星系团冷核的密度轮廓

本文研究了最初处于维里平衡状态随后经历辐射冷却的星系团内气体的冷核密度轮廓。初始气体轮廓的推导基于以下假设：气体在由 NFW 或 King 模型描述的暗物质势中处于流体静力学平衡，并具有多方轮廓。计算中忽略了气体和星系质量对势的贡献，因其远小于暗物质。随后计算了气体在准流体静力学冷却阶段（预计持续约 Gyr）的温度和密度轮廓。研究发现，在准流体静力学冷却阶段，虽然温度降至约初始值的 1/3，但星系团中心的密度相较于其初始多方值增加了 4-6 倍，尽管核心区域的轮廓取决于暗物质势。因此，准流体静力学冷却气体的核心半径似乎小于初始多方气体的核心半径。我们将冷核的密度轮廓与观测进行了比较，发现虽然初始密度处于大核心（>100 kpc）星系团（最可能已弛豫但冷却尚不显著）的上限附近，但准流体静力学冷却下的中心密度落在小核心（<100 kpc）或冷核星系团的中高值之间。研究还发现，对于准流体静力学冷却气体，其熵轮廓大致符合具有低中心熵的 ACCEPT 样本的最佳拟合模型；此外，内核心的压力梯度接近 REXCESS 样本。为准流体静力学冷却气体计算的 X 射线表面亮度能很好地用传统的双$\beta$模型表示，从而为将双$\beta$模型应用于冷核星系团提供了物理基础。