The merging cluster Abell 85 caught between meals by XMM-Newton
我们对Abell 85的XMM-牛顿观测证实了ROSAT首次探测到的扩展的4 Mpc灯丝，它的X射线温度约为2 keV，可能是由落在星系团上的基团组成的。温度图与数值模拟的比较表明，Abell 85在过去有强烈的合并活动，即使在中心区域也没有完全放松。最后，一个deprojected的温度分布已被计算和使用，连同表面亮度，估计熵和压力分布。Abell 85只呈现了中心熵分布的轻微平坦化，没有显示出“熵地板”的证据。
2005-01-12 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
Multiple merging in the Abell cluster 1367
我们提出了一个动力学分析的中心~1.3平方度的星系团阿贝尔1367，基于273红移测量（其中119个是新闻）。通过对146个已确认的星团成员的分析，我们得出了一个明显非高斯的速度分布，平均位置C_{BI} = 6484+/-81 km/s，尺度S_{BI} = 891+/-58 km/s。星系团从西北向东南拉长，有两个主要的密度峰值，与两个子结构有关。西北亚星系团可能正处于合并到东南亚星系团的早期阶段（在核心交叉之前约为0.2 Gyr）。对这两个子云的动力学研究指出，存在一组恒星形成星系落入东南子云的核心，并建议另外两组分别落入西北和东南子团。这三个亚群包含比星团核心更高比例的恒星形成星系，正如合并事件期间所预期的那样。Abell 1367是一个年轻的星团，目前正在两个暗条的交叉处形成。
2004-06-16 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
A BeppoSAX observation of the merging cluster Abell 3266
我们目前的结果从BeppoSAX观测丰富的集群Abell 3266。该星系团的宽波段光谱（2-50 keV），当与光学薄的热发射模型拟合时，产生的温度为8.1 +/- 0.2 keV，金属丰度为0.17 +/- 0.02太阳单位，PDS光谱中没有硬X射线过剩的证据。通过进行空间分辨光谱分析，我们发现，预计的温度随半径的增加而下降，从约10千电子伏的集群核心到约5千电子伏在1.5兆秒差距。我们的BeppoSAX温度分布与Markevitch等人（1998年）的ASCA温度分布非常一致。从我们的二维温度图中，我们发现在所有方位角方向上都观察到梯度。温度梯度可能是由最近的合并事件引起的，合并事件也是在光学波段测量的速度色散梯度的原因。投影的金属丰度剖面和二维图均与常量一致。
1999-10-22 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
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
Dynamical state and star formation properties of the merging galaxy cluster Abell 3921
本文介绍了对星系团A3921（z=0.094）中心区域的一次新的分光光度测量结果。我们探测到两个主要星系团的存在：一个以BCG为中心的主星系团（A3921-A）和一个西北方向的子星系团（A3921-B），其中第二亮的星系团星系。两个子星系团扭曲的形态表明它们正在相互作用，而104个确认的星系团成员的速度分布并没有显示出强烈的合并迹象。通过对A3921的两个子星系团应用二体动力学模型，并将我们的光学结果与基于XMM观测的A3921的X射线分析结果（Belsole et al. 2004）进行比较，我们得出结论，A3921-B可能沿着SW/NE方向切向穿越主星系团。我们对星团成员恒星形成特性的估计揭示了发射线（~13%）和恒星形成后天体（k+a，~16%）的相当大的比例。一个缺乏明亮的k+a的相对于更高的红移集群的观察，而分数的k+a的增加对较暗的幅度。k+a星系的空间和速度分布，它们的红色和中等的巴耳末吸收线表明，它们的存在很难与正在进行的合并事件有关。形成恒星的星系，主要集中在A3921-B和两个子星系团之间，既没有相同的运动学，也没有相同的被动星系团成员的投影分布。它们的光谱特性可能至少部分与正在进行的合并有关。
2004-09-03 astro-ph
A Chandra View of the Multiple Merger In Abell 2744
本文介绍了对Abell 2744星系团的Chandra观测。该集群显示了正在进行的重大合并的强有力证据，我们认为这是造成无线电光环的原因。星系团的X射线辐射和温度图，结合星系的空间和红移分布，显示了合并的大致南北轴，沿着视线有一个显著的速度分量。合并以非常大的速度发生，M = 2 - 3。此外，在西北方向还有一个小的合并子团，与大合并无关，显示出弓形激波的证据。子集群的流体动力学分析表明，合并速度对应的马赫数~1.2，符合一个简单的降落模型。这个下落的子星系团也可能是射电晕中的电子被重新激发。它的小马赫数为射电晕形成的湍流再加速模型提供了支持。
2003-10-07 astro-ph
Where is the matter in the Merging Cluster Abell 2218?
基于HST ACS数据，提出了Abell 2218星系团的参数强透镜模型.我们约束的透镜模型使用8个以前已知的多重成像系统，其中7个光谱确认红移。此外，我们提出了五个候选的多重成像系统，并估计他们的红移使用我们的质量模型。模型参数在源平面中通过如在公开可用的软件Lensool中实现的baidu蒙特卡罗马尔可夫链来优化。我们发现rms=0。“12表示源平面中源的散射，其转换为rms=1。在图像平面中的预测图像位置和测量图像位置之间的“49”。我们发现，Abell 2218的投影质量分布是双峰的，这是支持的光分布的分析。我们还发现了速度空间中两种结构的证据，它们之间的距离约为1000 km/s，对应于两个大尺度的暗物质团块。我们发现，仅利用与星系团有关的暗物质晕不能很好地再现透镜效应的限制，而需要暗物质在大尺度晕中平滑地分布。在100”处，封闭的投影质量是3.8e14太阳质量。在该半径处，大尺度晕贡献了约85%的质量。我们发现，该模型是不是很敏感的微弱的星系大小的晕，除非他们本地扰动一个给定的多重成像系统。因此，暗星系大小的子结构可以可靠地约束，只有当它局部扰动的系统之一。在附录中，我们给出了一个自包含的描述，我们使用的参数配置文件，双伪等温椭圆质量分布（dPIE）。该分布是具有核半径和尺度半径的双组分伪等温质量分布（PIEMD）。（节录）
2007-10-30 astro-ph
Multiple merging events in Abell 521
利用欧洲南方天文台3.6米望远镜和CFHT观测到的238条光谱，对星系团Abell~521（z=0.247）的中心$\sim$ ~2.2~ \h ~Mpc区域进行了详细的空间和动力学分析。通过对125个已确认的星系团成员的分析，我们得到了一个平均速度为$74019 ^{+112}_{-125}$ km/s，并检测到一个复杂的速度分布与高速度色散，$1325 ^{+145}_{-100}$ km/s），但明显偏离一个单一的高斯分量。星系团的总体结构是西北/东南方向，在核心区域有一个垂直的高密度星系“脊”。与整个星系团相比，星系团的北部区域的特征是速度色散较低;它拥有BCG和动态结合的星系复合体，并且它与X射线检测到的一个集团有关（Arnaud et al 2000）。这个区域可能处于合并前阶段，接近天空平面的主星团。这些结果，再加上在等密度图上检测到的大多数团块，以及早期类型星系和最亮的星系都是对齐的，表明这个NW/SE方向是形成这个星系团的首选方向。中央高密度区显示出较低的速度位置（$73625 ^{+344}_{-350}$ km/s）和显着较高的规模（$1780 ^{+234}_{-142}$ km/s）相比，整个集群值。这是由于存在一个低速的星系群，具有高比例的发射线物体。这可以用一种情况来解释，即最近沿着“脊”方向发生了一次次分组合并，其中沿着视线有一个重要的组成部分。
2002-11-27 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
XMM-Newton observations of the binary cluster system Abell 399/401
Abell 399和Abell 401都是富星系团，温度分别为7.2keV和8.5keV。它们的投影间距约为3 Mpc，形成一对紧密的双星。我们用XMM-牛顿卫星观测了这个系统。每个集群的数据显示显着偏离我们理想的图片放松丰富的集群。也有证据表明，在两者之间的区域，X射线通量增强，那里的温度高于我们的预期。虽然潮汐或压缩效应可能会影响的大尺度结构的两个集群，我们表明，这些不能解释内部区域看到的扭曲。我们认为，合理放松形态的集群，并没有重大的温度异常，反对模型中，这两个已经经历了一个亲密的接触。中间区域的性质表明它们处于合并的早期阶段，目前正在温和地相互作用，因为它们的分离仍然太大，无法产生更戏剧性的效果。我们在它们内部区域发现的子结构似乎指向它们各自的合并历史。在阿贝尔399/401星系中，我们很可能看到两个合并的残余，就在它们合并在一起形成一个单一的富星系团之前。这幅图与最近对团簇形成的数值模拟是一致的。（节略）
2004-03-30 astro-ph
ATCA observations of the galaxy cluster Abell 3921 - I. Radio emission from the central merging sub-clusters
本文分析了我们对合并星系团A3921（z=0.094）中心区的13和22厘米ATCA观测结果。我们研究了两个子星系团之间的主要合并对恒星形成（SF）和已确认的星系团成员的射电辐射性质的影响。通过比较星系团的射电、光学和X射线性质，研究了星系团中SF的起源和射电辐射的性质。我们还比较了射电源计数和发现的射电星系的百分比与文献数据。我们在A3921的中心场探测到17个超过0.25 mJy/beam的射电源，其中7个是星团成员。在合并子星系团的碰撞区观测到9个具有成星光谱的星系。它们在射电波长上没有被探测到，这使得它们的恒星形成率的上限明显低于晚型场星系中通常发现的恒星形成率。因此，这些恒星形成天体中的大多数实际上位于星团的高密度部分，它们不是在星团中心投影中看到的坠落场天体。他们的SF情节可能与我们在其非常中心的阶段观察到的集群碰撞有关。在我们的2 $σ$通量密度极限下，没有发现任何具有星暴后光谱的星系，这证实了它们是星暴后的天体，而不是尘埃恒星形成天体。我们终于发现了一个窄角尾（NAT）源与第二亮的星系团（BG 2），其弥漫的组成部分是一个部分分离的对尾巴从早期的活动的BG 2星系。
2006-07-06 astro-ph
Weak Gravitational Lensing by the Nearby Cluster Abell 3667
我们提出了两个弱透镜重建附近的（$z_{cl}=0.055$）合并集群阿贝尔3667，根据观测采取$\sim 1$一年，在不同的看到条件。这是迄今为止最低红移的星团，具有弱透镜质量重建。两个质量图中特征的再现性表明，弱透镜研究低红移星系团是可行的。这些数据构成了对19个低红移（$z< 0.1$）南方星团进行X射线光度选择性弱透镜巡天的第一批结果。
2000-10-10 astro-ph
Abell 370: A Cluster with a Pronounced Triaxial Morphology
本文结合Sunyaev-Zel'dovich效应、X射线观测和成员星系的光谱红移，对星系团Abell 370的内禀三维形状进行了约束。星系团沿着l.o.s.被强烈拉长，在合并过程中具有两个（或更多个）子结构。光谱学进一步表明，这个过程必须在相对于L.O.S.的小角度下发生。
2005-02-14 astro-ph
The dynamical status of the galaxy cluster Abell 115
我们提出了一个新的光谱和光度测量的结果，热，双X射线集群A115在z=0.193，包含一个无线电遗物。我们结合星系的速度和位置信息，以选择85个星系公认的集群成员（从115个星系在TNG望远镜观测），确定全球的动力学特性和检测子结构。我们发现A115的速度频散σ_v=1362_{-108}^{+126} km/s。我们的分析证实了存在两个结构（A115 N和A115 S）的集群-类型很好地识别在天空的平面，并表明，他们的视线速度相差约2000公里/秒。我们估计A115 S在动态上比A115 N稍微更重要，sigma_v=900-1100 km/s，而sigma_v=750-850 km/s。此外，我们发现两个小组在低速的证据。我们估计一个全球集团维里质量为2.2- 3.5 e 15 h 70 Msun。我们的研究结果与A115 N和A115 S以LOS碰撞速度Δ v~1600 km/s碰撞的预合并方案一致。两体问题最可能的解决方案表明合并轴位于距天空平面$\sim 20$度处，并且核心将在~0.1 Gyr后交叉。最大尺寸垂直于合并轴的射电遗迹可能与这次合并有关。
2007-05-10 astro-ph
Abell 3560, a galaxy cluster at the edge of a major merging event
在本文中，我们研究A3560，一个丰富的集群在南部外围的A3558复杂的，一个链的相互作用的集群在中央部分的Shapley浓度超星系团。从ROSAT-PSPC图中我们发现，A3560的X射线表面亮度分布很好地描述了两个组件，椭圆形国王法律和一个更多的高峰和微弱的结构，这已经与高斯建模。主成分，对应于集群，是细长的主轴指向A3558复合体。第二个组成部分，集中在哑铃星系，其中占主导地位的集群，出现显着偏移（约0.15兆秒差距）从集群X射线质心。从Beppo-SAX观测中，我们推导出径向温度分布，发现温度在高达8弧分时是恒定的（kT~3.7 keV），对应于0.3 Mpc：对于更大的距离，温度显着下降至kT~1.7 keV。我们还分析了温度图，将集群划分为4个扇区，并导出每个扇区的温度分布：我们发现，温度下降在指向A3558复合体的扇区中更为突然。从VLA射电数据，在20和6厘米，我们发现了一个特殊的明亮的扩展射电源（J1332-3308），由核心（中心的哑铃星系的北部组件），两个叶，一个“灯丝”和一个扩散组件。源的形态可以用射电源与团内介质的强相互作用或中心引擎的不稳定性模型来解释。
2002-09-19 astro-ph
A2163: Merger events in the hottest Abell galaxy cluster I. Dynamical analysis from optical data
我们提出了一个详细的光学分析的星系团A2163的基础上，新的广角成像和中高分辨率（R~2000）光谱。虽然X射线观测显示，合并过程存在于这个集群中，合并的情况是复杂的，没有明确的定义。我们进行了补充的光学分析，旨在了解系统的动力学，增加合并的情况下的约束条件，并测试其对星系的属性的影响。我们提供了512个新天体的光谱目录，其中361个星系被确定为星系团成员。我们得出了平均红移和速度色散的估计：z= 0.2005 +/- 0.0003和1434 +/- 60 km/s，并进行了详细的动力学分析前所未有的精度。我们发现了多个合并事件的证据：i）星系密度分布中的强子集群，显示出一个主要的中心分量A2163-A，一个北向分量A2163-B，在光学和X射线中都可见，以及光学检测到的其他子结构，ii）A2163-A密度分布中的双峰性，气体和星系之间以及不同光度的星系之间的强分离，iii）沿特定轴向的低密度结构：主要是EW方向和NS方向，嵌入主要子结构，iv）速度分布的双峰性和沿集群的NE/SW轴的速度梯度（~1250 km/s）。A2163的质量非常大，Mvir = 3.8 +/- 0.4 10**15 Msol/h70。我们的分析支持这样一种情况，即A2163-A最近（t ~ 0.5 Gyr）沿NE/SW（或E-W）轴合并，A2163-B与主复合体相连，可能落在A2163-A上。（节略）
2007-12-17 astro-ph
Lensed Arcs and Inner Structure of Abell 697
我们提出了新的光学观测z=0.282集群阿贝尔697从凯克II望远镜。图像显示了cD晕中一个不寻常的扰动结构和一个以前未知的微弱引力透镜弧。弧的光谱没有产生红移，但它的光谱和颜色表明它位于z>1.3。我们构建模型来再现弧，表明潜在的可能是高度椭圆。我们认为，这个集群可能经历了最近的合并，并在形成其cD星系的过程中。对ROSAT和ASCA的X射线数据分析表明，A697星系团的合并过程已经进行到气体弛豫的程度，且接近正常星系团的L_x-T_x关系。
1999-09-09 astro-ph
A Chandra Study of the Core of the Nearby Cluster Abell 576
我们目前的数据从钱德拉观测附近的星系团阿贝尔576。集群的核心显示出显着偏离动力学平衡。我们发现，这个核心气体最有可能是合并子集群的残余物，它已经被剥离了大部分气体，在主集群后面沉积了一股气体。未剥离的子星团遗迹的特征是温度、密度和金属性与周围的主星团不同，这表明它有着不同的起源。这种小合并的动能的持续耗散可能足以抵消合并事件生命周期内主星团中的大部分冷却。
2004-02-10 astro-ph
Interaction in Abell 2256: the BeppoSAX view
我们提出的合并集群阿贝尔2256的空间分辨光谱分析的结果。BeppoSAX星载MECS的长积分时间（135 ks）和良好的空间分辨率使我们能够获得一种新的和大大改进的温度结构测量。我们发现，在集群的中心区域，合并的影响是可见的ROSAT表面亮度图像，方位角平均投影温度是非常平坦的，在这个区域以外的投影温度迅速下降。BeppoSAX号卫星的数据还清楚地表明，在4 '-8'（0.4-0.8 Mpc）径向仓中存在方位角温度梯度，其方向与合并本身的方向相同。我们的金属丰度剖面首次显示了在一个丰富的合并集群中存在丰度梯度的确凿证据。有趣的是，丰度图显示，在东南区，即离合并最远的区域，在与星团核心半径相当的半径处，丰度急剧下降了两倍。一种可能的解释是，在合并事件之前，在下降子群的核心已经形成了冷却流，正如Fabian和Daines（1991）所建议的那样。子结构之间的相互作用会破坏冷却流，从而重新加热和重新混合气体。由于A2256中的合并仍处于相对早期的阶段，位于合并事件相对侧的气体仍将保持与冷却流中断之前的团簇内介质（ICM）相关联的低丰度。
2000-03-04 astro-ph
XMM-Newton observation of the interacting cluster Abell 3528
我们分析了XMM数据集的相互作用星系团阿贝尔3528位于西部的核心沙普利超星系团，在附近的宇宙中最大的质量浓度。A3528是由两个相互作用的团簇（北A3528-N和南A3528-S）形成的，在红移0.053处，两个团簇之间的距离为0.9 $h_{70}^{-1}$ Mpc。XMM数据将这些团簇描述为弛豫结构，在A3528-N和A3528-S中的总温度分别为$4.14 \pm 0.09$和$4.29 \pm 0.07$ keV，核心冷却器为1.4- 1.5倍，在内部30弧秒内具有超太阳金属丰度。这些团块由X射线软桥状发射连接，并呈现不对称的表面亮度，在A3528-N的西北区域和A3528-S的东北区域显著过量。然而，无论是在表面亮度还是在温度图上，我们都没有观察到任何激波加热气体的证据。考虑到A3528-N周围的可见光分布更加集中，使得A3528-S几乎无法检测到，我们没有找到最初建议的迎面合并前场景的支持，并得出结论，A3528处于离轴合并后阶段，其中最近的核心相遇发生在大约1- 2 Gyrs之前。
2003-07-18 astro-ph
Chandra Observation of the Core of Abell 576
我们目前的数据从钱德拉观测附近的星系团阿贝尔576。集群的核心显示出显着偏离动力学平衡。我们发现，这个核心气体最有可能是合并子集群的残余物，它已经被剥离了大部分气体，在主集群后面沉积了一股气体。未剥离的子星团遗迹的特征是温度、密度和金属性与周围的主星团不同，这表明它有着不同的起源。这种小合并的动能的持续耗散可能足以抵消合并事件生命周期内主星团中的大部分冷却。
2003-10-09 astro-ph
XMM-Newton observations of Abell 2255 : a test case of a merger after `core-crossing'
Abell 2255不是一个松散的星团，但它正在经历合并。在这里，我们报告的XMM-牛顿观测这个集群的分析。X射线数据使我们有机会揭示星系团的复杂性，特别是它的温度分布。积分谱很好地拟合了一个单一的温度热模型，表明平均温度为7 keV。然而，星团在这个温度下并不是等温的：它的东部地区明显较冷，约为5.5 keV，而向西的温度达到约8.5 keV。如果Abell 2255最近通过合并较小的子单元组装而成，则可以解释这些温度不对称性。它现在正处于这些次单元的核心在大约0.1-0.2 Gyr前发生碰撞之后的阶段（“核心交叉”阶段）。与数值模拟结果的比较表明，在~（2-3）Gyr内，它将稳定为一个单一的弛豫团簇。
2006-01-18 astro-ph
The late merging phase of a galaxy cluster : XMM EPIC Observations of A3266
我们提出了一个镶嵌的五个XMM牛顿观测附近（$z=0.0594$）合并星系团阿贝尔3266。我们使用\xmm的光谱成像功能来构建精确的（投影）温度、熵、压力和Fe丰度图。温度图显示出一个弯曲的大规模热区域，与升高的熵水平相关，与数值模拟中预见的非常相似。压力分布在中心区域受到干扰，但在大尺度上是非常有规律的。铁丰度图表明，金属是不均匀分布在整个集群。使用简单的物理计算和数值模拟的比较，我们详细讨论合并的情况下，可以调和观察到的气体密度，温度和熵的结构，星系密度分布。
2005-08-31 astro-ph
An XMM-Newton view of the cluster of galaxies Abell 85
我们用XMM-牛顿观测了Abell 85星系团。这些数据使我们能够确认在以前的文件中存在的ROSAT PSPC检测到的扩展4百万秒差距的灯丝在附近的这个集群，并确定约2千电子伏的X射线温度。现在，我们将对星系团本身的X射线气体的性质进行彻底的分析，包括整个星系团的温度和金属丰度图。这些结果表明，Abell 85过去有过强烈的合并活动，即使在中心区域也没有完全放松。我们还确定了个别丰度的一些铁族金属和α-元素在不同的地区，这些金属丰度的铁丰度的比率表明，这两个超新星类型Ia和II必须参与集群内的气体富集。中心区域的光谱分析表明，不同的红移的X射线发射气体相比，来自星系成员红移的平均集群速度。我们讨论了cD星系红移、平均星系红移和热气红移之间差异的含义，以及几个星系群吸积到Abell 85上的可能性。最后，我们考虑到新确定的温度分布，得到了动力学质量分布和重子分数。Abell 85的动力学质量具有陡峭的密度分布，类似于N体模拟中发现的密度分布。
2004-11-18 astro-ph
Galaxy Cluster Formation from the Large-scale Structure: A Case Study of the Abell 2125 Complex at z=0.247
宇宙的结构被认为是由从小到大的等级聚集形成的。这种演化的大部分发生得非常缓慢，但在一些特殊的时间，由于主要的亚基以高速碰撞，可能会发生更快速、更剧烈的活动。Abell 2125复合体（z=0.247）似乎正在经历这样一个事件所示的建模的光学速度场和VLA的检测异常大量的相关的射电活跃星系。我们提出了一个80千秒的钱德拉成像的阿贝尔2125，以及广泛的互补多波长数据。我们展示了团簇形成过程中星系转变和毁灭的直接证据。钱德拉数据明确地将X射线贡献与Abell 2125复合体中的离散源和大尺度扩散气体分开，该复合体由各种合并的星系团/星系群和低表面亮度发射组成。这使我们能够研究影响星系演化的过程在这个特殊的时间从百万秒差距尺度下降到几千秒差距。整体的活动水平加上星团合并的特殊时间表明，星系演化的一个重要阶段可能发生在这样的事件中。
2004-04-15 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
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
Hard X-ray and radio observations of Abell 754
我们提出了一个长期的BeppoSAX观察Abell 754报告的非热过剩的热发射能量大于~45千电子伏。VLA在1.4 GHz的射电观测明确证实了星团中心区域存在弥散射电辐射，这是之前在74和330 MHz的图像中提出的（Kassim et al 2001），并报告了其他特征。此外，我们的观测确定了一个陡峭的无线电晕频谱在330-1400 MHz的频率范围内，相对于在较低的频率检测到的频谱，表明存在的频谱截止。A754中的射电晕被认为是合并星团的原型，它加强了Mpc级射电区域的形成与最近或当前合并过程之间的联系。射电观测结果与BeppoSAX探测到的硬X射线过剩量相结合，提供了关于造成星系团非热现象的电子群起源的信息。我们还讨论了位于PDS视场中的具有BL Lac特征的尾射电星系26 W 20可能是观测到的非热硬X射线发射的原因。
2002-12-18 astro-ph
Cluster Abell 520: a perspective based on member galaxies. A cluster forming at the crossing of three filaments?
星系团合并与星系团中存在的扩展的、弥散的射电源之间的联系仍然存在争议。一个有趣的例子是丰富的合并星团阿贝尔520，它包含一个射电晕。最近的一项引力分析表明，在这个星团中存在一个巨大的暗核，这可能是当前冷暗物质范式的一个问题。我们的目标是获得新的见解Abell 520的内部动力学分析成员星系的速度和位置。我们的分析是基于293个星系团的红移数据，结合新的红移数据的86个星系在TNG获得的数据，由hocC团队和其他少数数据从文献中获得的。我们还使用新的测光数据在INT望远镜。我们结合星系的速度和位置来选择167个z~0.201的星系团成员。我们使用加权间隙分析，KMM方法，Dressler-Shectman统计和速度色散曲线的分析来分析集群结构。我们比较我们的结果与那些从X射线，无线电和引力透镜分析。我们发现Abell 520绝对是一个非常复杂系统。我们的研究结果表明，我们正在寻找一个集群形成的交叉处的三个细丝的大尺度结构。特别是，我们检测到一个灯丝与LOS对齐，并投射到形成集群的中心。这也许可以解释引力透镜分析所显示的明显的巨大暗核。
2008-09-18 astro-ph
Chandra Observation of Abell 2142: Survival of Dense Subcluster Cores in a Merger
我们使用钱德拉的数据来映射合并星系团A2142中心区域的气体温度。集群是显着的非等温，它似乎是中央冷却流已被扰乱，但没有被破坏的合并。X射线图像显示出两个尖锐的弓形激波状表面亮度边缘或气体密度不连续性。然而，横跨这些边缘的温度和压力分布表明，这些不是激波锋面。压力在这些边缘上是合理连续的，而熵的跳跃与激波中的相反（即边缘的密度较低的一侧具有较低的温度，因此具有较低的熵）。最有可能的是，这些边缘描绘了致密的子星系团核心，这些核心在合并和周围冲击加热气体的冲压压力剥离中幸存下来。
2000-01-14 astro-ph
Abell 1451 and 1RXS J131423.6-251521: a multi-wavelength study of two dynamically perturbed clusters of galaxies
本文给出了两个X射线亮（L_X ~ 10^{45} erg/s）星系团的光学、X射线和射电观测结果。A1451的红移z=0.1989，从57个星系团中测得的视线速度色散sigma_v = 1330 km/s。它有规则的X射线发射，没有子结构的迹象，高斯速度分布，缺乏冷却流区域，并且与观测到的光度，温度和速度分散之间的标度律存在显着偏差，表明可能存在合并激波。只有一个光谱证实的星团射电星系，它靠近X射线峰值。1 RXS J131423.6-251521的z=0.2474，sigma_v = 1100 km/s，来自37个星系。有两个不同的星系群，投影距离为700 kpc。速度直方图是双峰的，红移-空间分离为~1700 km/s，X射线发射为双峰。虽然没有光谱证实的星系团射电星系，我们已经确定了一个合理的遗迹源候选人。
2002-06-24 astro-ph
