Clusters and superclusters of galaxies
丰富的星系团是已知的最大质量的维里化系统。尽管它们只包含所有星系的一小部分，但富星系团为研究星系形成、暗物质、大尺度结构和宇宙学提供了强有力的工具。超星系团是已知最大的星系系统，其大小可达（约）100 h ^{-1} Mpc，突出了宇宙的大尺度结构。这种大尺度结构反映了早期宇宙的初始条件，并对星系形成模型和宇宙学产生了强烈的约束。星系团和超星系团可以解决的一些问题包括：星系和更大的结构是如何形成和演化的？在星系团和更大的结构中，物质的数量、组成和分布是什么？星系团的质量密度与宇宙中的物质密度有什么关系？星系团和超星系团的数据对宇宙学有什么限制？在这些讲座中，我将讨论星系团和超星系团的一些性质，这些性质可以用来研究这些主题。
1996-11-19 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
Regularity in the distribution of superclusters
使用来自最近邻分布和空隙概率函数的聚类的措施，我们能够区分定期和集群结构。通过一个例子，我们证明了正则性是点集的一个性质，而这一性质在两点关联函数中可能是不可见的。应用这一措施的超星系团目录，我们得出结论，有一些证据表明，在大尺度上的规则结构。
1997-10-20 astro-ph
Evolution of a void and an adjacent galaxy supercluster in the quasispherical Szekeres model
本文研究了空洞和邻近星系超星系团的演化。为此，准球形Szekeres模型。Szekeres模型是爱因斯坦场方程的精确解。这样，对宇宙结构演化的研究就可以从诸如密度对比幅度小的假设中解脱出来。研究空洞和邻近超星系团的演化不仅可以更好地理解宇宙结构的演化，而且可以用Szekeres模型来解释我们。主要结果包括的结论是，由大的超密度包围的小空隙比大的，孤立的空隙发展得慢。另一方面，大空洞增强了邻近超星系团的演化，它们的演化速度比孤立的星系超星系团快得多。
2008-04-11 astro-ph
Superclusters of galaxies from the 2dF redshift survey. II. Comparison with simulations
我们调查的基础上发现的2dF星系红移巡天的星系超星系团的属性，并比较它们与千禧年模拟超星系团的属性。我们研究了超星系团的各种特性对它们与观测者的距离、它们的总光度和它们的多重性的依赖关系。多重性是由超星系团中密度场（DF）星系团的数量定义的。利用多重性，我们将超星系团分为四个丰富的类：穷人，中等，丰富和非常丰富。我们发现，超星系团是不对称的，并具有多分支的分支结构，与程度的不对称性和平行性更高的更明亮和更丰富的超星系团。对真实超星系团和Millennium超星系团的比较表明，模拟超星系团的大部分性质与真实数据吻合得很好，主要区别在于光度和多重数分布。
2006-04-26 astro-ph
The North Ecliptic Pole Supercluster
我们用ROSAT全天巡天探测了北极地区一个z=0.087的超星系团。X射线数据极大地提高了我们对这个超星系团特征的理解，与光学发现数据相比，我们对结构空间范围的了解大约增加了一倍，星系团/星系团成员增加了两倍。超星系团是一个丰富的结构，包括至少21个星系团和星系群，12个AGN，61个IRAS星系和各种其他物体。这些成分中的大多数都是用X射线数据发现的，但超星系团也在光学，红外和紫外波段被稳健地探测到。北南极超星系团的长度为129 x 102 x 67（1/h50 Mpc）^[3]，呈扁平状，几乎与我们的视线垂直。由于ROSAT X射线通带的柔软性和大立体角的深度曝光，我们首次在超星系团中探测到了大量的X射线发射星系群。这些结果证明了连续覆盖的X射线观测对研究宇宙结构的有效性。
2001-03-14 astro-ph
The Shape-Alignment relation in $Λ$CDM Cosmic Structures
在本文中，我们使用一个最大的（$2\times 512^{3}$ SPH+ N-体模拟的大尺度结构形成的$Λ$ CDM模型，基于公开可用的代码GADGET的超团簇-团簇的形态学性质。我们发现，球状（类扁长）的形状是占主导地位的超星系团和集群暗物质晕形态特征，与以前的研究。然而，星系团的重子气体成分主要是球形的。我们调查的集群晕（使用其DM或重子组件）和它们的父超集群主轴方向之间的对齐，发现集群显示这样的优惠对齐。结合形状和排列统计，我们还发现超团簇-团簇排列的幅度随着超团簇的有序性而增加，尽管幅度很小。
2005-10-12 astro-ph
Spectroscopic Confirmation of the Cl 1604 Supercluster at z~0.9
我们目前的光谱确认的Cl 1604超星系团在z~0.9。最初被探测到的是两个独立的星系团，z = 0.90的Cl 1604+4304和z = 0.92的Cl 1604+4321，它们在红移和天空位置上都非常接近，随后的成像显示了一个连接两个星系团的红色星系复合体，这表明该区域包含一个大尺度结构。我们已经进行了广泛的多目标光谱学，结合以前的测量，在这个区域提供了约600个红移，包括230个已确认的超星系团成员。我们检测到两个额外的集群，是这个结构的一部分，Cl 1604+4314在z = 0.87和Cl 1604+4316在z = 0.94。这四个星系都具有典型的局部星系团的特性，视线速度分散在489和962公里/秒之间。该结构在红移空间中显著延伸，如果解释为在实空间中的真实延伸，则意味着深度为93 Mpc。我们研究了超星系团成员的空间和红移分布。
2004-03-31 astro-ph
Evolution of the Supercluster-Void Network
最近，观察到的宇宙大尺度结构的细胞性质及其超星系团和空洞的准规则模式已被几位作者指出。本文研究了初始功率谱的性质，并利用这些性质对不同初始功率谱的四组二维和三维宇宙学模型的结构演化进行了分析。这些模型包括HDM和CDM模型以及双幂律模型。我们详细讨论了模型参数的影响，如大尺度和小尺度的功率和功率谱的最大值的位置和高度上的预测结构。在大尺度上具有Harrison-Zeldovich谱，小尺度上具有功率指数$n\approx -1.5$，功率谱的最大值在$\approx 130$ ~ \Mpc的模式中观察到与观测的最佳一致性。在这个模型中，团簇和超团簇的质量分布、团簇的关联函数以及空洞分布都很好地再现了各自的观测分布。我们还研究了超团空洞结构的动力学演化。结果表明，超团簇-空洞网络的形成很早，基本上是由初始条件决定的。
1995-03-08 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
Structure and dynamics of the Shapley Supercluster
我们提出了我们的宽视场红移调查的星系在285平方度的沙普利超星系团（SSC）的区域，基于一组10529速度测量（包括1201新的）8632星系从各种望远镜和文献。我们的数据显示，SSC的主面（v~ 14500 km/s）比以前的估计延伸得更远，填满了我们在天空上12 ° × 30 °的整个测量区域（30 × 75 h-1 Mpc）。此外，还存在一个与Abell~3571星系团复合体（v~ 12000 km/s）较近的连接结构。这些星系似乎连接了两个先前确定的星系片，并与第三个在V= 15000 km/s附近的R.A.= 13小时它们也倾向于填补前景Hydra-Centaurus区域和更遥远的SSC之间的星系间隙。在Shapley超星系团的速度范围内（9000 km/s < cz < 18000 km/s），我们发现在225平方度的中心区域中，bj < 17.5的红移空间超密度为~5.4，在192平方度的区域（不包括富星系团）中，bj <3.8。在我们的调查的大区域，我们发现，星系团间星系占48%的观测星系在SSC区域，并占不同的完整性，可能会贡献近两倍的星系团星系的质量。本文讨论了速度星表的完备性、超星系团的形态、整体过密度以及超星系团中单个星系团的一些性质。
2005-09-30 astro-ph
Discovery of a Large Scale Clumpy Structure around the Lynx Supercluster at z~1.27
我们报道了在Lynx区z=1.26和z=1.27的已知孪生星团周围发现的一个可能的由许多星系团组成的大尺度结构。我们的分析是基于8.2米斯巴鲁望远镜上的Suprime-Cam在VRi 'z'波段的深度，全景和多色成像（26.4 'x24.1'）。这个独特的，深视场和宽视场的成像数据集使我们能够第一次绘制出已知最高红移超星系团中的星系分布。我们应用测光红移技术提取可能的星系团成员，z~1.27下降到i '= 26.15（5 σ），对应于M*+2.5在这个红移。从这些光度选择的星系的2-D分布，我们新确定了7个候选星系群或星系团，其中红色星系的表面密度显着高（>5sigma），除了两个已知的星系团。这些候选者显示出与被动演化模型一致的清晰的红色星等序列，这表明在Lynx超星系团周围存在额外的高密度区域。
2004-12-17 astro-ph
The discovery of a massive supercluster at z=0.9 in the UKIDSS DXS
我们分析了UKIDSS深外星系巡天（DXS）的第一个公开发布的深场，以确定候选星系在z~1处的过密度。在ELAIS-N1领域。使用I-K、J-K和K-3.6um颜色，我们识别并通过光谱跟踪Gemini/GMOS的五个候选结构，并确认它们都是真正的过密度，每个结构的成员数在五到十九之间。令人惊讶的是，所有五个结构都位于z=0.89+/-0.01的窄红移范围内，尽管它们在天空中分布在30 Mpc。我们还发现一个更遥远的超密度在z=1.09的光谱调查区域之一。这五个过密区域位于一个狭窄的红移范围内，表明在这个领域中存在一个超星系团，并通过与N体模拟的模拟星系团目录比较，我们讨论了这种结构的可能性质。总的来说，我们表明，这个超星系团的性质是类似的研究Shapley和武仙座超星系团在较低的红移。
2007-06-01 astro-ph
Interpretation of the galaxy structure surrounding the Local Supercluster
通过E. Praton，我们把我们周围星系分布中观察到的茧状结构解释为星系团的下沉速度的影响。在这种观点中，像蚕茧（甚至像长城）这样的结构可以被解释为观测的人工制品。
1998-07-16 astro-ph astro-ph.CO
A z=0.9 supercluster of X-ray luminous, optically-selected, massive galaxy clusters
我们报告发现一个紧凑的超星系团结构在z=0.9。该结构包括三个光学选择的集群，所有这些都在X射线中被检测到，并通过光谱证实位于相同的红移。钱德拉X射线温度意味着个体质量约为5 × 10^14 Msun。的X射线质量是一致的推断从光学-X射线标度关系建立在较低的红移。在其中一个星团的后面存在一个z~4强透镜Lyman break星系，由此可以估算出该星团的强透镜质量，这与X射线测量结果相一致。该集群的光谱给出了一个动态质量与其他独立的质量估计很好的协议。RCS 2319 +00超星系团的三个组成部分与它们最近的邻居在天空平面上的距离仅<3 Mpc，沿视线方向的距离可能<10 Mpc，我们将这种结构解释为大质量（~10^15 Msun）z~0.5星系团（如MS 0451.5 -0305）的高红移前身。
2008-03-11 astro-ph
The Structure of the Local Supercluster of Galaxies Revealed by the Three-Dimensional Voronoi's Tessellation Method
3D Voronoi的镶嵌方法首先被应用于识别超星系团结构中的星系群。正在考虑的样本由超过7000个星系的本地超星系团（LS）的径向速度高达3100公里/秒。由于LS星表本质上的非均匀性，有人建议以“人工”的方式放大距离，使星系的浓度随着距离的增加而变化，这是一个具有与完全均匀星表相同的指数β的幂函数。各种参数的集群考虑：α（0.01，0.1，1%）的一部分，星系，其中有一个Voronoi的细胞的相对体积小于随机分布的临界值; β = 0，这符合随机星系分布; β = 0.7，这是接近煎饼星系分布。结果表明，Voronoi的镶嵌方法对β参数的依赖性较弱，且随着α参数的增加，富结构星系的数量逐渐增加，而贫结构星系的数量逐渐减少。通过与Karachentsev动力学方法得到的群的比较表明，所有分量一致的群的数目为22%。作为一个整体，动力学的方法更适合于识别人口稀少的星系群，而3D Voronoi的镶嵌方法更适合于人口稠密的星系群。
2007-12-08 astro-ph
Some remarks on the angular momenta of galaxies, their clusters and superclusters
本文在具有整体转动的Li宇宙模型的基础上，讨论了星系结构的角动量与质量的关系。在我们以前的论文（Godnovowski等人，2002年）中，我们证明了该模型预测了这种关系中存在最小值。在本文中，我们讨论的观测证据，使我们能够验证这种关系。我们发现零角动量J=0的质量对应的质量的星系团和非零角动量的其他星系结构。我们检查这些理论预测分析塔利的星系群。如果把groving排列解释为星系结构中星系角动量的增加，那么现有的不同星系结构中排列的比较数据与所得到的理论关系式$J(M)$是一致的。
2005-02-18 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
On the mass distribution in the Shapley Supercluster inferred from X-ray observations
我们提出了一个马赛克的ROSAT PSPC和爱因斯坦天文台IPC X射线观测的14个星系团和2组星系，封闭在一个天空区域15度20度的沙普利超星系团区域内的A3558为中心的分析。从每个星团的质量外推到500的密度差，我们定义了4个大结构：（1）半径为13 $h_{50}^{-1}$ Mpc的Shapley超星系团的核心;（2）核心加上A1736;（3）核心，A1736和西部延伸（A3528-A3530-A3532）和A3571;（4）在结构（3）中加入北方星团对A1631-A1644，整个超星团被包围在半径$\sim 90 h_{50}^{-1}$ Mpc内。观察到的总质量范围为3.5-8.5 $\times 10^{15} M_{\odot}$。从观察到的团内气体（假设重子分数与原始核合成一致）导出的质量值是$10^{16} M_{\odot}$的几倍。根据这些估计，核心是一个束缚结构，具有至少5倍于临界密度的非常显著的超密度，表明它在坍塌之前接近最大膨胀。结构（2）在$\sim 30 h^{-1}_{50}$ Mpc的尺度上具有1.7的超密度。然后，核心是一个2- 3.7西格玛波动的初始高斯扰动场，规范化的星系和星系团。如果我们外推到200的密度对比度并假设$Ω_b < 0.095$。沙普利超星系团核心的重子部分，即A1736，在半径为28 $h^{-1}_{50}$ Mpc…
1997-04-11 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 Faraday Rotation Search for Magnetic Fields in Large Scale Structure
射电源极化的法拉第旋转提供了沿观测视线的积分磁场的量度。我们比较了一个新的，大样本的法拉第旋转措施（RM）的极化河外星系源与星系计数在武仙座和英仙座双鱼座，两个附近的超星系团。我们发现，在这两个超星系团区域的RM的平均值大于在同一银河纬度范围内的控制区。这是第一次RM检测到弥漫在超星系团体积中的磁场，在这种情况下，这些磁场在几个百万秒差距内至少是部分相干的。即使是最保守的解释，我们的观察，根据银河系RM的变化模仿背景超星系团星系密度过大，把限制IGM磁离子的“强度”在这两个超星系团。我们得到一个近似的典型上限约0.3微高斯l/（500千秒差距）的场强，当我们结合我们的RM数据的电子密度从巨大的射电星系的环境中，和温暖的热星系际介质（WHIM）的基准估计。
2005-09-27 astro-ph
Peculiar Motions in the Region of the Ursa Major Supercluster of Galaxies
我们研究了大熊座超星系团及其邻域中星系团的特殊运动。本文根据SDSS（Sloan Digital Sky Survey）数据，编制了一个早型星系的样本，并利用它们的基平面确定了星系团的距离和特有速度。在12个UMa星系团的中心区域（R_200以内）、超星系团的三个主要子系统--连接星系团的附属结构和离最近的UMa邻域的9个星系团中的早型星系样品具有相似的参数。相当高的过密度（星系数为3，星系团数为15）表明超星系团作为一个整体是受引力约束的，而没有发现明显的特殊运动：特殊速度不超过测量误差的1.5-2倍。超星系团的平均随机奇异速度和对哈勃膨胀的系统偏差与理论估计一致。为了确认三个UMa子系统的可能方法，测量精度必须提高2-3倍。
2007-05-27 astro-ph
The dark matter environment of the Abell 901/902 supercluster: a weak lensing analysis of the HST STAGES survey
我们提出了一个高分辨率的暗物质重建的z=0.165阿贝尔901/902超星系团的弱透镜分析的HST STAGES调查。我们检测的超星系团的四个主要结构在高的意义，解决内部和集群之间的子结构。我们发现，暗物质的分布很好地跟踪了星系团星系，与最明亮的星系团标记出最强的峰值在暗物质分布。我们还发现Abell 901 a的暗物质分布在坠落X射线群Abell 901 alpha的方向上有显着的延伸。我们目前的质量，质量光和质量恒星质量比测量的结构和子结构，我们检测。我们没有发现不同星系团之间质量与光和质量与恒星质量比变化的证据。我们比较我们的空间为基础的透镜分析与较早的地面为基础的超星系团的透镜分析，以证明未来弱透镜暗物质“观测”的空间为基础的成像的重要性。
2008-01-08 astro-ph
A 120-Mpc Periodicity in the Three-Dimensional Distribution of Galaxy Superclusters
使用一个新的汇编的可用数据的星系团和超星系团，我们提出的证据，准规则的三维网络丰富的超星系团和空洞，与高密度的区域分离约120 Mpc。我们计算了星系团的功率谱;它在波长上有一个峰值，等于网络的步长;谱的振幅超过冷暗物质模型的振幅，是1.4倍。在标准宇宙演化论的框架内形成光谱的概率是非常小的。如果星系团的分布反映了所有物质（亮的和暗的）的分布，那么一定存在某种迄今未知的过程，在大尺度上产生规则的结构。
1997-01-06 astro-ph
Investigation of clustering of galaxies, clusters and superclusters by the method of correlation Gamma-function
利用相关伽玛函数（"条件密度“）装置，我们分析了来自星系、星系团和超星系团的几个不同样本的天体的空间成团。在小尺度上，物体的分布服从幂指数为0.9- 1.5的幂律密度下降。在~30 Mpc的明亮星系和星系团的独立样本的尺度上，我们已经检测到一个明显的伽玛函数的斜率中断，功率指数下降到~0.3。在40至100 Mpc的区域中，群集不太明显，并且有理由假设物体的分布在大于100 Mpc的尺度上变得均匀。这是由伽玛函数的斜率接近0的样本丰富的星系团高达250 Mpc。在破裂之前，伽马函数的斜率表征了物质的聚集程度，当传递到更明亮的（大质量）物体时，它会以复杂的方式发生本质上的变化。这表明，可见宇宙的大尺度结构，即使在小尺度上，也比一维（单分形）描述的分形分布复杂得多。
2001-06-15 astro-ph
Large-Scale Velocity Structures in the Horologium-Reticulum Supercluster
我们提出了547光学红移获得的星系在该地区的钟表-网状超星系团（HRS）使用6dF多光纤光谱仪在英国施密特望远镜在英澳天文台。HRS覆盖的天空面积超过12度x12度，中心约为RA = 03 h19 m，DEC =-50 deg 02 min。我们的6dF观测集中在HRS的簇间区域，从中我们描述了四个主要结果。首先，HRS的红移范围至少在17，000 ~ 22，500 km/s之间。其次，在这个红移范围内，HRS星系团间区域的星系密度估计为2.4，或del rho/ rho ~ 1.4。第三，我们发现了HRS中沿东南-西北（SE-NW）空间轴红移增加的系统性趋势，在12度区域内，HRS成员的平均红移从东南到西北增加了1500 km·s^-1以上。第四，HRS的红移是双峰的，高红移峰和低红移峰之间的距离约为2500 km s^-1（35 Mpc）。这一事实是特别明显的，如果上述空间红移趋势是拟合和删除。简而言之，HRS似乎由红移空间中的两个分量组成，每个分量沿着SE-NW轴表现出类似的系统性空间红移趋势。最后，我们比较了HRS和Shapley超星系团的结果，发现了相似的性质和大尺度特征。
2005-05-17 astro-ph
The supercluster--void network II. An oscillating cluster correlation function
我们使用丰富的星系团在南北银河半球的红移z=0.12，以确定集群关联函数。我们发现，超星系团和它们之间的空隙形成一个适度规则的网络。因此，在富超星系团中确定的星系团的关联函数会振荡：它有一系列规则间隔的次极大值和次极小值。超团空洞网络的尺度，由振荡周期确定，为P=115 Mpc。振荡的幅度大约是估计误差的3倍。我们比较观察到的集群关联函数与类似的功能，流行的结构形成模型。我们发现，生产所观察到的集群关联函数在任何模型的功率谱从一个哈里森-Zeldovich政权的正光谱指数长波长的负光谱指数短波长的平滑过渡是极不可能的。功率谱必须具有位于等于关联函数的振荡周期的波长处的额外峰值。
1997-04-14 astro-ph
A study of the core of the Shapley Concentration: IV. Distribution of intercluster galaxies and supercluster properties
本文介绍了对Shapley浓缩超星系团中心区域星系团间星系的红移巡天结果，目的是确定明显超密度之间星系的分布。我们的样品由442个新的红移组成，主要在bJ星等17-18.8范围内。加上我们对A3558和A3528复合体的红移测量数据，它们靠近这个超星系团的几何中心，我们得到了一个大约2000个径向速度的总样本。使用我们总样本中1440个星等范围为17 - 18.8的星系，我们重建了沙普利集中中心部分的密度分布;此外，我们还检测到另一个显著的超密度，速度约为30000 km/s（被称为S300）。我们估计的总过剩密度在星系中，这些结构的质量和动力学状态，并讨论考虑星系分布和底层物质之间的偏差的影响。我们发现一个迹象表明，在Shapley浓度的集群和星系之间的偏差值高于文献中报道的，证实了印象，这个超星系团是非常丰富的集群。最后，通过与一些理论情景的比较，我们发现Shapley浓度的存在与物质密度参数<1的模型（如开放CDM和Lambda CDM）的预测更加一致。
1999-10-05 astro-ph
Constrained Simulations of the Real Universe: the Local Supercluster
我们提出的宇宙学模拟密切模仿真实的宇宙在100 Mpc的本地组。这些模拟被称为约束模拟，在近似正确的位置再现了附近主要结构的大尺度密度场，包括本星系团、后发座和室女星系团、大吸引子、英仙座-双鱼座和本星系团。利用MARK III对80 Mpc/h球体内部观测结构的特殊速度测量来约束初始条件。尺度大于5 Mpc/h的傅立叶模式主要受约束，而小尺度波是随机的。本文的主要目的是研究室女星系团周围30 Mpc/h的本星系团的结构和本星系团的环境。我们发现，在当前时期，LSC的大部分质量（7.5e14 Msun/h）位于大致以室女星系团为中心的暗条中，延伸超过40 Mpc/h。模拟的本星系团（LG）位于邻近的一个较小的暗条中，该暗条不是LSC主体的一部分，它对室女星系团有250 km的奇特速度。在LSC区域的特殊的速度场是复杂的，是从Virgocentric的下降模型中假设的字段有很大的不同。在模拟中，LG附近的奇特速度流是“冷的”：LG的7 Mpc/h范围内的奇特视线速度色散小于60 km/s，与附近星系的观测速度色散相当。
2001-07-05 astro-ph
The egg-carton Universe
超星系团在局域超星系团附近的分布呈现出如此显著的周期性，以至于某种网络必须符合观测到的大尺度结构。提出了一种三维棋盘结构$^{1}$。这种网络的存在对目前提出的理论模型确实是一个挑战。例如，大尺度结构形成的CDM模型预测了超星系团$^{2}$的随机分布。如果我们现在观察到的构成网络的物质细丝，是磁场能量过密区域的化石遗迹，那么$^{3}$已经证明，与磁场约束相容的最简单的网络，是由顶点相连的八面体组成的。这表明一组叠加的蛋盒结构。本文的目的是证明理论上的八面体结构与实际的大尺度结构是一致的。
1998-02-02 astro-ph
Superclustering at Redshift Z=0.54
我们提出了强有力的证据，存在一个超星系团的红移z=0.54的方向选定区域68。从光谱红移的星系分布中，我们发现在0.530 < z < 0.555的红移范围内，有一个大的超密度星系（是非星系团宇宙中预期数量的四倍）。通过考虑这个红移范围内星系的空间分布（使用光谱和光度红移），我们表明，在SA68星系形成一个线性结构，从西南的调查领域通过东北（与一个位置角约35度的北东）。这个位置角与X射线团CL 0016 +16、RX J0018.3+1618和一个新的X射线团RX J0018.8+1602的位置一致，它们的中心位于射电源54 W084附近。所有这三个源的红移约为z=0.54，并且从它们的X射线光子分布中得出的位置角与超星系团的测量结果一致。假设星系分布的红移为0.54，半高宽色散为0.020，这代表了一个相干结构，径向范围为31 Mpc，横向尺寸为12 Mpc，厚度约为4 Mpc。这个可能的超星系团的发现证明了使用X射线观测的力量，结合射电观测，以绘制中等红移星系的大尺度分布。
1996-10-07 astro-ph
Morphology of Clusters and Superclusters in N-body simulations of Cosmological Gravitational Clustering
本文分析了在幂律初始谱P（k）\propto k^n，n =-3，-2，-1，0的引力成团控制N体模拟中过密区（团和超团）的形状。在渗流过渡的密度值以上的不同的（孤立的）集群峰值的数量，我们用这个“自然阈值”来研究集群和超集群的形状和多重性功能。我们发现，随着模拟的发展，两者的一致性和煎饼的程度增加，前者明显大于后者在几乎所有的时代，我们认为所有的光谱。我们的研究结果还表明，非常大质量的集群/超集群内的高密度区域很可能是显着的椭圆形或煎饼/带状相比，这些对象内的密度较低的区域。我们做了一个详细的研究，目前提出的两个基于“形状统计”，分别由BELTON和Starkman（BS）和罗和Vishniac（LV），并发现LV和BS有一定的内置的限制：LV是偏向于扁圆结构，并倾向于过分强调这一属性;无论是BS还是LV正确地描述形状的强烈弯曲或拓扑非平凡的对象。例如，一个薄的螺旋环面和一个丝带都被BS和LV描述为煎饼！相比之下，Shapefinders，一个新的形状诊断不是从密度的时刻，但从Minskowski泛函，不受这些限制，似乎忠实地再现简单和拓扑复杂的对象的形状。
1998-05-21 astro-ph
A Definitive Optical Detection of a Supercluster at z = 0.91
我们提出的结果，从多波段光学成像程序，已明确证实的超星系团的存在，在z = 0.91。两个大质量星系团，CL 1604 +4304（z = 0.897）和CL 1604 +4321（z = 0.924），最初是在Oke，Postman & Lubin（1998）的高红移星系团巡天中观测到的。它们的径向速度为4300公里/秒，在天空平面上的距离为17角分。它们在物理和红移上的接近性暗示了一个有希望的超星系团候选者。两个星系团之间区域的深BRi成像显示了大量的红色星系。这个星群在（Ri）= 1.4的色星等图中形成一个紧密的红色序列。其特征颜色与两个成员星系团中经光谱学证实的早型星系相同。红色星系分布在CL 1604 +4304和CL 1604 +4321之间的5 Mpc区域。它们的空间分布描绘了整个大尺度结构，在集群中心具有高浓度。此外，我们直接在CL 1604 +4304和CL 1604 +4321之间检测到一个显着的红色星系密度过高，这是与该系统相关的第三个丰富星系团的特征。红色星系的强烈序列和它们的空间分布清楚地表明，我们已经发现了一个z = 0.91的超星系团。
2000-01-11 astro-ph
The Large Scale Distribution of Galaxies in the Shapley Supercluster
我们提出了新的结果，我们的宽视场红移调查的星系在182平方度区域的沙普利超星系团（SSC）的基础上与FLAIR-II光谱仪在英国施密特望远镜的观测。我们给出了710个明亮星系（R<16.6）的红移的新测量结果，其中464个星系是SSC的成员（8000<v<18000 km）。我们的数据显示，SSC的主平面比以前认识到的延伸得更远，填充了我们在天空中10度乘20度的整个测量区域（35 Mpc乘70 Mpc）。还有一个重要的结构与稍近的阿贝尔3571星团复合体有关，其焦散结构明显，半径为6 Mpc。这些星系似乎连接了两个先前确定的星系片，并与v=15000公里的第三个星系建立了联系。它们也倾向于填补前景Hydra-Centaurus区域和更遥远的SSC之间的星系间隙。我们计算的星系密度为5.0+/-0.1在182平方度的区域调查和3.3+/-0.1在159平方度的区域不包括丰富的集群。
2004-02-15 astro-ph
Spatial Distributions of A3558 in the Core Region of the Shapley Supercluster
核心区主要由三个富Abell簇和两个贫簇组成。它们的气体温度和金属丰度的空间分布为我们提供了关于成员团的相互作用和运动的信息。从八个ASCA指向观测，温度，丰度，和X射线光度的五个成员集群是类似的其他领域的集群不属于超星系团。这一结果和核心区域的平均引力质量密度表明，成员星系团和非成员星系团以同样的方式增长，而超星系团的核心正处于收缩的过程中。基于对4 'x4'尺度的详细空间结构的分析，这三个Abell团簇显示出不对称的温度分布。由于统计优势，A3558用2 'x2'尺度进行了分析，发现A3558具有明显的气体温度和X射线表面亮度的不对称分布。这被认为是由簇-簇合并和/或组落入引起的。在A3558的东南方向，距离星团中心约12'处，还发现了一个约320千秒差距的金属富集区。据估计，要么是合并核心的残余物在一次大合并后留下，要么是一组星系最近正在坠落。
2003-10-28 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
Measuring the Geometry and Topology of Large Scale Structure using SURFGEN: Methodology and Preliminary Results
我们提出了一种新的分析方法，它可以成功地用于确定超团簇空洞网络的形态学性质。的anterior是基于表面建模计划SURFGEN，它产生一个三角形的表面从离散的数据集代表（说）在真实（或红移）空间中的星系分布。四个Minkowski泛函-表面积，体积，外在曲率和亏格-描述的几何形状和拓扑结构的超团空洞网络。Minkowski泛函的比- Shapefinders -为我们提供了一个很好的诊断团簇，超团簇和空洞的三维形状。Minkowski泛函和Shapefinder确定了一个三角形等密度表面使用SURFGEN。SURFGEN测试对简单和多连接程函表面，如三轴椭球和环面。值得注意的是，前三个闵可夫斯基泛函的计算精度优于1%，而第四个（亏格）是确切知道的。SURFGEN在高斯随机场中也给出了很好的结果。我们的研究结果表明，表面建模方案SURFGEN是准确和强大的，可以成功地用于量化的拓扑结构和形态的超星系团空洞网络在宇宙中。我们将SURFGEN应用于$Ł$ CDM、$\T$ CDM和SCDM三个宇宙学模型，得到了关于大尺度结构的几何、形态和拓扑的有趣的新结果.
2003-03-22 astro-ph
The Shapley Supercluster. III. Collapse dynamics and mass of the central concentration
我们提出的球形坍缩模型的超星系团的第一个应用程序。利用Shapley超星系团（SSC）中$\sim 3000$星系的位置和红移定义了速度焦散线，该焦散线限制了中心部分的引力坍缩结构。发现这至少延伸到中心簇A 3558的$8 h^{-1}$ Mpc，包围11个ACO簇。入流速度达到$\sim 2000$ km s $^{-1}$。塌陷区的动力学模型被用来估计其质量分布。基于一个纯球形下落模型的质量上限给出了爱因斯坦-德西特（临界）宇宙的$M(<8 h^{-1}{\rm Mpc}) ^{<}_{\sim} 1.3\times 10^{16}h^{-1}M_\odot$和空宇宙的$M(<8 h^{-1}{\rm Mpc}) ^{<}_{\sim} 8.5\times 10^{15}h^{-1}M_\odot$。Diaferio & Geller（1997）的模型基于逃逸速度的估算，给出了一个明显较低的值，$M(<8 h^{-1}{\rm Mpc})\approx 2.1\times 10^{15}h^{-1}M_\odot$，与用相同方法在后发座星系团周围发现的质量非常相似（Geller et al. 1999），与SSC同一区域内星系团的维里化区域的动力学质量相当或略低。在这两个模型中，这个区域的过密度都很大，但远没有达到解释本星系群相对于宇宙微波背景的特殊运动所需的值。
2000-07-14 astro-ph
Exploring the Geometry, Topology and Morphology of Large Scale Structure using Minkowski Functionals
现代的红移巡天，如2度视场的星系红移巡天（2dFGRS）和斯隆数字巡天（SDSS）揭示了在一个大的宇宙学体积上大约一百万个星系的完全三维分布。视觉上，星系似乎沿着片状和/或带状超星系团分布。CfA长城、南长城和最近发现的SDSS长城都是非常壮观的超星系团。显然，对星系团簇的理论预测必须根据这些丰富的数据集进行测试。这可以通过Minkowski泛函（MF）来实现。一个基于MF的方法提供了一个很好的描述超星系团和空隙，并允许一个量化的宇宙网络的属性。在这次审查中，我们总结了在这方面取得的进展。在回顾了观测和数值模拟的现状之后，我们评论了作为理论预测和观测之间联系的偏差的性质。我们还总结了有效的数值估计MF宇宙学数据集的方法，并列出了使用这些方法获得的几个重要结果。具体来说，我们强调的歧视性权力的MF和衍生的形态统计，Shapefinders。形状探测器是研究超星系团和空洞的形状和大小的极好工具。我们还讨论了一些重要的影响尺度依赖的偏见所带来的MF为基础的研究的模拟目录的星系。我们注意到，在将理论模型与观测结果进行比较之前，应该考虑到这些影响。
2005-02-04 astro-ph
Chandra Observations of the Cl1604 Supercluster at z=0.9: Evidence for an Overdensity of Active Galactic Nuclei
我们提出的结果，钱德拉观测的Cl 1604超星系团在z~0.9。该系统是在红移接近1的情况下绘制的最大结构，包含至少八个光谱确认的星系团和星系群。使用两个50 ksec的ACIS-I点，我们研究的X射线点源人口和系统中的单个集群的漫发射。我们发现在硬带（2-10 keV）中检测到的点源相对于Chandra观察到的空白场中发现的源的数量多2.5σ。在软带（0.5-2 keV）中没有观察到这种过量。硬带源密度是空白场的1.47倍，与先前报道的过密度振幅和星系团红移之间的相关性一致。使用极大似然技术，我们已经匹配了112的161个检测到的X射线点源的光学对应物，并发现15个源，是与超星系团。所有15个源的静止框架光度与活动星系核（AGN）的发射一致。我们发现，超星系团活动星系核在很大程度上避免了系统的密集区，而是分布在大规模星系团的外围或较贫穷的星系团和星系群内。我们还探测到了系统中八个星系团中的两个，即星系团Cl 1604 +4304和Cl 1604 +4314的漫发射。这两个系统的辐射热光度分别为1.43x10^44和8.20x10^43 h70^-2 erg s^-1，气体温度分别为3.50（+1.82-1.08）和1.64（+0.65-0.45）keV。使用更新的速度色散，我们比较这些系统的属性集群标度关系，其次是其他X射线和光学选择的星系团在高红移。
2008-04-11 astro-ph
A Photometric and Weak Lensing Analysis of the z=0.42 Supercluster MS0302+17
利用CFHT上UH 8 K CCD镶嵌相机拍摄的深I和V波段图像对z=0.42的超星系团MS 0302 +17进行了弱透镜和光度学研究。我们使用档案ROSAT HRI数据来估计通量，气体质量，并在一种情况下，结合质量的三个主要集群。然后，我们使用我们的CCD数据来确定的光学丰富度和光度的集群和映射出的空间分布的早期类型的星系在超星系团和其他前景和背景结构。我们测量了\simeq 30，000个22 < m_I < 26的暗背景星系的引力切变，发现这与用M/L_B \simeq 250 h追踪质量的早期类型星系的引力切变有很强的相关性。我们对肿块的表面密度进行了二维重建。这些结果恢复了星系的所有主要浓度，表明超星系团的大部分质量与早型星系一样集中在这三个X射线星系团中，并得到了M/L_B \simeq 260 h星系团的平均质光比。测得的质量表面密度与早期星系分布预测的质量表面密度的交叉相关显示，在零滞后处有一个很强的峰值（在\simeq 9-sigma水平上很明显），在距离\gsim 200 h^{-1}$kpc处，早期星系非常精确地跟踪质量。傅立叶空间中的互相关支持了这一结论;我们几乎没有看到M/L或“偏差”随尺度变化的任何证据，并且从λ= 1.5-6 h^{-1}Mpc的最长波长模式中，我们发现M/L \simeq（280 \pm 40）h，与对团簇中心获得的结果非常相似。我们…
1998-09-22 astro-ph
A VSA search for the extended Sunyaev-Zel'dovich Effect in the Corona Borealis Supercluster
我们目前在33 GHz的北冕超星系团的干涉成像，使用扩展配置的甚小阵列。已对24 ° ^2的总面积成像，角分辨率为11弧分，灵敏度为12毫焦/束。这些观测的目的是寻找Sunyaev-Zel'dovich（SZ）检测已知的星系团在这个超星系团和一个可能的扩展SZ递减由于扩散温暖/热气体在星系团间介质。我们在该地区最富有的十个集群的位置测量负通量值。总的来说，这意味着SZ效应的3.0西格玛检测。在集群A2061和A2065中，我们发现大约2-sigma的递减。我们的主要结果是在超星系团中心附近的一个没有已知星系团的区域中，分别探测到了-70+-12 mJy/束（-157+-27 microK）和-103+-10 mJy/束（-230+-23 microK）的两个强而清晰的负特征。我们讨论了它们可能的起源在原始CMB各向异性和/或SZ信号相关的未知的集群或扩散扩展的温暖/热气体分布。我们的分析表明，原始CMB波动是一个合理的解释较弱的功能（概率为37.82%）。对于较强的一个，无论是原始CMB（概率为0.33%）还是SZ都不能单独解释其大小和总强度。因此，最合理的解释是原始CMB和SZ信号的组合。最后，我们将探讨什么样的特性将需要一个由温暖/热扩散气体组成的辅助结构，以产生显着的贡献，这样一个点考虑到X射线数据的约束。
2005-07-12 astro-ph
The distribution of nearby stars in phase space mapped by Hipparcos III. Clustering and streaming among A-F type stars
本文给出了在距离太阳125秒差距以内的一个体积有限和绝对星等有限的A-F型矮星样本中寻找密度-速度不均匀性的详细结果。一个3-D小波分析是用来提取不均匀性，无论是在密度和速度分布。在没有任何假设的情况下建立了相空间的真实图像之后，我们回到先前已知的关于星团和星协、超星团的观测事实。在3-D位置空间中，检索了著名的疏散星团（毕星团、后发座和大熊座）、星协（天蝎座-半人马座星协的一部分）以及毕星团蒸发轨迹。三个新的可能松散的集群被确定（牧夫座，飞马座1和2）。样本在位置空间中的混合相对较好，因为只有不到7%的恒星属于具有连贯运动学的结构，最有可能是引力束缚。在速度空间中，大尺度速度结构（$σ$ ~ 6.3 $km s-1$）主要是Eggen超星系团（Pleiades SC 1，Hyades SC 1和Sirius SC 1）和整个半人马座星协。发现了一个新的超星系团结构，其平均速度介于太阳和天狼星SCl速度之间。这些结构的特点都是年龄范围大，反映了整个样本的年龄分布。此外，一些老的流~ 2 Gyr也提取在这个规模与高U成分。我们发现，所有这些大的速度色散结构代表样品的46%。较小的尺度（σ~ 3.8和2.4 $km s-1$）表明超星系团总是由2个或更多的年龄分布一致的星系流构成。这两条星流中的恒星占比分别为38%和18%。
1998-09-22 astro-ph
ROSAT observations of the soft X-ray background and of the cluster soft excess emission in the Hercules supercluster
最近用XMM-牛顿卫星进行的观测证实了星系团中存在软过剩现象，这一现象早先曾在EUVE、ROSAT和BeppoSAX的几次观测中发现。在XMM报告检测到软过量发射的星系团中，有MKW 03和A2052，这两个星系团的浓度都是大力神。武仙座超星系团位于北极支线的南部延伸部分，这是一个明亮的软X射线发射区，在ROSAT全天巡天图像中清晰可见。我们分析了11点ROSAT PSPC观测到的3个集团在武仙座浓度，MKW 03，A2052和A2063，和8个相邻的领域，以调查软X射线发射在该地区的天空。我们发现，软X射线发射变化的几个因素的尺度上的几度，使背景扣除一个复杂的任务。如果北极支发射是本地起源的，我们发现只有A2052和A2063有星系团软过剩发射的证据，而在A2052和MKW 03的XMM观测中检测到的OVII发射线与星系团无关。如果部分或全部的北极支线软X射线增强是河外性质的，那么这三个星团都具有强烈的软过量发射，XMM观测到的OVII发射线确实与星团有关。我们解释了软过量排放与温暖的气体的存在下，无论是混杂在一起的热的集群内介质或在位于集群周围的附属结构，并估计温暖的气体是大约大规模的热的集群内介质。
2005-12-23 astro-ph
Large-Scale Structure as Seen from QSO Absorption-Line Systems
我们研究集群非常大的规模-从几十到数百的共动Mpc -使用广泛的目录的重元素类星体吸收线系统。我们发现了重要的证据表明，C IV吸收剂聚集在100 $h^{-1}$ Mpc（$q_0=0.5$）和更少的共动规模。超集群是目前，即使在高红移（$z\sim 3$），此外，它并没有出现，超集群规模（共动）自那时以来发生了显着变化。如果$q_0=0.1$的话，我们估计这个规模会增加到240 $h^{-1}$ Mpc，这比目前看到的最大规模的集群要大。这可以指示$q_0$的较大值，并且因此指示$Ω_0$。我们确定了7个高红移超星系团候选者，其中2个在红移$z\sim 2.8$。50 $h^{-1}$ Mpc尺度上的相关函数的演化与$Ω_0= $从0.1到1的宇宙学中预期的一致。最后，我们发现没有证据表明在大于100 $h^{-1}$ Mpc（$q_0=0.5$）或240 $h^{-1}$ Mpc（$q_0=0.1$）的尺度上存在聚类。
1997-01-31 astro-ph
BeppoSAX - ROSAT PSPC observations of the Shapley Supercluster: A3562
我们提出了一个综合分析的BeppoSAX和ROSAT PSPC观测星系团A3562，沙普利超星系团的核心的大规模成员。与一个复杂的和相互作用的结构组成的两组星系和A3558的西方，A3562的表面亮度显示过剩的部门，以东部和南部相比，方位角平均模型的排放。沿合并轴和与两组相反的方向，排放趋于平坦，气体分布较宽。本文首次测定了离星系团中心较远的Shapley区星系团的气体温度梯度和金属丰度梯度。通过对BeppoSAX号卫星环空和扇形数据的分析，我们观察到这两个剖面在8弧分（0.62 Mpc）内都是平坦的，发射加权值为kT = 5.1 ± 0.2 keV，Z = 0.39 ± 0.05 Zsolar。温度值与ASCA最近的测量值一致，明显高于ROSAT和EXOSAT先前的估计值。我们讨论了这种分歧的可能原因。在8至20弧分之间，等离子体温度下降至约3.2 keV。当用多变分布来表示气体温度分布时，最佳拟合多变指数为1.16 ± 0.03。这些结果意味着维里半径内的总质量为3.9（+-0.4）10^14 h_50^-1 M太阳能，比光学估计值低40%~ 80%，气体质量分数约为30%。
2000-06-01 astro-ph
Large Scale Peculiar Velocities: Effects from Superclusters
我们研究了星系团所追踪的非常大尺度结构对本星系群运动和大尺度流的引力影响。本文从$300~$ Mpc/h范围内Abell团簇的分布出发，导出了间距为$5~$ Mpc/h的三维网格上的超密度场，然后求解了特殊势的Poisson方程，最后得到了特殊速度场。非常有趣的是，从这个全球解决方案中，我们：i）在$\sim 10^o$中恢复LG在宇宙微波背景（CMB）坐标系中的运动方向，ii）发现大吸引子本身向CMB坐标系运动，iii）通过与Mark~II表中的奇特速度的初步比较，导出$β_c^{-1} \equiv b_c Ω_0^{-0.6} = 5.3 \pm 0.20$，iv）得出与从POTENT和Spiral样本得出的水平相当一致的球体中整体流量的估计值，v）发现Lauer & Postman [L &P]体流的振幅太大，与我们的结果不一致.
1995-07-25 astro-ph
Large Scale Structures in the Las Campanas Redshift Survey and in Simulations
在最近的星系红移调查中明显的大型超星系团结构的量化使用一维聚类分析（核心抽样）和三维聚类分析的基础上的最小生成树。与LCRS的比较显示了有希望的稳定结果。在平均过密度约为10时，超星系团系统形成巨大的壁状结构，约占所有星系的40%。过密星团的平均横向速度色散很低，约为400 km/s，也就是说，它们在红移空间中看起来相当狭窄。我们进行了N体模拟与大盒子大小的六个宇宙学的情况。定量分析表明，无论是否有宇宙学常数，在低密度模型中，用$Ω_m \le 0.5$都能更好地理解观测到的结构。
1998-11-23 astro-ph
Observations of the Corona Borealis supercluster with the superextended Very Small Array: further constraints on the nature of the non-Gaussian CMB cold spot
我们提出了在33 GHz的干涉成像，与新的超扩展配置的非常小的阵列（VSA），一个非常深的减量在宇宙微波背景（CMB）温度。这个递减位于北冕超星系团的方向上，在一个没有已知星系团的位置，并且是由之前的VSA调查发现的（Genova Santos等人）。总面积为3 sq.deg.现在已经成像，具有7弧分的角分辨率和5毫焦/束的通量灵敏度。这些观察结果证实了在-41+/-5 mJy/束（-258+/-29 μ K）处存在该强的和分辨的负斑点，信噪比水平为8。WMAP的5年数据中也存在这种结构。W波段（94 GHz）数据在减量位置的温度与VSA在33 GHz观察到的温度在1.2 σ内一致，与Sunyaev-Zel'dovich（SZ）光谱在0.2 σ内一致。我们的分析表明，这是一个非高斯特征的CMB在4.8西格玛的水平。在CMB高斯模拟中发现这种偏差或更大偏差的概率仅为0.19%，因此，需要原始CMB以外的解释。我们已经考虑了在扩散的、扩展的暖/热气体分布中产生SZ效应的可能性。这一假设特别相关，因为如果这种结构的存在得到证实，可以为本地宇宙中很大一部分失踪的重子提供位置。
2008-04-01 astro-ph
Extragalactic Large-Scale Structures behind the Southern Milky Way. - I. Redshifts Obtained at the SAAO in the Hydra/Antlia Extension
用南非天文台的1.9米望远镜对银河系中的星系进行了光谱观测。这些星系是从覆盖266<l<296 |b| <10 deg的深光学星系搜索中选出的。这是在Hydra和Antlia星系团的外延上，也是宇宙微波背景辐射偶极各向异性的近似方向。SAAO观测计划中的星系是绘制ZOA三维星系分布的三种补充方法之一，被选为高中心SB和均匀分布在搜索区域。这些星系的星等范围是14.5<B_J<17.5。对115个星系进行了良好的信噪比红移测定。一个光谱证实了PN，另一个天体（v= 57 km \s）很可能也是星系。其他25个光谱的信噪比较低或主要由叠加的前景星组成。我们确实发现了长蛇座/Antlia超星系团在ZOA中延续到b=-10的证据，使其成为更大的结构之一（超星系团？）在附近的宇宙。然而，在船帆座星系搜索中发现的显著的过密度（l~280，b~+6）并没有与2D分布的预期相反，与Hydra和Antlia超星系团（v~ 3000 km/s）混合。后者似乎集中在v~ 6000 km/s$。它是否与大吸引力有关还无法评估。在v ~ 16000 km/s附近有明显的红移过剩，对应于北半球邻近的致密Shapley（Alpha）区和南半球的Horologium超星系团。这可能表明，这两个超密度是一个单一的大质量结构的一部分，被银河系一分为二。
1994-11-22 astro-ph
Properties of Galaxies Hosting X-ray Selected Active Galactic Nuclei in the Cl1604 Supercluster at z=0.9
为了研究活动星系核（AGN）的反馈在驱动宿主星系演化中的作用，我们对Cl 1604超星系团中z~0.9的X射线亮AGN所在星系的环境和光学性质进行了研究.利用Chandra、HST/ACS和Keck/DEIMOS的观测资料，我们研究了在Cl 1604复合体中探测到的9个中等光度（L_x ~ 10^43 erg s^-1）的2型Seyferts的综合颜色、形态和光谱特性。我们发现，活动星系核主要由发光的球状体和/或隆起为主的星系，这些星系的颜色，将它们放置在山谷之间的蓝色云和红色序列的颜色-星等空间，一致的预测，活动星系核主机应构成一个过渡人口。一半的主机有蓝色的整体颜色，作为蓝色的解决核心，否则红色的球体和大多数显示最近或即将发生的相互作用的迹象。我们还发现了大量的表现出强烈的巴耳末吸收功能的指示后星爆星系，尽管事实上，我们检测到狭窄的[OII]发射线在所有的主机光谱。如果[OII]线部分是由于活动星系核的发射，正如我们所怀疑的那样，那么这个结果意味着这些星系中有很大一部分（44%）在最后的~1 Gyr内经历了恒星形成的增强水平，这被迅速抑制。总的来说，我们发现，九个宿主星系的属性一般是一致的情况下，最近的相互作用都引发了核活动水平的增加和增强集中的恒星形成，随后迅速截断后者，可能是由于活动星系核本身的反馈。[删节]
2008-09-11 astro-ph
A Search For Large-Scale Structure at High Redshift
我们提出了新的和令人兴奋的结果，我们在高红移的大尺度结构的搜索。具体来说，我们刚刚完成了对星系团CL 0016 +16（z=0.546）周围区域的详细分析，并获得了迄今为止最令人信服的证据，证明该星系团位于超星系团的中间。从星系和星系团的分布来看，超星系团看起来是一片星系，几乎是从侧面看，径向范围为31 Mpc，横向尺寸为12 Mpc，厚度约为4 Mpc。这种相干结构的面密度和速度色散与CfA红移巡天中“长城”的性质一致。
1997-02-03 astro-ph
Suppressed radio emission in supercluster galaxies: enhanced ram pressure in merging clusters?
本文分析了包含Shapley超星系团（SSC）的本征宇宙600 ° ~ 2区域中环境对星系1.4GHz连续射电辐射的影响。FLASH和6dFGS红移巡天中的Galerkin与NVSS射电源交叉识别，选择在体积和光度双重完整的子样本中。环境影响的研究通过一个平滑的密度场（归一化与随机目录具有相同的调查边缘和红移选择功能）和最近的集群（R/r200，其中r200是维里半径，其关系的孔径速度色散量化）的距离。在10 Mpc的Abell 3558星系团复合体中，位于SSC核心的高射电响度（R_K=L_radio/L_K）星系所占的比例是其他星系的一半。在SSC-CR中，R_K与大尺度环境的密度反相关，并与R/r200相关：SSC-CR中的中央最亮星系团（BCGs）的射电响度比其他地方的BCGs小10倍，SSC-CR中的射电响度被抑制的迹象也存在于BCGs之外，至少达到0.3 r200。在SSC-CR内部，这种相关性几乎与L_K与R/r200（K光度分离）的紧密相关性一样强。在SSC-CR BCGs中射电响度的抑制可以归因于星团-星团合并，它破坏了冷核，从而破坏了对活动星系核中心的气体供应。我们分析表明，SSC-CR集群内的非BCG星系的低射电响度不能解释直接的主要星系合并或快速的星系飞越碰撞，但通过增强冲压压力时，这些星系穿过2个合并的集群之间的冲击波阵面，后来受到更强的风从第二个集群的气…
2009-06-29 astro-ph
The search and investigation of the Large Groups of Quasars
最近，有人提出，类星体的大浓度或群体可能会在中等和高红移时追踪物质密度增强的地点，类似于星系团在附近空间追踪它们的方式。我们已经检查了现有的类星体数据，以寻找此类群体的存在。大型类星体群（LQG）是使用一种著名的聚类分析技术确定的。我们的最终名单包括12个团体，包括以前报道的一个团体。这些类星体群中的大多数类星体都来自于深源同质性巡天。我们发现：（i）被检测到的组是随机的概率相当小（ii）它们的大小范围从$\sim 70$到$\sim 160h^{-1} Mpc$，与附近的富超星系团大小相当;（iii）探测到的星系团都有红移$0.5<z\leq 2$ ;（iv）LQG的丰度与$z\sim 0$的大超星系团的丰度相当，这与类星体群和超星系团可以在进化上相关的想法是一致的。我们认为，类星体群可能是中等红移类星体空间分布的一个共同特征，群中的类星体可能属于年轻星系团和星系群（遥远超星系团）的聚集，因此可能是早期宇宙物质分布大尺度结构的有偏示踪物。理论上的影响，以及需要测试这一点的其他意见进行了讨论。
1996-02-19 astro-ph
