Spitzer Constraints on the z=6.56 Galaxy Lensed by Abell 370
我们报告斯皮策IRAC观测的光谱证实z=6.56透镜的Ly-alpha发射源HCM 6A，发现背后的集群阿贝尔370。在3.6和4.5微米处探测到的源，对应于静止坐标系的光发射，使我们能够研究这个原始星系的恒星星族。与其他波长的连续谱相比，4.5微米处的宽带通量密度增强，这可能是由于发射中存在强H-α。推导出的H-α线通量对应于大约140 M_{sun} /年的恒星形成率，比紫外线连续谱和Ly-alpha发射线的估计大一个数量级。解释这种差异所需的尘埃消光是大约1等的A_V。在如此高的红移下尘埃的推断是令人惊讶的，这意味着该星系的第一个恒星形成时期发生在z~20。
2005-10-30 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
The Cluster of Galaxies Abell 970
我们提出了一个动力学分析的星系团Abell 970的基础上，在ESO，Pic du Midi和上普罗旺斯天文台测量的一组新的径向速度。我们的分析表明，该集团有一个子结构，是出于动力学平衡。这一结论也支持的表面密度分布和X射线发射的峰值的位置的差异，以及在集群中的大尺度速度梯度的证据。我们还发现了与维里定理和X射线发射推断的质量之间的差异，如果星系和星系团内的气体不处于流体静力平衡，这是预期的。Abell 970具有适度的冷却流，正如Allen（1998）所建议的那样，如果它处于不平衡状态，这是可以预期的。我们建议，冷却流可能有一个间歇性的行为，与大规模的冷却流的阶段之后，没有显着的冷却流的阶段后，acretion的星系群大到足以破坏集群中心的动力学平衡。在达到新的平衡之后，将再次建立大规模的冷却流。
2000-09-13 astro-ph
A Point Source Excess in Abell 1185: Intergalactic Globular Clusters?
利用WFPC 2和哈勃空间望远镜的深度成像，已经被用来寻找属于Abell 1185的星系际球状星团（GC）的种群，Abell 1185是一个丰度I的星团，cz = 9800 km/s。值得注意的是，它不包含明亮的星系，但集中在星团的X射线表面亮度分布的峰值上。我们在这个场中共探测到99个点源，其极限星等为I_F814W ~ 26。对作为我们控制场的哈勃北深空进行同样的分析，发现在同一星等范围内共有12个天体。我们讨论了这种差异的可能解释，并得出结论，点源过剩可能是由于在A1185的GC的存在。这些GC的数量和空间分布与它们的星系际性质是一致的，尽管我们不能排除一些GC可能与邻近的明亮星系有关的可能性。使用Advanced Camera for Surveys进行更深入的成像可以解决这种模糊性。
2003-01-08 astro-ph
Possible AGN Shock Heating in the Cool Core Galaxy Cluster Abell 478
利用Chandra和XMM观测资料，对附近冷核星系团Abell 478的团内介质（ICM）进行了详细的X射线研究。使用小波平滑硬度分析，我们得到详细的温度图A478，揭示了令人惊讶的数量的温度结构。宽带钱德拉光谱拟合产生的温度显着高于那些从XMM，但Fe电离温度显示出良好的协议。我们表明，温度差异略有减少时，比较光谱从选定的区域封闭近等温气体。然而，通过模拟多温度谱并将其与单一温度模型拟合，我们发现Chandra和XMM之间没有显着差异，这表明非等温性不能完全解释这种差异。我们已经发现了4个热点，位于距离星团中心30- 50 kpc之间，那里的气体温度大约是周围物质的2倍。我们估计，这些热点中存在的总过剩热能为（3+/-1 x10 ^59 erg.热点中存在的多余能量的位置和数量暗示着星系团核心内的共同起源，该核心拥有活动星系核。这个星团还拥有一对X射线空洞，与弱射电瓣重合，正如先前的分析所报告的那样，其相关能量<热点热过剩的10%。这些热点的存在可能表明来自中央射电源的ICM的强冲击加热-这是在冷核心星团中首次检测到的此类检测之一。我们还探测了地核中的质量分布，发现其特征在于对数斜率为-0.35+/-0.22，这比NFW尖点-1要平坦得多。（节略）
2005-05-27 astro-ph
Deep inside the core of Abell 1795: the Chandra view
我们提出的X射线空间和光谱分析的钱德拉数据从中央400千秒差距（H 0 = 50公里/秒/百万秒差距）的星系团Abell 1795。等离子体温度向外升高3倍，而铁丰度降低4倍。氧、氖、硫、硅和铁的空间分布表明，Ia型超新星主导了150 kpc以内的团簇等离子体的金属富集过程。通过对9个径向分格的气体密度和温度的解析，我们恢复了引力质量密度分布，并表明它在100 kpc以内为rho_DM \propto r^{-0.6}，在>3 sigma水平上，其幂律指数小于-1。观测到的中央星系的运动和亮度分布中沿南北方向的过剩和赤字的存在表明，中央星系团区域是不松弛的。在没有任何非重力加热源的情况下，来自内部~200 kpc的数据表明存在冷却流，其综合质量沉积速率约为100 Msun/yr。在同一星系团区域，观测到的74兆太阳/年的速率与最近XMM反射光栅光谱仪150兆太阳/年的极限是一致的。
2001-11-30 astro-ph
Cluster Mass Estimate and a Cusp of the Mass Density Distribution in Clusters of Galaxies
我们研究星系团中心的密度尖点，以调和X射线质量估计与引力透镜质量。对于各种具有尖点的质量密度模型，我们计算了X射线表面亮度分布，并将它们与观测值拟合，以测量密度模型中的参数范围。从这些密度模型估计的爱因斯坦半径与来自观察到的阿贝尔2163，阿贝尔2218和RX J1347.5-1145弧的爱因斯坦半径进行了比较。还比较了对应于这些爱因斯坦半径的X射线质量和透镜质量。虽然陡峭的尖点给出了较小的透镜质量与X射线质量的比值，但从平坦的尖点估计的X射线表面亮度与观测结果更吻合。对于Abell 2163和Abell 2218，虽然具有有限核的等温球不能产生巨弧图像，但具有中心尖点的密度模型可以产生有限的爱因斯坦半径，该半径小于观测到的半径。我们发现，总的质量密度分布下降的$\sim r^{-1.4}$产生的最大半径的模型是一致的X射线表面亮度分布。结果，对于Abell 2163，透镜质量与X射线质量的极大比值从2.2提高到1.4，对于Abell 2218，从3提高到2.4。对于RX J1347.5-1145，这是一个冷却流簇，我们不能减少质量差异。
1998-08-29 astro-ph
Resolving the discrepancy between X-ray and gravitational lensing mass measurements for clusters of galaxies
我们提出了一个详细的比较使用ASCA和ROSAT X射线数据和约束的星系团的质量测量从强和弱引力透镜。我们的结果为13个集群的样本提供了一个一致的描述在这些系统中的引力物质的分布。对于样品中的6个冷却流团簇，这是更动态弛豫的系统，X射线和强引力透镜质量测量显示出良好的一致性。质量分布的核心半径很小，平均值约为50 $h_{50}^{-1}$ kpc。对于非冷却流团，从强透镜数据确定的质量超过X射线值的因素$2-4$。然而，观察到X射线和透镜中心之间的显著偏移，表明X射线和强透镜数据正在探测通过星团的不同视线。这些偏移，以及从星系团的X射线形态、透镜数据和星系分布推断出的星系团的一般复杂的动力学状态，表明非冷却流系统中心区域的引力势正在迅速演变，并且X射线质量测量中涉及的流体静力平衡假设很可能已经破裂。如果动力学活动导致X射线分析高估了这些星团中主要质量团的核心半径，那么X射线和强透镜质量测量之间的差异可能会得到调和。在更大的空间尺度上，X射线质量结果与弱引力透镜测量结果的比较显示，冷却流和非冷却流集群都非常吻合。（简略）
1997-10-21 astro-ph
Dynamics of Abell 2218 from optical and near-IR imagery of arc(let)s and ROSAT/HRI X-ray map
本文根据光学和新的近红外弧（lets）图像以及ROSAT/HRI X射线图，提出了富星系团A2218的质量模型。一个透镜模型提出了两个暗物质团块，集中在两个明亮的星系周围的各种弧观察。其中两个，靠近最明亮星系周围最大的团块，需要折叠图像，因为它们相对于主轴的位置角。然后预测两个弧中的每一个的第三图像在长轴的相对侧上。这两个图像确实在预期的位置被发现，具有一致的大小，颜色和形状。其中一条弧的红移为$0.7$，模型预测另一条弧的红移应该更高，即$z \approx 3$。UBrzJK'中的光度数据表明，这条弧确实可能有接近3的红移。暗物质晕在巨大的中央星系上被发现是尖锐的。ROSAT/HRI的X射线图显示了一个强烈的团块图像，与cD光和质量模型在$\sim$ 200 $h_{50}^{-1}$ kpc以下的尺度上的相关性很差，但在这个尺度上平滑时与星系的分布和质量模型相似。在流体静力学平衡模型中，所隐含的大程度的中心子结构有助于解释先前发现的（在两个大质量星系团A2218 \& A1689中）来自引力透镜的质量与来自X射线剖面和温度分布的质量之间的差异。大部分的差异可能可以解释为整体运动和加速的气体，和投影效应提高集群的透镜功率。
1995-04-20 astro-ph
Combining Strong and Weak Gravitational Lensing in Abell 1689
我们提出了一个重建的质量分布的星系团Abell 1689在z = 0.18使用检测到的强透镜功能从深HST/ACS的观测和广泛的地基光谱。早期的分析报告了多达32个多重成像系统在这个集群中，其中只有3个光谱确认。在这项工作中，我们提出了一个参数强透镜质量重建使用24个多重成像系统与新确定的光谱红移，这是一个重要的一步，在建立一个强大的质量模型。反过来，新的光谱数据允许更安全地识别多重成像系统。由此产生的质量模型使我们能够可靠地预测额外的多重成像系统，目前没有光谱的红移，并使用这些系统的位置，以进一步约束质量模型。特别是，我们已经检测到5个强大的星系-星系透镜系统就在爱因斯坦环区域之外，进一步限制了质量分布。我们的强透镜质量模型是一致的，从我们的大规模弱透镜分析推导出使用CFH 12 k宽视场图像。由于可靠地选择一个定义良好的背景透镜星系人口的新方法，我们解决了早期工作中报道的强透镜质量模型和弱透镜质量模型之间的差异。[删节]
2007-11-23 astro-ph
Resolving the Stellar Populations in a z=4.04 Lensed Galaxy
我们最近获得了一个新发现的z=4.04星系的深近红外凯克成像（Frye & Broadhurst 1998）。这是由丰富的前景集群阿贝尔2390（z=0.23）透镜成高度放大的弧长3-5”。我们的H-和K '-波段Keck/NIRC成像允许我们绘制Balmer+4000 Ang断裂振幅。结合高质量的档案HST/WFPC 2数据，我们可以空间解析沿弧的恒星星族。WFPC 2的图像清楚地显示了几个明亮的节点，这可能对应于活跃的恒星形成地点。事实上，在某些空间区域的凯克/LRIS发现光谱是一致的OB-star光谱能量分布在休息紫外线。然而，有相当一部分的弧看起来更红，没有Ly-alpha发射，这与后星暴区域相一致。
1997-12-14 astro-ph
Resolving the Stellar Populations in a z=4 Lensed Galaxy
我们提出了一个最近发现的z = 4.04星系的深近红外Keck/NIRC成像（Frye & Broadhurst 1998）。这是由丰富的前景星系团Abell~2390（z~0.23）所形成的高度放大的弧长为3 - 5角秒。我们的H-和K '-波段NIRC成像允许我们绘制Balmer +4000Ang断裂幅度。结合高质量的档案HST/WFPC 2数据，我们可以空间解析沿弧的恒星星族。WFPC 2的图像清楚地显示了几个明亮的节点，对应于活跃的恒星形成地点。然而，有相当一部分的弧明显更红，这与在恒星形成停止后观察到的> 1亿年一致。Keck/LRIS长缝光谱沿弧揭示了Ly-alpha发射在空间上从静止紫外连续区偏移约1 arcsec。我们表明，这种线发射很可能是由邻近HII区域的恒星形成提供动力的，并且z = 4系统不太可能是活动星系核。
1999-09-29 astro-ph
Further evidence for a merger in Abell 2218 from an XMM-Newton observation
星系团阿贝尔2218，z=0.171，以X射线和强透镜分析得出的质量估计之间的差异而闻名。利用目前的XMM观测，我们追踪到了半径约为1400 h_70^-1 kpc（近似于星系团的维里半径）的气体密度和温度分布。表面亮度分布很好地拟合了三个数量级的β模型，核心半径为0。95和β=0.63。投影的温度分布随半径急剧下降（约50%），并由参数t_0=8.09 keV和γ=1.15的多变性很好地描述。温度图显示在中心弧分有一个明显的峰值，增加了2倍（从~5 keV到~10 keV）。假设流体静力学平衡和球对称计算的质量分布，最适合与国王近似的等温球，这意味着暗物质分布的中心核心，在对比中发现的尖形核心更明显的松弛集群。在r ~ 80 h_50^-1 kpc处，X射线质量比强透镜质量小两倍，尽管在较大半径（r ~ 400 h_50^-1 kpc）处X射线和弱透镜质量测量之间的一致性稍好一些。虽然X射线总质量估计值可以根据质量模型变化30%，但所有测量值都低于光学测量的相应总质量。考虑到X射线结果表明星团内气体的扰动，导致可能违反流体静力平衡的假设，以及在光学上观察到的子结构，表明视线合并，这个星团的不同质量估计不太可能被调和，至少与标准建模假设。
2005-02-16 astro-ph
Abell 2218: X-Ray Lensing, Merger, or Both?
A2218的高分辨率X射线ROSAT HRI图像与光学HST图像的比较显示了几个有趣的相关性。半径为1'的核心内的X射线发射被分解成几个分量;中心的主导星系既不与它们重合，也不与发射质心重合。主X射线峰是一个细长的特征，与cD的r= 20“处的光学弧重合。我们推测，这可能是透镜化的X射线发射，例如，在光学透镜化的相同对象。或者，这一特征可能是一个合并激波，或者是一个下降亚群的气体尾迹。另外两个X射线增强接近从透镜分析已知的两个主要质量浓度。两者都有可能合并。以前的A2218质量的X射线推导使用了具有角分辨率的数据，这些数据将上述特征模糊成一个广泛的恒定核心。正如HRI的数据所显示的那样，这样的核心并不存在。因此，与以前的分析相比，透镜半径内投影质量的流体静力学估计原则上可以增加1.4倍（球体内的质量增加2.6倍）。然而，对于一个合并的集群，流体静力学分析通常是不适用的。大多数其他的透镜星团都比A2218更遥远，获得足够的X射线数据甚至更加困难。与透镜效应分析（如模拟中）可能高估的质量一起，分辨率不足导致的气体模型的过度简化可能解释了A2218所建议的透镜效应/X射线质量差异。（简略）
1997-04-29 astro-ph
Resolving the Controversy Over the Core Radius of 47 Tucanae (NGC 104)
本文研究了最近使用HST数据集测量的球状星团47 Tuc的密度分布之间的差异。Guhathakurta等人（1992年）使用翻新前的WFPC 1 V波段图像得出r_c = 23 "+/-2"。Calzetti等人（1993）提出，密度剖面是基于U波段FOC图像的两个King剖面（r_c = 8 "和r_c = 25"）的叠加。De Marchi等人（1996）使用深层WFPC1 U波段图像推导出r_c = 12 "+/-2"。所采用的聚类中心的差异不是差异的原因。我们对De Marchi等人使用的数据进行了独立分析，得出以下结论：（1）De Marchi等人。的r_c~12 "值低得不真实，这是星等有限样本中恒星计数径向变化偏差的结果--测光误差和急剧上升的恒星光度函数导致更多的恒星穿过极限星等散射到样本中，而不是从样本中散射出去，特别是在聚集效应最严重的星团中心附近。(2)将极限星等改变为主序星的转折点，远离光度函数的陡峭部分，部分地简化了问题，结果r_c = 18 "。(3)将这样的极限星等与从PSF拟合得到的精确光度学相结合，而不是De Marchi等人采用的不太精确的孔径光度学，导致密度分布的可靠测量，该密度分布很好地拟合为R_c = 22 ″ +/-2 ″。档案WFPC 2数据被用来推导出一个比WFPC 1和FOC数据集具有更高程度的完整性、更高的光度精度和更广的区域覆盖…
2000-05-09 astro-ph
Evidence from Gravitational Lensing for a Non-Thermal Pressure Support in the Cluster of Galaxies A2218
星系团的中心质量分布可以从已知红移的引力透镜弧推断出来。对于Abell星系团2218，这种方法得到的核心质量比X射线观测值大$2.5 \pm 0.5$倍，假设气体由热压力支撑，并且星系团是球形的。我们表明，非热压力的支持是最合理的解释这种差异。这种压力可以自然地由在小空间尺度（<10 kpc）上缠结的强湍流和均分磁场（$\sim 50μ$ G）提供。湍流和磁压力不影响测量的Sunyaev-Zel'dovich效应为这个集群。在其他星系团中，已经通过法拉第旋转检测到了具有可比量级（$\sim 10^{1-2} μ$ G）的星系团内磁场。如果是一般的，一个小规模的均分磁场应该会影响冷却流的结构，必须包括在X射线测定集群质量。
1994-06-09 astro-ph
T-Lyr1-17236: A Long-Period Low-Mass Eclipsing Binary
我们描述了一个0.68+0.52太阳质量食双星（EB）的发现与8.4天的轨道周期，发现通过系统搜索跨大西洋系外行星调查（TrES）的10个领域。这种长周期的低质量EB构成了解决主序列底部理论和观测质量-半径关系之间长期存在的差异的关键测试案例。有人认为，这种差异可能与强恒星磁场有关，而在目前的理论模型中，这一点没有得到适当的解释。所有先前特征良好的低质量主序EB的周期为几天或更短，因此，它们的组成部分预计将作为潮汐同步的结果快速旋转，从而产生强磁场。相比之下，这里描述的双星系统的周期比以前描述的低质量主序EB长三倍以上，其组成部分旋转相对较慢。因此，预计它将有一个较弱的磁场，并更好地匹配理论恒星模型的假设。我们的后续观察，这EB产生初步的恒星性质，这表明它确实是符合目前的模型。如果进一步的观测证实这个系统的活动水平较低，这些测定将为质量半径差异至少部分是由于磁场活动的假设提供支持。
2008-07-23 astro-ph
Resolving the 47 Tucanae Distance Problem
我们为43个局部亚矮星样本提供了新的B、V和I波段测光，HIPPARCOS视差误差<13%，金属丰度范围为-1.0 < [Fe/H] <-0.3，我们使用这些样本对银河系球状星团47 Tuc进行主序（MS）拟合。这个样本比以前的MS拟合研究中使用的样本大很多倍，也使我们能够拟合两个颜色平面，V/（B-V）和V/（V-I）。这个扩大的次矮星样本，我们调查是否目前的差异，在经验距离估计47 Tuc，所产生的最近MS拟合和白矮星拟合结果，是由于MS拟合方法的不准确性。对已发表的47 Tuc的光度测定进行比较，发现存在系统性偏移，这意味着以前研究中使用的$(B-V)$主线可能偏蓝约0.02 mag.我们根据Kaluzny等人（1998）的数据推导出V/（B-V）和V/（V-I）主线，并根据Stetson（2000）47 Tuc中的“二级”标准重新校准。使用假设的E（B-V）=0.04的簇红化，我们在两个颜色平面中的最佳拟合表观距离模数是（m-M）V=13.37（+0.10）（-0.11），这意味着簇年龄为11.0 +/-1.4 Gyr，并导致（m-M）0=13.25（+0.06）（-0.07）的去红化距离模数。与以前的工作比较表明，我们的表观距离模量是~0.2兆比以前的MS拟合研究中得出的。这种差异是由我们喜欢的星团红化和星团测光的重新校准造成的，这使得主线红化平均为0.02等（B-V）。…
2002-03-11 astro-ph
X-ray temperature distribution function of clusters in presence of large non-radial motions
我们考虑了星系团外围的非径向运动，并说明了它如何减小冷暗物质（CDM）预测的星系团X射线温度分布函数与实际观测值之间的差异，从而解决了CDM模型预测的星系团X射线丰度过剩的问题.我们利用Press-Schechter（1974）理论和Evrard（1990）的质量-温度关系公式构造了X射线温度分布函数，并考虑了起源于原星团四极矩引力相互作用的非径向运动。然后，我们比较我们的X射线温度分布函数与邻近原型结构的物质的潮汐场。我们发现，该模型产生了合理的集群温度分布。
2004-01-29 astro-ph
Reconstruction of radial temperature profiles of galaxy clusters
在这封信中，我们提出了三个X射线团（A119，A2255和A2256）的径向温度分布重建的组合的X射线表面亮度测量和普遍的密度分布作为基础的暗物质分布。我们的算法是基于团内气体的流体静力平衡和维里半径内重子分数的普适性。这三个集群的缩放温度分布似乎是非常相似的形状，反映了潜在的结构规律性，虽然他们是不一致的等温线或随半径的增加显着下降。尽管如此，我们发现我们的推导出的温度分布和最近的分析与BeppoSAX（Irwin & Bregman 2000），这提供了一个有用的线索，解决最近在文献中提出的温度分布的差异观察到的11个集群之间的协议。我们推导出的温度分布与未来的空间分辨光谱测量的比较可能构成一个关键的测试结构形成的标准模型和传统的情况下集群的动力学性质。
2000-09-27 astro-ph
Properties of the double beta model for intracluster gas
我们提出了一个广泛的研究的双β模型的X射线表面亮度轮廓的集群，并推导出解析的气体密度和总质量下的流体静力学平衡假设。结果表明，采用双β模型代替传统的单β模型，可以显著提高团簇表面亮度分布的拟合优度，从而更好地确定团簇中气体和总质量的分布.特别是，双β模型中扩展分量的观测拟合β参数可能会变得更大。这为解决长期存在的集群beta差异开辟了新的可能性。利用从Mohr，Mathiesen & Evrard（1999）样品中抽取的33个ROSAT PSPC观测团簇的系综，我们发现在大半径处beta_{fit}的渐近值为（0.83 ± 0.33），与平均光谱参数beta_{spec} =（0.78 ± 0.37）和数值模拟结果一致。
2000-06-09 astro-ph
Cluster mass functions in the quintessential Universe
我们使用$N$体模拟来测量具有以具有$w=-1$、-2/3和-1/2的常数$N$为特征的精髓的平坦宇宙学模型中的质量函数。在不同的红移，在FOF质量以及阿贝尔质量适当的直接比较观察到的结果进行比较，由詹金斯等人提出的公式的预测。该公式很好地再现了具有精华的模型中模拟晕的质量函数。我们使用Carlberg等人在若干红移处的团簇质量函数数据来约束$Ω_0$、$σ_8$和$w$。在极限$w \to 0$中获得最佳拟合，但实际上不能排除考虑范围$-1 \le w < 0$中的$w$值。然而，所采用的$w$的值显著地影响$Ω_0-σ_8$平面中的约束。考虑到对$w$的依赖性，我们发现$Ω_0=0.32 \pm 0.15$和$σ_8=0.85_{-0.12}^{+0.38}$（68% c.l.）。由于较小的负$w$将置信区域推向较高的$Ω_0$和较低的$σ_8$，因此我们得出结论，放松通常在此类比较中进行的$w=-1$假设可能会解决最近的聚类质量函数结果（产生相当低的$Ω_0$和较高的$σ_8$）与大多数其他估计值之间的差异。然而，优选高$w$值的事实也可能指向数据中的某些未知系统学或具有常数$w$的模型不充分。
2003-12-11 astro-ph
