Probing the accretion disk and central engine structure of NGC4258 with Suzaku and XMM-Newton observations
利用朱雀星、XMM-牛顿和Swift/BAT巡天的数据，对NGC 4258低光度活动星系核（AGN）进行了X射线研究。我们发现，由冷气体的X射线再加工的签名是非常弱的光谱中的这个Seyfert-2星系的弱，窄的冷铁的荧光-Kalpha发射线是强大的朱雀和XMM-牛顿光谱检测，但在一个水平远低于大多数其他Seyfert-2星系。我们的结论是，这个活动星系核的环核环境是非常“干净”的，缺乏康普顿厚的模糊环面的统一塞弗特计划。从狭窄的铁线，连同朱雀和XMM-牛顿观测之间的线通量变化的证据，我们约束线发射区域之间的$3\times 10^3r_g$和$4\times 10^4r_g$从黑洞。我们表明，所观察到的性质的铁线可以解释，如果线起源于表面层的翘曲吸积盘。特别是，我们对来自失调中心黑洞的Lens-Thirring岁差扭曲的圆盘的预期铁线进行了显式计算。最后，朱雀号的数据揭示了在50千秒的时间尺度上存在2- 10千电子伏的大振幅变率以及在5- 10千秒的时间尺度上存在较小振幅的耀斑的明确证据。如果与吸积盘过程有关，这种快速的变化需要在吸积盘的最内部区域（$r\approx 10r_g$或更小）的起源。
2008-10-14 astro-ph
Suzaku Results on the Obscured Low-Luminosity Active Galactic Nucleus in NGC 4258
2006年6月，朱雀号对邻近的Seyfert 1.9星系NGC 4258中的低光度活动星系核进行了约100 ks的观测。利用XIS和HXD，在2至40 keV范围内探测到核发射，2- 10 keV的未吸收光度为8 × 1040 erg / s，在观测期间变化约2倍。它的2- 40 keV的光谱是由一个单一的功率定律与光子指数约2.0，吸收的等效氢柱约1.0 × 1023 cm 2的再现。在核的4'内的光谱还需要较软的薄热发射，以及归因于集成点源的中间硬度分量。在约40 eV的等效宽度处检测到弱中性Fe-Ka荧光线。数据不需要冷反射分量，假设一般情况下倾角为60度，从核看到的反射体立体角Ω被约束为Ω/ 2 π < 0.3。结果表明，围绕在原子核周围的冷反射物质是沿着我们的视线定位的，而不是形成一个厚的环面。
2008-11-30 astro-ph
The Suzaku Observation of NGC 3516: Complex Absorption and the Broad and Narrow Fe K Lines
我们目前的结果，从150千秒朱雀观测的塞弗特1.5 NGC 3516在2005年10月。源处于相对高度吸收的状态。我们的最佳拟合模型与低电离吸收体的存在相一致，低电离吸收体的柱密度接近5 * 10^{22} cm^{-2}，并且覆盖了大部分X射线连续谱源（覆盖率为96-100%）。一个高电离吸收组件，产生一个窄的吸收功能与铁K XXVI一致，被确认。一个相对论加宽的Fe K α线是需要在所有的配合，即使在复杂的吸收被考虑在内，一个额外的部分覆盖组件是一个不充分的替代品的连续曲率与广泛的Fe线。窄的Fe K α发射线具有与宽线区域一致的速度宽度。低电离吸收体可能负责产生窄的Fe K α线，尽管视线之外的其他材料也可能有贡献。我们包括在我们的模型中的软带发射线从He-和H-类离子的N，O，Ne和Mg，符合光电离，虽然碰撞电离发射的一个小的贡献是可能的。
2007-10-01 astro-ph
Compton thick AGN in the Suzaku era
本文介绍了两个邻近的赛弗特2星系的硬X射线（> 10 keV）观测结果。这两个来源都清楚地检测到PIN硬X射线探测器高达几十千电子伏，允许一个相当好的表征宽带X射线连续。这两个源都被严重遮蔽，其中一个（NGC 5728）是康普顿厚度，而在较低的能量下，散射/反射连续谱的形状和强度是非常不同的。在两种来源中都检测到强铁Kalpha线。在NGC 4992中也有一条宽的相对论性铁谱线。
2007-04-10 astro-ph
Suzaku Observations of Iron Lines and Reflection in AGN
回顾了作为朱雀保证时间计划的一部分观测到的几个活动星系核中的铁K壳线和反射分量的初步结果。本文讨论了朱雀星迄今为止观测到的一个小样本康普顿薄塞弗茨，即MCG-5 - 23 -16，MCG-6 - 30 -15，NGC 4051，NGC 3516，NGC 2110，3C 120和NGC 2992。宽铁K $α$发射线似乎存在于所有这些塞弗特星系，但其中一个，而来自遥远物质的线的窄核心是无处不在的所有观测。MCG-6 - 30 -15中的铁线显示了所有天体中最极端的相对论性模糊，线的红翼要求内吸积盘向内延伸到黑洞的2.2Rg以内，与XMM-牛顿观测一致。在许多这些塞弗特星系中观察到超过10千电子伏的强过量辐射，这与康普顿厚度物质（例如吸积盘）再处理的反射成分的存在相一致。只有一个塞弗特星系（NGC 2110）既没有宽的铁线，也没有反射成分。本文还讨论了MCG-6 - 30 -15、MCG-5 - 23 -16和NGC 4051的光谱变异性。在所有3种情况下，当源较暗时，光谱显得较硬，而铁谱线或反射分量随源通量的变化很小。这与一个简单的双组分光谱模型相一致，其中可变发射是主要的幂律，而铁谱线和反射分量保持相对恒定。
2006-10-13 astro-ph
X-Ray Spectral Variability of the Seyfert Galaxy NGC 4051 Observed with Suzaku
我们报告的结果，从朱雀观测窄线塞弗特1 NGC 4051。在我们的观测过程中，观测到了大幅度的快速变化，2--10 keV的平均通量为8.1 × 10 ^-12 erg s^-1 cm^-2，比历史平均值低好几倍。X射线光谱在源通量变低时变硬，证实了许多塞弗特1星系已知的光谱变化趋势。分析了宽带平均谱和高、低通量区间谱。首先拟合的光谱与模型组成的幂律分量，反射连续起源于冷物质，黑体组件，两个区域的电离吸收体，和几个高斯发射线。反射量相当大（R ~ 7，其中R=1对应于无限平板的反射），而对于平均光谱，在6.4keV处的Fe-K线的等效宽度是适度的（140 eV）。然后，我们通过引入部分覆盖的幂律分量和反射连续独立的整体光谱模型。前者的柱密度为1 × 10^23 cm^-2，而后者固定为1 × 10^24 cm ^-2。通过比较不同通量状态下的光谱，我们确定了光谱变化的原因。（节略）
2008-11-05 astro-ph
Suzaku Observation of Two Ultraluminous X-Ray Sources in NGC 1313
2005年9月15日，朱雀号在附近的Sb星系NGC 1313中观测到两个超亮X射线源（ULX），分别命名为X-1和X-2。在净曝光量为28千秒的观测期间（但总时间跨度为90千秒），两个天体的强度变化约为50%。X-1和X-2的0.4- 10 keV X射线亮度分别测量为$2.5 \times 10^{40}~{\rm erg~s^{-1}}$和$5.8 \times 10^{39}~{\rm erg~s^{-1}}$，前者是该ULX有史以来报道的最高亮度。X-1的光谱可以解释为一个强大的和可变的幂律分量与高能量的截止，和一个稳定的黑体与最内层的磁盘温度为$\sim 0.2$ keV。这些结果表明，X-1处于“非常高”的状态，在这种状态下，圆盘发射是强烈的康普顿化。NGC 1313中朝向X-1的吸收体被认为具有太阳下的氧丰度。X-2的光谱在其较暗的相位中最好地由最内侧盘温度为1.2- 1.3keV的黑体模型表示，并且随着源变得更亮而变得更平坦。因此，X-2被解释为处于slim-disk状态。这些结果表明，这两个ULX有几十到几百个太阳质量的黑洞质量。
2006-10-06 astro-ph
Suzaku wide-band X-ray Spectroscopy of the Seyfert 2 AGN in NGC 4945
朱雀观测到附近的塞弗特2星系NGC 4945，它拥有20 keV以上最明亮的活动星系核之一。结合X射线CCD相机（XIS）和硬X射线探测器（HXD）的数据，同时观测活动星系核的本征核发射及其再处理信号。本征发射被$\sim 5 \times 10^{24}$ cm $^{-2}$的吸收柱高度遮蔽，并且仅在高于$\sim 10$ keV时可检测到。低于10 keV的光谱主要由反射连续谱和中性/电离材料的发射线组成。与中性铁K $α$线一起，首次从该来源检测到中性铁K $β$和中性镍K $α$线。中性线和冷反射连续谱是一致的，两者都起源于同一位置。中性Fe-K $α$线的康普顿下散射肩是窄芯磁通量中的$\sim 10%$，这证实该线起源于反射而不是透射。康普顿肩的弱点也表明，反射体可能几乎是从侧面看到的。本征发射的通量在$\sim 20$ ks内以$\sim 2$的因子变化，这要求遮蔽材料在几何上是薄的。宽带光谱模拟表明，中性反射体的立体角小于几个$\times 10^{-2} \times 2π$。所有这些关于再处理信号的证据表明，从近边缘角度观察到的是盘状吸收器/反射器。
2007-08-09 astro-ph
Discovery of a bright transient ultraluminous X-ray source Suzaku J1305-4931 in NGC 4945
本文报道了在附近的塞弗特II星系NGC 4945的西南臂中发现的明亮的X射线瞬变源朱雀J1305-4913。在2006年1月15日至17日进行的朱雀观测期间，在0.5 - 10 keV的$2.2 \times 10^{-12}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$通量下检测到它，但在2005年8月22日至23日进行的较短观测中无法检测到，上限为$1.7 \times 10^{-14}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$（90%置信水平）。在3.7 Mpc的距离，辐射热光度的来源成为$L_{\rm bol} = 4.4 \times 10^{39} α$ erg s $^{-1}$，其中$α= (\cos 60^\circ / \cos i)$和$i$是磁盘倾角。因此，源被分类为所谓的超铝X射线源（ULX）。源的时间平均X射线谱由多色盘模型描述，最内层吸积盘温度为$T_{\rm in} = 1.69_{-0.05}^{+0.06}$ keV。在2006年1月的观测中，它的强度变化了2倍，与$L_{\rm bol} \propto T_{\rm in}^4$有明显的相关性。据推测，最里面的磁盘半径$R_{\rm in}$保持恒定的$R_{\rm in} = 79_{-3.9}^{+4.0} α^{1/2}$公里，这表明存在一个标准的吸积盘。将$R_{\rm…
2007-08-14 astro-ph
A dynamical model for the heavily ram pressure stripped Virgo spiral galaxy NGC 4522
一个包括冲压压力剥离的动力学模型被应用于强HI缺陷的室女座螺旋星系NGC 4522。一个精心选择的模型快照与现有的VLA HI观测进行比较。该模型成功地再现了大尺度的气体分布和速度场。然而，它未能再现大的观察到的HI线宽在extraplanar组件，对此，我们给出了可能的解释。在第二步中，我们求解了动力学模型速度场的感应方程，并计算了大尺度磁场。假设相对论电子服从高斯分布，我们得到了偏振射电连续辐射的分布，并与我们在6厘米处的VLA观测结果进行了比较。成功地再现了观测到的偏振射电连续辐射的最大值。我们的模型表明，冲压压力最大值仅发生在约5000万年前。由于NGC 4522远离星团中心（~1 Mpc），在星团内介质是静态和光滑的情况下，星团内介质密度太低，不可能引起观测到的剥离，因此可以设想两种情况：（i）星系在星团内介质中运动非常迅速，甚至不与星团结合;在这种情况下，星系刚刚通过了最高的集群内介质密度的区域;（ii）集群内介质不是静态的，而是由于M49星系群的陷落而移动的。在这种情况下，星系刚刚通过了最高的集群内中等速度的区域。这项研究表明，结合高分辨率HI和偏振无线电连续发射的气体和大尺度磁场的演变详细的数值模拟的强度。
2006-03-31 astro-ph
Spectral transitions of an ultraluminous X-ray source, NGC 2403 Source 3
报道了2006年3月16- 17日对超亮X射线源NGC 2403 Source 3的朱雀观测。源3的朱雀XIS光谱被描述为来自光学厚吸积盘的多色黑体状发射。吸积盘最里面的温度和半径分别为$T_{\rm in} = 1.08_{-0.03}^{+0.02} $ keV和$R_{\rm in} = 122.1_{-6.8}^{+7.7} α^{1/2}$ km，其中$α= (\cos 60^\circ /\cos i)$和$i$是盘的倾角。辐射热光度的来源估计为$L_{\rm bol} = 1.82 \times 10^{39} α$尔格s $^{-1}$。档案钱德拉和XMM-牛顿数据的源进行了分析的长期光谱变化。在几乎所有的观测中，该源都显示出多色黑体状X射线光谱，其参数与朱雀观测中的相似。然而，只有在钱德拉的一次观测中，发现源3表现出类似幂律的光谱，光子指数为$Γ= 2.37 \pm 0.08$，而它比朱雀的观测要暗$\sim 15 %$。光谱行为自然解释为细长盘状态和“非常高”状态之间的过渡，这两种状态都存在于银河系黑洞双星中，当它们的光度接近爱丁顿极限时。这些结果被用来论证超亮X射线源通常具有比普通恒星质量黑洞高得多的黑洞质量。
2008-10-29 astro-ph
The Kinematics of Intracluster Planetary Nebulae and the On-Going Subcluster Merger in the Coma Cluster Core
后发座星系团是附近星系团中最丰富和最紧凑的，但越来越多的证据表明它的形成仍在进行中。利用在8.2米斯巴鲁望远镜和FOCAS上首次采用的多狭缝成像光谱技术，我们探测并测量了后发座星系团核心中37个与弥散恒星星族有关的行星状星云在100 Mpc距离处的视速度。我们检测到清晰的速度子结构内的6弧分直径的字段。一个子结构以约5000 km/s的速度存在，可能来自星系群的坠落，而主要的星团内恒星成分以约6500 km/s为中心，与附近的cD星系NGC 4874有约700 km/s的偏移。团内恒星的运动学和形态学表明，团核处于高度动态演化状态。结合星系红移和X射线数据，这强烈地表明该星系团目前正处于子星系团合并的过程中，其中NGC 4874子星系团核心可能仍然是自结合的，而NGC 4889子星系团核心可能已经溶解。NGC 4889子星系团很可能是从A2199暗条的东部落入后发座，方向几乎与天球平面一致，与从西边来的NGC 4874子星系团相遇。两个内部子集群核心目前超出了它们的第一和第二封闭通道，在此期间，已经产生了漫射光的细长分布。我们预测在这种情况下预期的运动学签名，并认为，最近发现的扩展西部X射线弧跟踪两个子集群气体晕之间的碰撞所产生的电弧冲击。任何先前存在的冷却核心区域都会被子星系团碰撞加热。
2007-03-29 astro-ph
Precision Fe Kalpha and Fe Kbeta Line Spectroscopy of the Seyfert 1.9 Galaxy NGC 2992 with Suzaku
本文用朱雀X射线成像光谱仪（XIS）详细测量了Seyfert~1.9星系NGC2992在0.5 - 10keV波段的时间平均X射线谱。我们详细地模拟了复杂的连续体。有一个铁K线发射复合物，我们的模型与宽和窄线，我们表明，这两个组件的强度解耦的置信水平> 3sigma。宽Fe K线的EW为118（+32，-61）eV，可能起源于一个吸积盘（倾角大于~30度）。窄的Fe K α线的EW为163（+47，-26）eV，并且是未分辨的FWHM <4090 km/s），并且可能起源于遥远的物质。窄线中的绝对通量意味着视线外的柱密度可能比视线内测量的高得多，并且形成该线的平均（历史平均）连续发光度可能比从数据中测量的高几倍。我们还检测到窄的Fe Kbeta线具有高的信噪比，并描述了一种新的鲁棒性的方法来约束负责Fe Kalpha和Fe Kbeta线，不需要任何知识的可能的重力和多普勒能量漂移影响线能量的Fe的电离态。对于遥远的线发射物质（例如，假定的模糊环面），我们推断，主要的电离状态低于Fe VIII（在99%的置信度），保守地考虑到剩余的校准不确定性的XIS能量标度和理论和实验的不确定性的Fe K荧光线能量。从可能的康普顿反射连续谱的极限来看，窄的Fe K α和Fe K β线很可能起源于康普顿薄结构。
2006-09-20 astro-ph
Confrontation of Intracluster and Interstellar Gas in Cluster-Centered Elliptical Galaxies: M87 in Virgo and NGC 4874 in Coma
对室女星系团中的M87和后发座中的NGC 4874的X射线观测表明，这些cD星系中超过50 kpc的气体温度与星系团的维里温度相当，分别为3或9 keV，但在光学星系中，温度下降到星系维里温度，约为1 keV。我们表明，这些陡峭的热（和密度）梯度自然遵循通常的冷却流入假设，而不求助于热导率。为了避免未观测到的中心质量集中，大多数气体在流向星系核心之前必须进行辐射冷却（“脱落”），即气体必须是多相的。M87最近的XMM光谱表明，在每个半径处都有单相流动，没有明显的辐射冷却到低温。然而，多相冷却的X射线光谱证据开始在较低的温度接近1千电子伏（约10千秒差距内）可能是不太明显，可能已经逃脱检测。最后，我们表明，标准的分解方法所使用的X射线观测器，以确定质量流量dM/dt（r）可能会失败，而严重的，由于从完美的稳态流的小偏差。当应用于我们的轻微非定常计算流时，这种分解（不正确地）给出了通常的结果，dM/dt与r成比例，并且高估了大半径处的质量丢失dM/dt（r）。
2001-11-06 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
Constraint of Non-thermal X-ray Emission from the On-going Merger Cluster Abell 3376 with Suzaku
星系团是宇宙中粒子加速源的最佳候选者之一，其特征是来自加速的相对论粒子的非热硬X射线发射。我们目前的早期结果朱雀观测的非热发射Abell 3376，这是一个附近的正在进行的合并集群。朱雀观测了两次，集中在星团中心，包括东部的弥散射电发射，和星团外围区域的西部。对于这两个观测，我们没有检测到多余的硬X射线发射以上的热团簇发射。用硬X射线探测器（HXD）从$34\times34$ arcmin $^2$区域导出的3 $σ$能级上$2.1\times10^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$（15- 50 keV）的非热X射线通量上限与用BeppoSAX/PDS获得的结果相似。使用X射线成像光谱仪（XIS）数据，在122弧分$^2$区域的3 $σ$水平上，来自西方遗迹的非热发射的上限被独立地约束为$<1.1\times10^{-12}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$（4 $-$ 8 keV）。假设相对论粒子与宇宙微波背景光子之间存在康普顿散射，则团内磁场$B$被限定为$>0.03μ$ G（HXD）和$>0.10μ$ G（XIS）。
2008-05-23 astro-ph
On the origin and excitation of the extended nebula surrounding NGC 1275
我们利用NGC 1275的非线性发射线星云的视速度信息来推断该星云通过周围团内气体流动的动力学模型。我们探测到流出的气体和流动模式，这些模式与模拟的快速上升的气泡相匹配，我们由此推断，一些星云细丝已经从NGC 1275中抽出。我们发现一个径向梯度的比率[NII]6584/H-α，这可能是由于金属丰度的变化，与周围的集群内介质的相互作用或硬化的激发机制。我们发现没有首选的空间相关性的星团内的灯丝和有一个显着的缺乏[OIII]5007发射，因此，它是不可能的灯丝电离恒星紫外线。
2005-12-13 astro-ph
Ongoing Gas Stripping in the Virgo Cluster Spiral NGC 4522
室女星系团星系NGC 4522是ICM-ISM剥离的最佳螺旋候选者之一。光学宽带和H-α图像从WIYN望远镜的高度倾斜的星系揭示了一个相对未受干扰的恒星盘和一个特殊的分布的H-α发射。10%的H-α辐射来自面外的HII区域，这些区域似乎位于盘一侧上方>3 kpc长的沉积结构内。这些细丝从明亮的H-α辐射盘的外缘出现，该辐射盘在0.35R（25）以上突然被截断。截断的H-α盘和平面外的H-α细丝一起让人想起弓形激波的形态，这强烈表明NGC 4522的星际介质（ISM）正在被团内介质（ICM）的气压剥离。相对于室女星系团的平均速度，该星系的视线速度为1300公里/秒，因此预计会与星系团内的气体发生强相互作用。HII区的存在显然位于盘平面上方，表明恒星形成发生在剥离的气体中，新形成的恒星将进入星系晕和/或团内空间。在0.35R（25）以上的盘中没有HII区域，而在剥离的气体中存在HII区域，这表明即使是分子气体也已被有效地从星系盘中移除。
1998-12-19 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
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
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
HST/STIS Spectroscopy of the Lyman-Alpha Emission Line in the Central Dominant Galaxies in A426, A1795, and A2597: Constraints on Clouds in the Intracluster Medium
我们报告的HST/STIS光谱的莱曼α发射的中央优势星系在三个丰富的星系团。我们在NGC 1275的核内发现了10个Ly-alpha吸收系统，其吸收柱为N（HI）1 E12 - 1 E14 cm-2。探测到的吸收特征与相关的核吸收系统最为一致。在NGC 1275中，在系统速度下几乎没有核吸收。这意味着在朝向秒差距尺度射电源的21厘米线上检测到的大柱避开了到核的视线。这种气体可能位于一个环核盘或环面中。我们检测到至少一个和可能的两个吸收功能对A426中的扩展Ly-alpha。对于光学薄吸收体，我们在A1795和A2597中没有检测到对扩展Ly-alpha发射的吸收，其上限为N（HI）1 E13 cm-2。我们的数据限制了ICM中任何高柱密度气体的覆盖因子小于25%。我们的研究结果表明，缺乏观察到的中温气体是不能解释的遮蔽。此外，ICM中100 kpc尺度的低气柱表明：（1）在这些尺度上，ICM中冷气体积累的速率非常低，（2）中央10 kpc的致密星云一定是冷却或就地沉积的。
2005-06-13 astro-ph
Chandra observation of the central galaxies in A1060 cluster of galaxies
钱德拉对A1060星系团中心区域的观测分辨出了两个巨大椭圆星系NGC 3311和NGC 3309的X射线辐射。这些星系的辐射由两部分组成，即热星际介质（ISM）和低质量X射线双星（LMXB）。我们发现ISM分量的空间范围远小于这两个星系的恒星，而X射线光学蓝波段光度的比例相当低，但在椭圆星系的一般散射。在减去LMXB组分后，ISM显示出与ISM外边界处的A1060簇内介质处于压力平衡。这些结果意味着，恒星质量损失提供的热气被限制在星团内介质的外部压力，与热传导可能被抑制。cD星系NGC 3311没有表现出明亮椭圆星系中常见的扩展势结构，我们讨论了非常等温星系团A1060的可能演化历史。
2002-06-27 astro-ph
Interstellar Gas in the NGC 4410 Galaxy Group
我们提出了新的无线电连续谱，21厘米HI，和2.6毫米CO数据的奇特的射电星系NGC 4410 A和它的同伴NGC 4410 B，并与现有的光学和X射线地图进行比较。我们的无线电连续图显示了一个不对称的双叶结构，具有向东南延伸3.6弧分（~100 kpc）的高表面亮度瓣和在西北延伸6.2弧分（~180 kpc）的低表面亮度特征。NGC 4410 A中有大量的分子气体，其M（H2）约为4 × 10^9 M（太阳）（使用标准的银河系转换因子），但在NGC 4410 B中未检测到。HI的丰度较低，M（HI）约为10^9 M（太阳）。我们的HI图显示了一个3 X 10^8 M（太阳）的HI尾，向这对双星的东南方向延伸1.7弧分（50 kpc），与一个微弱的光学尾重合，并与东南射电瓣部分重叠。HI尾与一个2'（56 kpc）长的X射线结构反重合，该结构与连接这对星系和第三个星系的恒星桥对齐。如果这种X射线辐射与星系群有关，那么在这个功能：星系群内的热气体或与桥有关的激波气体中就有3 ~ 8 × 10 ^8 M（太阳）的热气体。我们在这对星系中探测到大量的星际气体，这表明这张波瓣图的扭曲是由这个系统中的星际介质引起的。两个星系的相互作用和随后系统中星际介质相对于喷流的运动可能产生了足够的冲压压力来弯曲射电喷流。另一种假设是喷流是由于团内介质的冲压压力而扭曲的，尽管NGC 4410 A相对于该集…
2000-05-04 astro-ph
VLT photometry in the Antlia Cluster: the giant ellipticals NGC 3258 and NGC 3268 and their globular cluster systems
我们提出了一个深VLT测光的Antlia星系团的两个主要星系，巨大的椭圆星系NGC 3258和NGC 3268周围的区域。我们构造了它们的球状星团系统（GCS）的光度函数，并通过翻转星等确定了它们的距离。这些距离与SBF方法得到的结果吻合得很好。有一些但不是决定性的证据表明，到NGC 3268的距离要大几个Mpc。GCSs的颜色分布是双峰的，但最明亮的球状星团（GCs）显示一个中间色峰的单峰分布。这两个GCS的径向分布很好地拟合de Vaucouleurs法律高达5弧分。红色GC呈现出比蓝色GC更陡峭的径向密度轮廓，并且紧密地跟随星系的亮度轮廓。在NGC 3258中，总GC种群估计为约6000+/-150 GC，在NGC 3268中为4750+/-150 GC。我们讨论了可能存在的GC位于两个巨大的星系之间的领域（内集群GC）。它们的光度函数和数密度与两个GCS在投影上的重叠一致。
2008-02-17 astro-ph
Intracluster light and the extended stellar envelopes of cD galaxies: An analytical description
我们分析了深R波段图像，到26.5 R-星等角秒$^{-2}$（相当于~28 B-星等角秒$^{-2}$）的极限表面亮度，5 cD星系，以确定其扩展的恒星包络的表面亮度轮廓的形状。de Vaucouleurs的R^{1/4}模型和Sersic的R^{1/n}模型都不能很好地描述cD星系的表面亮度分布。这是由于存在外部恒星包层，被认为是在星系团中央星系的合并历史中积累起来的，也是来自星系团半径较大的星系的潮汐剥离。因此，我们同时适合两个Sersic函数来测量的cD星系的内部和外部组件的形状。我们发现，对于我们的5个星系中的3个，表面亮度轮廓是最好的拟合内部Sersic模型，指数n~1-6，和外部指数分量。对于这些系统，星系与包层的尺寸比为0.1 - 0.4，恒星包层对总R波段光（即星系+包层）的贡献约为60%至80%（基于外推到300 kpc半径）。例外的是NGC 6173，我们的表面亮度轮廓模型与单一成分（即没有包络）一致，NGC 4874似乎具有de Vaucouleurs包络，而不是指数轮廓。
2007-04-23 astro-ph
Inflow and outflows in the interacting system NGC 2992/3
众所周知，气体可能会被驱入合并盘的核心，为中心活动星系核或核星暴提供燃料，而最近的研究表明，相当一部分恒星/气体成分沿着潮汐尾被驱逐到星系际介质中。潮汐碎片可能分散在星系际/星系团内的介质中，在那里它增加了漫射背景光，如在后发座星系团中观察到的，可能会朝着合并回落，或重组形成新一代的星系，即所谓的潮汐矮星系（TDGs）。我们在本文中说明了这些不同的现象与相互作用系统NGC 2992/3（Arp 245）的详细的多波长研究。
1999-06-15 astro-ph
Detections of Molecular Hydrogen in the Outer Filaments of NGC 1275
我们提出了清晰的光谱检测的分子氢在外部细丝的H-α星云周围的英仙座星系团，NGC 1275的中央星系。这意味着在距离宿主星系核24千秒差距的投影距离处，存在着温暖的分子气体云，嵌入在热的团内介质中。发射线强度比表明，分子氢主要是热激发的，激发温度为1600- 2200 K，表明分子组分与周围介质之间缺乏压力平衡。恒星紫外线或活动星系核中心的激发被证明是不可能的，而X射线或ICM传导或冲击的热激发都是可能的。非热成分的证据被发现在一些地区的光谱的基础上，一个低的邻-对位比。
2004-11-16 astro-ph
Radio continuum observations of the Virgo cluster spiral NGC 4522 The signature of ram pressure
本文介绍了室女座大倾角螺旋星系NGC 4522在20和6厘米波段的射电连续观测结果。20 cm和6 cm的总辐射分布都是不对称的，在面外原子气体和H α辐射的西侧有一个扩展的辐射分量，6 cm偏振辐射位于银盘的东边缘。它的峰值位于总发射峰以东约1kpc处。我们认为，这一现象是一个典型的功能，正在经历显着的压力从集群内介质的星系团。偏振度由东向西逐渐减小。在20和6cm之间的最平坦的光谱指数与6cm偏振发射的峰值相一致。这些发现与一幅大规模冲击的图片相一致，这是由于位于星系东部的冲压压力造成的，那里的宇宙射线被加速。我们的结论是，银河系很可能经历了活跃的冲压压力。
2004-03-02 astro-ph
NGC 4654: polarized radio continuum emission as a diagnostic tool for a galaxy--cluster interaction
最近对室女星系团螺旋星系NGC 4654的深VLA HI观测和动力学模型的比较表明，只有一个包括潮汐相互作用和冲压压力的模型才能再现数据。深入的射电极化研究，加上详细的MHD模拟，可以独立地验证这些结论，这是基于HI观测和动力学模型。我们用Effelsberg 100米望远镜在8.35 GHz和VLA在4.85 GHz对室女星系团旋涡星系NGC 4654进行了深偏振射电连续谱观测。详细的三维MHD模拟确定了星系团环境中星系演化过程中的大尺度磁场和模型中偏振射电连续谱的辐射分布。观测到的和模拟的偏振射电连续辐射之间的这种直接比较证实了早期的结果，即该星系最近与NGC 4639发生了快速的近距离接触，并且正在经历团内介质的弱冲压压力。这种深度射电偏振研究和详细的MHD建模的结合，从而使我们对星系与其星系团环境的相互作用有了独特的了解。它是一个诊断工具，是补充深HI观测。
2006-08-24 astro-ph
