测量 Abell 133 中的气体结块

本文延续了一系列研究，我们在其中开发了一种非参数方法，用于通过星系团的 X 射线观测来测量气体分布的不均匀性。在本工作中，我们将该方法应用于 Abell 133 的 Chandra X 射线观测，并展示了从 X 射线星系团数据中确定的气体结块因子。我们发现 Abell 133 中的气体结块因子随半径增加而增大，在 $0.9\,R_{200}$ 处达到 $\sim 2-3$。这与流体动力学模拟的预测及我们之前的测定结果非常吻合。随后，我们观察到在 $0.3\, R_{200}$ 之外，经结块修正的气体密度径向轮廓普遍呈现变陡的趋势，在 $0.9\,R_{200}$ 处的对数斜率约为 $\sim 2.6$。观测到的密度轮廓相比模拟结果显得更平坦，但与先前的观测发现一致。此外，我们观察到测量温度随半径向 A133 外围稳步下降，而熵则随半径单调增加，在外围区域轻微变平。相对于纯引力坍缩的理论预测，此处呈现的结果表明中心区域存在熵过剩，且延伸至大半径处。这些结果表明，在解释星系团包层中的 X 射线测量值时，应妥善处理气体不均匀性。最后，我们讨论了亮度分布如何保留大尺度结构形成情景的记录，提供了维里化区域中“大熔炉”的一个快照。