Inter-cluster Filaments of Galaxies Programme: Pilot Study Survey and Results
我们目前的结果从一个新的宽视场，多色（BVR）CCD成像项目，旨在研究星系演化沿大尺度细丝连接星系团在中等红移（0.08 < z < 0.20）的试点研究。我们的试点数据集是基于0.56平方度的观测，目标是阿贝尔1079和阿贝尔1084，使用英澳望远镜上的宽视场成像仪。我们描述了我们的数据减少管道，并表明我们的光度误差为0.04 mags。通过选择位于两个星系团的色-星等关系上的星系，我们证实了一个低密度（约3-4平方Mpc）的细丝种群的存在，该种群与两个星系团的距离> 3 r_{Abell}。通过应用一个简单的场校正，我们通过检查它们在（V-R）-（B-V）平面上的颜色分布来表征这种灯丝种群。我们确认在7.5 sigma水平使用切割在M_V=-18的银河丝检测，我们讨论了它们的广泛的性质。
2003-09-08 astro-ph
An optical view of the filament region of Abell 85
我们比较了最近发现的X射线灯丝（XRF）在附近的Abell 85（A85）星系团的南半部分的光学和H α（Ha）选择星系的分布。我们寻找的星系，恒星形成（SF）可能已经触发了与团内气体或潮汐压力，由于集群潜力时进入集群的相互作用。我们的分析是基于CFHT MegaPrime/MegaCam（1x 1 deg 2场）在四个波段（ugri）和ESO 2.2mWFI（38'x36'场）中在对应于红移Halpha（Ha）线的窄带滤波器和宽R波段滤波器中获得的图像。通过统计地减去参考场来估计LF。背景污染可以通过在g-i与i色星等图中剔除比观测到的红色序列更红的星系来最小化。星系分布显示出一个明显扁平的星系团，其主轴与XRF略有偏移。对宽带低频的分析表明，灯丝区是很好的布居。细丝也被独立地检测到作为一个引力约束结构的塞尔纳和热巴尔分级方法。在Ha中观测到101个星系，其中23个星系团有光谱红移，2个星系团光谱红移高于星系团，58个星系团光度红移表明它们是背景天体，这23个星系团光谱红移主要集中在星系团的南部和暗条上.我们发现了一些星系显示SF在XRF的证据，我们所有的结果是一致的，与以前的假设，即在A85的XRF是一个引力约束结构的团体落在主集群。
2008-06-26 astro-ph
UV observations of the galaxy cluster Abell 1795 with the optical monitor on XMM-Newton
本文介绍了用XMM-牛顿光学监测仪对Abell 1795中心区域进行的宽波段紫外观测的分析结果。正如其他对星系团中心区域的紫外线观测所发现的那样，我们发现了恒星形成的证据。然而，我们也发现了证据，在更广泛的尺度上比已经看到的光学成像的cD星系的吸收。我们还报告了在H $α$、X射线和非常深的U带成像中观察到的部分晶体结构的第一次紫外观察。我们看到的灯丝部分非常蓝，紫外线颜色与非常早期（O/B）的恒星星族一致。这是第一个直接的证据表明，在阿贝尔1795的中心，早期类型的恒星占主导地位的人口，并意味着非常近期的恒星形成在这个集群的中心
2000-11-07 astro-ph
The Pisces-Cetus Supercluster: a remarkable filament of galaxies in the 2dF Galaxy Redshift Survey and Sloan Digital Sky surveys
双鱼座-鲸鱼座超星系团（红移z~0.06）是附近最丰富的（z<0.1）超星系团之一，在两度视场星系红移巡天和正在进行的斯隆数字巡天的边缘出现了一个显着的星系细丝。我们探索了超星系团在天空和红移空间中的范围，并绘制了其组成星系团和星系群的分布图。我们发现的证据，增强恒星形成的星系属于集团在超星系团相比，在外地。这种影响在较贫穷群体中似乎比在较富裕群体中更大。与此相反，恒星的形成在丰富的星系团中受到抑制，这与以前的研究一致。我们确定了两个主要的细丝在这个超星系团，由11和5 Abell集群，包括Abell 133和Abell 85分别，并估计其速度色散和光学表面亮度轮廓的星系团的维里质量。这些细丝的质量下限相当于组成星系团的总维里质量，结果分别为5.2 x10^15，h_70^-1，M_sun和6.0 x10^15，h_70^-1，M_sun，体积分别为6750，h_70^-3 Mpc ^3和19600，h_70^-3 Mpc ^3。这对应于组成超星系团的两个细丝的质量超密度Omega/Omega_crit=delta_M>4.7和delta_M>1.3。
2005-11-01 astro-ph
High Metallicity, Photoionised Gas in Intergalactic Large-Scale Filaments
我们给出了低z类星体HS 0624 +6907（z=0.3700）吸收线系统的高分辨率紫外光谱。再加上光谱星系红移，我们发现，许多这些吸收体的星系际气体云分布在大尺度结构。气体温度低（T<10^5 K），金属丰度相对较高（Z/Z_sol>0.9）。STIS数据揭示了一个集群的13 HI莱曼α线在1000公里/秒的间隔在z=0.0635。我们发现有10个星系的碰撞参量在135 h^-1 kpc到1.37 h^-1 Mpc之间。我们把HI Lya的吸收归因于群内的中等气体，可能来自沿其长轴观察的大尺度灯丝。值得注意的是，它的金属丰度接近太阳，[M/H] = -0.05 +/- 0.4（2 sigma不确定性），但可能污染IGM的最近星系至少距离我们135 h_70^-1 kpc。来自附近星系的潮汐剥离似乎是这种高度浓缩的冷气体最有可能的来源。在4度的视线范围内发现了6个以上的阿贝尔星系团，这表明类星体的视线经过了宇宙网的一个节点附近。在z~0.077，我们发现吸收系统以及星系的红移附近的集群Abell 564和Abell 559。我们的结论是，视线穿透的气体和星系进入这些星系团的灯丝。与Abell 564/559相关的z_abs = 0.07573的吸收体也有很高的金属丰度，[C/H] >-0.6，但最近的星系距离视线相对较远（293 h^-1 kpc）。
2006-08-21 astro-ph
Discovery of Extreme Examples of Superclustering in Aquarius
我们报告发现两个高度延伸的细丝和一个极高密度的结内的宝瓶座地区。超星系团候选者是通过Abell和ACO星表的渗滤分析选择的，并且只包括最富的星系团（R >= 1）。被检查的区域是一个10 x45度的条带，现在在星系团红移测量中完成了87%，mag_10 = 18.3。在所有，我们报告737星系红移在46个集群领域。其中一个超星系团被称为宝瓶座，由14个阿贝尔/ACO星系团组成，长度为110 h ^-1 Mpc，距离视线仅7度。在宝瓶座暗条的近端，另一个超星系团被称为宝瓶座-鲸鱼座，在垂直于视线的方向上延伸了75 h ^-1 Mpc。在将椭圆拟合到宝瓶座和宝瓶座-鲸鱼座之后，我们发现宝瓶座和宝瓶座-鲸鱼座的轴比（长轴与中轴）分别为4.3和3.0。我们将椭球拟合到Abell/ACO测量的z簇样本中的所有N>=5簇。轴比>=3.0（~20%）的细丝的出现频率与随机和随机成团团的蒙特卡罗模拟中“超团”中发现的频率几乎相同，但是，丰富的Abell/ACO团并没有特别的双折射倾向。宝瓶座的灯丝在Z ~0.11处也包含一个由6个簇组成的“结”，其中5个簇足够接近，代表了150的明显超密度<n>。在较低的红移下，还有另外三个R >= 1的星团密度增强类似于这个结：北冕、Shapely浓度和显微镜座的另一组7个星团。所有这四个致密的超星系团都出现在脱离哈勃流的点附近，其中一些可能正在坍缩，但几…
1999-06-25 astro-ph
Weak lensing study of dark matter filaments and application to the binary cluster A 222 and A 223
本文对双星系团系统Abell 222和Abell 223进行了弱透镜分析。透镜重建显示了一个可能的暗物质细丝连接两个星系团的证据。A222/223之间的间接联系的情况得到了星系密度和星系团之间X射线发射的分析的支持。使用N体模拟的结果，我们试图开发一个标准，该标准将该系统分为集群和细丝区域。我们的目的是找到一种技术，允许量化的重要性（弱透镜）灯丝候选人在密切对集群。虽然这大多失败，孔径四极统计（施耐德和巴特尔曼1997年）在这方面显示了一些希望。在这个系统中，由弱透镜作用确定的星系团质量比以前由光谱和X射线观测确定的质量要低得多（Dietrich et al. 2002; Proust et al. 2000; Wang et al. 1999）。此外，我们报告了一个以前未知的集群在这个双集群系统领域的偶然弱透镜检测。
2005-06-02 astro-ph
The merging cluster Abell 85 caught between meals by XMM-Newton
我们对Abell 85的XMM-牛顿观测证实了ROSAT首次探测到的扩展的4 Mpc灯丝，它的X射线温度约为2 keV，可能是由落在星系团上的基团组成的。温度图与数值模拟的比较表明，Abell 85在过去有强烈的合并活动，即使在中心区域也没有完全放松。最后，一个deprojected的温度分布已被计算和使用，连同表面亮度，估计熵和压力分布。Abell 85只呈现了中心熵分布的轻微平坦化，没有显示出“熵地板”的证据。
2005-01-12 astro-ph
Optical and X-ray clusters as tracers of the supercluster-void network. I Superclusters of Abell and X-ray clusters
研究了星系团的X射线选择星系团相对于Abell星系团确定的超星系团的分布，表明星系团的X射线选择星系团的分布遵循Abell星系团确定的超星系团-空洞网络。我们发现，在这个网络中的X射线集群更强烈的集群比其他集群。贫穷的、非阿贝尔X射线团簇也遵循超团簇-空洞网络：这些团簇嵌入由富团簇决定的超团簇中，并在它们之间填充细丝。我们给出了一个新的红移为z_{lim} = 0.13的Abell超星系团的星表，一个位于Abell超星系团中的X射线星系团的星表，以及一个额外的X射线超星系团的列表。
2000-12-29 astro-ph
Two emission line objects with z>0.2 in the optical filament apparently connecting the Seyfert galaxy NGC 7603 to its companion
我们提出了一个古老的异常红移的情况下，NGC 7603和它的同伴的新的光谱观测。这两个星系的红移值分别为z=0.029和z=0.057，这两个星系显然是由一个发光的灯丝连接的。我们表明，在发光灯丝有两个紧凑的发射线对象，z=0.243和z=0.391。它们正好位于连接星系的灯丝所描绘的线上。据我们所知，这是迄今为止发现的最令人印象深刻的异常红移系统。
2002-03-27 astro-ph physics.pop-ph
Giant Ringlike Radio Structures Around Galaxy Cluster Abell 3376
在当前的冷暗物质宇宙学范式中，大尺度结构是通过物质的等级聚集而聚集起来的。在这个过程中，百万秒差距尺度的宇宙激波扮演了重要的角色，它产生于引力驱动的星系间物质的超音速流，流向以暗物质为主的坍缩结构，如薄饼、细丝和星系团。在这里，我们报告甚大阵望远镜观测到的巨大（~2 Mpc乘1.6 Mpc），环形非热无线电发射结构，发现在丰富的星系团阿贝尔3376的外围。这些结构可以追踪宇宙学大尺度物质流的难以捉摸的冲击波，这些冲击波的能量足以为它们提供动力。这些射电源也可能是加速场，在那里，磁冲击可能会加速能量高达10^18到10^19电子伏特的宇宙射线粒子。
2006-11-09 astro-ph
Determining the reality of X-ray filaments
许多作者在高分辨率X射线图像中报道了连接明亮结构的细丝，在某些情况下，这些被认为是结构之间物理联系的证据，这可能被认为是为非宇宙学红移模型提供支持。在本文中，我指出了两个问题，这是内在的解释这种平滑的光子有限的数据，并开发了一些简单的技术，用于评估的现实X射线灯丝，它可以适用于简单平滑或自适应平滑的数据。为了说明这些技术的有用性，我将它们应用于档案ROSAT观测的星系和类星体以前由他人分析。我表明，几个报告的附属结构连接X射线源实际上并没有显着检测。
2000-04-17 astro-ph
Probing the distribution of dark matter in the Abell 901/902 supercluster with weak lensing
我们提出了一个弱剪切分析的Abell 901/902超星系团，由三个丰富的集群在z=0.16。使用0.5 x 0.5度MPG/ESO宽视场成像仪的深R波段图像以及补充的B波段观测，我们建立了该区域光和质量分布的全面图像。我们发现，平均而言，来自早期类型星系的光可以很好地跟踪暗物质，尽管有一个星系团是这个规则的一个明显例外。星系团本身表现出一系列的质光比（M/L），X射线特性和星系群。我们试图用一个简单的与尺度无关的线性偏置模型来模拟早型星系的总质量与光的关系。对于随机性为零的早型星系，我们发现M/L_B= 130 h，如果按表面值计算，则意味着Omega_m < 0.1。然而，这种线性关系在小尺度和相当于平均星团间距（约1 Mpc）的尺度上会破裂，这表明单一的M/L比不足以完全描述超星系团中的质光关系。相反，在集群中观察到的M/L比的分散支持一个模型，将非线性偏置或随机过程。最后，有一个清晰的检测连接两个集群，在星系和暗物质分布，我们讨论了集群集群和集群灯丝相互作用的影响，作为一种手段来调和不同的描述超星系团。
2001-11-14 astro-ph
Cluster Mergers and Diffuse Radio Emission in Abell 2256 and Abell 754
本文介绍了对星系团Abell 2256和Abell 754的深VLA观测，这两个星系团似乎都处于主要星系团合并事件的剧烈阶段。Abell 2256的复杂性质通过射电图像揭示，除了头-尾星系，还显示了两个扩展的，不规则的，边缘尖锐的弥漫性射电辐射区域（所谓的射电遗迹），以及位于星团中心区域的大规模弥漫性射电晕。对A2256星团遗迹的偏振测量揭示了大规模有序的磁场，这些磁场似乎追踪了遗迹中明亮的细丝。整个遗迹的极化率在20% - 40%之间，大多数遗迹的极化率在30%以上。在我们目前观测的灵敏度下，我们对射电晕的偏振设置了20%的上限。Abell 754的低频VLA观测揭示了在星团核心区域的扩展的、弥散的射电（晕）发射以及在星团外围的陡峭的光谱发射。周边辐射的位置、形态和光谱指数与射电遗迹的性质一致。两个星团正在进行合并的X射线证据，以及A2256射电遗迹的偏振特性，支持最近提出的合并引起的遗迹发射起源的建议。因此，破译这些星系团的复杂无线电特性可能是理解系统动力学历史的关键。
2001-06-07 astro-ph
OVI Observations of Galaxy Clusters: Evidence for Modest Cooling Flows
星系团冷却流模型的一个预测是，随着气体从周围的星系团温度冷却，在随后降低的温度下在气体中产生发射线。通过10^5.5 K的气体在OVI 1032、1035谱线中发射，在这里我们报告了三个冷却流簇Abell 426、Abell 1795和AWM 7中这些谱线的FUSE研究。AWM 7没有探测到辐射，但在Abell 426和Abell 1795的中心探测到OVI，并且可能在Abell 1795中心的南部，X射线和光学发射线丝所在的地方。在Abell 426中，这些线光度意味着在中心r = 6.2 kpc区域内的冷却速率为32+/-6 Msolar/yr，而对于Abell 1795，中心冷却速率为26+/-7 Msolar/yr（在r = 22 kpc区域内），包括南指向在内约为42+/-9 Msolar/yr。包括其他研究，六个星团中有三个有OVI发射，它们也有恒星形成以及1 E4 K气体的发射线。这些观测结果与冷却流模型基本一致，但速率接近30 Msolar/yr，而不是最初建议的100-1000 Msolar/yr。
2006-02-14 astro-ph
Alignments of the Dominant Galaxies in Poor Clusters
我们研究了贫MKW和AWM星系团中最亮星系团（BCGs）的取向，发现与富Abell星系团中的相应星系团一样，贫星系团BCGs表现出与其主星系团主轴以及附近（< 20/h Mpc）Abell星系团周围分布一致的强烈倾向。因此，主导星系排列的过程与星系团的丰富程度无关。我们认为，这些路线最有可能产生的各向异性落入的材料成团沿大规模的细丝。
1999-01-29 astro-ph
An XMM-Newton view of the cluster of galaxies Abell 85
我们用XMM-牛顿观测了Abell 85星系团。这些数据使我们能够确认在以前的文件中存在的ROSAT PSPC检测到的扩展4百万秒差距的灯丝在附近的这个集群，并确定约2千电子伏的X射线温度。现在，我们将对星系团本身的X射线气体的性质进行彻底的分析，包括整个星系团的温度和金属丰度图。这些结果表明，Abell 85过去有过强烈的合并活动，即使在中心区域也没有完全放松。我们还确定了个别丰度的一些铁族金属和α-元素在不同的地区，这些金属丰度的铁丰度的比率表明，这两个超新星类型Ia和II必须参与集群内的气体富集。中心区域的光谱分析表明，不同的红移的X射线发射气体相比，来自星系成员红移的平均集群速度。我们讨论了cD星系红移、平均星系红移和热气红移之间差异的含义，以及几个星系群吸积到Abell 85上的可能性。最后，我们考虑到新确定的温度分布，得到了动力学质量分布和重子分数。Abell 85的动力学质量具有陡峭的密度分布，类似于N体模拟中发现的密度分布。
2004-11-18 astro-ph
Multiple merging in the Abell cluster 1367
我们提出了一个动力学分析的中心~1.3平方度的星系团阿贝尔1367，基于273红移测量（其中119个是新闻）。通过对146个已确认的星团成员的分析，我们得出了一个明显非高斯的速度分布，平均位置C_{BI} = 6484+/-81 km/s，尺度S_{BI} = 891+/-58 km/s。星系团从西北向东南拉长，有两个主要的密度峰值，与两个子结构有关。西北亚星系团可能正处于合并到东南亚星系团的早期阶段（在核心交叉之前约为0.2 Gyr）。对这两个子云的动力学研究指出，存在一组恒星形成星系落入东南子云的核心，并建议另外两组分别落入西北和东南子团。这三个亚群包含比星团核心更高比例的恒星形成星系，正如合并事件期间所预期的那样。Abell 1367是一个年轻的星团，目前正在两个暗条的交叉处形成。
2004-06-16 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
The Extended Blue Continuum and Line Emission around the Central Radio Galaxy in Abell 2597
我们目前的结果，从中央占主导地位的无线电椭圆星系的冷却流集群阿贝尔2597，使用哈勃太空望远镜（HST）上的宽视场和行星相机2（WFPC 2）获得的数据详细成像。这个天体是一个典型的“蓝叶”冷却流射电椭圆星系，也显示了一个发光的发射线星云，一个紧凑的射电源，和一个重要的尘埃带和分子气体的证据在其中心。我们发现，无线电源是由一个复杂的网络的发射线细丝，其中一些显示出密切的空间关联的外边界的射电叶。我们提出了一个详细的分析电离和中性气体的物理性质与无线电波瓣，并表明，它们的属性是强烈暗示的无线电等离子体和环境气体之间的直接相互作用。我们将蓝色连续辐射分解成一系列的结和团块，并提出证据表明，这些很可能是由于最近的恒星形成区域。我们研究了几种可能的恒星形成触发机制，包括与射电源的直接相互作用，从冷却流中冷凝的细丝，或与富含气体的星系相互作用的结果，这也可能是为活跃的核提供燃料的原因。我们建议，源的属性是合理的解释在吸积气体的cD在与富含气体的星系，这与事实相结合，该对象是位于中心的一个密集的，高压ICM可以解释高速率的恒星形成和强约束的无线电源的相互作用。
1999-06-21 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
Using supercluster geometry as a cosmological probe
我们研究了Abell/ACO星系团星表中超星系团的性质。我们利用“朋友的朋友”程序识别超星系团，然后通过使用微分几何方法确定超星系团的形状。我们发现，占主导地位的超集群形态特征是一致性。我们比较我们的Abell/ACO超星系团的结果与相应的从两个不同的CDM宇宙学模型，以调查统计后者的模型最好地再现观测结果。
2001-09-10 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
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
The galaxy luminosity function of the Abell 496 cluster and its spatial variations
我们研究了非常松弛的星系团Abell 496中的LF。我们的分析是基于CFHT使用MegaPrime/MegaCam在覆盖1x 1 deg 2区域的四个波段（ugri）中获得的深度图像，该区域以集群Abell 496为中心，并延伸到其维里半径附近。通过统计减去作为CFHTLS调查的4个深层场的平均值的参考场来估计LF。在g-i与i色星等图中，通过剔除比观测到的红色序列更红的星系，可以将背景污染降到最低。在Abell 496中，全局LF显示出弱端斜率α =-1.55+/-0.06，并且随观测波段变化很小。如果没有颜色切割，低频噪声会大得多，但不会明显陡峭。暗端斜率显示了统计上显著的变陡，从中心区域的α =-1.4+/-0.1（延伸到维里半径的一半）到星系团南部包络的-1.8+/-0.1。宇宙的变化和不确定的恒星-星系分离是我们测量LF暗端的主要限制因素。Abell 496的大规模环境，探测与相当完整的6dFGS目录，在PA=137度，显示出统计上显着的36 Mpc长的灯丝，但我们没有发现一个增强的LF沿此轴。我们的LF没有显示出几位作者所推断的大量矮星系（α ~ -2），他们的分析可能受到不存在或不充分的色切所造成的场污染。或者，不同的聚类可能有不同的模糊端斜率，但这很难与给定聚类和广泛的聚类集合的广泛斜率相一致。
2007-11-30 astro-ph
Is Gravitational Lensing by Intercluster Filaments Always Negligible?
在广义相对论（GR）中，星系团间细丝对弱透镜信号的贡献可以忽略不计，$γ_{N}\sim 10^{-4}-10^{-3}$。然而，在由Bekenstein引入的相对论修正牛顿动力学（MOND）的背景下，从视线倾斜$\approx 45^\circ$的单个暗条会导致指向暗条轴线的背景源的显著失真（$κ=γ=(1-A^{-1})/2\sim 0.01$）;这对于无限长的均匀细丝是严格的，但对于短细丝也是定性的（$\sim 30$ Mpc），甚至在细丝的投影物质密度等于零的区域。由于星系和星系团通常嵌入在灯丝或投影在这样的结构，这一贡献复杂的弱透镜剪切图的背景下，MOND的解释。虽然我们的分析主要是理论上的兴趣，只提供了数量级的估计，但似乎可以安全地得出结论，当对具有异常弱透镜信号的系统进行建模时，例如Clowe等人的“子弹团”，Mahdavi等人Abell 520“宇宙训练残骸”，以及Erben等人的“暗星团”，附属结构可能以重要和可能复杂的方式作出贡献。另一方面，我们对弱透镜信号（概念上）差异的预测原则上可以用来伪造MOND/TeVeS及其变体。
2008-10-01 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
Deep Westerbork observations of Abell 2256 at 350 MHz
本文介绍了对星系团Abell 2256的Westerbork深度偏振观测，频率范围为325-377 MHz。中心晕源的直径约为1.2Mpc（18 '），比1.4GHz时稍大。当α =-1.61+/-0.04时，1.4 GHz和22.25 MHz之间的晕圈频谱比以前认为的要陡。在星团东部的超陡频谱源的中心在400 MHz附近表现出一个频谱中断。据估计，它至少有5100万年的历史，但可能超过1.25亿年。最终测量需要在10-150 MHz范围内进行观测。目前还不确定这个源是否是位于源东北端的法布里坎特星系122的射电尾。法拉第旋转测量综合显示，没有极化通量在所有的集群。遗迹区最亮部分的偏振分量小于1%。然而，RM合成显示了9个偏振源，使得能够精确测量银河系法拉第旋转（遗迹前面的-33+/-2 rad m^{-2}）。基于其在较长波长上的去极化，遗迹灯丝G中的视线磁场估计在0.02和2 μ G之间。考虑到目前可用的数据，0.2 μ G的值似乎是最合理的。
2008-07-28 astro-ph
Precessing jets from a moving source and bright X-ray filaments in galaxy clusters
我们提出了流体动力学计算进行了三维yguazu-一个代码的旋进射流模型，它与一个平面平行风相互作用。这个场景描述了一个河外喷流，其中喷流源相对于周围的星系团内介质运动。由数值计算结果得到了X射线波段的合成发射图和光谱。我们比较这些预测与观测的射电喷流从射电星系4C 26.42（在阿贝尔1795星系团）。我们发现射电喷流的一般形态可以用一个点对称的旋进喷流系统与一个平面平行风相互作用来描述（即，星系团内的介质流过星系）。我们还发现，我们的合成X射线发射图再现所观察到的大尺度结构（大小为几十kpc的顺序）。
2005-10-07 astro-ph
Measuring the Diffuse Optical Light in Abell 1651
利用漂移扫描数据，一种确定表面亮度轮廓的新方法，以及检测低表面亮度信号的技术，我们拟合了富星系团Abell 1651中最亮星系团（BCG）的光轮廓，达到670 h^{-1} kpc。这个半径是星系团维里半径（2 h^{-1} Mpc; Girardi et al. 1998）的一个重要部分，表明BCG和星系团的大小是相当的。我们发现，该配置文件是一致的德Vaucouleurs配置文件的径向范围探测。我们还发现Abell 1651中BCG的积分光分布在500 h^{-1} kpc内贡献了总团簇光的36%。包括所有的发光成分，我们得到了星团的M/L_I~160 h，如果没有BCG晕，这将被高估约20%。此外，BCG在大半径处的相对红色表明，最近螺旋和矮椭圆星系的分裂和潮汐剥离对晕光度没有显着贡献。剖面的颜色和形状与一种情况相一致，即在团簇形成时期，BCG是由离心坍缩形成的，在过去的5个Gyrs中演化相对较小（Dubinski 1998）。我们从图像中删除BCG和其他检测到的星系，并构建了一个星系团核心的二维表面亮度图。发现了几个多余的发射结，但总的漫射分量被限制为贡献不到5%的集群光。
2000-01-24 astro-ph
Cosmic Filaments in Superclusters
大尺度结构计算表明，适度的超密度细丝将连接星系团，这些细丝是重子的储存库，主要是气态形式。为了确定是否存在这样的细丝，我们已经研究了紫外线吸收线的性质，在超星系团的星系可能的细丝背后投影的活动星系核的活动星系核位于3兆秒差距的中心线的轨迹连接集群。所有三条视线都显示出Lyα、Lyβ或/和OVI在红移约1300 km/s的附近星系团的吸收，这将定义最近的细丝。对于一个活动星系核，其吸收线的红移接近于活动星系核的发射线的红移，因此我们不能排除该天体的自吸收。这些吸收线与超星系团的关联不太可能是偶然发生的，这一结果与超星系团中宇宙细丝的存在是一致的。
2004-07-16 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
Mapping the cold molecular gas in a cooling flow cluster: Abell 1795
在几个星系团中发现了冷分子气体（Edge，2001，Salome' & Combes，2003）：单碟望远镜对CO（1-0）和CO（2-1）发射谱线的观测表明，在冷却流星系团的中心区域存在大量的冷气体（高达~10^11 Msol）。我们在这里提出的干涉观测与IRAM高原德布尔干涉仪在阿贝尔1795年。与IRAM 30 m数据的比较表明，探测到的冷气体延伸，表明冷却流的起源。确定的CO功能是非常相似的结构中观察到的Halpha和通过紫外连续过剩观察到的恒星形成区域。大部分的冷气体并不集中在中央cD上，而是位于西北方向射电瓣上最亮的X射线发射区附近。冷气体的运动学是一致的光学星云行为在非常中心的区域。它并不是围绕着中心的cD旋转：速度梯度表明冷气体可能是来自星系团内部介质的冷却气体，被中心星系吸积。与cD轨道对齐的光学细丝与射电喷流和瓣密切相关。为恒星形成提供燃料的物质肯定来自沉积的气体，沿着射电瓣的边缘更有效地冷却。即使存在一些加热机制，这些毫米观测表明，有效的冷却到非常低的温度确实发生，并可能因射电源的存在而加速。
2003-12-19 astro-ph
A Differential X-Ray Gunn-Peterson Test Using a Giant Cluster Filament
利用即将到来的钱德拉和XMM X射线观测站上的CCD探测器，有可能设计出一种在假设的充满星系团间空间的暖气体中测量重元素绝对密度的方法。这种气体可能是宇宙中最大的重子物质库，但即使是它的存在也没有在低红移下被观测证实。拟议中的测量将利用一个独特的星系团灯丝，沿着宝瓶座天空的一小块区域的视线，跨度超过700 Mpc（0.1<z<0.2）。那里的阿贝尔星团表面密度是天空平均密度的6倍多。很可能，团簇间物质柱的密度也被类似的因素所增强，使得在对其密度和元素丰度的某些乐观假设下，其探测是可行的。人们可以比较光吸收深度，主要是在部分电离的氧边缘，在光谱中的集群在不同的距离沿灯丝，寻找一个系统的深度增加的距离。吸收可以通过同一个探测器和同一个银河柱测量，因此是差分测试。CCD中等能量分辨率（约100 eV）足以检测已知红移处的吸收边。
1999-06-25 astro-ph
The Principal Axis of the Virgo Cluster
使用精确的距离，个别室女星系团星系获得的方法的表面亮度波动，我们表明，室女座的最亮的椭圆形有一个显着的共线排列在三维空间。这条轴从视线倾斜10到15度，可以追溯到更大的尺度，它似乎加入了连接室女座和丰富的星系团Abell 1367的星系桥梁。单个室女座椭圆星系的方向也显示出与星团轴对齐的趋势，超巨星椭圆星系M87的喷流也是如此。这些结果表明，室女星系团及其最明亮的成员星系的形成是由室女座-A1367暗条上的物质流入驱动的。
2000-08-30 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
Optical and X-ray analysis of the cluster of galaxies Abell 496
我们提出了一个详细的分析星系团\a 4。光学数据包括一个包含466个星系的红移星表，其中274个属于主星系团，以及一个小得多的区域的CCD测光星表，分别有239个和610个星系在V和R波段。X射线分析基于ROSAT PSPC获得的图像。除了Abell 496本身，沿视线方向的速度分布显示至少存在四个不同红移的结构，其中一个似乎是一个速度为30083 km/s的贫星团。这些结构中的另一个具有太大的空间范围而不能成为簇，但可以是沿着视线的细丝或其他年轻的结构。各种独立的方法表明，Abell 496似乎是一个相当松弛的星系团，除了发射线星系的分布。这些似乎分布在两个样本落在主集群，一个从后面（ELG集中向西），一个从前面（高速ELG）。星系光度函数的明亮部分，由红移星表建立，在R $\sim 16$（M $_{\rm R}\sim -20.5$）处显示出一个平坦化，并且可以用明亮星系的高斯分布和微弱星系的幂律或谢克特函数来解释。从CCD成像得到的更深的星系计数显示在R $\sim 19.5$（M $_{\rm R} \sim -17$）处有一个下降，这可以通过假设光度函数的截止值来模拟，比如在后发座中观察到的。我们提出了一个X射线气体的模型，导出了星系、X射线气体和总动力学质量，以及星系团中的重子分数。\a 4表现为一个松弛的团簇，可用作进一步研究的原型。
2000-02-29 astro-ph
Infalling Faint [OII] Emitters in Abell 851. I. Spectroscopic Confirmation of Narrowband-Selected Objects
我们报告了Martin等人（2000）编目的Abell 851中窄带选择[OII]发射体的光谱确认。Keck I低分辨率成像光谱仪（LRIS）和Keck II深度成像多目标光谱仪（DEIMOS）获得的光谱证实了窄带选择星系团[OII]3727的发射，对于暗（i <~ 25）蓝（g-i < 1）星系，成功率为85%。[OII]发射的成功探测率是星系颜色的一个强函数，通常证明了窄带[OII]搜索补充宽带颜色在选择最近恒星形成的暗淡星系团中的功效。Balmer递减法测得的红化结果表明，在这一种群中有相当一部分红化程度很高[E（B-V）>~ 0.5]。即使在对尘埃消光进行校正后，高E（B-V）星系的[OII]/Ha线通量比仍然比附近星系研究报告的平均[OII]/Ha比低约2倍。[OII]等效宽度的强度与星系光度呈负相关趋势，而Ha等效宽度似乎并不强烈依赖于光度。这部分是由于在发光星系中观察到的大量变红。此外，发射线比诊断表明，活动星系核的星系是丰富的在高光度端的集群[OII]发射的样本，只有中等强度的[OII]等效宽度，与星系演化的场景连接活动星系核和抑制恒星形成活动的大质量星系一致。
2006-05-01 astro-ph
Supercluster Properties as a Cosmological Probe
我们研究了超星系团的形状属性的全天观测（Abell/ACO）和模拟（处女座数据）使用的方法基于微分几何的集群目录。我们可靠地确定丰富的超星系团应用渗透统计观察和模拟集群人口，后者被构造的阿贝尔/ACO样本的观测要求扩展到$z_{\rm max}\leq 0.114$。我们应用一组形状诊断，以深入研究的形态学特征的超团簇与$\geq 8$集群成员。结果表明，平行性是超星系团的主要形状特征。在比较数据和模型，我们表明，$Λ$ CDM（$Ω_Λ=1-Ω_{\rm m}=0.7$）模型的表现优于$τ$ CDM，这是排除在一个高的置信水平，与其他最近的大尺度结构的研究。
2001-11-02 astro-ph
Detection of Filamentary X-Ray Structure in the Core of the Shapley Supercluster
本文报道了沙普利超星系团核心的X射线观测结果。结合ROSAT PSPC探测器定点观测的数据和ROSAT全天巡天的数据，观测区域覆盖面积为$6^\circ \times 3^\circ$。它包含中心星团A3562、A3558和A3556。我们发现了明确的证据，X射线发射连接的三个集群。这证实了嵌入三个簇A3562、A3558和A3556的一个附加的物理结构的存在。我们还发现了A3556向西的微弱发射的证据。总的来说，沙普利超星系团核心的附加X射线辐射的扩展量至少达到了$\sim 17.5 h_{50}^{-1}$ Mpc。在0.1 - 2.4 keV能带的总光度为$\sim 16\times10^{44} h_{50}^{-2}$ erg s $^{-1}$。
1998-12-16 astro-ph
The Complex Cooling Core of Abell 2029: Radio and X-ray Interactions
我们提出了一个钱德拉观测的冷却流集群阿贝尔2029的中心区域的分析。我们发现了一些X射线灯丝在中央40千秒差距，其中一些似乎是与目前活跃的中央射电星系。陡谱射电源的南外叶似乎被一个冷气体区域所包围，并且至少部分地被明亮的X射线边缘所包围，类似于在其他冷却流团核心的射电源周围所看到的。光谱拟合表明，整体团簇发射是最好的拟合，无论是两个温度的气体（kT_高=7.47 keV，kT_低=0.11 keV），或在相同的温度范围内的气体冷却的冷却流模型。这个大的温度范围（超过50倍）是Abell 2029相对独特的，可能表明这个系统是一个非常年轻的冷却流，其中气体最近才开始冷却到低温。冷却流模型给出的质量沉积速率为Mdot=56 + 16/-21 Msun/yr。通常，团簇发射沿22度的位置角伸长，椭圆率为0.26。在星团中心区域的X射线发射分布是不对称的，然而，与西南和西北相比，东北和东南分别有过量的发射。从X射线数据中拟合并减去一个光滑的椭圆模型，揭示了一个从星团核心顺时针方向延伸到~150 kpc半径的偶极螺旋过剩。我们估计M_spiral的总质量约为6 × 10^12 Msun。最有可能的原因是气体从星系团中剥离，或者是落入星系团的裸露暗物质势，或者是过去合并引起的星系团核心的晃动运动。
2004-08-03 astro-ph
