星系团中星系际气体的熵和能量

对星系团X射线表面亮度轮廓的研究，结合理论考虑，表明热气体中自相似性的打破源于一个“熵基底”，该基底由某种加热过程建立，并在较低质量系统中强烈影响星系团内气体的结构。通过将气体密度和温度径向变化的解析模型拟合到ROSAT PSPC和ASCA GIS的X射线光谱图像，我们推导了20个星系团和群的气体熵轮廓。在自相似情况下缩放这些轮廓后，发现最低质量系统比更高质量系统具有更高的缩放熵轮廓。这似乎是由于一个基线熵为70-140 h50^-1/3 keV cm^2所致，具体数值取决于低质量系统中激波被抑制的程度。额外的熵可能存在于所有系统中，但与引力坍缩产生的熵相比，仅在贫星系团中可探测到。这种过剩熵似乎在中心冷却区域之外随半径均匀分布。我们通过研究低质量系统中气体结合能的净减少，确定了与该熵基底相关的能量，并发现它对应于约0.3 keV的预热温度。由于熵与能量注入之间的关系取决于气体密度，我们可以将70-140 keV cm^2的过剩熵和0.3 keV的温度结合起来，推导出能量注入所进入气体的典型电子密度。得到的值为1-3x10^-4 h50^1/2 cm^-3，这意味着加热必须发生在星系团坍缩之前，但在红移z~7-10之后。这一能量需求与现在污染星系团内气体的金属元素所来自的超新星爆炸的能量非常匹配。