Effect of the non-thermal Sunyaev-Zel'dovich Effect on the temperature determination of galaxy clusters
最近对星系团的普朗克HFI数据的叠加分析（Hurier 2016）允许通过使用对Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）的相对论修正来推导星系团温度。然而，高温集群的温度，从这个分析中得出的，结果是基本上高于从X射线测量的温度，在一个中等的统计显著性$1.5σ$。Hurier（2016）将这种差异归因于校准问题。在本文中，我们讨论了另一种解释这种差异的非热SZE天体物理成分。我们发现，如果星系团中的非热电子具有较低的最小动量值（$p_1\sim0.5-1$），并且它们的压力是热气体压力的$20-30\%$量级，则这种解释是可行的。这两个条件在非热电子与团簇内热气体混合的情况下很难实现，但如果非热电子主要被限制在非热等离子体含量高、热等离子体含量低的气泡中，或位于团簇外围的巨大射电瓣/遗迹中，则有可能实现。为了得到关于团簇中非热电子性质的更精确的结果，并且考虑到X射线和SZE衍生的团簇温度之间的差异的更可靠的检测，这些差异无法以其他方式解释，有必要通过系统地添加SZE的非热成分来重现Hurier（2016）所做的完整分析。
2017-05-18 astro-ph.CO
Hydrodynamic Simulation of Non-thermal Pressure Profiles of Galaxy Clusters
来自星系团的X射线和微波观测的宇宙学约束受到系统不确定性的影响。星系团内部气体运动引起的非热压力支持是天体物理不确定性的主要来源之一。使用质量有限的样本的星系团从高分辨率流体动力学宇宙学模拟，我们的非热的压力分数的配置文件的特点，并研究其依赖于红移，质量和质量吸积率。我们发现，当星系团半径定义为宇宙的平均物质密度而不是通常使用的临界密度时，非热压力分数分布在整个红移范围内是普适的。当星系团半径以宇宙平均物质密度定义时，气体速度各向异性分布具有很强的普适性.然而，我们发现，非热压力分数是强烈依赖于质量吸积率的星系团。我们提供了通用的非热压力分数和速度各向异性的星系团，这应该是有用的建模天体物理学的不确定性，使用星系团作为宇宙学探测器中的气体轮廓的拟合公式。
2014-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The thermalisation of massive galaxy clusters
在结构形成的层次结构中，星系团是质量和时间上的最终维里化产物。团内介质（ICM）中的热重子和星系中的冷重子占据暗物质主导的晕。内部过程，吸积和合并可以扰乱平衡，这是建立在以后的时间。然而，热化作用有效的宇宙时间仍有待评估。在这里，我们表明，在观测到的宇宙中的大质量集群达到了先进的热平衡$\sim~1.8~\text{Gyr}$前，在红移$z =0.14\pm0.06$，当宇宙是$11.7\pm0.7~\text{Gyr}$老。在宇宙物质密度与暗能量相匹配之后，热气体大多被热化。我们发现在一个统计上几乎完整和均匀的样本120个星系团从{ \it普朗克}早期Sunyaev-Zel'dovich（ESZ）的样本，由星系速度色散跟踪的动能是一个忠实的探针的引力能，因为至少$\sim5.4~\text{Gyr}$的回顾时间，而热气体的效率，在转换动能到热能，如通过X射线观察在$r_{500}$内的核心切除区域所测量的，随时间稳定地增加。在$\sim 98$百分比概率水平检测演变。我们的研究结果表明，晕质量吸积历史发挥更大的作用，集群热平衡比辐射物理。热气体的演化与宇宙结构的形成密切相关。
2021-09-13 astro-ph.CO
Galaxy Evolution: Modeling the Role of Non-thermal Pressure in the Interstellar medium
星系的演化在很大程度上依赖于星际介质的物理性质。出于将ISM的性质纳入宇宙学模拟的需要，我们构建了一个简单的方法，包括在星际气体压力的计算中的非热分量的贡献。在我们的方法中，我们处理三个非热成分-湍流，磁场和宇宙射线-和有效地参数化其振幅。我们假设，这三个组件解决成一个准稳态，这是由恒星形成率，并校准它们的大小和密度依赖所观察到的无线电FIR相关性，有关同步辐射恒星形成率的星系。我们实现了我们的模型在单细胞数值模拟的一个包裹的气体与恒定压力的边界条件，并证明其效果和潜力。然后，将非热压力模型引入RAMSES中，对孤立星系进行了非热压力模型和非热压力模型的流体动力学模拟。具体来说，我们证明了现实的非热压力的列入减少了一个数量级的恒星形成率，并增加了气体耗尽时间。我们的结论是，非热压力可以延长恒星形成的时代，并实现与观测的一致性，而无需调用人为的强恒星反馈。
2015-06-08 astro-ph.CO
Non-thermal emission from galaxy clusters
本文讨论了非热星系团研究的相关性以及未来射电观测与WFXT数据相结合的重要性。
2010-11-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cosmic rays and diffuse non-thermal emission in galaxy clusters: an introduction
最近的多频观测有助于全面了解星系团中相对论粒子的起源和演化。在这篇评论中，我简要地讨论了这幅图的理论方面和开放的问题。
2011-06-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Small-scale Effects of Thermal Inflation on Halo Abundance at High-$z$, Galaxy Substructure Abundance and 21-cm Power Spectrum
我们研究了热膨胀对宇宙学结构形成的影响，并提出了可用于约束和可能探测热膨胀情景的天体物理观测值。这些是暗物质晕丰度在高红移，卫星星系在银河系的丰度，和波动的21厘米辐射背景的时代之前的再电离。热膨胀的情况下留下的物质功率谱的特征签名，通过提高在特定的波数的振幅由热膨胀（$N_{\rm bc}$）期间的e-折叠的数量确定，并强烈抑制在较小的尺度模式的振幅。对于一个合理的参数空间范围内，结果之一是在高红移和银河系卫星星系的微晕形成的抑制。虽然这种效应是实质性的，但它与其他宇宙学或天体物理学效应一起退化。21厘米背景探测器的功率谱更直接地影响这一点，由于功率谱中的特征信号，它的观测可能是限制热膨胀情景的最佳方式。如果进行10000小时的观察，第1阶段（SKA 1）中的平方公里阵列（SKA）具有足够大的灵敏度，可以实现带有$N_{\rm bc}\gtrsim 26$的模型的这一目标。最后一个阶段SKA，预计灵敏度约高一个数量级，似乎更有希望，将涵盖更广泛的参数空间。
2017-11-15 astro-ph.CO
Non-thermal emission from galaxy clusters: feasibility study with SKA1
已知星系团拥有各种扩展射电源：尾射电星系，其形状由与星系团内介质（ICM）的相互作用模拟;射电气泡填充ICM分布中的空腔，并通过热气体快速上升;弥漫的巨型射电源（“晕”和“遗迹”），揭示了星系团内体积中相对论电子和磁场的存在。我们在无线电波段观测到的非热成分如何影响ICM的物理性质，并取决于星系团的动力学状态，这是目前一个积极辩论的主题。在这项工作中，我们开始我们的SKA 1的“无线电集群动物园”的可行性研究，通过模拟一个典型的无线电大声集群，托管几个明亮的尾射电星系和一个弥漫的射电晕。SKA 1观测的真实模拟通过MeqTrees软件获得。一种新的反卷积算法，基于稀疏表示和优化的微弱弥漫天文源的检测，进行了测试和比较，经典的CLEAN方法。
2014-12-18 astro-ph.CO
Covariance in the Thermal SZ-Weak Lensing Mass Scaling Relation of Galaxy Clusters
热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）效应信号被广泛认为是具有小内禀散射的星系团的强质量代理。然而，最近的观测校准的tSZ标度关系，使用弱透镜（WL）质量表现出相当大的散射比从数值模拟预测的内在散射。这就提出了一个问题，即我们是否能够实现正在进行和即将进行的星系团tSZ-WL观测的全部统计能力。在这项工作中，我们调查的起源观察到的散射在tSZ-WL标度关系，使用模拟地图的星系团从宇宙流体动力学模拟提取。我们表明，从模拟tSZ-WL分析推断的内在散射是相当大的内在散射模拟中测得的，并在观察到的tSZ-WL关系的散射相媲美。我们发现，这种增强的散射起源于组合的相关结构的投影沿视线和不确定性的集群半径与WL质量估计，导致散射的幅度取决于tSZ和WL信号之间的协方差。我们提出了一个统计模型来恢复无偏的集群标度关系和宇宙学参数，考虑到协方差的tSZ-WL质量关系从多波长集群调查。
2016-05-24 astro-ph.CO
Probing the evolution of galaxy clusters using SZ effect and non-thermal emission: first results from A1413
本研究以星系团Abell 1413为例，利用SZ效应数据研究其气体压力分布偏离通用分布的情况，并结合低频射电观测探讨压力偏差与射电辐射之间的联系。
2024-04-23 astro-ph.CO
On The Road To More Realistic Galaxy Cluster Simulations: The Effects of Radiative Cooling and Thermal Feedback Prescriptions on the Observational Properties of Simulated Galaxy Clusters
对星系团进行的通量受限X射线巡天显示，星系团分为两种大致相等的类型：“冷核”星系团（CC）和非“冷核”星系团（NCC）。在以前的工作中，我们已经证明了使用宇宙学$N$体+欧拉流体动力学模拟，NCC往往是一致的早期主要合并事件，摧毁胚胎CC。在本文中，我们扩展了这些结果，并进行了一系列的simulationsusing不同的方法的气体冷却，能量和金属反馈的超新星，在那里我们试图产生一个人口的集群与现实的中央冷却时间，熵，和温度。我们发现，使用金属性相关的气体冷却是必不可少的，以防止早期过冷，并调整能量和金属反馈的量可以有显着的影响，可观察到的X射线量的气体。我们能够产生集群更现实的中央可观察到的数量比以前已经达到。然而，模拟的星系团和观测结果之间仍然存在显着差异，这表明需要一种不同的方法来模拟星系团中的星系。最后，我们期待一个有前途的亚网格方法模拟星系团的反馈，这可能有助于改善模拟和观测之间的差异。
2012-11-13 astro-ph.CO
An analysis of the temperature structure of galaxy clusters by means of the thermal Sunyaev-Zel'dovich effect
宇宙微波背景的Sunyaev-Zel'dovich效应畸变的测量为我们提供了一个独立的方法来推导星系团的气体温度。在合并的星系团中，气体分布是不均匀的，因此，基于SZ效应的温度测量方法应该比基于X射线发射分析的方法更相关。本文研究了利用SZ效应测量团簇合并过程中气体温度的方法。我们的SZ效应的强度图的计算包括相对论修正的赖特形式主义的框架内考虑，并利用宇宙学数值模拟的合并星系团演变与重子物理。我们发现，合并团簇中的气体温度可以通过低频（128 GHz）与高频（369 GHz）的SZ强度之比来测量。这个SZ强度比使我们能够揭示由剧烈的合并激波引起的温度结构的突出特征。因此，SZ强度的比率的测量是一个有前途的工具，用于测量气体温度的合并星系团。
2010-09-17 astro-ph.CO
Non-thermal emission in galaxy groups at extremely low frequency: the case of A1213
本研究利用LOFAR与uGMRT低频观测分析星系群A1213，发现约500 kpc射电尾及可能的粒子再加速，并探讨其中心延展辐射是否为微晕。
2024-11-25 astro-ph.CO
The cosmic microwave background spectral modification due to thermal Comptonization in galaxy clusters. Analytical consideration
见评论。解析计算了热康普顿化对宇宙微波背景光子在星系团中传播的影响。我们估计的CMB光谱的变形，由于多康普顿散射的光子关闭光学薄的热球形等离子体云的电子。这种新的方法使我们能够解开和确定的光学深度和电子温度的星系团使用CMB的观测。
2019-11-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Thermal plasma in the giant lobes of the radio galaxy Centaurus A
本文用法拉第旋转测量法（RM）研究了最近的射电星系半人马座A巨瓣的弥散偏振射电辐射。在去除平滑的银河前景RM分量后，使用位于巨叶外部的背景源RM的集合，我们留下了与巨叶相关的残余RM信号。我们发现，这种残余RM最有可能的起源是从热材料混合在整个相对论叶等离子体。另一种可能性是，磁离子材料的薄皮/边界层被波瓣的膨胀扫过，这种可能性是极不可能的，因为它至少需要扫过的气体在这些尺度上比预期的组内密度增加一个数量级。从2.3 GHz到0.96 GHz观察到的强去极化也支持波瓣内存在大量的热气体;尽管去极化仅仅是由于前景法拉第屏幕上的RM波动在尺度上小于光束不能被排除。考虑到内部法拉第旋转的情况，我们发现热气体数密度为~10^{-4} cm^{-3}，这意味着叶瓣内的总气体质量为~10^{10} M_solar。与这种气体相关的热压力（从最近的X射线结果中获得的温度kT约为0.5 keV）近似等于非热压力，表明在叶的体积上，热气体、无线电发射电子和磁场（以及可能存在的任何相对论性质子）之间近似均分。
2013-01-08 astro-ph.CO
Joint reconstruction of galaxy clusters from gravitational lensing and thermal gas I. Outline of a non-parametric method
我们提出了一种方法来估计透镜潜力从大质量星系团给定的观测X射线数据。在这项工作中开发和应用的概念可以很容易地与其他技术相结合，以推断透镜的潜力，例如弱引力透镜或星系运动学，以获得一个整体的最佳拟合模型的透镜潜力。在阐述了该方法所基于的物理细节和假设之后，我们解释了数值算法本身是如何以Richardson-Lucy算法作为核心部分来实现的。我们的重建方法进行了测试模拟星系团与球对称的NFW密度分布充满气体在流体静力平衡。我们详细描述了这些模拟观测数据集是如何创建的，以及如何将它们输入到我们的算法中。我们测试的鲁棒性的算法对小参数的变化和估计的质量重建的透镜电位。事实证明，我们在重建透镜势时达到了非常高的精度。统计误差小于2.0%，系统误差不超过1.0%。
2013-04-19 astro-ph.CO
Non-thermal emission from galaxy clusters: a Pandora's vase for astrophysics
宇宙射线和弱磁场的存在已经被星系团的深射电观测所证实。然而，与高精度宇宙学相关的大尺度结构的非热分量的详细物理表征仍然缺失。我将展示的重要性相结合的数值和理论工作与集群观测的新一代的无线电，伽马射线和X射线仪器。
2010-05-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Dark-Ages Reionisation & Galaxy Formation Simulation XVI: The Thermal Memory of Reionisation
星系际介质温度是再电离时代的一个强有力的探测器，因为信息在再电离之后很长一段时间都保留着。然而，平均温度是高度退化的再电离的时间，在时代期间注入的热量，并与随后的冷却速率。我们后处理一套半解析星系形成模型来说明如何不同的星系际介质的热统计可以用来约束再电离。在气体被加热后的一段时间内，温度与再电离的红移高度相关。然而，随着气体冷却，再电离的热记忆丧失，并且形成幂律温度-密度关系，$T = T_0(1+δ)^{1-γ}$与$γ\approx 1.5$。约束我们的模型对观测的电子光学深度和温度在平均密度，我们发现，再电离可能完成在$z_{\rm{reion}} = 6.8 ^{+ 0.5} _{-0.8}$与软谱斜率$α= 2.8 ^{+ 1.2} _{-1.0}$。通过将光谱斜率限制在由群体II合成模型激发的$[0.5,2.5]$范围内，再电离时间进一步限制在$z_{\rm{reion}} = 6.9 ^{+ 0.4} _{-0.5}$。我们发现，在未来，再电离时间和背景光谱之间的简并可以打破使用温度和综合热历史的分散。
2019-08-23 astro-ph.CO
Thermal Instability in Gravitationally-Stratified Plasmas: Implications for Multi-Phase Structure in Clusters and Galaxy Halos
我们使用简化的，平面平行的数值模拟来研究重力分层等离子体中冷却，加热，传导和磁场之间的相互作用。由于物理加热机制仍然不确定，在大规模的晕，如集团或集群，我们采用了一个简单的，观察动机的处方，强制执行全球热平衡时，平均在大尺度上。然而，等离子体仍然容易受到局部热不稳定性的影响，并且冷却驱动材料向内流动。与以前的结果相比，我们认为，等离子体的热稳定性是独立的对流稳定性。我们发现冷却时间尺度与动力学时间尺度的比值t_cool/t_ff控制着热不稳定性的饱和：当t_cool/t_ff < 1时，等离子体发展为扩展的多相结构，而当t_cool / t_ff > 1时，则不发展为扩展的多相结构。(In在另一篇文章中，我们证明了球势中热不稳定性的判据不太严格，t_cool / t_ff < 10。当热传导相对于磁场为各向异性时，多相结构的判据基本上与等离子体的热传导率无关。我们的局部热不稳定性产生多相结构的标准是冷与热吸积模式在星系形成，适用于所有半径的热晕，而不仅仅是维里冲击的延伸。我们表明，该准则与星系团ACCEPT样本中多相气体的数据一致;此外，当t_cool / t_ff > 1时，相对于不加热的模型，低温净冷却速率和小半径质量通量得到了足够的抑制，从而与星系团和星系团中的恒星形成率和X射线线发射定性一致。
2012-12-04 astro-ph.CO
On the Lack of Evolution in Galaxy Star Formation Efficiency
利用重建的星系恒星形成历史，我们计算了星系恒星形成的瞬时效率（即，恒星形成率除以重子吸积率）从$z=8$到现在。这种效率在特征晕质量10^11.7兆太阳附近表现出一个明显的峰值，这与长期以来对吸积气体维里激波加热质量尺度的理论预测相吻合。在特征晕质量以上，效率随着质量的负三分之四次方而下降;在特征质量以下，效率随着质量的平均三分之二次方而下降。相比之下，效率的形状和归一化自z=4以来变化很小。我们表明，时间无关的恒星形成效率简单地解释了宇宙恒星形成率的形状，因为z=4的暗物质吸积率。从早期到z=2的宇宙恒星形成的增加对星系形成效率特别敏感。效率的质量依赖性强烈地限制了大多数恒星形成的发生，结果是三分之二的恒星形成发生在特征质量的三倍范围内的晕内，这个范围包括银河系的质量。
2012-12-22 astro-ph.CO
Lack of clustering in low-redshift 21-cm intensity maps cross-correlated with 2dF galaxy densities
我们报告的结果从21厘米的强度图获得的帕克斯射电望远镜和交叉相关的星系图从2dF星系调查。这些数据跨越了红移范围$0.057<z<0.098$，在两个长视场上覆盖了大约1,300平方度。在$5.18σ$的显著性下检测到交叉相关。交叉功率谱的幅度相对于预期的暗物质功率谱是低的，假设中性氢（HI）的偏见和质量密度等于从ALCAFA调查的测量。在小尺度上，这种减少是明显的，具有统计学意义。在$k\sim1.5$ $ h \mathrm{Mpc^{-1}}$，互功率谱比预期低6倍以上，显著性为$14.8\,σ$。这种减少表明，要么是缺乏集群的中性氢（HI），光学星系和HI之间的相关系数小，或两者的某种组合。将2dF分为红星系和蓝星系，我们发现在$k\sim1.5$ $h \mathrm{Mpc^{-1}}$尺度上，红星系与HI的关联要弱得多，这表明HI与蓝色恒星形成星系的关联更强，并且倾向于避开红星系。
2017-10-09 astro-ph.CO
Impact of thermal SZ effect on cross-correlations between Planck CMB lensing and SDSS galaxy density fields
宇宙微波背景辐射（CMB）图中星系团的热Sunyaev-Zeldovich（tSZ）效应所造成的残余前景污染传播到重构的CMB透镜场中，从而使CMB透镜与大尺度结构（LSS）之间的本征互相关产生偏差。通过叠加分析，我们发现，残留的tSZ污染导致的透镜收敛的集群的中心部分和集群郊区的透镜收敛的递减的增量。我们通过互功率谱计算量化了残余tSZ污染对普朗克2018 CMB透镜收敛图和SDSS-IV星系密度数据之间互相关性的影响。与普朗克2018年tSZ去投影的SMICA透镜图相比，我们使用tSZ污染的SMICA透镜图进行的分析在多极$\ell\lesssim 500$处测量了$\sim2.5\%$负偏置，并在$\ell\gtrsim1500$处过渡到$\sim9\%$正偏置，这验证了早期对这种tSZ诱导的伪互相关的整体形状的理论预测。在普朗克CMB数据中检测到tSZ诱导的透镜会聚场，在$\ell\lesssim 500$处具有超过$1σ$的显著性，在$\ell\gtrsim1500$处具有超过$14σ$的显著性，从而产生总体$14.8σ$检测。我们还表明，掩盖星系团的CMB数据是不足以消除虚假的透镜信号，仍然检测到一个不可忽略的偏差与$5.5σ$意义上的互相关与星系密度场。我们的研究结果强调了在组分分离阶段从CMB图中去除tSZ效应并采用无tSZ的CMB透镜图与LSS数据进行互相关是多么…
2022-05-19 astro-ph.CO
Combined analysis of galaxy cluster number count, thermal Sunyaev-Zel'dovich power spectrum, and bispectrum
Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应是宇宙结构演化的强有力的探测器，因此对宇宙学参数$σ_8$和$Ω_m$高度敏感，尽管它的能力受到当前星系团质量校准不确定性的阻碍。在这项分析中，我们重新审视这些宇宙学参数的约束，以及流体静力学质量的偏差，通过执行（一）一个强大的估计的tSZ功率谱，（二）一个完整的建模和分析的tSZ双谱，和（iii）一个综合分析的星系团数计数，tSZ功率谱，和tSZ双谱。从该分析中，我们导出最终约束$σ_8 = 0.79 \pm 0.02$、$Ω_{\rm m} = 0.29 \pm 0.02$和$(1-b) = 0.71 \pm 0.07$。与数值模拟和基于弱透镜效应的估计相比，这些结果有利于流体静力学质量偏差的高值。此外，他们是一致的，与以前的tSZ分析，CMB派生的宇宙学参数，和辅助估计的流体静力学质量偏差。
2017-01-31 astro-ph.CO
Analytical model for non-thermal pressure in galaxy clusters - II. Comparison with cosmological hydrodynamics simulation
星系团内部的湍流气体运动为团内气体提供了不可忽略的非热压力支持。如果不纠正，它会导致系统的偏见，在估计集群质量的X射线和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）的观测假设流体静力学平衡，并影响解释的SZ功率谱的测量和集群外围的观测正在进行和即将到来的大型集群调查。最近，Shi和Komatsu开发了一个分析模型，用于预测由团簇质量增长产生的团簇内气体的动力学随机运动所贡献的非热压力的半径，质量和红移依赖性。在本文中，我们比较了这个分析模型的预测，一个国家的最先进的宇宙流体动力学模拟。由于不同的质量增长历史导致不同的非热压力，我们对65个模拟的星系团进行了逐团比较。我们发现一个很好的协议之间的建模和模拟的非热压力分布。我们的研究结果开辟了可能性，使用的分析模型，以纠正系统的偏见，在质量估计的星系团。我们还讨论了测试的物理图像的内部集群非热气体运动的演变，以及如何进一步提高分析建模，这可能有助于实现非热现象的统一理解星系团。
2015-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cross-correlating the Thermal Sunyaev-Zel'dovich Effect and the Distribution of Galaxy Clusters
给出了基于晕模型的热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应与星系团分布之间的互相关的解析计算公式。通过根据它们的红移和质量对星系团进行分组，这种互相关，即所谓的堆叠SZ信号，揭示了星系团周围的平均SZ分布。堆叠的SZ信号是可从弧分分辨率的宇宙微波背景（CMB）实验和重叠的光学调查，这允许检测的SZ信号的质量低于个别集群检测阈值的集群的联合分析。我们推导出测量堆叠SZ信号的误差协方差矩阵，然后预测其检测从正在进行的和即将到来的组合CMB光学调查。我们发现，在很宽的质量和红移范围内，堆叠的SZ信号可以检测到显着的信噪比（总S/N \gsim 10），其值峰值的集群与中间的质量和红移。我们的计算还表明，堆叠方法允许探测集群的SZ配置文件在很宽的范围内的尺度，甚至到投影半径的维里半径一样大，从而提供了一个有前途的方式来研究气体物理在外围的星系团。
2012-01-19 astro-ph.CO
Mass modeling of galaxy clusters: quantifying hydrostatic bias and contribution from non-thermal pressure
利用X射线和Sunyaev-Zel'dovich数据结合流体静力学平衡假设得到的星系团质量测定结果通常是有偏差的。偏差的存在有两个主要原因：非热压力预计将有助于整体压力平衡和偏离球对称性和流体静力学平衡可能存在。在本文中，我们使用一个样本的放大流体动力学模拟的星系团测量的大小的流体静力学偏差和非热的贡献，总压。我们提出了一个新的经验模型的非热压力的基础上，我们的模拟，可以应用于观测。我们表明，我们的模型可以成功地应用到删除大部分的偏见有关的忽略非热压力，这通常是不包括在流体静力学集群质量剖面重建。这个模型的使用可能会显着提高集群的定标关系，集群宇宙学的一个关键工具。
2016-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectral imaging of the thermal Sunyaev-Zel'dovich effect in X-COP galaxy clusters: method and validation
通过Sunyaev-Zel 'dovich效应对星系团成像是探测星系团内部气体热压力的一个有价值的工具，特别是在X射线观测受到光子统计影响的最外层区域。对于第一次，我们产生的康普顿化参数的地图，通过应用局部参数算法稀疏分量分离普朗克发布的最新频率图。该算法考虑到真正的集群数据的属性，通过热尘埃的光谱能量密度的两个组件建模，和亮点源的掩蔽。由于在每个小波系数的卡方最小化中实施了普朗克束的反卷积，其鲁棒性在低信噪比范围内得到了提高。我们将这一程序应用于普朗克探测到的12个低红移星系团，这些星系团具有最高的信噪比，并在XMM星系团外层计划（X-COP）中进行了考虑。我们的图像显示了各向异性特征的存在，例如位于样品中许多簇的外围的小尺度斑点和无规则子结构。他们的检测的意义是建立通过一个基于引导程序，我们在这里提出的第一次。特别是，我们提出了一个定性的比较与X射线数据的两个有趣的系统，即A2029和RXCJ 1825。我们的结果是在协议的两个波段中的集群的外围检测到的功能。
2019-09-19 astro-ph.CO
Lack of Interaction between the Dust Grains and the Anomalous Radio Jet in the Nearby Spiral Galaxy NGC 4258
我们获得了附近螺旋星系NGC 4258的斯皮策/IRAC 3.6-8微米图像，以研究尘埃和射电喷流之间可能的相互作用。在我们的分析中，我们还包括高分辨率无线电连续谱，H-α，CO和X射线数据。我们的数据表明，8微米的发射，被认为主要来自PAH分子和热尘埃，是一个很好的示踪剂的正常螺旋结构的NGC 4258，因此它起源于银道面。我们研究了尘埃破坏的无线电喷流的可能性，通过计算之间的相关系数8微米和无线电连续辐射沿喷流在两个独立的方式，即（i）从小波变换的原始图像在不同的空间尺度的地图，和（ii）从一维强度削减垂直于空中的无线电喷流的投影路径。在相关的空间尺度上，无论采用哪种方法，都没有检测到相关性（或相关性）的明确迹象，这意味着任何尘埃破坏都必须发生在我们的观测无法解决的空间尺度上。
2010-08-21 astro-ph.CO
Multi-frequency constraints on the non-thermal pressure in galaxy clusters
星系团中射电晕的起源仍然是未知的，从观测和理论的角度来看，这是一个充满活力的辩论的主题。特别是在有射电晕的星系团中，非热等离子体和磁场能量密度的数量和性质仍然不清楚。本文的目的是得到一个估计的非热和热等离子体的射电晕集群，结合无线电，X射线和SZ效应的观测之间的压力比X。从普朗克观测到的一个星系团样本的同时P_{1.4} -L_X和P_{1.4} - Y_{SZ}的相关性，我们导出了Y_{SZ}和L_X之间的相关性，我们用它来导出X的值。这是可能的，因为康普顿参数Y_{SZ}与团簇中的总等离子体压力成比例（我们将其表征为热压力和非热压力的总和），而X射线光度L_X仅与团簇内等离子体的热压力成比例。结果表明，在β =2/3，核心半径rc = 0.3的等温β模型中，自相似团簇形成模型的压力比的平均值（最佳拟合值）为X =0.55 \pm 0.05，R_{500}对团簇样品保持平均。我们还表明，在这个模型中的Y_{SZ} -L_X相关的理论预测有一个斜率是陡峭的比最佳拟合值为现有的数据。如果压强比X随X射线光度的增加而减小，即L_X^{-0.96}，则与实验数据的一致性可以恢复。我们的结论是，现有的数据表明大量的非热压力的集群大气的值必须减少增加X射线光度，或增加集群质量（温度）的无线电晕集群。（节略）
2013-12-06 astro-ph.CO
Galaxy cluster outskirts from the thermal SZ and non-thermal synchrotron link
星系团合并激波是团内介质热化和宇宙线粒子在其中传播的主要媒介，激波传播改变了团内稀薄等离子体的状态，相应的信号变化可以用当代X射线和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应仪器测量。此外，非热电子（再）激发的冲击有时会引起扩展和发光的同步加速器源称为无线电遗迹，这是突出的指标，冲击传播大致在天空的平面。在这篇简短的评论中，我们讨论了如何联合建模的非热和热信号的变化，在整个无线电遗迹冲击波的前锋是帮助推进我们的知识的气体物理性质和磁场强度在集群的郊区。我们描述了第一次使用SZ效应来测量遗迹冲击波的马赫数，对于最近的（Coma）和最远的（El Gordo）集群与已知的无线电遗迹。
2016-11-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Imaging the Thermal and Kinematic Sunyaev-Zel'dovich Effect Signals in a Sample of Ten Massive Galaxy Clusters: Constraints on Internal Velocity Structures and Bulk Velocities
利用Bolocam和AzTEC/ASTE对10个星系团在140和270 GHz的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应信号进行了成像。我们还使用普朗克数据来限制大角度尺度的信号，赫歇尔-SPIRE图像减去最亮的星系，包括宇宙红外背景（CIB），钱德拉成像映射的电子温度$T_e$的内部集群介质（ICM），和HST成像推导出每个星系团的质量密度模型。星系团的引力透镜背景CIB，这产生了一个平均的亮度减少后，最明亮的星系被扣除后，向星系团的中心。我们校正了这种缺陷，其在$R_{2500}$内的270 GHz SZ效应信号的5-25%之间。使用SZ效应测量，以及对$T_e$的X射线约束，我们测量了每个星系团的平均视线（LOS）速度$v_z$在$R_{2500}$内，每个星系团的不确定性中位数为+-700 km/s。我们发现了一< $v_z$ >个430 ± 210 km/s的总体平均值和一个470 ± 340 km/s的星团-星团内散$σ_{int}$。我们还获得了$v_z$在每个星系团表面的角分辨率为70”的地图。所有四个先前确定为沿着视线方向合并的星系团在这些图中显示出2-4 $σ$的显著性差异，表明内部$v_z$ rms为$\gtrsim$ 1000 km/s。先前被确认为松弛或合并的六个星系团中没有一个显示出任何这种过度的变化。
2019-06-25 astro-ph.CO
Possible non-thermal origin of the hard X-ray emission in the merging galaxy cluster SPT-CL J2031-4037
星系团在高能X射线区域的非热辐射已被各种仪器探测到，但这种辐射的探测意义还没有被发现是边缘的或有争议的。利用NuSTAR的独特能力，集中在硬能带的X射线，我们提出了一个详细的分析238 KS NuSTAR观测合并的星系团SPT-CL J2031-4037，寻找非热逆康普顿发射。我们对SPT-CL J2031-4037的光谱分析表明，该星系团的硬X射线发射可以用非热成分来描述，尽管我们不能完全排除这种硬发射的纯粹热起源。包括统计和系统的不确定性，我们的最佳模型拟合产生20-80 keV的非热通量的$3.93_{-1.10}^{+1.24} \times 10^{-12}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$。估计的非热通量与使用NuSTAR和其他X射线仪器在其他星系团中发现的非热通量相当。利用这个非热通量与现有的无线电数据的集群，我们估计体积平均磁场强度在0.1-0.2 $μ$ G的范围内。
2022-08-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
What Sets Temperature Gradients in Galaxy Clusters? Implications for non-thermal pressure support and mass-observable scaling relations
本文提出了一个球对称模型，描述了充满热等离子体的星系群和星系团中温度分布的起源和演化。我们发现，在集群中的气体一般不是等温的，温度随半径下降，在大的距离从集群中心（外的核心和规模半径）。这种温度分布是由吸积历史的晕，并没有定量描述的多方模型。我们定量地解释了大规模的温度梯度持续尽管热传导和对流。这些结果是星系团的宇宙学组装的结果，并且不能用孤立晕的非宇宙学模拟来重现。我们表明，在晕组装历史的变化产生了约10%的温度分散在固定的质量。在这种分散的顶部，传导降低了大质量星系团尺度半径附近的气体温度，这可能会使从X射线和SZ观测推断的流体静力学质量估计产生偏差。作为我们的模型配置文件的一个例子应用，我们使用混合长度理论来估计的湍流压力支持所产生的磁热不稳定性（MTI）：在协议与我们早期的MHD模拟，我们发现，由MTI产生的对流可以提供约5%的非热压力支持附近的r_500。这种湍流压力支持的大小在晕质量中可能是非单调的，在~10^14.5 M_太阳晕中达到峰值。
2013-03-15 astro-ph.CO
Galaxy Clusters in the Swift/BAT era II: 10 more Clusters detected above 15 keV
我们报告的发现，另外10个星系团检测到正在进行的雨燕/BAT全天空调查。新发现的星团包括：Bullet、Abell 85、Norma和PKS 0745-19。Norma是这里介绍的集群中唯一一个由BAT解决的集群。对于所有的集群，我们使用XMM-牛顿和斯威夫特/BAT数据进行详细的光谱分析，以调查硬（非热）X射线过剩的存在。我们发现在大多数情况下，团簇在0.3- 200 keV波段的发射可以用多温热模型来解释，证实了我们以前的结果。对于两个集群（子弹和阿贝尔3667），我们发现的硬X射线过剩的存在的证据。在子弹集群的情况下，我们的分析证实了存在一个非热，幂律一样，组件与20-100千电子伏通量为3.4 \times 10-12 erg cm-2 s-1的检测在以前的研究。对于Abell 3667，过量发射可以成功地建模为热分量（kT=~ 13 keV）。因此，我们认为星系团（子弹星系团除外）的硬X射线辐射很可能是热辐射。
2010-09-23 astro-ph.CO
Stirred, not Clumped: Evolution of Temperature Profiles in the Outskirts of Galaxy Clusters
最近对团内介质（ICM）的统计X射线测量表明，星系团外围的气体温度分布偏离了自相似演化。使用质量有限的样本的星系团从宇宙流体动力学模拟，我们表明，偏离自相似性可以解释由非热气体运动驱动的合并和吸积。与以前的说法相反，气体亚结构在星系团外围的温度演化中只起很小的作用。在自相似标度中仔细选择晕圈过密度定义减轻了这些偏离。我们的工作突出了非热气体运动在ICM演化中的重要性，以及星系团作为宇宙学探测器的应用。
2019-08-27 astro-ph.CO
Galaxy Cluster Thermal X-Ray Spectra Constrain Axion-Like Particles
类轴子粒子（ALP）和光子在磁场存在下相互转换。在keV能量的环境中的星系团，转换概率可以成为未抑制的轻ALP。将热X射线光子转换为ALP可以在星系团热韧致辐射谱中引入台阶状特征，我们认为现有的星系团X射线数据应该足以将低质量区$m_a \lesssim 1 \times 10^{-12}\,{\rm eV}$中ALP的边界扩展到$M \sim 7\times 10^{11}\, {\rm GeV}$，对于$10^{11}\, {\rm GeV} < M \lesssim 10^{12}$ GeV的光ALP，产生了有趣的和独特的观测特征，可以通过现有的和即将到来的X射线来探测（和潜在的X射线偏振）观测星系团。
2015-09-22 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
The role of Dark Matter sub-halos in the non-thermal emission of galaxy clusters
暗物质粒子的湮灭被认为是星系团产生非热粒子和辐射的可能机制之一。以前的研究表明，虽然DM模型可以再现后发座星系团中射电晕的光谱特性，但它们无法再现射电晕表面亮度的形状，因为它们产生的形状过于集中于星系团的中心。然而，在以前的研究中，DM分布被建模为一个单一的球对称晕，而昏迷DM分布被发现有一个复杂的和细长的形状。在这项工作中，我们计算了一系列的非热辐射后发座星系团通过使用所观察到的分布DM子晕。我们发现，通过在DM模型中包括观测到的子晕，我们得到了一个形状类似于观测到的射电表面亮度，并且子晕将射电发射提高了5 - 20%，从而允许减小再现射电晕通量所需的湮灭截面与从其他观测得出的上限之间的差距，并且该间隙可以通过由于较小的子结构而导致的增强因子的实际值来解释。中性伴子质量为9 GeV、成分为$τ^+ τ^-$的模型，以及质量为43 GeV、成分为$b \bar b$的模型，可以利用后发座中观测到的磁场特性来拟合射电晕谱，并且与最近的费米-LAT上限相比，并没有预测到伽马射线的过量发射。这些发现使这些DM模型成为解释星系团射电晕起源的可行候选者。[删节]
2016-11-17 astro-ph.CO
Anisotropic Thermal Conduction and the Cooling Flow Problem in Galaxy Clusters
我们研究了长期存在的冷却流问题在星系团与孤立的星系团的三维MHD模拟，包括辐射冷却和各向异性热传导沿磁场线。团内介质（ICM）的中心区域可以有大约2亿年或更短的冷却时间尺度-为了防止冷却灾难，ICM必须通过某种机制加热，例如AGN反馈或来自大半径热库的热传导。星系团的核心是线性不稳定的热流驱动的浮力不稳定性（HBI），这显着改变了集团核心的热力学。HBI是一种对流、浮力驱动的不稳定性，它将磁场重新排列为优先垂直于温度梯度。对于广泛的参数范围内，我们的模拟表明，在存在的HBI，有效的径向热导率降低到小于10%的完整的斯皮策传导率。随着传导加热的抑制，冷却灾难发生的时间尺度相当于集群的中央冷却时间。因此，热传导本身不太可能稳定具有低中心熵和短中心冷却时间尺度的团簇。高中心熵的星系团有足够长的冷却时间，传导可以帮助避免宇宙学上有趣的时间尺度的冷却灾难。
2009-05-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the DM interpretation of the origin of non-thermal phenomena in galaxy clusters
为了解释星系团中非热现象的起源，我们研究了各种湮灭暗物质（DM）模型的预言。我们考虑三个中性伴子DM模型与轻（9 GeV），中间（60 GeV）和高（500 GeV）的质量。由中性伴子湮灭产生的次级粒子产生了多频率的光谱能量分布（SED），以及对团内气体的加热，这些都是针对后发座星系团的观测结果进行测试的。将DM产生的SED归一化到后发座射电晕谱。我们发现，这是不可能解释所有的非热现象观察到的昏迷DM湮灭。质量为9 GeV的DM模型在所有频率下产生的功率都太小，而质量为500 GeV的DM模型在所有频率下产生的功率都很大。60 GeV和$τ^{\pm}$组成的DM模型与HXR和伽马射线数据一致，但不能再现EUV和软X射线数据。60 GeV和$b{\bar b}$组成的DM模型总是低于观测到的通量。彗发的射电晕谱仅在$b{\bar b}$或轻、中质量DM模型中拟合得较好。对于NFW DM密度分布，彗发中心DM湮灭产生的加热总是大于团内气体的冷却速率，而对于9 GeV的DM模型，它远小于只有核心DM密度分布的冷却速率。我们的结论是，解释起源的非热现象的星系团与DM湮灭模型的可能性需要一个低的中性伴子质量和核心DM密度分布。如果我们考虑多信使对中性伴子湮灭截面的限制，那么事实证明，除非我们引入一个由于DM子结构的存在而产生的实质性增强因子，否则这种情况也将被排除在外。
2010-04-08 astro-ph.CO
Buoyancy Instabilities in Galaxy Clusters: Convection Due to Adiabatic Cosmic Rays and Anisotropic Thermal Conduction
使用线性稳定性分析和二维和三维的非线性模拟，我们研究的物理浮力不稳定性相结合的热和相对论性（宇宙射线）等离子体，激发的应用程序的星系团。我们认为，宇宙射线的扩散很可能是缓慢的浮力时间相比，在大的长度尺度，使宇宙射线是有效的绝热。如果宇宙线压力$p_{cr}$是热压力的$\gtrsim 25 %$，并且宇宙线熵（$p_{\rm cr}/ρ^{4/3}$; $ρ$是热等离子体密度）向外减小，则宇宙射线驱动类似于恒星中史瓦西对流的绝热对流不稳定性。星系团核心的全球模拟显示，这种不稳定性通过降低宇宙射线熵梯度和驱动有效的对流和湍流混合而饱和。在团核较大半径处，热等离子体不稳定于热通量驱动的浮力不稳定性（HBI）、各向异性热传导产生的对流不稳定性和背景热传导通量。宇宙射线驱动的对流和HBI可能有助于重新分配1a型超新星在星团中产生的金属。我们的计算表明，绝热模拟的星系团可以人为地抑制热等离子体和相对论等离子体的混合;各向异性热传导允许更有效的混合，这可能有助于宇宙射线分布在整个集群体积。
2009-01-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
Tracing the non-thermal pressure and hydrostatic bias in galaxy clusters
我们提出了一个模型化的非热压力，$P_{NT}$，我们将其应用到X射线（和Sunayev Zel 'dovich）派生的X-COP星系团的径向配置文件。我们与非热的压力支持的流体静力学的偏见，$b$的量，并推测我们如何可以解释这$P_{NT}$在预期水平的湍流速度和磁场。目前的上限湍流速度在集群内等离子体被用来建立一个分布$\mathcal{N}(<b) - b$，从中我们推断，50%的本地星系团应该有$b < 0.2$（$b<0.33$在80%的人口）。在X-COP样本中，包括放松的大质量附近系统的测量偏差为0.03，在50%的对象和0.17，其中80%。所有这些值都低于普朗克宇宙学框架中观察到的星系团数计数所需的偏差量。
2021-12-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Launching of Cold Clouds by Galaxy Outflows II: The Role of Thermal Conduction
我们探讨了电子热传导的辐射冷却的冷云嵌入流的热和快速的材料，发生在流出的星系的演变的影响。执行三维自适应网格细化流体动力学模拟的参数研究，我们表明，电子热传导导致冷云蒸发，但它也可以通过将它们压缩成致密的细丝来延长它们的寿命。我们区分低柱密度云，这是在很短的时间内中断，和高柱密度云与更长的中断时间，是由撞击热能和蒸发之间的平衡。我们提供了适合的云的寿命和速度，可以用于星系尺度的外流模拟，其中个别云的演变不能建模所需的分辨率。此外，我们表明，云只加速到环境速度的一小部分，因为蒸发压缩导致云呈现一个小的横截面的环境流。这意味着，要么磁场必须抑制热传导，要么在星系外流中观察到的冷云不是由星系携带的冷物质形成的。
2016-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Galaxy Motions, Turbulence and Conduction in Clusters of Galaxies
星系团中的非相对辐射冷却导致了过度的质量沉积速率。然而，星系团的冷核由于较小的合并或星系围绕星系团中心运动而被热传导和湍流热扩散持续加热。这些过程可以减少活动星系核加热冷核所需的能量，或者可以完全防止过冷。我们进行3D MHD模拟，包括场对准的热传导和自引力粒子来详细模拟这一点。湍流并不局限于星系的尾流，而是由于大尺度g模的激发而充满体积。我们系统地探讨了星系质量和数量的参数空间。对于广泛的观测动机的星系参数，磁场随机搅拌运动，恢复传导热流的核心。冷却灾难要么没有发生，要么延迟到足以让群集经历一次可能重置群集内介质条件的重大合并。虽然湍流运动的耗散作为热源可以忽略不计，但湍流热扩散是极其重要的;它在星团中心占主导地位。然而，热传导在较大半径处变得重要，并且没有热传导的模拟遭受冷却灾难。传导作为热源和减少稳定浮力都很重要，从而实现更有效的扩散。湍流促成传导，传导促成湍流。在这些模拟中，气体涡度-这是一个很好的指示被困g模式-随着时间的推移而增加。涡量的增长近似地反映了磁场的增长，而磁场的增长又被湍流放大。
2010-08-30 astro-ph.CO
The MUSIC of Galaxy Clusters I: Baryon properties and Scaling Relations of the thermal Sunyaev-Zel'dovich Effect
我们介绍了Marenostrum MultiDark模拟的星系团（MUSIC）数据集，流体动力学模拟的星系团的最大样本之一，超过500个集群和2000组。这些物体是从两个大型N体模拟中选出的，并使用SPH以及相关的物理过程（冷却、紫外光电离、恒星形成和不同的反馈过程）以高分辨率进行了重新模拟。我们重点分析了在MUSIC数据集中的星系团的重子含量（气体和恒星）作为光圈半径和红移的函数。我们的模拟结果进行了比较，与最近的观测估计的气体分数在星系团在不同的过密度半径。当冷却和恒星反馈的影响包括在内，MUSIC集群显示出良好的协议与最近观察到的气体分数引用的文献。一个明确的依赖性的气体分数与总集群质量也是显而易见的。孔径半径选择的影响，当比较积分量在不同的红移，进行测试：在一个固定的过密度相对于临界密度的半径的标准定义相比，定义的基础上的红移依赖的过密度相对于背景密度。我们还详细分析了由MUSIC团簇导出的热SZ（Sunyaev Zel'dovich）效应的标度关系。综合SZ亮度Y与星团总质量M有关，M-Y对应物也是如此，更适合于观测应用。这两个定律都与自相似模型的预测一致，显示出非常低的分散性。还探讨了气体分数对Y-M标度的影响以及Y-M标度关系中可能存在的红移依赖性。
2012-11-13 astro-ph.CO
Does the magneto-thermal instability survive whistler-suppression of thermal conductivity in galaxy clusters?
本文通过Boussinesq模拟研究哨声波抑制热流对星系团外围磁热不稳定性（MTI）的影响，发现强抑制会中断磁发电机并导致MTI湍流消亡，但外部强迫可使其恢复并维持浮力不稳定。
2025-02-04 astro-ph.CO physics.plasm-ph
Growth and Evolution of Thermal Instabilities in Idealized Galaxy-Cluster Cores
热量输入大致平衡了星系团气体核心的辐射冷却，即使中心冷却时间很短，这意味着冷却触发了一个保持热平衡的反馈回路。此外，冷却时间短的核心往往具有多相结构，这表明当冷却时间< 1 Gyr时，团内介质（ICM）变得局部热不稳定。在这项工作中，我们使用2D和3D流体动力学模拟研究的凝聚在理想的星系团核心的开始。特别是，我们看看如何冷凝过程取决于冷却时间的比率，自由落体时间和引力势的几何形状。我们的结论是，ICM总是可以发展到一个状态，其中发生凝聚，如果有足够的时间，但初始时标比tcool /tff < 10是需要的热不稳定性增长足够快，影响现实的集群核心在一个时间尺度内，是相关的宇宙学结构的形成。我们发现，不稳定导致对流和扰动继续增长，而气体对流。当微扰分布的低熵尾部的时间尺度比低于tcool /tff < 3时，即使体积平均时间尺度比大得多，也会发生凝聚。在我们的模拟中，引力势的几何形状对热稳定性没有很大的影响。最后，我们发现，如果凝结是能量反馈，那么将凝结物质转化为热能的转换效率约为10^-3，就足以维持ICM中的热平衡。
2015-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-thermal Sunyaev-Zeldovich signal from radio galaxy lobes
射电星系叶中的高能电子不仅是射电和X射线的潜在来源，而且也是宇宙微波背景（CMB）辐射中Sunyaev-Zeldovich（SZ）畸变的潜在来源。以前的工作讨论了射电星系叶的能量学，但假设热SZ效应，来自非热电子布居。我们使用一个改进的射电星系叶演化模型来估计观测参数，如射电光度和观测红移处的SZ失真强度。我们进一步量化了射电星系的各种相关物理参数，如喷流功率、喷流活动的时间尺度、叶瓣演化的时间尺度等对观测参数的影响。对于目前对星系团的SZ观测，我们发现，来自嵌入在星系团中的射电瓣的非热SZ失真可以是不可忽略的相比，来自团内介质的热SZ失真的量，因此，不能被忽略。我们发现，小和年轻（最好是居住在一个集群环境）的射电星系提供了更好的前景，从这些来源的非热SZ信号的检测。我们进一步讨论了一些源的SZ效应已被检测到或上限的不同的物理参数的限制。演化模型使我们能够获得限制，以前无法得到的，在低能量截止的电子光谱（$p_{min} \sim 1\hbox{--}2$），以解释最近的非热SZ检测。最后，我们讨论了未来的CMB实验，这将涵盖更高的频段（$>$ 400 GHz），可能会提供明确的签名，非热SZ效应。
2022-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Non-thermal Emissions from Cool Cores Heated by Cosmic-Rays in Galaxy Clusters
我们研究星系团冷核的非热辐射。我们采用了一个最近的模型，其中宇宙射线（CR）占主导地位的核心和稳定加热他们通过CR流。非热辐射来自CR质子与团内介质（ICM）的相互作用。理论预测和射电观测的比较表明，总的CR谱必须是陡峭的，在核心的CR的大部分是低能CR。假设CR是通过活动星系核活动注入的，我们研究的冲击，负责CR加速的性质。陡峭的CR谱可能反映了这样一个事实，即冲击波在热ICM中传播时具有相当小的M数。我们还研究了CR流速度的依赖性。结果表明，同步辐射的次级电子应观察到的核心无线电小晕。特别是，低频观测（如LOFAR）是有希望的。另一方面，光谱的陡度使得很难检测到来自核心的非热X射线和伽马射线发射。低能量CR可以是在芯中观察到的加热光学细丝。
2011-11-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Evidence for a thermal pressure deficit in galaxy groups from the tSZ effect and weak lensing
Princeton University（普林斯顿大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；DAMTP, Centre for Mathematical Sciences, University of Cambridge（剑桥大学数学科学中心应用数学与理论物理系）
本研究结合tSZ效应与弱引力透镜测量，发现FLAMINGO模拟高估星系群热压强两倍，提示存在缺失的非热压强支撑或流体静力学平衡偏离。
2026-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extended X-ray emission from non-thermal sources in the COSMOS field: A detailed study of a large radio galaxy at z=1.168
X射线选定的星系群样本通常是通过寻找扩展的X射线源来产生的，这些源反映了星系群内介质的热辐射。另一方面，有规律地占据星系群的大射电星系也在X射线窗口中发射，它们对X射线选定的星系群样本的贡献仍然没有得到很好的理解。为了研究它们的相对重要性，我们对COSMOS场中的非热扩展X射线源进行了系统的研究。基于X射线和射电扩展的形态符合，在60个射电星系和\sim 300扩展X射线源中，我们只发现了一个候选者，其中观测到的扩展X射线发射来自与射电星系有关的非热过程。我们对这个来源及其环境进行了详细的分析。我们的研究结果得出，外部逆康普顿发射的叶是占主导地位的过程，产生观测到的X射线发射我们的扩展X射线候选人，与一个较小的贡献，从气体的星系群托管的射电星系。最后，我们发现，在COSMOS领域（在红移范围0 < z < 6和无线电光度之间的1025和1030 W/Hz），只有一个潜在的候选人是一致的预期X射线计数产生的同步波瓣。这意味着这些来源不是X射线选定簇/组样品中的主要污染源，但它们可能在亮端（S_X > 7 \cdot 10^-15 erg s^-1 cm ^2）主导z > 1簇计数。
2012-04-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the Efficiency of Thermal Conduction in Galaxy Clusters
星系团拥有一个大型的扩散等离子体库，具有径向变化的温度分布。由于湍流和磁场的存在，团簇内介质（ICM）的热传导效率变得非常复杂。以往的研究表明，在星系团的外部区域发展的磁热不稳定性将驱动磁场线优先径向，导致沿径向方向的有效传导。使用一系列球对称模拟，在这里，我们研究了热传导对三个大质量星系团外部区域温度分布的影响，发现热传导大大改变了ICM温度分布。在3 Gyr内，典型半径$0.3r_{500}$处的气体温度通常下降约10 - 20%，并且$0.3r_{500}$和$r_{500}$之间的平均温度斜率下降约30 - 40%，这表明在存在热传导的情况下，观察到的ICM不会保持在长期平衡态。然而，X射线观测表明，大质量星团的外部区域具有非常相似的径向下降温度分布，这表明它们应该是相当稳定的。因此，我们的研究表明，沿径向方向的有效传导率必须被抑制低于斯皮策值的10倍或更多，除非额外的热源抵消传导冷却，并保持所观察到的温度分布。我们的研究为动力镜或哨声不稳定性抑制低碰撞等离子体中沿磁场线的平行传导提供了确凿的证据。
2018-07-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Magneto-Thermal Instability In Galaxy Clusters II: Three-Dimensional Simulations
在星系团内介质（ICM）中，磁场线之间的热交换受到强烈抑制。这种各向异性的热传导，在大尺度的温度梯度的存在下，不稳定的星系团的外围通过磁热不稳定性（MTI），从而提供了观察到的ICM湍流的来源。在本文中，我们继续我们的调查MTI与3D模拟使用Boussinesq代码SNOOPY。我们纠正我们以前的二维研究固有的两个问题：逆能量级联和发电机行动的不可能性。与二维模拟相反，我们发现跨尺度的能量传输是无关紧要的（大部分能量在与其注入相同的尺度上耗散），并且湍流涡旋在热传导长度处或以下垂直伸长，但在较大尺度上相对各向同性。然而，与2D类似，饱和湍流能级和积分尺度遵循取决于热扩散率、温度梯度和浮力频率的明确幂律。我们还表明，MTI放大磁场，通过一个波动发电机，均分强度提供的MTI湍流的积分尺度大于粘性耗散尺度。最后，我们表明，我们的标度律是一致的ICM湍流的现有观测，如果热传导率减少了$\sim 10$从斯皮策值的一个因素，并在全球集群尺度上的稳定分层显着降低了MTI运动的垂直伸长。
2021-10-27 astro-ph.CO physics.plasm-ph
Anisotropic thermal conduction in galaxy clusters with MHD in Gadget
我们提出了一个实现的热传导，包括各向异性效应的磁场SPH。各向异性热传导主要是平行于磁场方向进行，垂直于磁场方向被抑制。我们推导了各向异性热输运的SPH形式，并采用隐式共轭梯度法求解相应的方程。我们讨论了极端各向异性或非磁化区域的情况下的非物理热传输的几个问题，并提出了可能的数值解决方案。我们实现我们的算法到GADGET代码，并在几个测试用例中研究其行为。在一般情况下，我们重现我们理想化的测试问题的解析解，并获得良好的结果在宇宙学模拟的星系团的形成。在星系团内，各向异性传导产生的净热输运类似于各向同性Spitzer传导模型，其效率为1%.In对比各向同性传导，我们的新形式主义允许温度分布中的小尺度结构保持稳定，因为它们的去耦引起的磁场线。与观测结果相比，各向同性传导超过10%的斯皮策值导致集群内的温度分布过平滑，而各向异性热传导获得的结果再现所观察到的温度波动。一个适当的处理热传输是至关重要的，特别是在外围的集群，也在高密度区域。它与星系团的局部动力学状态的联系也可能有助于观察到的冷核和非冷核星系团的双峰分布。我们的新方案大大推进了数值模拟中的热传导建模，总体上给出了比观测更好的结果。
2017-09-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
