X射线冷核星系团研究进展
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因此可以用硬度比来判断星系团是否具有冷核结构。
2018-5-17
23
早期的冷流理论假设质量沉积全部来自于气体热能的辐射， 或者说星系团内气体由于辐射而损失能量，当气体能量不足以抵 消引力能时开始沉积。
2018-5-17
24
由于冷却带来的质量沉积率为：
其中，μ、 m 、 Lcool、 Trcool分别是星系团内物质的平均分子量、 质子质量、冷却辐射光度、冷却区域的温度。 根据早期的冷流模型计算，冷核星系团的典型质量沉积率为每年 50-100个太阳质量，更大的甚至可达每年 500个太阳质量。如此高 的质量沉积率理应在星系团核心处形成大质量恒星、大质量分子 云、旋臂或星团之类的结构以及尘埃云的发射线和吸收线等。
2018-5-17
29
最广为接受的一个加热机制是 AGN 反馈加热机制。 该机制认为位于星系团中心的 AGN 给周围气体提供了源 源不断的热量。
2018-5-17
30
具体过程是这样的： ① AGN辐射的射电喷流将周围气体推开，形成一个个密度极低， 温度极高的区域，称为空洞。 ② 由于空洞中的气体密度低，温度高，就会像热浪一样向更外 围的气体中扩散，类似水中的气泡一样浮出去。 ③ 浮出去的高温气体猛烈碰撞外围气体，使得外围气体产生激 波、涟漪、纤维等结构。 上述三种结构的形成都意味着空洞中的能量被传到外围气 体中去了，变成了外围气体的内能，换句话说，外围气体被加 热了。
2018-5-17 15
CSB判据
而Santos等人提出表面亮度凝聚度CSB作为判据，其定义为：
CSB SB(r 40kpc) SB(r 400kpc)
其中SB为表面亮度，该式含义即是距星系团核心处40kpc与 400kpc范围的表面亮度之比。
2018-5-17
16
受制于高红移样本的容量，以上判据的可靠性 对于高红移星系团来说还无法得到更有说服力的验 证。
同年，Makishima 等人对 ASCA卫星的观测数据进行了分析总结， 发现得到的质量沉积率明显低于之前经典冷流模型的预言。
2018-5-17 26
所有这些结果都表明，传统冷流模型出现了问题。在考虑气体 冷却时必须引入合适的加热机制以降低质量沉积率，并维持低温气 体长期稳定存在。 不过，虽然理论模型计算的质量沉积率与观测结果不符，但其 代表了星系团内气体发射 X 射线的速率，因此其数值大小仍然可以 作为星系团冷核与非冷核的判据。
2018-5-17
9
Sanderson等人利用 Chandra 卫星的观测数据
2018-5-17
10
3个不同样本共61个星系团的中心冷却时间 分布：
400SD高红移：20个(2) 400SD低红移：26个(15) R+W：15个(4)
2018-5-17
11
值得指出 t H0 只是星系团年龄的上限， 星系团 的真正年龄 (定义为星系团最后一次主要并合作用距 现在的时间 ) 目前难以准确测定， 因此 t cool < t H0 只是判断冷核是否存在的一个弱条件。
2018-5-17
27
2018-5-17
28
如前所述，经典的冷流模型难以解释为何冷核星系团的冷却速 率比理论值低太多。原因就在于冷流模型过于简单，忽视了一些可 能抑制气体冷却速率的原因，即某种加热机制。按照观测的比例， 气体向外辐射的能量有超过 90% 被热源重新补充进来，使其长期 维持着稳定的状态。
2018-5-17
35
在这里，熵被定义为：
K=Txne-2/3
其中，TX是根据X射线确定的当地气体温度，ne是当地气 体中的电子数密度。
2018-5-17
36
注意：虽然冷核星系团的温度轮廓是从核心开始先升后降，但 不意味着其熵轮廓也是这样变化的，因为还要受到当地电子密 度的调制。实际上，观测显示，从星系团中心向外，熵总是增 加的。星系团核心处气体因辐射导致熵减少了！所以想让气体 从冷却中恢复就要向气体中补充熵。
同年，Vikhlinin 等人利用 Chandra 卫星的数据对由 13 个星 系团组成的样本进行了温度轮廓分析，得到了相同的结论。
2018-5-17
19
2018-5-17
20
2018-5-17
21
中心温度下降度判据
定义中心温度下降度dT为：
dT=T0/Tvirial
其中， T0 是星系团的核心温度， Tvirial 是位力温度（星系团位 力半径内的平均温度。在位力半径范围内，星系团满足位力平衡）。 Hudson 等人在 2010 年的研究中发现 dT=0.7 是一个区分冷核星系 团和非冷核星系团的很好的界限。即dT<0.7为冷核，dT>0.7为非 冷核。
2018-5-17 40
如图，星系团核心处的熵 K0 具有明显的双峰结构。针对这种 情况，Voit 和Donahue提出了 AGN 反馈加热机制和电子热传导机制 来解释。他们认为AGN反馈加热使 得 K0 在 10~30keVcm2 处出现峰值， 当 K0 大于 30keVcm2 时，电子热传 导将热量传到核心位置从而抑制 冷却速率，再配合激波可以将 K0 提升到100keVcm2。
2018-5-17 8
2005 年， Bauer 等人利用 Chandra 卫星对“ROSAT 最亮星系 团”样本中红移在 0.15-0.4 之间的 38 个星系团进行了研究， 发现其中有 55%的星系团中心冷却时间短于 1x1010 a， 34% 的 星系团中心冷却时间短于 2x109a。
2006 年， Sanderson等人利用 Chandra 卫星的观测数据， 对 20 个星系团的冷却时间进行了统计研究， 得到在距星系团核 心 100 kpc 的范围内， 冷却时间近似与 r1.3 成正比。
2018-5-17
3
1974年，Fabian等人使用哥白尼卫星对英仙座星系团的中心星系 NGC1275进行了观测； 1979 年， Canizares 等人使用爱因斯坦卫星对室女座星系团的中 心星系M87进行了观测； 1981 年， Mushotzky 等人使用爱因斯坦卫星对英仙座的核心区域 进行了观测； 1984年，Jones和Forman对爱因斯坦卫星的星系团 X射线图像观测 进行了总结； 1998年Peres等人对他们所采集的55个星系团样本进行了分析。
2018-5-17
37
2005年，Voit以71个星系团的熵轮廓为基础， 得到了描述星系 团径向熵轮廓的表达式：
其中，K0是星系团核心处的熵，α为指数，r200指在该半径范围内的 平均物质密度为该红移处宇宙临界密度的200倍。
2018-5-17
38
2009 年， Cavagnolo 等 人利用 Chandra 卫星对 239 个星系团的观测数据， 对该 样本中星系团内气体的熵轮廓 进行了系统的研究和统计工作。 他们发现样本中绝大多数星系 团的熵轮廓都可以使用上述公 式进行拟合，并给出了其中的 指数为1.1~1.2。
2018-5-17
6
冷却时间 X射线表面亮度 温度轮廓 质量沉积率 熵轮廓
2018-5-17
7
如前所述，星系团是否具有冷核结构的关键在于其是否满足 tcool<tage，冷却时间tcool可以写为：
其中ng为气体数密度，ne是电子数密度,一般可取ng=1.9ne， ᴧ(T)为冷却函数。 而tage一般取哈勃时间，即tage=tH0=1/H0.
2018-5-17 25
2001年，Edge 等人确实在 16 个极端冷流星系团中探测到了 CO 分子的发射线，表明在这些星系团的中心存在着分子云。然而含 量仅为理论预言的5%~10%。 同年， Peterson 等人利用 XMM-Newton 卫星对冷流星系团 Abell 1835进行了 X 射线光谱分析，发现了 O VIII的发射线和 Fe XXIV 的复合线 ，然而发射强度远低于理论模型预测。
2018-5-17
41
① 冷核星系团约占星系团总数量的一半。 ② 冷核的X射线光度具有峰值，且其冷却时间பைடு நூலகம்于星系团的存 在时间，冷核的温度远低于星系团的特征温度。 ③ 冷核还处在某些机制的加热之下，使其无法一直冷却形成恒 星。
2018-5-17
39
当 dK/dr>0 时，气体会达到对流稳定。且如果星系团的演化只受引 力影响，那么其径向变化的熵轮廓将会表现为幂律形式。考虑到星系 团核心处物质不再是简单的只受引力影响（ AGN加热、辐射冷却等）， 星系团核心处物质的熵不再遵循外部幂律形式。因此，星系团核心处 物质的熵轮廓对外部幂律的背离反应了非引力影响。 物质的熵越低越不稳定，其辐射速度越快，因此其冷却速度也快。所 以星系团核心处的熵K0实际反应了其冷却速率。也就是说高熵的星系 团内物质的冷却速率比低熵的要冷却的慢。之前关于星系团核心质量 沉积率的探讨发现实际质量沉积率远小于理论值（即气体冷却速率没 想象中那么快），这可从星系团核心处熵的增加中找到答案（气体被 某种机制加热了，或者说被补充熵了）。
2018-5-17
17
星系团的温度轮廓包含着星系团内物质的热力学信息。在 XMM-Newton 卫星和 Chandra 卫星投入使用之前，星系团外部的温 度轮廓是递增还是递减的无法被证实，随着这些新的观测设备的 投入使用，结果开始明朗了起来。
2018-5-17
18
2005年，Pifiaretti 等人使用 XMM-Newton卫星对13个冷核星系 团的温度轮廓进行了分析，他们发现温度的峰值在星系团核心外 半径某处，延该峰值向外温度递减，向内则成更陡的趋势下降。
2018-5-17 31
大量研究表明，AGN的这种加热机制与星系团内X射线 气体的冷却速率密切相关，因此称这种加热机制为“AGN 反馈加热”
2018-5-17
32
2018-5-17
33
2018-5-17
34
除AGN 反馈加热机制外，还有许多加热机制被提了出来，如超 新星反馈加热机制、无反馈加热机制（热传导加热）以及数量众多 的其他加热机制等等。关于冷核星系团的加热机制，还有许多争论。 但无论如何，AGN反馈加热机制的可能性更大些。
文献阅读
周登科
1
2018-5-17
2
星系团X射线辐射机制：星系团内高温气体的轫致辐射。
冷却时间tcool：星系团内气体以当前的辐射功率消耗掉其全部 能量所需的时间。 冷流：若tcool<tage(星系团的存在时间 ),那么星系团会在整个 系统存在时间之内持续辐射能量并逐渐冷却，并向星系团的 核心坍缩，形成冷流。
2018-5-17 13
2018-5-17
14
尖度判据
为了将 X 射线表面亮度作为冷核星系团的判据， Vikhlinin 等人 引入尖度来判断星系团是否具有冷核结构。尖度的定义为：
d lg( g ) d lg(r )
其中g为气体密度，r=0.04r500(r500指的是在该半径范围内的平 均物质密度为该红移处宇宙临界密度的500倍)。并以α< 0.5, 0.5 < α < 0.7 和 α > 0.7 分别作为非冷核星系团、 弱冷核星系团 和强冷核星系团的判据。
2018-5-17
12
星系团中高温气体的主要辐射机制为轫致辐射，单位体积内轫致 辐射的总辐射功率为：
总辐射功率正比于气体密度的平方，正比于温度的二分之一次 方。 在X射线波段，若星系团中心亮度越高，说明其电子数密度越大， 则根据冷却时间的表达式可知，其冷却时间越短，更容易满足 形成冷流的条件。
2018-5-17
4
以上所有分析结果表明，相当一部分星系团 中的确有冷流这种结构存在。
2018-5-17
5
2001 年， Molendi 和 Pizzolato 通过 XMM-Newton 的数据发现， 冷流气体的冷却率没有理论模型预测的那样高，因此他们建议用“冷 核”一词代替“冷流”描述星系团核心低温结构。
2018-5-17 22
硬度比判据
反应星系团温度的一个重要参量还有硬度比。硬度比并未有严格 的定义,一般定义为软硬两个波段的光子计数之比。 Burns等人将硬度比定义为星系团X射线表面亮度在2-8kev与0.52kev两个波段的比值 ,他们在 2008 年通过一项数值模拟研究发现， 冷核星系团的硬度比小于 0.4, 而非冷核星系团的硬度比通常在 1 附近。
2018-5-17
23
早期的冷流理论假设质量沉积全部来自于气体热能的辐射， 或者说星系团内气体由于辐射而损失能量，当气体能量不足以抵 消引力能时开始沉积。
2018-5-17
24
由于冷却带来的质量沉积率为：
其中，μ、 m 、 Lcool、 Trcool分别是星系团内物质的平均分子量、 质子质量、冷却辐射光度、冷却区域的温度。 根据早期的冷流模型计算，冷核星系团的典型质量沉积率为每年 50-100个太阳质量，更大的甚至可达每年 500个太阳质量。如此高 的质量沉积率理应在星系团核心处形成大质量恒星、大质量分子 云、旋臂或星团之类的结构以及尘埃云的发射线和吸收线等。
2018-5-17
29
最广为接受的一个加热机制是 AGN 反馈加热机制。 该机制认为位于星系团中心的 AGN 给周围气体提供了源 源不断的热量。
2018-5-17
30
具体过程是这样的： ① AGN辐射的射电喷流将周围气体推开，形成一个个密度极低， 温度极高的区域，称为空洞。 ② 由于空洞中的气体密度低，温度高，就会像热浪一样向更外 围的气体中扩散，类似水中的气泡一样浮出去。 ③ 浮出去的高温气体猛烈碰撞外围气体，使得外围气体产生激 波、涟漪、纤维等结构。 上述三种结构的形成都意味着空洞中的能量被传到外围气 体中去了，变成了外围气体的内能，换句话说，外围气体被加 热了。
2018-5-17 15
CSB判据
而Santos等人提出表面亮度凝聚度CSB作为判据，其定义为：
CSB SB(r 40kpc) SB(r 400kpc)
其中SB为表面亮度，该式含义即是距星系团核心处40kpc与 400kpc范围的表面亮度之比。
2018-5-17
16
受制于高红移样本的容量，以上判据的可靠性 对于高红移星系团来说还无法得到更有说服力的验 证。
同年，Makishima 等人对 ASCA卫星的观测数据进行了分析总结， 发现得到的质量沉积率明显低于之前经典冷流模型的预言。
2018-5-17 26
所有这些结果都表明，传统冷流模型出现了问题。在考虑气体 冷却时必须引入合适的加热机制以降低质量沉积率，并维持低温气 体长期稳定存在。 不过，虽然理论模型计算的质量沉积率与观测结果不符，但其 代表了星系团内气体发射 X 射线的速率，因此其数值大小仍然可以 作为星系团冷核与非冷核的判据。
2018-5-17
9
Sanderson等人利用 Chandra 卫星的观测数据
2018-5-17
10
3个不同样本共61个星系团的中心冷却时间 分布：
400SD高红移：20个(2) 400SD低红移：26个(15) R+W：15个(4)
2018-5-17
11
值得指出 t H0 只是星系团年龄的上限， 星系团 的真正年龄 (定义为星系团最后一次主要并合作用距 现在的时间 ) 目前难以准确测定， 因此 t cool < t H0 只是判断冷核是否存在的一个弱条件。
2018-5-17
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28
如前所述，经典的冷流模型难以解释为何冷核星系团的冷却速 率比理论值低太多。原因就在于冷流模型过于简单，忽视了一些可 能抑制气体冷却速率的原因，即某种加热机制。按照观测的比例， 气体向外辐射的能量有超过 90% 被热源重新补充进来，使其长期 维持着稳定的状态。
2018-5-17
35
在这里，熵被定义为：
K=Txne-2/3
其中，TX是根据X射线确定的当地气体温度，ne是当地气 体中的电子数密度。
2018-5-17
36
注意：虽然冷核星系团的温度轮廓是从核心开始先升后降，但 不意味着其熵轮廓也是这样变化的，因为还要受到当地电子密 度的调制。实际上，观测显示，从星系团中心向外，熵总是增 加的。星系团核心处气体因辐射导致熵减少了！所以想让气体 从冷却中恢复就要向气体中补充熵。
同年，Vikhlinin 等人利用 Chandra 卫星的数据对由 13 个星 系团组成的样本进行了温度轮廓分析，得到了相同的结论。
2018-5-17
19
2018-5-17
20
2018-5-17
21
中心温度下降度判据
定义中心温度下降度dT为：
dT=T0/Tvirial
其中， T0 是星系团的核心温度， Tvirial 是位力温度（星系团位 力半径内的平均温度。在位力半径范围内，星系团满足位力平衡）。 Hudson 等人在 2010 年的研究中发现 dT=0.7 是一个区分冷核星系 团和非冷核星系团的很好的界限。即dT<0.7为冷核，dT>0.7为非 冷核。
2018-5-17 40
如图，星系团核心处的熵 K0 具有明显的双峰结构。针对这种 情况，Voit 和Donahue提出了 AGN 反馈加热机制和电子热传导机制 来解释。他们认为AGN反馈加热使 得 K0 在 10~30keVcm2 处出现峰值， 当 K0 大于 30keVcm2 时，电子热传 导将热量传到核心位置从而抑制 冷却速率，再配合激波可以将 K0 提升到100keVcm2。
2018-5-17 8
2005 年， Bauer 等人利用 Chandra 卫星对“ROSAT 最亮星系 团”样本中红移在 0.15-0.4 之间的 38 个星系团进行了研究， 发现其中有 55%的星系团中心冷却时间短于 1x1010 a， 34% 的 星系团中心冷却时间短于 2x109a。
2006 年， Sanderson等人利用 Chandra 卫星的观测数据， 对 20 个星系团的冷却时间进行了统计研究， 得到在距星系团核 心 100 kpc 的范围内， 冷却时间近似与 r1.3 成正比。
2018-5-17
3
1974年，Fabian等人使用哥白尼卫星对英仙座星系团的中心星系 NGC1275进行了观测； 1979 年， Canizares 等人使用爱因斯坦卫星对室女座星系团的中 心星系M87进行了观测； 1981 年， Mushotzky 等人使用爱因斯坦卫星对英仙座的核心区域 进行了观测； 1984年，Jones和Forman对爱因斯坦卫星的星系团 X射线图像观测 进行了总结； 1998年Peres等人对他们所采集的55个星系团样本进行了分析。
2018-5-17
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2005年，Voit以71个星系团的熵轮廓为基础， 得到了描述星系 团径向熵轮廓的表达式：
其中，K0是星系团核心处的熵，α为指数，r200指在该半径范围内的 平均物质密度为该红移处宇宙临界密度的200倍。
2018-5-17
38
2009 年， Cavagnolo 等 人利用 Chandra 卫星对 239 个星系团的观测数据， 对该 样本中星系团内气体的熵轮廓 进行了系统的研究和统计工作。 他们发现样本中绝大多数星系 团的熵轮廓都可以使用上述公 式进行拟合，并给出了其中的 指数为1.1~1.2。
2018-5-17
6
冷却时间 X射线表面亮度 温度轮廓 质量沉积率 熵轮廓
2018-5-17
7
如前所述，星系团是否具有冷核结构的关键在于其是否满足 tcool<tage，冷却时间tcool可以写为：
其中ng为气体数密度，ne是电子数密度,一般可取ng=1.9ne， ᴧ(T)为冷却函数。 而tage一般取哈勃时间，即tage=tH0=1/H0.
2018-5-17 25
2001年，Edge 等人确实在 16 个极端冷流星系团中探测到了 CO 分子的发射线，表明在这些星系团的中心存在着分子云。然而含 量仅为理论预言的5%~10%。 同年， Peterson 等人利用 XMM-Newton 卫星对冷流星系团 Abell 1835进行了 X 射线光谱分析，发现了 O VIII的发射线和 Fe XXIV 的复合线 ，然而发射强度远低于理论模型预测。
2018-5-17
41
① 冷核星系团约占星系团总数量的一半。 ② 冷核的X射线光度具有峰值，且其冷却时间பைடு நூலகம்于星系团的存 在时间，冷核的温度远低于星系团的特征温度。 ③ 冷核还处在某些机制的加热之下，使其无法一直冷却形成恒 星。
2018-5-17
39
当 dK/dr>0 时，气体会达到对流稳定。且如果星系团的演化只受引 力影响，那么其径向变化的熵轮廓将会表现为幂律形式。考虑到星系 团核心处物质不再是简单的只受引力影响（ AGN加热、辐射冷却等）， 星系团核心处物质的熵不再遵循外部幂律形式。因此，星系团核心处 物质的熵轮廓对外部幂律的背离反应了非引力影响。 物质的熵越低越不稳定，其辐射速度越快，因此其冷却速度也快。所 以星系团核心处的熵K0实际反应了其冷却速率。也就是说高熵的星系 团内物质的冷却速率比低熵的要冷却的慢。之前关于星系团核心质量 沉积率的探讨发现实际质量沉积率远小于理论值（即气体冷却速率没 想象中那么快），这可从星系团核心处熵的增加中找到答案（气体被 某种机制加热了，或者说被补充熵了）。
2018-5-17
17
星系团的温度轮廓包含着星系团内物质的热力学信息。在 XMM-Newton 卫星和 Chandra 卫星投入使用之前，星系团外部的温 度轮廓是递增还是递减的无法被证实，随着这些新的观测设备的 投入使用，结果开始明朗了起来。
2018-5-17
18
2005年，Pifiaretti 等人使用 XMM-Newton卫星对13个冷核星系 团的温度轮廓进行了分析，他们发现温度的峰值在星系团核心外 半径某处，延该峰值向外温度递减，向内则成更陡的趋势下降。
2018-5-17 31
大量研究表明，AGN的这种加热机制与星系团内X射线 气体的冷却速率密切相关，因此称这种加热机制为“AGN 反馈加热”
2018-5-17
32
2018-5-17
33
2018-5-17
34
除AGN 反馈加热机制外，还有许多加热机制被提了出来，如超 新星反馈加热机制、无反馈加热机制（热传导加热）以及数量众多 的其他加热机制等等。关于冷核星系团的加热机制，还有许多争论。 但无论如何，AGN反馈加热机制的可能性更大些。
文献阅读
周登科
1
2018-5-17
2
星系团X射线辐射机制：星系团内高温气体的轫致辐射。
冷却时间tcool：星系团内气体以当前的辐射功率消耗掉其全部 能量所需的时间。 冷流：若tcool<tage(星系团的存在时间 ),那么星系团会在整个 系统存在时间之内持续辐射能量并逐渐冷却，并向星系团的 核心坍缩，形成冷流。
2018-5-17 13
2018-5-17
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尖度判据
为了将 X 射线表面亮度作为冷核星系团的判据， Vikhlinin 等人 引入尖度来判断星系团是否具有冷核结构。尖度的定义为：
d lg( g ) d lg(r )
其中g为气体密度，r=0.04r500(r500指的是在该半径范围内的平 均物质密度为该红移处宇宙临界密度的500倍)。并以α< 0.5, 0.5 < α < 0.7 和 α > 0.7 分别作为非冷核星系团、 弱冷核星系团 和强冷核星系团的判据。
2018-5-17
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星系团中高温气体的主要辐射机制为轫致辐射，单位体积内轫致 辐射的总辐射功率为：
总辐射功率正比于气体密度的平方，正比于温度的二分之一次 方。 在X射线波段，若星系团中心亮度越高，说明其电子数密度越大， 则根据冷却时间的表达式可知，其冷却时间越短，更容易满足 形成冷流的条件。
2018-5-17
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以上所有分析结果表明，相当一部分星系团 中的确有冷流这种结构存在。
2018-5-17
5
2001 年， Molendi 和 Pizzolato 通过 XMM-Newton 的数据发现， 冷流气体的冷却率没有理论模型预测的那样高，因此他们建议用“冷 核”一词代替“冷流”描述星系团核心低温结构。
2018-5-17 22
硬度比判据
反应星系团温度的一个重要参量还有硬度比。硬度比并未有严格 的定义,一般定义为软硬两个波段的光子计数之比。 Burns等人将硬度比定义为星系团X射线表面亮度在2-8kev与0.52kev两个波段的比值 ,他们在 2008 年通过一项数值模拟研究发现， 冷核星系团的硬度比小于 0.4, 而非冷核星系团的硬度比通常在 1 附近。