MOND 中星系簇形成的建模

我们使用一维流体动力学代码来研究修正牛顿力学（MOND）框架下，球对称扰动的演化。该代码通过采用MOND类型关系来演化球形气体壳，在扩张的宇宙中模拟其演化，重点关注初始密度扰动形式为 $\delta_{i}\sim r_{i}^{-s}$（其中 $0<s<3$）的情形。初始时，气体壳为“冷”态，直至其遇到由更靠近中心较早坍缩壳所形成的冲击波。在早期时段，由于引力 $g$ 较大，壳子遵循牛顿引力运动。随着扰动的物理尺寸随时间增大，$g$ 减小，演化最终转为MOND主导。然而，内部坍缩区域的密度足够大，这些区域重新进入牛顿 regime。模拟得到的气体温度和密度轮廓趋于与初始斜率 $s$ 及初始幅值无关的普适形式。在广泛尺度范围内，模拟中的温度、密度和熵轮廓大致随半径呈 $r^{0.5}$、$r^{-1.5}$ 和 $r^{1.5}$ 变化。我们将结果与XMM-{\it Newton} 和 {\it Chandra} 对星系簇的观测进行比较。16个观测到星系簇的温度轮廓在 $R\gtsim 200$ kpc 处要么平坦，要么轻微下降；而MOND模型显示显著上升，无法与观测吻合。我们的模拟星系簇密度显著高于观测星系簇，仍需检验在三维流体动力学模拟中，采用更一般初始条件时，这种困难是否仍然存在。