主并合期间星系团内介质的流速结构：模拟微量热计观测

星系团之间的主并合可在团内介质中产生大尺度湍流与体流速度，从而在中重离子的 X 射线谱发射线中留下诊断特征。正如 Hitomi 对英仙座星系团的观测所证明，借助即将到来的 X 射线热量计（如 XRISM、Athena 或类 Lynx 任务所载）从高分辩 X 射线光谱测量团内气体速度将成为可能。我们通过具几 eV 能量分辨的 X 射线合成光谱，针对流体动力学模拟中主星系团并合的有趣位置研究这一可能。我们从垂直于并合平面及沿并合轴的方向观测该系统。在这些极端几何构型中，我们发现了 6.7keV 处类氦铁 K_alpha 线明显的非高斯形。尽管存在与复杂非高斯线形相关的偏差，模拟预示的速度弥散可由 XRISM Resolve 最亮 100ks 定点观测复原。然而暗弱区测量需高信噪比，故需 Athena X-IFU 热量计更大的集光面积。借助后者，我们还从单次 1Ms X-IFU 定点提取的 20 角秒宽环带研究了并合弓激波边缘处的气体温度与速度梯度。我们发现最佳拟合温度与速度弥散值与模拟预言在 1 倍西格玛内一致，但推断速度弥散的不确定性过大，无法对激波下游浅梯度施加严格约束。我们还给出了热与动 Sunyaev-Zeldovich 效应的模拟图像，使用上述观测构型，并在适用于 CMB-S4 与 AtLAST 等未来观测台的角分辨率下比较结果。