Radio haloes from simulations and hadronic models – I. The Coma cluster
Radio haloes from simulations and hadronic models – I. The Coma cluster
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来自模拟和强子模型的射电晕 – I 后发星团
DOI：
10.1111/j.1365-2966.2009.15655.x
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发表时间：
2010
影响因子：
4.8
通讯作者：
Brunetti
中科院分区：
文献类型：
--
作者：
Donnert;Cassano;Brunetti
我们利用对本地宇宙进行约束的宇宙学磁流体动力学模拟的结果来预测射电晕和来自后发星团的 γ 射线通量，并将其与当前的观测结果进行比较。后发星团内的模拟磁场是星团形成过程中磁场湍流放大的结果。磁种子场源自星暴驱动的银河外流。假设强子模型计算同步加速器发射。对于星系团内的宇宙射线质子群，我们采用四种不同分布的方法。射电晕的径向轮廓只能通过宇宙射线质子群内径向增加的能量分数来再现，在约 1 Mpc 时达到 > 100% 的热能含量，例如射电发射区域的边缘。此外，即使考虑到高频热孙亚耶夫-泽尔多维奇效应的负通量，也无法再现后发中观测到的射电晕的光谱陡峭。因此，强子模型在目前的分析中不受欢迎。我们模拟的彗发预计发射的 γ 射线仍然低于当前的观测极限（约 6 倍），但在不久的将来可以通过 FERMI 观测检测到。
We use the results from a constrained, cosmological magnetohydrodynamic simulation of the Local Universe to predict the radio halo and the γ-ray flux from the Coma cluster and compare it to current observations. The simulated magnetic field within the Coma cluster is the result of turbulent amplification of the magnetic field during the build-up of the cluster. The magnetic seed field originates from starburst driven, galactic outflows. The synchrotron emission is calculated assuming a hadronic model. We follow four approaches with different distributions for the cosmic ray proton population within galaxy clusters. The radial profile of the radio halo can only be reproduced with a radially increasing energy fraction within the cosmic ray proton population, reaching >100 per cent of the thermal-energy content at ≈1 Mpc, for example the edge of the radio-emitting region. Additionally, the spectral steepening of the observed radio halo in Coma cannot be reproduced, even when accounting for the negative flux from the thermal Sunyaev–Zeldovich effect at high frequencies. Therefore, the hadronic models are disfavoured from the present analysis. The emission of γ-rays expected from our simulated Coma is still below the current observational limits (by a factor of ∼6) but would be detectable byFERMIobservations in the near future.
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