The Mass Distribution and Lifetime of Prestellar Cores in Perseus, Serpens, and Ophiuchus
我们提出了一个公正的人口普查英仙座，巨蛇座，蛇夫座的无星核心，通过比较大规模的Bolocam 1.1毫米连续发射图与斯皮策c2 d调查组装。我们使用c2 d星表从Enoch et al.（2006）、Young et al.（2006）和Enoch et al.（2007）的1.1 mm岩心样本中的92个原恒星岩心中分离出108个无恒星岩心。这些人口的比较揭示了无星核心的初始条件。英仙座的无星核与原恒星核的质量相似，但平均而言体积更大，密度更低，其大小表明密度分布比r^-2要平坦得多。相比之下，巨蛇座的无星核心是紧凑的，质量比原恒星核心低;未来的恒星形成可能会导致比目前形成的原恒星质量更低的物体。与Rosolowsky等人（2007年）对英仙座核心进行的NH_3调查估计的动力学质量相比，大多数无星核心可能是引力束缚的，因此是星前的。星前核心的质量分布包括108个核心，当M>0.8 Msun时，斜率为-2.3+/-0.4。这个斜率与最近对恒星初始质量函数的测量结果一致，进一步证明了恒星质量与核心形成过程直接相关。我们将核心到恒星效率的下限设定为25%。在每个星云中，星前核和原恒星核的数量大致相等，因此星前致密核的寿命必须与嵌入的原恒星的寿命相似，即4.5x10^5年，总的不确定性为2。如此短的寿命表明，至少在我们敏感的相对较高的平均密度（n> 2 × 10^4 cm^-3）下，地核演…
2008-05-07 astro-ph
Chandra temperature and metallicity maps of the Perseus cluster core
我们目前的温度和金属丰度的英仙座集群核心钱德拉X射线天文台获得的地图。我们发现，在120 kpc的核心的整体温度从~3.0 keV上升到~5.5 keV和金属丰度的轮廓，从~0.5太阳缓慢上升到~0.6太阳内60 kpc，但下降到~0.4太阳在120 kpc。在小细胞的空间分辨光谱表明，在英仙座集群的温度分布是不对称的。在温度图中有丰富的结构，尺度约为10弧秒（5.2千秒差距），显示出漩涡和温度上升，与X射线图像中突然的表面亮度下降相一致。我们得到了英仙座星系团核心的金属丰度图，发现从两个中心的X射线孔以及西部的X射线孔提取的光谱是最适合的气体具有更高的温度和更高的金属丰度比在周围的孔。然而，光谱解投影分析表明，这是由于投影效应;对于北部的X射线孔，我们发现在X射线孔中存在等温分量的严格限制，排除了体积填充的X射线气体，温度低于11千电子伏，在3西格玛。
2002-07-13 astro-ph
How Abundant is Iron in the Core of the Perseus Cluster?
用Beppo-SAX上的中能浓缩器光谱仪（MECS）收集的英仙座数据的分析表明，8 keV线复合体（主要由Fe K $_β$发射）与6.8 keV线复合体（主要由Fe K $_α$发射）的通量比明显大于标准热发射代码预测的通量。空间分辨光谱的分析表明，上述比值随团簇半径的增大而减小。我们发现，在我们考虑的各种解释中，最有可能需要等离子体在Fe K $_α$线的能量下共振散射的光学厚度。我们认为，如果是这样的话，那么使用标准的热发射代码，假设光学薄发射的铁丰度的措施，可以显着低估了真正的铁丰度。在英仙座核心的情况下，我们估计在半径为$\sim 60$ kpc的圆形区域内，以NGC 1275为中心的真实丰度为$\sim$ 0.9太阳能。最后，我们推测类似的结果可能适用于其他丰富的集群的核心。
1998-02-05 astro-ph
Keck spectroscopy of the faint dwarf elliptical galaxy population in the Perseus Cluster core: mixed stellar populations and a flat luminosity function
本文介绍了英仙座星系团核内低至M_B =-12.5等的矮星系的测光和LRIS光谱研究结果。获得了23个矮星系候选者的光谱，从中我们测量径向速度和恒星星族的吸收线指数的特点。从径向速度获得使用这些光谱，我们确认12个系统的集群成员，与其余11个非成员。利用这些新确认的星团成员，我们可以将英仙座星团的色-星等关系推广到M_B =-12.5。我们证实了在M_B =-15.5以下，色星等关系的散射增加，但拒绝了红矮星是星团成员的假设。我们测量了亮度函数在M_B = -18和M_B =-12.5之间的暗端斜率，发现α = -1.26 \pm 0.06，这与场的暗端斜率相似。这意味着英仙座星系团的核心并不存在过多的矮星系。通过比较金属和巴耳末吸收线指数与α增强的单恒星星族模型，我们得出这些新确认的集群成员的年龄和金属丰度。我们发现了两个不同的矮椭圆种群：一个年龄约为8 Gyr，金属丰度[Fe/H] <-0.33的古老的贫金属种群，和一个年龄< 5 Gyr，金属丰度[Fe/H] >-0.33的年轻的富金属种群。因此英仙座星系团中的矮星系并不是一个简单的同质群体，而是在年龄和金属丰度上表现出一定的范围。
2007-10-03 astro-ph
An Ammonia Spectral Atlas of Dense Cores in Perseus
我们目前的氨观测的193致密核心和核心候选人在英仙座分子云使用罗伯特F。伯德格林班克望远镜。在23 GHz附近，我们同时观测到了NH3（1，1），NH3（2，2），CCS（2_1 -> 1_0）和CC 34 S（2_1 -> 1_0）跃迁，光谱分辨率dv ~ 0.024 km/s。我们发现氨排放与几乎所有的（亚）毫米源，以及在几个位置没有相关的连续排放。对于每一个检测，我们已经测量的物理性质，通过拟合一个简单的模型，以每一个谱线同时。在适当的情况下，我们通过考虑低光学深度，沿视线的多个组件和GBT光束的不完美耦合来改进模型。对于英仙座的核心，我们发现一个典型的动力学温度T=11 K，一个典型的N（NH3）~ 10^14.5 /cm^2的柱密度和速度分散范围从sigma_v = 0.07 km/s到0.7 km/s。然而，许多速度频散> 0.2 km/s的岩心显示出沿视线存在多个速度分量的证据。
2007-11-02 astro-ph
CO(2-1) large scale mapping of the Perseus cluster core with HERA
冷分子气体是最近用单碟望远镜在几个冷却流团核中发现的。其中一些星系团的高空间分辨率成像揭示了CO发射线的特殊形态和动力学，指出了星系团中心受到扰动的非常冷的成分。我们在这里报告的观测NGC 1275，在英仙座星系团。这个物体是毫米级最强的冷却流发射器。HERA焦平面阵列的9个双偏振像素安装在30米望远镜上，能够对冷分子气体的大规模排放进行成像，这些气体被发现遵循中央星系周围非常奇特的Halpha结构。我们在这里讨论这种关联和非旋转动力学的冷气体，认为冷却流起源的分子组成部分。
2006-01-05 astro-ph
Dynamics of Dense Cores in the Perseus Molecular Cloud
我们调查了英仙座分子云中超过150个候选（和潜在的恒星形成）致密核心的运动学，并同时进行了N2 H+（1-0）和C18 O（2-1）的观测。我们对N2 H+的检测率为62%，对于JCMT SCUBA选择的目标，检测率上升到84%。与以前的观测结果一致，我们发现，密集的N2 H+目标往往显示近热线宽，特别是那些似乎是无星（使用斯皮策数据），表明湍流支持小尺度的分子云是最小的。对于那些具有相关SCUBA致密核心的N2 H+目标，我们发现它们的内部运动足以提供对核心重力的支持。比较N2 H+的积分强度和SCUBA流量，发现N2 H+的丰度分数在10^-10和10^-9之间。我们表明，在绝大多数情况下（~90%），致密的N2 H+气体和周围的C18 O气体的相对运动小于声速。我们在较大的灭绝区域内观察到的点对点运动似乎不足以提供对重力的支持，尽管我们对这些区域进行了稀疏的采样。
2007-07-18 astro-ph
XMM-Newton Observations of the Perseus Cluster II: Evidence for Gas Motions in the Core
XMM-牛顿测量的英仙座星系团内部~100 kpc的5-9 keV光谱可以很好地描述由APEC代码预测的光学薄等离子体发射模型，而不需要调用一个强大的Ni过剩或共振散射的影响。对于最强的6.7千电子伏线的氦类铁，集群的光学深度，使用观测到的密度，温度和丰度分布计算，是为了3。缺乏共振散射效应的证据意味着核心中的气体运动速度范围至少为声速的一半。如果这种运动具有小尺度湍流的特征，那么它的耗散将提供足够的能量来补偿气体的辐射冷却。星系团中心的超大质量黑洞的活动可能是气体运动的驱动力。
2003-09-16 astro-ph
Hard X-ray emission from the core of the Perseus cluster and the thermal content of the radio bubbles
我们使用一个非常深的900千克拉钱德拉X射线观测英仙座星团的核心，测量和确认的硬X射线发射检测到从以前的分析。通过拟合由多个温度分量加上幂律或热的热分量组成的模型，我们映射了硬通量的空间分布。我们确认中部地区存在强烈的硬过剩。在3弧分半径范围内，2-10 keV波段的总光度约为5 × 10^43 erg·s^-1。作为第二个项目，我们把限制的热气体含量的X射线腔在集群核心。这是通过将由多个组件组成的模型拟合到气泡内部和外部的光谱，并查看特定温度下组件强度的差异来完成的。这种方法避免了对集群核心几何形状的假设。只有高达50%的腔体体积可以填充有温度为50 keV的热气体。
2006-11-07 astro-ph
The Gas Temperature of Starless Cores in Perseus
在本文中，我们研究英仙座分子云的无星核心温度的决定因素。我们使用NH3（1，1）和（2，2）观测值来推导核心温度（T_kin）以及来自恒星形成区完整巡天和c2 d斯皮策遗产巡天的数据，以观测其他核心和分子云属性。NH_3探测的动力学温度分布在9 - 15 K的较窄范围内。我们发现，核心内的集群IC 348和NGC 1333是显着温暖比“场”无星核心，和T_kin是较高的区域内的较大的折射率衍生的列密度。无星的核心在接近O/I类原恒星时会更温暖，但这种效应在星团中的核心中看不到。对于场无星堆芯，Tkin在13 CO线宽和堆芯1.1mm通量较大的区域较高，而在堆芯峰值柱密度和堆芯平均体积密度较大的区域较低。对于团簇中的核，T_kin与~（13）CO线宽、1.1mm通量、密度和峰柱密度均无相关性。云材料的温度沿视线的核心，作为测量的CO或远红外发射的灰尘，是正相关的核心温度时，考虑收集的核心在外地和集群，但这种效果是不明显的两个子样本的核心分别考虑。
2008-09-30 astro-ph
Star formation in Perseus. IV. Mass dependent evolution of dense cores
在我们对英仙座的SCUBA调查中，我们发现原恒星核的比例随着质量的增加而增加，最大质量的核都是原恒星。在本文中，我们认为这种明显的质量依赖于这些核心的演化状态的可能解释，和原恒星演化和嵌入的核心质量函数（CMF）到恒星IMF的映射的影响。我们认为，以下潜在的原因：尘埃温度，在亚毫米和中红外观测用于前/原恒星分类的选择效应;混乱和多样性;瞬态核心;和不同的进化时间尺度。我们开发的核心质量演化图（CMED），调查如何个别核心的质量演化映射到所观察到的CMF。两种物理机制-大质量核心演化的短时间尺度和原恒星核心质量的持续积累-最好地解释了高质量核心中原恒星的相对过剩和大质量无星核心的稀有性。此外，混淆既增加了在核心内识别原恒星的可能性，又增加了分配给核心的质量。所观察到的前/原恒星质量分布是一致的更快的演化和更短的寿命为高质量的星前核心。我们排除了更长的时间尺度更高质量的星前核心。星前和原恒星质量分布的差异意味着星前CMF（可能还有星前+原恒星CMF）应该比IMF更陡。如果存在第二种相反的效应，例如大质量地核分裂成多个系统，那么在某些区域，更陡峭的星前CMF可以与观测到的CMF和IMF的相似性相协调。
2008-03-07 astro-ph
Chandra imaging of the complex X-ray core of the Perseus cluster
本文报道了钱德拉X射线天文台对NGC 1275星系周围英仙座星系团核心的亚弧秒分辨率X射线成像。ROSAT发现的与射电瓣相关的洞有X射线明亮的边缘，比周围的气体温度低，而不是由于冲击。黑洞本身可能含有一些更热的气体。我们绘制了由于一个小的下落的不规则星系，被称为高速系统，在北叶和边缘强烈的光电吸收。两个外部洞，其中一个是以前已知的，被确定为最近发现的低频无线电发射的毛刺。NGC 1275的X射线冷却气体和外部光学部分的螺旋外观可能是由于冷却流中的角动量。
2000-07-30 astro-ph
X-ray active galactic nuclei in the core of the Perseus cluster
本文利用钱德拉望远镜对英仙座星系团的星系核进行了深曝光观测，并对观测到的星系核的X射线辐射进行了研究。发现点源与13个早型星系和中心星系NGC 1275的核一致。这对应于钱德拉场中所有亮度大于M_B = -18的星系。所有这些来源有一个陡峭的幂律谱分量和四个有一个额外的热分量。在0.5-7.0 keV波段，未吸收的幂律光度范围为8.10^38-5.10^40 erg/s。我们发现这些星系的K波段光度、FUV和NUV AB星等与它们的X射线性质之间没有简单的相关性。我们用K带M_BH-L_K关系估计了核的黑洞质量，并再次发现黑洞质量与X射线光度之间没有相关性。邦迪吸积到星系中的黑洞上，使它们比观测到的要亮得多。
2007-09-10 astro-ph
Comparing Star Formation on Large Scales in the c2d Legacy Clouds: Bolocam 1.1 mm Dust Continuum Surveys of Serpens, Perseus, and Ophiuchus
我们在加州理工学院亚毫米天文台使用Bolocam对附近的三个恒星形成云进行了前所未有的1.1毫米连续测量。到目前为止，我们在毫米或亚毫米波长下绘制了每个云层中最大的区域：7.5平方英尺。在英仙座（纸一），10.8平方米。度在蛇夫座（纸二），和1.5平方米。Serpens的分辨率为31”，分别检测122、44和35个岩心。在这里，我们报告了巨蛇座调查的结果，并比较了三种云。平均测得的角核心的大小和分辨率的依赖关系表明，许多观察到的源是一致的幂律密度分布。云的距离的影响的测试表明，线性分辨率强烈影响测量源的大小和密度，但不影响质量分布的形状。英仙座和蛇夫座的核心质量分布斜率（α =2.1+/-0.1和α =2.1+/-0.3）与最近对恒星IMF的测量一致，而巨蛇座的分布更平坦（α =1.6+/-0.2）。我们还比较了相对质量分布形状的预测从湍流破碎模拟。在这三个星云中，致密的核心占总星云质量的比例不到10%，这与其他低恒星形成效率的测量结果一致。此外，大多数岩芯都是在高柱密度下发现的;超过75%的1.1毫米岩芯与英仙座的Av>8等，巨蛇座的Av> 15等，蛇夫座的Av> 20-23等有关。
2007-05-27 astro-ph
The relationship between the optical Halpha filaments and the X-ray emission in the core of the Perseus cluster
NGC 1275位于英仙座星系团Abell 426的中心，被一个壮观的球状阿尔法星云所包围。深钱德拉X射线成像显示，在软X射线中也可以检测到更亮的外部细丝。这可能是由于暗条中的冷气体与热的、致密的团内介质的传导和混合。我们在两个波段的灯丝的对应关系，并提请注意的关系，两个突出的弯曲的西北灯丝的外部，浮力无线电泡被视为一个洞的X射线图像。在孔的形状和细丝的分布上，与水中上升的大气泡的行为非常相似。如果这是一个正确的类比，那么流动是层流，而这个射电源周围的星团内气体不是湍流。我们得到了这种气体粘度的一个极限。
2003-06-10 astro-ph
Heating and cooling in the Perseus cluster core
众所周知，在大多数星系团的核心中，热的X射线发射气体的辐射冷却时间小于10^10年。在许多团簇中，气体温度也向中心下降。如果我们在这两个性质之间建立因果关系，那么我们就可以推断中央星系存在冷却流。然而，高光谱分辨率的XMM-牛顿数据和高空间分辨率的钱德拉数据显示，在星系团维里温度的三分之一以下缺乏X射线发射气体。解释是某种形式的加热平衡了冷却。冷却时间曲线的平滑性和相似性以及所需加热曲线的平坦性都表明，我们必须寻找一个相对温和的、准连续的（时间尺度<10^8年）分布式热源。这种可能的来源是中心的黑洞及其强大的喷流，这些喷流在内部的热气中产生了气泡状的空腔。在我们讨论天空中X射线最亮的星团英仙座星团的详细情况之前，我们简要地回顾了X射线明亮的星团样本中的一般加热和冷却统计。
2006-12-15 astro-ph
Star formation in Perseus
我们提出了一个完整的调查，目前的恒星形成的英仙座分子云，在850和450微米与SCUBA在JCMT。这一次对原恒星活动的亚毫米级连续谱巡天覆盖了3 deg^2，在规模上仅次于蛇夫座ρ巡天（Johnstone等，2004）。完成以上0.4 msun（5西格玛检测在14“光束），我们检测到总共91个原恒星和星前核心。其中，80%位于星团中，代表整个银河系的恒星形成。其中两组核心与年轻的星团IC 348和NGC 1333有关，并且与过去0.5百万年中稳定或减少的恒星形成率相一致，但不是增加的。在英仙座，40- 60%的核心是小星团（小于50 msun）和孤立的物体，远高于红外研究建议的10%。作为对尘埃连续体的补充，我们提供了一张分辨率为1'的整个云的C^18O图。气体和尘埃在大尺度和小尺度上都表现出致密气体的连续结构，高柱密度的细丝分裂成核团。每单位长度的灯丝质量为5- 11毫太阳能/0.1个。有了这些丝状物质，就不需要沿着丝状物或在丝状物上有大量的大规模流动来收集足够的物质来形成恒星。我们发现，发现亚毫米核的概率是柱密度的一个强增函数，用C^18 O积分强度来测量，prob（core）与I^3.0成正比。这种幂律关系适用于低柱密度的情况，表明英仙座不存在恒星形成的A_v阈值，除非所有低A_v亚毫米核都能被证明是已经开始失去其诞生分子云的较老原恒星。
2005-06-07 astro-ph
Mapping small-scale temperature and abundance structures in the core of the Perseus cluster
我们报告进一步的结果，从191 KS钱德拉观测英仙座集群的核心，阿贝尔426。详细绘制了排放加权温度和丰度结构图。在最亮的区域，温度变化可低至~1千秒差距。在全球范围内，最强的X射线表面亮度特征似乎是由温度变化引起的。密度和温度的变化共同给出了压力的近似方位角平衡，表明气体处于流体静力平衡。Si、S、Ar、Ca、Fe和Ni的丰度分布从约100千秒差距开始向内上升，在约30-40千秒差距处达到峰值。大多数这些丰度下降向内的峰，但Ne显示一个中心峰，所有这些都可以解释共振散射。没有证据表明星团中有一个广泛的额外的较冷的温度分量，其温度大于当地温度的两倍。然而，有证据表明存在广泛存在的硬成分，这种成分可能是非热的。在集群中的气体的温度和丰度被观察到以类似的方式发现集群之间的相关性。
2004-01-07 astro-ph
The Large and Small Scale Structures of Dust in the Star-Forming Perseus Molecular Cloud
我们提出了一个分析的~3.5平方度的亚毫米连续和灭绝的英仙座分子云的数据。我们确定了58块在亚毫米地图，我们确定了39个结构（“核心”）和11个协会的结构（“超级核心”）的灭绝地图。亚毫米团块和灭绝核心的累积质量分布具有陡峭的斜率（α ~ 2和1.5 - 2），比Salpeter IMF（α = 1.35）更陡，而灭绝超级核心的分布具有较浅的斜率（α ~ 1）。大多数亚毫米团簇都能很好地拟合10 K < T <19 K和5.5 < log_10（P_ext/k）< 6.0的稳定Bonnor-Ebert球。虽然Bonnor-Ebert模型表明，如果它们存在，我们应该能够在较低的柱密度下检测到它们，但这些团块只在最高的柱密度区域（A_V > 5 - 7 mag）被发现。这些观察结果提供了一个更强的情况下，灭绝阈值比在分析中发现的蛇夫座分子云的不太敏感的意见。分析了亚毫米团块与其母灭绝核的关系。亚毫米的团块倾向于偏离较大的灭绝峰，这表明团块是通过外部触发事件形成的，与以前的观察结果一致。
2006-05-03 astro-ph
Current Star Formation in the Perseus Molecular Cloud: Constraints from Unbiased Submillimeter and Mid-Infrared Surveys
我们提出了一个人口普查的人口深埋年轻恒星物体（YSO）在英仙座分子云复杂的基础上结合斯皮策太空望远镜中红外数据从c2 d的遗产团队和JCMT/SCUBA亚毫米地图从COMPRESSOR团队。在24微米处检测到的且具有[3.6]-[4.5] > 1的中红外源位于SCUBA核心的中心附近，通常在其峰值的15”内。SCUBA核心峰值周围中红外光源空间分布的狭窄性表明，新形成的YSO没有发生显著的分散。这反对原恒星运动调节时间尺度的建议，在该时间尺度上可以发生显著的（邦迪-霍伊尔）吸积。嵌入最深的YSO被发现在具有高消光的区域，AV > 5，类似于SCUBA核心观察到的消光阈值。所有高浓度的SCUBA核心都有嵌入的YSO，但并非所有低浓度的核心都是无星的。构建了49个深度嵌入YSO的无偏样本。在72个SCUBA核心中的40个中发现了嵌入式YSO，其中只有三个核心在15”内包含多个嵌入式YSO。有和没有嵌入YSO的SCUBA核心数量相等，这表明通过致密星前阶段演化的时间尺度与嵌入原恒星阶段的时间尺度相似，星前阶段的核心在亚毫米图中被识别，中心密度为5e 4 - 1 e5 cm^{-3}。目前核心的恒星形成效率估计约为10- 15%。相比之下，恒星形成效率在整个云生命周期内的平均值和总质量相比只有百分之几，这也反映了云材料组装成致密核心的效率。
2006-10-12 astro-ph
Bolocam Survey for 1.1 mm Dust Continuum Emission in the c2d Legacy Clouds. I. Perseus
我们已经完成了一个1.1毫米连续调查的7.5平方度的英仙座分子云使用Bolocam在加州理工学院亚毫米天文台。这是迄今为止英仙座最大的毫米或亚毫米连续谱图。我们的地图覆盖了超过30，000个31”（FWHM）分辨率的元件，达到15 mJy/光束的1 sigma RMS。假设尘埃温度为10 K，我们探测到超过5 σ点源质量检测限0.18 M_sun的122个核心，其中60个是新的毫米或亚毫米探测。1.1 mm质量函数与斜率为-1.3（0.5 M_sun<M<2.5 M_sun）和-2.6（M>2.5 M_sun）的破幂律一致，与局部初始质量函数斜率相似。不超过5%的总云质量包含在离散的1.1毫米的核心，占总质量的285 M_sun。我们建议的消光阈值为Av~5 mag的毫米核心，根据我们的计算发现一个1.1毫米核心的概率作为一个函数的Av。云的大部分都没有紧凑的毫米辐射;尽管与以前的调查相比，覆盖的区域明显更大，但只有5-10个新发现的来源位于以前观察到的区域之外。两点关联函数证实云中的密集核心是高度结构化的，在2 e5 AU的尺度上具有显著的聚类。这些1.1毫米的结果，特别是当与最近获得的c2 d斯皮策遗产数据相结合时，将提供英仙座致密核心和原恒星的普查，并提高我们对分子云中恒星形成的最早阶段的理解。
2005-10-06 astro-ph
Diffuse polarized emission associated with the Perseus cluster
我们报告的全偏振射电观测英仙座集群（阿贝尔426）使用韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）在波长从81 - 95厘米。我们采用了一种新的技术--旋转测量合成（Brentjens和de Bruyn，2005），来揭示整个视场中辐射的偏振特性，并在约0~90 rad m ^-2的宽RM范围内探测偏振辐射。低RM发射与我们的银河系有关，而高RM发射与英仙座星系团有关。后者达到每束0.5 - 1 mJy的典型表面亮度水平，并且必须是相当高度偏振的。大部分外围的偏振辐射看起来太亮了，大约1 - 2个数量级，无法解释为中心射电源从星团中的热电子发出的汤姆逊散射辐射。与英仙座星团相关的大部分辐射可能与相对论等离子体的浮力气泡有关，可能是星团内仍然活跃或休眠的活动星系核的遗迹。测量0.5 - 1 Mpc的透镜状结构与Ensslin等人（1998）预测的结构惊人地相似。在星团的西部边缘，我们探测到了非常长的线性结构，这可能与英仙座星团的气体流入所引起的冲击有关。
2005-11-02 astro-ph
Star formation in Perseus: III. Outflows
我们提出了一个搜索流出到英仙座51个亚毫米核心。从一个大的均匀的数据集在一个分子云一致导出流出的属性，我们可以进一步调查的质量依赖性和时间演化的原恒星质量损失。在51个岩心中，有37个显示出宽的分子流出线。在13种情况下，线翼可能是由于与邻近的气流混淆，但其中9种来源也有近红外探测，证实了它们的原恒星性质。在我们的样本中，原恒星的总比例为65%。所有，但四个外流检测证实为原恒星斯皮策红外探测，只有一个斯皮策源没有流出，表明在这种灵敏度的流出地图同样善于识别原恒星斯皮策。外流动量通量与源光度和核心质量相关，但即使在这一片云中也有相当大的散射，尽管数据集是均匀的。我们无法证实Bontemps等人（1996）的结果，即I类源的平均动量通量低于0类源，KS检验显示0类源和I类源的动量通量很可能来自同一分布。我们发现，流出功率可能不会显示出一个简单的下降之间的0类到I类阶段。我们的样本包括低动量通量、低光度的0类源，可能处于非常早期的演化阶段。如果核心的唯一质量损失是由于流出，核心将持续10^5-10^8年，比目前估计的嵌入相平均寿命1.5-4 x 10^5年要长。从原恒星核心移除质量的额外机制可能是必要的。
2007-06-12 astro-ph
Magnetic Fields in the Center of the Perseus Cluster
我们提出了甚长基线阵列（VLBA）的观察，在英仙座星系团的中央，占主导地位的星系NGC 1275的核心。这是第一次观测到3C 84的线偏振辐射，并由此确定了明亮的南方喷流部分尖端的法拉第旋转测量值（RM），范围为6500 ~ 7500 rad/m^2。在22 GHz时，从3C 84的中央秒差距也检测到一些极化，表明存在更极端的RM，在较低的频率下使核心去极化。法拉第屏的性质与英仙座星系团中电离气体的光学细丝所产生的磁场最为一致。
2006-02-28 astro-ph
Cold molecular gas in the Perseus cluster core - Association with X-ray cavity, Halpha filaments and cooling flow -
最近在几个星系的冷却流团中发现了冷分子气体，那里经常有巨大的光学星云。这些光学细丝与冷却流和相关现象密切相关，例如由射电喷流提供的相对论等离子体的上升气泡。本文给出了英仙座星系团NGC 1275中央星系周围与一些H α细丝有关的冷分子气体的CO（2-1）旋转线图。这张地图，从星系中心延伸到大约50千秒差距（135角秒），是由18个接收器阵列HERA制作的，位于IRAM 30米望远镜的焦点。虽然大部分的冷气体都集中在星系的中心，但CO的发射也明显与电离气体中明显的延伸细丝有关，并且可以追踪到一个可能的储存库，为那里的恒星形成提供燃料。在X射线气体可以更有效地冷却的地方也发现了一些CO排放：在中央X射线腔的边缘（那里的热气被认为是被中央活动星系核膨胀的射电瓣挤出和压缩的）。在NGC 1275中，CO的整体运动学没有显示出任何旋转。冷气体可能是落在星系中心的气体和被团内介质中上升气泡拖出的上升气体的混合物。正如最近在其他星系团核中所提出的，冷气体特有的形态和运动学支持了一个间歇性冷却流的图景，其中活动星系核起着重要的作用。
2006-03-14 astro-ph
Cold gas in the Perseus cluster core: Excitation of molecular gas in filaments
我们最近在英仙座星系团中心的星系NGC 1275周围的著名灯丝中探测到CO线。这些先前的观测，在IRAM 30米望远镜上使用HERA多光束阵列，使我们能够绘制出CO（2-1）线的大型地图，并看到远离星团中心的分子气体的迹象。为了证实CO发射线在外丝中的存在并研究CO（2-1）/CO（1-0）线比，我们用30米望远镜在CO（1-0）和CO（2-1）中再次观察了七个感兴趣的区域。我们观察到的区域是：东灯丝、马蹄形灯丝、北灯丝和南延伸部分，均选自Halpha发射线测绘。在所有观察到的区域都检测到分子气体。这一结果证实了冷分子气体细丝的大范围。我们讨论了细丝中CO（2-1）/CO（1-0）的比值。东部的暗条有光学厚的气体，而更远的地方，线比增加接近预期的值为一个温暖的光学薄介质。我们还在靠近中心的9个区域中显示了CO（1-0）和CO（2-1）线。本文对CO的运动学进行了较详细的研究，证实了它遵循近红外热H_2气体的运动规律。最后，我们在3C 84周围寻找致密气体示踪剂，并在此首次发现HCN（3-2）。
2008-04-14 astro-ph
A deeper X-ray study of the core of the Perseus galaxy cluster: the power of sound waves and the distribution of metals and cosmic rays
进一步研究了英仙座X射线最亮的星系团A426的超深Chandra观测。我们研究的径向分布推断的准同心波纹表面亮度的能量通量，假设它们是由于声波，并表明，这是一个显着的部分内75-100千秒差距，其中的冷却时间是4-5 Gyr，分别由辐射冷却损失的能量。波通量随半径向外减小，与能量耗散一致。一些新发现的超过100 kpc的大波纹，以及一个可能在170 kpc半径的完整气泡，可能表明原子核在几百万年前有过更高水平的活动。金属在团内气体中的分布在半径约40 kpc处达到峰值，在5 kpc尺度上明显呈聚集性。详细分析了在50 kpc内发现的软X射线灯丝和硬X射线发射成分的温度分布。由非热电子产生的压力，导致了被解释为逆康普顿发射的光谱分量，在中心40千秒差距内很高，并提高了那里的声波的功率;超过40千秒差距，它急剧下降。我们没有发现来自射电泡的热辐射;为了使任何热气体在泡内具有超过50%的填充因子，该气体的温度必须超过50 keV。
2007-08-15 astro-ph
Hubble Space Telescope survey of the Perseus Cluster - I: The structure and dark matter content of cluster dwarf spheroidals
利用哈勃空间望远镜（HST）的先进巡天照相机（ACS）对英仙座星系团（Perseus Cluster）核心的矮星系（M_V=-12）进行了研究。我们确定了29个矮星作为集群成员，其中17个是以前未研究过的。我们所研究的所有侏儒都外表光滑，缺乏内部特征。根据这些观测结果，以及这些矮星的大小，我们认为我们样本中的一些矮星必须具有大量的暗物质含量，以防止被团簇势破坏。我们推导出一种新的方法，独立于运动学，用于测量dEs的暗物质含量，基于矮星的半径，从集群中心的投影距离的矮星，和集群内部的总质量it. We发现，这些矮星的质光比是可比的本地组dSphs，范围在1和120之间。
2008-11-19 astro-ph
Heating Cooling Flows with Weak Shock Waves
在英仙座和室女座的热星系团间气体中发现了扩展的、近似球形的弱激波，这一发现使人们认为这些波可能是解释为什么如此少的气体冷却到低温的主要加热过程。这种类型的加热得到了最近的气体动力学模型的额外支持。我们在这里表明，向外传播，消散波存款的大部分能量的中心附近的集群大气。因此，如果气体被（间歇性的）几个陀螺的弱冲击加热，30-50千秒差距内的气体被加热到远远超过观测值的温度。如果消散的冲击足够不频繁或微弱，从而不成为全球加热的主要来源，这种加热是可以避免的。与新形成的X射线空腔相关的局部PV和粘性加热可能很小，这与空腔所在的组和簇中心附近通常观察到的低气体温度一致。
2005-11-05 astro-ph
The structures of embedded clusters in the Perseus, Serpens and Ophiuchus molecular clouds
利用Spitzer c2 d遗留巡天的英仙座、蛇夫座和巨蛇座分子云的年轻恒星星族数据，采用最近邻和最小生成树方法研究嵌入星团的空间结构.我们确定嵌入这些云的集群密度增强和分析的聚类参数Q源光度和演化阶段。这个分析表明，较老的2/3类天体比较年轻的0/1类原恒星更集中凝聚，表明星团从最初的层次结构演变为集中凝聚结构。只有IC 348和巨蛇座星系核心，样本中较老的星系团，显示出质量分离的迹象（由Q对源星等的依赖性表示），表明在几个百万年后动力学相互作用的显著影响。团簇的结构也可能与出生云中的湍流能量有关，因为最中心凝聚的团簇出现在具有最低马赫数的云中，反之亦然。一般来说，这些结果与重力湍流碎裂形成团簇形成的理论情景吻合得很好。
2008-05-14 astro-ph
TeV Gamma-Ray Observations of the Perseus and Abell 2029 Galaxy Clusters
星系团可能是由高能质子和电子发射的TeV伽马射线的来源，这些质子和电子被大尺度结构形成冲击、星系风或活动星系核加速。此外，在星系团核心的暗物质粒子湮灭过程中可能会产生伽马射线。我们报告了在2003-2004年和2004-2005年观测季节使用10 m惠普尔切伦科夫望远镜对英仙座和阿贝尔2029星系团的观测结果。我们应用二维分析技术来仔细检查集群的TeV发射。在本文中，我们首先确定流量上限TeV γ射线发射的点源内的集群。其次，我们推导出扩展团簇发射的上限。随后，我们比较通量上限与EGRET上限在100兆电子伏和理论模型。假设伽马射线表面亮度轮廓模拟热X射线发射的亮度轮廓，并且星系团宇宙射线的光谱从热能一直延伸到多TeV能量（差分谱指数为-2.1），我们的结果意味着宇宙射线质子能量密度小于英仙座星系团热能量密度的7.9%。
2006-02-13 astro-ph
Isothermal shocks in Abell 2199 and 2A 0335+096?
本文报道了钱德拉X射线天文台在距Abell 2199中心约55kpc处发现的部分圆形X射线表面亮度不连续性。与其他星团中发现的冷锋不同，该特征没有显示出明显的温度变化，但有明显的密度跳跃。因此，我们确定它是一个弱的等温激波与中央活动星系核和它的射电泡膨胀，在英仙座集群中发现。我们研究了Mazzotta等人在2A 0335+096中发现的40 kpc半径处的一个类似特征，并得出结论，它也可能是一个等温激波。如果这些是激波，密度的变化意味着马赫数约为1.5。如果这些特征的等温性质被更深层次的观测所证实，这意味着这种冲击在星系团中很常见，并且是能量从中央超大质量黑洞传输到星系团核心的重要机制。
2006-06-26 astro-ph
Central Elemental Abundance Ratios in the Perseus Cluster: Resonant Scattering or SN Ia Enrichment?
我们已经确定了英仙座集群的核心中的几个元素的元素丰度比。这些比值表明超新星Ia喷发物的中心优势与A496、A2199和A3571相似（Dupke & White 2000）。对SIS 1、GIS2&3的ASCA谱的同时分析表明，在中心4 '区Ni/Fe丰度比为~（3.4 +-1.1）太阳级。这一比例与其他星系团中观察到的一致（并且更精确），这些星系团的中心区域主要是超新星Ia喷出物。如此大的镍过剩是由Ia超新星的“对流爆燃”爆炸模型如“W7”预测的，但与延迟爆炸模型不一致。我们注意到，在目前的仪器中，NiK（alpha）线与FeK（beta）线混淆，我们观察到的Ni过量被其他人解释为FeK（beta）与FeK（alpha）的巨大比率，这是由FeK（alpha）线中的共振散射引起的。我们认为，中央增强的超新星Ia喷出物，因此高比例的镍铁自然是解释的情况下，包括产生的化学梯度抑制超新星Ia风或冲压压力剥离的星系团。对于FeK（α）线的共振散射来说，没有必要假设团内气体的光学厚度。
2000-10-02 astro-ph
ROSAT PSPC observations of the outer regions of the Perseus cluster of galaxies
本文分析了英仙座星系团（Abell~426）的四个离轴ROSAT PSPC观测结果。我们检测到的表面亮度轮廓半径为80弧分（$\sim 2.4 h_{50}^{-1}$ Mpc）从X射线峰。在不同的扇区和三个不同的能带中测量该分布。首先，颜色分析突出了该地区$N_{H}$的轻微变化，以及核心和东部地区的冷成分。我们将$β$模型应用于不同部门的配置文件，并提出了一个解决方案，所谓的$β$问题。从一个方位角平均配置突出扩展发射在东部和西部的残差，估计光度约8和1 $\times 10^{43} erg/s$，分别。我们拟合了几个模型的表面亮度轮廓，包括从Navarro，Frenk和White（1995年）的潜力。我们获得了最佳拟合的气体分布所描述的幂律在内部，冷却区域和$β$模型的扩展排放。通过最佳拟合结果和表面亮度轮廓的解投影的约束，我们定义了半径，其中集群内部的过密度是临界值$r_{200}$的200倍，在$2.7 h_{50}^{-1}$ Mpc。在$2.3 h_{50}^{-1}$ Mpc（$0.85 r_{200}$）中，英仙座星团的总质量为$1.2 \times 10^{15} M_{\odot}$，其气体比例约为30%。
1998-06-29 astro-ph
Stability of Standing Accretion Shocks, With an Eye Toward Core Collapse Supernovae
我们研究的稳定性，球形吸积冲击。吸积冲击出现在核心坍缩超新星（本文的重点），恒星形成，吸积白矮星和中子星。我们提出了一个简单的分析模型，并使用随时间变化的流体动力学模拟表明，这种解决方案是稳定的径向扰动。在两个维度上，我们表明，小扰动的球形激波前可以导致快速增长的湍流后面的冲击，驱动的涡量从现在的非球形激波的注射。我们讨论的后果，这种不稳定性可能有超新星机制。
2002-10-29 astro-ph
Envelope Expansion with Core Collapse. III. Similarity Isothermal Shocks in a Magnetofluid
我们探索包络膨胀与核心崩溃（EECC）与等温MHD冲击在准球对称的MHD解决方案和轮廓潜在的天体物理应用，这种磁化冲击流。根据近核区的下游特性，将MHD激波解分为三类。I类解的特征是在MHD激波下游向核心自由落体坍塌，而II类解的特征是在MHD激波下游靠近核心的Larson-Penston（LP）型。III类解决方案是新颖的，共享I类和II类解决方案的两个特征，并且存在足够强的磁场作为先决条件。在这些等温MHD激波相似解的范围内，可能发生各种MHD过程，如亚磁声振荡、自由落体堆芯坍塌、径向收缩和膨胀。我们也可以构建家庭的孪生MHD冲击的解决方案，以及一个“等温MHD冲击”分离两个磁流体区域的两个不同的，但恒定的温度。这种MHD激波解的多功能特性可以用来模拟广泛的天体物理问题，包括磁化分子云中的恒星形成，渐近巨星分支阶段与具有热中心磁化白矮星的原行星状星云阶段之间的MHD联系，超新星遗迹中的相对论MHD脉冲星风，软伽马射线中继器的无线电余辉等等。
2006-04-12 astro-ph
Radially-Inflowing Molecular Gas in NGC 1275 Deposited by a X-ray Cooling Flow in the Perseus Cluster
我们对英仙座星系团中心的cD星系NGC 1275（英仙座A）的分子气体进行了CO（2-1）成像，空间分辨率为$\sim$ 1 kpc，中心区域半径为$\sim$ 10 kpc。每A已知含有$\sim$ 1.3x10 $^{10}$ M $_\odot$的分子气体，已被提出从合并或气体丰富的星系的冲压压力剥离捕获，或从X射线冷却流吸积。在我们的图像中检测到的分子气体的总质量为$\sim$ 4x 10 $^9$ M $_\odot$，并且第一次可以看到集中在三个径向细丝中，长度从至少1.1-2.4 kpc，所有这些细丝都位于横跨星系中心的东西方向，半径为$\sim$ 8 kpc。东部和外部的西灯丝表现出更大的蓝移速度与半径减小，而内部的西灯丝跨越星系的系统速度。分子气体没有显示出轨道运动的特征，因此不太可能是从富含气体的星系中捕获的。相反，我们能够再现观察到的两个外部细丝的运动学作为自由落体的引力势的每A，如果他们起源于X射线冷却流将是预期的。事实上，所有三个灯丝都位于Per A射电喷流雕刻出的两个突出的X射线腔之间，并且非常类似于星系团核心中最冷的X射线气体的空间分布。仅在最外层的两个细丝中，推断的质量沉积速率大约为75 M $_odot$/年$^{-1}$。这种冷却流可以提供几乎连续的分子气体供应，为Per A中的活性核提供燃料。
2007-12-18 astro-ph
Cluster cores as observed with Chandra
我们回顾了最近的钱德拉观测星系团的X射线明亮的核心的结果。我们讨论了“冷锋”的探测及其对热传导的影响，英仙座星系团中冷却流和射电源的相互作用以及A1795中心区域的动力学状态。给出了A1795中金属元素的径向分布和4C+55.16中金属丰度的方位变化。
2001-10-10 astro-ph
Analytic Approach to the Stability of Standing Accretion Shocks: Application to Core-Collapse Supernovae
我们探讨了一个分析模型的吸积激波后反弹阶段的核心坍缩超新星爆炸。我们发现增长振荡的冲击在l=1和l=2模式，与现有的各种数值模拟。对于适度的值的外吸积激波的内边界的激波流的比例，不稳定性似乎来自于被困声波的增长，而在较高的值，激波后平流显然发挥了作用。因此，这里描述的模型可能与最近由Blondin和Mezzacappa以及Foglizzo及其合作者提出的不同的不稳定机制有关。
2007-01-09 astro-ph
Inelastic Neutrino-Helium Scatterings and Standing Accretion Shock Instability in Core-Collapse Supernovae
我们提出的数值实验的结果，在其中，我们已经调查的非弹性中微子氦相互作用的影响，应该发生在反弹后超新星核心的常设吸积激波不稳定性。对吸积流通过驻存吸积激波作用于质子中子星的轴对称流体动力学模拟表明，相互作用相对较小，激波不稳定性的线性增长几乎不受影响。在不稳定性进入非线性区域后，非弹性反应产生的额外加热对激波的复苏变得重要，但只有当中微子光度非常接近临界值时，激波才会在没有相互作用的情况下复苏。我们还研究了微扰初始振幅和μ、τ中微子温度对结果的依赖性。
2006-06-08 astro-ph
The Turbulent Shock Origin of Proto--Stellar Cores
分子云（MC）分裂成原恒星核心是恒星形成过程的一个核心方面。由于MC中超音速运动的湍流性质，有人提出，诸如细丝和团块之类的致密结构是由湍流中的激波形成的。在这项工作中，我们提出了强有力的证据支持的动荡起源的碎片的MC。湍流破碎的最一般的结果是，致密的激波后气体跟踪具有比低密度气体更小的速度分散的气体成分，因为激波对应于会聚流的区域，在那里湍流运动的动能被耗散。本文利用由超音速湍流数值模拟结果计算出的分子跃迁谱的合成图，证明了速度弥散对气体密度的依赖性在均方根速度质心和积分强度（柱密度）σ（V_0）-I之间产生了一个可观测的关系，这确实在观测数据中找到了。理论模型（合成的~（13）CO谱图）与英仙座、玫瑰座和金牛座MC复合体的~（13）CO谱图的比较表明，在Sigma（V_0）-I关系中有很好的一致性。不同观测图的Sigma（V_0）-I关系在总均方根速度相同的情况下非常相似，这有力地表明它们起源于流体方程的一个非常普遍的性质，如湍流破碎过程。
2000-11-06 astro-ph
