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
Intracluster Globular Clusters
超巨型椭圆星系的球状星团数量变化很大，从人口非常多的系统，如UGC 9799，Abell 2052中的中心优势星系，到球状星团贫乏的星系，如Abell 2666中的NGC 5629。在这里，我们提出，这些变化强烈地指向人口的球状星团的存在，不绑定到个别星系，而是自由地移动整个星系团的核心。这样的团内球状星团可能起源于星系相互作用和合并的潮汐剥离碎片，或者它们可能在球状星团形成的某些场景中原位形成。
1995-08-29 astro-ph
EUV and X-ray observation of Abell 2199: a three-phase intracluster medium with a massive warm component
限制哈勃常数和宇宙重子含量的各种独立方法最终在一个共识范围内收敛，这表明在目前的时代，宇宙重子的大部分是以温暖的$\sim$ 10 $^6$ K气体的形式存在-这种温度制度使它们难以检测。从星系团中发现的极紫外和软X射线过量发射最初被解释为这种温暖成分大规模存在的第一个直接证据。我们目前的结果，从EUVE深调查（DS）观测丰富的集群阿贝尔2199在Lex/B（69 - 190 eV）过滤器通带。软过量径向趋势（SERT），由观察到的高于从热团内介质（ICM）预期水平的EUV发射百分比$η$相对于团半径$r$的曲线图显示，揭示了$η$是$r$的简单函数，其朝向$r = 0$单调减小;它在$r \sim$ 6弧分处平滑地变为负，在该半径的内部，EUV被具有$\geq$ 2.7 $\times$ 10 $^{19}$ cm $^{-2}$的视线柱密度的冷物质吸收。吸收面积比冷却流的面积大得多。这些事实共同提供了强有力的证据，证明冷气体团集中在中心，但在整个星团范围内分布，与具有相似空间特性的暖气体共存。此外，EUV和X射线数据的同时建模需要甚至在吸收区域内的暖分量。这一现象表明了一个三相ICM，估计温暖的阶段是$\sim$ 5-10倍以上的热质量。
2000-01-08 astro-ph
Metallicity Gradients in the Intracluster Gas of Abell 496
对Abell 496星系团内气体的空间分辨ASCA光谱的分析证实，在中心附近有轻微的金属丰度增强，这是White等人（1994）在Ginga LAC和Einstein SSS光谱的联合分析中发现的。对所有ASCA仪器（SIS + GIS）的光谱同时分析表明，铁丰度在距离星团中心3-12'处为0.36 +- 0.03太阳，在中心2'处上升约50%至0.53 +- 0.04太阳。F-检验表明，该丰度梯度在>99.99%的水平上是显著的。镍和硫的丰度也集中增强。我们使用各种元素丰度比来评估SN Ia和SN II对簇内气体金属富集的相对贡献。我们发现在几个丰度比的空间梯度，表明从超新星Ia铁的分数增加到集群中心，与超新星Ia占铁质量的50%，3-12'从中心和2'内约70%。SN Ia喷出物在中心的比例增加是这样的，中央铁丰度的增强可以完全归因于SN Ia，我们发现SN II喷出物没有显着的梯度。这些空间梯度的比例超新星Ia/II喷出物意味着，占主导地位的金属富集机制的中心附近是不同的，比在外部的集群。我们发现，中央丰度增强是不太可能是由于冲压压力汽提气体从星系团，或长期积累的恒星质量损失内的中央CD。我们认为，中心附近的额外的超新星Ia喷出物是来自cD的次级超新星Ia驱动风的遗迹（在更活跃的原星系SN II驱动风阶段之后），由于其位于星团中心，因此在cD中部分窒息。
2000-02-23 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
EUV and X-ray observations of Abell 2199: a three-phase intracluster medium with a massive warm component
各种独立的方法限制关键的宇宙学参数产生了一个共识的范围的值，这表明在目前的时代，宇宙的重子的大部分是在一个温暖的（$\sim$ 10 $^6$ K）气体的形式-一个温度制度，使他们难以检测。从星系团中发现的极紫外和软X射线过量发射最初被解释为这种温暖成分大规模存在的第一个直接证据。我们目前的结果，从EUVE深调查（DS）观测丰富的集群阿贝尔2199在Lex/B（69 - 190 eV）过滤器通带。软过量径向趋势（SERT），通过对高于从热团内介质（ICM）预期的水平观察到的EUV发射百分比$η$的团半径$r$的曲线图示出，表现为$r$的简单函数，其朝向$r = 0$单调减小;它在$r \sim$ 6弧分处平滑地变为负，在该半径的内部，EUV被具有$\geq$ 2.7 $\times$ 10 $^{19}$ cm $^{-2}$的视线柱密度的冷物质吸收。吸收中心与发射中心偏移$\sim$ 1弧分，所涉及的面积比冷却流的面积大得多。这些事实共同提供了强有力的证据，证明冷气体团集中在中心，但在整个星团范围内分布，与具有相似空间特性的暖气体共存。此外，EUV和X射线数据的同时建模需要甚至在吸收区域内的暖分量。这一现象表明了一个三相ICM，估计温暖的阶段是$\sim$ 5-10倍以上的热质量。
2000-10-30 astro-ph
Results from a diffuse intracluster light survey
我们更新了我们正在进行的对遥远阿贝尔星系团样本中的团内光（ICL）的调查。我们发现，星团内的星光数量与附近星团中看到的相当，潮汐碎片似乎很常见。
2003-10-20 astro-ph
Prospects for Detection of Intracluster Gas Bulk Velocities Through the Sunyaev-Zel'dovich Effect
作者最近使用ASCA固态成像光谱仪利用X射线谱线的多普勒频移在人马座星系团（Abell 3526）中检测到了星系团内的气体速度梯度。发现速度梯度沿大致垂直于进入的Cen 45子群方向的直线最大，在以cD星系NGC 4696为中心的直径约为10 '的区域内，相应的速度差为~（3.4+-1.1）x 1000 km/s。这样的整体速度应该使宇宙微波背景辐射康普顿化，产生强度和温度的变化，在不久的将来可以用BOLOCAM等测辐射热计检测到。在本文中，我们现实地估计预期的CMBR康普顿化的中心区域的阿贝尔3526，使用ASCA和ROSAT数据约束的S-Z参数的期望。
2002-04-01 astro-ph
An X-Ray Temperature Map of the Merging Cluster Abell 2255
我们提出了一个丰富的集群Abell 2255，使用ROSAT PSPC数据的集群内气体温度的空间分辨地图。团内气体是强烈非等温的，温度分布支持Burns等人（1995）的结论，即Abell~2255目前正在进行合并。最热的区域靠近核心，在中心的西北部。较软与较硬X射线光子的比例图显示，在中心东北方向有一个非常软的区域，与Burns等人（1995）发现的射电脊相吻合。我们认为，这个较冷的区域与一个正在下沉的星系群有关，这引起了无线电脊。同时，更大尺度的子星系团之间的合并可以解释更全球性的合并特征，包括广泛的中央射电晕，大尺度的气体温度变化，中央优势椭圆星系对，椭圆X射线等照度线偏离这些优势星系，以及星系团中星系的非常高的速度色散。
1997-09-04 astro-ph
Deep CCD Surface Photometry of Galaxy Clusters I: Methods and Initial Studies of Intracluster Starlight
我们报告了对星系团进行深度成像调查的初步结果。本次调查的主要目标是量化的集群内的光作为集群属性的函数的量，并量化潮汐碎片的频率。我们概述了进行这样的调查所需的技术，我们报告调查中的前两个星系团的发现：阿贝尔1413和MKW 7。这些集群在丰富度和结构上差异很大。我们表明，我们的表面测光可靠地达到了μ_v = 26.5 mags/arcsec的表面亮度。我们发现，两个星系团都明显超过了最佳拟合的r^{1/4}曲线：这是阿贝尔1413的预期，但不是MKW 7。这两个星团也显示出以羽流和弧形结构形式存在的潮汐碎片的证据，但没有检测到长的潮汐弧。我们还发现，在阿贝尔1413中心的cD星系是扁平的大半径，与$\approx 0.8$，迄今为止任何cD星系的最大测量椭圆率的椭圆率。
2002-04-26 astro-ph
H-alpha tail, intracluster HII regions and star-formation: ESO137-001 in Abell 3627
我们提出了一个40千秒差距的H-α尾巴和至少29个发射线对象下游的恒星形成星系ESO 137-001在丰富的，附近的集群A3627的发现。已知该星系拥有一个戏剧性的70 kpc X射线尾巴。探测到的H-α尾在位置上与X射线尾一致。星系中的H-α发射在靠近核的正面和侧面被急剧截断，表明显着的冲压压力剥离。因此ESO 137-001是第一个明确拥有X射线尾和H-α尾的晚型星系。发射线天体都分布在星系的下游，距离星系的投影距离高达39 kpc。通过对H- alpha_{off}框架的分析和对背景发射线天体的估计，我们认为这29个发射线天体很可能都是A3627的HII区。这些HII区的表面数密度和光度都很高（高达10^40尔格/秒），这使得以前已知的星团中孤立的HII区的例子相形见绌。我们认为，恒星的形成可能会在剥离的ISM中进行，在星系晕和集群内的空间。ESO 137-001剥离的ISM中已形成恒星的总质量可能接近10^7太阳质量的数倍。因此，剥离的ISM不仅有助于ICM，但也增加了集群内恒星光通过随后的恒星形成。数据还表明，ESO 137-001正处于转型的活跃阶段，伴随着中心隆起的建立和ISM的耗尽。
2007-08-24 astro-ph
The intracluster magnetic field power spectrum in Abell 2255
这项工作的目标是约束附近星系团A2255中磁场的强度和结构。在射电波长上，A2255的特征是在星团中心有一个偏振射电晕，在星团外围有一个遗迹源，还有几个嵌入的射电星系。所有这些来源的极化无线电发射在穿过磁化的团内介质时都受到法拉第旋转的影响。法拉第旋转的分布可以用来探测团簇中的磁场强度和拓扑结构。为此，我们在3.6和6厘米的四个偏振射电星系嵌入A2255进行了甚大阵观测，获得详细的旋转测量图像，其中三个。我们分析了这些数据与我们最近获得的非常深的无线电晕图像。我们模拟了具有不同功率谱特征的随机三维磁场模型，并制作了合成旋转测量和射电晕图像。通过比较模拟与数据，我们能够确定的强度和功率谱的集群内磁场波动，最好地再现观测。数据需要从n=2，在集群中心，到n=4，在集群外围和存在的大尺度上的附属结构的功率谱指数的陡峭。星团中心的平均磁场强度为2.5 μ G。磁场强度从星系团中心向外逐渐减弱，在1 Mpc ^3范围内计算出的平均磁场强度约为1.2 μ G。
2006-08-21 astro-ph
Determination of the Dark Matter Profile of Abell 2199 from Integrated Starlight
我们已经获得了深，长缝光谱沿主轴的NGC 6166，在集群Abell 2199的cD星系，以测量运动学的大半径的集群内星光。速度色散上升超过几kpc，并在半径为60 kpc时稳定上升到660 km/s，几乎达到星团的速度色散（775+-50 km/s）。这些数据表明，恒星晕的cD跟踪集群的潜力，这些集群内的恒星的运动学可以用来限制集群的质量分布。此外，我们发现的证据，系统的旋转在20千秒差距以上的星团内的恒星。表面亮度和速度色散配置文件可以使用一个单一的组件质量模型，只有通过非物理的假设水平的各向异性的恒星在cD星系和星系团中的星系的运动学。的cD和它的晕的两个组件的质量模型进行了探索，使用已知的集群成员的运动学作为一个额外的约束超出了恒星运动学的程度。假设各向同性，只有当晕具有软核时，观察到的运动学才能再现，即，Alpha < 1（Alpha=1被排除在外，因为这意味着恒星的质光比很低）。这一结果与当前CDM N体模拟的预测不一致。假设我们对Abell 2199的最佳拟合质量模型被放置在宇宙学红移0.2 <= z <= 0.5之间，推导出的切向临界半径范围从5“到40”，与在中等红移星系团中观察到的强透镜一致。我们还提出了蒙特卡罗模拟，测试的可靠性时，S/N是低的速度分散。
2002-05-27 astro-ph
The Mass of Abell 1060 and AWM 7 from Spatially Resolved X-ray Spectroscopy: Variations in Baryon Fraction
使用X射线温度和表面亮度的档案来自ASCA和ROSAT观测的热团内介质，我们放置的暗物质和重子分数分布的穷人集群阿贝尔1060和AWM 7的约束。虽然它们的总质量分布相似，但在最佳拟合模型中，AWM 7的重子分数是Abell 1060的两倍。暗物质分布的函数形式是不确定的，然而，在阿贝尔1060和AWM 7中的重子部分显着重叠的质量模型被排除在外。这种重子分数的变化是标准模型无法预测的，这意味着除了引力之外，还有一些机制在星系团尺度上组织物质方面起着重要作用。
1996-08-16 astro-ph
The mass and dynamical state of Abell 2218
阿贝尔2218是少数几个X射线和透镜分析对星团质量存在强烈分歧的星团之一。它也是一个X射线数据和无线电测量的Sunyaev-Zel'dovich减量相结合的系统，试图限制哈勃常数。然而，在缺乏可靠的信息的温度结构的集群内的气体，大多数分析已进行等温假设。我们结合X射线数据从ROSAT PSPC和ASCA GIS仪器，使我们能够适应非等温模型，并调查的影响，这对X射线衍生的质量和预测的Sunyaev Zel 'dovich效应。我们发现，一个强烈的非等温模型的团内气体，这意味着在集群质量分布的中心尖点，是一致的，与现有的X射线数据和兼容的透镜的结果。在r<1 arcmin时，有强有力的证据表明该集群偏离了简单的松弛模型。我们分析了星系的动力学，发现中央星系的速度色散太高，不能给出星系轨道的物理解。无线电和X射线数据的质量目前不允许对H_0施加非常严格的约束。显然，先前的分析低估了所涉及的不确定性。然而，当考虑透镜约束时，大于50 km/s/Mpc的值是优选的。
1998-06-18 astro-ph
The Galaxy Cluster Abell 3581 as seen by Chandra
我们目前的结果分析的钱德拉观测星系团阿贝尔3581。我们发现在中央主导星系中存在一个点源，它与射电源PKS 1404-267的核心重合。从集群内介质的发射进行了分析，无论是在天空中的投影，并校正投影效果后，以确定气体温度，密度和金属的空间分布。我们发现，集群，尽管托管一个中等强大的无线电源，显示温度下降到约0.4Tmax的中央5千秒差距。该星团以其核心内的低熵而闻名。我们测试和验证的xspec projct模型确定本征团簇气体的性质。
2004-10-06 astro-ph
The radio galaxies and the magnetic field in Abell 119
我们提出了新的，多波长甚大阵观测的3个射电星系的集群阿贝尔119：0053-015，0053-016和3C 29。前两个射电星系靠近星系团中心，呈现出窄角尾结构，尾部有许多扭曲。第三个射电源位于星系团的外围，并显示出一个未失真的FR I形态。所有三个射电源在最高频率下都是强极化的，并且随着离星团中心的距离增加，这三个射电源都表现出更多的去极化和更高的法拉第旋转测量。我们解释这种极化行为所引起的磁电离内集群介质，其磁场估计是在5-10 microG的范围内。
1999-02-01 astro-ph
Temperature Structure in Abell 1367
我们研究的温度结构的丰富的星系团Abell 1367使用两个独立的方法校正ASCA PSF。这两种方法的结果非常一致，并提供了有力的证据，在集群内介质（ICM）的强烈和局部的冲击。我们的分析表明，我们正在观察两个子集群的合并。我们发现，位于西北部的低光度子星系团的温度较高，为4.2 +/- 0.3 keV，而更明亮的东南部子星系团的温度为3.2 +/- 0.1 keV。两个子集群的ROSAT表面亮度剖面的分析。的数据吻合良好的预测，从数值模拟的合并之间的子集群大小的群众，特别是合并的早期阶段，在第一个核心通道。
1997-12-22 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
X-Ray Wakes in Abell 160
现在已经检测到X射线发射的“尾流”尾随在星系团中的几个（至少七个）椭圆星系后面。为了量化这一现象的广泛程度及其性质，我们利用ROSAT HRI获得了贫星系团Abell 160的深（70 ksec）X射线图像。结合X射线数据与确认的星系团成员的光学位置，并应用旨在寻找尾流的过度统计，我们证实，这种现象是观察到在该星系团的星系。偶然检测的概率小于0.0038。此外，尾流在方向上不是随机分布的，而是优先指向远离集群中心的方向。这种排列可以用一个简单的模型来解释，在这个模型中，尾流是由于它们穿过的星系团内介质受到冲压压力而剥离了它们的宿主星系的星际介质而产生的。
2000-02-01 astro-ph
Implications of Abundance Gradients in Intracluster Gas
空间分辨ASCA光谱的分析，在阿贝尔496的集群内的气体证实，金属丰度增加向中心。我们还发现在几个丰度比的空间梯度，表明铁的部分从超新星Ia增加到集群中心。因此，团簇中心附近的主要金属富集机制必须不同于外部。我们发现，冲压压力剥离气体从星系团不能解释中央丰度增强。我们认为，两个连续阶段的星系风污染的星系团内气体：原星系风驱动的SN II，其次是较低的能量驱动的SN Ia，其中有较长的寿命比SN II的祖先风。来自cD星系的能量较低的二次风可能会被抑制，由于它位于星系团中心，导致观察到的超新星Ia喷出物的中心增强。
2000-01-18 astro-ph
A Deep Radio Survey of Abell 2125 III: The Cluster Core - Merging and Stripping
我们使用无线电，近红外，光学和X射线观测，以检查在阿贝尔2125中心区域的动态过程。除了中央的三重星系，包括从红移测量中确定的两个主要动力子系统的成员，这个区域的特征是一个星系，它显示出在通过星系团核心气体的高速通道期间正在进行的气体剥离的强有力证据。盘星系C153展示了一个向星团中心延伸的羽状物，钱德拉在软X射线中看到，其中一部分也可以在[O II]发射和近紫外连续光中看到。哈勃望远镜的影像显示了一个扭曲的圆盘，恒星形成的结不对称地分布，残留的螺旋结构可能由尘埃带定义。恒星和其盘中的电离气体在运动学上是解耦的，这表明压力剥离一定很重要，而潮汐破裂并不是唯一起作用的机制。在X射线和光学数据的羽状突出的显着特征的剥离气体的历史中的集群内介质的气体属性的比较。C153的核心也有活动星系核，表现为弱而扭曲的射电辐射和射电致密核。在这种情况下，剥离签名的不寻常强度可能与星系相对于星团内介质的高相对速度有关，在星团/星团合并期间，它的通道非常接近星团的核心。最近动力学事件的另一个迹象是漫射星光不对称地放置在cD包层的中心三重星系周围。在Abell 2125中看到的瞬态和极端动力学事件可能是富星系团核心星系演化的重要驱动力。
2005-12-26 astro-ph
BeppoSAX observation of the cluster Abell 970
我们报告的星系团Abell 970的X射线观测与BeppoSAX获得的新结果。对BeppoSAX MECS和LECS在[0.15-10] keV范围内的数据分析表明，团簇平均气体温度kT = 4.46 - 0.15 ^{+0.14}，金属丰度Z = 0.31 - 0.04 ^{+0.05} Z_ \odot，星际氢吸收密度柱为N_H = 6.05_{-0.97}^{+1.29} 10^20 cm^-2。此外，我们还得到了这些量的方位平均径向分布。我们的研究结果是一致的假设，阿贝尔970已被过去的合并或正在进行的合并过程中的子结构，把集群的平衡。气体和星系分布之间的偏移也证明了这一点。结合X射线数据与最近发表的新星系径向速度的分析，我们得出结论，8弧分到西北的一个子集群落入阿贝尔970，并将合并在几个千兆年，从而扰乱阿贝尔970的新获得的平衡。高α-元素/铁的比例，我们得到这个集群支持早期集群内介质富集II型超新星的假设。
2002-11-11 astro-ph
RXTE Hard X-ray Observation of A754: Constraining the Hottest Temperature Component and the Intracluster Magnetic Field
Abell 754是一个正在合并的星系团，为了限制其最热的温度分量和寻找非热辐射的证据，我们用Rossi X射线定时探测器（RXTE）在硬X射线中观测了它。RXTE数据的同时建模和与以前的任务产生的平均集群内温度$\sim 9$千电子伏的1-50千电子伏的能量带。一个多温度组件模型来自一个集群的演变进行合并的数值模拟产生类似的质量的拟合，表明从非常热的气体组件的排放措施是足够小，它使两个模型难以区分。未检测到显著的非热发射。然而，我们的观察设置了上限$7.1 \times 10^{-14} ergs/(cm^2 s keV)$（90%置信限）的非热发射通量在20千电子伏。结合这一结果与无线电同步辐射通量，我们发现一个下限为0.2 $μ$ G的集群内磁场。我们讨论了我们的研究结果的影响，在集群合并的磁场放大的理论。
1998-12-30 astro-ph
A Prediction of Observable Rotation in the ICM of Abell 3266
我们给出了一个A3266的Hydro+N-body数值模型，其X射线表面亮度、温度分布、星系空间和速度分布数据与A3266数据一致。该模型是一个旧的（~3 Gyr），离轴合并，质量比为~2.5：1。模型中质量较小的子星系团沿着从西南到东北的轨迹移动，经过主导星系团的西侧，同时以约45度角进入天空平面。像这样的离轴合并是将角动量转移到团内介质（ICM）的有效机制，使ICM的大规模旋转成为可能。在这里，我们证明了我们的全三维模型A3266预测的ICM旋转与当前的技术是可观察的。作为一个例子，我们提出了模拟观测假设的能力，高分辨率X射线光谱仪（XRS），这是飞在Astro-E。
2000-03-13 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
Deep 1.4 GHz VLA Observations of the Radio Halo and Relic in Abell 2256
我们提出了合并星系团阿贝尔2256深VLA观测。已知该星团在外围区域具有弥散陡谱射电遗迹辐射。我们的新观测提供了这个星团中中心弥漫射电晕发射的第一张详细图像。射电晕在星团核心的范围超过800千秒差距，而遗迹辐射覆盖的区域约为1125 × 520千秒差距。射电遗迹的频谱指数图显示，从西北向东南边缘的辐射频谱变陡，在1369 MHz和1703 MHz之间的平均频谱指数为-1.2。偏振图显示高分数偏振高达45%的遗迹区域的平均偏振20%的遗迹区域。观测到的法拉第旋转测量与银河系的估计是一致的，并且旋转测量中的色散很小，这表明集群内介质对遗迹旋转测量的贡献很小。我们使用这些法拉第性质的遗迹，认为它是位于前面的集群。
2006-03-07 astro-ph
ASCA Temperature Maps of Three Clusters of Galaxies Abell 1060, AWM7, and the Centaurus Cluster
我们提出了两维温度图的三个明亮的星系团阿贝尔1060，AWM 7，和半人马座星系团，多点观测的基础上ASCA GIS。通过考虑XRT响应从硬度比导出温度。对于半人马座星系团，我们使用之前的ASCA和ROSAT结果减去了中心冷分量，并在AWM 7和半人马座星系团中观察到的金属丰度梯度被包括在推导温度中。Abell 1060和AWM 7的团内介质从中心到外围区域几乎是等温的，温度分别为3.3和3.9 keV。半人马座星系团在距离中心30'的范围内有明显的热区，温度比周围的3.5keV升高了+0.8keV，而外围的冷区温度则降低了-1.3keV。这些结果意味着半人马座在最近的2-3 Gyr发生了强烈的合并，并且中心冷分量幸存了下来。相反，Abell 1060中的气体在早期混合良好，这可能阻止了中心冷分量的发展。在AWM 7中，气体的混合应该发生在金属富集时代之前。
2001-03-22 astro-ph
Limits on the Diffuse Radio and Hard X-ray Emission of Abell 2199
Westerbork Northern Sky Survey（WENSS）和NRAO/VLA Sky Survey（NVSS）被用来确定附近星团Abell 2199的漫射射电流量的上限。对于整个簇，在WENSS的327 MHz处，该极限<3.25 Jy;对于内部15'半径，在1.4 GHz处，该极限<168 mJy。这些限制被用来约束集群磁场，要求无线电通量与BeppoSAX观测到的硬X射线（HXR）通量一致，假设观测到的HXR过量是由于集群内气体中的相对论电子对宇宙微波背景光子的逆康普顿（IC）散射。我们发现，磁场必须非常弱（<0.073 μ G），以避免产生可观察到的无线电晕。我们还认为，HXR过量的可能性是由于非热韧致辐射（NTB）的人口的超热电子被加速到更高的能量。我们发现，NTB模型的基础上的幂律电子动量分布的指数为μ ~3.3，并包含约5%的电子数量的热ICM可以重现所观察到的HXR通量。
1999-09-17 astro-ph
The Insignificance of Global Reheating in the Abell 1068 Cluster: Multiwavelength Analysis
我们提出了一个详细的，多波长的阿贝尔1068星系团的研究，我们用这些数据来测试冷却和能量反馈模型的星系团。该星系团的近紫外和红外图像表明，在过去的1亿年中，cD星系正以20-70 M_0/年的速度经历着恒星形成。尘埃星暴集中在cD星系的核心，并在60 kpc的星系结构中投射到它的晕中。WMM中的钱德拉X射线图像显示了一个陡峭的温度梯度，从120 kpc以上的大约4.8 keV下降到星系内部10 kpc的大约2.3 keV，那里是星暴的高峰。超过95%的与恒星暴相关的紫外线和H α光子是从隐藏在keV气体中的区域中出现的，冷却时间非常短，约为1亿年，这与星团内介质冷却冷凝所推动的恒星形成是一致的。中心星暴附近的局部冷却速率< 40 M_o/yr，这与用U波段和红外资料确定的恒星形成速率一致。我们发现，在Abell 1068中，射电源和热传导的能量反馈是无关紧要的。虽然与星暴相关的超新星爆炸可能会延迟约18%，但它们无法将冷却气体维持在keV的温度。
2003-10-01 astro-ph
Diffuse Optical Light in Galaxy Clusters I: Abell 3888
我们正在进行一项计划，以测量在一个样本的10个星系团与一系列的集群质量，形态和红移的集群内光的特性（总流量，配置文件，颜色和子结构）。我们在这里介绍的方法和结果的第一个集群在该样本中，A3888。我们已经在A3888中发现了一个V和r的团内光（ICL）成分，它包含13 \pm 5%的总团光，并从团中心延伸到700 h_{70} ^{-1}kpc（~0.3 r_{200}）。在我们最小的径向面元中，ICL的颜色是V-r = 0.3 \pm 0.1，类似于中央星系团的椭圆星系。ICL比400 < r < 700 h_{70} ^{-1}kpc的星系更红，尽管任何一个径向面元的不确定性都很高。基于V-r色与简单恒星模型的比较，ICL包含一个形成于7 Gyr以上（z > 1）的组分，加上高金属丰度（1.0 Z_{\odot} < Z_{ICL} \la 2.5 Z_{\odot}），以及一个更集中的组分，包含过去5 Gyr（z ~ 1）内形成的恒星。ICL的轮廓可以通过外部区域的浅指数和中心区域的较陡指数来大致拟合。我们还发现，在距离星系团中心1.4 h_{70} ^{-1}Mpc的一个小星系群周围，漫射光集中。此外，在星团中心附近还发现了3个低表面亮度特征，它们是蓝色的（V-r = 0.0），总通量为0.1M*。基于这些观察和X射线和星系形态，我们认为，这个集群正在进入一个阶段的核心星系…
2005-09-20 astro-ph
A Merger Scenario for the Dynamics of Abell 665
我们提出了新的红移测量的55个星系附近的丰富的星系团阿贝尔665。当结合文献的结果时，我们对77个确认的星团成员样本进行了良好的速度测量，从中我们得出了星团的红移z=0.1829 +/- 0.0005和视线速度色散1390 +/- 120 km/s。我们的分析的运动学和空间数据的星系位于中央750千秒差距内的子集，揭示了子结构和非高斯的速度分布的细微证据。我们发现最亮的星系团成员相对于星系团中心附近的其他星系没有明显的移动。另一方面，我们的深ROSAT高分辨率图像的A665显示了强有力的证据等照度扭曲和质心变化，从而证实了以前的建议，显着的子结构中的热X射线发射团内气体。鉴于这种明显的子结构，我们比较了光速数据与N体模拟的头对集群合并。我们发现，合并的两个类似的质量子集群（质量比为1：1或1：2）看到接近的时间的核心交叉产生的速度分布是一致的观察。
2000-04-18 astro-ph
Discovery of Ghost Cavities in Abell 2597's X-ray Atmosphere
钱德拉拍摄的阿贝尔2597星系团中央100千秒差距的图像显示，在中央主导星系团（CDG）内有明亮、不规则的X射线发射，以及两个位于CDG核心30千秒差距的低表面亮度空洞。与其他星团中常见的空洞不同，Abell 2597的“幽灵”空洞与明亮的中央射电源不一致。相反，它们似乎与在深VLA无线电地图中看到的微弱，扩展的无线电发射有关。我们将鬼腔解释为发生在5000 - 10000万年前的无线电爆发的遗迹。迄今为止研究的少数星团中空洞的人口统计表明，银河系射电源在$\sim 100$ Myr时间尺度上经历周期性爆发。在星系团的生命周期中，CDG产生的鬼腔会将$\gae 10^{59-61}$尔格的能量注入星系团内的介质中。如果这种能量的一个重要部分是作为磁场沉积的，它将解释在集群的冷却流区域的高场强。keV气体的中心冷却时间和无线电循环时间尺度之间的相似性表明，冷却气体和无线电源之间的反馈可能会延迟或淬灭冷却流。
2001-10-25 astro-ph
The BeppoSAX view of the hot cluster Abell 2319
我们目前的结果从BeppoSAX观测丰富的集群阿贝尔2319。该星系团的宽波段光谱（2-50 keV）可以用一个光学薄的热发射模型来表示，温度为9.6+/-0.3 keV，金属丰度为0.25+/-0.03太阳单位，PDS光谱中没有硬X射线过剩的证据。从上限的硬尾组件，我们推导出一个下限为~0.04 \muG的体积平均的集群内磁场。通过在中等能量带（2-10千电子伏）进行空间分辨光谱，我们发现，投影的径向温度和金属丰度分布是恒定的半径为16弧分（1.4兆秒差距）。在99%的置信水平下，当从团芯向外到16弧分时，可以在当前数据中排除1/3的温度降低。从温度和丰度图的分析中，我们发现在地核东北方向6弧分-8弧分的区域内温度升高和丰度降低的证据，在那里可能发生了合并事件。最后，温度图显示，位于主星团西北的子星团可能比星团的其他部分要冷一些。
1999-09-14 astro-ph
X-ray Properties of the Abell 644 Cluster of Galaxies
我们使用新的ASCA观测和档案ROSAT位置敏感正比计数器（PSPC）的数据，以确定X射线光谱特性的团内气体在阿贝尔644。从整个光谱中，我们确定平均气体温度为8.64（+0.67，-0.56）keV，丰度为0.32（+/-0.04）$Z_{\odot}$。全球ASCA和ROSAT光谱表明，全球的冷却速率为214（+100，-91）$M_{\odot}$ yr $^{-1}$。PSPC X射线表面亮度曲线和ASCA数据表明冷却速率略高。我们确定了引力质量和气体质量作为半径的函数。在1.2 Mpc范围内的总引力质量是$6.2\times10^{14}$ $M_{\odot}$，其中20%是热气体的形式。在星团中心以西有一个1.5-5弧分的高温区。在ROSAT PSPC的X射线图像中，星团的西南偏南区域也显示出过量的辐射，与星团中心的光学cD星系的长轴对齐。我们认为，集群正在经历或最近经历了一个小的合并。一个相当强大的冷却流和合并的证据相结合，使这个集群一个有趣的情况下，以测试合并的冷却流的中断。
1999-09-15 astro-ph
A Deep Look at the Emission-Line Nebula in Abell 2597
冷却流和星系团中的发射线星云之间的密切联系已经被认识了15年，但这种联系的物理原因仍然不清楚。在这里，我们提出了在阿贝尔2597星云，最近的强冷却流集群之一的深光学光谱。这些光谱揭示了线发射气体的密度、温度和金属丰度。[O III] 4363的缺乏排除了冲击波作为主要电离机制的可能性，而He II 4686的弱点排除了硬电离源，如活动星系核或冷却的团内气体。因此，热恒星是产生电离的最佳候选者。然而，即使是最热的O型恒星也不能为我们看到的星云提供能量。其他一些非电离热源似乎也贡献了相当数量的能量。我们表明，从一个封闭的介质的能量通量可以变得重要时，星云的电离水平下降到低水平的冷却流星云。我们认为，这种现象，其中来自周围介质的能量通量增加光电加热，可能是共同的特点，不同的群体的对象分类为LINERS。
1997-06-11 astro-ph
Non-thermal intracluster medium: a simultaneous interpretation of the central soft X-ray excess and WMAP's detection of reduced Sunyaev-Zel'dovich Effect
WMAP在几个丰富星系团的大样本中以低得多的水平检测到Sunyaev-Zel'dovich效应，这可以用传统物理学来解释。有人认为，在某些星系团中发现的中央软X射线和极紫外线过剩不可能是热源，这是由于气体快速冷却和O VII线的持续未检测到的问题，但可能是由于星系团内相对论电子和宇宙微波背景之间的逆康普顿散射。事实上，最近XMM对Coma和Abell 3112软X射线的观测同样符合幂律或热力学维里化气体。因此，丢失的Sunyaev-Zel'dovich通量可能部分是由于高估了散射CMB的维里化电子的中心密度。在几个$μ$ G强度的团内磁场中的同步辐射是造成显著的额外电子能量损失的原因。相对论粒子和磁场能量密度之间的均分是一种现实的可能性。GHz辐射数据从后发座星系团晕产生的信息的高能量陡峭的集群相对论电子光谱。还考虑了高能宇宙线电子和伴随宇宙线质子通量的γ射线发射在WMAP通带中的团簇微波发射。高能电子可能起源于活动星系核喷注，然后通过阿尔芬波扫过分布在星系团内，并伴随{ \it in situ}费米加速。
2010-07-05 astro-ph
Distribution of Blue Galaxies in a Merging Cluster of Galaxies Abell 168
富星系团中恒星形成星系的比例随着红移迅速增加。这被解释为星系团快速演化的结果，尽管其机制尚不清楚。一种假设是，如果星系运行到致密的团内介质（ICM）区域，恒星爆发可以诱导由于分子云在星系中的“外部”ICM压力升高的压缩。在一个合并的星系团中，会有密集的ICM区域，一些星系可能会经历外部压力的快速增加。因此，如果这个机制起作用的话，这样的星系中就会发生星爆。这种情况被认为是在后发座星系团中实现的，并且显示最近星暴的星系具有特征性的空间分布;它们居住在两个子星系团之间的细长区域。我们通过测量Abell~168中被认为是恒星形成星系的蓝色星系的空间分布来检验上述假设，以检查在这个最近合并的星系团中是否实现了像Coma这样的情况。然而，我们无法在两个子星系团之间找到增强的蓝色星系分布。我们讨论我们的结果的原因，包括生存的假设的可能性。
1995-11-16 astro-ph
A Cold Front in A3667: Hydrodynamics and Magnetic Field in the Intracluster Medium
本次会议报告讨论了钱德拉对阿贝尔3667冷锋的观测。本文首先回顾了我们以前的一些结果，包括用内外气压比测量锋面速度M~1，观察到跨音速锋面运动的流体动力效应（弱的弓形激波和锋面前缘附近的气体压缩）;直接观察穿过正面的被抑制的扩散，以及通过对Kelvin-Helmholtz不稳定性的抑制来估计锋面附近的磁场强度。新的结果包括使用冷锋内部的二维亮度分布（a）表明冷锋是稳定的，（b）绘制气体云中的质量分布。这个分析证实了一个暗物质子星系团的存在。我们还修复了我们发表的KH不稳定性的增长率的计算中的一个代数错误，并讨论了一个额外的效果，可以稳定的小尺度扰动的前。这些更新只会加强我们关于磁场对锋面动力学的重要性的结论。
2002-09-26 astro-ph
Spectral index maps of the radio halos in Abell 665 and Abell 2163
在330兆赫的新的无线电数据，提出了丰富的集群Abell 665和Abell 2163，其无线电发射的特点是存在的无线电晕。这些图像使我们能够推导出所研究的两个星系团的光谱特性。这些晕在0.3 GHz和1.4 GHz之间的积分光谱是适度陡峭的：α（0.3-1.4）= 1.04和= 1.18，分别为A665和A2163。的光谱指数地图，产生的角分辨率的顺序为1弧分，显示功能的光谱指数（平坦化和补丁），这是一个复杂的形状的辐射电子光谱的指示，并因此支持电子再加速模型。平坦的频谱区域被发现与这些集群中最近的合并活动有关。这是第一次有力地证实了星团合并为射电晕提供了能量。在未扰动的星系团区域，光谱随着离星系团中心的距离而变陡。这被解释为磁场分布与再加速效率的空间分布相结合的结果，从而允许我们对簇磁场的径向分布设置约束。
2004-04-14 astro-ph
Radio Properties of the Shapley Concentration. II. J1324-3138: a remnant of a radio galaxy in the Abell cluster A3556?
在本文中，我们提出了一个详细的研究无线电星系J1324-3138，位于距离中心的阿贝尔星系团A3556，属于核心的沙普利浓度，在平均红移z=0.05的投影距离为2弧分。我们在很宽的频率范围内观察到J1324-3138：327 MHz（VLA），843 MHz（MOST），1376 MHz，2382 MHz，4790 MHz和8640 MHz（ATCA）。我们的分析表明，J1324-3138是一个尾射电星系的遗迹，其中核引擎已经关闭，射电源现在处于演化的后期阶段，受到团内气体的限制。射电星系与外部介质的压力不平衡，因为它经常在星系团中发现扩展的射电源。我们赞成这样的假设，即缺乏观察到的极化无线电发射的来源是由于法拉第旋转的前景屏幕，即源是通过一个密集的集群气体，其特征是由一个随机的磁场。该来源的头尾性质意味着J1324-3138正在远离A3556的核心，并且A3556的核心和J1324-3138所在的子组之间可能已经发生了重大合并事件。
1998-04-30 astro-ph
Measurement of the Hubble Constant from X-ray and 2.1 mm Observations of Abell 2163
我们报告2.1毫米观测的Sunyaev-Zel'dovich（S-Z）效应，这些观测结果证实了我们以前的探测到的宇宙微波背景强度的衰减对集群阿贝尔2163。用相对论正确的康普顿化表达式对S-Z数据进行了分析。我们首先假设团内（IC）气体在ASCA和GINGA X射线卫星观测的综合分析确定的发射加权平均温度下是等温的。结合X射线和S-Z测量，我们确定了哈勃常数为H_0（q_0=0.5）= 60 + 40/-23 km/s/Mpc，其中不确定性主要是由ASCA和GINGA确定的IC气体温度的系统差异决定的。ASCA观测表明，在IC气体中存在显著的热梯度。我们确定$H_0$作为一个功能的假定IC气体的热结构。利用ASCA确定的热结构，并保持发射加权平均温度与等温情况相同，我们得到H_0（q_0=0.5）= 78 + 54/-28 km/s/Mpc。考虑到星团的非球面性、特殊速度、IC气体聚集和天体物理学混乱等因素的影响，我们得到H_0（q_0=0.5）= 78 + 60/-40 km/s/Mpc。
1997-02-26 astro-ph
RASS-SDSS Galaxy Cluster Survey. V. The X-ray-Underluminous Abell Clusters
本文考虑了一个大样本的光选团簇，以阐明X射线欠发光团簇存在的物理原因。为此，我们分析了SDSS数据库中137个光谱确认的Abell团簇样品的X射线和光学性质的相关性。我们在ROSAT全天巡天中寻找每个星团对应的X射线。我们发现，我们的集群的40%有一个边际X射线检测或保持未检测到的X射线。这些星系团的X射线平均看起来太微弱了，因为它们的速度色散决定了它们的质量，也就是说，它们不遵循其他星系团追踪到的X射线光度和维里质量之间的标度关系。另一方面，它们遵循光学光度和维里质量之间的一般标度关系。我们将这些星系团称为X射线-欠发光阿贝尔星系团（简称AXU星系团），并将X射线探测到的阿贝尔系统称为“正常”星系团。我们分别研究了正常星系团和AXU星系团的星系群的分布和性质。AXU星系团的特点是其外围成员星系的速度分布呈尖峰（比高斯更集中）（$1.5 < r/r_{200} \leq 3.5$），正如吸积系统所预期的那样。此外，AXU星系团在外部区域有更高比例的蓝色星系，并在中心显示出轻微的星系缺乏。我们的研究结果似乎支持的解释，AXU集群的系统正在形成的质量吸积阶段。它们的低X射线亮度应该是由于仍在吸积的团内气体或正在进行的合并过程。
2006-06-08 astro-ph
Constraint of Non-thermal X-ray Emission from the On-going Merger Cluster Abell 3376 with Suzaku
星系团是宇宙中粒子加速源的最佳候选者之一，其特征是来自加速的相对论粒子的非热硬X射线发射。我们目前的早期结果朱雀观测的非热发射Abell 3376，这是一个附近的正在进行的合并集群。朱雀观测了两次，集中在星团中心，包括东部的弥散射电发射，和星团外围区域的西部。对于这两个观测，我们没有检测到多余的硬X射线发射以上的热团簇发射。用硬X射线探测器（HXD）从$34\times34$ arcmin $^2$区域导出的3 $σ$能级上$2.1\times10^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$（15- 50 keV）的非热X射线通量上限与用BeppoSAX/PDS获得的结果相似。使用X射线成像光谱仪（XIS）数据，在122弧分$^2$区域的3 $σ$水平上，来自西方遗迹的非热发射的上限被独立地约束为$<1.1\times10^{-12}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$（4 $-$ 8 keV）。假设相对论粒子与宇宙微波背景光子之间存在康普顿散射，则团内磁场$B$被限定为$>0.03μ$ G（HXD）和$>0.10μ$ G（XIS）。
2008-05-23 astro-ph
The Sunyaev-Zel'dovich Effect Spectrum of Abell 2163
本文对星系团Abell 2163的Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）进行了1 cm波段的干涉测量。我们将这个数据点与之前在SuZIE实验中1.1，1.4和2.1 mm处的测量结果相结合，以构建迄今为止最完整的SZE光谱。四个波段的强度可以用来确定该星系团的中心康普顿y参数（y_c）和特有速度（v_p）。我们的结果是y_c=3.56（+0.41/-0.41）（+0.27/-0.19）x 10^-4和v_p=410（+1030/-850）（+460/-440）km/s，其中我们分别列出了统计和系统不确定性，置信度为68%。这些结果包括对银河系尘埃排放污染的修正。我们发现粉尘排放的污染比以前报道的要少。尘埃排放分布在更大的角尺度比集群信号，并有助于测量的信号时，考虑到SZE观测策略的细节。
2002-04-11 astro-ph
The survival and destruction of X-ray coronae of early-type galaxies in the rich cluster environments: a case study of Abell 1367
钱德拉对星系团A1367西北部区域的一项新观测揭示了四个冷星系冕（0.4 - 1.0 keV）嵌入热的团内介质（ICM）（5 - 6 keV）中。虽然NGC 3842和NGC 3837的大日冕看起来是对称和松弛的，但$\lsim$ L* 星系（NGC 3841和CGCG 97090）的星系日冕受到干扰并被剥离。具有致密冷却核心的大质量星系比银河日冕密度低得多的$\lsim$ L* 星系更能抵抗冲压压力剥离并在丰富的环境中生存。这些冷日冕的存活意味着来自周围ICM的热传导必须在日冕边界处被抑制至少60倍。在NGC 3842和NGC 3837的星系冕内，恒星的质量损失或热传导与斯皮策值可能足以平衡辐射冷却。准直射流末端的能量沉积可能会加热外部日冕，但允许小而致密的气体核心（例如，A1367中的NGC 3842和昏迷中的NGC 4874）。随着环境压力的增加，存活的X射线冠变得明显更小和更暗。
2004-08-24 astro-ph
Cluster-Cluster Microlensing as a Probe of Intracluster Stars, MACHOs, and Remnants of the First Generation Stars
星系团Abell 2152最近被发现与另一个更遥远的星系团形成一个星团-星系团系统，该星系团的核心几乎与A2152的核心完全一致。我们讨论了微透镜事件的可探测性，其中A2152后面的源星团中的一颗恒星被A2152中的一个团内致密天体极度放大。我们发现，使用8米级宽视场望远镜（如斯巴鲁/Suprime-Cam）进行搜索，可以探测到质量范围为m_{co} ~ 10^{-5}-10 10} M_sun的星团内致密天体，包括尚未受到任何过去观测限制的范围。我们预计，背景集群的事件率比前景集群（A2152）有偏差，这将是微透镜的独特特征，使该实验特别强大。这个实验对致密天体质量分数的灵敏度将是星团总暗物质的1-10%，这与m_{co}大致恒定，对于大型望远镜来说，望远镜时间合理（约10个夜晚）。因此，在这个质量范围内的任何致密物体都可以被检测到，或者被排除为暗物质的主要成分。如果星系团质量的20%是M ~ 1 M_sun的致密天体，那么银河系晕的发生率将达到10个左右。其他可能被探测到的目标包括被星系相互作用剥离的星团内恒星，以及假设的超大质量黑洞（M >~ 100 M_sun），它们是第一代恒星的残余物，可能是最近报道的宇宙红外背景辐射过量的原因，这似乎是正常星系光无法解释的。
2002-11-19 astro-ph
Extracting Galaxy Cluster Gas Inhomogeneity from X-ray Surface Brightness: A Statistical Approach and Application to Abell 3667
我们以前的分析表明，小尺度的波动在集群内介质（ICM）从宇宙学流体动力学模拟遵循对数正态分布。为了检验ICM的对数正态性质直接对星系团的X射线观测，我们开发了一种方法，提取的三维特性的波动从二维X射线表面亮度的统计信息。我们首先创建一组具有对数正态波动的合成簇。对这些人工合成的团簇进行模拟观测，我们发现所得到的X射线表面亮度波动也很好地遵循对数正态分布。对合成团簇的系统分析提供了密度涨落与X射线表面亮度之间的经验关系。分析了星系团Abell 3667的\chandra观测结果，发现其X射线表面亮度起伏服从对数正态分布。虽然对数正态模型最初是由宇宙学流体动力学模拟激发的，但这是第一次在真实星系团中观测到对数正态特征。最后，我们检查的集群从宇宙流体动力学模拟的合成集群的结果。由于模拟团簇所表现出的复杂结构，经验关系表现出较大的离散性。然而，我们能够再现真实值的波动幅度的模拟集群内的两个因素，从他们的X射线表面亮度单独。结合现有的观测数据，我们的方法在描述和推断星系团三维不均匀性的统计特性方面是有用的。
2008-07-16 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
Magnetic Sunyaev-Zel'dovich effect in galaxy clusters
本文探讨了浸没在热电子气体中的团内磁场（$\gsim 1μ$ G）对经典的Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）和X射线热韧致辐射的影响。由于Larmor频率远高于所有碰撞频率，磁场的存在可能导致超热电子的速度分布各向异性。对于两个温度的相对论麦克斯韦-玻尔兹曼分布，我们计算修改的经典热SZE。团内磁场倾向于增强SZE与陡峭的径向变化，这对基于团的宇宙学参数的估计产生重要影响。通过对Abell 2163星系团SZ和Chandra X射线辐射的光谱观测，应用磁SZE理论，预测了一个$\sim 30-40μ$ G中心核磁场$B_0$。对于后发座星系团的SZ和Chandra X射线光谱观测，我们的理论分析也与观测推断的$B_0\lsim 10μ$ G.由于磁SZE是红移$z$独立的，这种机制可能提供一个潜在的重要和独特的方式来探测膨胀宇宙中的团内磁场。
2004-02-27 astro-ph
Optical and X-ray clusters as tracers of the supercluster-void network. III Distribution of Abell and APM clusters
我们提出了一个比较Abell和APM星系团作为宇宙大尺度结构的示踪剂。我们研究这两个集群目录的选择功能。我们发现，超星系团-空洞网络可以用两个星系团样本来追踪;该网络有一个明确的周期，约为120 h^{-1} Mpc。我们计算了Abell和APM聚类样本的关联函数和功率谱。测量红移的APM星系团样本覆盖了一个小体积，其中只包含几个非常丰富的超星系团，围绕一个空洞，并有非常大的相互分离。由于这一属性的APM集群与测量速度的功率谱的最大值被转移到更大的尺度比相应的功能在Abell集群的功率谱。我们的结论是，APM样品是不代表的大尺度结构作为一个整体，由于小的空间覆盖。我们提出了一个超星系团的目录，APM星系团的红移高达z_{lim} =0.13。
2000-12-29 astro-ph
A BeppoSAX observation of the cooling flow cluster Abell 2029
我们介绍了BeppoSAX对冷却流团Abell 2029的观测结果。该星系团的宽带光谱（2-35 keV），当与包括冷却流分量和一个温度热分量的模型拟合时，后者的温度为8.3+/-0.2 keV，金属丰度为0.46+/-0.03太阳单位。在PDS光谱中没有发现硬X射线过量的证据。通过进行空间分辨光谱分析，我们发现，预计的温度和丰度随半径的增加而下降，从约8千电子伏和0.5（太阳单位）在集群核心约5千电子伏和0.2（太阳单位）在约1.2百万秒差距。
1999-10-15 astro-ph
A Direct Method for Measuring Heat Conductivity in Intracluster Medium
用康普顿散射的三阶微扰理论研究了具有温度梯度的团内介质中电子与宇宙微波背景辐射的逆康普顿散射。发现了一种新的CMB谱畸变类型，命名为梯度T Sunyaev-Zel'dovich效应。光谱具有普遍的形状。频谱在326 GHz处过零。光谱的符号取决于视线与温度梯度方向的相对方向。这种独特的频谱形状可以用来检测梯度T SZE信号的宽带或多频观测的SZE。谱畸变的幅度与电子密度无关，与热导率成正比。因此，梯度T SZE提供了一个独特的机会来测量热非平衡电子动量分布函数时，ICM有一个温度梯度和ICM的热导率。然而，信号的预期幅度非常小。由于各种已知效应，如相对论修正等，对热SZE谱的修正，当使用多频率分离技术来检测gradT SZE信号时可能成为问题。
2005-02-09 astro-ph
Temperature Anisotropies and Distortions Induced by Hot Intracluster Gas on the Cosmic Microwave Background
计算了团内热气体在宇宙背景辐射上引起的温度各向异性的功率谱。对于低多极，它保持恒定，而在高于$l>2000$的多极，它是指数衰减的。辐射功率谱的形状几乎与团簇内平均气体密度分布、气体演化历史或团簇维里半径无关，但振幅强烈依赖于这些参数，其振幅可达本征贡献的20%。确切的值取决于集团人口的整体性质和集团内气体的演化。宇宙微波背景黑体光谱的畸变也以类似的方式变化。温度各向异性的平均康普顿化参数的比率被证明是几乎独立的集群模型，在第一近似，只取决于集群的数量密度。
1998-11-10 astro-ph
