Chandra View of the Ultra-Steep Spectrum Radio Source in Abell 2443: Merger Shock-Induced Compression of Fossil Radio Plasma?
我们提出了一个新的钱德拉X射线观测团内介质的星系团阿贝尔2443，托管一个超陡谱射电源。数据显示，集群内的介质是高度扰动。地核中的热气体沿西北-东南轴向伸长，在北面有一个冷尾。我们还检测到两个X射线表面亮度边缘附近的集群核心。边缘似乎与核心东北部的内部冷锋和核心东南部的外部冲击锋一致。东南边缘与射电遗迹的位置相一致，正如预期的冲击（再）加速或化石相对论电子的绝热压缩。
2013-06-17 astro-ph.CO
Radial profiles of Fe abundance in the intracluster medium of nearby clusters observed with XMM-Newton
目的：测量附近（z<0.08）团簇内介质中Fe的丰度，直到0.3 $\sim$ 0.5 r $_{180}$。方法：我们分析了用XMM-牛顿观测到的28个星系团。我们推导出Fe丰度的Fe线的通量比连续的能量范围内的3.5- 6 keV，以尽量减少和评估系统的不确定性。结果：在X射线峰值处有一个cD星系的弛豫星系团的Fe丰度径向分布有相似的斜率。这些星团在0.1 $r_{180}$范围内表现出相似的Fe丰度增强，在0.1- 0.3 $r_{180}$范围内，它们在0.4 $\sim$-0.5太阳范围内具有较平坦的Fe丰度分布，具有小的散射。大多数其他集群，包括合并集群，也有类似的铁丰度超过0.1 $r_{180}$。这些团簇可能具有普遍的金属富集历史，并且在团簇形成的非常早期阶段合成了显著量的Fe。团簇的合并会破坏中心Fe峰。
2011-02-03 astro-ph.CO
Spitzer observations of Abell 1763 - II: Constraining the nature of activity in the cluster-feeding filament with VLA and XMM-Newton data
阿贝尔1763在z=0.23的超结构包含第一个使用中红外观测直接检测到的星系细丝。我们以前的工作已经表明，在暗条内，以24μm辐射为特征的星爆星系的频率比在富星系团的中心或系统周围的场要高得多。这里提供了新的VLA和XMM-牛顿数据。我们使用无线电和X射线数据来研究活动星系的分数和位置，包括活动星系核（AGN）和星暴。射电远红外相关、X射线点源定位、IRAC颜色和类星体位置都被用来了解活动星系核的存在。我们发现很少有MIPS选择的星系，显然是由AGN活动为主。在暗条中的大多数射电选择成员是星爆。在超星系团中，在射电和中红外波段探测到的8个分光成员中，有3个是射电亮活动星系核。它们位于Abell 1763的核心或附近。五个星爆位于沿着灯丝的更远的地方。本文计算了已知的Abell 1763最亮星系团（BCG）广角尾（WAT）源的物理性质。第二个双瓣源被发现沿细丝以及以外的维里半径的任何集群。WAT从X射线质心的速度偏移，以及WAT在簇内介质（ICM）中的弯曲都与冲压压力剥离一致，表明沿灯丝方向的流运动。我们认为这是进一步的证据，星系细丝的集群喂养的性质。
2010-09-29 astro-ph.CO
Intracluster medium of the merging cluster Abell 3395
我们提出了一个详细的成像和光谱分析的合并环境的双峰集群A3395使用X射线和射电观测。星团的X射线图像显示了五个主要的弥散发射成分：A3395 NE，A3395 SW，A3395 NW，A3395 W，以及连接NE和W的细丝。星团的X射线表面亮度剖面没有显示出任何激波锋面。温度和熵图显示了W、NW、暗条以及NE和SW子团之间的高温和高熵区。NE、SW和W分量的X射线辐射光度与富星系团相似，但温度相对较高。同样，西北分量的X射线辐射热光度类似于孤立的群体，但具有更高的温度。因此，有可能星系团的所有组成部分都被正在进行的合并所加热。NE子团是最大质量和最明亮的组成部分，其他子团被发现是引力约束到它。W分量最有可能是一个气体的团块剥离的SW由于冲压压力或一个单独的子团，已合并或正在合并的SW。没有X射线腔被视为与广角尾（WAT）的射电源附近的SW子团的中心。WAT星系射电发射峰的最小能压与外部热压力相当。WAT的射电频谱表明光谱年龄约为1000万年。
2011-09-26 astro-ph.CO
The Intracluster Light of Abell 3667: Unveiling an Optical Bridge in LSST Precursor Data
利用DECam观测构建LSST先导数据集，在Abell 3667中发现连接两最亮星系、长约400 kpc的光学桥，揭示了星系团主并合与恒星剥离的动力学历史。
2025-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray Observations of Complex Temperature Structure in the Cool-core cluster Abell 85
利用X射线观测研究了冷核星系团Abell 85的复杂温度结构。温度特征可以提供合并事件的证据，这些合并事件使星团内的气体受到冲击加热。根据\textit{Chandra}和\textit{XMM-Newton}观察结果绘制温度图。新的长曝光\textit{XMM}观测和改进的温度图分箱技术相结合，产生了迄今为止A85的最高保真度温度图。在\textit{Chandra}和\textit{XMM}的温度图中，在南部和西南部的子星系团附近都检测到了热区。这些结构的存在意味着A85没有松弛。热区域可能表明存在冲击。热点位置的马赫数估计为$\sim$ 1.9。观测效应往往会系统地减少温度跃变，因此测得的马赫数可能会被低估。这两张温度图都没有显示出在西南子星团附近假定的射电遗迹附近有地震的证据。然而，不能排除弱冲击的存在。这两种仪器测得的温度之间存在矛盾。
2014-05-09 astro-ph.CO
Simulating the shocks in the dissociative galaxy cluster Abell 1758N
大规模集群之间的合并有着深远的影响，在集群内的气体，这可能是作为一个探针的结构形成的动力学在高端的质量函数。在阿贝尔1758的北部观测到了这样一个合并的例子，它由两个巨大的子星系团组成，相距约750千秒差距。其中一个星系团显示出暗物质和星系团内气体之间的偏移。我们的目标是确定是否有可能通过一个重大的合并重现这个集群的特定形态特征。我们进行专门的SPH（平滑粒子流体动力学）N体模拟，试图同时恢复几个观察到的功能的阿贝尔1758，如X射线形态和两个峰值之间的分离投影星系光度图。我们提出了一个具体的情况下，两个大规模的集群离轴碰撞。这个模型充分地再现了几个观测到的特征，并表明Abell 1758在第一次近着丝粒通过后大约0.4 Gyr被看到，并且星团已经接近它们的最大分离。这意味着它们的相对速度低至380 km/s。与此同时，模拟模型需要约4500公里/秒的冲击波，这可能是由于低密度介质目前未被检测到。我们解释了这些速度之间的差异，并认为预测的冲击波阵面，而合理的，不能从目前可用的数据检测。
2015-05-19 astro-ph.CO
Structure of Abell 1995 from optical and X-ray data: a galaxy cluster with an elongated radio halo
Abell 1995是一个令人困惑的星系团，它拥有一个强大的射电晕，但它还没有被认为是一个明显的星系团合并，就像通常预期的具有弥散射电发射的星系团一样。我们的目标是在一个详尽的分析Abell 1995年的内部结构，以验证这个集群是否真的是动态放松，在以前的研究报告。我们的分析基础上的新的和档案的光谱和光度数据的126个星系在该领域的阿贝尔1995年。对热团内介质的研究是在X射线档案数据上进行的。基于87个基准星系团成员，我们计算出星系团的平均红移<z>为0.322，全球径向速度色散约为1300 km/s。我们检测到两个主要的光学子集群分开1.5弧分，导致已知的东北-西南伸长的星系分布和显着的速度梯度在同一方向上。至于X射线分析，我们确认，集群内的介质是温和的拉长，但我们也检测到三个X射线峰。两个X射线峰相对于两个星系峰偏移，并位于它们之间，从而表明在后核心-核心通道阶段捕获的双峰合并。第三个X射线峰位于东北星系峰和第三个较小的星系峰之间，表明了一个更复杂的合并。简单的分析论证表明，Abell 1995的合并方案，其中两个主要的子系统被认为是刚刚碰撞后的中间投影角。Abell 1995的高质量和合并的证据表明，它在具有已知射电晕的星团中并不罕见。有趣的是，我们的发现加强了先前的证据，证明在这个星团中观察到的暗物质和星系分布之间存在特殊的二分法。
2012-10-22 astro-ph.CO
Simulations of galaxy cluster mergers: the dynamics of Abell 3376
在大尺度结构形成中，大尺度系统通过小尺度系统的分层合并而聚集。星系团是最大的星系团，因此也是最新的坍缩结构，它仍然通过吸积较小的星系团和星系群而成长。为了研究团簇内介质的动力学演化，我们对双星团簇合并进行了绝热流体动力学模拟。
2012-09-04 astro-ph.CO
Triaxiality and non-thermal gas pressure in Abell 1689
星系团是研究大尺度结构演化的重要宇宙学探针，其诊断能力在很大程度上取决于能否可靠地确定星系团的质量。团簇通常被建模为球形系统，其团簇内气体处于严格的流体静力平衡（即，平衡气体压力完全由热压力提供），引力场由暗物质主导，这些假设只是粗略的近似。事实上，数值模拟表明，星系团通常是三轴的，而不是球形的，并且湍流气体运动（在分层合并事件期间引起的）提供了可观的压力分量。扩展我们以前的工作，我们提出了一个联合分析的X射线，弱和强透镜测量阿贝尔1689的结果。数据的质量使我们能够确定两个三轴形状的集群和水平的非热压力，这是必要的，如果集群内的气体是在流体静力平衡。我们发现，暗物质的轴比是1.24 +/- 0.13和2.02 +/- 0.01，分别在天空的平面上和沿视线，和约20%的压力是非热的。我们的处理表明，集群的动力学性质可以确定在一个（大部分）无偏置的方式，提高使用集群作为更精确的宇宙学探针。
2011-06-05 astro-ph.CO
The XMM Cluster Outskirts Project (X-COP): Thermodynamic properties of the Intracluster Medium out to $R_{200}$ in Abell 2319
我们提出了联合分析的X射线和SZ信号在A2319，具有最高的信噪比在普朗克地图的星系团，并已在我们的XMM集群郊区项目（X-COP）的调查。我们恢复的几何deprojection的X射线表面亮度，SZ康普顿化参数，和一个准确和强大的光谱测量的温度的crackical配置文件。我们解决了密度的块状性低于20%，这表明这种块状性大部分源于正在进行的合并，可以与大规模的不均匀性。这种分析是在方位角平均径向箱和八个独立的角扇区，使我们能够详细研究恢复的属性的方位角方差。考虑到X射线和SZ数据集的精致质量，我们在$R_{200}$中以非常高的精度（$M_{200} = 9.76 \pm 0.16^{stat.} \pm 0.31^{syst.} \times 10^{14} M_\odot$）约束了用NFW剖面建模的总流体静力学质量。我们确定了正在进行的合并，以及它是如何影响不同的气体属性在解决方位角部门。我们有几个迹象表明，合并已经注入了一个高水平的非热压力在这个系统中：聚集的自由密度分布高于平均轮廓通过叠加Rosat观测;气体质量分数超过预期的宇宙气体分数超过$R_{500}$ ;压力分布比普朗克合作获得的拟合更平坦;熵分布比从非辐射模拟预测的平均值更平坦;方位角扇区的分析表明，这些偏差发生在星团的优选区域。所有这些张力都是通过要求从非热压力到$R_{200}$处的总压力的大约40%的相…
2018-01-19 astro-ph.CO
XMM-Newton Observation of the Northwest Radio Relic Region in Abell 3667
阿贝尔3667是一个有射电遗迹的合并星团的原型。西北射电遗迹是已知最明亮的星团遗迹或晕，被认为是由于强烈的合并激波。我们已经观察到了40千秒的净XMM时间的NW遗迹。我们观察到一个全球性的温度下降，整个遗迹从6至1千电子伏，类似朱雀的结果。我们的新观测结果显示，遗迹位置附近的温度和表面亮度都发生了急剧变化。增加的X射线辐射的遗物可以等效地很好地描述了热或非热光谱模型。热模型的参数与马赫数M~2的激波和~1200 km/s的激波速度一致。射电遗迹中相对论粒子的能量含量可以用激波的加速效率~ 0.2%来解释。将逆康普顿X射线发射的极限与测得的无线电同步辐射进行比较，我们将遗迹中的磁场的下限设定为3 μ G。如果遗迹的辐射是非热辐射，这个下限实际上就是所需的磁场。
2010-04-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
A high coverage view of the thermodynamics and metal abundance in the outskirts of the nearby galaxy cluster Abell 2199
我们提出了一个联合朱雀和XMM-牛顿分析的郊区附近的星系团阿贝尔2199，附近的星系团被观察到接近完整的方位角覆盖朱雀。使用XMM-牛顿观测来校正气体聚集的影响，我们发现，在郊区的方位平均熵分布遵循幂律，斜率为$1.20 \pm 0.23$，统计上与纯引力等级结构形成的非辐射模拟预测的斜率为1.1一致。然而，当被分成10个扇区时，熵显示出显著的方位角变化，其中一些扇区位于基线水平以下。方位平均气体质量分数与宇宙平均重子分数一致。在外围的金属丰度被认为是一致的，是均匀的，在所有方向上，它有一个平均值为$0.29_{-0.03}^{+0.03}\,Z_{\odot}$，与气体吸积到集群被预先富集金属一致。
2020-07-27 astro-ph.CO
Constraints on turbulent velocity broadening for a sample of clusters, groups and elliptical galaxies using XMM-Newton
利用XMM-牛顿反射光栅光谱仪谱线的宽度，对62个星系团、星系群和椭圆星系核中X射线发射介质的湍流速度进行了直接约束。我们发现五个对象，我们可以把一个上限的视线扩大500公里/秒（90%的置信水平），使用一个单一的热组件模型。当使用两个热组件时，其他两个对象低于此限制。所检查的物体中有一半的速度增宽上限小于700公里/秒。为了寻找具有显著湍流加宽的物体，我们使用钱德拉光谱图来计算由源的空间范围引起的预期加宽。与我们的观测结果比较，我们发现Klemola 44在1500 km/s的水平上有额外的增宽。RX J1347.5 - 1145显示了800 km/s湍流速度的微弱证据。此外，我们还得到了Zw3146、Abell 496、Abell 1795、Abell 2204和HCG 62的湍流极限小于200 km/s。在减去空间贡献并包括50 km/s的系统不确定性后，我们发现至少有15个源的热能密度小于湍流的20%。
2010-09-15 astro-ph.CO
Cooling rate and turbulence in the intracluster medium of the cool-core cluster Abell 2667
该研究分析冷却核星系团Abell 2667的ICM热X射线辐射，结合多望远镜数据探测低温气体并估算冷却速率与湍流展宽上限，发现其与低红移冷却核星系团相似，大湍流上限暗示显著ICM加热可能抑制冷却。
2025-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Weak-lensing Analysis of Intracluster Filaments in Abell 2744: Matched-filter Scans and Stepwise 2D Tracing
Yonsei University（延世大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；INAF–Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）
利用Magellan/MegaCam宽视场成像数据，研究阿贝尔2744星团内团丝的弱透镜效应，采用匹配滤波扫描和分步二维追踪方法，揭示内团丝方向一致性及东侧结构的改进约束，支持其与X射线结构和合并轴的物理联系。
2026-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
XMM-Newton Observations of the Southeastern Radio Relic in Abell 3667
射电遗迹是位于星系团边缘的细长的非热结构，是星系团外围合并驱动的冲击加速的宇宙射线电子的同步辐射的结果。然而，在某些星团中对这种激波的X射线观测表明，它们太弱，无法通过扩散激波加速有效地加速电子，使其达到产生观测到的无线电功率所需的能量。我们在合并的星系团Abell 3667（A3667）中研究这个问题，该星系团拥有一对射电遗迹。虽然A3667中的西北遗迹已经通过多种仪器在无线电和X射线方面进行了很好的研究，但到目前为止，只有朱雀星观测到了东南遗迹区域，它检测到了遗迹上的温度跳跃，这表明存在弱冲击。我们目前的观测A3667的东南部地区与XMM-牛顿集中在无线电遗物。我们确认存在一个X射线激波的马赫数约1.8从一个明确的检测温度跳变和一个密度跳变的试探性检测，与以前的测量朱雀。我们讨论了这种测量的影响扩散冲击加速的主要机制，解释无线电文物的起源。然后，我们推测的替代方案，包括再加速和变化的马赫数沿冲击波阵面的可能性。
2018-05-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
Using the XMM Optical Monitor to Study Cluster Galaxy Evolution
我们探索应用XMM-牛顿光学监测器（XMM-OM）的紫外（UV）数据来研究星系演化。我们的样本是由所有z < 0.05的Abell星系团的交叉点构成的，并且在UVM 2或UVW 1滤波器中具有存档的XMM-OM数据，以及分别来自斯隆数字巡天和GALEX的光学和紫外光度测量。这11个星系团包括726个测量到红移的星系，其中520个星系的红移将它们置于它们的母阿贝尔星系团之内。我们开发的程序来操纵XMM-OM图像和测量星系光度从他们，并确认我们的结果通过与公布的目录比较。使用XMM-OM数据和SDSS光学数据构建的色星等图（CMD）显示了演化研究的前景，红色和蓝色序列之间有很好的分离，红色序列宽度的实际变化可能表明恒星形成历史的差异。UVW 1数据尤其如此，因为使用该滤波器收集的数据相对丰富，其深度使其成为一个有吸引力的选择。也可以使用现有的工具，使用恒星合成库，以适应紫外线和光学光度数据，从而更好地描述过去的陀螺仪内的恒星形成历史，并提供估计的总恒星质量，包括年轻恒星的贡献。最后，包括XMM-OM紫外线数据的颜色-颜色图似乎对河外和恒星源的光度识别都很有用。
2011-12-12 astro-ph.CO
A Joint Chandra and XMM-Newton View of Abell 3158: Massive Off-Centre Cool Gas Clump As A Robust Diagnostic of Merger Stage
通过分析钱德拉和XMM牛顿存档的数据附近的星系团阿贝尔3158，据报道，拥有一个相对规则的，放松的形态在X射线波段在以前的工作中，我们确定了一个弓形边缘形状的不连续性的X射线表面亮度分布在约$120h_{71}^{-1}$ kpc的X射线峰值以西。这个特征被发现与一个巨大的、偏离中心的冷气体团有关，实际上形成了冷气体团的西边界。我们发现冷气体团在天平面上以约700 km/s的亚音速向西移动。由于热传导对$\sim 0.3$ Gyr时间尺度的有效性，我们排除了这个冷团是由团内介质中局部不均匀辐射冷却形成的可能性。由于在Abell 3158中没有发现活动星系核中心活动的证据，而且这个冷团与其他合并星系团中发现的偏离中心的冷气体团在质量、大小、位置和热性质方面有许多相似之处（例如，与环境相比，温度较低，丰度较高），我们推测Abell 3158中的冷团是由合并事件引起的，它是主星团或正在下沉的子星团的原始中央冷核的残余。这一观点不仅得到了星系团成员星系视线速度分布研究的支持，而且得到了气体熵-温度关联研究的支持。这个例子表明，这种大质量的、偏离中心的冷气体团的出现可以用来诊断星系团的动力学状态，特别是在没有显著的激波和冷锋的情况下。
2009-12-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 longest known tails of ram-pressure-stripped star-forming galaxies are caused by an intracluster medium shock in Abell 1367
Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；Hamburger Sternwarte, University of Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）；Thüringer Landessternwarte（图林根州立天文台）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森天体物理中心）；Department of Physics & Astronomy, University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校物理与天文学系）；INAF - Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文部）；INAF - Astronomical Observatory of Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Waterloo Centre for Astrophysics, University of Waterloo（滑铁卢天体物理中心，滑铁卢大学）
阿贝尔1367团内介质冲击导致星系尾部延长，发现最长RPS尾部并首次检测到下沉星系前方的粒子加速。
2026-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray study of the merging galaxy cluster Abell 3411-3412 with XMM-Newton and Suzaku
内容：钱德拉天文台对阿贝尔3411 - 3412合并系统的观测显示，它的北部有一个向外的子弹状子星系团，南部边缘有许多表面亮度（SB）边缘，射电观测也报告了多个漫射源。值得注意的是，东南部的射电遗迹与来自射电星系的化石等离子体和探测到的X射线边缘有关，提供了激波再加速的直接证据。所报道的X射线边缘的性质还有待于从热力学角度加以限制。目的：利用XMM-Newton和Suzaku观测资料，揭示已报道的再加速点和其它X射线边缘的物理性质。同时，我们的目标是调查的温度廓线在低密度的外围朱雀资料。研究方法：我们进行成像和光谱分析，以测量多个已知的X射线SB不连续性的密度跳跃和温度跳跃。提出了一种新的XMM-牛顿软质子本底标定方法。档案钱德拉，朱雀，和ROSAT数据被用来估计宇宙X射线背景和银河系前景水平与标准空白天空光谱相比，提高了准确性。结果如下：在东南边缘，XMM-Newton和朱雀的温度跃变都指向一个$\mathcal{M}\sim1.2$激波，这与SB拟合Chandra的结果一致，并支持在该激波前缘的再加速假设。南部边缘显示了一个更复杂的场景，其中一个冲击和剥离的冷物质的存在可能会同时发生。南方低密度区的朱雀温度廓线略高于典型的松弛星系团温度廓线。用XMM-牛顿法测得的$kT_{500}=4.84\pm0.04\pm0.19$ keV值和用朱雀法测得的$kT_{500}=5.17\p…
2020-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Triaxiality, principal axis orientation and non-thermal pressure in Abell 383
星系团被认为是最重要的宇宙学探测器之一，传统的团内介质（ICM）和暗物质（DM）的球形模型，以及严格的流体静力平衡假设（即，平衡气体压力完全由热压力提供）最多是非常近似的。扩展我们以前的工作，我们进一步开发了一种方法来重建的第一次完整的三维结构（三轴形状和主轴方向）的DM和集群内（IC）的气体，和水平的非热压力的IC气体。我们概述了我们的方法的应用程序的星系团阿贝尔383，采取的CLASH多周期国库计划的一部分，提出的X射线和强透镜测量的联合分析的结果。我们发现DM的中长轴比和短长轴比分别为0.71 ± 0.10和0.55 ± 0.06，DM晕的长轴相对于视线倾斜21.1 ± 10.1 °。非热压力的水平已被评估为约10%的总能量预算。我们讨论了我们的方法对CDM方案可行性的影响，重点是浓度参数C和DM伽马的内斜率，因为中心区域暗物质密度分布的尖度是冷暗物质（CDM）结构形成范例的关键测试之一：我们测量到的伽马值为1.02+/-0.06，C值为4.76+/-0.51，接近标准模型的预测值，并提供了支持CDM方案的进一步证据。我们的方法使我们能够恢复集群的三维物理特性在一个无偏的方式，克服了标准的球形建模的局限性，并提高使用集群作为更精确的宇宙学探测。
2012-01-24 astro-ph.CO
Intracluster Medium Fluctuations on Scales up to 1 Mpc: A Combined eROSITA and SPT/Planck Analysis of Abell 3266
California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Chicago（芝加哥大学）；Max-Planck-Institut fur extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；University of Michigan（密歇根大学）；NASA Jet Propulsion Laboratory（美国宇航局喷气推进实验室）；Sapienza University of Rome（罗马智慧大学）；INAF – IRA（意大利国家天体物理研究所-博洛尼亚天文台）
研究通过eROSITA和SPT/Planck观测分析阿贝尔3266团簇，测量压力和密度波动，计算功率谱和三维振幅，探讨团簇内部介质能量注入和传输机制。
2026-02-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Curious Case of Abell 2256
阿贝尔2256是一个丰富的，邻近的（z = 0.0594）星系团，有合并活动的重要证据。我们提出了新的无线电和X射线观测这个系统。低频射电图像追踪了Mpc级射电晕和遗迹的扩散同步辐射，以及一些最近发现的更紧凑，更陡峭的频谱源。整个遗迹的光谱指数从西北向东南逐渐变陡。低和高频率之间的频谱指数梯度的分析表明，频谱差异远离西北遗迹边缘，低频指数是显着平坦的集群核心附近的高频频谱指数。这一趋势将与即将到来的合并冲击作为遗迹排放的起源是一致的。来自XMM-牛顿的新X射线数据揭示了星团内介质压力、熵和温度图中有趣的结构。压力图显示了一个整体的低压核心与射电晕发射一致，而温度图显示了阿贝尔2256中心区域内的多个冷发射区域。Abell 2256中的两个冷锋似乎都有相似的方向运动。
2011-02-27 astro-ph.CO
A giant radio halo in the massive and merging cluster Abell 1351
我们报告的X射线发光和大质量的星系团A1351（z=0.322）使用档案甚大阵数据在1.4 GHz的检测弥漫无线电发射。鉴于其中心位置，形态，和百万pc尺度的范围，我们分类的扩散源作为一个巨大的射电晕。X射线和弱透镜研究表明，A1351是一个正在经历重大合并的系统。晕与最大的亚结构有关。假设合并驱动的湍流可能会重新加速高能量粒子的intraclustermedium和集群规模上产生漫射无线电发射解释了这个源的存在。A1351在logP $_{1.4 GHz}$ - logL $_{X}$平面上的位置与迄今为止已知的所有其他射电晕星团的位置一致，支持大质量（$>10^{15} M_{\odot}$）星团的非松弛动力学状态与巨型射电晕的存在之间的因果关系。
2009-09-28 astro-ph.CO
The Rich Globular Cluster System of Abell 1689 and the Radial Dependence of the Globular Cluster Formation Efficiency
我们研究了位于大质量星系团Abell 1689（z=0.18）中心的富球状星团（GC）系统，它是已知最强大的引力透镜之一。在F814 W带通中有28个HST/ACS轨道，我们达到了I_814=29的完整性>90%，并对GC系统中最亮的~5%进行了采样。假设GC光度函数（GCLF）是众所周知的高斯形式，我们估计在400 kpc的投影半径内，GC的总人口为N（GC_total）= 162，850。多达一半可以包含一个群集内组件。即使有相当大的不确定性，这主要是由于不确定的GCLF参数，这是迄今为止最大的GC系统研究。比频S_N很高，但在大质量星系团的中心星系中并不少见，从中心附近的S_N~5上升到大半径处的~12。在z=0时，被动星系衰落将使S_N增加~20%。我们构建的GC，恒星，星团内气体，和透镜导出的总质量的径向质量分布，我们比较了作为半径的函数的质量分数。GC的估计质量为M（GC_total）=3.9x10^10 Msun，相当于银河系恒星总质量的80%。GC质量分布的形状似乎介于恒星光和总的集群质量之间。尽管这个系统的极端性质，GC质量的比率重子和总质量，从而GC的形成效率，是典型的那些在其他丰富的集群时，在相同的物理半径进行比较。GC的形成效率是不恒定的，但随着半径的变化，在不同的集群出现类似的方式，我们推测在配置文件中的这种相似性的原因。
2013-08-08 astro-ph.CO
Deep XMM-Newton Observations of the NW Radio Relic Region of Abell 3667
本文介绍了对Abell 3667的NW射电遗迹进行的XMM-牛顿X射线长观测结果。在射电遗迹的尖锐外缘，无论是在X射线表面亮度和温度剖面检测到的冲击。马赫数为M = 2.54^+0.80_-0.43。激波处的温度跃变大于密度跃变的预期值，这可能表明存在一个主要平行于激波前沿的动态重要磁场。在激波区内，气体温度在几弧分钟内逐渐升高。这可能表明冲击能量最初被耗散成热和非热的某种混合物（例如，湍流）成分，并且非热能在激波后区域衰减为热量。如果在冲击波中耗散的能量的~0.2%进入相对论性电子的（再）加速，则可以为观察到的无线电遗迹提供动力。我们发现，所观察到的陡峭的无线电频谱与距离后面的冲击是一致的辐射损失的无线电发射电子。然而，紧接在冲击波之后的无线电频谱比热电子的线性扩散冲击波加速所预期的要平坦。这表明冲击波重新加速了先前存在的相对论电子的数量。我们还检测到一个明亮的，凉爽的区域（“蘑菇”）南部的无线电遗迹，我们建议这是残余的冷核心合并的子集群，这个子集群的驱动程序所观察到的西北冲击。在这个模型中，Abell 3667的性质主要是偏置双星合并的结果，并且在第一次通过核心后约1 Gyr观察到该星系团。我们预测，更深的X射线或SZ观测的SE无线电遗迹将揭示第二个合并冲击的外缘。
2016-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The XMM Cluster Outskirts Project (X-COP): Physical conditions to the virial radius of Abell 2142
上下文星系团通过其外围物质的吸积而不断增长。这一过程会导致气体密度分布的不均匀性（聚集），这需要考虑到恢复大半径处团内介质（ICM）的物理特性。目的。利用Sunyaev Zel'dovich（SZ）效应和X射线信号研究了大质量星系团Abell 2142外围（R > R500）的热力学性质。方法.我们结合了由普朗克测量的SZ压力分布与XMM-牛顿气体密度分布，恢复到2 R500的温度，熵和流体静力学质量的径向分布。我们使用了一种对结块不敏感的方法来恢复气体密度，并将结果与传统的X射线测量技术进行了比较。结果当考虑成团时，我们的SZ/X射线联合熵分布与纯引力坍缩的预测一致，而当忽略成团的影响时，我们发现了一个显著的熵平坦。使用联合X射线/SZ数据恢复的流体静力学质量分布与从光谱X射线测量获得的一致，并通过弱透镜和星系运动学获得的质量重建。结论.我们发现，聚集可以解释朱雀在几个星系团的外围观察到的熵平坦。当使用一种对聚集不敏感的方法来重建气体密度时，Abell 2142的热力学性质与热气体压力维持重力和熵在吸积激波处注入的假设是相容的，而不需要唤起更多的奇异物理。我们的研究结果强调了需要足够的空间分辨率和大的收集面积的X射线观测，以了解在集群外部区域工作的过程。
2016-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
LoCuSS: A Herschel view of obscured star formation in Abell 1835
我们提出了Herschel/PACS，MMT/Hectospec和XMM-牛顿观测阿贝尔1835，天空中最明亮的X射线团之一，和主机的一个强大的冷核心。尽管阿贝尔1835有一个典型的“放松”的X射线形态，在强透镜和弱透镜质量图中没有正在进行的合并活动的迹象，但它有一个复杂的速度分布，表明它仍然以较小的卫星系统的形式吸积大量的质量。事实上，我们发现强大的动力学分离的恒星形成尘埃星系的光学选择集群人口。大多数赫歇尔源被发现接近的维里半径的集群，几乎三分之一似乎是嵌入在一个灯丝喂养集群从SW。我们发现，最明亮的红外星系可能参与星系-星系的相互作用，可能引发了目前阶段的恒星形成。
2010-05-20 astro-ph.CO
Simulations of the merging galaxy cluster Abell 2034: what determines the level of separation between gas and dark matter
星系团合并是研究暗物质和星系团内气体行为的重要实验室。有解离碰撞，可以从DM中分离出团内气体。Abell 2034在X射线和引力透镜的观测下呈现出清晰的离解特征。在$z$ = 0.114处，团簇由质量比约为1：2.2的两个亚结构组成，两个亚结构之间的距离为$\sim$ 720 kpc。X射线发射峰偏离南DM峰$\sim$ 350 kpc。使用N体流体动力学模拟，我们的目标是重建碰撞的动态历史，再现观察到的功能，并探索导致解离的条件。我们最好的模型假设碰撞是接近天空的平面，一个小的碰撞参量，观察到0.26 Gyr后，中央通道，再现观察到的特点，这个集群，如X射线和DM峰之间的偏移，X射线形态和温度。我们探索了几种变化，使用不同的气体和DM浓度为每个集群。的解离水平进行了定量的X-射线和DM峰之间的距离，也通过在集群核心的气体保留。我们发现，中心气体密度的比率是更重要的比中心DM密度的比率在确定的解离水平。
2020-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The clusters Abell~222 and Abell~223: a multi-wavelength view
Abell 222和223星系团位于平均红移z ~ 0.21处，相距0.26度。以前在这些星系团中已经发现了合并的迹象，无论是在X射线还是在光波长，从而激发了我们的研究。在X射线中，它们相对明亮，阿贝尔223显示出双重结构。在光学和X射线波长下，在星团之间也检测到了灯丝。我们分析了这两个星系团的光学性质的基础上，在两个波段的深度成像，推导出它们的星系微小度函数（GLF），并将这些属性与来自XMM-牛顿数据的X射线特征。Abell 222在g'和r'波段中的GLF通过Schechter函数很好地拟合; GLF在r'中比在g'中更陡。对于Abell 223，两个波段的GLF都需要一个亮幅值的第二分量，并添加到Schechter函数中;它们在两个波段中是相似的。Serna & Gerbal方法可以很好地分离两个簇。在星系团周围的大尺度上没有发现明显的星系结构，但第三个红移相同的星系团Abell 209位于投影距离19.2 Mpc处。X射线温度和金属丰度图显示，在Abell 222中，X射线气体的温度和金属丰度相当均匀，而在Abell 223中，它们非常扰动。Abell 222/Abell 223系统是复杂的。形成这种结构的两个团簇呈现出非常不同的动力学状态。在光学数据中也检测到最近相互作用的迹象，其中该集群显示了"扰动“GLF。总之，Abell 222和Abell 223的多波长分析被用…
2010-05-18 astro-ph.CO
Nonthermal Pressure in the Outskirts of Abell 2142
聚集和湍流预计会影响物质在星系团外围的吸积。为了确定它们对Abell 2142热力学性质的影响，我们通过我们的超级模型对XMM-牛顿的X射线温度数据进行了分析，这是一种最先进的工具，用于研究已经在许多单个星系团上测试过的星系团内介质的天体物理学（自Cavaliere等人2009年以来）。使用Tchernin等人（2016）推导的校正成团的气体密度分布，我们发现了在Abell 2142的星系团外围存在维持重力所需的非热压力分量的证据，该分量约占维里半径处总压力的30%。的非热分量的存在意味着气体分数是一致的维里半径和电子的热压力分布的普遍价值是在很好的协议与推断SZ数据。我们的研究结果表明，气体聚集和非热压力分量的存在下都是必要的恢复观察到的物理性质在集群郊区。此外，我们强调指出，文献（包括Abell 2142）中基于Sunyaev-Zel'dovich（SZ）压力P_e和X射线电子密度n_e的组合确定温度分布k_BT = P_e/n_e的另一种方法不能突出团簇外围非热压力支持的存在。
2017-12-27 astro-ph.CO
The Merger Dynamics of the Galaxy Cluster Abell 1775: New Insights from Chandra and XMM-Newton for a Cluster Simultaneously Hosting a WAT and a NAT Radio Sources
通过分析高质量的Chandra和XMM-Newton档案数据，我们对Abell~1775的合并动力学进行了新的研究。我们确认/识别弧形边缘（即，在X射线峰值以西的$\sim48$ ~kpc处有一个分裂的冷气尾部，向东延伸到$\sim163$ ~kpc，在星团核心东北约$81-324$ ~kpc处有一个螺旋状的X射线过剩羽流，连接到尾部的末端。通过该头部，投射气体温度从$3.39_{-0.18}^{+0.28}$ ~keV向外升高到$5.30_{-0.43}^{+0.54}$ ~keV，被发现是一个冷锋，马赫数为$\mathcal{M}\sim0.79$。沿冷锋和尾翼的表面，典型的KHI特征（鼻子和机翼等），并用于约束磁场上限（$\sim11.2~μ$ G）和粘度抑制因子（$\sim0.01$）。结合光学和无线电证据，我们提出了一个两体合并（而不是在一个大规模的气体环境中的系统运动）的情况下，并进行了理想化的流体动力学模拟来验证it. We发现，所观察到的X射线发射和温度分布可以最好地再现合并质量比为5后的第一个近心通道。因此NAT射电星系更可能是一个以2800~ $\rm km~s^{-1}$的相对速度落入星系团中心的单个星系，这一速度受到其射电形态的限制。下落的子星系团预计有一个相对较低的气体含量，因为只有一个气体贫乏的子星系团才能引起这样一个离轴合并中观察到的只有中心的扰动。
2021-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Witnessing the assembly of the cluster Abell 1882
我们提出了一个组合的光学和X射线分析的丰富的集群阿贝尔1882的目的是确定合并子结构和理解最近的组装历史，这个系统。我们的光学数据包括从星系和质量大会（GAMA）调查中提取的光谱，由于其深度和高光谱完整性，该调查适合这种详细的研究。我们使用283光谱确认集群成员检测和表征的子结构。我们补充的光学数据与X射线数据与钱德拉和XMM。我们的分析表明，A1882有两个主要的组成部分，A1882 A和A1882 B，它们的预测分离度为2 Mpc，视线速度差为v_{los} =-428 km/s。主系统A1882 A的速度色散σ_v= 500 km/s，Chandra（XMM）温度kT=3.57keV（3.31keV）;副系统A1882 B的速度色散σ_v= 457 km/s，Chandra（XMM）温度kT=2.39keV（2.12keV）。光学和X射线对两个系统质量的估计在不确定性范围内是一致的，表明与A1882 B（M_{500} =0.8-1.0x10 ^{14}Msolar）相比，A1882 A（M_{500} =1.5-1.9x10 ^{14} Msolar）的质量是A1882 B的两倍。我们将A1882 A/A1882 B系统解释为在堆芯通过之前观察到的。支持这一解释的是A1882 A和A1882 B的大分离，以及X射线数据中最近（<2Gyr）主要相互作用的证据缺乏。两体分析表明…
2013-06-24 astro-ph.CO
X-ray Temperature and Mass Measurements to the Virial Radius of Abell 1413 with Suzaku
我们目前的X射线观测的北部郊区的放松星系团A1413与朱雀，其XIS仪器具有低固有的背景需要使这些低表面亮度区域的测量。我们用XMM-Newton和Suzaku的星系团像切除了叠加在$1\times 10^{-14}$ \fluxunit（2- 10 keV）通量上的15个点源。我们量化所有已知的系统误差作为我们的分析的一部分，并显示我们的统计误差包括他们的大部分。我们的研究结果扩展了以前的测量与钱德拉和XMM牛顿，并显示了显着的温度下降到约3 keV的维里半径，$r_{200}$。我们在外部区域的熵分布（$> 0.5 r_{200}$）平滑地连接到XMM-牛顿，并显示出一个平坦的斜率相比，简单的模型，类似于其他一些集群观察维里半径。团簇在维里半径处的积分质量约为$7.5\times10^{14}M_{\odot}$，并且根据用于测量它的特定方法而变化约30%。
2010-01-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray emission from RX J1720.1+2638 and Abell 267: a comparison between a fossil and a non-fossil system
本文分别对RXJ 1720.1 +2638和Abell 267（非化石和化石系统）进行了XMM-牛顿X射线分析。这两个物体的整个光谱都可以用热发射来解释。RXJ 1720.1 +2638和Abell 267在2-10 keV波段的光度分别为6.20^{+0.04}_{-0.02} \times 10^{44}和3.90^{+0.10}_{-0.11} \times 10^{44} cgs。非化石系统RXJ1720.1+2638的径向剖面显示出冷核性质，而Abell 267则显示出温度随半径的恒定行为。还制作了金属丰度分布图，但由于确定这一参数的不确定性很大，没有发现任何梯度的证据。最后，还产生了密度和质量曲线，从而可以推导出RXJ1720.1+2638和Abell 267的M_500。获得的质量较高，在（5-7）10^{14}\，M_{\odot}的范围内。对于这两个系统获得的X射线性质并不总是与预期的一致：对于化石系统，如Abell 267，冷核是预期的，将它们视为松弛系统。然而，Abell 267的温度下降可以从较低的半径开始。此外，文献中已经提出的Abell 267最近合并的存在可能会增加中心温度。非化石系统RXJ1720.1+2638实际上表现出一个冷的核心轮廓，但也有证据表明最近的合并已被报道。
2013-02-21 astro-ph.CO
Applications for edge detection techniques using Chandra and XMM-Newton data: galaxy clusters and beyond
钱德拉X射线天文台无与伦比的空间分辨率使高能天体物理学取得了许多突破。在这里，我们探讨高斯梯度幅度（GGM）过滤的X射线数据，这大大提高了清晰度的表面亮度边缘的X射线观测的应用，并在一定范围内的空间尺度的X射线表面亮度的梯度图。在星系团中，我们发现这种方法能够揭示Abell 2142和Abell 496冷锋背后的显著亚结构，可能是Kelvin Helmholtz不稳定性的结果。在Abell 2319和Abell 3667中，我们证明了GGM滤波器可以提供一种简单的方法来映射冷锋宽度和跳跃率沿冷锋长度的变化。我们目前的结果，从我们正在进行的计划分析钱德拉和XMM-牛顿档案与GGM过滤器。在英仙座星团中，我们发现了一个以前看不见的边缘，从核心向东约850 kpc，位于一个已知的大规模冷锋之外，这可能是一个弓形激波。在MKW 3中，我们发现从星系团核心开始出现不寻常的“V”形表面亮度增强，这可能与活动星系核喷流有关。在蟹状星云中，在环面的外部发现了一个新的移动特征，它以~0.1c的速度在天球平面上移动，并且比钱德拉以前看到的运动距离中央脉冲星更远。
2016-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The inverse iron-bias in action in Abell 2028
最近的工作的基础上的ICM属性的全球测量发现的证据增加的铁丰度的星系团与温度约2-4千电子伏。我们已经进行了研究的金属分布在附近的集群在这个温度范围内，旨在解决空间的ICM的金属含量。XMM对样本中的第一个天体Abell 2028星系团的观测揭示了该星系团在~ 300 kpc尺度上的复杂结构，显示了两个子星系团之间在"彗星“配置中的相互作用。我们发现，一个天真的一个组件适合核心的阿贝尔2028返回一个有偏见的高金属丰度。这是由于逆铁偏置，其与光谱中Fe-L和Fe-K发射线两者的存在无关，而是与拟合代码在成形一个温度分量的Fe-L络合物以调整到投影光谱的多温度结构中的行为有关。
2009-09-25 astro-ph.CO
Suzaku Constraints on the Soft and Hard Excess Emissions from Abell 2199
朱雀号在X射线中观测到附近的Abell~2199星系团（$z=0.03015$），每个星系团有5个点，每个点对应$\sim 20$ ks。根据XIS数据，温度和金属丰度分布被导出为$\sim 700$ kpc（维里半径的0.4倍）。这两个量从中心到外围以$\sim 2$的因子逐渐减少，而氧丰度趋于平坦。12'内的温度（$\sim 430$ kpc）为$\sim 4$ keV，0.5- 10 keV X射线光度积分到30'为$(2.9 \pm 0.1) \times 10^{44}$ erg s $^{-1}$，与以前的XMM-牛顿测量结果一致。高于此热发射，在低于$\sim 1$ keV的XIS范围内或高于$\sim 15$ keV的HXD-PIN范围内均未发现显著过量。假定0.2 keV热气体的发射测量的90%置信上限为（3.7- 7.5）$\times 10^{62}$ cm $^{-3}$ arcmin $^{-2}$，它比用XMM-Newton报告的检测严格3.7- 7.6倍。假设光子指数为2.0，任何幂律分量的20- 80 keV光度的90%置信上限为$1.8 \times 10^{43}$ erg s $^{-1}$。尽管该上限不排除BeppoSAX PDS可能检测到的2.1 $σ$，但如果两者都被视为上限，则其比PDS的检测严格2.1倍。没有检测到硬过量可以与漫射无线…
2009-11-27 astro-ph.CO
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
The Complex Structure of the Abell 548 - Abell 3367 Region
Physics Department, University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩分校物理系）
利用XMM和ROSAT的存档X射线数据研究阿贝尔548-阿贝尔3367区域的结构，发现该区域存在多个星系团和群，可能形成超星团，并识别出一条 filamentary 结构。
2026-04-30 astro-ph.CO
The spectacular cluster chain Abell 781 as observed with LOFAR, GMRT, and XMM-Newton
一些正在合并的星系团显示出与团内介质（ICM）有关的大尺度射电辐射的存在。这些同步辐射源一般分为射电晕和射电遗迹。虽然人们普遍认为合并在射电晕和遗迹的形成中起着至关重要的作用，但并不是所有的合并星团都显示出巨大的漫射射电源的存在，这提供了有关当前模型的重要信息。阿贝尔781复合体是一个壮观的系统，由天空中明显的星团链组成。它的主要组成部分正在经历合并，并拥有被归类为候选射电遗迹和有争议的射电晕的外围发射。我们使用新的低频ARay（LOFAR）在143 MHz的观测和档案巨米波射电望远镜（GMRT）在325和610 MHz的观测，研究无线电发射的非热成分的ICM的Abell 781。补充信息来自XMM-牛顿数据，这使我们能够研究与热发射及其复杂形态的联系。周边发射的起源仍然不确定。我们推测这与头-尾射电星系与激波的相互作用有关。然而，目前的数据只允许我们把这个假定激波的马赫数的上限定为$\mathcal{M} < 1.4$。相反，我们成功地观测到了Abell 781主星系团中的一个激波和两个冷锋的表面亮度和温度跳跃。他们的立场表明，合并涉及三个子结构。我们没有发现任何证据的无线电晕无论是在该系统的中心或在其他集群的链。我们把一个上限的弥漫性无线电发射在主集群的阿贝尔781是一个因素，2低于目前的无线电功率质量关系的巨型无线电晕。
2018-11-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Radio emission at the centre of the galaxy cluster Abell 3560: evidence for core sloshing?
在沙普利集中的星系团A3560的射电观测中，发现了与最亮的星系团成员有关的复杂的射电辐射，为了了解它的起源，我们用GMRT，VLA和ATCA在240和610 MHz，1.28，1.4，2.3，4.8和8.4 GHz，并对与BCG相关的无线电发射进行了详细的形态学和光谱研究。我们还用XMM-Newton和Chandra观测了这个团簇，并推导出了ICM的性质。哑铃型BCG的N-E核射电辐射显示了一个活跃的射电星系，加上年龄较大的弥散辐射，目前还没有翻新。我们的钱德拉数据显示，BCG的放射性活跃的核有扩展的X射线发射，我们将其归类为低光度日冕。XMM-牛顿亮度的残留图像显示了螺旋状特征的存在，我们将其解释为气体晃动的特征。在表面亮度残差图和XMM-牛顿温度分析中，子组的存在是清楚的。光学2D分析显示A3560的子结构。在X射线子群的位置发现了一个星系团，另一个星系团位于星系团核心的南部，靠近螺旋状特征。射电辐射的老化部分紧密遵循X射线剩余亮度分布的螺旋模式，而两个活跃的射电瓣则向完全不同的方向弯曲。我们的结论是，复杂的无线电发射与集群BCG是一个轻微的合并事件在A3560的结果。在ICM中，晃动运动强烈地影响着老化后的漫射辐射。另一方面，弯曲的喷流和目前的射电活动星系核活动的叶可能反映了一个复杂的气体速度场在最里面的集群区域和/或晃动引起的振荡的cD星系的运动。
2013-08-05 astro-ph.CO
Combined LOFAR-uGMRT analysis of the diffuse radio emission in the massive clusters Abell 773 and Abell 1351
Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) - Istituto di Radioastronomia (IRA)（意大利国家天体物理研究所-射电天文研究所）；Dipartimento di Fisica e Astronomia (DIFA), Università di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；Istituto Nazionale di Astrofisica – Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica (IASF)（意大利国家天体物理研究所-空间天体物理学与宇宙物理学研究所）；University of Kashmir（克什米尔大学）；Hamburger Sternwarte, Universität Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）
研究阿贝尔773和阿贝尔1351团簇中弥散无线电发射的谱特性及热非热成分关联，结合LOFAR和uGMRT观测数据，发现两者均存在扩展至2 Mpc的无线电晕。
2026-01-19 astro-ph.CO
Measuring bulk flows of the intracluster medium in the Perseus and Coma galaxy clusters using XMM-Newton
我们展示了一种新的技术，用于校准的XMM EPIC-PN探测器的能量尺度，这使我们能够测量大量的流量在集群内介质（ICM）的英仙座和后发座集群。该程序使用所有观测中存在的仪器线，特别是Cu-Ka。通过研究它们的空间和时间变化，除了结合校准观测外，我们还将Fe-K线的绝对能量标度改进到优于150 km/s，这比标称精度550 km/s有了很大的提高。然后，我们映射了大部分的中央1200和800千秒差距的英仙座和后发座，分别在空间区域下降到65和140千秒差距大小的大部分运动。我们通过将我们的测量结果与Hitomi在Perseus中发现的重叠区域进行比较来交叉检查我们的程序，发现一致的结果。对于英仙座来说，在核心以东250 kpc处，LoS速度增加了480+-210 km/s（1 sigma）。该区域与冷锋有关，为ICM在势阱中晃动提供了直接证据。假设整体运动的内禀分布为高斯分布，则其宽度为214 ± 85 km/s，不包括系统性。去除晃动区域，这被减少到20-150 km/s，这与未受干扰区域中的Hitomi线宽测量的幅度相似。在后发座中，ICM的视线速度在两个中央星系的速度之间变化。气体速度和金属丰度的地图提供了后发座合并历史的线索，星系团核心北部和东部的物质速度与NGC 4874相似，而南部和西部的物质速度接近NGC 4889。我们的研究结果突出了合并系统之间的差异，如昏迷，我们…
2019-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unveiling Chemical Enrichment in the Abell 2029 Core with XRISM, XMM-Newton, and Chandra
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Arkansas（阿肯色大学）；University of Waterloo（滑铁卢大学）；The University of Alabama in Huntsville（亨茨维尔阿拉巴马大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；University of Chicago（芝加哥大学）；Nara Women's University（奈良女子大学）
利用XRISM、XMM-Newton和Chandra观测揭示阿贝尔2029核心的化学丰度模式，发现其最佳由低金属licity前体和双简并Ia型超新星模型组合解释，并发现钙丰度异常。
2025-11-19 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
SuperModel Analysis of Abell 1246 and J255: on the Evolution of Galaxy Clusters from High to Low Entropy States
利用我们的基于熵的超模型，对两个星系团Abell 1246和GMBCG J255.34805+64.23661（J255）的高质量X射线观测数据进行了维里半径分析。对于Abell 1246，我们发现团内介质（ICM）的球平均熵分布逐渐向外扩展，并且需要占总数约20%的非热压力分量来支持外围的流体静力平衡;我们还估计了ICM聚集因子的适度值C~1.6。这些发现与先前对其他冷核松弛星系团的分析一致，并进一步支持Lapi等人（2010）的观点，即熵变平、非热压力分量的发展以及ICM性质的方位角变化与边界激波减弱有关。在这种情况下，星系团在整个过程中都处于高熵状态，并且预计在类似的时间尺度上，由于冷却，在中心和由于减弱的冲击，在外围都将发展成低熵状态。然而，对J255的分析证明了这样一个典型的进化过程是如何被合并打断甚至逆转的，特别是在中等红移，正如Cavaliere等人（2011 b）所预测的那样。事实上，合并已经恢复了这个星系团在z~0.45处的ICM，在外围重新建立了一个高熵状态，同时保持完整或仅部分删除了中心的低熵，冷核心。
2014-12-15 astro-ph.CO
Buoyant Bubbles in Intracluster Gas: Effects of Magnetic Fields and Anisotropic Viscosity
钱德拉和XMM-牛顿最近的观测表明，在星系团的核心存在复杂的结构，如空腔和细丝。一个合理的模型是射电喷流与团内介质（ICM）的相互作用。为了研究这个想法，我们使用三维磁流体动力学模拟，包括各向异性（Braginskii）粘度研究磁场的演变和形态的ICM中的浮力气泡的效果。我们调查了一系列不同的初始磁场的几何形状和强度，并研究所得到的X射线表面亮度分布的比较观察到的集群。磁张力和沿场线的粘性输运倾向于抑制平行于场线的不稳定性，但不垂直于场线。因此，气泡的演化强烈依赖于初始场的几何形状。我们发现环形场回路最初局限于内部的气泡是最好的能够再现所观察到的腔结构。
2009-09-24 astro-ph.CO
The Onset of Feedback in Abell 1885: Evidence for Large-Scale Quenching Despite a Young Central AGN
本文利用 Chandra 及多波段数据研究 Abell 1885，发现其虽拥有处于早期快速吸积阶段的年轻中央活动星系核，但大尺度冷却已被强烈抑制，据此提出星系团中活动星系核反馈存在小尺度供给与大尺度能量耗散两个分离的时间尺度，支持湍流混合而非激波耗散模型。
2025-06-03 astro-ph.CO
CHEX-MATE: Multi-probe analysis of Abell 1689
本研究通过联合弱透镜、X射线和SZ观测构建多探针模型，应用于Abell 1689，考虑视线伸长和非热压支持，得到更现实的浓度c200~7，为暗物质研究提供新方法。
2025-03-28 astro-ph.CO
Using head-tail galaxies to constrain the intracluster magnetic field: an in-depth study of PKS J0334-3900
本文对位于Abell 3135中心的射电星系PKS J 0334 -3900进行了多波长研究。光谱偏振射电观测结合光谱光学和X射线数据来说明使用的头-尾射电星系，以揭示集群内介质的属性。ATCA观测在1.4，2.5，4.6和8.6 GHz的形态和光谱指数给出的物理参数，以约束星系的动力学历史的详细分析。使用这些约束条件，我们产生的PKS J 0334 -3900的模拟。我们发现，这种头-尾形态可以通过结合轨道运动，由于一个双同伴和相对运动通过ICM。本文给出了A3135的新的Chandra象，从中我们得到了团簇电子密度n_（e，0）=（1.06 +/- 0.11 x 10^（-3）cm^（-3）），全球温度为2.4 ^（+0.51）_（-0.38）keV，PKS J 0334 -3900的射电喷流功率下限为1.6 x 10^（44）erg/s。根据现有光谱数据对星系团的新红移分析显示，A3135由0.058 < z < 0.066的星系组成，并给出了一个新的平均星系团红移为0.06228 +/- 0.00015。我们还发现了0.066 < z < 0.070之间的背景亚组。使用Abell 3135的斯托克斯Q和U数据来获得沿PKS J 0334 -3900的视线的旋转测量值。使用我们的模拟，我们能够推断出喷气机之间的距离为154 +/- 16千秒差距，这与喷气机之间的旋转测量的差异…
2013-04-05 astro-ph.CO
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
