Forty-Seven Milky Way-Sized, Extremely Diffuse Galaxies in the Coma Cluster
我们报告了47个低表面亮度物体的发现，在一个3 × 3度的领域集中在后发座星系团的深度图像，获得与蜻蜓长焦阵列。这些天体的中心表面亮度mu（g，0）范围为24 - 26 mag/arcsec ^[2]，有效半径r_e = 3”-10”，这是从加拿大-法国-夏威夷望远镜的存档图像中测得的。从它们的空间分布，我们推断大多数或所有的物体都是后发座星系团中的星系。这个相对较大的距离令人惊讶，因为它意味着星系非常大：r_e = 1.5 - 4.6 kpc，它们的大小与L* 星系相似，尽管它们的恒星质量中值只有~6 x 10^7太阳质量。星系相对红色和圆形，= <g-i>0.8和<b/a> = 0.74。47个星系中的一个偶然地被哈勃太空望远镜ACS的观测所覆盖。ACS成像显示了一个大的球状物体，其中心表面亮度mu（g，0）= 25.8 mag/arcsec ^2，Sersic指数n=0.6，有效半径为7”，相当于后发座距离处的3.4 kpc。这个星系没有被分解成恒星，这与对后发座星系团物体的预期一致。我们推测UDG可能在早期就失去了气体供应，可能导致非常高的暗物质分数。
2015-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffuse Light in Galaxy Clusters
现在已经在附近和中等红移的星系团中观测到了弥散的团内光（ICL）。在室女座星团和后发座星团中探测到了单个的星团内恒星，并获得了第一个色星等图和速度测量值。最近的研究表明，ICL占星团中恒星质量的10%，甚至可能高达30%，但在一些密集和丰富的星团如后发座的核心，局部ICL分数可高达40%-50%。从ICL中我们能学到什么关于星系团的形成和星系团的演化？ICL是如何以及何时形成的？它与中央最亮的星系团有什么联系？宇宙学N体和流体动力学模拟开始对ICL的运动学和起源做出预测。ICL追踪了稠密环境中重子结构的演化，因此可以用来限制宇宙学模拟中最不确定的一些方面，例如恒星形成的建模和星系中重子成分的质量分布。
2010-01-20 astro-ph.CO
Are Over-massive Haloes of Ultra Diffuse Galaxies Consistent with Extended MOND?
基于扩展修正牛顿动力学（EMOND）模型，对后发座星系团超扩散星系（UDG）进行了模拟，旨在解释在这些星系团中观测到的大的类暗物质效应.我们首先建立了一个模型的后发座星系团的EMOND的背景下，使用气体和星系的质量配置文件的文献。然后假设UDG的动力学质量满足其他椭圆星系的基本流形，并且UDG的恒星质光比与它们的颜色相匹配，我们可以通过比较UDG重子质量的两个预测来验证EMOND公式。我们发现，EMOND可以解释的UDG质量，在预期的建模误差，如果他们躺在基本流形的椭球，然而，鉴于测量显示一个UDG躺在基本流形，观测更多的UDG需要确认这一假设。
2017-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shocking news outside of cluster cores
当磁场低于1微高斯时，同步等离子体的最小压强开始接近团簇外围热气体和大尺度结构细丝中更弥散的WHIM。我们总结了我们的一些技术，以找到相应的低表面亮度射电源和我们已经发现。我们在恶劣的环境中识别出类似星系团的源，可能需要非常有效的相对论粒子加速，以及非常分散的射电星系，没有当前活动的迹象。对后发座和一个新的无线电识别的星系团进行更详细的观测，突出了与星系团有关的激波中的一些新问题：后发座的晕边缘有一个激波，表明两者之间有联系;后发座的遗迹似乎是一个“坠落”激波，与一个500公里/秒的星系柱坠落有关;新星团除了更经典的晕和外围遗迹外，还有遗迹碎片，这表明我们开始看到遗迹发射的正面。最后，另一种冲击来自于我们最近发现的在确定旋转测量中的模糊性，这将影响星系团磁场研究。
2011-01-30 astro-ph.CO
The Coma cluster at LOFAR frequencies II: the halo, relic, and a new accretion relic
本文给出了后发座星系团144MHz的低频阵列射线观测结果。这个星团拥有一个最著名的射电晕，一个遗迹和一个低表面亮度的桥。我们检测到的新功能，使我们能够向前迈出一步，在集群中的粒子加速的理解。射电晕延伸超过2Mpc，这是有史以来报道的最大范围。在星团的东北部，在后发座维里半径之外，我们发现了一个弧形射电源，可以追踪被吸积激波加速的粒子。在晕的西面，与X射线中检测到的冲击相一致，我们确认了射电锋的存在，相对于晕的其余部分具有不同的光谱特性。我们检测到径向陡峭的无线电晕光谱指数之间的144 MHz和342 MHz，在$\sim 30^{\prime}$从集群中心，这可能表明一个非恒定的再加速时间在整个体积。我们还检测到一个温和的陡峭的光谱指数对集群中心。对于第一次，径向变化的斜率的无线电X射线相关性被发现，我们表明，这样的变化可能表明宇宙射线与热能密度在集群外围的比例增加。最后，我们调查了NGC 4789的遗迹和源之间的发射的起源，我们认为，NGC 4789可能已经越过了它的尾巴和遗迹之间可见的无线电发射的冲击。
2022-03-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
The cosmic web around the Coma cluster from constrained cosmological simulations: I. Filaments connected to Coma at $z = 0$
本研究利用约束宇宙学模拟重现本星系群和后发星系团区域，检测连接到模拟后发星系团的细丝并与观测对比，分析晕的空间和速度分布，发现吸积物质在细丝附近显著更加准直，为系列研究奠定基础。
2023-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
S0 galaxies in the Coma cluster: Environmental dependence of the S0 offset from the Tully-Fisher relation
我们提出了深GMOS长缝光谱的15后发座星系团S 0星系，并提取沿主轴的几倍盘尺度长度的运动学特性。用以前发表的数据补充我们的数据集，我们创建了29个昏迷S 0的组合样本，以及38个昏迷螺旋的比较样本。利用SDSS和2 MASS的测光结果，我们构造了S 0星系的Tully-Fisher关系（TFR;光度与最大自转速度）。在固定的自转速度下，后发座S 0星系在g、i和Ks波段的平均亮度分别比后发座螺旋星系暗1.10 $\pm$ 0.18、0.86 $\pm$ 0.19和0.83 $\pm$ 0.19等。典型的S 0偏移量保持不变时，计算相对于大视场星系螺旋样本。观测到的偏移与一个简单的恒星形成模型是一致的，在该模型中，S 0是相同的螺旋，直到突然淬火发生在一些中间红移。这些偏移量形成了一个连续的分布，追踪恒星形成停止后的时间，并与光学色-星等关系的残差表现出很强的相关性（>6σ）。一般来说，自转速度比平均值暗的SO，光度也比平均值红。S 0 TFR偏移也与投影的集群中心半径和投影的局部密度参数相关。由于当前的本地环境与吸积到集群的时间相关，我们的研究结果支持的情况下，螺旋形到S 0的转换是由集群坠落触发。
2013-07-30 astro-ph.CO
Dark Matter Halo Growth II: Diffuse Accretion and its Environmental Dependence
Lambda CDM模拟中的暗物质晕通过与其他晕合并以及“扩散”非晕物质的吸积而生长。我们量化的质量增长率通过这两个过程，dM_mer/dt和dM_dif/dt，以及它们对晕环境的依赖性使用的~ 500，000晕在千年模拟。采用局部质量密度参数作为衡量晕环境，我们发现这两个速率表现出强烈的，但相反的环境依赖性，与兼并发挥越来越重要的作用晕生长在过密区域和扩散吸积占主导地位的增长空隙。这种行为与用于定义晕与非晕的质量切割无关。对于银河系规模的晕，这两个相反的相关性在很大程度上抵消了，但仍然存在一个弱的环境依赖性，导致一个略低的平均总增长率，因此较早的平均形成红移，晕在密集的地区。另一方面，~5000团质量晕的平均形成红移似乎与晕环境无关。dM_mer/dt与局部密度的正相关性的起源可以追溯到晕外的周围质量库，其中在更密集的区域中可以获得更多的祖晕。然而，dM_dif/dt与密度的负相关性不能用储层中的可用扩散质量来解释，事实上，在密度较高的区域，扩散质量更大。因此，非晕成分可能部分地由真正扩散的暗物质粒子组成，这些粒子动态地更热，并且在密度更高的区域中以抑制的速率吸积。我们还讨论了这些结果的影响，如何修改扩展的Press-Schechter模型的晕增长，在其原始形式不预测环境的依赖性。
2009-10-19 astro-ph.CO
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。
2015-01-16 astro-ph.CO
Gamma-ray detection toward the Coma cluster with Fermi-LAT: Implications for the cosmic ray content in the hadronic scenario
相对论性电子在星系团的弥漫气相中的存在现在已经得到了很好的证实，但是它们的详细起源仍然不清楚。宇宙射线质子也被认为会在星系团形成过程中积累，并通过热气体中的强子相互作用导致伽马射线发射。最近，已经报道了用费米LAT探测到后发座星系团的γ射线发射。假设这种伽马射线发射来自ICM中的强子相互作用，我们的目标是探索这个信号对后发座星系团宇宙射线含量的影响。我们使用MINOT软件建立了一个团簇的物理模型，并将其应用于费米LAT数据。我们还考虑了来自致密源的污染和各种系统效应的影响。我们确认，一个显着的伽玛射线信号观察后发座星系团的特征半径$θ_{500}$内，与我们的基线模型的测试统计TS~27。一个可能的点源的存在可以解释大部分的观测信号。然而，这个来源也可能对应于集群本身的漫发射峰值，扩展模型与数据匹配得更好。我们将宇宙射线与$R_{500}$中热能的比值限制为$X_{\rm CRp}=1.79^{+1.11}_{-0.30}$，将宇宙射线能谱的斜率限制为$α=2.80^{+0.67}_{-0.13}$。最后，我们计算了强子相互作用中产生的次级电子的同步辐射。这种辐射比观测到的全部无线电信号低大约四倍，因此初级宇宙射线电子或次级电子的再加速是解释总辐射所必需的。假设一个强子起源的信号，我们的研究结果提供了第一个定量测量的宇宙射线质子含量在一个集群。[摘要]
2021-02-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Black Hole Accretion Disk Diffuse Neutrino Background
我们研究了宇宙MeV中微子背景的吸积盘形成过程中的ESARS和合并的紧凑的对象。我们提供了最新的估计，包括检测率，遗迹中微子从中微子，以及估计中微子产生的合并。我们的研究结果表明，在HyperK探测到的扩散中微子可能包括一些从双中子星合并发射的中微子。中微子的速率是不确定的，但在其上限，这些来源的残余中微子将为宇宙漫射中微子背景提供重要的贡献。
2018-08-10 astro-ph.CO astro-ph.HE nucl-th
A Novel Approach to Constrain the Mass Ratio of Minor Mergers in Elliptical Galaxies: Application to NGC 4889, the Brightest Cluster Galaxy in Coma
小合并被认为是大质量椭圆星系的形成和结构演化的重要因素。在这项工作中，我们报告发现了一个系统的四个壳功能的后发座星系团的最明亮的成员之一，NGC 4889，使用哈勃太空望远镜和斯隆数字巡天的光学图像。这些壳层与主星系的主轴对齐，很可能是由一个小卫星星系的吸积形成的。我们对NGC 4889及其附近许多重叠的邻近星系进行了详细的二维光度分解。这个全面的模型不仅使我们能够牢固地检测到低表面亮度的外壳，而且至关重要的是，还可以准确地测量它们的亮度和颜色。壳层比主星系中相同半径的底层恒星更蓝。我们利用壳层的颜色和后发座星系团的颜色-星等关系来推断其前身星系的光度（或质量）。NGC 4889中的壳层似乎是由一个中等光度（M_I~-18.7等）盘状星系（S0或螺旋星系）的微小合并产生的，其光度（质量）比为90：1。在这项工作中提出的新方法可以用来解码化石记录印在光度子结构的其他附近的早期型星系。
2013-05-22 astro-ph.CO
Diffuse light and galaxy interactions in the core of nearby clusters
利用行星状星云作为恒星运动的探测器，可以揭示附近星团致密区漫射光的运动学特征。最亮星系团（BCGs）周围的位置-速度图确定了外晕和团内光（ICL）的相对贡献，团内光（ICL）定义为漂浮在星系团势中的恒星辐射的光。ICL的运动学可以用来评估附近星系团核心的动力学状态，并推断它们的形成历史。室女座和后发座的核心被观察到远离平衡，合并目前正在进行中，而天炉座和长蛇座星团的ICL性质显示存在子组件被吸积在它们的核心，但叠加到一个否则放松的恒星群体。最后，所观察到的ICL的性能与那些从Lambda-CDM模拟预测的比较表明了定性的协议，并提供了对ICL形成的见解。观测和模拟都表明，BCG晕和ICL在物理上是不同的组成部分，“较热”的ICL在距离BCGs晕较大的径向距离处占主导地位，因为后者逐渐变暗。
2010-10-08 astro-ph.CO
A Suzaku Search for Non-thermal Emission at Hard X-ray Energies in the Coma Cluster
已知最亮的星系团射电晕位于后发座星系团。产生这种扩散同步辐射的相对论电子也应该产生逆康普顿辐射，其在硬X射线能量下与来自ICM的热辐射竞争。到目前为止，声称在昏迷中检测到这种发射是有争议的（Fusco-Femiano et al. 2004; Rossetti & Molendi 2004）。为了确定后发座星系团的非热硬X射线含量，我们用朱雀HXD-PIN对后发座星系团进行了观测。热发射对HXD-PIN光谱的贡献受到同时拟合热模型和非热模型以及从后发座场的XMM-牛顿镶嵌图导出的空间等效光谱的限制（Schuecker等人，2004）。我们没有找到统计上显着的证据，非热发射的光谱，这是更好地描述只有一个单一的或多个温度模型的ICM。考虑到系统的不确定性，我们推导出非热辐射通量的90%上限为6.0 × 10 ^-12 erg/s/cm ^2（20-80 keV，光子指数为2.0），这意味着团簇平均磁场的下限为B>0.15 microG。我们的通量上限比RXTE（Repaeli和Gruber，2002年）和BeppoSAX（Fusco-Femiano等人，2004年）检测到的非热通量低2.5倍。然而，如果后发座中的非热硬X射线发射在空间上比观测到的射电晕延伸得更远，朱雀HXD-PIN可能会错过一些发射。一项详细的调查表明，约50-67%的排放可能未被检测到，这可能使我们的限制与这些检测一…
2009-02-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Preliminary evidence for a virial shock around the Coma galaxy cluster
星系团是宇宙中最大的引力束缚物体，被认为是通过大规模维里冲击从周围环境吸积质量而增长的。由于电子在这样的冲击波中加速，它应该表现为$γ$射线、硬X射线和射电环，向供给星系团的大尺度灯丝延伸，与热Sunyaev-Zel 'dovich（SZ）信号的截止相一致。然而，到目前为止还没有发现这样的特征，而星系团维里激波的存在仍然只是一种理论。我们发现一个大的初步证据，$\sim 5$兆秒差距短轴$γ$ -射线环周围的后发座集群，延长到大规模的灯丝连接后发座和阿贝尔1367，检测到标称$2.7σ$的置信水平（$5.1σ$使用控制信号模拟）。$γ$ -射线环与同步加速器信号和SZ截止相关，但与银河系示踪剂无关。如果激波在哈勃时间内将热能$\sim 1\%$沉积在相对论电子中，并将$\sim 1\%$沉积在磁场中，那么$γ$射线和射电特征与解析和数值预测一致。隐含的逆康普顿和同步累积发射从类似的冲击可以显着贡献的弥漫河外$γ$射线和低频无线电背景。我们的研究结果，如果证实，揭示了在后发座的热气体，集团的喂养模式，周围的大规模的空洞和细丝的属性的扁长结构。在其他星系团周围探测到这样的冲击波，这将是一个强大的新宇宙学探测。
2017-09-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Sardinia Radio Telescope observations of the Coma Cluster
本文利用撒丁岛射电望远镜在1.4和6.6 GHz对后发星系团进行深场观测，结合甚大阵列数据成像，发现晕和遗迹的偏振及频谱特性，并测得遗迹射电马赫数为2.9。
2024-02-11 astro-ph.CO
Galaxy collisions as a mechanism of ultra diffuse galaxy (UDG) formation
我们提出了超弥散星系形成的一种可能机制：UDG可能是星系中心碰撞的结果。如果星系是年轻的，并且含有大量的气体，碰撞可能会将所有的气体踢出系统，从而强烈抑制任何进一步的恒星形成。因此，星系现在有一个非常低的表面亮度和其他典型的超扩散星系的属性。我们使用Coma集群（最近发现了许多UDG）来测试该过程的效率。该机制工作得很好，可以将相当一部分星系团人口转变为超扩散星系。由该过程形成的UDG向星团中心集中，它们的球状星团系统保持完好，与观测结果一致。预测的团簇中UDG的表面密度可以帮助我们认识UDG的形成机制，或澄清几种可能的竞争机制在工作中的相对贡献。
2017-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Multi-frequency analysis of possible Dark Matter Contributions to M31 Gamma-Ray Emissions
我们研究的可能性，暗物质（DM）的贡献，最近观察到的伽马射线光谱中看到的M31星系。特别是，我们申请限制弱相互作用的大质量粒子DM湮灭截面来自后发座星系团和网状II矮星系，以确定最大的流量贡献DM湮灭的M31伽马射线光谱和银河系中心。由于前者的数据范围有限，我们将M31和银河系中心光谱的能量范围限制在1至12 GeV之间，并包括在后者目标中观察到的高能伽马射线过剩。在这样做的时候，我们将利用费米-LAT数据为所有提到的目标，以及扩散无线电数据的后发座星系团。多目标策略使用昏迷和网状II来获得横截面的限制，以及多频率的数据，确保我们的结果是强大的对间接DM排放建模中固有的各种不确定性。我们的研究结果表明，当Navarro-Frenk-White（或较浅）径向密度分布假设，严重的约束可以施加在M31和银河系中心光谱的一部分，可以占DM，与最好的限制所产生的横截面的约束从后发座无线电数据和网状II伽马射线的限制。这些特殊的限制迫使所有的研究湮灭通道，以贡献1%或更少的总积分伽马射线通量内的M31和银河系中心的目标。相比之下，当假设Navarro-Frenk-White曲线收缩时，通量的10- 100%可归因于DM。这表明如何敏感DM的贡献，伽玛射线辐射的可能性，在星系的核心配置文件。
2017-09-20 astro-ph.CO
A High Stellar Velocity Dispersion and ~100 Globular Clusters for the Ultra Diffuse Galaxy Dragonfly 44
最近在后发座星系团中发现了一群巨大的、表面亮度非常低的球状星系。这些超弥散星系团（UDG）在富星系团中的明显存活表明它们具有非常高的质量。在这里，我们提出了恒星运动学的蜻蜓44，最大的后发座UDG之一，使用33.5小时的集成与DEIMOS的凯克II望远镜。我们发现速度色散为47 km/s，这意味着在其去投影的半光半径r_1/2=4.6 kpc内，动力学质量为M_dyn=0.7x10^10 M_sun。质光比为M/L=48 M_sun/L_sun，半光半径内的暗物质比例为98%。蜻蜓44的高质量伴随着大量的球状星团。从0.4”时拍摄的双子座深空影像中，我们推断蜻蜓44有94个球状星团，与这个质量范围内的其他星系类似。我们的研究结果补充了其他最近的证据，即许多UDG是“失败”的星系，其大小，暗物质含量和球状星团系统的亮度要高得多。我们估计的总暗晕质量的蜻蜓44通过比较的暗物质的量在r=4.6千秒差距内封闭的质量配置文件的NFW晕。封闭的质量表明总质量约为10^12 M_太阳，与银河系的质量相似。具有这种质量的近暗天体的存在是出乎意料的，因为星系形成被认为在这种情况下效率最高。
2016-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Diffuse Tidal Structures in the Halos of Virgo Ellipticals
我们使用深V波段表面测光的室女星系团中最明亮的椭圆星系的五个寻找扩散的潮汐流，壳，和羽在其外晕（r > 50千秒差距）。我们从星系图像中拟合并减去椭圆等照度线模型，以揭示各种各样的亚结构，表面亮度范围为μ V= 26-29 mag/arcsec ^[2]。M49拥有一个延伸的、交错的壳层系统，让人联想到一个卫星伴星的径向吸积，而M89的复杂系统则暗示了一个更复杂的吸积历史，涉及多个事件或一个主要的合并。M87有一组很长的流光，这可能是从室女座径向轨道上的低光度矮星剥离而来的。M86也显示出一些小的星流，显示出矮伴星的剥离，但这些星流的光度远低于M87。只有M84缺乏明显的潮汐特征。我们量化这些结构的光度特性，并讨论其起源的背景下，每个星系的环境和运动学内的室女星系团。
2010-05-06 astro-ph.CO
X-ray emission in IllustrisTNG circum-cluster environments. II -- Possible origins of the soft X-ray excess emission
Sorbonne Université（索邦大学）；Institut d’Astrophysique de Paris（巴黎天体物理学研究所）；Max-Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli宇宙粒子与宇宙学研究所（IPMU））；University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙高等科学研究委员会）；New York City College of Technology, City University of New York（纽约城市学院技术分校，纽约市立大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Institut d’Astrophysique Spatiale（天体物理研究所）；Laboratoire de Physique de l’Ecole Normale Supérieure（巴黎高等师范学院物理实验室）
利用模拟研究星系团周边软X射线过剩发射的起源，发现其主要由温热气体相的子结构和丝状结构产生，且与星系团动态状态相关。
2026-02-18 astro-ph.CO
Mass accretion rates and multi-scale halo environment in cold and warm dark matter cosmologies
我们研究了冷和暖暗物质（CDM和WDM）宇宙学模拟中暗晕质量吸积的演化环境依赖性。后者使我们能够探测在WDM半模质量以下的尺度上的晕生长的性质，这形成了非线性无碰撞动力学的极端制度，并提供了一个很好的测试平台，有关分层增长的想法。作为环境代用指标，我们使用局部晕中心物质密度$δ$和潮汐各向异性$α$，以及大尺度晕偏差$b_1$。我们的分析，同时再现已知的趋势，环境依赖的吸积在CDM，以及吸积在CDM和WDM之间的比较，揭示了几个有趣的新功能。正如预期的偏移集模型，WDM晕有较高的特定吸积率，占主导地位的吸积扩散质量，相比CDM晕。对于低质量WDM晕，我们发现，环境依赖的扩散质量吸积以及吸积合并几乎完全解释了$α$。对于其他情况，$δ$至少起着相当的作用。我们检测到，第一次，一个显着的和不断发展的装配偏差，由于扩散质量吸积低质量CDM和WDM晕（后不包括回溅对象），与$z=0$强度高于几乎所有已知的次要变量，并在很大程度上解释了$α$。我们的研究结果限制了半解析合并树算法，这反过来又会影响基于它们的星系演化模型的预测。
2022-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Locations of Accretion Shocks around Galaxy Clusters and the ICM properties: insights from Self-Similar Spherical Collapse with arbitrary mass accretion rates
星系团周围的吸积激波标志着下落的扩散气体明显减速、升温并成为团内介质（ICM）的一部分的位置。它们在设置ICM属性时起着重要作用。流体动力学模拟发现了一个有趣的结果，即吸积激波的径向位置与暗物质的“回溅半径”位置非常接近，尽管气体和暗物质经历的物理过程非常不同。使用自相似的球形坍缩模型的暗物质和气体，我们发现，两个半径之间的对齐只发生在气体的绝热指数为$γ\approx 5/3$和集群与中等质量吸积率。此外，我们还发现一些观测到的ICM性质，如位于$\sim 1.1-1.2$周围的熵斜率和有效多变指数，被自相似球坍缩模型捕获，并且对质量吸积历史不敏感.
2016-06-28 astro-ph.CO
Primordial Black Holes as Coma Cluster Dark Matter and the Unresolved γ-Ray Background
研究探讨后发座星系团GeVγ射线辐射是否源于特定质量原初黑洞的霍金辐射，分析未分解γ射线背景与弱引力透镜的相关性以约束原初黑洞，发现信号与天体物理源一致，还关注高红移星系团Draco X作为宇宙学探针的价值。
2025-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Environmental quenching and hierarchical cluster assembly: Evidence from spectroscopic ages of red-sequence galaxies in Coma
利用362个红序星系的高信噪比光谱数据，研究后发座星系团中恒星星族年龄随星系团中心距离的变化。样品的光度范围很广（0.02-4 L*），从星系团核心延伸到维里半径附近。我们发现一个明显的区别，在所观察到的趋势的巨星系和矮星系。红序巨星的年龄主要由星系质量决定，只有微弱的环境调制，在这个意义上，在较大的星团中心距离的星系稍微年轻。对于红序矮星（质量小于10^10 Msun），质量和环境作为年龄预测因子的作用是相反的：对质量的依赖性很小，但观察到了与投影星团中心半径的强烈趋势。在2.5百万秒差距的限制，我们的样本的矮星的平均年龄大约是一半的矮星附近的集群中心。矮星系年龄的梯度是一个以星系团为中心的全球趋势，并不是由后发座西南部的NGC 4839星系团正在进行的合并所驱动。我们解释这些结果使用环境的历史提取的千年模拟大规模集群的成员。星系团的层次组装自然会导致星系吸积时间的趋势，作为预测的星系团中心半径的函数。平均而言，现在位于星系团核心的模拟星系在任何给定的质量阈值以上加入晕的时间都要早于现在位于星系团外围的星系。我们测试环境淬火模型，其中恒星形成停止在星系中，当它们进入给定质量的晕，或成为卫星星系。该模型广泛地再现了后发座中观察到的梯度，但对于矮星系，环境淬火的效率必须非常高，以符合观察到的强烈趋势。
2011-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Distinct core and halo stellar populations and the formation history of the bright Coma cluster early-type galaxy NGC 4889
本文利用斯巴鲁8.2米望远镜FOCAS深中分辨率光谱仪对后发座星系团中最亮的两个星系之一NGC 4889的晕内的恒星星族进行了研究。我们拟合单恒星星族模型的测量线强度（Lick）指数（H β，Mgb，[MgFe]'和<Fe>）。结合文献资料，建立了NGC 4889从中心向外~60 kpc（~ 4 Re）的金属丰度、[α/Fe]元素丰度比和年龄的径向剖面。我们发现的证据不同的化学和恒星形成历史的恒星内部和外部1.2Re = 18千秒差距半径。内部区域的特征是在~2.5倍太阳值处具有陡峭的[Z/H]梯度和高[α/Fe]。在18至60 kpc之间的晕中，[Z/H]接近太阳，具有浅梯度，而[alpha/Fe]显示出强烈的负梯度，在约60 kpc处达到太阳值。我们解释这些数据在不同的形成历史的两个组件。内星系的数据是一致的快速，准单片，耗散合并起源在早期红移，其次是一个或最多几个干合并。那些支持光环的人认为，恒星是从具有更长恒星形成历史的旧系统中吸积而来的。仅内部部分的半光半径估计为~6 kpc，表明该星系过去的尺寸明显较小。这可能是从高红移观测中发现的早型星系尺寸演化的局部恒星星族特征。
2010-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of gamma-ray emission from the Coma cluster with Fermi Large Area Telescope and tentative evidence for an extended spatial structure
许多星系团都有巨大的非热射电辐射晕，表明星系团中存在相对论电子。相对论质子也可能被星系团中的合并和/或吸积冲击加速。这些宇宙射线（CR）电子和/或质子预计分别通过逆康普顿散射或非弹性$pp$碰撞产生伽马射线。尽管人们一直在努力寻找星系团的高能γ射线辐射，但迄今为止仍然缺乏确凿的证据。在这里，我们报告发现$\ge 200$ MeV的伽马射线发射从后发座星系团的方向与9年的{ \it费米}-LAT通行证8数据的未分组的可能性分析。伽马射线辐射的空间形态与巨大的射电晕大致一致，在星团的西南部有明显的过量。利用检验统计分析，我们进一步发现了后发座中心γ射线辐射在空间上延伸的初步证据。扩展分量在0.2 - 300 GeV的能量范围内具有$\sim 2\times 10^{-12}{\rm \ erg\ cm^{-2}\ s^{-1}}$的积分能通量，并且光谱是软的，具有$\simeq-2.7$的光子指数。将γ射线发射解释为CR质子相互作用引起的，我们发现后发座星系团中CR与热压力之比的体积平均值约为$\sim 2\%$。我们的结果表明，星系团可能是一种新型的GeV γ射线源，它们也可能是巨大的CR质子库。
2018-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining Extended Gamma-ray Emission from Galaxy Clusters
冷暗物质模型预言了在暗物质晕内存在大量的亚结构。如果冷暗物质由弱相互作用的大质量粒子组成，它们在这些子结构中的湮灭可能导致扩散的GeV辐射，这将主导宿主晕的湮灭信号。在这项工作中，我们寻找GeV的发射附近的三个星系团：后发座，室女座和天炉座。我们首先删除已知的河外和银河弥漫伽马射线背景和点源的费米2年目录，并找到一个显着的残余漫发射在所有三个集群。然后，我们调查是否这种发射是由于（i）未解决的点源;（ii）暗物质湮灭;或（iii）宇宙射线（CR）。使用45个月的费米-LAT数据，我们检测到几个新的点源（不存在于费米2年点源目录）污染的信号以前分析的汉等。（arxiv：1201.1003）。包括这些和占未检测到的点源的影响，我们发现没有显着的检测扩展发射从三个集群研究。相反，我们确定上限的发射由于暗物质湮灭和宇宙射线。对于天炉座和室女座，CR发射的限制与理论模型一致，但对于后发座，上限是理论预期值的2倍。考虑到与CR处理相关的系统不确定性，我们的星系团中暗物质湮灭的横截面上限比银河系矮星系的分析更为严格。我们排除了热截面的超对称暗物质粒子的质量大到100 GeV（取决于湮灭通道）。
2012-12-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Detection of virial shocks in stacked Fermi-LAT clusters
星系团被认为是通过大规模、强而难以捉摸的维里冲击来吸积质量而成长的。这样的冲击波预计会加速相对论性电子，从而产生光谱平坦的轻子维里环。然而，到目前为止，只有附近的后发座星团显示出$γ$射线维里环的证据。我们堆叠费米-LAT数据的112个最大的，高纬度，扩展集群，提高环的灵敏度，通过重新调整集群的维里半径，并利用预期的平坦能谱。除了一个中央未解决的，硬信号（检测到的$\sim 5.8σ$的置信水平），可能占主导地位的活动星系核，我们确定（在$5.8σ$置信水平）一个明亮的，光谱平坦的$γ$ -射线环在预期的维里冲击的位置。环信号意味着激波在哈勃时间内在相对论电子中沉积了热能的$\sim 0.6\%$（带有解释不确定因子$\sim2$）。这一结果，与昏迷信号，验证和校准维里冲击模型，并表明，从这样的冲击的累积排放显着贡献的弥漫河外$γ$射线和低频无线电背景。
2018-10-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Coincident SZ and $γ$-ray signals from cluster virial shocks
星系团周围的维里激波预计会显示出热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号的截止，与轻子环一致。然而，到目前为止，轻子维里信号仅在昏迷和堆叠费米LAT集群中报道，SZ维里冲击信号仅在A2319中报道。我们指出，一些集群--目前后发座，A2319，和A2142 -已经显示出普朗克SZ压力急剧下降的维里半径附近，符合弱LAT $γ$射线过剩。这些签名跟踪维里冲击的集群，在联合中到高的置信水平。从$γ$ -射线推断的电子加速率与以前的测量结果是一致的。组合信号允许分别测量$\sim0.5\%$加速效率和吸积速率。对激波马赫数施加了几阶下限。
2020-01-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
