晕中热气体的结构：对 $L_X-T_X$ 关系与缺失重子数的启示

我们提出了暗物质晕中热气体的一维模型，该模型既预测了冷核的存在，又解释了其结构。我们的模型可直接应用于星系形成的半解析模型（SAMs）。我们此前曾论证，当热不稳定性时标与自由落体时标之比 $t_{TI}/t_{ff}$ 降至 5-10 以下时，冷气体（约 $10^4$ K）细丝会从星系团内介质（ICM）中凝结出来，并处于流体静力学和热平衡状态。这一判据对应于 ICM 密度的上限，并激发了一种模型，即在 $t_{TI}/t_{ff} \lesssim 10$ 的任何地方都会形成密度核。与观测和数值模拟一致，该模型预测低质量晕具有更大且更稀薄的核——虽然星系团中的核密度可能高达约 $0.1\ \text{cm}^{-3}$，但银河系晕中的核密度不应超过约 $10^{-4}\ \text{cm}^{-3}$。如果我们包含中心星系对引力势的贡献，也可以解释较小质量晕（银河系“日冕”）中的高密度。我们的模型与观测到的 X 射线光度 - 温度（$L_X-T_X$）关系吻合良好。对于晕质量 $\lesssim 10^{13}\ M_{\odot}$，核尺寸接近维里半径。因此，此类晕中的大部分重子不可能处于热 ICM 中，而是以恒星形式存在，或以维里半径之外的热气形式存在。由于 ICM 中的质量较小且可用于恒星形成的质量大得多，低质量晕（$\lesssim 10^{13}\ M_{\odot}$）中的大部分重子可能因超新星反馈而被驱逐到维里半径之外。这可以解释低质量晕（如银河系晕）中“缺失”的重子。