Suzaku X-Ray Observations of the Accreting NGC 4839 Group of Galaxies and the Radio Relic in the Coma Cluster
利用朱雀X射线观测资料，研究了NGC 4839星系群周围的热气体和后发座星系团外围的射电遗迹。我们发现在NGC 4839周围的气体温度从5千电子伏逐渐下降到3.6千电子伏的无线电遗迹，在那里有一个进一步的，陡峭的下降到1.5千电子伏。这种下降以及观测到的表面亮度轮廓与一个马赫数M = 2.2 pm 0.5、速度vs =（1410 pm 110）km s^-1的激波相一致。从上限到逆康普顿X射线发射的磁场强度，导出了B > 0.33 μ G的下限。虽然这表明，非热电子负责的遗物产生的扩散冲击加速（DSA），测量的马赫数和电子光谱之间的关系从无线电观测推断是不一致的，从最简单的，DSA的测试粒子理论的预期。尽管如此，DSA仍然是可行的，如果它是通过注入预先存在的人口的非热电子。结合以前的测量结果，Coma在西南方向的温度廓线在NGC 4839之外较浅，在最外面的区域也略浅。NGC 4839周围的金属丰度被证实高于其附近地区，这意味着丰度分布中的一个显著峰值，朝着外围降低到0.2太阳能。我们解释这些事实是由于冲压压力汽提富含金属的气体从NGC 4839，因为它落入昏迷。残留激波可能是由预先存在的团内气体、与NGC 4839有关的气体以及从西南部的大尺度结构暗条流入的较冷气体的联合作用造成的。
2013-05-02 astro-ph.CO
Is the Sunyaev-Zeldovich effect responsible for the observed steepening in the spectrum of the Coma radio halo ?
后发座星系团中的射电晕的频谱是在近二十年的频率上测量的。目前的无线电数据显示，在较高的频率，这对无线电晕起源模型的影响频谱陡峭。有一个正在进行的辩论的可能性，所观察到的陡峭不是固有的发射辐射，而是由SZ效应。最近，普朗克卫星测量了SZ信号及其在后发座星系团中的空间分布，从而验证了这一假设。利用Planck的结果，我们计算了SZ效应对射电晕谱的三种不同的修正。用前两种方法，我们测量了在不同频率下用于晕通量测量的孔径半径内的SZ衰减。首先，我们采用了Thierbach等人的全球数据汇编，并采用了与各作者所用的一致的参考孔径半径。其次，我们使用了可用的亮度轮廓的晕在不同的频率，以获得频谱内的两个固定的光圈，并推导出使用这些光圈的SZ减量。作为第三种方法，我们使用的准线性相关的y和射电晕亮度在330兆赫发现普朗克推导出修改的无线电频谱的方式，几乎是独立的孔径半径的SZ-减量。我们发现，由SZ-减量引起的光谱修改比解释所观察到的陡峭化所需的要小4-5倍。因此，发射电子光谱的中断或截止对于解释电流数据是必要的。我们还表明，如果发射光谱中没有陡峭化，未来在5 GHz下用单碟进行的深观测预计将测量40弧分半径的晕通量，这将是目前所见的7-8倍。
2013-09-07 astro-ph.CO
Which galaxies host bars and disks? A study of the Coma cluster
利用哈勃空间望远镜（HST）高级巡天照相机（ACS）对Sloan数字巡天数据第6版（SDSS-DR 6）中的$\sim 190$星系进行了观测，研究了后发座星系团中的棒分数。HST-ACS图像的前所未有的分辨率使我们能够探索存在的酒吧，检测视觉分类，在整个9个星等（$-23 \lesssim$ M $_{r} \lesssim -14$）的光度范围，使我们能够研究矮星系的贫困已知区域。我们发现，酒吧主办的星系在一个紧密的范围内的光度（$-22 \lesssim$ M $_{r} \lesssim -17$）和质量（$10^{9} \lesssim {\cal M_{*}}/{\cal M}_{\sun} \lesssim 10^{11}$）。当与明亮/大质量场星系的样本比较时，这一结果成立。此外，我们发现，酒吧分数并没有显着变化时，从中心到集群的外围，这意味着集群环境中酒吧的形成/演化起着第二顺序的作用。棒分数分布的形状相对于光度和质量是很好的匹配的光度分布的盘星系后发座，表明酒吧是很好的示踪剂的冷恒星盘。我们讨论了我们的结果的酒吧和磁盘的形成和演化方案的影响。
2010-02-02 astro-ph.CO
The Evolution of Radio Galaxies and X-ray Point Sources in Coma Cluster Progenitors Since z~1.2
利用钱德拉成像光谱学和甚大阵（VLA）L波段射电图，我们在12个高红移（0.4<z<1.2）星系团中的L>L* 星系中识别出P_{1.4GHz} ≥ 5 × 10 ^{23} W Hz^{-1}的射电源和L_{0.3-8keV} ≥ 5 × 10 ^{42} erg s^{-1}的X射线点源（XPS）。这个星系团样本中的射电星系和XPS，选择与后发座星系团的祖先在这些红移一致，与哈特等人（2009）分析的低z发现的进行比较。在星系团核心的投影半径为1 Mpc的范围内，我们发现了17个星系团射电星系（11个具有安全的红移，包括一个z=0.826的明亮FR II射电源，还有6个具有类似于星系团椭圆星系的宿主星系颜色）。射电光度函数（RLF）的集群无线电星系作为一个小部分的集群红色序列（CRS）星系揭示了显着的演变，这个人口从高Z到低Z，与较高的功率无线电星系位于较低温度的集群在较早的时代。此外，有一些证据表明，随着宇宙时间的推移，射电星系团比CRS星系更加集中。在这个相同的投影半径内，我们识别出7个光谱确认的星团XPS，它们都具有CRS宿主星系的颜色。与Martini等人（2009）的结果一致，我们估计高z星系团中CRS星系的最小X射线活性分数为1.4+/-0.8%，相当于低z星系团中CRS星系的活性分数从0.15+/-0.15%增加了约10倍。虽然在z>0.4的星系团场中，还缺乏几个…
2011-07-10 astro-ph.CO
Unveiling the Dynamics in Galaxy Clusters: The Hidden Role of Low-Luminosity Galaxies in Coma
本研究通过分析后发座星系团，揭示了低光度星系在追踪星系团子结构和动力学状态中的关键作用，证明忽略低通量天体会严重低估从核心到约8倍R200范围内子结构的数量。
2025-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Suzaku observations of a shock front tracing the western edge of the giant radio halo in the Coma Cluster
我们提出的后发座星系团，X射线最明亮的，附近的合并系统托管一个研究充分，典型的巨型射电晕的新朱雀观测结果。先前已经表明，在星团的西侧，射电亮度与其他方位角相比显示出更陡峭的梯度。XMM-牛顿和普朗克揭示了沿着该区域南半部的激波阵面与这个陡峭的射电梯度有关，这表明射电发射被与激波通道有关的粒子加速增强。朱雀星第一次证明了这个冲击波阵面向北延伸，追踪了后发座射电晕西部边缘的整个长度。激波在温度和X射线表面亮度分布中都被探测到，马赫数约为$\mathcal{M}\sim1.5$。表面亮度边缘的位置与无线电发射的边缘很好地对齐，而获得的温度分布似乎表明激波位于半径125-185千秒差距以外。此外，来自温度和密度跳跃的冲击强度是一致的，当使用提取区域平行于无线电晕边缘，但变得不一致，彼此来自径向配置文件集中在后发座星系团的核心。除了单纯的投射效应外，激波的几何形状很可能比具有单一均匀马赫数和近似球对称形状的锋面更为复杂。
2015-12-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Evidence for a pressure discontinuity at the position of the Coma relic from Planck Sunyaev-Zel'dovich effect data
射电遗迹是在星系团外围发现的百万pc级弥散同步辐射源。他们被认为是与大规模的冲击传播通过集群内的介质，虽然无线电遗迹和集群合并冲击之间的联系尚未得到最终证明。利用Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应成像首次探测到了著名的后发座星系团遗迹中的压力跃变，SZE数据来自于Planck首次公开发布的全天数据，我们使用2.3GHz的高频射电数据来约束激波阵面的几何形状。SZE数据提供了压力不连续性的证据，与遗迹位置一致，而不需要任何额外的激波前位置的先验。推导出的马赫数M = 2.9（+0.8/-0.6）与X射线和射电结果一致。没有任何压力不连续性的高压“灯丝”不受X射线测量的青睐，考虑到已发表的对该组的质量估计，可以排除基于下落组NGC 4839的“子星系团”模型。这些结果表明，第一次尝试直接测量的压力不连续的无线电遗迹和第一SZ检测到的冲击功能观察附近的维里半径的星系团。
2015-01-16 astro-ph.CO
Deep UV Luminosity Functions at the Infall Region of the Coma Cluster
我们已经使用深GALEX观测后发座星系团的落区测量最微弱的紫外光度函数（LF）提出了一个丰富的星系团迄今。在GALEX的EUV和NUV波段上测量到后发座的紫外LF值为-10.5，比以前的研究暗3.5等，首次达到后发座矮早型星系群。Schechter暗端斜率（在两个GALEX波段中α = -1.39）比以前的后发座UV LF研究报告的要浅，这是因为在暗星等下LF更平坦。一个高斯加谢克特模型提供了一个稍微好一点的参数化的紫外线LF导致在两个GALEX波段的一个弱端斜率~ -1.15。两个组件模型给出了弱端斜率小于-1（营业额）的LF分别构建被动和恒星形成星系。由于后发座中恒星质量低于M*=10^8 Msun的矮星形成星系的不足，恒星形成星系的紫外LF在M_UV ~-14处出现了一个周转。一个类似的营业额被确定在最近的紫外线低频测量室女座室女星系团团表明这可能是一个共同的特点，本地星系团，而外地紫外线低频继续上升微弱的幅度。我们没有发现多余的被动星系，如果失踪的矮恒星形成星系在星系团内部淬火，那么就可以预期。事实上，矮被动星系和恒星形成星系的LF在微弱的星等上显示出相同的周转率。我们讨论了可能的起源失踪的矮恒星形成星系后发座和它们的预期性能的基础上比较本地场星系。
2011-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sardinia Radio Telescope observations of the Coma Cluster
本文利用撒丁岛射电望远镜在1.4和6.6 GHz对后发星系团进行深场观测，结合甚大阵列数据成像，发现晕和遗迹的偏振及频谱特性，并测得遗迹射电马赫数为2.9。
2024-02-11 astro-ph.CO
The Galaxy Luminosity Functions down to M_R=-10 in the Coma Cluster
本文导出了后发座星系团中M_R=-10的矮星系在中心、中间和外围三个区域的光度函数。LF（-19<M_R<-10）在三个视野间无显著性差异。它在M_R \sim-13处有明显的倾斜，由两个不同斜率的分量组成，-19<M_R<-13的亮分量斜率较平缓，而-13<M_R<-10的暗分量斜率较陡。亮分量（-19<M_R<-13）主要由红色扩展星系组成，包括少量蓝色星系，其颜色是晚型星系的典型颜色。另一方面，暗分量（-13<M_R<-10）主要由类PSF致密星系组成。我们发现，这些紧凑的星系和一些扩展的星系都存在于中心，而只有紧凑的星系被认为是在外围。在暗分量中，蓝色星系的比例在外围比中心大。我们认为后发座星系团中的矮星系，这两个组成部分的LF，是异质的一些不同的起源。
2012-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
S0 galaxies in the Coma cluster: Environmental dependence of the S0 offset from the Tully-Fisher relation
我们提出了深GMOS长缝光谱的15后发座星系团S 0星系，并提取沿主轴的几倍盘尺度长度的运动学特性。用以前发表的数据补充我们的数据集，我们创建了29个昏迷S 0的组合样本，以及38个昏迷螺旋的比较样本。利用SDSS和2 MASS的测光结果，我们构造了S 0星系的Tully-Fisher关系（TFR;光度与最大自转速度）。在固定的自转速度下，后发座S 0星系在g、i和Ks波段的平均亮度分别比后发座螺旋星系暗1.10 $\pm$ 0.18、0.86 $\pm$ 0.19和0.83 $\pm$ 0.19等。典型的S 0偏移量保持不变时，计算相对于大视场星系螺旋样本。观测到的偏移与一个简单的恒星形成模型是一致的，在该模型中，S 0是相同的螺旋，直到突然淬火发生在一些中间红移。这些偏移量形成了一个连续的分布，追踪恒星形成停止后的时间，并与光学色-星等关系的残差表现出很强的相关性（>6σ）。一般来说，自转速度比平均值暗的SO，光度也比平均值红。S 0 TFR偏移也与投影的集群中心半径和投影的局部密度参数相关。由于当前的本地环境与吸积到集群的时间相关，我们的研究结果支持的情况下，螺旋形到S 0的转换是由集群坠落触发。
2013-07-30 astro-ph.CO
Constraints on dark matter annihilation and turbulent reacceleration set by high-frequency observations of the radio halo in the Coma cluster
本文利用后发座星系团6.6 GHz射电晕观测，限制暗物质湮灭电子在湍流再加速模型中的参数，发现10 GeV质量模型不被支持、500 GeV模型需过长再加速时间，最优中性微子质量在100–200 GeV且偏好夸克湮灭通道。
2025-09-04 astro-ph.CO
Joint power spectrum and voxel intensity distribution forecast on the CO luminosity function with COMAP
我们开发了一个框架，联合约束的CO光度函数的基础上的功率谱（PS）和体素强度分布（VID），并将其应用到COMAP，CO强度映射实验的模拟。该贝叶斯框架是基于马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）采样器耦合到高斯似然与联合PS + VID协方差矩阵计算从大量的基准模拟，并重新校准与少量的模拟每个MCMC步骤。这些模拟基于来自快速峰值补丁模拟的暗物质晕，结合Li等人的$L_\text{CO}(M_\text{halo})$模型。我们发现，约束CO光度函数的相对功率取决于感兴趣的光度范围。特别地，VID在小和大光度下都更敏感，而PS在中间光度下更敏感。联合分析优于单独使用任何一个可观察数据。当对范围在$L_\text{CO} = 10^4-10^7L_\odot$和COMAP第2阶段的10个以上宇宙学实现之间的CO光度进行平均时，与联合分析（PS + VID）相比，PS和VID的不确定性（以dex计）分别大58%和30%。这种方法一般适用于任何其他随机场，具有复杂的可能性，只要一个快速的模拟过程是可用的。
2019-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Novel Approach to Constrain the Mass Ratio of Minor Mergers in Elliptical Galaxies: Application to NGC 4889, the Brightest Cluster Galaxy in Coma
小合并被认为是大质量椭圆星系的形成和结构演化的重要因素。在这项工作中，我们报告发现了一个系统的四个壳功能的后发座星系团的最明亮的成员之一，NGC 4889，使用哈勃太空望远镜和斯隆数字巡天的光学图像。这些壳层与主星系的主轴对齐，很可能是由一个小卫星星系的吸积形成的。我们对NGC 4889及其附近许多重叠的邻近星系进行了详细的二维光度分解。这个全面的模型不仅使我们能够牢固地检测到低表面亮度的外壳，而且至关重要的是，还可以准确地测量它们的亮度和颜色。壳层比主星系中相同半径的底层恒星更蓝。我们利用壳层的颜色和后发座星系团的颜色-星等关系来推断其前身星系的光度（或质量）。NGC 4889中的壳层似乎是由一个中等光度（M_I~-18.7等）盘状星系（S0或螺旋星系）的微小合并产生的，其光度（质量）比为90：1。在这项工作中提出的新方法可以用来解码化石记录印在光度子结构的其他附近的早期型星系。
2013-05-22 astro-ph.CO
Radio observations of the Galactic Centre and the Coma cluster as a probe of light dark matter self-annihilations and decay
我们更新我们以前的计算伽马射线和无线电观测的约束条件的湮灭的暗物质粒子轻于10 GeV。我们预测的同步辐射光谱，以及与光衰减和湮灭暗物质候选人在后发座星系团和银河系中心的无线电发射的形态。我们的新结果基本上证实了我们以前的发现：如果磁场大于50微高斯，银河系最内部的同步辐射会限制甚至排除暗物质候选者。事实上，我们的结果表明，光湮灭候选者必须有一个S波抑制对湮灭截面到电子（或分支比到电子正电子必须很小）。如果暗物质在衰变，它的寿命必须大于t = 3。10^{25}秒。因此，当人们提出一个“轻”的暗物质候选者时，无线电发射总是应该被考虑的。
2010-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
How typical is the Coma cluster?
后发座经常被用来作为原型z~0星系团，以比较更高的红移工作。然而，后发座星系团在质量或X射线光度方面对星系团的代表性如何还不清楚，重要的是：最近的研究表明后发座星系团的星系数量在某些方面可能是不规则的。在这项工作中，我们提出了一个比较昏迷的X射线选择控制样品的集群。我们表明，虽然Coma是典型的对控制样品在其内部运动学（子结构和速度色散曲线），它有一个显着高（~ 3西格玛）的X射线温度设置对集群的可比质量。通过对我们的控制样本星系团星系恒星形成率进行去红移，使用z < 0.1的星系主序星演化拟合，我们确定后发星系的典型恒星形成率作为质量的函数高于我们控制样本中的星系，置信水平> 99%。与对照样品的一致性是到后发座的距离略低，也许是通过相对于哈勃膨胀的不可忽略的特殊速度，但我们不认为这是可能的，因为使用各种方法进行了精确测量。因此，在星系演化研究中，我们建议谨慎使用后发座作为z~0基线星系团。
2013-12-13 astro-ph.CO
The HST/ACS Coma Cluster Survey: V - Compact Stellar Systems in the Coma Cluster
HST ACS Coma Cluster Treasury Survey是对最近的非常丰富的星系团进行的深度双通带成像调查，涵盖了一系列星系密度环境。该成像是由最近的宽视场红移调查的集群进行Hectospec的6.5米MMT的补充。这些数据的许多科学应用包括寻找紧凑的星系。在本文中，我们提出了七个紧凑（但相当明亮）的恒星系统的发现，从M32类星系到超紧凑矮星（UCD）/矮到球状过渡天体（DGTO）。我们发现，所有七个紧凑的星系需要一个两个组件适合他们的光剖面和测量速度色散超过预期的典型的早期类型的星系在他们的光度。从我们的结构参数分析，我们得出结论，三个样本应被归类为紧凑的椭圆星系或M32类星系，其余四个不太极端的系统。这三个致密椭圆星系的光度加权年龄均大于12 Gyr，金属丰度中等（-0.6 < [Fe/H] < -0.1），[Mg/Fe]高（> 0.25）。我们的研究结果支持潮汐剥离方案的形成模式的紧凑的星系覆盖的光度范围在这里研究。我们推测，至少有两个早期型的形态可能作为紧凑星系团的祖先。
2009-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of Dark Matter sub-halos in the non-thermal emission of galaxy clusters
暗物质粒子的湮灭被认为是星系团产生非热粒子和辐射的可能机制之一。以前的研究表明，虽然DM模型可以再现后发座星系团中射电晕的光谱特性，但它们无法再现射电晕表面亮度的形状，因为它们产生的形状过于集中于星系团的中心。然而，在以前的研究中，DM分布被建模为一个单一的球对称晕，而昏迷DM分布被发现有一个复杂的和细长的形状。在这项工作中，我们计算了一系列的非热辐射后发座星系团通过使用所观察到的分布DM子晕。我们发现，通过在DM模型中包括观测到的子晕，我们得到了一个形状类似于观测到的射电表面亮度，并且子晕将射电发射提高了5 - 20%，从而允许减小再现射电晕通量所需的湮灭截面与从其他观测得出的上限之间的差距，并且该间隙可以通过由于较小的子结构而导致的增强因子的实际值来解释。中性伴子质量为9 GeV、成分为$τ^+ τ^-$的模型，以及质量为43 GeV、成分为$b \bar b$的模型，可以利用后发座中观测到的磁场特性来拟合射电晕谱，并且与最近的费米-LAT上限相比，并没有预测到伽马射线的过量发射。这些发现使这些DM模型成为解释星系团射电晕起源的可行候选者。[删节]
2016-11-17 astro-ph.CO
The Coma cluster at LOFAR frequencies I: insights into particle acceleration mechanisms in the radio bridge
连接星系团和星系群的低密度气体桥的射电同步辐射对粒子加速过程是一个挑战。在这项工作中，我们使用新的低频阵列（LOFAR）在144 MHz的观测分析后发座无线电桥。LOFAR以前所未有的灵敏度和分辨率检测桥梁及其子结构。我们发现NGC 4839群的射电辐射峰值。在NGC 4839群前方的光晕中，射电亮度降低，射电辐射流将NGC 4839群与射电遗迹连接起来。使用X射线观测，我们发现，热和非热等离子体是适度相关的次线性标度。我们使用档案无线电数据在326兆赫，以限制在桥的频谱指数，并量化的粒子和磁场在不同频率的分布。我们发现，频谱比$-1.4 \pm 0.2$更陡，并且在326 MHz处的发射比在144 MHz处的发射更结块。利用宇宙学模拟和简化的方法来计算粒子加速度，我们推导出在何种条件下，湍流加速的温和相对论性电子可以产生的无线电辐射的桥梁。假设种子电子相对于热气体的初始能量比为$3 \cdot 10^{-4}$，我们能够再现所观察到的亮度。我们的结果表明，在桥中的射电星系释放的种子电子和气体和星系的运动产生的湍流是必不可少的产生无线电发射。
2020-11-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
First X-ray evidence for a shock at the Coma relic
后发座星系团是离我们最近的星系团之一，也是第一个发现射电晕和外围遗迹的星系团。虽然它的晕和团内介质的中心部分已被广泛研究，但对其遗迹附近等离子体的X射线观测却很少。在这里，我们提出了一个22-ks档案XMM-牛顿观测重新分析的结果。穿过遗迹，我们探测到一个马赫数约为2的激波。这排除了先前提出的遗迹是由湍流形成的假设。此外，多波长观测和数值模式不支持昏迷遗迹处的激波是传出的星团合并激波的假设。相反，我们的研究结果支持了这样一种观点，即遗迹与NGC 4839群沿着宇宙细丝落入星团时形成的坠落激波阵面相吻合。
2012-11-14 astro-ph.CO
The Coma cluster at LOFAR frequencies II: the halo, relic, and a new accretion relic
本文给出了后发座星系团144MHz的低频阵列射线观测结果。这个星团拥有一个最著名的射电晕，一个遗迹和一个低表面亮度的桥。我们检测到的新功能，使我们能够向前迈出一步，在集群中的粒子加速的理解。射电晕延伸超过2Mpc，这是有史以来报道的最大范围。在星团的东北部，在后发座维里半径之外，我们发现了一个弧形射电源，可以追踪被吸积激波加速的粒子。在晕的西面，与X射线中检测到的冲击相一致，我们确认了射电锋的存在，相对于晕的其余部分具有不同的光谱特性。我们检测到径向陡峭的无线电晕光谱指数之间的144 MHz和342 MHz，在$\sim 30^{\prime}$从集群中心，这可能表明一个非恒定的再加速时间在整个体积。我们还检测到一个温和的陡峭的光谱指数对集群中心。对于第一次，径向变化的斜率的无线电X射线相关性被发现，我们表明，这样的变化可能表明宇宙射线与热能密度在集群外围的比例增加。最后，我们调查了NGC 4789的遗迹和源之间的发射的起源，我们认为，NGC 4789可能已经越过了它的尾巴和遗迹之间可见的无线电发射的冲击。
2022-03-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Tempestuous life beyond R500: X-ray view on the Coma cluster with SRG/eROSITA. II. Shock & Relic
这是利用在飞行任务校准和性能验证阶段获得的SRG/eROSITA X射线数据对后发座星团进行的一系列研究中的第二篇论文。在这里，我们集中在邻近射电源1253+275（射电遗迹，RR，以下简称）的区域。我们发现，X射线表面亮度在$\sim 79'$（$\sim 2.2\,{\rm Mpc}\approx R_{200c}$）处表现出最陡的梯度，该梯度几乎与RR的外边缘共空间。与其他几个遗迹的情况一样，从X射线表面亮度剖面（$M_X\approx 1.9$）得出的激波马赫数似乎低于解释扩散激波加速（DSA）模型（$M_R\approx 3.5$）中综合射电谱斜率所需的马赫数，如果磁场是均匀的，辐射损失是快速的。然而，考虑到射电、X射线和SZ图像之间的非平凡相关性，激波的几何形状无疑要比以星团为中心的球楔复杂得多。虽然复杂的激波几何形状可能会单独导致$M_X$的负偏置，我们推测了其他一些可能影响$M_X$ - $M_R$关系的可能性，包括激波子结构，它可能会被拉伸穿过激波的非热细丝的存在所修改，以及相对论电子沿着具有强磁场的非热细丝的传播。我们还讨论了“历史”的射电星系NGC 4789，这是位于前面的遗迹的背景下，后发座NGC 4839合并的情况。
2022-12-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
The relation between bar formation, galaxy luminosity, and environment
我们得出的酒吧分数在三个不同的环境，从外地室女座和后发座星系团，涵盖了前所未有的大范围的星系光度（或，相当于，恒星质量）。我们证实，棒星系的分数强烈依赖于星系光度。我们还表明，酒吧的分数分布之间的差异，作为一个函数的星系光度（和质量）的字段和后发座集群的统计显着，与室女座是一个中间的情况。我们解释这一结果作为一个变化的环境对酒吧的形成取决于星系光度的影响。我们推测，较亮的盘星系是足够稳定的相互作用，以保持其冷结构，因此，相互作用能够触发酒吧的形成。对于较暗的星系，相互作用变得足够强，加热了盘，抑制了棒的形成，甚至破坏了盘。最后，我们指出，关于酒吧分数是否取决于环境的争议可以解决考虑到不同的光度范围的星系样本研究到目前为止。
2013-01-08 astro-ph.CO
Measurements and simulation of Faraday rotation across the Coma radio relic
本工作的目的是利用法拉第旋转测量来探测星系团遗迹区和陷落区的磁场特性。本文利用甚大天线阵对后发座星系团西南部的7个源进行了多频观测，其中落星系团NGC 4839和遗迹1253+275位于该区域。本文导出并分析了观测源的法拉第旋转测量图，以研究后发座西南区的磁场。我们讨论了如何解释的数据，通过比较观察到的和模拟旋转措施的地图，模拟不同的三维磁场模型。最适合后发座中心区域的磁场模型低估了西南部区域的旋转测量值，低估了6倍，并且在遗物的位置处没有发现旋转测量数据的显著跳跃。我们探讨不同的可能性，以调和观察到的和模拟旋转措施的趋势，并得出结论，沿西南部门的磁场的放大是最合理的解决方案。我们的数据以及最近用朱雀获得的气体密度的X射线估计表明，在整个西南地区，为了调和真实和模拟旋转测量趋势，需要将磁场放大3倍。遗迹区域的磁场推断为~2 microG，与逆康普顿极限一致。
2013-05-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
The Lack of Diffuse, Nonthermal Hard X-ray Emission in the Coma Cluster: The Swift BAT's Eye View
后发座星系团拥有已知的最亮的射电晕，因此一直是众多搜索相关逆康普顿（IC）发射的目标，特别是在硬X射线能量下，IC信号最终必须占主导地位。最近使用朱雀硬X射线探测器（HXD）进行的搜索未能确认先前使用RXTE和BeppoSAX进行的IC探测，而是将上限设置为非热通量的2.5倍。然而，如果IC辐射非常扩展，超出星团射电晕的尺度，这种差异就可以解决。使用重建的天空图像从58个月的雨燕BAT全天调查，这样的解决方案的可行性进行了研究。在Renaud等人的基础上，我们测试并实现了一种用于提取扩展源的通量的方法，假设指定的空间分布。BAT光谱与来自镶嵌观测的XMM-牛顿EPIC-pn光谱联合拟合。我们发现没有证据表明大规模IC排放的水平预期从以前检测到的非热通量。对于所考虑的所有非热空间分布，它们跨越了物理上合理的IC模型的范围，我们确定了上限，其最大（最保守）极限为<4.2 × 10 ^{-12} erg/s/cm ^2（20-80 keV），这对应于磁场B> 0.2 μ G的下限。根据射电晕的大小和可能的磁场径向分布，导出了最可能的IC分布的标称通量上限为<2.7 × 10 ^{-12} erg/s/cm ^2，相应的B> 0.25 μ G。
2010-12-03 astro-ph.CO
Shocking news outside of cluster cores
当磁场低于1微高斯时，同步等离子体的最小压强开始接近团簇外围热气体和大尺度结构细丝中更弥散的WHIM。我们总结了我们的一些技术，以找到相应的低表面亮度射电源和我们已经发现。我们在恶劣的环境中识别出类似星系团的源，可能需要非常有效的相对论粒子加速，以及非常分散的射电星系，没有当前活动的迹象。对后发座和一个新的无线电识别的星系团进行更详细的观测，突出了与星系团有关的激波中的一些新问题：后发座的晕边缘有一个激波，表明两者之间有联系;后发座的遗迹似乎是一个“坠落”激波，与一个500公里/秒的星系柱坠落有关;新星团除了更经典的晕和外围遗迹外，还有遗迹碎片，这表明我们开始看到遗迹发射的正面。最后，另一种冲击来自于我们最近发现的在确定旋转测量中的模糊性，这将影响星系团磁场研究。
2011-01-30 astro-ph.CO
Preliminary evidence for a virial shock around the Coma galaxy cluster
星系团是宇宙中最大的引力束缚物体，被认为是通过大规模维里冲击从周围环境吸积质量而增长的。由于电子在这样的冲击波中加速，它应该表现为$γ$射线、硬X射线和射电环，向供给星系团的大尺度灯丝延伸，与热Sunyaev-Zel 'dovich（SZ）信号的截止相一致。然而，到目前为止还没有发现这样的特征，而星系团维里激波的存在仍然只是一种理论。我们发现一个大的初步证据，$\sim 5$兆秒差距短轴$γ$ -射线环周围的后发座集群，延长到大规模的灯丝连接后发座和阿贝尔1367，检测到标称$2.7σ$的置信水平（$5.1σ$使用控制信号模拟）。$γ$ -射线环与同步加速器信号和SZ截止相关，但与银河系示踪剂无关。如果激波在哈勃时间内将热能$\sim 1\%$沉积在相对论电子中，并将$\sim 1\%$沉积在磁场中，那么$γ$射线和射电特征与解析和数值预测一致。隐含的逆康普顿和同步累积发射从类似的冲击可以显着贡献的弥漫河外$γ$射线和低频无线电背景。我们的研究结果，如果证实，揭示了在后发座的热气体，集团的喂养模式，周围的大规模的空洞和细丝的属性的扁长结构。在其他星系团周围探测到这样的冲击波，这将是一个强大的新宇宙学探测。
2017-09-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Very deep spectroscopy of the Coma cluster line of sight: exploring new territories
环境效应对星系团有重要的影响，但在非常微弱的星等（R>21）的研究几乎完全基于成像。我们在这里提出了一个非常深的光谱调查星系的视线后发座，根据红移获得的VLT/VIMOS的715个星系在前所未有的星等范围21<R<23（绝对星等-14至-12）。我们确认了Adami等人（2005年a）在昏迷中发现的亚结构，并发现了三个新的亚结构。我们在Coma后面检测到许多组：z~0.5的大型结构，SDSS长城，以及z~0.054的大型且非常年轻的结构。这些结构解释了Gavazzi等人（2009）最近弱透镜分析得出的质量图。矮星系的轨道可能是各向异性的和径向的，并且可能起源于径向落入星系团的场星系。后发座矮星系的光谱特征表明，红色或吸收线星系具有较大的恒星质量，比蓝色或发射线星系更古老。R <22 galaxies show less prominent absorption lines than R>22星系。对于场星系来说，这种趋势就不那么明显了，这表明部分暗淡的后发星系可能是在NGC 4911星系团坠落后从场星系中注入的。我们列出了五个超紧凑矮星系候选者。我们还在全球范围内证实了我们以前的星系光度函数的光谱结果，并发现矮星系遵循类似于明亮星系绘制的红色序列。后发座中有大量的矮星系，它们是沿着暗条落入星系团的部分场星系。
2009-06-24 astro-ph.CO
A multi-wavelength analysis of Spitzer selected Coma Cluster galaxies: star formation rates and masses
本文对后发座星系团中MIPS 24 μ m选定星系的特定恒星形成率进行了深入的研究。我们使用光学（u '，g'，r '，i'，z '），近红外（J，H，Ks）和中远红外（IRAC和MIPS）测光建立星系光谱能量分布。新的和存档的光谱确认了210个星团成员。随后，总的红外光度，星系恒星质量，和特定的恒星形成率的成员确定通过测量最佳拟合模板。使用一系列的补充诊断，我们寻找污染活动星系核，但发现很少。我们比较模糊的恒星形成率，从修正的H-α发射线测量的unobscured率。这两个值之间的一致性使我们得出结论，没有证据表明存在额外的模糊成分。在我们的光谱样本中，当r' < 19.5时，我们发现所有的恒星爆发都是蓝色的，并且是矮星，质量小于10^9太阳质量。检查这些星群内的位置，我们确认，有一个较低的分数在集群的核心。
2011-09-14 astro-ph.CO
Probing the origin of giant radio halos through radio and gamma-ray data : the case of the Coma cluster
我们结合所有可用的信息的光谱形状和形态的后发座星系团的射电晕的γ射线上限获得的费米-LAT和来自法拉第旋转措施（RM）的磁场强度。我们探讨了射电晕是由于团簇内介质（ICM）中p-p碰撞产生的次级电子的同步辐射的可能性。首先，我们研究纯次级模型的情况。我们使用观测到的晕的射电亮度的空间分布来约束模型所需的集群中的宇宙射线（CR）的量及其空间分布。在正则假设的光谱的CR是一个幂律的动量和秒的频谱是固定的，我们发现，组合的陡峭的光谱的CR必要的解释晕的频谱和他们非常广泛的空间分布（和大能量密度）的结果在伽马射线发射超过目前的限制，除非集群磁场是足够大。然而，这样的字段似乎与来自RM的约束不一致。其次，我们研究了基于次级粒子的更复杂的模型，其中CR质子和它们的次级粒子都被MHD湍流再加速。我们表明，在这些条件下，它是可以重现的无线电数据和预测的伽马射线与费米-LAT限制，没有紧张的集群磁场的约束。如果湍流和磁场的能量密度都与ICM成比例，那么MHD湍流对二次流的再加速也需要比ICM更平坦的CR空间分布。然而，更广泛的湍流和场的空间分布和/或ICM中额外初级电子的再加速大大缓解了这一要求。
2012-08-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Planck Sunyaev-Zel'dovich vs. the X-ray View of the Coma Cluster
普朗克合作最近发表了Abell 1656（后发星系团）中Sunyaev-Zel'dovich效应的精确和分辨测量结果，因此直接测量了团内等离子体中的电子压力分布。另一方面，这样的量也可以从组合由等离子体发射的热韧致辐射的X射线观测提供的密度和温度导出。我们发现SZ和X射线压力之间存在一个与模型无关的张力，SZ的张力肯定要低15- 20%。我们建议，这样一个具有挑战性的紧张局势可以解决的一个额外的，非热支持的引力平衡的集群内等离子体。这可以直接包括在我们的超级模型中，以便在与X射线观测值一致的同时，详细地拟合普朗克SZ剖面。非热分量的可能起源包括宇宙射线质子、持续的湍流和相对论性电子;考虑到前两种选择的现有观测限制，这里我们关注第三种。为了使这一点有效，我们发现电子总数不仅必须包括加速到γ> 10 ^3的高能尾，而且还必须包括更多的低能电子。电子加速是通过合并事件开始的，这些事件类似于昏迷中热团内等离子体提供非常高的中心熵的事件。
2012-12-13 astro-ph.CO
The Velocity Dispersion Function of Very Massive Galaxy Clusters: Abell 2029 and Coma
基于对星系团Abell 2029和后发座星系团的广泛红移观测，我们测量了整个星系团成员星系的光度函数和恒星质量函数。最重要的是，我们测量的速度色散函数（VDFs）的静态成员。MMT/Hectospec红移调查的星系在A2029确定982光谱成员，838名成员，我们得出的中心速度色散的光谱。后发座是唯一一个被调查得如此密集的星团。A2029和Coma的LF、SMF和VDF基本相同。簇的SMF与模拟一致。静止星系的A2029和后发星系的速度色散比场星系的速度色散有一个明显更陡的斜率$\lesssim 100$ km s $^{-1}$。在速度色散$\gtrsim 250$ km s $^{-1}$时，星系团VDFs也超过了磁场。星系团VDF和场VDF之间的差异是对模拟和宇宙结构形成的潜在重要测试。
2016-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-Compact Dwarfs in the Core of the Coma Cluster
我们在后发座星系团中发现了一个红色和一个蓝色的超致密矮星系候选者。我们分析了深F475 W（斯隆g）和F814 W（I）哈勃太空望远镜的图像，这些图像是作为后发座星系团财政部调查的一部分使用高级巡天相机宽视场通道获得的，并拟合了后发座星系团两个中心主导星系之一NGC 4874附近约5000个点状源的光剖面。虽然几乎所有这些来源的球状星团仍然没有得到解决，我们发现有52个物体的有效半径在10到66 pc之间，在矮球状过渡物体（DGTO）和UCD的范围内。在这52个致密天体中，有25个比M_V ~-11等亮，这一星等通常被认为是分离UCD和球状星团的星等。UCD/DGTO候选者与非常丰富的NGC 4874球状星团系统中红色和蓝色子种群中最明亮的球状星团具有相同的颜色和光度分布。与标准的球状星团不同，蓝色和红色UCD/DGTO子群具有相同的有效半径中值。UCD/DGTO候选者的空间分布显示它们聚集在NGC 4874附近，并且不是均匀分布的。我们发现在NGC 4874周围的15 kpc内，UCD/DGTO与球状星团相比相对不足，但是在更大的半径上，UCD/DGTO和球状星团遵循相同的空间分布。
2010-09-15 astro-ph.CO
Constraints on the multi-TeV particle population in the Coma Galaxy Cluster with H.E.S.S. observations
H.E.S.S. (High能量立体系统（英语：Energy Stereoscopic System）的望远镜对后发座进行了约8小时的观测，以寻找能量大于1 TeV的伽马射线辐射。H.E.S.S.的3.5 ° FWHM大视场对于观察各种大小的目标是理想的，包括后发座星系团核心，西南部的射电遗迹（1253+275）和合并/坠落（NGC 4839）区域，以及大于度的特征。没有发现点状或扩展TeV伽马射线发射的证据，并且在后发座核心和其他区域设定了E>1、>5和> 10 TeV的TeV通量F（E）的上限。将这些极限转换为能通量E^2F（E），最低或最大的限制是后发座核心（半径为0.2度）在~ 8 Crab通量单位或~10^{-13}ph cm^{-2} s^{-1}时E> 5 TeV的上限。后发座核心的上限与质子-质子相互作用的伽马射线发射预测进行了比较，其水平最终与后发座星系团的质量成比例。使用我们对E>5 TeV的最严格限制，对注入能谱与E^{-2.1}成比例且空间分布遵循团簇中热气体的非热质子的总能量含量的直接约束被发现为~0.2倍的热能，或~10^{62}erg。在这种情况下，E>5 TeV的伽马射线阈值对应于宇宙射线质子能量> 50 TeV。我们的上限排除了最乐观的理论模型的γ射线发射的集群和补充无线电观测，约束宇宙射线的内容在集群中显着较低的质子能量，受假设的磁场强度。
2009-07-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Fast and Slow Rotators in the Densest Environments: a SWIFT IFS study of the Coma Cluster
我们提出了27个星系的后发座星系团与牛津SWIFT摄谱仪观察的积分场光谱，探索集群环境中的运动学形态密度的关系比任何ATLAS 3D调查更丰富，更密集。我们的新数据可以比较三个非常不同的集群（室女座，后发座和阿贝尔1689）的运动形态关系，以及现场/组环境。后发座样本的选择是为了在星团中心半径15'（0.43 Mpc）范围内与早期型星群的母星光度和椭圆率分布相匹配，并且被限制在r' = 16等（相当于M_K = -21.5等），采样了该星群的三分之一。通过对椭圆率图的分析，我们发现15+-6%的早型星系是慢旋星系，这与基于ATLAS 3D数据的观测结果和室女星系团的平均值一致。它也与最近由D 'Eugenio等人在Abell 1689中发现的平均分数相同。因此，早期类型星系的平均慢旋子分数在许多不同的环境中保持非常恒定，在星系数密度上跨越了五个数量级。然而，在每个星系团中，慢旋转体通常出现在投影密度较高的区域，这可能是由于动力学摩擦造成的质量分离。这些结果提供了严格的约束机制，产生早期型星系：他们必须保持一个固定的比例之间的数量的快速旋转和缓慢的旋转，同时也允许总早期型分数增加集群相对于字段。对后发座进行一次完整的调查，采样数百个而不是数十个星系，可以探测更具代表性的后发座体积，并提供更强的约束，特别是在大半径下慢转子分数如何变化。
2013-08-29 astro-ph.CO
A Suzaku Search for Non-thermal Emission at Hard X-ray Energies in the Coma Cluster
已知最亮的星系团射电晕位于后发座星系团。产生这种扩散同步辐射的相对论电子也应该产生逆康普顿辐射，其在硬X射线能量下与来自ICM的热辐射竞争。到目前为止，声称在昏迷中检测到这种发射是有争议的（Fusco-Femiano et al. 2004; Rossetti & Molendi 2004）。为了确定后发座星系团的非热硬X射线含量，我们用朱雀HXD-PIN对后发座星系团进行了观测。热发射对HXD-PIN光谱的贡献受到同时拟合热模型和非热模型以及从后发座场的XMM-牛顿镶嵌图导出的空间等效光谱的限制（Schuecker等人，2004）。我们没有找到统计上显着的证据，非热发射的光谱，这是更好地描述只有一个单一的或多个温度模型的ICM。考虑到系统的不确定性，我们推导出非热辐射通量的90%上限为6.0 × 10 ^-12 erg/s/cm ^2（20-80 keV，光子指数为2.0），这意味着团簇平均磁场的下限为B>0.15 microG。我们的通量上限比RXTE（Repaeli和Gruber，2002年）和BeppoSAX（Fusco-Femiano等人，2004年）检测到的非热通量低2.5倍。然而，如果后发座中的非热硬X射线发射在空间上比观测到的射电晕延伸得更远，朱雀HXD-PIN可能会错过一些发射。一项详细的调查表明，约50-67%的排放可能未被检测到，这可能使我们的限制与这些检测一…
2009-02-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Constraints on Cosmic Rays, Magnetic Fields, and Dark Matter from Gamma-Ray Observations of the Coma Cluster of Galaxies with VERITAS and Fermi
对星系团中的射电晕和遗迹的观测表明电子加速是有效的。质子也应该被加速，这表明星团也可能是非常高能量（VHE; E>100 GeV）的伽马射线发射源。我们在这里报告VHE伽马射线观测的后发座星系团与VERITAS阵列成像切伦科夫望远镜，补充费米-LAT观测在GeV的能量。后发座星系团没有探测到明显的伽马射线辐射。在99%置信水平下，测得积分通量上限分别为（2-5）*10^-8 ph. m^-2 s^-1（VERITAS，>220 GeV）和~2*10^-6 ph. m^-2 s^-1（费米，1-3 GeV）。我们使用伽马射线上限来约束昏迷中的CR和磁场。使用分析方法，根据VERITAS数据和费米数据（维里半径内的平均值），CR与热压力之比被限制为< 16%和< 1.7%。这些上限开始限制自洽宇宙学集群模拟中的CR物理，并将结构形成冲击的最大CR加速效率限制在<50%。假设后发座晕的射电发射电子来自强子CR相互作用，观测结果意味着后发座中心磁场的下限为（2 - 5.5）μ G，这取决于径向磁场剖面和伽马射线谱指数。由于这些值低于由后发座中的法拉第旋转测量所推断的值（对于大部分参数空间），这使得强子模型成为后发座射电晕的一个非常合理的解释。最后，由于星系团是暗物质（DM）占主导地位，VERITAS上限已被用来放置的总自湮灭截面和DM粒子的相对速度，<σv>的热平均产品的约束。（abr.）
2012-08-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Thermodynamics of the Coma Cluster Outskirts
我们目前的结果从一个大的马赛克朱雀观测后发座星系团，最近的和X射线最亮的热，动态活跃，非冷的核心系统，集中在大尺度上的ICM的热力学性质。对于方位角不对准一个落向西南的子集群，我们测得的温度和X射线亮度分布表现出广泛一致的径向趋势，温度从约8.5千电子伏的集群中心约2千电子伏的半径为2百万秒差距，这是我们的检测极限的边缘。SW合并显着提高了表面亮度，使我们能够沿着这个方向探测到约2.2 Mpc的X射线发射。除了西南下沉的子星系团，表面亮度剖面显示出多个半径为30-40弧分的边缘。的方位平均温度分布，以及deprojected密度和压力分布，都显示出一个急剧下降一致的向外传播的冲击波前位于40弧分，对应的巨型射电晕的最外边缘观察到在352 MHz的WSRT。冲击波阵面可能是无线电发射的能量来源。r_500内部的明显熵过剩反映了与这些形态特征相关的剧烈合并事件。在r_500以上，后发座星系团沿相对松弛方向的熵分布与引力大尺度结构形成的简单模型所预期的幂律行为一致。在这些半径处的压力也与从普朗克卫星的SZ数据测量的预期值一致。然而，由于后发座星系团的测量结果存在很大的不确定性，我们还不能排除这个系统中的熵变平现象，这与在更宽松的冷核星系团中看到的熵变平现象是一致的。
2013-06-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Velocity dispersion measurements of dwarf galaxies in the Coma cluster - implications for the structure of the fundamental plane
本文给出后发座星系团中一组矮星系和巨星系的中分辨率光谱数据，其中M_R <-15.7。较亮星系的光度学和运动学性质可以用参数来描述，这些参数相对于一组称为基本平面的标度关系几乎没有散射。为了确定这些基本的标度关系在较低的光度的形式，我们测量了速度色散的样本，包括69个星系的边界上的矮和巨制度。将这些数据与我们的光度测量相结合，我们发现光度和速度色散的紧密相关性，L \propto σ^{2.0}，比表征巨椭圆星系的Faber-Jackson关系要平坦得多。此外，在我们的矮样品M/L \propto σ^{0.2}中，质光比随速度色散的变化很弱。我们的总体结果与理论模型一致，该模型援引了大规模的质量去除和随后的结构调整，例如，是银河风的结果
2009-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of gamma-ray emission from the Coma cluster with Fermi Large Area Telescope and tentative evidence for an extended spatial structure
许多星系团都有巨大的非热射电辐射晕，表明星系团中存在相对论电子。相对论质子也可能被星系团中的合并和/或吸积冲击加速。这些宇宙射线（CR）电子和/或质子预计分别通过逆康普顿散射或非弹性$pp$碰撞产生伽马射线。尽管人们一直在努力寻找星系团的高能γ射线辐射，但迄今为止仍然缺乏确凿的证据。在这里，我们报告发现$\ge 200$ MeV的伽马射线发射从后发座星系团的方向与9年的{ \it费米}-LAT通行证8数据的未分组的可能性分析。伽马射线辐射的空间形态与巨大的射电晕大致一致，在星团的西南部有明显的过量。利用检验统计分析，我们进一步发现了后发座中心γ射线辐射在空间上延伸的初步证据。扩展分量在0.2 - 300 GeV的能量范围内具有$\sim 2\times 10^{-12}{\rm \ erg\ cm^{-2}\ s^{-1}}$的积分能通量，并且光谱是软的，具有$\simeq-2.7$的光子指数。将γ射线发射解释为CR质子相互作用引起的，我们发现后发座星系团中CR与热压力之比的体积平均值约为$\sim 2\%$。我们的结果表明，星系团可能是一种新型的GeV γ射线源，它们也可能是巨大的CR质子库。
2018-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Barred S0 Galaxies in the Coma Cluster
本研究使用斯隆数字巡天（SDSS DR 8）第八次数据发布的r波段图像，研究最近的富星系团环境之一后发座星系团中透镜状（S 0）星系中的条形。我们开发的技术，酒吧检测，并评估其成功时，适用于SDSS图像数据。为了检测和消除酒吧，我们执行2D鼓包+磁盘+酒吧光分解的星系图像与GALFIT。使用人工星系图像的样本，我们确定最微弱的幅度，在该酒吧可以成功地测量在SDSS的深度和分辨率。我们进行详细的分解83个S 0星系后发座，64个来自中央样本，19个来自集群郊区样本。对于中心样本，S 0 bar分数为72^{+5}_{-6}%。该值明显高于用椭圆拟合法检测条形图的48^{+6}_{-6}%。在一个固定的光度，禁止S 0的（G-R）颜色比unbarred S 0的0.02马格。酒吧的频率和强度增加对微弱的光度。无论是中央金属丰度，也没有恒星年龄分布有显着差异之间的酒吧和unbarred S 0。有一个增加的酒吧分数向集群核心，但这是在一个低的显着性水平。酒吧最多有一个弱的相关性与集群中心半径。
2014-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on diffuse gamma-ray emission from structure formation processes in the Coma cluster
我们分析了5年（63个月）的数据的大面积望远镜上的费米卫星从后发座星系团的能量范围在100 MeV和100 GeV之间。的可能性分析与几个模板的动机模型预测伽马射线发射由于结构形成过程。我们发现没有多余的排放量，并得出最严格的限制，迄今为止的后发座集群超过100兆电子伏，并在测试的情况下一般。积分通量的上限范围为10^-10 ~ 10^-9 cm^-2 s ^-1，其严格程度足以应对不同的情况。我们发现，宇宙射线质子和电子的加速效率必须低于约15%和1%，分别冲击。此外，我们认为，质子加速效率应低于5%，以符合无线电数据。然而，这依赖于集群中的磁场估计。特别是，这意味着由于星系团结构形成过程中的伽马射线对弥漫的河外伽马射线背景的贡献可以忽略不计，低于1%。最后，我们讨论了未来的可探测性前景天文H，费米经过10年的操作，切伦科夫望远镜阵列。
2014-04-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
The X-ray coronae of the two brightest galaxies in the Coma cluster
我们使用深钱德拉X射线天文台的观测，检查两个最明亮的星系团的后发座星系团，NGC 4874和NGC 4889的日冕。我们发现NGC 4889在X射线表面亮度上有一个中心凹陷，与半径为0.6 kpc的一个或一对空腔一致。如果中心空洞与活动星系核爆发有关，并且含有相对论性物质，那么它的焓应该在5 × 10^55尔格左右。该腔的隐含加热功率将比X射线发射损失的能量大大约一个数量级。这将是最明亮的星系团中已知的最小和最年轻的空洞，没有过压意味着加热仍然温和。相比之下，NGC 4874没有显示出任何空洞的证据，尽管它拥有一个众所周知的广角尾射电源，该射电源在X射线日冕所占据的区域之外可见。这两个星系表明，活动星系核的反馈可以表现在不同的方式在相同的集群环境。
2014-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular Clusters in Coma Cluster Ultra Diffuse Galaxies (UDGs): Evidence for Two Types of UDG?
超扩散星系（UDG）揭示了极端的性质。在这里，我们汇编了迄今为止最大的研究85球状星团（GC）系统周围的后发座星系团的UDG，使用新的深地面成像的已知UDG和现有的成像从哈勃太空望远镜的GC系统。我们发现，丰富的GC系统在UDG一般超过发现在正常的矮星系相同的恒星质量。这些富含GC的UDG意味着晕的质量比标准恒星质量-晕质量关系所预期的要大。这种过于巨大的晕的存在提出了一个重大的挑战，最新的模拟集群环境中的UDG。在某些特殊情况下，GC系统的质量是宿主星系恒星含量的一个重要部分。我们发现，富GC系统往往托管在UDG较低的光度，较小的尺寸和微弱的表面亮度。后发座星系团中的正常矮星系也有类似的趋势。一个玩具模型中，GC丰富的UDG被假定为“失败”的星系内的大规模晕，主要是旧的，贫金属，α-元素增强恒星星族。另一方面，缺乏GC的UDG更类似于正常的，低表面亮度的矮星，占据了质量较小的暗物质晕。关于具有GC系统的UDG的恒星星族的额外数据将有助于进一步完善和测试这个简单的模型。
2020-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
