Mergers and Non-Thermal Processes in Clusters
星系团通常是由较小的星系团和星系群通过引力合并而形成的。并合驱动了加热团内气体的团内气体的冲击。合并会破坏集群冷却核心。合并产生大的，临时增加的X射线光度和温度的集群，这种合并的推动可能会偏见的宇宙学参数的估计从集群。钱德拉观测的X射线签名的合并，特别是“冷锋”，将被讨论。对激波的X射线观测可以用来确定合并的运动学。由于激波中的粒子加速和合并后的湍流加速，星系团应该包含大量的相对论电子和离子。观测和模型的无线电，极紫外线，硬X射线和伽马射线发射的非热粒子加速在这些冲击。
2003-10-06 astro-ph
Gamma Ray Emission from Merger Shocks in the Coma Cluster of Galaxies
一个数值模拟模型的注入和冷却的非热粒子所形成的星系团合并的冲击激励，以适应无线电和X射线观测数据的后发座星系团。对于用{ \it Beppo-SAX}和{ \it RXTE}测量的弥散射电晕发射和硬X射线过剩，结果与主合并激波起源一致。对于注入非热质子和电子的能量效率相等（1%）的情况，我们预测后发座星系团将被空间天文台{ \it GLAST}显著探测到，而被地面$γ$射线天文台{ \it VERITAS}和{ \it HESS}勉强探测到。如果非热质子强度由于非热强子加速的更大效率或过去的合并事件而更大，则可能检测到显著的TeV。在后发座的非热强子内容也揭示了在$\sim 10$ - 100 GHz的弱，硬的二次发射分量。在这种情况下，来自后发座星系团核心的大半径射电辐射的频谱软化来自于轴上合并事件的远离星系团中心的激波速度的降低。我们讨论合并和延迟湍流模型之间的差异。
2006-02-09 astro-ph
Fossil Radio Plasma in Cluster Merger Shock Waves
在几个合并的星系团中，观测到了所谓的星系团射电遗迹。这些是扩展的射电源，似乎与任何射电星系都没有联系。提出了两种相互竞争的加速射电发射电子的物理机制：（i）扩散激波加速和（ii）由合并激波对化石射电等离子体的绝热压缩。这里研究第二种情况。我们提出了详细的三维磁流体动力学模拟的无线电等离子体茧通过冲击波的通道。考虑到同步加速器，逆康普顿和绝热能量损失和收益，我们演变的相对论电子人口产生合成的斯托克斯I-，Q-和U-偏振的无线电地图。在合成射电图中，极化矢量大多垂直于邻近的射电结构。
2001-04-06 astro-ph
Mergers and Non-Thermal Processes in Clusters of Galaxies
星系团通常是由较小的星系团和星系群通过引力合并而形成的。大星系团合并是宇宙大爆炸以来能量最大的事件。集群合并的基本属性和它们的影响将被讨论。合并驱动了团内气体的冲击，这些冲击加热了团内气体，也应该加速了非热相对论粒子。合并也会在星团的X射线图像中产生独特的特征，包括“冷锋”和冷尾。钱德拉和XMM/牛顿观测的X射线签名的合并将被讨论。对激波和冷锋的X射线观测可以用来确定合并的几何学和运动学。由于激波中的粒子加速和合并后的湍流加速，星系团应该包含大量的相对论电子和离子。观测和模型的无线电，极紫外线，硬X射线和伽马射线发射的非热粒子加速在这些冲击也将被描述。
2004-06-07 astro-ph
Non-Thermal Emission from Relativistic Electrons in Clusters of Galaxies: A Merger Shock Acceleration Model
我们研究了星系团合并过程中激波阵面附近加速的相对论电子的非热辐射演化。我们估计了从极紫外到硬X射线波段的宇宙微波背景光子的同步辐射和逆康普顿散射。硬X射线辐射在合并的后期最为明亮。硬X射线和射电辐射只有在热团内介质（ICM）中才能清楚地看到合并事件的特征时才发光。另一方面，EUV辐射在系统松弛后仍然发光。激波的传播和ICM的整体运动对射电晕的扩展起着至关重要的作用。在收缩阶段，射电晕位于ICM的热区或两个亚结构之间。在扩张阶段，射电晕位于两个ICM热区之间，呈弥散分布。
2000-01-05 astro-ph
Shocks and Nonthermal Processes in Clusters
星系团通常是由较小的星系团和星系群通过引力合并而形成的。大星系团合并是宇宙大爆炸以来能量最大的事件。合并将冲击波驱动到团内气体中，这些冲击波加热了团内气体，也应该加速了非热相对论粒子。将讨论合并冲击热效应的X射线特征。对激波的X射线观测可以用来确定合并的几何形状和运动学。由于激波中粒子的加速，星系团应该包含大量的相对论性电子和离子。洛伦兹因子γ ~300（能量E = γ m_e c ^2 ~ 150 MeV）的电子预计会特别常见。观测和模型的无线电，极紫外线，硬X射线和伽马射线发射的非热粒子加速在这些冲击也将被描述。预测的星系团的伽马射线通量应该使它们很容易用GLAST观测到。
2000-09-06 astro-ph
Merger shocks in galaxy clusters A665 and A2163 and their relation to radio halos
本文给出了两个热的中等红移星系团A665和A2163的Chandra气体温度图。两者都表现出强烈的温度变化，在其中心r=1 Mpc的地区，自然解释为产品的子集群合并。A665的图显示了冷核前方的一个激波，而A2163的温度结构则更为复杂。在更大的线性尺度上，我们对A2163的数据表明与早期ASCA结果一致的径向温度下降，尽管不确定性很大。这两个星团都显示出先前已知的同步辐射晕。无线电图像和气体温度图的比较表明，无线电发射主要来自热气体区域，提供了一个强有力的论据，有利于相对论电子加速合并冲击的假设。
2001-08-15 astro-ph
The Physics of Cluster Mergers
星系团通常是由较小的星系团和星系群通过引力合并而形成的。大星系团合并是宇宙大爆炸以来能量最大的事件。一些基本的物理性质的合并将进行讨论，重点是简单的分析参数，而不是数值模拟。半解析估计的合并率进行审查，并给出了一个简单的治疗的运动学的二元合并。合并将冲击波推入星团内的介质，这些冲击波加热了气体，也应该加速了非热相对论粒子。对激波的X射线观测可以用来确定合并的几何形状和运动学。许多集群包含冷却流的核心，这些核心的流体动力学相互作用的较热，密度较小的气体在合并过程中进行了讨论。由于激波中粒子的加速，星系团应该包含大量的相对论性电子和离子。洛伦兹因子γ ~300（能量E = γ m_e c ^2 ~ 150 MeV）的电子预计会特别常见。观测和模型的无线电，极紫外线，硬X射线和伽马射线发射的非热粒子加速在这些合并。
2001-05-23 astro-ph
Modelling Shock Heating in Cluster Mergers: I. Moving Beyond the Spherical Accretion Model
团内介质（ICM）的热历史是复杂的。来自星系团合并、活动星系核和星系风的热量输入抵消了ICM的冷却，甚至可能使ICM的冷却停止。因此，决定ICM性质的过程在决定星系如何形成方面起着关键作用。在本文中，我们专注于在集群合并的ICM的冲击加热，最终的目的是将这种机制的半解析模型的星系形成。我们使用一套流体动力学模拟跟踪理想的两体合并的ICM的演变。我们发现，通过考虑气体熵在合并过程中的演化，可以相对简单地理解ICM的加热。我们研究产生熵的过程，以了解为什么以前的分析冲击加热模型失败。我们发现：（1）在碰撞中被热化的能量大大超过了系统第一次接触时可用的动能。较小的系统在被破坏之前深入到势阱中。(2)对于质量不等的合并，大部分能量在质量更大的部分中被热化。较小系统的加热较小，其气体下沉到最终系统的中心。(3)大部分熵的产生发生在两个不同的事件中。第一幕发生在核心碰撞之后，当产生从中心向外传播的冲击波时。这导致组合系统迅速膨胀并超过流体静力平衡。第二个情节发生在这种材料在重新坍塌时受到冲击加热。这个修正的熵产生模型大大提高了我们对宇宙气体模拟的物理理解。
2007-01-11 astro-ph
Shock Acceleration and gamma radiation in Clusters of Galaxies
从一堆星系团中观测到的非热辐射是粒子在团内介质中加速的证据。人们通常认为，与星系团合并或结构形成期间宇宙物质流入星系团有关的激波表面可能是加速的场所。我们在这里讨论的有效性，冲击加速的intracluster介质，强调合并相关的冲击通常是弱的，至少对于所谓的主要合并。我们研究了冲击强度对单个星系团伽马射线发射的影响，以及它们在未来伽马射线实验（例如GLAST）中的可探测性。我们还讨论了星系团对河外漫射伽玛射线背景的贡献。
2003-05-14 astro-ph
Reconstructing the Merger History of the A3266 Galaxy Cluster
利用ASCA的地理信息系统观测资料，得到了A3266星系团的温度图。它显示了一个不对称的加热模式，表明一个组大小的子集群和主集群之间正在进行的合并。星系分布显示出两个连接在一个棒状结构中的峰，从东北到西南穿过主星系团的中心区域，定义了合并轴。星系际介质的温度一般沿合并轴由西南向东北方向降低，在垂直于合并轴的区域内有一个13.2 + 3.4/-2.0keV的峰值，并延伸到主星团密度峰。中心沙洲的速度色散约为1300 km/s，而周围星团的速度色散约为1000 km/s。在星系的分布中，中央棒也有两个明显的密度峰，但它的速度分布符合单一的高斯分布。这意味着在天空中的合并。光学和X射线数据一起显示，一个大约30个星系的松散星系团已经从SW穿透了主星系团，与它们原来的群间介质脱钩，并通过了一个强烈的冲击波阵面。两个射电星系，一个是广角尾形态（WAT），另一个是窄角尾（NAT），位于激波后气体中的主星系团的西南部。由于合并是在天空的平面上，动力学分析不能应用于推导合并的速度。另外，利用激波前和激波后的气体温度，并假设绝热激波，我们计算出相对气体速度约为1400 km/s。NAT和WAT相对于冲击波阵面的对齐与合并产生的高气体速度相结合意味着所观察到的射电形貌是由于合并通过冲压压力形成的。
1999-09-14 astro-ph
The Cluster-Merger Shock in 1E 0657-56: Faster than the Speeding Bullet?
在X射线成像和光谱学中观测到了星系团合并过程中星系际介质中驱动的激波。从激波强度和形态推断的流体运动可以与从引力透镜推断的冷暗物质（CDM）分布进行比较。然而，一个详细的重建的CDM运动学，必须考虑到的非平凡的响应的流体intracluster介质的碰撞CDM运动。我们已经进行了二维模拟的气体动力学在集群碰撞。我们分析了星团的相对运动、弓形激波和接触不连续性，并将这些与X射线数据联系起来。我们关注的是“子弹状星团”1 E 0657-56，这是一个不等质量星团的近正面碰撞，其气体密度和温度跨越突出的弓形激波意味着高激波速度4,700 km/s。流体冲击的速度被广泛地解释为CDM分量的相对速度。然而，情况不必如此。模拟结果表明，CDM晕的相对速度比激波的相对速度低16%。虽然这一结论对碰撞星团的初始质量和气体密度分布的细节很敏感，但推断出的晕相对速度的降低将增加在Lambda CDM宇宙中发现1 E 0657-56的可能性。
2007-03-09 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
LINER-like Extended Nebulae in ULIRGs: Shocks Generated by Merger Induced Flows
在这项工作中，我们研究了二维电离结构的环核和双核区域的样品中的六个低z超铝红外线镓积分场光谱。从Veilleux-Osterbrock线比诊断图中得到的这些星系的星系核区（~5-15 kpc）的电离条件是典型的LINER。观测到的谱线比范围最好用速度为150 ~ 500 km/s^{-1}的快激波来解释，而活动星系核或核星暴的电离作用一般不太可能。在这些星系的星系核区域的二维电离水平和速度色散的比较显示出正相关性，进一步支持的想法，冲击确实是电离的主要原因。这些冲击的起源也进行了研究。尽管在这些系统的环核区域可能存在超级风，但在扩展的环核区域没有发现超级风特征的证据，例如双速度分量。我们考虑了一种更可能的解释，即由合并过程本身引起的潮汐诱导的大规模气流的存在，这一点可以通过观测到的速度场得到证明，其特征是峰-峰速度为400 km s^{-1}，速度分散度高达200 km s^{-1}。
2005-09-22 astro-ph
Shocks and cold fronts in galaxy clusters
冷锋：冷锋的起源和演变的合并冷锋在集群冷核心冷锋。. .气体晃动的模拟。密度不连续性的起源。. . .晃动对团簇质量估算和冷却流的影响。冷锋的动物学冷锋作为实验工具气流的速度冷锋的热传导和扩散冷锋的稳定性。. .瑞利-泰勒不稳定性开尔文-亥姆霍兹不稳定性未来可能使用冷锋进行测量。. .等离子体耗尽层和磁场。ICM的有效粘度。激波前缘作为实验工具簇并激波马赫数的确定前宽马赫锥和反向激波？电子-离子平衡测试。. .与其他天体物理学等离子体激波和星团宇宙线布居的比较。. .冲击加速度。化石电子的压缩。. . .测量团簇内磁场的又一种方法。
2007-04-24 astro-ph
Generating Hot Gas in Simulations of Disk-Galaxy Major Mergers
我们报告合并诱导产生的冲击加热气体风和形成的残余气体晕碰撞盘星系的模拟。模拟使用宇宙学激发的初始条件，包括辐射冷却，恒星形成，恒星反馈和气体的非绝热加热的影响。在最后的合并中产生的非绝热加热，即冲击，迫使气体离开合并残余物的中心区域，进入暗物质晕。我们证明，加热量取决于祖盘星系的大小以及星系的初始轨道放置在这些依赖关系的基础上，我们激励一个可能的配方，包括这种影响的半解析模型的星系形成。
2004-02-27 astro-ph
Gamma-Ray emission from Clusters of Galaxies
从大量星系团（CG）中观测到的非热辐射是粒子在团内介质（ICM）中加速的证据。通常认为，与CG合并或结构形成期间物质向星团的宇宙学流入有关的激波表面可能是加速的场所。我们在这里讨论的冲击加速在ICM的有效性，强调合并相关的冲击通常是弱的，至少对于所谓的主要合并。我们调查的影响冲击强度的伽玛射线发射从单个CG和未来的伽玛射线卫星（如GLAST和AGILE）和地面切伦科夫望远镜的可探测性。我们还讨论了星系团对河外弥散伽马射线背景（EDGRB）的贡献。
2003-07-29 astro-ph
3-Gyr-old Globular Clusters in the Merger Remnant NGC 1316: Implications for the Fate of Globular Clusters Formed During Gas-rich Galaxy Mergers
早型合并残留星系NGC 1316是一个理想的探测器，用于研究一次大合并对其球状星团（GC）系统的长期影响，我们在最近的一篇论文中报道了它的光谱学合并年龄为3 Gyr。在这里，我们报告了几个光度证据，表明NGC 1316中的第二代GC处于一个进化阶段，介于在年轻的合并残留物中发现的发光GC之间，例如（例如）。NGC 7252和在“正常的，老的”椭圆星系中发现的“红色”GC。在主要合并过程中形成的大质量第二代GC可以存活至少3 Gyr，这一观察提供了强有力的证据，表明这些星团可以具有“正常”质量功能，包括低质量恒星，因此它们可以存活到与“正常”椭圆星系类似的“老年”。
2001-08-13 astro-ph
X-Ray Observations of Cluster Mergers: Cluster Morphologies and Their Implications
X射线观测在研究星系团的亚结构和合并过程中发挥了重要作用。我审查的证据集群子结构和兼并获得X射线观测卫星钱德拉和XMM之前。讨论了通过X射线成像和光谱数据研究团簇合并的不同技术，重点是团簇形态的定量分析。我讨论了宇宙学和无线电晕的起源集群形态的测量的影响。
2001-06-04 astro-ph
The Effect of Merger Boosts on the Luminosity, Temperature, and Inferred Mass Functions of Clusters of Galaxies
在标准的冷暗物质结构形成模型中，大质量的星系团是通过较小星系团的合并形成的。对合并星系团的N体/流体动力学模拟表明，合并可以暂时提高合并星系团的X射线光度和温度，使其高于合并系统的平衡值。这些“合并助推”的累积效应将影响到观测到的星系团的X射线光度函数（XLF）和温度函数（TF）。如果假设位力平衡，合并的增强可能会使从集群XLF和TF推断的σ_8和Omega_0的值产生偏差。我们使用半解析技术来估计合并的X射线光度和温度函数的增强效果。来自单个合并的助推来自合并的N体/流体动力学模拟。从扩展的Press-Schechter（PS）合并树中确定聚类合并历史的统计量。我们发现，合并助推可以增加热的，发光的集群的表观数量。例如，在一个红移z=1、Ω 0 = 0.3、Ω λ = 0.7的宇宙中，温度T > 10 keV的星系团数量增加了9.5倍，光度L_X > 5x10^44 h^-2 erg/s的星系团数量增加了8.9倍。我们已经使用我们的合并助推TF和XLF，通过拟合Press-Schechter平衡关系到本地（z=0）和遥远（z=0.5或z=1）的集群样本，推导出宇宙学结构参数sigma_8和Omega_0。合并的推动导致sigma_8被高估了约20%。物质密度参数Omega_0可能被低估约20%，尽管这一结果不太清楚。
2002-06-11 astro-ph
Formation of Globular Clusters in Galaxy Mergers
我们对星系合并中球状星团的形成进行了高分辨率的模拟。在这样的模拟中，第一次直接识别出单个星团，并跟踪它们的轨道。我们定量比较恒星形成的合并，在未扰动的星系。合并中的星系显示出强烈的星暴，与它们孤立的祖先形成鲜明对比。大多数星团形成于潮汐地貌中。它们的质量范围为$5\times10^{5}$ - $5\times 10^{6} M_{\odot}$，被确认为球状星团。合并后的残骸是一个椭圆星系。不同质量或年龄的星系团在星系中有不同的径向分布。我们的研究结果表明，在椭圆星系中观察到的高比频率和双峰分布的金属丰度的天然产物丰富的气体合并，支持合并起源的椭圆星系及其球状星团系统。
2005-01-28 astro-ph
Mergers of Globular Clusters
具有复合色星等图的球状星团，如NGC 1851、NGC 2808和天炉座3号，可能是通过合并形成的。建议这些对象中的每一个都有两个父集群，一个具有红色水平分支，另一个具有蓝色水平分支。如果这两个祖先天体最初都是一个内部速度色散很低的矮球状星系的成员，那么这种合并就可能发生。
1996-09-13 astro-ph
Enhanced interactions, mergers and starbursts in dense cluster environments
光学和X射线研究已经确定了星系团中重要的子结构的普遍性，表明星系团是年轻的系统，并且最近在许多星系团中发生了重大的合并。数值模拟结果表明，星系团子星系团的合并将对吸积子星系团中的盘星系产生显著的潮汐力，这很可能导致星系团中螺旋星系向S 0星系的转变.模拟预测在富含气体的盘状星系团中同时发生的中等恒星爆发，这些星系团显示出正在进行或最近的合并活动，以及增强的星系-星系相互作用和合并。观测数据的光谱指标的研究，无论是在晚型星系在附近的集群，和poststarburst活动在早期型星系在附近和中间的红移集群，支持这种情况下，星暴活动。
2000-11-03 astro-ph
Off-Center Mergers of Clusters of Galaxies and Nonequipartition of Electrons and Ions in Intracluster Medium
我们研究了星系团的动力学演化及其在偏心合并过程中的观测结果，明确考虑离子和电子之间的弛豫过程在集群内介质中的N体和流体动力学模拟。在收缩阶段，两个星团之间形成弓形激波。在这个阶段中，观察到的两个峰之间的温度取决于视角，即使系统的几何形状看起来非常简单，如正面碰撞。在最收缩的时期，当我们观察到几乎沿着碰撞轴合并的星系团时，它们看起来像具有大温度梯度的球形弛豫星系团。在膨胀阶段，出现螺旋弓形激波。在迎头合并中，电子温度显着低于等离子体的平均温度，特别是在后冲击区的扩展阶段。当系统具有相对较大的角动量时，即使在最收缩的时期之后，X射线图像中的双峰结构也可以保留下来。X射线图像的形态特征和电子温度分布特征的偏心合并严重影响的视角。当星系团几乎沿着碰撞轴观察时，星系的视线（LOS）速度分布是合并的一个很好的指标。在收缩阶段，一个负的峰度和一个大的偏度预计几乎相同的质量碰撞和不同的质量，分别。为了获得统计上有意义的结果，需要大约1000个星系的LOS速度。对于邻近的星系团（$z<0.05$），像2dF这样的大红移巡天将使我们能够研究合并动力学。
1999-10-25 astro-ph
Globular Clusters in Elliptical Galaxies: Constraints on Mergers
了解球状星团的形成将有助于我们约束星系的演化历史。对于今天正在进行的合并，似乎新产生的原球状星团的数量随着祖先类型的不同而变化，并且在总星团人口中增加的百分比是100%或更少。椭圆星系，通常被认为是这种合并的最终结果，经常显示出两个群体的球状星团的证据。这已被视为支持合并的图片，但我们表明，有几个问题时，详细检查。强有力的证据，一个椭圆星系的单一人口的球状星团。简要地提到了星系形成的影响。
1997-11-14 astro-ph
Radio Observations of Galaxy Clusters: Connection to Cluster Mergers
在星系团中，团内介质（ICM）的主要成分是X射线发射热等离子体。此外，相对论性电子和大规模磁场的存在，在一小部分的星系团的大规模同步辐射源，没有光学对应物和没有明显的连接到集群星系的检测证明。观测结果表明，这些现象与星系团合并活动有关，星系团合并活动为射电发射粒子的再加速提供了能量。晕并关系的研究对于了解星系团的形成和演化具有重要意义。
2006-12-07 astro-ph
High-resolution simulations of galaxy mergers: Resolving globular cluster formation
在星系合并中观察到的大质量星团通常被认为是球状星团的祖先。为了研究这一假设，我们进行了迄今为止最高分辨率的富含气体的星系合并模拟。由星系相互作用触发的10^5到10^7 Mo的大质量星团的形成在这个模型中直接解决。我们表明，这些集群是紧密结合的结构，几乎没有净旋转，由于演变成紧凑的长寿恒星系统。因此，在星系合并中形成的大质量星团是长寿球状星团的祖先的有力候选者。模拟的团簇质谱与理论和观测结果一致。10^8-9 Mo的潮汐矮星系可以同时形成，并且似乎是不同类别物体的一部分，更延伸和旋转。
2008-06-09 astro-ph
Constraints on the Merger Models of Elliptical Galaxies from their Globular Cluster Systems
在现今的许多合并中发现了原球状星团候选者，这使我们能够更好地了解合并事件对星系球状星团系统的可能影响，并预测最终产物的性质。通过比较这些预期的性质球状星团系统的今天的椭圆星系，我们可以限制合并模型。观测数据表明，i）每一个气体合并诱导新的星团的形成，ii）在这样的合并中形成的新的星团的数量增加的气体含量的祖星系。低光度（约M_V>-21）的碟状椭圆星系通常被认为是气体合并的结果。因此，新的球状星团有望形成，但迄今尚未发现。我们调查的各种原因，在低光度的椭圆形，即没有一个老的人口，没有一个新的人口，人口之一的破坏，最后，年龄-金属丰度阴谋，使老的和新的球状星团出现在目前的时代无法区分的子种群。所有这些可能性都让我们得出了一个类似的结论，即低光度椭圆星系不是最近（z<1）在富含气体的合并中形成的，也可能根本不是在恒星系统的大合并中形成的。高光度的椭圆星系确实揭示了球状星团的子种群。然而，仅从合并的角度来解释这两个种群是困难的，特别是，我们可以排除第二个子种群是最近的气体贫乏合并的产物的情况。
1998-04-24 astro-ph
Intermediate-Age Globular Clusters in Merger Remnants
最近对中等年龄（2-4 Gyr）合并残留物中的球状星团的观测提供了年轻合并残留物与正常椭圆星系之间迄今为止“缺失的一环”。“蓝色”球状星团的光度函数（LF）呈现出以M_V ~ -7.2为中心的高斯形状，这与巨型椭圆星系的情况相同，而“红色”星团的LF则向亮端和暗端扩展，这与中等年龄星团的情况相同。这些系统的特定频率已经计算出不断发展的LF的“红色”集群和母星系光度的年龄为10 Gyr。他们被发现是一致的，发现在贫穷的集群巨椭圆形的值。这些发现支持了在巨大的早期星系中形成“红色”GC的“合并情景”的可行性。
2002-11-08 astro-ph
Cluster magnetic fields from large-scale-structure and galaxy-cluster shocks
星系团中微高斯磁场的起源问题是现代宇宙学的突出问题之一。我们已经进行了三维粒子模拟的非相对论性的韦伯不稳定性的电子-质子等离子体中，在典型的宇宙学冲击的条件。这些模拟表明，星系团场可能是由在大尺度结构形成过程中通过星系际介质传播的激波或星系团内的激波产生的。冲击波产生的磁场强度范围从星系团间介质中的几十纳高斯到星系团内的几微高斯。
2005-12-04 astro-ph
Discovery of giant `radio arcs' in cluster Abell 3376: evidence for shock acceleration in a violent cluster merger?
本文提出了新的多波长（射电、光学和X射线）观测证据，表明附近（z=0.046）富星系团Abell 3376正在经历一次重大的双星子团合并事件。关键的证据是发现了一对大型的、光学上无法识别的漫射射电源（“弧”），它们对称地位于由ROSAT在X射线中绘制的热星系团内气体的两端，相距约2.6 h_{50} ^{-1} Mpc。有人认为，气体动力学冲击波，自然发生在团簇形成，加速带电粒子（宇宙射线）的相对论能量，导致同步辐射从兆秒差距规模的无线电弧。如果是这样的话，阿贝尔3376星系团也是一个潜在的源，能够将宇宙射线粒子加速到E_{max} ~ 10^{18-19} eV的超高能量（UHECR）。因此，该星系团是一个很好的实验台，了解合并冲击的物理和神秘的UHECR粒子的起源在结构形成过程。因此，Abell 3376为地面和星载天文台的进一步多波长观测提供了独特的机会。
2002-10-24 astro-ph hep-ex hep-ph
Radio Observations of Cluster Mergers
来自星系团的射电辐射的一个非常重要的方面是与星系团内介质有关的漫射射电源：射电晕和遗迹。这些射电源表明，存在大规模的磁场和人口的相对论电子在集群的体积。观测结果表明，这些现象与辐射粒子的再加速所需的能量来源于星系团的合并活动有关。通过射电和X射线辐射的比较，研究了晕并的细节。
2004-06-03 astro-ph
A High Fraction of Mergers in the cluster MS1054-03 at z=0.83
我们使用哈勃太空望远镜拍摄了一张z=0.83的高红移星系团MS 1054 -03的宽视场、高分辨率图像。凯克望远镜被用来在现场进行200次红移。我们总共有81个光谱确认的星团成员与深WFPC 2成像。令人惊讶的是，这些星系团成员中有大量是合并的：77个星系中有13个被归类为合并残留物，或正在进行合并。大部分都是红色的，而且很大。它们的restframe B光度是星团中最亮的：我们发现最亮的16个中有5个是合并。在一个红移较低的星系团中，却没有发现这样明亮的合并，而这个星系团具有类似的宽视场覆盖范围。MS 1054 -03中的合并优先出现在星系团的外围。星系对在星系团外围的分布表明，星系间距< 10 h^-1 kpc的星系过多，这是相互作用速率增强的独立证据。合并的比例（17%）与椭圆星系的比例（22%）相当。因此，高达50%的低红移椭圆星系可能是在z=1之后通过合并形成的。在大多数的合并中，没有证据表明有强烈的恒星形成。因此，合并的平均恒星年龄可能比“组装年龄”大得多，即，从系统建立以来的年代这些新的结果是定性一致的预测分级星系形成，并不符合早期崩溃的所有早期类型的星系。
1999-11-18 astro-ph
Butcher & Oemler Cluster A2111: A Head-on Merger at z = 0.23
本文介绍了Butcher & Oemler（1984）对最富光度的星系团A2111的ROSAT PSPC和HRI观测结果。该星团包含一个独特的彗星状X射线子成分，它看起来比星团的其他部分更热。该星系团的星系和X射线表面亮度分布显示出类似的拉长形态。这些结果表明，集群正在经历一个迎面子集群合并。这种合并也可能是在星系团中观察到的高比例富含气体的蓝色星系的原因。我们还探测到一个沿着合并轴的差星团，距离A2111约5 Mpc。
1997-02-04 astro-ph
Structures in surface-brightness profiles of LMC and SMC star clusters: evidence of mergers?
大麦哲伦星云和小麦哲伦星云有丰富的双星星团，预计会有一些合并。对单簇、二元簇和合并候选簇的特征刻画是非常重要的。我们在每个星云中选择了一个星团样本。用丹麦ESO 1.54米望远镜对25个SMC和22个LMC星团进行了表面测光。首次观察到23个集群。我们拟合了Elson，Fall和Freeman（1987，EFF）的数据，推导出结构参数，光度和质量。我们还使用等照度图来约束候选簇的相互作用。{The结构参数、光度和质量与文献值吻合较好。样本中的三个二元簇具有双重轮廓。四个星系团（NGC 376，K 50，K 54和NGC 1810）没有同伴，并提出了重要的偏离EFF配置文件。目前的样品包含蓝色和红色的麦哲伦星系团。在一些蓝色簇中检测到扩展的EFF配置文件。我们发现的证据表明，从身体的EFF配置文件的重要偏差可能会被用作一种工具来检测集群合并。
2008-04-25 astro-ph
Formation of globular clusters in galaxy mergers
我们的数值模拟首次表明，ISM的压力在一个主要的合并变得如此之高（$>$ $10^5$ $\rm k_{\rm B}$ K $\rm cm^{-3}$），合并中的GMC可以崩溃，形成球状星团（GC）在几万年。在星系合并中，GMC内的恒星形成效率可以从几个百分点上升到$\sim$ 80%，这取决于GMC的形状和温度。这种内爆GC形成由于外部高压的温暖/热ISM可以更有效地在潮汐尾或合并的中心区域。所开发的集群具有国王般的轮廓与几个pc的有效半径。这些GC系统的结构、运动学和化学性质取决于主要合并物的轨道和化学性质。
2003-08-15 astro-ph
The Clustering and Host Halos of Galaxy Mergers at High Redshift
宇宙结构形成的高分辨率模拟表明，稠密环境中的暗物质亚结构，如群体和集群，可能会存活很长一段时间。这些暗物质暗晕可能是星系的宿主。我们使用高分辨率的N体宇宙学体积模拟研究了高红移下晕主要合并的小尺度空间聚集。最近合并，大规模的subhalos表现出增强的集群规模约100-300千秒差距/小时，相对于所有的subhalos相同的下降质量，短时间后的一个主要合并（<5亿年）。小规模的集群增强是较小的质量较低的subhalos，这也显示出赤字的规模刚刚超过过剩。主持最近的晕合并的晕往往有更多的晕;大规模的晕过剩是强大的，它往往增加最大规模的主机晕。在我们探测的尺度下，晕下合并分数与晕质量无关。在卫星和中央subhalos方面，合并增加小规模集群的大规模subhalos来自最近合并的大规模中央subhalos具有增强的卫星人口。我们的合并是通过它们的母恒星质量比来定义的。经历重大质量增益的Subhalos也表现出小规模的集群增强，但这些对应于两个机构的相互作用，导致两个最终的subhalos，而不是subhalo聚结。
2009-03-23 astro-ph
Radio relics in a cosmological cluster merger simulation
出于发现一些无线电遗迹，我们调查的化石射电等离子体的命运星系团合并使用宇宙学光滑粒子流体动力学模拟。射电遗迹是延伸的、陡谱的射电源，似乎与宿主星系无关。一个提议的方案是，这些遗迹的形成是通过压缩化石无线电等离子体在集群之间的合并。等离子体随后的压缩可以导致同步加速器光度的大幅增加，这似乎是一个无线电遗迹。我们的模拟表明，遗迹最有可能被发现在集群的外围，在传出的合并冲击波的位置。遗迹在星系团的中心预计是非常罕见的，那里的相对论性电子的寿命很短，冲击波比星系团较冷的外围区域更弱。这些预测很快就可以用即将到来的低频射电望远镜进行测试。
2003-02-10 astro-ph
The globular cluster system of an ``old'' merger: NGC 5018
我们研究了“老”合并星系NGC 5018的球状星团系统的性质。我们探测到一个相对较差的球状星团系统，根据颜色至少可以分为两个种群：一个是蓝色星团的小种群，年龄在几百万年到6千兆年之间，它的形成可能是由星系群中最后一次相互作用引起的;一个（可能是两个）古老的星团种群可以与原始星系相关联。(...)
1996-05-09 astro-ph
