并合对弛豫X射线星系团的影响——I. 动力学演化和涌现的瞬态结构

我们报告了对一系列SPH模拟（包含冷却和恒星形成）的分析，这些模拟涉及理想化的X射线星系团并合，其初始条件类似于钱德拉和XMM观测到的具有冷致密核的弛豫星系团。模拟采样了最有趣、理论上可行的碰撞参数和并合前体质量比范围。我们发现所有并合都通过一个共同的演化进程进行。我们在投影气体密度、X射线表面亮度、SZ、温度和气体熵图中说明了这一进程。在并合过程中可能出现几种不同类别的瞬态“冷锋”状特征。我们发现所有这些类别都存在于钱德拉和XMM对并合系统的观测中，并为这些特征提出了一个命名方案：“彗星状”尾、桥、羽流、流和边缘。在所考虑的任何情况下，主并合体和次并合体初始的冷致密核在并合过程中都没有被摧毁。我们利用质心方差、功率比以及X射线与投影质量图之间的偏移来量化并合系统的形态演化。我们发现质心方差最能捕捉星系团的动力学状态。将系统置于z=0.1处，我们发现所有易于识别的次并合体可观测痕迹在第二次近心点通过后，从模拟的50 ks钱德拉图像中消失。然而，系统需要大约额外的2 Gyr才能弛豫和维里化。20%水平的温度涨落可以在最终系统中持续存在，远远超过维里化点，这表明温度涨落本身的存在并不一定意味着系统受到扰动或未弛豫。