Suzaku Observations of Iron K-lines from the Intracluster Medium of the Coma Cluster
利用朱雀星上的X射线成像光谱仪（XIS）对后发座星系团进行了6个观测点的观测，包括中央X射线峰值区、14'西偏区、30'和34'西北偏区、44'和60'西南偏区。由于其较低的背景水平，朱雀比其他卫星对Fe K-α线具有更好的灵敏度。利用精确的Fe线测量，我们研究了温度结构，可能的整体运动，和铁丰度分布在集群内介质（ICM）。观察到的光谱很好地代表了一个单一的温度模型，和两个或三个温度模型没有改善卡方显着。由类氢铁和类氦铁的K-α线比值得到的温度与单温模型得到的温度一致。由于线比是温度的陡峭函数，因此一致性支持使用朱雀进行温度测量的准确性。在34'区，由类He Fe线中心能量计算的红移与光学观测结果一致，在视线内的标定误差为18 eV或818 km/s。该值小于ICM的声速，即1500 km/s。NGC 4839子团周围44'偏距区Fe线的中心能量与34'偏距区Fe线的中心能量一致。温度和速度结构的这些结果表明，该集团的核心是在一个放松的状态，和无线电晕相关的非热电子加速的集群内湍流，而不是大规模的冲击。在34'区域内，Fe的丰度几乎恒定在0.4个太阳，并随半径的增加而减小。这个值略低于其他星系团的值，这意味着气体在过去与星系团增长相关的合并过程中混合良好。
2011-09-02 astro-ph.HE
Large-scale Motions in the Perseus Galaxy Cluster
通过结合ROSAT PSPC，XMM-牛顿和朱雀X射线观测的大规模马赛克，我们提出了附近的X射线明亮的英仙座星系团的团内介质中的大规模运动的证据。这些运动是由几个交替和交错的X射线明亮，低温，低熵弧位于沿东西轴，在半径范围从10千秒差距到超过百万秒差距。热力学特征定性类似于这些以前已经观察到在冷核心集群的中心，并成功地建模为轻微合并引起的气体晃动/旋转运动的结果。我们的观察表明，这种晃动/旋转可以延伸到比以前认为的更大的半径，在接近维里半径的尺度上。
2012-08-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Separating the spectral counterparts in NGC 1275/Perseus cluster in X-rays
本文提出一种不依赖光谱拟合、利用空间分辨率和双重背景扣除的方法，从Suzaku/XIS观测中分离NGC 1275活动星系核与英仙座星系团的X射线光谱，并成功获得活动星系核的干净光谱和光变曲线。
2023-12-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
What fraction of the density fluctuations in the Perseus cluster core is due to gas sloshing rather than AGN feedback?
钱德拉对英仙座星系团核心的深层观测显示了过多的复杂结构。已经发现，当观测到的团内介质的密度波动被转换为对活动星系核诱导的湍流的约束时，所产生的湍流加热率足以平衡整个中心220kpc的局部冷却。然而，虽然活动星系核反馈的特征（膨胀的气泡）在X射线图像中占主导地位的中心60千秒差距，超过这个半径，团内介质越来越多地受到气体晃动的影响，这也会产生X射线表面亮度的微妙变化。我们使用模拟钱德拉观察气体晃动模拟调查所观察到的密度波动的英仙座星系团的核心部分可能源于晃动，而不是AGN诱导的反馈。在60kpc外，我们发现所观察到的密度波动水平与仅由晃动产生的密度波动水平大致一致。如果是这样的话，活动星系核产生的湍流很可能不足以对抗60千秒差距以外的冷却。
2018-08-30 astro-ph.HE
High-energy Neutrino and Gamma Ray Emission from Clusters-like Perseus
University of Nova Gorica（新戈里察大学）；University Observatory Munich（慕尼黑大学天文台）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究通过模拟室女座星系团周边的高能伽马射线和中微子发射，区分中心源如NGC1275与外围 diffuse 发射，利用磁流体动力学模拟和蒙特卡洛方法分析高能宇宙射线与背景气体的相互作用。
2026-05-12 astro-ph.HE
Suzaku Observations of Abell 1795: Cluster Emission to R_200
本文报道了对星系团Abell 1795的朱雀观测结果，该星系团的半径范围为r_200 ~ 2 Mpc，在此半径范围内星系团的平均质量密度是宇宙临界密度的200倍。这些观测是第一次探测该天体在r > 1.3 Mpc时的团内介质状态。我们在星团外围（1.3 < r < 1.9 Mpc）的两个不相交的扇区中取样，只在其中一个扇区中探测到极限（3-sigma）软X射线表面亮度B（0.5-2 keV）= 1.8 x 10^-12 erg s^-1 cm^-2 deg^-2的X射线发射，该亮度水平小于宇宙X射线背景亮度的20%。我们追踪了r > 0.4Mpc时温度随半径的变化，发现它下降得比较快（T ~ r^-0.9），在最大半径处约为峰值的三分之一。假设团内介质处于流体静力平衡，且是多变的，我们发现多变指数为1.3 + 0.3 - 0.2，我们估计在1.3 Mpc范围内的太阳质量为4.1 + 0.5 - 0.3 x 10^14 M，比以前观测者报告的要低一些（2.7-sigma）。然而，我们的观测提供了证据，偏离流体静力平衡的半径小到r ~ 1.3 Mpc ~ r_500在这个明显规则和对称的集群。
2009-06-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Observation of the Radio Halo Cluster Abell 2319: Gas Dynamics and Hard X-ray Properties
本文介绍了对射电晕团Abell 2319的朱雀观测结果。发现中心冷区的金属丰度高于周围区域，这在以前的研究中没有解决。我们首次证实了观测区域内团内介质的视速度与整个A2319和A2319 A亚群的成员星系一致，但没有发现区域内的速度差异。另一方面，我们没有发现任何迹象的气体运动有关的A2319 B子群。星系团发射的硬X射线被清晰地探测到，但它的光谱可能是热的。假设热分量为简单的单温度模型，我们发现在10-40 keV波段，非热逆康普顿分量的上限变为$2.6 \times 10^{-11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，这意味着磁场的下限为0.19 $μ$ G，射电谱指数为0.92。虽然结果稍微依赖于详细的谱建模，但是幂律分量通量的上限和磁场强度的下限分别变为$\sim 3 \times 10^{-11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$和$\sim 0.2 μ$ G是稳健的。考虑到缺乏大量的非常热（$\sim 20$ keV）的气体和强烈的整体流动运动，更有可能是相对论性的非热电子负责无线电晕加速通过集群内的湍流，而不是冲击。
2009-09-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
The split in the ancient cold front in the Perseus cluster
当密集的星系团核心在星系团势中运动时，由于子星系团的下降而产生的晃动冷锋，提供了一个强有力的探测星系团内介质（ICM）的物理学和磁场渗透它的方法。这些密度和温度的急剧不连续性随着年龄的增长以特征性的螺旋模式逐渐向外升高，在团内介质中嵌入一个小的合并活动的记录：冷锋离团中心越远，它的年龄越大。最近发现，这些冷锋可以在英仙座星团中存活到非常大的半径。在这里，我们报告的高空间分辨率钱德拉观测英仙座大规模冷锋。我们发现，而不是通过扩散扩大，冷锋仍然非常尖锐（与密度突变一致），而是分裂成两个尖锐的边缘。这些结果表明，磁披覆可以抑制扩散的巨大时期，约5 Gyr，即使冷锋扩展到近一半的集群维里半径。
2018-02-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Collision of Merger and Accretion Shocks: Formation of Mpc-scale Contact Discontinuity in the Perseus Cluster
最近在英仙座星系团外围的XMM-牛顿和朱雀X射线观测中发现了两个Mpc大小的接触不连续性（Walker等人，2020）。这些结构已被暂时解释为“晃动冷锋”，这是习惯上与差分运动的集群气体，合并扰动。在这项研究中，我们考虑另一种情况下，即，最突出的不连续性附近的群集维里半径的吸积激波和“失控”的合并激波之间的碰撞的结果。我们还讨论了~ 1.2Mpc第二个不连续的可能起源。
2020-08-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
A uniform metallicity in the outskirts of massive, nearby galaxy clusters
朱雀号对附近英仙座星团外围$Z\sim0.3$ Solar的均匀金属分布的测量表明，化学元素在星团形成之前就沉积并混合到星系际介质中，可能超过100亿年前。对这种早期富集现象的一个关键预测是，所有大质量星系团中的星系团内介质应该均匀地富集到类似的水平。在这里，我们证实了这一预测，通过确定铁的丰度在郊区（$r>0.25r_{200}$）的一个样本的其他10个附近的星系团观察朱雀的铁-K线的基础上，可以进行强大的测量。在我们的样品中，铁丰度与恒定值$Z_{\rm Fe}=0.316\pm0.012$ Solar（$χ^2=28.85$用于25个自由度）一致。这与使用Asplund等人（2009）的太阳丰度尺度对$Z_{\rm Fe}=0.314\pm0.012$ Solar的英仙座星团的测量非常相似。
2017-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Radial Profile of the 3.55 keV line out to $R_{200}$ in the Perseus Cluster
最近在星系和星系团中发现了3.55keV的未识别发射线，引起了科学界的极大兴趣。由于这条线的起源仍然不确定，我们研究了英仙座星系团中这条线的表面亮度分布，因为这些信息可以用来确定它的起源。我们研究的流量分布的3.55千电子伏线在深朱雀观测英仙座星系团的细节。3.55千电子伏的谱线在中心观测的三个同心环中被观测到，尽管在星系团外围的观测没有发现这样的信号。我们确定，这些检测和上限的非检测是一致的暗物质衰变的起源。然而，在外围没有探测到阳性也与英仙座核心致密气体中的某些未知的天体物理起源相一致，以及与暗物质起源相一致，其对质量的依赖性比暗物质衰变更大。我们还评论最近发表的几个分析的3.55千电子伏线。
2016-07-14 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Precessing jets and X-ray bubbles from NGC1275 (3C84) in the Perseus galaxy cluster: a view from 3D numerical simulations
英仙座星系团在X射线中呈现出多对错位的空洞，在射电波长上也有千秒差距尺度的扭曲喷流;这两种形态都表明活动星系核喷流是受岁差影响的。在这项工作中，我们进行了3D流体动力学模拟的进动AGN喷流和温暖的团内介质等离子体之间的相互作用，动力学耦合到NFW暗物质引力势。活动星系核的喷流使空洞膨胀，空洞变得非常不稳定，并从星系团核心升起。我们发现，在某些情况下，岁差可以产生多对泡沫。对于英仙座星系团的物理条件，在喷流进动张开角> 40度的情况下，获得了多对气泡，至少作用了三个进动周期，很好地再现了射电和X射线图。在此基础上，假设Bardeen-Peterson效应占主导地位，我们研究了该系统的进动张开角的演化。我们能够限制吸积盘和黑洞角动量之间的比值为0.7 - 1.4。我们还能够将目前的岁差角限制在30 - 40度，以及膨胀气泡的近似年龄为1亿至1亿5千万年。
2010-03-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Search for gas bulk motions in eight nearby clusters of galaxies with Suzaku
为了寻找团内介质的整体运动，我们分析了朱雀卫星拍摄的X射线光谱，并测量了附近8个具有不同X射线形态的星系团的Fe-K线发射的多普勒频移。在半人马座和英仙座星系团的核心，气体的体积速度不超过声速，这证实了以前的研究结果。对于半人马座45子星系团，我们发现相对于半人马座核心的径向速度<780 km·s^-1，明显小于3.9 sigma水平上光学波段的观测值，这表明由于子星系团合并，气体和星系沿视线的分布存在偏移。在A2199、A2142、A3667和A133中，没有检测到明显的整体运动，这表明径向速度的上限为3000-4000 km·s^-1。在冷核星系团A2029的中心附近和合并星系团A2255的子星系团中发现了超过仪器校准不确定度的大体积速度的迹象，这表明非热压力的支持在估计合并星系团和松弛星系团的总引力质量时不可忽略。然而，为了提高检测的重要性，需要通过后续观察进行进一步检查。目前的研究提供了一个试点调查之前，未来的高分辨率光谱与ASTRO-H，预计将发挥关键作用，揭示动态演化的集群。
2015-11-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
The NuSTAR, XMM-Newton, and Suzaku view of A3395 at the intercluster filament interface
星系团是宇宙中最大的维里化天体。它们的合并动力学以及它们与连接它们的宇宙细丝的相互作用对于我们理解大尺度结构的形成非常重要。此外，宇宙细丝被认为拥有宇宙中缺失的重子。因此，研究星系团和暗条的相互作用，有可能揭示重子的起源和发生在星系团合并阶段的物理过程。本文利用NuSTAR、XMM-Newton和朱雀星的观测资料研究了A3395与星系团间暗条的联系。由于NuSTAR观测受到散射光的中度污染，我们提出了一种新的技术，用于从簇内介质的发射中分离出这种背景。我们发现，集群和集群间灯丝连接A3395和A3391的接口没有显示出任何迹象的加热等离子体，如以前所认为的。这个界面具有低温、高密度和低熵，因此我们认为气体正在冷却，在合并的早期阶段受到湍流或潮汐“天气”的推动。此外，我们的温度结果从NuSTAR数据与那些从XMM-Newton，并从联合NuSTAR和XMM-Newton分析的区域与~25%的散射光污染在1西格玛一致。我们表明，温度约束的intraclustermedium是有效的，即使当数据被污染到~25%的~5 keV集群发射。
2022-04-21 astro-ph.HE
Azimuthally Resolved X-Ray Spectroscopy to the Edge of the Perseus Cluster
我们提出的结果，从广泛的，新的观测英仙座星系团，获得了朱雀重点项目。分析的85个点跨越8个方位角方向，2度= 2.6 Mpc，维里半径r_200 ~ 1.8 Mpc，提供了迄今为止在任何星团中最详细的大半径星团内介质（ICM）的X射线观测。r>0.4r_200的方位平均密度分布相对平坦，最佳拟合幂律指数为1.69+/-0.13，显著小于数值模拟的预期。郊区的熵分布系统地低于大尺度结构形成模型所预期的幂律行为，该模型仅包括与引力坍缩相关的加热。超过~0.6r_200的压力分布显示出相对于描述普朗克观测到的团簇样本的SZ测量的最佳拟合模型的过量。预期的和测量的密度，熵和压力分布之间的不一致，可以解释主要是由于在郊区的气体分布不均匀的密度高估;没有证据表明在维里半径内的温度测量的偏差。我们发现在大半径的ICM的热力学性质的显着差异，沿不同的武器。沿着星系团短轴，我们发现熵分布在~0.6r_200之外是平坦的，而沿着长轴，熵一直上升到外围。相应地，沿短轴的推断气体聚集因子通常大于沿长轴的推断气体聚集因子。
2013-07-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
Solar abundance ratios of the iron-peak elements in the Perseus Cluster
弥漫在星系团中的热等离子体的金属丰度代表了数十亿颗超新星产生的重元素的积累。因此，星团内介质的X射线光谱学提供了一个机会来研究超新星爆炸在宇宙时间内的性质。特别是，铁峰元素（铬、锰、铁和镍）的丰度是理解典型Ia型超新星祖先如何演化和爆炸的关键。最近对星团内介质的X射线研究发现，这些元素的丰度比与在太阳中看到的有很大的不同，这表明星团和银河系中Ia型超新星的性质之间存在差异。然而，由于铬和锰的K壳层跃迁线很弱，而铁和镍的K壳层跃迁线在光子能量上非常接近，因此需要高分辨率光谱来准确测定这些元素的丰度。在这里，我们报告的观测英仙座集群，从铬，锰和镍的共振发射的统计显着检测。我们的测量，结合最新的原子模型，揭示了这些元素相对于铁具有接近太阳的丰度比，与以前的说法相反。我们的结果和现代核合成计算的比较不支持这样的假设，即Ia型超新星的祖先完全是质量远低于克拉塞卡极限（大约是太阳质量的1.4倍）的白矮星。观测到的铁峰值元素的丰度模式可以通过考虑近和亚克拉塞卡质量的Ia型超新星系统的组合来解释，增加了越来越多的证据表明这两种祖先类型对宇宙化学富集做出了重大贡献。
2017-11-27 astro-ph.HE
The Quiescent Intracluster Medium in the Core of the Perseus Cluster
星系团是宇宙中最大的引力束缚物体，并且仍在形成中。因此，它们是宇宙学参数和许多天体物理过程的重要探测器。对弥漫的热气动力学的了解是一个关键的缺失因素，热气在星团中的质量上占主导地位。它可以使新的见解机械能注入的中央超大质量黑洞和使用流体静力学平衡的决定集群质量。来自英仙座星系团核心的X射线是由充满其引力势阱的5000万K弥散热等离子体发射的。中央星系NGC 1275的活动星系核将喷射的能量注入周围的星系团内介质，产生充满相对论等离子体的浮力气泡。这可能会引起星系团内介质的运动，并加热内部气体，防止辐射冷却失控;这一过程被称为活动星系核反馈。在这里，我们报告了Hitomi对英仙座星团核心的X射线观测，它揭示了一个非常安静的大气层，在距离中央核30-60 kpc的区域内，气体的视线速度色散为164+/-10 km/s。在60 kpc的星系团核心图像上发现了150+/-70 km/s的视线速度梯度。气体中的湍流压力支持是热力学压力的4%或更少，大尺度剪切最多是估计的两倍。我们推断，从流体静力平衡在中心区域确定的总集群质量需要很少的湍流压力校正。
2016-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Galaxy Cluster 1RXS J0603.3+4214: Implications of Particle Acceleration Processes in "Toothbrush" Radio Relic
本文介绍了用“牙刷”射电遗迹观测星系团1 RXS J0603.3+4214的结果。虽然根据射电观测，在遗迹的外缘预计会有一个马赫数为$M \simeq 4$的激波，但我们对星团内介质的温度测量表明，温差比预期的要弱。根据遗迹外缘的温差估算的马赫数为$M \simeq 1.5$，即使考虑统计误差和系统误差，也明显低于根据无线电数据估算的马赫数。这表明，在线性试验粒子制度，这是通常用来连接无线电频谱指数的马赫数的扩散冲击加速理论，是无效的，这一遗物。我们还测量了遗迹西部的温差，根据XMM-牛顿数据的X射线表面亮度分析，这里可能有一个带有$M \simeq 1.6$的地震，并以独立的方式获得了一致的结果。我们在遗迹区寻找了非热逆康普顿分量，得到的通量上限为0.3-10 keV波段的$2.4 \times 10^{-13}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。磁场强度的下限变为1.6 $μ$ G，这意味着磁能密度可以大于热能的几个$\% $。
2015-08-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Two-Phase ICM in the Central Region of the Rich Cluster of Galaxies Abell 1795: A Joint Chandra, XMM-Newton, and Suzaku View
基于对X射线明亮星系团Abell 1795的高质量Chandra，XMM-牛顿和朱雀数据的详细分析，我们报告了两相团内介质（ICM）结构的明确证据，它由一个很酷的（具有温度T = 2.0- 2.2keV）和热（T = 5.0- 5.7keV）分量共存，并且至少在中心80 kpc中主导X射线发射。第三个弱发射分量（T = 0.8千电子伏）也检测到在最里面的144千秒差距，并归因于一部分的cD星系的星际介质（ISM）。解投影谱分析揭示了热相和冷相组分的平坦径向温度分布。这些结果与Xu等人（1998）报道的ASCA测量结果一致，并且类似于先前对半人马座星系团的发现（例如，Takahashi等人，2009年）。通过分析从Chandra数据创建的发射测量比率和气体金属丰度图，我们发现在50-100 kpc区域，冷相组分比热相组分更富集金属，这与M87中发现的结果一致（Simionescu et al. 2008）。冷相和热相ICM的共存不能仅通过活动星系核（AGN）的气泡抬升来实现。相反，两相ICM特性与cD电晕模型更好地协调（Makishima等人，2001）。（节录）
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Outer Limits of Galaxy Clusters: Observations to the Virial Radius with Suzaku, XMM, and Chandra
星系团的外围，靠近维里半径，仍然是相对未被探索的领域，但对我们理解星系团的生长，结构和质量至关重要。在本报告中，我们展示了一个程序的第一个结果，以约束状态的外部团内介质（ICM）在一个大样本的星系团，利用三个互补的X射线天文台的优势：朱雀（低，稳定的背景），XMM-牛顿（高灵敏度）和钱德拉（良好的空间分辨率）。通过仔细结合从星团核心到r_200以外的观测，我们能够识别和减少系统的不确定性，这些不确定性会阻碍我们使用单个望远镜进行空间和光谱分析。我们的样本包括9个星系团，在z ~ 0.1-0.2完全覆盖的方位角超过r_200，我们的分析表明，ICM是不是在流体静力平衡的集群外围，我们看到明确的方位角变化的温度和表面亮度。在其中一个集群中，我们能够测量远超过r_200的漫射X射线发射，并且我们发现熵分布和气体分数与理论和数值模拟的预期一致。这些结果与最近的研究相反，这些研究指出气体在郊区聚集;集群环境或仪器效应因素的差异在多大程度上导致这种差异仍不清楚。从更广泛的角度来看，该项目将产生一个相当大的基准数据集，用于与高分辨率数值模拟进行详细比较。
2011-11-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Entire Virial Radius of the Fossil Cluster RXJ1159+5531: I. Gas Properties
先前对化石群/星系团RXJ 1159 +5531的分析表明，与其他冷核星系团相比，在维里半径（$R_{\rm vir}$）处的径向星系团内介质（ICM）熵分布与纯重力宇宙学模拟的预测一致。为了研究这些结果的一般性，我们提出了三个新的朱雀观测，结合北指向，提供完整的方位角覆盖到$R_{\rm vir}$。两个新的钱德拉ACIS-I观测重叠北朱雀指向，我们已经解决了$\gtrsim$ 50%的宇宙X射线背景。我们提出的ICM的密度，温度，熵，和压力的径向轮廓获得的四个方向。我们在$R_{\rm 200}$测量到的ICM特性在朱雀点之间只有适度的方位角散射：温度为7.6%，密度为8.6%，而系统误差可能很大。特别是，对于朱雀观测到的少数其他星系团，温度散射低于在$R_{\rm 200}$研究的温度散射。这些方位角测量证实了RXJ 1159 +5531是一个规则的高度弛豫系统。我们对RXJ 1159 +5531测量的表现良好的熵分布不赞成吸积激波的减弱作为其他冷核星系团中熵平坦化的解释，但与其他解释一致，如气体聚集，电子-离子非平衡，非热压力支持和宇宙射线加速。最后，我们提到RXJ 1159 +5531的大尺度星系密度分布似乎对其在$R_{\rm vir}$附近的气体性质影响不大。
2015-03-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku X-Ray Monitoring of Gamma-Ray-Emitting Radio Galaxy, NGC 1275
NGC 1275是一个位于英仙座星系团中心的伽马射线射电星系。它的多波长光谱与开拓者相似，因此伽马射线的发射被认为是喷流起源。在光学和X射线区域，NGC 1275也显示出明亮的核心，但它们的来源还不清楚，因为不排除盘状辐射。事实上，NGC 1275具有光学宽发射线和X射线Fe-K线，这是塞弗特星系的典型特征。在我们用朱雀/XIS对NGC 1275进行的宝贵研究中，从2006年到2011年，没有发现X射线时间变异性，尽管{it Fermi}-LAT~ \cite{Yamazaki}观察到中等的伽马射线变异性。我们继续用朱雀/XIS监测NGC 1275的观测。在2013-2014年，NGC 1275的MeV/GeV伽马射线通量逐渐增加，并在2014年初达到最大值。与最近的伽马射线活动相关，我们发现X射线通量也增加了，这是NGC 1275 X射线可变性的第一个证据。根据这些结果，我们讨论了时间变化中的发射分量，但我们不能确定与γ射线相关的X射线变化的起源。因此，在未来的观测中，利用费米伽马射线、XMM-牛顿、NuStar、ASTRO-H X射线、CTA TeV伽马射线和Kanata光学望远镜观测NGC 1275具有重要意义。
2015-03-10 astro-ph.HE
Direct observation of the X-ray counterpart of the Hα filaments and of the sloshing spiral in the Perseus galaxy cluster
利用 pGMCA 算法和模板拟合方法处理深度 Chandra 观测数据，首次直接观测到英仙座星系团搅动螺旋约 1.35 keV 的低能发射，并生成了迄今最详细无污染的 X 射线丝状结构图。
2025-10-10 astro-ph.HE
Is there an enormous cold front at the virial radius of the Perseus cluster?
我们提出了新的XMM-牛顿观测扩展到维里半径以西的英仙座集群的马赛克。以前使用ROSAT进行的研究报告了西部表面亮度的大量过剩，可能是大规模气体晃动的结果，但缺乏空间分辨率和深度来确定这种过剩是否位于冷锋之后。在我们新的XMM观测中，我们发现在星系团西边的维里半径（1.7Mpc）附近，X射线表面亮度有一个尖锐的边缘，其宽度与平均自由程相当，用朱雀星的数据测量了这个边缘的温度，结果表明，在这个边缘之外，温度急剧上升。所有这些特性都与这个边缘是在星系团中观测到的最大冷锋相一致。我们还发现了第二个边缘向西，1.2Mpc的核心，这似乎也是一个冷锋。我们的研究结果表明，磁场能够稳定的冷锋对湍流的所有方式到集群维里半径。通过与数值模拟结果的比较，我们发现这些大冷锋需要大的碰撞参量、低质量比的并合，这样才能在不破坏团核的情况下产生快速的气体运动。
2020-06-24 astro-ph.HE
Suzaku observations of the type 2 QSO in the central galaxy of the Phoenix cluster
本文报道了\Suzaku /XIS和HXD以及\Chandra /ACIS-Ⅰ对凤凰星系团在$z=0.596$红移处X射线谱的计算结果。利用低温等离子体（$\sim3.0$ \，keV和$\sim0.76$ \，solar）和高温等离子体（$\sim11$ \，keV和$\sim0.33$ \，solar）的辐射，很好地再现了团内介质（ICM）的光谱，前者局限于团核，而后者则分布在团的整个区域.除了这些ICM的排放量，强烈吸收的幂律成分被发现，这是由于在集群中心的活动星系核（AGN）。活动星系核的吸收柱密度为$\sim3.2\times10^{23}$，cm $^{-2}$，亮光度为$\sim4.7\times10^{45}$，ergs，s $^{-1}$（2- 10 keV）。此外，首次发现了中性铁（\ion{Fe}{1}）K壳层线，其在静止坐标系下的等效宽度（EW）为$\sim150$ \，eV. \ion{Fe}{1}线的柱密度和EW对于这样高光度的活动星系核来说是非常大的，因此活动星系核被归类为2型类星体（QSO）。我们推测，ICM冷却气体的重要部分将消耗维持环面和激活2型类星体。凤凰星团在中央星系有一个巨大的恒星暴增，表明冷却流的抑制效果不太好。这可能是因为最近活动星系核反馈的开始是最近发生的，它还没有生效。或者，活动星系核的反馈主要是在辐射模式，而不是在动力学模式和环面…
2013-09-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Effects of the variability of the nucleus of NGC1275 on X-ray observations of the surrounding intracluster medium
活动星系NGC 1275位于英仙座星系团的中心，英仙座星系团是天空中最明亮的X射线星系团。在过去的几十年里，原子核显示出很大的变化。我们编制了一个光变曲线的X射线发射覆盖约40年，并表明明亮的阶段，1980年左右解释了为什么内部的X射线泡没有看到在与爱因斯坦天文台拍摄的图像。到1992年，当ROSAT HRI的图像导致他们的发现时，通量已经大大下降。自2000年钱德拉首次拍摄到照片以来，该星系核显示出缓慢的X射线上升。如果它变亮到1990年以前的水平，那么ASTRO-H的X射线吸收光谱可以揭示内部气泡周围受冲击气体的速度结构。
2015-05-14 astro-ph.HE
Ranking Theoretical Supernovae Explosion Models from Observations of the Intracluster Gas
团内介质（ICM）是宇宙历史上不同类型超新星（SNe）合成的重元素的储存库。不同的富集机制导致不同的相对金属产量，主要是由不同的SNe型优势造成的。使用空间分辨X射线光谱法，可以探测每种金属富集机制的贡献。然而，大量物理上可行的超新星爆炸模型使得ICM浓缩历史的分析更加不确定。本文提出了一种非参数PDF分析排名不同的理论SNe产量模型，通过比较他们的性能与观察。具体来说，我们应用这种新的方法来排名7192核心塌陷SN和Ia型SN模型的组合使用8丰度比从$Suzaku$观测18个星系系统（集群和集团），以测试他们的预测。这种新技术可以比较许多SN模型，并最大限度地提高光谱信息提取，考虑所有个人的可测量丰度比和它们的不确定性。我们发现，II型超新星与非零初始金属丰度的祖先一般表现优于对不稳定SN和Hypernova模型和3D SNIa模型（与WD祖中心密度$2.9\times10^9 \mathrm{g\,cm^{-3}}$）在所有测试的SN模型对中表现最好。
2022-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
$Suzaku$ and $XMM-Newton$ observations of a newly-discovered early-stage cluster merger 1E2216.0-0401 and 1E2215.7-0404
我们给出了星团对1E2216.0 - 0401和1E2215.7 - 0404的$Suzaku$和$XMM-Newton$ X射线观测结果。我们发现了星团之间的X射线桥。$Suzaku$和$XMM-Newton$的观测结果表明，每个星系团都有中等温度的气体，分别为$kT_{1E2216.0-0401}=$ 4.8、$\pm$ 0.1 keV和$kT_{1E2215.7-0404}=$ 5.8、$\pm$ 0.2 keV。另一方面，桥区域显示出非常高的温度（{\it kT}= 6.6 $\pm$ 0.5 keV）。此外，在桥的位置，我们检测到增强的小波分解的软带（0.5 - 4.0 keV）$XMM-Newton$图像在3西格玛的意义，这是最有可能由于压缩的集群内介质（ICM）的合并活动的结果。这种X射线强度和温度的增强与后期阶段的预期不一致，但与早期阶段合并的数值模拟预测一致。根据桥位置处的温度跃变，马赫数估计为${\cal M}=1.4\pm0.1$，它对应于大约1570 km/s的激波传播速度。根据这些激波的性质，我们估计核通道将发生在0.3 - 0.6Gyr，而激波结构的年龄为50 - 100Myr。基于ICM在桥上的测量特性和时间尺度的估计，我们发现了非平衡电离的迹象。我们还发现可能的弥漫性无线电发射位于合并集群之间。结合射电、X射线和光学图像数据，我们推测探测到的射电源最…
2016-08-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Chemical abundances in the outskirts of nearby galaxy groups measured with joint Suzaku and Chandra observations
我们报告的结果来自深朱雀和主要是快照钱德拉观测附近的四个星系群：MKW 4，Antlia，RXJ1159 + 5531和ESO 3060170。它们的峰值温度在2 - 3 keV之间变化，使它们成为气体性质受限于病毒半径的最小系统。在群内介质（IGrM）外围（R $>$ 0.25 R $_{200}$）的平均Fe丰度为$Z_{\rm Fe}=0.309\pm0.018$ $Z_\odot$，其中$χ^2$ = 14，对于12个自由度，这与大质量星系团的平均Fe丰度非常一致，与IllustrisTNG宇宙学模拟的数值预测完全一致.我们的研究结果支持早期富集的情况下，星系之间的数量级的质量，甚至在他们的形成。当积分到R $_{200}$时，我们开始看到ICM中测量到的Fe含量与超新星产额的预期之间的紧张关系。我们进一步限制其O，Mg，Si，S和Ni的丰度。这些元素相对于Fe的丰度比与来自IllustrisTNG的预测（如果可用）一致。它们的Ia型超新星比例在14%-21%之间。一个纯粹的核心坍塌超新星在集团外围富集可以排除。它们在R $_{200}$中累积的铁质光比是英仙座星系团的一半，这可能意味着星系群并没有保留所有的富集气体，因为它们的引力势阱较浅，或者星系群和星系团可能有不同的恒星形成历史。
2022-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Enrichment of the hot intracluster medium: observations
四十年前，在英仙座星团的X射线光谱中，铁-钾发射特征的坚定探测揭示了铁在其热的星团内介质（ICM）中的存在。在过去20年里，随着更先进的任务的成功发射，这一发现已经扩展到许多其他金属和许多其他星系团、星系群和巨大椭圆星系的热大气层，作为生命的元素砖--由恒星和超新星合成--在宇宙的最大尺度上也被发现的证据。由于ICM发射X射线，处于碰撞电离平衡，其元素丰度原则上可以精确测量。反过来，这些丰度测量对于限制Ia型和核心坍缩超新星的物理和环境条件是有价值的，这些超新星在整个星团体积内爆炸并富集了ICM。另一方面，整个ICM的金属的空间分布构成了一个显着的签名的化学历史和演化的集群，集团和椭圆。在这里，我们总结了ICM中测量元素丰度的最重要成就，从最初的尝试到XMM-牛顿，钱德拉和朱雀的时代，以及Hitomi获得的前所未有的结果。我们还讨论了目前这些测量系统的局限性，以及未来的任务XRISM和雅典娜将如何进一步提高我们目前对ICM浓缩的认识。
2019-02-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
LOFAR high-band antenna observations of the Perseus cluster
本研究利用LOFAR 120–168 MHz多尺度观测英仙座星系团，揭示3C84精细结构、幽灵空腔陡谱纤维、1.1 Mpc巨型射电晕及IC310尾迹，表明冷核星系团或普遍存在团尺度射电发射。
2024-10-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray-inferred kinematics of the core ICM in Perseus-like clusters: Insights from the TNG-Cluster simulation
本文利用TNG-Cluster模拟筛选30个类英仙座星系团，并通过XRISM模拟观测分析核心ICM运动学，揭示亚音速湍流与SMBH驱动的高速外流共存。
2024-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The X-ray spectrum of the cooling-flow quasar H1821+643 : A massive black hole feeding off the intracluster medium
我们提出了一个深朱雀观测H1821+643，一个非常罕见的例子，一个强大的类星体托管的中央大质量星系的丰富的冷却核心星系团。通过以前的钱德拉星系团的研究，我们实现了从活动星系核（AGN）和星系团内介质（ICM）的发射光谱分离。有了高度的信心，我们确定的X射线反射/后处理的冷和缓慢移动的物质在活动星系核的直接环境的签名。这种物质的铁丰度被发现是显著低于太阳（Z~0.4Zsun），这对于强大的活动星系核来说是一个不寻常的发现，但与这个类星体是通过康普顿诱导的冷却流从ICM馈送的想法一致。我们还发现了一个微妙的软过剩，可以描述为现象学（与额外的黑体组件）或电离X射线反射的内部区域的高倾角（i=57度）吸积盘周围的旋转（a>0.4）黑洞。我们描述了如何电离状态的吸积盘可以用来限制爱丁顿分数的源。将这些参数应用到我们的光谱中，意味着爱丁顿分数为0.25-0.5，与之相关的黑洞质量为3- 6 × 10^9兆太阳。
2014-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraints on the Chemical Enrichment History of the Perseus Cluster of Galaxies from High-Resolution X-ray Spectroscopy
使用2千电子伏以上的$Hitomi$卫星和较低能量的$XMM$ - $Newton$反射光栅光谱仪，对英仙座星系团核心进行了高分辨率光谱分析，提供了O、Ne、Mg、Si、S、Ar、Ca、Cr、Mn、Fe和Ni丰度的可靠限制。考虑到所有已知的系统不确定度，Ar/Fe，Ca/Fe和Ni/Fe比的测定具有小于10%的显著精度，而Si/Fe，S/Fe和Cr/Fe的约束在15%的水平，Mn/Fe的测量具有20%的不确定度。使用$XMM$ - $Newton$和$Suzaku$的存档CCD光谱测定化学组成的平均偏差通常在15- 40%的范围内。一个简单的模型，其中英仙座星团核心和原太阳星云的富集模式是相同的，给出了一个令人惊讶的好描述的高分辨率X射线光谱的结果，与$χ^2=10.7$为10 d.o.f.然而，这种模式是具有挑战性的再现与现有的超新星核合成计算的线性组合，特别是考虑到精确测量的中间$α$ -元素使$Hitomi$。我们详细讨论了各种超新星祖先模型和爆炸机制之间的简并性，以及这些理论模型中存在的不确定性。我们认为，包括中微子物理的核心坍缩超新星产额计算可能会改善协议与观测到的模式$α$元素在英仙座星系团的核心。我们的研究结果提供了一个补充基准测试未来的核合成计算需要了解化学元素的起源。
2018-11-28 astro-ph.HE
Suzaku observation of a high entropy cluster Abell 548W
Abell 548 W是位于Abell 548区域的星系团之一，它的X射线光度比有序星系团低一个数量级，这与已知的团内介质温度（ICM）与X射线光度（kT-LX）关系有关。星团的西北部和北部有一对弥散射电源，两者距离星团中心约10'。它们是候选的射电遗迹，经常与合并星团有关。朱雀深观测与曝光量为84.4 ks进行搜索合并在这个集群中的签名。XIS探测器成功地探测到了距离星团中心16'的ICM发射。其中心周围的温度约为3.6 keV，最外面的区域约为2 keV。XMM-Newton报告的遗迹候选者移动到星团中心的热区（~6 keV）在朱雀数据中没有看到，尽管其3.6 keV的温度本身高于射电源周围2.5 keV的平均温度。此外，一个冷（kT ~0.9 keV）组件的签名被发现西北源周围。在其外缘还发现了一个边缘温度跃变，与射电遗迹的冲击加速度起源的经典观点一致。该星团的中心熵最高，约为400 keV cm ^2，是所谓的低表面亮度星团之一。考虑到它的形状本身是相对圆形和光滑的，而且它的温度结构几乎是平坦的，可能的情况下合并进行了讨论。
2016-02-11 astro-ph.HE
Substructures associated with the sloshing cold front in the Perseus cluster
星系团中的X射线子结构提供了关于团内介质（ICM）微物理性质的间接线索，这仍然不是很清楚。为了详细研究英仙座星系团的X射线亚结构，我们研究了英仙座星系团核心的存档$\sim$ 1~Msec Chandra数据，重点研究了与晃动冷锋相关的亚结构。在冷锋的东半部，我们发现了一个Kelvin-Helmholtz不稳定（KHI）层候选者。测得的宽度，方位角的扩展比和热力学性质都是一致的，它是一个KHI层目前发展沿晃动冷锋。我们发现，在KHI层的顺序为10 $^{-2}~\mathrm{keV~cm^{-3}}$的热压赤字。假设湍流压力完全支持压力亏损，我们估计了数百km~s $^{-1}$处的湍流强度，它转化为$Q_\mathrm{turb}\sim 10^{-26}~\mathrm{erg~cm^{-3}~s^{-1}}$的湍流加热率。这个值与先前从表面亮度波动得出的估计值在一个数量级内一致，并且可以平衡该半径处的辐射冷却。在冷锋的西半部，我们发现了羽毛状的结构，这是类似的结构，在最近的数值模拟中观察到的气体晃动的磁化等离子体。它们的热力学性质与其中一个羽毛是由强度为$B\sim$ 30 $~\mathrm{μG}$的放大磁场诱导的投射气体耗尽层一致。
2018-11-28 astro-ph.HE
Chandra measurements of gas homogeneity and turbulence at intermediate radii in the Perseus Cluster
我们提出了一个钱德拉研究的表面亮度波动的扩散内集群介质的英仙座集群。我们的研究利用了星系团核心的深层档案成像，以及一个新的镶嵌的29个短的5公里观测，在8个不同的方向延伸到半径为r_500 ~ 2.2r_2500。在给定半径处密度分布服从对数正态分布的假设下，由给定空间尺度上对数正态密度分布的宽度可以导出两个重要的量：密度偏差，它等于聚集因子C的平方根;和单分量湍流速度v_（k，1D）。我们的前向模型的所有贡献，测量的表面亮度，包括天体物理和粒子的背景成分，并占测量信号的泊松性质。在半径范围为0.3-2.2 r_2500（7.8-57.3 arcmin）的1弧分^[2]区域内测量表面亮度波动的分布，我们发现在半径小于1.6 r_2500的区域内，存在约3%的小到中等的平均密度偏差。我们还推断出在v_1D <400 km s^-1的这些半径处的平均湍流速度。直接确认我们的结果推断表面亮度波动的湍流速度应该是可能的使用X射线热量计光谱仪搭载XRISM和雅典娜飞行。天文台。
2022-11-17 astro-ph.HE
Baryons in the outskirts of the X-ray brightest galaxy cluster
对星系团中弥散X射线发射气体的研究为等离子体天体物理学提供了强有力的宇宙学参数约束。然而，直到最近几年，才有可能测量微弱的星团外围。在这里，我们提出的结果，从朱雀观测英仙座集群，这提供了我们最好的测量ICM的热力学性质在大半径的日期。特别是，我们专注于数据分析过程的细节，并讨论了在郊区的气体，这是很重要的理解从周围的宇宙网络的集群的持续增长的物理学的cluerical分布的证据。
2011-11-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Detection of An Unidentified Emission Line in the Stacked X-ray spectrum of Galaxy Clusters
我们在73个星系团的XMM叠加谱中探测到一条E=（3.55-3.57）+/-0.03 keV的微弱的未识别发射线，红移范围为0.01-0.35。MOS和PN观测结果分别显示了该线在一致能量下的存在。当整个样本被分成三个子样本（英仙座，半人马座+蛇夫座+后发座，和所有其他），该线是显着检测在所有三个独立的MOS光谱和PN“所有其他”的光谱。它也在英仙座的钱德拉光谱中被检测到，其通量与XMM一致（尽管在室女座没有看到）。然而，它非常弱，位于几条已知的微弱谱线的50- 110 eV范围内，因此受到显著的建模不确定性的影响。关于这条线的起源，我们认为在这个能量下热等离子体中不应该有原子跃迁。一个有趣的可能性是无菌中微子的衰变，这是一种长期寻找的暗物质候选粒子。假设所有的暗物质都是m_s= 2 E =7.1 keV的无菌中微子，我们在整个样品中的探测结果对应于中微子衰变混合角sin ^2（2 θ）= 7 e-11，低于之前的上限。然而，基于星团的质量和距离，英仙座的线比这个模型中预期的要亮得多。这似乎是因为英仙座在E=3.62 keV处有一条异常明亮的线，可能是Ar XVII双电子复合线，尽管它的通量是预期值的30倍，物理上很难理解。原则上，这种异常也可以解释我们在其他子样本中的线检测，尽管它会扩大线能量的不确定性。另一种选择是Ar线中的上述异常与附近的3.51 keV K线相结合，也超出预…
2014-06-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Baryons at the Edge of the X-ray Brightest Galaxy Cluster
对星系团中弥散X射线发射气体的研究为等离子体天体物理学提供了强有力的宇宙学参数约束。然而，直到最近才有可能测量微弱的星团外围。利用朱雀X射线望远镜的数据，我们对英仙座星系团边缘的气体、金属和暗物质进行了精确的、空间分辨的普查。与以前的结果相反，我们对团簇重子分数的测量与维里半径一半处的普遍值是一致的。表观重子分数在较大半径处超过宇宙平均值，表明气体的团簇分布，这对于理解周围宇宙网中团簇的持续增长非常重要。
2011-02-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Investigating the outskirts of Abell 133 with Suzaku and Chandra observations
本研究联合Chandra和Suzaku观测Abell 133星系团，探测到16个团块候选体，发现校正后外围熵轮廓仍偏离幂律，表明未分辨团块化等复杂物理导致熵平坦化。
2023-06-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
The X-ray Coronae of two massive galaxies in the core of the Perseus cluster
利用Chandra深空观测研究了英仙座星系团核心的两个椭圆星系NGC 1270和NGC 1272的X射线性质。两个星系都有中心超大质量黑洞，质量分别为$6.0 \times 10^{9}$ M $_{\odot}$和$2.0 \times 10^{9}$ M $_{\odot}$。我们的目标是研究这些大质量早型星系中心区域内相对较冷的软X射线发射气体。这种气体，在以前的研究中被称为Minicorona，在大型椭圆星系团的核心很常见。它还没有被周围的热团内介质完全剥离或蒸发，也没有完全吸积到中心黑洞上。由于minicorona的热辐射超过了任何幂律辐射分量，我们发现NGC 1270和NGC 1272都包含minicorona，其温度和半径分别为$0.99$ keV和$0.63$ keV; $1.4$ kpc和$1.2$ kpc。对于NGC 1272，热日冕分量占主导地位的核心发射的一个因素超过10。我们表明，通过粘性剥离的minicoronal气体的耗尽时间尺度是短的$100$的一个因素比补充时间尺度由于恒星质量损失。据推测，磁场是抑制传输过程的原因。最后，我们表明，这两个对象必须满足冷却和加热之间的平衡，以及之间的质量补充，剥离和吸积。
2019-06-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Sound-Wave Instabilities in Dilute Plasmas with Cosmic Rays: Implications for Cosmic-Ray Confinement and the Perseus X-ray Ripples
具有各向异性粘性和传导特性的弱碰撞磁化等离子体普遍存在于星系、晕和团内介质（ICM）中。宇宙射线（CR）在这些环境中也发挥着重要作用，通过为热等离子体提供额外的压力和加热。本文用Braginskii MHD方法对热气体进行了宇宙射线弱碰撞等离子体的线性稳定性分析。我们假设CRs流的阿尔文速度，这在弱碰撞等离子体依赖于压力各向异性（$Δp$）的热等离子体。我们发现，这种$Δp$依赖性引入了CR压力和气体密度波动之间的相移。这驱动了快速增长的声学不稳定性：当CR压力与气体压力之比为$\gtrsim αβ^{-1/2}$时，CR抵消了各向异性粘性对声波的阻尼，并引起波的增长，其中$β$是热压力与磁压力之比，而$α$（通常为$\lesssim 1$）取决于其他无量纲参数。在高$β$环境（如ICM）中，该条件满足小CR压力。我们推测，这里研究的不稳定性可能有助于高能量CR的散射和激发的声波在星系晕，集团和集群等离子体，包括长波长X射线波动的\textit{Chandra}观测英仙座星系团。在稀释等离子体中的冲击附近也可能是重要的（例如，星系团维里激波或银河风终止激波），其中CR压力局部增强。
2020-02-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the Origin of the Ancient, Large-Scale Cold Front in the Perseus Cluster of Galaxies
通过AREPO磁流体动力学模拟，研究了英仙座星系团中古老大规模冷锋的形成机制，发现质量比约1:5、碰撞参数20-25°的子团能产生并维持该冷锋，其年龄约6-8.5 Gyr。
2023-10-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Disentangling AGN Feedback and Sloshing in the Perseus Cluster with XRISM: Insights from Simulations
University of Maryland, Baltimore County (UMBC)（马里兰大学巴尔的摩分校）；NASA / Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；University of Chicago（芝加哥大学）；Masaryk University（马萨里克大学）；University of Michigan（密歇根大学）；University of Waterloo（滑铁卢大学）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）；Centre de recherche en astrophysique du Québec (CRAQ)（魁北克天体物理研究中心）
通过XRISM模拟揭示Perseus团中AGN反馈与翻涌现象的相互作用，表明两者共同作用才能解释观测到的速度分散轮廓。
2025-12-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Generation of Internal Waves by Buoyant Bubbles in Galaxy Clusters and Heating of Intracluster Medium
星系团核心的相对论性等离子体中的浮力气泡可能在将能量从超大质量黑洞传递到星系团内介质（ICM）的过程中起着关键作用，这一过程被称为射电模式AGN反馈。能量守恒保证了气泡在跨越几个压力标度高度后将其大部分能量损失给ICM。然而，负责将能量转移到ICM的实际过程仍在争论中。一个有吸引力的可能性是激发内波，内波被困在星系团的核心，最终消散。在这里，我们表明，这些波在分层集群大气中的有效激发的充分条件是扁平的气泡在径向方向。在我们的数值模拟中，我们模型的气泡现象作为刚体conventantly在分层集群大气中上升。我们发现扁平气泡的终极速度足够小，以至于Froude数${\rm Fr}\lesssim 1$。分层效应对平衡浮力的总阻力起主要作用。特别是，在模拟中可以看到明显的内波迹象。这些波从上升的气泡水平向下传播，将其能量传播到ICM的大体积上。如果将我们的发现与英仙座星系团的条件进行对比，那么在星系团核心附近，预期的终极速度为$\sim100-200{\,\rm km\,s^{-1}}$，这与Hitomi卫星的直接测量结果基本一致。
2018-02-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
The NuSTAR View of Perseus: the ICM and a Peculiar Hard Excess
本文利用新软件 nucrossarf 修正 NuSTAR 的 PSF 散射光，分析英仙座星系团 ICM 的硬 X 射线辐射，发现 20 keV 以上存在约 10% 的非热超出，并排除了逆康普顿等解释，同时给出磁场下限和系统不确定度表征。
2024-01-29 astro-ph.HE
Dense gas formation and destruction in a simulated Perseus-like galaxy cluster with spin-driven black hole feedback
延伸的丝状H $α$发射星云是附近星系团的一个显著特征，但丝状体的形成机制以及塑造其形态的过程仍然不清楚。我们进行了调查的形成，演化和破坏的致密气体的中心模拟，英仙座，集群的影响下的自旋驱动射流。我们特别研究了稠密气体从扩散的团内介质中凝结所起的作用，以及现有稠密气体由喷流直接抬升的影响，确定稠密气体的空间分布和运动学。我们提出了一个理想化的英仙座状集群使用自适应网格细化代码{ \sc ramses}的流体动力学模拟。我们的模拟包括一个超大质量黑洞（SMBH），自洽地跟踪其自旋演化通过其本地吸积，并反过来驱动一个大规模的喷流，其方向是基于黑洞的自旋演化。我们表明，致密气体的形成和破坏是密切相关的SMBH的反馈周期，其形态是高度可变的整个模拟。虽然扩展的对流结构很容易从热的团内介质凝结，但它们在与喷流驱动的外流相互作用期间很容易破碎成过度聚集的气体分布。在活动星系核的静止阶段，当冷却时间与自由降落时间的局部比值低于20时，即当$t_{\rm cool}/t_{\rm ff} < 20$。我们发现了致密气体凝结和抬升的证据，但要注意的是，纯粹的流体动力学模拟难以有效地调节集群冷却循环，并产生过度cluerical分布的致密气体形态，观察相比。
2019-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Mapping the Perseus Galaxy Cluster with XRISM: Gas Kinematic Features and their Implications for Turbulence
Masaryk University（马萨里克大学）；The University of Chicago（芝加哥大学）；Center for Astrophysics | Harvard-Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；University of Maryland, Baltimore County (UMBC)（马里兰大学巴尔的摩分校）；NASA / Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Space Research Institute (IKI)（空间研究所）；Lawrence Livermore National Laboratory（劳伦斯利弗莫尔国家实验室）；Tokyo Metropolitan University（东京都立大学）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）
利用XRISM观测后发星团，揭示其气体运动特征及湍流对合并能量转换的影响。
2025-10-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraints on Massive Axion-Like Particles from X-ray Observations of NGC1275
如果类轴子粒子（ALP）存在，光子可以在通过包含磁场的区域时转换为ALP。大型星系团的磁化星系团内介质提供了一个在ALP-光子转换方面非常有效的区域。星系团内活动星系核的X射线观测可用于寻找和约束ALP，因为光子-ALP转换将导致活动星系核的X射线谱中的能量依赖的准正弦调制。我们利用钱德拉对英仙座星系团NGC 1275的活动星系核中心的观测结果，对m_a ~ 10^-11 eV的大质量ALP进行了界定，扩展了以前使用该数据集对无质量ALP进行界定的工作。
2017-12-22 astro-ph.HE
X-ray Flaring and Variability in NGC 1275, the Heart of the Perseus Cluster
University of Michigan（密歇根大学）；Stanford University（斯坦福大学）；University of Chicago（芝加哥大学）
本文通过雨燕天文台20年的X射线监测，发现NGC 1275存在约2倍流量的X射线耀发，其辐射区域符合特定范围，耀发轮廓与潮汐瓦解事件不符，约300天后射电监测也出现耀发，为研究AGN的吸积盘-喷流关联提供了依据。
2026-08-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Production Efficiencies of Sound Waves in the Intracluster Medium Driven by AGN Jets
来自活动星系核（AGN）的反馈被认为是解决冷核星系团冷却流问题的最有希望的方法，尽管喷流能量如何转化为热量是一个有争议的话题。声波的耗散被认为是可能的加热机制之一;然而，其对加热的相对贡献仍不清楚。为了估计加热的能量预算，我们进行了三维流体动力学模拟活动星系核喷注英仙座状集群和量化的能量存储在弱冲击波的形式。我们发现，对于一个单一的喷注注入典型的参数在冷核心集群，总喷注能量的$\sim9\%$存储在压缩波（包括冲击波和波）。然而，由于随机相位波之间的破坏性影响，以及冲击能量的耗散，在我们的模拟，包括自调节AGN反馈，不超过$3\%$的总注入能量进入压缩波。我们进一步将能量贡献从冲击波和波中分离出来，发现对于一次爆发，冲击波只能贡献内半径总压缩能量的$\sim20-30\%$，并且它们向外传播时很快消散。然而，由于多次活动星系核爆发会重复产生激波，因此在自调节情况下，激波在内部区域完全支配声波，即使在外部半径处，激波仍然可以提供总压缩能量的$\sim40-50\%$。我们的研究结果表明，生产的声波是不是有效的，因为在以前的单次爆发模拟中发现的，因此声波耗散可能是一个次主导源的冷核心集群加热。
2022-03-17 astro-ph.HE
Propagation of weak shocks in cool-core galaxy clusters in two-temperature magnetohydrodynamics with anisotropic thermal conduction
以英仙座星系团为基准模型，研究了不同的磁流体动力学模型对星系团核心弱激波（马赫数~1.2）传播的影响。特别是，我们研究如何热传导，各向同性和各向异性，和离子-电子温度平衡修改弱冲击。预计强热传导将产生电子温度前体。也形成不太突出的压力和密度前体。较长的平衡时间大大降低了密度前体，但不会改变电子温度前体很多。当热传导变得各向异性时，团内磁场会在热通量引起的激波畸变上留下其特征性的空间尺度。
2020-07-03 astro-ph.HE
Detecting edges in the X-ray surface brightness of galaxy clusters
在星系团的团内介质中，许多物理过程的影响会在X射线表面亮度图像中留下印记。因此，必须选择最佳方法，从这些图像中提取信息并提高其可判读性。我们详细描述了梯度滤波边缘检测方法，我们以前应用到图像的半人马座星系团。高斯梯度滤波器测量特定空间尺度上的表面亮度分布的梯度。我们应用这个过滤器在不同的尺度上的钱德拉X射线天文台的两个集群与AGN反馈，英仙座集群和M87，和合并系统，A3667的图像。通过使用径向滤波器组合不同尺度上的滤波图像，产生了集群中边缘的壮观图像。我们描述了如何评估过滤图像中特征的重要性。我们发现梯度滤波技术具有显着的优势，检测多种功能相比，其他分析技术，如unsharp-masking。以这种方式在硬能带中过滤簇图像允许检测冲击。
2016-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
