关于星系簇中子比例的新认识

星系簇中的子比例结合原始核合成约束，目前用于提供关于宇宙密度参数 $\Omega_0$ 的稳健上限。当前的分析导致位于virial半径的气体分数通常约为 0.20$h^{-3/2}_{50}$，这倾向于支持低密度宇宙。在本文中，我们通过分析星系簇中的子物质分布来严格检验这一问题。我们发现，当前推导的气体分数轮廓，从内部到外部，直至virial半径及更外层，均呈定期增加。这一形状与数值湍动力学模拟中所期望的形状相矛盾，在后期区域几乎保持恒定，达到一个平台，当对比度密度下降到 $10^4$ 以下时。我们认为，这一差异很难仅通过再加热效应来解释，而考虑到确定星系簇气体分数所涉及的各种因素，可能会消除这种差异。事实上，利用最近对星系簇外层气体内容的估计（Vikhlinin 等，1999），并应用由于气体团块效应引起的校正因子，我们发现，在 $200< \delta< 10^5$ 的范围内，气体分数的形状大致与湍动力学模拟结果一致，对于通用气体分数在 8-11%（当 $h_{50} =1.$）的范围内，质量估计器是基于数值模拟校准的。在 contrast 中，约20% 的值在任何尺度上都无法对数据提供令人满意的拟合。我们得出结论，不能仅凭子比例论证来排除高 $\Omega_0$ 的值。