Statistics of Substructures in Dark Matter Haloes
我们研究的数量和分布的暗物质子结构内的暗物质晕，使用大量的高分辨率模拟范围从组大小到集群大小的晕，并进行我们的宇宙学模型与WMAP 7年的数据一致。特别是，我们研究了子晕的测量特性如何作为母晕质量、母晕物理特性和红移的函数而变化。子结构中晕质量的分数随着质量的增加而增加。然而，有一个非常大的晕到晕的散射，只能部分地解释晕的物理性质，如浓度的范围。在给定的晕质量，浓度较低的晕包含显着较大的分数的质量在子结构，因为潮汐破坏的强度降低。大部分的子结构质量位于母晕的外围，在相对较少的大规模subhaloes。这种质量分离似乎随着红移的增加而变得更强，并且应该反映在不同宇宙时代的星系人口中更显着的质量分离。当晕被吸积到较大的结构上时，它们的质量会因潮汐剥离而显著减少。在吸积时质量更大的晕（它们应该拥有更明亮的星系）由于动力学摩擦而在更短的时间尺度上更靠近中心，因此遭受更显著的剥离。晕合并率强烈地依赖于环境与子结构在更大规模的晕遭受更重要的合并比他们的同行居住在不太大规模的系统。这应该转化为不同质量的晕的不同形态组合。
2011-11-08 astro-ph.CO
Inside a Beehive: the Multiple Merging Processes in the Galaxy Cluster Abell 2142
为了研究星系团A2142的动力学，我们编制了一个包含2239个光谱红移源的扩展星表，其中包括237个新测量的红移，距离星系团中心30弧分以内。与$σ$ -高原算法从焦散线方法，我们确定了868名成员和一些子结构的星系分布都在郊区，到$\sim$ 3.5兆秒差距的集群中心，并在中心区域。在外围，一个子结构与先前在X射线波段发现的一团下落的气体重叠。这些子结构表明，存在多个小合并，这是负责复杂的动态A2142，和最近或正在进行的重大合并的情况下。我们发现，星系团核心和几个子结构中的星系分布与从弱透镜信号推断的质量分布一致。此外，我们使用空间分辨X射线光谱测量不同区域的红移内的集群介质$\sim$ 3弧分从集群中心。我们发现在前面的分析中确定的两个X射线冷锋附近的气体环和测量的速度大于集群平均速度的$810 \pm 330 {\rm km s^{-1}}$环。我们的分析表明，存在另一个环围绕核心，其速度是$660 \pm 300 {\rm km s^{-1}}$大于集群速度。这些X射线特征与任何光学子结构无关，并且支持先前工作中提出的核心晃动情况。
2018-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
SuperModel Predictions in the Outskirts of the Galaxy Cluster Zwicky 3146
松弛的星系团Zwicky 3146通过SuperModel进行分析，该工具自2009年以来已经在许多星系团上进行了测试。特别是，这种分析集中在集群内的介质X射线温度数据测量的XMM-牛顿高达r_{500}。先前的分析是基于Sunyaev-Zeldovich效应压力数据得出的温度分布。气体质量分数f_{gas}是从由此产生的超级模型温度分布外推到维里半径R获得的，这与朱雀观测到的陡峭温度分布一致，并从XMM-牛顿观测到的气体密度分布获得。f_{gas}与普适值之间的比较表明，在星团外围存在非热压力分量p_{nth}。超级模型分析显示，p_{nth}与总压力的比值α（R）（约50%）大于模拟发现的值，突出了气体密度分布中可能存在吸积子结构和不均匀性。一旦该曲线被校正成块，则p_{nth}的水平显著降低。然而，在星系团Zwicky 3146的外围仍然存在着显著的湍流（α（R）约为20%）和熵变平。
2020-03-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Kinematic Evidence for Halo Substructure in Spiral Galaxies
本文介绍了对两个旋涡星系M83（NGC 5236）和M94（NGC 4736）外围行星状星云的运动学研究结果。我们发现，在星系的内部区域，垂直速度色散（sigma_z）与光指数下降，如预期的恒定的质光比，恒定厚度的磁盘。然而，从四个光学尺度长度开始，sigma_z渐近线大约在20 km/s。我们的分析也发现了在外部区域，特别是在M94中有显著耀斑的证据。这些意见是在很好的协议与来自模型的磁盘加热晕子结构的预测，并展示了如何在外部磁盘的螺旋运动调查可以用来测试层次模型的星系形成。
2009-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
GHOSTS - Bulges, Halos, and the Resolved Stellar Outskirts of Massive Disk Galaxies
我们的GHOSTS巡天测量了14个邻近盘状星系的恒星包络特性，通过使用HST/ACS&WFPC2对它们的分辨恒星星族进行成像。样本中的大部分大质量星系（Vrot >200 km/s）具有非常扩展的恒星包层，在外部区域具有Sersic定律轮廓或μ（r）~r^-2.5幂律轮廓。对于这些大质量星系，我们可以用同一个Sersic轮廓拟合出30 kpc的中心球光和外晕，轮廓的恒星表面密度与哈勃类型和球盘比相关。这表明，中央隆起和内晕是在同一过程中形成的。较小的星系（Vrot ~100 km/s）有更小的恒星包层，但根据几何形状，它们仍然可能比分层星系形成模型中的卫星残骸更明亮。或者，它们可以通过小的暗物质子晕的轰击通过盘加热而产生。我们拟合的晕是高度平坦的，具有较小轴与较大轴的比率c/a=0.6。晕圈比分层模型预测更紧凑。在30 kpc以下，晕的金属丰度梯度很小，大质量星系的[Fe/H]为-0.8。我们在许多星系中发现了晕子结构的迹象，但有些晕似乎非常光滑。
2009-04-17 astro-ph.CO
The origin of ICM enrichment in the outskirts of present-day galaxy clusters from cosmological hydrodynamical simulations
附近星系团外围的星系团内介质（ICM）富集水平的均匀性表明，在团簇形成之前，化学元素就已经沉积并广泛扩散到星系际介质中。这一观测证据得到了宇宙学流体动力学模拟的数值结果的支持，如Biffi et al.（2017）所述，包括来自活动星系核的热反馈效应。在这里，我们进一步调查这一图片，通过追溯时间的空间起源和金属丰度演化的气体居住在z=0的模拟星系团的外围。在这些区域，我们发现铁丰度的大分布，包括高度富集气体的成分，已经存在于z=2。在z>1时，现在外围的气体分布在主星团数十维里半径的范围内，并且已经在高红移晕中富集。在z=2时，z=0时最富铁的气体中约有40%没有存在于该地区任何质量超过1 e11 Msun/h的晕中，但其平均铁丰度已经是0.4，w.r.t.。Anders & Grevesse（1989）的太阳值。这证实了ICM在现今星系团外围的原位富集并没有发挥重要作用，其均匀的金属丰度是低金属丰度和预富集（z>2）气体从扩散组分和通过合并子结构吸积的结果。这些发现不依赖于集群的质量，也不依赖于其核心属性。
2018-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Sloan Great Wall. Rich clusters
本文给出了斯隆长城三个不同超星系团中十个富星系团的亚结构和星系含量的研究结果。我们确定的子结构在集群中使用的'M'包从'R'的统计环境和分析其星系的内容。分析了星系团中星系的特有速度分布，计算了第一星系团的特有速度。我们发现，在我们的样本中的集群有一个以上的组件，在一些集群不同的组件也有不同的星系内容。我们发现，在某些具有亚结构的星系团中，一级星系的奇异速度很大。我们样本中的所有星系团都是明亮的红色星系。它们既存在于星系团的中心区域，也存在于星系团的外围区域，其中有些星系团具有较大的奇特速度。星系团中大约1/3的红色星系是螺旋星系。在大多数星团中，红色椭圆星系的颜色散射比红色螺旋星系的颜色散射大。在丰富的集群，可能的合并和陷落的迹象，以及大的奇特的速度排名第一的星系的子结构的存在表明，在我们的样本中的集群还没有维里化。我们提出了合并树的暗物质晕在N体模拟，以证明当今的暗物质晕的形成，通过在其演变过程中的多次合并。在模拟的暗物质晕中，我们发现了一个类似于观察到的星系团的子结构。
2010-07-27 astro-ph.CO
VLT adaptive optics search for luminous substructures in the lens galaxy towards SDSS J0924+0219
类星体影像间的异常流量比被怀疑是由透镜星系的子结构所造成。我们提出了新的深度和高分辨率的H和Ks的强透镜类星体SDSS J 0924 +0219使用ESO VLT与自适应光学和激光导星系统获得的图像。SDSS J 0924 +0219特别有趣，因为观测到的类星体图像之间的通量比与光滑质量模型的预测大相径庭。通过自适应光学观测，我们发现了一个发光的天体L，它位于透镜星系以北约0.3”处，但我们表明它不能对异常的流量比负责。在F814 W滤镜下的HST/ACS存档图像中可以看到L天体以及透镜星系向南的发光延伸。这表明L是透镜星系中棒的一部分，这也被透镜星系的光剖面中存在的重要盘组成部分所支持。最后，我们没有找到任何其他发光的子结构，可以解释类星体图像的流量比的证据。然而，由于通量比异常随时间（~ 7年）的持续性，微透镜和毫透镜的组合是观测的最佳解释。
2011-09-29 astro-ph.CO
Entropy Flattening, Gas Clumping and Turbulence in Galaxy Clusters
一些物理过程和形成事件，预计在集群的外围，一个广大的地区，到目前为止，基本上没有覆盖的观测。最近的朱雀（X射线）和普朗克（Sunayev-Zeldovich效应）观测到的维里半径在这些外围区域突出了一个相当急剧下降的团内气体温度，与理论预期的幂律增加相反的熵平坦化，甚至在一些松弛的星系团中流体静力平衡的破坏，从几个CMB实验测量的宇宙值以上的导出气体质量分数，总X射线质量低于弱透镜质量测定值。在这里，我们提出了四个集群（A1795，A2029，A2204和A133）的超级模型，其中包括一个非热的压力分量，由于湍流，以维持流体静力平衡，也在集群的郊区的分析。通过这种方式，我们获得了总X射线质量和气体质量分数的正确测定;这反过来又允许确定气体聚集的水平，这可能会影响朱雀观测报告的熵分布的形状。我们的结论是，气体聚集的作用是非常边际和观察到的熵平坦化是由于在集群外围的非引力效应所造成的温度的快速递减。此外，我们表明，从ROSAT和普朗克数据的X射线/SZ联合分析，在最近的一些调查中进行的，是不足以区分幂律增加和平坦的熵。
2014-01-14 astro-ph.CO
The vast thin plane of M31 co-rotating dwarfs: an additional fossil signature of the M31 merger and of its considerable impact in the whole Local Group
Ibata等人（2013）最近发现M31周围有一个巨大的薄卫星盘（VTDS），这为理解本星系群的性质提出了新的挑战。这是除了麦哲伦云（MC）意外接近银河系（MW）和另一个巨大的极地结构（VPOS），这几乎是垂直于我们的银河系盘。我们发现VTDS平面与M31外围的几个恒星潮汐流重合，其速度分布与巨星流（GS）的速度分布一致。这暗示了一种共同的物理机制，可能与合并潮汐相互作用有关，知道类似的论点可能适用于MW位置的VPOS。此外，VTDS指向MW，与VPOS一样几乎垂直于MW盘。我们比较这些属性的建模M31作为一个古老的，富含气体的主要合并，已成功地用于预测M31子结构和GS的起源。我们发现，没有微调，诱导的潮汐尾巴躺在VTDS平面，提供了一个单一的和共同的起源，许多恒星流和巨大的恒星结构周围的MW和M31。该模型还相当准确地再现VTDS dSphs的位置和速度。我们的推测导致了对本星系群过去历史的一种新的解释，因为由于M31古老的合并而产生的巨大的潮汐尾预计将向MW发送物质，包括MC。M31和MW之间的这种联系预计是非常特殊的，尽管它可能与附近星系中MW-MCs系统的稀有性报告定性一致。
2013-03-13 astro-ph.CO
Stellar population and the origin of intra-cluster stars around brightest cluster galaxies: the case of NGC 3311
上下文我们研究了最亮星系团周围的恒星星族和漫射光的起源。目标。我们研究了长蛇座I星系团中最亮的星系NGC 3311的动态热恒星晕的恒星星族，以及漫射光下光度亚结构的恒星族，以限制这些成分的起源。方法.我们分析了甚大望远镜FORS 2在4800-5800埃波长范围内获得的中分辨率长缝光谱中的吸收线。我们测量了从NGC 3311中心到20 kpc的Lick指数的等效宽度，并将它们与解释[alpha/Fe]过剩的恒星星族模型拟合。结果在NGC 3311的动态热晕中的恒星是老的（年龄> 13 Gyr），贫金属（[Z/H] ~ -0.35），α增强（[α/Fe] ~ 0.48）。加上高速色散，这些测量结果表明，晕中的恒星是从其他早期类型星系的外围吸积而来的，可能有矮星系的贡献。我们在NGC 3311的晕中发现了一个与光度结构相关的区域，在这个区域中，恒星星族甚至更贫金属（[Z/H] ~ -0.73）。在这个区域，我们的测量结果与沿着视线叠加的复合恒星星族一致，由NGC 3311动态热晕中的恒星和从矮星系剥离的恒星组成。后一种成分对局部表面亮度的贡献< 28%。结论. NGC 3311周围的漫射光正在积聚。根据观测到的恒星星族特性，这些恒星的主要部分可能来自明亮的早型星系的外围，而来自剥离矮星系的恒星目前正在增加。
2011-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Substructure Detection in Realistic Strong Lensing Systems with Machine Learning
本研究利用UNet图像分割架构在含真实光源、透镜体和噪声的模拟强引力透镜数据集上探测暗物质子结构，在10%假阳性率下对特定质量高浓度子晕的真阳性率达71%，但无法探测ΛCDM预期的低浓度子晕。
2024-01-29 astro-ph.CO astro-ph.IM physics.data-an
Tomography of stellar halos: what does anisotropy in a stellar halo tell us?
银河系的恒星晕被认为是一个高亮度的结构，这是由于存在潮汐碎片和来自卫星星系的吸积流。这些子结构的丰度和分布可以为银河系的组装历史提供丰富的信息。我们使用一些信息理论的措施，研究在一组银河系大小的恒星晕的布洛克和约翰斯顿套件的模拟，使用混合的方法耦合半解析和N-体技术的各向异性。我们的分析表明，在每个恒星晕的整个天空的各向异性增加与距离其中心，并最终高原超过一定的半径。所有的恒星晕在半径为$\sim 50$ kpc的范围内都具有非常光滑的结构，而在外围具有高度各向异性的结构。在给定半径处，在固定极角或方位角处的各向异性具有两个不同的分量：（i）近似各向同性分量和（ii）在小空间尺度上具有大密度波动的分量。我们删除的子结构和任何非球形形状的晕随机化的极坐标和方位角坐标的恒星粒子，同时保持其径向距离固定的贡献。我们观察到，各向异性的波动部分被完全消除，并且各向异性的近似均匀的分量在球化后显著减少。原始晕和它们的球形化版本之间的比较表明，近似均匀的各向异性部分源于离散噪声和晕的非球形形状，而子结构有助于波动部分。我们表明，这种各向异性之间的区别有可能约束的形状的恒星晕及其子结构。
2022-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way's stellar streams and globular clusters do not align in a Vast Polar Structure
越来越多的证据表明，银河系的卫星星系中有相当一部分是在旋转支撑的卫星平面上排列的，这在星系形成的宇宙学模拟中是罕见的。有人认为银河系的其他子结构（即年轻的晕球状星团和恒星/气体流）同样倾向于与这个平面对齐，因此被称为巨大的极地结构（VPOS）。利用从盖亚数据推断的系统自行，我们发现，球状星团轨道极点不聚集在VPOS方向，虽然人口与最高的VPOS成员分数是年轻的晕星系团（~30%）。我们还提供了一个当前的恒星流普查，包括新的流发现使用暗能量调查和盖亚数据集，并发现恒星流法线也没有聚集在VPOS正常的方向。我们还发现，基于轨道模型，NGC 3201和Gjöll恒星流之间可能存在关联，并且基于其轨道极，NGC 4147可能不是人马座球状星团。银河系的吸积球状星团和流并不像它的卫星一样排列在同一个平面上，这表明卫星的平面要么是一个特别稳定的轨道结构，要么是一群最近吸积的卫星。根据最近的其他研究，这两种解释都不太可能，使得卫星平面问题成为星系形成和宇宙学中更重要的开放问题之一。
2020-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The unrelaxed dynamical structure of the galaxy cluster Abell 85
首次利用光学光谱和X射线光谱相结合的方法研究了距离中心$r_{500}\sim 600h^{-1}$ ~kpc的星系团中心区的动力学。我们使用（1）焦散技术，确定集群的子结构和它们的星系成员的光谱数据，和（2）的X射线红移拟合程序，估计红移分布的集群内介质（ICM）。我们使用的空间和红移分布的星系和X射线发射气体相关联的光学子结构的X射线区域。当我们将这种方法应用于Abell 85（A85）时，我们的分析显示出A85的复杂动力学结构：一个红移为$z=0.0509 \pm 0.0021$的星系群沿着视线穿过星系团中心，并拖曳着部分存在于星系团核心的ICM;在红移$z=0.0547 \pm 0.0022$和$z=0.0570 \pm 0.0020$处的两个另外的基团，以相反的方向穿过星团，几乎垂直于视线，并大大扰乱了ICM的动态。在A85外围的另一个群，在红移$z=0.0561 \pm 0.0023$处，与X射线发射的第二个峰有关，在红移$z=0.0583^{+0.0039}_{-0.0047}$处。虽然我们对A85的分析和结果需要通过高分辨率光谱来证实，但它们证明了我们的新方法如何成为一种强大的工具，通过揭示其中心和周围结构来限制星系团的形成历史。
2016-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The VPOS: a vast polar structure of satellite galaxies, globular clusters and streams around the Milky Way
长期以来，人们一直认为银河系的卫星星系具有显著的相空间相关性，它们分布在一个高度倾斜的圆盘状星系中。我们首次分析了恒星流和气体流的方向以及球状星团在MW晕中的分布，从而扩展了以往对DoS的研究。结果表明，被归类为年轻晕团（YH GC）的MW球状星团的空间分布与DoS非常相似，而14个分析流中有7个与DoS一致。当假设各向同性时，发现所观察到的流聚集的概率仅为0.3%。因此，MW被一个巨大的极地结构（VPOS）的子系统（卫星星系，球状星团和流）所包围，从银河系中心的距离小到10 kpc到250 kpc。这些发现表明，一个接近各向同性的宇宙学子结构组件的下落到MW基本上被排除，因为大量的下落物体将不得不高度相关，在一定程度上不自然的暗物质子结构。大多数卫星、溪流和YH GC必须形成一个相关的种群。这在由相互作用的星系排出的物质组成的潮汐尾中是可能的。我们讨论了潮汐的情况下形成的VPOS，包括成功和可能的挑战。MW卫星是潮汐矮星系的潜在后果是严重的。如果所有的卫星星系和银河星系都是在年轻的MW和另一个富含气体的星系在大约10-11 Gyr前相遇时形成的，那么MW就没有任何发光的暗物质子结构，卫星失踪的问题就成为标准宇宙学模型的灾难性失败。
2012-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving galaxy cluster gas properties at z~1 with XMM-Newton and Chandra
我们提出了一个试点的X射线研究的五个最大的质量（$M_{500}>5 \times 10^{14} M_{\odot}$），遥远的（z~1），星系团通过Sunyaev-Zeldovich效应检测。我们通过利用XMM的吞吐量来获得空间分辨光谱，并利用Chandra的空间分辨率来探测明亮的内部部分并检测嵌入的点源，从而最佳地结合了XMM-Newton和Chandra X射线观测。利用良好的协议在通量相关的测量，我们提出了一种新的方法来获得密度分布，约束在中心的钱德拉和在郊区的XMM。我们发现，Chandra-XMM组合是基本的形态分析在这些红移，钱德拉分辨率被要求删除点源污染，和XMM灵敏度允许更高的显着性检测微弱的子结构。样本主要是由动态扰动对象。我们使用相结合的Chandra-XMM密度分布和空间分辨的温度分布调查热力学量，包括熵和压力。从比较缩放的配置文件与本地REXCESS样本，我们发现没有显着偏离标准的自相似演化，在分散体内，在任何半径，除了超过0.7 $R_{500}$的熵。重子质量分数趋向于宇宙值，对质量的依赖性比在局域宇宙中观察到的要弱。我们比较从数值模拟的预测。目前的试点研究表明，通过结合XMM和钱德拉观测，在高红移的单个对象的空间分辨分析的实用性和可行性。对更大样本的观测将使我们能够进行更全面的统计分析，特别是对星团总体结构和尺度特性的内在分散性进行分析。（节略）
2016-11-25 astro-ph.CO
The stripping of a galaxy group diving into the massive cluster A2142
当前宇宙的结构形成是通过群体尺度系统在大质量星系团上的吸积来实现的。探测和研究这种吸积系统对于理解我们今天看到的最大规模维里化结构的形成至关重要。我们报告了用XMM-牛顿在大质量星系团Abell 2142外围发现的不规则X射线亚结构。X射线发射的尖端与星系的聚集相吻合。这个子结构的大部分X射线辐射似乎落后于星系，并在至少800 kpc的投影尺度上延伸。这个区域的气体温度为1.4 keV，比周围的介质低约4倍，是质量只有几个10^13 M_sun的星系群中维里化等离子体的典型特征。基于这个原因，我们将这种结构解释为一个星系群在被吸积到主暗物质晕上的过程中。这个星系群后面的X射线结构是由于气体在穿过星系团内介质（ICM）时从其原始的暗物质晕中剥离出来的结果。这是迄今为止报道的最长的X射线轨迹。对于约1，200 km s-1的下落速度，我们估计剥离气体在热ICM存在下至少存活了6亿年，这超过了介质中斯皮策传导时间尺度的400倍。这种强烈的抑制电导率可能与一个纠缠的磁场具有小的相干长度和等离子体微不稳定性。低熵群内介质的长生存时间表明，下落的物质最终可以在主星系团的核心内定居。
2014-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Outer Halo of the Nearest Giant Elliptical: A VLT/VIMOS Survey of the Resolved Stellar Populations in Centaurus A to 85 kpc
我们提出了第一次深入调查解决恒星星族在遥远的外晕我们最近的巨型椭圆（gE），半人马座A（D=3.8 Mpc）。利用VIMOS/VLT光学相机，在投影椭圆半径约30-85 kpc（对应于约5-14 R_{eff}）处，获得了沿长轴和短轴的四个视场的深测光。我们使用解析的恒星计数来映射红巨星分支（RGB）恒星的空间和颜色分布，直到RGB尖端以下2个星等。我们探测到一个扩展的晕到最远的椭圆半径探测（~85千秒差距或~14 R_{eff}），证明了这个系统的巨大范围。我们检测到一个本地化的子结构在这些部分，可见（旧）RGB和（中间年龄）发光的渐近巨星分支恒星，有一些证据表明，外晕变得更加椭圆形，并有一个浅的表面亮度剖面。我们推导了晕RGB星的光度金属丰度分布函数，发现相对较高的中值金属丰度值（[Fe/H]_{med} -0.9 to -1.0 dex），在我们的测量范围内随半径变化很小。经测量，径向金属丰度梯度约为-0.002至-0.004 dex/kpc，贫金属恒星（定义为[Fe/H]<-1.0）的比例在所有半径范围内约为40-50%。我们讨论了这些发现的背景下，星系形成模型的建设GE晕。
2013-03-19 astro-ph.CO
A Deep, Wide-Field Study of Holmberg II with Suprime-Cam: Evidence for Ram Pressure Stripping
我们提出了一个深，宽视场的光学研究的M81群矮星系Holmberg II（HoII）的基础上斯巴鲁/Suprime-Cam成像。单个恒星的分辨率可低至I~25.2，即在红巨星分支（RGB）尖端以下约1.5等。我们利用星系外围分辨出的恒星计数测量了径向表面亮度剖面，其亮度低至μ V~32 mag arcsec^-2，由此我们确定了投影的指数标度长度为0.70“+-0.01”（即0.69+-0.01 kpc）。从取芯中心向外到R= 7 '的合成轮廓与EFF轮廓的拟合最好，EFF轮廓给出的半光半径为1.41'+-0.04'（即1.39+-0.04kpc），绝对星等M_V=-16.3。HoII的低表面亮度恒星成分是规则和对称的，其范围远小于它所嵌入的巨大HI云。我们比较了年轻、中等年龄和年老的恒星星族的空间分布，发现年老的RGB恒星比年轻的恒星星族更集中，这与在本地宇宙的大多数矮星系中观察到的相反。我们讨论了这些属性的背景下，彗星般的HI气体分布在HoII周围，并认为在HoII附近的热群内介质的存在，以解释对比的气体和恒星的形态。
2012-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffuse radio emission in MACS J0025.4$-$1222: the effect of a major merger on bulk separation of ICM components
星系团的合并是宇宙中最具活力的事件之一。这些事件对星系团内的介质有着重大的影响，沉积了大量的能量-通常以冲击的形式-以及严重影响组成星系群的性质。许多星团都被证明拥有大规模的弥漫性射电辐射，被称为射电晕和遗迹。这些来源是由于电子（再）加速在集群规模的磁场，虽然这发生的过程仍然知之甚少。我们提出了新的，深射电观测的高红移星系团MACS J0025.4 $-$ 1222，在325 MHz的GMRT，以及新的分析所有档案$Chandra$ X射线观测。我们的目标是调查潜在的弥漫性无线电发射和分类的无线电人口的这个集群，这只覆盖了以前的浅层无线电调查。我们通过结合紫外线衰减和减去紧凑的源人口产生低分辨率地图的MACS J0025.4 $-$ 1222。径向表面亮度和质量分布来自$Chandra$数据。我们还得到了ICM温度的二维地图。在MACS J0025.4 $-$ 1222中首次探测到了两个线性尺度为几百千秒差距的弥散射电辐射源。考虑到星系团的红移和假设的宇宙学，这些来源似乎与射电遗迹功率标度关系的既定趋势一致。X射线温度图提供了不对称温度分布的证据，并初步确定了与一个遗迹相关的温度跃变。我们将这个星团中的一对弥散射电源归类为一对射电遗迹，因为它们与标度关系、朝向星团外围的位置以及可用的X射线数据保持一致。
2016-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intracluster globular clusters as tracers of the mass assembly of the Hydra I galaxy cluster
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Universitätssternwarte der Ludwig-Maximilians Universität（路德维希-马克西米利安大学大学天文台）；INAF – Astronomical Observatory of Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；INAF – Astronomical Observatory of Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；Gran Sasso Science Institute（格兰萨索科学研究所）
研究利用VLT/FORS成像分析海德拉I星系团内的球状星团分布，发现红光星团集中在核心大星系周围，而蓝光星团分布更广且与X射线气体次峰吻合，揭示了星系团质量组装的结构特征。
2026-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
