Spitzer observations of Abell 1763 - II: Constraining the nature of activity in the cluster-feeding filament with VLA and XMM-Newton data
阿贝尔1763在z=0.23的超结构包含第一个使用中红外观测直接检测到的星系细丝。我们以前的工作已经表明，在暗条内，以24μm辐射为特征的星爆星系的频率比在富星系团的中心或系统周围的场要高得多。这里提供了新的VLA和XMM-牛顿数据。我们使用无线电和X射线数据来研究活动星系的分数和位置，包括活动星系核（AGN）和星暴。射电远红外相关、X射线点源定位、IRAC颜色和类星体位置都被用来了解活动星系核的存在。我们发现很少有MIPS选择的星系，显然是由AGN活动为主。在暗条中的大多数射电选择成员是星爆。在超星系团中，在射电和中红外波段探测到的8个分光成员中，有3个是射电亮活动星系核。它们位于Abell 1763的核心或附近。五个星爆位于沿着灯丝的更远的地方。本文计算了已知的Abell 1763最亮星系团（BCG）广角尾（WAT）源的物理性质。第二个双瓣源被发现沿细丝以及以外的维里半径的任何集群。WAT从X射线质心的速度偏移，以及WAT在簇内介质（ICM）中的弯曲都与冲压压力剥离一致，表明沿灯丝方向的流运动。我们认为这是进一步的证据，星系细丝的集群喂养的性质。
2010-09-29 astro-ph.CO
FIGARO Simulation: FIlaments & GAlactic RadiO Simulation
我们产生了第一个低到中频无线电模拟，结合了传统的河外射电源以及同步加速器宇宙网发射。FIlaments \& GAlactic Radio（FIGARO）模拟包括10个独特的\SI{4x4}{\degree}场，包括活动星系核（AGN）、恒星形成星系（SFG）和同步加速器宇宙网发射，红移为$z = 0.8$，频率范围为100-1400 MHz。为此，模拟将最近的$100^3$ Mpc $^3$磁流体动力学模拟（Vazza等人，2019年），校准以匹配观测到的无线电遗迹人口统计数据，以及用于模拟河外射电源的更新的“T-RECS”代码（Bonaldi等人，2019年）。独特的是，活动星系核和SFG的填充和定位根据宇宙学模拟的基本物质密度。通过这种方式，模拟提供了对宇宙网的表观形态，角度尺度和亮度的准确理解，以及-至关重要的-宇宙网相对于嵌入的河外射电种群的聚类特性。我们发现，同步加速器宇宙网并没有密切跟踪宇宙网的基本质量分布，而是由周围的暗物质晕的发射冲击壳为主，类似于一个大的，未被发现的人口的无线电遗迹。我们还表明，与准确的内核，宇宙网络无线电发射是清楚地检测到的互相关技术，这个信号是可分离的嵌入河外射电人口。我们提供的模拟作为一个公共资源，对技术的发展，用于检测和测量同步加速器宇宙网。
2021-06-15 astro-ph.CO
A candle in the wind: a radio filament in the core of the A3562 galaxy cluster
利用MeerKAT对星系团A3562（沙普利超星系团的一个成员）的观测，我们发现了一个窄、长、直、非常微弱的射电灯丝，它以直角从位于星系团核心附近的射电星系的尾部分支出来。射电灯丝跨越200千秒差距，与X射线中看到的晃动的冷锋对齐，在投影中停留在冷锋内部。在$α\simeq -1.5$，沿暗条的射电光谱指数似乎是一致的（在很大的不确定性内）。我们认为射电星系位于冷锋之外，但它的尾巴浸在冷锋之下。吹到那里的切向风可能会将射电星系的射电等离子体拉伸成一个非线性结构。在这种情况下，需要一些再加速以保持无线电频谱均匀。或者，来自尾部那个点的宇宙射线电子可以沿着星系团的磁场线传播，通过同样的切向流，通过极快的扩散。我们的射电灯丝可以对这一过程进行限制。我们还发现了一个紧凑的无线电源在布里渊星系团（BCG），是2- 3个数量级的亮度比那些在典型的星系团中央星系-可能是一个例子的BCG饥饿的吸积燃料的气体晃动。
2022-06-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Triggered star-formation in the inner filament of Centaurus A
我们提出了最近的哈勃太空望远镜观测半人马座A的内部灯丝，使用新的宽视场相机3（WFC 3）$F225W, F657N$和$F814W$过滤器。我们在暗条西南端附近发现了一个年轻的恒星星族。结合WFC 3数据集和存档的高级巡天相机（ACS）$F606W$观测数据，我们能够将这些恒星的年龄限制在<= 1000万年，最佳年龄为1- 400万年。沿着暗条没有发现最近的恒星形成。基于该恒星星族的位置和年龄，以及恒星形成附近没有射电瓣或喷流活动的事实，我们对内暗条的起源提出了更新的解释。Sutherland等人（1993）认为，射电喷流引起的激波可以驱动观测到的光学谱线发射。我们认为，这样的冲击可以自然地出现，由于弱茧驱动的弓形激波（而不是直接从无线电喷流），通过扩散星际介质从附近的位置内北射电瓣传播。冲击波可以冲破分子云，在致密的分子核心中引发恒星形成。然后，扩散气体的烧蚀和冲击加热产生所观察到的光学线和X射线发射。更深的X射线观测应该显示出沿着灯丝的更弥散的发射。
2012-01-16 astro-ph.CO
GMRT unveils steep-spectrum antique filaments in the galaxy cluster Abell 725
我们提出了原始的GMRT射电观测的星系团阿贝尔~725，在红移为0.09，以及其他档案观测。我们的GMRT图揭示了两个陡峭的光谱弥漫丝在集群中，随着以前报道的弧状结构，和广角尾（WAT）的无线电源与布里渊星系团星系（BCG）在集群的外围。WAT的弯曲形态表明，它的喷流已被扫回的动压所产生的运动的BCG通过周围的集群内介质。与WAT相关的BCG拥有一个黑洞，我们估计其质量为1.4 $\pm0.4 \times10^{9} \Msun$。我们观察到的BCG和X射线质心的星系团，这与其他动力学特征，表明集群的早期演化阶段之间的2 \arcmin（195\，kpc的投影）的偏移。WAT射电星系、弧和丝状体的光谱指数分别为$α_{612}^{240}= -0.46\pm 0.15$、$-0.8\pm0.3$和（$-1.13\pm 0.48$、$-1.40\pm 0.50$）。WAT和弧是连接的结构，而细丝从它们分离，但被发现沿着WAT的踪迹。基于形态的组件，和渐进陡峭的组件从核心的WAT的细丝，我们建议，这个系统是一个无线电星系的落后古董丝。
2021-10-07 astro-ph.CO
The diffuse radio filament in the merging system ZwCl 2341.1+0000
在一些星系团中，存在着弥散的非热辐射，与任何单个星系都没有明显的联系。这些源已被确定为遗迹，迷你晕，晕根据其性质和相对于集群中心的位置。此外，在少数情况下，已经报告了存在的弥漫性无线电发射不确定的集群，但与大规模的附属区。本工作的目的是观察和讨论存在于星系ZwCl 2341.1+0000的复杂合并结构中的漫射射电辐射。我们已经获得了VLA观测在1.4 GHz的扩散发射的深射电图像。低分辨率VLA图像显示了与最大尺寸= 2.2 Mpc的复杂合并区域相关的弥散无线电发射。除了先前报道的外围射电辐射，被归类为双重遗迹，漫辐射检测沿星系的光学灯丝。这里讨论的巨型射电源表明，磁场和相对论粒子也存在于星系结构中。可能的替代方案有：一个巨大的射电晕在两个对称的遗迹之间，或者两个星团的合并都拥有一个中央射电晕。
2010-01-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Hubble Space Telescope Observations of Dusty Filaments in Hercules A: Evidence for Entrainment
我们目前的U，V和I-波段图像的主星系武仙座A（3C 348）获得的HST/WFC 3/UVIS。我们发现了一个网络的尘埃丝，这是更复杂和扩展比早期的HST观测。这些暗条伴随着微弱的蓝色连续光（可能来自年轻恒星）和微弱的H-α辐射。看起来这些冷的气体和尘埃很可能是从一个伴星星系中剥离出来的，现在被认为是次级星系核。在银河系的东西两侧，都有尘埃丝状物与喷流的底部对齐。两侧的花丝形态不同，西部花丝较直，而东部花丝主要是两个环状结构。我们认为，尽管在形态上的差异，这两套长丝已被夹带在一个缓慢移动的相对论性流外的边界层。正如Fabian等人（2008年）所建议的那样，细丝中的磁场可以使它们稳定，防止破裂。我们考虑一种推测性的方案来解释在Chandra数据（Nulsen et al. 2005）中看到的射电源与热ICM中的激波和空洞之间的关系。我们认为射电源最初（约6000万年前）沿着约35度的位置角传播，在那里它产生了激波和空洞。射电源轴改变到目前的方向（~100度），可能是由于一个超大质量黑洞合并，并开始其目前的时代的活动约2000万年前。
2013-05-21 astro-ph.CO
Constraining the Baryon Content of Cosmic Filaments Using Localized Fast Radio Bursts and DESI Imaging Data
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-Sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area（粤港澳大湾区宇宙线科学中心）
本研究利用定位的快速射电暴和DESI成像数据，通过DisPerSE算法识别宇宙暗物质丝，发现信号穿过暗物质丝的FRB色散量与红移关系存在约3σ显著性的差异，由此推断出暗物质丝中的重子超密度和随红移降低的重子比例，为追踪缺失重子提供了独立方法。
2025-11-02 astro-ph.CO
Revealing the intricacies of radio galaxies and filaments in the merging galaxy cluster Abell 2255. II. Properties of filaments using multi-frequency radio data
Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF - Istituto di Radioastronomia di Bologna（意大利国家天体物理研究所波洛尼亚射电天文台）；Leiden University（莱顿大学）；ASTRON, The Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；Universität Hamburg（汉堡大学）；Durham University（杜伦大学）
通过多频射电数据研究阿贝尔2255中纤维的性质，揭示其复杂的频谱结构和极化特征。
2025-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radio Emission in the Cosmic Web
我们探讨的可能性，检测无线电发射的\emph{cosmic web}通过分析冲击波的MareNostrum宇宙学模拟。这需要仔细校准的冲击波发现算法在光滑粒子流体动力学模拟，我们在这里提出。此外，我们确定的宇宙网络的元素，即空隙，墙壁，细丝和集群的使用SpineWeb技术，一个程序，分类的结构在其拓扑结构。因此，我们能够研究马赫数分布作为其环境的函数。发现团簇的平均马赫数为$\mathcal{M}_{\mathrm{clusters}}\approx1.8$，细丝的平均马赫数为$\mathcal{M}_{\mathrm{filaments}}\approx 6.2$，壁的平均马赫数为$\mathcal{M}_{\mathrm{walls}}\approx 7.5$，空洞的平均马赫数为$\mathcal{M}_{\mathrm{voids}}\approx 18$ .然后，我们使用Hoeft & Brüggen（2007）中导出的形式估计宇宙网中的无线电发射。我们还发现，为了使我们的模拟与观测数据相匹配（例如，NVSS射电遗迹光度函数），与Hoeft等人（2008）提出的$ξ_{\mathrm{e}}=0.005$相比，需要在$ξ_{\mathrm{e}}=0.0005$激波处耗散一小部分能量。我们发现，41%的集群与$M \ge 10^{14} M_{\odot}$主机分散无线电发…
2012-04-10 astro-ph.CO
New constraints on the magnetic field in filaments of the cosmic web
强烈的吸积激波预计将通过同步加速器无线电发射照亮宇宙网细丝所包围的温暖炽热的星系间介质。由于它们的高灵敏度，低频大型无线电设施可能已经能够探测到两个紧密而巨大的星系团之间区域的这种扩展无线电发射的特征。在这项工作中，我们利用两对相对较近的（$\simeq 10$ Mpc）和大规模（$M_{500}\geq 10^{14}M_\odot$）星系团使用低频阵列（LOFAR）的深度观测，这种弥漫性发射的非检测。通过结合两个假设的星系团间细丝的结果，我们得到了新的独立的约束星系间磁场的中值强度：$B_{\rm 10 Mpc}< 2.5\times 10^2\,\rm nG\,(95\%\, \rm CL)$。基于宇宙学模拟并假设B场的原始起源，这些估计可以用来限制原始种子磁场的振幅：$B_0\leq10\,\rm nG$。我们建议观测类似的星团对，作为一个强有力的工具，以设置严格的限制河外磁场的振幅。
2021-05-24 astro-ph.CO
Systematic study of X-ray Cavities in the brightest galaxy of the Draco Constellation NGC 6338
我们目前的钱德拉档案数据的最亮的星系天龙座NGC 6338的系统分析的基础上，以调查的X射线腔的属性。在中央约6千秒差距，至少有两个，可能是三个，X射线空腔是明显的。所有这些空洞都大致呈椭球形，表面亮度降低了百分之几十。除了这些空洞外，还观察到一组X射线亮丝，它们在15 kpc的范围内与Hα丝在空间上重合。Hα发射线灯丝垂直于X射线腔.对灯丝和空腔中的热气体的光谱分析表明，X射线灯丝比空腔中包含的气体更冷。该系统中观察到的Hα发射线细丝的发射线比和延伸的、不对称的性质需要比恒星形成和/或年轻大质量恒星产生的电离源更硬的电离源。从1.4 GHz VLA FIRST测量数据分析得到的无线电发射图未能显示这些X射线空腔与无线电喷流的任何关联，然而，空腔被无线电发射填充。腔的总功率为17 \times 1042 erg s-1，射电光度与腔功率之比约为10-4，这意味着大部分喷流功率是机械的。
2012-02-07 astro-ph.CO
Evolution of shocks and turbulence in the formation of galaxy clusters embedded in Megaparsec-scale filaments
像星系团这样的大质量结构，嵌入宇宙细丝中，通过它们的相互作用释放出巨大的能量。这些事件的产生与Mpc尺度的冲击和注入相当数量的湍流，影响非热能预算的ICM。为了彻底研究这一点，我们使用流体动力学代码恩佐进行了一系列宇宙学模拟。我们研究了发生大合并的团簇的形成、合并冲击的传播以及它们与邻近宇宙网的相互作用。这种相互作用产生的外围结构非常类似于巨型射电遗迹，例如，在阿贝尔3376和阿贝尔3667。我们发现一个相对较长的时间尺度（约4 Gyr）的湍流衰减的主要合并集群的中心。这个时间尺度比通常假设的湍流再加速模型要长得多，用来解释观测到的射电晕的统计数据。
2011-04-26 astro-ph.CO
Dark matter decay signals in cosmic filaments
本文利用EAGLE模拟研究宇宙纤维中的暗物质密度轮廓，发现GeV尺度暗物质衰变可产生可探测射电同步辐射，并通过叠加纤维射电数据将暗物质衰变寿命限制提高了最多两个数量级。
2025-04-10 astro-ph.CO hep-ph
Fast Radio Bursts as Probes of Magnetic Fields in the Intergalactic Medium
我们研究了河外线偏振快速射电暴（FRB）的色散测度（DM）和法拉第旋转测度（RM）可以用来探测星系丝中的星系际磁场（IGMF）的建议。通过宇宙网的DM主要由来自丝中的温热星系际介质（WHIM）和来自空隙中的气体的贡献。另一方面，在星系团中，RM主要由热介质引起，只有一小部分是在WHIM中产生的。我们表明，如果排除FRB的视线通过星系团，在灯丝，$B_{||}$，IGMF的视线强度约为$C(\langle 1+z \rangle/f_{DM})(RM/DM)$，其中$C$是一个已知的常数。在这里，FRB的红移不需要知道; $f_{DM}$是由于WHIM导致的总DM的分数，而$\langle 1+z \rangle$是由WHIM气体密度加权的干涉气体的红移，这两个都可以通过FRB的DM来评估给定的宇宙学模型。使用数据的结构形成模拟和模型IGMF，我们表明，$C(\langle 1+z \rangle/f_{DM})(RM/DM)$密切再现密度加权线的视线强度的IGMF的丝的大尺度结构。
2016-05-07 astro-ph.CO
Revealing the intricacies of radio galaxies and filaments in the merging galaxy cluster Abell 2255. I. Insights from deep LOFAR-VLBI sub-arcsecond resolution images
利用56小时深场LOFAR-VLBI观测，以亚角秒分辨率揭示Abell 2255星系团中射电星系及其非热丝状结构的精细形态，为研究ICM与射电喷流相互作用提供新见解。
2025-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic dance in the Shapley Concentration Core II. The uGMRT-MeerKAT view of filaments in the brightest cluster galaxies and tailed radio galaxies in the A3528 cluster complex
本文利用 uGMRT 和 MeerKAT 射电观测结合 eROSITA X 射线数据，研究沙普利超星系团核心 A3528 复合体，发现最亮团星系周围存在谱指数极陡的弥散射电纤维，并提出小型并合可重新加速射电星系等离子体。
2024-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
MeerKAT view of the diffuse radio sources in Abell 3667 and their interactions with the thermal plasma
在它们的生命周期中，星系团通过从大尺度结构的细丝中吸积物质以及与其他星系团合并而成长。这些合并通过合并冲击和湍流向团内介质（ICM）释放大量能量。这些现象与分别被称为射电遗迹和射电晕的射电源的形成有关。射电遗迹和晕是研究这些动态活跃区域的复杂性质和ICM微观物理的独特代理。阿贝尔3667是一个壮观的合并系统的例子，拥有一对大型的无线电遗迹。由于其接近（z=0.0553）和大质量，该系统使这些来源的研究，以一个独特的高层次的细节。作为MeerKAT星系团遗产调查的一部分，我们观察了Abell 3667和MeerKAT。我们利用这些数据来研究团簇的大尺度发射，包括它的偏振和光谱特性。我们目前最详细的无线电遗物系统在阿贝尔3667日期，分辨率达到3千秒差距。这些遗迹充满了具有不同光谱和偏振特性的细丝网络，这些细丝可能与粒子加速的多个区域和磁场的局部增强有关。相反地，灯丝之间空间的磁场的强度接近于在相同的星团中心距离处未扰动区域的预期强度。与MHD模拟的比较支持多个加速站点的灯丝的想法。我们的观测还证实了一个拉长的射电晕的存在，它是在从东南方向合并的子弹状子星系团之后发展起来的。最后，我们将磁场覆盖的过程与子弹冷核残余周围的薄极化射电源联系起来。
2022-02-22 astro-ph.CO
Study of Polarized Emission in Radio Halos and Filaments in the SKA Telescopes Era
Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Sapienza—University of Rome（罗马第一大学）；University of Bologna（博洛尼亚大学）；Université Côte d'Azur（蔚蓝海岸大学）；University of Cagliari（卡利亚里大学）
利用磁流体动力学模拟预测SKA望远镜在1.4 GHz下探测星系团中心和宇宙网纤维中偏振发射的能力，以研究宇宙磁场起源和演化。
2026-06-25 astro-ph.CO
Star Formation in the Outer Filaments of NGC 1275
本文介绍英仙座星系团中最亮的星系NGC 1275的外星团测光。这些观测是使用哈勃太空望远镜高级巡天相机拍摄的。我们专注于南部和东南部的两个恒星区域，远离低速系统（~22千秒差距）的核心。这些延伸的恒星形成区域跟踪H α细丝，被上升的射电泡拉出来。在这两个地区的双峰分布的颜色（B-R）_0对星等是明显的，这表明两个群体的星团具有不同的年龄，大多数的H α丝没有检测到恒星的形成。年轻的，更蓝的人口被发现集中在灯丝上，而老年人的人口则均匀地分散在星系中。我们绘制了色星等图，得出年轻星团的年龄最多为10^8年，比NGC 1275内部区域的年轻星团年轻10倍。我们的结论是，年轻的内部人口的形成机制或事件不同，需要解释外星团，并建议形成的灯丝，由一个浮力无线电气泡上升以上或以下这些灯丝，是最有可能的机制。
2010-02-05 astro-ph.CO
Observations of a nearby filament of galaxy clusters with the Sardinia Radio Telescope
我们报告检测到漫射无线电发射，这可能与覆盖天空中8度x 8度区域的宇宙网的大规模细丝有关，可能与九个大质量星系团追踪的z~0.1过密度有关。在这项工作中，我们目前的无线电观测这一地区采取的撒丁岛射电望远镜。磁场中的两个星团拥有一个强大的无线电晕，它是由正在进行的剧烈合并维持的，并提供了星团内磁场的直接证据。为了调查的存在下，大规模的漫射射电同步辐射的星系团和超越这个复杂系统，我们结合了在1.4 GHz的撒丁岛射电望远镜与NRAO VLA巡天更高分辨率的数据。我们发现了28个候选的新的来源，尺寸较大，X射线发射微弱比已知的扩散大规模同步辐射集群源的无线电功率。这个新的群体可能是与宇宙网细丝相关的一类扩散大规模同步加速器源的冰山一角。此外，我们还发现了一个新的巨射电星系候选者。
2018-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep multi-frequency rotation measure tomography of the galaxy cluster A2255
我们的目标是通过WSRT在18、21、25、85和200 cm处的观测揭示Abell 2255的三维几何结构。通过旋转测量（RM）合成处理团簇的偏振图像，产生三个最终的RM立方体。射电星系和晕边缘的丝状体是在高频RM立方体中探测到的，该立方体是通过结合18、21和25厘米处的数据获得的。它们的法拉第光谱显示出不同程度的复杂性。位于星系团中心附近的射电星系的法拉第谱有多个峰，而距离较远的射电星系只有一个峰，灯丝也是如此。观测到外部射电星系和暗条星系的RM分布相似，但其平均RM值和RM方差远低于以往中央射电星系的观测结果。85厘米的RM立方体主要是由银河系前景发射，但它也显示出与集群相关的功能。在2米处，没有检测到来自A2255和我们银河系的偏振辐射。在射电星系的RM分布和它们的法拉第光谱的复杂性中观察到的径向趋势有利于解释A2255中所有源的外部法拉第屏是ICM。它的差分贡献取决于无线电信号沿视线穿过的介质的数量。因此，暗条应该位于星系团的外围，它们明显的中心位置来自投影效应。它们的高分数极化和形态表明它们是遗迹，而不是真正的射电晕的一部分。他们推断的大距离集群中心和他们的几何形状可以争辩与大尺度结构（LSS）的冲击。
2010-08-20 astro-ph.CO
Testing the radio halo-cluster merger scenario. The case of RXCJ2003.5-2323
本文对星系团RXCJ 2003.5 -2323进行了射电、X射线和光学的综合研究。该星团拥有迄今为止已知的最大，最强大和最遥远的巨型射电晕之一，这表明它可能正在经历一个强大的合并过程。我们的多波长研究的目的是调查无线电晕集群合并的情况。利用1.4GHz甚大天线阵和240 MHz巨型米波射电望远镜的射电观测资料，结合610 MHz的GMRT观测资料，研究了RXCJ 2003.5 -2323中巨型射电晕的射电性质。用X射线Chandra观测和ESO-NTT光学观测研究了团簇的动力学状态。我们的研究证实了RXCJ 2003.5 -2323是一个非弛豫簇。射电晕异常的离心状和团状形态可能是由于团合并初始阶段的磁场离心结构和湍流共同作用的结果。
2009-05-21 astro-ph.CO
Multiwavelength Analysis of A1240, the Double Radio Relic Merging Galaxy Cluster Embedded in a ~80 Mpc-long Cosmic Filament
我们提出了一个多波长的双射电遗迹集群A1240在z=0.195的研究。我们的斯巴鲁为基础的弱透镜分析检测到三个质量块形成一个约4百万秒差距的外延结构，在南北方向延长。北部（$M_{200}=2.61_{-0.60}^{+0.51}\times10^{14} M_{\odot}$）和中部（$M_{200}=1.09_{-0.43}^{+0.34}\times10^{14} M_{\odot}$）的质量块相隔约1.3 Mpc与A1240相关，并分别与钱德拉和MMT/Hectospec观测揭示的X射线峰值和星系团超密度位于同一位置。南部质量团（$M_{200}=1.78_{-0.55}^{+0.44}\times10^{14} M_{\odot}$）位于中间质量团以南约1.5 Mpc处，与A1237（A1240伴星团，z=0.194）中的星系过密度相吻合。根据LOFAR观测到的双射电遗迹的位置、方位和极化分量，我们认为A1240是一个处于返回阶段的合并后双星系统，碰撞后时间约为1.7 Gyr。利用SDSS DR 16数据分析，我们还发现A1240嵌入在更大尺度（约80 Mpc）的次级结构中，次级结构的取向与A1240的合并轴假设非常一致。
2021-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mega-parsec scale magnetic fields in low density regions in the SKA era: filaments connecting galaxy clusters and groups
星系团中磁场的存在近年来已经得到了很好的证实，它们对于理解星系团内部介质中的物理过程的重要性也得到了认可。在几十个星团中发现了晕源和遗迹源。晕和遗迹的射电功率与X射线光度之间存在很强的相关性。由于星团X射线光度和质量是相关的，射电功率和X射线光度之间的相关性可以从射电功率对星团质量的物理依赖性中推导出来，因此星团质量可能是形成这些源的关键参数。该项目的目标是研究Mpc尺度以外的非热结构的存在，并与星系团的低密度区域相关：连接丰富星系团的星系丝。我们提出了一个证据，弥漫性无线电发射星系际细丝。此外，我们提出并讨论了在星系群和微弱的X射线集群中的无线电发射的检测，以分析在低密度区域的非热性质的物理条件类似于星系丝。我们将讨论如何SKA1观测将允许调查这一主题和研究的存在下，在低密度区域的扩散射电源。这将是理解宇宙学磁场的起源和性质的基本步骤。
2015-01-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Treble Clef radio phoenix and its old nonthermal filaments
INAF - IRA（意大利国家天体物理研究所）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密松天体物理中心）；Space Research Institute (IKI)（空间研究所）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Rudolf Peierls Centre for Theoretical Physics, Department of Physics, University of Oxford（牛津大学理论物理鲁道夫·派尔斯中心）；Hamburger Sternwarte（汉堡天文台）
研究低银纬处奇特丝状射电源，结合X射线观测与多频率数据，表征宿主星系团性质并分析射电源，结论是其为射电凤凰，形态受合并中气体运动影响，是低频后续观测理想目标。
2026-10-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Isotropic AGN Heating with Small Radio Quiet Bubbles in the NGC 5044 Group
钱德拉天文台对X射线明亮星系群NGC 5044的观测表明，最近来自活动星系核中心的爆发以及中心主导星系相对于星系群气体的运动强烈扰动了X射线发射气体。NGC 5044星系群拥有许多小型的射电宁静腔，它们具有近乎各向同性的分布、冷灯丝、半圆形冷锋和双臂螺旋形的冷气体特征。NGC5044在610 MHz的GMRT观测表明存在着“环形”形态的扩展射电辐射。最大的X射线细丝似乎穿过射电环面，这表明细丝内的低熵气体是从集团中心升起的物质。在235 MHz的无线电发射比在610 MHz的发射更广泛，两个频率之间几乎没有重叠。235 MHz辐射的一个分量穿过最大的X射线腔，然后在冷锋后面偏转。在冷锋之外的235 MHz处也检测到第二个分离的无线电波瓣。在NGC5044中心的所有较小的X射线空洞在GMRT观测中都没有被发现。由于较小的气泡可能不再是由中心活动星系核驱动的动量，它们的运动将受到群体“天气”的影响，因为它们会被迫向外上升。因此，小气泡内的大部分焓可能会沉积在群中心附近，并被群天气各向同性化。较小的无线电静腔的总机械功率为$P_c = 9.2 \times 10^{41}$ erg s $^{-1}$，这足以抑制中心10千秒差距内总辐射冷却的大约一半。这与该区域内H $α$发射的存在一致，这表明至少一些气体能够冷却。
2009-08-14 astro-ph.CO
Megaparsec-Scale Triggers for Star Formation: Clusters and Filaments of Galaxies in the Horologium-Reticulum Supercluster
恒星形成的具体迹象出现在钟表座-网座超星系团（HRS，z ~0.06）的星团和丝状星系中。这些指标来自多波长观测，主要是光谱学的发射线和无线电连续谱（1.4 GHz）测光的微弱过剩。HRS星系表现出目前的恒星形成与以前的研究是一致的，在恒星形成人口组织周围的百万秒差距尺度的灯丝轴，以及附近的集群核心。因此，在光学光度学的支持下，这些星系中触发恒星形成的机制很可能是由于低密度（和较低速度）环境中的合并相互作用和高密度（和较高速度）环境中剥离之前的可能爆发。
2009-09-01 astro-ph.CO
Filaments in and between galaxy clusters at low and mid-frequency with the SKA telescope
本研究通过弥漫同步加速射电辐射，结合MHD模拟预测星系团射电特性，探索SKA及其前导/探路者在不同频段研究星系团和纤维结构磁场的潜力，发现偏振观测对大尺度磁场研究高效，中频仪器为首选工具。
2024-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Close entrainment of massive molecular gas flows by radio bubbles in the central galaxy of Abell 1795
我们提出了新的ALMA观测跟踪的形态和速度结构的分子气体在星系团阿贝尔1795的中央星系。分子气体存在于两个细丝中，从原子核向N和S延伸5 - 7 kpc，并完全围绕两个内部射电泡的外边缘突出。由活动星系核中心发射的射电喷流将充满相对论等离子体的气泡膨胀到中心星系周围的热大气中。N丝的速度梯度沿其长度方向逐渐增大，从中心星系的系统速度到最远的周围星系的平均速度-370 km/s。S暗条也有类似的平滑但较浅的速度梯度，似乎在恒星形成的爆发中部分坍缩。与射电瓣的紧密空间联系，以及有序的速度梯度和窄的速度色散，表明分子丝是由膨胀的射电泡夹带的气流。假设有银河系的$X_{\mathrm{CO}}$因子，总的分子气体质量是$3.2\pm0.2\times10^{9}$ M $_{\odot}$。超过一半位于N射电泡上方。提升分子云似乎需要在分子气体和射电泡之间进行不可行的有效耦合。所需的能量也超过了N射电泡的机械能的两倍。受激反馈，即射电泡提升低熵X射线气体，使其变得热不稳定并在原位迅速冷却，提供了一个合理的模型。需要多代的射电气泡才能提升这些大量的气体。这种紧密的形态关联表明，冷气要么塑造了新膨胀的气泡，要么在它们膨胀时被推到一边并成形。
2017-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radio Observations as a Probe of Cosmic Web Magnetism
本研究通过射电观测探针比较宇宙纤维结构的观测与模拟，支持原初磁场主导，并估计其平均强度在10-60 nG范围。
2025-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Powering The Intra-cluster Filaments in Cool-Core Clusters of Galaxies
对天空的第一次无线电观测发现，一些大的星系团含有强大的同步辐射源。光学图像显示，具有奇异发射线光谱的长线性细丝渗透到团簇内介质中。最近的红外线和无线电观测表明，这些细丝具有非常强的分子氢和一氧化碳发射线。分子物质的质量相当大，气体相当温暖，尽管它们的~Gyr年龄，细丝还没有形成恒星。我将讨论大星系团的一般天体物理背景，以及如何加热大质量的分子气体来产生我们所观察到的。长丝的独特性能是独特环境的结果。磁约束的分子细丝被热的团簇内介质包围。具有keV能量的热粒子进入原子和分子区域并产生次级非热电子簇射。这些次级碰撞加热、激发、离解和冷却冷气体。虽然电离是由这些次级粒子主导的，但复合是由电荷交换控制的，这产生了不寻常的光学发射线光谱。我将描述这种环境所特有的一些物理过程，并概述一些原子物理学问题。
2011-09-15 astro-ph.CO physics.atom-ph
The origin of the X-ray, radio and HI structures in the NGC 5903 galaxy group
NGC 5903星系群是一个近星系（约30 Mpc），由约30个成员组成，主要是巨大的椭圆星系NGC 5903和NGC 5898。这个星系群包含两个不寻常的结构，一个约110 kpc长的HI细丝穿过NGC 5903，一个约75 kpc宽的扩散、来源不明的陡谱射电源与NGC 5903重叠，似乎部分被HI细丝包围。结合钱德拉，XMM-牛顿，GMRT和VLA的观测，我们发现一个以前未知的~0.65 keV的组内介质填充的体积在145千秒差距的NGC 5903，并发现一个循环的增强X射线发射延伸约35千秒差距的星系西南，包围最明亮的部分的射电源。这个X射线结构的北部和东部也与HI灯丝的南部有很强的相关性。我们确定明亮的射电辐射的光谱指数为$α_{150}^{612}$ =1.03 $\pm$ 0.08，表明辐射年龄> 3.6亿年。我们讨论了相关的无线电，X射线和HI结构的起源，通过相互作用触发的AGN爆发与焓1.8 × 10 $^{57}$ erg，或通过星系和HI灯丝之间的高速碰撞。虽然这两种情况提供了一个完整的解释，我们发现，活动星系核爆发是最有可能的来源的主要X射线和无线电结构。然而，很明显，星系间的相互作用在这个相对高度演化的星系群的发展中继续发挥着重要作用。我们还解决了这个问题，是否组成员星系ESO 514-3主机的双叶射电源，确认源是一个叠加的背景活动星系核。
2017-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Multi-Epoch Jet Outbursts in Abell 496: synchrotron ageing and buoyant X-ray cavities draped by warm gas filaments
本研究通过多波段观测揭示了Abell 496星系团中心射电星系与周围热气体的相互作用，发现三期喷流活动、两代X射线空腔及暖气体纤维对ICM冷却的刺激，并解释了未检测到射电迷你晕的现象。
2024-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effect of Environment on the Formation of Halpha Filaments and Cool Cores in Galaxy Groups and Clusters
本文介绍了利用钱德拉X射线天文台和马里兰麦哲伦可调谐滤波器对10个星系群和17个星系团进行X射线和H α联合研究的结果。我们发现，在10^13 < M_500 < 10^15 Msun的质量范围内，成组和成团的H α细丝的形态或检测频率没有差异。在52%的置信水平下，Halpha发射的检测频率仅弱依赖于系统的总质量。相比之下，我们发现Halpha细丝的存在与全球（89%置信水平）和核心（84%）ICM熵以及X射线冷却率（72%）密切相关。因此，Halpha细丝是冷却ICM的极好替代物。与BCG的射电性质相比，Halpha细丝与ICM的冷却性质的相关性更强;这进一步支持了这些细丝与热不稳定的快速冷却的ICM直接相关的场景，而不是无线电气泡。ICM的冷却效率，定义为每单位气体质量的X射线冷却速率，示出与总系统质量，表明组在冷却比集群更有效。这一结果意味着，在冷核心的系统中，活动星系核的反馈与系统的总质量成比例，与早期的建议一致。
2011-02-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Case for Electron Re-Acceleration at Galaxy Cluster Shocks
在最大的尺度上，宇宙由构成宇宙网的空隙和细丝组成。星系团位于这张网的节点处，在细丝的交叉点。星系团的成长是通过这些大尺度的细丝的吸积以及与其他星系团和星系团的合并。在越来越多的星系团中，已经发现了Mpc大小的细长射电源，即所谓的射电遗迹。这些遗迹被认为是追踪团簇内等离子体中的相对论性电子，这些电子被团簇-团簇合并事件产生的低马赫数无碰撞冲击加速。一个长期存在的问题是，低马赫数的激波如何能如此有效地加速电子，从而解释观测到的射电遗迹。在这里，我们报告发现了一个无线电遗迹和一个无线电星系之间的直接联系，在合并的星系团阿贝尔3411-3412。这一发现表明，来自活动星系核的化石相对论电子在星系团冲击中被重新加速。这也意味着射电星系在控制合并星系团中团内介质的非热成分方面起着重要的作用。
2017-01-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Evidence for particle re-acceleration in the radio relic in the galaxy cluster PLCKG287.0 +32.9
射电遗迹是在星系团中观测到的弥散射电源，可能是由星系团-星系团合并过程中的激波加速产生的。它们的大尺寸，约为1 Mpc，表明发射电子需要局部加速。通常引用的扩散冲击加速度模型已受到最近的观察和理论的挑战。本文报道了在星系团PLCKG 287.0 + 32.9中发现的复杂射电辐射，该星系团有两个遗迹，一个射电晕和几个射电遗迹。光学观测表明，该星团是拉长的，可能沿着星系际灯丝，并显示了大量的子结构。这个射电遗迹的独特之处在于：（i）它似乎与射电星系的叶相连;（ii）射电遗迹两侧的射电频谱变陡。我们讨论的背景下，粒子再加速这些功能的起源。
2014-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The structure of the giant radio fossil in the Ophiuchus galaxy cluster
本文利用uGMRT低频观测揭示蛇夫座星系团巨型化石射电瓣的精细结构，发现其中陡谱射电纤维，并通过谱拐折确定其冷却年龄约174 Myr，为研究最强AGN爆发提供关键约束。
2025-08-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Magnetogenesis and the Cosmic Web: a joint challenge for radio observations and numerical simulations
从宇宙网络中的丝状体中检测到无线电信号对于区分可能的磁生情景至关重要。我们回顾了在无线电波段探测宇宙网的不同尝试的现状。这是我们的{ \magcow }项目在过去几年中进行的宇宙磁性高级模拟的背景。虽然首次尝试用MWA和LOFAR对宇宙网进行成像是令人鼓舞的，并且可能会放弃一些磁生模型，但这些观测背后的复杂性使得一个明确的答案仍然不确定。SKA和LOFAR 2.0将实现的低射频下的总强度和偏振数据的组合是消除与沿深层视线的许多可能信号源的贡献有关的现有不确定性的关键。这将使我们有可能分离出暗条的贡献，并揭示它与河外磁性起源的深层物理联系。
2021-11-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
