Entropy Profiles in the Cores of Cooling Flow Clusters of Galaxies
松弛星系团的X射线性质主要取决于其引力势阱和团内气体的熵分布。这种熵分布既反映了星系团的吸积历史，也反映了限制星系团内气体凝聚的反馈过程。在这里，我们提出了钱德拉观测的核心熵配置文件的9个经典的“冷却流”集群，出现放松，并包含集群内气体的冷却时间小于哈勃时间。我们发现，这些熵的配置文件是非常相似的，尽管事实上，集群的范围超过三个因素的温度。它们在100 kpc时的熵级通常为~ 130 keV cm ^2，在\lesssim 10 kpc时下降到~10 keV cm ^2的平台。在这些半径之间，熵分布是\propto r^alpha，其中alpha ~ 1.0 - 1.3。这些星团中的非零中心熵水平对应于约10^8年的冷却时间，这表明在这个时间尺度上的阶段性加热使中心熵分布保持在准稳态。
2005-11-14 astro-ph
Dynamical friction of radio galaxies in galaxy clusters
观测到星系团中亮射电星系的分布集中在内部区域。我们考虑大质量星系的动力学摩擦的作用（$M\sim 10^{12.5}$ M $_{\odot}$），假设它们是明亮的射电星系的宿主，并表明从质量为$M_{cl}\sim 10^{15}$ M $_{\odot}$的星系团的Navarro-Frenk-White密度轮廓开始，在$z\sim 1$处坍缩，射电星系的密度轮廓演化为观测到的浓度轮廓$c \sim 25$，以$t\sim 3\hbox{--}5$ Gyr.
2008-04-22 astro-ph
SN 2005 gj: Evidence for LBV supernovae progenitors?
越来越多的观测证据支持亮蓝变星（LBV）是超新星的直接祖先。在这里，我们提出了可能是最令人信服的证据，这样的祖先。在SN 2005 gj的光谱中，我们发现了氢和氦的多个吸收分量P-Cygni轮廓，我们将其解释为祖先质量损失历史的印记。这样的配置文件以前只在亮蓝变星中检测到。这种轮廓的惊人相似性，以及与LBV一致的风速和周期，使我们将SN 2005 gj与LBV的祖先联系起来。
2008-04-15 astro-ph
The baseline intracluster entropy profile from gravitational structure formation
星系团中热气体的径向熵分布在团核以外的半径方向上遵循幂律。在这里，我们提出了一个简单的公式，给出了在没有非引力过程（如辐射冷却和随后的反馈）的情况下形成的集群的幂律熵分布的归一化和斜率。它基于从四个独立的宇宙学模拟中得出的71个星系团，其中两个使用平滑粒子流体动力学（SPH），两个使用自适应网格细化（AMR），可以用作评估非引力过程对星系团核心外星系团内介质影响的基线。所有的模拟产生具有自相似结构的簇，其中熵分布的归一化与簇温度成线性比例，并且这些分布在0.2 r_200之外非常一致。由于观察到的星系团的熵分布与温度不成线性关系，我们的模型证实，非引力过程是打破模拟中看到的自相似性所必需的。然而，这里使用的两种代码发现的核心熵水平显着不同，AMR代码在集群中心产生的熵几乎是其两倍。
2005-11-09 astro-ph
Mass distribution in the most X-ray-luminous galaxy cluster RX J1347.5-1145 studied with XMM-Newton
本文分析了X射线最亮的星系团RX J1347.5-1145（z=0.451）的XMM-牛顿观测结果。我们提出了一个详细的总和气体质量的测定大的距离（~1.7 Mpc），研究集群的标度特性，并探讨活动星系核加热在集群冷核心的作用。通过空间分辨光谱，我们得到的密度，温度，熵，和冷却时间分布的集群内介质。我们在流体静力平衡的假设下计算了团簇的总质量分布。如果被干扰的东南部地区的集群被排除在分析之外，我们的结果的形状，归一化，密度，温度，熵，和冷却时间配置文件的标度特性是完全一致的放松，凉爽的核心集群。我们比较我们的总和气体质量的估计与以前的X射线，透镜，动力学，和SZ的研究。我们发现与其他X射线的结果，动力学质量测量，弱透镜质量和SZ的结果很好的协议。我们证实了一个因素之间的差异~2强透镜和X射线质量测定，并发现我们的总质量估计和通过强和弱透镜的组合重建的质量之间的总不匹配。我们探索了RX J1347.5-1145核心的沸腾加热情景，并发现支持活动星系核流出和热传导能够猝灭辐射冷却的观点。
2007-06-20 astro-ph
Temperature and entropy profiles of nearby cooling flow clusters observed with XMM-Newton
我们研究了用XMM-Newton的EPIC相机观测到的13个邻近冷却流团的温度和熵分布。当通过维里半径进行标准化和缩放时，温度分布变得非常相似。在大半径下，温度曲线显示出从约0.1 r_vir处的断裂半径开始的明显下降。温度在0.1 r_vir和0.5 r_vir之间降低约30%。正如预期的系统中，非引力过程是非常重要的，标度长度特征的中心温度下降是不成比例的维里半径的系统。等离子体的熵随半径的增大而单调增加，中心熵与X射线辐射的中心半径密切相关。如果使用经验关系式S \propto T^{0.65}而不是标准自相似关系式S \propto T，则熵分布中的分散性较小，并且如对冷却流簇所预期的那样，没有观察到熵核。
2004-12-09 astro-ph
Is the Broad-Line Region Clumped or Smooth? Constraints from the H alpha Profile in NGC 4395, the Least Luminous Seyfert 1 Galaxy
Ⅰ型活动星系核中发射宽谱线的气体的起源和构型尚未确定。在宽的发射线剖面中缺乏小尺度结构，这与平滑的气流或有许多小云团的团块流是一致的。对于许多小云的起源，一个有吸引力的可能性是膨胀恒星的大气层，这也为云的局限提供了一种自然机制。早期对宽线轮廓的研究已经对这类恒星的最小数量提出了严格的下限，但这些限制对每个云产生的线的假设宽度很敏感。在这里，我们使用NGC 4395中H α线的高分辨率凯克光谱重新审视这个问题，它具有已知最小的宽线区域（~10^14 cm）。只有少数需要的膨胀恒星（每颗的r值约为10^14 cm）可以进入NGC 4395的宽线区域，但观测到的H α线的平滑性意味着离散云的数量下限约为10^4-10^5。这就排除了恒星膨胀的可能性，不管任何可能的谱线展宽机制如何。云的大小上限约为10^12厘米，这与光电离模型所暗示的大小相当。这强烈表明，在宽线区域的气体结构作为一个光滑的，而不是一个结块的流动，最有可能在一个旋转为主的厚盘状配置。然而，为什么这样一个平滑的，引力主导的流只在一小部分活动星系核中产生双峰发射线，这还有待澄清。
2005-09-07 astro-ph
The Dark and Luminous Matter coupling in the formation of spheroids: a SPH investigation
利用包括恒星形成、反馈和化学演化的N体/流体动力学模拟，我们探索了星系尺度下重子与暗物质之间的相互作用。N-体模拟使用树SPH代码，遵循个别DM晕内的恒星从冷却气体形成的演变，并在星际介质的质量，金属和能量的演变提供。我们研究了一个总质量分别为10^12和10^9太阳质量的巨型和矮椭圆星系的形成和演化。从一个初始的密度分布开始，就像内部区域的普遍纳瓦罗分布一样，重子由于冷却能量的损失而向中心下沉。在坍缩结束时，星系最里面的部分（晕大小的1/20）是重子主导的，而外部区域是DM主导的。相对于矮星系中2 \times 10^7太阳质量的球状体在4 Gyr内形成，在巨星系中恒星形成的速度要快得多，在2 Gyr内形成了8 \times 10^10太阳质量的球状体。这两个天体的最终恒星分布分别符合有效半径r_e = 30 kpc和2.8kpc的Hernquist轮廓。暗到亮的转变半径r_IBD大致在1 r_e处，与实际椭圆星系一样。DM晕的密度演化是非绝热的，不会导致核心半径。
2000-06-01 astro-ph
Scaling Mass Profiles around Elliptical Galaxies Observed with Chandra and XMM-Newton
利用{ \it Chandra}档案X射线数据，研究了53个椭圆星系的动力学结构。在X射线发光星系中，温度随着半径的增加而增加，并且在光学外围的气体密度系统性地更高，这表明存在大量的群尺度热气体。相比之下，X射线暗星系显示出平坦或下降的温度曲线对半径和气体密度相对较低的光学外围。因此，我们发现，X射线明亮和暗淡的椭圆星系明显区分的温度和气体密度的轮廓。质量分布是很好地缩放维里半径$r_{200}$，而不是光学半半径$r_e$，是非常相似的$(0.001-0.03)r_{200}$之间的X射线发光和暗淡的星系，并顺利连接到那些星系团。在$(0.001-0.01)r_{200}$或$(0.1-1)r_e$的内部区域，质量分布很好地跟踪了具有恒定质光比$M/L_{\rm B}=3-10(M_{\odot}/L_{\odot})$的恒星质量。X射线明亮星系的$M/L_{\rm B}$比率在$0.01r_{200}$之外急剧上升，因此需要存在大质量暗物质晕。结合{ \it XMM-Newton}数据，我们发现X射线暗星系NGC 3923、NGC 720和IC 1459在20 kpc时也有很高的$M/L_{\rm B}$比，为20- 30，与X射线亮星系相当。因此，暗物质在椭圆星系中是普遍存在的，它们的分布几乎遵循NFW轮廓，星系团也是如此。
2005-09-18 astro-ph
Using Weak Lensing Dilution to Improve Measurements of the Luminous and Dark Matter in A1689
星系团的E/SO序列定义了一个边界，在这个边界的红边，可以从未被星系团成员污染的背景星系中获得可靠的弱透镜信号。对于更蓝的颜色，背景和集群成员都存在，通过非透镜集群成员的比例减少失真信号。在深斯巴鲁和HST/ACS的A1689图像中，相对于红色背景的透镜信号，蓝色星系的切向畸变迅速向星系团中心下降。我们使用这种稀释效应来推导大半径的团簇光分布和光度函数，其优点是不需要减去远场背景计数。光分布平稳地下降到数据的极限，r<2 Mpc/h，具有恒定的斜率，dlog（L）/dlog（r）=-1.12+-0.06，不像透镜质量分布随着半径连续地变陡，使得M/L峰值在中间半径，~ 100 kpc/h。当考虑到星系团成员的色质量关系时，发现暗物质与恒星物质的物理意义更大的比例有一个更平坦的行为。星系团光度函数的斜率是平坦的，α =-1.05+-0.07，与半径无关，在M_i '<-12时没有微弱的上升。我们确定，非常蓝的物体被集群V1 '<0.2污染的程度可以忽略不计，因为它们的失真轮廓在红色背景之后向中心上升，但偏移量更高~ 20%。这个较大的振幅与暗蓝色星系的较大估计深度一致，z~=2.0，而红色背景的z~=0.85，这是一个与宇宙学参数有关的纯粹几何效应。最后，我们通过结合红色和蓝色背景群体改进了我们早期的质量分布，明确排除了低浓度CDM分布。
2007-02-08 astro-ph
Evidence for Stellar Streaming in the Cores of Elliptical Galaxies: A Kinematic Signature of Mergers?
我们提出的证据，非高斯速度场的核心发光椭圆星系。这一证据是基于高信噪比，中等分辨率光谱的核心的早期类型的成员室女座和后发座星系团获得的WIYN 3.5米望远镜。Virgo数据是使用积分场单元（DensePak）获得的，该单元允许在各种空间尺度上对速度场进行采样。Coma数据是通过单根直径为2弧秒的光纤获得的。明亮椭圆星系的互相关轮廓显示出相当大的结构，通常具有几个特征，其幅度高达互相关峰本身的10%。这种结构在半径为1.5弧秒（室女座）或< 100 pc的范围内最为明显，当数据在R < 15弧秒或< 1 kpc的范围内时几乎无法检测到。后发座星系团中发光椭圆星系的单纤维光谱中也发现了类似的特征，这表明它们在巨型椭圆星系中无处不在。有趣的是，只有最明亮的椭圆星系才显示出这种现象;低光度椭圆星系的中心区域具有规则的高斯状轮廓。我们解释这种运动学结构为“恒星流”，并认为这种现象可能是一个遗迹签名的合并历史的发光椭圆星系。
2000-01-14 astro-ph
Venus Atmosphere Profile from a Maximum Entropy Principle
将Verkley和Gerkema最近发展的描述最大熵大气廓线的带约束的变分方法推广到比热随温度变化的理想气体。在这样做的时候，一个扩展的和非标准的潜在的温度是非常适合于解决所考虑的问题。这种新的形式主义成功地应用于金星的大气。在距地面$100 km$高度的大气层中出现了三个界限分明的区域：最低的一个直到大约$35 km$是绝热的，一个过渡层位于云层的高度，最后一个区域实际上是等温的。
2006-09-24 astro-ph
Stars beyond Galaxies: The Origin of Extended Luminous Halos around Galaxies
我们使用数值模拟来研究孤立星系周围发光晕的起源和结构。这些恒星结构延伸到几百kpc远离星系，并由恒星脱落的合并亚基在许多吸积事件的特点星系的层次组装。这样的起源表明，外部发光晕是无处不在的，它们应该表现为超出其传统发光半径的星系内部轮廓外推的过量光。吸积恒星成分的质量分布可以很好地近似于一个模型，其中对数斜率随半径单调变陡;从星系发光边缘的-3到系统维里半径附近的-4或更陡。这样的空间分布与银河系和M31球状星团的分布是一致的，这表明许多球状星团是由吸积事件带来的，其方式类似于经典的塞尔-津恩方案。外部恒星球体的速度色散张量与大量的径向和径向增加的径向各向异性的支持。这些性质将恒星晕与速度空间中各向同性的暗物质成分以及一些外球体的示踪物（如卫星星系）区分开来。外晕中的大多数恒星都是在与中央星系合并的祖先中形成的;很少有恒星是由卫星贡献的，这些卫星现在作为自我约束的实体生存下来。这些特征与最近观测到的MW、M31和其他孤立螺旋星系的外晕相吻合，并表明所有这些星系都经历了早期的活跃合并，正如星系形成的分级模型所设想的那样。
2005-06-27 astro-ph
XMM-Newton observations of three poor clusters: Similarity in dark matter and entropy profiles down to low mass
本文分析了用XMM-Newton观测到的三个贫星系团（A1991、A2717和MKW 9）的质量和熵分布。这些星系团具有相似的温度（kT=2.65，2.53和2.58 keV）和相似的红移（0.04 < z < 0.06）。我们跟踪的表面亮度，温度，熵和综合质量的轮廓高达0.5（0.35 MKW 9）的维里半径（r_200）。积分质量分布在物理单位上非常相似，与NFW质量模型相当吻合，浓度参数为c_200=4-6和M_200=1.2-1.6 X 10^14 h_70^-1 \msun。熵分布在大尺度上是相似的，但在中心区域（r<50 kpc）有一些分散。没有一个星系团具有等熵核。结合A1983（kT= 2.2keV）和A1413（kT = 6.5keV）的XMM数据，讨论了团簇质量和熵分布的结构和标度性质.比例质量分布图显示在0.05 - 0.5 r_200径向范围内的分散度<20%。这些集群的c_200参数，和其他值从文献中，是完全一致的c_200 - M_200的关系从模拟中得出。标度熵分布中的色散很小，这意味着低质量（kT ~2 keV）的自相似性，如果我们使用经验关系式S \propto T ^0.65代替标准自相似关系式S \propto T，则色散会降低30-40%（至~20%）。在0.05 < r_200 < 0.5的情况下，平均比例曲线符合幂律，斜率略低于纯冲击加热…
2004-09-09 astro-ph
Dark Matter and Baryons in the Most X-ray Luminous and Merging Galaxy Cluster RX J1347.5-1145
星系团RX J1347 - 1145是已知的最明亮和质量最大的X射线星系团之一。它的极端质量使其成为研究团簇形成和宇宙学问题的主要目标。在本文中，我们提出了新的高分辨率HST/ACS和钱德拉X射线数据。ACS的高分辨率和灵敏度使我们能够检测和量化几个新的多重成像源，我们现在总共使用八个用于强透镜分析。结合这些信息与形状测量弱透镜源在集群的中心区域，我们得到一个高分辨率，绝对校准的质量地图。这张地图提供了迄今为止对星团中心部分总质量的最佳量化。我们比较重建的质量与推断从新的钱德拉X射线数据，并得出结论，这两个质量估计同意非常好的观测区域，即在400/h_70千秒差距的集群中心。此外，我们还研究了主要的重子组分（气体和恒星），从而导出了星系团中心的暗物质分布。我们发现，暗物质和重子都集中在BCG的不确定性（对齐是优于<10 kpc）。我们测量了相应的1-D配置文件，发现暗物质分布与NFW和核心配置文件是一致的，这表明需要一个更广泛的径向分析，以查明浓度参数，因此内斜率的暗物质配置文件。
2008-03-27 astro-ph
CHANDRA observations of the NGC 1550 galaxy group -- implication for the temperature and entropy profiles of 1 keV galaxy groups
我们提出了一个详细的\chandra研究星系群NGC 1550。NGC 1550星系群的温度为1.37 $\sim$ 0.01 keV，速度色散为300 km s $^{-1}$，是已知最明亮的星系群之一（在200 kpc以内，L $_{\rm bol}$ = 1.65 $\times10^{43}$ erg s $^{-1}$，或0.2 \rv）。我们发现，在$\sim 60$ kpc，其中气体冷却时间小于哈勃时间，气体温度不断下降的中心，这意味着存在一个冷却的核心。温度也下降超过$\sim$ 100 kpc（或0.1 \rv）。NGC 1550的温度分布与其他两个1 keV的群的温度分布有着显著的相似性。温度在0.07 - 0.1 \rv开始下降，而在热星团中，下降开始于或超过0.2 \rv。因此，至少有一些1 keV的集团，有显着不同的温度分布从那些热的集群，这可能反映了ICM/IGM演化的非引力过程中的作用。NGC 1550在其熵分布图中没有等熵核心，这与“熵底”模拟的预测相反。我们比较了3个1 keV的组（包括NGC 1550）和3个2 - 3 keV的组的标度熵分布。1千电子伏组的缩放熵曲线显示出比较热系统的散射大得多，这意味着不同的预热水平。讨论了NGC 1550群的质量含量和重元素丰度分布。
2003-08-03 astro-ph
The Physical and Chemical Structure of Hot Molecular Cores
我们用详细的辐射转移模型，结合热分子核的光谱能量分布的观测，建立了嵌入发光物体周围气体和尘埃的密度和温度分布的自洽模型。使用这些配置文件，我们已经调查了热芯化学结果时，粮食地幔蒸发，考虑到不同的结合能的地幔分子，以及一个模型，我们假设所有的分子都嵌入在水冰，并有一个共同的结合能。我们发现，大多数由此产生的柱密度是一致的，对热核G34.3+0.15在大约10 $^4$年后，中央发光恒星形成的时间。我们还研究了依赖的化学结构上的密度分布，这表明了一个观测的可能性，约束密度分布从确定的来源大小的线发射从解吸分子。
2003-11-11 astro-ph
The host galaxies of luminous radio-quiet quasars
我们提出了一个深K波段成像研究的结果，揭示了周围的明亮的无线电安静类星体样本的宿主星系。在UKIRT获得的K波段图像具有足够的质量，可以精确地模拟底层宿主星系。最初，主机的基本结构是揭示使用修改后的清洁去卷积程序优化此分析。14个类星体中有2个的宿主星系具有剧烈扰动的形态，无法用光滑的椭圆形轮廓来模拟。对于我们样本的其余部分，使用卡方统计量将宿主和核组分的2D模型拟合到图像，以确定拟合的拟合优度。在所有类星体的周围都探测到了宿主星系。模型的可靠性进行了广泛的测试，我们发现主机的光度被很好地约束9类星体。这些明亮的射电宁静类星体的K波段绝对K校正的宿主星系星等平均值为<M_K>=-25.15+/-0.04，比L* 星系稍亮。衍生的宿主星系光度的传播是小的，虽然核-宿主比率的传播不是。这些主机的光度被证明是来自较低的总光度的类星体的样本，我们的结论是，这些类星体的主机和核光度之间没有相关性。核-宿主比突破了以前对低核光度类星体和塞弗特星系的研究所提出的下限。形态不太确定，但在这些图像探测的尺度上，一些主机似乎是由球状体为主，但其他主机似乎有磁盘为主的配置文件。
2000-11-02 astro-ph
The specific entropy of elliptical galaxies: an explanation for profile-shape distance indicators?
在平衡的动力学系统有一个固定的熵，我们认为，椭圆星系，恒星系统在准平衡的阶段，可能有一个独特的特定熵。这种独特性，先验未知，应该反映在描述星系中的质量（光）分布的参数之间的相关性。根据最近的光度测量工作（Caon et al. 1993; Graham & Colless 1997; Prugniel & Simien 1997），我们用Sersic定律描述椭圆星系的光剖面，并对椭圆星系的三维离投影进行了解析近似。假设星系是一个球形的、各向同性的、处于流体静力平衡的单组分系统，服从理想气体状态方程，计算了比熵。我们预测的3个参数的Sersic之间的关系，定义一个表面在参数空间中，一个“熵平面”，通过类比与著名的基本平面。我们分析了后发座星系团和ABCG 85星系团中的椭圆星系和一组星系（与NGC 4839有关）。我们发现，星系团中的星系密切遵循的恒定比熵假设预测的关系，一个西格玛分散的平均值的比熵为9.5%左右。假设特定的熵也是相同的星系的不同的集群，我们能够得到研究的集群之间的相对距离。如果误差仅是由于确定特定熵（约10%），则对于富簇，相对距离确定中的误差应小于20%。我们认为，基于Young & Currie（1994，1995）提出并由Binggeli & Jerjen（1998）讨论的Sersic轮廓，独特的比熵可以为距离指标提供一种物理解释。
1999-05-05 astro-ph
CAIRNS: The Cluster And Infall Region Nearby Survey I. Redshifts and Mass Profiles
CAIRNS（Cluster And Infall Region Nearby Survey）计划是一项光谱调查，对八个附近的、富含X射线的发光星系团周围的坠落区域进行调查。我们收集了15665个红移（3471个新的或重新测量的）在\sim 5-10 Mpc的星系团中心，使其成为最大的研究星系团的下落区域。根据星系的相空间分布，我们确定了星系团的成员资格和质量分布。所有的集群显示降低速度分散的配置文件。的质量分布拟合良好的功能形式的基础上的数值模拟，但排除等温球。具体来说，NFW和Hernquist模型提供了很好的描述集群质量配置文件，其周转半径。我们的样本表明，预测的坠落模式是无处不在的丰富，X射线发光的集群在一个大的质量范围。焦散质量的估计是在良好的协议与独立的X射线估计在小半径和维里估计在中间半径。焦散质量与X射线质量的平均比值为1.03 \pm ± 0.11，焦散质量与维里质量的平均比值（当校正表面压力项时）为0.93 \pm ± 0.07。我们进一步证明，焦散技术提供了合理的质量估计，即使在合并集群。
2003-06-25 astro-ph
A new population of extended, luminous star clusters in the halo of M31
本文介绍了在M31晕中发现的三个新的星团，它们虽然具有类似球状的颜色和光度，但却具有异常大的半光半径，约为30 pc。它们位于投影的银河中心距离约为。15至35 kpc。这些物体开始填补球状星团和矮球体之间参数空间的空白，并且与银河系或迄今为止其他地方发现的任何星系团都不同。基本的光度和派生国王配置文件拟合参数，我们讨论了可能的起源和它们与其他人口的关系。
2005-04-08 astro-ph
The Structure and Dynamics of Luminous and Dark Matter in the Early-Type Lens Galaxy of 0047-281 at z=0.485
We have measured the kinematic profile of the early-type (E/S0) lens galaxy in the system 0047-281 (z=0.485) with the { \sl Echelle Spectrograph and Imager} (ESI) on the W.M. Keck--II Telescope, as part of the { \sl Lenses Structure and Dynamics (LSD) Survey}. The central velocity dispersion is σ=229 \pm 15 \kms , and the dispersion profile is nearly flat to beyond one effective radius (R_e). Surface photometry of the lens galaxy is measured from { \sl Hubble Space Telescope} images. From the offset from the local Fundamental Plane (FP), we measure an evolution of the effective mass-to-light r…
2002-10-02 astro-ph
Resurrecting the Red from the Dead: Optical Properties of BCGs in X-ray Luminous Clusters
本文测量了48个X射线发光星系团中最亮星系团的表面亮度和颜色分布。这些数据是作为加拿大集群比较项目（CCCP）的一部分获得的。我们的BCGs的Kormendy关系是陡峭的比当地的椭圆，这表明这些类型的系统的组装历史的差异。我们还发现，虽然大多数BCG显示单调的颜色梯度与金属丰度随半径的减少一致，但25%的BCG显示颜色剖面向中心（蓝核）变蓝。我们将这种变蓝趋势解释为最近恒星形成的证据。过量的蓝光导致在（g '-r'）中从0.5到1.0 mag的红色序列的典型偏移，从而影响可能基于颜色拒绝BCG的光学簇研究。所有的蓝核BCG都位于星团X射线发射峰值的~10 kpc范围内。此外，几乎所有最近形成恒星的BCGs都位于Lx-Tx关系上方的星团中。基于测光单独，这些研究结果表明，中央恒星的形成是一个普遍存在的功能，BCGs在动态松弛的冷核心集群。这意味着，虽然活动星系核和其他加热机制在回火冷却方面是有效的，但它们并不能完全补偿通过辐射损失的能量。
2008-07-08 astro-ph
Implications of the Universal Temperature Profile for Galaxy Clusters
我们研究了X射线团簇气体密度分布在流体静力平衡使用的通用温度分布从最近的模拟只涉及引力过程。如果这个温度剖面是引力过程单独对星团内介质影响的一个指标，那么从这个剖面和观测数据中预期的各种X射线参数的比较将指向可能需要的任何额外的物理学。我们比较熵在0.1 R_{200}和R_{500}，缩放熵的配置文件，气体分数在0.3 R_{200}和气体分数的配置文件与最近的观察，并讨论了这些数据的温度分布的影响。我们发现，仅从引力过程中传递给气体的熵比以前认为的要大。在R_{500}的熵丰富的集群是一致的数据，而在0.1 R_{200}的熵仍然小于观察值。我们还发现，气体分数的内部区域的集群，预计从引力过程单独，是小于以前认为的，但大于观测数据。如数据所示，它确实显示了排放加权温度（）的趋势<T>。因此，我们发现，任何额外的非引力过程影响ICM的物理状态的作用将不得不根据这些发现进行修改。
2003-08-07 astro-ph
Groups and the Entropy Floor- XMM-Newton Observations of Two Groups
使用XMM-牛顿空间分辨X射线成像光谱学，我们得到的温度，密度，熵，气体质量，和总质量分布的两组星系到~0.3 Rvir（Rvir，维里半径）。我们的密度分布与以前得到的一致，温度数据与以前的结果基本一致，但要精确得多。这两个星系团的质量尺度都是2 × 10^13兆太阳能，但性质却大不相同。在r<0.3 Rvir时，它们的气体质量分数比富星系团低得多。NGC 2563是X射线温度最低的星系团之一，在0.1 Rvir内的气体质量分数非常低，约为0.004，随半径增加而增加。NGC 4325是在相同平均温度下最明亮的星系团之一，其气体质量分数较高，为0.02。作为维里半径的函数的熵分布和熵的绝对值也不同，在r~0.1 Rvir时，NGC 4325具有~100 keV cm-2的值，NGC 2563具有~300 keV cm-2的值。对于这两个群体的配置文件单调上升的半径，并没有熵的“地板”的迹象。这些结果是不一致的预热的情况下，已开发的解释熵地板组，但广泛一致的结构形成的模型，其中包括加热和/或冷却的气体的影响。这些系统中的总熵对星系和星系群形成的所有模型，以及对控制气体转化为恒星从而形成宇宙结构的定义不明确的反馈过程提供了强有力的约束。
2003-02-13 astro-ph
Luminous Red Galaxy Population in Clusters at $0.2\le z\le 0.6$
我们研究了中等红移X射线选择星系团（$0.2\le z\le0.6$）中LRG的统计特性。LRGs的选择是基于精心设计的颜色标准，并通过光度红移评估集群成员。由于星系团和LRGs都被认为是暗物质分布的潜在示踪剂，因此了解星系团中LRGs的分布是一个重要的问题。我们的主要发现包括：1.我们的集群样本中LRG的晕圈占据分布为$N(M) = k\times (M/10^{14})^{a}$，其中$a=0.620\pm 0.105 $和$k=1.425\pm0.285 $假设$N(M)$为泊松分布。2. LRGs的晕占据分布（$N(M)$）和LRGs的卫星分布（$N-1(M)$）均符合泊松分布。为了更定量，我们发现$Var(N)/<N>= 1.428\pm 0.351$和$Var(N-1)/<N-1> = 1.823 \pm 0.496$ 3。当与NFW曲线拟合时，簇内LRG的径向曲线给出了$17.5^{+7.1}_{-4.3}$（$6.0^{+3.2}_{-1.9}$）的浓度，包括（不包括）BLRG（Brillium LRG）。我们还讨论了这些意见的大质量星系团的演化的影响。
2007-06-05 astro-ph
037-B327 in M31: Luminous Globular Cluster or Core of a Former Dwarf Spheroidal Companion to M31?
037-B327是M31中最亮和最红的星团。哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机提供了F606 W波段的光度数据，也显示这个星团被一条尘埃带穿过。我们通过将观测到的表面亮度分布拟合到King模型来确定037-B327的结构参数，其中r_c=0.72”（=2.69 pc），r_t=5.87”（=21.93 pc），浓度指数c=log（r_t/r_c）=0.91。表面亮度分布在中心0.25”以内基本上是平坦的，没有显示出核心塌陷的迹象。虽然尘埃带影响测光，国王模型拟合地表亮度轮廓很好，除了严重影响的地区的尘埃带。我们还计算了半光半径r_h=1.11”（=4.15 pc）。结合以前的测光结果，我们发现该天体与银河系中的半人马座Omega、M54和NGC 2419以及M31中的大质量星系团G1处于同一区域。所有这四个物体都被声称是前矮星系的剥离核心。这表明037-B327也可能是M31的前矮伴星的剥离核心。
2005-12-07 astro-ph
A Lensing Survey of X-ray Luminous Galaxy Clusters at Redshift z ~ 0.2: II: CFH12k Weak Lensing Analysis and Global Correlations
目的：我们提出了一个宽场多色调查的均匀样本的11个星系团，我们测量总质量和质量分布弱透镜。方法：我们样品中的11个团簇都是X射线发光的，并且在z=0.21 +/- 0.04处跨越窄的红移范围。样品的弱透镜分析是基于CFHT上CFH 12 k相机获得的地基宽场成像。我们使用的方法开发和应用以前的大规模集群阿贝尔1689。贝叶斯方法，在Im 2shape软件中实现，是用来适应的形状参数的微弱的背景星系和PSF涂抹校正。根据目前的数据，剪切剖面在所有集群中测量到至少2 Mpc（距离中心超过15弧分），具有高置信度。用不同的参数质量分布拟合径向剪切分布，并估算每个簇的维里质量M_200，然后与其他物理性质进行比较。结果如下：质量和光学光度之间的标度关系表明M/L比随光度的增加而增加，L_X-M_200关系标度为L_X \propto M_200 ^（0.83 +/-0.11），而M_200 \propto T_X^{3/2}关系的归一化值与流体动力学模拟和以前的X射线分析结果接近。我们认为，M_200-T_X和M_200-L_X关系中的色散反映了具有相似X射线亮度和测量质量内禀变化的星系团的不同的合并和动力学历史。为了更好地控制尺度关系中的固有散射，需要在更宽的质量范围内改进簇的统计。
2007-05-21 astro-ph
Chandra measurements of the distribution of mass in the luminous lensing cluster Abell 2390
我们提出了空间分辨的X射线光谱的发光透镜集群阿贝尔2390，使用与钱德拉天文台的观测。结果表明，在星系团中心~200 kpc范围内，X射线气体的温度随着半径的增加而升高，然后保持近似等温，kT =11.5^{+1.5}-1.6} keV，在r~1.0 Mpc处达到观测极限。从钱德拉数据确定的总质量分布有一个很好的协议，从数值模拟的预测形式。利用Navarro，Frenk & White（1997）的参数化方法，我们测得了尺度半径r_s~0.9 Mpc和浓度参数c~4。最佳拟合的X射线质量模型与独立的引力透镜结果和星系团中星系速度色散的光学测量结果吻合得很好。在r=0.9 Mpc时，X射线气体与总质量之比随半径的增加而增加，f_gas = 21 \pm 10%。方位平均的0.3-7.0 keV表面亮度剖面显示出小的核心半径和在r~500 kpc处的明显“断裂”，其中斜率从S_X \approxpropto r^{-1.5}变为S_X \approxpropto r^{-3.6}。星团中心区域的数据表明存在一个冷却流，其质量沉积速率为每年200-300个太阳质量，年龄为2-3 Gyr。
2001-01-10 astro-ph
Reproducing the entropy structure in galaxy groups
我们进行了观测和流体动力学模拟的熵配置文件的集团和星系团之间的比较。我们使用Tree+SPH GADGET代码模拟了四个大小在M_500 = 1.0 - 16.e13 h^-1 Msun范围内的晕，对应的是最大到Virgo类星系团的较差星系团。我们专注于引入辐射冷却，恒星形成，和各种非引力加热方案的熵结构和恒星分数的影响。我们表明，所有的模拟结果在一个正确的熵配置文件的室女座状集群。在z_h=3时注入~ 0.7keV/粒子的热能预算，我们也能再现群的熵分布。通过预热和冷却的联合作用，我们得到了平坦的熵核，而通过预热，我们在外围获得了高熵。由此产生的被锁定在恒星中的重子比例在25-30%的范围内，而在没有预热的情况下为35-40%。在较高的红移z_h=9处加热，强烈地延迟了恒星的形成，但不能产生足够高的比熵。
2002-12-19 astro-ph
An intense and broad FeKalpha line observed in the X-ray luminous quasar Q0056-363 with XMM-Newton
本文对射电宁静类星体Q 0056 -363（z=0.162）进行了XMM-牛顿观测。这是第一次在硬X射线范围内（2 keV以上）观察到这个类星体。我们发现Q 0056 -363是一个强大的X射线类星体，其0.3-12 keV的未吸收光度约为1.2 x 10^45 erg s-1，最大部分（约67%）的辐射能量低于2 keV。光谱揭示了一个大的无特征的软X射线过剩低于2千电子伏和一个强大的广泛的FeKa线在6.4千电子伏（类星体框架）。FeK α线是由于铁的低到中等电离状态（即，< Fe XVII），等效宽度约为250 eV，速度宽度约为25，000 km s-1。Q 0056 -363是目前已知的最明亮的活动星系核，显示出如此宽而强的近中性铁FeK α线轮廓。这条线可以用围绕史瓦西（非旋转）或克尔（旋转）黑洞的吸积盘的相对论轮廓来拟合。两个热康普顿化组件和光盘反射模型的组合是有利于解释在0.3-12 keV的能量范围内的连续谱和FeK α线。除非黑洞的质量远高于约5 × 10^8 M_odot，否则需要一个覆盖大部分圆盘内表面的斑片状日冕才能与从Q 0056 -363的光谱能量分布中推断出的吸积率相一致。
2003-06-26 astro-ph
Entropy scaling in galaxy clusters: insights from an XMM-Newton observation of the poor cluster A1983
本文给出了冷星系团A1983（kT=2.1 keV）在z=0.044处的XMM-牛顿观测结果。计算了内部500 h_{50} ^{-1} kpc（~0.35 r_200）的气体密度和温度分布。表面亮度分布的外部区域可以用β =0.74的β模型很好地描述，但中心区域需要引入第二个分量。温度曲线在外部是平坦的，向中心略有下降。假设流体静力平衡计算的总质量分布与NFW分布一致，但浓度参数c=3.75 +/- 0.74。M/L_B比值的分布表明，在大尺度下，光在一定程度上跟踪质量，在0.35r_200处的M/L_B比值与光学观测到的质量变化趋势一致。M_Fe/L_B比在5 keV下观察到的团簇小约2倍。气体质量分数迅速上升，在~200 kpc处趋于稳定;在0.35 r_200处的值为~ 8%。排放测量剖面的标度特性与经验关系\mgas \propto \Tx^{1.94}一致，而不与自相似关系\mgas \propto \Tx^{1.5}一致。比较A1983和热星系团A1413的熵分布表明，用经验确定的关系S \propto \Tx^{0.65}可以很好地标度它们的熵分布，这表明S-T关系的斜率比自相似模型中的要小.熵分布的形式非常相似，在较冷的星团中没有更大的等熵核心的迹象。这些数据提供了有力的agruments对预热模型。反过来，现在越来越多的观测支持f_gas与系统质量的趋势，这可能…
2003-06-05 astro-ph
Galaxy Clustering Around Nearby Luminous Quasars
我们用哈勃空间望远镜上的宽视场照相机2号观测了20个明亮的低红移（z<0.30）类星体的样本，研究了星系的成团情况。HST的分辨率使得星系识别比V=23.5更亮，并且与类星体的距离接近2“。我们发现一个显着增强的星系内的类星体的投影分离< 100千秒差距/小时。如果我们把类星体/星系关联函数模型化为一个幂律，斜率由星系/星系关联函数给出，我们发现类星体/星系与星系/星系关联函数之比为$3.8\pm 0.8$。类星体中r<15 kpc/h的星系数量太多，密度分布不可能有明显的核心半径（> 100 kpc）。我们的研究结果加强了这样一种观点，即低红移类星体优先位于10-20个星系的群体，而不是在丰富的集群。我们没有看到来自无线电大声和无线电安静的子样本的聚类幅度的显着差异。
1996-02-15 astro-ph
An Entropy Threshold for Strong H-alpha and Radio Emission in the Cores of Galaxy Clusters
我们的钱德拉X射线天文台对222个星系团样本中的团内熵的档案研究表明，当星系团的核心气体熵< 30 keV cm ^2时，来自最亮星系团的H-α和射电发射要明显得多。低于这个阈值的H-α发射的普遍性表明，它标志着在核心中可以容纳多相气体和恒星形成的星团与不能容纳多相气体和恒星形成的星团之间的二分法。强的中心射电辐射也出现在这个边界以下的事实表明，当团内介质开始凝聚时，活动星系核反馈就会开启，加强了活动星系核反馈作为限制宇宙中最明亮星系中恒星形成的机制的情况。
2008-06-02 astro-ph
The Source of Mass Accreted by the Central Black Hole in Cooling Flow Clusters
本文报道了冷流团冷反馈加热的研究。在冷反馈模型中，中心黑洞吸积的质量来源于存在于扩展区域（r ~ 5-30 kpc）的非线性过密气体团;这些团最初是热的，但随后比它们的环境冷却得更快，并向中心下沉。簇内介质（ICM）熵分布必须很浅，以便斑点作为冷斑点到达中心。我建立了一个玩具模型，以探索冷反馈机制中的熵分布和密集斑点人口的作用。中心黑洞的质量吸积速率取决于ICM的冷却时间、熵分布和不均匀性的存在。质量吸积率决定了黑洞注入ICM的能量。这些活动星系核（AGN）的爆发不仅加热了ICM，而且改变了星团中的熵分布，并导致了不均匀性，这些不均匀性是未来密集团块的种子。因此，除了ICM温度（或能量）之外，ICM熵分布和ICM不均匀性也是反馈机制中的成分。
2006-05-10 astro-ph
Structure and evolution of magnetized clusters: entropy profiles, S-T and L_X-T relations
本文研究了团内磁场对星系团和星系团主要结构性质的影响：星系团和星系团的径向密度和熵分布、S-T关系和L_X-T关系。为此，我们根据流体静力平衡条件和磁维里定理，在磁场径向分布为B（r）=B_* \times [ρ_g（r）]^alpha，α \sim 0.9的条件下，对团簇内气体进行了描述，这与观测和数值模拟结果一致。我们的分析表明，这样的描述是能够提供一个可能的解释三个方面的集群结构的问题：i）在集群中心的熵分布的平坦化; ii）的平坦的S-T关系; iii）的L_X-T关系从集群规模向集团规模的增加陡峭。现有的熵和X射线光度数据表明，要同时再现S-T和L_X-T关系，需要增加磁场B_* \sim T^0.5。因此，对磁化ICM的一致描述可以为这些仍然悬而未决的问题中的几个（或全部）提供简单的解释，从而削弱了包含其他非引力效应的必要性，这些效应迄今为止已经被提出来解释其中的一些特征。这个（初步的，但不是结论性的）分析可以被视为一个起点，为更精细的分析探索的物理磁化的内集群介质，它提供了可测试的预测，可以证明或反驳与未来的敏感观察组和集群在X射线波段和射频带。
2007-01-30 astro-ph
An HST Lensing Survey of X-ray Luminous Galaxy Clusters: I. A383
我们分析了A383（z=0.188）核心的质量分布，A383是12个z~0.2的X射线发光星系团之一，被选来对大质量星系团的质量分布进行全面和无偏的研究。深度HST成像揭示了A383的各种引力透镜特征，包括由2个背景星系的强透镜图像形成的巨大弧，2个径向弧，几个多重成像弧和许多弧。基于各种透镜特征的约束，我们构建了一个详细的质量模型的集群的中心区域，同时考虑到集群规模的潜力和来自单个星系团的扰动。巨弧的一个组成部分的凯克光谱确定它是一个恒星形成星系，z=1.01，并提供了巨弧半径（65 kpc）内星团质量的精确测量值为（3.5+/-0.1）*10^13 Mo。利用HST观测中测得的弱剪切，我们扩展了我们的质量模型，确定了半径为250 kpc的Mo的质量为（1.8+/-0.2）*10^14。在较小尺度上，我们采用径向弧作为探测团簇核心（r<20 kpc）质量分布形状的探针，发现团簇核心的质量分布比单一的NFW分布更有峰值。A383的光学和X射线性质表明存在中心冷却流，我们推导出大于200 Mo/年的质量沉积速率。我们还利用来自A383的X射线发射，获得了65和250 kpc投影半径内总质量的独立估计：（4.0+/-1.4）*10^13 Mo和（1.2+/-0.5）*10^14 Mo，这与透镜测量结果一致。[删节]
2000-08-21 astro-ph
The relationship between cooling flows and metallicity measurements for X-ray luminous clusters
我们探讨的星系团，由X射线光谱，并存在冷却流的星系团内气体的金属丰度之间的关系。使用ASCA光谱和ROSAT图像，我们证明了一个明确的隔离之间的金属丰度的集群和没有冷却流。平均而言，冷却流集群的排放加权金属丰度比非冷却流系统高1.8倍。我们认为，这是由于存在的金属丰度梯度的冷却流集群，再加上尖锐的峰值X射线表面亮度轮廓的这些系统。非冷却流团具有更平坦的X射线表面亮度分布，并被认为经历了最近的合并事件，这可能混合了中心的高金属丰度气体与周围的金属含量较低的材料。我们没有发现证据的演化在z~0.3内的集群的发射加权金属丰度。
1998-03-02 astro-ph
The entropy and energy of intergalactic gas in galaxy clusters
研究的X射线表面亮度分布的集群，再加上理论上的考虑，表明在热的气体中的自相似性的结果从“熵地板”，建立了一些加热过程，这强烈地影响了结构的集群内的气体在较低的质量系统的打破。拟合分析模型的气体密度和温度的径向变化的X射线光谱图像从ROSAT PSPC和ASCA GIS，我们得到的气体熵轮廓的20个星系团和集团。缩放这些配置文件，以符合在自相似的情况下，最低质量的系统被发现有更高的缩放熵配置文件比更大规模的系统。这似乎是由于70-140 h50^-1/3 keV cm ^2的基线熵所致，这取决于低质量系统中激波被抑制的程度。与引力坍缩产生的熵相比，额外的熵可能存在于所有系统中，但只有在较差的星系团中才能检测到。这种过剩熵似乎是均匀分布的半径以外的中央冷却区域。我们确定与此熵地板相关的能量，通过研究在低质量系统中的气体的结合能的净减少，并发现它对应于预热温度为~0.3千电子伏。由于熵和能量注入之间的关系取决于气体密度，我们可以将70-140 keV cm ^2和0.3 keV的过量结合起来，得出能量注入气体的典型电子密度。得到的值为1- 3x 10 ^-4 h50 ^1/2 cm-3，这意味着加热一定发生在星系团坍缩之前，但发生在红移z~7-10之后。所需的能量与超新星爆炸产生的能量很好地匹配，超新星爆炸造成了现在污染星团内气体的金属。
2000-02-03 astro-ph
A first XMM-Newton look at the most X-ray-luminous galaxy cluster RX J1347.5-1145
我们给出了对RX J1347.5-1145（z=0.451）的XMM-牛顿观测的第一个结果，RX J1347.5- 1145是目前已知的最明亮的X射线星系团，在[2-10] keV的能带内，光度L_X = 6.0 \pm 0.1 \times 10^{45} erg/s。该星系团的整体温度为kT=10.0 \pm 0.3 keV，并且不是等温的：温度分布显示出外部区域的下降和中心的下降，表明存在冷却核心。光谱分析确定了主X射线峰东南50-200 kpc半径处的热区，其位置与X射线图像中看到的子块一致。排除东南象限的数据，星团看起来相对松弛，我们估计总质量在1百万秒差距以内，为1.0 \pm 0.2 \times 10^{15} M_sun。
2004-12-09 astro-ph
A CFH12k lensing survey of X-ray luminous galaxy clusters - I: Weak lensing methodology
我们提出了弱透镜方法应用于我们的多色成像调查的X射线发光星系团进行的宽视场CFH 12 k相机。该方法将CFH 12 k的完全简化图像转换为星系团质量约束，分两步完成：（1）确定暗（透镜）星系的“真实”形状，包括：目标探测策略，点扩散函数（PSF）确定，带误差的星系形状测量;（2）通过不同的透镜技术，利用一维和/或二维质量估计，将暗星系目录转换为有用的质量约束。最后，我们比较了集群质量模型的集群成员的光分布上观察到我们的成像数据。为了说明该方法，我们将其应用到研究良好的集群Abell 1689（z=0.184）。在这个集群中，我们检测到的重力剪切信号的图像的边缘在3西格玛的意义。二维质量重建有一个~10 sigma的显着质量峰值集中在最亮的星系团星系。弱透镜约束可以通过具有$M_{200} = 14.1^{+6.3}_{-4.7}\times 10^{14} M_\sun$和$c = 3.5^{+0.5}_{-0.3}$的NFW质量分布（chi ^2 =0.33）或通过具有q=0.75 ± 0.07和θ_E = 14.6”± 0.3”（chi ^2 =0.64）的幂律（PL）分布来很好地拟合。结果表明，质光比随半径的变化几乎为常数，平均值为M/L_R = 150 h（M/L）_ \sun .我们将这些结果与文献中提出的Abell 1689的其他弱透镜分析进行了比较，并在剪切测量和最…
2005-02-10 astro-ph
Weak Gravitational Lensing by a Sample of X-Ray Luminous Clusters of Galaxies -- II. Comparison with Virial Masses
本文给出了从39个星系团中选取的5个中等红移（z~0.3）的X射线富光星系团的动力学速度色散和质量估计。速度色散是由威廉·赫歇尔望远镜的LDSS摄谱仪测量的9到20个红移确定的，维里半径是由夏威夷大学2.24米望远镜上的UH 8 K镶嵌CCD相机成像确定的。包括从文献中获得的速度色散的集群，我们有12个集群在我们的引力透镜样本的速度色散估计。对于这个样本，我们比较了动态速度色散估计与我们的估计速度色散的引力透镜拟合奇异等温球轮廓所观察到的切向弱透镜畸变作为半径的函数。在所有，但两个集群，我们发现一个很好的协议的基础上光谱和弱透镜的速度色散估计。
2002-08-01 astro-ph
The Birmingham-CfA cluster scaling project - III: entropy and similarity in galaxy systems
我们检查配置文件和标度特性的熵的星系际气体的样本中的66维里化系统，范围从单个椭圆星系的质量丰富的集群，我们已经解决了X射线温度分布。我们得到的一些属性似乎是不一致的任何模型提出来解释的破坏自相似的重子内容的集群。特别是，熵的配置文件，缩放到维里半径，在整个样品的形式是大致相似的，除了一个归一化因子，这不同于简单的自相似缩放与温度。低质量系统没有显示出预热模型预测的大的等熵核心，Finoguenov等人（2002）在大半径的集团中报告的高熵过剩得到了证实，并发现甚至扩展到中等丰富的集群。我们讨论了这些结果的星系团中的热气体的演化历史的影响，并建议预热可能会影响集群内气体的熵，主要是通过减少沿宇宙细丝吸积成集团和集群的材料的密度。
2003-04-02 astro-ph
Ultra-Luminous X-ray Source Populations in Normal Galaxies: a Preliminary Survey with Chandra
本文介绍了对13个正常星系中超亮X射线源（ULX）的Chandra巡天观测结果，其中我们将源探测与X射线通量测量相结合。22个ULX被检测到，即L_x > 1 x 10^{39} erg s^{-1}（L_10），39个其他来源被检测到，L_x > 5 x 10^{38} erg s^{-1}（L_5）。我们还使用径向强度分布从样品中去除扩展源。大多数源没有延伸，这对于典型的距离将发射区域大小限制为小于50 pc。检查了ULX性质指示剂的X射线色度图和光谱拟合结果。在较亮光源的情况下，光谱拟合通常需要双分量模型。只有在少数情况下，色图或光谱拟合才能提供黑洞性质的证据。我们没有发现与恒星质量相关的证据，但是在以前的研究中发现的60微米通量与恒星形成有很强的相关性。
2003-05-19 astro-ph
A Comparison of Metal Enrichment Histories in Rich Clusters and Individual Luminous Elliptical Galaxies
大质量椭圆星系周围的炽热的X射线气体晕是恒星质量损失和向高密度流入的结果，巨大的椭圆星系和它们相关的星系群形成了。这种气体中的金属丰度包含了有关早期恒星形成和过去超新星活动的重要信息。我们发现，基于Salpeter IMF的II型超新星，加上少量的额外的Ia型超新星，可以解释目前在大质量椭圆星系周围的气体晕中观察到的密度，温度和丰度分布。在明亮椭圆星系的中央明亮区域，大约一半的星际铁是由Ia型超新星产生的，另一半是由II型超新星富集的演化恒星损失的。然而，丰富的星团内的团内气体中的铁和硅丰度表明，每单位可见光的超新星数量比我们对大质量椭圆星系的要求要多，要么是Ia型，要么是II型。由于大质量椭圆星系和富星系团的富集历史是根本不同的，E和SO星系可能不是富星系团气体中金属富集的唯一来源。
1998-11-16 astro-ph
XMM-Newton study of the two-dimensional structure of the REFLEX-DXL galaxy clusters
我们进行了一个二维的温度，熵和压力分布的研究在一个几乎体积有限的子样本的REFLEX集团在红移0.3，REFLEX-DXL。我们使用XMM-Newton获得的观测结果，它覆盖了中心1-2 x r500。我们将熵和压力的子结构定义为样品平均轮廓的偏差。非参数局部加权回归表明，一个破碎的幂律近似的熵曲线与内部和外部的斜率分别为0.78和0.52，并在0.5r500的突破。压力分布的表征更复杂，需要三个幂律，在r<0.3r500时斜率为-0.64，r>0.5r500时斜率为-2.47，并且斜率为-1.50。在压力和熵图的子结构的分析揭示了稍微更大的波动，平均压力分布相比，熵。通常，压力波动在30%水平上，而熵波动在20%水平（r.m.s.）。将REFLEX-DXL试样的亚结构水平的累积分布与数值模拟结果进行了比较，并通过KS检验表明两者是一致的。子结构的起源的讨论提供了个别集群的基础上。
2005-07-19 astro-ph
