Calcium-rich Gap Transients: Solving the Calcium Conundrum in the Intracluster Medium
X射线测量表明，星团内介质中钙的丰度高于单独使用核心塌陷和Ia型超新星的有利模型所能解释的。我们调查是否可以减轻钙的难题，包括最近发现的超新星的子类称为富钙间隙瞬变的贡献，在集群内的介质。虽然富含钙的间隙瞬态只占所有超新星事件的一小部分，我们发现，它们的高钙产量足以重现附近的丰富的集群发现的X射线测量。我们发现，通过包括这个新的类，$χ^{2}$拟合优度度量从84提高到2。此外，富含钙的超新星优先发生在星系的外围，使得这些事件的核合成产物更容易通过冲压压力剥离并入星系团内介质。在远离任何单个星系的星系团和星系群中发现富钙间隙瞬变，表明与星系团内恒星相关的超新星可能在丰富星系团内介质方面发挥重要作用。富钙间隙瞬变也可能有助于解释许多其他天体物理系统中的异常钙丰度，包括银河系中的单个恒星，附近星系的晕和环星系介质。我们的工作强调了在模拟星团内介质和其他气藏的丰度时，考虑超新星类型和相应产量的多样性的重要性。
2014-01-27 astro-ph.CO
Joint X-ray/Sunyaev-Zel'dovich Analysis of the Intra-Cluster Medium
我们提出了一个联合X射线/Sunyaev-Zel'dovich使用XMM-牛顿和APEX-SZ成像数据的集群内气体建模的结果。我们的目标是研究团簇内气体的物理性质与非参数的去投影方法，即除了假设球对称，从建模偏差。我们证明了在集群外围的气体温度的下降，并测量气体的熵分布，这两个都是独立于X射线光谱学，使用Sunyaev Zel 'dovich和X射线成像数据的第一次获得。的APEX-SZ系统的不确定性在测量气体温度在大半径的贡献被证明是小相比，XMM-牛顿和钱德拉系统光谱误差。
2010-04-30 astro-ph.CO
The galaxy cluster outskirts probed by Chandra
我们研究了钱德拉档案中320个团簇（$0.056 <z< 1.24$，$kT>3$ keV）的样品的维里化区域中团簇内介质的物理性质。利用来自该大样本的排放测量轮廓，典型气体密度、气体斜率和气体分数可以被限制到和超过$R_{200}$。我们观察到$R_{500}$以外的密度分布变陡，在$R_{500}$处有$β\sim 0.68$，在$R_{200}$处有$β\sim 1$。通过跟踪宇宙细丝的方向近似与ICM偏心率，我们报告说，星系团偏离球对称，只有很小的差异之间的放松和扰动系统。我们也没有发现气体密度随红移的演化，证实了它的自相似演化。重子分数的值在$R_{200}$达到宇宙值：然而，由于非热压力支持和团块的系统学可能会增强测量的气体分数，导致重子预算相对于原始值的实际赤字。这一研究对理解远郊ICM物理具有重要意义。
2015-04-03 astro-ph.CO
Properties of the Intracluster Medium Assuming an Einasto Dark Matter Profile
我调查的分析模型的星系团的基础上，假设集群内的介质等离子体是多变的，是在流体静力平衡。采用Einasto剖面作为暗物质晕空间密度分布的模型。该模型有足够的自由度，同时适合X射线表面亮度和温度分布，五个参数来描述全球集群的属性和三个额外的参数来描述集群的冷核心功能。该模型是测试与钱德拉X射线数据的七个星系团，包括三个多变的集群和四个冷核集群。据发现，该模型准确地再现了X射线数据在大部分的径向范围。对于所有的星系团，数据允许显示，该模型基本上是一样好的Vikhlinin等人和Bulbul等人，推断减少$χ^2$。
2018-09-04 astro-ph.CO
Non-parametric modeling of the intra-cluster gas using APEX-SZ bolometer imaging data
我们证明了从APEX-SZ测辐射热计阵列获得的毫米波长成像数据的可用性，以导出半径r_500及以上的热团簇内气体的径向温度分布。我们的目标是研究的物理性质的集群内气体通过使用非参数的去投影方法，即除了假设球对称，从建模偏差。我们使用公共可用的X射线成像数据从XMM-牛顿天文台和我们的Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）成像数据从APEX-SZ实验在150 GHz的去项目的密度和温度分布的松弛集群阿贝尔2204。在球对称假设下，我们得到了气体的密度、温度和熵的分布，并在流体静力平衡假设下得到了总质量的分布。为了与X射线光谱温度模型进行比较，对最近的钱德拉观测进行了重新分析，并进行了最新的校准更新。使用非参数模型，我们证明了气体温度的下降在集群的外围，并测量气体熵的轮廓。这些结果是第一次获得独立的X射线光谱，使用SZE和X射线成像数据。与Chandra系统光谱误差相比，SZE系统不确定度对大半径T_e测量的贡献很小。用非参数方法得到的M_200的上限与弱透镜分析的NFW模型预测值一致。
2010-09-17 astro-ph.CO
A Deep Chandra Observation of the AGN Outburst and Merger in Hickson Compact Group 62
我们报告的星系群HCG 62，众所周知的拥有空腔在其内部介质（IGM），其中央活动星系核（AGN）的射电瓣膨胀的新的钱德拉数据的分析。有了新的数据，比以前的钱德拉数据深三倍，我们重新研究了空腔的能量学，并确定了对其内容的新约束。我们证实，活动星系核爆发产生的空洞的辐射能与机械能之比小于10 ^-4，是已知空洞系统中最低的，这意味着叶瓣中的相对论电子只能提供支持空洞所需压力的一小部分。这一发现意味着来自重粒子（例如，质子）或热气体。使用光谱拟合到腔中的发射，我们将任何这样的体积填充热气体约束为具有温度kT> 4.3keV。我们首次探测到活动星系核中心的X射线辐射，其亮度为L（2 - 10 keV）=（1.1 +/-0.4）x 10^39 erg s ^-1，具有低亮度活动星系核的典型特征。最后，我们报告的证据最近合并的表面亮度，温度和金属丰度结构的IGM。
2012-10-26 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
Deep Chandra Observations of the Extended Gas Sloshing Spiral in A2029
最近对星系团的X射线观测表明，即使在看似松弛的星系团中，团内介质（ICM）也存在亚结构。这种子结构有时是ICM晃动的结果，这种晃动发生在冷的核心星团中，这些星团被与子星团或集团的离轴合并所干扰。我们提出了深钱德拉观测冷核心集群阿贝尔2029，其中有一个晃动的螺旋径向向外延伸从集群的中心，以约400千秒差距在其最大的程度-最大的连续螺旋观测日期。我们发现一个表面亮度过剩，温度递减，密度增强，元素丰度增强，并在该地区的螺旋平滑的压力分布。晃动的气体似乎与中央射电星系的南叶相互作用，使其弯曲，并使射电源具有广角尾（WAT）形态。这表明，瓦特可以在大规模上相对松弛的簇中产生。我们探讨加热和冷却之间的相互作用在集群的中心区域。来自活动星系核（AGN）的能量注入可能不足以抵消冷却，而晃动可能是防止大量气体冷却到非常低温度的重要机制。
2013-07-08 astro-ph.CO
A statistically-selected Chandra sample of 20 galaxy clusters -- II. Gas properties and cool-core/non-cool core bimodality
我们调查的热力学和化学结构的团内介质（ICM）的统计样本的20个星系团分析与钱德拉X射线卫星。特别是，我们专注于气体密度，金属丰度和熵的标度性质和集群与没有冷核（CC）之间的比较。我们发现，除了气体金属丰度外，这两个类别之间存在显着差异，对于所有集群（Z ~ r^{-0.31}），其随着半径的下降而强烈下降，在~0.02 r500之外。气体熵的标度是非自相似的，我们发现明显的证据双峰分布的对数斜率的熵配置文件。只有一个例外，陡峭的斜率熵分布被发现在CC集群，而平坦的斜率人口都是非CC集群。我们探讨了热传导在稳定ICM中的作用，并得出结论，这种机制本身就足以平衡非CC集群中的冷却。然而，CC集群似乎形成一个独特的人口中，除了传导，还需要从反馈加热。在非CC团簇仅通过传导热稳定的假设下，我们发现Spitzer传导抑制因子f_c的分布是对数正态的，log（基数10）平均值为-1.50+/-0.03（即f_c=0.032），log标准差为0.39+/-0.02。
2009-02-10 astro-ph.CO
Joint analysis of X-ray and Sunyaev Zel'dovich observations of galaxy clusters using an analytic model of the intra-cluster medium
我们使用一个描述星系团气体性质的分析模型对X射线和Sunyaev Zel'dovich（SZ）效应数据进行联合分析。联合分析允许测量星系团气体质量分数分布和哈勃常数独立的宇宙学参数。弱宇宙学先验被用来计算的气体质量分数报告内的过密度半径。这样的分析可以提供直接的约束团簇气体的质量分数随红移的演变。利用Chandra X射线天文台和Sunyaev-Zel'dovich天文台阵的高信噪比观测数据，对Abell 2631和Abell 2204两个星系团的模型和联合分析进行了验证。
2012-02-11 astro-ph.CO
SPT-CL J0417-4748: A Deep Chandra Study of a Relaxed Galaxy Cluster Without Central Star Formation
Chulalongkorn University（朱拉隆功大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）；Department of Physics, Stanford University（斯坦福大学物理系）；SLAC National Accelerator Laboratory（斯坦福直线加速器中心）；Department of Physics and Astronomy, Rutgers University（罗格斯大学物理与天文系）
SPT J0417是首个发现无中心恒星形成活动的松弛冷核团，通过Chandra分析揭示了AGN反馈对星系团热平衡的调节作用。
2026-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep Chandra Observations of Abell 2199: the Interplay between Merger-Induced Gas Motions and Nuclear Outbursts in a Cool Core Cluster
我们提出了新的钱德拉观测阿贝尔2199，显示气体晃动的证据，由于一个小的合并，以及影响的无线电源，3C 338，托管的中央星系，NGC 6166，在集群内的气体。新的数据与之前的证据一致，即距离星团中心100”的马赫数为1.46的激波，尽管仍然没有令人信服的证据来证明预期的温度跃升。对这一特征的其他解释是可能的，但没有一个是完全令人满意的。大尺度的不对称性，包括星团中心西南200”处增强的X射线辐射和中心以北50”处的低熵羽流，是约4亿年前合并子星团的核心通道引起的气体晃动的特征。不寻常的无线电脊和低熵气体之间的关联与这个特征是一致的，它是前无线电喷流的残余物，被气体晃动从活动星系核中扫走。产生100”激波所需的能量与3C 338外部射电瓣的焓之间存在很大差异，这表明这些瓣是由一次较近、较弱的射电爆发形成的。缺乏证据表明，在中央10”的冲击表明，现在的喷流的力量是约两个数量级小于当100”的冲击形成。
2013-07-30 astro-ph.CO
Stability of Cool Cores During Galaxy Cluster Growth: A Joint $Chandra$/SPT Analysis of 67 Galaxy Clusters Along a Common Evolutionary Track Spanning 9 Gyr
我们提出的$Chandra$ X射线和南极望远镜（SPT）SZ观测的联合分析的结果，针对$0.3 < z < 1.3$的第一个样本的星系团，被选为祖先的研究附近的集群的基础上，他们的预期吸积率。我们开发了一个新的程序，以解决分析的挑战，是估计的低质量和高红移集群与${\sim}150$ X射线计数的集群内介质（ICM）的属性。用具有这样的浅X射线数据的标准X射线分析估计的ICM密度分布上的不确定性的主要来源之一是由于与通过背景主导的X射线谱的分析获得的ICM温度相关联的系统不确定性。我们发现，我们可以减少密度分布的不确定性的一个因素${\sim}5$与联合deprojection的X射线表面亮度剖面测量$Chandra$和SZ集成康普顿参数可在SPT集群目录。我们将这种技术应用于整个样本的67个集群，以跟踪的ICM核心密度的演变过程中集群的增长。我们确认，气体密度分布的演变是很好地模拟了一个固定的核心和自相似的演变非冷核心配置文件的组合。我们发现，在这个样品中的冷芯的分数是非常稳定的红移，虽然集群已经获得了一个因素${\sim}4$的总质量在过去的${\sim}9$陀螺仪。这种新的样品结合我们新的X射线/SZ分析程序和广泛的多波长数据将使我们能够解决我们目前在$z > 1$上对簇形成和演化的理解中的根本缺陷。
2020-12-29 astro-ph.CO
Shocks and cold fronts in merging and massive galaxy clusters: new detections with Chandra
一些合并的星系团显示出激波和冷锋的存在，即表面亮度和温度的急剧不连续。观测这些特征需要像钱德拉这样具有高空间分辨率的X射线望远镜，并可以研究有关星团内介质物理学的重要方面，如其热传导和粘性，以及提供有关导致宇宙射线加速和星团环境中磁场放大的物理条件的信息。在这项工作中，我们寻找新的不连续性，在15个合并和大规模集群观察钱德拉使用不同的成像和光谱技术的X射线观测。我们的分析导致了22个边缘的发现：6个冲击，8个冷锋和8个不确定的起源。探测到的所有六次冲击都有来自密度和温度跳跃的$\mathcal{M} < 2$。这项工作有助于增加在集群中检测到的不连续性的数量，并显示了结合各种方法，旨在确定边缘的ICM的潜力。对本文所发现的震进行射电跟踪，将有助于研究弱震与射电遗迹之间的联系。
2018-04-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Non-parametric method for measuring gas inhomogeneities from X-ray observations of galaxy clusters
本文提出了一种非参数方法，利用星系团的X射线观测测量团内介质（ICM）的不均匀性。模拟钱德拉X射线观测的模拟集群分析，我们表明，我们的新方法能够准确恢复的三维气体密度和气体聚集因子的配置文件到大半径的星系团。然后，我们将这种方法应用到钱德拉X射线观测的阿贝尔1835和目前的第一个确定的气体聚团因子的X射线集群数据。我们发现Abell 1835中的气体聚集因子随半径的增加而增加，当r= R_{200}时，聚集因子达到~2-3。这与流体动力学模拟的预测非常一致，但它显着低于最近朱雀观测推断的值。我们进一步表明，径向增加的气体聚集因子导致平坦化的ICM导出的熵分布，并影响集群气体结构的物理解释，特别是在大集群中心半径。我们的新技术有助于利用钱德拉和XMM-牛顿X射线空间望远镜提供的丰富数据集，从而有助于提高我们对星系团结构的理解，并促进将星系团用作宇宙学探测器。
2013-09-16 astro-ph.CO
Searching for bulk motions in the ICM of massive, merging clusters with Chandra CCD data
我们寻找大规模集群的集群内介质（ICM）的散装运动显示正在进行或最近的主要合并与空间分辨光谱{ \sl钱德拉} CCD数据的证据。我们确定了一个样本的6个合并集团与$>$ 150 ks { \sl钱德拉}曝光的红移范围$0.1 < z < 0.3$。通过对根据表面亮度选择的ICM投影区域进行X射线光谱分析，我们得到了所有这些星系团的投影红移图。在对测量的X射线红移$z_{\rm X}$的统计和系统不确定性进行了稳健的分析后，我们检查了ICM静止时的全局$z_{\rm X}$分布是否与预期的不同。在A2142和A115中，我们发现了大于3 $σ$的显著体运动的证据，在A2034和A520中，$σ$小于2 $σ$。专注于单个区域，我们确定了显着的本地化速度差异，在所有的合并集群。我们还进行了同样的分析，两个放松集群没有签名的最近合并，没有发现散装运动的迹象，正如预期的那样。我们的研究结果表明，深{ \sl钱德拉} CCD数据使我们能够确定在$0.1<z<0.3$的大规模合并集团的ICM中的$v_{\rm BM} >$ 1000\ ${\rm km\ s^{-1}}$水平的整体运动的存在。虽然CCD光谱分辨率不足以对ICM动力学进行详细分析，但{ \sl Chandra} CCD数据构成了补充未来X射线飞行任务中X射线测辐射热计的关键诊断工具。
2016-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the Curious Case of a Galaxy Cluster Merger in Abell 115 with High Fidelity Chandra X-ray Temperature and Radio Maps
我们提出的合并星系团阿贝尔115的X射线和无线电研究的结果。我们使用全套的5钱德拉观测A115的日期（360 ks总积分），以构建高保真度的温度和表面亮度地图。我们还研究了在1.5 GHz的甚大阵列和在0.6 GHz的巨型米波射电望远镜的无线电数据。我们认为，高的X射线光谱温度之间的子集群的结果驱动到集群内介质的弓激波的相互作用的子集群相对于彼此的运动。我们已经确定了形态相似的情况下，恩佐数值N体/流体动力学模拟的星系团在宇宙学的背景下。此外，A115中的巨型射电遗迹特征，具有弧形结构和相对平坦的光谱指数，可能与其他大质量星系团中与冲击波相关的巨型射电遗迹一致。我们提出了一个动力学的方案，是一致的结构的X射线气体，集群之间的热区，和无线电遗迹功能。
2018-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of the correspondence between intra-cluster radio emission and a high pressure region detected through the Sunyaev-Zel'dovich effect
我们分析了X射线最明亮的星系团RX J1347-1145的新的237 MHz和614 MHz GMRT数据。我们的无线电结果与MUSTANG 90 GHz Sunyaev Zel 'dovich效应图和重新处理的钱德拉和XMM-牛顿档案数据的这个集群进行了比较。我们第一次明确地指出，通过Sunyaev-Zel'dovich效应和X射线观测，在一个弥漫的星系团内射电源和一个热区域检测到的无线电过剩之间的对应关系。我们的研究结果表明，电子再加速的无线电小晕在RX J1347-1145中心的过量发射是最有可能与冲击波阵面传播到集群内的介质。
2011-10-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Unveiling the merger dynamics of the most massive MaDCoWS cluster at $z = 1.2$ from a multi-wavelength mapping of its intracluster medium properties
高红移星系团团内介质（ICM）性质的表征是理解星系团大尺度结构形成过程的基础。我们提出了一个非常巨大的集群MOO J1142 $+$ 1527在红移$z = 1.2$发现的大规模和遥远的集群的智慧巡天（MaDCoWS）的一部分，多波长分析的结果。该分析基于高角分辨率$Chandra$ X射线和NIKA 2 Sunyaev-Zel'dovich（SZ）数据。虽然X射线数据只有大约1700计数，我们能够确定ICM热力学径向轮廓，即温度，熵，和流体静力学质量。由于结合了高分辨率的X射线和SZ数据，这些数据在这个红移和$0.7R_{500}$之间以前所未有的精度获得。通过比较$Spitzer$的红外星系分布图和由$Chandra$和NIKA 2数据综合分析得到的ICM的形态特征，我们得出结论：该星系团是一个正在进行的合并。我们测量了以大尺度X射线质心为中心的四个角扇区中星团的流体静力学质量分布。这使我们能够估计一个系统的不确定性的集群总质量的特点所观察到的偏离球对称性和核心动力学的质量分布的影响。我们进一步结合X射线和SZ数据在像素级，以获得沿视线平均的温度和熵分布的地图。在X射线峰值处有一个相对低熵的核，在其南侧和西侧有高温区。考虑到合并动力学，预计SZ峰位置处ICM温度的增加。（节略）
2019-11-01 astro-ph.CO
Thermodynamic perturbations in the X-ray halo of 33 clusters of galaxies observed with Chandra ACIS
在对星系团中的热等离子体的高分辨率X射线观测中，可以探测到活动星系核反馈、合并和湍流引起的重要结构。钱德拉已经在很深的深度和高分辨率下观测到了许多星团。使用档案数据采取与钱德拉ACIS仪器的目的是研究热力学扰动的X射线发射等离子体，并将其应用于更好地了解热力学和动态状态的团簇内介质（ICM）。我们分析了33个集群的样本，超过100千的钱德拉曝光，每个在红移0.025和0.45之间的距离深观测。样品的组合曝光是8毫秒。拟合发射模型的扩展X射线发射的不同区域，我们寻找扰动的密度，温度，压力和熵的热等离子体。对于个别集群，我们映射的ICM的热力学性质，并测量其传播的圆形同心环。将不同气体量的扩散与高分辨率3D流体动力学模拟进行比较，我们将样品的平均马赫数限制在Mach 1D ~ 0.16 +- 0.07。此外，我们还发现金属丰度、温度和红移之间存在着紧密的相关性，平均金属丰度为Z ~ 0.3 +-0.1Z（太阳）。这项研究提供了详细的扰动测量的大样本的集群，可用于研究湍流，并为未来的X射线天文台，如eROSITA，Astro-H，雅典娜的预测。
2015-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chandra deep observation of XDCP J0044.0-2033, a massive galaxy cluster at z>1.5
我们报告了XDCP J0044.0-2033的Chandra观测分析，XDCP J0044.0-2033是在XDCP巡天中发现的一个巨大的、遥远的（z=1.579）星系团。钱德拉ACIS-S的总曝光时间为380 ks，提供了目前在大质量高红移星系团上实现的最深的X射线观测。在一个半径为44”的圆形区域上，在非常高的显著性水平（S/N~20）上检测到来自星团内介质（ICM）的扩展发射，对应于星团红移处的$R_{ext}=375$ kpc。我们进行了X射线光谱拟合的ICM发射建模的光谱与单温度热mekal模型。我们的分析提供了全球温度$kT=6.7^{+1.3}_{-0.9}$ keV和铁丰度$Z_{Fe} = 0.41_{-0.26}^{+0.29}Z_{Fe_\odot}$（误差条对应于1 $σ$）。我们用一个$β$模型拟合减去背景的表面亮度轮廓，直到44”，发现一个相当平坦的轮廓，没有一个很酷的核心。我们推导出了反投影电子密度分布，并计算出提取半径$R_{ext}=375$ kpc内的ICM质量为$M_{ICM}(r<R_{ext}) = (1.48 \pm 0.20) \times 10^{13} M_\odot$。在流体静力平衡假设和$R_{ext}$内等温假设下，对于$R_{2500} = 240_{-20}^{+30}$ kpc，总质量为$M_{2500}= 1.23_{…
2014-12-16 astro-ph.CO
Chandra and optical/IR observations of CXOJ1415.2+3610, a massive, newly discovered galaxy cluster at z~1.5
(Abridged) We report the discovery of CXO J1415.2+3610, a distant (z~1.5) galaxy cluster serendipitously detected in a deep, high-resolution Chandra observation targeted to study the cluster WARP J1415.1+3612 at z=1.03. This is the highest-z cluster discovered with Chandra so far. Moreover, the total exposure time of 280 ks with ACIS-S provides the deepest X-ray observation currently achieved on a cluster at z>1.5. We perform an X-ray spectral fit of the extended emission of the intracluster medium (ICM) with XSPEC, and we detect at a 99.5% confidence level the rest frame 6.7-6.9 keV Iron K_αl…
2013-01-10 astro-ph.CO
A Giant Metrewave Radio Telescope/Chandra view of IRAS 09104+4109: A type 2 QSO in a cooling flow
IRAS 09104+4109是在冷核星系团中心被尘埃包裹的2型类星体的罕见例子。先前对这个z=0.44系统的观测表明，除了为星团中心星系的超亮红外辐射提供动力外，类星体还与一个双叶射电源有关。然而，陡峭的射电光谱指数和喷流与电离光辐射之间的不对准表明类星体的方向最近发生了变化。我们使用新的多波段巨型米波射电望远镜观测和档案无线电数据相结合，以确认这些喷流不再由类星体提供动力，并估计它们的年龄为1.2亿至1.6亿年。这与之前估计的银河系恒星形成的年龄约为7 - 2亿年一致。以前未发表的甚长基线阵列数据显示，在星系核心有一个200 pc尺度的双射电源，它与当前的类星体轴更接近，可能代表了一个更近的喷流活动时期。这些结果表明，类星体的重新排列，喷流活动的停止，以及快速恒星形成的开始可能是由富含气体的星系合并引起的。钱德拉X射线观测证实了与射电喷流有关的空洞的存在，我们估计使它们膨胀所需的能量约为7.7 × 10^60尔格。射流的机械动力足以平衡团簇中的辐射冷却，前提是它们有效地耦合到团簇内介质（ICM）。我们没有发现直接辐射加热的证据，并得出结论，类星体要么缺乏辐射光度加热ICM，或者它需要超过1亿至2亿年的时间来显着影响其环境。[摘要]
2012-06-07 astro-ph.CO
A method to search for bulk motions in the ICM with {\sl Chandra} CCD spectra: application to the Bullet cluster
本文提出了一种基于{ \sl Chandra} CCD数据在合并星系团的团内介质（ICM）中搜索体运动的策略。我们的目标是从$K_α$线发射的质心得到的ICM投影区域的平均红移的鲁棒测量。我们深入探讨了视线方向上未知温度结构的影响，以准确评估系统不确定性对ICM红移的影响。我们把我们的方法应用到“子弹星系团”（1 E ~0657-56）。我们直接确定23个独立的区域的表面亮度轮廓的基础上，并测量的红移平均沿视线在每个ICM。我们发现，在这些地区的红移分布是轻微的不一致的零假设，一个恒定的红移或没有散装运动的ICM，在约$2\, σ$的置信水平。我们尝试性地确定了最可能受整体运动影响的区域，并发现沿视线的最大速度梯度约为$(46\pm 13)$ $\rm km~s^{-1}~kpc^{-1}$，沿“子弹”路径的尺度为$\sim 260 $ kpc。“我们将其解释为一个重要的ICM质量沿着垂直于合并的方向被推开的可能特征。这一初步结果是有希望的系统搜索的基础上空间分辨光谱分析的{ \sl钱德拉} CCD数据的明亮，中等红移星系团的整体运动。这一初步结果是有希望的系统搜索的基础上空间分辨光谱分析的{ \sl钱德拉} CCD数据的明亮，中等红移星系团的整体运动。
2015-08-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
The galaxy group NGC2563
我们提出了一个$Chandra$的星系群NCG 2563的热群内介质（hIGM）的研究。$Chandra$镶嵌观测，总曝光时间约为430 ks，允许检测超过$R_{200}$的气体密度和高达0.75 $R_{200}$的气体温度。这是第一次对贫困群体的物理性质进行观测测量，而不是$R_{500}$。通过利用$Chandra$的精细空间分辨率，能够从点源和子结构去除不相关的发射，我们能够径向约束气体的不均匀性（“团块”），气体分数，温度和熵分布。虽然在测量中有一些不确定性，我们发现的气体聚集在维里化区域的证据，在$R_{200}$的聚集因子约为2 - 3。气体团簇校正的气体分数是显着低于宇宙学重子预算。这些结果可能表明气体的不均匀性对流体动力学数值模拟的预测有更大的影响，我们讨论了我们的研究结果的可能解释。
2017-05-01 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
A Chandra view of SPT-CL J0217-5014: a massive galaxy cluster at a cosmic intersection at z=0.53
Masaryk University（马萨里克大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Tsinghua University（清华大学）；University of Kentucky（肯塔基大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）
钱德拉望远镜观测发现SPT-CL J0217-5014是一个位于宇宙交汇处的庞大星系团，其ICM显示扰动特征，表明合并活动可能破坏原有冷却核，并存在持续的丝状结构吸积。
2025-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Hydrostatic Mass of A478: Discrepant Results From Chandra, NuSTAR, and XMM-Newton
本文通过对比 Chandra、NuSTAR 和 XMM-Newton 对 Abell 478 的观测数据，揭示了不同 X 射线望远镜因有效面积校准差异导致的温度和质量测量不一致问题，并给出了 NuSTAR 的质量估算结果。
2023-09-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
ZWCL 1856.8 : A rare double radio relic system captured within NuSTAR and Chandra field of view
本文利用 NuSTAR 与 Chandra 首次同时观测罕见双射电遗迹星系团 ZWCL 1856.8，发现弱激波及两处逆康普顿发射证据，并提出互补分析方法。
2023-12-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Redshift Evolution in the Iron Abundance of the Intracluster Medium
星系团提供了一个封闭的盒子，人们可以在其中确定气态重子随宇宙时间的化学演化。通过对29个星系团在红移0.3 < z < 1.3范围内的XMM-牛顿观测数据的分析，我们研究了热X射线发射重子中金属丰度的演化。单独来看，这一数据集并没有显示出显著进化的证据。然而，当我们还包括Chandra（Maughan et al. 2008）观察到的115个星系团的可比样本和XMM在z < 0.3时观察到的70个星系团的较低红移样本（Snowden et al. 2008）时，有明确的证据表明金属丰度下降。从z = 0到z \approx 1，这种降低大约是2的因子，在其上我们找到最小二乘最佳拟合线Z（z）/ Z_{\odot} =（0.46 \pm 0.05）-（0.38 \pm 0.03）z。演化中最大的不确定性来自最高红移区间中约束较差的金属丰度。
2009-04-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
The mystery of the 'Kite' radio source in Abell 2626: insights from new Chandra observations
我们提出了一个新的钱德拉研究的星系团A2626的结果。星团的射电辐射显示出一个由四个对称弧组成的复杂系统，与X射线辐射没有已知的相关性。射电弧朝向中心的镜像对称性以及星系中心存在的两个光学核心表明，它们可能是由cD星系内部的双活动星系核驱动的成对旋进射电喷流产生的。然而，以往的观测未能观测到第二次喷流活动星系核和沿射电弧辐射年龄的光谱趋势，从而挑战了这一解释。新的钱德拉观测有几个科学目标，包括寻找第二个活动星系核，以支持喷流进动模型。在这里，我们专注于详细的研究的热辐射和非热辐射的无线电电弧附近的本地属性，以获得更多的见解，他们的起源。我们进行了一个标准的数据减少的钱德拉数据集得出的径向分布的温度，密度，压力和冷却时间的集群内介质。我们进一步分析了气体温度的二维分布，发现射电弧的西南交汇处围绕着星团的冷核心。我们研究了交叉点的X射线SB和光谱剖面，发现冷锋在空间上与射电弧重合。这可能表明热气体的晃动与无线电细丝的性质之间存在联系，为它们的起源提出了新的设想。一种可能性是，射电弧跟踪一个复杂表面的投影，该表面连接电子被气体晃动产生的湍流最有效地再加速的位置。在这种情况下，由电弧嵌入并具有极陡频谱的漫射发射在非常低的射频下应该是最可见的。
2017-12-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A Chandra study of Abell 795 -- a sloshing cluster with a FR0 radio galaxy at its center
我们提出了第一个X射线专门研究的星系团A795和Fanaroff-Riley型0托管在其最明亮的星系团星系。利用存档的30 ks \textit{Chandra}观测资料，我们研究了星系团内介质的动力学状态和冷却特性，并研究了周围环境是否阻止了射电星系的生长。我们发现，A795是一个弱冷的核心集群，与观察到的质量沉积速率$\lessapprox 14\,$ M $_{\odot}$年$^{-1}$在冷却区（中央$\sim$ 66千秒差距）。在内部$\sim$ 30 kpc，我们确定了两个假定的X射线腔，我们揭示了两个突出的冷锋的存在，在$\sim$ 60 kpc和$\sim$ 178 kpc的中心，位于沿冷ICM螺旋功能。中心星系距离X射线峰值17.7千秒差距，被平均密度为$n_{\text{e}} = 2.14 \times 10^{-2}$ cm $^{-3}$的多温气体包围。我们发现在74-227兆赫的扩展无线电发射集中在集群，超过了预期的流量从无线电星系外推在低频。我们建议，晃动是负责的螺旋形态的气体和冷锋的形成，环境本身不能解释的射电星系的紧凑性。我们认为，两个空腔的功率和晃动的动能可以减少和抵消冷却。考虑到扩展射电辐射的光谱和形态特征，我们将其归类为一个候选的射电小晕。
2021-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas sloshing in Abell 2204: Constraining the properties of the magnetized intracluster medium
富星系团Abell 2204的X射线表面亮度边缘分别位于中心以西和以东的$\sim 65$和$35 {\rm~ kpc}$。这些边缘的存在，被解释为晃动冷锋，意味着集群内的介质最近受到了干扰。我们使用多个钱德拉观测阿贝尔2204分析了集群内介质的属性。我们发现西边缘有一个密度比$n_{\rm in}/n_{\rm out} = 2.05\pm0.05$和一个温度比$T_{\rm out}/T_{\rm in} = 1.91\pm0.27$（投影，或$1.87\pm0.56$去投影），东边缘有相应的$n_{\rm in}/n_{\rm out} = 1.96\pm0.05$和$T_{\rm out}/T_{\rm in} =1.45\pm0.15$（投影，或$1.25\pm0.26$去投影）。这些数值是星系团中冷锋的典型值。这与在星团核心观察到的螺旋模式一起，支持Abell 2204的晃动场景。沿冷锋表面没有观察到Kelvin-Helmholtz涡，表明它们被某种物理机制有效地抑制了。我们认为，抑制很可能是促进由磁场放大的晃动运动，并推断从测量的气体性质，磁场强度应大于$24\pm6$ $μ$ G和$32\pm8$ $μ$ G沿西部和东部冷锋，分别。
2017-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
A very deep Chandra observation of Abell 1795: The Cold Front and Cooling Wake
我们提出了一个新的分析非常深的钱德拉观测的星系团阿贝尔1795。利用近750千秒的净ACIS成像，我们能够解决的热力学结构的集群内介质（ICM）的长度尺度为1千秒差距附近的冷核心。我们发现了几个以前未解决的结构，包括一个高压功能的BCG北部，似乎是从阿贝尔1795年的冷核心的批量运动。在冷核心的南部，我们发现低温（~ 3千电子伏），扩散ICM气体延伸的距离为~ 50千秒差距空间上与先前确定的灯丝的H-α发射相一致。在没有任何H-α发射的邻近区域中也检测到类似温度的气体。与H-α灯丝重合的X射线气体在光谱上的冷却速率约为1太阳质量/年，这与从紫外线观测推断的该区域恒星形成速率的测量结果一致，表明根据其H $α$和紫外线辐射推断的该灯丝中的恒星形成可以追溯到致密的X射线发射气体的快速冷却。然而，H-α灯丝并不是较冷ICM的唯一位置，因为在H-α灯丝的西边观察到了与H $α$发射不共空间的相似温度和更高金属丰度的ICM，这表明它可能是被Abell 1795的中央活动星系抬升的。冷核晃动和活动星系核反馈相互协同作用的进一步模拟将是必要的，以了解这样一个动态的冷核区域可能是如何产生的，以及为什么尽管有灾难性冷却流的证据，H-α发射相对于冷X射线气体如此局部化。
2014-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
MACS J0553.4-3342: A young merging galaxy cluster caught through the eyes of Chandra and HST
本研究利用钱德拉和哈勃存档数据分析年轻并合星系团MACS J0553.4-3342，新识别子团SC2并排除SC0的成员身份，发现尾状结构与冷锋+激波前的双亮度边结构，证实其早型星系均位于红序上。
2017-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Deep Chandra observation and numerical studies of the nearest cluster cold front in the sky
我们提出了一个非常深的（500千秒）钱德拉观测的结果，随着定制的数值模拟，最近的，最好的解决集群冷锋在天空中，这是90千秒差距（19弧分）西北的M 87。锋面的北部看起来最尖锐，宽度小于2.5千秒差距（1.5库仑平均自由路径;置信度为99%）。沿着锋面的每一处，温度不连续性都窄于4-8 kpc，金属丰度梯度窄于6 kpc，表明扩散、传导和混合在界面上受到抑制。这样的传输过程可以被与冷锋对齐的磁场自然地抑制。有趣的是，磁流体动力学模拟的比较表明，为了保持所观察到的尖锐的密度和温度的不连续性，传导也必须抑制沿磁场线。然而，冷锋的西北部被观察到有一个非零的宽度。虽然其他的解释是可能的，扩大是与存在的开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）的长度尺度上的几个千秒差距一致。基于与模拟的比较，KHI的存在将意味着集群内介质的有效粘度被抑制超过一个数量级的各向同性斯皮策式温度依赖性粘度。在冷锋下，我们观察到比周围气体亮约10%的准线性特征，并且在投影中彼此分离约15 kpc。与定制的数值模拟的比较表明，观察到的现象可能是由于气体在冷锋下方的宽层中晃动而放大了磁场，其中磁压达到热压力的约5- 10%，从而降低了明亮特征之间的气体密度。
2015-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Deep Chandra study of the truncated cool core of the Ophiuchus cluster
我们提出了一个深（280千秒）钱德拉观测的蛇夫座星系团，第二明亮的星系团在X射线天空的结果。该星系团拥有一个截短的冷核，在r~30 kpc时，温度从核中的kT~1 keV增加到kT~9 keV。超过r~30 kpc的团簇内介质（ICM）出现显着等温。核心动态干扰与多个晃动诱导冷锋，瑞利-泰勒和开尔文-亥姆霍兹不稳定性的迹象。这种晃动是星团核心引力势强烈扰动的结果，中心最亮的星团星系（BCG）从全球质心向南移动。残留的影像显示在核心以南的投影距离r~280 kpc处可能有一个子星系团。该星团还可能拥有一个凤凰射电，这是一个在ICM中气体运动的绝热压缩下恢复的源。尽管蛇夫座星系团的动力学活动很强，但在冷却核心之外的密度波动幅度很低，表明速度小于~100 km/s。在热的和显著等温的ICM中，密度波动可能被热传导阻尼，导致我们低估了气体速度。我们发现一个令人惊讶的，尖锐的表面亮度不连续性，这是弯曲远离核心，在r~120千秒差距的集群中心的东南部。我们的结论是，这一功能是最有可能由于气体动力学与合并，而不是一个非凡的活动星系核（AGN）爆发的结果。冷却核心缺乏任何可观测到的X射线空腔，活动星系核只显示微弱的点状无线电发射，没有叶瓣或喷流，这表明它目前可能处于休眠状态。活动星系核活动不强，可能是因为大部分冷却发生在中心超大质量黑洞的偏置位置。
2016-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
