Cluster Selection and the Evolution of Brightest Cluster Galaxies
本文给出了布里渊星系团星系（BCGs）的K波段哈勃图，它是一个X射线选择的大星系团样品，延伸到z = 0.8。BCG进化程度的争议是由于样本的选择，因为BCG光度取决于集群环境。只选择最亮的X射线星系团产生的BCG样本显示，在爱因斯坦-德西特宇宙学的假设下，明显小于当前半解析星系形成模型预测的质量增长，并且只有当BCGs中占主导地位的恒星星族相对较近（z <= 2.6）形成时，才有任何增长的重要证据。
2000-02-08 astro-ph
The luminosity -- halo-mass relation for brightest cluster galaxies
我们研究了54个布里渊星系团星系（BGG）和92个布里渊星系团星系（BCGs）在z<0.1时的中心星系光度-主晕质量关系，并首次测量了已知BCGs在0.1<z<0.8（平均z~0.3）时的中心星系光度-主晕质量关系。在z<0.1时，我们发现对于具有扩展X射线发射的组中的BCG和早期型BG，L_K \propto M_{200} ^{0.24 \pm 0.08}，对于单独的BCG，L_K \propto M_{200} ^{0.11 \pm 0.10}。在0.1<z<0.8时，我们发现L_K \propto M_{200} ^{0.28 \pm 0.11}。我们的结论是，没有证据表明z<0.1和z<0.8之间的这种关系是演化的：BCG的生长似乎仍然受到这些早期动力学摩擦的时间尺度的限制，而不是根据当前半解析模型的预测进行。
2008-01-08 astro-ph
Dynamics and Shape of Brightest Cluster Galaxies
我们在1083个Abell星系团的DSS图像上识别出了布里渊星系团成员（Brilliant Cluster Members，简称BAF），从文献中推导出了它们的个体和宿主星系团的红移，并确定了BAF的椭圆率。有一半的BCM的移动速度高于37%的集群速度色散sigma_{cl}，这表明大多数BCM的子结构落入主集群的一部分。以sigma_{cl}为单位的日冕速度偏移和日冕椭圆率都随着星团的丰富度而减弱。
2006-03-12 astro-ph
Environmental Dependence of the Structure of Brightest Cluster Galaxies
我们测量了33个红移z<0.1的最亮星系团的彼得罗斯结构性质。我们发现，一些BCGs显示出不同的签名在他们的彼得罗斯配置文件，可能是由于cD晕。我们还发现，在高X射线光度集群的BCGs有较浅的表面亮度轮廓比那些在低X射线光度集群。这表明，在高X射线光度星系团中的BCGs在过去经历了两倍于低X射线光度星系团中的等质量合并。这与等级结构形成的预测在性质上是一致的。
2005-10-03 astro-ph
Kinematics, Abundances, and Origin of Brightest Cluster Galaxies
本文给出了NGC 6166、NGC 6173和NGC 6086三个最亮星系团的运动学参数和吸收线强度。我们发现，NGC 6166有一个速度色散轮廓，从核上升超过20角秒，与超过400公里/秒的晕速度色散。这三个星系都表现出正的和恒定的h4厄米矩。因此，NGC 6166中的上升速度色散曲线表明质量与光的比例在增加。这三个星系的自转都很低，NGC 6173和NGC 6086显示出可能的运动学解耦核心。这三个星系都有类似于正常明亮椭圆星系中的Mg 2梯度，这些梯度不足以支持简单的耗散坍缩模型，但它们可能伴随着无耗散合并，这往往会稀释丰度梯度。NGC 6166和NGC 6086中的[Mg/Fe]比高于NGC 6173，如果NGC 6173是典型的正常亮椭圆星系，这表明cDs不可能由正常星系的晚期合并形成。
1999-03-02 astro-ph
Spatially resolved kinematics and stellar populations of brightest cluster and group galaxies
本文研究了3个布里渊星系团半导体（BGG）和3个布里渊星系团半导体（BCGs）的X射线群和星系团的运动学和恒星星族。我们获得了这些星系的高信噪比Gemini/GMOS（Gemini South Multi-Object Spectrograph）长缝光谱，并使用Lick指数来确定年龄，金属丰度和α元素丰度比，至少在其有效半径范围内。我们发现BGG和BCG具有非常均匀的质量、中心年龄和中心金属丰度。检查径向依赖的恒星星族，我们没有发现显着的速度色散，年龄，或α增强梯度。然而，我们发现了一个广泛的金属丰度梯度，提出了各种各样的形成机制。考虑到这些星系探测的均匀环境和它们均匀的中心恒星星族，观察到的金属丰度梯度范围令人惊讶。然而，我们的研究结果与任何单一的星系形成模型是不一致的，并强调需要更多的理论理解的起源金属丰度梯度和星系形成本身。我们假设两种可能的物理原因不同的形成机制。
2007-04-24 astro-ph
How Special are Brightest Cluster Galaxies? The Impact of Near-Infrared Luminosities on Scaling Relations for BCGs
利用2 MASS数据库提供的扩展J、H和K星等，我们考虑了最亮星系团（BCGs）在观测到的超大质量黑洞（SMBH）质量与宿主星系性质关系中的位置，以及它们在恒星速度色散和光度（sigma-L）关系中的位置，并与E和S 0星系进行了比较。我们发现，SMBH的质量（M）来自近红外（NIR）的幅度不超过10e9.5Msol，这些质量同意以及从西格玛的预测。在近红外光谱中，没有证据表明BCGs离开了由亮度较低的星系定义的sigma-L关系。从V波段光度（M~10e10.5Msol）预测的较高SMBH质量归因于BCGs周围存在扩展的包络，然而，这需要使用更深的多波长成像来确认。
2007-05-29 astro-ph
Models for the Magnitude-Distribution of Brightest Cluster Galaxies
最明亮的，或第一排名，星系（BCGs）在丰富的集群显示了一个非常小的光度分散，使他们成为优秀的标准蜡烛。这种小的分散性引起了人们对BCGs性质的质疑。它们只是通过随机过程形成的正常星系的极端，还是属于一类特殊的非典型天体？辩论双方都提出了论点。Bhavsar（1989）认为星等的分布只能用两种群模型来解释。于是，一个新的争议出现了。第一等级的星系是由一个或两个天体群组成的吗？我们研究了一个较旧和较新的数据集，并提出了我们的结果。两种群模型比单种群模型更好。一个简单的模型，其中一小部分明亮的正常星系的星等随机增加，形成一类非典型星系，最好地描述了观察到的BCG星等分布。此外，描述模型的参数和助推器的参数具有很强的物理基础。
2000-10-20 astro-ph
GRS 1915+105: The brightest Galactic black hole
我们比较了GRS 1915+105和“正常”黑洞的光谱形状随光度的演化。GRS 1915+105的病理性时间变化并不表明它属于与所有其他物体不同的类别。在爱丁顿光度相当的部分，它的光谱和（更重要的是）时间变化行为与“正常”黑洞相似。它独特的极限环变化只有在它以独特的高（超爱丁顿）光度辐射时才会出现。
2003-12-09 astro-ph
VLA HI Imaging of the brightest spiral galaxies in Coma II. The HI Atlas and deep continuum imaging of selected early type galaxies
在本系列的第一篇论文中，我们使用了后发座中19个最亮螺旋的HI观测来分析星团的动力学状态。在本文中，我们提出了详细的HI分布和运动学的螺旋，在HI检测到的，和无线电连续数据的样本的恒星形成和后星暴星系在后发座。我们讨论了ICM-ISM相互作用的重要性，以解释所观察到的HI形态。将观察到的HI大小与Abadi等人（1999年）模拟的预测HI大小进行粗略比较，得出了合理的一致性。我们利用射电连续辐射的结果来估计我们所指的PSB星系的恒星形成率。Caldwell等人（1993）在该星系团中发现的11个所谓的后星暴星系的射电连续辐射很弱。11个中有8个在3 σ上限0.6 mJy下未检测到。这为这些星系的恒星形成率设定了一个上限，每年不到0.2个太阳质量。这三个被探测到的星暴后星系的恒星形成率每年小于一个太阳质量。因此，后发座中的星暴后星系都不是尘埃笼罩的星暴。
2001-09-19 astro-ph
Radial kinematics of brightest cluster galaxies
这是一系列论文中的第一篇，这些论文致力于研究最亮星系团（BCGs）的大样本，它们的运动学和恒星星族特性，以及它们与星系团特性之间的关系。为了研究这些星系的恒星星族性质，我们用双子星系和WHT获得了它们的高信噪比长缝光谱。本文介绍了选择方法和标准，用于编译一个新的样本的星系，集中在BCGs以前被归类为包含晕（cD星系），连同观测和数据处理。在这里，我们提出了完整的星系样本，以及41个BCGs的径向速度和速度色散分布的测量和解释。我们发现了一些这样的巨大星系的清晰的旋转曲线。特别是，我们发现两个BCGs，NGC 6034和NGC 7768的快速旋转（> 100 km/s），表明它们不太可能通过无耗散合并形成。在12个星系中检测到运动学解耦核形式的速度子结构，我们发现5个星系的速度色散随半径增加。BCGs的旋转量、速度子结构和在各向异性光度图上的位置与高密度环境中的“普通”巨型椭圆星系非常相似。
2008-08-11 astro-ph
An infrared survey of brightest cluster galaxies: Paper I
我们报告的成像调查与斯皮策太空望远镜的62个最明亮的星系团的光学线发射。这些星系位于从ROSAT全天巡天中选出的X射线发光星系团的核心。我们发现，这些源中约有一半有过量红外发射的迹象; 62个物体中有22个在70微米处被检测到，18个具有8至5.8微米的通量比高于1.0，28个具有24至8微米的通量比高于1.0。在我们的调查中，62个物体中有35个至少表现出一种红外过量的迹象。四个星系的红外线过剩有一个4.5/3.6微米的通量比，表明存在热尘，和/或一个8微米的未解决的核心。其中三个有很高的[OIII]（5007 A）/H β流量比，这表明这四个，Abell 1068，Abell 2146和Zwicky 2089，以及R 0821 +07，拥有尘埃活动星系核（AGN）。9个天体（包括4个尘埃活动星系核）的红外光度大于10^11 L_sol，因此可以被归类为亮红外星系（LIRGs）。除了四个拥有尘埃活动星系核的系统外，其余最明亮的星系团中过量的中红外辐射可能与恒星形成有关。
2007-11-07 astro-ph
On the Star Formation Rate - Brightest Cluster Relation: Estimating the peak SFR in post-merger galaxies
本文进一步讨论了星系的恒星形成率（SFR）与其最亮星团光度（SFR vs. M $_{V}^{brightest}$）之间的关系。我们首先表明，观测到的SFR与M $_{V}^{brightest}$之间的趋势是由于星系中最亮的星系团优先年轻（<1500万年-对于恒定的SFR），因此是当前SFR的良好示踪剂，尽管我们对这一规则给出了显着的例外。使用一系列的蒙特卡罗模拟，我们表明，一个纯粹的幂律质量函数的指数，α =2，被排除在当前的数据。相反，我们发现Schechter函数（即在高质量端具有指数截断的幂律）提供了对数据的极好拟合。此外，这些模拟表明，束缚团簇形成（Msun/yr）仅占星系内恒星形成总量的~8+-3%，与恒星形成速率无关。由此，我们得出结论，只有一个单一的团簇形成模式，其操作在至少六个数量级的SFR。利用这个关系，我们可以在时间上向后外推，以估计主要合并星系，如NGC 7252，NGC 1316和NGC 3610的峰值SFR。这些星系的SFR每年在几百到几千个太阳质量之间。从外推的SFR推断出的星系的远红外光度将它们很好地置于超亮星系（ULIRGs）的范围内，而NGC 7252则处于超亮红外星系制度内。因此，我们提供的证据表明，这些合并后的星系通过ULIRG/HLIRG阶段，现在正在被动地演变。利用NGC 34的当前和外推过去的SFR，我们推断该星系的ULIRG阶段至…
2008-07-29 astro-ph
The stellar content of brightest cluster galaxies
我们提出了近红外K波段光谱的21椭圆或cD Brilliant星系团星系（BCGs），我们已经测量了2.293微米的CO恒星吸收功能的强度。我们发现，这一功能的强度是非常均匀的，这些星系之间，具有较小的分散在等效宽度比正常的椭圆人口的领域或集群。BCGs的散射为0.156 nm，而后发座星系团椭圆星系的散射为0.240 nm，来自各种其他星系团的椭圆星系的散射为0.337 nm，场椭圆星系的散射为0.422 nm。我们解释这种均匀性是由于一个更大的年龄，或更均匀的历史，在BCGs比其他椭圆形的恒星形成，只有一小部分的散射可以是由于金属丰度的变化，即使在BCGs。尽管小的散射，CO强度和各种星系的属性，包括R-波段绝对星等，这可以提高这些星系的精度作为宇宙学参数和速度流测量的距离指标之间的相关性。
2000-02-26 astro-ph
The Non-Parametric Model for Linking Galaxy Luminosity with Halo/Subhalo Mass: Are First Brightest Galaxies Special?
我们使用Vale&Ostriker（2006）提出的新的非参数、基于经验的模型将星系光度与晕/次晕质量联系起来，重新审视了长期存在的问题，即第一个最亮的星系团星系是从与其他星系团星系相同的分布中统计得出的，还是“特殊的”。我们在这个模型中引入了在固定的晕质量的星系光度的散射，建立一个条件光度函数（CLF）考虑两种可能的模型：一个简单的对数正态分布和一个模型的基础上的浓度分布在一个给定的质量晕。我们表明，这种模式自然允许识别的晕/subhalo系统的星系群和集群，从而产生一个明确的中央/卫星星系的区别。然后，我们使用这些结果来建立最亮的星系团（BCG）的星等对星系团光度的依赖关系，专注于两个统计指标，在BCG的星等和第一和第二最亮的星系之间的星等差的色散。我们比较我们的结果与两个简单的模型BCGs：一个统计假设，BCGs是从一个普遍的分布，和一个食人的情况下合并两个星系从这个分布。早在Tremaine&Richstone（1977）的研究中，统计模型就已经失败了。我们表明，无论是统计模型，也不是最简单的可能性，同类相食提供了一个很好的匹配观察。我们的CLF模型都给出了类似的结果，与观测结果吻合得很好。具体来说，我们发现<m_1>K波段的σ在-25到-25.5之间，σ（m_1）在0.25<Delta_12>左右，星系团光度在10^12到10^13 h^-2 L_sun范围内的σ在0.6…
2007-01-04 astro-ph
The Origin of the Brightest Cluster Galaxies
大多数星系团和星系群的中心都有一个巨大的椭圆星系，它的亮度和重量都远远超过正常的椭圆星系。这些最明亮的星系团星系的起源与星系团的坍缩和形成密切相关。使用一个N-体模拟的星系团在一个层次的宇宙学模型，我们表明，星系合并自然产生一个巨大的，中央星系的表面亮度和速度色散曲线类似于观察到的BCG的。为了提高分辨率的模拟，100黑暗的晕在$z=2$被替换为自洽的磁盘+凸起+晕星系模型后，使用100000粒子的20个最大的星系和10000粒子的Tully-Fisher关系。这种技术使我们能够独立地分析恒星和暗物质的成分。在星系团的早期历史中，中央星系是由几个大质量星系沿着一条暗条合并而成的。在哈勃时间内，较小星系通过动力学摩擦的相互吞噬只占吸积质量的一小部分。该星系是一个扁平的三轴物体，其长轴与原始暗条对齐，星系团分布的长轴与观察到的星系团对齐趋势一致。
1998-02-18 astro-ph
Zooming in on the Coma Cluster with Chandra: Compressed Warm Gas in the Brightest Cluster Galaxies
钱德拉拍摄的后发座星系团中心区域的图像显示，它的两个主要星系NGC 4874和NGC 4889都保留了它们的X射线气体日冕的中心部分。温度为1-2 keV的星际气体被后发座星系团的热星系际介质限制在致密的云（半径仅为3 kpc）中，其中包含10^8 M太阳的气体。这些云中气体的物理状态似乎是由辐射冷却和通过这些云和热星团气体之间的界面抑制（30-100倍）热传导之间的微妙平衡决定的。
2001-06-12 astro-ph
Spitzer Observations of the Brightest Galaxies in X-ray-Luminous Clusters
研究了位于X射线发光星系团核心的最亮星系团（BCGs）在0.15 < z < 0.35处的红外光谱性质。与其他大质量的早型星系相比，大多数的BCGs并不是特别的红外发光，这表明星团环境对BCGs的红外发光影响很小。然而，例外的是样本中三个X射线最亮的簇中的BCG，A1835，Z3146和A2390。这些BCGs的光谱能量分布（SED）中有一个显著的远红外峰，其中两个（A1835和Z3146）可以被归类为亮红外星系（LIRGs：L_{IR} > 10^{11} L_{sun}）。虽然射电活动星系核被发现是普遍的BCGs，这三个BCGs的红外光度，从红外SED签名判断，很可能是由恒星形成。考虑到具有较短辐射气体冷却时间的星团拥有更多红外发光的BCGs的总体趋势，增强的恒星形成可能是由冷却的星团气体吸积到BCGs上引起的。
2006-03-24 astro-ph
The Look-back Time Evolution of Far-Ultraviolet Flux from the Brightest Cluster Elliptical Galaxies at z < 0.2
本文给出了Abell星系团中椭圆星系在中等红移（z < 0.2）下的GALEX紫外测光，用于研究紫外上转现象的回望时间演化。本文将12个遥远星系团中最亮的椭圆星系（M_r < -22）与邻近的天炉座和室女星系团中光学光度相当的巨椭圆星系作了比较。这里呈现的样本星系似乎是静止的，没有大质量恒星形成或强烈的核活动的迹象，并在其紫外图像中显示出平滑，扩展的轮廓，表明远紫外（FUV）光主要是由底层的老恒星星族中的热恒星产生的。与邻近星系团中的对应星系相比，中等红移的星系团巨椭圆星系的FUV通量在~ 2 Gyrs的回望时间内迅速衰减，观测到的FUV - V颜色演化速度与星族合成模型的预测相当吻合，其中主要的FUV源是热水平分支星及其后代。在z ~ 0.1的最明亮的椭圆星系团中，FUV-V的颜色扩散量（~ 1等）与在附近光学光度相当的巨型椭圆星系中观察到的相似。
2007-03-19 astro-ph
Brightest Cluster Galaxy Profile Shapes
我们模拟了119个Abell Brilliant Cluster Galeries（BCG）样品的表面亮度分布，发现广义deVaucouleurs R^{1/n}定律是合适的，其中n是一个自由参数。从R^{1/4}定律得到的结果显示出星系轮廓的真实特征，而不是由于观测误差或n与其他模型参数的耦合。BCG通常具有大于4的n值。形状参数n与有效半光半径相关，使得较大的BCG具有较大的n值。这延续了在普通椭圆星系和矮椭圆星系中注意到的趋势，例如较暗的星系具有较小的n值。
1996-03-04 astro-ph
Near-infrared evolution of brightest cluster galaxies in the most X-ray luminous clusters since z=1
我们研究了z=1以来最亮星系团的近红外演化。通过采用Lx> 1 e44 erg s-1的X射线选择，我们通过在极高密度区域选择BCGs来限制环境影响。我们发现在Lx> 5e 44 erg s-1的星系团中，BCGs的X射线和近红外光度之间存在正相关关系。对这种关系进行校正，我们将BCG绝对幅度的分散减少了30%。近红外J-K色演化表明，BCGs中的恒星星族至少从z=2开始就已经存在，我们预计恒星形成的时间比目前的分层合并模型预测的要短。我们还证实，有一个“蓝色”的J-K颜色和BCG发射线的存在与恒星形成冷却流之间的关系。
2007-12-04 astro-ph
Sersic 159-03: discovery of the brightest soft X-ray excess emitting cluster of galaxies
南方星系团Sersic 159-03中的软X射线过量发射代表了迄今为止同类中最强的效应。在~0.2-0.4 keV的通带中的发射被检测到远远超过来自簇内介质的热相的预期贡献，并且延伸到簇的X射线信号极限。我们对ROSAT PSPC观测的分析表明，软过剩可以被解释为热效应或非热效应，高数据质量允许对目前两个竞争模型进行严格限制。然而，现在每个模型都意味着对我们对星系团的理解的重大修订：无论是“温暖”的气体质量与热气体相似，还是相对论粒子与热相均分或高于均分，似乎都是不可避免的。
2001-09-22 astro-ph
The 1000 Brightest HIPASS Galaxies: Newly Cataloged Galaxies
HI-Parkes全天巡天（HIPASS）是一个覆盖整个南部天空的河外中性氢的21厘米盲视巡天。HIPASS亮星系表（BGC; Koribalski et al. 2002）是HIPASS的一个子集，包含1000个HI最亮（峰值通量密度）星系。在这里，我们提出了138 HIPASS BGC星系，没有红移测量之前，帕克斯多束HI调查。在138个星系中，有87个是新编目的。新编目的定义是在NASA/IPAC河外星系数据库中没有光学（或红外）对应物。使用数字化巡天，我们确定光学对应物的几乎一半的新编目的星系，这是典型的不规则或麦哲伦形态类型。几个HI源似乎与紧凑的星系群或星系对有关，而不是单个星系。大多数（57个）新编目的星系位于银道面的10度范围内，由于与恒星混淆或尘埃消光而从光学巡天中消失。该样本还包括新编目的星系，这些星系是在回避区的HI浅层调查中首次发现的（Henning等人，2000）。其他30个新编目的星系由于其低表面亮度或光学致密性而逃脱了探测。其中只有HIPASS J 0546 -68没有明显的光学对应物，因为它被大麦云云遮蔽了。我们发现，新编目的星系与总的HIPASS BGC相比，|b| > 10的HI质量普遍较低，速度宽度较窄。相比之下，银河系后面新编目的星系被发现在统计上与整个HIPASS BGC相似。除了这些星系，HIPASS BGC还包含四个以前未知的HI云。
2002-06-26 astro-ph
Conduction and the Star-Formation Threshold in Brightest Cluster Galaxies
目前的星系演化模型表明，需要来自活动星系核的反馈来解释星系光度函数中的高光度截止。活动星系核外流究竟是如何与周围介质耦合并抑制恒星形成的，人们仍然知之甚少。然而，我们最近发现了一个关于这种耦合如何工作的重要线索。对宇宙中最明亮的星系（位于星系团的中心）的H-α发射和蓝光的观测表明，只有当星系团内气体的最小比熵小于30 keV cm ^2时，恒星才会形成。在这里，我们认为，这个恒星形成的阈值是由物理学的电子热传导，这意味着传导是至关重要的通道AGN的能量输入到早期的恒星形成区域和限制恒星形成的进展。
2008-06-03 astro-ph
Globular Cluster Systems in Brightest Cluster Galaxies: Bimodal Metallicity Distributions and the Nature of the High-Luminosity Clusters
利用哈勃空间望远镜上的ACS/WFC照相机，对八个布里渊星系团（BCGs）中的球状星团系统进行了新的（B，I）测光。在这些巨大星系中非常丰富的星系团系统中，我们发现它们都具有强烈的双峰颜色分布。所有的BCGs都显示出人口梯度，在其中心的5 kpc范围内，红色星系团的相对数量要高得多，这与它们形成的时间晚于蓝色，金属贫乏的人口相一致。从我们的数据中出现的颜色分布的一个引人注目的新特征是，对于最亮的集群（M_I < -10.5）的颜色分布变得广泛，不太明显的双峰。我们认为这可能是许多BCGs的一个特征。此外，蓝色（贫金属）星系团随着光度的增加而逐渐变红，其质量/金属丰度的比例关系为Z ~ M ^[0.55]。我们认为，这些GCS特征与分层合并形成的图像是一致的，在这种图像中，贫金属的星系团形成于原星系云或致密的星暴复合体中，气体质量在10^7 - 10^10 M_Sun之间，但平均而言，质量更大的星系团形成于更大的云中，具有更深的势阱，可以发生更多的预富集。
2005-08-08 astro-ph
Multicolor surface photometry of brightest cluster galaxies: II. Enlarging the sample and improving the analysis
本征颜色配置文件的一个样本的9个Brilliant集群Galerkin（BCGs）的恢复所观察到的颜色配置文件通过评估虚假的梯度引入的错误，在确定的天空水平和观测之间的不同的看到的条件。等反射面的形状和表面亮度轮廓的四个新观察到的BCGs。九个BCGs中有三个显示出半径为每十年0.10等的颜色梯度。五个BCG在半径上不具有任何大于0.01 mag/decade的颜色梯度。我们没有看到颜色梯度的存在（或符号）与BCG形态（其表面亮度曲线的斜率和形状）或群集丰富度之间的任何相关性。这与最近环境对BCG形态的强烈影响相反。BCG表面亮度曲线的斜率与簇的丰富度相关，对初始条件或对负责本BCG形态的物理机制构成约束。最后，只有一个BCG可以是cD，尽管所有研究的BCG的视觉分类。
1995-01-13 astro-ph
The K-band Hubble diagram for the brightest cluster galaxies: a test for galaxy formation and evolution models
在红移范围0<z<1的最亮星系团（BCGs）的K波段哈勃图中，显示出非常小的散射（0.3星等r.m.s）。在这个红移范围内，BCGs的光度演化非常小：当q_0=0.0时，我们没有探测到光度演化;当q_0=0.5时，我们测量到一个小的负演化。如果这些星系中恒星的质量在这段时间内保持不变，那么可以预期会有大量的正光度演化：BCGs在过去应该更亮，因为它们的恒星更年轻。这表明BCGs的恒星质量已经通过合并和吸积随着时间的推移而聚集起来。我们估计，在一个典型的BCG的恒星质量已增长了约2倍，因为z=1，如果q_0=0.0或4倍，如果q_0=0.5。这些结果是在非常好的协议与半解析模型的预测星系形成和演化的背景下，一个层次的结构形成的情况。
1998-01-30 astro-ph
Brightest Cluster Galaxies and the Las Campanas Distant Cluster Survey
我们提出了我们的研究最亮的星系团星系的演化的基础上的数据从拉斯坎帕纳斯遥远的星系团调查（冈萨雷斯等。2001年）和HST光学和红外成像。我们简要地讨论了使我们能够使用短（~ 3分钟）曝光和小型（1米）望远镜有效地调查约130平方米的技术。°的高Z星系团的天空。后续成像用于构建在0.3 < z < 0.9的数十个BCG的样品，用其探索它们的演变。特别是，我们研究这些星系的光度和颜色的演变。我们证实了以前的结果，1）不同环境中的BCGs进化不同（如。Burke et al 2000），2）BCGs，特别是低质量星系团中的BCGs，必须从z ~ 1开始显著吸积（Aragon-Salamanca et al. 1998）。从测量的颜色与红移，我们得出结论，这种吸积必须包括旧的恒星星族。使用HST NICMOS和WFPC 2图像，我们发现了BCG大小演化的初步证据，这与标准层次模型中提出的吸积模型（Aragon-Salamanca et al. 1998）一致，但NICMOS和WFPC 2尺度长度之间令人困惑的差异排除了明确的结论。
2001-08-08 astro-ph
Evolution of Brightest Cluster Galaxies in X-Ray Clusters
最近的一篇论文（Burke，Collins & Mann 2000）分析了X射线星系团中76个最亮星系团（BCGs）的K波段哈勃图，指出BCGs的性质取决于其主星系团的X射线光度（Lx）。不幸的是，在这个样本中，附近集群的数量很少，这使得很难限制进化趋势。本文利用2MASS扩展源星表中z <0.1的79个BCGs的新数据，将Burke等人（2000）的哈勃图扩展到155个星团。我们表明，高Lx星系团和低Lx星系团中的BCGs之间的主要区别在z <0.1时消失，BCGs具有相似的绝对星等，与其宿主星系团的X射线亮度无关。在较大的红移下，高Lx系统中的BCG的K波段光与z~0.8时几乎没有合并一致，而低Lx系统中的BCG具有不同的演化历史，许多BCG的质量从z~1开始增加了> 4倍。这为星系群的等级合并提供了直接证据。
2001-11-19 astro-ph
The Brightest Point X-Ray Sources in Elliptical Galaxies and the Mass Spectrum of Accreting Black Holes
我们提出，在椭圆星系中观察到的点源的上端X射线光度函数的形状是黑洞（BH）质谱在星系中形成的旧X射线瞬变的足迹。我们发现，这个基本的BH质谱是修改的权重因子，是相关的瞬态占空比，它通常取决于BH质量和XRB捐助者类型（主序星，红巨星，或白矮星捐助者）。一个占空比，取决于相对于瞬态行为的临界速率的二进制传质速率是最有可能的青睐。我们还发现，推导出的BH质谱斜率依赖于由于主序列捐助者的磁制动的角动量损失的强度。更具体地说，我们发现，对于“标准”磁制动，BH XRB与红巨星捐助者占主导地位的高端XLF;较弱的磁制动处方主序列捐助者被发现占主导地位。在这两种情况下，BH质谱的微分斜率为~2.5，并且需要在~20 Msun处的BH质量截止上限来了解椭圆星系中最亮的BH XRB。我们期望我们的结果将有助于约束二进制人口合成模型和采用的黑洞和它们的祖先的质量之间的关系。
2005-09-18 astro-ph
The core flux of the brightest 10 micron galaxies in the southern sky
目标。在8.9、11.9和12.9微米处拍摄了南部天空中最明亮的河外源的近衍射极限图像，以便最佳地计划在VLTI使用中红外干涉仪（MID-infrared Interferometric Instrument）进行N波段观测。方法.我们收集了21个样本，包括所有的活动星系核观测到的帕拉纳尔天文台，智利，加上三个非活动星系核对象，估计N带通量大于400 mJy。我们使用安装在ESO的3.6米望远镜上的TIMMI 2中红外仪器来获得近衍射极限图像，以便在< 0.5 arscsec内建立未分辨的核心通量。结果位置和核心的总通量，得到了我们的样本中的所有来源，并与文献中类似的调查。我们发现，15 AGN和NGC 253的核星爆在11.9微米处表现出<300 mJy的未分辨核心通量，使它们成为VLTI的有希望的目标。对于扩展源，近衍射极限图像的介绍和讨论。
2008-04-15 astro-ph
The ROSAT Brightest Cluster Sample (BCS): -- III. Optical spectra of the central cluster galaxies
我们提出了新的光谱的优势星系在X射线选定的集群，结合我们以前公布的光谱，形成一个样本的256个占主导地位的星系在215个集群，其中177个成员的ROSAT Brilliant集群样本。27%的中央主导星系有发射线光谱，除了5个外，其他都有典型的冷却流星云的线强度比。另有6%的人只显示[NII]与H-α的吸收。我们没有发现任何证据的增加线发射的频率与X射线光度。低红移的P2P X射线选择性团簇有较高的包含线发射的概率。更多的H-α发光星系有更大的发射线区域，并显示出更高的比例巴耳末禁行发射，虽然有一个连续的趋势，电离行为在四十年的H-α光度。具有更明亮的线发射的星系显示出显着更蓝的连续性，而低光度和[NII]只有线发射器的连续性与非线发射的主导星系几乎没有区别。在更明亮的系统中，巴耳末衰减的值通常意味着E（B-V）~0.3的内在变红，当这被校正时，多余的蓝光可以由大量的年轻恒星组成，这也可以提供足够的光电离来产生观测到的H-α光度。较低的H-α光度系统显示出较高的电离状态和少数大质量恒星，因此需要引入更硬的光电离源。
1999-03-03 astro-ph
Photometric Properties and Scaling Relations of Early Type Brightest Cluster Galaxies
本文利用从C4星系团星表中精心挑选的85个红移小于0.1的早型布里渊星系团的光度学性质进行了研究。我们进行精确的背景扣除，并为这些BCGs表面光度测定到25 $\magsec$在斯隆$r$带。通过定量分析的BCGs的彼得罗相配置文件的梯度，我们发现，很大一部分的BCGs扩展恒星的信封在其郊区，更明亮的BCGs往往有更多的扩展恒星晕，可能与合并。选择了一个具有相似视星等和红移范围的椭圆星系作为比较样本，并采用了相同的光度分析程序。我们发现BCGs的尺寸-光度（$R \propto L^α$）和Faber-Jackson（$L \propto σ^β$）关系比早期类型星系的大部分都要陡。此外，这些关系中的幂律指数（$α$和$β$）随着等照度线极限变深而增加。当等光度线的极限为22 ~ 25 $\magsec$时，BCGs通常比早期类型星系的大部分大，并且大部分（$\sim 49%$）的BCGs具有盘状等光度线形状。的标度关系的差异是一致的情况下，BCGs的动力学结构和形成路线可能是不同的大部分早期类型的星系，特别是干（无耗散）合并可能会发挥更重要的作用，在他们的形成，我们突出几个可能的干合并候选人在我们的样本。
2007-12-12 astro-ph
Brightest cluster galaxy formation in the cluster C0037-2522: flattening of the dark matter cusp
红移为$z=0.59$的X射线星系团C 0337 -2522在其核心有一个由五个椭圆星系组成的星系团。使用N体模拟，我们表明，一个多个合并事件之间的五个星系预计将发生在未来几个陀螺仪，形成一个中央最亮的星系团。我们还发现，与此事件相关的动态摩擦加热的迹象可能会修改集群暗物质密度分布的中心斜率。
2003-11-18 astro-ph
Hubble Space Telescope Imaging of Brightest Cluster Galaxies
我们使用HST WFPC 2获得了81个最亮星系团（BCGs）中心的I波段图像，这些图像来自附近BCGs的体积有限的样本。图像显示了丰富多样的形态特征，包括多核或双核、尘埃、恒星盘、点源核和中央表面亮度凹陷。高分辨率的表面亮度轮廓可以推断为60个星系。其中，88%具有良好分辨率的核心。12%的BCG样本缺乏清晰的核心;除了一个之外，所有这些BCG都有“幂律”特征。其中一些星系的光度比Faber等人（1997）所发现的任何幂律星系都要高，并且其破裂半径的物理上限远低于相同光度的核心星系的观测值。这些结果支持了早型星系中心结构在物理性质上是双峰的观点，但也表明存在具有幂律轮廓的高光度星系（或异常小的核心）。后一类中的BCG倾向于落在BCG光度函数的低端，并且倾向于具有较低的量alpha值（公制光度的对数斜率作为半径的函数，在10 kpc处）。由于理论计算表明，BCGs的光度和α值随着吸积的结果而随时间增长，这表明椭圆星系通过吸积和合并从幂律轮廓演变为核心轮廓的情景。这与在合并事件中形成大质量黑洞双星的理论方案是一致的（节略）。
2002-11-05 astro-ph
The 1000 Brightest HIPASS Galaxies: HI Properties
我们提出了HIPASS亮星系表（BGC），其中包含了1000个来自HI帕克斯全天巡天（HIPASS）的南部天空中最亮的星系。最亮源的选择是基于其HI峰值通量密度（Speak > 116 mJy），如从空间积分HIPASS光谱测量的。导出的HI质量范围约为10^7 ~ 4 x 10^10 Msun。虽然在Speak中BGC（z < 0.03）是完整的，但在积分HI通量密度（FHI > 25 JY km/s）中只有约500个源的子集可以被认为是完整的。HIPASS BGC总共包含了158个新的红移，并且没有证据表明没有相关的光学对应物的“自由浮动”星系际HI云的人口。HIPASS提供了局部大尺度结构的清晰视图。BGC的天空分布的主要特征是超银道面和本地空洞。此外，我们可以清楚地看到半人马座的墙壁，它通过九头蛇和Antlia集群连接到船尾的灯丝。一些以前几乎没有注意到的星系群在HI天空分布中非常明显。几个新的结构是第一次看到，不仅在银河系后面。
2004-04-22 astro-ph
An imaging survey of a uniform sample of Brightest Cluster Galaxies and Intracluster Light
我们提出了深，大面积的B和r'成像的49个最亮的星系团（BCGs）的样本。通过它们的X射线光度和红移选择簇，形成两个体积有限的样品，一个平均红移约为0.07，另一个平均红移约为0.17。对于每个聚类，数据覆盖41'乘41'。我们详细讨论了我们的数据处理技术，并表明我们可以可靠地测量表面亮度在μ_B ~ 29和μ_r' ~ 28的水平。对于每个星系，我们提出的B和r'的图像连同表面亮度剖面，B-r'的颜色，偏心率和位置角作为半径的函数。我们调查的BCG的光学质心和X射线发射的中心之间的位置偏移的分布，并得出结论，质量分布是尖的，并没有扩展的核心。我们还介绍了一种方法来客观地识别从BCG到扩展的集群内光的包络线的过渡，使用Petrosian指数作为半径的函数。
2006-07-20 astro-ph
Lyman Break Galaxies and Reionization of the Universe
我们提出了恒星形成的历史，光度，颜色，质量与光的比例，和晕质量的“星系”在宇宙学再电离的模拟形成。我们将这些星系与在高红移下观测到的Lyman Break Galerkin星系进行了比较。虽然模拟受到小盒子尺寸的严重限制，但模拟的星系确实看起来像观测到的星系的远亲。它们具有相似的颜色，模拟和观测的星系都可以用相同的光度函数拟合。这对再电离过程很重要，因为在模拟中，只有恒星在红移处负责再电离，这与类星体吸收光谱中看到的冈恩-彼得森槽一致。根据观测研究，z = 4的最亮星系确实相当年轻。但这些最明亮的星系是搭便车的-它们对z > 6的宇宙再电离的贡献仅为25%。相反，大部分工作是由较暗的星系完成的，这些星系在z = 4时属于28 < I < 30星等范围。这些较暗的星系并不一定比最亮的星系质量小。
2003-07-09 astro-ph
The hierarchical formation of the brightest cluster galaxies
本文利用半解析方法研究了最亮星系团的形成和演化。我们展示了这些对象的极端等级性质，并讨论了捕捉它们演变的简单方法的局限性。在一个冷却流在晚期被活动星系核活动抑制的模型中，BCGs的恒星很早就形成了（50%在z~5，80%在z~3），并且在许多小星系中形成。在这些高z祖先中的高恒星形成率是由快速冷却推动的，而不是由合并引发的恒星爆发。我们发现，模型BCGs组装令人惊讶的晚：一半的最终质量通常锁定在一个单一的星系后，z~0.5。因为大多数星系都有少量的气体和红色，所以后期的合并不会改变BCGs的表观年龄。正是这种大量古老恒星星族的积累--主要由暗物质晕本身的合并历史驱动--产生了所观察到的BCG性质的均匀性。在论文的第二部分，我们从观测和理论两个方面讨论了BCGs向高红移的演化。我们表明，我们的模型BCGs与高Z观测定性一致。我们讨论了高z BCGs和他们的本地对应部分之间的层次链接。我们表明，高z的BCGs属于相同的人口作为当地BCG祖大规模结束，虽然他们不是在一般相同的星系。类似地，高z的BCGs最终成为本地宇宙中的大质量星系，尽管其中只有一小部分实际上是大质量星系团的BCGs。
2006-11-14 astro-ph
Discovery of an Arc System in the Brightest ROSAT Cluster of Galaxies
我们报告在ROSAT波段观测到的最亮的X射线星团RXJ 1347.5 -1145中发现了两个明亮的弧。它的光度为$(6.2\pm0.6) \cdot10^{45}$ erg s $^{-1}$（在0.1- 2.4 keV范围内）。这些弧很可能是背景星系的引力透镜图像。它们是在我们对ROSAT全天巡天探测到的X射线团进行大尺度红移巡天时偶然发现的。弧几乎是相对于彼此的集群中心，与它的距离约为$35''$（$=240 h^{-1}_{50}$ kpc），一个半径，使探测一个相当大的集群体积。在这封信中，我们仅限于讨论这个星团的一般光学和X射线特征，以及引力弧的潜在含义。关于这一特殊天体的不同质量估计和宇宙学意义的更详细讨论，留待今后根据目前正在收集的更精确的光学和X射线数据进行工作。
1995-05-22 astro-ph
The Alignment Effect of Brightest Cluster Galaxies in the SDSS
解开布里渊星系团星系团（BCG）起源的最重要的观测线索之一是观察到的BCG与其宿主星系团及其周围的排列。我们已经研究了BCG集团的对齐效果，使用从斯隆数字巡天（SDSS）检测到的星系团。我们发现BCGs优先与其宿主的主轴对齐，其红移（z >~ 0.3）比以前的研究（z <~ 0.1）高得多。对齐效果强烈地依赖于BCG和第二和第三最亮的集群成员的幅度差异：我们发现一个强大的对齐效果占主导地位的BCGs，而占主导地位的BCGs不显示任何偏离随机对齐相对于集群。因此，我们认为，无论是团簇形成早期的直接合并，还是后来类似于银河系自相残杀的过程，这种对齐过程都起源于使BCG占据主导地位的同一过程。我们没有发现强有力的证据支持（或反对）0<z<0.45之间的红移演化，主要是由于样本量不足（< 200个星系团）。然而，我们已经开发了一个框架，通过这个框架，我们可以在即将到来的SDSS星团目录中以自动化的方式检查更多的星团，这将为我们提供更好的统计数据，以便系统地调查星团和BCG的红移，丰富度和形态。
2001-10-16 astro-ph
Accretion Disk Spectra of the Brightest Ultra-luminous X-ray Source in M82
本文研究了平流主导吸积流（ADAF）模型中热吸积盘的辐射谱，并与M82星系中最亮的超光源X-1作了比较。如果源的光谱状态类似于我们银河系中恒星质量黑洞的低光度硬态，则与{ \it Chandra} X射线光谱的拟合以及来自无线电和红外上限的约束要求黑洞质量在$9 \times 10^4 - 5 \times 10^5 \msun$的范围内。如果M82 X-1对应于银河系黑洞X射线双星源的高光度硬态，则可能存在较低的黑洞质量（$\la 10^4 \msun$）。这两个光谱简并热吸积盘的解决方案导致一个中等质量的黑洞的解释M82 X-1。由于这些解决方案具有不同的光谱变化与X射线光度和预测不同的红外发射，它们可以区分未来的离轴{ \it钱德拉}观测或同时敏感的红外探测。
2006-11-30 astro-ph
The luminosities, sizes and velocity dispersions of Brightest Cluster Galaxies: Implications for formation history
早型布里渊星系团星系团（BCGs）的大小-光度关系R_e ~ L ^0.88，比早型星系团大部分的大小-光度关系R_e ~ L ^0.68陡。此外，虽然BCG几乎没有偏离由早期类型人口的大部分定义的基本面，但它们显示出相当小的分散性。BCGs的尺寸比预期的要大，并且均匀性增加，这与试图通过调用干无耗散合并来解释最大质量星系的颜色的模型在定性上是一致的，因为耗散倾向于减小星系的尺寸，而导致恒星形成的湿合并倾向于增加在固定尺寸和速度色散下的光度散射。此外，BCGs定义了相同的g-r颜色-星等关系的早期型人口的大部分。如果BCG是由干合并形成的，那么BCG的祖先一定是红色的，这表明它们拥有比典型光度更古老的恒星星族。我们的发现还有另外两个结果。首先，研究了早型星系总体的R_e-L关系（即，正常加BCG）表现出一定的曲率。这种弯曲一定是因为越来越多的最明亮的星系是BCGs。第二个结论是由这样一个事实提出的，即尽管遵循一个更陡峭的尺寸-光度关系，但BCGs倾向于在动力学质量R_e σ ^2/G和光度之间定义一个紧密的关系。因此，我们发现BCGs定义了一个浅的sigma-L关系比大部分的早期型星系人口。
2006-12-15 astro-ph
The Bright End of the Luminosity Function of Red Sequence Galaxies
利用Sloan数字巡天（SDSS）的亮红星系（LRG）观测数据，研究了视场中星系光度分布的亮端。使用2099平方度的SDSS成像数据，我们在红移范围为0.12 < z < 0.38的12，608个光谱LRG的体积有限的样本中寻找1.0 Mpc/h以内的发光（> L*）早型星系。这些天体中的大多数位于丰富的环境中，LRG是1.0 Mpc/h内最亮的天体。一级和二级星系之间的光度差距M12在1.0 Mpc/h以内，是很大的（约0.8等），比用星系的指数衰减光度函数所能解释的要大得多。最亮的成员亮度较低（0.1至0.2等），在LRG选定的群体中比在类星团环境中显示出更大的差距。大的光度差距显示红移到z = 0.4时几乎没有演化，排除了这些LRG选择的最亮的星系团或星系群是通过最近的星系团成员的自相残杀而成长的情况。
2005-10-17 astro-ph
X-Ray Evidence for Multiphase Hot Gas with Nearly Solar Fe Abundances in the Brightest Groups of Galaxies
我们分析了ASCA光谱积累的12个最明亮的星系群的半径~100千秒差距。在将等温模型（1 T）与ASCA SIS和GIS光谱联合拟合后，我们获得了大多数组的拟合结果，这些组的质量较差或处于最佳边缘质量，并给出了与先前研究相似的亚太阳金属丰度，<Z>= 0.29 +/- 0.12 Z_sun。双温度模型（2 T）为12组中的11组提供了显著更好的拟合，并且在每种情况下具有显著大于1 T模型获得的金属丰度，<Z>= 0.75 +/-0.24 Z_sun。虽然没有很好的约束，对于大多数集团的吸收超过银河系的价值是指为2 T模型的温度较低的组件。一个简单的多相冷却流模型给出了类似于2 T模型的结果，包括大的金属丰度，<Z>= 0.65 +/- 0.17 Z_sun。近太阳铁丰度和太阳α/铁比表示的2 T和冷却流模型是一致的化学富集的椭圆，集团和集群的模式，假设比例的Ia型II型超新星和IMF类似的银河系。因此，我们已经表明，非常亚太阳的Fe丰度和Si/Fe的增强，从大多数以前的研究中获得的r ~100 kpc的星系群是一个工件的拟合等温模型的X射线光谱，最近也已被证明为最明亮的椭圆星系。由于解释X射线光谱的这些结果的重要性，在附录中，我们使用模拟ASCA观测详细检查与椭圆星系，星系群和星系团的光谱拟合相关的"Fe偏置“和" Si偏置”。
1999-08-27 astro-ph
The Hubble Constant from Observations of the Brightest Red Giant Stars in a Virgo-Cluster Galaxy
室女座星系团和天炉座星系团在确定哈勃常数H_0方面起着核心作用。确定椭圆星系距离的一个有力而直接的方法是使用最亮的红巨星的光度（TRGB光度，M_I = -4.2）。本文报道了对室女星系团矮椭圆星系中TRGB星的直接观测。我们发现它的距离为15.7 +-1.5兆秒差距，由此我们估计哈勃常数为H_0 = 77 +-8 km/s/Mpc。在最简单宇宙学的低密度宇宙假设下，宇宙的年龄不超过120 - 130亿年。
1998-06-10 astro-ph
The K-band Hubble diagram for brightest cluster galaxies in X-ray clusters
本文研究了红移范围为$0.05<z<0.8$的X射线星系团中最亮星系团的K波段哈勃图。我们发现，BCGs在集群的高X射线光度是优秀的标准蜡烛：在原始K波段的BCGs的绝对幅度与$L_{\rm X} > 2.3 \times 10^{44}$ erg的$^{-1}$（在0.3 - 3.5千电子伏波段）的固有色散不超过0.22 MAG，并没有显着减少通过校正BCG结构参数，$α$，或X射线光度。这是任何一类星系绝对星等的最小离散，并证明了高$L_{\rm X}$星系团中BCGs的均匀性。相比之下，我们发现，低$L_{\rm X}$系统的最亮成员显示出更广泛的色散（$\sim 0.5$等）的绝对幅度比以往的研究中常见的，这是由于包括，在X射线通量有限的样品，穷人的集群和集团，通常被忽略的低红移研究的BCGs在光学丰富的集群。[摘要缩短]..如果宇宙学常数为$Λ=0$，则我们的高$L_{\rm X}$星系团中的BCGs产生一个值$Ω_{\rm M}=0.28\pm0.24$.对于一个平坦的宇宙，我们找到了$Ω_{\rm M}=0.55^{+0.14}_{-0.15}$，其宇宙常数对应于$Ω_Λ<0.73$，置信度上限为95%。这些结果在其他用于限制宇宙密度的方法中进行了讨论，例如Ia型超新星。
1997-12-07 astro-ph
Line Emission in the Brightest Cluster Galaxies of the NOAO Fundamental Plane and Sloan Digital Sky Surveys
我们研究了从两个大的，均匀的数据集选择的Brilliant团簇Galerkin（BCGs）的光发射线的属性。第一个是X射线选择的国家光学天文台基本面巡天（NFPS），第二个是C4目录的光学选择集群建立在斯隆数字巡天数据发布~3（SDSS DR 3）。我们的目标是更好地了解在BCGs的光学线发射相对于星系和主机集群的属性。在整个分析过程中，我们比较的BCGs的线发射的控制样本的其他明亮的星系附近的集群中心。总的来说，NFPS和SDSS都显示出具有发射谱线的BCGs的适度分数（~15%）。没有发现发射BCGs的比例随星系质量或星系团速度色散的变化趋势，但我们发现，对于在冷却流星系团中发现的BCGs，71^{+9}_{-14}%具有光发射。此外，如果只考虑距冷却流团X射线中心50 kpc以内的BCGs，则发射线分数进一步上升到100^{+0}_{-15}%。不包括冷却流星系团，只有~10%的BCGs是线发射的，与星系的控制样本相当。我们发现，发射线活动的物理起源各不相同：在某些情况下，它具有LINER样的线比，而在其他情况下，它是一个复合的恒星形成和LINER样的活动。我们的结论是，在BCGs的发射线的存在直接相关的X射线气体在集群中心的冷却。
2007-04-24 astro-ph
