法找到回溅半径周围的暗物质轮廓。在本文中，我们使用一个改进的球形下落模型，考虑到壳交叉，和一些物理效应，如有序的，随机的角动量，动力学摩擦，绝热收缩等，这使我们能够确定从内部到外部区域的密度分布，并研究外部密度分布的行为。我们将比较密度分布和密度分布的对数斜率与Diemer \& Kravtsov（2014）模拟的结果，发现模型预测与模拟之间的良好一致性。
2022-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Studying the Dynamical Properties of 20 Nearby Galaxy Clusters
利用SDSS-DR 7，我们构造了一个包含20个星系团的42382个红移星系的样本。利用自适应核方法和球落模型两种连续迭代方法，我们得到了3396个星系作为研究样本的成员。该算法利用二维自适应核方法对聚类成员的分布进行二维投影，得到聚类中心。每个集群的累积表面数密度分布与广义King模型拟合良好。团簇样品的核半径在0.18 Mpc $\mbox{h}^{-1}$（A1459）~ 0.47 Mpc $\mbox{h}^{-1}$（A2670）之间变化，平均值为0.295 Mpc $\mbox{h}^{-1}$。采用两种不同的模型，Yahil近似和Praton模型确定了下落速度剖面。雅希尔近似仅与样本中许多星系团的外围（落入区域）的星系分布相匹配，而与星系团内核内的分布不匹配。在样品中约有9个团簇的落区，Yahil近似和Praton模型都是匹配的，但对于中心密度较高的团簇，它们是完全不匹配的。对于这些星系团，Yahil近似与星系的分布不匹配，而Praton模型能很好地描述星系团的落区模式。
2014-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
First detection of a virial shock with SZ data: implication for the mass accretion rate of Abell 2319
在宇宙学流体动力学模拟中发现，在等级结构形成的情景中，预计在星系团外围由下落气体吸积产生的冲击。在这里，我们报告的检测在一个大半径的星系团A2319的压力剖面中的一个冲击波阵面在$8.6σ$的意义，使用普朗克热Sunyaev-Zel'dovich数据。激波位于$(2.93 \pm 0.05) \times R_{500}$，不受任何优先径向方向的支配。利用压力分布的参数模型，我们推导出在95\%置信水平下的下落气体的马赫数的下限，$\mathcal{M} > 3.25$。这些结果是一致的预期来自流体动力学模拟。最后，我们用激波位置来限制A2319的吸积率为$\dot{M} \simeq (1.4 \pm 0.4) \times 10^{14}$ M $_\odot$ Gyr $^{-1}$，总质量为$M_{200} \simeq 10^{15}$ M $_\odot$。
2017-12-15 astro-ph.CO
Comparing Hbeta Line Profiles in the 4D Eigenvector 1 Context
我们描述了一个四维本征矢量1（4DE 1）空间，作为类星体的替代H-R图。它为描述和统一所有宽线活动星系核之间的差异提供了一个背景。类星体的光谱可以用4DE 1以非随机的方式进行平均，就像恒星光谱可以在OBAFGKM分类序列中进行非随机平均一样。我们发现，半高宽H_β小于（星族A）和大于（星族B）4000 km/s的类星体表现出许多显著的差异，可能指向一个实际的二分法。宽线轮廓测量和拟合强化了二分法的概念，因为它们从根本上是不同的：Pop. A-类洛伦兹和Pop.B -双高斯。这些差异对BH质量估计和源结构和运动学的推断都有影响。
2009-11-22 astro-ph.CO
Cosmology from UNIONS weak lensing profiles of galaxy clusters
本研究利用UNIONS弱透镜数据测量星系团内落区质量轮廓，对宇宙学参数Ωm和σ8给出约束，并测量回溅半径，有望将星系团丰度约束改进2倍以上。
2025-10-10 astro-ph.CO
Kinematics of cluster galaxies and their relation to galaxy evolution
我们研究大质量星系团内星系的运动学，作为星系团内恒星形成猝灭物理的一个探针。使用N-体模拟，我们认为，卫星运动学提供的信息是补充（瞬时）卫星的空间分布的星系陷落。将模拟结果与真实星系团的测量结果进行比较，我们发现红色（静止）卫星星系的运动学与蓝色（恒星形成）卫星星系的运动学相一致。
2018-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The intriguing HI gas in NGC 5253: an infall of a diffuse, low-metallicity HI cloud?
（摘要）我们提出了新的，深HI线和20厘米无线电连续数据的非常令人费解的蓝色紧凑矮星系NGC 5253，获得了ATCA的一部分，“本地体积HI调查”（LVHIS）。我们的低分辨率HI图显示了NGC 5253所具有的受干扰的HI形态，包括尾部，羽流和分离的HI云。高分辨率的地图显示，HI羽在东南部和HI结构在西北部，围绕一个哈壳。我们确认，中性气体的运动学是高度扰动，不遵循旋转模式。我们讨论的流出和下降的情况下，解释这种扰动的运动学，分析它所处的环境，并比较它的性质与类似的恒星形成矮星系中观察到的。NGC 5253的射电连续辐射被解析，并与星系中心的强烈恒星形成区相关联。我们完成了分析，使用多波长的数据从文献中提取。我们估计的SFR使用这种多波长的方法。NGC 5253不满足施密特-肯尼库特恒星形成定律，与其恒星质量相比，HI质光比非常低，与类似重子质量的恒星暴相比，似乎稍微缺乏金属。考虑到所有可用的多波长数据，我们得出的结论是，NGC 5253可能正在经历沿着星系短轴的弥散、低金属丰度HI云的坠落，该云构成了ISM并引发了强大的星暴。在银河系东部和北部观测到的潮汐扰动物质是这种相互作用的结果，这种相互作用可能始于1亿多年前。这一HI云的形成可能与NGC 5253与晚型旋涡星系M 83之间的强相互作用有关。
2011-09-05 astro-ph.CO
Galaxy Infall by Interacting with its Environment: a Comprehensive Study of 340 Galaxy Clusters
为了系统地研究星系团中星系角幅、ICM和暗物质成分的演化，我们利用Sloan数字巡天（SDSS）和{ \it Chandra}/{ \it XMM-Newton}的全部数据，编制了340个红移为$<0.5$的星系团的光学和X射线性质。对于每个星系团，成员星系主要是通过光度红移测量确定的。径向ICM质量分布，以及总的引力质量分布，来自空间分辨的X射线数据的光谱分析。当将星系数量的径向分布归一化为ICM质量时，发现相对曲线显着依赖于星系团的红移;在较低的红移子样本中，它向外部下降得更陡。在星系-总质量分布图中也发现了同样的演化，而ICM-总质量分布图则以相反的方式变化。我们认为星系、ICM和暗物质组分在星系团形成时具有相似的角分布，而在星系团内部运动的星系相对于其他组分不断地向中心坠落，ICM相对于暗物质略有膨胀，尽管它遭受了很强的辐射损失。这种伴随ICM膨胀的宇宙学星系坍缩现象可以解释为星系在穿过ICM时与ICM发生了强烈的相互作用，这种相互作用被认为产生了从成员星系到其周围环境的$10^{44-45}$ erg $\rm s^{-1}$能量流，这种能量流预计将在宇宙学时间尺度上持续下去。
2016-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Halo Boundary of Galaxy Clusters in the SDSS
暗物质晕周围的物质可以分为“下落”物质和至少穿过一个近心的“坍缩”物质。分析模型和模拟预测与这两个制度之间的过渡晕密度分布的快速下降。利用SDSS的数据，我们探索了这样一个功能的星系团的密度分布的证据，并调查这个功能和可能的相空间边界之间的连接。我们首先估计陡峭的星系团周围的外星系密度分布：轮廓显示突然陡峭，提供证据截断的晕轮廓。接下来，我们使用两组基于颜色选择的星系来测量星系团周围的星系密度分布。我们发现了星系颜色突变的证据，这与密度分布变陡的位置相吻合。由于星系很可能在恒星形成过程中被淬灭，并在星系团内部变成红色，因此星系颜色分布的这种变化可以解释为从下降状态到坍缩状态的过渡。我们还测量这种过渡使用的模型比较的方法，最近已被用于研究的“回溅”现象，但发现这种方法是不是一个强大的方式来量化检测回溅功能的意义。最后，我们使用一个独立的集群目录进行测量，以测试潜在的系统误差与集群选择。我们确定了未来工作的几个途径：提高对小尺度星系轮廓的理解，透镜测量，识别代理晕吸积率，和其他测试。随着DES，KiDS和HSC调查的即将到来的数据，我们可以期待晕边界研究的显着改进。
2017-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intracluster light as a dark matter tracer: how their spatial and kinematic relationship is shaped by satellite demographics
University of Nottingham（诺丁汉大学）；École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Royal Observatory, Edinburgh（爱丁堡皇家天文台）
研究通过模拟探讨卫星银河系轨道演化和质量分布如何影响团簇内光（ICL）在相空间和径向分布中的关系，发现ICL比暗物质更集中，且受卫星人口学影响显著。
2026-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
