A Chandra Study of the Core of the Nearby Cluster Abell 576
我们目前的数据从钱德拉观测附近的星系团阿贝尔576。集群的核心显示出显着偏离动力学平衡。我们发现，这个核心气体最有可能是合并子集群的残余物，它已经被剥离了大部分气体，在主集群后面沉积了一股气体。未剥离的子星团遗迹的特征是温度、密度和金属性与周围的主星团不同，这表明它有着不同的起源。这种小合并的动能的持续耗散可能足以抵消合并事件生命周期内主星团中的大部分冷却。
2004-02-10 astro-ph
Chandra Observation of the Core of Abell 576
我们目前的数据从钱德拉观测附近的星系团阿贝尔576。集群的核心显示出显着偏离动力学平衡。我们发现，这个核心气体最有可能是合并子集群的残余物，它已经被剥离了大部分气体，在主集群后面沉积了一股气体。未剥离的子星团遗迹的特征是温度、密度和金属性与周围的主星团不同，这表明它有着不同的起源。这种小合并的动能的持续耗散可能足以抵消合并事件生命周期内主星团中的大部分冷却。
2003-10-09 astro-ph
Chandra observation of Abell 1689: New determination of mass distribution and comparison to lensing measurements
我们提出了一个新的估计的投影X射线质量的阿贝尔1689观察钱德拉，试图澄清是否存在的问题之间的差异，X射线和引力透镜质量估计声称在以前的调查的基础上{ \it爱因斯坦}，{ \it ROSAT}和{ \it ASCA}的观察。一个特别注意的是检查是否有一个偏移之间的X射线质心和中央占主导地位的cD星系，这可能是一个指标的存在的局部动力学活动的团内气体在中央核心，因此，解释之间的差异X射线和透镜质量估计，如果有的话。钱德拉所达到的前所未有的高空间分辨率使我们能够精确地定位Abell 1689的X射线质心，它似乎与中央的cD星系完全重合。这一事实，以及X射线表面亮度和温度分布的对称性和规律性，表明Abell 1689是一个完全弛豫的星系团。因此，我们采用流体静力平衡假设，以确定投影的质量分布的Abell 1689，并比较它与文献中不同的透镜技术所获得的结果。我们的分析证实了在$r\approx0.2$ Mpc的中心区域X射线和透镜质量估计之间存在$\sim2$因子的差异，尽管这两种方法在大半径上产生基本一致的结果。如果Chandra观测到的X射线中心与Abell 1689的cD星系之间的完美重合不是投影效应，那么X射线测量与透镜测量之间的中心质量差异可能对我们传统的对团簇中心区域团内气体动力学演化的理解构成挑战。
2002-04-30 astro-ph
Chandra ACIS-S Observations of Abell 4059: Signs of Dramatic Interaction Between a Radio Galaxy and a Galaxy Cluster
我们介绍了钱德拉观测的星系团A4059。我们发现了强有力的证据表明，位于A4059中心的FR-I射电星系PKS 2354-35正在团内介质中膨胀半径约为20 kpc的空洞，类似于英仙座A和长蛇座A的情况。我们还发现了集群内介质和PKS 2354-35之间的相互作用的证据，在小尺度上的集群的中心。提出的论点表明，在过去的10^8年里，这个射电星系的射电功率（可能是从FR-II状态）已经显着减弱。
2002-01-08 astro-ph
A Chandra View of the Multiple Merger In Abell 2744
本文介绍了对Abell 2744星系团的Chandra观测。该集群显示了正在进行的重大合并的强有力证据，我们认为这是造成无线电光环的原因。星系团的X射线辐射和温度图，结合星系的空间和红移分布，显示了合并的大致南北轴，沿着视线有一个显著的速度分量。合并以非常大的速度发生，M = 2 - 3。此外，在西北方向还有一个小的合并子团，与大合并无关，显示出弓形激波的证据。子集群的流体动力学分析表明，合并速度对应的马赫数~1.2，符合一个简单的降落模型。这个下落的子星系团也可能是射电晕中的电子被重新激发。它的小马赫数为射电晕形成的湍流再加速模型提供了支持。
2003-10-07 astro-ph
Chandra observations of Abell 2199
我们目前的结果从两个钱德拉观测的丰富，附近的星系团阿贝尔2199的分析。我们发现的证据（已校正投影效应）的径向梯度的温度和金属在X射线发射气体：温度从kT~4.2 keV在R=200 kpc的1.6 keV内R=5 kpc的中心。金属丰度从R=200 kpc时的~0.3太阳能上升到R=30 kpc时的~0.7太阳能，然后在中央5 kpc内下降到0.3太阳能。我们发现了与中心射电源3C 338相关的表面亮度分布结构的证据。没有证据表明气体在任何特定的位置有很大的温度分布，尽管在中心~15 kpc的冷却时间很短（<10** 9年）。加热和质量冷却速率计算各种假设的状态的气体。
2002-06-11 astro-ph
A Chandra observation of the disturbed cluster core of Abell 2204
我们目前的结果，从观察的发光星系团阿贝尔2204使用钱德拉X射线天文台。我们发现星团的核心具有复杂的形态结构，由一个表面亮度平坦的高密度核心（n_e~0.2 cm^-3）、一个环绕中心的高原、一个向东环绕的尾部特征和一个不寻常的射电源组成。温度图和分解剖面显示，在这些区域之外，温度急剧上升，直到大约100 kpc，温度下降，然后再次上升。绝对辐射图和剖面图显示，在温度下降的相同半径处，丰度相应增加。此外，还有两个冷锋，半径约为28和54.5 kpc。扰动的形态表明，集群核心可能已经经历了合并。然而，尽管有这种破坏，中心的平均辐射冷却时间很短（~ 2.3亿年），并且在大尺度上形态是规则的。
2004-06-03 astro-ph
Chandra Observations of Point Sources in Abell 2255
在我们寻找“隐藏的”活动星系核的过程中，我们给出了钱德拉对附近星系团Abell 2255的观测结果。八个星系团星系与点状X射线辐射有关，我们根据它们的X射线，射电和光学特性对这些星系进行分类。至少有三个与活动星系核（AGN）有关，没有核活动的光学特征，另外两个是潜在的AGN。在潜在的活动星系核中，有一个对应于具有星暴后光谱的星系。剩下的三个X射线探测到的星系团由两个星爆和一个带有发光热气体的椭圆星系组成。在这八个星系团中，有五个与明亮的（大质量）星系有关，其余三个位于光度低得多的系统中。我们注意到，使用X射线的光通量比的X射线源的分类往往是误导，并加强声称，基于光学数据的集群星系托管活动星系核的分数是显着低于基于X射线和无线电数据的分数。
2003-07-21 astro-ph
Chandra Observation of the Merging Cluster Abell 2034
我们提出了一个分析的钱德拉观察阿贝尔2034。该星团有多个正在进行合并的特征，包括冷锋和可能显着加热的星团内介质超过其平衡温度。我们没有发现以前确定的大冷却速率的集群的证据，事实上，它是大致等温的，虽然有许多小规模的不均匀性，半径约700千秒差距。冷锋似乎正处于被气体动力学不稳定性破坏的过程中，也许还被激波加热破坏。我们发现弱证据逆康普顿硬X射线发射的无线电遗迹怀疑与冷锋。最后，我们研究了星系团南部的发射，这是以前被认为是一个合并的子星系团。我们没有发现这个“子星团”与主阿贝尔2034星团相互作用的证据。另一方面，该区域的性质与红移为Abell 2034或更小的平衡星系团不一致，我们探讨了它是一个被破坏的合并子星系团的可能性，但发现它的光度明显低于这种情况下的预期。我们认为，星团南部的发射实际上可能是一个中等到高红移（0.3 < z < 1.25）的背景星团，在Abell 2034的投影中看到。
2003-04-16 astro-ph
Chandra Observation of the Radio Source / X-ray Gas Interaction in the Cooling Flow Cluster Abell 2052
我们提出了一个钱德拉观察阿贝尔2052，一个冷却流集群与中央cD主机复杂的无线电源3C 317。这些数据揭示了X射线发射中与射电瓣重合的“洞”。这些洞被明亮的X射线发射的“壳”所包围。这些数据与射电源位移和压缩一致，同时被X射线气体限制。X射线外壳的压缩似乎相对温和，最多是轻微的跨音速压缩。X射线气体（外壳和周围较冷的气体）中的压力大约比射电源的最小压力高一个数量级，这表明需要额外的压力源来支持无线电等离子体。X射线壳层的压缩加速了壳层的冷却，并且发现光发射线丝与壳层的最亮区域重合。
2001-07-12 astro-ph
A Chandra Observation of Abell 13: Investigating the Origin of the Radio Relic
我们目前的结果，从钱德拉X射线观测阿贝尔13，一个星系团，其中包含一个不寻常的非中心射电源，也被称为无线电遗迹。这是第一次对Abell 13的X射线观测，为X射线气体的性质提供了更灵敏的研究。来自Abell 13的X射线辐射延伸到X射线峰的西北部，并显示出指示最近合并事件的子结构。星系团的X射线辐射集中在Slee et al. 2001的明亮星系H上。我们没有发现在集群冷却流的证据。另外一个明亮的椭圆星系F与一个X射线辐射过剩的节点重合。这个发射结的性质类似于后发座星系团中大星系的增强发射。利用这些钱德拉数据，我们能够将热X射线气体的性质与VLA数据中射电遗迹的性质进行比较，以研究X射线气体与射电发射电子的相互作用。我们的研究结果表明，无线电遗迹与星团中较冷的气体有关。对于较冷的气体和射电源的重合，我们提出了两种解释。首先，气体可能是被星团核心的射电遗迹抬升起来的。或者，遗迹和冷气体可能在星系团合并事件中从中央星系转移。
2007-08-16 astro-ph
XMM-Newton and Chandra Observations of Abell 2626: Interacting Radio Jets and Cooling Core with Jet Precession?
我们提出了一个详细的分析的XMM牛顿和钱德拉观测阿贝尔2626的X射线和无线电的相互作用。在射电小晕（~70 kpc）区域内，存在可能由中央射电源和冷却核产生的子结构。我们发现，有没有明显的相关性之间的无线电酒吧和X射线图像。Abell 2626的形态比在其他冷核心星团中看到的标准X射线射电泡更复杂。因此，Abell 2626对冷却流-射电源相互作用的模型提出了挑战。我们确定了两个软X射线（0.3- 2keV）峰与两个中央cD核，其中之一有一个相关的硬X射线（2- 10 keV）点源。我们认为，这两个对称的射电棒可以用两个旋进喷流从活动星系核中喷出来解释。在中心区域之外，我们发现两个扩展的X射线源的西南和东北的集群中心，这显然是与合并子集群。主Abell 2626星系团和这两个子星系团沿着英仙座-飞马座超星系团的方向延伸，我们认为Abell 2626优先从这个大尺度结构细丝中吸积子星系团和群。我们还发现了一个与星系团S 0星系IC 5337相关的扩展X射线源;这个源的形态表明它是从西边坠落的，而不是像以前建议的那样与西南子星系团相关。
2008-03-12 astro-ph
Wide-Field Chandra X-Ray Observations of AGN in Abell 85 & Abell 754
为了更好地理解导致活动星系核活动的机制或机制，我们测量了附近星系团的新样本中的活动星系核的X射线分数，并研究了它如何随星系性质、投影的星系团中心半径和星系团速度色散而变化。本文介绍了新的宽视场钱德拉X射线天文台对Abell 85、Abell 754和背景星系团Abell 89 B的维里半径观测。在与这些星系团中的星系有关的17个X射线源中，我们将7个归类为L_{X,B} > 10^{41} erg/s的X射线活动星系核。其中只有两个可以根据它们的光谱被归类为活动星系核。我们将这些观测结果与档案数据结合起来，从6个z < 0.08的星系团中创建了一个X射线活动星系核样本，发现3.4+1.1/-0.8%的M_R为< -20 galaxies host X-ray AGN with L_{X,B} >10^{41} erg/s。我们发现，更多的X射线活动星系核被检测到更明亮的星系，并归因于更大的球状体在更明亮的星系和增加的灵敏度较低的爱丁顿率吸积从黑洞在这些球状体。在给定的X射线光度极限下，质量更大的黑洞吸积效率更低，但仍然可以被探测到。如果星系间的相互作用是活动星系核活动的主要驱动力，那么在低速弥散星系团和星系团的外围，活动星系核的比例应该更高。然而，最大质量和早期类型的星系倾向于位于最富有的星系团的中心，这可能会冲淡这种趋势。虽然我们没有发现活动星系核分数随投射的星团中心半径的…
2008-04-23 astro-ph
Chandra Observation of the Interaction of the Radio Source and Cooling Core in Abell 2063
我们提出的钱德拉观测的冷却核心集群阿贝尔2063的结果。光谱分析表明，有冷气体（2千电子伏）与集群核心，这是一个以上的因素比外部集群气体（4.1千电子伏）冷2。也有光谱证据表明存在弱冷却流，Mdot ~ 20 Msun/yr。该星系团的中心有一个复杂的结构，包括几个明亮的发射节，在星系团中心以北的发射区有一个凹陷，周围有一个发射壳层。X射线发射的凹陷与星系团中心星系的射电源东北射电波瓣的位置相一致。这个区域周围的壳层似乎更热，这可能是由射电源驱动到气体中的冲击的结果。射电源的功率输出似乎足以抵消冷却流，并且通过冲击加热气体是如何建立能量传递的一个可能的解释。
2006-09-01 astro-ph
Chandra Observations of Abell 85: Merger of the South Subcluster
我们提出了一个高度不对称的集群合并从钱德拉观察阿贝尔85的分析。合并显示了冲压压力效应对质量较小的子星系团的显着破坏。然而，一个冷的核心，符合cD星系，观察到坚持在子集群。我们从冷核通过主星系团ICM的运动中获得动力学信息。对核心速度的多次推导表明，马赫数为M ~ 1.4或v ~ 2150 km/s，尽管存在很大的不确定性。基于这一动力学分析，我们构建了一个一致的合并运动学模型。正如已经发现的其他这样的“冷锋”，传导似乎是抑制整个战线。热传导可以被磁场抑制，该磁场具有垂直于子集群运动方向的重要分量。本文还讨论了合并相互作用在产生和形成观测射电源中的作用。看来最有可能的射电源是来自子星系团cD的扭曲和分离的叶，而不是一个无线电晕。
2002-07-11 astro-ph
Chandra Observation of Abell 2065: An Unequal Mass Merger?
本文分析了用ACIS-I探测器对合并星系团Abell 2065进行的41 ksChandra观测。ROSAT和ASCA先前的观测为正在进行的合并提供了证据，但也表明有两个幸存的冷却核心，它们与星系团中心的两个cD星系有关。钱德拉的观测只揭示了一个X射线表面亮度峰值，这与更明亮的南部cD星系有关。与该峰相关的气体是冷的，并从cD的位置略微移位。这些数据表明，这种凉爽的物质已经形成了冷锋。另一方面，在更高空间分辨率的钱德拉图像中，北面的第二个特征与北部的cD无关;相反，它似乎是主cD后面的气体痕迹。我们认为，只有一个两个冷却核心已经幸存的合并，虽然它是可能的，北部的cD可能没有拥有一个冷的核心之前，合并。我们使用冷核的存活来约束合并的运动学，我们发现合并相对速度的上限为~< 1900 km/s。在距南cD约140 kpc处发现一个表面亮度不连续性;这个特征的马赫数为${\cal M} = 1.66^{+0.24}_{-0.32}$，尽管它的性质（激波或冷锋）从数据中还不清楚。我们认为，阿贝尔2065是一个不平等的大规模合并的例子。质量更大的南部星系团将一个冲击带入了正在下沉的北部星系团的ICM，这破坏了后者的冷核心，如果它本来就存在的话。我们估计地核穿越发生在几百万年前，可能是第一次。
2006-02-08 astro-ph
Deep inside the core of Abell 1795: the Chandra view
我们提出的X射线空间和光谱分析的钱德拉数据从中央400千秒差距（H 0 = 50公里/秒/百万秒差距）的星系团Abell 1795。等离子体温度向外升高3倍，而铁丰度降低4倍。氧、氖、硫、硅和铁的空间分布表明，Ia型超新星主导了150 kpc以内的团簇等离子体的金属富集过程。通过对9个径向分格的气体密度和温度的解析，我们恢复了引力质量密度分布，并表明它在100 kpc以内为rho_DM \propto r^{-0.6}，在>3 sigma水平上，其幂律指数小于-1。观测到的中央星系的运动和亮度分布中沿南北方向的过剩和赤字的存在表明，中央星系团区域是不松弛的。在没有任何非重力加热源的情况下，来自内部~200 kpc的数据表明存在冷却流，其综合质量沉积速率约为100 Msun/yr。在同一星系团区域，观测到的74兆太阳/年的速率与最近XMM反射光栅光谱仪150兆太阳/年的极限是一致的。
2001-11-30 astro-ph
Chandra Observation of Abell 2142: Survival of Dense Subcluster Cores in a Merger
我们使用钱德拉的数据来映射合并星系团A2142中心区域的气体温度。集群是显着的非等温，它似乎是中央冷却流已被扰乱，但没有被破坏的合并。X射线图像显示出两个尖锐的弓形激波状表面亮度边缘或气体密度不连续性。然而，横跨这些边缘的温度和压力分布表明，这些不是激波锋面。压力在这些边缘上是合理连续的，而熵的跳跃与激波中的相反（即边缘的密度较低的一侧具有较低的温度，因此具有较低的熵）。最有可能的是，这些边缘描绘了致密的子星系团核心，这些核心在合并和周围冲击加热气体的冲压压力剥离中幸存下来。
2000-01-14 astro-ph
Chandra and XMM-Newton Observations of the Double Cluster Abell 1758
Abell 1758被Abell归类为一个单一的富星系团，但ROSAT的观测显示，这个系统由两个不同的星系团（A1758 N和A1758 S）组成，它们之间的距离约为$8\arcmin$（在星系团的静止坐标系中，投影距离为2 Mpc）。这两个星系团只有少数星系的红移被公布，但钱德拉和XMM-牛顿光谱中Fe线的红移表明，A1758 N和A1758 S的退行速度在2,100 km/s $^{-1}$以内。因此，这两个星系团很可能形成一个引力束缚系统，但我们对X射线数据的成像和光谱分析并没有揭示出两个星系团之间相互作用的任何迹象。钱德拉和XMM-Newton的观测结果表明，A1758 N和A1758 S都在经历重大的合并。A1758 N是在两个7千电子伏的集群之间的大碰撞参量合并的后期阶段。这两个残余核心预计分离800 kpc。根据两个核心之前测得的压力跃变，它们以小于1，600 km/s $^{-1}$的速度彼此后退。这两个核心被更热的气体（$\mathrm{kT}=9$ -12 keV）所包围，这些气体可能是在合并的早期阶段被冲击加热的。两个残留核心中的气体熵与在动态松弛星系团中观察到的中心熵相当，这表明合并引起的激波在试图穿透两个合并系统的高压核心时停滞。每个核心都有低熵气体的尾流，这表明这些气体在没有受到强烈冲击的情况下被冲压剥离。（带有更高分辨率图像的论文副本可在http：//…
2004-04-30 astro-ph
Chandra Observations of Abell 2029: No Cooling Flow and a Steep Abundance Gradient
利用Chandra ACIS-S仪器获得了Abell 2029星系团的高空间分辨率温度和丰度剖面。我们的观察结果表明，光谱是很好的拟合由单相气体在每个环。虽然星系团内介质的温度从3弧分（260千秒差距）时的~9 keV下降到星系团中心5弧秒（5千秒差距）时的3 keV，但没有证据表明在低于3 keV的温度下有气体发射。增加冷却流组件并没有改善配合，尽管先前声称有大量的冷却流。也没有超过银河系N_H值的过量吸收的证据。我们还观察到一个陡峭的Fe丰度梯度，这样Z_Fe >= 2 Z_太阳（假设陨石太阳Fe丰度）在核心，从富Fe的Ia型超新星在cD星系的显着富集一致。Fe丰度在3弧分（260千秒差距）时降至~0.5 Z太阳能，与以前的BeppoSAX测量结果吻合得很好。高分辨率图像既没有显示出强的中心点源，也没有显示出任何与冷却流或合并有关的对流结构。强烈的合并签名的情况下反对创建的广角尾射电源形态的合并事件。（为astro-ph修改）。
2002-05-22 astro-ph
Nonthermal hard X-ray excess in the cluster Abell 2256 from two epoch observations
在确认存在非热硬X射线过剩相对于后发座星系团的热发射从两个独立的观测，获得使用Phoswich探测系统板载BeppoSAX，我们目前在这封信中也为Abell 2256的两个观测结果进行了约2.5年的时间间隔。在这两个光谱中，非热过剩分别以~3.3sigma和~3.7sigma的置信水平存在。通过将两个光谱相加获得的组合光谱允许在20-80 keV能量范围内测量~ 4.8 sigma水平的过量。非热X射线通量与第一次观测（Fusco-Femiano et al. 2000）公布的值和Rossi X射线定时探测器观测（Rephaeli & Gruber 2003）测量的值一致。
2005-04-06 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
Chandra Observation of the Central Region of the Cooling Flow Cluster Abell 262: A Radio Source that is a Shadow of its Former Self?
我们提出了一个钱德拉观测的冷却流集群阿贝尔262。光谱拟合表明，在A262的簇内介质（ICM）冷却的三个因素，从2.7千电子伏到0.9千电子伏的集群中心。测得的质量沉积速率为Mdot = 19 + 6/-5 Msun/yr。复杂的结构被发现在非常内部的区域的集群，包括节点的发射和一个明显的赤字的发射集群中心的东部。明亮的X射线结构位于与光学线发射相同的区域，表明在这些区域中已经发生了冷却到低温。的X射线赤字是空间上一致的东部射电瓣与活动星系核主办的中央cD星系。X射线洞周围的区域是冷的，没有证据表明它受到了强烈的冲击。这加入了其他冷却流集群的行列，钱德拉探测到中央射电源吹出的气泡。这个源与其他已知的情况不同，因为射电源的亮度要低几个数量级，并且产生了一个小得多的气泡。将射电源的能量输出与冷却气体的光度进行比较，显示从射电源转移到ICM的能量不足以抵消冷却流，除非射电源目前正在经历比平均爆发更弱的爆发，并且在过去更强大。
2004-05-21 astro-ph
Inhomogeneity in the Hot Intracluster Medium of Abell 1060 Observed with Chandra
对非冷却流团A1060的Chandra观测证实，从半径约230 kpc到中心5 kpc区域（H_0= 75 km/s/Mpc），团内热介质具有相当均匀的温度和金属丰度分布。径向温度分布在距中心30-40 kpc处有一个宽峰，比外围高20%左右。在假定温度和丰度空间分布均匀的情况下，通过迭代修正β模型，得到了中心气体密度为8.2^{+1.8}_{-1.0} x 10^{-3} cm^{-3}。根据密度分布图估计了引力质量的分布，并指出在50千秒差距半径内有一个质量集中的中心。这些数据还显示了几个高丰度区域。靠近中央星系NGC 3311的最显著的斑点半径约为9千秒差距，这表明其金属丰度约为1.5太阳能。我们认为这个斑点可能是由NGC 3311剥离的气体产生的。
2004-09-30 astro-ph
Chandra Analysis of Abell 496 - No Chemical Gradients Across Cold Fronts
我们提出的星系团阿贝尔496的空间分辨光谱分析的结果与S3芯片上的钱德拉卫星。我们确认存在一个中心的正温度梯度与冷却流一致，但最低气体温度为~0.5-0.9千电子伏。该集群还表现出尖锐的边缘，气体密度和温度是一致的“冷锋”的子结构。铁丰度分布相对于星团中心不是径向对称的。在最显著的冷锋（偏北）方向，铁丰度大致平坦，接近太阳值。在与中心相反的方向（向南），铁丰度分布显示出“偏离中心”的峰值。各种丰度比表明，在集群的中心区域的重元素占主导地位的超新星Ia喷出物。然而，对于半径大于100千秒差距，丰度比的变化方式，不同的丰度比提供非常不同的估计比例的超新星Ia/II喷出物。尽管如此，观测到的丰度和丰度比是连续的冷锋，这表明冷锋不太可能是一个子集群合并的结果。相反，我们建议在A496冷锋是由“晃动”的中心冷却流气体，诱导的运动的cD的集群中心。
2002-12-13 astro-ph
A Chandra Study of the Effects of a Major Merger on the Structure of Abell 2319
我们提出了一个分析钱德拉观测的大规模，附近的星系团阿贝尔2319。一个尖锐的表面亮度不连续性-由以前的，较低的角分辨率X射线成像建议-在ACIS图像中清晰可见。这个大约300 kpc的特征表明，一个主要的合并正在发生，垂直于视线的速度分量很大。星系团的平均温度为11.8+/-0.6kev，略高于以前的温度测量值。A2319的钱德拉温度图揭示了类似于基于集群合并的流体动力学模拟预期的子结构。合并特征显示了表面亮度不连续性上的压力变化，其系数<=2.5。锋面密度较高的一侧温度较低，这表明冷锋的存在与许多其他合并星系团相似。锋面的速度大约是音速。我们比较的ICM和星系在A2319的大样本的集群作为衡量的主要合并的影响的一种方式相同的属性的散装性能。有趣的是，通过比较A2319与ROSAT PSPC研究的44个星系团的样本，我们发现X射线光度，等照度线大小和ICM质量与其温度的预期值一致;此外，K-波段星系光与来自2 MASS研究的约100个星系团的样本的光-温度标度关系一致。总之，这些结果表明，A2319的合并并没有有效地改变集群的整体性质，或者这些数量中存在大但相关的位移。
2003-11-17 astro-ph
Far-Infrared Emission from Intracluster Dust in Abell Clusters
利用国际空间站上的ISOPHOT仪器对六个Abell星系团的远红外扩展辐射进行了观测。I_（120 μ m）/ I_（180 μ m）面亮度比在黄道光的影响下，向Abell 1656（Coma）方向有一个凸起，向Abell 262和Abell 2670方向有一个凹陷，而向Abell 400、Abell 496和Abell 4038方向没有清晰的结构。在减去黄道光之后，朝向Abell 1656的隆起仍然存在，而朝向Abell 262和Abell 2670的凹陷不再是可叠加的。这表明在Abell 1656星系外有局部过量的发射物质，而Abell 262和Abell 2670的行为可以与位于这些星系团视线上的星系卷云结构相协调。对阿贝尔1656（后发座）的过量被解释为热辐射来自分布在热X射线发射的星团内介质中的星团内尘埃。在五个星团中没有发现任何星团内尘埃的特征，并且在阿贝尔1656中推断出相当低的尘埃质量，这表明在冷却流星团中看到的过量X射线吸收可能不是由星团内尘埃造成的。因此，这些观测结果代表了在探测假定的冷却流物质的最后阶段方面的又一次不成功的尝试，这与先前在其他波长区域的相当多的研究一致。最后，观测到的高红移超新星变暗不太可能归因于星团内或甚至是假定的星团间介质中的尘埃造成的灭绝。
2001-12-04 astro-ph
A Chandra X-ray Observation of Abell 1991: The Late Stages of Infall?
本文给出了对z=0.059星系团A1991的38 ksChandra X射线观测结果。星团有一个明亮的X射线核心和一个中心温度梯度，从130千秒差距的2.7千电子伏下降到星团中心的大约1.6千电子伏。气体在10 kpc内的辐射冷却时间约为0.5 Gyr，在20 kpc半径处上升到1 Gyr。后一个半径内气体的冷却速率小于25太阳质量/年。钱德拉ACIS-S3图像显示，相对于中央星系，团内介质具有不对称的表面亮度分布。明亮的软X射线发射结嵌入在彗星状结构中，位于cD星系光学中心以北约10角秒处。与其他冷却流团的结构不同，这些结与射电源没有明显的联系。该结构的温度为0.83 keV，比周围环境低近1 keV，质量为3.4E+09太阳质量。基于它的弓形外观和相对于周围环境的适度超压，我们将该结构解释为一个冷的质量集中，当它向北穿过星团中心时，它正在分裂。
2004-05-17 astro-ph
Observations of Abell 4059 with Chandra, HST and VLA: unraveling a complex cluster/radio-galaxy interaction
本文对星系团Abell 4059及其中央射电星系PKS 2354 -35的Chandra数据进行了详细的再分析。我们还提出了新的1.4GHz和4.7GHz的CnB阵列无线电数据从甚大阵列（VLA），以及一个简短的档案WFPC 2图像从哈勃太空望远镜。Huang和Sarazin（1998）根据ROSAT高分辨率成像仪的短期观测提出了该射电星系与团内介质之间存在强相互作用的观点，并在我们对Chandra/ACIS-S数据的初步分析中得到了证实。特别是，X射线成像清楚地显示了ICM内的两个空腔，它们大致与射电星系轴对齐。然而，使用我们的新的无线电地图，我们没有找到一个详细的对应关系之间的1弧分规模的无线电波瓣和ICM腔。这表明这些空洞是PKS 2354-35先前爆发的强大活动的“幽灵”。我们还研究了X射线辐射的中心不对称脊（或酒吧）的性质，在这些以前的分析中已经注意到的集群中心西南延伸30千秒差距。我们发现，海脊的密度和温度都比周围环境高，但可能与周围环境的压力保持平衡。这种结构的热演化似乎是由辐射冷却，可能增强了无线电星系ICM相互作用。我们讨论了几种可能的模式，形成这个西南脊，并发现他们都不是完全令人满意的。
2004-02-05 astro-ph
Chandra Observations of the Disruption of the Cool Core in Abell 133
我们提出的分析的钱德拉观测的星系团阿贝尔133，它有一个冷却流的核心，一个中央射电源，和一个弥漫的，间接的射电源已被归类为无线电遗迹。X射线图像显示核心具有复杂的结构。最突出的特征是从中央cD星系向西北方向延伸的发射“舌头”，部分与射电遗迹重叠。一种可能性是，这个舌头是由开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性通过cD星系周围的冷气体和热的团内介质之间的相互作用产生的。我们估计的临界速度和时间尺度的KH不稳定性是有效的cD星系周围的冷核。我们发现，如果相对速度大于~400 km·s^-1，KH不稳定性会破坏冷核。我们比较的结果与集群中的尖锐，未中断的冷锋已被观察到，在这些集群中，低温气体在其中心区域有一个更有规律的分布。与Abell 133相反，这些星系团的核心被KH不稳定性破坏的时间尺度更长，当它们被归一化到cD星系运动的时间尺度时。因此，其他核心不太容易受到KH不稳定性的影响。舌头的另一个可能的起源是，它是被非热等离子体浮力气泡抬升的气体，我们认为这是观测到的射电遗迹。根据气泡的位置和对残余源年龄的射电估计，我们估计气泡的速度约为700 km s^-1。气泡的结构和这种速度与这种浮力气泡的数值模型是一致的。（节略）
2002-04-10 astro-ph
Chandra Temperature Map of Abell 754 and Constraints on Thermal Conduction
我们使用钱德拉的数据来获得附近的，热的，合并的星系团A754详细的气体温度图。结合X射线和光学图像，这张地图揭示了一个比以前想象的更复杂的合并几何形状，可能涉及两个以上的子星系团或独立于其前宿主子星系团的冷气体云。在集群的中心区域，我们检测到的气体温度的空间变化的所有线性尺度，从100千秒差距（地图分辨率）和以上，这可能仍然从合并激波通道。这些变化被用来推导出一个上限的有效热导率在100千秒差距的规模，这是至少一个数量级低于斯皮策值。这一限制与大部分的团内气体，相比，以前报道的估计冷锋（这是相当奇特的网站）。如果缠结磁场中的电导率处于最近预测的较高值（即，约为斯皮策值的1/5），例如，如果簇内气体由磁隔离畴组成，则可以实现观察到的抑制。
2003-02-10 astro-ph
EUV Emission in Abell 1795, Abell 2199, and the Coma Cluster
我们报告了Abell 1795星系团的新EUV数据。这些数据是从一个探测器缺陷中提取的，该缺陷可能会影响该集群的早期结果。我们的新观察结果证实了原始数据集的有效性。然而，我们发现我们的结果强烈影响的变化的望远镜灵敏度的视野和从X射线等离子体的EUV发射的减法的细节。我们使用我们的新数据和Abell 1795，Abell 2199和后发座星系团的档案数据调查这些影响。当我们使用适当的校正因子时，我们发现在Abell 1795或Abell 2199中没有任何多余的EUV发射的证据。然而，我们确实使用我们的新分析程序在后发座星系团中发现了过量的EUV发射，证实了至少在这个星系团中，一些尚未确定的过程是有效的。
1999-11-02 astro-ph
A deep Chandra observation of Abell 4059: a new face to radio-mode AGN feedback?
本文报道了对冷却核团簇Abell 4059（A4059）的深Chandra观测。先前的研究在A4059的中心区域发现了两个X射线空洞，以及在星团中心西南20 kpc处的X射线发射脊。这些特征显然与位于cD星系的射电星系PKS 2354 -35有关。我们的新数据证实了这些先前的发现，并加强了先前的建议，即西南脊比周围的ICM大气更冷，密度更大，但压力近似平衡。此外，我们还发现了一个弱的冲击，环绕在北部和东部的空腔结构的证据。我们的数据使我们能够映射的二维分布的金属在ICM的A4059的第一次。我们发现，西南脊具有异常高的（超太阳）金属。不寻常的形态，温度结构和金属分布都指向显着的不对称性在ICM大气开始之前的射电星系活动。出于非常高的金属性的SW脊，我们假设ICM的不对称性是由非常快速剥离的金属富集气体从星暴星系，暴跌通过核心的A4059。此外，我们认为，在cD星系的强大的射电星系活动的发病可能已经启动了这个星爆/剥离事件，无论是通过潮汐冲击的冷气体原生的cD星系，或吸积的冷气体已被剥离的星爆星系。
2008-02-04 astro-ph
Chandra Observations of the Central Region of Abell 3112
我们提出的结果{\it钱德拉}观察的中心区域的阿贝尔3112。这个星团的中心有一个强大的射电源，被认为有一个强大的冷却流。X射线图像显示，团内介质（ICM）在大尺度上分布平滑，但在中心附近与简单的同心椭圆等照度线模型有明显的偏差。过量发射区似乎围绕着两个叶状的无线电发射区。这种结构可能表明热X射线气体和射电瓣正在相互作用。从环隙的X射线光谱分析，我们发现了明确的证据，温度下降和丰度增加的中心。中心区域的X射线光谱与单温度热等离子体模型一致。来自具有气体冷却的多相冷却流部件的X射线发射对局部非常低的温度的贡献被限制为小于总发射的10%。然而，整个集群的光谱表明，ICM作为一个整体显着冷却，但只有在有限的温度范围内（$\geq 2$ keV）。在冷却半径内，基于斯皮策电导率的传导时间尺度比冷却时间尺度短。我们在星团中心探测到一个X射线点源，它与中央cD星系的光学核和相关射电源的核心重合。中心点源的X射线谱可以用1.3keV的热等离子体和光子指数为1.9的幂律分量拟合。热成分可能是等离子体与cD星系。我们把幂律分量归因于中央活动星系核。
2003-06-09 astro-ph
Chandra Observations of Galaxy Cluster Abell 2218
本文介绍了1999年10月19日利用钱德拉X射线天文台上的先进CCD成像光谱仪对星系团A2218进行的两次观测（总曝光量~17 ks）的结果。在H_0=65 km/s/Mpc的LambdaCDM宇宙学中，利用修正了星系吸收的Raymond-Smith单温等离子体模型，我们得到了星系团的平均温度kT = 6.9 ± 0.5 keV，金属丰度0.20 ± 0.13（误差为90%CL），在2-10 keV能带的静止坐标系光度为6.2 × 10 ^{44} erg/s。星团中心4 '.2范围内的亮度分布可以用一个简单的球形β模型很好地拟合，其核心半径为66”.4，β = 0.705。高分辨率的Chandra数据显示，该星系团内部2'星系的x射线亮度质心与主星系的距离约为22”，并且沿星系团质量伸长的方向存在着方位角不对称的温度变化。X射线和弱透镜质量的估计值在星团的外部（r > 200 h ^{-1}）非常一致;然而，在核心，观测到的温度分布不能与任何模型中的X射线和强透镜质量的估计值相一致，其中星团内气体处于热流体静力平衡。我们的X射线数据与A2218最近的合并活动在核心和子结构中产生了显著的非热压力的情况一致;这些现象中的每一个都可能导致透镜效应和X射线核心质量估计之间的差异。
2001-09-17 astro-ph
Chandra Observation of the Cluster Environment of a WAT Radio Source in Abell 1446
广角尾射电源通常出现在星系团的中心，在那里，团内介质（ICM）的冲压压力可能会将叶弯曲成它们特有的C形。我们研究低红移（z=0.1035）集群阿贝尔1446，主机的WAT射电源1159+583。该集群表现出可能的证据，小规模的集群子集群合并的原因WAT射电源形态。这些证据包括沿着平分WAT的线存在的温度和压力子结构，以及可能的剥离星际物质的尾流或宿主星系东南部被破坏的冷核心。北边的暗条可能代表冷的、下落的气体，这有助于WAT弯曲，而光谱测定的成员星系的红移可能表明沿着视线发生的合并的某些成分。高流速和低波瓣密度的WAT模型被检验作为1159+583弯曲的另一种情况。有人认为，这样的模型将允许由于星系通过ICM的缓慢运动而产生的冲压压力来塑造WAT源。的温度分布表明，集群是等温的（kT= 4.0千电子伏）在一系列的环达到半径为400千秒差距。没有证据表明存在持续的冷却流。温度，丰度，压力，密度和质量分布，以及二维温度和压力的地图。
2007-11-27 astro-ph
An Analysis of BeppoSAX LECS Observations of EUV Emission in Clusters of Galaxies
Kaastra等人（1999年）使用BeppoSAX LECS仪器寻找Abell 2199中过量的EUV辐射。他们声称，获得的结果证实了该星团中过量EUV发射的独立报告（Lieu等人，1999）。使用一个飞行派生的程序，更适合于扩展源的分析，并避免与地面校准的整体探测器灵敏度配置文件的不确定性，我们发现没有多余的EUV发射在阿贝尔2199。我们也使用这些程序来搜索在阿贝尔1795的EUV过量，但没有发现过量。
2001-12-14 astro-ph
Chandra X-Ray Spectral Analysis of Cooling Flow Clusters, 2A 0335+096 and Abell 2199
本文报道了一个典型的冷却流星系团2A 0335+096的Chandra X射线数据的空间分辨分析结果，并与A 2199作了比较。与最近在其它星系团的核中所发现的一样，2A 0335+096中心附近的温度为1.3- 1.5keV，比由冷却流图象所推断的温度高。此外，在2A 0335+096中，吸收柱密度相对于半径几乎是恒定的;在200- 250 kpc范围内没有过量吸收的证据。这表明不存在显著量的已经冷却的冷材料。这些特性与A2199相似。由于中心部分的冷却时间比星系团的年龄要短得多，因此预计两个星系团的中心部分都存在加热机制，从而削弱了辐射冷却的效果。2A 0335+096和A 2199都有与它们的cD星系相关的射电喷流。我们讨论的可能性加热过程所造成的无线电喷流考虑的热传导和声速连同观测到的扰动ICM温度和密度。我们的结论是，所观察到的射电喷流可以产生局部加热和/或冷却，但不足以减少整体辐射冷却。这意味着，在$>10^9$多年前，更猛烈的喷流（其排放现在已经衰减）加热了冷却气体。
2003-08-19 astro-ph
A Point Source Excess in Abell 1185: Intergalactic Globular Clusters?
利用WFPC 2和哈勃空间望远镜的深度成像，已经被用来寻找属于Abell 1185的星系际球状星团（GC）的种群，Abell 1185是一个丰度I的星团，cz = 9800 km/s。值得注意的是，它不包含明亮的星系，但集中在星团的X射线表面亮度分布的峰值上。我们在这个场中共探测到99个点源，其极限星等为I_F814W ~ 26。对作为我们控制场的哈勃北深空进行同样的分析，发现在同一星等范围内共有12个天体。我们讨论了这种差异的可能解释，并得出结论，点源过剩可能是由于在A1185的GC的存在。这些GC的数量和空间分布与它们的星系际性质是一致的，尽管我们不能排除一些GC可能与邻近的明亮星系有关的可能性。使用Advanced Camera for Surveys进行更深入的成像可以解决这种模糊性。
2003-01-08 astro-ph
Low-energy X-ray emission from the Abell 2199 cluster of galaxies
在最近的一封信中，Berghoefer和Bowyer重新讨论了Kaastra等人提出的星系团Abell 2199的BeppoSAX LECS数据的分析，特别是软X射线过量的检测。Berghoefer & Bowyer指出，他们的分析方法更适合，并且没有显示出软X射线过量的证据。在这里，我们发现有必要发表反驳，因为可以证明Berghoefer & Bowyer使用的方法过于简化，导致错误的结果。因此，他们关于我们的初始分析不正确的声明是无效的，并且仍然证实了在A 2199中检测到软X射线过量。
2002-06-14 astro-ph
Chandra Observation of the Cooling Flow Cluster Abell 2052
我们提出了一个分析的钱德拉X射线观测的阿贝尔2052，包括大规模的集群以及中央区域，其中包括明亮的射电源，3C 317的属性。我们目前的温度和丰度配置文件使用投影和解投影光谱分析。该星团显示了冷却流的特征，即在星团中心的β模型之上的过量表面亮度，以及进入星团中心的温度下降。重元素丰度最初向中心增加，但在30弧秒内下降。温度和丰度图显示，围绕射电源的X射线亮壳层是星团中最冷和最少丰度的区域。冷却流中的质量沉积速率为26 < Mdot < 42 Msun/yr。这个比率比之前X射线天文台发现的比率低三倍。基于恒星星族的分析，使用成像和光谱的波长跨越远紫外到近红外，我们发现一个恒星形成率为0.6 Msun/年内的3弧秒半径的核心星系团星系。总的和气体质量的集群配置文件也被确定。我们研究了由射电源形成的X射线孔中的其他压力源，并限制了任何热的、扩散的、热分量的温度，该热分量提供了孔中的大部分压力，使kT > 20 keV。我们计算了亮壳层区的磁场，找到了B ~ 11 \muG。活动星系核中心目前的光度为L_X = 7.9 x 10^41 erg/s，其光谱符合幂律模型，没有超过银河系值的过量吸收。在星团的生命周期中，几次射电爆发的能量输出可能足以抵消中心附近的冷却流。（节录）
2002-11-01 astro-ph
Chandra imaging of the X-ray core of Abell 1795
我们报告在星系团A1795的核心发现了一个40角秒长的X射线灯丝。这一特征与Cowie等人在20世纪80年代早期发现的Halpha+NII纤维相吻合，McNamara等人在20世纪90年代中期将其分解为至少2条U带纤维。X射线发射气体沿灯丝的（发射加权）温度为2.5-3 keV，如X射线色比所揭示的。给出了星系团核心的详细温度图。位于暗条头部的cD星系可能正在星系团核心中移动或振荡。灯丝中的X射线发射气体的辐射冷却时间约为3 × 10 ^8年，这与从其长度和速度获得的灯丝年龄相似。这表明暗条是由来自团内介质的气体冷却而产生的。灯丝，其中大部分是很好地从cD星系的身体和它的射电源分离，是潜在的非常重要的，在帮助理解的能量和电离源的光学星云冷却流中常见的。
2000-11-29 astro-ph
Response to the Document ``Origin of the Extended EUV Emission from the Abell 2199 and Abell 1795 Clusters of Galaxies'' by Lieu, Mittaz, Bonamente, Durret and Kaastra
Lieu、Mittaz、Bonamente、Durret和Kaastra提供了一份文件，声称反驳Bowyer、Berghoefer和Korpela在林堡研讨会（1999年4月）上提出的发现，即在某些星系团中检测到的过量EUV辐射是所采用的背景减除的人为产物。我们在此对他们的说法作出回应。
1999-06-16 astro-ph
The extreme ultraviolet excess emission in five clusters of galaxies revisited
最近，在X射线气体韧致辐射的尾部有过量的极紫外（EUV）辐射的证据，但在某些情况下仍然存在争议，主要是由于EUV数据的质量中等。为了提高极紫外波段的信噪比，我们分别对EUVE和ROSAT卫星在极紫外波段和X射线波段观测到的5个星系团进行了小波分析和图像重建。EUV和X射线重建图像的轮廓都在非常大的置信水平上不同，并且在所有五个集群（Abell 1795，Abell 2199，Abell 4059，Coma和Virgo）中检测到超过热韧致辐射尾部的EUV过量，直到大半径。这些结果，再加上最近的XMM-牛顿观测，表明EUV过量可能是非热起源。
2002-05-22 astro-ph
Abell 1201: The anatomy of a cold front cluster from combined optical and X-ray data
我们提出了一个结合X射线和光学分析的冷锋集群阿贝尔1201使用档案钱德拉，数据和多目标光谱与3.9米英澳和6.5米多镜望远镜。本文代表了一系列的第一个介绍了一个样本的冷锋集群的研究，从钱德拉，档案有关冷锋合并活动的目的，了解动态的合并及其对集群成分的影响。阿贝尔1201的钱德拉X射线图像揭示了两个明显的表面亮度不连续性，这被证明是冷锋，和残留的核心结构。温度图揭示了一个复杂的多相温度结构，热气体区域散布着冷气体的手指。我们的光学分析是基于321个已确认成员的样本，其平均红移为z=0.1673 +/- 0.0002，速度色散为778 +/- 36 km/s。我们寻找动力学子结构，并找到明确的证据，多个本地化的速度子结构一致的星系表面密度过密。最值得注意的是，我们发现的结构与残留的X射线核心一致。尽管动力学活动的明确证据，我们发现奇特的速度分布并不偏离高斯显着。我们应用两体动力学分析，以评估哪些子结构的约束，从而动态重要的集群合并的历史。我们建议，在阿贝尔1201冷锋是一个结果，其合并与一个较小的子单元，这引起了气体运动，引起了“晃荡”冷锋。Abell 1201示出了在试图确定簇的动态状态时组合多波长数据和多个子结构检测技术的价值。
2008-10-25 astro-ph
Discovery of the Central Excess Brightness in Hard X-rays in the Cluster of Galaxies Abell 1795
利用\ASCA的X射线数据，研究了cD星系团Abell 1795的团内介质（ICM）在$\sim 12'$径向距离（$\sim 1.3$ $h_{50}^{-1}$ kpc）范围内的光谱和空间性质. ICM的温度和丰度在空间上是相当恒定的，虽然冷排放分量在中心区域被重新确认。在软（0.7- 3 keV）和硬（3- 10 keV）能带之间，方位平均径向X射线表面亮度轮廓非常相似，由于在星团中心的$\sim5'$内有很强的数据过剩，两者都不能用单一的$β$模型拟合.相比之下，双$β$模型可以成功地再现软能带和硬能带中的整体亮度轮廓，以及用\ROSAT PSPC导出的整体亮度轮廓。在\ROSAT和\ASCA跨越的0.2- 10 keV能量范围内，中心过剩亮度的性质非常相似。因此，从该集群的核心区域的过量的X射线发射被确认为第一次在硬X射线超过3千电子伏。这表明引力势的形状比King型引力势的形状向星系团中心变深。用双$β$模型计算的总引力物质的径向分布显示，在星团中心$\sim 150 h^{-1}_{50}$千秒差距内，有一个多余的$\sim 3 \times 10^{13}~ M_{\odot}$质量。这表明了对应于cD星系和整个星系团的引力势的层次结构。
1998-06-20 astro-ph
Chandra Observations of Abell 2029: The Dark Matter Profile Down to <0.01 R_vir in an Unusually Relaxed Cluster
我们利用高分辨率的钱德拉观测研究了异常规则的cD星系团Abell 2029的核心质量分布。该系统特别适合于在流体静力平衡假设下分析其质量分布：它表现出不受干扰的X射线形态和单相ICM。我们估计了总质量以及气体和暗物质组分的贡献范围从<3 arcsec到~3 arcmin（<4.4-260 kpc，0.001-0.1 r_vir）。气体密度可以用双β模型或"尖点“β模型很好地拟合。温度数据正在增加，并且可以通过幂律近似，α_T = 0.27+/-0.01。将光滑函数拟合到密度和T，我们获得了质量分布，其通过NFW模型非常好地描述到0.002 r_vir，对于该模型，我们测量r_scale = 540+/-90 kpc（~0.2 r_vir）和c = 4.4 +/-0.9。质量分布也通过幂律拟合近似，α_m = 1.81+/-0.04（对应于对数密度斜率为-1.19+/-0.04）。密度分布太浅，无法用Moore等人的模型拟合。在<0.01 r_vir时与NFW的一致性与SIDM不一致，与LSB和矮星系自转曲线的结果相反。这表明，虽然CDM可以充分描述集群，它目前并没有适当的帐户小晕。用cD光，在r < 20 kpc时，我们观察到总M/L_V ~ 12，超过200 kpc时上升到> 100。与NFW晕模型的一致性和大的M/L表明该集群是DM主导的，低至<~ 0.005 r_vir。我们…
2002-12-06 astro-ph
A Soft X-ray Component in the Abell 754 Cluster
我们已经分析了钱德拉，BeppoSax和ROSAT观测阿贝尔754和报告的软，弥漫X射线成分的证据。发射在团簇中心达到峰值，并在距离X射线中心8'处被检测到。将热模型拟合到组合的BeppoSax和PSPC光谱显示PSPC中低于1 keV的过量发射和BeppoSax PDS中高于100 keV的过量发射。源26 W20在PDS的视野内。Silverman等人（1998）对26 W20测量的光谱参数加上幂律，成功地模拟了PDS中的硬组分。剩余的过量软发射可以通过低温，0.75 - 1.03千电子伏的组件，或通过幂律与陡峭的光谱指数，2.3来建模。添加第二热分量模型提供了比添加非热分量更好的数据拟合。钱德拉温度图没有显示在检测到冷分量的区域内的任何低于6.9 keV的区域。从嵌入组的发射进行了模拟，并与钱德拉温度图，显示组是一个合理的源~1 keV的排放进行了比较。冷组分在团簇中心有峰值，气体密度和温度相对较高，反对WHIM作为X射线发射源。椭圆星系的X射线辐射不足以提供总的冷分量光度7.0 × 10^43尔格·s^-1。冷分量的峰值位于低频射电晕之间，反对对发射的非热解释。我们的结论是，从嵌入式集团的排放是最有可能的起源的冷组件在阿贝尔754。
2003-06-17 astro-ph
X-ray Detection of the Proto Supermassive Binary Black Hole at the Centre of Abell 400
我们报告的第一个X射线探测到一个原超大质量的双黑洞在中心的阿贝尔400。利用钱德拉ACIS，我们能够清楚地解决两个活动星系核3C 75，著名的双射电源的中心Abell 400。通过对Abell 400的Chandra新观测以及4.5 GHz和330 MHz VLA射电数据的分析，我们将展示3C 75中活动星系核是一个束缚系统的新证据。方法.利用高质量的X射线数据，我们绘制了内部区域的温度、压力、密度和熵以及到~ 18 '的团簇轮廓特性。我们比较了X射线和无线电图像中的特征，以确定团内介质和扩展无线电发射之间的相互作用。钱德拉的图像显示了星系团气体沿着东北-西南轴的延伸，与3C 75喷流的初始弯曲对齐。此外，温度曲线显示没有冷却核心，与合并系统一致。在核心的南面有一个明显的激波，其马赫数马赫数约为1.4，速度约为1200 km/s^-1。两个活动星系核，至少在投影中，都位于激波区以北的低熵、高密度核心。我们发现，喷射的投影路径不遵循集群内介质表面亮度梯度预期，如果他们的路径是由于浮力。我们还发现，这两个中心活动星系核的扩展，并包括一个热分量。基于这一分析，我们得出结论，3C 75的活动星系核是一个绑定系统从以前的合并。它们包含在一个以1200 km/s^-1的速度穿过星系团内部介质的低熵核心中。急流的弯曲是由于当地的集群内的中等风。
2006-03-10 astro-ph
Celestial Origin of the Extended EUV Emission from the Abell 2199 and Abell 1795 Clusters of Galaxies
作者（S。Bowyer，T. Berghoeffer和E. Korpela，以下简称BBK）最近宣布，来自星团Abell 1795和Abell 2199的发光扩展EUV辐射，代表了一种新的和非常软的发射成分的大规模存在，是EUVE Deep Survey（DS）探测器图像中的错觉。具体来说，BBK发现，光子背景表面亮度的径向分布，为同心环中心的探测器位置，已被用来观察集群目标，显示了一个内在的“驼峰”的过度在小半径，类似于检测扩展集群EUV。因此，我们分析了背景数据，但没有发现明显的中央过剩的证据。然而，为了避免关于背景图案中可能的变化的争论，我们进行了一个严格的测试，该测试表明，一个集群的EUV轮廓相对于光子背景是不变的。该测试涉及在光子背景分别比以前高三倍和两倍时重新观察A2199和A1795，并使用探测器的不同部分。这两个星系团的径向轮廓，具有完全不同的形状，被准确地复制。通过这种方式，BBK场景被定量地排除在外，不可避免的结论是，检测到的信号是真正的天体。
1999-05-18 astro-ph
An excess of mid-IR luminous galaxies in Abell 1689?
本文介绍了用ISOCAM在6.7 \mic和15 \mic上对Abell 1689的红外观测结果，以及用ISOPHOT在200 \mic上对Abell 1689的红外观测结果。在6.7 \mic波段探测到的灵敏度极限为0.15 mJy以上的星系团星系，其发射主要由其恒星成分控制，显示出与整个星系团人口相似的光学颜色，并聚集在星系团的中心，遵循星系团早期类型的分布。在15 \mic波段，在0.3 mJy的灵敏度极限以上，光谱确认为星系团成员的星系是星系团颜色-星等关系的蓝色离群值，并且从星系团的中心到外部变得更亮。我们比较了A1689星系的6.7 \mic和15 \mic通量以及B-[6.75]和B-[15]色的累积分布，分别超过我们对6.7 \mic和15 \mic的90%完整性限制0.2和0.4 mJy，与两个邻近星系，室女座和后发座星系，而场星系与星系团的红移相同。虽然这三个星系团的B-[6.7]色分布是一致的，但我们发现位于Abell 1689的星系相对于后发座星系或室女座星系的B-[15]色分布有系统的过剩。这一结果证明了在光学中测量的Butcher-Oemler效应的中红外等效物的存在。A1689和场星系的15个\mic通量和B [15]色分布的比较没有显示出星系团和场星系中星暴星系的种群之间有很大的差异。
2000-07-28 astro-ph
Chandra observation of the multiple merger cluster Abell 521
本文对星系团A521（z=0.247）进行了Chandra分析。钱德拉观测的高分辨率使我们能够改进A521最初提出的合并方案，并揭示其X射线发射的新特征。A521具有强烈的子结构ICM密度和温度图。它的X射线扩散辐射沿着NW/SE方向（SX 2）延伸，并显示了两个主要组成部分，一个主星系团和一个北部星系群。后者又是亚结构的，显示了一团寒冷和非常密集的气体集中在BCG上，以及一个在SX 2方向对齐的北方尾巴。在BCG以南还观察到X射线等照度线的压缩。我们的结论是，北部集团是下降到主集群沿西北/东南方向。这一假设被ICM温度图中位于南部和北部区域之间的热棒的存在所证实，因为气体可能由于子星系团的碰撞而被压缩加热。热区域对应于一个过于密集的星系脊的东部，沿着它最初被认为是最近沿着视线发生的子星系团合并。关于热中心棒起源的另一种假设是，我们可以在投影中观察到由于这个较老的星团-星团碰撞而产生的激波阵面。在BCG的西侧和东北侧检测到可能与主集群相互作用的另外两个结构。我们还发现存在两个北部边缘的ICM密度。A521是一个多合并集群的壮观例子，它由几个子结构组成，在不同的时期向系统中心聚合。这个星团非常扰动的动力学状态也被我们在其东南区域发现的射电遗迹所证实。
2005-09-15 astro-ph
FUSE search for 10^5-10^6 K gas in the rich clusters of galaxies Abell 2029 and Abell 3112
最近钱德拉和XMM对丰富星系团的X射线观测表明，冷却到~1 keV以下的热气体的数量通常比以前的估计要少。然而，冷却流的真实水平，如果有的话，仍然需要通过对不同温度范围进行敏感的观测来澄清。作为FUSE观测报告的后续行动，在星系团Abell 2597中，在1032，1038埃处探测到了OVI双峰，这是星系团中存在~ 3 × 10^5 K气体的第一个直接证据，我们对两个富星系团进行了灵敏的光谱学研究，Abell 2029和Abell 3112（z~0.07）位于低HI柱之后。在这两个星系团中，我们都没有探测到OVI双重态，因此使用10^5-10^6 K气体作为示踪剂，冷却流率的限制相当严格，约为27 Msun yr-1（Abell 2029）和25 Msun yr-1（Abell 3112）。未探测到的结果支持了一种新的观点，即冷却流率比从早期X射线观测中推导出的要温和得多。
2004-04-05 astro-ph
Enlightening the structure and dynamics of Abell 1942
我们提出了一个动力学分析的星系团阿贝尔1942年的基础上获得的一组128个速度在欧洲南方天文台。个别星系的数据和确定的速度的准确性进行了讨论，以及一些属性的集群。我们还利用了公开的钱德拉X射线数据。得到了改进的平均红移值z = 0.22513 \pm 0.0008和速度色散σ = 908^{+147}-139} km/s。我们的分析表明，在半径为~1.5 h_{70} ^{-1} Mpc（~7弧分）的范围内，星系团是很松弛的，没有任何显著的特征，X射线辐射能很好地跟踪星系的分布。两个可能的光学子结构被认为是从西北和西南方向的中心约5弧分，但没有被速度场证实。然而，这些团块在运动学上与Abell 1942的主要结构相结合。钱德拉数据的X射线光谱分析得到温度kT = 5.5 \pm 0.5 keV和金属丰度Z = 0.33 \pm 0.15 Z_odot。用T_X-sigma标度关系计算的与该温度对应的速度色散与实测星系速度符合得很好。我们的光度红移分析表明，在星团南部观测到的弱透镜信号，以前被认为是一个“黑暗的团块”，是由背景源产生的，可能分布为一个附属结构。
2008-09-14 astro-ph
