z>0.1 处 X 射线明亮星系团中的熵分布

[节选] 星系团内气体的熵分布既反映了气体的吸积历史，也反映了除势能外提供额外非引力能量的反馈过程。在本工作中，我们研究了利用 Chandra 观测的位于红移范围 0.14-0.82 且呈现不同弛豫状态的 24 个热（kT_{gas} > 6 keV）星系团中气体熵的分布与标度性质。我们以非参数方式恢复了气体密度、温度和熵分布。加入流体静力学平衡假设，还通过表面亮度的去投影获得了径向分布，从而通过与光谱测量的比较来验证流体静力学平衡是否是一个合理的假设。我们证实了在大于 100 kpc 的尺度上情况确实如此，并讨论了在少数非冷芯星系团内部区域观测到的偏离。我们表明，核心之外的熵分布非常相似，并且可以用斜率为 1.0-1.2 的简单幂律来描述。我们测得 0.1 R_{200} 处的熵水平为 100-500 keV cm^2，而中心平台跨越了很宽的数值范围（约几至 200 keV cm^2），取决于源的弛豫状态。为了表征中心区域的能量学特征，我们通过估计多余能量 Delta E = 3/2 k(T_{gas}- T_{DM})，比较了气体温度与暗物质温度 T_{DM} 的径向行为。我们指出，在典型的冷芯星系团中 Delta E 约为 0，而在 100 kpc 内的非冷芯系统中为几 keV。我们还测得总铁质量与冷区外熵之间存在显著相关性，而在内部区域它们呈强反相关。