Kinematics and line strength indices in the halos of the Coma Brightest Cluster Galaxies NGC 4874 and NGC 4889
本文研究后发座星系团中最亮星系团（BCGs）外晕的恒星运动学和谱线强度指数，获得外晕Vrot和sigma分布，并推导出这些天体形成历史的约束条件。研究方法：我们分析了波长范围在~ 4500 ~ 5900埃的深、中分辨率、长缝光谱中的吸收线，其中NGC 4874的吸收线达到~50 kpc，NGC 4889的吸收线达到~65 kpc，探测区域的表面亮度低至μ R ~24 mag/arcsec ^[2]。结果如下：这些数据提供了沿两个BCG长轴和NGC 4889短轴的恒星速度和速度色散分布。NGC 4874和NGC 4889晕的运动学性质扩展了早型星系晕与明亮光度的关系，并表明外层区域的恒星仍然与这些星系相联系。对于NGC 4889，我们还确定了Hbeta，Mg和Fe线强度指数，发现Mg和Fe的强径向梯度。NGC 4889目前的数据集是半径最大的数据集之一，包括恒星运动学和线强度指数测量。
2010-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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 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
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
Diffuse Radio Emission in/around the Coma Cluster: Beyond Simple Accretion
我们报告新的1.41 GHz的绿岸望远镜和352兆赫韦斯特博克综合射电望远镜观测后发座星系团及其周围。在1.41 GHz处，我们初步探测到后发座射电遗迹源1253+275的延伸，使其总范围约为2 Mpc。正如我们的GBT数据、NVSS和档案图像所示，这个延伸的遗迹是线性偏振的，加强了对冲击波的解释。这个延伸的遗迹与后发座星系团的坠落区域中一堵以前未被发现的星系“墙”接壤。我们认为，无线电遗迹是一个坠落冲击，而不是即将离任的合并冲击认为负责其他无线电遗迹。我们还在352 MHz射电晕的西侧发现了一个尖锐的边缘或“前沿”。这一锋与其南半部X射线表面亮度和温度的类似不连续性相一致，表明当地同步加速器发射电子的主要冲击加速起源。北半部的同步加速器前端是不太好的相关性与X射线的属性，也许是由于投影效应。我们确认了352 MHz射电亮度和X射线亮度之间的全局像素到像素幂律相关性，其斜率与巨射电晕中相对论电子的初级激波加速或次级生产的预测不一致，但在遗迹等离子体的湍流再加速框架中是允许的。这些一阶模型的失败和对更全面地观察团内介质散射的需要也通过散射射电和X射线发射的非常不同的形状而突出。我们注意到令人费解的对应关系的形状较亮的地区的无线电晕和表面质量密度来自弱透镜。
2010-10-03 astro-ph.CO
Distinct core and halo stellar populations and the formation history of the bright Coma cluster early-type galaxy NGC 4889
本文利用斯巴鲁8.2米望远镜FOCAS深中分辨率光谱仪对后发座星系团中最亮的两个星系之一NGC 4889的晕内的恒星星族进行了研究。我们拟合单恒星星族模型的测量线强度（Lick）指数（H β，Mgb，[MgFe]'和<Fe>）。结合文献资料，建立了NGC 4889从中心向外~60 kpc（~ 4 Re）的金属丰度、[α/Fe]元素丰度比和年龄的径向剖面。我们发现的证据不同的化学和恒星形成历史的恒星内部和外部1.2Re = 18千秒差距半径。内部区域的特征是在~2.5倍太阳值处具有陡峭的[Z/H]梯度和高[α/Fe]。在18至60 kpc之间的晕中，[Z/H]接近太阳，具有浅梯度，而[alpha/Fe]显示出强烈的负梯度，在约60 kpc处达到太阳值。我们解释这些数据在不同的形成历史的两个组件。内星系的数据是一致的快速，准单片，耗散合并起源在早期红移，其次是一个或最多几个干合并。那些支持光环的人认为，恒星是从具有更长恒星形成历史的旧系统中吸积而来的。仅内部部分的半光半径估计为~6 kpc，表明该星系过去的尺寸明显较小。这可能是从高红移观测中发现的早型星系尺寸演化的局部恒星星族特征。
2010-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The Planetary Nebulae Luminosity Function and distances to Virgo, Hydra I and Coma clusters
在10-15 Mpc距离内的星系中，行星状星云种群的光度函数在明亮的星等处有一个截止值，并且在不同的星系形态类型中观察到一个不变的函数形式。因此，它被用作早期和晚期星系的次级距离指示器。最近对最亮星系团（BCGs）中行星状星云种群的深入调查似乎表明，它们的光度函数偏离了在附近星系中观察到的。我们讨论了室女座这种偏差的证据，并指出哪些物理机制可能会改变一个行星状星云的信封和它的中央恒星的BCGs晕的演变。然后，我们讨论了初步结果的距离室女座，长蛇座I和后发座星系团的基础上观察到的行星状星云光度函数。
2012-12-04 astro-ph.CO
Radio Halos From Simulations And Hadronic Models II: The Scaling Relations of Radio Halos
我们使用的结果从一个约束，宇宙学MHD模拟的本地宇宙预测无线电晕和它们的演化体积有限的一组星系团，并比较目前的观测。星团内部的模拟磁场是它们内部湍流放大的结果，磁性种子来自恒星爆发驱动的星系外流。我们评估三种模型，在那里我们选择不同的标准化的宇宙射线质子人口集群内。与我们之前对后发座星系团的分析（Donnert et al. 2010）类似，即使宇宙射线质子群中的能量分数径向增加，观测到的射电晕的径向轮廓和形态特征也无法重现。X射线光度和射电功率之间的标度关系可以被所有模型再现，但是所有模型都不能预测没有射电发射的星系团。此外，在所有模型中，我们最大的星系团的演化轨迹都未能再现观测到的射电光度双峰。这提供了额外的证据，强子，次级模型的框架是不赞成再现大规模的弥漫性无线电发射的星系团。我们还提供了预测的不可避免的发射$γ$ -射线的强子模型的完整的集群集。这些次级模型中没有一个被观测到的$γ$射线发射的极限所排除，强调大尺度漫射射电发射是限制星系团中宇宙射线质子数量的有力工具。
2010-03-01 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 diffuse soft excess emission in the Coma cluster from the ROSAT All-Sky Survey
为了研究后发座星系团软X射线发射的大尺度分布，分析了银河北极附近的RASS数据。这些RASS数据构成了唯一可用的后发座X射线观测，其特点是在现场-时间和空间连续-背景，具有无限和连续的径向覆盖。RASS数据的这些独特特征用于提供关于先前在昏迷簇中检测到的软过量是否是由于背景减除误差引起的最终评估。本文证实了与后发座有关的软X射线过剩的存在，并报告了1/4 keV带过剩的检测到5 Mpc的集群中心，最大的软过剩晕发现的日期。我们提出，发射是有关的细丝收敛到后发座，并产生由吸积冲击引起的非热辐射，或从灯丝本身的热发射。
2009-03-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Modelling Giant Radio Halos
我们回顾了星系团中巨型射电晕的模型，重点是数值和理论工作。在总结了这些对象的最重要的意见，我们提出了一个介绍强子模型的理论方面。我们比较这些模型与观察使用模拟和强子模型发现严重的问题。我们给出了一个简短的介绍，再加速模型，并显示从第一次模拟的CRe再加速集群合并的结果。我们发现，与以前的理论工作，再加速模型能够优雅地解释巨型射电晕的主要观测值。
2013-06-13 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
Implications of Fermi Observations for Hadronic Models of Radio Halos in Clusters of Galaxies
我们分析了费米探测不到星系团的γ射线辐射对星系团射电晕起源的强子模型的影响。在强子模型中，非弹性质子-质子碰撞产生了电子-正电子，为观测到的同步辐射提供了能量，产生了来自中性π介子衰变的伽马射线通量，其光谱和归一化取决于观测到的射电发射率和星系团的磁场。因此，我们推断的平均集群磁场在强子模型的费米伽玛射线极限的下限。我们还计算了相应的最大能量密度的宇宙射线和最小保证的伽玛射线通量强子射电晕模型。我们发现，观测上最有趣的情况下对应的集群具有大的无线电发射率具有软谱。对这些星系团中心磁场值的估计大于或接近从法拉第旋转测量星系团推断出的最大磁场值，从而使射电晕的强子起源变得紧张。然而，在大多数情况下，我们发现费米数据本身并不排除强子模型的集群无线电晕作为预期的伽马射线通量可以被推到费米灵敏度以下的渐近大磁场。我们还发现，宇宙射线并没有显着贡献的集群附近的无线电晕集群的能量预算。
2010-12-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Are Over-massive Haloes of Ultra Diffuse Galaxies Consistent with Extended MOND?
基于扩展修正牛顿动力学（EMOND）模型，对后发座星系团超扩散星系（UDG）进行了模拟，旨在解释在这些星系团中观测到的大的类暗物质效应.我们首先建立了一个模型的后发座星系团的EMOND的背景下，使用气体和星系的质量配置文件的文献。然后假设UDG的动力学质量满足其他椭圆星系的基本流形，并且UDG的恒星质光比与它们的颜色相匹配，我们可以通过比较UDG重子质量的两个预测来验证EMOND公式。我们发现，EMOND可以解释的UDG质量，在预期的建模误差，如果他们躺在基本流形的椭球，然而，鉴于测量显示一个UDG躺在基本流形，观测更多的UDG需要确认这一假设。
2017-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the DM interpretation of the origin of non-thermal phenomena in galaxy clusters
为了解释星系团中非热现象的起源，我们研究了各种湮灭暗物质（DM）模型的预言。我们考虑三个中性伴子DM模型与轻（9 GeV），中间（60 GeV）和高（500 GeV）的质量。由中性伴子湮灭产生的次级粒子产生了多频率的光谱能量分布（SED），以及对团内气体的加热，这些都是针对后发座星系团的观测结果进行测试的。将DM产生的SED归一化到后发座射电晕谱。我们发现，这是不可能解释所有的非热现象观察到的昏迷DM湮灭。质量为9 GeV的DM模型在所有频率下产生的功率都太小，而质量为500 GeV的DM模型在所有频率下产生的功率都很大。60 GeV和$τ^{\pm}$组成的DM模型与HXR和伽马射线数据一致，但不能再现EUV和软X射线数据。60 GeV和$b{\bar b}$组成的DM模型总是低于观测到的通量。彗发的射电晕谱仅在$b{\bar b}$或轻、中质量DM模型中拟合得较好。对于NFW DM密度分布，彗发中心DM湮灭产生的加热总是大于团内气体的冷却速率，而对于9 GeV的DM模型，它远小于只有核心DM密度分布的冷却速率。我们的结论是，解释起源的非热现象的星系团与DM湮灭模型的可能性需要一个低的中性伴子质量和核心DM密度分布。如果我们考虑多信使对中性伴子湮灭截面的限制，那么事实证明，除非我们引入一个由于DM子结构的存在而产生的实质性增强因子，否则这种情况也将被排除在外。
2010-04-08 astro-ph.CO
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
MeerKAT observations of Abell 1775 and Abell 1795: the discovery of a hadronic radio halo?
Leiden University（莱顿大学）；University of Toronto（多伦多大学）；INAF – Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文学研究所）；Ruhr-Universität Bochum（波鸿鲁尔大学）；Durham University（杜伦大学）；Università di Bologna（博洛尼亚大学）；University of Hamburg（汉堡大学）
MeerKAT观测发现Abell 1795存在大且平坦谱的无线电晕，挑战传统合并星系团模型，暗示可能的磁性相互作用或湍流维持粒子加速。
2026-01-22 astro-ph.CO
Environmental quenching and hierarchical cluster assembly: Evidence from spectroscopic ages of red-sequence galaxies in Coma
利用362个红序星系的高信噪比光谱数据，研究后发座星系团中恒星星族年龄随星系团中心距离的变化。样品的光度范围很广（0.02-4 L*），从星系团核心延伸到维里半径附近。我们发现一个明显的区别，在所观察到的趋势的巨星系和矮星系。红序巨星的年龄主要由星系质量决定，只有微弱的环境调制，在这个意义上，在较大的星团中心距离的星系稍微年轻。对于红序矮星（质量小于10^10 Msun），质量和环境作为年龄预测因子的作用是相反的：对质量的依赖性很小，但观察到了与投影星团中心半径的强烈趋势。在2.5百万秒差距的限制，我们的样本的矮星的平均年龄大约是一半的矮星附近的集群中心。矮星系年龄的梯度是一个以星系团为中心的全球趋势，并不是由后发座西南部的NGC 4839星系团正在进行的合并所驱动。我们解释这些结果使用环境的历史提取的千年模拟大规模集群的成员。星系团的层次组装自然会导致星系吸积时间的趋势，作为预测的星系团中心半径的函数。平均而言，现在位于星系团核心的模拟星系在任何给定的质量阈值以上加入晕的时间都要早于现在位于星系团外围的星系。我们测试环境淬火模型，其中恒星形成停止在星系中，当它们进入给定质量的晕，或成为卫星星系。该模型广泛地再现了后发座中观察到的梯度，但对于矮星系，环境淬火的效率必须非常高，以符合观察到的强烈趋势。
2011-11-30 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
The cosmic web around the Coma cluster from constrained cosmological simulations: I. Filaments connected to Coma at $z = 0$
本研究利用约束宇宙学模拟重现本星系群和后发星系团区域，检测连接到模拟后发星系团的细丝并与观测对比，分析晕的空间和速度分布，发现吸积物质在细丝附近显著更加准直，为系列研究奠定基础。
2023-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of galaxies in groups in the Coma Supercluster
我们仔细研究后发座超星系团中的星系，并评估环境（以星系团、星系团和超星系团灯丝的形式）在它们演化中的作用，特别是研究星系团的作用。我们根据固有的属性，如丰富度和晕质量，以及它们在超星系团中的位置和接近两个丰富的集群，阿贝尔1656（后发座）和阿贝尔1367。我们设计了一种新的方法，使用核密度估计的本地环境的特点。我们发现，除了占主导地位的影响的星系质量，环境对星系的影响是一个复杂的组合的overdensities在各种尺度上，其特点是在成员的群体，也是星系的位置上的灯丝和他们接近的星系团的陷落区。气体是否能转化为恒星取决于预处理的水平，这在特定环境下如何增强恒星形成中起着重要作用。我们的结果是一致的气体吸积在冷模式的灯丝，可用于增强恒星的形成。最后，我们表明，Abell~1367端的超星系团是在组装的过程中，目前，导致恒星形成活动增强，与后发座端的细丝系统。
2020-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Bigfoot: A footprint of a Coma cluster progenitor at z=3.98
Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University, Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）；CEA, CNRS, Université Paris-Saclay, Université Paris Diderot, Sorbonne Paris Cité（法国原子能委员会、国家科学研究中心、巴黎萨克雷大学、巴黎第七大学、索邦巴黎城市）；University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Key Laboratory for Research in Galaxies and Cosmology, Department of Astronomy, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文学系星系与宇宙学研究教育部重点实验室）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（黎明宇宙中心）；Technical University of Denmark（丹麦技术大学）；Durham University（杜伦大学）
本文发现了一个位于z=3.98、由JWST观测到的包含11个子群的三维原星系团结构“大脚”，其性质与最庞大星系团前身的模拟预测相符，并支持高σ8宇宙学。
2025-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the magnetic field in the hadronic scenario for the origin of the radio halo in the A1795 galaxy cluster
INAF-Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）
研究A1795星系团射电晕强子起源假设下非热质子性质与磁场强度，通过假设磁场分布推导所需非热质子性质，计算伽马射线发射并与上限比较，得出强子模型需更大磁场值及相应非热质子分布特点。
2026-08-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the Physics of Radio Halos in Galaxy Clusters: Scaling Relations and Luminosity Functions
星系团中巨型和小型射电晕的基本物理学仍然是一个悬而未决的问题。我们发现，迷你晕（如英仙座和蛇夫座）可以解释由强子宇宙射线（CR）与集群内介质的质子相互作用产生的无线电发射电子。相比之下，强子模型要么无法解释巨大射电晕的扩展发射（如在低频率的后发座），要么需要一个平坦的CR轮廓，这可以通过CR的向外流动和扩散来实现（在后发座和A2163在1.4 GHz）。我们建议，第二，轻子分量可能是负责在一个新的混合方案中的巨型晕的外部部分的缺失通量，我们描述了其可能的观测后果。为了统计研究射电晕群体的强子发射分量，我们使用了从MultiDark模拟构建的宇宙学模拟星系团目录。由于CR流的性质以及X射线光度（L_X）和Sunyaev-Zel'dovich通量（Y）随气体密度的不同标度，我们的模型可以同时再现在同一L_X处观测到的射电强和射电静星团的双峰性以及射电晕光度随Y的单峰分布，从而为这一明显的矛盾提供了一个物理解决方案。我们预测无线电晕发射到星系群的质量尺度，这突出了低频无线电调查（如LOFAR Tier 1调查）的独特前景，以增加检测到的无线电晕的数量至少一个数量级。
2015-12-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
The globular cluster systems of 54 Coma ultra-diffuse galaxies: statistical constraints from HST data
我们使用来自HST后发座星系团财政部计划的数据来评估54个后发座超漫射星系（UDG）的球状星团系统（GCS）的丰富性，其中18个的半光半径超过1.5 kpc。我们使用一个分层贝叶斯方法测试了大量的模拟数据集，以始终占昏迷中的高和空间变化的背景计数。这些包括背景星系和星系团内GC（ICGC），它们以概率的方式从成员GC中分离出来。我们没有发现像银河系那样丰富的GCS候选者，我们的样本具有典型的矮星系GCS。在GCS丰度与晕质量的标准关系中，33个星系以90%的概率具有位力质量$M_{vir}\leq10^{11}M_\odot$。只有三个人有$M_{vir}>10^{11}M_\odot$具有相同的信心。UDG GC的平均颜色和颜色分布与ICGC的丰富群体的平均颜色和颜色分布无法区分。在我们的样本中的大多数UDG是一致的恒星质量和GC丰富的“正常”矮星系之间的关系。然而，有9个系统显示的GCS比其他系统丰富3倍或更多（概率为90%）。其中6个的尺寸为$\lesssim1.4$ kpc。我们的研究结果意味着，负责扩展的UDG的大小和增强GC丰富的一些集群矮星的物理机制是最弱的相关性。
2018-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radio and X-ray connection in radio mini-halos: implications for hadronic models
在松弛星系团中观测到的射电微晕（MH）探测了数百kpc尺度上的相对论粒子的存在，超出了中央活动星系核直接影响的尺度，但产生相对论电子的机制的性质仍然存在争议。在这项工作中，我们探讨了在MH样品的ICM的热和非热组件之间的连接，我们研究了它的相对论电子的起源强子模型的影响。通过对射电和X射线表面亮度的逐点比较，研究了热与非热的联系。我们通过考虑蒙特卡罗链随机产生的网格的影响，扩展了通常应用于巨射电晕的方法。与通常观察到的巨型射电晕相反，我们发现我们样品中的迷你晕在射电和X射线之间具有超线性标度，这表明相对论电子和磁场的峰值分布。我们使用无线电和X射线的相关性来约束强子模型的物理参数，我们比较了模型的预测与当前的观察。具体来说，我们专注于一个模型，其中宇宙射线注入的中央活动星系核，他们产生的ICM的二次电子，我们假设的作用，湍流再加速是可以忽略不计的。这个模型允许我们把活动星系核的宇宙线亮度限制在$\sim10^{44-46}$ erg s $^{-1}$，中心磁场限制在10-40 $μ$ G.假设这些模型参数计算得到的$γ$射线通量不违反费米-LAT望远镜设定的$γ$射线漫发射上限。现在需要进一步的研究来探索这些大磁场与法拉第旋转研究的一致性，并研究次级电子和ICM湍流之间的相互作用。
2020-06-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Approximately A Thousand Ultra Diffuse Galaxies in the Coma cluster
我们报告的发现854超弥漫星系（UDG）的后发座星系团使用深R波段图像，部分B，I，和H α波段覆盖，获得与斯巴鲁望远镜。其中许多（332个）是银河系大小的，有效半径非常大，r_e>1.5kpc。这项研究的动机是van-Dokkum等人（2015）最近发现的47个UDG;我们的发现表明，在考虑较小的斯巴鲁油田后，UDG超过1,000个。新的UDG显示出集中在集群中心周围的分布，强烈表明绝大多数是（可能是长期的）集群成员。它们是一个被动进化的种群，沿着CM图中的红色序列分布，没有Halalpha特征。因此，恒星的形成在过去是被淬灭的。它们具有指数光剖面，有效半径re ~ 800 pc- 5 kpc，有效表面亮度mu_e（R）=25-28 mag arcsec-2，恒星质量~1x10^7 - 5x10^8 Msun。还有一群有核UDG。一些MW大小的UDG似乎比以前报道的更接近星团中心;它们在强潮汐场中的生存，尽管它们的尺寸很大，可能表明有很大的暗物质部分保护着弥漫的恒星成分。指示的重子分数<1%，低于宇宙平均值，因此气体必须从可能的大质量暗晕中移除。与野外相比，后发座星系团中的UDG数量似乎较高，这表明气体去除机制主要与星系团环境有关。
2015-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HST/ACS Coma Cluster Survey IV. Intergalactic Globular Clusters and the Massive Globular Cluster System at the Core of the Coma Galaxy Cluster
团内恒星星族是星系团中潮汐相互作用的自然结果。测量这些人口是困难的，但对于理解最大质量星系的组装很重要。后发座星系团是距离我们最近的真正的大质量星系团之一，也是一个相应的大型球状星团（GC）系统的宿主。我们使用HST/ACS后发座星系团巡天的成像，首次明确探测到大量的星系团内GC（IGCs），这些GC填充了后发座星系团的核心，与单个星系无关。中央大质量椭圆星系NGC 4874周围的GC表面密度分布在大半径处由IGC群体主导，这些IGC延伸到我们数据的极限（R<520 kpc）。我们估计在这个半径范围内有47000+/-1600（随机）+4000/-5000（系统）IGC，它们占中央GC系统的70%，使其成为附近宇宙中最大的GC系统。即使包括其他星系团的GC系统，IGC仍然占星系团核心GC的30-45%。从以前的研究中观察到的集群内光（ICL）的限制表明，IGC人口有一个高的特定频率。如果IGC星群具有类似于高SN矮星系的特定频率，则ICL在星团核心内的总恒星质量约为10^12 M太阳。ICL约占中心系统（NGC 4874 +ICL）恒星光度的一半和恒星质量的三分之一。IGC群体的颜色分布是双峰的，蓝色的、金属贫乏的GC以4：1的比例超过红色的、金属丰富的GC。红色IGCs的比例（20%），以及这些GC的红色，意味着IGCs可能来自相对大质量的L* 星系的晕，而不仅仅是来自矮星系的分…
2011-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The Past History of Galaxy Clusters told by their present neighbors
星系团可以在现代宇宙学中发挥关键作用，只要它们的演化得到正确的理解。然而，观察到的集群只给我们一个单一的时间框架，他们的动力学状态。因此，寻找与它们的组装历史有很好关联的星团的当前可观测数据构成了宇宙学的不可估量的工具。以往将星系团的环境描述因子与其形成历史联系起来的研究主要是晕的质量-环境关系。本文提出了一个无质量的集群大小晕的邻居分布和后者的质量组装历史之间的相关性。从Big Multidark模拟中，我们提取了两个大样本的随机晕，其质量范围从Virgo到Coma集群大小。此外，为了找到室女星系团形成历史的主要环境罪魁祸首，我们将室女座大小的晕与从模拟中提取的200个类似室女座的晕进行了比较。在不同的集群为中心的距离的邻居的数量允许区分集群与不同的质量吸积历史。与室女座晕类似，在大约2倍维里半径的距离内有许多邻居的星系团在z~1处经历了相对于平均值的质量吸积活跃期和平静历史之间的过渡。相反，具有很少邻居的集群共享相反的趋势：从被动到主动组装历史。此外，在大约4倍维里半径范围内有大质量伴星的星系团往往有最近的活跃合并历史。因此，星团邻居的径向分布为了解这些天体的过去历史提供了宝贵的见解。
2020-07-07 astro-ph.CO
Cosmic ray transport in galaxy clusters: implications for radio halos, gamma-ray signatures, and cool core heating
我们研究了宇宙线在星系团中的传播和平流的相互作用。以CR扩散和流动形式的传播倾向于驱动CR径向轮廓朝向平坦，各处具有相等的CR数密度。由湍流气体运动引起的CR平流往往会产生中心增强型剖面。我们假设CR流速度是声速的量级。这是由等离子体物理参数激发的。CR流，然后通常大于典型的平流速度，并成为可比或低于此仅为跨和超音速集群湍流的时期。因此，产生CR空间分布的双峰性。相对于具有非常亚音速湍流的松弛的簇，强湍流的合并簇应该具有更集中的CR能量密度分布。这转化为预期的集群的漫射无线电和伽马射线发射的双峰，因为更集中的CR将发现强子CR质子相互作用的更高的目标密度，CR电子和质子再加速的更高的等离子体波能量密度，以及更强的磁场。因此，所观察到的双峰集群无线电晕似乎是一个自然的后果CR运输过程的相互作用，独立的无线电晕形成的模型，无论是强子相互作用的CR质子或再加速的低能量CR电子。CR传播的能量依赖性应导致垂死的无线电晕的光谱陡化。此外，我们表明，CR扩散与平流的相互作用意味着一阶CR再加速的压力分层大气的星系团。最后，我们认为，CR流可能是重要的湍流冷核心的星系团，因为它优先加热的中心气体最高的冷却速率。
2010-12-09 astro-ph.CO
The very steep spectrum radio halo in Abell 697
本文对Abell 697星系团中的巨射电晕进行了详细的研究，旨在探讨其起源及其与星系团动力学的联系。我们在325 MHz进行了高灵敏度的GMRT观测，结果表明，与以前的610 MHz观测相比，射电晕在这个频率下更亮，更大。为了获得325 MHz-1.4 GHz频率范围内的综合频谱，我们重新分析了1.4 GHz的VLA档案数据，并利用了610 MHz的专有GMRT数据。{Our多频分析表明，A，697巨射电晕的总射电频谱非常陡峭，具有$α_{\rm~325 MHz}^{\rm~1.4 GHz} \approx 1.7-1.8$ . % \pm 0.1$。由于能量的争论，这种陡峭的光谱不利于晕的强子起源。在发射电子被湍流加速的情况下，合并星系团中的光谱晕被预测为非常陡峭，即将到来的低频阵列的观测将能够测试这些预期。
2010-04-09 astro-ph.CO
The Coma cluster at LOFAR frequencies I: insights into particle acceleration mechanisms in the radio bridge
连接星系团和星系群的低密度气体桥的射电同步辐射对粒子加速过程是一个挑战。在这项工作中，我们使用新的低频阵列（LOFAR）在144 MHz的观测分析后发座无线电桥。LOFAR以前所未有的灵敏度和分辨率检测桥梁及其子结构。我们发现NGC 4839群的射电辐射峰值。在NGC 4839群前方的光晕中，射电亮度降低，射电辐射流将NGC 4839群与射电遗迹连接起来。使用X射线观测，我们发现，热和非热等离子体是适度相关的次线性标度。我们使用档案无线电数据在326兆赫，以限制在桥的频谱指数，并量化的粒子和磁场在不同频率的分布。我们发现，频谱比$-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
Diffuse light and galaxy interactions in the core of nearby clusters
利用行星状星云作为恒星运动的探测器，可以揭示附近星团致密区漫射光的运动学特征。最亮星系团（BCGs）周围的位置-速度图确定了外晕和团内光（ICL）的相对贡献，团内光（ICL）定义为漂浮在星系团势中的恒星辐射的光。ICL的运动学可以用来评估附近星系团核心的动力学状态，并推断它们的形成历史。室女座和后发座的核心被观察到远离平衡，合并目前正在进行中，而天炉座和长蛇座星团的ICL性质显示存在子组件被吸积在它们的核心，但叠加到一个否则放松的恒星群体。最后，所观察到的ICL的性能与那些从Lambda-CDM模拟预测的比较表明了定性的协议，并提供了对ICL形成的见解。观测和模拟都表明，BCG晕和ICL在物理上是不同的组成部分，“较热”的ICL在距离BCGs晕较大的径向距离处占主导地位，因为后者逐渐变暗。
2010-10-08 astro-ph.CO
Too many protoclusters? Reconciling the overabundance of cluster progenitors within the first billion years of the Universe
University of Geneva（日内瓦大学）；University of Nottingham（诺丁汉大学）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；Cavendish Laboratory, University of Cambridge（剑桥大学卡文迪许实验室）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间研究所）
针对JWST观测到的红移z>5的原星系团候选体数量远超ΛCDM预言的问题，通过修正观测与模拟中质量定义的不一致性（如孔径大小、演化追踪方向），并考虑并合和宇宙方差，完全消除了这一矛盾，发现64%的候选体实为原群，且无一可能演化为类似Coma的星系团。
2026-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Physics of Radio Halos in Galaxy Clusters: Scaling Relations and Luminosity Functions
星系团中巨射电晕和小射电晕的物理机制仍然是一个悬而未决的问题，随着探测次数的增加，这一问题变得更加紧迫。在本文中，我们探讨的可能性，射电发射电子产生的强子宇宙线（CR）质子与周围的热质子的集群内介质的相互作用。我们的CR模型来自宇宙学流体动力学模拟的团簇形成，另外占CR运输的形式CR流和扩散。这开启了在动态时间尺度上改变射电晕光度超过一个数量级的可能性。我们建立了一个模拟的星系团目录从大型的MultiDark N体LCDM模拟，通过采用一个唯象的气体密度模型为每个集群的基础上，X射线测量，匹配Sunyaev-Zel'dovich（SZ）和X射线标度关系和光度函数。利用法拉第旋转测量研究的磁场强度估计，我们的模型成功地再现了观测到的巨型射电晕（后发座，A2163）以及无线电迷你晕（英仙座，蛇夫座）的表面亮度剖面，同时遵守这些集群中的伽马射线发射上限。我们的模型还能够同时再现在同一L_X上观测到的射电强和射电静星团的双峰性以及射电晕光度与SZ通量Y的单峰分布，从而为这一明显的矛盾提供了一个物理解决方案。对于一个合理的分数为10%的射电响亮的集群，我们的模型匹配NVSS射电晕光度函数。构建一个分析射电晕光度函数，我们展示了独特的前景，低频无线电调查（如LOFAR第1级调查）检测~3500无线电晕回红移2和探测无线电晕的基本物理。[删节]
2013-11-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Unveiling the Coma Cluster Structure: From the Core to the Hubble Flow
Leibniz-Institut fur Astrophysik Potsdam（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天文研究所）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）；Helsinki Institute of Physics（赫尔辛基物理研究所）；Bahamas Advanced Study Institute and Conferences（巴哈马高级研究所与会议）；SISSA-International School for Advanced Studies（国际高等研究院）；IFPU, Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；INFN, Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）
利用基于密度的成员选择方法dbscan分析SDSS数据，从后发座星系团的核心到零速度边界识别成员星系，首次揭示其周围的哈勃流，并估计哈勃常数和质量。
2026-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
LARgE Survey -- II. The Dark Matter Halos and the Progenitors and Descendants of Ultra-Massive Passive Galaxies at Cosmic Noon
我们使用一个27.6度$^2$巡天来测量$gzK_s$选择的静止星系在$z\sim1.6$的聚集，重点是超大质量的静止星系。我们发现，$z\sim1.6$超大质量被动演化星系（UMPEGs），其中有$K_s(AB)<19.75$（恒星质量的$M_{stars}$ $>\sim 10^{11.4}M_{\odot}$和平均$<$ $M_{stars}$ $>$ = $10^{11.5}M_{\odot}$），集群比任何其他已知的星系人口在高红移。将它们的相关长度$r_0 = 29.77 \pm 2.75$ $ h^{-1}$ Mpc与Millennium XXL N体模拟中的暗物质晕集群进行比较，表明这些$z\sim1.6$ UMPEG存在于质量为$M_{h}\sim10^{14.1}h^{-1}M_{\odot}$的暗物质晕中。这种非常巨大的$z\sim1.6$晕与PDMATHAMY大质量星系团的祖先有关，如室女座和后发座星系团。考虑到它们极端的恒星质量和缺乏具有可比质量的同伴，我们推测这些UMPEG可能是它们（原）星系团的已经淬火的中心大质量星系。我们的结论是，只有少量的进一步增长，在他们的恒星质量，$z\sim1.6$ UMPEG可能是一些大质量的中央星系的祖先，今天的大质量星系团观察到已经非常巨大，静止的宇宙恒星形成的高峰期附近。
2020-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
A first estimate of radio halo statistics from large-scale cosmological simulation
我们提出了第一个估计的基础上的宇宙学气体动力学模拟的星系团无线电晕计数预计在即将到来的低频无线电调查。我们的估计是基于一个FLASH模拟的LCDM模型，我们已经分配无线电功率集群通过一个模型，涉及无线电发射率集群磁场强度，集群内的湍流和密度。我们改变这个模型的几个自由参数，并发现无线电晕数计数变化的平均磁场范围从0.2到3.1 μ G的两个因素。然而，我们预测的低频无线电晕比以前的半分析估计预期的要少得多，尽管这种差异可以用再加速模型中预测的频率依赖性无线电晕概率来解释。我们发现，即将进行的调查将有困难，因为大的不确定性和低的数量计数区分模型。此外，根据我们的建模，我们发现，预期的计数可以退化与宇宙线产生的再加速和强子次级模型。我们发现，无线电功率和质量和X射线光度之间的关系可以用来区分模型，并通过建立模拟无线电天空地图，我们证明，调查，如LOFAR可能有足够的分辨率和灵敏度，打破这个模型退化成像许多个别集群。
2012-10-13 astro-ph.CO
First results from the IllustrisTNG simulations: radio haloes and magnetic fields
我们介绍的IllustrisTNG项目，一套新的宇宙磁流体动力学模拟与移动网格代码AREPO采用更新的Illustrris星系形成模型。本文主要研究星系团中磁场的一般性质和弥散射电辐射。磁场在星系中普遍存在，它们的形成与结构的形成密切相关。我们发现，结构的形成放大了初始种子场（$10^{-14}$共动高斯）的低红移星系（$1-10\,μ{\rm G}$）中观察到的值。磁场拓扑结构与星系形态密切相关，因此不规则场由早期星系托管，而大规模有序场则存在于盘星系中。利用两个简单的相对论电子能量分布模型，我们预测了$280$团的射电弥散辐射，重子质量分辨率为$1.1\times 10^{7}\,{\rm M_{\odot}}$，并对VLA、LOFAR、ASKAP和SKA进行了模拟观测。我们的模拟集群显示扩展的无线电发射，其可探测性与它们的维里质量。我们重现观测到的总无线电功率和X射线发射，$M_{500}$，和Sunyaev-Zel'dovich $Y_{\rm 500}$参数之间的标度关系。我们最大质量的星系团的射电发射表面亮度分布与后发座和英仙座的VLA测量结果相当一致。最后，我们讨论了检测到的扩展无线电晕的维里质量和源计数函数的函数为不同的仪器的分数。总的来说，我们的结果与观测结果吻合得非常好，但要进行精细的分析，需要在大尺度星系形成模拟中对相对论粒子进行更复杂的处理。
2018-08-24 astro-ph.CO
Turbulence and Particle Acceleration in Giant Radio Halos: the Origin of Seed Electrons
大约1/3的X射线发光星系团在~Mpc尺度上表现出平滑的、非偏振的射电辐射，被称为巨射电晕。射电晕的一个有希望的模型是由团内介质（ICM）的湍流对种子相对论电子的费米-II加速;库仑损耗禁止来自热池的加速。然而，种子电子的起源从未被充分探索过。在这里，我们整合的宇宙线（CR）的电子和质子分布的福克-普朗克方程的宇宙学模拟的团簇形成。对于标准的假设，结构形成冲击导致种子电子人口产生过于集中的无线电发射。相反，我们提出了三个现实的情况下，每一个都可以重现在后发座星系团中观察到的空间平坦的无线电发射：（1）注入的湍流能量密度热热能密度的比率显着增加半径，在宇宙学模拟。这产生平坦的无线电轮廓，即使CR的种子种群随着半径而陡峭。(2)高能CR质子的自约束可能是低效的，当ICM相对静止时，CR质子可能以阿尔芬速度流到集群外围。空间上平坦的CR质子分布发展并产生所需的次级种子电子群。(3)CR质子到电子的加速效率K_ep ~ 0.1被假定为大于我们的银河系（K_ep ~ 0.01），这是由于激波处的磁几何结构。由此产生的初级电子占主导地位。由于与次级电子相比，它们的密度依赖性较弱，这些初级电子也可以重现射电观测。这些竞争的非平凡的解决方案提供了在高β ICM的非热过程的精辟的探针。
2015-03-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cosmic ray transport in galaxy clusters: implications for radio halos and gamma-rays
对巨型射电晕的观测为星系团中宇宙线（CR）电子和磁场的存在提供了明确的证据。产生射电晕的物理机制仍有很大争议。我们批判性地讨论了无线电晕发射提出的模型，并强调每个解释的弱点。我们提出了一个想法，如何CR传播和湍流平流的相互作用选择一个双峰的空间CR分布的集群的动力学状态的特征。因此，相对于具有非常亚音速湍流的松弛簇，强烈湍流的合并簇应该具有更集中的CR能量密度分布。这转化为双峰的预期扩散无线电和伽马射线发射的集群。因此，所观察到的双峰集群无线电晕似乎是一个自然的后果CR运输过程的相互作用，独立的无线电晕形成的模型，无论是强子相互作用的CR质子或再加速的低能量CR电子。
2011-09-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Galaxy clusters in high definition: a dark matter search
最近的无线电频率探测器，以及ATCA和ASKAP望远镜，已经证明自己处于间接限制暗物质性质的最前沿。后者能够大大超过费米-LAT数据的约束能力。然而，这些观测仅基于矮星系，那里的磁场不确定性很大。在这里，我们重新审视的情况下，星系团，经常被忽视，由于大量的漫射无线电背景，考虑外推已知的集群表面亮度分布与MeerKAT可观察到的尺度。尽管有大的重子背景，我们发现星系团可以与矮星系竞争。外推的昏迷数据能够排除质量为$< 700$ GeV的WIMP通过$b$ -夸克湮灭。这同时具有围绕磁场和扩散环境的较小不确定性。这种令人信服的结果是可能的，由于冲突之间的内部形状的暗物质晕和无线电晕，这是最明显的NFW样的Einasto配置文件，其存在有一些支持的证据在文献中的平坦的内部配置文件。
2022-11-17 astro-ph.CO hep-ph
A High Stellar Velocity Dispersion and ~100 Globular Clusters for the Ultra Diffuse Galaxy Dragonfly 44
最近在后发座星系团中发现了一群巨大的、表面亮度非常低的球状星系。这些超弥散星系团（UDG）在富星系团中的明显存活表明它们具有非常高的质量。在这里，我们提出了恒星运动学的蜻蜓44，最大的后发座UDG之一，使用33.5小时的集成与DEIMOS的凯克II望远镜。我们发现速度色散为47 km/s，这意味着在其去投影的半光半径r_1/2=4.6 kpc内，动力学质量为M_dyn=0.7x10^10 M_sun。质光比为M/L=48 M_sun/L_sun，半光半径内的暗物质比例为98%。蜻蜓44的高质量伴随着大量的球状星团。从0.4”时拍摄的双子座深空影像中，我们推断蜻蜓44有94个球状星团，与这个质量范围内的其他星系类似。我们的研究结果补充了其他最近的证据，即许多UDG是“失败”的星系，其大小，暗物质含量和球状星团系统的亮度要高得多。我们估计的总暗晕质量的蜻蜓44通过比较的暗物质的量在r=4.6千秒差距内封闭的质量配置文件的NFW晕。封闭的质量表明总质量约为10^12 M_太阳，与银河系的质量相似。具有这种质量的近暗天体的存在是出乎意料的，因为星系形成被认为在这种情况下效率最高。
2016-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining Extended Gamma-ray Emission from Galaxy Clusters
冷暗物质模型预言了在暗物质晕内存在大量的亚结构。如果冷暗物质由弱相互作用的大质量粒子组成，它们在这些子结构中的湮灭可能导致扩散的GeV辐射，这将主导宿主晕的湮灭信号。在这项工作中，我们寻找GeV的发射附近的三个星系团：后发座，室女座和天炉座。我们首先删除已知的河外和银河弥漫伽马射线背景和点源的费米2年目录，并找到一个显着的残余漫发射在所有三个集群。然后，我们调查是否这种发射是由于（i）未解决的点源;（ii）暗物质湮灭;或（iii）宇宙射线（CR）。使用45个月的费米-LAT数据，我们检测到几个新的点源（不存在于费米2年点源目录）污染的信号以前分析的汉等。（arxiv：1201.1003）。包括这些和占未检测到的点源的影响，我们发现没有显着的检测扩展发射从三个集群研究。相反，我们确定上限的发射由于暗物质湮灭和宇宙射线。对于天炉座和室女座，CR发射的限制与理论模型一致，但对于后发座，上限是理论预期值的2倍。考虑到与CR处理相关的系统不确定性，我们的星系团中暗物质湮灭的横截面上限比银河系矮星系的分析更为严格。我们排除了热截面的超对称暗物质粒子的质量大到100 GeV（取决于湮灭通道）。
2012-12-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Common origin for radio relics and halos: galaxy cluster-wide, homogeneous cosmic-ray distribution, and evolving magnetic fields
一些星系团以外围遗迹（迄今为止归因于初级、冲击（再）加速电子）或中心晕的形式显示出弥散的无线电发射。通过分析文献中的射电和X射线数据，我们发现了晕和遗迹之间的新联系，例如它们的峰值射电亮度与气柱密度之间的普遍线性关系。我们的研究结果表明，在一个集群中的晕，遗迹，和晕遗迹桥，都产生于相同的，均匀的宇宙线（CR）离子（CRI）分布。我们解析地推导了强子CRI碰撞中产生的次级电子和正电子（CREs）在任意磁场演化下的同步辐射特征。在我们的模型中，平坦的光谱晕（包括巨晕和迷你晕）来自稳态磁场，而遗迹和陡峭的晕反映了最近或不规则的磁场增长。这很自然地解释了晕、遗迹以及它们之间的联系的性质，而没有引起弱冲击或湍流中的粒子（再）加速。我们发现CRI的能量密度在u_p~10^-[12.4，13.3]erg cm^-3的范围内，谱指数s_p=-2.20+-0.05，并在一些晕和遗迹后面的距离星团中心2 Mpc的地方确定了~0.1的磁能分数。CRI的均匀性表明存在很强的CR扩散，D（100 GeV）>~ 10^32 cm ^2s ^-1。在弱激波（效率<10^-4）和湍流中，强磁化对大于10 GeV的CRE（再）加速施加了严格的上限;事实上，每一个弱激波都会略微降低平坦CRE的能量分数。
2010-11-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Low injection rate of cosmic-ray protons in the turbulent reacceleration model of radio halos in galaxy clusters
本文研究星系团射电晕的湍流再加速模型，发现包含初级和次级宇宙线电子时，约3 Gyr再加速可解释LOFAR观测，但要求宇宙线质子注入率上限显著低于传统预期，提示现有宇宙线供给或再加速模型需修正。
2024-11-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
Where will supersymmetric dark matter first be seen?
如果暗物质是由超对称粒子组成的，那么费米卫星上的大面积望远镜等伽马射线观测站可能会探测到来自星系晕和星系团的湮灭辐射。最近的许多努力都致力于在银河系的矮卫星周围寻找这种信号。使用一套新的高分辨率模拟星系团晕（凤凰计划），再加上宝瓶座模拟银河系一样的星系晕，我们表明，更高的信噪比和同样干净的信号，事实上，预测来自附近丰富的星系团。大部分的星系团发射是由质量小于太阳的小次晕产生的。我们的两组模拟涵盖了大范围的质量尺度，使我们能够推断出这些小（和未解决的）质量的物理动机外推。由于潮汐效应会破坏晕内密集区域的次晕，因此预测大多数星系团的辐射来自大半径，这意味着最近和最亮的系统应该比费米的角分辨率限制更大。最有希望的检测目标是像Coma和Fornax这样的集群，但是如果要最大限度地找到这种微弱信号，检测算法必须调整到预测的发射轮廓。
2011-09-16 astro-ph.CO hep-ph hep-th
MAGIC Gamma-ray Observations of the Perseus Galaxy Cluster
为了探测宇宙射线与星系团内部介质相互作用产生的伽马射线发射，切伦科夫地面成像望远镜MAGIC在2009-2011年期间对一个非常高能量（> 100 GeV）的星系团进行了迄今为止最深入的观测活动，并对英仙座星系团进行了总共85小时的观测。实验结果表明，在结构形成激波条件下，平均CR-热压力比为1-2%，最大CR加速效率<50%。或者，这可能会争论不可忽略的CR运输过程，如CR流和扩散到外部集群区域。此外，假设英仙座射电小晕是由强子CR相互作用中产生的次级辐射产生的，中心磁场被限制在> 4-9 μ G。这个范围远低于法拉第旋转测量的场强，因此强子模型仍然是英仙座射电小晕的合理解释。在这次成功的活动之后，MAGIC继续收集有关英仙座的数据。
2013-08-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Constraining relativistic protons and magnetic fields in galaxy clusters through radio and gamma-ray observations : the case of A2256
巨型射电晕是星系团弥散同步辐射最相关的例子。这些源中的一些具有非常陡峭的光谱，光谱指数为$α\geq 1.5-1.6$（$F(ν) \propto ν^{-α}$），并且是测试相对论粒子起源的当前模型的理想目标。A2256拥有最近的射电晕，具有非常陡峭的光谱，具有$α=1.61$，并且集群中非常大的相对论质子人口将是必要的，以解释晕由于次级粒子的同步辐射。在这种情况下，0.1-1 GeV的$γ$ -射线的光度预计10-20倍以上的集群托管无线电晕类似的无线电功率在GHz的频率，但光谱更典型的目前观察到的晕人口，$α\sim 1.2$。在这些假设下，如果星系团中心区域的磁场为$\leq$ 10-15 $μ$ G，那么FERMI/GLAST观测有望探测到A2256。我们表明，这将允许一个及时的测试强子模型的起源无线电晕，并补充约束的集群磁场和粒子加速机制的物理。
2009-09-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
A study of halo and relic radio emission in merging clusters using the Murchison Widefield Array
我们利用Murchison宽场阵列（MWA）研究了九个合并星系团中的射电晕和遗迹。用于本研究的图像是从银河系和银河系外全天空MWA（GLEAM）调查中获得的，该调查在5个频率下进行，即88，118，154，188和215 MHz。我们在其中8个星团中探测到弥散射电辐射。我们已经估计了这些集群中的晕和遗物的频谱在80-1400 MHz的频率范围内，第一次这样的尝试，以估计它们的频谱在低频率。光谱符合幂律，晕的平均值为$α= -1.13\pm0.21$，遗迹的平均值为$α= -1.2\pm0.19$，其中，$S \propto ν^α$。我们将其中两个星系团源重新归类为射电星系。因此，低频谱是确认团簇源性质的独立手段。九个星团中有五个拥有无线电光环。对于剩下的四个集群，我们把上限的无线电功率的可能晕在他们。这些上限比根据$L_{\rm X}-P_{\rm 1.4}$关系式预期的上限低2-20倍。这些限制是有史以来获得的最低限度和这些限制的强子模型的晕发射的影响进行了讨论。
2017-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
