文献：星系团 - 版本历史

Shen：/* Scaling relation */

2019-07-19T06:51:58Z

Scaling relation

←上一版本		2019年7月19日 (五) 06:51的版本
第133行：		第133行：

	*高红移星系团中分子气体成份 arXiv:1803.00298		*高红移星系团中分子气体成份 arXiv:1803.00298

			*Antlia galaxy cluster， arXiv:1907.07691
			:在同样的恒星质量和SFR处，星系团中星系的分子气体含量和场星系区别不大，但是有一些开始quench的迹象

	==动力学==		==动力学==

Shen：/* X-ray */

2019-02-21T11:28:17Z

X-ray

←上一版本		2019年2月21日 (四) 11:28的版本
第5行：		第5行：
	: covers an area of 725 deg^2 or 60.1 Mpc^2, V<3000km/s		: covers an area of 725 deg^2 or 60.1 Mpc^2, V<3000km/s

	==~~X-ray~~==		==ICM==

	===观测与理论===		===观测与理论===
第67行：		第67行：
	===ram pressure===		===ram pressure===
	*ram pressure 可能可以触发恒星形成和AGN[https://arxiv.org/abs/1708.05519]		*ram pressure 可能可以触发恒星形成和AGN[https://arxiv.org/abs/1708.05519]

			===丰度===
			*观测上发现Fe丰度在星系团中心下降，是由于dust depletion还是feedback吹走了？arXiv:1902.07661

	==光学==		==光学==

Shen：/* 观测与理论 */

2019-01-17T14:12:36Z

观测与理论

←上一版本		2019年1月17日 (四) 14:12的版本
第10行：		第10行：
	*1901.05439		*1901.05439
	: 基于基本的模型计算星系团中热气体Lx-Tx的关系		: 基于基本的模型计算星系团中热气体Lx-Tx的关系

			*1208.2424
			:有比较详细的公式介绍，如何从观测到的星系团的X射线性质，利用谱拟合获得温度分布。基于流体动力学平衡和球对称假设，计算引力势井分布和气体密度分布。

			假设generalized NFW分布，得到内部物质密度轮廓指数alpha\ ~1,和NFW比较接近。


	*X-ray under-luminous galaxy cluster arXiv:1109.4031 Andreon & Moretti		*X-ray under-luminous galaxy cluster arXiv:1109.4031 Andreon & Moretti
第50行：		第56行：
	#40 clusters detected with sufficient counts to permit mass measurements (under the assumption of hydrostatic equilibrium);		#40 clusters detected with sufficient counts to permit mass measurements (under the assumption of hydrostatic equilibrium);
	#105 clusters that can be used for applications such as the derivation of cosmological parameters and the measurement of cluster scaling relations.		#105 clusters that can be used for applications such as the derivation of cosmological parameters and the measurement of cluster scaling relations.

	===样本===		===样本===
	*[[XXL]]		*[[XXL]]

2019年1月17日 (四) 14:10 Shen

2019-01-17T14:10:47Z

←上一版本		2019年1月17日 (四) 14:10的版本
第6行：		第6行：

	==X-ray==		==X-ray==

			===观测与理论===
			*1901.05439
			: 基于基本的模型计算星系团中热气体Lx-Tx的关系

	*X-ray under-luminous galaxy cluster arXiv:1109.4031 Andreon & Moretti		*X-ray under-luminous galaxy cluster arXiv:1109.4031 Andreon & Moretti
	SDSS maxBCG选的星系团。计算swift观测的33个星系团的X射线流量		SDSS maxBCG选的星系团。计算swift观测的33个星系团的X射线流量

Shen：/* 光学 */

2018-09-21T09:00:53Z

光学

←上一版本		2018年9月21日 (五) 09:00的版本
第107行：		第107行：

	*LBCG~M200^0.3, 弥散sigma_lgL=0.17 (Hansen et al. 2009) 弥散说明什么问题？		*LBCG~M200^0.3, 弥散sigma_lgL=0.17 (Hansen et al. 2009) 弥散说明什么问题？
			===恒星形成历史===
			*星系掉进星系团中，SFR quench的过程：[https://arxiv.org/abs/1809.07336]

	===样本===		===样本===

Shen：/* 光学 */

2018-09-06T07:37:59Z

光学

←上一版本		2018年9月6日 (四) 07:37的版本
第107行：		第107行：

	*LBCG~M200^0.3, 弥散sigma_lgL=0.17 (Hansen et al. 2009) 弥散说明什么问题？		*LBCG~M200^0.3, 弥散sigma_lgL=0.17 (Hansen et al. 2009) 弥散说明什么问题？

			===样本===
			*Abell 2029 （z~0.1, 所有成员的光谱）https://arxiv.org/abs/1809.01137

	==Scaling relation==		==Scaling relation==

Shen：/* Scaling relation */

2018-03-02T09:03:13Z

Scaling relation

←上一版本		2018年3月2日 (五) 09:03的版本
第111行：		第111行：
	*Shaw, L.D 2010 Non-Gaussian Scatter in Cluster Scaling Relations		*Shaw, L.D 2010 Non-Gaussian Scatter in Cluster Scaling Relations
	:讨论了星系团中各种Scaling relation的非高斯性对结果的影响		:讨论了星系团中各种Scaling relation的非高斯性对结果的影响

			*高红移星系团中分子气体成份 arXiv:1803.00298

	==动力学==		==动力学==

Shen：/* cooling flow */

2017-10-16T14:50:40Z

cooling flow

←上一版本		2017年10月16日 (一) 14:50的版本
第50行：		第50行：
	===cooling flow===		===cooling flow===
	*BCG中有很多的分子气体，与cooling flow相关。分子氢的密度与电子密度相关。[https://arxiv.org/abs/1710.04664]		*BCG中有很多的分子气体，与cooling flow相关。分子氢的密度与电子密度相关。[https://arxiv.org/abs/1710.04664]
			：这些分子气体没有形成盘或者ring，而是成filment状，和X-ray气泡有关。
			：分子气体很冷，和恒星形成的图像怎么调和？

	===ram pressure===		===ram pressure===

Shen：/* cooling flow */

2017-10-16T14:29:17Z

cooling flow

←上一版本		2017年10月16日 (一) 14:29的版本
第49行：		第49行：

	===cooling flow===		===cooling flow===
	*BCG中有很多的分子气体，与cooling flow相关[https://arxiv.org/abs/1710.04664]		*BCG中有很多的分子气体，与cooling flow相关。分子氢的密度与电子密度相关。[https://arxiv.org/abs/1710.04664]

	===ram pressure===		===ram pressure===

Shen：/* 样本 */

2017-10-16T14:22:17Z

样本

←上一版本		2017年10月16日 (一) 14:22的版本
第47行：		第47行：
	===样本===		===样本===
	*[[XXL]]		*[[XXL]]

			===cooling flow===
			*BCG中有很多的分子气体，与cooling flow相关[https://arxiv.org/abs/1710.04664]

	===ram pressure===		===ram pressure===
	*ram pressure 可能可以触发恒星形成和AGN[https://arxiv.org/abs/1708.05519]		*ram pressure 可能可以触发恒星形成和AGN[https://arxiv.org/abs/1708.05519]

文献：星系团 - 版本历史

Shen：​/* Scaling relation */

Shen：​/* X-ray */

Shen：​/* 观测与理论 */

2019年1月17日 (四) 14:10 Shen

Shen：​/* 光学 */

Shen：​/* 光学 */

Shen：​/* Scaling relation */

Shen：​/* cooling flow */

Shen：​/* cooling flow */

Shen：​/* 样本 */

Shen：/* Scaling relation */

Shen：/* X-ray */

Shen：/* 观测与理论 */

Shen：/* 光学 */

Shen：/* 光学 */

Shen：/* Scaling relation */

Shen：/* cooling flow */

Shen：/* cooling flow */

Shen：/* 样本 */