The HST/ACS Coma Cluster Survey III. Structural Parameters of Galaxies using single-Sérsic Fits
我们提出了一个目录的8814个星系的结构参数在25个领域的HST/ACS昏迷国库调查。对于我们公布的后发座光度表中平均有效表面亮度大于26.0 mag/sq的所有星系，给出了二维表面亮度分布的Sérsic拟合参数。弧秒，亮度超过24.5等（相当于绝对星等-10.5），由拟合给出，所有在F814 W（AB）。样本包括后发座成员和背景天体的混合物; 424个星系有红移，其中163个是已确认的成员。使用Gim 2D和Galfit代码进行拟合。我们提供了以下参数：星系ID、RA、DEC、测光星表的总自动星等、模型（F814W_AB）的总星等、几何平均有效半径Re、有效半径内的平均表面亮度e、Sérsic指数n、椭圆率和源位置角。星表的选择范围和Sérsic参数的误差来自于使用合成星系模型对拟合过程的大量模拟。Gim 2D和Galfit参数之间的一致性对拟合过程的细节很敏感;对于此处使用的设置，在目录中涵盖的参数范围内，一致性非常好。我们定义并提出了两个拟合优度指数量化的程度，可以近似的图像由一个Sérsic模型与同心，同轴椭圆等照度线，这样的指数可以用来客观地选择星系更复杂的结构，如鼓盘，酒吧或核组件。我们在Astro-WISE和MAST提供电子格式的目录。
2010-10-12 astro-ph.CO
The Planetary Nebulae Luminosity Function and distances to Virgo, Hydra I and Coma clusters
在10-15 Mpc距离内的星系中，行星状星云种群的光度函数在明亮的星等处有一个截止值，并且在不同的星系形态类型中观察到一个不变的函数形式。因此，它被用作早期和晚期星系的次级距离指示器。最近对最亮星系团（BCGs）中行星状星云种群的深入调查似乎表明，它们的光度函数偏离了在附近星系中观察到的。我们讨论了室女座这种偏差的证据，并指出哪些物理机制可能会改变一个行星状星云的信封和它的中央恒星的BCGs晕的演变。然后，我们讨论了初步结果的距离室女座，长蛇座I和后发座星系团的基础上观察到的行星状星云光度函数。
2012-12-04 astro-ph.CO
The X-ray coronae of the two brightest galaxies in the Coma cluster
我们使用深钱德拉X射线天文台的观测，检查两个最明亮的星系团的后发座星系团，NGC 4874和NGC 4889的日冕。我们发现NGC 4889在X射线表面亮度上有一个中心凹陷，与半径为0.6 kpc的一个或一对空腔一致。如果中心空洞与活动星系核爆发有关，并且含有相对论性物质，那么它的焓应该在5 × 10^55尔格左右。该腔的隐含加热功率将比X射线发射损失的能量大大约一个数量级。这将是最明亮的星系团中已知的最小和最年轻的空洞，没有过压意味着加热仍然温和。相比之下，NGC 4874没有显示出任何空洞的证据，尽管它拥有一个众所周知的广角尾射电源，该射电源在X射线日冕所占据的区域之外可见。这两个星系表明，活动星系核的反馈可以表现在不同的方式在相同的集群环境。
2014-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffuse Radio Emission in/around the Coma Cluster: Beyond Simple Accretion
我们报告新的1.41 GHz的绿岸望远镜和352兆赫韦斯特博克综合射电望远镜观测后发座星系团及其周围。在1.41 GHz处，我们初步探测到后发座射电遗迹源1253+275的延伸，使其总范围约为2 Mpc。正如我们的GBT数据、NVSS和档案图像所示，这个延伸的遗迹是线性偏振的，加强了对冲击波的解释。这个延伸的遗迹与后发座星系团的坠落区域中一堵以前未被发现的星系“墙”接壤。我们认为，无线电遗迹是一个坠落冲击，而不是即将离任的合并冲击认为负责其他无线电遗迹。我们还在352 MHz射电晕的西侧发现了一个尖锐的边缘或“前沿”。这一锋与其南半部X射线表面亮度和温度的类似不连续性相一致，表明当地同步加速器发射电子的主要冲击加速起源。北半部的同步加速器前端是不太好的相关性与X射线的属性，也许是由于投影效应。我们确认了352 MHz射电亮度和X射线亮度之间的全局像素到像素幂律相关性，其斜率与巨射电晕中相对论电子的初级激波加速或次级生产的预测不一致，但在遗迹等离子体的湍流再加速框架中是允许的。这些一阶模型的失败和对更全面地观察团内介质散射的需要也通过散射射电和X射线发射的非常不同的形状而突出。我们注意到令人费解的对应关系的形状较亮的地区的无线电晕和表面质量密度来自弱透镜。
2010-10-03 astro-ph.CO
Kinematics and line strength indices in the halos of the Coma Brightest Cluster Galaxies NGC 4874 and NGC 4889
本文研究后发座星系团中最亮星系团（BCGs）外晕的恒星运动学和谱线强度指数，获得外晕Vrot和sigma分布，并推导出这些天体形成历史的约束条件。研究方法：我们分析了波长范围在~ 4500 ~ 5900埃的深、中分辨率、长缝光谱中的吸收线，其中NGC 4874的吸收线达到~50 kpc，NGC 4889的吸收线达到~65 kpc，探测区域的表面亮度低至μ R ~24 mag/arcsec ^[2]。结果如下：这些数据提供了沿两个BCG长轴和NGC 4889短轴的恒星速度和速度色散分布。NGC 4874和NGC 4889晕的运动学性质扩展了早型星系晕与明亮光度的关系，并表明外层区域的恒星仍然与这些星系相联系。对于NGC 4889，我们还确定了Hbeta，Mg和Fe线强度指数，发现Mg和Fe的强径向梯度。NGC 4889目前的数据集是半径最大的数据集之一，包括恒星运动学和线强度指数测量。
2010-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Radio Luminosity Function and Galaxy Evolution in the Coma Cluster
本文研究后发座星系团内两个场的射电光度函数（RLF）和射电源布居。我们的VLA数据达到log（L）= 20.23 W/Hz的昏迷，我们关联249源与光学同行的SDSS。综合光学光谱学鉴定出其中38个是后发座星系团的成员，平均分布在活动星系核和恒星形成星系（SFG）之间。无线电探测到的SFG仅在~21 < log（L）< ~22 W/Hz时占主导地位，这是一个有趣的结果，因为恒星形成在log（L）< ~23时占主导地位。大多数射电探测到的SFG都具有星暴的特征，包括高比星形成率和具有强发射线的光谱。结合之前对后发座星系团内的星暴后星系的研究，这与晚型星系进入后发座星系在快速停止恒星形成之前经历星暴的图片是一致的。光学明亮的椭圆星系（Mr <= -20.5）在高端（log（L）>~ 22.48 W/Hz）和低端（log（L）<~ 21 W/Hz）对射电光度函数的贡献最大。通过对这些光学明亮的椭圆星系的叠加分析，我们发现它们继续拥有低至log（L）= 19.48的射电源。然而，与已发表的室女星系团的结果相反，我们没有发现任何证据表明存在着一群光学微弱（Mr ~ -14）的矮椭圆星系，它们承载着强射电活动星系核。
2009-02-19 astro-ph.CO
The HST/ACS Coma Cluster Survey: V - Compact Stellar Systems in the Coma Cluster
HST ACS Coma Cluster Treasury Survey是对最近的非常丰富的星系团进行的深度双通带成像调查，涵盖了一系列星系密度环境。该成像是由最近的宽视场红移调查的集群进行Hectospec的6.5米MMT的补充。这些数据的许多科学应用包括寻找紧凑的星系。在本文中，我们提出了七个紧凑（但相当明亮）的恒星系统的发现，从M32类星系到超紧凑矮星（UCD）/矮到球状过渡天体（DGTO）。我们发现，所有七个紧凑的星系需要一个两个组件适合他们的光剖面和测量速度色散超过预期的典型的早期类型的星系在他们的光度。从我们的结构参数分析，我们得出结论，三个样本应被归类为紧凑的椭圆星系或M32类星系，其余四个不太极端的系统。这三个致密椭圆星系的光度加权年龄均大于12 Gyr，金属丰度中等（-0.6 < [Fe/H] < -0.1），[Mg/Fe]高（> 0.25）。我们的研究结果支持潮汐剥离方案的形成模式的紧凑的星系覆盖的光度范围在这里研究。我们推测，至少有两个早期型的形态可能作为紧凑星系团的祖先。
2009-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Suzaku observations of a shock front tracing the western edge of the giant radio halo in the Coma Cluster
我们提出的后发座星系团，X射线最明亮的，附近的合并系统托管一个研究充分，典型的巨型射电晕的新朱雀观测结果。先前已经表明，在星团的西侧，射电亮度与其他方位角相比显示出更陡峭的梯度。XMM-牛顿和普朗克揭示了沿着该区域南半部的激波阵面与这个陡峭的射电梯度有关，这表明射电发射被与激波通道有关的粒子加速增强。朱雀星第一次证明了这个冲击波阵面向北延伸，追踪了后发座射电晕西部边缘的整个长度。激波在温度和X射线表面亮度分布中都被探测到，马赫数约为$\mathcal{M}\sim1.5$。表面亮度边缘的位置与无线电发射的边缘很好地对齐，而获得的温度分布似乎表明激波位于半径125-185千秒差距以外。此外，来自温度和密度跳跃的冲击强度是一致的，当使用提取区域平行于无线电晕边缘，但变得不一致，彼此来自径向配置文件集中在后发座星系团的核心。除了单纯的投射效应外，激波的几何形状很可能比具有单一均匀马赫数和近似球对称形状的锋面更为复杂。
2015-12-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Ultra-Compact Dwarfs in the Coma Cluster
作为HST/ACS Coma Cluster Treasury Survey的一部分，我们在动态演化的大规模后发座星系团的致密核心中进行了超紧凑矮星系（UCD）的光谱搜索。UCD候选者最初是根据ACS图像中的颜色，大小，分辨率以及Fornax和Virgo UCD的已知属性选择的。Keck/LRIS的后续光谱学确认了27个候选者是后发座星系团的成员，对于亮度大于M_R =-12的目标天体的成功率> 60%。另外14个候选者也可能被证明是昏迷成员，但低信噪比光谱阻止了明确的结论。对昏迷UCD的属性和分布的调查发现，这些对象与在其他环境中发现的UCD非常相似。后发座UCD倾向于聚集在星系团核心的巨型星系周围，并且具有与宿主星系相关的颜色/金属丰度。与属性和分布类似的后发座星系团球状星团人口，我们找到了强有力的支持，为大多数后发座UCD的星团起源。然而，一些UCD似乎具有恒星星族或结构特性，使它们与后发座星团中发现的旧星团人口不同，这可能表明UCD可能通过多种形成渠道形成。
2011-06-29 astro-ph.CO
A dozen new galaxies caught in the act: Gas stripping and extended emission line regions in the Coma cluster
我们目前的图像扩展H-α云与后发座星系团的14个成员星系从深窄带成像观测与Suprime-Cam在斯巴鲁望远镜。扩展的H-α云的母星系分布在距离星团X射线发射峰值0.2 Mpc以上的地方。大多数星系的颜色比g-r大约0.5更蓝，它们占后发座星系团中心区域蓝色（g-r<0.5）明亮（r<17.8等）星系的57%。它们位于后发座星系团径向速度分布的红移和蓝移边缘附近。这些发现表明，大部分的母星系最近被后发座星系团势捕获，现在正在向星系团中心坠落，其盘气体被剥离并产生观察到的H-α云。
2010-09-29 astro-ph.CO
Dwarf Galaxies in the Coma Cluster: II. Spectroscopic and Photometric Fundamental Planes
本文对后发座星系团核心区$-21 < M_I <-15$星等范围内的71个矮星系样本的基本面FP进行了研究。利用Keck II上的高分辨率DEIMOS摄谱仪测量星系的内部速度色散和HST/ACS的高分辨率成像，可以精确地模拟星系的表面亮度，我们将星系的基本面（FP）扩展到比后发座星系团FP的所有研究都要暗$\sim$ 1等的光度。我们发现，FP的散射依赖于暗端光度截止，这样的散射增加的较暗的星系。FP的残差与星系的颜色相关，蓝色的星系显示出较大的FP残差。我们在F814 W波段发现了$M/L \propto M^{-0.15\pm0.22}$，这表明在暗矮椭圆星系中，$M/L$比对质量不敏感。我们发现，质量较小的矮椭圆星系比明亮的椭圆星系更蓝，这可能表明正在进行的恒星形成活动。虽然潮汐遭遇和骚扰可以在从星系中移除恒星和暗物质方面发挥作用，但我们认为主要的影响将是与恒星形成相关的恒星风，这将从星系中移除物质，从而导致更大的$M/L$比率。我们把一些暗淡的蓝矮星与较亮的椭圆星系的FP的偏差归因于这种效应。我们还研究了其他涉及星系光度学性质的标度关系，包括光度学平面。我们表明，与FP相比，光度平面的散射在暗端较小。
2011-10-12 astro-ph.CO
The stellar initial mass function in red-sequence galaxies: 1-micron spectroscopy of Coma Cluster galaxies with Subaru/FMOS
为了研究红序星系中恒星初始质量函数（IMF）的可能变化，我们用Subaru/FMOS获得了后发座星系团中92个红序星系的红外光谱。这些星系的速度色散，年龄和元素丰度先前已确定从光学数据。通过堆叠的FMOS光谱在休息帧，删除天空减法残差和其他文物固定在观察帧中，我们得到的复合光谱在9600-10500埃范围内的星系分组，根据其速度色散或Mg/Fe比。我们测量了FeH的Wing-Ford带和一个以CaI线为中心的新指数，该指数位于10345埃;这些特征在冷矮星中很强，因此反映了低质量（<0.5M_sun）IMF的形式。CaI线不像Wing-Ford带和其他“经典”IMF指标（NaI双峰，CaII三重峰），不受钠丰度的影响。我们比较测得的指数对光谱合成模型的预测相匹配的元素丰度估计从光学数据。通过速度色散对星系进行分仓，我们发现Wing-Ford和CaI指数测量结果都可以通过Salpeter IMF模型得到最好的再现。没有明确的证据表明矮星的含量会随着速度的分散而增加。bining观察到的星系，而不是镁/铁比，这两个指数的行为意味着一个趋势的IMF从夏布里耶一样，在丰度比接近太阳，萨尔皮特或更重的高度α增强人口。从表面上看，这表明IMF依赖于恒星形成的模式，强烈的快速恒星爆发产生了大量的低质量恒星。
2012-08-20 astro-ph.CO
Halpha3: an Halpha imaging survey of HI selected galaxies from ALFALFA. IV. Structure of galaxies in the Local and Coma Superclusters
我们提出了Halpha 3的星系结构参数的分析，Halpha 3是一个Halpha窄带成像的后续调查的~800个星系，从HI ALOCHFA调查中选择的本地和后发超星系团。利用Halpha 3提供了最近恒星形成的完整普查，在本地宇宙中的HI丰富的星系，我们的目标是调查年轻（<10万年）和老年（>1 Gyr）恒星星族的结构参数。通过比较这些恒星组成部分的大小，我们研究了星系在当前宇宙学时代的空间尺度和环境在淬灭恒星形成活动中的作用。我们计算了浓度，不对称性和块状结构参数。为了量化大小，我们计算了半光半径和一个称为EW/r的新参数。在r波段计算的浓度指数取决于恒星质量和哈勃类型，这些变量是相关的，因为大多数大质量星系是隆起主导的，因此最集中。朝向较晚的螺旋和不规则星，集中指数和恒星质量都减小。蓝致密矮星是一个例外，因为它们有类似的恒星质量，但它们比矮不规则星更集中。不对称性和聚集性沿着螺旋序列增加，然后它们减小进入矮区域，其中光分布是平滑的并且更对称。当在Halalpha图像上测量时，CAS参数与哈勃类型没有表现出明显的相关性。我们发现，浓度指数是描述孤立星系当前生长的主要参数，但对于固定的浓度，恒星质量起着二阶作用。在目前的时代，大质量的星系正在由内而外地增长，相反，矮星系正在以它们已经聚集的质量为尺度增长。
2013-03-15 astro-ph.CO
Thermodynamics of the Coma Cluster Outskirts
我们目前的结果从一个大的马赛克朱雀观测后发座星系团，最近的和X射线最亮的热，动态活跃，非冷的核心系统，集中在大尺度上的ICM的热力学性质。对于方位角不对准一个落向西南的子集群，我们测得的温度和X射线亮度分布表现出广泛一致的径向趋势，温度从约8.5千电子伏的集群中心约2千电子伏的半径为2百万秒差距，这是我们的检测极限的边缘。SW合并显着提高了表面亮度，使我们能够沿着这个方向探测到约2.2 Mpc的X射线发射。除了西南下沉的子星系团，表面亮度剖面显示出多个半径为30-40弧分的边缘。的方位平均温度分布，以及deprojected密度和压力分布，都显示出一个急剧下降一致的向外传播的冲击波前位于40弧分，对应的巨型射电晕的最外边缘观察到在352 MHz的WSRT。冲击波阵面可能是无线电发射的能量来源。r_500内部的明显熵过剩反映了与这些形态特征相关的剧烈合并事件。在r_500以上，后发座星系团沿相对松弛方向的熵分布与引力大尺度结构形成的简单模型所预期的幂律行为一致。在这些半径处的压力也与从普朗克卫星的SZ数据测量的预期值一致。然而，由于后发座星系团的测量结果存在很大的不确定性，我们还不能排除这个系统中的熵变平现象，这与在更宽松的冷核星系团中看到的熵变平现象是一致的。
2013-06-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Globular Clusters in Coma Cluster Ultra Diffuse Galaxies (UDGs): Evidence for Two Types of UDG?
超扩散星系（UDG）揭示了极端的性质。在这里，我们汇编了迄今为止最大的研究85球状星团（GC）系统周围的后发座星系团的UDG，使用新的深地面成像的已知UDG和现有的成像从哈勃太空望远镜的GC系统。我们发现，丰富的GC系统在UDG一般超过发现在正常的矮星系相同的恒星质量。这些富含GC的UDG意味着晕的质量比标准恒星质量-晕质量关系所预期的要大。这种过于巨大的晕的存在提出了一个重大的挑战，最新的模拟集群环境中的UDG。在某些特殊情况下，GC系统的质量是宿主星系恒星含量的一个重要部分。我们发现，富GC系统往往托管在UDG较低的光度，较小的尺寸和微弱的表面亮度。后发座星系团中的正常矮星系也有类似的趋势。一个玩具模型中，GC丰富的UDG被假定为“失败”的星系内的大规模晕，主要是旧的，贫金属，α-元素增强恒星星族。另一方面，缺乏GC的UDG更类似于正常的，低表面亮度的矮星，占据了质量较小的暗物质晕。关于具有GC系统的UDG的恒星星族的额外数据将有助于进一步完善和测试这个简单的模型。
2020-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Barred Galaxies in the Coma Cluster
我们使用ACS数据从HST财政部调查的后发座星系团（z~0.02），研究在后发座的核心，在附近的宇宙中的密集环境中的棒星系的属性。这项研究提供了一个补充数据点的研究作为一个函数的红移和环境的棒星系。从亮度大于MI = -11等的470个星系团成员中，我们选取了46个盘状星系（S 0-Im）作为样本。样品以S 0为主，我们通过椭圆拟合和目视检查发现其光学条分数为47+/-11%。在后发座星系团核心的条中，我们没有发现任何非常大的（a_bar > 2 kpc）条。与其他研究的比较表明，虽然S 0的光学棒分数在低到中密度环境（场到中密度星系团）中仅显示出适度的变化，但在富后发座星系团核心的非常高密度环境中，它可以高出约2倍。
2010-02-26 astro-ph.CO
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
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
The HST/ACS Coma Cluster Survey IV. Intergalactic Globular Clusters and the Massive Globular Cluster System at the Core of the Coma Galaxy Cluster
团内恒星星族是星系团中潮汐相互作用的自然结果。测量这些人口是困难的，但对于理解最大质量星系的组装很重要。后发座星系团是距离我们最近的真正的大质量星系团之一，也是一个相应的大型球状星团（GC）系统的宿主。我们使用HST/ACS后发座星系团巡天的成像，首次明确探测到大量的星系团内GC（IGCs），这些GC填充了后发座星系团的核心，与单个星系无关。中央大质量椭圆星系NGC 4874周围的GC表面密度分布在大半径处由IGC群体主导，这些IGC延伸到我们数据的极限（R<520 kpc）。我们估计在这个半径范围内有47000+/-1600（随机）+4000/-5000（系统）IGC，它们占中央GC系统的70%，使其成为附近宇宙中最大的GC系统。即使包括其他星系团的GC系统，IGC仍然占星系团核心GC的30-45%。从以前的研究中观察到的集群内光（ICL）的限制表明，IGC人口有一个高的特定频率。如果IGC星群具有类似于高SN矮星系的特定频率，则ICL在星团核心内的总恒星质量约为10^12 M太阳。ICL约占中心系统（NGC 4874 +ICL）恒星光度的一半和恒星质量的三分之一。IGC群体的颜色分布是双峰的，蓝色的、金属贫乏的GC以4：1的比例超过红色的、金属丰富的GC。红色IGCs的比例（20%），以及这些GC的红色，意味着IGCs可能来自相对大质量的L* 星系的晕，而不仅仅是来自矮星系的分…
2011-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A search for faint low surface brightness galaxies in the relaxed cluster Abell 496
星团微弱的低表面亮度星系（fLSB）很难被观测到。因此，它们的来源、物理性质和数量密度并不为人所知。经过第一次搜索fLSB在高度子结构的后发座集群，我们在这里提出了一个搜索fLSB在阿贝尔496。这个星系团看起来比后发座要松弛得多，但它嵌入在一个大尺度的星系丝中。我们的目的是比较这两个非常不同的集群中fLSB的属性，以寻找环境影响。基于深CFHT/Megacam图像在u*，g '，r'和i'波段，我们选择的星系r'> 21和表面亮度> 24 mag/arcsec-2。我们估计了所有这些星系的光度红移，并保留了142个photo-z<0.2的fLSB。在一个g '-i'与i'的色星等图中，我们发现这些fLSB中的很大一部分遵循较亮星系的红色序列（RS）。在RS +-1 σ范围内的fLSB显示出均匀的空间分布，而RS以上的fLSB似乎集中在星系的大尺度暗条上。这些性质被解释为同意RS fLSB在簇组装之前成组形成的想法。红色fLSB的形成可能与坠落的星系有关。
2011-01-21 astro-ph.CO
Very deep spectroscopy of the Coma cluster line of sight: exploring new territories
环境效应对星系团有重要的影响，但在非常微弱的星等（R>21）的研究几乎完全基于成像。我们在这里提出了一个非常深的光谱调查星系的视线后发座，根据红移获得的VLT/VIMOS的715个星系在前所未有的星等范围21<R<23（绝对星等-14至-12）。我们确认了Adami等人（2005年a）在昏迷中发现的亚结构，并发现了三个新的亚结构。我们在Coma后面检测到许多组：z~0.5的大型结构，SDSS长城，以及z~0.054的大型且非常年轻的结构。这些结构解释了Gavazzi等人（2009）最近弱透镜分析得出的质量图。矮星系的轨道可能是各向异性的和径向的，并且可能起源于径向落入星系团的场星系。后发座矮星系的光谱特征表明，红色或吸收线星系具有较大的恒星质量，比蓝色或发射线星系更古老。R <22 galaxies show less prominent absorption lines than R>22星系。对于场星系来说，这种趋势就不那么明显了，这表明部分暗淡的后发星系可能是在NGC 4911星系团坠落后从场星系中注入的。我们列出了五个超紧凑矮星系候选者。我们还在全球范围内证实了我们以前的星系光度函数的光谱结果，并发现矮星系遵循类似于明亮星系绘制的红色序列。后发座中有大量的矮星系，它们是沿着暗条落入星系团的部分场星系。
2009-06-24 astro-ph.CO
The Galaxy Luminosity Functions down to M_R=-10 in the Coma Cluster
本文导出了后发座星系团中M_R=-10的矮星系在中心、中间和外围三个区域的光度函数。LF（-19<M_R<-10）在三个视野间无显著性差异。它在M_R \sim-13处有明显的倾斜，由两个不同斜率的分量组成，-19<M_R<-13的亮分量斜率较平缓，而-13<M_R<-10的暗分量斜率较陡。亮分量（-19<M_R<-13）主要由红色扩展星系组成，包括少量蓝色星系，其颜色是晚型星系的典型颜色。另一方面，暗分量（-13<M_R<-10）主要由类PSF致密星系组成。我们发现，这些紧凑的星系和一些扩展的星系都存在于中心，而只有紧凑的星系被认为是在外围。在暗分量中，蓝色星系的比例在外围比中心大。我们认为后发座星系团中的矮星系，这两个组成部分的LF，是异质的一些不同的起源。
2012-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterization of the warm--hot intergalactic medium near the Coma cluster through high--resolution spectroscopy of X Comae
我们分析了所有可用的档案XMM牛顿观测的后发座X，一个明亮的X射线类星体后面的后发座星系团，研究在最近的大质量星系团附近的温暖，热的星系际介质的属性。RGS的观测证实了在后发座红移处可能存在Ne IX K-α吸收线，尽管统计意义有限。因此，该分析与Takei等人（2007）基于这些数据子集的早期分析一致。然而，它的大柱密度和光学深度表明吸收介质的条件是不可信的，从而对其真实性产生了严重的怀疑。钱德拉从未观测到彗星X，因此无法提供有关该来源的更多信息。我们结合上限的存在下，其他X射线吸收线（特别是从O VII和O VIII）在红移的后发座与积极的测量软过量发射从后发座测量ROSAT（Bonamente等。在kT~1/4 keV的温热气体的发射和吸收线的上限的组合提供了有用的约束的密度和视线长度的假定WHIM对昏迷。我们的结论是，假定的温暖，热介质向后发座是符合预期的性质，与重子过密度>=10和几十Mpc的量级的视线范围。
2017-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radial gradients in initial mass function sensitive absorption features in the Coma brightest cluster galaxies
利用牛津短波长积分场光谱仪（SWIFT）跟踪了后发座星系团中三个星系的初始质量函数（IMF）敏感吸收特征的径向变化。我们获得了两个中央最亮星系团（BCGs）NGC4889，NGC4874和西南星系团NGC4839中的BCG的中央5kpc的分辨光谱，以及NGC4873作为低$σ_*$对照的未分辨数据。我们提出了径向测量的IMF敏感功能钠碘化钠$_{\rm{SDSS}}$，钙三重态CaT和铁氢化物FeH 0.99，随着镁MgI0.88和氧化钛TiO 0.89功能。我们采用两种不同的方法，大地校正和天空扣除周围微弱的FeH功能，以验证我们的分析。在NGC4889中，我们发现了NaI $_{\rm{SDSS}}$和CaT的强烈梯度，但FeH的分布是平坦的，与恒星星族合成模型相比，这表明一个古老的，$α$增强的种群具有Chabrier，甚至是底光IMF。的年龄和丰度是符合以前的研究，但正常的IMF是在最近的结果表明，增加IMF的斜率与速度色散增加。我们在NGC4874内测量平坦的NaI $_{\rm{SDSS}}$和FeH轮廓，并确定一个旧的、可能稍微$α$增强的和Chabrier IMF人口。我们发现一个$α$增强，Chabrier IMF人口在NGC4873。在NGC4839中，我们测量了强NaI $_{\rm{SDSS}}$和强FeH，尽管具有较大的系统不确定性，表明可能存在较重的IM…
2016-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Which galaxies host bars and disks? A study of the Coma cluster
利用哈勃空间望远镜（HST）高级巡天照相机（ACS）对Sloan数字巡天数据第6版（SDSS-DR 6）中的$\sim 190$星系进行了观测，研究了后发座星系团中的棒分数。HST-ACS图像的前所未有的分辨率使我们能够探索存在的酒吧，检测视觉分类，在整个9个星等（$-23 \lesssim$ M $_{r} \lesssim -14$）的光度范围，使我们能够研究矮星系的贫困已知区域。我们发现，酒吧主办的星系在一个紧密的范围内的光度（$-22 \lesssim$ M $_{r} \lesssim -17$）和质量（$10^{9} \lesssim {\cal M_{*}}/{\cal M}_{\sun} \lesssim 10^{11}$）。当与明亮/大质量场星系的样本比较时，这一结果成立。此外，我们发现，酒吧分数并没有显着变化时，从中心到集群的外围，这意味着集群环境中酒吧的形成/演化起着第二顺序的作用。棒分数分布的形状相对于光度和质量是很好的匹配的光度分布的盘星系后发座，表明酒吧是很好的示踪剂的冷恒星盘。我们讨论了我们的结果的酒吧和磁盘的形成和演化方案的影响。
2010-02-02 astro-ph.CO
65 kpc of ionized gas trailing behind NGC 4848 during its first crossing of the Coma cluster
用SPM（Mx）2.1米望远镜对后发座星系团的西北区进行了5小时的H α曝光，在SBab星系NGC 4848的后面发现了一个65 kpc的电离气体彗星发射。尾部指向星团中心的相反方向，与先前观测中检测到的剥离HI的方向相同。该星系显示出明亮的HII区域，呈内环状，恒星形成的速度惊人，为8.9兆太阳/年。从星系的形态和拖尾物质，我们推断，星系是遭受冲压压力，由于其高速运动通过集群IGM。我们估计有4 × 10^9兆太阳的气体从星系中被扫出，形成了尾巴。考虑到后发座星系团的环境条件（rho = 6.3 x 10^-27 g/cm^3; sigma_vel = 940 km/s），模拟预测冲压压力机制能够在不到2亿年的时间内移除如此数量的气体。结合相互作用的几何形状，表明径向落入星团，得出NGC 4848在第一次通过密集星团环境时被捕获的结论。
2012-07-23 astro-ph.CO
The Velocity Dispersion Function of Very Massive Galaxy Clusters: Abell 2029 and Coma
基于对星系团Abell 2029和后发座星系团的广泛红移观测，我们测量了整个星系团成员星系的光度函数和恒星质量函数。最重要的是，我们测量的速度色散函数（VDFs）的静态成员。MMT/Hectospec红移调查的星系在A2029确定982光谱成员，838名成员，我们得出的中心速度色散的光谱。后发座是唯一一个被调查得如此密集的星团。A2029和Coma的LF、SMF和VDF基本相同。簇的SMF与模拟一致。静止星系的A2029和后发星系的速度色散比场星系的速度色散有一个明显更陡的斜率$\lesssim 100$ km s $^{-1}$。在速度色散$\gtrsim 250$ km s $^{-1}$时，星系团VDFs也超过了磁场。星系团VDF和场VDF之间的差异是对模拟和宇宙结构形成的潜在重要测试。
2016-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Hubble Tension in our own Backyard: DESI and the Nearness of the Coma Cluster
本研究利用DESI基础面关系和多种独立距离测量方法测定后发星系团距离，得出$H_0=76.5\pm2.2$ km/s/Mpc，发现其与Planck+$Λ$CDM预期的距离存在显著冲突，揭示了局部距离测量与宇宙学预期间更普遍的哈勃张力。
2024-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tempestuous life beyond R500: X-ray view on the Coma cluster with SRG/eROSITA. II. Shock & Relic
这是利用在飞行任务校准和性能验证阶段获得的SRG/eROSITA X射线数据对后发座星团进行的一系列研究中的第二篇论文。在这里，我们集中在邻近射电源1253+275（射电遗迹，RR，以下简称）的区域。我们发现，X射线表面亮度在$\sim 79'$（$\sim 2.2\,{\rm Mpc}\approx R_{200c}$）处表现出最陡的梯度，该梯度几乎与RR的外边缘共空间。与其他几个遗迹的情况一样，从X射线表面亮度剖面（$M_X\approx 1.9$）得出的激波马赫数似乎低于解释扩散激波加速（DSA）模型（$M_R\approx 3.5$）中综合射电谱斜率所需的马赫数，如果磁场是均匀的，辐射损失是快速的。然而，考虑到射电、X射线和SZ图像之间的非平凡相关性，激波的几何形状无疑要比以星团为中心的球楔复杂得多。虽然复杂的激波几何形状可能会单独导致$M_X$的负偏置，我们推测了其他一些可能影响$M_X$ - $M_R$关系的可能性，包括激波子结构，它可能会被拉伸穿过激波的非热细丝的存在所修改，以及相对论电子沿着具有强磁场的非热细丝的传播。我们还讨论了“历史”的射电星系NGC 4789，这是位于前面的遗迹的背景下，后发座NGC 4839合并的情况。
2022-12-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Approximately A Thousand Ultra Diffuse Galaxies in the Coma cluster
我们报告的发现854超弥漫星系（UDG）的后发座星系团使用深R波段图像，部分B，I，和H α波段覆盖，获得与斯巴鲁望远镜。其中许多（332个）是银河系大小的，有效半径非常大，r_e>1.5kpc。这项研究的动机是van-Dokkum等人（2015）最近发现的47个UDG;我们的发现表明，在考虑较小的斯巴鲁油田后，UDG超过1,000个。新的UDG显示出集中在集群中心周围的分布，强烈表明绝大多数是（可能是长期的）集群成员。它们是一个被动进化的种群，沿着CM图中的红色序列分布，没有Halalpha特征。因此，恒星的形成在过去是被淬灭的。它们具有指数光剖面，有效半径re ~ 800 pc- 5 kpc，有效表面亮度mu_e（R）=25-28 mag arcsec-2，恒星质量~1x10^7 - 5x10^8 Msun。还有一群有核UDG。一些MW大小的UDG似乎比以前报道的更接近星团中心;它们在强潮汐场中的生存，尽管它们的尺寸很大，可能表明有很大的暗物质部分保护着弥漫的恒星成分。指示的重子分数<1%，低于宇宙平均值，因此气体必须从可能的大质量暗晕中移除。与野外相比，后发座星系团中的UDG数量似乎较高，这表明气体去除机制主要与星系团环境有关。
2015-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A NuSTAR observation of the center of the Coma Cluster
我们提出了一个55 ksNuSTAR观测后发座星系团的核心的结果。全局光谱可以通过热气体发射来解释，在12弧分$\times$ 12弧分的视场中，非热逆康普顿（IC）发射的保守90%上限为$5.1 \times 10^{-12}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。与具有大得多的视场的非成像仪器相比，该中心区域中的热分量的亮度不允许对IC分量的更严格的上限，其中已经做出了检测的声明。未来NuSTAR对Coma的马赛克观测将进一步解决这个问题。温度图显示了相对均匀的温度分布，从炎热的西北侧到较冷的东南侧有梯度，与以前的测量结果一致。由于在3-20 keV波段的平坦有效面积和低背景，温度测定是稳健的，使NuSTAR成为测量团内介质高温的理想仪器。
2015-01-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
Velocity dispersion measurements of dwarf galaxies in the Coma cluster - implications for the structure of the fundamental plane
本文给出后发座星系团中一组矮星系和巨星系的中分辨率光谱数据，其中M_R <-15.7。较亮星系的光度学和运动学性质可以用参数来描述，这些参数相对于一组称为基本平面的标度关系几乎没有散射。为了确定这些基本的标度关系在较低的光度的形式，我们测量了速度色散的样本，包括69个星系的边界上的矮和巨制度。将这些数据与我们的光度测量相结合，我们发现光度和速度色散的紧密相关性，L \propto σ^{2.0}，比表征巨椭圆星系的Faber-Jackson关系要平坦得多。此外，在我们的矮样品M/L \propto σ^{0.2}中，质光比随速度色散的变化很弱。我们的总体结果与理论模型一致，该模型援引了大规模的质量去除和随后的结构调整，例如，是银河风的结果
2009-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The optical properties of galaxies in the Ophiuchus cluster
我们调查蛇夫座的光学特性，以获得线索，这个集群的形成时代，并比较他们的后发座集群，这是可比的质量蛇夫座，但更多的动态干扰。基于加拿大法国夏威夷望远镜用MegaCam相机获得的蛇夫座星系团在r'波段的深度图像，我们应用了一个迭代过程来减去污染图像的众多恒星的贡献，由于星系团的银河系纬度较低，获得了2818个在r '= 20.5等时完全完整的星系和在r'= 21.5等时仍有91%完整的星系的测光星表。对于整个图像和一个区域（以下称为“矩形”区域），该区域与Adami等人（2007）研究后发座星系团GLF的区域完全相同。然后，我们基于自适应核技术计算密度图，对于不同的星等限制，并定义三个圆形区域，分别覆盖0.08、0.08和0.06度^2，分别以星团（C）、西北（NW）和东南（SE）为中心，我们在其中计算GLF。当高斯函数被加入到通常的谢克特函数中时，GLF的拟合要好得多，以解释非常明亮的星系的过剩。与后发座相比，蛇夫座显示出明亮星系的强烈过剩。蛇夫座和后发座这两个邻近的超大质量星团的性质相当相似，尽管它们似乎嵌入在不同的大尺度环境中。我们的解释是，蛇夫座在很久以前就已经形成了，这一点可以从它的松弛状态（见论文I）中得到证实，而后发座仍处于形成过程中。
2018-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
