OVI Observations of Galaxy Clusters: Evidence for Modest Cooling Flows
星系团冷却流模型的一个预测是，随着气体从周围的星系团温度冷却，在随后降低的温度下在气体中产生发射线。通过10^5.5 K的气体在OVI 1032、1035谱线中发射，在这里我们报告了三个冷却流簇Abell 426、Abell 1795和AWM 7中这些谱线的FUSE研究。AWM 7没有探测到辐射，但在Abell 426和Abell 1795的中心探测到OVI，并且可能在Abell 1795中心的南部，X射线和光学发射线丝所在的地方。在Abell 426中，这些线光度意味着在中心r = 6.2 kpc区域内的冷却速率为32+/-6 Msolar/yr，而对于Abell 1795，中心冷却速率为26+/-7 Msolar/yr（在r = 22 kpc区域内），包括南指向在内约为42+/-9 Msolar/yr。包括其他研究，六个星团中有三个有OVI发射，它们也有恒星形成以及1 E4 K气体的发射线。这些观测结果与冷却流模型基本一致，但速率接近30 Msolar/yr，而不是最初建议的100-1000 Msolar/yr。
2006-02-14 astro-ph
A GMRT multifrequency radio study of the isothermal core of the poor galaxy cluster AWM 4
我们提出了一个详细的无线电形态学研究和光谱分析的宽角尾射电源4C +24.36与松弛的星系团AWM 4的主导星系。我们的研究是基于新的高灵敏度GMRT观测在235 MHz，327 MHz和610 MHz，并在其他频率的文献和档案数据。我们发现，源主轴可能是在一个小角度相对于天空的平面取向。广角尾的形态可以合理地解释，通过采用一个简单的流体动力学模型，其中冲压压力（由宿主星系的运动驱动）和浮力有助于弯曲的无线电结构。谱指数沿源长轴逐渐变陡，从射电核附近区域的$α\sim$ 0.3到波瓣的1.5以上。光谱指数图像的分析结果使我们能够得出一个估计的辐射年龄的源$\sim$ 160百万年。团簇X射线发射气体具有松弛的形态和短的冷却时间，但其温度分布在离中心至少160 kpc处是等温的。因此，我们寻求证据的能量喷射从中央活动星系核，以防止灾难性的冷却。我们发现，4C +24.36在其寿命期间以同步辐射光度形式注入的能量远远小于维持核心高气体温度所需的能量。我们还发现，这是不可能的中央源喷射必要的能量在团内气体的相对论性流体的浮力气泡的焓，而不会在现有的X射线XMM-牛顿观测创建可辨别的大空腔。
2008-04-11 astro-ph
New Constraints on Neutron Star Cooling from Chandra Observations of 3C58
3C58是一颗年轻的类蟹状超新星遗迹。历史证据强烈表明，3C58与超新星SN 1181有关，这将使3C58比蟹状星云年轻。最近的钱德拉观测已经确定了年轻的65毫秒脉冲星J0205+6449在其中心，嵌入在一个紧凑的星云，我们在这里显示，似乎是由脉冲星风终止冲击限制。我们提出了新的钱德拉观测这个紧凑的星云和嵌入式脉冲星设置强大的上限热发射起源于中子星表面。这些极限远低于标准中子星冷却的预测，需要在中子星核心存在外来冷却过程。
2002-04-09 astro-ph
Chandra Detection of Massive Black Holes in Galactic Cooling Flows
预计即将与钱德拉X射线望远镜的观测，我们描述了星际冷却流深入到椭圆星系的核心的延续。距离大质量黑洞约50秒差距的星际气体被加热到T > 1 keV，除非热加热被非热压力稀释，否则应该是可见的。由于我们的气流在大质量黑洞附近是亚音速的，因此分布式冷却在距离中心300 pc的范围内继续进行。在这个区域形成的暗的低质量恒星可能是造成中心黑洞质量的原因。
1999-10-31 astro-ph
A statistically-selected Chandra sample of 20 galaxy clusters -- I. Temperature and cooling time profiles
本文分析了钱德拉X射线卫星观测到的20个星系团，着重于星系团内介质的温度结构和气体的冷却时间。我们的样本是从一个通量有限的目录，但不包括天炉座，后发座和半人马座集群，由于他们的大角度大小相比，钱德拉视场。我们描述了一个定量的测量中心冷却的影响，并发现该样品包括9个集群拥有冷芯和11个没有。这两种类型的性质明显不同，但在冷核团簇之间有高度的均匀性，它们在核内遵循几乎普遍的径向温度标度，其形式为T \propto r^~0.4。这种均匀性在气体冷却时间中持续存在，在冷的核心团簇中，气体冷却时间随半径的变化更强烈（t_cool \propto r^~1.3），在所有情况下都达到t_cool <1 Gyr，尽管在许多非冷的核心系统中发现了令人惊讶的低中心冷却时间（<5 Gyr）。所有的集群的冷却时间曲线之间的分散被发现是非常小的，这意味着在维里化系统中，在给定的物理半径的气体的冷却时间的通用形式，在最近以前的工作一致。我们的研究结果有利于集群合并的主要因素，在防止冷芯的形成。
2006-08-21 astro-ph
Chandra Observation of the Interaction of the Radio Source and Cooling Core in Abell 2063
我们提出的钱德拉观测的冷却核心集群阿贝尔2063的结果。光谱分析表明，有冷气体（2千电子伏）与集群核心，这是一个以上的因素比外部集群气体（4.1千电子伏）冷2。也有光谱证据表明存在弱冷却流，Mdot ~ 20 Msun/yr。该星系团的中心有一个复杂的结构，包括几个明亮的发射节，在星系团中心以北的发射区有一个凹陷，周围有一个发射壳层。X射线发射的凹陷与星系团中心星系的射电源东北射电波瓣的位置相一致。这个区域周围的壳层似乎更热，这可能是由射电源驱动到气体中的冲击的结果。射电源的功率输出似乎足以抵消冷却流，并且通过冲击加热气体是如何建立能量传递的一个可能的解释。
2006-09-01 astro-ph
Chandra Observation of the Central Region of the Cooling Flow Cluster Abell 262: A Radio Source that is a Shadow of its Former Self?
我们提出了一个钱德拉观测的冷却流集群阿贝尔262。光谱拟合表明，在A262的簇内介质（ICM）冷却的三个因素，从2.7千电子伏到0.9千电子伏的集群中心。测得的质量沉积速率为Mdot = 19 + 6/-5 Msun/yr。复杂的结构被发现在非常内部的区域的集群，包括节点的发射和一个明显的赤字的发射集群中心的东部。明亮的X射线结构位于与光学线发射相同的区域，表明在这些区域中已经发生了冷却到低温。的X射线赤字是空间上一致的东部射电瓣与活动星系核主办的中央cD星系。X射线洞周围的区域是冷的，没有证据表明它受到了强烈的冲击。这加入了其他冷却流集群的行列，钱德拉探测到中央射电源吹出的气泡。这个源与其他已知的情况不同，因为射电源的亮度要低几个数量级，并且产生了一个小得多的气泡。将射电源的能量输出与冷却气体的光度进行比较，显示从射电源转移到ICM的能量不足以抵消冷却流，除非射电源目前正在经历比平均爆发更弱的爆发，并且在过去更强大。
2004-05-21 astro-ph
Clusters of Galaxies at Sharp Focus: Cooling Flows and Radio Sources Unveiled by Chandra
钱德拉拍摄的星系团图像揭示了前几代低分辨率X射线天文台所看不到的丰富结构。在星系团的核心，明亮的，不规则的X射线辐射现在经常出现在拥有强大射电源的中央主导星系（CDG）中。射电源与热气体相互作用，并经常取代热气体，使其在尾流中离开空腔。这些空洞会迅速上升，在星系团的整个生命周期中，向星系团内的介质输送高达10 E61尔格的能量。在冷却流中观察到的动态重要的磁场可能起源于这些空腔。钱德拉和XMM-牛顿发现的冷却速率比以前报道的要小得多，而且它们更符合其他带通中看到的冷气体和恒星形成的水平。我讨论了新兴的扩展H-α发射，恒星形成，明亮的X射线发射的位置在那里的冷却时间的千电子伏气体接近数亿年之间的相关性。来自不同学科的数据表明，正在发生重复的、短时间的冷却和恒星形成爆发，在某些情况下可能是由中央射电源引起和调节的。最后，我讨论了有趣的可能性，无线电源淬火冷却流，同时强调的困难与一些建议的情况。
2002-02-10 astro-ph
Chandra Observation of the Radio Source / X-ray Gas Interaction in the Cooling Flow Cluster Abell 2052
我们提出了一个钱德拉观察阿贝尔2052，一个冷却流集群与中央cD主机复杂的无线电源3C 317。这些数据揭示了X射线发射中与射电瓣重合的“洞”。这些洞被明亮的X射线发射的“壳”所包围。这些数据与射电源位移和压缩一致，同时被X射线气体限制。X射线外壳的压缩似乎相对温和，最多是轻微的跨音速压缩。X射线气体（外壳和周围较冷的气体）中的压力大约比射电源的最小压力高一个数量级，这表明需要额外的压力源来支持无线电等离子体。X射线壳层的压缩加速了壳层的冷却，并且发现光发射线丝与壳层的最亮区域重合。
2001-07-12 astro-ph
Chandra X-Ray Spectral Analysis of Cooling Flow Clusters, 2A 0335+096 and Abell 2199
本文报道了一个典型的冷却流星系团2A 0335+096的Chandra X射线数据的空间分辨分析结果，并与A 2199作了比较。与最近在其它星系团的核中所发现的一样，2A 0335+096中心附近的温度为1.3- 1.5keV，比由冷却流图象所推断的温度高。此外，在2A 0335+096中，吸收柱密度相对于半径几乎是恒定的;在200- 250 kpc范围内没有过量吸收的证据。这表明不存在显著量的已经冷却的冷材料。这些特性与A2199相似。由于中心部分的冷却时间比星系团的年龄要短得多，因此预计两个星系团的中心部分都存在加热机制，从而削弱了辐射冷却的效果。2A 0335+096和A 2199都有与它们的cD星系相关的射电喷流。我们讨论的可能性加热过程所造成的无线电喷流考虑的热传导和声速连同观测到的扰动ICM温度和密度。我们的结论是，所观察到的射电喷流可以产生局部加热和/或冷却，但不足以减少整体辐射冷却。这意味着，在$>10^9$多年前，更猛烈的喷流（其排放现在已经衰减）加热了冷却气体。
2003-08-19 astro-ph
A Chandra Search for Coronal X Rays from the Cool White Dwarf GD 356
我们报告了钱德拉X射线天文台对单个冷磁白矮星GD 356的观测结果。为了与其他单颗白矮星的X射线观测结果进行一致的比较，我们还重新分析了GD 356（GJ 1205）、G 99-47（GR 290 = V1201 Ori）、GD 90、G 195-19（EG 250 = GJ 339.1）和WD 2316+123以及LHS 1038（GJ 1004）和GD 358（V777 Her）的存档Chandra数据。我们的钱德拉观测没有探测到GD 356的X射线，这为任何冷白矮星的X射线光度设定了最严格的上限--对于1 keV的热韧致辐射光谱，L_{X} < 6.0 x 10^{25}尔格/秒，置信度为99.7%。电子密度的相应极限是n_{0} < 4.4 x 10^{11} cm^{-3}。我们对存档数据的重新分析证实了原始研究者报告的未检出。我们讨论了我们和以前的观测模型从白矮星日冕发射的影响。对于磁性白矮星，我们强调更严格的限制所施加的回旋辐射。此外，我们描述（在附录中）的统计方法，用于检测源和约束源的强度，即使在源或背景事件的数量很小时也适用。
2006-09-20 astro-ph
CHANDRA reveals galaxy cluster with the most massive nearby cooling core, RXCJ1504.1-0248
在我们的反射星系团巡天中发现的一个X射线发光的紧凑外观的星系团RXCJ 1504.1 -0248的后续观测，揭示了一个具有最突出的星系团冷却核心之一的物体。随着核心半径的~30千秒差距小于冷却半径~140千秒差距超过70%的高X射线光度Lbol = 4.3 10 e45 erg s-1的这个集群内的冷却半径辐射。一个简单的模拟的X射线形态的集群导致一个正式的质量沉积速率内的经典冷却流模型的1500 - 1900 Msun年-1（h=0.7），和2300 - 3000 Msun年-1（h=0.5）。星团的中心是一个巨大的椭圆星系，它也是一个已知的射电源。因此，我们很有可能观察到一个相互作用系统，其中中央星系团AGN以自我调节的方式加热冷却的核心区域，以防止气体的大规模冷却，类似于在附近星系团中详细研究的几个这样的情况。该系统引起的兴趣是由于在RXCJ 1504 -0248中在冷却时间尺度上回收的高功率，其比所研究的附近冷却核心簇中发生的高约一个数量级。该星系团也被发现是非常巨大的，与全球X射线温度约10.5千电子伏和总质量约1.7 10 e15 Msun内3百万秒差距。
2005-07-19 astro-ph
Chandra Observations of NGC 4636 - An Elliptical Galaxy in Turmoil
钱德拉的影像显示NGC 4636周围的X射线晕中有对称的、8 kpc长的臂状特征。这些特征的前缘是尖锐的，并且伴随着约30%的温度升高。这些性质，以及它们的尺度和对称性，表明臂状结构是由核爆发驱动的冲击产生的。我们将这些观测结果解释为一个循环的一部分，在这个循环中，冷却气体最初为大约3 × 10^{6}年前的核爆发提供了燃料，导致了使冷却气体重新加热的冲击，从而阻止了大量冷却气体在星系中心的积累，并暂时使中心活动星系核挨饿。
2001-08-07 astro-ph
Monitoring Chandra observations of the quasi-persistent neutron-star X-ray transient MXB 1659-29 in quiescence: the cooling curve of the heated neutron-star crust
我们用Chandra三次观测了准持久中子星X射线瞬变食双星MXB 1659-29的静止。我们观测的目的是监测在2001年9月结束的最后一次长时间（~2.5年）爆发后源的静态行为。源的X射线光谱与来自中子星表面的热辐射一致。我们发现，辐射源的辐射热通量减少了7-9倍，在我们的第一次和最后一次钱德拉观测之间的1.5年的时间跨度。有效温度也降低了1.6-1.7倍。辐射热通量和有效温度随时间的减少可用指数衰减函数来描述，e折叠时间分别为0.7年和3年。我们的结果是一致的假设，我们观察到一个冷却的中子星地壳，这是加热相当长的吸积过程中，仍然是热平衡的中子星核心。由于中子星核心的热状态，我们只能确定任何光度贡献的上限。中子星壳的快速冷却意味着它具有很大的热导率。我们的研究结果还表明，增强冷却过程中存在的中子星核心。
2004-03-19 astro-ph
Constraining the Role of SN Ia and SN II in Galaxy Groups by Spatially Resolved Analysis of ROSAT and ASCA Observations
我们提出了模拟的结果，在星系群HCG 51，HCG 62和NGC 5044，并在穷人集群AWM 7，使用ASCA SIS和ROSAT数据的气体性质的分布。ASCA数据的光谱质量允许解析几种元素丰度的径向分布。在除了HCG 51之外的所有系统中，我们都看到了中心冷却流，以及金属丰度随半径的普遍下降。铁与α元素丰度的比值变化很大，与理论超新星产量相比，表明Ia型超新星对星系际介质（IGM）的金属丰度有重大贡献。这在组内以及集群AWM 7的大部分区域都可以看到。从超新星进入IGM的总能量可以从我们的结果中计算出来，通常是气体热能的20- 40%，主要来自SNe II。我们的研究结果支持的想法，SN II喷出物已更广泛地分布在IGM，可能是由于星系风的作用，和较低的铁质轻比组表明，一些这样的富集气体已完全失去了从较浅的潜在井的较小的系统。
1999-01-09 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
Chandra Observation of Abell 2065: An Unequal Mass Merger?
本文分析了用ACIS-I探测器对合并星系团Abell 2065进行的41 ksChandra观测。ROSAT和ASCA先前的观测为正在进行的合并提供了证据，但也表明有两个幸存的冷却核心，它们与星系团中心的两个cD星系有关。钱德拉的观测只揭示了一个X射线表面亮度峰值，这与更明亮的南部cD星系有关。与该峰相关的气体是冷的，并从cD的位置略微移位。这些数据表明，这种凉爽的物质已经形成了冷锋。另一方面，在更高空间分辨率的钱德拉图像中，北面的第二个特征与北部的cD无关;相反，它似乎是主cD后面的气体痕迹。我们认为，只有一个两个冷却核心已经幸存的合并，虽然它是可能的，北部的cD可能没有拥有一个冷的核心之前，合并。我们使用冷核的存活来约束合并的运动学，我们发现合并相对速度的上限为~< 1900 km/s。在距南cD约140 kpc处发现一个表面亮度不连续性;这个特征的马赫数为${\cal M} = 1.66^{+0.24}_{-0.32}$，尽管它的性质（激波或冷锋）从数据中还不清楚。我们认为，阿贝尔2065是一个不平等的大规模合并的例子。质量更大的南部星系团将一个冲击带入了正在下沉的北部星系团的ICM，这破坏了后者的冷核心，如果它本来就存在的话。我们估计地核穿越发生在几百万年前，可能是第一次。
2006-02-08 astro-ph
Chandra Observation of MS 1455.0+2232: cold fronts in a massive cooling flow cluster?
本文介绍了对星系团MS 1455.0+2232的Chandra观测。根据以前的ASCA和ROSAT观测，这个星系团被确定为一个“松弛”的星系团，是探测到的最大的冷却流之一。在较高的角分辨率下，钱德拉X射线图像显示了X射线峰值两侧的两个表面亮度边缘：第一个在190 kpc以北，第二个在450 kpc以南。尽管这一观测的低曝光限制了我们限制两个边缘温度跳跃的能力，但我们表明，北部边缘很可能是一个“冷锋”，类似于钱德拉最近在星团A2142，A3667，RX J1720.1+2638和A2256中观测到的其他冷锋。观测到的冷锋极有可能是由一团大小的暗物质晕自南向北运动产生的。对于这个观测到的移动子团的存在，最自然的解释是MS 1455.0+2232是一个合并星团，在它完全放松之前的最后阶段。然而，这种情况似乎不太可能发生，因为集群没有显示出正在进行合并的进一步迹象。此外，尚不清楚大规模的冷却流是否能够在这种合并中幸存下来。我们提出了一个替代方案，其中，作为RX J1720.1+2638，MS 1455.0+2232是两个同位密度扰动的分层崩溃的结果，第一个组规模的扰动崩溃，其次是第二个集群规模的扰动崩溃包围，但没有破坏，第一个。我们认为，冷却流可能已经开始内已经崩溃的集团规模的扰动，并可能已被放大的气体压缩引起的上覆的主集群质量的下落。
2001-08-29 astro-ph
Chandra Analysis of Abell 496
我们提出了初步的成像和光谱分析的集群A496与S3芯片上的钱德拉卫星。我们确认存在的冷却流和元素丰度的径向梯度。星团的核心有明显的子结构迹象（锐边、空洞），与最近在其他冷却流星团中发现的类似。O/Fe比值分布表明，超新星Ia喷出物对星团核心的气体有明显的富集作用。
2001-10-02 astro-ph
A High Resolution Study of the Hydra A Cluster with Chandra: Comparison of the Core Mass Distribution with Theoretical Predictions and Evidence for Feedback in the Cooling Flow
冷却流团Hydra A是在钱德拉天文台的轨道激活和校准阶段观测到的。虽然在McNamara $etal$中报道的星团的X射线图像在中心区域呈现复杂的结构，但是星团的大尺度X射线形态是相当平滑的。光谱分析的ACIS数据表明，在长蛇座A的气体温度增加向外，达到最高温度4千电子伏在200千秒差距，然后略有下降，在更大的半径。重元素的分布是不均匀的，在中心100千秒差距内的Fe和Si的丰度增加了两个因素。超过中央100千秒差距的Si-Fe丰度比是太阳的两倍，而中央过剩的Si-Fe比与太阳值一致。其中一个更令人惊讶的结果是缺乏光谱证据的多相气体内的大部分冷却流。超过中心30千秒差距，ACIS光谱与一个单一的温度模型是适当的。添加冷却流组件不会显著改善配合。只有在中心30 kpc（冷却时间小于1~Gyr）内，才有多相气体的光谱证据。然而，光谱质量沉积率是一个多的因素比形态学推导的质量吸积率在30千秒差距小于10。我们建议，冷却流区域是对流不稳定的，由于加热的中心射电源，显着降低了净吸积率。
2001-05-02 astro-ph
A Chandra X-ray Observation of Abell 1991: The Late Stages of Infall?
本文给出了对z=0.059星系团A1991的38 ksChandra X射线观测结果。星团有一个明亮的X射线核心和一个中心温度梯度，从130千秒差距的2.7千电子伏下降到星团中心的大约1.6千电子伏。气体在10 kpc内的辐射冷却时间约为0.5 Gyr，在20 kpc半径处上升到1 Gyr。后一个半径内气体的冷却速率小于25太阳质量/年。钱德拉ACIS-S3图像显示，相对于中央星系，团内介质具有不对称的表面亮度分布。明亮的软X射线发射结嵌入在彗星状结构中，位于cD星系光学中心以北约10角秒处。与其他冷却流团的结构不同，这些结与射电源没有明显的联系。该结构的温度为0.83 keV，比周围环境低近1 keV，质量为3.4E+09太阳质量。基于它的弓形外观和相对于周围环境的适度超压，我们将该结构解释为一个冷的质量集中，当它向北穿过星团中心时，它正在分裂。
2004-05-17 astro-ph
Bayesian modelling of the cool core galaxy group NGC 4325
本文利用Chandra和ROSAT观测资料对射电宁静冷核星系群NGC4325（z=0.026）进行了X射线分析。钱德拉数据进行了分析，使用XSPEC解投影，二维光谱映射和参数模型的前向拟合。此外，马尔可夫链蒙特卡罗方法被用来进行联合贝叶斯分析的钱德拉和ROSAT数据。各种分析方法的结果进行了比较，特别是那些通过前向拟合和deprojection。光谱映射揭示了冷气体的存在，从组中心位移高达10千秒差距。钱德拉X射线表面亮度显示，群核心受到高度干扰，并表明在群核心15 kpc范围内存在两个小的X射线空腔。XSPEC解投影分析表明，该群有一个特别陡峭的熵剖面，这表明活动星系核可能即将爆发。与先前活动星系核活动的证据，但目前没有观察到无线电发射，我们认为，该集团在一个预爆发状态，与空腔和位移气体提供了以前的证据，弱活动星系核爆发。
2007-03-01 astro-ph
Cooling flows in clusters of galaxies
许多星系团核心的气体温度在中心100千秒差距半径内向内下降约三倍或更多。在同一区域，辐射冷却时间从5年或更长的Gyr下降到大约10^8年。虽然它似乎已经发生了冷却，XMM和钱德拉光谱显示没有证据表明低于1-2千电子伏的气体强烈的质量冷却速率。钱德拉的图像显示，黑洞与射电瓣和冷锋重合，表明核心区域是复杂的。这里的观测情况进行审查和持续冷却可能被隐藏的方式进行了讨论，togther与任何热源的影响，平衡辐射冷却。
2002-01-23 astro-ph
Chandra imaging of the complex X-ray core of the Perseus cluster
本文报道了钱德拉X射线天文台对NGC 1275星系周围英仙座星系团核心的亚弧秒分辨率X射线成像。ROSAT发现的与射电瓣相关的洞有X射线明亮的边缘，比周围的气体温度低，而不是由于冲击。黑洞本身可能含有一些更热的气体。我们绘制了由于一个小的下落的不规则星系，被称为高速系统，在北叶和边缘强烈的光电吸收。两个外部洞，其中一个是以前已知的，被确定为最近发现的低频无线电发射的毛刺。NGC 1275的X射线冷却气体和外部光学部分的螺旋外观可能是由于冷却流中的角动量。
2000-07-30 astro-ph
XMM-Newton and Chandra Observations of Abell 2626: Interacting Radio Jets and Cooling Core with Jet Precession?
我们提出了一个详细的分析的XMM牛顿和钱德拉观测阿贝尔2626的X射线和无线电的相互作用。在射电小晕（~70 kpc）区域内，存在可能由中央射电源和冷却核产生的子结构。我们发现，有没有明显的相关性之间的无线电酒吧和X射线图像。Abell 2626的形态比在其他冷核心星团中看到的标准X射线射电泡更复杂。因此，Abell 2626对冷却流-射电源相互作用的模型提出了挑战。我们确定了两个软X射线（0.3- 2keV）峰与两个中央cD核，其中之一有一个相关的硬X射线（2- 10 keV）点源。我们认为，这两个对称的射电棒可以用两个旋进喷流从活动星系核中喷出来解释。在中心区域之外，我们发现两个扩展的X射线源的西南和东北的集群中心，这显然是与合并子集群。主Abell 2626星系团和这两个子星系团沿着英仙座-飞马座超星系团的方向延伸，我们认为Abell 2626优先从这个大尺度结构细丝中吸积子星系团和群。我们还发现了一个与星系团S 0星系IC 5337相关的扩展X射线源;这个源的形态表明它是从西边坠落的，而不是像以前建议的那样与西南子星系团相关。
2008-03-12 astro-ph
Chandra observations of the galaxy cluster Abell 1835
本文分析了Abell 1835星系团的30 ksec Chandra观测资料。总的来说，X射线图像显示了一个放松的形态，虽然我们检测到在内部30千秒差距半径的子结构。光谱分析表明，在X射线气体温度急剧下降，从~12千电子伏的外部区域的集群到~4千电子伏的核心。钱德拉的数据对星系团的引力势提供了严格的限制，可以用Navarro，Frenk & White（1997）模型进行参数化。X射线数据使我们能够测量X射线气体质量分数作为半径的函数，从而确定宇宙物质密度为Ω_m=0.40+-0.09 h_50^-0.5。星团中引力透镜弧的存在所暗示的半径约为150 kpc的投影质量与钱德拉数据所偏好的质量模型非常一致。我们发现阿贝尔1835中心X射线气体的辐射冷却时间约为3 × 10^8年。冷却流模型与钱德拉光谱的拟合以及钱德拉图像的反投影分析都表明，在30 kpc半径范围内存在一个年轻的冷却流（约6 × 10^8年），其累积质量沉积速率为230^+80_-50 M_o yr^-1。我们讨论了我们的研究结果的影响，最近的RGS观察阿贝尔1835年与XMM-牛顿。
2001-07-17 astro-ph
Chandra Observation of the Cooling Flow Cluster Abell 2052
我们提出了一个分析的钱德拉X射线观测的阿贝尔2052，包括大规模的集群以及中央区域，其中包括明亮的射电源，3C 317的属性。我们目前的温度和丰度配置文件使用投影和解投影光谱分析。该星团显示了冷却流的特征，即在星团中心的β模型之上的过量表面亮度，以及进入星团中心的温度下降。重元素丰度最初向中心增加，但在30弧秒内下降。温度和丰度图显示，围绕射电源的X射线亮壳层是星团中最冷和最少丰度的区域。冷却流中的质量沉积速率为26 < Mdot < 42 Msun/yr。这个比率比之前X射线天文台发现的比率低三倍。基于恒星星族的分析，使用成像和光谱的波长跨越远紫外到近红外，我们发现一个恒星形成率为0.6 Msun/年内的3弧秒半径的核心星系团星系。总的和气体质量的集群配置文件也被确定。我们研究了由射电源形成的X射线孔中的其他压力源，并限制了任何热的、扩散的、热分量的温度，该热分量提供了孔中的大部分压力，使kT > 20 keV。我们计算了亮壳层区的磁场，找到了B ~ 11 \muG。活动星系核中心目前的光度为L_X = 7.9 x 10^41 erg/s，其光谱符合幂律模型，没有超过银河系值的过量吸收。在星团的生命周期中，几次射电爆发的能量输出可能足以抵消中心附近的冷却流。（节录）
2002-11-01 astro-ph
A Chandra archival study of the temperature and metal abundance profiles in hot Galaxy Clusters at 0.1 < z < 0.3
本文分析了Chandra资料库中12个红移范围在0.1- 0.3的星系团的温度和金属丰度分布，它们的净ACIS计数至少为20，000，kT>6 keV。我们将样本分为7个冷却核心（CC）和5个非冷却核心（NCC）集群根据其中央冷却时间。我们发现，单一的幂律可以正确地描述在CC和NCC系统的半径大于0.1 r_180的温度和金属丰度的配置文件，显示NCC对象陡峭的配置文件向外。仅在内部0.1 r_180中存在显著偏差。我们将我们的样本与De Grandi & Molendi BeppoSAX的本地CC和NCC集群样本进行了比较，发现CC集群配置文件完全一致，NCC集群内部区域的值略高（约为1 sigma）。描述kT（r）在0.1 r_180以内的幂律斜率与宇宙在星系团红移处的冷却时间和年龄之间的比值密切相关，在CC系统中斜率>0，τ_c/τ_age<=0.6。
2007-05-25 astro-ph
A Chandra observation of the X-ray environment and jet of 3C296
我们用Chandra观测了双喷流射电星系3C296。探测到的X射线发射来自于原子核、射电喷流的内部以及喷流减速区周围的小尺度热环境。正如我们在以前对其他双喷流射电星系的观测中所发现的那样，X射线喷流和外部热环境中陡峭的压力梯度与射电观测所建议的喷流物质强烈减速的区域有关。我们的观察提供了额外的证据，双喷流物体的内部喷流总是与一个相对较冷，密集的中央X射线发射组件与一个短的冷却时间。
2004-12-22 astro-ph
X-ray Structure in Cluster Cooling Flows and Its Relationship to Star Formation and Powerful Radio Sources
对钱德拉的第一批冷却流团图像的分析发现，冷却速率比以前认为的要小。冷却可能优先发生在中央星系团的恒星形成区域附近，在那里，局部冷却和恒星形成速率在几个因素之内。星系团中央星系的射电源与热的星系团内气体相互作用，并经常取代它们。在钱德拉图像中看到的X射线"气泡“被用来测量沉积到周围环境中的能量射电源的数量，它们可能作为古代射电源活动的化石记录而存在。气泡是将磁场从巨大的黑洞输送到星系团外围的容器。
2001-05-31 astro-ph
Chandra Observations of the Central Region of Abell 3112
我们提出的结果{\it钱德拉}观察的中心区域的阿贝尔3112。这个星团的中心有一个强大的射电源，被认为有一个强大的冷却流。X射线图像显示，团内介质（ICM）在大尺度上分布平滑，但在中心附近与简单的同心椭圆等照度线模型有明显的偏差。过量发射区似乎围绕着两个叶状的无线电发射区。这种结构可能表明热X射线气体和射电瓣正在相互作用。从环隙的X射线光谱分析，我们发现了明确的证据，温度下降和丰度增加的中心。中心区域的X射线光谱与单温度热等离子体模型一致。来自具有气体冷却的多相冷却流部件的X射线发射对局部非常低的温度的贡献被限制为小于总发射的10%。然而，整个集群的光谱表明，ICM作为一个整体显着冷却，但只有在有限的温度范围内（$\geq 2$ keV）。在冷却半径内，基于斯皮策电导率的传导时间尺度比冷却时间尺度短。我们在星团中心探测到一个X射线点源，它与中央cD星系的光学核和相关射电源的核心重合。中心点源的X射线谱可以用1.3keV的热等离子体和光子指数为1.9的幂律分量拟合。热成分可能是等离子体与cD星系。我们把幂律分量归因于中央活动星系核。
2003-06-09 astro-ph
On the influence of radio galaxies on cooling flows: M87 and Cygnus A
总结了Chandra对M87和天鹅座A周围星系团内介质的研究结果。
2002-11-25 astro-ph
Chandra Observations of Associates of $η$ Car: I. Luminosities
$η$ Car星云周围的区域有三个OB星协，其中包含一颗沃尔夫-拉叶星和几颗大质量O3星。早期的钱德拉ACIS-I图像以$η$ Car为中心，包括Trumpler 16和部分Trumpler 14。钱德拉的图像证实了一个众所周知的结果，即O星和极早期的B星是X射线源，其X射线亮度范围约为100，L $_X$ $\simeq$ 10 $^{-7} \times$ L $_{bol}$。在热恒星群中发现了两个新的异常强X射线源，Tr 16-244，一颗严重变红的O3 I星，和Tr 16-22，一颗严重变红的O8.5 V星。两颗恒星有一颗异常大的L $_X$ /L $_{bol}$：HD 93162，一颗沃尔夫-拉叶星（和可能的双星），和Tr 16-22，一颗可能的碰撞风双星。在色星等图中，这些X射线源位于船底座臂中的场星序列之上。OB星平均比冷星X射线源更亮。A型恒星中的X射线源与较冷的恒星有相似的X射线光度，可能是由于较冷的伴星。上限为B星，这是没有检测到的X射线。这些上限也是热恒星可能拥有的任何冷伴星的上限。硬度比提出了最明亮的光源在波段0.5至0.9千电子伏，0.9至1.5千电子伏，和1.5至2.04千电子伏。讨论了热星双星性质的现有信息，但双星度与X射线强度并不简单相关。
2003-01-24 astro-ph
A Chandra Observation of Abell 13: Investigating the Origin of the Radio Relic
我们目前的结果，从钱德拉X射线观测阿贝尔13，一个星系团，其中包含一个不寻常的非中心射电源，也被称为无线电遗迹。这是第一次对Abell 13的X射线观测，为X射线气体的性质提供了更灵敏的研究。来自Abell 13的X射线辐射延伸到X射线峰的西北部，并显示出指示最近合并事件的子结构。星系团的X射线辐射集中在Slee et al. 2001的明亮星系H上。我们没有发现在集群冷却流的证据。另外一个明亮的椭圆星系F与一个X射线辐射过剩的节点重合。这个发射结的性质类似于后发座星系团中大星系的增强发射。利用这些钱德拉数据，我们能够将热X射线气体的性质与VLA数据中射电遗迹的性质进行比较，以研究X射线气体与射电发射电子的相互作用。我们的研究结果表明，无线电遗迹与星团中较冷的气体有关。对于较冷的气体和射电源的重合，我们提出了两种解释。首先，气体可能是被星团核心的射电遗迹抬升起来的。或者，遗迹和冷气体可能在星系团合并事件中从中央星系转移。
2007-08-16 astro-ph
A Chandra observation of the long-duration X-ray transient KS 1731-260 in quiescence: too cold a neutron star?
经过十多年以爱丁顿临界质量吸积率的十分之一积极吸积，中子星X射线瞬变KS 1731-260在2001年初恢复平静。我们提出了一个钱德拉/ACIS-S观察几个月后，这种过渡。我们探测到的源的未吸收通量约为2 x 10^{-13} erg/cm^2/s（0.5-10 keV）。对于7 kpc的距离，这导致0.5-10 keV的光度为~1 x 10^{33} erg/s，而热光度大约是其两倍。这种静止的光度与其他静止的中子星系统非常相似。然而，如果这种亮度是由于中子星的冷却，那么这种低亮度可能表明，在爆发之间，源至少要花费数百年的时间来冷却中子星。如果属实，那么它可能是第一个被发现的此类X射线瞬变现象，银河系中可能存在数百个类似的系统。或者，在中子星的核心可能会发生中微子冷却的增强，这将更快地冷却恒星。然而，在这种情况下，KS 1731-260中的中子星将比原型中子星瞬变中的中子星质量更大（例如，Aql X-1或4U 1608-52）。
2001-09-14 astro-ph
Chandra X-ray Observations of the Hydra A Cluster: An Interaction Between the Radio Source and the X-Ray-Emitting Gas
我们提出钱德拉X射线观测的长蛇座星系团A，我们报告的发现，在中央80千秒差距的集群的X射线发射气体的结构。最值得注意的结构是X射线表面亮度的凹陷，直径为$\sim 25-35$千秒差距，与九头蛇A的射电瓣一致。这些凹陷几乎没有发射X射线的气体，也没有证据表明射电瓣周围有激波加热的气体。我们认为，表面亮度凹陷内的气体被取代的射电瓣扩大亚音速，在炎热的大气中留下空腔。最亮星系团（BCG）的气体温度从70 kpc时的4 keV下降到20 kpc内的3 keV，气体冷却时间为$\sim 600$ Myr。这些特性与半径为70 kpc的$\sim 34 \msunyr$冷却流的存在是一致的。明亮的X射线发射存在于围绕着最近吸积的星云发射盘和年轻恒星的BCG中。恒星的形成速率与盘体中热气的冷却速率相当，尽管在更大半径下冷却物质的汇仍然难以捉摸。
2000-01-25 astro-ph
On the discrepancy between Chandra and XMM temperature profiles for A1835
这份简短的技术说明指出了Schmidt等人（2001）使用Chandra和Majerowicz等人（2002）使用XMM得出的星系团A1835温度分布之间的巨大差异。这种差异的原因可能是有益的钱德拉和XMM集群分析一般。Schmidt等人使用的观测结果受到了通常技术无法识别的轻度背景耀斑的影响。这种耀斑使大半径处的测量温度偏高。剩余的差异似乎是由于XMM PSF散射，在已发表的分析中没有考虑到。虽然XMM PSF很窄，但典型星团的表面亮度也会随着半径急剧下降。对于中等距离的冷却流团A1835，在任何半径处观测到的XMM亮度的约1/3是由于来自较小半径的PSF散射。因此，来自亮冷星系团中心的污染使核心附近的测量温度偏低，一般来说，任何温度梯度都被低估了。
2002-05-20 astro-ph
On the Relationship between Cooling Flows and Bubbles
在钱德拉拍摄的一些“冷却流”星系团的图像中，观察到的X射线气泡的一个共同特征是，它们似乎被明亮、冷却的外壳所包围。附近几个发光星系团的温度图显示，壳层由星系团中最冷的气体组成--比周围的介质冷得多。使用简单的模型，我们研究了这种冷排放推断的冷却流性质的集群的影响。我们发现，引入气泡到模型集群，没有冷却流的结果在温度和表面亮度分布，类似于那些在附近的“冷却流”集群。他们还近似地再现了最近XMM-牛顿和钱德拉观测到的1-3千电子伏的最低温度。因此，在推断ICM的物理性质时，必须考虑气泡（如果存在）。在某些星系团的情况下，气泡可能完全解释了这些观察到的特征，这就对它们被称为具有冷却流的星系团提出了质疑。然而，由于并非所有附近的“冷却流”集群显示气泡状的功能，我们认为，可能有不同的物理现象，引起相同的观察功能。
2003-03-17 astro-ph
Chandra Observations of A2670 and A2107: A Comet Galaxy and cDs with Large Peculiar Velocities
本文分析了对星系团A2670和A2107的钱德拉观测结果。它们的cD星系有很大的奇特速度（> 200 km/s），因此星系团似乎正在进行合并。在A2670中，我们发现一个彗星状结构围绕着最明亮的星系之一。在结构的前缘，有一个冷锋。彗星状结构中的X射线气体质量表明，该星系是一个小的星系团或星系群，其星系团内介质（ICM）正在被冲压压力剥离。A2670和A2107中的cD星系的冷星际介质（ISM）区非常致密。这与后发座星系团中最亮的星系相似，后发座星系团也是一个合并星系团。在每个星系中，ISM的冷却时间很短，需要一个加热源; ISM的紧凑性质使得加热源不太可能是中央活动星系核（AGN）。
2005-12-12 astro-ph
Chandra observations of Abell 2199
我们目前的结果从两个钱德拉观测的丰富，附近的星系团阿贝尔2199的分析。我们发现的证据（已校正投影效应）的径向梯度的温度和金属在X射线发射气体：温度从kT~4.2 keV在R=200 kpc的1.6 keV内R=5 kpc的中心。金属丰度从R=200 kpc时的~0.3太阳能上升到R=30 kpc时的~0.7太阳能，然后在中央5 kpc内下降到0.3太阳能。我们发现了与中心射电源3C 338相关的表面亮度分布结构的证据。没有证据表明气体在任何特定的位置有很大的温度分布，尽管在中心~15 kpc的冷却时间很短（<10** 9年）。加热和质量冷却速率计算各种假设的状态的气体。
2002-06-11 astro-ph
Chandra Observations of the Disruption of the Cool Core in Abell 133
我们提出的分析的钱德拉观测的星系团阿贝尔133，它有一个冷却流的核心，一个中央射电源，和一个弥漫的，间接的射电源已被归类为无线电遗迹。X射线图像显示核心具有复杂的结构。最突出的特征是从中央cD星系向西北方向延伸的发射“舌头”，部分与射电遗迹重叠。一种可能性是，这个舌头是由开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性通过cD星系周围的冷气体和热的团内介质之间的相互作用产生的。我们估计的临界速度和时间尺度的KH不稳定性是有效的cD星系周围的冷核。我们发现，如果相对速度大于~400 km·s^-1，KH不稳定性会破坏冷核。我们比较的结果与集群中的尖锐，未中断的冷锋已被观察到，在这些集群中，低温气体在其中心区域有一个更有规律的分布。与Abell 133相反，这些星系团的核心被KH不稳定性破坏的时间尺度更长，当它们被归一化到cD星系运动的时间尺度时。因此，其他核心不太容易受到KH不稳定性的影响。舌头的另一个可能的起源是，它是被非热等离子体浮力气泡抬升的气体，我们认为这是观测到的射电遗迹。根据气泡的位置和对残余源年龄的射电估计，我们估计气泡的速度约为700 km s^-1。气泡的结构和这种速度与这种浮力气泡的数值模型是一致的。（节略）
2002-04-10 astro-ph
New Perspectives on Cooling Flows and Cluster Radio Sources
我们讨论了钱德拉X射线天文台和XMM-牛顿星系团冷却流的新结果，强调我们的钱德拉计划的早期结果。我们发现，与早期任务相比，冷却速率降低了5-10倍。然而，大量的keV气体似乎是冷却和燃料的恒星形成在中央主导星系团（CDG）。千电子伏热气体的结构非常复杂，特别是在CDG中的射电源和恒星形成地点周围的区域。射电源正在取代热气体，留下充满无线电发射的空腔。这些空洞显然受到磁场和宇宙射线的支撑，以抵抗局部气体压力。此外，在一些星团中还可以看到无线电微弱的“幽灵”空洞。它们可能是早期射电爆发的遗迹，这些爆发在星团内介质中强烈地上升。无线电源可以通过机械加热以及通过引起使冷材料向外移动的对流来降低质量沉积速率。
2000-12-14 astro-ph
Galaxy Clusters with Chandra
我们讨论了钱德拉结果相关的1）集群合并和冷锋和2）相对论等离子体和热集群大气之间的相互作用。本文以天炉座星系团NGC1404和A3667为例，描述了冷锋的性质。我们讨论了冷却流团ZW3146中的多重表面亮度不连续性。我们在CL0657中回顾了正在进行的超音速合并。最后，以M87和NGC507为例，总结了活动星系核产生的等离子体泡与热气体的相互作用。
2002-07-08 astro-ph
Chandra X-ray observations of the 3C295 cluster core
我们研究的X射线气体在遥远的中心区域（z=0.46），X射线发光星系团周围的强大的无线电源3C 295，使用与钱德拉天文台的观测。在50-500 kpc的半径之间，团簇气体近似等温，具有kT ~5 keV的发射加权温度。在中心50 kpc半径内，该值下降到kT ~3.7 keV。钱德拉的光谱和成像数据表明，在星团中心50千秒差距半径内存在冷却流，质量沉积速率约为每年280个太阳质量。我们估计冷却流的年龄为1-2 Gyr，大约是中央射电源的1000倍。我们在X射线光谱或图像中没有发现射电源对X射线气体进行显著加热的证据。我们报告的边缘状吸收功能的中央50千秒差距区域，这可能是由于富氧尘埃颗粒的光谱检测。在吸收中看到的金属的隐含质量可能是在其寿命期间通过冷却流积累的。结合3C 295的X射线气体密度分布和法拉第旋转的射电测量结果，我们估计团簇核心区域的磁场强度为B ~12 \muG。
2001-01-10 astro-ph
A Chandra X-ray observation of the globular cluster Terzan 1
我们提出了一个19 ksChandra ACIS-S观测的球状星团泰山1。在1.4弧分的集群中心与这些源预测为不与集群（背景AGN或前景对象）的2内检测到14个源。中子星X射线瞬变，X 1732 -304，以前在这个球状星团的爆发中被观察到，爆发至少持续了12年。在这里，我们找到了4个源，这是与ROSAT的位置一致的瞬态，但没有一个源是完全一致的无线电源的位置检测到的VLA可能与瞬态。最有可能的候选者的静态对应的瞬态有一个相对较软的光谱和未吸收的0.5-10千电子伏的光度为2.6E32尔格/秒，相当典型的其他静态中子星。假设标准的核心冷却，从这个源的静态通量，我们预测长（>400年）的静态插曲，让中子星冷却。或者，需要增强的堆芯冷却过程来冷却堆芯。然而，如果我们没有检测到瞬态的静态对应物，这给出了未吸收的0.5-10 keV光度上限为8 E31 ergs/s。我们还讨论了球状星团内的其他X射线源。从这个星团的估计恒星encouter率，我们发现，我们检测到的源的数量显着高于预期的关系Pooley等（2003）。
2006-03-14 astro-ph
Evidence for a heated gas bubble inside the "cooling flow" region of MKW3s
本文报道了对MKW 3s星系团中心r= 200 kpc区域的深Chandra观测。MKW 3s星系团是一个中等冷却流星系团。钱德拉的图像揭示了两个引人注目的特征-一个100 kpc长，21 kpc宽的灯丝，从中心延伸到西南部，以及一个接近圆形，直径50 kpc的凹陷，位于X射线峰以南90 kpc。温度图表明，在任何半径上，对流结构都比平均温度冷，而表面亮度低压都比平均温度热。热区和冷区表明MKW 3的中心同时发生了冷却和加热过程。我们认为，表面亮度抑郁症是由一个加热，低密度的气泡沿视线。我们认为，加热的气泡是由中央星系的短暂核爆发产生的。
2001-07-29 astro-ph
A Chandra and XMM-Newton study of the wide-angle tail radio galaxy 3C465
我们用Chandra和XMM-Newton观测了典型的宽角尾射电星系3C 465。X射线辐射来自活跃的核心和内部射电喷流，以及小尺度的冷热辐射分量，主星系团（Abell 2634）的一些单个星系，以及来自星系团本身的热辐射。对喷流的X射线探测使我们能够认为，同步辐射可能是其他准直良好的快速喷流的重要机制，包括经典的双射电源。射电羽流的底部在X射线中没有被探测到，这支持了这样一种模型，即这些羽流在物理上不同于低功率射电星系的孪生喷流。事实上，这些羽流在空间上与大尺度上的X射线发射缺陷一致，这表明它们在星系团温度下几乎不包含热物质，尽管整个源的最低压力低于根据观察到的热发射估计的外部压力。我们的观测在空间和光谱上都证实了一种致密、冷却时间短的冷气体成分与中央星系有关。然而，没有证据表明，在外部属性的不连续性，将需要在许多模型中的射流羽流过渡在瓦特。虽然WAT喷流-羽流转换似乎可能与中心冷组分和较热的团内介质之间的界面有关，但WAT形成的机制仍不清楚。我们重新审视WAT羽流弯曲的问题，并表明羽流可以弯曲的合理的大体积运动的集群内介质，或相对于集群的主机星系的运动，只要羽流是轻的。
2005-02-28 astro-ph
Cluster cores as observed with Chandra
我们回顾了最近的钱德拉观测星系团的X射线明亮的核心的结果。我们讨论了“冷锋”的探测及其对热传导的影响，英仙座星系团中冷却流和射电源的相互作用以及A1795中心区域的动力学状态。给出了A1795中金属元素的径向分布和4C+55.16中金属丰度的方位变化。
2001-10-10 astro-ph
Chandra Discovery of an X-ray Jet and Lobes in 3C 15
我们报告钱德拉探测到的X射线喷注在3C 15。喷流中X射线发射的峰值距离核4.1“（投影距离5.1千秒差距），与先前在射电和光学喷流中发现的一个成分一致。我们研究了四种X射线喷流发射模型：（I）装置中的弱同步辐射冷却，(II)设备中的适度同步加速器冷却，(III)弱同步加速器+SSC冷却，和（IV）中等同步加速器+SSC冷却。我们认为，情况（II）可以最合理地解释从结C的整体发射。情况（III）也是可能的，但需要大大偏离均分，并且喷流功率要与最亮的类星体相当。还探测到了弥漫的X射线辐射，广泛分布在射电瓣的整个范围（63 kpc x 25 kpc）。我们比较的总能量包含在叶与喷气功率估计从结C，并讨论了喷流和叶之间的能量联系。我们认为，加油时间（t_fuel）和源年龄（t_src）的情况（II）是可比的，而t_fuel << t_src可能的情况（III）。后者可能意味着喷流具有非常小的填充因子，~10^{-3}。我们考虑了热星系晕和射电瓣中的非热相对论电子之间的压力平衡。最后，我们表明，X射线发射从核是不充分的拟合一个简单的吸收幂律模型，但需要一个额外的幂律与重吸收的源固有的。如此高的柱密度与致密的尘埃环面的存在相一致，尘埃环面掩盖了类星体核。
2003-08-12 astro-ph
A Chandra X-ray Study of Cygnus A - III. The Cluster of Galaxies
最近钱德拉ACIS-S研究的天鹅座A周围的集群的结果。我们对取自不同椭圆壳层的X射线谱进行了反投影，以导出ICM的温度、密度、压力和丰度随半径的变化。我们确认的温度下降的X射线发射气体从$\sim 8$千电子伏超过$\sim 2^{\prime}$从中心到$\simeq 5$千电子伏一些$30^{\prime\prime}$从中心，与最冷的气体紧邻的射电星系。稍冷（$\simeq 4$ keV）的X射线发射气体的“带”围绕着射电源产生的腔体的较小尺寸运行。我们发现在X射线发射气体的金属丰度梯度，最高的金属丰度（$\sim$太阳）在内环，降低到$\sim 0.3$太阳在外部部分。发现500 kpc内的总质量为（2.0--2.8）$\times 10^{14} M_{\odot}$，大约3.5--5%的质量是X射线发射气体[缩写]。
2001-09-26 astro-ph
Constraining Multiphase Gas in Cooling Flows
我们提出了一个光谱分析的中心X射线发射的星系团观察钱德拉样本。我们约束的数量的第二个cospatial温度分量使用马尔可夫链蒙特卡罗采样和讨论的影响，我们的理解冷却流。
2003-09-30 astro-ph
Creation of X-ray Holes with Cool Rims in Cooling Flows
在许多钱德拉X射线图像中可见的星系团和星系冷却流的密度不规则性和空洞，可以由星系中央黑洞附近的对称加热气体产生。当被加热的气体从银河系中心上升时，相对少量的大羽流和气泡形成，与观测到的特征定性一致。膨胀的中心加热气体驱动冲击进入周围的气体，使其径向移动。计算和分析的结果表明，周围的气体附近的气泡是通过膨胀冷却，占冷却流中常见的X射线孔周围的冷边。
2002-06-26 astro-ph
Chandra imaging of the X-ray core of Abell 1795
我们报告在星系团A1795的核心发现了一个40角秒长的X射线灯丝。这一特征与Cowie等人在20世纪80年代早期发现的Halpha+NII纤维相吻合，McNamara等人在20世纪90年代中期将其分解为至少2条U带纤维。X射线发射气体沿灯丝的（发射加权）温度为2.5-3 keV，如X射线色比所揭示的。给出了星系团核心的详细温度图。位于暗条头部的cD星系可能正在星系团核心中移动或振荡。灯丝中的X射线发射气体的辐射冷却时间约为3 × 10 ^8年，这与从其长度和速度获得的灯丝年龄相似。这表明暗条是由来自团内介质的气体冷却而产生的。灯丝，其中大部分是很好地从cD星系的身体和它的射电源分离，是潜在的非常重要的，在帮助理解的能量和电离源的光学星云冷却流中常见的。
2000-11-29 astro-ph
Chandra Observations of the Lensing Cluster EMSS 1358+6245: Implications for Self-Interacting Dark Matter
我们提出了钱德拉观测EMSS 1358+6245，一个放松的冷却流星系团在z = 0.328。我们采用了一种新的反投影技术来构建温度，气体和暗物质的配置文件。我们证实了冷气体的存在，在集团的核心，我们的deprojected温度分布的热组件是等温超过30 kpc < r < 0.8 Mpc。用NFW模型拟合质量分布，得到r_s = 153 [+161，-83] kpc，c = 8.4 [+3.4，-2.3]。我们发现我们的暗物质配置文件和弱引力透镜测量之间的良好协议。我们把42千秒差距（90%置信限）的任何恒定密度核心的大小的上限。我们将这一结果与最近的模拟结果进行了比较，并将暗物质粒子散射截面的保守上限设为0.1 cm ^2/g。这个限制意味着，如果矮星系相对较浅的核心质量分布是暗物质自相互作用的直接结果，那么横截面必须与速度有关。
2002-02-19 astro-ph
