（天体物理专业论文）x射线星系团的面亮度分布和mt关系.pdf

x 射线星系团的面亮度分布和m t 关系 摘要： 厂近十年米，对星系团的r o s a t 和a s c a 观测显示了尿系团的总引力质堪( m 。) 汞 堪系际介质x 射线光度( l ，) ，x 射线温度( t ，) 等其他参姑之间的紧密关系。事实上 这d j 火系i t ! z i l ：址理论i f l f f nn b o d y 数他擞拟所则竹的。删沦数他模拟印l 规洲之问密切比 较的结果能对宇南学模删提供强有力的限制，同时也有助。r 我q j x , j 7 堪系团士导地忙的暗 物质进一步理解。但足，山丁观测仪器的限制，极其粘确的测艟星系【j 1 的总引力质垃( m 。) 对搬多屉系团仍然近乎是不可能的。山 ：i i l 以迎过x 射线潜很弈易地得剑气体的漏度，而 j 。 m 。一1 、x 笑系对星系团质姑的f f i 计将烛很有川的仲i l 立过梢确矫l l f f jm 。一7 r 。笑系线 的_ j ；_ 1 i i l li 二，我们可以计算星系团的质堪分布函数，从而可以估计分层星系f _ _ | 蚓景椎架山的 _ i | 沦l 二的p r e s s s c h e e h t e r 模删。 。二一一 1 1 4 她i 川5 u 寥? g 争u 0 l j f l j i j f nj l l ! 沦 二 卅数“( = 3 2 ) j i 甲种i 不i i 癸们+ 钏p ? ：参数没彳f 炎系。 j 亡， ! 乐、介厩的能砒涨4 5r i ： 刈f i i 乐| j i h ! , 系f m f i j j 眵响婴1 l ：州川川j 晰濉j 系统的影响j 、f ：j 杉。所以，m 低扎* i i 甜1 f 雌：| 圩 捉卜，计钟了艰系的总引力质l 古神i 尘 l l ! 、争之悯哭系。通过利川a s c a 耳r o s a t 晌 濉艘 线，我”j 发现对丁牝个样本米u l ：，m 。j i ! 比r t ”9 ，这条l 线叫强比理论的预 测倩陡。但是，如果将那些低温的 洋从样本中移古，我们发现m m 。c t “2 仍然是正矍坚二一 关键词：星系团，星系，x 射线，宇宙学 d i s t r i b u t i o no ft h es u r f a c e b r i g h t n e s sa n d m tr e l a t i o n s h i po ft h e c l u s t e r so f g a l a x l e s a b s t r a c t i nt h ep a s tt e ny e a r s 。t h er o s a ta n da s c ao b s e r v a t i o n so fg a l a x yc l u s t e r sh a v er e v e a l e dt i g h t r e l a t i o n sb e t w e e nt h e i rt o t a lg r a v i t a t i n gm a s s ( m i o i ) a n do t h e rq u a n t i t i e ss u c hl i k et h ex r a y u m i n o s i t y ( l ，) ，t h ex * r a yt e m p e r a t u r e ( tx ) o f t h e i n t r a c l u s t e rm e d i u m ( i c m ) n f a c t ，s u c h r e l a t i o n sh a v eb e e ne x p e c t e d b yb o t h t h et h e o r e t i c a lw o r k sa n dt h en - b o d y n u m e r i c a ls i m u l a t i o n s c l o s e c o m p a r i s i o n s b e t w e e nt h et h e o r e t i c a l s i m u l a t e dr e s u l t sa n dt h e o b s e r v e dd a t ac a np r o v i d ep o w e r f i dc o n s t r a i n t so no u rc o s m o l o g i c a lm o d e l s ，a sw e l la so nt h e u n d e r s t a n d i n go f t h en a t u r eo ft h ed a r km a t t e r sw h i c hd o m i n a t et h ec l u s t e rm a s s h o w e v e r ，d u et o t h ei n s t r u m e n t a ll i m i t a t i o n s ，a c c u r a t em e a s u r e m e n t so f ( m ) a r es t i l ln o ta v a i l a b l ef o rm a n y c l u s t e r s s i n c et h eg a st e m p e r a t u r ec a nb ee a s i l yo b t a i n e dt h r o u g ht h eo b s e r v e dx r a ys p e c t r a ，t h e m - tr e l a t i o nh a sb e e ns u g g e s t e da sa nu s e f u lm a s se s t i m a t o r b a s e do nt h ew e l l - c a l i b r a t e dm t r e l a t i o nc u r v e ，i ti sp o s s i b l et oc a l c u l a t et h ec l u s t e rm a s sf i m c t i o n ，w i t hw h i c hw ec a l le v a l u a t e t h o s et h e o r e t i c a lp r e s s - s e h e c h t e rm o d e l sw i t h i nt h ef l a m eo f t h eh i e r a r c h i c a lc l t i s t e r i n gs c e n a r i o s i v a c c o r d i n gt ot h et h e o r e t i c a lw o r k s ( e g ，l i l j e 19 9 2 ) i nw h i c hp u r eg r a v i t a t i o n a li n f a l l i s c o n s i d e r e d ，t h ec l u s t e rm a s sa n dt h eg a st e m p e r a t u r es h o u l ds c a l ea sm o ct ；，w h e r et h e n d e x0 【( = 3 2 ) i sa h n o s ti r r e l a t e dt ot i l ed i f f e r e n ts e t t i n g so ft h ec o s m o l o g i c a lp a r a m e t e r s h o w e v e r i ts h o u l db en o t i c e dt h a tt h ei n f l u e n c eo f t h ee n e r g yf e e d b a c ki n t ot h ei c mp r o p e r t i e si n t h el o w t e m p e r a t u r ec l u s t e r s g r o u p sc a nb em o r eo b v i o u st h a ni nt h o s eh i g h _ t e m p e r a t u r es y s t e m s - t h e r e f o r e ，t h es e l f - s i m i l a r i t yw i l lb eb r o k e na tt h el o w - t e m p e r a t u r ee n d w er e p o r to u rs t u d yo far o s a ts a m p l eo f2 2g a l a x yc l u s t e r s t h er a d i a lx r a ys u r f a c e b j i g h t n e s sp r o f i l e sa r ed e r i v e da n df i t t e dw i t hd i f f e r e n tm o d e l s t i l et o t a lg r a v i t a t i o n a lm a s ss c a l e d t ot h ev i r i a lr a d i u si st h e nc a l c u l a t e dw h i l et h ec l u s t e r sa r ec o n s i d e r e da si s o t h e r m a lb yu t i l i z i n g t h ea s c aa n dt h er o s a tt e m p e r a t u r e p r o f i l e s t h e a u t h o r sf o u n dt h a tf o rt h ew h o l e s a m p l e m f 。- t 。7 9 ：o “，w h i c hi sa p p a r e n t l ys t e e p e rt h a nt i l e t h e o r e t i c a lp r e d i c t i o n m e a n w h i l e a f t e rt h o s el o w t e m p e r a t u r eg r o u p sa r ee x c l u d e ，t h e yf o u n dt h a t m t 0 l o ct 3 7 2s t i l lh o l d s k e yw o r d s ：c l u s t e r so f g a l a x i e s ，g a l a x i e s ，x r a y ，c o s m o l o g y v 1 1 星系团的结构和组成 第一章：引言 人们很早以前就注意到星系成团的趋势，但直剑1 9 0 6 年w o f 第一次对星系团做了详 细的研究。今大我们已经知道宁宙中的绝人多数星系都聚集以：j 系肿，星系团，乃至超团 中。甚至我们自己的银河系也属丁一个小的星系群，即为本地星系群。在所有的星系成团 的系统中，冈为星系团被认为是最人的维里化的系统，所以星系团对天体物理和宁市学研 究来说是必不可少的。 星系团是在m p c 尺度上，由星系，人量极高温气体( 星系际介质) 及暗物质筲物质构 成的白引力束缚系统。星系团是e h ) l 十乃至儿千个成员星系组成的，而星系团中心通常有 一个1 1 7 主导地位的巨椭圆星系。通过对成员星系的述度场的研究，我们知道星系团是宁市 中撮人的白引力求缚系统。 星系团在我们的宇宙中无处不在，从距我们最近仅t 8 m p c 的v i r g o 冠系团，直到那些 红移达到1 的星系团。白本世纪7 0 年代以米，科学家们发现星系利星系团的分布进一步在 更人的尺度上( 1 0 0 m p c ) 成团，称之为超团。而超团的形状通常是不规则刑的且伸展的 很长( c o l e s1 9 9 0 ) 对星系团和超团的研究将对宁宙结构的形成利演化起到巨人的推动作 _ l = | 。 1 1 1 星系团的分类 根据日本国立天文台所编的1 9 9 6 年版理科年表，由3 个以上、数十个以下的星系 构成的商释一1 5 0 万光年、速度弥敞一1 0 0k m s 、星系密度比背景高2 0 倍的星系集团可以 称作星系群。而由5 0 个以上星系在1 0 0 0 万光年的范围内组成的速度弥散一1 0 0 1 0 0 0 k m s 的集团，则叫星系团。由此可见按光学的星系计数方法定义的星系群和星系团只是在规 模上有所区别而已，两者之间井没有严格的界限。星系团的质繁分布形成势阱，而使物质 分布贝有聚向中心的特性。超星系团巨洞以及聚壁等虽然存在更人的结构但它们都没 有这种明显的整体中心集中性。 根据星系团的光学形态有以下儿种对星系团的分类方法，我们将它们列在表1 1 1 中。 表1 1 1 ：尾系团的形态分类 我们可以看出，z w i c k y ( 1 9 6 t 一1 9 6 8 ) 的分类是根据星系团的致密度。而b a u t z 和 m o r g a n ( 1 9 7 0 ) 是根据星系团中的煨亮的星系的主导地位来划分的，r o o d 和s a s t r y ( 1 9 7 1 ) 的分类主要关注星系团中的十个最亮的成员星系的形态和分布。后来m o r g a n 和o e m l e r 是 根据团中的星系内容来确定的。 到目前为止，科学家们已经编纂了大量的星系 洋和星系团的表。其中a c o 表( a b e l le t a 1 1 9 8 9 ) 是一个很重要的全大星表，这个表是最初a b e l1 表( a b e l1 】9 5 8 ) 的修正和延展。 a c o 表包括4 0 7 3 个富团，它们的红移都在0 2 以内，且其成员星系个数不少于3 0 个。另 外一个著名的表是z w i c k ye ta 1 ( 1 9 6 1 1 9 6 8 ) 编纂的，他对北犬厦进行了搜索，完成了含 有9 6 0 0 个星系团的z w i c k y 表。有几个贫团的表，其中m k w 表( m o r g a ne ta 1 1 9 7 5 ) 和a 删 2 表( a l b e r te ta 1 1 9 7 7 ) 是两个经常在文献中被引j h 的表。有儿个星系群的表，比如i l i c k s o n 的致密星系群表( t i c k s o n1 9 9 4 ) 和s h a k h b a z y a n 的星系群表( 参见k o d a i r ae ta 1 1 9 9 0 ) 。 1 1 2 星系团的成员星系 星系是星系团的重要成分之一，也是人们_ i = j 光学方法主要研究的对象。在哈勃的时代， 犬文学家测越了数以白万计的星系。根据它们的人小和形状，哈勃把它们分为旋涡星系、 椭圆星系和不规则星系三大类。个星系团里的成员星系数通常朋富度米表示。星系数多 ! j l f | 称之为寓星系团：反之，则叫贫星系团。在规则的、没有子结构的致密星系团里，椭圆 形态的星系比旋涡星系多。特别是在星系团核心区，这利，趋势更加明显。而在不规! j l l i 和贫 甩系团中，旋涡星系则。i 据主导地位。成员星系的形态是研究星系团形成和演化的重要线 索。 1 1 3c d 星系 在星系团的中央，往往有一个巨火的、具有包层的椭蚓星系，它的空间尺度是将通成 员星系的3 4 倍。| 灭i 为它居丁中央，m o r g a n ( 1 9 5 8 年) 义把它门为分类中的d 荆，所以 叫c d 星系。c d 星系在监波段的光度比一般的椭圆星系至少高5 0 ：而住射l u 波段，其光皮 比旋涡星系高卜3 个数量级、也比椭倒射屯星系高至少1 个罐级。故此，c d 星系是犬空中 。 仅次r 活动星系核的亮天体。j j 丑过c d 星系外部成分的述度场的弥敞( 例如，d r e s s l e r1 9 7 9 ) 羽ic d 星系的伴星系的速度弥敞( w o l f 利b a h c a l l 1 9 7 2 ) 的测龄，可以得剑估计c d 星系的质 量约为1 0 。3m 。而且c d 星系典刑的质光比约为儿十个m 。l 。，人人高丁一般的星系的典刑 债( b a c o ne ta 1 1 9 8 5 ) ，这暗示着有暗物质的存在。通过对星系团中的成员星系的速度场 的 i l f 究，发现c d 星系通常位丁星系团的引力挑阱的底部。所以这种巨人椭剧慢系的起源很 可能和历史上星系吞井有关。在一些星系团中心观测刮的子结构和多核结构，可以认为是 彳丁利的观0 1 0 自f 据。 1 1 4 星系团内的介质 星系团中星系和i 星系之间的j 1 大空问并不是处在真空状态的，而是由很热且发射x 射 线的艰系际气体所填充。2 0 世纪6 0 年代中期的观测就显示室女库艰系团有很i ；虽的、不象 是米臼成员星系的x 射线辐射。从那时起，已经在汁多星系团里观测到了x 射线辐射。这 种x 射线辅射足弥漫的，总光应卅达l o ”1 0 4 5e r gs j c 连续潜的轮脚袭现为温皮j 占儿 亿度舶等离子体的热轫制辐射。所以，可以推定在星系团里到处都有极热的气体。星系际 介质的分布基本是以c d 星系为中心、向外延伸到儿个m p c 的距离。计算表明，星系际介质 的总质姑高达成员星系里恒星质醢总平的2 5 倍。 2 01 i t 纪7 0 年代以米。天文学家义发现在米白星系团f 内x 射线连续谱上迭加有明显的 铁线、砘线、硫线平镁线等巫元素的发射线。由此可知星系际气体中的巫元素含鲑是 o 2 0 4 太刚丰度。这表明星系际介质已不是最初的、儿乎全部由氢平l l 氮构成的原始气体 了。虽然其过烈仍不很消楚。但一定是在吊系里有人培恒堪演化剑晚删，经山超新星爆发 将所产生重元素吹山了昂系，从而污染了星系际气体。在观测上，确实发现在些尼系团 里铁、砘等重元素的半度从外嘲向c d 星系i i 高。这很可能灶f j 丁c d 星系附近很深的引力 势阱幽禁了重元素，使之雉以向外逃逸。 通过团内气体的x 射线辐射可以研究气体的分布，从而导出团内位辨的分布，井研究 暗物质的分布。还可以研究它与星系团各个演化阶段的关系。通过x 射线强度轮廓可以研 究团山弧结构的形态和演化。 1 1 5 暗物质 宁市中存在各种各样的发光天体。进入2 01 廿= 纪以后。天文学家发现暗物质存在下各个 4 尺度的宁市天体中，尤其在星系层次以上的含量更人。决人多数暗物质不产生电磁辐射 主要通过引力作用米探测它的存在利研究它的分布。暗物质是指在电磁波的各个波段上都 雉以商接发现，唯有通过引力势的测域才能确定其存在的物质。对星系团的观测任皓物质 的发现和研究过程中起了关键性的作用。 最早对不可见天体的预言是jm i c h e l l ( 1 7 8 一1 年) 、p s i m o n 等人( 17 9 9 年) 考虑当 星体的质蛙增至一定人小时，其自身的光将冈强人的引力作川而无法发射山米。同时代的 l a p l a c e 也说过，宇市中最人的发光体会由丁其引力过强而变得不可见。现在，天文学家 们普遍地确信在c y gx - l 这样特殊的恒星级天体系统、以及所有活动吊系核的中央都存在 着糕洞。暗物质最早的观测1 i j f 究恰好山现扯海干甩发现的前夕，1 8 4 5 年b e s s e l 发现天 狼帛和南河三这两颗亮恒星的运动轨迹早波浪j 性而i f 肖线表i 蛔它们很可能分别受剑一个 质域与其相当的不可见伴晕的引力作州的影响。然而，这两个伴星的不可见历史只持续了 很短一段时间。1 8 6 2 年c i a r k 以他刚制作完成的1 8 ”望远镜一举发现了总亮度只有犬狼斥 万分之一的天狼星b ，1 8 9 6 年j m s c h a e b e r l e 发现了南河三的伴尿。这是人类最早发现 的两颗向矮星。 真j l 有意义的咭物质观测始丁木l l l ： d 初。1 9 3 2 年，前! ! 犬文学家o o r t 发现在太附近 所有发光的恒星的质量只i i 这一区域引力质培总和的3 0 5 0 。筹不多同时，在1 9 3 3 年 z w i c k y 也发现在c o m a 星系团中发光物质并不lo i 士导地位。z w i c k y 认为，从理论上讲要 形成个屉系团尺度上的引力求缚系统，就要求和：足系口i , i - 要7 r 多r 已矧发光物质1 0 1 0 0 倍的h 酱物质。星系团中普遍含有火量不可见物质，随着系统尺度的增人，亦有增人的趋势。 暗物质的含量也是由内向外递增。星系是被一个巨犬的暗晕所包闱着的。我们推断宁市中 有近9 0 以上的引力质蛙是处丁不发光的状态的。最新的x 射线波段的研究还表明，暗物 质在星系团中的分布虽然跨越了儿十k p c 至儿m p c 的尺度但却不姓均匀的，而是倾向丁 以中央巨人的c d 星系或以一些巨型椭恻星系为中心而成团分柿。 荧丁暗物质的本质，有各种各样的推断。当年，z w i c k y 曾试图t l j 矮星、星系际恒星、席 系际介质或矮星系米弥补发光物质的不足。1 9 5 4 年，s c h w a r z s c h i l d 曾建议，至少椭吲斥 系中的暗物质可由大量皓弱的白矮星米解释。现在，按暗物质的候选体是否由重子构成可 将其分为两类。在重子侯选者中有矮星( 主要是褐矮星，或许还有行尼筲) 、黑洞等：仆重 子候选者则包括了中微子、未知的弱相互作用粒子等等。 刖x 射线可以探求星系团内，星系群山和星系周围存在气体的分布，井到处产生这样 分布的佗势，从而跟踪暗物质的分布。 1 2 星系团的x 射线特性 1 2 1 星系团的x 射线一般特性 星系团x 射线辐射的主要性质如p 1 x 射线光度大一般为1 0 ”1 0 ”e r g s 它是除活动星系核以外最强的x 射线发射 天体。 2 它是x 射线扩展源，其尺度与团内光学星系分布的尺度大体一致。 3 x 射线流靖不随时间变化。 4 x 射线连续谱在2 k e v 以上往往是指数f 降型谱实为热轫致辐射谱的一部分。 - 5 低能光电吸收很小，接近与银河消光值，表明团中气体含量很少。 存任星系际气体是解释团x 射线的基础。探测到的x 射线足扩展的既是明证，团的光半 研究也表明团内气体的存在，尤其是射电烈源在团| ! l 表现为头尾源更明确支持团内气体存 在，井可定山它的密度。 根据上述性质3 和4 。星系团的x 射线辐射具有热轫致特性。由此推山辐射起源是团内 气体在引力作_ 【i ：i 下向团内缩塌形成的高温气体。当温度达到1 0 6 4 k 以上就有明显的x 射线 6 辐射存在。据此，在某些星系群中存在x 射线辐射也是可能的，这最终取决丁群内束缚气 体的域和温度。事实上，观测上也已证实许多致密星系群具有类似丁星系团的，弥漫的x 射线辐射。 目前x 射线天文学中。常见的x 射线发射机制是：光学厚热平衡气体的黑体辐射；光学 薄的热平衡等离子气体的轫致辐射( 当然，有时会遇到介予光厚种f 光薄之间的情况，无论 如f f j j ，这些等离子必须是高温的，典型的温度值是一1 0 7 k ) ：相对论电子在磁场中产生的 同步辐射；相对论电子与低频射电( 或红外) 光子碰撞产生的逆康普顿散射；热电子在极 偶磁场( 1 0 “1 0 1 3 ( 知) 中产生的回旋辐射；对于高温等离子体，肖温度达到1 0 1 0 8 k 时，一些重元素如f e 只残存一剑两个电子而成为新价离子如y e “或i ：e “，这些离子可看 作类氢平类氨系统。当从笫一激发态跃迁到基态时，束缚一水缚跃迁会产生6 8 k e v 的铁发 射线，恰处于x 射线波段。电子与铁核的复合( 白由一束缚跃迁) ! i ! i j 产生带边的x 射线连续 - 谱。另一些x 射线产生机制在天体物理中也极贝重要性，例如对1 0 8 1 0 9k 的极高温等离 子体。止负电子对e 1 的山现将不可避免，电子对的潭灭产生5 i l k e y 的y 光子。而当y 光 子穿过较“冷的等离子体云( 1 0 6 1 0 7 足) 而离开辐射源会由于和自由电子康普顿散射 而软化结果出射的是x 射线。总之，x 射线产生机制内容是很丰富的。 1 2 2 x 射线连续谱 x 射线观测谱一般有以r 特征 ( 1 ) 低能段有一锐截i r 现象通常解释为视线上的冷物质对x 射线的吸收。 ( 2 ) 连续谱强度随x 射线能揖的变化遵循幂率或指数规律，根据目前对丁宁市x 射线 源的理解，幂率下降的谱被认为是有幂率能谱的电子的同步辐射或逆康将顿散射 过程产生，指数下降的谱被认为是韧致辐射谱( 低能部分较平坦) 或黑体谱( 有 一明显峰值) 7 ( 3 ) 一些连续谱上6 7 k e v 之问有明显吸收线或发射线。 星系团x 射线光度大一般为1 0 ”1 0 ”e r g s ，它是除活动星系核以外最强的x 射线 辐射天体。存在星系际气体是解释团x 射线辐射的基础。星系团足x 射线扩展源，其尺度 与团内光学星系分布的尺度人体一致。团的光学研究也表明团内气体的存在。尤其娃射电 烈源在团内表现为头尾源更明确支持团内气体存在，并可以定出它的密度。 星系团x 射线流鞋不随时间变化。x 射线连续谱在往往是指数下降型谱，且星系团的x 射线辐射具有热致特性。星系团低能光l 乜吸收很小，表明团中冷气体含姑很少。由此推山 辐射起源是星系团内气体在引力作川r 向团内塌缩形成的高温气体。当温度达剑1 0 6 4k 以 上就有明显的x 射线辐射存在。据此，在某些星系群中存在x 射线辐射是可能的，这最终 取决丁群山求缚气体的域平温度。事实上，观测上已证实许多致密尿系群具有类似丁星系 团的、弥漫的x 射线辐射( m u l c h a e y e t a 1 ，1 9 9 6 ；f u k a z a w a e t a 1 ，1 9 9 6 m u l c h e a y & z a b | u d o f f 1 9 9 8 ) 。超团的人尺度结构是星系的链网结构，在某些交点存在星系 团。观测发现s h a p l e y 超团有x 射线辐射，但主要是米源其中富团医。 星系团的x 射线辐射是( 1 ) 扩展源，它可能源丁团中气体；( 2 ) 指数型谱 ( ，p 可- k v ) ) 它可能是轫致辐射谱的高频部分；( 3 ) 气体中质子平均速度 v ，、，j 呖与团中星系的弥散速度相近。这表明产生x 射线辐射的气体与成员星系约 求和：卡 j 同的引力势阱中，故气体是团内星系际气体。( 4 ) 如果气体含有巫元素如f e ，j l l l | 在 高温r ，重元索原子高度电离以致可能形成这些重元素的类氢平类氦离子。这些热致的类 氢平类氨离子的复合辐射的频率可在x 射线波段。例如，f e 的类氢和类氦离子的k 。的能 姑在6 7 6 9 k e g 附近。这种复合x 射线谱线出现实际上也是x 射线连续谱由热气体产生 的一种标忠。如果气体是热的，温度达到1 07 1 0 8k 其中i u 离后的i 乜于与离子将作心而 产生轫致辐射。再加上如果气体充分稀薄，则接收到的谱为光薄的轫致辐射谱。 8 1 3 3 x 射线谱线 作为热辐射的一个重要特征魁在分辨率不太高的x 星系团x 射线谱观测中，就发现存 在x 射线谱线，其中晟明显的是在所谓“7 k e yf e ”。其次，存在x 射线发射线是x 射线谱又 一重耍特征，且线的光度与温度有相关性。这特征与连续谱的热致特祉烛一致的。既然 团山气体的温度可达1 0 7 1 0 8k ，团内气体中的轻元素可以部分甚至完全电离，而重元素 可电离成为铁的类氢和类氢离子。由_ 丁核电荷数很火这些离子的复合辐射可进入x 射线 波段。这些线的存在是团内气体中重元素存在的标忠。气体中重元素含龉是追溯团内气体 米渊的重要线索。团内气体含有匝元素表明至少它的相当一部分足从恒慢q - 抛射 n 米的。 x 射线谱对研究发射源的性质、气体米源和发射机制有决定性的作用。就发射源而言 它姓扩展源，种可能是团山的弥漫气体，兄一种可能是团l j 分口源的替加。后者几乎不 可能，冈为分立密源( x 射线双星) 的谱往往是幂率谱的一部分，而且源与源之间的中性 气体会在低能区构成强吸收。这些均未表现在星系团的谱中。况且，星系团的x 射线光度 很高所要求的分立源的数日也不切实际地人，就发射机制人体可分热致发射和和非热致 发射。后者多为幂率谱而且表现山低能光电吸收，这表明星系团x 射线发射不是非热的。 观测发现，很多星系团的连续谱与上述的单温度t g 热轫致辐射谱弥合得很蚶。对人多数团 的谱弥合采用单温模型，尤其在低x 射线光度团中有多重成分。一种冷成分往往表现成簇 或扯星系团的中央增亮部分表现为冷流。 线发射强度与气体密度平方以及铁的丰度成正比。井与电子温度有关，而热轫致辐射 连续谱强度与气体密度平方成比例。x 谱线的等值宽度为 ( 孚脚 其中积分在谱线范嗣内进行。由此可见e w 与气体密度无关，主要依赖于铁的丰度。e w 可 决定某个星系团的f e l t 。它与团的x 射线光度无芙约为太中铁丰度的一、h 这一特性 9 况i 川孤i j 气体有相类似的起洲i 而与日l 内动力学状态无关。这也更说明尿系团i | i j x 射线辐射 是e i j 山气体的热致辐射。 往“7 k e yf e ，线机制确定f ；彳，就可确定谱线的发射光度，在根据观测剑的谱线能流可决定 团的红移。系列x 射线天文观测卫星的发射成功，尤其是r o s a t 、a s c a 、x m m 等，这为科 学家们进一步决定星系团的性质，从而对研究宁宙的演化是很有帮助意义的。 ：一些晕系团中还可以发现低能线，它们包括一些比铁轻的元素如 c ，n ，0 ，n e ，m g ，s i ，s a r ，c a 等的k 线以及n i 的l 线。这些低能线的观测主要使川爱冈斯坦 犬文台上的s s s ( s o l i d s t a t es p e c t r o m e t e r ) 和商分辨的f p c s ( f o c a lp l a n ec r y s t a l s p e c t r o m e t e r ) 进行测谱也可以利川a s c a - 卜搭载的g i s 通过测姑x 射线强度方法米进行。 产生这些谱线所要求的温度比f e 的k 线要低，加之s s s 的视场较小，对近的星系团往往 只测起中心区这些低能谱线表明由于吸积而产生的流动可在团中心形成低温区，暗示了 冷流存在的可能性。 1 3 星系团的总引力质量的探测 星系团是一类具有宁市学意义的人尺度天体，团内存稚：着人姑的高渝电子气体。如果厅 系团内成员星系是引力束缚的，且气体在星系团的引力势阱中处丁稳态，我们称之为维里 化。屉系团维里区的特性对屉系团的结构形成和演化的模型提供了强有力的限制。对星系 团的维里区的探测常有三种方法：一是_ 】引力透镜效应去研究星系团的质最，对于弱引力透 镜，即使在角分辨率很低的情况下，典型的信噪比约为l o ，很难解决观测曲线与n f w 预测 之间的矛盾强引力透镜能提供对星系团核心结构的详细的限制但观测上只有在为数很少 的儿个星系团中能实现透镜、源、观测者的良妻结合。再者是戍川星系团动力学的手段 它能够滞在地同时解决暗物质结构和星系轨道的问题。但这需要火量的观测样本。第三种 1 0 方法是利j hx 射线成像手段对尼系团进行观测。 1 3 1 光学上的维里模型理论 假定星系团中的成员星系是引力束缚的，那么有 e = t + w o 其中e 为系统的总能越t 为系统的动能，而w 为引力能。进一步假定尿系团处于稳态 我们有 w = 一2 t e = 一t ， ( 1 2 ) ( 1 3 ) 这就是维里理论模型。如果我们进步假定星系团的位移和速度矢越是各向同性的，则席 ， 系团的总的引力质量m 。为 = 孚 吐0 1 4 川赢赢】 鑫 ( 1 4 ) 其中r 。j 为引力、p 径，它可以通过对尿系分布的拟合而笄_ ! ，盯，为成员尿系的述度弥敞。 丁是我们可以根据r g 和盯，米估计m 。这就是z w i c k y1 9 3 0 年代所使川的模型。 对丁维里模型关键是如何去精确的测量成员星系的速度场。但是冈为速度场是二维 的，所以这一点看起来却并不容易。所以得到的维里质蚓的不确定度有时人至2 倍或更多。 1 3 2x 射线成像方法 晕系团的光学研究甲在1 9 0 6 年的就以开始( w 0 1 f ，1 9 0 6 ) ，光学方法主要通过团中发光天 体进行这种方法的优点是容易获得发光大体的形态特征，物理参埘，动力学演化和起源 锋，但其局限性也是明显的，它无法获得星系团的另一重要组成一一星系际介质的总质量。 星系际气体温度很高，主要发射x 射线，冈此，x 射线观测足当前研究星系际气体的主要 方法。当然射电的z e l d o v i c h - s u n i y a e v 效应( 康瞥顿硬化) 的观测也是一种方法。 星系团是在m p c 尺度上，由星系等物质构成的自引力束缚系统。星系团研究的主要兴趣 所在就是这种系统的动力学系统特征，演化以及起源。令人吃惊的是，星系团中的气体质 量竟是发光天体星系的质量的3 、5 倍( f u k a ：a w a ，1 9 9 6 ) ，无疑，不考虑团内气体去研究用 系团的g l 力势阱是不会成功的。而只有x 射线才能展直接获得团内气体的分布。再如星 系团的弧结构是追踪星系团动力学弛豫过程和演化的线索。除光学证认外。它也表现在团 内气体湍度，甚至在重元素丰度的分布上( 例如所【1 1 i “玲流”) ，这是屉系团x 射线的研究 的重要发现( h o n d a ，e ra 】，1 9 9 6 ：a r n a u d ，1 9 9 4 ) 。 研究星系团的目的还在于f j 孛星系和星系群，上联火尺度结构和宁市来研究宁宙结构形 成的机理事实上宁南结构形成是相互关联而要求整体解决的，而x 射线是检验从星系 到富团( 1 0 ”1 0 ”m 。) 质量组成的最好方法。利j j jx 射线辐射决定的气体的温度和密度 参数可以定山星系团的总质量( 引力质量) ，气体质量和发光天体质量比，而这些是决定宇 市结构形成理论之基本假设的主要依据( d a y i d ，j o n e f o r m a n ，1 9 9 4 ) 。当然，由i 丁利用x 射线观测可能发现更远的星系团，由尼系团作为大体定山的宁市人尺度结构更可椎，而且 可达尺度也更人。 一系列x 射线1 1 星的成功发射才使x 射线观测成为研究星系团的重要手段并导致 了里程碑的变化，现今x 射线观测已是星系团多波段研究中不可缺少的部分。而且。光学星 系团主要川发光星系在天球平面的“聚集”程度米决定的。它的不足首先就表现在“聚集” 性有不确定性。例如a b e l l 团( a b e l le ta 1 ，1 9 8 9 ) 与z w i c k y 团( z w i c k ye ta 1 ，1 9 6 1 1 9 6 8 ) 的定义就不同；加之投影效戊，使得确定团的成员星系变得很困难。第二由于光 学选择效应，尤其是距离效应，至少使远团中的暗星系不能发现，r 降了远团的表观富度 2 这将为研究星系团的演化效应增加困难。第三，星系构成的准束缚系统是从多重星系，星 系群，贫团，寓团连续地增加富度，那种截然分开的办法显然没有定i 其中的特征物理参 域。 尽管光学手段在探测星系团特性的过程中起过重要的作川，而且至今仍是不可缺少的 但娃，只进行光学单波段的研究已远远不能满足人们的需要了。 值得注意的越，气体的总质鼙并不低丁团山星系的总质擐。星系际气体温度很高，主 要发射x 射线。因此x 射线观测是当前研究星系际气体的主噩方法。 x 射线方法还是研究星系团中重要组成成分一暗物质的重要途径之一。x 射线星系团是 认证了或测量了x 射线辐射的星系团。产生x 射线辐射的实体是闪引力势阱中的气体。这 样，如果是热辐射，就有特征参量温度。进而，它能反映系列物理特征，如团内气 体的性质，能约束气体井与屉系团相联系的辨阱的特征形成贽阱的物质分布等。对丁远 团，它的距离效应将主要区别发射区张角以及流量，克服这种效应研究演化要单纯的多 冈而导山的演化性质也更可信。同时。用x 射线检测米发现的高红移已超过1 。 从物理上看星系团组成中的星系不是强x 射线发射大体，但是团山吊系际气体的确 有可能。不仅团内气体含量大而且星系团的势阱足以维持其k j 嘶存在，加之其密度极小 ( 1 0 3 c r 一3 ) ，相对戍的平衡态温度可达1 0 7 1 0 8k 。我”崩i 道，肖t 人于1 0 6 4 k 物质的 热辐射就可以进入x 射线波段区。观测上证实了上述物理的论证。首先x 射线测封表明 晕系团的确烂强x 射线发射犬体它的x 射线光j 立约为1 0 ”一1 0 ”e r g s 一，是x 射线望 远镜所观i | i | 4 到的天空中仅次于活动星系核( 1 0 ”1 0 ”e r g - s 。) 的强x 射线发射天体其 次观测结果也证实了这一点。如在爱网斯坦天文台获得的，扩充的中灵敏度巡天e m s s 的 8 3 7 源中，活动星系核与蝎虎大体1 1 i5 4 ，星系团j ij 】2 2 。河外犬体中屉系团i 【i 第二位 远大于正常星系所占的比重。再如中红移x 射线星系团中，a b e l l 团只f j 2 】，a b e l l 团 加上z w i c k y 团共占3 6 ，而在高红移x 星系团所，i 更少。这不仅表明光学选择的a b e l 团 取样中选择效戍所带来的不完全性，而且显示了x 射线选择星系团的优越之处。正是基丁 屉系团的这种性质，从甲删的u h u r u ，a r i e l 5 ，中期f f 勺 i e a o 一1 ，爱冈斯坦天文台，e x o s a t 直剑最近的r o s a t ，g i n g a ，a s c a 等，无不以星系团作为主要观测e | 标之一，井取得许多注 目的研究结果。 根据等离子体物理理论，我们知l 道星系团内介质中的声速穿过星系团所需要的时间尺度 为 ”。e 枷8 y r 【志r ，2 【去】 s ， 其中t 为星系团内介质的温度，d 为星系团的直径。对星系团i j ! i 介质通常有 l 1 0 8k 平d i o m p c ，这样得到的r ，将比哈勃时间( 一1 0 ”y r ) 要短的多类似 的，f ，也比各种不同星系团内介质的加热利冷却过程的时间尺度短( s a r a z i n 1 9 8 8 ) 。所以 我们可以认为星系团内的介质处于流体静力学平衡态这样我们把这种在压力和引力梯度 之间的平衡可表示为 v 0 = 一p g v ( ，) = a m p 即g v ( 月) ， ( 1 6 ) 其中e 是星系团内介质的压力，r 为二维f 径，( r ) 为星系团引力势，p 。和盯。分别为 星系团内介质的质馘密度和数密度，f 0 6 是相对丁质子质罐。的平均分子精a 网为尿 系团山的介质温度姓如此的高而密度义是充分的低，所以可以将其处理为理想气体，有 这样的关系 气= 盯g k t ( 1 7 ) 其中k 为玻尔兹曼常数。 由上两式，如果给定了引力势( 凡) 的形状，我们可以得剑屉系团山介质的分布。多 数情况f ，我 j 方便地假定星系团是球对称的，即 舭卜竿 1 4 ( i 8 ) ， 近似。 其中g 为引力常数。m 。( r ) 在半径r 范围以内的总的引力质量。 实际上，通常认为星系团是臼引力等温球，这样我们就可以使_ 1 = | 解析的k i n g ( 1 9 6 2 ) 在这种情况下星系团的引力质量密度的分布可以表达为 旷硝1 + ( 却“2 其中p 。为星系团中心的质域密度，而月。为引力势的核、p 径。 从而可得 驴l + ( 扣却，2 ( 1 9 ) ( 1 1 0 ) 这就是著名的一模刑( c a v a l i e r e f u s c o f e m i a n o ，1 9 7 6 ) 参数代表了星系 团内介质分布的陡峭j j ! i ! 度，它是由上式比值的形式给山 卢；型k t 观7 6 ( 赢0k 纛m ) 2 ( 志0k ) 、1 j 。、1 6 参数由x 射线谱得到所以常记为尸。p 利h j 口一模型，同时假定星系团内介质内的温度和丰度是统一的，我俐可以沿着视线方 向对x 射线面亮度进行积分。得到的丽亮度分布为 跗) _ 2 f n g 2 a ( 7 1 ，删强【l + ( 印。肚i ( 1 1 2 ) 其中r 为屉系际介质的温度，a 为尼系际介质中的元素二# 度，a ( t ，a ) 为玲却函数，在 本模刑中将其视为常数。，为其2 维的投影 径，& 是一个止比丁1 月。2 的常数。 这里的参数p 是由观测的x 射线的面亮度得到的，经常记为卢。”。 f a b r i c a n t 和g o r e n s t e i n ( 1 9 8 3 ) ，f a b r i c a n te ta l ( 1 9 8 4 ) 第次建议川x 射线成像的 手段来决定星系团中的引力质量分布。基本的思想足使川等式 耻一罢。i , u mc 等i n + 糕， 。 d“盯i n “ ( 1 1 3 ) 这个公式由上述的儿个公式导山的。 这样我们就可以通过测量星系团内介质的温度和密度米计算星系团的总引力质量 m 。(