Hard X-ray Properties of the Merging Cluster Abell 3667 as Observed with Suzaku
对合并星系团Abell 3667的宽波段Suzaku数据进行了硬X射线发射超过已知热分量的检验。朱雀探测到X射线信号的宽能量带从0.5至40千电子伏。HXD在星系团中心附近观测到的硬X射线（> 10 keV）通量不能用平均温度约为7 keV的热辐射的简单扩展来解释。这个辐射很可能是来自星系团中心附近的一个非常热（kT > 13.2 keV）的热成分，是在合并过程中通过强烈的加热过程产生的。在西北部的射电遗迹中，没有观察到非热发射的迹象。使用HXD，在减去使用XIS或XMM-牛顿谱估计的ICM贡献后，在10-40 keV波段，在遗迹周围的34'x34'视场内的总上限通量被导出为5.3e-12 erg s-1 cm-2。直接在遗迹区，当转换到10- 40 keV波段时，XIS数据进一步收紧了上限，使其小于7.3e-13 erg s-1 cm-2。后一个值表明遗迹内的平均磁场高于1.6 μ G。由磁场和相对论电子引起的非热压力可能高达该区域热压力的~20%。
2008-12-08 astro-ph
Suzaku Observations of the Centaurus Cluster: Absence of Bulk Motions in the Intracluster Medium
用朱雀X射线卫星上的X射线成像光谱仪（XIS）对半人马座星系团（z=0.0104）进行了三点观测，其中一点以星系团核心为中心，另两点在10 °之间偏移± 8 '。为了寻找团内介质可能的体运动，类He Fe-K线的中心能量（在6.7 keV的静止坐标系能量）进行了检查，以寻找位置依赖性。在50 kpc到140 kpc的空间尺度上的集群核心周围，中心线的能量被发现是恒定的校准误差为15 eV。视线速度差的90%上限是|Delta_v| < 1400 km/s，这比以前的测量给出了更严格的约束。显着的速度梯度推断从以前的钱德拉研究没有检测到两对矩形区域附近的集群核心。这些结果表明，在半人马座星系团的中心区域，整体速度并没有大大超过气体的热速度。团内介质的平均红移被确定为0.0097，与团的光学红移的校准不确定度内。本研究结果的影响，集群质量的估计进行了简要的讨论。
2006-09-20 astro-ph
XMM-Newton observations of the cluster of galaxies Abell496 -Measurements of the elemental abundances in the intracluster medium-
本文给出了对弛豫星系团Abell~496的XMM-牛顿观测结果。欧洲光子成像相机拍摄的空间分辨X射线光谱显示，在星系团中心的cD星系中，星系团内介质（ICM）的温度下降，Fe丰度增加。Si和S的丰度也表现出中心增强。反射光栅光谱仪获得的高分辨率软X射线谱对中心冷等离子体的温度结构提供了强有力的约束。此外，基于用RGS检测到的OVIII Ly α线，精确地测量了簇核心处的O丰度。相反的Si，S和Fe的丰度，O丰度是径向恒定的集群。
2001-11-13 astro-ph
Signatures of Interstellar-Intracluster Medium Interactions: Spiral Galaxy Rotation Curves in Abell 2029
利用光学成像和长缝光谱观测方法研究了富星系团Abell 2029（z~0.08）中分布的52个盘状星系。在星系团中心~400 kpc的范围内没有强发射线星系，这一区域主要由以巨大的cD星系为中心的类似形状的X射线和低表面亮度的光学包络所主导。然而，在星系团核心之外观测到的星系中，有三分之二表现出线发射。14个星系团成员的H-α旋转曲线与深I波段图像一起使用，以研究Tully-Fisher关系的环境依赖性。阿贝尔2029的塔利-费舍尔零点与红移较低的星系团相匹配，尽管我们确实观察到塔利-费舍尔关系的相对较大的分散。我们没有观察到任何系统性的变化，在数据与投影距离集群中心：我们看到没有环境依赖的塔利-费舍尔残差，R-I颜色，H-α等效宽度，形状和旋转曲线的程度。
2000-04-11 astro-ph
Deep CCD Surface Photometry of Galaxy Clusters II: Searching for Intracluster Starlight in non-cD clusters
我们报告了在四个Abell II/III型（非cD）星系团：Abell 801，1234，1553和1914中寻找团内光。我们发现，平均而言，这些集群包含$\sim$ 10%，其检测到的恒星光度的漫射分量。我们发现，两个集群的集群内的光密切遵循星系分布，但在其他两种情况下，有明显的差异之间的空间分布的星系和集群内的光。我们报告的结果，在每个集群内的集群潮汐碎片的搜索，并注意到，阿贝尔1914年特别是有一些强大的潮汐功能可能是由于它的地位，作为一个最近的集群合并。阿贝尔1914年的一个特征似乎与弱透镜映射中的延伸在空间上一致，这意味着该特征追踪了大量的质量。我们将这些结果与分层形成的星系团的数值模拟进行比较，并发现观察到的图像和模拟图像之间存在良好的一致性，尽管我们也发现我们的观测仅对团内光的最亮特征进行采样。总之，这些结果表明，在确定星系团的演化状态，团内光可以是一个有价值的工具。
2004-03-17 astro-ph
Constraints on UV Absorption in the Intracluster Medium of Abell 1030
本文介绍了对类星体B2~1028+313光谱中的紫外吸收线进行广泛的HST光谱搜索的结果，该类星体与Abell~1030星系团（$z=0.178$）中的中央主导星系有关。这是已知的最亮的紫外线连续光源位于一个集群，因此提供了一个理想的机会，以获得严格的限制柱密度的任何冷吸收气体，可能与集群内介质（ICM）。我们的HST光谱是用FOS和GHRS获得的，并提供了从$\sim 975$到4060 nm的静止帧波长的连续覆盖，从而允许研究许多不同的元素和电离水平。我们利用一种新的技术，涉及到大量的不同的过渡为每个物种的同时拟合，从而产生更强大的约束列密度比可以从一个单一的过渡。该方法得出了可能与ICM相关的各种分子、原子和电离物质的色谱柱密度上限为$\lesssim 10^{11} - 10^{13}$ cm $^{-2}$。我们还讨论了一个可能的\Lya和C IV吸收系统与类星体。我们讨论了在ICM的物理性质及其与类星体的关系的背景下，冷的团内气体的上限的影响。
1998-06-30 astro-ph
Suzaku observation of the metallicity distribution in the intracluster medium of the Fornax cluster
利用朱雀卫星上的XIS仪器研究了天炉座星团的金属丰度分布。O、Mg的K壳层线清晰分辨，O、Mg、Si、S、Fe的丰度测定准确。在NGC 1399的4'半径范围内，Fe、Si和S的丰度接近太阳，O/Fe和Mg/Fe的丰度比分别约为0.4- 0.5和0.7太阳单位。在半径为6'~ 23'的外围区域，Fe和Si的丰度下降到0.4--0.5太阳级，在该区域内没有明显的梯度。O/Fe和Mg/Fe的丰度比与中心区一致。我们还测得NGC 1404周围的Fe丰度近似于太阳，O、Ne和Mg的丰度是Fe水平的0.5- 0.7倍。在NGC 1399和NGC 1404的130 kpc范围内，Fe的显著相对增强表明起源于SN Ia，与反映恒星金属丰度的O，Ne和Mg物种相反。在NGC 1399的130 kpc范围内，O和Fe的质光比富星系团低一个数量级以上，反映了这个贫星系团的金属富集历史。
2006-09-04 astro-ph
Inhomogeneity in the Hot Intracluster Medium of Abell 1060 Observed with Chandra
对非冷却流团A1060的Chandra观测证实，从半径约230 kpc到中心5 kpc区域（H_0= 75 km/s/Mpc），团内热介质具有相当均匀的温度和金属丰度分布。径向温度分布在距中心30-40 kpc处有一个宽峰，比外围高20%左右。在假定温度和丰度空间分布均匀的情况下，通过迭代修正β模型，得到了中心气体密度为8.2^{+1.8}_{-1.0} x 10^{-3} cm^{-3}。根据密度分布图估计了引力质量的分布，并指出在50千秒差距半径内有一个质量集中的中心。这些数据还显示了几个高丰度区域。靠近中央星系NGC 3311的最显著的斑点半径约为9千秒差距，这表明其金属丰度约为1.5太阳能。我们认为这个斑点可能是由NGC 3311剥离的气体产生的。
2004-09-30 astro-ph
Intracluster Globular Clusters
超巨型椭圆星系的球状星团数量变化很大，从人口非常多的系统，如UGC 9799，Abell 2052中的中心优势星系，到球状星团贫乏的星系，如Abell 2666中的NGC 5629。在这里，我们提出，这些变化强烈地指向人口的球状星团的存在，不绑定到个别星系，而是自由地移动整个星系团的核心。这样的团内球状星团可能起源于星系相互作用和合并的潮汐剥离碎片，或者它们可能在球状星团形成的某些场景中原位形成。
1995-08-29 astro-ph
EUV and X-ray observation of Abell 2199: a three-phase intracluster medium with a massive warm component
限制哈勃常数和宇宙重子含量的各种独立方法最终在一个共识范围内收敛，这表明在目前的时代，宇宙重子的大部分是以温暖的$\sim$ 10 $^6$ K气体的形式存在-这种温度制度使它们难以检测。从星系团中发现的极紫外和软X射线过量发射最初被解释为这种温暖成分大规模存在的第一个直接证据。我们目前的结果，从EUVE深调查（DS）观测丰富的集群阿贝尔2199在Lex/B（69 - 190 eV）过滤器通带。软过量径向趋势（SERT），由观察到的高于从热团内介质（ICM）预期水平的EUV发射百分比$η$相对于团半径$r$的曲线图显示，揭示了$η$是$r$的简单函数，其朝向$r = 0$单调减小;它在$r \sim$ 6弧分处平滑地变为负，在该半径的内部，EUV被具有$\geq$ 2.7 $\times$ 10 $^{19}$ cm $^{-2}$的视线柱密度的冷物质吸收。吸收面积比冷却流的面积大得多。这些事实共同提供了强有力的证据，证明冷气体团集中在中心，但在整个星团范围内分布，与具有相似空间特性的暖气体共存。此外，EUV和X射线数据的同时建模需要甚至在吸收区域内的暖分量。这一现象表明了一个三相ICM，估计温暖的阶段是$\sim$ 5-10倍以上的热质量。
2000-01-08 astro-ph
Metallicity Gradients in the Intracluster Gas of Abell 496
对Abell 496星系团内气体的空间分辨ASCA光谱的分析证实，在中心附近有轻微的金属丰度增强，这是White等人（1994）在Ginga LAC和Einstein SSS光谱的联合分析中发现的。对所有ASCA仪器（SIS + GIS）的光谱同时分析表明，铁丰度在距离星团中心3-12'处为0.36 +- 0.03太阳，在中心2'处上升约50%至0.53 +- 0.04太阳。F-检验表明，该丰度梯度在>99.99%的水平上是显著的。镍和硫的丰度也集中增强。我们使用各种元素丰度比来评估SN Ia和SN II对簇内气体金属富集的相对贡献。我们发现在几个丰度比的空间梯度，表明从超新星Ia铁的分数增加到集群中心，与超新星Ia占铁质量的50%，3-12'从中心和2'内约70%。SN Ia喷出物在中心的比例增加是这样的，中央铁丰度的增强可以完全归因于SN Ia，我们发现SN II喷出物没有显着的梯度。这些空间梯度的比例超新星Ia/II喷出物意味着，占主导地位的金属富集机制的中心附近是不同的，比在外部的集群。我们发现，中央丰度增强是不太可能是由于冲压压力汽提气体从星系团，或长期积累的恒星质量损失内的中央CD。我们认为，中心附近的额外的超新星Ia喷出物是来自cD的次级超新星Ia驱动风的遗迹（在更活跃的原星系SN II驱动风阶段之后），由于其位于星团中心，因此在cD中部分窒息。
2000-02-23 astro-ph
Chandra ACIS-S Observations of Abell 4059: Signs of Dramatic Interaction Between a Radio Galaxy and a Galaxy Cluster
我们介绍了钱德拉观测的星系团A4059。我们发现了强有力的证据表明，位于A4059中心的FR-I射电星系PKS 2354-35正在团内介质中膨胀半径约为20 kpc的空洞，类似于英仙座A和长蛇座A的情况。我们还发现了集群内介质和PKS 2354-35之间的相互作用的证据，在小尺度上的集群的中心。提出的论点表明，在过去的10^8年里，这个射电星系的射电功率（可能是从FR-II状态）已经显着减弱。
2002-01-08 astro-ph
EUV and X-ray observations of Abell 2199: a three-phase intracluster medium with a massive warm component
各种独立的方法限制关键的宇宙学参数产生了一个共识的范围的值，这表明在目前的时代，宇宙的重子的大部分是在一个温暖的（$\sim$ 10 $^6$ K）气体的形式-一个温度制度，使他们难以检测。从星系团中发现的极紫外和软X射线过量发射最初被解释为这种温暖成分大规模存在的第一个直接证据。我们目前的结果，从EUVE深调查（DS）观测丰富的集群阿贝尔2199在Lex/B（69 - 190 eV）过滤器通带。软过量径向趋势（SERT），通过对高于从热团内介质（ICM）预期的水平观察到的EUV发射百分比$η$的团半径$r$的曲线图示出，表现为$r$的简单函数，其朝向$r = 0$单调减小;它在$r \sim$ 6弧分处平滑地变为负，在该半径的内部，EUV被具有$\geq$ 2.7 $\times$ 10 $^{19}$ cm $^{-2}$的视线柱密度的冷物质吸收。吸收中心与发射中心偏移$\sim$ 1弧分，所涉及的面积比冷却流的面积大得多。这些事实共同提供了强有力的证据，证明冷气体团集中在中心，但在整个星团范围内分布，与具有相似空间特性的暖气体共存。此外，EUV和X射线数据的同时建模需要甚至在吸收区域内的暖分量。这一现象表明了一个三相ICM，估计温暖的阶段是$\sim$ 5-10倍以上的热质量。
2000-10-30 astro-ph
Results from a diffuse intracluster light survey
我们更新了我们正在进行的对遥远阿贝尔星系团样本中的团内光（ICL）的调查。我们发现，星团内的星光数量与附近星团中看到的相当，潮汐碎片似乎很常见。
2003-10-20 astro-ph
Prospects for Detection of Intracluster Gas Bulk Velocities Through the Sunyaev-Zel'dovich Effect
作者最近使用ASCA固态成像光谱仪利用X射线谱线的多普勒频移在人马座星系团（Abell 3526）中检测到了星系团内的气体速度梯度。发现速度梯度沿大致垂直于进入的Cen 45子群方向的直线最大，在以cD星系NGC 4696为中心的直径约为10 '的区域内，相应的速度差为~（3.4+-1.1）x 1000 km/s。这样的整体速度应该使宇宙微波背景辐射康普顿化，产生强度和温度的变化，在不久的将来可以用BOLOCAM等测辐射热计检测到。在本文中，我们现实地估计预期的CMBR康普顿化的中心区域的阿贝尔3526，使用ASCA和ROSAT数据约束的S-Z参数的期望。
2002-04-01 astro-ph
An X-Ray Temperature Map of the Merging Cluster Abell 2255
我们提出了一个丰富的集群Abell 2255，使用ROSAT PSPC数据的集群内气体温度的空间分辨地图。团内气体是强烈非等温的，温度分布支持Burns等人（1995）的结论，即Abell~2255目前正在进行合并。最热的区域靠近核心，在中心的西北部。较软与较硬X射线光子的比例图显示，在中心东北方向有一个非常软的区域，与Burns等人（1995）发现的射电脊相吻合。我们认为，这个较冷的区域与一个正在下沉的星系群有关，这引起了无线电脊。同时，更大尺度的子星系团之间的合并可以解释更全球性的合并特征，包括广泛的中央射电晕，大尺度的气体温度变化，中央优势椭圆星系对，椭圆X射线等照度线偏离这些优势星系，以及星系团中星系的非常高的速度色散。
1997-09-04 astro-ph
The intracluster magnetic field power spectrum in Abell 2382
这项工作的目标是把约束的强度和结构的磁场在星系团A2382。我们研究了团簇中的磁场和法拉第旋转效应之间的关系，使用数值模拟作为所观察到的偏振特性的参考。为此，我们在20厘米和6厘米的两个极化无线电源嵌入在A2382的甚大阵列的观测，我们获得了详细的旋转测量图像。我们模拟了具有不同功率谱的随机三维磁场模型，从而产生合成旋转测量图像。通过将我们的模拟与观测到的射电源的极化特性进行比较，我们可以确定最能再现观测结果的集群内磁场波动的强度和功率谱。的数据是一致的幂律磁场功率谱与柯尔莫哥洛夫指数$n=11/3$，而外部尺度的磁场波动的顺序为35千秒差距。在集群中心的平均磁场强度约为3 $μ$ G，并在外部区域作为电子气密度的平方根而减小。中心1 Mpc $^{3}$中的平均磁场强度约为1 $μ$ G。
2007-10-31 astro-ph
Deep CCD Surface Photometry of Galaxy Clusters I: Methods and Initial Studies of Intracluster Starlight
我们报告了对星系团进行深度成像调查的初步结果。本次调查的主要目标是量化的集群内的光作为集群属性的函数的量，并量化潮汐碎片的频率。我们概述了进行这样的调查所需的技术，我们报告调查中的前两个星系团的发现：阿贝尔1413和MKW 7。这些集群在丰富度和结构上差异很大。我们表明，我们的表面测光可靠地达到了μ_v = 26.5 mags/arcsec的表面亮度。我们发现，两个星系团都明显超过了最佳拟合的r^{1/4}曲线：这是阿贝尔1413的预期，但不是MKW 7。这两个星团也显示出以羽流和弧形结构形式存在的潮汐碎片的证据，但没有检测到长的潮汐弧。我们还发现，在阿贝尔1413中心的cD星系是扁平的大半径，与$\approx 0.8$，迄今为止任何cD星系的最大测量椭圆率的椭圆率。
2002-04-26 astro-ph
H-alpha tail, intracluster HII regions and star-formation: ESO137-001 in Abell 3627
我们提出了一个40千秒差距的H-α尾巴和至少29个发射线对象下游的恒星形成星系ESO 137-001在丰富的，附近的集群A3627的发现。已知该星系拥有一个戏剧性的70 kpc X射线尾巴。探测到的H-α尾在位置上与X射线尾一致。星系中的H-α发射在靠近核的正面和侧面被急剧截断，表明显着的冲压压力剥离。因此ESO 137-001是第一个明确拥有X射线尾和H-α尾的晚型星系。发射线天体都分布在星系的下游，距离星系的投影距离高达39 kpc。通过对H- alpha_{off}框架的分析和对背景发射线天体的估计，我们认为这29个发射线天体很可能都是A3627的HII区。这些HII区的表面数密度和光度都很高（高达10^40尔格/秒），这使得以前已知的星团中孤立的HII区的例子相形见绌。我们认为，恒星的形成可能会在剥离的ISM中进行，在星系晕和集群内的空间。ESO 137-001剥离的ISM中已形成恒星的总质量可能接近10^7太阳质量的数倍。因此，剥离的ISM不仅有助于ICM，但也增加了集群内恒星光通过随后的恒星形成。数据还表明，ESO 137-001正处于转型的活跃阶段，伴随着中心隆起的建立和ISM的耗尽。
2007-08-24 astro-ph
The intracluster magnetic field power spectrum in Abell 2255
这项工作的目标是约束附近星系团A2255中磁场的强度和结构。在射电波长上，A2255的特征是在星团中心有一个偏振射电晕，在星团外围有一个遗迹源，还有几个嵌入的射电星系。所有这些来源的极化无线电发射在穿过磁化的团内介质时都受到法拉第旋转的影响。法拉第旋转的分布可以用来探测团簇中的磁场强度和拓扑结构。为此，我们在3.6和6厘米的四个偏振射电星系嵌入A2255进行了甚大阵观测，获得详细的旋转测量图像，其中三个。我们分析了这些数据与我们最近获得的非常深的无线电晕图像。我们模拟了具有不同功率谱特征的随机三维磁场模型，并制作了合成旋转测量和射电晕图像。通过比较模拟与数据，我们能够确定的强度和功率谱的集群内磁场波动，最好地再现观测。数据需要从n=2，在集群中心，到n=4，在集群外围和存在的大尺度上的附属结构的功率谱指数的陡峭。星团中心的平均磁场强度为2.5 μ G。磁场强度从星系团中心向外逐渐减弱，在1 Mpc ^3范围内计算出的平均磁场强度约为1.2 μ G。
2006-08-21 astro-ph
Non-Equilibrium Ionization State and Two-Temperature Structure in the Linked Region of Abell 399/401
利用N-body + SPH方法研究了Abell 399/401连接区的非平衡电离态和团内介质的双温结构，发现在连接区边缘存在明显的激波层，在激波层和连接区中心附近，铁的电离态偏离电离平衡态.在双温结构中，电子和离子在连接区的边缘存在明显的温差。Fe xxiv和Fe xxv的K α线发射并不受连接区域中心附近电离平衡态偏离的严重影响，这表明在该区域检测到相对高的金属丰度不能归因于团内介质的非平衡电离态。另一方面，K α发射显着偏离平衡值在激波层，和Fe xxiv-xxv和Fe xxvi之间的K α线的强度比被发现显着改变，从电离平衡态。
2008-06-06 astro-ph
Determination of the Dark Matter Profile of Abell 2199 from Integrated Starlight
我们已经获得了深，长缝光谱沿主轴的NGC 6166，在集群Abell 2199的cD星系，以测量运动学的大半径的集群内星光。速度色散上升超过几kpc，并在半径为60 kpc时稳定上升到660 km/s，几乎达到星团的速度色散（775+-50 km/s）。这些数据表明，恒星晕的cD跟踪集群的潜力，这些集群内的恒星的运动学可以用来限制集群的质量分布。此外，我们发现的证据，系统的旋转在20千秒差距以上的星团内的恒星。表面亮度和速度色散配置文件可以使用一个单一的组件质量模型，只有通过非物理的假设水平的各向异性的恒星在cD星系和星系团中的星系的运动学。的cD和它的晕的两个组件的质量模型进行了探索，使用已知的集群成员的运动学作为一个额外的约束超出了恒星运动学的程度。假设各向同性，只有当晕具有软核时，观察到的运动学才能再现，即，Alpha < 1（Alpha=1被排除在外，因为这意味着恒星的质光比很低）。这一结果与当前CDM N体模拟的预测不一致。假设我们对Abell 2199的最佳拟合质量模型被放置在宇宙学红移0.2 <= z <= 0.5之间，推导出的切向临界半径范围从5“到40”，与在中等红移星系团中观察到的强透镜一致。我们还提出了蒙特卡罗模拟，测试的可靠性时，S/N是低的速度分散。
2002-05-27 astro-ph
The Mass of Abell 1060 and AWM 7 from Spatially Resolved X-ray Spectroscopy: Variations in Baryon Fraction
使用X射线温度和表面亮度的档案来自ASCA和ROSAT观测的热团内介质，我们放置的暗物质和重子分数分布的穷人集群阿贝尔1060和AWM 7的约束。虽然它们的总质量分布相似，但在最佳拟合模型中，AWM 7的重子分数是Abell 1060的两倍。暗物质分布的函数形式是不确定的，然而，在阿贝尔1060和AWM 7中的重子部分显着重叠的质量模型被排除在外。这种重子分数的变化是标准模型无法预测的，这意味着除了引力之外，还有一些机制在星系团尺度上组织物质方面起着重要作用。
1996-08-16 astro-ph
Chandra observation of Abell 1689: New determination of mass distribution and comparison to lensing measurements
我们提出了一个新的估计的投影X射线质量的阿贝尔1689观察钱德拉，试图澄清是否存在的问题之间的差异，X射线和引力透镜质量估计声称在以前的调查的基础上{ \it爱因斯坦}，{ \it ROSAT}和{ \it ASCA}的观察。一个特别注意的是检查是否有一个偏移之间的X射线质心和中央占主导地位的cD星系，这可能是一个指标的存在的局部动力学活动的团内气体在中央核心，因此，解释之间的差异X射线和透镜质量估计，如果有的话。钱德拉所达到的前所未有的高空间分辨率使我们能够精确地定位Abell 1689的X射线质心，它似乎与中央的cD星系完全重合。这一事实，以及X射线表面亮度和温度分布的对称性和规律性，表明Abell 1689是一个完全弛豫的星系团。因此，我们采用流体静力平衡假设，以确定投影的质量分布的Abell 1689，并比较它与文献中不同的透镜技术所获得的结果。我们的分析证实了在$r\approx0.2$ Mpc的中心区域X射线和透镜质量估计之间存在$\sim2$因子的差异，尽管这两种方法在大半径上产生基本一致的结果。如果Chandra观测到的X射线中心与Abell 1689的cD星系之间的完美重合不是投影效应，那么X射线测量与透镜测量之间的中心质量差异可能对我们传统的对团簇中心区域团内气体动力学演化的理解构成挑战。
2002-04-30 astro-ph
Type Ia and II supernovae contributions to the metal enrichment in intra-cluster medium observed with Suzaku
利用朱雀X射线天文台对两个星系团（AWM 7和Abell 1060）和两个星系群（HCG 62和NGC 507）的团内介质（ICM）性质进行了研究。基于空间分辨能谱，我们首次测量了精确的累积ICM金属质量在0.1和~0.3 r_{180}。将我们的结果与超新星核合成模型进行比较，II型（SNe II）与Ia型（SNe Ia）的数量比估计为~3.5，假设ICM中的金属质量由SNe Ia和SNe II中合成的产物之和表示。以目前星系的K波段光度标准化，并包括恒星中的金属，过去SNe II爆炸的综合数量估计接近或略高于哈勃深场观测确定的恒星形成率。
2007-08-02 astro-ph
The mass and dynamical state of Abell 2218
阿贝尔2218是少数几个X射线和透镜分析对星团质量存在强烈分歧的星团之一。它也是一个X射线数据和无线电测量的Sunyaev-Zel'dovich减量相结合的系统，试图限制哈勃常数。然而，在缺乏可靠的信息的温度结构的集群内的气体，大多数分析已进行等温假设。我们结合X射线数据从ROSAT PSPC和ASCA GIS仪器，使我们能够适应非等温模型，并调查的影响，这对X射线衍生的质量和预测的Sunyaev Zel 'dovich效应。我们发现，一个强烈的非等温模型的团内气体，这意味着在集群质量分布的中心尖点，是一致的，与现有的X射线数据和兼容的透镜的结果。在r<1 arcmin时，有强有力的证据表明该集群偏离了简单的松弛模型。我们分析了星系的动力学，发现中央星系的速度色散太高，不能给出星系轨道的物理解。无线电和X射线数据的质量目前不允许对H_0施加非常严格的约束。显然，先前的分析低估了所涉及的不确定性。然而，当考虑透镜约束时，大于50 km/s/Mpc的值是优选的。
1998-06-18 astro-ph
The Galaxy Cluster Abell 3581 as seen by Chandra
我们目前的结果分析的钱德拉观测星系团阿贝尔3581。我们发现在中央主导星系中存在一个点源，它与射电源PKS 1404-267的核心重合。从集群内介质的发射进行了分析，无论是在天空中的投影，并校正投影效果后，以确定气体温度，密度和金属的空间分布。我们发现，集群，尽管托管一个中等强大的无线电源，显示温度下降到约0.4Tmax的中央5千秒差距。该星团以其核心内的低熵而闻名。我们测试和验证的xspec projct模型确定本征团簇气体的性质。
2004-10-06 astro-ph
The radio galaxies and the magnetic field in Abell 119
我们提出了新的，多波长甚大阵观测的3个射电星系的集群阿贝尔119：0053-015，0053-016和3C 29。前两个射电星系靠近星系团中心，呈现出窄角尾结构，尾部有许多扭曲。第三个射电源位于星系团的外围，并显示出一个未失真的FR I形态。所有三个射电源在最高频率下都是强极化的，并且随着离星团中心的距离增加，这三个射电源都表现出更多的去极化和更高的法拉第旋转测量。我们解释这种极化行为所引起的磁电离内集群介质，其磁场估计是在5-10 microG的范围内。
1999-02-01 astro-ph
Temperature Structure in Abell 1367
我们研究的温度结构的丰富的星系团Abell 1367使用两个独立的方法校正ASCA PSF。这两种方法的结果非常一致，并提供了有力的证据，在集群内介质（ICM）的强烈和局部的冲击。我们的分析表明，我们正在观察两个子集群的合并。我们发现，位于西北部的低光度子星系团的温度较高，为4.2 +/- 0.3 keV，而更明亮的东南部子星系团的温度为3.2 +/- 0.1 keV。两个子集群的ROSAT表面亮度剖面的分析。的数据吻合良好的预测，从数值模拟的合并之间的子集群大小的群众，特别是合并的早期阶段，在第一个核心通道。
1997-12-22 astro-ph
Chandra Temperature Map of Abell 754 and Constraints on Thermal Conduction
我们使用钱德拉的数据来获得附近的，热的，合并的星系团A754详细的气体温度图。结合X射线和光学图像，这张地图揭示了一个比以前想象的更复杂的合并几何形状，可能涉及两个以上的子星系团或独立于其前宿主子星系团的冷气体云。在集群的中心区域，我们检测到的气体温度的空间变化的所有线性尺度，从100千秒差距（地图分辨率）和以上，这可能仍然从合并激波通道。这些变化被用来推导出一个上限的有效热导率在100千秒差距的规模，这是至少一个数量级低于斯皮策值。这一限制与大部分的团内气体，相比，以前报道的估计冷锋（这是相当奇特的网站）。如果缠结磁场中的电导率处于最近预测的较高值（即，约为斯皮策值的1/5），例如，如果簇内气体由磁隔离畴组成，则可以实现观察到的抑制。
2003-02-10 astro-ph
X-Ray Wakes in Abell 160
现在已经检测到X射线发射的“尾流”尾随在星系团中的几个（至少七个）椭圆星系后面。为了量化这一现象的广泛程度及其性质，我们利用ROSAT HRI获得了贫星系团Abell 160的深（70 ksec）X射线图像。结合X射线数据与确认的星系团成员的光学位置，并应用旨在寻找尾流的过度统计，我们证实，这种现象是观察到在该星系团的星系。偶然检测的概率小于0.0038。此外，尾流在方向上不是随机分布的，而是优先指向远离集群中心的方向。这种排列可以用一个简单的模型来解释，在这个模型中，尾流是由于它们穿过的星系团内介质受到冲压压力而剥离了它们的宿主星系的星际介质而产生的。
2000-02-01 astro-ph
Implications of Abundance Gradients in Intracluster Gas
空间分辨ASCA光谱的分析，在阿贝尔496的集群内的气体证实，金属丰度增加向中心。我们还发现在几个丰度比的空间梯度，表明铁的部分从超新星Ia增加到集群中心。因此，团簇中心附近的主要金属富集机制必须不同于外部。我们发现，冲压压力剥离气体从星系团不能解释中央丰度增强。我们认为，两个连续阶段的星系风污染的星系团内气体：原星系风驱动的SN II，其次是较低的能量驱动的SN Ia，其中有较长的寿命比SN II的祖先风。来自cD星系的能量较低的二次风可能会被抑制，由于它位于星系团中心，导致观察到的超新星Ia喷出物的中心增强。
2000-01-18 astro-ph
X-ray Measurement of Dark Matter "Temperature" in Abell 1795
我们提出了一种方法，从一个星系团的X射线观测测量径向轮廓的暗物质速度色散，西格玛DM，并比较暗物质“温度”定义为μ m_p西格玛DM**2 / k_B与气体温度。将该方法应用于Abell 1795的XMM-牛顿观测。暗物质的比能与团内介质比能之比（可定义为β DM，与β spec类似）在0.3 ~ 0.8范围内处处小于1。换句话说，即使在辐射冷却时间很短的中心区域，ICM的温度也高于暗物质的“温度”。小于1的β_DM值可以最自然地通过ICM的加热来解释。ICM的过剩能量估计为每个粒子约1-3 keV。
2004-04-26 astro-ph
A Deep Radio Survey of Abell 2125 III: The Cluster Core - Merging and Stripping
我们使用无线电，近红外，光学和X射线观测，以检查在阿贝尔2125中心区域的动态过程。除了中央的三重星系，包括从红移测量中确定的两个主要动力子系统的成员，这个区域的特征是一个星系，它显示出在通过星系团核心气体的高速通道期间正在进行的气体剥离的强有力证据。盘星系C153展示了一个向星团中心延伸的羽状物，钱德拉在软X射线中看到，其中一部分也可以在[O II]发射和近紫外连续光中看到。哈勃望远镜的影像显示了一个扭曲的圆盘，恒星形成的结不对称地分布，残留的螺旋结构可能由尘埃带定义。恒星和其盘中的电离气体在运动学上是解耦的，这表明压力剥离一定很重要，而潮汐破裂并不是唯一起作用的机制。在X射线和光学数据的羽状突出的显着特征的剥离气体的历史中的集群内介质的气体属性的比较。C153的核心也有活动星系核，表现为弱而扭曲的射电辐射和射电致密核。在这种情况下，剥离签名的不寻常强度可能与星系相对于星团内介质的高相对速度有关，在星团/星团合并期间，它的通道非常接近星团的核心。最近动力学事件的另一个迹象是漫射星光不对称地放置在cD包层的中心三重星系周围。在Abell 2125中看到的瞬态和极端动力学事件可能是富星系团核心星系演化的重要驱动力。
2005-12-26 astro-ph
Suzaku Observation of the Ophiuchus Galaxy Cluster: One of the Hottest Cool Core Clusters
我们提出了分析朱雀观测的蛇夫座星系团。我们确认了这个星系团有一个很冷的核心。当团内介质（ICM）的温度向中心降低时，金属丰度增加。除了核心（r<~50 kpc），星系团是热的（~9-10 keV），当r<~1 Mpc时几乎是等温的;后者与以前的研究相矛盾。我们没有探测到星系团中ICM红移的变化，速度差的上限为3000 km/s。X射线谱中的铁谱线比率表明ICM已达到电离平衡态。从这些结果中，我们得出结论，蛇夫座星系团不是一个主要的合并集群，但最热的集群之一，具有一个冷的核心。我们得到的上限的非热发射的集群，这是符合最近声称的检测与INTEGRAL和最近的上限与斯威夫特/BAT。如果星系团有明亮的非热辐射，正如INTEGRAL测量所建议的那样，它可能不是由于最近的一次主要的星系团合并。
2008-06-23 astro-ph
BeppoSAX observation of the cluster Abell 970
我们报告的星系团Abell 970的X射线观测与BeppoSAX获得的新结果。对BeppoSAX MECS和LECS在[0.15-10] keV范围内的数据分析表明，团簇平均气体温度kT = 4.46 - 0.15 ^{+0.14}，金属丰度Z = 0.31 - 0.04 ^{+0.05} Z_ \odot，星际氢吸收密度柱为N_H = 6.05_{-0.97}^{+1.29} 10^20 cm^-2。此外，我们还得到了这些量的方位平均径向分布。我们的研究结果是一致的假设，阿贝尔970已被过去的合并或正在进行的合并过程中的子结构，把集群的平衡。气体和星系分布之间的偏移也证明了这一点。结合X射线数据与最近发表的新星系径向速度的分析，我们得出结论，8弧分到西北的一个子集群落入阿贝尔970，并将合并在几个千兆年，从而扰乱阿贝尔970的新获得的平衡。高α-元素/铁的比例，我们得到这个集群支持早期集群内介质富集II型超新星的假设。
2002-11-11 astro-ph
HI 2334+26: An Extended HI Cloud near Abell 2634
我们报告了一个大的HI云的偶然发现与相关的HI质量$6(\pm1.5)\times 10^9 h^{-2}$ M $_\odot$和日心速度8800 \kms，位于星系团Abell 2634的外围附近。它的速度场看起来非常平静，因为在143 $ h^{-1}$乘103 $ h^{-1}$ kpc的范围内没有看到峰值速度的梯度。气体的分布在空间上分辨不清楚，因此目前很难确定云的性质。至少有两个相对较小的、活跃的恒星形成星系似乎嵌在HI气体中，HI气体可能（a）是一个或两个星系周围的扩展的气体包层，（b）由于严重的潮汐破裂事件而散布在一个大的区域内，或者（c）由于其运动通过A2634的团内气体而受到冲压压力的影响。
1994-12-09 astro-ph
RXTE Hard X-ray Observation of A754: Constraining the Hottest Temperature Component and the Intracluster Magnetic Field
Abell 754是一个正在合并的星系团，为了限制其最热的温度分量和寻找非热辐射的证据，我们用Rossi X射线定时探测器（RXTE）在硬X射线中观测了它。RXTE数据的同时建模和与以前的任务产生的平均集群内温度$\sim 9$千电子伏的1-50千电子伏的能量带。一个多温度组件模型来自一个集群的演变进行合并的数值模拟产生类似的质量的拟合，表明从非常热的气体组件的排放措施是足够小，它使两个模型难以区分。未检测到显著的非热发射。然而，我们的观察设置了上限$7.1 \times 10^{-14} ergs/(cm^2 s keV)$（90%置信限）的非热发射通量在20千电子伏。结合这一结果与无线电同步辐射通量，我们发现一个下限为0.2 $μ$ G的集群内磁场。我们讨论了我们的研究结果的影响，在集群合并的磁场放大的理论。
1998-12-30 astro-ph
Chandra Observation of the Merging Cluster Abell 2034
我们提出了一个分析的钱德拉观察阿贝尔2034。该星团有多个正在进行合并的特征，包括冷锋和可能显着加热的星团内介质超过其平衡温度。我们没有发现以前确定的大冷却速率的集群的证据，事实上，它是大致等温的，虽然有许多小规模的不均匀性，半径约700千秒差距。冷锋似乎正处于被气体动力学不稳定性破坏的过程中，也许还被激波加热破坏。我们发现弱证据逆康普顿硬X射线发射的无线电遗迹怀疑与冷锋。最后，我们研究了星系团南部的发射，这是以前被认为是一个合并的子星系团。我们没有发现这个“子星团”与主阿贝尔2034星团相互作用的证据。另一方面，该区域的性质与红移为Abell 2034或更小的平衡星系团不一致，我们探讨了它是一个被破坏的合并子星系团的可能性，但发现它的光度明显低于这种情况下的预期。我们认为，星团南部的发射实际上可能是一个中等到高红移（0.3 < z < 1.25）的背景星团，在Abell 2034的投影中看到。
2003-04-16 astro-ph
An HI study of three long-tailed irregular galaxies in the cluster Abell1367
本文给出了Abell 1367星系团中三个不规则星系CGCG 097073、097079和097087（UGC 06697）的H $\sc{i}$气体的分布和运动学的结果。已知这些星系具有长（50 $-$ 75 kpc）的射电连续谱尾和指向远离星系团中心的光发射线（H $α$），以及在尾两侧的恒星形成弧。这些特征以及H{ \sc i}的性质，其中两个星系（CGCG 097073和097079）在尾部一侧的H{ \sc i}强度中表现出更尖锐的梯度，与H{ \sc i}气体受到星团内介质的冲压压力的影响是一致的。然而，H{ \sc i}辐射在所有三个星系中延伸到比射电连续谱和H $α$尾小得多的距离，并且可能仍然束缚在母星系上。由于冲压压力的影响，大约20 $-$ 30%的H{ \sc i}质量在下游侧积聚。
2007-06-21 astro-ph
Deep 1.4 GHz VLA Observations of the Radio Halo and Relic in Abell 2256
我们提出了合并星系团阿贝尔2256深VLA观测。已知该星团在外围区域具有弥散陡谱射电遗迹辐射。我们的新观测提供了这个星团中中心弥漫射电晕发射的第一张详细图像。射电晕在星团核心的范围超过800千秒差距，而遗迹辐射覆盖的区域约为1125 × 520千秒差距。射电遗迹的频谱指数图显示，从西北向东南边缘的辐射频谱变陡，在1369 MHz和1703 MHz之间的平均频谱指数为-1.2。偏振图显示高分数偏振高达45%的遗迹区域的平均偏振20%的遗迹区域。观测到的法拉第旋转测量与银河系的估计是一致的，并且旋转测量中的色散很小，这表明集群内介质对遗迹旋转测量的贡献很小。我们使用这些法拉第性质的遗迹，认为它是位于前面的集群。
2006-03-07 astro-ph
ASCA Temperature Maps of Three Clusters of Galaxies Abell 1060, AWM7, and the Centaurus Cluster
我们提出了两维温度图的三个明亮的星系团阿贝尔1060，AWM 7，和半人马座星系团，多点观测的基础上ASCA GIS。通过考虑XRT响应从硬度比导出温度。对于半人马座星系团，我们使用之前的ASCA和ROSAT结果减去了中心冷分量，并在AWM 7和半人马座星系团中观察到的金属丰度梯度被包括在推导温度中。Abell 1060和AWM 7的团内介质从中心到外围区域几乎是等温的，温度分别为3.3和3.9 keV。半人马座星系团在距离中心30'的范围内有明显的热区，温度比周围的3.5keV升高了+0.8keV，而外围的冷区温度则降低了-1.3keV。这些结果意味着半人马座在最近的2-3 Gyr发生了强烈的合并，并且中心冷分量幸存了下来。相反，Abell 1060中的气体在早期混合良好，这可能阻止了中心冷分量的发展。在AWM 7中，气体的混合应该发生在金属富集时代之前。
2001-03-22 astro-ph
Limits on the Diffuse Radio and Hard X-ray Emission of Abell 2199
Westerbork Northern Sky Survey（WENSS）和NRAO/VLA Sky Survey（NVSS）被用来确定附近星团Abell 2199的漫射射电流量的上限。对于整个簇，在WENSS的327 MHz处，该极限<3.25 Jy;对于内部15'半径，在1.4 GHz处，该极限<168 mJy。这些限制被用来约束集群磁场，要求无线电通量与BeppoSAX观测到的硬X射线（HXR）通量一致，假设观测到的HXR过量是由于集群内气体中的相对论电子对宇宙微波背景光子的逆康普顿（IC）散射。我们发现，磁场必须非常弱（<0.073 μ G），以避免产生可观察到的无线电晕。我们还认为，HXR过量的可能性是由于非热韧致辐射（NTB）的人口的超热电子被加速到更高的能量。我们发现，NTB模型的基础上的幂律电子动量分布的指数为μ ~3.3，并包含约5%的电子数量的热ICM可以重现所观察到的HXR通量。
1999-09-17 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
Diffuse Optical Light in Galaxy Clusters I: Abell 3888
我们正在进行一项计划，以测量在一个样本的10个星系团与一系列的集群质量，形态和红移的集群内光的特性（总流量，配置文件，颜色和子结构）。我们在这里介绍的方法和结果的第一个集群在该样本中，A3888。我们已经在A3888中发现了一个V和r的团内光（ICL）成分，它包含13 \pm 5%的总团光，并从团中心延伸到700 h_{70} ^{-1}kpc（~0.3 r_{200}）。在我们最小的径向面元中，ICL的颜色是V-r = 0.3 \pm 0.1，类似于中央星系团的椭圆星系。ICL比400 < r < 700 h_{70} ^{-1}kpc的星系更红，尽管任何一个径向面元的不确定性都很高。基于V-r色与简单恒星模型的比较，ICL包含一个形成于7 Gyr以上（z > 1）的组分，加上高金属丰度（1.0 Z_{\odot} < Z_{ICL} \la 2.5 Z_{\odot}），以及一个更集中的组分，包含过去5 Gyr（z ~ 1）内形成的恒星。ICL的轮廓可以通过外部区域的浅指数和中心区域的较陡指数来大致拟合。我们还发现，在距离星系团中心1.4 h_{70} ^{-1}Mpc的一个小星系群周围，漫射光集中。此外，在星团中心附近还发现了3个低表面亮度特征，它们是蓝色的（V-r = 0.0），总通量为0.1M*。基于这些观察和X射线和星系形态，我们认为，这个集群正在进入一个阶段的核心星系…
2005-09-20 astro-ph
A Merger Scenario for the Dynamics of Abell 665
我们提出了新的红移测量的55个星系附近的丰富的星系团阿贝尔665。当结合文献的结果时，我们对77个确认的星团成员样本进行了良好的速度测量，从中我们得出了星团的红移z=0.1829 +/- 0.0005和视线速度色散1390 +/- 120 km/s。我们的分析的运动学和空间数据的星系位于中央750千秒差距内的子集，揭示了子结构和非高斯的速度分布的细微证据。我们发现最亮的星系团成员相对于星系团中心附近的其他星系没有明显的移动。另一方面，我们的深ROSAT高分辨率图像的A665显示了强有力的证据等照度扭曲和质心变化，从而证实了以前的建议，显着的子结构中的热X射线发射团内气体。鉴于这种明显的子结构，我们比较了光速数据与N体模拟的头对集群合并。我们发现，合并的两个类似的质量子集群（质量比为1：1或1：2）看到接近的时间的核心交叉产生的速度分布是一致的观察。
2000-04-18 astro-ph
Discovery of Ghost Cavities in Abell 2597's X-ray Atmosphere
钱德拉拍摄的阿贝尔2597星系团中央100千秒差距的图像显示，在中央主导星系团（CDG）内有明亮、不规则的X射线发射，以及两个位于CDG核心30千秒差距的低表面亮度空洞。与其他星团中常见的空洞不同，Abell 2597的“幽灵”空洞与明亮的中央射电源不一致。相反，它们似乎与在深VLA无线电地图中看到的微弱，扩展的无线电发射有关。我们将鬼腔解释为发生在5000 - 10000万年前的无线电爆发的遗迹。迄今为止研究的少数星团中空洞的人口统计表明，银河系射电源在$\sim 100$ Myr时间尺度上经历周期性爆发。在星系团的生命周期中，CDG产生的鬼腔会将$\gae 10^{59-61}$尔格的能量注入星系团内的介质中。如果这种能量的一个重要部分是作为磁场沉积的，它将解释在集群的冷却流区域的高场强。keV气体的中心冷却时间和无线电循环时间尺度之间的相似性表明，冷却气体和无线电源之间的反馈可能会延迟或淬灭冷却流。
2001-10-25 astro-ph
The BeppoSAX view of the hot cluster Abell 2319
我们目前的结果从BeppoSAX观测丰富的集群阿贝尔2319。该星系团的宽波段光谱（2-50 keV）可以用一个光学薄的热发射模型来表示，温度为9.6+/-0.3 keV，金属丰度为0.25+/-0.03太阳单位，PDS光谱中没有硬X射线过剩的证据。从上限的硬尾组件，我们推导出一个下限为~0.04 \muG的体积平均的集群内磁场。通过在中等能量带（2-10千电子伏）进行空间分辨光谱，我们发现，投影的径向温度和金属丰度分布是恒定的半径为16弧分（1.4兆秒差距）。在99%的置信水平下，当从团芯向外到16弧分时，可以在当前数据中排除1/3的温度降低。从温度和丰度图的分析中，我们发现在地核东北方向6弧分-8弧分的区域内温度升高和丰度降低的证据，在那里可能发生了合并事件。最后，温度图显示，位于主星团西北的子星团可能比星团的其他部分要冷一些。
1999-09-14 astro-ph
X-ray Properties of the Abell 644 Cluster of Galaxies
我们使用新的ASCA观测和档案ROSAT位置敏感正比计数器（PSPC）的数据，以确定X射线光谱特性的团内气体在阿贝尔644。从整个光谱中，我们确定平均气体温度为8.64（+0.67，-0.56）keV，丰度为0.32（+/-0.04）$Z_{\odot}$。全球ASCA和ROSAT光谱表明，全球的冷却速率为214（+100，-91）$M_{\odot}$ yr $^{-1}$。PSPC X射线表面亮度曲线和ASCA数据表明冷却速率略高。我们确定了引力质量和气体质量作为半径的函数。在1.2 Mpc范围内的总引力质量是$6.2\times10^{14}$ $M_{\odot}$，其中20%是热气体的形式。在星团中心以西有一个1.5-5弧分的高温区。在ROSAT PSPC的X射线图像中，星团的西南偏南区域也显示出过量的辐射，与星团中心的光学cD星系的长轴对齐。我们认为，集群正在经历或最近经历了一个小的合并。一个相当强大的冷却流和合并的证据相结合，使这个集群一个有趣的情况下，以测试合并的冷却流的中断。
1999-09-15 astro-ph
A Deep Look at the Emission-Line Nebula in Abell 2597
冷却流和星系团中的发射线星云之间的密切联系已经被认识了15年，但这种联系的物理原因仍然不清楚。在这里，我们提出了在阿贝尔2597星云，最近的强冷却流集群之一的深光学光谱。这些光谱揭示了线发射气体的密度、温度和金属丰度。[O III] 4363的缺乏排除了冲击波作为主要电离机制的可能性，而He II 4686的弱点排除了硬电离源，如活动星系核或冷却的团内气体。因此，热恒星是产生电离的最佳候选者。然而，即使是最热的O型恒星也不能为我们看到的星云提供能量。其他一些非电离热源似乎也贡献了相当数量的能量。我们表明，从一个封闭的介质的能量通量可以变得重要时，星云的电离水平下降到低水平的冷却流星云。我们认为，这种现象，其中来自周围介质的能量通量增加光电加热，可能是共同的特点，不同的群体的对象分类为LINERS。
1997-06-11 astro-ph
Suzaku broad-band spectroscopy of RX J1347.5-1145: constraints on the extremely hot gas and non-thermal emission
本文给出了对Z=0.451的X射线最亮的星系团RX J1347.5-1145的长朱雀观测的分析结果。目的：我们研究了由Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应观测发现的东南（SE）区域的热（~20 keV）气体团簇的物理性质，以理解剧烈团簇合并的气体物理。我们还探讨了使用硬X射线数据的非热发射的签名。结果：我们发现单温模型不能同时再现XIS测量的连续发射和Fe-K线。具有非常热的组分的双温度模型改进了拟合，尽管XIS数据只能给出其温度的下限。我们检测到的硬X射线发射在12-40 keV波段在7西格玛水平，然而，显着性变得边际时，背景估计中的系统误差包括在内。用Suzaku + Chandra联合分析，我们确定了SE过剩成分的温度为25.3^{+6.1}-4.5} ^{+6.9}-9.5} keV（90%统计误差和系统误差），这与以前的SZ + X射线分析结果非常一致。这是第一次单独使用X射线光谱法对SE区域中的热部件的温度进行良好的测量，这是由于朱雀对宽X射线波段具有前所未有的灵敏度。这些结果强烈地表明，该集群最近经历了一次剧烈的合并。光谱分析表明，SE分量与热一致。在12-60 keV波段，我们发现非热通量的3 σ上限F <8 e-12 erg s^{-1} cm^{-2}。结合这个极限和最近发现的1.4 GHz的射电迷你晕，我们发现了一个更低的集群内磁场的强度，B > …
2008-09-01 astro-ph
WMAP's detection of the Sunyaev-Zel'dovich effect at a much reduced level among several large samples of rich clusters is interpreted in terms of conventional physics. It has been suggested that the central soft X-ray and EUV excess found in some clusters cannot be of thermal origin, due to problems with rapid gas cooling and the persistent non-detection of the O VII line, but may arise from inverse-Compton scattering between intracluster relativistic electrons and the cosmic microwave background. In fact, recent XMM observations of the soft X-rays from Coma and Abell 3112 are equally well fit…
2010-07-05 astro-ph
Distribution of Blue Galaxies in a Merging Cluster of Galaxies Abell 168
富星系团中恒星形成星系的比例随着红移迅速增加。这被解释为星系团快速演化的结果，尽管其机制尚不清楚。一种假设是，如果星系运行到致密的团内介质（ICM）区域，恒星爆发可以诱导由于分子云在星系中的“外部”ICM压力升高的压缩。在一个合并的星系团中，会有密集的ICM区域，一些星系可能会经历外部压力的快速增加。因此，如果这个机制起作用的话，这样的星系中就会发生星爆。这种情况被认为是在后发座星系团中实现的，并且显示最近星暴的星系具有特征性的空间分布;它们居住在两个子星系团之间的细长区域。我们通过测量Abell~168中被认为是恒星形成星系的蓝色星系的空间分布来检验上述假设，以检查在这个最近合并的星系团中是否实现了像Coma这样的情况。然而，我们无法在两个子星系团之间找到增强的蓝色星系分布。我们讨论我们的结果的原因，包括生存的假设的可能性。
1995-11-16 astro-ph
Chandra Observations of Abell 2029: No Cooling Flow and a Steep Abundance Gradient
利用Chandra ACIS-S仪器获得了Abell 2029星系团的高空间分辨率温度和丰度剖面。我们的观察结果表明，光谱是很好的拟合由单相气体在每个环。虽然星系团内介质的温度从3弧分（260千秒差距）时的~9 keV下降到星系团中心5弧秒（5千秒差距）时的3 keV，但没有证据表明在低于3 keV的温度下有气体发射。增加冷却流组件并没有改善配合，尽管先前声称有大量的冷却流。也没有超过银河系N_H值的过量吸收的证据。我们还观察到一个陡峭的Fe丰度梯度，这样Z_Fe >= 2 Z_太阳（假设陨石太阳Fe丰度）在核心，从富Fe的Ia型超新星在cD星系的显着富集一致。Fe丰度在3弧分（260千秒差距）时降至~0.5 Z太阳能，与以前的BeppoSAX测量结果吻合得很好。高分辨率图像既没有显示出强的中心点源，也没有显示出任何与冷却流或合并有关的对流结构。强烈的合并签名的情况下反对创建的广角尾射电源形态的合并事件。（为astro-ph修改）。
2002-05-22 astro-ph
