Merging Galaxy Clusters: Offset Between the Sunyaev-Zel'dovich Effect and X-ray Peaks
星系团是最大质量的坍缩结构，通常被用来确定宇宙学参数。当用星系团研究宇宙学时，关键的假设是它们是松弛的。然而，亚角分分辨率的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应图像相比，高分辨率的X射线图像的一些集群显示出显着的偏移之间的两个峰值。我们利用FLASH对合并星系团进行了自洽N体/流体动力学模拟，定量地研究了这些偏移。我们发现，只要碰撞参量约为100-250 kpc，对于我们模拟中使用的所有质量，对于大的相对速度，SZ和X射线峰之间产生显著的位移。我们的研究结果表明，SZ峰与峰值的压力倍的视线特征长度，而不是压力最大值（因为它会在平衡的集群）。正如所料，X射线发射的峰值与主星系团的密度最大值重合。因此，SZ信号的形态以及因此SZ和X射线峰之间的偏移随视角而改变。作为一个应用程序，我们比较我们的模拟图像的形态观测SZ和X射线图像和质量表面密度来自合并星系团CL 0152 -1357的弱透镜观测。我们发现，一个大的相对速度为4800公里/秒是必要的，以解释这些意见。我们的结论是，合并集群的多频观测的形态分析，可以用来把有意义的约束祖先的初始参数。
2012-01-07 astro-ph.CO
Merging groups and clusters of galaxies from the SDSS data. The catalogue of groups and potentially merging systems
星系群和星系团是检验宇宙学模型和研究星系形成的环境效应的主要工具。这项工作提供了星系群和星系团的目录，以及基于SDSS主要星系巡天的潜在合并系统。我们使用专为通量有限星系调查设计的改进的朋友的朋友（FoF）组发现器来确定星系群和星系团。FoF群成员的多峰分析，找到子群，并通过使用组维里半径和逃逸速度暴露未绑定的星系。我们通过比较群中心与群半径之间的距离来寻找合并系统。分析的结果是一个包含88662个至少有两个成员的星系群的目录。其中有6873个系统至少有六个成员，我们认为这是更可靠的群体。我们发现498个集团合并，多达六个集团。我们与附近宇宙中的一些已知星系团进行了简要的比较，包括后发座星系团和阿贝尔1750。在我们的目录后发座星系团是一个合并系统，有六个可区分的子组件。在Abell 1750的情况下，我们发现了一个明显的迹象，即向这个星系团的惯性沉降。我们对星系群的质光比（M/L）的分析表明，M/L随着星系群的丰富度略有增加。
2017-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A high-frequency study of the Sunyaev-Zel'dovich effect morphology in galaxy clusters
对Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应的高频高分辨率成像是研究并合星系团大气复杂结构的重要技术。这种观测对电子光谱的细节很敏感。我们发现，在345 GHz，600 GHz和857 GHz的观测模拟星系团的SZ强度图的形态是显着不同的，因为SZ相对论修正。这些差异可以通过高分辨率成像仪器来揭示。我们计算相对论修正的SZ强度地图的模拟，大规模的，合并的星系团和大规模的，合并的集群1 E0657 -558（子弹团）和阿贝尔2219。SZ强度图的形态是显着不同的345 GHz和857 GHz之间的每个合并集群。我们表明，高分辨率的成像观测的SZ强度图在这些频率，可与LABOCA和HERSCHEL-SPIRE仪器，允许充分利用预测SZ形态效应的天体物理相关性。
2011-05-21 astro-ph.CO
Particle Acceleration on Megaparsec Scales in a Merging Galaxy Cluster
星系团是由一系列较小的星系团和星系团合并而成的。扩散激波加速（DSA）模型表明，在星系团合并过程中发生的激波中，粒子被加速到相对论能量，类似于超新星遗迹。这些粒子与磁场一起发出同步辐射，可能形成所谓的射电遗迹。在这里，我们报告的检测无线电遗迹，我们发现高度一致的磁场，一个强大的光谱指数梯度，和一个狭窄的遗迹宽度，给出了一个测量的磁场在宇宙中一个未被探索的网站。我们的观察证明，DSA也比超新星遗迹中的尺度大得多，并且星系团中的冲击能够产生极高能的宇宙射线。
2010-10-20 astro-ph.CO
A catalogue of merging clusters of galaxies: cluster partners, merging subclusters, and post-collision clusters
基于光学巡天数据，本文构建了包含星系团前并合系统、并合子星系团及碰撞后星系团的大规模目录，为研究宇宙层级结构形成与星系团演化提供了重要数据库。
2024-06-02 astro-ph.CO
Halo Concentration, Galaxy Red Fraction, and Gas Properties of Optically-defined Merging Clusters
我们提出了多波长的光学定义的合并集群的研究，基于超至尊凸轮斯巴鲁战略计划。明亮的红色星系，跟踪集群质量分布，使识别集群subhalos在不同的合并阶段，从而使一个均匀的样本的集群合并，这是公正的合并促进集群内介质（ICM）。我们定义，使用一个峰值发现的方法，合并集群与多峰和单集群与单峰的CAMIRA集群目录。堆叠弱透镜分析表明，我们的合并集群的样本被归类为主要的合并。合并团簇的平均晕浓度比单峰团簇的平均晕浓度小$\sim70\%$，这与数值模拟的结果吻合较好。次晕的空间分布不如主晕的质量分布集中。合并星系团中红星系的比例并不高于单峰星系团。我们发现了一个签名的合并提升的ICM堆叠普朗克Sunyaev-Zeldovich效应和ROSAT X射线光度，但不是在光学丰富度。堆叠的X射线表面亮度分布，与低红移和大质量星系团的主-次晕对对齐，表明中心气体核心沿合并轴拉长，整体气体分布错位$\sim60$度。均匀，无偏的集群合并和多波长的后续研究的样本提供了一个独特的机会，使合并物理的整个过程的全貌。
2019-05-03 astro-ph.CO
Chandra observation of two shock fronts in the merging galaxy cluster Abell 2146
我们提出了一个新的钱德拉观测的星系团阿贝尔2146，它揭示了一个复杂的合并系统的气体结构，是非常相似的子弹团（如。Markevitch等人，2002年）。X射线图像和温度图显示了一个冷却的2-3 keV子星系团，带有一个冲压压力剥离的气体尾部，刚刚离开破裂的6-7 keV主星系团。根据气体温度和密度的急剧变化，我们确定子星系团之前有一个弓形激波，其马赫数为马赫数M=2.2+/-0.8，对应于相对于主星系团的速度v=2200^{+1000}-900} km/s。我们估计这个子星系团在0.1-0.3 Gyr前穿过主核。此外，我们观察到一个较慢的上游激波传播通过外部区域的主要集群和计算的马赫数M=1.7+/-0.3。根据测得的激波马赫数M~2和上游激波的强度，我们认为两团合并的质量比在3到4比1之间。通过比较钱德拉观测与档案HST观测，我们发现，一组星系位于前面的X射线子星系团的核心，但最明亮的星系团位于后面的X射线峰。
2010-04-09 astro-ph.CO
Riding the wake of a merging galaxy cluster
使用WHT OASIS积分场单元观测，我们报告了从Abell 2146中最亮的星系团星系延伸到子星系团X射线冷核心的电离气体薄羽的发现，该子星系团X射线冷核心从BCG偏移约37 kpc。烟羽长度超过15千秒差距，宽度小于3千秒差距。这个羽流的独特之处在于它所在的星系团目前正在经历一次重大的星系团合并。最亮的星系团星系异常地位于X射线激波阵面的后面，并且在冲压压力剥离X射线冷核之后，观察到了最近对BCG破坏的证据。我们研究的气体和恒星的形态，气体运动学的BCG和它们的关系的X射线气体。我们建议，电离气体羽流和偏移X射线冷芯之间的因果关系提供了最简单的解释羽流的形成。BCG和另一个星系团之间的相互作用或合并可能是偏移的原因。
2011-11-02 astro-ph.CO
Mass Estimation of Merging Galaxy Clusters
利用$N$ -体+流体动力学模拟数据研究了合并对星系团质量估计的影响。我们从这些数据中估计维里质量，并将其与实际质量进行比较。当较小子星系团的质量大于较大子星系团的四分之一时，维里质量可以大于实质量的两倍。由于成员星系速度分布的各向异性，结果强烈依赖于观测方向。我们还从模拟数据中得到了X射线表面亮度图和类光谱温度图。质量分布估计从这些数据的假设流体静力平衡。在一般情况下，质量估计与X射线数据给我们更好的结果比维里质量估计。对观测方向的依赖性比维里质量估计的情况要弱。当沿碰撞轴观察系统时，投影质量往往被低估。当维里和/或X射线质量与引力透镜结果相比较时，这一事实尤其值得注意。
2010-04-19 astro-ph.CO
XMM-Newton observations of the merging galaxy cluster CIZA J2242.8+5301
利用XMM-Newton观测方法研究了CIZA星系团J2242.8+5301的团内介质。该星团拥有一个长达2 Mpc，宽约50 Kpc的无线电遗迹，绰号为“香肠”。一个更小，更不规则的反遗迹也存在，以及一个微弱的巨大射电晕。我们分析了ICM物理性质的分布，并试图通过识别密度和温度的不连续性来寻找冲击。在南部遗迹的东部，我们发现了对应于马赫数1.3的激波压缩的证据，并推测激波延伸到射电结构的长度之外。ICM温度在北部遗迹处升高。更令人困惑的是，我们发现在星团中心以东有一堵热气“墙”。一个部分椭圆形的热等离子体环似乎存在于合并周围。虽然无线电观测和数值模拟预测了一个简单的合并几何形状，但X射线结果指向一个更复杂的合并场景。
2012-10-08 astro-ph.CO
Merging Galaxy Clusters and the Search for New Physics of Dark Matter: A Review
Observatório Nacional (ON/MCTI)（国家天文台）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）
本综述聚焦星系团合并这一暗物质研究的宏观实验室，结合多波段观测与高保真N体模拟，探索暗物质是否为无碰撞粒子，推进超出标准宇宙学模型的物理研究。
2026-08-19 astro-ph.CO
Population Gradients in the SDSS Galaxy Catalog. The role of merging
我们调查的颜色和恒星星族梯度的本地样本的3500个中央和1150个卫星SDSS早型星系（ETG）的环境的作用。环境参数化的卫星星系的数量，N_gal在每个组。对于中心星系，我们发现，光学颜色和质量与光（M/L）比梯度是浅的中心星系居住在密集的环境（高N_gal）。这一趋势是由金属丰度梯度驱动的，而年龄梯度似乎对环境的依赖程度较低，分散程度较大。另一方面，卫星在环境方面没有显示出任何差异。如果星系按中心年龄分类，也会发现同样的结果，中心星系和卫星星系如果年龄较大，则梯度较浅，如果年龄较小，则梯度较陡，卫星星系与年龄无关。在中央星系中，我们发现，所观察到的趋势可以解释与干合并，这是更多的密度环境和生产浅的颜色梯度，因为更均匀的金属丰度分布由于混合的恒星星族的发生，而没有最终的线索合并发生可以得到卫星。最后，我们讨论了所有的系统学对恒星星族拟合和它们对最终结果的影响。
2012-01-11 astro-ph.CO
The Observable Thermal and Kinetic Sunyaev-Zel'dovich Effect in Merging Galaxy Clusters
利用Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）对星系团进行高分辨率成像的出现，为研究团内介质（ICM）的天体物理学提供了一个独特的途径。为了研究星系团合并对分辨率SZE图像的影响，我们使用TreeSPH代码ChaNGa对1.5E15 M_sun绝热星系团进行了高分辨率宇宙学模拟。这个巨大的星系团经历了10：3：1的三重合并，伴随着其综合康普顿-Y的急剧上升，在z = 0.05处达到峰值。通过模拟热SZE（tSZ）和动力学SZE（kSZ）的宇宙微波背景（CMB）在这个红移与相对论修正的光谱失真，我们产生各种模拟图像的集群的频率和分辨率与当前的高分辨率SZE仪器。这两个引力约束的合并子星系团分别占主星系团综合康普顿-Y的10%和1%，并且在我们的模拟图像中可见的背景ICM中具有扩展的合并激波特征。我们表明，沿着某些投影和特定的频率，kSZ CMB强度失真可以占主导地位的tSZ由于大的视线速度的子团气体和独特的频率依赖性，这些影响。我们估计，一个单一的速度假设估计的视线速度的合并子集团从kSZ引起的偏差~ 10%。这种速度偏差相对于观测中的其他不确定性来源来说是很小的，部分原因是由于合并引起的背景ICM中有帮助的整体运动。我们的研究结果表明，高分辨率的SZE观测，最近检测到强大的kSZ信号的合并系统的子集群，可以强大的探测动力学以及热状态的ICM。
2013-04-22 astro-ph.CO
A large H$α$ survey of star formation in relaxed and merging galaxy cluster environments at $z\sim0.15-0.3$
我们目前的第一个结果，从最大的H $α$调查的恒星形成和活动星系核活动的星系团。使用9个不同的窄带滤波器，我们选择$>3000$ H $α$发射器内的$19$集群和它们的更大规模的环境超过总体积的$1.3\times10^5$兆个人$^3$。该样本包括松弛和合并集群，涵盖$0.15-0.31$红移范围，并从$5\times10^{14}$ $M_{\odot}$到$30\times10^{14}$ $M_{\odot}$。我们发现，H $α$光度函数（LF）合并集群相比，松弛集群具有更高的特征密度$ϕ^*$。对于合并集群和松弛集群两者，$ϕ^*$从集群核心到集群外围下降，其中合并集群值$\sim0.3$ dex在每个投影半径处更高。特征光度$L^*$下降超过$0.5-2.0$ Mpc距离从集群中心合并集群和增加放松对象。在受干扰的对象，集群托管大规模的冲击波（跟踪无线电遗迹）是过于密集的H $α$发射器相比，在其集群内介质湍流（跟踪无线电晕）。我们推测，在扰动，年轻，大质量的星系团的恒星形成活动的增加，可以触发富气星系，冲击和/或集群内介质之间的相互作用，以及吸积的细丝和星系群。我们的研究结果表明，受干扰的集群代表了非常不同的星系演化的环境相比，轻松的集群或平均场环境。
2016-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shining Light on Merging Galaxies I: The Ongoing Merger of a Quasar with a `Green Valley' Galaxy
对一对z = 0.37的相互作用星系（其中一个拥有一个类星体）的偶然观测显示，一个巨大的气体物质桥连接着两个物体。这座桥被类星体（QSO）光致电离，沿着连接两个星系的整个38 kpc视线显示气体。由此产生的发射谱线提供了一个前所未有的机会来研究这个红移的合并过程。我们确定了气桥的运动学、电离参数（log U ~ -2.5 +- 0.03）、柱密度（N_H ~ 10^{21} cm^{-2}）、金属丰度（[M/H] ~ -0.20 +- 0.15）和质量（~ 10^8 Msun）。我们同时约束类星体宿主星系（M_DM> 8.8 x 10^{11} Msun）及其伴星系（M_DM>2.1 x 10^{11} Msun; M_star ~ 2 x 10^{10} Msun;恒星爆发年龄= 3亿~ 8亿年; SFR~6 Msun/yr;金属丰度12+log（O/H）= 8.64 +- 0.2）的性质。这个系统的一般性质符合星系-星系合并的标准范式，即在第一次和第二次通过之间，其中一个星系拥有一个活跃的类星体。伴星系位于所谓的“绿谷”，其恒星星族与最近在合并第一次通过期间触发的恒星爆发相一致，并且没有可检测到的活动星系核活动。除了提供与星系合并相关的类星体的案例研究，类星体/星系对类星体光电离潮汐桥，如这一个提供了独特的见解星系的属性，同时也区分了一个重要的和不充分理解的星系演化阶段。
2011-03-21 astro-ph.CO
Multi-wavelength Analysis of the Merging Galaxy Cluster A115
A115是位于$z\sim0.2$的一个合并中的星系团，具有许多显著的特征，包括一个巨大的（$\sim2.5$ Mpc）射电遗迹，两个不对称的X射线峰和拖尾，以及一个特殊的视线速度结构。我们提出了一个多波长的研究A115使用的光学成像数据从斯巴鲁，X射线数据从$Chandra$，和光谱数据从凯克/DEIMOS和MMT/Hectospec仪器。我们的弱透镜分析表明，该集群是由两个子集群的质量中心是在两个BCG的位置（$\lesssim10$“）非常一致。通过模拟A115的两个Navarro-Frenk-White晕的叠加，我们确定了北部和南部子星系团的质量分别为$M_{200}=1.58_{-0.49}^{+0.56}\times 10^{14} \text{M}_{\odot}$和$3.15_{-0.71}^{+0.79}\times 10^{14} \text{M}_{\odot}$。结合这两个晕，我们估计总的集群质量为$M_{200}=6.41_{-1.04}^{+1.08}\times10^{14} \text{M}_{\odot}$在$R_{200}=1.67_{-0.09}^{+0.10}$ Mpc。这些弱透镜质量明显（3-10倍）低于X射线和光谱数据所暗示的质量。我们将这种差异归因于两个子星系团之间的碰撞所引起的引力和流体动力学破坏。
2019-03-05 astro-ph.CO
Rise and Fall of Radio Halos in Simulated Merging Galaxy Clusters
本文首次对团簇合并中湍流引起的宇宙线电子再加速进行了高分辨率的MHD模拟。我们使用一个理想化的集群合并模型，结合宇宙射线电子的注入，冷却和再加速的数值模型，研究集群规模的无线电发射在这些对象的演变。与理论预期一致，我们首次在模拟中表明，CRe的再加速有可能重现无线电晕的关键观测值。特别是，我们表明，集群的发展是无线电大声或无线电安静，这取决于他们的进化阶段在合并。因此，我们恢复所观察到的无线电晕的瞬态性质。在模拟中，扩散发射跟踪晕下落注入的湍流的空间分布和种子电子的空间分布之间的复杂的相互作用，以再加速。在晕的形成和演化过程中，同步辐射光谱表现出观察到的变化：从指数为1至1.3的幂律到指数为$> 1.5$的弯曲和超陡光谱。
2012-11-14 astro-ph.CO
Weak-lensing mass bias in merging galaxy clusters
虽然弱透镜效应（WL）是一个强大的方法来估计一个星系团的质量没有任何动力学假设，模型偏差时，集群的密度分布偏离假设的模型轮廓。在合并系统中，由于组成晕经历了重大的结构变化，预计偏差将变得最严重。在这项研究中，我们调查WL质量偏差在二进制集群合并使用一套理想化的流体动力学模拟。真实的WL剪切星表是通过匹配源星系的特性，如固有的形状色散，测量噪声，源密度等，与斯巴鲁和{ \it哈勃太空望远镜}观测到的结果一致。我们发现，在典型的质量-浓度（$M$ - $c$）关系和Navarro-Frenk-White（NFW）分布下，晕的质量偏差依赖于第一次近心通过的时间，并随着伴星质量的增加而增加.质量偏差的时间演化与浓度的时间演化相似，这表明，对于一阶而言，质量偏差受浓度变化的调制。对于两个$\sim10^{15}~M_{\odot}$簇之间的冲突，最大偏差为$\sim60\%$。这表明，以前的WL研究可能大大高估了一些最大规模的合并集群的质量。最后，我们将我们的研究结果应用到三个合并的情况下：Abell 2034，MACS J1752.0+4440，ZwCl 1856.8+6616，并报告其质量偏差在观察到的时间，以及他们的合并前的群众，利用他们的合并冲击位置的合并阶段的示踪剂。
2023-01-25 astro-ph.CO
A merger mystery: no extended radio emission in the merging cluster Abell 2146
本文报道了合并星系团Abell 2146的400 ksChandra X射线观测和325 MHz的GMRT射电观测。钱德拉的观测揭示了与主要合并事件相关的详细结构，包括位于致密子团核心前方的M=2.1+/-0.2弓形激波和第一个已知的上游激波（M=1.6+/-0.1）。令人惊讶的是，在325 MHz的深GMRT观测没有检测到任何与冲击波阵面相关的扩展无线电发射。所有其他合并的星系团，包括子弹星系团、Abell 520、Abell 754和Abell 2744，以及具有候选激波锋面的星系团，都探测到了与激波一致的射电遗迹或射电晕边缘。我们考虑了几个可能影响射电遗迹形成的因素，包括冲击强度和存在的预先存在的电子人口，但没有找到一个有利的解释这一结果。我们计算了一个3 σ上限为13 mJy的扩展无线电发射，这是显着低于预期的无线电功率所观察到的P_{radio} - L_{X}相关合并系统。Abell 2146中没有扩展的射电晕可能是由于相对于大多数合并的星系团而言，星系团的质量较低。
2011-07-11 astro-ph.CO
X-SORTER (X-ray Survey Of meRging clusTErs in Redmapper): X-ray and Spectroscopic Characterization of 12 Optically Selected Galaxy Cluster Merger Candidates
University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；California State University, Sacramento（加州州立大学萨克拉门托分校）；Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院）
通过光学指标识别红mapper团簇中的合并系统，并利用X射线和光谱学观测揭示暗物质相互作用和团簇演化。
2026-06-11 astro-ph.CO
A study of cool core resiliency and entropy mixing in simulations of galaxy cluster mergers
我们提出了一套二进制合并集群模拟的结果。流体动力学集群模拟采用平滑粒子流体动力学（SPH）制定的梯度误差大大减少，通过积分的方法。我们考虑绝热以及辐射模拟，其中我们包括气体冷却，恒星形成和能量反馈超新星。我们探讨合并的热力学结构上的最后合并残留物的团内气体的影响。特别是，我们研究了如何核心熵的合并过程中产生的初始冷却核心配置文件对中断和稳定性。为此，我们考虑了一系列的初始质量比和碰撞参量。我们的绝热合并模拟的最终熵分布与以前的发现（ZuHone 2011）非常一致，所有初始合并设置都破坏了冷核。对于等质量的离轴合并，我们发现，一个显着的贡献，最终的主核心熵是由于旋转运动，这是由潮汐扭矩引起的第一近心通道期间产生的流体动力学不稳定性。在辐射模拟中，冷核对加热过程更具弹性;尽管如此，它们只有在质量非常不相等的离轴合并的情况下才能保持其完整性。我们认为，这些结果是强大的气体物理模拟的变化，特别是包含AGN热反馈。我们的研究结果支持这样的观点，即观察到的核心集群形态自然出现在合并集群的背景下，并得出结论，合并角动量是一个关键参数，在塑造最终合并残留物的物理性质。
2021-05-11 astro-ph.CO
The Blue Compact Dwarf Galaxy VCC848 Formed by Dwarf-Dwarf Merging
长期以来，人们一直推测许多星暴或致密矮星系是矮-矮星系合并的结果，但这种可能性的明确证据在文献中很少报道。我们提出了第一个研究的深光学宽带图像的气体占主导地位的蓝色致密矮星系（BCD）VCC848（Mstar = 2e8Msun）主机扩展的恒星壳，从而被证实是一个矮-矮合并。VCC 848位于室女星系团的外围。通过分析恒星的光分布，我们发现VCC 848是两个矮星系合并的结果，恒星成分的主次质量比<~5，推测的暗物质晕<~2。第二祖星系几乎完全被破坏了。在VCC848中，通过光度测量选择的星团候选者的年龄-质量分布表明，在过去的1 Gyr期间，团簇形成速率（CFR，与恒星形成速率成比例）提高了约7 - 10倍。合并引起的CFR增强在几百万年前在银河系中心附近达到峰值，并在过去的几十万年开始下降。根据最年轻的星团所追踪到的信息，目前的恒星形成活动主要发生在大的银河系中心距离（>~1kpc）。事实上，VCC 848仍然是（原子）气体占主导地位的时期后，最激烈的碰撞表明，富含气体的矮星系合并可能会导致BCD状的残余物与扩展的原子气体分布周围的蓝色紧凑的中心，在一般协议与以前的数值模拟。
2020-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
SUZAKU Observation of a New Merging Group of Galaxies at a Filamentary Junction
本文报道了一个新的合并星系群，朱雀J1552+2739在z ~ 0.08的SUZAKU观测。这个星系群是通过观测斯隆数字巡天光谱数据中光学识别的星系细丝的连接而发现的。Suzaku J1552+2739的X射线图像显示出不规则的形态和多个峰。一个明亮的椭圆星系，在中央峰处可以观察到，允许z = 0.083的群体定位。我们在X射线硬度图中发现了一个明显的热点，靠近第二个峰值。在R_（500）= 0.6Mpc范围内，光谱温度T = 1.6 ± 0.4- 0.1keV，热点温度T = 3 - 5 keV。我们将这些结果解释为朱雀J1552+2739位于一个主要合并过程的中心。观察到一个星系群同时显示多个X射线峰和一个热点是罕见的，我们特别相信，朱雀J1552+2739的研究可能会对更好地理解群内和群内介质的动力学和热演化及其与周围环境的关系产生重大影响。
2011-01-03 astro-ph.CO
Brightest Cluster Galaxy Alignments in Merging Clusters
最亮的星系团（BCGs）和它们的宿主星系团的方向往往是一致的，但驱动这一现象的机制尚不清楚。为了探讨集群合并在这一过程中的作用，我们量化的对齐38个BCGs在22个集群进行重大合并（$\sim 1$陀螺仪后，第一个近心）。我们发现的路线完全一致的集群一般。这表明，对齐是强大的主要集群合并。相反，如果主要的集群合并实际上有助于定位BCG，则这样的过程会迅速起作用，因为定位在第一个近心点之后的$\sim 1$ Gyr内。
2019-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of the merging galaxy cluster Abell 3376
观测到的星系团经常表现出X射线形态，暗示着最近与一个正在坠落的子星系团的相互作用。阿贝尔3376是一个邻近的大质量星系团（z=0.046），其子弹状的X射线发射表明它可能经历了最近的碰撞。它显示出一对Mpc尺度的射电遗迹，其最亮的星系团位于距离X射线发射峰值970 h_70^-1 kpc的地方，那里是第二亮的星系。我们试图恢复Abell 3376的动力学历史。我们使用SPH代码Gadget-2进行了一组N体绝热流体动力学模拟。这些模拟的二进制集群碰撞的目的是探索可能的初始配置的参数空间。通过尝试匹配X射线的形态，温度，维里质量和X射线光度，我们设置近似的约束条件的一些合并参数。我们最好的模型表明，碰撞的质量比在1/6-1/8的范围内的集群，并具有中心气体密度的四倍以上的主集群的子集群。最好是具有小碰撞参量（b<150 kpc）的型号（如有）。我们估计Abell 3376在通过核心后大约0.5 Gyr被观测到，并且碰撞轴相对于天空平面倾斜i~40度。下落的子团驱动超音速激波，传播速度几乎为2600 km/s，这意味着马赫数高达M~4;但我们表明，由于投影效应，它将被低估为M~3。
2013-01-18 astro-ph.CO
Shock heating of the merging galaxy cluster A521
A521是一个相互作用的星系团，位于z=0.247，拥有一个与东部射电遗迹相连的低频射电晕。钱德拉先前的观测暗示在遗迹的位置存在X射线亮度边缘，这可能是一个冲击波阵面。我们分析了最近用XMM-牛顿进行的A521的深度观测，以探测无线电发射覆盖的最外层区域的集群结构。团簇大气具有各种亮度和温度的各向异性。特别是，两个集群核心似乎是由两个冷锋分开。我们发现了两个激波阵面，一个是钱德拉提出的，正在向东传播，另一个是向星团西南部外围传播。两个主要的相互作用的集群似乎是由一个冲击加热区，表现出与无线电晕的空间相关性分开。射电遗迹的外边缘在空间上与冲击波阵面重合，这表明冲击波是遗迹中宇宙射线电子产生的原因。在费米Ⅰ加速机制假设下，由气体密度跃变M = 2.4 +/- 0.2导出的激波阵面的传播方向和马赫数与射电谱指数的预期一致。
2013-02-04 astro-ph.CO
MC^2: Constraining the Dark Matter Distribution of the Violent Merging Galaxy Cluster CIZA J2242.8+5301 by Piercing through the Milky Way
CIZA J2242.8+5301是一个合并系统，有一个突出的射电遗迹（约2 Mpc长），这与X射线发射的形态一起提供了沿着N-S轴的剧烈碰撞的有力证据。我们提出了我们的约束暗物质分布的这种不寻常的系统使用斯巴鲁和CFHT成像数据。测量这个星团的高信噪比透镜信号可能是一项具有挑战性的任务，因为它靠近银河系平面（|b| ~5度）。我们通过仔细的观测计划和系统控制克服了这一挑战，这使我们能够成功地以高保真度绘制星系团的暗物质分布。由此产生的质量图显示，质量分布是高度拉长沿南北合并轴推断的无线电遗迹的方向。基于我们的质量重建，我们确定了两个子星系团，这与星系团的分布相吻合。我们确定它们的质量，同时拟合两个NFW晕不固定他们的质心MCMC分析。南北两个星系的质量分别为$M_{200}=11.0_{-3.2}^{+3.7}\times10^{14} M_{\sun}$和$9.8_{-2.5}^{+3.8}\times10^{14} M_{\sun}$，这表明我们正在目睹两个质量几乎相等的巨大星系的后碰撞。当详细比较质量和星系质心时，我们在北部和南部的子星系团中都检测到~ 1'（~190 kpc）的偏移。我们发现，星系光度质量偏移北部集群是统计上显着的~2西格玛水平，而南部的子集群的部分原因是一个相对较大的质量质心误差的检测是边缘。我们的结论是，这是尚未过早的唯一属性的星系质量错位SIDM和讨…
2014-10-10 astro-ph.CO
A rare sextuple-merging brightest cluster galaxy system in a disturbed galaxy cluster observed with the Einstein Probe Follow-up X-ray Telescope
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；CAS Key Laboratory of FAST, NAOC, Chinese Academy of Sciences（中国科学院FAST国家重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；State Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所粒子天体物理国家重点实验室）；Department of Astronomy, Xiamen University（厦门大学天文系）
利用爱因斯坦探针后随X射线望远镜和光学数据，发现一个处于动力学年轻状态的星系团WHY J050106.2+013714，其中包含由六个大质量星系组成的罕见六重并合最亮星系团星系系统，总恒星质量达1.16×10^12 M☉，并探测到延伸至310 kpc的星系团内光成分。
2026-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Merging Galaxy Clusters with X-ray and Lensing Simulations and Observations: The case of Abell 2146
星系团合并是检验宇宙学和天体物理学模型的有力实验室。然而，解释个别合并集群关键取决于他们的合并配置，由质量，速度，碰撞参量，并合并轴相对于天空平面的方向定义。在这项工作中，我们调查合并参数的影响上的X射线发射集群内介质和引力透镜地图使用一套理想化的模拟二进制集群合并使用的GAMER-2代码。作为一个测试案例，我们专注于模拟子弹头般的合并系统阿贝尔2146，其中深\textit{Chandra} X射线和透镜观测揭示了突出的合并冲击以及质量分布和子结构与此合并集群。我们确定了最有趣的参数组合，并评估各种参数对深\textit{Chandra}和透镜观测所观察到的合并冲击的性质的影响。我们发现，由于引力压缩的集群晕合并过程中，以前的质量估计从弱透镜太高。合并的平面比先前估计的更远离天空平面倾斜，直到距离天空平面$30^\circ$。我们讨论了我们的研究结果的适用性合并星系团的多波长观测和它们的宇宙学和等离子体物理的探针使用。
2021-08-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
ENISALA: II. Distinct Star Formation and Active Galactic Nucleus Activity in Merging and Relaxed Galaxy Clusters
星系团的成长是充满能量的，可能会触发和/或淬灭恒星的形成和黑洞的活动。ENISALA项目是一个多波长观测的集合，旨在了解大尺度结构如何驱动星系和黑洞演化。本文介绍了14个z~0.15-0.31星系团中800多个H $α$发射线星系的光谱学研究。我们调查的性质的发射线与宿主星系的属性，它在集群内的位置，和父集群的属性。我们发现显着的差异合并和放松集群。大多数H $α$发射线星系在合并星系团领域位于3百万秒差距的中心。在合并的星系团中，这些线发射体中的很大一部分是由恒星形成提供动力的，而与星系团的中心半径无关，而其余的则是由活动星系核提供动力的。恒星形成星系在松弛星系团的3 Mpc范围内是罕见的，活动星系核在其外围（~1.5-3 Mpc）最丰富。我们发现了一个人口的恒星形成星系大的等效宽度和蓝色的紫外光的颜色，发现专门在合并的集群在我们的样本。合并星系团中广泛的发射线活动可能是由最近吸积的富含气体的星系中的触发活动支持的。相比之下，我们的观察宽松的集群匹配建立的模型，其中黑洞活动增强维里半径和恒星的形成是淬火内的下落区域。我们的结论是，发射线星系经历不同的合并和放松集群的演化路径。
2021-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dynamics of Merging Galaxy Clusters from Simulated Analogs
合并的星系团可能提供了一个独特的窗口，了解暗物质的行为和成员星系的演化。为了解释这些自然对撞机实验，我们必须考虑自近心点通过（TSP）以来已经过去了多少时间，合并子团的最大相对速度，合并阶段（在第一个近心点后出站或返回第二个近心点），以及其他无法直接观察到的动力学参数。这些量通常是从分阶段模拟或分析时间参数推断出来的，这些参数既不包括子结构、大尺度结构，也不包括宇宙学意义上的碰撞参量范围。我们包括所有这些影响，从模拟系统中提取动力学参数的宇宙学n体模拟，我们提出了11个观察到的系统的约束。TSP和视角，我们得到的是一致的，与那些阶段的流体动力学模拟，但我们发现较低的最大速度。分析MCMAC方法相比，我们发现较低的TSP，和视角，把分离矢量更接近天空的平面，我们把这归因于零近心距离的MCMAC假设。我们讨论了潜在的扩展的基本模拟方法以及方法之间的互补性。
2019-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Merging Galaxy Cluster Environment Affects the Morphology of Radio-AGN
该研究利用 LoTSS 144 MHz 数据对比并合与弛豫星系团中射电 AGN 的形态，发现并合环境显著提高了扰动型及仅射电识别 AGN 的比例，揭示了环境对部分射电 AGN 演化的选择性影响。
2025-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy growth by merging in the nearby universe
我们测量质量增长率合并的星系类型范围广泛。我们给出了来自纽约大学VAGC光谱样本（5个\times 10^5星系，红移0.03 < z < 0.15）和来自SDSS成像的星系子样本（4个\times 10^7星系）的小尺度（0.014 < r < 11 h 70 ^{-1} Mpc）投影互相关联函数w（rp）。我们使用平滑拟合来对二维函数w（rp）进行去投影，以获得针对若干光谱子样本中的每一个与若干成像子样本中的每一个的平滑三维实空间交叉关联函数r（r）。由于密偶星系预计会合并，因此三空间函数和动力学演化时间估计提供了星系吸积率。我们发现，大质量的蓝色星系和红色星系的吸积主要是由红色的同伴，并在小质量的蓝色星系，红色和蓝色星系作出类似的贡献。我们整合了所有类型的同伴，发现在固定的恒星质量，总分数吸积率到红色星系（\sim 1.5 h70%每Gyr）是大于蓝色星系（\sim 0.5 h70%每Gyr）。虽然这些速率非常低，但几乎可以肯定是高估了，因为我们假设所有的密偶在动力学摩擦允许的范围内尽快合并。
2012-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A shock front in the merging galaxy cluster Abell 754: X-ray and radio observations
我们提出了新的钱德拉X射线和巨型米波射电望远镜（GMRT）附近的合并星系团阿贝尔754无线电观测。我们的X射线数据证实了冲击波阵面的存在，通过获得第一个直接测量的气体温度跳跃跨越X射线亮度边缘先前看到的成像数据。A754是第四个确认合并激波阵面的星系团，它的激波最弱，其马赫数为马赫数M=1.57+0.16-0.12。在我们330 MHz的新GMRT观测中，我们发现先前已知的位于中心的射电晕向东延伸到激波的位置。X射线冲击波阵面也与先前在74兆赫观测到的射电遗迹的位置一致。使用我们的无线电数据和早期在74 MHz和1.4 GHz的结果，震后地区的无线电频谱非常陡峭。我们认为，在冲击波前直接从热超相对论能量的电子加速是有问题的，由于能量参数，而预先存在的相对论电子的再加速是更合理的。
2010-10-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Gentle re-energisation of electrons in merging galaxy clusters
星系团是宇宙大尺度结构中质量最大的组成部分。虽然弥漫在星系团中的热气体通过X射线卫星的观测得到了相对较好的了解，但我们对星系团内部介质的非热部分的了解仍然不完整。通过LOFAR和GMRT观测，我们发现了一种只能在极低无线电频率下才能揭示的现象，并为非热成分提供了新的见解。我们提出，无线电发射等离子体和扰动的星系团内介质之间的相互作用，可以轻轻地重新激活最初注入活动星系核的相对论粒子。通过这种机制供电的源可以将电子保持在比辐射老化所允许的更高的能量。如果这种机制对于老化的等离子体是普遍的，那么在星系团内部就可以积累一群温和的相对论性电子，为合并引起的更大尺度的再加速机制（如湍流和冲击波）提供种子种群。
2017-10-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Mismeasure of Mergers: Revised Limits on Self-interacting Dark Matter in Merging Galaxy Clusters
在最近一篇有影响力的论文中，Harvey等人（2015）通过对合并星系团样本中的暗物质-星系偏移进行平均，推导出暗物质自相互作用截面的上限（$σ_{\rm DM} < 0.47$ cm $^2$ /g，置信度为95\%）。使用更全面的数据，在相同的集群，我们确定了几个实质性的错误，在他们的偏移测量。根据Harvey等人在简单固体散射模型中将偏移量与截面相关联的规定，校正这些误差将$σ_{\rm DM}$的上限放宽到$\lesssim 2$ cm $^2$ /g。此外，样本中的许多聚类违反了这一规定背后的假设，因此即使是修改后的上限也应该谨慎使用。虽然这个特定的样本不严格约束自相互作用的暗物质模型时，这种方式进行分析，我们将讨论如何合并合奏可能会更有效地在未来使用。我们的结论是，使用单波段成像来识别质量和光峰的固有误差不一定在这种大小的样本中平均，特别是当少数子结构构成合奏中的大部分重量时。
2018-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Owl: Twin Active Collisional Ring Galaxies with Starburst Merging Front at $z=1.14$
Tsinghua University（清华大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；The University of Tokyo（东京大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI)（宇宙物理与数学研究 Kavli 研究所（WPI））；Center for Data-Driven Discovery, Kavli IPMU (WPI), UTIAS（数据驱动发现中心，Kavli IPMU（WPI），UTIAS）；Aix Marseille Univ.（艾克斯马赛大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；CNES（法国国家空间研究中心）；LAM（拉格朗日天体物理学实验室）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
宇宙猫在z=1.14处发现，由双碰撞环星系和AGN射流引发的星暴揭示了碰撞和AGN驱动的恒星形成机制。
2026-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Possible non-thermal origin of the hard X-ray emission in the merging galaxy cluster SPT-CL J2031-4037
星系团在高能X射线区域的非热辐射已被各种仪器探测到，但这种辐射的探测意义还没有被发现是边缘的或有争议的。利用NuSTAR的独特能力，集中在硬能带的X射线，我们提出了一个详细的分析238 KS NuSTAR观测合并的星系团SPT-CL J2031-4037，寻找非热逆康普顿发射。我们对SPT-CL J2031-4037的光谱分析表明，该星系团的硬X射线发射可以用非热成分来描述，尽管我们不能完全排除这种硬发射的纯粹热起源。包括统计和系统的不确定性，我们的最佳模型拟合产生20-80 keV的非热通量的$3.93_{-1.10}^{+1.24} \times 10^{-12}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$。估计的非热通量与使用NuSTAR和其他X射线仪器在其他星系团中发现的非热通量相当。利用这个非热通量与现有的无线电数据的集群，我们估计体积平均磁场强度在0.1-0.2 $μ$ G的范围内。
2022-08-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
The dynamical state of RXCJ1230.7+3439: a multi-substructured merging galaxy cluster
利用3.6 m TNG望远镜获得的93个新的星系光谱红移和SDSS DR 16公开数据，分析了z=0.332的星系团RXCJ 1230.7 +3439的运动学和动力学状态。我们发现，RXCJ 1230出现在红移空间中的一个明显的孤立峰，与全球的视线速度色散$1004_{-122}^{+147}$ km s $^{-1}$，并显示出一个非常复杂的结构与三个子集群的存在。我们的分析证实，检测到的三个子结构是在合并前的阶段，在那里的主要相互作用发生在西南subclump。我们计算的速度色散$σ_\textrm{v} \sim 1000$和$σ_\textrm{v} \sim 800$公里的$^{-1}$的主集群和西南子结构，分别。中心主体和西南子结构在LOS速度上相差$\sim 870$ km s $^{-1}$。从这些数据中，我们估计的动力学质量$M_{200}= 9.0 \pm 1.5 \times 10^{14}$ M $_{\odot}$和$4.4 \pm 3.3 \times 10^{14}$ M $_{\odot}$的RXCJ 1230主体和西南集群，分别，这表明，集群将遭受合并的特点是2：1的质量比的影响。我们解决了这种相互作用的两体问题，并发现最有可能的解决方案表明，合并轴几乎包含在天空的平面和子集群将充分互动$\sim0.3$陀螺仪。动力学质量和来自X射线数据之间的比较…
2022-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffuse radio emission in the complex merging galaxy cluster Abell 2069
具有近期合并迹象的星系团在许多情况下显示出扩展的弥散射电特征。这种发射源自相对论电子，其由于簇内磁场而遭受同步加速器损失。粒子加速的机制和磁场的性质仍然知之甚少。我们在星系团中寻找漫射射电辐射。在这里，我们研究复杂的星系团阿贝尔2069，X射线观测表明最近的合并。我们研究了集群的无线电连续辐射的深韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）在346 MHz的观测和巨米波射电望远镜（GMRT）在322 MHz的观测。我们发现一个扩展的弥漫性无线电功能大致符合集群的主要组成部分。我们将这种发射归类为射电晕，并估计其下限通量密度为25 +/- 9 mJy。此外，我们发现第二个扩展的扩散源位于集群的同伴，估计其通量密度为15 +/- 2 mJy。我们推测这是一个小晕或迷你晕。如果这是真的，那么这个星系团就是第一个在单个星系团中出现双晕的例子。
2014-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can giant radio halos probe the merging rate of galaxy clusters?
对星系团的射电和X射线观测揭示了星系团合并与巨型射电晕（RH）之间的直接联系，这表明这些源可以用来探测星系团合并速率与宇宙时间的关系。在本文中，我们进行了探索性的研究，结合所观察到的分数合并集群（调频）和RH（fRH）的合并率预测的宇宙学模拟，并试图推断合并属性的集群，出现在X射线干扰和集群RH的约束。我们使用形态学参数来识别合并系统，并分析了目前最大的样本集群与无线电和X射线数据（M500> 6d 14 Msun，和0.2<z<0.33，从普朗克SZ集群目录）。我们发现，在该样品中，fm~62-67%，而fRH~44- 51%。通过比较理论f_m和观测f_m，可以约束组合（xi_m，tau_m），其中xi_m和tau_m是最小合并质量比和合并引起的扰动时间尺度。假设τ_m~ 2-3 Gyr，在模拟的约束下，我们发现当xi_m~0.1-0.18时，观测到的f_m与理论值相匹配。这与样品中团簇的光学和近红外观测结果一致（xi_m~0.14-0.16）。RH仅在一部分合并团簇中发现的事实可能表明，产生RH的合并事件的特征在于较大的质量比;这似乎得到了样品中RH团簇的光学/近红外观测的支持（xi_min~0.2-0.25）。另外，在所有的并合中都可能产生RH，但它们的寿命比τ_m短（约fRH/fm）。这是一个探索性的研究，但它表明，后续研究使用即将到来的无线电调查和足够的数值模拟有可能得…
2016-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Offsets between the X-ray and the Sunyaev-Zel'dovich-effect peaks in merging galaxy clusters and their cosmological implications
观测结果表明，某些星系团的X射线图和Sunyaev-Zel 'dovich（SZ）效应图的峰值相互偏移。在本文中，我们进行了一组流体动力学模拟的两个星系团合并的调查之间的空间偏移的最大值的X射线和SZ表面亮度的合并集群。我们发现在星系团的主要合并过程中可以产生相当大的SZ-X射线偏移（> 100kpc）。这主要是由于合并星系团的主、次近心通道之间存在"跳跃效应"，使得X射线峰可能跳跃到小星系团中心附近的致密气体区，而SZ峰则停留在大星系团中心附近。我们的模拟结果表明，合并系统具有较高的质量和较大的初始相对速度可能会导致较大的偏移量和较长的偏移时间持续时间，只有近迎面合并可能会产生显着大的偏移量。进一步研究了SZ-X射线炮检距的统计分布，发现：（1）炮检距的数量分布呈双峰型，一个峰值位于低炮检距~0处，另一个峰值位于大炮检距~350 - 450kpc/h处，但中间炮检距的天体很少;质量范围大于2 × 10 ^{14} Msun/h的星系团，其偏移量大于20，50，200，300和500 kpc/h的概率分别为34.0%，11.1%，8.0%，在z = 0.7时，分别为6.5%和2.0%。概率是敏感的基本成对的速度分布和集群的合并率。未来对大量星系团偏移量的观测可能会对星系团尺度上的宇宙速度场和星系团合并率产生很强的约束。（节录）
2014-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of the galaxy stellar mass function in determining the cosmological distribution of astrophysical transients with applications to fast radio bursts and merging binary black holes
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；The Open University of Israel（以色列开放大学）
通过引入星系恒星质量函数及其红移演化，修正了快速射电暴和并合双黑洞等暂现源的宇宙学分布模型，发现快速射电暴的单位恒星质量形成效率需提高约3倍，并指出忽略宿主星系信息会导致有偏结果。
2026-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Major Merging: The Way to Make a Massive, Passive Galaxy
我们分析了投影轴比分布，p（b/a），从斯隆数字巡天（DR 6）光谱选择的星系，具有低恒星形成率。对于这些静止的星系，我们发现在恒星质量为~10^{11} M_sol时，p（b/a）发生了相当突然的变化：在更高的质量下，几乎没有任何星系的b/a<0.6，这意味着它们基本上都不具有盘状的内在形状，必须是球状的。这个过渡质量比临界质量高3-4倍，超过临界质量，静止星系在数量上超过恒星形成星系，这表明这些质量尺度是不相关的。在质量低于~10^{11} M_sol时，静止星系的轴比范围很大，这意味着星系是由凸起和盘状星系组成的。我们的结果强烈地表明，大合并是产生大质量（>10^{11} M_sol）静止星系的最重要的，也许是唯一相关的演化通道，因为它不可避免地导致球状体。
2009-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
No Shock Across Part of a Radio Relic in the Merging Galaxy Cluster ZwCl 2341.1+0000?
星系团ZwCl 2341.1+0000是一个z=0.27的合并系统，拥有两个射电遗迹和一个中央的微弱的射电结构。这两个射电遗迹具有异常平坦的综合光谱指数，分别为-0.49 +/- 0.18和-0.76 +/- 0.17，这些值与弱合并冲击下热粒子的标准扩散冲击加速度理论不太一致。我们目前的成像结果，从XMM牛顿和钱德拉观测的集群，旨在检测和消除密度不连续的ICM。正如预期的那样，我们在每个射电遗迹附近探测到密度不连续。然而，如果这些不连续性是激发无线电发射的激波阵面，那么它们的马赫数是令人惊讶的低，两者都<=2。我们研究了密度不连续的孔径，发现当NW不连续跨越NW射电遗迹的整个长度时，SE不连续跨越的弧短于SE遗迹跨越的弧。这一惊人的结果与我们目前对射电遗迹起源的理解明显矛盾。需要更深的X射线数据来证实我们的结果，并确定密度不连续性的性质。
2014-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weak lensing and spectroscopic analysis of the nearby dissociative merging galaxy cluster Abell 3376
The galaxy cluster Abell~3376 is a nearby (z=0.046) dissociative merging cluster surrounded by two prominent radio relics and showing an X-ray comet-like morphology. The merger system is comprised of the subclusters A3376W & A3376E. Based on new deep multi-wavelength large-field images and published redshifts, we bring new insights about the history of this merger. Despite the difficulty of applying the weak lensing technique at such low redshift, we successfully recovered the mass distribution in the cluster field. Moreover, with the application of a two-body model, we have addressed the dyna…
2017-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supercluster A2142 and collapse in action - infalling and merging groups and galaxy transformations
我们研究了具有坍缩核心的超星系团SCIA 2142中星系和星系团的动力学状态和性质，以了解其可能的形成和演化。我们发现星系群的子结构使用正常的混合物模型。我们已经使用投影相空间（PPS）图，球状坍缩模型，集群中心的距离，和最亮的星系群之间的星等差距，研究集团的动力学状态，并分析集团和星系的属性。我们比较了超星系团的排列和它们最亮的星系与超星系团轴的排列。超星系团核心的半径约为$8 h^{-1}$ Mpc，总质量为$M_{\mathrm{tot}} \approx 2.3\times~10^{15}h^{-1}M_\odot$，正在坍缩。超星系团轴上的星系团比离轴星系团有更老的恒星星族，相应的恒星年龄中值为$4 - 6$和$< 4$ Gyr。星系团A2142和星系团Gr 8都是SCIA 2142星系团中最古老的恒星星族，其恒星年龄中值为$t > 8$ Gyr。最近淬灭的星系和活动星系核（AGN）大多位于星系团的维里半径或合并区，而星系团的中心距离为$D_c \approx 6 h^{-1}$ Mpc。最细长的星系群沿着超星系团轴排列，星系群中最亮的星系之间的星等差距小于一等，这表明SClA 2142中的星系群在动力学上是年轻的。超星系团核心的坍缩、星系和星系团的坍缩以及可能的星系团合并，这些都会影响星系的性质，并可能触发活动星系核的活动，显示了整个超星系团是如何演化的。
2018-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
RAD@home citizen science discovery of an AGN spewing a large unipolar radio bubble onto its merging companion galaxy
活动星系核在星系合并过程中的反馈是解释黑洞-星系协同演化的最受欢迎的模型。然而，活动星系核驱动的喷流/风/辐射如何与合并星系的气体相结合，导致正反馈，瞬间增强恒星形成，随后是负反馈，恒星形成下降，人们对此知之甚少。只有少数情况下是已知的喷流和伴星星系的相互作用导致轻微的离轴扭曲的喷流和增强恒星形成的气体丰富的小同伴。在这里，我们简要地报告一个非凡的情况下，RAD 12，发现RAD@home公民科学合作实验室，其中第一次显示出对称反射的无线电射流驱动的气泡~137 kpc的碰撞后，传入的星系，这不是一个富含气体的小，但在一个主要的合并气体贫乏的早型星系。令人惊讶的是，既没有正反馈，也没有任何无线电波瓣的反喷流侧，如果有的话，被检测到。令人困惑的是，RAD 12是一个真正的单侧喷流，还是一个在合并过程中被激波捕获、压缩和重新加速的射电瓣。这是RAD 12的首次成像研究，采用GMRT、存档MeerKAT无线电数据和CFHT光学数据进行随访。
2022-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A LOFAR study of non-merging massive galaxy clusters
在合并和非合并的星系团中都观测到了位于中心的弥散射电辐射。根据它们的形态和大小，我们区分巨型射电晕，这主要发生在合并集群，和迷你晕，这是在非合并，冷核集群。需要进行低频灵敏观测，以评估在这少数几个案例中发现的辐射在星系团中是否普遍存在。为此，我们进行了一项活动的观测与低频ARay（LOFAR）的频率范围120 - 168 MHz的9个大规模集群选择从\textit{Planck} SZ目录，其中没有重大合并的迹象。在本文中，我们讨论的结果，导致了最大的集群样本研究在LOFAR两米巡天，我们提出钱德拉X射线数据用于调查的动态状态的集群，验证集群目前没有进行重大合并，并寻找痕迹的轻微或离轴合并。我们在冷核星系团PSZ 1G 139和RXJ 1720的小晕周围发现了大尺度的陡谱辐射，而在非冷核星系团A1413的小晕周围没有观察到这种现象。在非冷核星系团RXCJ 0142中，我们还发现了一个新的570 kpc晕。我们推导出新的上限，没有发现扩散无线电发射的集群无线电功率，我们讨论了我们的结果约束的ICM宇宙射线能量预算的影响。我们的结论是，无线电发射在非合并的大规模集群是不常见的，在我们的观察所达到的灵敏度水平，并没有观察到与集群动力学状态的明确联系。我们的研究结果可能表明，一个致密的冷核的晃动可以触发更大尺度上的粒子加速，并产生陡谱无线电发射。
2018-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass and Environment as Drivers of Galaxy Evolution III: The constancy of the faint-end slope and the merging of galaxies
我们探索使用我们的连续性方法的潜在连接的恒星形成星系的恒星质量函数，对数斜率的sSFR质量关系和星系合并的恒星质量函数的弱端斜率的演变。我们解析地导出了观测到的自红移至少为z ~ 2以来的暗端斜率恒定性的结果。如果sSFR-质量关系的对数斜率是负的，那么由于恒星形成主序星上星系的质量微分增加，暗端斜率应该很快发散，这也会很快破坏质量函数的谢克特形式。这个问题可以通过将低质量星系合并成更大质量的星系来解决。我们通过引入特定的合并质量率（sMMR）来量化这一过程，sMMR是通过合并添加到给定星系的质量的特定比率。对于β ~-0.1的sSFR-质量关系的对数斜率的适度负值，需要整个群体的平均sMMR ~ 0.1sSFR以保持弱端斜率随时期恒定，如所观察到的。这反过来又意味着主要合并的合并率约为0.2sSFR，这与现有的观测估计一致。如果β值越负，则需要更高的sMMR和更高的合并率，并且当β < ~-0.6时，质量函数的变陡变得不可能控制，因为观测到的弱端斜率值为~-1.4。原位sSFR和sMMR之间的密切联系可能是因为两者都与暗物质晕的形成密切相关。这些新发现进一步发展了我们之前介绍的演化星系群的形式，并显示了星系群中惊人的对称性如何作为所涉及的物理过程之间的深层联系的结果而出现。
2014-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two merging galaxy clusters with very hot shock fronts observed shortly before pericentric passage
我们对来自XMM- \textit{Newton} X射线存档数据的两个合并簇进行了详细分析：PLCKESZ G036.7+14.9（$z=0.15$ ;以下简称G 036）和PLCK G292.5+22.0（$z=0.30$ ;以下简称G292）。我们注意到，集群内的介质被加热作为合并的结果，我们发现合并冲击的证据在两个子集群晕之间的区域。X射线观测证实，这些系统中的冲击是文献中已知的最热的。根据ICM对温度不连续性的分析，确定G 036和G292的马赫数分别为$M_{\rm G036}=1.3$和$M_{\rm G292}=1.5$。在本文中，对于每个集群，我们提出了一个流体动力学模型的合并作为一个整体，兼容其扩散X射线发射和温度图。模拟结果表明，这两个集群观察前不久，臂间通道。我们的模拟结果表明，G 036系统的合并是在倾角为50 $^{\circ}$（轨道平面和天空平面之间的角度），只有50万年前的近心通道。在G292的情况下，子星系团将在离天空平面（$i=18^{\circ}$）不远的地方合并，并在两个核心碰撞之前观察到150万年。
2019-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The extreme Disturbed Galaxy Cluster Sample (eDGeS): Spectroscopy and Dynamical Analysis of the eROSITA-Selected Merging Galaxy Cluster Candidate 1eRASS J025859.4-193727
University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）；International Gemini Observatory, NSF NOIRLab（国际双子座天文台，NSF NOIRLab）；Cerro Tololo Inter-American Observatory, NSF NOIRLab（塞罗托洛洛美洲际天文台，NSF NOIRLab）；Observatório Nacional (ON/MCTI)（国家天文台（ON/MCTI））；Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马普地外物理研究所）
本研究对eROSITA选出的并合星系团候选体1eRASS J025859.4-193727进行光谱与动力学分析，确认51个成员星系，测量其速度弥散度和动力学质量，并结合子团分布与相空间证据推断其为天空平面内的并合事件。
2026-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The merging galaxy cluster Abell 3266 at low radio frequencies
我们提出了新的低频（$ν= 88$-216 MHz）的复杂合并星系团阿贝尔3266的观测。这些新的观测是在Murchison Widefield Array（MWA）的第二阶段“扩展”，长基线配置中进行的，提供了迄今为止最高分辨率的星团低频视图。我们报告的四个陡峭的频谱（$α\lesssim -1$为$S_ν\propto ν^α$）扩展的无线电源集群内的检测。我们确认探测到一个$\sim 570$ kpc无线电遗迹的集群的南部，和一个可能的桥梁的排放连接遗迹的集群核心。我们还发现两个新的超陡谱（$α\lesssim -1.7$）化石等离子体源的集群中心的北部和西部没有相关的紧凑的无线电发射。以前在星团中探测到的射电星系也被发现有一个光谱变陡的尾巴，MWA突出显示了陡峭的光谱成分。我们在星团中没有探测到巨大的射电晕。在216 MHz模拟了一系列射电晕后，我们将射电光度的上限设为150 MHz时对应于$\sim 7.2 \times 10^{24}$ W Hz $^{-1}$，假设预期半径为500 kpc，比标度关系中预期的低5倍。为什么在阿贝尔3266中没有发现一个巨大的射电晕还不清楚--合并的时间轴和光学和X射线研究确定的系统的总质量表明了一个托管系统的基础。
2022-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
