三轴晕模型下星系团质温关系

摘要

该文介绍了描述晕暗物质密度轮廓的NFW模型和三轴椭球模型,并比较了两者运用于团内气体分布,质温关系等所得结果的不同.将之与观测,理论相比较其优劣.全文共分四章.第一章介绍了宇宙学大尺度结构形成理论的一些基本背景.主要是从标准宇宙学模型,结构形成的动力学模型和halo模型这三个方面来讨论的.从第一章,可以了解到宇宙大尺度结构是如何在原初微扰的基础上通过引力不稳定作用逐步演化的和目前已相当成熟的halo模型.在第一章的基础上,第二章给出了星系团的一些观测事实.包括X射线波段观测,SZ效应,引力透镜效应和非引力效应这几个部分.有了这些观测证据后,才能验证我们的理论.当然目前由于受观测仪器的限制,不能对一些量(如团内气体温度和密度的径向分布)给以精确的限制,这可能就引起了一些不确定性.第三章介绍了建立在球对称基础上的NFW模型和由此所推出的团内气体分布,质温关系.主要分为:介绍NFW模型,团内气体温度分布,团内密度分布,质温关系这四个部分来讨论.他们是相互独立而又紧密联系在一起的.从中可以了解到建立在晕球对称假设基础上的NFW模型的基本概念和在团中的运用,可看出该模型的一些优缺点.第四章介绍了作者的主要工作.作者的工作主要是建立在Jing & Suto(2002)提出的描述晕暗物质密度轮廓分布的三轴椭球模型基础上.该模型是将晕的等密度面看作为同心共轴的椭球面,显然较NFW模型相比更接近于现实.由此模型,作者重新计算了团内气体分布及质温关系.将该结果与上一章的结论相比较,可看出晕的形状对团内气体分布和质温关系的影响.

目录

文摘

英文文摘

致谢

chapter1宇宙大尺度结构的概述

1.1标准宇宙学模型

1.2结构形成的动力学模型

1.2.1线性扰动理论

1.2.2非线性扰动

1.3 Halo模型

1.4本文目的和组成

chapter2星系团观测

2.1 X射线波段观测

2.2 Sunyaev-Zeldovich效应

2.3引力透镜效应

2.4非引力效应

chapter3NFW模型及其在星系团中的应用

3.1引言

3.2 NFW模型的基本介绍

3.3星系团样本

3.3.1聚集度Cvir

3.3.2 NFW模型下团模拟样本构造

3.3.3观测样本

3.4 NFW模型下的团内气体温度分布

3.4.1结合表面亮度的观测的推导

3.4.2气体分布为自恰下的推导

3.4.3多方过程下的推导

3.4.4总结

3.5 NFW模型下的团内气体密度分布

3.5.1多波段的观测方法

3.5.2 论分析

3.5.3总结

3.6质温关系

3.6.1 理论和模拟方法

3.6.2由团中星系弥散速度估计质量的方法

chapter4三轴椭球模型及其在团中的应用

4.1引言

4.2三轴椭球模型的基本介绍

4.3团样本

4.3.1聚集度ce

4.3.2三轴椭球模型下模拟样本的构造

4.4引力势的计算

4.4.1球对称引力势

4.4.2三轴椭球引力势

4.5群和团内温度的计算

4.5.1等温：维里化温度

4.5.2非等温：多方状态下的温度分布

4.6质温关系的进一步讨论

4.6.1维里化温度下的质温关系

4.6.2多方温度下的质温关系

4.7总结与展望

4.7.1总结

4.7.2展望

文献