[论文解读] Chandra studies of the X-ray gas properties of galaxy groups

Ming Sun, G. Mark Voit+4 more|arXiv (Cornell University)|May 15, 2008

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 3被引用 20

一句话总结

本研究对43个近邻星系群进行了系统的钱德拉X射线望远镜分析，将X射线气体性质的测量结果可靠地延伸至至少 $r_{2500}$，并对其中11个星系群延伸至 $r_{500}$。研究证实了在 $0.15r_{500}$ 以外存在普遍的温度分布轮廓，发现在 $r_{2500}$ 处熵的本征离散度较低（约10%），并表明星系群的气体分数较低且在 $r_{2500}$ 范围内具有显著离散度，这解释了其亮度分布离散度较大的原因；同时，尽管质量较低，但其标度关系仍保持良好行为，可延伸至 $2 \times 10^{13}$ h⁻¹ M⊙。

ABSTRACT

We present a systematic analysis of 43 galaxy groups (kT_500=0.7-2.7 keV or M_500=10^13-10^14 h^-1 M_solar, 0.012r_2500 for all 43 groups. For 23 groups, gas properties can be robustly derived to or extrapolated to r_500. We show that in spite of the large variation in T profiles inside 0.15 r_500, the T profiles of these groups are similar at >0.15 r_500 and are consistent with a "universal temperature profile". We present the entropy-T relations at six characteristics radii (30 kpc - r_500), for 43 groups from this work and 14 clusters from Vikhlinin et al. (2008). Despite large scatter in the entropy values at <0.15 r_500, the intrinsic scatter from r_2500 is much smaller and remains the same (~10%) to r_500. We also present scaling relations for the gas fraction. It appears that the average gas fraction between r_2500 and r_500 has no temperature dependence, ~ 0.12 for 1 - 10 keV systems. The group gas fractions within r_2500 are generally low and have large scatter. This work shows that the difference of groups from hotter clusters stems from the difficulty of compressing group gas to inside r_2500. The large scatter of the group gas fraction within r_2500 causes large scatter in the group entropy around the center and may be responsible for the large scatter of the luminosities. Nevertheless, the groups appear more regular and more like clusters beyond r_2500, from the results on gas fraction and entropy. Therefore, mass proxies can be extended into low mass systems. The M-T and M-Y relations derived in this work are indeed well behaved down to at least 2E13 h^-1 M_solar.

研究动机与目标

• 利用高分辨率钱德拉数据，系统分析43个近邻星系群中的X射线气体性质。
• 确定气体性质——温度、熵和气体分数——在 $r_{500}$ 和 $r_{2500}$ 处的可靠测量范围。
• 研究星系群是否遵循与大质量星系团相同的标度关系，特别是 $K-T$ 和 $M-T$ 关系，并评估重子物理过程在塑造这些关系中的作用。
• 量化熵和气体分数的本征离散度，并将其与活动星系核反馈和低质量系统中的冷却等物理过程联系起来。

提出的方法

• 利用档案中的钱德拉X射线数据，通过稳健的背景减除与建模，推导出表面亮度和温度分布轮廓。
• 对全部43个星系群追踪气体性质至 $r_{2500}$，并对其中11个星系群延伸至 $r_{500}$，采用光谱拟合与径向分箱方法。
• 应用流体静力平衡模型估算总质量和浓度 $c_{500}$，在中心区域保持谨慎，因可能存在非平衡状态。
• 结合Vikhlinin等人（2008年）的14个星系团数据，在六个半径处构建 $K-T$ 关系：30 kpc、0.15$r_{500}$、$r_{2500}$、$r_{1500}$、$r_{1000}$ 和 $r_{500}$。
• 通过外推和轮廓拟合方法，估算在无法直接测量时的 $r_{500}$ 和 $M_{500}$。
• 通过排除邻近星系群 $1.4 \times r_{500}$ 范围内的区域，考虑附近源和延伸结构的污染影响。

实验结果

研究问题

• RQ1 星系群的X射线气体温度分布轮廓在 $0.15r_{500}$ 以外是否表现出普遍形状？
• RQ2 在 $r_{2500}$ 处熵的本征离散度是多少？其在星系群和星系团中向 $r_{500}$ 的演化如何？
• RQ3 星系群的气体分数如何随温度和半径变化？$r_{2500}$ 处气体分数的显著离散度由何解释？
• RQ4 $M_{500}-T_{500}$ 和 $M_{500}-Y_{\rm X,500}$ 标度关系是否可良好延伸至 $2 \times 10^{13}$ h⁻¹ M⊙？
• RQ5 哪些物理机制——如活动星系核反馈或星系风——可解释观测到的熵过剩和星系群性质的离散度？

主要发现

• 尽管在 $0.15r_{500}$ 以内温度分布轮廓存在显著离散，但星系群的温度分布轮廓在该半径以外与普遍分布轮廓一致。
• 在 $r_{2500}$ 处熵的本征离散度较低（约10%），且在 $r_{500}$ 处保持恒定，表明星系群外区处于稳定的热状态。
• 在星系群和星系团中均确认了 $r_{500}$ 处的熵过剩，但其幅度小于先前ROSAT和ASCA所报告的值。
• 在 $r_{2500}$ 至 $r_{500}$ 之间的平均气体分数约为0.12，且对1–10 keV系统无温度依赖性。
• 星系群在 $r_{2500}$ 内的气体分数普遍较低，且离散度显著，这与星系群亮度的显著离散度相关。
• $M_{500}-T_{500}$ 和 $M_{500}-Y_{\rm X,500}$ 标度关系在 $2 \times 10^{13}$ h⁻¹ M⊙ 以下仍保持良好行为，支持在低质量系统中使用质量代理参数。