H.E.S.S.对后发星系团中multi-TeV粒子布居的约束意见

揭示星系团中的动力学：后发座中低光度星系的隐藏作用

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。

CoMaLit -- VI. Intrinsic scatter in stacked relations. The weak lensing AMICO galaxy clusters in KiDS-DR3

Unbiased and precise mass calibration of galaxy clusters is crucial to fully exploit galaxy clusters as cosmological probes. Stacking of weak lensing signal allows us to measure observable-mass relations down to less massive halos halos without extrapolation. We propose a Bayesian inference method to constrain the intrinsic scatter of the mass proxy in stacked analyses. The scatter of the stacked data is rescaled with respect to the individual scatter based on the number of binned clusters. We apply this method to the galaxy clusters detected with the AMICO (Adaptive Matched Identifier of Clus…

在NGC 4848第一次穿越后发座星系团时，尾随在其后面的65 kpc的电离气体

65 kpc of ionized gas trailing behind NGC 4848 during its first crossing of the Coma cluster

用SPM（Mx）2.1米望远镜对后发座星系团的西北区进行了5小时的H α曝光，在SBab星系NGC 4848的后面发现了一个65 kpc的电离气体彗星发射。尾部指向星团中心的相反方向，与先前观测中检测到的剥离HI的方向相同。该星系显示出明亮的HII区域，呈内环状，恒星形成的速度惊人，为8.9兆太阳/年。从星系的形态和拖尾物质，我们推断，星系是遭受冲压压力，由于其高速运动通过集群IGM。我们估计有4 × 10^9兆太阳的气体从星系中被扫出，形成了尾巴。考虑到后发座星系团的环境条件（rho = 6.3 x 10^-27 g/cm^3; sigma_vel = 940 km/s），模拟预测冲压压力机制能够在不到2亿年的时间内移除如此数量的气体。结合相互作用的几何形状，表明径向落入星团，得出NGC 4848在第一次通过密集星团环境时被捕获的结论。

后发座星系团矮星系成员的Keck/LRIS光谱确认

Keck/LRIS Spectroscopic Confirmation of Coma Cluster Dwarf Galaxy Membership Assignments

Keck/LRIS多目标光谱仪对后发座星系团核心区的140个最低和最高表面亮度的暗（19 < R < 22）矮星系候选者进行了测量。这些光谱被用来测量红移，并建立这些微弱的矮种群的成员资格。低表面亮度样本的主要目标是测试我们使用形态和表面亮度标准区分后发座星系团成员和背景星系的能力，使用高分辨率HST/ACS图像。候选人被评为预期成员，不确定，或预期的背景。从93个光谱中识别出51个矮星系成员和20个背景星系。我们的形态成员估计成功率为100%的对象，预计将成为成员和优于90%的星系预计将在背景中。我们确认，低表面亮度是一个很好的指标集群成员。高表面亮度星系几乎总是背景与混乱所产生的情况下，只有罕见的紧凑的椭圆星系。在中等表面亮度下出现更多问题的情况。这些星系中的许多都被赋予了不确定的成员评级，并且这些星系被发现是成员的时间约为一半。包括颜色信息将改进成员资格确定，但是对于在仅使用表面亮度和形态标准时已经被错误识别的一些相同对象将失败。具有B-V色的紧凑椭圆星系，特别是红色序列红向0.2等，需要光谱跟踪。在47个高表面亮度的样本中，有19个物体的红移使它们位于后发座星系团中。红移测量和使用间接手段建立集群成员进行了讨论。

HST/ACS昏迷群集调查IV。星系际球状星团和后发星系团核心的大质量球状星团系统

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…

CoMaLit-IV。标度关系随星系团质量的演化和自相似性

CoMaLit-IV. Evolution and self-similarity of scaling relations with the galaxy cluster mass

星系团可观测性质随质量的标度随时间演化。评估演化的作用对于研究大质量晕的形成和演化以及避免校准中的偏差至关重要。我们提出了一个一般的方法来推断质量和红移的依赖性，和时间演化的内在散射的质量可观测的关系。该程序自校准的红移依赖的完整性功能的样品。也考虑了用于校准关系的质量估计中的固有散射。我们应用该方法标度质量M_Delta与视线星系速度色散σ_v，光学丰富度，X射线光度，L_X，和Sunyaev-Zel'dovich信号。用弱透镜测量校准质量。测量的关系是在良好的协议与时间和质量的依赖性预测的自相似的情况下，结构形成。唯一的例外是L_X-M_Delta关系，它的时间演化是负的，这与在高红移处有额外辐射冷却和均匀预热的形成情景一致。在sigma_v-M_Delta关系的内在散射是非常小的，为14%.Robust预测CLASH样本中的星系团的观察到的属性的顺序提供了研究的情况。目录和脚本可在http://pico.bo.astro.it/~sereno/CoMaLit/上公开获取。

后发座星系团gamma-ray辐射的费米大天区望远镜探测及扩展空间结构的初步证据

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。

利用档案COMPTEL数据对五个星系团MeV伽马射线发射的试点搜寻

A pilot search for MeV gamma-ray emission from five galaxy clusters using archival COMPTEL data

利用COMPTEL档案数据在0.75-30 MeV能段搜寻五个星系团的MeV伽马射线发射，除VIRGO在0.92-1.63 MeV探测到约2.5σ的边际信号外，其余四个星系团均未探测到信号，且未证实文献中5-7 MeV谱线的先前报道。

用VERITAS和Fermi观测Galerkin后发座星系团的Gamma-Ray对宇宙射线、磁场和暗物质的约束

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.）

后发座星系团的深GALEX观测：源表和星系计数

Deep GALEX Observations of the Coma Cluster: Source Catalog and Galaxy Counts

我们提出了一个源目录从深26 KS GALEX观测的后发座星系团在远紫外（FUV; 1530 A）和近紫外（NUV; 2310 A）波段。观测场中心位于后发座核心西南0.9度（1.6兆秒差距）处，并且具有SDSS的完整光学光度覆盖范围。该目录包含9700个星系，包括242个光谱确认的后发座成员星系，从巨大的螺旋星系和椭圆星系到矮不规则星系和早期类型星系。完整的多波长星表（星系团加上背景星系）在NUV=23和FUV=23.5时完成了约80%，在NUV=24.5和FUV=25.0时有一个极限深度，对应于后发座距离的恒星形成率约为0.001 Msun/yr。我们的深度GALEX观测需要一个双重的方法来生成源目录：我们使用贝叶斯去混合算法来测量微弱和紧凑的源（使用SDSS坐标作为位置先验），并依赖于GALEX管道目录来获得明亮/扩展的对象。我们进行了模拟，以评估系统的影响（如对象混合，源混淆，爱丁顿偏差）源检测和测光时，使用这两种方法。贝叶斯去混方法大致加倍的源检测的数量，并提供可靠的测光比GALEX管道目录深几个量级。这种方法也是免费的源混淆在这里研究的UV星等范围内，相反，我们估计，GALEX管道目录的混淆限制在比NUV~23和FUV~24微弱的星等。我们使用我们的目录测量了总的UV星系计数，并报告了相对于以前的GALEX测量，FUV=22-23.5和NUV=21.5-23的计数超出约…

后发星系团中M_R=-10的星系光度函数

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。

来自约束宇宙学模拟的后发星系团周围的宇宙网：I. 在 $z = 0$ 处连接到后发星系团的细丝

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。

学习宇宙：Coma星系团的约束模拟——I. 径向X射线和Compton-y特征

Learning the Universe: Constrained simulations of the Coma galaxy cluster -- I. Radial X-ray and Compton-y signatures

利用BORG/MANTICORE约束初始条件和IllustrisTNG模型，生成50个Coma团类似物的高保真模拟，再现其热力学观测特征并评估宇宙方差。

A census of galaxy constituents in a Coma Progenitor observed at z>3

We present a detailed census of galaxies in and around PC217.96+32.3, a spectroscopically confirmed Coma analog at z=3.78. Diverse galaxy types identified in the field include Lya emitters (LAEs), massive star-forming galaxies, and ultra-massive galaxies (log (Mstar/Msun)>= 11) which may have already halted their star formation. The sky distribution of the star-forming galaxies suggests the presence of a significant overdensity (delta_g=8+/-2), which is spatially offset from the previously confirmed members by 3-4 Mpc to the west. Candidate quiescent and post-starburst galaxies are also found …

CoMaLit - II。普朗克选择星系团质量与Sunyaev-Zel'dovich信号的标度关系

CoMaLit - II. The scaling relation between mass and Sunyaev-Zel'dovich signal for Planck selected galaxy clusters

本文讨论了全天{ \it Planck} Sunyaev-Zel'dovich星表中一个星系团的质量与积分康普顿参数之间的标度关系。质量测量与弱透镜，焦散技术，或假设流体静力平衡。检索到的$Y_{500}$ - $M_{500}$关系并不强烈依赖于校准样品。我们发现斜率为1.4-1.9，与自相似预测一致，内在分散度为$20\pm10$ %。由于不同群体报告的质量估计值存在$\sim$ 20- 40%的系统差异，因此无法确定该关系的绝对校准。由于散射，用于宇宙学研究计数的条件标度关系的斜率较浅，$\sim$ 1.1-1.6。所采用的回归方法也考虑了质量测量中的固有散射。我们发现，普朗克质量估计遭受的质量依赖的偏见。

后发座星系团内陷区的深UV光度函数

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。

在Coma星系团中使用Sardinia射电望远镜在4.8 GHz检测到射电晕的高显著性

High significance detection at 4.8 GHz of the radio halo in the Coma galaxy cluster with the Sardinia Radio Telescope

利用Sardinia射电望远镜在4.8 GHz发现Coma星系团射电晕，其显著性超过3σ，测得射电晕流量密度为61±11 mJy，揭示了高频谱指数变化可能与湍流再加速有关。

后发座星系团视线的非常深的光谱学：探索新的领域

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。

Measuring bulk flows of the intracluster medium in the Perseus and Coma galaxy clusters using XMM-Newton

We demonstrate a novel technique for calibrating the energy scale of the XMM EPIC-pn detector, which allows us to measure bulk flows in the intracluster medium (ICM) of the Perseus and Coma clusters. The procedure uses the instrumental lines present in all observations, in particular, Cu-Ka. By studying their spatial and temporal variations, in addition to incorporating calibration observations, we refined the absolute energy scale to better than 150 km/s at the Fe-K line, a large improvement over the nominal accuracy of 550 km/s. We then mapped the bulk motions over much of the central 1200 a…

亮后发座星系团早型星系NGC 4889的核心和晕星恒星星族及形成历史

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。

后发座超星系团中矮星系的演化

The evolution of dwarf galaxies in the Coma supercluster

利用SDSS DR 7在500平方度区域的分光光度数据，研究后发座超星系团（z=0.023）中矮星系（~M*+2<M_z<M*+4）的演化。我们发现，在后发座超星系团中，红矮星主要集中在后发座和阿贝尔1367星系团的致密核心，以及嵌入连接它们的灯丝中的星系群中。然而，在后发座星系团和Abell 1367星系团的陷落区发现了后星爆（k+A）矮星，偶尔也在沿暗条嵌入的星系群中发现，这表明深势阱附近普遍存在的强速度场可能与导致矮星系后星爆阶段的机制密切相关。此外，后发座星系团中一些k+A矮星的蓝色，在其维里半径内发现，这表明这些星系中的恒星形成在过去的500 Myr中非常迅速地熄灭了。超星系团中60%以上的红矮星系的H_δ吸收角为0-3角，这表明在这些星系中有一个不可忽略的部分发生了一个主要的恒星形成事件，在最后一个Gyr内结束，使它们能够移动到红色序列。后发座超星系团中的蓝矮星系在EW（H_α）-EW（H_δ）平面上呈双峰分布，其中一个星系团在H_α中有很高的发射，在H_δ中也有一些发射。在EW（H_α）-EW（H_δ）平面上，蓝矮星和红矮星的一个子群重合，在H_δ上表现出吸收，在H_α上表现出相对较低的发射。我们认为，后者人口的很大一部分是被动矮星系的祖先，大量发现在低红移丰富的集群，如后发座的核心。

斯皮策选择后发座星系团的多波长分析：恒星形成率和质量

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。

后发座星系团中的矮星系：II。光谱学和光度学基本平面

Dwarf Galaxies in the Coma Cluster: II. Spectroscopic and Photometric Fundamental Planes

本文对后发座星系团核心区$-21 < M_I <-15$星等范围内的71个矮星系样本的基本面FP进行了研究。利用Keck II上的高分辨率DEIMOS摄谱仪测量星系的内部速度色散和HST/ACS的高分辨率成像，可以精确地模拟星系的表面亮度，我们将星系的基本面（FP）扩展到比后发座星系团FP的所有研究都要暗$\sim$ 1等的光度。我们发现，FP的散射依赖于暗端光度截止，这样的散射增加的较暗的星系。FP的残差与星系的颜色相关，蓝色的星系显示出较大的FP残差。我们在F814 W波段发现了$M/L \propto M^{-0.15\pm0.22}$，这表明在暗矮椭圆星系中，$M/L$比对质量不敏感。我们发现，质量较小的矮椭圆星系比明亮的椭圆星系更蓝，这可能表明正在进行的恒星形成活动。虽然潮汐遭遇和骚扰可以在从星系中移除恒星和暗物质方面发挥作用，但我们认为主要的影响将是与恒星形成相关的恒星风，这将从星系中移除物质，从而导致更大的$M/L$比率。我们把一些暗淡的蓝矮星与较亮的椭圆星系的FP的偏差归因于这种效应。我们还研究了其他涉及星系光度学性质的标度关系，包括光度学平面。我们表明，与FP相比，光度平面的散射在暗端较小。

Like a spider in its web: a study of the Large Scale Structure around the Coma cluster

The Cosmic Web is a complex network of filaments, walls and voids that represent the largest structures in the Universe. In this network, which is the direct result of structure formation, galaxy clusters occupy central positions as the nodes, connected through the filaments. In this work, we investigate the position in the Cosmic Web of one of the most known and best studied clusters of galaxies, the Coma cluster. We make use of the Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 (SDSS DR7) Main Galaxy Sample and of the Discrete Persistent Structure Extractor (DisPerSE) to detect large scale filament…

星系团中非热现象起源的DM解释

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。

后发星系团中的超致密矮星

Ultra-Compact Dwarfs in the Coma Cluster

作为HST/ACS Coma Cluster Treasury Survey的一部分，我们在动态演化的大规模后发座星系团的致密核心中进行了超紧凑矮星系（UCD）的光谱搜索。UCD候选者最初是根据ACS图像中的颜色，大小，分辨率以及Fornax和Virgo UCD的已知属性选择的。Keck/LRIS的后续光谱学确认了27个候选者是后发座星系团的成员，对于亮度大于M_R =-12的目标天体的成功率> 60%。另外14个候选者也可能被证明是昏迷成员，但低信噪比光谱阻止了明确的结论。对昏迷UCD的属性和分布的调查发现，这些对象与在其他环境中发现的UCD非常相似。后发座UCD倾向于聚集在星系团核心的巨型星系周围，并且具有与宿主星系相关的颜色/金属丰度。与属性和分布类似的后发座星系团球状星团人口，我们找到了强有力的支持，为大多数后发座UCD的星团起源。然而，一些UCD似乎具有恒星星族或结构特性，使它们与后发座星团中发现的旧星团人口不同，这可能表明UCD可能通过多种形成渠道形成。

拟合星系团气体压力分布的半参数方法

A Semi-Parametric Approach to Fitting Gas Pressure Profiles of Galaxy Clusters

提出一种基于节点的半参数方法以克服gNFW参数简并，并利用Planck后发座数据和贝叶斯分析确定其最优五节点气体压力分布。

后发星系团核心的超致密矮星

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。

Evolution of galaxies in groups in the Coma Supercluster

We take a close look at the galaxies in the Coma Supercluster and assess the role of the environment (in the form of cluster, group and supercluster filament) in their evolution, in particular examining the role of groups. We characterise the groups according to intrinsic properties such as richness and halo mass, as well as their position in the supercluster and proximity to the two rich clusters, Abell 1656 (Coma) and Abell 1367. We devise a new way of characterising the local environment using a kernel density estimator. We find that apart from the dominant effects of the galaxy mass, the e…

星系分布中的网络理论：后发座超星系团邻域

Network Theory in Galaxy Distributions: The Coma Supercluster Neighborhood

本文利用空间网络参数分析后发座超星系团邻域星系分布，揭示其与环境密度、形态和纤维结构的关系，并提出以最大连通分量识别超星系团的方法。

后发座星系团核心的线性结构

Linear Structures in the Core of the Coma Cluster of Galaxies

在星系团中的热X射线发射等离子体被预测为具有湍流运动，其可以贡献星系团中心能量密度的约10%。我们报告深钱德拉X射线天文台观测后发座星系团核心，显示存在准线性高密度臂跨越150千秒差距，组成的低熵物质可能剥离合并子集团。其中两个似乎与一个半径为650千秒差距的星系群有关，这个星系群正在合并到星系团中，这意味着它的相干性超过了几百万年。如此长的寿命意味着强各向同性湍流和传导被抑制在核心中，尽管团簇的非松弛状态。可能是磁场造成的。在昏迷中看到的结构目前洞察过去的陀螺仪的子集群合并活动。

第一个X射线证据表明昏迷遗迹受到了冲击

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。

暗物质亚晕在星系团非热辐射中的作用

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]

通过XComae高分辨光谱学表征后发座星系团附近的温热星系际介质

Characterization of the warm--hot intergalactic medium near the Coma cluster through high--resolution spectroscopy of X Comae

我们分析了所有可用的档案XMM牛顿观测的后发座X，一个明亮的X射线类星体后面的后发座星系团，研究在最近的大质量星系团附近的温暖，热的星系际介质的属性。RGS的观测证实了在后发座红移处可能存在Ne IX K-α吸收线，尽管统计意义有限。因此，该分析与Takei等人（2007）基于这些数据子集的早期分析一致。然而，它的大柱密度和光学深度表明吸收介质的条件是不可信的，从而对其真实性产生了严重的怀疑。钱德拉从未观测到彗星X，因此无法提供有关该来源的更多信息。我们结合上限的存在下，其他X射线吸收线（特别是从O VII和O VIII）在红移的后发座与积极的测量软过量发射从后发座测量ROSAT（Bonamente等。在kT~1/4 keV的温热气体的发射和吸收线的上限的组合提供了有用的约束的密度和视线长度的假定WHIM对昏迷。我们的结论是，假定的温暖，热介质向后发座是符合预期的性质，与重子过密度>=10和几十Mpc的量级的视线范围。

后发座星系团中的屏蔽S0 Galerkin

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。

The Dynamical Mass of the Coma Cluster from Deep Learning

In 1933, Fritz Zwicky's famous investigations of the mass of the Coma cluster led him to infer the existence of dark matter \cite{1933AcHPh...6..110Z}. His fundamental discoveries have proven to be foundational to modern cosmology; as we now know such dark matter makes up 85\% of the matter and 25\% of the mass-energy content in the universe. Galaxy clusters like Coma are massive, complex systems of dark matter in addition to hot ionized gas and thousands of galaxies, and serve as excellent probes of the dark matter distribution. However, empirical studies show that the total mass of such syst…

来自模拟和强子模型的射电晕I：后发座星系团

Radio Halos From Simulations And Hadronic Models I: The Coma cluster

我们使用的结果从一个约束，宇宙学MHD模拟的本地宇宙来预测的射电晕和伽玛射线通量的后发座星系团，并将其与目前的观测结果进行比较。后发座星系团内的模拟磁场是星系团形成过程中磁场湍流放大的结果。磁种子场起源于恒星爆发驱动的星系外流。采用强子模型计算了同步辐射。我们遵循四种方法与不同的分布的宇宙射线质子（CRp）人口的星系团。射电晕的径向轮廓只能在宇宙射线质子群中的能量分数径向增加的情况下再现，在$>$ 1 Mpc处达到100%的热能含量，例如射电发射区的边缘。此外，即使考虑到高频热SZ效应的负通量，后发座中观测到的射电晕的光谱变陡也无法再现。因此，强子模型是不赞成从目前的分析。从我们模拟的彗发中预期的$γ$射线的发射仍然低于目前的观测极限（系数为$\sim$ 6），但在不久的将来可以检测到。

彗发团SZ径向轮廓的变色龙效应

The Chameleonic Contribution to the SZ Radial Profile of the Coma Cluster

我们约束变色龙Sunyaev-Zel'dovich（CSZ）在后发座星系团的影响，从测量的后发座径向轮廓WMAP 7年的结果。CSZ效应是由星系团磁场中的标量（或赝标量）粒子与宇宙微波背景相互作用产生的。我们将这个径向剖面数据与在不同频带中对后发座星系团中心的SZ测量相结合，发现星系团中的热SZ和CSZ效应分别为Delta T_{SZ,RJ}（0）=-400+/-40 microKelvin和Delta T_{CSZ} ^{204 GHz}（0）=-20+/-15 microKelvin（68% CL）。中心值导致光子与标量（或赝标量）的耦合强度估计为g =（5.2 - 23.8）x 10^{-10} GeV^{-1}，而95%置信区间估计为g <（8.7 - 39.4）x 10^{-10} GeV^{-1}。

Coma和Leo超星团中最丰富的团块：性质与演化

The richest clusters in the Coma and Leo superclusters: Properties and evolution

研究通过分析Coma和Leo超星团中的星系团，探讨其子结构、连通性及演化过程，揭示了团块在不同红移下的坍缩和球状坍缩特性。

后发座星系团中暗物质的性质

On the nature of dark matter in the Coma Cluster

最近普朗克任务对后发座星系团的2.7 K CMB的精确观测与X射线测量不一致。为了调和这两种类型的测量技术，我们认为不稳定的暗物质是这种不匹配的原因。衰变的暗物质，在引力作用下主导着星系团，会影响估计的热等离子体含量，然后在天空中完全相同的地方测量的SZ效应中丢失。完全衰变为X射线的暗物质的模型独立寿命估计约为6 × 10 ^{24}秒;这个寿命随着辐射衰变的暗物质的比例而缩小。此外，它表明，这种暗物质调查在空间的潜力是优于最大的体积地球绑定的暗物质衰变搜索。其他集群可能会提供更多的证据支持或反对这一建议。

现今星系团中的矮星系群：I。丰度和红色组分

Dwarf galaxy populations in present-day galaxy clusters: I. Abundances and red fractions

我们将室女座、天炉座、后发座和英仙座星系团中的星系群与最先进的半解析模型进行了比较，重点是亮度从大约10^8 L_sun到10^9 L_sun的矮星系。我们发现，观察到的集群中的矮星的数量密度分布再现合理，以及模型集群的红色部分提供了一个很好的匹配后发座和英仙座。另一方面，室女座矮星系中的红色部分明显低于模型星系团。我们认为，这主要是由于在模型中的环境效应的处理。这个解释得到了我们的发现的支持，即中心（“场”）矮星系的颜色被很好地再现，与以前的说法相反。最后，我们发现模型星系团中的矮星与巨星之比过高。这可能表明，目前的模型处方的微弱星系的潮汐破坏仍然不够有效。

行星状星云光度函数和室女座、长蛇座I和后发座星团的距离

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。

COMAP Early Science: V. Constraints and Forecasts at $z \sim 3$

We present the current state of models for the $z\sim3$ carbon monoxide (CO) line-intensity signal targeted by the CO Mapping Array Project (COMAP) Pathfinder in the context of its early science results. Our fiducial model, relating dark matter halo properties to CO luminosities, informs parameter priors with empirical models of the galaxy-halo connection and previous CO(1-0) observations. The Pathfinder early science data spanning wavenumbers $k=0.051$-$0.62\,$Mpc$^{-1}$ represent the first direct 3D constraint on the clustering component of the CO(1-0) power spectrum. Our 95% upper limit on …

根据Planck Sunyaev-Zel'dovich效应数据在后发座遗迹位置压力不连续的证据

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。

后发cD星系NGC 4874的球状星团系统的哈勃空间望远镜ACS和WFC3/IR成像

The Globular Cluster System of the Coma cD Galaxy NGC 4874 from Hubble Space Telescope ACS and WFC3/IR Imaging

本文对后发座星系团（Abell 1656）核心的cD星系NGC 4874的富球状星团（GC）系统进行了新的HST光学和近红外测光研究。NGC 4874是用HST Advanced Camera for Surveys在F475 W（g）和F814 W（I）通带和Wide Field Camera 3 IR Channel在F160 W（H）通带观测到的。在这个领域中的GC表现出双峰光学颜色分布，超过一半的GC落在红色一侧，在g-I > 1。双峰也存在，虽然不太明显，在光学-近红外I-H颜色。与过去的工作相一致，我们发现证据的非线性的g-I与I-H的颜色-颜色关系。因此，我们的研究结果强调需要了解的颜色金属丰度关系的详细形式解释GC双峰观测数据。我们还发现了一个非常强烈的颜色星等的趋势，或“蓝色倾斜”，为NGC 4874 GC系统的光学颜色分布的蓝色分量。整体平均I-H颜色作为星等的函数也呈现出类似的强烈趋势;对于M_814 < -10等，这些趋势意味着与$Z\propto M_{\rm GC}^{1.4\pm0.4}$的质量-金属丰度存在陡峭的标度，但标度不是简单的幂律，在较低质量时变得更弱。与其他类似的星系一样，蓝色GC的空间分布比红色GC更广，部分原因是蓝色GC与周围的星系团有关。此外，GC系统的中心从NGC 4874的光度中心向西南方向偏移了4+/-1 kpc，朝向NGC 4…

亮后发座星系团的恒星星族

The Stellar Populations of Bright Coma Cluster Galaxies

本文利用SDSS DR 7光谱仪研究了356个明亮的$M_{r}$ $\leq$-19后发座星系团成员的恒星星族。对于静止星系，我们发现CN 2，C4668，Mgb和H $β$的吸收线指数强度和速度色散（$σ$）之间有很强的相关性。在被动星系H $β$、Mgb和C4668中发现了显著的团心径向梯度。我们使用最先进的恒星星族模型\citep{schiavon07}和测量的吸收线指数来推断每个星系的单恒星种群等效（SSP等效）年龄和[Fe/H]，以及它们的[Mg/Fe]，[C/Fe]，[N/Fe]和[Ca/Fe]丰度模式。对于被动星系子样本，我们找到了强有力的证据“考古缩小”，年龄$\propto σ^{0.90 \pm 0.06}$。我们恢复了显着的集群中心径向恒星星族梯度的被动样品在SSP等效年龄，[Mg/Fe]，[C/Fe]和[N/Fe]。这些趋势是在这个意义上说，在固定的速度色散，被动星系的外围星系的24% $\pm$ 9%年轻，较低的[Mg/Fe]和[N/Fe]，但较高的[C/Fe]比在集群的核心。我们发现没有显着增加集群为中心的径向恒星星族梯度时，拟合到一个被动的星系子集选择覆盖集群核心和西南地区，其中包含NGC 4839子群。因此，我们得出结论，NGC 4839的落区不是唯一的，至少在明亮星系的恒星星族方面。我们推测，最近的其他研究所看到的更明显的集群为中心的径向梯度可能…

HST/ACS昏迷群集调查III。Galerkin结构参数的单阶拟合法

The HST/ACS Coma Cluster Survey III. Structural Parameters of Galaxies using single-Sérsic Fits

我们提出了一个目录的8814个星系的结构参数在25个领域的HST/ACS昏迷国库调查。对于我们公布的后发座光度表中平均有效表面亮度大于26.0 mag/sq的所有星系，给出了二维表面亮度分布的Sérsic拟合参数。弧秒，亮度超过24.5等（相当于绝对星等-10.5），由拟合给出，所有在F814 W（AB）。样本包括后发座成员和背景天体的混合物; 424个星系有红移，其中163个是已确认的成员。使用Gim 2D和Galfit代码进行拟合。我们提供了以下参数：星系ID、RA、DEC、测光星表的总自动星等、模型（F814W_AB）的总星等、几何平均有效半径Re、有效半径内的平均表面亮度e、Sérsic指数n、椭圆率和源位置角。星表的选择范围和Sérsic参数的误差来自于使用合成星系模型对拟合过程的大量模拟。Gim 2D和Galfit参数之间的一致性对拟合过程的细节很敏感;对于此处使用的设置，在目录中涵盖的参数范围内，一致性非常好。我们定义并提出了两个拟合优度指数量化的程度，可以近似的图像由一个Sérsic模型与同心，同轴椭圆等照度线，这样的指数可以用来客观地选择星系更复杂的结构，如鼓盘，酒吧或核组件。我们在Astro-WISE和MAST提供电子格式的目录。

后发座星系团内尘埃发射的制约因素

Constraints on the Intracluster Dust Emission in the Coma Cluster of Galaxies

我们利用斯皮策多波段成像光度计对后发座星系团内尘埃的红外辐射进行了研究。我们的观测产生了有史以来最深的星系团的中红外和远红外图像。在这三个波段中的每一个波段中，我们都没有探测到中心多余分量的特征，这与红外空间天文台（ISO）先前的探测报告相反。我们仍然发现70和160微米之间的亮度比显示出中心过量的边缘符号，与ISO结果定性一致。我们的分析表明，过量的比例更可能是由于微弱的红外源躺在起伏的卷云前景。我们的观测结果表明，在24、70和160微米处，在距离星系团中心100 kpc的范围内，过量辐射的2 σ上限分别为5 x 10^-3 MJy/sr、6 x 10^-2 MJy/sr和7 x 10^-2 MJy/sr。这些值与其他星系团中发现的值一致，表明与星际介质相比，星团中心附近的尘埃不足3个数量级以上。

后发座星系团的暗物质和可见物质分布：理论与观测

Dark and visible matter distribution in Coma cluster: theory vs observations

我们调查暗物质和可见光物质分布的后发座星系团的Navarro-Frenk-White（NFW）配置文件的情况下。考虑了一个玩具模型，其中星系团中的所有星系都集中在一个有效半径为$R_{\mathrm{eff}}$的球体内。它使我们能够获得作为$R_{\mathrm{eff}}$的函数的平均速度色散。我们表明，在NFW参数的观测精度范围内，计算的$R_{\mathrm{eff}}$值可以相当接近于星系分布的可观测截止值。此外，我们的玩具模型与观测数据和模拟的比较导致以下较好的后发座星系团的NFW参数：$R_{200} \approx 1.77\,h^{-1} \, \mathrm{Mpc} = 2.61\, \mathrm{Mpc}$，$c=3÷4$和$M_{200}= 1.29h^{-1}\times10^{15}M_{\odot}$。后发座星系团中的大部分星系都集中在一个有效半径为$R_{\mathrm{eff}}\sim 3.7$ Mpc的球内，视向速度色散为$1004\, \mathrm{km}\, \mathrm{s}^{-1}$。