WINGS: a WIde-field Nearby Galaxy-cluster Survey. I - Optical imaging
这是一系列论文中的第一篇，该系列论文将介绍WINGS项目的数据和科学结果，WINGS项目是对77个附近星系团的宽视场，多波长成像和光谱调查。该样本是从ROSAT星表中提取的，并对红移（0.04<z<0.07）和与银道面的距离（|b| >20）进行了限制。WINGS项目的全球目标是系统地研究星系团人口的局部宇宙变化和星系团星系的性质作为星系团性质和局部环境的函数。这种数据收集将允许定义一个本地的“零点”参考，与更遥远的星系团相比，它可以衡量宇宙的演化。该项目的核心是在B和V波段对选定的星团进行宽视场光学成像。我们还完成了一个多光纤，中等分辨率的光谱调查的主样品中的51个集群。此外，目前正在对约50个星团进行近红外（JK）调查，对约10个星团进行H_alpha +紫外线调查，同时还计划进行一次大视场光学调查。在本文中，我们简要概述了全球目标和WINGS项目的主要特点。介绍了光学成像巡天（WINGS OPT）的观测策略和数据处理方法。我们已经实现了~0.025mag的测光精度，达到V~23.5的完整性。视场大小和分辨率（FWHM）分别跨越绝对间隔（1.6-2.7）Mpc和（0.7-1.7）kpc，这取决于红移和视宁度。这使得计划中的研究能够对星系团和星系团中星系的局部性质进行有价值的描述。
2005-10-05 astro-ph
Abundance of substructure in clusters of galaxies
人们普遍认为冷暗物质模型预测了各种大小的晕中丰富的暗物质亚结构。星系-星系透镜效应提供了一个独特的机会来直接测量星系团中这种子结构的存在和质量。在这里，我们提出的质量函数的子结构得到的透镜在大规模的HST集群透镜，并比较它与高分辨率宇宙学N体模拟。我们发现，在10 ^{11}-10 ^{12.5}太阳质量范围内，观测结果在斜率和振幅上非常一致，突出了CDM理论的重大成功。在较低的质量尺度下，模拟预测了大量低于我们检测阈值的小型子结构，其中许多与微弱的星系团星系有关。我们的结果表明，集团尺度上的CDM子结构丰度与目前的观测数据符合得很好。
2004-11-17 astro-ph
Substructure: Clues to the Formation of Clusters of Galaxies
我们用爱因斯坦X射线观测研究了星系团内部亚结构的空间分布。子集群被发现有一个显着的各向异性分布，反映了周围的物质分布在超集群规模。我们的研究结果表明，团簇形成的过程中，沿着大规模的灯丝合并的子集群。这种各向异性的形成过程的形状，取向和团簇的运动学的影响进行了简要的讨论。
1995-07-26 astro-ph
The Cluster Substructure - Alignment Connection
利用APM星系团数据，我们研究了星系团的动力学状态是否与宇宙的大尺度结构有关。我们发现，集群的子结构是强烈相关的集群的倾向与他们最近的邻居，并在一般情况下与附近的集群，属于同一个超集群对齐。此外，动态年轻集群比整体集群人口更加聚集。这些都是强有力的迹象表明，集群的发展在一个层次的方式，各向异性合并沿大规模的对流超星系团，其中他们嵌入。
2001-05-30 astro-ph
The Substructure-Alignment Connection
我们使用903个APM星系团的样本来研究它们的动力学状态（通过重要子结构的存在来证明）是否与宇宙的大尺度结构有关。我们发现，集群的动力学活动是强烈相关的集群的倾向与他们最近的邻居，并在一般情况下与附近的集群，属于同一个超集群对齐。此外，动态活动的集群比整体集群人口更聚集。这些都是强有力的迹象表明，集群的发展在一个层次的方式，各向异性合并沿大规模的细丝，它们嵌入。
2001-11-20 astro-ph
Observations of cluster substructure using weakly lensed sextupole moments
由于暗物质集群和集团可能有子结构，我们已经检查了哈勃图像中的六极内容，寻找背景星系中的曲率签名，这可能是由星系-星系透镜引起的。我们描述的技术提取和分析六极和更高的弱透镜矩。通过弯曲背景星系的空间聚集，在CL 0024的图像中观察到了子结构的迹象，然后令人惊讶地在两个哈勃深场中观察到。我们估计了暗星系团在深场中的质量。透镜假说的替代方案似乎不太可能，但需要更好的统计数据才能最终排除它们。对六极矩的观测将提供一种在比以往更小的尺度上测量暗物质结构的手段。
2003-07-31 astro-ph
Structure and kinematics of galaxy clusters II. Substructures and luminosity segregation
利用12个星系团核心区（R < 0.5 h $^{-1}$ Mpc）星系红移的均匀样本，用不同的检验方法测量了亚结构的频率。在50%的情况下，检测到的子结构，与以前的集群核心的研究一致的频率。80%的样本的星等信息和粗略的形态分类也是可用的，这使我们能够确认明亮的星系（M < -22等）具有比其余星系明显更低的速度色散。椭圆星系是造成这种速度空间光度分离的主要原因，而旋涡星系则没有这种分离。由于子结构和光度分离的重合，因此，这些观测结果有利于一个具有旧人口的椭圆星系的星系团模型，这些椭圆星系在每个子星系团中受到动力学摩擦的影响。螺旋星系似乎是晚到的，或者是从星系团核心的前面或后面经过。
1996-06-25 astro-ph
Arc sensitivity to cluster ellipticity, asymmetries and substructures
我们研究了椭圆率、不对称性和亚结构分别如何影响星系团产生强透镜事件（引力弧）的能力，以及它们如何影响引力弧的形态和通量。这对于那些旨在从统计透镜中限制宇宙学参数，或通过引力弧确定星系团内部结构的研究是重要的。我们这样做，通过创建二维逐渐平滑，不同的椭圆形和非对称版本的一些数值模型。平均而言，我们发现椭圆率，非对称性和子结构的贡献总额的强透镜截面，分别约40%，10%和30%。然而，我们的分析表明，子结构发挥更重要的作用，在不太椭圆形和不对称的集群，即使位于距集群中心很大的距离（~ 1 Mpc/h）。相反，它们的效果在高度不对称的镜片中不太重要。单个弧的形态、位置和通量受团簇中子结构的存在的强烈影响。去除空间尺度<~ 50 kpc/h的子结构，大致对应于质量尺度<~5 × 10^{10}M_ \odot /h，改变了模拟中使用的~35%的源的图像多重性，并导致~40%的弧长大于5“的位置偏移大于5”。我们的结论是，任何一个星团透镜模型都不能忽略椭率、不对称性和子结构的影响。另一方面，引力弧对偏离规则、光滑和对称质量分布的高度敏感性表明，强引力透镜可能是测量星系团子结构和不对称性水平的有力工具。
2006-08-16 astro-ph
Substructure and Scatter in the Mass-Temperature Relations of Simulated Clusters
星系团的整体性质之间存在着规律性的标度关系。这些关系建立晕质量和集群观测之间的重要联系。精确的宇宙学研究，依赖于这些联系受益于更好地理解散射的质量可观测的标度关系。在这里，我们研究的合并过程中引入散射的$M$ - $T_{\rm X}$关系的作用，使用的样本121个星系团模拟辐射冷却和超新星反馈，以及三个统计先前提出的测量X射线表面亮度子结构。它们是形心变化（$w$）、轴比（$η$）和功率比（$P_{20}$和$P_{30}$）。我们发现，在这一组模拟集群，每个子结构措施与集群的偏离$δ\ln T_{\rm X}$和$δ\ln M$从平均$M$ - $T_{\rm X}$关系，无论是发射加权温度$T_{\rm EW}$和光谱般的温度$T_{\rm SL}$，在这个意义上，具有更多的子结构的集群往往是在一个给定的晕质量更冷。在所有情况下，对包括子结构信息的$M$ - $T_{\rm X}$关系的三参数拟合比对基本$M$ - $T_{\rm X}$关系的两参数拟合具有更小的分散性。
2008-06-04 astro-ph
Substructure in Clusters and Central Galaxy Peculiar Velocities
星系团中央主导星系的形成理论要求它们位于星系团引力势的最小值。然而，32%（25个中的8个）测量到的红移超过50个的星系团的中心星系具有显著的速度偏移（相对于其他星系团成员）。通过研究它们的速度分布和速度与位置之间的相关性，我表明，一个大的特有的速度的存在是强烈相关的子结构在这些大规模的系统中的存在。大约85%（25个中的21个）的星系团显示出一些子结构的证据，而仅使用星系或气体分布时发现的证据只有30- 40%。亚结构和中心星系位置之间的相关性验证了Merritt（1985）和Tremaine（1990）的假设，即高的特殊速度表明最近在较小质量的星系系统之间发生了合并事件。动力学摩擦应该迅速地将星系团中质量最大的离散物体--中央星系拉到最小的势能。质量较小的星系在更长的时间内保留了有关其原始子星系团的信息。我使用一个客观的分割算法来分配星系团星系的主机子块。当星系以这种方式分配到它们的子星系团时，75%的显著速度偏移被消除。在25个星系团中，只有2个星系团的中心星系在考虑子结构时不位于中心。
1994-02-23 astro-ph
Substructure in Clusters of Galaxies and the value of ${\bfΩ}$
我们调查星系团的形成在一个膨胀的宇宙中使用一个新的代码，在一个高密度的区域重新网格。特别是，我们调查两个模型的初始条件，都与标准的CDM功率谱-一个有$Ω= 1$和其他$Ω= 0.2$。两个宇宙都有$H_0 = 100 \kms\mpc^{-1}$和$Λ= 0$。最后一个星系团的子结构水平可以作为宇宙密度的判别式。我们讨论了各种统计数据，可以测量观测星系团，可以用来区分这两种模式。我们发现，大多数使用星系团成员星系的统计数据可能不是子结构的最佳措施。更多地依赖于X射线图和其他更直接地依赖于质量分布的可观测量的统计数据可能是$Ω$的更好的判别式。
1995-05-01 astro-ph
An approximate theory for substructure propagation in clusters
暗物质的存在可以在天体物理学的背景下通过发现一个系统来证明，在这个系统中，观测到的重子和推断出的暗物质在空间上是分离的，比如子弹星系团（1 E0657 -558）。暗物质晕和X射线气体子结构运动的完整描述是必要的，以预测暗晕的位置从X射线图，这可以通过检测星系浓度或引力透镜确认。我们提出了一个分析流体动力学模型来确定X射线和暗物质成分之间的距离和合并冲击波的马赫数。给出了合并簇中子结构传播问题的近似解。本文提出了一种新的方法来预测星系团中暗物质晕的位置，其中X射线气体和暗物质晕之间存在着分离，并将该方法应用于星系团1 E0657 -558和Abell 1763。
2007-08-16 astro-ph
The Dynamical Survival of Small-Scale Substructure in Relaxed Galaxy Clusters
我们考虑在两个极端的替代方案，其可能的起源：1）吸积的集团（或小集群）的准径向轨道，和2）合并的集群类似的质量，其次是其致密的核心解耦的小尺度子结构的动力学演化。使用简单的分析参数和检查与数值计算，我们表明，对象被摧毁的潮汐场的全球集群潜力，如果他们的平均密度是小的平均集群密度在半径内的最接近的组或分离的核心。因此，聚集的群体和小集群在一个集群交叉中被潮汐破坏。由于星团的核心比星团群的密度大得多，它们对潮汐的抵抗力要强得多，但质量最小的星团会被潮汐破坏或严重剥离，而其他星团则会在不到一个轨道的动力学摩擦下被带到星团中心（随后合并）。寿命最长的子结构是分离的核心，大约比星团小10倍，从星团中心$1 \, h^{-1} \, \rm Mpc$以外的近圆形轨道开始。
1994-06-24 astro-ph
Turbulence Generation by Substructure Motion in Clusters of Galaxies
星系团是通过合并和/或吸收较小的星系团而形成的。事实上，{\it Chandra}发现了一些与移动子结构有关的特征结构，如冷锋。预计移动的子结构会在团内介质（ICM）中产生湍流。这种湍流在气体能量和重元素的混合、传输以及粒子加速等方面可能起着至关重要的作用。计划于2005年发射的{\it Astro-E2}卫星将探测由于湍流运动而加宽的谱线。为了探索上述问题，研究ICM湍流的生成过程和结构是非常重要的。本文利用三维流体动力学模拟研究了运动子结构内部及周围ICM的动力学演化。通过Kelvin-Helmholtz不稳定性，在子结构和周围ICM之间的边界附近形成涡状结构。由于这些结构，特征图案出现在ICM的视线速度分布。
2005-01-24 astro-ph
One Arc Degree Core Substructure of the Virgo Cluster
本文介绍了用Gurzadyan等人发展的S-树技术分析室女星系团1度场星系亚结构的结果。证明了3个主要子群的存在性，并得到了它们的动力学参数。子群的质量中心似乎与室女星系团的延伸方向平行。形态学分析表明，在包含M 87的子群A中，矮星系占了一定的优势，并且存在两个旋涡星系N4425和N4461;后者的事实对于通过在该旋涡中搜索造父变星来估计室女星系团的距离是至关重要的。
1997-11-25 astro-ph
Spectroscopy of clusters in the ESO distant cluster survey (EDisCS).II. Redshifts, velocity dispersions, and substructure for clusters in the last 15 fields
目标。作为ESO远星系团巡天（EDisCS）的一部分，我们在15个巡天中对星系进行了光谱观测。我们确定的红移和速度分散的星系团位于这些领域，我们测试可能的子结构的集群。方法.我们在VLT使用FORS 2仪器获得了多目标掩模光谱。我们减少了数据，特别注意天空减法。我们实现了Kelson的方法，用于在对数据进行任何重组/插值之前执行天空减法。从测量的星系红移，我们确定集群的速度分散体使用bifweight估计和测试可能的子结构中使用的Dressler-Shectman测试的集群。结果在数据的任何重新分箱/内插之前减去天空的方法提供光子噪声有限的结果，而在数据已经被重新分箱/内插之后减去天空的传统方法导致来自倾斜狭缝的光谱的显著更大的噪声。给出了单个星系的红移和21个星系团的红移和速度色散。对于至少有20个光谱确认的成员的9个集群，我们提出了从Dressler-Shectman检验获得的子结构的存在的统计显著性，并在两个集群中检测到子结构。结论.加上我们以前的论文中的数据，光谱和光谱速度色散现在可用于26个EDisCS星系团，其红移范围为0.40-0.96，速度色散范围为166-1080 km/s。
2008-02-01 astro-ph
Hydrodynamic Simulations of A Moving Substructure in A Cluster of Galaxies: Cold Fronts and Turbulence Generation
我们进行三维流体动力学模拟的一个星系团的移动子结构。我们研究了在较大星系团引力势中径向移动的子结构内部和周围的团内介质（ICM）的动力学演化及其观测结果。亚结构通过大团簇中心后，在其前方形成一个弓形激波和明显的接触间断，在模拟合成的X射线图像上，接触间断看起来像一个尖锐的冷锋。这与1 E 0657-56中发现的结构一致。流动结构在第一次转向之前保持层流，因为冲压压力剥离在子结构和环境ICM之间的边界上的Kelvin-Helmholtz不稳定性的发展上占主导地位。当一个子团围绕较大的团的中心径向振荡时，Kelvin-Helmholtz和Rayleigh-Taylor不稳定性发展良好，并且流动结构变得高度湍流。在转弯处，子星系团的冷气体被推出其势阱。因此，冷气体成分似乎在子星系团的前面。一个相对钝的冷锋出现在模拟的X射线图像中，因为接触不连续性被瑞利-泰勒不稳定性扰动。这可以解释在A168中发现的ICM结构。
2005-05-13 astro-ph
The Evolution of Substructure in Galaxy, Group and Cluster Haloes II: Global Properties
在以前的论文中，我们描述了一种新的方法，包括详细的信息，在半解析模型的暗物质晕形成的合并树的基础上的子结构。在本文中，我们提出了我们的完整模型的晕形成的基本预测。本文首先描述了目前星系晕、星系团晕和星系团晕中亚结构的总体性质。然后，我们讨论了子结构的演化，以及单个晕的质量吸积历史对其次晕人口的质量函数和轨道分组的影响。我们表明，特别是，subhalo质量函数的形状是强烈相关的形成时代的晕。在本系列的第三篇论文中，我们将比较我们的半解析方法的结果与晕形成的自洽数值模拟的结果。
2004-10-02 astro-ph
On the Study of the Substructure of Galaxy Clusters: S-Tree Technique in Non-Point Approximation
本文代表了S树技术在星系团结构研究中的进一步发展。Gurzadyan等人发展的S树技术使人们能够通过自洽地利用星系的二维位置、一维运动学和星等信息来分析星系团的子结构。首先，将该方法推广到N球系统，即在非点逼近中，给出了构造新的$D$矩阵的方法。其次，提出了一种有效的算法来分析S-树的输出信息，使人们能够揭示子群的存在和每个子群中星系的成员。
1997-04-07 astro-ph
Dynamical Search for Substructures in Galaxy Clusters, A Hierarchical Clustering Method
我们提出了一种新的层次方法，使用动力学参数来寻找和描述子结构的星系团。这种方法（以下称为h-方法或h-分析）使用层次聚类分析来确定星系之间的关系，根据它们的相对结合能。我们已经测试了从N体模拟，以下两个特点所提出的方法：1）它提取的子群，这是更稳定的集群演化过程中比其他技术。2)当只考虑由“观测”提供的坐标（$x, y, v_z$）时发现的结构与用六个相空间坐标发现的结构之间存在着合理的相似性。我们将这种方法应用于两个Abell星系团：ABCG 151和ABCG 2670。我们的研究结果表明，ABCG 151分为两个集群，其中一个又分为两个子集群。ABCG 2670没有子聚类。然而，我们的方法允许提取最绑定的星系在其动力学核心。
1995-09-15 astro-ph
A Systematic Study of X-Ray Substructure of Galaxy Clusters Detected in the ROSAT All-Sky Survey
本文对470个REFLEX+BCS星系团的组合样品的X射线表面亮度分布进行了系统的亚结构研究。全自动形态分析是基于ROSAT全天巡天（RASS-3）第三次处理的数据。经过几个系统的影响，$52\pm 7$百分比的REFLEX+BCS集群被发现是substructured在公制孔径的1 Mpc半径（$H_0= 50 {\rm km} {\rm s}^{-1} {\rm Mpc}^{-1}$）。未来的模拟将显示统计的主要和次要合并的质谱有助于这个数字。另一个重要的结果是发现了类似于星系的形态-密度关系的子结构-密度关系。这里，具有不对称或多模态X射线表面亮度分布的簇优先位于具有较高簇数密度的区域中。利用子结构分析技术，对53个具有射电晕和遗迹的团簇以及22个冷却流团簇与REFLEX+BCS参考样品的X射线形貌进行了比较。仔细均衡不同的“灵敏度”的子样品的子结构检测后，发现晕和遗物样品往往表现出更多的多模态和细长的X射线表面亮度分布相比，反射+BCS参考样品。与REFLEX+BCS和Halo/Reli参考样品相比，冷却流簇更常显示出圆对称和单峰分布。这两项发现进一步支持了射电晕和遗迹是由合并事件触发的观点，以及先前存在的冷却流可能会被最近的重大合并所破坏。
2001-09-03 astro-ph
Substructures in hydrodynamical cluster simulations
在最近的暗物质模拟研究中，暗物质的丰度和结构已经得到了广泛的分析，但相对而言，关于重子物理对晕子结构的影响知之甚少。在这里，我们扩展子结构识别的SUBFIND算法，使它可以可靠地应用到耗散流体动力学模拟，包括恒星形成。这使得，特别是，在星系团的模拟，并确定其内容的引力约束的恒星，暗物质，热，冷气体的子结构的星系识别。使用大量的宇宙学集群模拟，我们提出了一个详细的分析晕子结构的流体动力学模拟的星系团，特别是集中在辐射和非辐射气体物理的影响，和非标准的物理，如热传导和反馈的星系外流。我们还研究了数值滋扰参数，如人工粘度参数化的影响。我们发现，扩散的热气体被有效地剥离从subhalos时，他们进入高压集群大气。这具有相对于对应的仅暗物质模拟降低次晕质量函数的效果。这些影响在辐射运行中得到缓解，重子在中心的次晕区域凝聚并形成紧凑的恒星核心。然而，在所有情况下，只有非常小的一部分，百分之一的顺序，在集群维里半径内的subhalo保持重力约束的热气体大气。（节略）
2009-05-11 astro-ph
Substructure in the cold front cluster Abell 3667
我们提出的证据存在显着的子结构的冷锋集群阿贝尔3667的基础上，多目标光谱与3.9米英澳望远镜。本文是分析钱德拉X射线图像中观察到的冷锋与光波长处观察到的合并活动之间关系的系列文章中的第二篇。我们已经获得了910个星系在Abell 3667领域的红移到3.5 Mpc，其中550个是确认的星系团成员，比以前可用的光谱确认成员的数量增加了一倍多，并探测了大约3等的光度函数。从这个样本中，我们得到了一个星系团的红移z=0.0553 +/-0.0002和1056 +/-38 km/s的速度色散，并使用了一些统计测试来寻找子结构。我们发现显着的证据子结构的成员星系的空间分布，也在本地化的速度分布，尽管有这样的证据，发现全球速度分布并没有明显偏离高斯。利用空间和速度信息的结合，我们发现星团可以分为两个主要结构，具有大致相等的速度色散，但彼此之间的特殊速度偏移约500 km/s，以及一些次要的子结构。我们提出了两种解释无线电和X射线观测的方案。我们的数据显示冷锋与集群合并活动直接相关，并且还突出了明确检测子结构存在所需的光学数据的范围。
2008-11-19 astro-ph
S-tree Analysis of the Substructure of the Coma Cluster
本文用S树方法估算后发座星系团核心的红移量--$cz = 6953$ km s $^{-1}$和色散量--$σ=949$ km s $^{-1}$。发现了三个星系群的存在，其中一个与cD星系NGC 4874有关，另一个与NGC 4889有关。有人认为，这些小组是“星系协会”，即银河动力实体通过主集群移动。得出了后发座核动力学过程的非平稳性的结论。
1997-10-09 astro-ph
Substructure in the ENACS clusters
利用ESO近阿贝尔星系团巡天（ENACS）的67个富星系团样本，研究了亚星系团的形成。我们应用四个著名的统计技术来评估子结构发生的频率。这些诊断是敏感的星系的空间和速度分布的不同方面，并探讨不同的尺度，从而提供子集群的补充测试。的偏度和峰度的全球径向速度分布，用于判断的正常性，和强大的$Δ$测试Dressler和Shectman，它措施的局部偏差的全球运动学，表明ENACS集群表现出一定程度的结块在合理的协议与其他不太均匀和较小的集群数据集。另一方面，投影星系分布的平均两点关联函数表明，只有$\sim 10%$的系统研究显示的证据，在尺度长度小于0.2 \mpc的子结构。这比早期基于Dressler & Shectman聚类样本的研究要少得多。我们发现一个可能的系统性不足的星系在小星系际分离的ENACS集群的迹象。
1998-12-04 astro-ph
Substructure Analysis of Selected Low Richness 2dFGRS Clusters of Galaxies
互补的一维，二维和三维的测试，用于检测星系团的子结构的存在下，适用于最近获得的数据从2dF星系红移巡天。在这项研究中使用的25个集群的样本包括16个集群以前没有调查的子结构。在本文研究的25个聚类中，至少有21个聚类的检测结果达到或超过99% CL水平。从结果来看，低丰富度集群通常包含参与合并的子集群。大约有一半的星系团在距离星系团质心0.5 h^{-1} Mpc的范围内有两个或更多的组成部分，至少有三个星系团（Abell 1139、Abell 1663和Abell S333）表现出与可能存在的星系团旋转、切变或下落动力学相一致的速度-位置特征。某些特征的几何形状与宿主超星系团环境的影响是一致的。在一般情况下，我们的研究结果支持的假设，低丰富度集群放松到无结构的平衡态在很长的动力学时间尺度（如果在所有）。
2004-05-03 astro-ph
A substructure analysis of the A3558 cluster complex
“算法驱动的密度估计的集群识别”（DEDICA，Pisani 1993年，1996年）被应用到A3558集群复杂的，以找到子结构。这个复合物位于Shapley浓度超星系团的中心，是由ACO星系团A3556、A3558和A3562以及两个贫星系团SC 1327-312和SC 1329-313组成的一条链。我们发现了大量的团块，表明强动力学过程是活跃的。特别是，有必要使用一个完全三维的样本（即使用星系速度作为第三坐标），以恢复沿视线叠加的团块。即使在以前的分析中已经发现了大量检测到的亚结构（Bardelli等，1998），与使用广泛的测试组相比，这种方法更有效，更快，并允许直接估计检测的意义。几乎所有的子集群先前检测到的小波分析发现在文献中被DEDICA。在子结构分析的基础上，我们还通过比较两种假设简要讨论了A3558复合体的起源：1）该结构是在第一次核-核相遇后不久发生的团-团碰撞; 2）该复合体是一系列不相干的团-团和团-团合并的结果，由于周围超星系团的存在而集中在该区域。我们研究了蓝色星系在探测到的子结构中所占的比例，发现最蓝的星系群位于A3562和A3558之间，即在星系团-星系团碰撞场景中的预期位置。
1998-06-22 astro-ph
Quantifying Substructure Using Galaxy-Galaxy Lensing in Distant Clusters
我们提出了高分辨率的质量重建五个大规模的集群透镜跨越红移范围从z = 0.18 - 0.57利用档案哈勃太空望远镜的数据和应用星系星系透镜技术。这些详细的质量模型是通过结合所观察到的强和弱透镜制度的约束。量化的本地弱扭曲的剪切图中的扰动引起的星系晕周围个别明亮的早期型集群成员星系的存在，我们估计的质量分数在这些集群的中心区域，可以与小规模的质量块。这种技术使我们能够直接映射质量范围为10^{11} - 10^{12.5}太阳质量的子结构，我们将其与星系尺度的子晕联系起来。给出了团簇内部亚结构的质谱测定。从而获得这些子晕的质量，质光比和截断半径的约束。我们发现，在这些星系团的内部0.5h^{-1} - 0.8h^{-1} Mpc范围内，与单个子晕相关的星系团总质量的比例为10 - 20%。我们的研究结果具有重要的影响，在高密度集群核心的子结构的生存和演化，并与理论图片的银河系规模的晕在高密度集群环境中的潮汐剥离预期在分层冷暗物质为主的结构形成的情况下是一致的。
2004-11-15 astro-ph
On the X-Ray and Mass Distribution in the Merging Galaxy Cluster 1E 0657-56: Ram Pressure-Stripping in Substructures with an NFW Density Profile
我们研究了合并星系团1 E 0657-56的X射线和质量分布。我们研究了$Λ$ CDM宇宙中具有NFW密度分布的两个维里化团簇的迎头碰撞。X射线峰与质量峰的明显偏移（类似于Clow等人（2004）中的报道）首次在N体+流体动力学模拟中再现。我们估计冲压压力剥离条件的子结构合并的两个NFW暗晕使用一个简单的分析模型。我们发现，冲压压力占主导地位的重力的子结构时，较小的集群的质量小于约十分之一的较大集群的质量。在1 E 0657-56中发现的特征性X射线和质量结构表明，冲压压力和重力束缚力都不相互影响，并且前体之间的质量比接近上述临界值。
2006-09-04 astro-ph
Tides, Interactions, and Fine-Scale Substructures in Galaxy Clusters
我们提出的星系相互作用，潮汐和其他过程中产生发光的精细尺度的子结构的星系团：后发座，英仙座，阿贝尔2199，AWM 3和AWM 5的研究结果。这些星系团中所有不寻常的结构可以分为七种形态：相互作用星系、多星系（非相互作用）、扭曲星系、尾星系、线星系、矮星系群和星系聚集体。的各种形态进行了描述，并提出了一个目录的248个对象在这五个集群的颜色，并从CCD图像中获得的位置信息与WIYN 3.5米望远镜在宽带B和R过滤器。扭曲的、相互作用的和精细尺度的子结构具有从B-R $\approx$ 0的蓝色对象到B-R $\approx$ 2.5的红色对象的颜色范围。我们还发现，具有最多扰动形态的结构具有最蓝的颜色。此外，这些结构的相对数量分布表明，存在两种不同的星系团：一种由扭曲结构主导，另一种由星系团主导。后发座和英仙座星系团，分别提出了这些类型的集群模型。细尺度子结构的生产可能的机制进行审查和比较观察z $\approx$ 0.4布彻-Oemler集群。我们的结论是，基于颜色，位置和统计数据，这些结构的创建最有可能的机制是通过与集群的引力势的相互作用，可能再加上与大型集群椭圆的高速相互作用的影响。
1998-09-29 astro-ph
Testing for substructure in optical and X-ray clusters
本文详细研究了22个富星系团的形态特征。我们系统地比较集群图像和形态参数，试图可靠地确定可能的子结构在光学和X射线图像。为此，我们计算矩的表面亮度分布估计椭圆，质心的位移和方向。我们发现重要的光学和X射线形态形状参数之间的相关性。我们的大多数星系团（17个）在光学和X射线图像之间有很好的一一对应关系，至少有9个星系团似乎有很强的亚结构迹象。这相当于约40%的百分比，与其他类似分析完全一致。最后，22个系统中有4个似乎在光学上有明显的子块，这些子块在X射线图像中未得到验证，因此怀疑是由于光学投影效应。我们使用蒙特卡罗模拟评估结果的意义。
2000-01-11 astro-ph
On the Evolution of Nonlinear N-body systems: Substructure of a Distant Galaxy Cluster
为研究非线性N体系统而发展起来的图论S树技术，首次用于研究高红移星系团MS 1054-03，z \simeq 0.8的亚结构。通过相同的S-树代码研究的附近的星系团揭示了几个明显区分的分组具有显着的整体速度。因此，对遥远星系团的研究可以追踪它们在宇宙学时间尺度上的动力学演化。对MS 1054-03的研究显示了一种不同的结构，也就是说，没有证据表明存在合并的子星系，而只有一个速度色散约为700 km s^{-1}的星系核心，而主星系团的速度色散为1870 km s^{-1}。对高红移星系团样本的进一步研究将能够得出这样的结论，即附近和遥远的星系团之间在结构和动力学上的差异是否是一种真正的进化效应。
2003-03-15 astro-ph
The ESO Nearby Abell Cluster Survey. XI. Segregation of cluster galaxies and subclustering
我们研究了ESO近星系团巡天（ENACS）中观测到的59个丰富的近星系团的集合星系团中超过3000个星系团的光度和形态分离。在这个样本中，我们确定了那些处于子结构中的星系。我们比较了几个子样本的投影聚类中心距离R和“归一化”相对视线速度V的分布，使用二维Kolmogorov-Smirnov检验。我们发现，只有在亚结构外的、亮度大于M_R = -22.0 +/-0.1（h_0 =100 km/s/Mpc）的椭圆星系才有光度分凝的证据。我们证实了众所周知的分离的早期和晚期型星系。亚结构外的早期和晚期螺旋（分别为Sa-Sb和Sbc-Ir）也似乎具有不同的（R，v）分布。在每个形态类中，亚结构内的星系与非亚结构内的星系具有不同的（R，v）-分布。在非亚结构星系样本中，至少可以区分出3个星系系综：[E+ S 0]，S_early和[S_late+ELG]。[E+ S 0]系综是最集中的，并具有相当低的速度色散，几乎不随半径变化。[S_late+ELG]系综的浓度最低，速度频散最大，向中心方向速度频散显著增大。S_早星系的（R，v）分布介于其它两个星系团之间。在亚结构内的星系中，S 0和[S_late+ELG]星系具有不同的（R，v）分布。我们简要地讨论了我们的研究结果的星系团内的破坏和改造过程的影响。[删节]
2002-01-31 astro-ph
The Evolution of Cluster Substructure with Redshift
使用钱德拉档案数据，我们量化的红移团簇形态的演变。为了量化团簇形态，我们使用Buote和Tsai（1995）开发的功率比方法。功率比是由二维引力势的矩构成的，因此与星系团的动力学状态有关。我们的样本将包括来自Chandra档案的40个红移在0.11和0.89之间的星系团。这些星团是从两个相当完整的通量限制X射线巡天（ROSAT明亮星团样本和爱因斯坦中等灵敏度巡天）中选出的，另外一些高红移星团是从最近的ROSAT通量限制巡天中选出的。在这里，我们提出了初步的结果，从前28个集群在这个样本。其中，16个红移低于0.5，12个红移高于0.5。
2003-10-07 astro-ph
X-ray Galaxy Clusters in NoSOCS: Substructure and the Correlation of Optical and X-ray Properties
本文比较了北天星系团的光学和X射线性质。我们确定的恢复率的X射线检测集群在光学丰富度，红移和X射线光度的函数，表明错过的集群是典型的低对比度系统时，光学观察。我们采用了四种不同的统计测试，以测试使用光学二维数据的子结构的存在下，发现约35%的集群显示出强烈的子结构的迹象。然而，结果是依赖于测试，与变化也由于星等范围和半径used.We还进行了比较X射线光度和温度与光学星系计数（丰富度）。我们发现，丰度与X射线性质之间的关系的斜率和分散性在很大程度上依赖于团簇的密度对比度。无子结构系统的选择并没有改善X射线亮度和丰度之间的相关性，但这种比较也显示出比使用X射线温度获得的散射大得多。在后一种情况下，样品显著减少，因为温度测量仅适用于最大质量（因此高对比度）的系统。然而，温度和丰富度之间的比较是非常敏感的集群显示子结构的迹象排除。X射线亮度和丰度的相关性是基于迄今为止最大的样本（$\sim$ 750集群），而涉及温度的测试使用与以前的作品（$\lsim$ 100）相似数量的对象。这里给出的结果与现有文献完全一致。
2006-08-15 astro-ph
Substructures in Cold Dark Matter Haloes
我们使用一组高分辨率的数值模拟在一个Lambda CDM宇宙中的结构的形成，分析了暗物质晕（subhalos）内的子结构的属性。我们的模拟集包括11个大质量星系团的高分辨率模拟以及一个平均密度区域，使我们能够研究子结构的空间和质量分布，质量分辨率限制为10^9 h^（-1）Mo。我们还研究了子结构的属性如何变化作为一个函数的质量的“父”晕，它们位于。我们发现，子结构的质量函数依赖于最弱的父晕的质量，并很好地描述了幂律。低质量晕中子结构的径向数密度剖面比高质量晕陡。更大规模的子结构往往会避开晕的中心，并优先位于其母晕的外部区域。我们还研究了子结构的质量吸积和合并历史，我们发现这在很大程度上与环境无关。我们发现，一个显着的分数的子结构居住在集群在今天的吸积在红移z < 1。这意味着，相当一部分现今的“被动”星系团应该仍然在星系团的祖先之外，并且在z~1处更加活跃。
2003-11-05 astro-ph
Substructure in lensing clusters and simulations
我们提出了高分辨率的质量重建五个大规模的集群透镜跨越红移范围从$z = 0.18$ --0.57利用档案{ \it哈勃太空望远镜}（{ \it HST}）的数据和应用星系星系透镜技术。这些详细的质量模型是通过结合强透镜和弱透镜机制的约束从观测中获得的。我们归因于本地弱扭曲的剪切映射到扰动引起的星系晕周围个别明亮的早型星系团成员星系的存在。这种技术限制了这些subhaloes的孔径内封闭的质量。我们对这些次晕的特定质量范围很敏感，$10^{11}$ - $10^{12.5} \msun$，我们将其与星系尺度的次晕联系在一起。采用参数化的亚晕模型，导出了亚晕的速度色散函数和孔径半径函数。将观测到的团簇内部亚结构的质谱直接与从{ \it Millennium Simulation}中提取的模拟团簇内部亚结构的质谱进行了比较。详细比较了质量函数、孔径半径和速度色散函数。总体而言，我们发现使用透镜分析和从模拟（截断摘要）获得的子结构属性的分布之间的协议。
2006-12-19 astro-ph
Kinematic Substructures in the Coma Cluster Core as traced by Intracluster Planetary Nebulae
后发座星系团是附近星系团中最丰富和最紧凑的，但越来越多的证据表明它的形成仍在进行中。根据宇宙学模拟，这种演化的一个敏感探针是星团内恒星的动力学，这些恒星在星团形成时与星系无关。利用8.2米斯巴鲁望远镜和FOCAS开创的一种新的多缝成像光谱技术，我们现在可以探测和测量100 Mpc距离处与弥漫的恒星星族有关的星团内行星状星云的视线速度。我们检测到显着的速度子结构内的6弧分直径的字段，集中在后发座X射线集群发射。其中一个子结构的速度约为5000 km/s，可能来自星系群的下沉，而主要的星团内恒星成分的速度约为6500 km/s。因此，与MSIS场位置处的漫射光相关的ICPN并不与附近的cD星系NGC 4874相关联，后者的径向速度约为700 km/s。
2007-03-23 astro-ph
Evolution of Substructure in Galaxy Clusters as Observed in X-Rays
星系团是宇宙中最大的引力束缚物体，直径为兆秒差距量级。我们的工作是问它们的形状（形态）是否会随着宇宙的年龄而改变。我们观测了165个星系团的样本，在0.1 < z < 1.3。各种各样的测量被用来量化星系团的形状。钱德拉X射线天文台的档案观测被使用。为了比较，在距离星系团中心300 kpc和500 kpc的两个不同距离处探测了形态演化。在几乎所有的情况下，我们都能够排除星系团在宇宙历史上保持其形态的可能性，这与我们目前对大尺度结构形成的看法一致。此外，我们发现，椭圆度，作为一种手段，量化形态，是有限的使用，如这项工作的研究。
2008-10-22 astro-ph
Galaxy evolution in Abell 85: I. Cluster substructure and environmental effects on the blue galaxy population
本系列论文探讨了富星系团Abell 85中晚型星系的演化。在这里，我们用独立的方法重新审视A85的复杂动力学状态.我们分析了40，000 km/s的红移分布，并确定了背景星团A87和A89的平均红移。然后，我们搜索的子结构在A85通过考虑其成员的2-D星系分布，并通过应用运动学的3-D三角洲测试的投影位置和径向速度。这清楚地揭示了我们所描述的几个子结构。我们还分析了最亮的蓝色星系在星系团体积的主要部分的分布，考虑到它们是富含气体还是贫乏。我们报告了一个非常不对称的蓝成员星系的分布，并将其与光学和X射线中揭示的子结构联系起来。通过匹配我们的样本明亮的蓝色成员星系与HI检测在文献中报道，我们确定富气和贫气的。富含HI的蓝色星系也被证明是不对称分布的，其中大多数投射在星系团的东侧。在HI中没有探测到蓝色物体，在该区域的投影半径为2 Mpc。我们估计的冲压压力剥离集群内介质作为一个函数的投影距离从A 85，并量化如何重要的是，这种机制可能是在扫出的气体下降螺旋。
2008-11-17 astro-ph
Effects of asphericity and substructure on the determination of cluster mass with weak gravitational lensing
弱引力透镜可以用来直接测量沿着视线的质量，而不依赖于质量的动力学状态，因此可以用来测量星系团的质量，即使它们没有放松。一种常用的测量星系团质量的技术是用球形质量模型拟合方位角平均的引力剪切剖面。在本文中，我们量化的非球面性和投影子结构的集群可以影响维里质量和浓度测量与这种技术通过模拟弱透镜观测30个独立的视线，通过四个高分辨率的N体集群模拟。我们发现，在测得的维里质量和浓度的变化是一个大小类似的错误预期在理想的弱透镜观测和相关的，但维里质量和浓度的平均剪切剖面同意与测量的三维模型的集群。导致变化的主要影响是接近的视线的3-D集群质量分布的主轴，与投影子结构只造成轻微的扰动，在测量的浓度。最后，我们发现，用于拟合剪切剖面的最佳拟合“通用”CDM模型过度预测了团簇的表面密度，因为团簇质量密度下降得比r^{-3}模型假设更快。
2004-02-12 astro-ph
Connecting Cluster Substructure in Galaxy Cluster Cores at z=0.2 With Cluster Assembly Histories
我们用结构形成的半解析模型解释了z=0.2时星系团核（R<= 250 kpc/h）内部结构的引力透镜测量。基于透镜的子结构分数测量的动态范围与理论预测很好地匹配，两者都跨越f_sub~0.05-0.65。结构形成模型预测，fsub与团簇组装历史有关.我们使用简单的拟合公式来参数化预测的相关性：Delta_90 = tau_90 + alpha_90 * log（f_sub）和Delta_50 = tau_50 + alpha_50 * log（f_sub），其中Delta_90和Delta_50是从z=0.2到当每个理论簇分别获得其在z=0.2时的质量的90%和50%时的预测回看时间。最佳拟合参数值为：alpha_90 =（-1.34+/-0.79）Gyr，tau_90 =（0.31+/-0.56）Gyr和alpha_50 =（-2.77+/-1.66）Gyr，tau_50 =（0.99+/-1.18）Gyr。因此（i）观察到的团簇f_sub<~0.1（例如A383、A1835）被平均解释为在z>~0.8处形成，并且从z~0.4开始经历<=10%的质量增长，（ii）观察到的具有f_sub>~0.4的簇（例如A68、A773）被解释为，平均而言，自z = 0.4开始形成，并且在z=0.2之前的~ 500 Myr中，即自z=0.25开始经历>10%的质量增长。总之，f_sub的观测测量…
2008-06-24 astro-ph
The Early-type Dwarf-to-Giant Ratio and Substructure in the Coma Cluster
我们获得了后发座星系团中央700弧分$^2$中$\simeq 800$早型星系（矮和巨椭圆星系）的新的CCD测光结果，其颜色和星等完全达到$R = 22.5$等（$M_R \simeq -12$等为$H_0 = 86$ km/sec/Mpc）。星系团核心的所有星系（不包括NGC 4874和NGC 4889）的合成光度函数被建模为巨星系的高斯分布和矮椭圆星系的Schechter函数之和。我们确定后发座的早期型矮星-巨星比（EDGR）与较不富裕的室女星系团的测量结果相同;即，EDGR不像EDGR-丰富度相关性所预测的那样增加。我们假设子结构的存在是决定星系团EDGR的一个重要因素，也就是说，后发座的EDGR与后发座星系团是由多个不太丰富的星系团合并而成的一致。
1996-05-15 astro-ph
Arc Statistics with Realistic Cluster Potentials. II. Influence of Cluster Asymmetry and Substructure
我们构建了一个样本的星系团的数值模型，并利用这些来研究他们的能力，成像的背景源到长弧。重点放在这些弧的统计。我们研究截面弧长和长宽比和光学深度为这些弧属性，我们研究的分布弧宽和曲率半径之间的长弧，我们比较这些结果的预测简化（径向对称）集群模型的基础上。我们发现，数值模拟集群产生长弧的能力比具有相同的可观察参数（核心半径和速度色散）的球对称集群模型大约两个数量级，并且它们与具有相同速度色散分布的奇异等温球体具有相似的效率。源椭圆率的影响也进行了研究，我们发现，弧的长度与宽度比$\ga10$的光学深度是显着大于椭圆形比圆形源。鉴于这些结果，我们得出结论，球对称透镜模型的星系团，适应这些集群的可观测参数，大大低估了长弧的频率。我们属性之间的差异数值构造和简化的分析透镜模型的丰度和程度的内在不对称性和子结构在星系团。
1994-08-24 astro-ph
Cluster Baryon Fraction and Structure from the Convergence/SZ Effect Diagram
Sunyaev-Zel'dovich效应（SZ）和弱透镜成像巡天的互相关可以用来检验热重子追踪星系团中暗物质的能力。我们研究这个概念，使用模拟SZ和弱透镜调查的基础上即将到来的AMiBA实验和产生的预热宇宙学N体/流体动力学模拟。匹配透镜收敛和康普顿y映射之间的互相关图显示出蝴蝶翅膀状的结构，对应于单个星系团，编码了关于热气体和暗物质分布的丰富信息。当星系团的红移和温度可用时，机翼的斜率揭示了星系团气体的比例，而机翼的宽度则表明热气体追踪暗物质的程度。模拟数据的基础上，我们讨论了系统误差的预计气体馏分估计，将获得这样的调查比较。
2005-06-02 astro-ph
The build-up of the Coma cluster by infalling substructures
我们提出了一个新的多波长分析的后发座星系团子集群的基础上最近的X射线数据和近900个红移的汇编。我们使用Serna&Gerbal（1996）的分层方法，利用星系的位置，红移和星等来表征子聚类，并确定了17个组。其中一个星系群对应于主星系团，一个是与下落星系NGC 4839相关的著名星系群，另一个是与NGC 4911/NGC 4926相关的星系群。在这17个星系群中，约有三分之一的星系群的速度分布集中在它们所包含的非常明亮的星系团星系的速度上（星等R<13）。为了寻找额外的子结构，我们利用从整体X射线气体分布中减去最佳拟合β模型后留下的X射线亮度残差的等照度线（Neumann et al. 2003）。我们选择星系内的每一个这些等照度线，并比较它们的速度分布与整个集群。我们以这种方式确认了这两组分别与NGC 4839和X射线可见的西部延伸子结构的南部相关。我们讨论的背景下，昏迷是建立从周围的大尺度结构降落的群体的吸积的情况下，组属性。我们估计了后发座最近的质量吸积率，并将其与星系团演化的分级模型进行了比较。
2005-07-22 astro-ph
A 3-D wavelet analysis of substructure in the Coma cluster: statistics and morphology
通过对组合的角红移分布进行多尺度分析，发现后发座星系团内的聚类证据。我们已经编制了一个目录的798星系红移公布的调查从该地区的后发座星系团。我们检查存在的子结构和空隙在不同的尺度范围从$\sim 1 to \sim 16 h^{-1}$ Mpc，使用子样本的目录，范围从$cz=3000$公里/秒到$cz=28000$公里/秒。我们的子结构检测方法是基于小波变换和分割分析。小波变换使我们能够找出不同尺度的结构，分割方法使我们能够对样品进行定量统计和形态学分析。从整个目录中，我们选择了一个子集的320个星系，与cz=5858 km/s和cz=8168 km/s之间的红移，我们确定为属于后发座的中心区域，我们已经进行了更深入的分析，从$180 h^{-1}$ kpc到$1.44 h^{-1}$ Mpc的尺度。我们的结果表示在结构或空隙的数量和它们的球形度为不同的阈值检测和在所有的尺度调查。根据我们的分析，有强有力的证据表明，多层次的子结构，规模从几百kpc到约$4 h^{-1}$ Mpc。这些亚结构的形态是相当球形的。在$720 h^{-1}$ kpc尺度上，我们发现了两个以前也发现过的主要子星系团，但我们的小波分析显示了更多的子结构，其红移位置近似由这些明亮的星系标记：NGC 4934 & 4840，4889，4898 & 4864，4874 & 4839，4927，4875。
1997-06-04 astro-ph
The Evolution of Substructure in Galaxy, Group and Cluster Haloes III: Comparison with Simulations
在以前的论文中，我们描述了一种新的方法，包括详细的信息，在半解析模型的晕形成的基础上合并树的子结构。在本文中，我们比较了我们的模型的预测与自洽数值模拟的结果。我们发现，在一般情况下，这两种方法同意非常好，特别是一旦数值效应和选择效应的选择晕被考虑在内。正如预期的模拟的原始分析，我们看到一些证据，人工overmerging在模拟晕的最里面的区域，无论是因为子结构被人为破坏，或者因为用于识别子结构的组查找算法没有检测到所有的绑定团块在最高密度的区域。我们的分析结果表明，可能需要更大的质量和力的分辨率之前，数值overmerging变得可以忽略不计，在所有当前的应用程序。我们讨论了这一结果的影响，晕子结构的观测和实验测试，如在强透镜系统，地面实验检测暗物质粒子直接，或间接检测实验寻找正电子，γ射线，中微子或其他暗物质衰变产物的差异放大率的分析。
2004-10-02 astro-ph
A spectrophotometric model applied to cluster galaxies: the WINGS dataset
Wide-field Nearby Galaxy-cluster Survey（WINGS）是一个旨在研究本宇宙（0.04<z<0.07）中星系团中的星系群以及环境对星系物理性质的影响的项目。这次巡天提供了48个星系团中约6000个星系的高质量光谱数据。这个模型的一个显著特点是可以将尘埃消光作为年龄的函数，使年轻的恒星比年长的恒星更加模糊。我们的技术，第一次，考虑到这一特点的光谱拟合代码。一组模板光谱跨越了广泛的恒星形成的历史，与我们的样本中的典型光谱的光谱分辨率，噪声和波长覆盖方面的功能非常相似。我们分析这些光谱的方法使我们能够测试与我们推断的每个物理参数相关的可靠性和不确定性。众所周知的退化问题，即最佳拟合解的非唯一性（不同年龄组中的质量和消光），可以通过为恢复的参数分配足够的误差条来解决。以这种方式找到的值，连同它们的误差条，识别包含给定谱的所有可能解的参数空间的区域。还对WINGS的一个子样本进行了比较测试，其中包含与斯隆数字巡天共有的物体，结果非常一致。我们发现，作为年龄的函数的恒星含量是可靠的恢复在四个主要的年龄箱和不确定性，只有温和地依赖于S/N比。主要恒星星族的金属丰度并不总是可以明确地恢复，这取决于恒星形成历史模式。
2007-05-10 astro-ph
Searching for cluster substructure using APM and ROSAT data
本文详细研究了22个富星系团的形态特征。我们的样本是从交叉相关的光学（Abell+APM）数据与X射线（0.1 - 2.4）keV ROSAT指向的观测。我们系统地比较集群图像和形态参数，试图可靠地确定可能的子结构在光学和X射线图像。为此，我们计算各种时刻的光学和X射线表面亮度分布，如椭圆，质心位移和椭球方向。我们使用蒙特卡罗模拟评估我们的结果的意义。我们发现显着的光学和X射线形态参数之间的相关性，表明在这两个部分的光谱，它是可以正确地识别集群的动力学状态。我们的大多数集群（17/22）的光学和X射线图像之间有很好的1对1的对应关系，大约10个似乎有强烈的子结构的迹象。这相当于45%的最低百分比，与其他类似分析非常一致。最后，22个系统中的5个似乎在光学上具有明显的子块，这些子块在X射线图像中未得到验证，因此怀疑是由于光学投影效应。这些结果将作为一个有用的指导，在解释随后的分析大光学集群目录。
2000-08-04 astro-ph
Detecting Mass Substructure in Galaxy Clusters: An Aperture Mass Statistic for Gravitational Flexion
引力弯曲最近被引入作为一种技术，人们可以通过它来绘制和研究星系团的子结构。以前的分析涉及弯曲测量个别星系星系弯曲信号，或使用参数技术或KSB型反演重建的质量分布在阿贝尔1689。在本文中，我们提出了一个光圈质量统计弯曲，并将其应用到通过光线跟踪模拟通过一个简单的分析质量分布，并通过一个星系团从千年模拟获得的背景星系的透镜图像。我们表明，这种方法是有效的检测和准确跟踪结构的星系团内的亚弧分尺度上的高信噪比，即使使用一个温和的背景源数密度和图像分辨率。此外，该方法提供了更多的信息的整体形状和小尺度结构的星系团比可以实现通过弱透镜质量重建使用引力剪切数据。最后，我们讨论了如何零点的孔径质量可能被用来推断质量的结构，确定使用这种方法。
2009-03-02 astro-ph
The Fundamental Plane of Early Type Galaxies in Nearby Clusters from the WINGS Database
利用WINGS、NFPS和SDSS三个大型巡天的观测资料，对红移范围$0.04<z<0.07$内59个星系团的早型星系（ETG）的基本面（FP）进行了比较分析。我们发现，在我们的样本中的集群得出的FP系数的分布的方差是不一致的假设的FP关系的普遍性。通过调查这种显着的差异的起源，我们发现，除了一对夫妇的明显因素，如采用的拟合技术和方法来测量光度和运动变量，系数的FP强烈影响的一些事情，主要涉及到的光度/运动学特性的星系在特定的样本分析。例如，从整个ETG样本中导出的$a$系数，当从样本中逐渐移除暗淡的星系时会降低，这表明明亮和暗淡的ETG具有系统性不同的FP，可能是因为星系形成的机制不同。在一般情况下，通过比较模拟集群样本与真实的，我们得出结论，观察到的FP系数的方差不能仅仅归因于统计的不确定性。我们推测，FP实际上是一个弯曲的表面，这是近似由不同的平面时，不同的选择标准，无论是选择或诱导的观测，正在采取行动，以定义星系样本。我们还发现……
2008-06-27 astro-ph
Dark Matter Substructure in Galactic Halos
我们使用数值模拟来研究银河系和集群质量晕内的层次宇宙中形成的子结构。集群很容易复制与陡峭的质谱数千子结构块密切匹配的意见。然而，暗物质子结构的幸存也发生在星系尺度上，导致了星系晕作为星系团的缩放版本出现的显着结果。该模型预测银河系晕的维里化范围应该包含大约500颗圆速度大于天龙座和小熊座的卫星，即束缚质量大于10^8Mo，潮汐极限大小大于kpc。子结构团块的轨道上，其中很大一部分通过恒星盘，导致显着的共振和脉冲加热。它们的丰度和奇异密度分布对古老薄盘、冷恒星流、引力透镜和间接/直接探测实验的存在具有重要意义。
1999-07-29 astro-ph
The Evolution of Cluster Substructure
使用钱德拉档案数据，我们已经开始了一项研究，以量化的红移集群形态的演变。为了量化团簇形态，我们使用Buote和Tsai（1995）开发的功率比方法。功率比是由二维引力势的矩构成的，因此与星系团的动力学状态有关。我们的样本将包括来自Chandra档案的大约50个红移在0.11和1.1之间的星系团。这些星团是从两个相当完整的通量限制X射线巡天（ROSAT明亮星团样本和爱因斯坦中等灵敏度巡天）中选出的，另外一些高红移星团是从最近的ROSAT通量限制巡天中选出的。在这里，我们提出了初步的结果，从前15个集群在这个样本。其中，8个的红移低于0.5，7个的红移高于0.5。
2003-04-25 astro-ph
