The dynamical state of the Coma cluster with XMM-Newton
本文介绍了基于XMM-牛顿数据的后发座星系团的子结构和光谱成像研究。XMM-Newton对Coma的观测进行了镶嵌，以确保集群的大覆盖范围。我们将不同的点加在一起，并将椭圆β模型拟合到数据中。我们从数据中减去聚类模型，并寻找残差，这可以解释为子结构。我们发现了几个重要的结构：著名的子群连接到星系团的西南部的NGC 4839，和另一个子结构位于NGC 4839和后发座星系团的中心之间。构建硬度比图像，其可用作温度图，我们看到在该新结构前面，温度显著增加（高于或等于10 keV）。我们解释这种温度的提高作为加热的结果，因为这种结构落在后发座星系团。我们进一步确认了星团中心东南方向的类似彗星的结构。这一区域的温度明显低于星团的平均温度。我们估计这个结构的温度等于或低于1 keV。一种可能的解释是，位于两个星系NGC 4921和NGC 4911周围的一小群星系以非零的碰撞参量坠入后发座星系团，从而导致了剥离。我们还看到了NGC 4921北部和东南部的显著X射线凹陷，这可能与由于与西部结构合并而产生的潮汐力有关，也可能与较老的星团合并有关。
2002-12-19 astro-ph
A spectroscopic survey of dwarf galaxies in the Coma Cluster: Stellar populations, environment and downsizing
利用MMT的高信噪比光谱研究了后发座星系团中89个暗（M*+2至M*+4）红星系的恒星星族。我们的样本是从两个1度的领域，一个集中在集群的核心和其他位于一定程度的集群中心的西南。作为比较样本，我们使用已发表的沙普利超星系团中红序列星系的高信噪比数据。我们使用最先进的恒星星族模型来推断每个星系的SSP等效年龄和金属丰度（Fe/H），以及轻元素Mg，Ca，C和N的丰度。后发座矮星的年龄跨度很大，从<2 Gyr to >10 Gyr开始，具有很强的环境依赖性。最古老的星系只在核心被发现，而大多数在西南外区域的星系年龄约为3 Gyr。这些星系的金属丰度范围为-1.0 < [Fe/H] < 0.0，并遵循与高质量星系相同的年龄-金属丰度-质量平面，但增加了内在散射。Mg/Fe丰度比平均略高于太阳，范围为-0.1 < [Mg/Fe] <+0.4。最高的镁增强只发现在集群的核心，而太阳能的比例占主导地位的郊区。根据假设的恒星形成历史（猝灭与爆发主导），后发座核心红色序列上的矮星系数量自z~0.4-0.7以来翻了一番。这些估计包括了通过对遥远星系团的直接研究发现的红序增长时间尺度。在西南区，红色序列仅在z~0.1-0.2处建立。我们的观测证实了之前的迹象，即在星团的这一部分中，最近出现了淬灭恒星的形成。我们的研究结果支持的图片中，大部分的集群被动矮人口产生的环境驱动的转变的…
2008-10-30 astro-ph
Morphological classification and structural parameters for early-type galaxies in the Coma cluster
我们提出的等照度线形状分析后发座星系团的三个样本的结果。定量形态，连同结构和光度参数，给出了每个星系。特别强调的是早期星系的详细分类。这三个样本是：i）97个亮度超过m $_B$ = 17.00的早期星系样本，它们位于后发座星系团中心1度以内;这些星系是用CCD相机观测的，大多数分辨率都很好; ii）107个星系的星等完整样本，所有形态类型的星系都在m $_B$ = 17.00以下，落在直径为50弧分的圆形区域内，稍微偏离星系团中心的西北方向;这个和下一个样本的图像来自数字化的照相底片; iii）一个完整的比较样本，包含26个所有形态类型的星系，低至m $_R$ = 16.05（或m $_B$ $\simeq$ 17.5），也在50弧分直径的区域内，但中心位于星系团中心以西2.6度。我们的星系的形态分类和结构参数的可靠性，到所采用的星等限制，进行评估，通过比较这些星系的结果，我们有不同的仪器和/或看到的条件下拍摄的图像，并通过比较我们的结果与类似的数据从其他观察者。
1995-10-19 astro-ph
A large population of recently-quenched red-sequence dwarf galaxies in the outskirts of the Coma Cluster
我们分析了后发座星系团中75个红序矮星系的恒星星族，基于高信噪比光谱从6.5米MMT。该样本的亮度范围比M* 低3-4个星等，位于星团核心和西南1度的中心区域。我们发现一个很强的依赖性的吸收线强度与集群中的位置。距离星系团中心较远的星系团，其巴耳末线比相同光度的内场星系更强。镁线在大半径处较弱，而铁线与半径无关。将线强度转换为恒星年龄、金属丰度和丰度比的估计值，我们发现梯度是由年龄（>6 sigma显著性）和铁丰度Fe/H（~2.7 sigma显著性）的变化驱动的。轻元素（Mg、C、N、Ca）丰度几乎与半径无关。在半径为0.4-1.3度（维里半径的0.3- 1.0倍）的矮星系平均年龄为3.8 Gyr，而在星系团中心附近的年龄为6 Gyr。在给定的光度下，外矮星的铁含量也比外矮星高出50%。我们的研究结果证实了早期的迹象表明，红序列星系的年龄取决于集群内的位置，特别是在后发座。这里发现的异常强烈的趋势表明，矮星系特别容易受到环境“淬火”，和/或后发座的西南部是一个特别明显的例子，最近淬火在一个下降的子集群。
2008-03-04 astro-ph
Strange filamentary structures ("fireballs") around a merger galaxy in the Coma cluster of galaxies
我们发现了一个不寻常的复杂的狭窄的蓝色细丝，明亮的蓝色结，和H-α发射细丝和云，形态上类似于一个复杂的“火球”，从后发座星系团的E + A星系RB199向南延伸到80 kpc。这个星系有一个高度扰动的形态，表明它是一个星系-星系合并的遗迹。狭窄的蓝色细丝从星系向南笔直延伸，几个明亮的蓝色结位于细丝的南端。亮节的Rc带绝对星等、半光半径和估计质量分别为-12--13等、200 - 300秒差距和10^6 - 7兆太阳能。长而窄的H-α发射丝连接在结的南部边缘。火球的平均颜色为B-Rc = 0.5，比RB 199（B-R = 0.99）更蓝，这表明火球中的大多数恒星都是在10^8年的几倍内形成的。狭窄的蓝色灯丝几乎没有H-α发射。明亮的节点中出现强烈的H-阿尔法和紫外线发射。这些特征表明，恒星的形成最近在蓝色细丝中停止，现在在明亮的节点中继续。被某种机制从RB199盘剥离的气体可能在星系际空间中行进，形成沿着其轨道留下的恒星。最合理的火球形成机制是星系与热的星系团内介质之间的高速碰撞造成的冲压压力剥离。这些火球可能是星团内扩散的人口形成的快照，或者是星团星系中晕星人口形成的快照。
2008-07-16 astro-ph
Spatial variations of the optical galaxy luminosity functions and red sequences in the Coma cluster: clues to its assembly history
星系团被认为是在宇宙细丝的交叉点上，并通过从这些细丝中吸积物质而成长。这种连续的坍缩不仅对星系团，而且对星系团的物理学也有重大影响。暗星系特别有趣，因为它们对环境影响非常敏感，并且可能具有与明亮星系不同的行为。本文的目的是采样后发座星系团的建设历史，分析的基础上的星系光度函数和红色序列的颜色星等关系到微弱的星等，这是特权的工具，用于此目的。目前的分析是基于深（R~24），宽（~0.5 deg 2）多波段（BVRI织女星系统）的后发座星系团的CFH 12 K相机在CFHT获得的图像。我们已经在20个10 x10 arcmin 2区域和更大的区域中导出了LF和CMR。在所有的光度带中，我们发现在星系团的东北偏北的一半有急剧上升的LF（由于明亮星等的早期类型星系和昏暗端的晚期类型星系），而在西南偏南的区域有更平坦的LF。虽然在这两个地区的CMR RS的精细行为是不同的，一个很好的协议被发现一般之间的RS计算的暗淡和明亮的星系。所有这些结果可以解释一致的框架内建立过程中先前提出的。北部昏迷区是一个相对平静的地区，而南部地区经历了几次降雨。
2006-10-06 astro-ph
The Kinematics of Intracluster Planetary Nebulae and the On-Going Subcluster Merger in the Coma Cluster Core
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。利用在8.2米斯巴鲁望远镜和FOCAS上首次采用的多狭缝成像光谱技术，我们探测并测量了后发座星系团核心中37个与弥散恒星星族有关的行星状星云在100 Mpc距离处的视速度。我们检测到清晰的速度子结构内的6弧分直径的字段。一个子结构以约5000 km/s的速度存在，可能来自星系群的坠落，而主要的星团内恒星成分以约6500 km/s为中心，与附近的cD星系NGC 4874有约700 km/s的偏移。团内恒星的运动学和形态学表明，团核处于高度动态演化状态。结合星系红移和X射线数据，这强烈地表明该星系团目前正处于子星系团合并的过程中，其中NGC 4874子星系团核心可能仍然是自结合的，而NGC 4889子星系团核心可能已经溶解。NGC 4889子星系团很可能是从A2199暗条的东部落入后发座，方向几乎与天球平面一致，与从西边来的NGC 4874子星系团相遇。两个内部子集群核心目前超出了它们的第一和第二封闭通道，在此期间，已经产生了漫射光的细长分布。我们预测在这种情况下预期的运动学签名，并认为，最近发现的扩展西部X射线弧跟踪两个子集群气体晕之间的碰撞所产生的电弧冲击。任何先前存在的冷却核心区域都会被子星系团碰撞加热。
2007-03-29 astro-ph
A photometric catalogue of the Coma cluster core
我们获得了后发座星系团的V波段CCD图像的镶嵌图，覆盖了星系团中心星系NGC 4889和NGC 4874周围大约0.4度$^2$的区域。另外一幅$\sim$ 90弧分$^2$的图像是在NGC 4839附近的西南区域拍摄的。我们导出了一个包含7023个星系和4096颗恒星的星表，其中包括位置、中心表面亮度和等光度线V $_{26.5}$等。我们估计，数据是完整的V $_{26.5}\sim$ 22.5和表面亮度极限检测值为$μ$ $\sim$ 24 MAG/arcsec $^2$。在本文中，我们提出的目录（仅以电子形式提供），以及有关的数据减少和计算参数的质量的步骤的详细说明。
1996-08-23 astro-ph
A photometric and spectroscopic study of dwarf and giant galaxies in the Coma cluster - II. Spectroscopic observations
这是研究后发座星系团中不同光度星系的光度和光谱特性的系列论文中的第二篇。文中给出了样品选择、光谱观测和完备性函数。为了研究星系的光谱特性作为其局部环境的函数，选择了两个领域进行光谱观测，以覆盖核心（Coma 1）和外围（即。核心的西南部，以星系团的NGC 4839）-（Coma 3）为中心。使用威廉·赫歇尔望远镜上的WYFFOS多光纤摄谱仪，对两个视场中的490个星系（后发座1中302个，后发座3中188个）进行了中等分辨率（6-9 μ m）的光谱分析。这些星系覆盖的范围为$12 < R < 20$，相当于-23 < M_R < -15（H 0 =65 km/sec/Mpc）。红移的测量精度为100公里/秒。Poggianti等人（2001-论文III）也测量了相同星系的谱线强度和等效宽度并进行了分析。总共有189个（后发座1）和90个（后发座3）星系被确定为后发座星系团的成员。对颜色的分析表明，在我们的样本中，只有两个后发座星系团的成员具有B-R > 2。给出了光谱样品的完备性函数。
2001-07-19 astro-ph
XMM- Newton Observation of the Coma Galaxy Cluster: The temperature structure in the central region
给出了后发座星系团中心部分（r < 20'或1/4维里半径）的温度图和温度剖面。我们组合了用XMM/EPIC/MOS制作的5个重叠点，并在3.5' X 3.5'的框中提取光谱。两个中心星系周围的温度分布非常均匀（r<10 '），与之前ASCA的结果相反，这表明核心实际上处于松弛状态。在离星团中心更远的地方，我们确实看到了最近物质吸积的证据。我们确认了NGC 4921方向的冷区，可能是由于从一个下落的星系团中剥离出的气体。我们发现在西南方向的NGC 4839的一个热锋的迹象，可能是由于绝热压缩。
2000-11-03 astro-ph
Another Collision for the Coma Cluster
我们描述了一个小波变换分析的后发座星系团的ROSAT PSPC图像。在~<1 '的小尺度上，小波分析显示围绕两个最亮的星系团星系NGC 4874和NGC 4889的子结构由两个扩展源控制。在稍大的尺度上，小波分析揭示了一个X射线发射的丝状体，它起源于星团中心附近，向南和向东弯曲约25'，朝着星系NGC 4911的方向，并在星系NGC 4921附近结束。这些结果扩展了早期的ROSAT观测，并进一步表明了星团核心的复杂性。我们考虑两种可能的解释产生的附属功能所产生的相互作用的主集群与合并组。这一特征可能来自冲压压力剥离的气体或潮汐剥离物质的暗物质扰动。
1996-10-20 astro-ph
Flattening of Galaxies of Different Morphological Types in Subclusters of Coma
本文研究了后发座星系团中星系NGC4889、NGC4874和NGC4839周围的子星系团中星系密度与星系扁率的关系。观测到的星系直径比的平均值及其分布的直方图表明，在中心，E和S0型星系的密集区接近于椭球体。螺旋星系的子星系团被发现有氢赤字，约5倍超过螺旋星系晕后发座星系团的氢赤字。在NGC 4874周围的子星系团中，根据它们的三维坐标，大多数缺乏氢的螺旋都位于靠近该子星系团东南边缘的X射线区，靠近一个扩展的气体细丝。这可能表明这个子星系团正在向后发座星系团中暗淡星系的中心凝聚移动，可能会与它合并。
2008-06-10 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
Uncovering the Near-IR Dwarf Galaxy Population of the Coma Cluster with Spitzer IRAC
我们提出的第一个斯皮策IRAC（红外线阵列相机）宽视场调查后发座星系团的结果。观测覆盖了两个不同星系密度的区域;第一个区域是位于星系团核心的0.733度^2区域（后发座1），第二个区域是位于核心西南方向约57弧分（1.7百万秒差距）的0.555度^2偏离中心的区域（后发座3）。虽然曝光时间短于70-90秒，但观测结果非常灵敏;我们在总的~1.3 deg^2的调查区域内探测到了~ 29，200个3.6微米的源。我们构建3.6微米星系光度函数（LF）的每个字段使用选择功能的基础上光谱红移。在亮端，LF通过传统的Schechter函数很好地建模;对于后发座1和后发座3，[M^star（3.6微米），α_1]分别= [-25.17，-1.18]和[-24.69，-1.30]。然而，在暗端（M（3.6微米）> -20.5），两个区域的LF斜率都急剧增加，表明有大量的红矮星星系。使用SDSS数据中的光学对应物和光学滤色器（g-r<1.3）来检查该群体的真实性。可以用幂律函数对急剧增加进行建模，斜率为α_2 = -2.18（Coma 1）和α_2 = -2.60（Coma 3）。与光学（B-和R-波段）LF的定性比较表明，我们很可能在近红外波段观测到更多的矮星系，这可能是IRAC特别敏感的低表面亮度（LSB）人口，或者是在现有的光学调查中无法检测到的人口。
2007-08-03 astro-ph
VLA HI imaging of the brightest spiral galaxies in Coma
我们用C和D位形的VLA获得了后发座星系团中19个旋涡星系的21厘米图象。样本的选择是基于一个阿贝尔半径（1.2度）内星系的形态，亮度和光学直径。HI检测到，但缺乏星系显示出很强的相关性，在他们的HI属性与投影距离集群中心。最强的HI缺乏（HI Def > 0.4）星系位于后发座中心半径30弧分（约0.6 Mpc）以内，大致是中心X射线辐射的范围。这些中央星系在它们的HI分布和/或光学位置和21厘米位置之间的位移中显示出明显的不对称性。在HI中观测到7个后发座蓝盘星系，其中6个被探测到。我们做了一个更敏感的搜索HI从11的15个已知的后发星系在昏迷。在典型的HI质量限制在3到7x10^7太阳质量之间时，没有探测到。我们的研究结果提出并增强了一个图片已经熟悉的研究集群。贫HI星系集中在星系团的中心。HI形态的中央星系，光盘延伸超出HI磁盘是独特的集群环境，强烈建议与IGM的相互作用。COMA的一个新结果是气体缺乏的聚集分布。在星系团的中心，缺乏的星系在东边，而没有检测到的星系在西边。在后发座的外围部分，富含气体的星系位于后发座的北面，在东面的NGC 4944星系群和西南面的NGC 4839星系群中发现了未被探测到的螺旋。这支持了最近的发现，即后发座的中心正在进行星系群的合并，进一步的NGC 4944和NGC 4839必须穿过核心，而北面的星系还没有落入。
2000-01-11 astro-ph
X-ray observations of the Coma Cluster in a broad energy band with INTEGRAL, RXTE, and ROSAT observatories
我们提出的X射线观测后发座星系团的多个仪器在一个广泛的能量带的结果。利用INTEGRAL、RXTE和ROSAT观测站的数据，我们发现0.5-107 keV能带的Coma谱可以用温度为8.2 keV的热等离子体发射模型很好地近似。INTEGRAL被用来成像硬能带的团簇发射。该星系团在44-107 keV的能量带中只能勉强检测到~ 1.6 sigma;然而，该波段的原始通量与Beppo-SAX和RXTE天文台先前的结果一致。我们可以排除具有高度意义的硬带通量报告Beppo-SAX和RXTE可以由一个单一的点源。在20-80 keV范围内，团簇谱中一个可能的非热分量的通量为（6.0 ± 8.8）× 10**-12尔格/cm ^2/s。除非磁场强度低至0.2 μ G，否则CMB光子的IC散射不太可能在这些水平上产生硬X射线通量。后一个值可以被认为是昏迷中场强的下限。我们还提出了一个温度图的中央部分的集群，其中显示了显着的变化，特别是，一个热的，~11.5千电子伏，区域的延伸向子集群从西南部下降。
2008-05-19 astro-ph
FUSE Detection of Diffuse Galactic O VI Emission toward the Coma and Virgo Clusters
本文报道了利用远紫外光谱探测器（FUSE）的低分辨率（30“x30”）孔径对后发座星系团（l = 57.6，b = +88.0）和室女座星系团（l = 284.2，b = +74.5）进行的29 ksec观测和11 ksec观测中的O VI 1032，1038 A弥散辐射的探测结果。发射线的红移接近于零，因此是由我们银河系中的气体产生的。观察到的表面亮度为2000 +/- 600光子/cm 2/s/sr的每一个O-VI组件在后发光谱和2900 +/- 700和1700 +/- 700光子/cm 2/s/sr的1032和1038 A线，分别朝向室女座。这些特征在强度上与最近在南银河半球（l = 315.0，b =-41.3）在~ 200 ksec的FUSE观测中观察到的特征相似。从M87的FUSE光谱中，我们发现朝向室女座的N（O VI）为（1.4 +/- 0.8）x 10^14 cm^{-2}。通过结合发射线和吸收线数据，我们估计的物理参数的排放气体。
2001-04-23 astro-ph
A Hot Spot in Coma
利用ASCA数据研究了后发座星系团中心部分（r<18' ~ 0.7h50 **-1Mpc）的温度结构。两种不同的分析方法产生的结果彼此吻合良好，并揭示了有趣的结构中的气体温度分布的存在。在全球范围内，集群中心的平均温度为9.0 +/- 0.6千电子伏，与以前的结果非常一致。叠加在这一点上，我们发现了一个温度为4-6 keV的凉爽区域，与Vikhlinin及其同事检测到的从星团中心向东南延伸的X射线发射丝有关。我们还发现了一个热点的温度约为13千电子伏位移北从中央峰的排放。气体温度和相对比熵的分布表明，冷的特征很可能是从以NGC 4874为中心的星系群中剥离的气体从外部落向核心，而位于这种下落气体“前面”的热点是由于冲击加热。因此，我们的结果表明，我们正在观察后发座在一个小的合并与一小群星系与NGC 4874有关的最初的核心通道之前不久。
1998-09-29 astro-ph
A particle acceleration site in the Coma cluster?
我们提出了一个深（1.1毫秒）的后发座星系团在18-30千电子伏波段与IBIS/ISGRI成像仪上的INTEGRAL卫星观测的结果。我们发现，在东北到西南（SW）方向（$\sim 17'$）的源扩展显着超过ISGRI的点扩散函数的大小，并在18-30 keV波段的源的图像的质心在SW方向相比，在1-10 keV波段的质心位移。为了测试SW扩展的性质，我们假设源形态的不同模型来拟合数据。最好的拟合是用椭圆形的漫射源实现的，尽管可以实现可接受的拟合，假设簇核心的附加点源SW。在椭圆形源的情况下，源的延伸方向与落在后发座星系团上的子星系团的方向一致。如果SW过剩是由于存在一个点源与硬谱，我们表明，没有明显的X射线对应的额外的源，最近的X射线源是类星体EXO 1256+281，它位于$6.1'$从质心的过剩。最后，我们表明，硬X射线发射与1.4 GHz的无线电发射相一致，这表明硬X射线发射来自相同的电子人口，负责通过同步辐射的无线电晕。
2007-10-24 astro-ph
Optical observations of the supernova remnant G 69.4+1.2
我们对新超新星遗迹G 69.4+1.2的[O III]、H α +[N II]和[S II]发射线区域进行了深光学观测。低电离图像显示，在我们的领域的中部和南部，西南地区的弥漫性和间接发射。[S II]/H α比值的估计表明，在这些地区检测到的排放来源于冲击加热的气体，而在北部的强扩展源必须是一个HII区。[O III]的中等电离图像显示了靠近场中心的单灯丝。在实地其他地方未检测到[O III]的排放，而仅在黎巴嫩边界值069.96+01.35的北部检测到。在[O III]暗条位置拍摄的深长缝光谱表明，激波速度约为120 km/s，而在其他区域，速度预计约为50 km/s。硫线比表明电子密度小于120 cm^{-3}。绝对H α通量约为5 x 10^{-17} erg s^{-1} cm^{-2} arcsec^{-2}。光辐射与射电辐射有很好的相关性，特别是在西南部。ROSAT全天巡天探测到的软X射线辐射与西南部的光学数据显示出令人满意的相关性，表明它们之间存在关联。
2002-03-14 astro-ph
The Temperature Distribution of Dense Molecular Gas in the Center of NGC 253
[摘要]我们给出了附近星暴星系NGC 253 [恒星形成率：~2.8 Mo yr^（-1）]的氨（NH3）的干涉图。这些观测是用澳大利亚望远镜紧凑阵列进行的，包括para-NH 3（1，1），（2，2）和ortho-NH 3（3，3）和（6，6）反转线。确定了六个主要的致密氨复合体，其中三个位于星爆中心的两侧，投影到250 pc的银河系中心半径。[...]辐射转移大速度梯度模型的应用表明，大部分的氨分子是嵌入在一个温度的气相。这种气体的动力学温度分别为200和140 K，朝向NGC 253核的西南和东北方向。过去氨形成的温度>~30 K，西南部比东北部（~15-20 K）更高。这是由邻-对位氨比表示的，其在西南和东北方向分别为~1和1.5-2.5。在最亮的络合物中，氨柱密度在6- 11 × 10 ^（14）cm^（-2）的范围内，加起来氨的总质量约为20 Mo，大约均匀地分布在核的两侧。[...]在NGC 253的中心，NH3（1，1）、（2，2）和（6，6）在吸收中被检测到，而吸收源是未分辨的连续源。然而，在同一位置，氨（3，3）被发现的排放，这表明微波激射活动。这将是第一个探测到的河外NH3脉泽。在西南复杂的扩展壳的证据提供。[...]壳层和X射线的性质可以通过一个质量约为10^5 Mo的高度模糊的年轻星团的能量输入来再现，该星团也加热了致密气体。
2005-05-07 astro-ph
The First Hour of Extra-galactic Data of the Sloan Digital Sky Survey Spectroscopic Commissioning: The Coma Cluster
1999年5月26日，斯隆数字巡天（SDSS）的光纤光谱仪看到了天文学的第一束光。随后在1999年6月的黑暗时期进行了第一次光谱试运行。我们在这里提出的第一个小时的河外光谱在这些早期调试阶段：后发星系团的观察。我们的数据采样了这个星团的南部，半径为1.5度，因此完全覆盖了NGC 4839群。本文概述了SDSS光谱系统的主要特征，并给出了196个后发星系的红移和光谱分类，其中45个是新的红移。对于151个星系的共同文献中，我们发现我们的红移测定和公布的值之间的协议。作为我们分析的一部分，我们已经研究了四种不同的光谱分类算法：谱线强度，主成分分解，小波分析和拟合的光谱合成模型的数据。我们发现，一个显着的分数（25%），我们观察到的后发星系显示最近的恒星形成活动的迹象，这些活跃的星系（发射线和后星爆星系）的速度色散是30%以上的吸收线星系。我们还发现没有活跃的星系内的中央（预计）200 h-1千秒差距的集群。我们的后发座活动星系的空间分布是一致的，发现在更高的红移的hocC 1集群调查。在核心区域之外，明亮的活动星系的比例似乎缓慢上升到维里半径，并且随机分布在星系团内，与NGC 4839集团的潜在合并没有明显的相关性。[删节]
2001-01-22 astro-ph
The gas density around SN 1006
超新星遗迹演化的环境介质的密度是其流体动力学演化、粒子加速机制和TeV能量发射的相关参数。使用XMM-牛顿X射线观测，我们提出了一个研究的历史超新星遗迹SN 1006的周围介质密度。我们模拟了冲击后的热辐射，以约束周围的介质密度。我们的研究主要集中在西北和东南边缘的残余，其中热辐射占主导地位。我们使用了一个平面平行冲击等离子体模型加上另一个组成部分的喷出物，在我们的研究区域是不可忽略的。同步加速器组件的重要性也进行了研究。为了改进统计，我们结合了几个观测的残数。在东南边缘发现的密度很低，大约为0.05 cm-3，似乎代表了其余的遗迹。然而，在西北边缘（靠近明亮的光学细丝），密度明显更高（约0.15-0.25 cm-3）。这证实了SN 1006在稀薄的环境介质中演化的图像，除了西北部，那里的残骸最近遇到了一个更密集的区域。如此低的密度与HESS伽马射线天文台没有探测到残骸是一致的。东南部较低的密度意味着4900 km/s的较高的冲击速度，高于西北部测量的2890 km/s。这种对速度的新估计可以将加速粒子的最大能量提高到大约1 PeV的能量。
2007-10-10 astro-ph
Multiple merging in the Abell cluster 1367
我们提出了一个动力学分析的中心~1.3平方度的星系团阿贝尔1367，基于273红移测量（其中119个是新闻）。通过对146个已确认的星团成员的分析，我们得出了一个明显非高斯的速度分布，平均位置C_{BI} = 6484+/-81 km/s，尺度S_{BI} = 891+/-58 km/s。星系团从西北向东南拉长，有两个主要的密度峰值，与两个子结构有关。西北亚星系团可能正处于合并到东南亚星系团的早期阶段（在核心交叉之前约为0.2 Gyr）。对这两个子云的动力学研究指出，存在一组恒星形成星系落入东南子云的核心，并建议另外两组分别落入西北和东南子团。这三个亚群包含比星团核心更高比例的恒星形成星系，正如合并事件期间所预期的那样。Abell 1367是一个年轻的星团，目前正在两个暗条的交叉处形成。
2004-06-16 astro-ph
Diffuse light and building history of the galaxy cluster Abell 2667
我们用三种滤波器从HST图像中寻找了星系团Abell 2667（z=0.233）中的漫射团内光。我们已经应用到这些图像的迭代多尺度小波分析和重建技术，它允许从原始图像中减去恒星和星系。我们检测到一个区域的扩散发射西南的集群中心（DS 1），和第二个微弱的对象（ComDif），在DS 1。另一个扩散源（DS 2）可能会被检测到，在较低的置信水平，东北的中心。这些漫射光源占星团中总可见光的10-15%。它们是独立的实体还是中央星系非常椭圆的外部包络的一部分仍然不清楚。VLT VIMOS积分场光谱揭示了在DS 1和ComDif位置的微弱连续谱，但不允许计算红移。一个分层的子结构检测方法揭示了几个星系对和集团的存在，定义了一个类似的方向所绘制的DS 1-中央星系-DS 2轴。对XMM-牛顿和钱德拉观测档案的分析表明，X射线发射在同一方向上被拉长。X射线温度图显示了一个冷核的存在，一个从北向南延伸的广阔的冷区，以及朝向东北、西南和西北的较热区域。这可能意味着沿着这些方向的冲击波阵面是由下落的物质产生的。这些不同的数据是一致的图片，其中扩散源的潮汐碎片和骚扰物质的浓度从下降的星系潮汐剥离和经历吸积过程到中央星系团星系驱逐;因此，他们预计将被发现沿主要的下降方向。
2006-05-15 astro-ph
High Spatial Resolution Imaging of NGC 1068 in the Mid Infrared
NGC 1068中心源的中红外观测已获得，解卷积图像的空间分辨率为0.1”（~ 7 pc）。中心源在南北方向上延伸了~1”，但在其大部分长度上在东西方向上似乎未被解析。大约三分之二的通量可以归因于一个核心结构，它本身是南北向拉长的，没有显示出明显的未解决的致密源。震源极不对称，向北延伸远大于向南延伸。中红外发射的形态似乎与射电喷流相似，并且具有与[O III]中的图像相关的特征。它的12.5-24.5微米色温范围从215到260 K，并且不会随着距离核心的距离而平滑下降。硅酸盐吸收在岩芯和南部最强，北部较小。核心，显然包含三分之二的辐射光度的内部4”直径的区域，可以解释为一个厚的，尘埃环面附近的中央活动星系核在一个角度约65度的平面。然而，现有的模型在细节上存在困难，特别是在核心以北的狭窄的中红外线“舌头”的东西宽度。我们将舌头解释为再处理的视觉和紫外线辐射，这些辐射强烈地发射，起源于活动星系核。
2000-09-05 astro-ph
High resolution images at 11 and 20 microns of the Active Galactic Nucleus in NGC 1068
我们目前的衍射限制红外图像在11.2和20.5微米的中心6“x6”区域在NGC 1068，收集与CAMIRAS仪器安装在f/36红外焦点的CFHT/夏威夷3.6米望远镜和f/35红外焦点的ESO/La Silla 3.6米望远镜，分别。在去卷积之后，获得的分辨率（0.6“）揭示了一个突出的中心核心，在这些波长下发射约95%的总通量，以及向西南和东北方向的扩展发射，分解成在20.5微米处特别明显的斑片状成分，并且可以被隔离为单独的云。中央岩心显示东西半高宽为0.6“（因此未解决），南北半高宽为0.9”，对应于已解决的全尺寸延伸约100 pc。这种细长的形状与NGC 1068中围绕中央发动机的尘埃/分子环面的模型预测一致，在大约65度的倾角下观察到。
2000-08-08 astro-ph
