星系团中预加热等温气体

我们确认标准假设即等温、冲击加热的气体在星系团势阱中无法再现观测到的星系团的 X 射线亮度-温度关系。作为替代方案，我们构建了一个对等温势阱中预加热气体adiabatic collapse的物理动机模型，改进了 Kaiser (1991) 的原始工作。我们计算气体的亮度和温度，假设合适的 halo 形成时间分布，并考虑裂片辐射和复合辐射。该模型成功再现了星系团 luminosity-temperature 关系的斜率和分散。我们还 present了该模型下星系团温度和亮度函数的计算。该模型对总质量 M<10^13 M_sun 的 halo 作出了两个强预测，这目前尚无法用现有数据进行测试：(1) 气体质量分数将随 halo 质量直接成比例增加；(2) 气体温度将大于该质量的virial温度。第二个效应足够强大，以至于如果假设气体温度等于virial温度，则从气体温度确定的星系团质量会高估约一个数量级。匹配观测所需的entropy可通过在 z=1 时加热至约 3×10^6 K 于 turnaround 时获得，这太高于正常超新星爆炸速率能产生的水平。该模型在低质量星系团的尺度上会失效，但这是一个可接受的限制，因为我们预期在此类天体中，吸积冲击将对气体的entropy作出显著贡献。