基于流体动力学模拟的星系团内介质热力学性质

现代流体动力学模拟如今提供了一种强有力的手段，用于追踪星系团等级成团构建的宇宙学历史期间，星系团内介质 (ICM) X 射线性质的演化。在本文中，我们回顾了这些模拟的现状，以及它们的预测在重现最新星系团 X 射线观测方面的表现。在简要讨论了基于仅假设引力驱动 ICM 演化的自相似模型的不足之处后，我们探讨了气体冷却和非引力加热过程如何使模型预测与观测数据更好地吻合。随后，我们展示了不同团队进行的流体动力学模拟结果，并将其与观测数据进行比较。作为比较项，我们使用了质量、光度、温度和压力之间的 X 射线标度关系，以及温度和熵的分布剖面。比较结果可总结如下：(a) 包含气体冷却、恒星形成和超新星反馈的模拟，通常在重现核心区域以外的 ICM X 射线性质方面是成功的；(b) 模拟通常在重现观测到的“冷核”结构方面失败，因为它们难以调节过度冷却，从而产生了陡峭的负中心温度分布剖面。这种差异表明需要引入其他物理过程，例如活动星系核的能量反馈，以补偿在高密度、低熵和短冷却时间气体中的辐射损失，而观测显示这类气体存在于星系团的最内部区域。