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
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
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
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
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
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
The Weak Shock in the Core of the Perseus Cluster
声波和弱激波的能量耗散是将活动星系核活动耦合到周围的团内介质（ICM），从而抵消团核冷却的最有希望的机制之一。我们提出了一个详细的分析，发现在深钱德拉观测英仙座集群核心的弱冲击。对冲击波阵面两侧的谱进行比较表明，它们非常相似。通过对包含激波的扇区进行解投影分析，我们得到了激波前沿的温度和密度分布。这些数据没有显示出温度跃变与密度跃变同时发生的证据。为了理解这一结果，我们使用1D流体动力学模拟来模拟冲击波的形成，包括热传导和伽马< 5/3气体的模型。这些模型与数据并不吻合，这表明需要进一步的物理学来解释冲击波的结构。我们认为，冲击波和H-α细丝之间的相互作用可能对冷却冲击波后气体产生重大影响。我们还计算了弱激波释放的热能。冲击区的总能量约为气泡膨胀所需功的3.5倍，冲击的功率约为每个气泡6 × 1044 erg/s，总能量略高于1045 erg/s。
2008-01-28 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
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
Current Star Formation in the Ophiuchus and Perseus Molecular Clouds: Constraints and Comparisons from Unbiased Submillimeter and Mid-Infrared Surveys. II
我们提出了一个人口普查的人口深嵌入年轻恒星对象（YSO）的蛇夫座分子云复杂的基础上，斯皮策太空望远镜中红外数据的“核心到核心”（c2 d）的遗产团队和JCMT/SCUBA亚毫米地图COMPUTER团队。我们已经应用了一种方法来识别嵌入在英仙座的原恒星，这些数据集，并以这种方式构建一个相对公正的样本27候选嵌入原恒星的信封更大规模比我们的灵敏度限制（约0.1 M太阳）。在35%的SCUBA核心中发现了嵌入式YSO-低于英仙座（58%）。另一方面，蛇夫座中的中红外线源具有较少的红色中红外线颜色，可能表明它们较少嵌入。我们应用最近邻表面密度算法来定义每个云的子结构，并计算每个子区域的特征数-包括质量，恒星形成效率，嵌入源的分数等。发现L1688、NGC 1333和IC 348的恒星形成效率比B1、L1455和L1448等小星系团高，而后者则完全由深埋的原恒星控制。我们讨论了英仙座和蛇夫座区域之间差异的可能解释，例如YSO的不同进化时间尺度或差异，例如，在这两个云的吸积中。
2008-05-06 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
Star formation in Perseus: II. SEDs, classification and lifetimes
工作与英仙座分子云的亚毫米连续谱图（Hatteryet al. 2005），我们的目标是确定英仙座每个亚毫米核心的演化阶段，并调查这些阶段的寿命。我们编译光谱能量分布（SED）从2 MASS，斯皮策IRAC，米歇尔，IRAS，SCUBA和Bolocam数据。根据红外线和/或外流探测，源被分类为无星/原恒星，根据Tbol、Lbol/Lsmm和F_{3.6} / F_{850}，源被分类为I类/0类。为了研究这些演化指标对质量的依赖性，我们构建了0类源的辐射转移模型。在亚毫米核心中，56/103（54%）是根据红外发射或分子流出确认的原恒星。其中，22颗根据三个演化指标分类为1级，34颗为0级，其余47颗被认为是无星的。英仙座包含的0级源比金牛座或猎户座都多。比较原恒星和金牛座T的人口，英仙座的原恒星阶段的寿命是0.25-0.67百万年（95%的置信区间）。0级和1级相的相对寿命相似。我们发现，对于相同的源几何形状，但不同的群众，进化指标，如Tbol不同的值。因此，使用固定阈值来区分0类和I类污染源并不总是合适的。需要更多的建模来确定0类/I类边界在一定质量范围内的观测特征。
2006-12-20 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
Super-Sonic Turbulence in the Perseus Molecular Cloud
我们比较了在英仙座分子云中观测到的J= 1 -0 ~（13）CO谱的统计特性与合成的J=1-0 ~（13）CO谱的统计特性。合成的J =1-0 ~（13）CO谱是通过求解三维磁流体动力学（MHD）方程得到的模型云的非LTE辐射转移问题计算得到的。模型云是一个随机强迫超阿尔文和高超音速湍流等温流。目前的工作的目的是测试，如果理想化的湍流，没有自引力，恒星辐射，恒星外流，或任何其他恒星形成的影响，是不一致的，或不与恒星形成分子云的统计特性。我们提出了几个统计结果，证明显着的真实数据和合成云之间的相似性。像英仙座这样的分子云的统计特性可以用随机超音速和超阿尔夫文磁流体动力学流来描述。虽然引力和恒星辐射的描述对于理解单个原恒星的形成和恒星形成在云动力学中的影响是必不可少的，但云和恒星形成的初始条件的整体描述显然可以在中等尺度上提供，而无需考虑引力，恒星辐射和恒星流出的详细模拟。我们还表明，等效线宽和集成天线温度之间的关系表明，存在一个相对较强的磁场在核心B1，与塞曼分裂测量。
1999-05-28 astro-ph
2MASS Observations of the Perseus, Orion A, Orion B, and Monoceros R2 Molecular Clouds
我们使用2 MASS第二次增量释放点源目录调查英仙座，猎户座A，猎户座B和MonR 2分子云中年轻恒星的空间分布。从观测到的恒星数中减去半经验模型的场星污染后，恒星表面密度图被用来识别紧凑的星团和任何发现更均匀分布在分子云上的恒星星族。每个云包含2到7个集群，至少有一半的集群人口在一个单一的，丰富的集群。此外，在猎户座A和MonR 2分子云中，在场星扣除的不确定度范围内，推断出分布的恒星星族，表面密度在0.013 - 0.083 arcmin**-2之间。名义消光模型中星团中包含的总恒星星族的比例范围为50-100%（如果分布的恒星族相对年轻（<1000万年）），到25%-70%（如果相对古老（~ 10000万年））。无论分布的星团的年龄如何，星团中包含的恒星比例相对较高，再加上通常推断的嵌入附近分子云中的星团的年轻年龄，表明这些地区的总恒星星族中有相当一部分是在过去几百万年内形成的致密星团。这表明，如果假设这些云的年龄大于1000万年，那么这些云的恒星形成率最近已经达到峰值，或者如果假设恒星形成率在时间上近似恒定，那么分子云比通常认为的要年轻。
2000-09-07 astro-ph
Magnetic Fields in Star-Forming Molecular Clouds. V. Submillimeter Polarization of the Barnard 1 Dark Cloud
我们目前850微米偏振从詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜对几个密集的核心内的黑暗云巴纳德1在英仙座。从整个映射区域检测到显著的偏振发射，并且不限于明亮核心的位置。这表明存在着排列整齐的颗粒，因此是天空平面上磁场的一个分量。远离亮核检测到的偏振矢量在约90度（北偏东）的位置角处强烈对齐，而与亮核相关的矢量显示不同方向的对齐。在早期的光学偏振测量法中测得的朝向英仙座的偏振角和偏振的亚毫米热辐射之间没有直接的相关性。表现出向高强度去极化，但向最亮的核心达到一个阈值，超过该阈值，测量到极化百分比没有进一步降低。从内部信封的偏振发射数据进行比较，与先前公布的OH塞曼数据估计的总场强和方向的假设下，在该地区的均匀和非均匀的字段组件。这些结果是粗略的估计，只是由于单一的独立检测塞曼分裂巴纳德1。因此，均匀场分量计算为B（0）= 31微高斯[+/-（0.52（北）-0.01（东））-0.86（l.o.s.）]在我们假设视线场的色散与场强之比为0.2的情况下。
2002-05-20 astro-ph
Properties of the Youngest Protostars in Perseus, Serpens, and Ophiuchus
我们提出了一个公正的人口普查，深深嵌入原恒星英仙座，巨蛇座，蛇夫座，组装结合大规模的1.1毫米Bolocam连续和斯皮策遗产调查。我们确定原恒星候选人的基础上，他们的中红外特性，相关的位置与1.1毫米的核心位置，并构建良好的采样SED使用我们广泛的波长覆盖范围（拉姆=1.25-1100微米）。源分类的基础上的测辐射热温度产生了39个0类和89个I类源在三个云样本。我们比较原恒星的演化模型，使用测热温度-光度图，找到一个人口的低光度I类源是不一致的常数或单调递减的质量吸积率。这一结果有力地证明了在I类阶段期间的情景式吸积，其中超过50%的源处于“亚舒”（dM/dt <1 e-6 Msun/yr）吸积状态。将平均光谱与原恒星辐射转移模型进行了比较，原恒星辐射转移模型在第0阶段与观测光谱相当匹配，但在第I阶段预测了太多的近红外通量和太少的中红外通量。最后，0级和I类源的相对数量被用来估计0级阶段的寿命;三个云的平均值产生一个0级的寿命为1.7e5年，排除了一个非常快速的早期吸积阶段。校正消光测光结果在一定程度上较短的寿命（1.1e5年）。然而，在蛇夫座中，我们发现很少有0类源（N（0类）/N（I类）=0.1-0.2），类似于以前对该云的研究。这些观测结果表明，在整个嵌入阶段，几乎恒定的平均吸积速率是一致的，至少在I类阶段，甚至可能更早，吸积会变得断断续续。
2008-09-24 astro-ph
Formation of cold molecular filaments in cooling flow clusters
在英仙座星系团\cite{salome06}的冷却流中心的新CO观测显示了分子气体与先前探测到的H- $α$细丝\cite{conselice01}的明确相关性。在这张海报中，我们提出了英仙座星系团的高分辨率多相模拟，考虑到活动星系核的反馈形式的热浮力气泡。这些模拟表明，大量的气体可以在远离中心的地方冷却。活动星系核的反馈提供了一些加热，但也触发了热气体压缩，这有利于冷却（正反馈），即使在高半径（$R>30 \rm{kpc}$）。冷却的气体流入团簇核心，形成观察到的细丝。
2006-10-31 astro-ph
The Global Star Formation Law: from Dense Cores to Extreme Starbursts
活跃的恒星形成（SF）与巨分子云致密核心中的致密分子气体密切相关。我们在65个星系（包括10个超亮星系）的HCN（致密分子气体的措施）调查显示HCN和IR（SF率）光度之间的紧密线性相关，而IR和CO（总分子气体的措施）光度之间的相关性是非线性的。这表明，全球SF率更密切地依赖于致密分子气体的量比总分子气体含量。这种线性关系延伸到银河系的致密核心和高红移的超亮极端恒星爆发。因此，在致密气体中的全球SF定律似乎是线性的，从致密的核心到极端的恒星爆发，在红外光度上跨越了9个数量级。
2007-03-21 astro-ph
