The behaviour of dark matter associated with 4 bright cluster galaxies in the 10kpc core of Abell 3827
星系团阿贝尔3827拥有四个几乎同样明亮的椭圆星系的恒星残骸，其核心半径为10千秒差距。这种恒星分布的重叠是非常罕见的，这表明最近的形成是由几个同时合并。我们映射相关的暗物质的分布，使用新的哈勃太空望远镜成像和VLT/MUSE积分场光谱的引力透镜系统线程通过集群核心。我们发现每个中心星系都保留着一个暗物质晕，但（至少）其中一个在空间上偏离了它的恒星。最佳约束偏移为1.62+/-0.48kpc，其中68%置信限包括质量建模中的统计误差和系统偏差。这种偏移在场星系中是看不到的，但是如果暗物质的自相互作用产生了额外的拖曳力，那么在长时间的星系团坠落过程中，这种偏移是可以预测的。由于物理距离如此之小，很难明确排除天体物理效应只在稠密的星团核心环境中起作用--但如果仅将其解释为暗物质自相互作用的证据，则这种偏移意味着横截面σ/m=（1.7+/-0.7 x10 ^{-4 <$cm^2/g x（t/10^9 yrs）^{-2}，其中t是下沉持续时间。
2015-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Mass Distribution of the Unusual Merging Cluster Abell 2146 from Strong Lensing
Abell 2146由两个星系团组成，它们最近在接近天空平面的地方发生了碰撞，它在$\textit{Chandra X-ray Observatory}$图像上显示出两次巨大的冲击是独一无二的。在早期的合并中，在第一次通过核心后不久，人们会期望星系团和暗物质引导X射线发射等离子体。在这方面，阿贝尔2146-A星系团是非常不寻常的，因为X射线冷核心似乎领先于布里渊星系团（BCG）的轨迹，而不是落后于它。在这里，我们提出了一个强大的透镜分析的$\textit{Hubble Space Telescope}$图像上确定的多个图像系统。特别是，我们专注于在阿贝尔2146-A的质量分布，以确定的暗物质晕的质心。我们使用对象的颜色和形态来识别多个图像系统;非常保守地，这些系统中的四个被用作透镜质量模型的约束。我们发现，质心的暗物质晕，约束使用强透镜的功能，是一致的BCG，与$\approx$ 2千秒差距的暗物质晕和BCG的中心之间的偏移。因此，从强透镜模型来看，X射线冷核也领先于阿贝尔2146-A中暗物质的质心，偏移量为$\approx$ 30 kpc。
2016-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Indications of an offset merger in Abell 3667
本研究通过 XMM-Newton 数据重新分析 Abell 3667 的 ICM 分布和视线速度，发现 RG1 涡旋等旋转特征及速度差异，支持偏移并合情景而非正面并合。
2024-06-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Crazy heart: kinematics of the "star pile" in Abell 545
我们研究了Abell 545中“星堆”（位于星系团中心的低表面亮度结构）的结构和内部运动学，利用VLT/FORS 2和Gemini/GMOS获得了星堆的深长缝光谱，并结合深多波段CFHT/MEGACAM成像进行了分析。正如在以前的研究中所提出的，星堆有一个平坦的光度轮廓，它的颜色与椭圆星系的外部一致。它的速度图是不规则的，部分似乎与嵌入的核心有关，而其他部分与星系团系统速度有显著的速度偏移，与周围的任何星系都没有明确的运动学联系。这将使星堆成为一个动态定义的恒星群内组件。速度和速度弥散的复杂模式使人怀疑使用整个恒星堆作为星团最里面暗物质轮廓的动力学测试是否足够。这种状态只有在原子核和它最近的环境中才能实现，因为它们位于原子团速度分布的中心。
2011-01-31 astro-ph.CO
Dynamics of the galactic component of Abell S1063 and MACS J1206.2$-$0847
本文利用 CLASH-VLT 数据研究 Abell S1063 和 MACS J1206.2$-$0847 两个星系团中成员星系的动力学，发现核心区存在系统性旋转、恒星质量分层和速度弥散各向异性，且观测结果与暴烈弛豫无碰撞系统的分布函数预测一致。
2023-06-11 astro-ph.CO
Much ado about no offset -- Characterising the anomalous multiple-image configuration and the model-driven displacement between light and mass in the multi-plane strong lens Abell 3827
针对Abell 3827星系团中多重成像构型异常及光与质量偏移的争议，通过系统特征匹配和局部透镜性质分析，发现数据约束不足，支持厚透镜假说，并揭示暗物质分布的三维简并性。
2023-10-12 astro-ph.CO astro-ph.IM gr-qc
Simulating the shocks in the dissociative galaxy cluster Abell 1758N
大规模集群之间的合并有着深远的影响，在集群内的气体，这可能是作为一个探针的结构形成的动力学在高端的质量函数。在阿贝尔1758的北部观测到了这样一个合并的例子，它由两个巨大的子星系团组成，相距约750千秒差距。其中一个星系团显示出暗物质和星系团内气体之间的偏移。我们的目标是确定是否有可能通过一个重大的合并重现这个集群的特定形态特征。我们进行专门的SPH（平滑粒子流体动力学）N体模拟，试图同时恢复几个观察到的功能的阿贝尔1758，如X射线形态和两个峰值之间的分离投影星系光度图。我们提出了一个具体的情况下，两个大规模的集群离轴碰撞。这个模型充分地再现了几个观测到的特征，并表明Abell 1758在第一次近着丝粒通过后大约0.4 Gyr被看到，并且星团已经接近它们的最大分离。这意味着它们的相对速度低至380 km/s。与此同时，模拟模型需要约4500公里/秒的冲击波，这可能是由于低密度介质目前未被检测到。我们解释了这些速度之间的差异，并认为预测的冲击波阵面，而合理的，不能从目前可用的数据检测。
2015-05-19 astro-ph.CO
Structure of Abell 1995 from optical and X-ray data: a galaxy cluster with an elongated radio halo
Abell 1995是一个令人困惑的星系团，它拥有一个强大的射电晕，但它还没有被认为是一个明显的星系团合并，就像通常预期的具有弥散射电发射的星系团一样。我们的目标是在一个详尽的分析Abell 1995年的内部结构，以验证这个集群是否真的是动态放松，在以前的研究报告。我们的分析基础上的新的和档案的光谱和光度数据的126个星系在该领域的阿贝尔1995年。对热团内介质的研究是在X射线档案数据上进行的。基于87个基准星系团成员，我们计算出星系团的平均红移<z>为0.322，全球径向速度色散约为1300 km/s。我们检测到两个主要的光学子集群分开1.5弧分，导致已知的东北-西南伸长的星系分布和显着的速度梯度在同一方向上。至于X射线分析，我们确认，集群内的介质是温和的拉长，但我们也检测到三个X射线峰。两个X射线峰相对于两个星系峰偏移，并位于它们之间，从而表明在后核心-核心通道阶段捕获的双峰合并。第三个X射线峰位于东北星系峰和第三个较小的星系峰之间，表明了一个更复杂的合并。简单的分析论证表明，Abell 1995的合并方案，其中两个主要的子系统被认为是刚刚碰撞后的中间投影角。Abell 1995的高质量和合并的证据表明，它在具有已知射电晕的星团中并不罕见。有趣的是，我们的发现加强了先前的证据，证明在这个星团中观察到的暗物质和星系分布之间存在特殊的二分法。
2012-10-22 astro-ph.CO
Abell 370 revisited: refurbished Hubble imaging of the first strong lensing cluster
我们提出了一个强大的透镜分析的星系团阿贝尔370（z=0.375）的基础上获得的早期释放观测（ERO）的一部分，随后哈勃服务任务#4的最新的ARMACS图像。早在1987年，Abell 370中的巨大引力弧（z=0.725）是第一批证据之一，表明大质量星系团的密度足以充当强引力透镜。新的观测结果详细揭示了它的盘状形态，我们表明它可以被解释为一个复杂的五像结构，总放大倍数为32+/-4。此外，高分辨率的射电望远镜信息使我们能够识别10个多重成像的背景星系。对于z=2的源红移，我们得到了平均爱因斯坦半径RE=39+/-2”，对应于质量M（<RE）= 2.82+/-0.15 1 e ~（14）Msol和M（<250 kpc）=3.8+/-0.2 1 e ~（14）Msol，与Subaru弱透镜测量结果吻合得很好。典型的质量模型误差小于5%，与之前的透镜分析相比，改进了3倍。Abell 370质量分布被证实是双峰的，暗物质、X射线气体和恒星质量之间的偏移很小。将这些信息与速度分布相结合，揭示了阿贝尔370可能是两个质量相等的星团沿着视线合并，解释了有效产生强透镜效应所需的非常高的质量密度。这些新的观察结果强调了多图像识别的重要性，这是确定准确质量模型的关键。非常大的爱因斯坦半径使Abell 370成为通过中央区域的强放大来寻找高红移星系的最佳星系团之一。
2009-11-29 astro-ph.CO
Feedback in the cores of clusters Abell 3581, 2A 0335+096, and Sersic 159-03
大质量星系团的核心，那里的热气体正在迅速冷却，似乎经历了自我调节的能量反馈周期，在中央星系的活动星系核爆发周期性地提供足够的热量来抵消大部分的气体冷却。我们使用深积分场光谱学来研究附近三个最亮的星系团星系的扩展星云的光学线发射，并研究它们如何与星系团核心的加热和冷却过程相关。其中的两个系统，Abell 3581和Sersic 159-03，似乎正在经历由活动星系核的活动和输出主导的反馈阶段。Abell 3581，显示了射电流出和光学星云之间显著相互作用的证据，除了进入星系核的吸积流。X射线和射电数据显示Sersic 159-03主要由来自活动星系核中心的能量反馈控制，但光学星云的运动学与沿其明亮细丝的物质流入或流出一致。第三个系统，2A 0335+096，是由质量吸积和冷却，所以我们建议，它是在一个积累阶段的反馈循环。外层星云形成一个盘状结构，半径约为14 kpc，以约200 km/s的速度围绕中央星系旋转。总的来说，我们的数据与这些系统中发生的活动星系核驱动的反馈周期是一致的。
2012-01-25 astro-ph.CO
The Double Galaxy Cluster Abell 2465 III. X-ray and Weak-lensing Observations
本文报道了对双星系团Abell 2465（z=0.245）的Subaru/Suprime-Cam图像进行的Chandra X射线观测和光学弱透镜测量。将X射线亮度数据拟合到β模型，以获得东北（NE）和西南（SW）子分量的径向气体密度分布，这两个子分量在结构上有所不同。我们确定核心半径，中心温度，气体质量内$r_{500c}$，和总质量为更广泛的东北和尖锐的SW组件假设流体静力平衡。NE团簇的中心熵比SW高约两倍，连同其结构特性，这表明它已经经历了自己的合并。弱透镜分析给出了维里质量为每个子结构，比较以及与早期的动力学结果。由弱透镜作用导出的SW分量的外质量轮廓比NE分量的外质量轮廓更不规则和更长。虽然在X射线气体和质量中心之间有微弱的增强和小的偏移，但两个子星系团之间缺乏大量的气体表明Abell 2465处于合并前状态。基于FLASH程序和径向下落模型，建立了一个与观测数据相一致的动力学模型，该模型表明，目前相距约1.2Mpc的子星系团正以约2000 km/s的速度相互靠近，并将在约0.4Gyr相遇。
2017-01-10 astro-ph.CO
Further support for a trio of mass-to-light deviations in Abell 370: free-form Grale lens inversion using BUFFALO strong lensing data
我们使用超越超深前沿领域和遗产观测（BUFFALO）的合并星系团阿贝尔370强透镜图像目录，以获得一个质量模型，使用自由形式的透镜反演算法GRALE。强透镜数据质量的改善导致透镜平面均方根仅为0.45弧秒，比我们现有的HFF v4重建低约两倍。我们把这种改进归因于光谱数据和使用了完全再处理的HST镶嵌图。在我们重建的质量模型中，我们发现了Abell 370中三个不同质量特征的迹象：（i）北部BCG和最近质量峰之间的$\sim 35$ kpc偏移，（ii）主星团以东的$\sim 100$ kpc质量浓度大致为临界密度$\sim 250$ kpc，以及（iii）可能的类似彗星的结构通过N-S穿过星团。虽然（i）以某种形式存在于大多数公开可用的重建中，跨越建模技术的范围：参数化，混合和自由形式，但（ii）和（iii）仅被大约一半的重建恢复。我们测试了我们的假设的存在下，通过创建一个合成的集群-额尔齐斯IIIC -模仿的情况下，集群的外部质量。我们还计算了源平面放大率分布。利用它们，我们估计了源平面放大率的概率，并仔细研究了它们的红移依赖性。最后，我们探讨了Abell 370对$z_s=9.0$光源光度函数的透镜效应，发现它与已发表的结果一致。
2021-06-30 astro-ph.CO
Flexion in Abell 2744
我们提出了第一个弯曲聚焦的引力透镜分析的第一个强透镜的“宇宙望远镜”星系团，观察哈勃前沿领域倡议的一部分。使用阿贝尔2744（z = 0.308）的HST观测，我们应用修改后的解析图像模型（AIM）技术来测量源星系的弯曲和剪切值在最终的数密度为82弧分$^{-2}$。通过单独使用屈曲数据，我们能够识别除了距簇核心偏移1.43'的主要子结构峰之外，沿簇的心脏对齐的主要质量结构。我们生成两种类型的非参数重建：屈曲孔质量图，其分别识别质量信噪比为3.5 $σ$和2.3 $σ$的中央电位和子结构峰;以及直接从平滑屈曲场导出的收敛图。对于主峰，我们在45”（145 h $^{-1}$ kpc）孔径内发现了$1.93\times10^{14}\,h^{-1}\,M_{\odot}$的质量，对于西部亚结构，我们在25”（80 h $^{-1}$ kpc）孔径内发现了$7.12\times10^{13}\,h^{-1}\,M_{\odot}$的质量。通过将非奇异等温球轮廓拟合到屈曲数据，确定相关的峰值速度分散分别为$σ_v$ = 1630 km/s和$σ_v$ = 766 km/s。此外，我们使用同步剪切测量独立重建更广泛的集群质量结构，并发现它是无法重现的小规模结构与屈曲重建。最后，我们对Abell 2744平行天场进行了同样的分析，在噪声重建中没有发现强的幻影信号。
2016-11-24 astro-ph.CO
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
Mass, velocity anisotropy, and pseudo phase-space density profiles of Abell 2142
目的：我们的目标是计算Abell 2142的质量和速度各向异性分布，并从那里，赝相-空间密度分布$Q(r)$和密度斜率-速度各向异性$β- γ$关系，然后将它们与理论预期进行比较。研究方法：质量分布是通过使用三种基于成员星系运动学的技术获得的，即焦散法、色散-峰度法和MAMPOSSt。通过对Jeans方程的反演，可以计算速度各向异性剖面。结果如下：的质量分布，以及维里值的质量和半径，计算与不同的技术同意彼此和来自X射线和弱透镜研究的估计。通过对透镜效应、X射线和运动学测定进行平均，获得一致的质量分布。用$c=4.0 \pm 0.5$的NFW分布很好地拟合了团簇质量分布。红色和蓝色星系的人口似乎有不同的速度各向异性配置，因为红色星系几乎是各向同性的，而蓝色星系是径向各向异性的，对半径的依赖性很弱。红色星系人口的$Q(r)$配置文件与宇宙学模拟中发现的理论结果一致，这表明，任何偏见，相对于暗物质粒子，在速度色散的红色分量是独立的半径。红星系的$β- γ$关系式只在内部区域与理论关系式相符。这种偏差可能是由于使用星系作为引力势的示踪剂，而不像理论关系中使用的非碰撞示踪剂。
2015-04-21 astro-ph.CO
Radio and Deep Chandra Observations of the Disturbed Cool Core Cluster Abell 133
我们提出的结果的基础上新的钱德拉和多频无线电观测的扰动冷核心集群阿贝尔133。弥漫的气体有着复杂的鸟状形态，从两个对称的翼状特征延伸出一股羽状发射，并被一个永久的无线电遗迹覆盖。X射线观测表明，在遗迹区域存在高温气体或非热辐射。我们发现的证据表明，一个弱椭圆形的X射线表面亮度边缘周围的核心，符合晃动冷锋。羽流是由一个不断上升的射电气泡（现在被视为射电遗迹）抬升而形成的。我们的结果与以前的建议不一致，即X射线翼是由于弱激波通过冷核而形成的。相反，我们得出结论，机翼是由于X射线腔形成的气体位移的无线电遗物。中央的cD星系包含两个小尺度的冷气体团，它们与光学和紫外对应物略有偏移，暗示着星系-星系合并事件。在更大的尺度上，在光学观测和X射线温度图中都有星团子结构的证据。我们认为，Abell 133最近经历了一次合并事件与一个插入子组，启动气体晃动的核心。我们发现，从一个路过的子集群的额外浮力可以有一个显着的影响浮力气泡的上升轨迹，虽然这种效果不能完全解释的形态Abell 133。射电观测揭示了一个先前未报道的背景巨射电星系，z = 0.293，其北叶覆盖在Abell 133核心的射电遗迹上。粗略估计表明，该背景波瓣对遗迹区域总射电辐射的贡献是适度的（< 13%）。（节录）
2010-08-17 astro-ph.CO
A new step forward in realistic cluster lens mass modelling: Analysis of Hubble Frontier Field Cluster Abell S1063 from joint lensing, X-ray and galaxy kinematics data
提出一种结合强透镜、X射线和星系运动学的自洽星系团质量建模新方法，应用于Abell S1063并公开模型，发现气体溅射并合证据及静力学平衡微小偏差。
2023-10-26 astro-ph.CO
Is Abell 2261 a fossil galaxy cluster in a transitional dynamical state?
Abell 2261（A2661）是一个被广泛研究的化石星团，但以前的研究对其动力学状态给出了矛盾的结果，如X射线中心熵和星等差距。为了提高我们对它的动力学状态的理解，我们在MMT上使用Hectospec进行了多目标光谱观测，覆盖了从集群中心到5维里半径的区域，并获得了改进的完整性和成员资格。使用这些新数据，我们计算了多个动力学指标，包括高斯性，距离偏移和速度偏移。这些指标表明，A2261是适度放松。然而，Dressler-Shectman检验揭示了南方的一组候选者，其投影距离接近维里半径，并且与X射线尾状特征重叠。与该星系群相关的星系之一将足够明亮，以缩小化石星等差距。这增加了A2261可能是最近以化石状态过境的可能性，如果这个群体以前穿过集群，现在才在外面发现。在星系团的外围，我们看到一个星系的延伸特征，它位于星系团的另一边，与候选星系团相对。在更大的尺度上，我们发现这个特征在天空和速度空间中都与斯隆数字巡天数据中的一个长（~4.4Mpc）连续结构相连接。这可能支持这样一种观点，即一个群体通过细丝进入星团，暂时打破了化石状态，并导致轻微的合并，微弱地扰乱了星团内的介质。
2022-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dynamical State of the Frontier Fields Galaxy Cluster Abell 370
利用自洽三维N体/流体动力学模拟方法研究了一个大质量哈勃前沿场星系团Abell 370（A370）的动力学行为。我们的模拟受到X射线，光学光谱和引力透镜，和Sunyaev-Zel 'dovich（SZ）效应观测的约束。通过分析钱德拉天文台对A370的观测资料，并将其X射线形貌与最新的引力透镜质量重建结果进行比较，我们发现两个X射线表面亮度峰值与最近的质量表面密度峰值之间的偏移量分别为~30 kpc和~100 kpc，这表明它是一个合并系统，与以前的研究结果一致。基于我们专门的双星合并模拟，我们发现两个先驱体的初始条件，维里质量分别为1.7 × 10 ^（15）M_sun和1.6 × 10 ^（15）M_sun，下落速度为3500 km/s，碰撞参量为100 kpc，可以解释X射线发射和质量表面密度峰值之间的位置和偏移，积分SZ信号的幅度和观测到的相对视线速度。此外，我们最好的模型再现了观测到的星系团成员星系的速度色散，这支持了来自弱透镜的大的总质量的A370。我们的模拟表明，A370是一个主要的合并后，在第二个核心通道的下降阶段，就在第三个核心通道。在这个阶段，气体还没有在星系团的引力势阱中稳定下来，这就解释了为什么A370没有严格遵循星系团的标度关系。
2020-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Chandra observations of the Abell S0295 cluster
我们提出了深（$205 \rm ks$），\Chandra观测的\ab 295二进制合并集群（$z=0.30$）。在X射线图像中，次级成分作为表面亮度峰值清晰可见，而初级团簇具有更平坦的分布。我们发现冷气体（$\sim 6 \rm keV$）与第二，而主的中心温度并没有偏离的平均温度的集群$\sim 9.5 \rm keV$显着。在主星的核心附近，我们发现了星团中最热的区域，伴随着表面亮度的不连续性。我们认为这一区域对应于激波，我们估计其马赫数为$1.24_{-0.22}^{+0.30}$。我们还发现了其他的合并特征，如从主星团中出现的冷气体羽流和冷锋以及可能的弓形激波（马赫数为$1.74_{-0.74}^{+1.02}$）。基于观测到的性能比较，从文献中的二进制合并模拟，我们提出了\ab 295低质量比，离轴合并的情况下，与第二接近第一远心。比较我们的结果与强透镜观测的\ab 295从\cite{Cibirka2018}显示之间的总质量峰值和大部分的气体分布在主集群的偏移。合并的性质和质量峰与气体之间的偏移的存在使\ab 295成为研究涉及非冷核团簇合并和暗物质性质的有希望的候选者。
2019-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shocks and Bubbles in a Deep Chandra Observation of the Cooling Flow Cluster Abell 2052
我们提出的结果，从深钱德拉观察阿贝尔2052。A2052是一个明亮的，邻近的，冷却的星团，红移z=0.035。同心表面亮度的不连续性显示在集群的中心，这些功能是一致的冲击驱动的活动星系核，两者的马赫数约为1.2。A2052的南部空洞现在似乎被分成两个空洞，最南端的空洞可能是早期射电活动的幽灵泡。在星团中心的西北方向似乎也有一个幽灵气泡。用激波分离法或气泡上升时间法测得的射电源的周期时间约为2 × 10^7年。射电源所储存的能量，包括直接的冲击加热和活动星系核膨胀的气泡所产生的加热，可以抵消星系团核心的冷却。
2009-04-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
A multiwavelength view of the galaxy cluster Abell 523 and its peculiar diffuse radio source
我们研究的星系团阿贝尔523（A523）在z=0.104使用新的光谱数据获得的132个星系在国家伽利略望远镜，新的光度数据从艾萨克牛顿望远镜，X射线和射电数据从钱德拉和甚大阵档案。我们估计的星系人口的速度色散，sigmaV=949公里/秒，和X射线温度的热团内介质，KT=5.3千电子伏。我们推断A523是一个巨大的系统：M200大约7-9 × 10 E14 Msun。光学数据的分析证实了两个子星系团的存在，0.75兆秒差距，跟踪SSW-NNE方向，并由两个最明亮的星系团星系（BCG 1和BCG 2）主导。X射线表面亮度强烈地向北北东方向拉长，并且其峰值明显地偏离两个BCGs。我们确认存在一个1.3兆秒差距的大射电晕，在ESE-WNW方向和垂直于光学/X射线伸长。我们检测到一个显着的无线电/X射线偏移和无线电极化，这两个功能可能是一个磁场能量在大的空间尺度上传播的结果。发现A523与大多数标度关系一致，其次是集群托管无线电晕，但在Preadio-LX关系中非常特殊：它在X射线中发光不足或在无线电中发光过度。A523可以被描述为一个二进制头-对合并后，沿SSW-NNE方向碰撞捕获。然而，次要的光学和射电特征表明一个更复杂的星团结构，A523形成于两个沿SSW-NNE和ESE-WNW方向的暗条交叉处。
2015-12-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The offsets between galaxies and their dark matter in Lambda-CDM
我们使用“演化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）套件的流体动力学宇宙学模拟测量恒星和星系的暗物质组件的中心之间的偏移。我们发现，绝大多数（>95%）的模拟星系显示的偏移小于重力软化长度的模拟（普卢默等效$ε= 700$ pc），无论是场星系和卫星星系团和集团。我们也没有发现暗物质沿着星系运动方向的系统性尾随或领先。偏移与从麦克斯韦分布中随机抽取的一致，其中$σ\leq 196$ pc。由于天体物理效应产生的$1.62^{+0.47}_{-0.49}$ kpc偏移最近在阿贝尔3827中观察到的没有可行的类似物，观测结果是在紧张局势与碰撞冷暗物质模型假设在我们的模拟。
2015-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shock fronts, electron-ion equilibration and ICM transport processes in the merging cluster Abell 2146
本文报道了对合并星系团Abell 2146的400 ksChandra X射线观测。这一深度观测揭示了与主要合并事件相关的详细结构，包括在致密的冲压压力剥离的子集群核心之前的M=2.3+/-0.2弓形激波，以及ICM中第一个已知的上游激波（M=1.6+/-0.1）。通过测量每个冲击波阵面后面的电子温度分布，我们确定了电子种群与冲击加热离子热平衡的时间尺度。我们发现，弓冲击后面的温度分布是一致的库仑碰撞平衡的时间尺度和postshock温度低于预期的即时冲击加热的电子。虽然像子弹团一样，上游激波阵面后面的电子温度比预期的要热，这有利于瞬时加热模型，但这里温度值的不确定性更大，而且有重要的子结构使解释复杂化。我们还测量了每个激波阵面的宽度和子团核前缘的接触不连续性，以研究ICM中输运过程的抑制。上游激波的长度约为440 kpc，但在这个距离上显得非常窄，与平均自由程23+/-5 kpc相比，最佳拟合宽度仅为6^{+5}_{-3} kpc。子星系团核心的前缘也很窄，宽度上限仅为2 kpc，将0.5-2 keV的冷多相气体与约6 keV的冲击加热ICM分离。这个边缘对扩散和传导的强烈抑制表明，在子星系团核心周围可能形成了一个磁性覆盖层。[删节]
2012-02-23 astro-ph.CO
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
XRISM Reveals a Kinematically Coherent Core System of the Nearby Cool-Core Cluster Abell 2199
Tokyo University of Science（东京科学大学）；Kyoto Sangyo University（京都产业大学）；University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Rikkyo University（立教大学）
该研究利用XRISM对阿贝尔2199冷核观测，通过光谱分析发现其ICM与亮星系红移一致形成相干核心系统，给出速度弥散等数据，还发现线增强与亮度不连续相符，揭示了星系团特性及湍流耗散对冷却损失的抵消作用。
2026-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectral study of the diffuse synchrotron source in the galaxy cluster Abell 523
星系团阿贝尔523（A523）拥有一个扩展的扩散同步辐射源，历史上被归类为射电晕。它在1.4 GHz的无线电功率使它成为从星系团的多波长观测中获得的观测值之间的标度关系中最重要的异常值之一：它具有与热气体不同和偏移的形态，并且它在1.4 GHz的偏振发射通常很难观察到这类源。一个磁场波动在大的空间尺度（~ 1 Mpc）可以解释这些特点，但这种来源的形成机制还不完全清楚。为了研究它的形成机制，我们提出了新的观测获得的低频阵列在120-168 MHz和Jansky甚大阵列在1-2 GHz，这使我们能够研究该源的光谱指数分布。根据我们的数据，在144 MHz观测到的源比以前在1.4 GHz推测的源更长，总尺寸约为1.8 Mpc，通量密度为S_144 MHz =（1.52 +-0.31）Jy。在144 MHz ~ 1.410 GHz范围内，谱指数分布呈斑块状，平均谱指数α ~ 1.2，而在1.410 GHz ~ 1.782 GHz范围内，积分谱指数α ~ 2.1。在星团南部的144 MHz处，清晰地检测到了一个以前看不见的陡峭频谱发射。总的来说，我们的研究结果表明，我们正在观察不同结构的重叠，由与初级和可能的次级合并相关的湍流提供动力。
2022-01-28 astro-ph.CO
Locating Centers of Clusters of Galaxies with Quadruple Images: Witt's Hyperbola and a New Figure of Merit
本文提出基于Witt双曲线与Wynne椭圆中心偏移的新品质因数，用于定位星系团中心，在Abell 1689中验证了该方法与多种中心估计的一致性，提供了快速且自洽的解析估计器。
2025-10-13 astro-ph.CO
Mass & Light in Galaxy Clusters: The case of Abell 370
基于 BUFFALO 数据重新审视 Abell 370 的强透镜质量模型，发现参数化暗物质描述存在缺乏现实性的问题，强调对参数化建模结果需保持谨慎。
2024-11-05 astro-ph.CO
Unraveling the collision scenario of the dissociative galaxy cluster Abell 56 through hydrodynamic simulations
通过定制化流体动力学 N 体模拟，确定了 Abell 56 星系团在近心点后 0.52 Gyr 的晚期碰撞场景，再现了气体偏移、形态、速度及温度等观测特征，并评估了弱透镜质量偏差影响甚微。
2024-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Ultraluminous Supersoft Source in a Dwarf Galaxy of Abell 85: An Intermediate-Mass Black Hole Candidate
我们使用钱德拉X射线观测资料研究了大量矮星系样本，目的是探测吸积中质量黑洞（IMBHs）。IMBH预计居住在矮星系中，并在光度和X射线光谱方面产生特定的特征。我们报告的X射线源的发现与阿贝尔85矮星系，符合IMBH的描述。主星系的恒星质量估计为2 $\times$ 10 $^8$ $M_\odot$，这使得它成为可能容纳吸积黑洞的质量最小的星系之一。该源在1 keV以下的软带中被检测到，而在更高的能量下未被检测到。X射线光度为$\approx$ 10 $^{41}$ erg s $^{-1}$，比最明亮的恒星质量超软发射体高出近三个数量级。从星系恒星质量与黑洞质量的关系，我们估计质量是在中间制度。另一种产生中等质量的方法依赖于超软发射预计与高吸积率相关的事实，接近爱丁顿极限。我们认为，所观察到的X射线源从银河系中心（$\approx$ 1.8千秒差距）的偏移是由于星系的相互作用，我们提出的证据，从文献中支持的黑洞活动和星系之间的相互作用。
2022-03-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Simulations of the merging galaxy cluster Abell 2034: what determines the level of separation between gas and dark matter
星系团合并是研究暗物质和星系团内气体行为的重要实验室。有解离碰撞，可以从DM中分离出团内气体。Abell 2034在X射线和引力透镜的观测下呈现出清晰的离解特征。在$z$ = 0.114处，团簇由质量比约为1：2.2的两个亚结构组成，两个亚结构之间的距离为$\sim$ 720 kpc。X射线发射峰偏离南DM峰$\sim$ 350 kpc。使用N体流体动力学模拟，我们的目标是重建碰撞的动态历史，再现观察到的功能，并探索导致解离的条件。我们最好的模型假设碰撞是接近天空的平面，一个小的碰撞参量，观察到0.26 Gyr后，中央通道，再现观察到的特点，这个集群，如X射线和DM峰之间的偏移，X射线形态和温度。我们探索了几种变化，使用不同的气体和DM浓度为每个集群。的解离水平进行了定量的X-射线和DM峰之间的距离，也通过在集群核心的气体保留。我们发现，中心气体密度的比率是更重要的比中心DM密度的比率在确定的解离水平。
2020-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interference of Dark Matter Solitons and Galactic Offsets
通过数值模拟，我们讨论了Schrodinger-Poisson方程中稳定孤立波的碰撞动力学。在一个模型的框架中，部分或全部的暗物质是超轻轴子的玻色-爱因斯坦凝聚体，我们表明，这些动力学可以自然地解释暗物质和普通物质之间的相对位移的星系团阿贝尔3827，其最近的观察是第一个经验证据的暗物质相互作用超越重力。基本的假设是千秒差距尺度上孤立星系核的存在。出于这个原因，我们提出了模拟与基准值的轴子质量$m_a = 2 \times 10^{-24}$电子伏特，这是略低于宇宙结构形成的首选，如果该领域是所有的暗物质（$m_a \approx 10^{-22}$电子伏特）。我们认为，未来的观测可能会证实或证伪这种相干波解释的暗物质抵消。
2016-03-16 astro-ph.CO hep-ph nlin.PS
The Train Wreck Cluster Abell 520 and the Bullet Cluster 1E0657-558 in a Generalized Theory of Gravitation
修正引力理论的一个主要障碍是解释星系团的动力学。一个情况下，广义引力理论称为标量张量矢量引力（STVG）或MOG（修改重力）来解释合并集群动力学。本文介绍的结果，重新分析的子弹集群，以及分析的训练残骸集群在弱引力场的限制，没有暗物质。King- $β$模型用于拟合两个簇的X射线数据，并且使用该拟合的参数计算$κ$ -映射。通过从$κ$ -地图数据中减去预测的$κ$-地图来估计星系团中的星系数量。对子弹星系团的估计是，该星系团的$14.1\%$是由星系组成的。对于训练残骸星系团，如果使用Jee等人的数据，星系团的$25.7\%$是由星系组成的。星系中的重子物质和MOG中引力的增强使透镜峰发生移动，使其偏离气体。这项工作表明，这种广义引力理论可以解释没有暗物质的星系团合并动力学。
2018-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Buoyancy Instabilities in a Weakly Collisional Intracluster Medium
星系团的团内介质是一种弱碰撞的高β等离子体，其中热量和动量的传输主要沿着磁场线进行。各向异性热传导允许对流不稳定性由任一符号的温度梯度驱动，在非等温集群的外围的磁热不稳定性（MTI）和在其冷却核心的热通量浮力驱动的不稳定性（HBI）。我们采用雅典娜MHD代码来研究这些不稳定性的非线性演化，自洽包括各向异性粘性（即Braginskii压力各向异性），各向异性传导和辐射冷却的影响。我们强调了微尺度不稳定性的重要性，不可避免地伴随和调节的HBI和MTI产生的压力各向异性。我们发现，在所有的，但最内部的区域的冷核心集群，各向异性粘度显着削弱的HBI重新定向磁场线正交的温度梯度的能力。因此，虽然射电模式反馈在中心几十kpc中是必要的，但在哈勃时间的很大一部分时间内，传导可能能够抵消大部分冷核心的辐射损失。磁性排列的冷细丝然后能够通过局部热不稳定性形成。在冷暗条形成过程中的粘性耗散会产生伴随的热暗条，这可以在钱德拉对附近冷核星系团的深空观测中找到。在MTI的情况下，各向异性粘度保持磁场线的相干性超过更大的距离比在无粘的情况下，提供了一个自然的下限的规模上，该领域可以自由波动。在非线性状态下，磁场呈现折叠结构，其中场线曲率和场强度是反相关的。
2012-02-15 astro-ph.CO
The Mergers in Abell 2256: Displaced Gas and its Connection to the Radio-emitting Plasma
我们提出了深钱德拉和XMM-牛顿X射线成像和空间分辨光谱的阿贝尔2256，附近（z=0.058）星系团经历多次合并，并显示出丰富的无线电形态为主的大型遗物的结果。X射线数据揭示了三个子星系团：（i）“主星系团”;（ii）在星系团东部的一个较老的合并的残余，有一个~ 600 kpc长的尾巴;（iii）一个明亮的，子弹状的，低熵的下落系统，有一个大的视线速度分量。低熵系统显示了一个250千秒差距长的冷锋与休息和一个有趣的表面亮度递减。有趣的是，下落的气体与明亮的星系并不是同空间的，而下落星系群中射电最强的最明亮的星系团在投影中似乎与低熵等离子体分离了50千秒差距，位于冷锋东部边缘的南部。假设暗物质遵循星系分布，我们预测它也会明显偏离低熵气体。冷锋附近的部分低频射电辐射可能由于气体运动的差异而被磁场放大而复活。使用分析模型和数值模拟，我们调查的可能性，超音速的子集群的降落产生一个大规模的冲击沿我们的视线，这可以检测到的X射线温度图，但没有任何明确的功能，在表面亮度分布。
2020-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Revealing a Highly-Dynamic Cluster Core in Abell 1664 with Chandra
我们提出了新的，深（245 ks）钱德拉观测星系团阿贝尔1664（$z = 0.1283$）。这些图像揭示了丰富的结构，包括在NE-SW方向上的X射线等照度线的伸长和伴随的压缩，这表明热气体在引力势中晃动。这种晃动导致冷锋，距离星团中心55，115和320 kpc。我们的研究结果表明，A1664的核心是高度扰动的，因为全球金属丰度和冷却时间在小半径处变平，这意味着大尺度上的混合。活动星系核的中心似乎最近经历了一次机械爆发，我们对空洞的探测证明了这一点。这些空洞是活动星系核膨胀的射电泡的X射线表现，可以解释以前用ALMA观测到的冷分子CO云的运动。用膨胀空洞所需的最小能量作为替代，活动星系核的机械能估计为$P_{\rm cav} = (1.1 \pm 1.0) \times 10^{44} $ erg s $^{-1}$，这可能足以驱动分子气体流，并抵消ICM的冷却光度，为$L_{\rm cool} = (1.90 \pm0.01)\times 10^{44}$ erg s $^{-1}$。这个机械能比活动星系核中心X射线光度的测量上限高出几个数量级，这表明它的黑洞可能质量极大和/或辐射效率低下。我们映射的温度变化在相同的空间尺度上的分子气体，并发现，最迅速冷却的气体大多是一致的分子气体水库为中心的BCG的系统速度与ALMA观察到的，可能是燃料冷吸积到中央黑洞。
2018-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of a pair of prominent X-ray cavities in Abell 3847
本研究通过钱德拉深场观测在Abell 3847星系团的3C 444射电星系中发现一对X射线空腔，探测到罕见椭圆激波，证实中心AGN功率足以抑制星系团冷却，且黑洞通过混沌冷吸积生长。
2016-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A BCG with offset cooling: is the AGN feedback cycle broken in A2495?
我们提出了一个结合无线电/X射线分析的星系团阿贝尔2495（z=0.07923）的基础上新的EVLA和钱德拉数据。我们还分析和讨论了从文献中检索到的H α发射和光学连续谱数据。我们发现星团BCG（MCG+02-58-021）和X射线发射峰值之间有6 kpc的偏移，这表明冷却过程没有发生在中央星系核上。我们认为ICM的晃动可能是造成这种分离的原因。此外，我们检测到的第二个，4千秒差距之间的H α发射和X射线发射的峰值偏移。光学图像突出了星团BCG中延伸至6千秒差距的尘埃细丝的存在，并使我们能够估计中心7千秒差距内的尘埃质量为1.7e+5 Msun。利用尘气比和L_Halpha-M_mol关系，我们认为在这个星团的BCG中应该存在大量的分子气体（高达10^9 Msun）。我们还研究了ICM凹陷的存在，发现两个假定的空洞系统;内部的一对特征在于t年龄= 1800万年和P cav = 1.2e+43 erg/s，外部的一个t年龄= 5300万年和P cav = 5.6e+42 erg/s。他们的年龄差异似乎是一致的自由落体时间的中央冷却气体和偏移的时间尺度估计的Halalpha运动学数据，这表明晃动可能在这种环境中发挥了关键作用。此外，空洞的功率分析表明，活动星系核的能量注入能够维持反馈循环，尽管冷却被抵消从BCG核。
2019-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new non-parametric method to infer galaxy cluster masses from weak lensing
提出一种从弱引力透镜观测推断星系团三维质量分布的非参数方法，假设球对称，能修正偏心问题，用 Julia 高效实现，并用 KiDS DR4 数据验证了 Abell 1835 和 Abell 2744 的质量分布，结果与文献一致。
2024-12-18 astro-ph.CO
Testing Offsets Between Cluster-Scale Halos and BCGs in Strong Lensing Models Using the Jackknife Method
Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA)（中央研究院天文及天文物理研究所）；Department of Astronomy, Yonsei University（延世大学天文学系）；Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM, Marseille, France（艾克斯-马赛大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心、拉格朗日实验室）；Department of Physics, University of California, Davis（加州大学戴维斯分校物理系）
本研究用Jackknife方法检验强透镜模型中星系团晕与BCG偏移的必要性，发现MrMARTIAN框架下偏移不提升预测精度，质量分解非唯一，限制物理解释。
2026-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
XRISM Reveals Complex Multi-Temperature Structures in the Abell 2029 Galaxy Cluster
利用XRISM/Resolve高分辨率光谱观测，通过线比诊断揭示Abell 2029星系团的多温度结构，发现核心区存在2.85 keV冷气体成分，为理解星系团气体冷却与恒星形成提供了关键证据。
2025-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
On the separation between baryonic and dark matter: evidence for phantom dark matter?
近年来，人们已经看到了X射线和（弱）透镜轮廓碰撞星系团，例如，著名的“子弹”集群相结合的测量。这些观测揭示了重子物质和（主要的）引力物质的峰值在~（100-200）kpc量级的偏移。这种差异很难用修正的引力理论来解释，而不是用暗物质。或者他们不是？在这里，我们使用的概念“幻影暗物质“是基于牛顿解释的MONDian引力势。我们表明，这个想法实际上能够在理想的密度配置中产生实质性的抵消，涉及均匀的外部场。然而，当在MONDian宇宙学框架中分析时，我们推断该效应的大小（和概率）太小，无法解释最近观测中发现的观测到的偏移，至少在这里讨论的幻影暗物质的最简单化身中是如此。合并中的星系团的透镜中心很可能非常接近真实的质量中心，即使在MONDian宇宙学中也是如此。这支持了这样一种观点，即类中微子的非碰撞物质可能是观测到的透镜和X射线峰偏移的原因。
2009-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the Dynamical Nature and Radio Halo Emission of Abell 384: A Combined Radio, X-ray and Optical Study
本研究通过多波段观测分析星系团A384，发现其处于并合动力学扰动状态，湍流ICM中的粒子再加速产生了射电晕辐射，补充了射电晕谱指数分布等关键观测结果。
2025-03-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Mass & Light in Galaxy Clusters: Parametric Strong Lensing Approach
本文通过参数化强引力透镜建模，要求暗物质团块对应发光成分并考虑可靠先验，在多个星系团中发现平坦暗物质密度轮廓，并指出参数化方法可能产生误导性特征。
2024-11-05 astro-ph.CO
Implications of the observation of dark matter self-interactions for singlet scalar dark matter
暗物质自相互作用的证据最近被报道，其基础是观察到的暗物质晕和阿贝尔3827星系中的恒星之间的空间偏移。将这种偏移解释为由于暗物质的自相互作用导致的横截面测量结果为sigma_DM/m ~（1-1.5）cm^2/g，其中m是暗物质粒子的质量。我们使用这个观察约束单重标量暗物质耦合到标准模型和两个希格斯双重模型。我们表明，在这类模型中最自然的情况是非常轻的暗物质，低于约0.1 GeV，其遗迹丰度由冻结，即，通过与希格斯玻色子极其微小的相互作用，在早期宇宙中缓慢产生暗物质，从未达到热平衡。我们还表明，暗物质丰度可以建立通过通常的热冻结出的单重标量扩展的Yukawa对齐的两个希格斯双重模型的机制，但它需要相当严重的微调的单重标量质量。
2020-02-03 astro-ph.CO hep-ph
Deep Synoptic Array science: Two fast radio burst sources in massive galaxy clusters
研究利用 DSA-110 发现两个宿主于大质量星系团的 FRB，结合多波段观测与 IllustrisTNG 模拟约束 ICM 性质，并展示未来 FRB 探测星系团外围气体的潜力。
2023-02-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
The three-dimensional geometry and merger history of the massive galaxy cluster MACS J0358.8-2955
我们提出了一个组合的X射线/光学分析的大规模集群MACS J0358.8-2955（z=0.428）的动态观测的基础上与钱德拉X射线天文台，哈勃太空望远镜，和Mauna Kea山上的Esclek-I望远镜的结果。MACS J0358.8-2955是Z>0.3的X射线最明亮的星团之一，其特征是L_X（<r_500）= 4.24*10^45 erg/s，kT = 1.24 *10^45 erg/s。（9.55 ± 0.58/-0.37）keV，M^{3D}_{gas}（<r_500）=（9.18+/-1.45）× 10^13 M_sun，M^{3D}_{tot}（<r_500）=（1.12+/-0.18）× 10^15 M_sun.该系统的高速色散为（1440 + 130/-110）km/s（当使用正确的相对论方程时为890 km/s），然而，由于至少三个子星系团的复杂合并，沿视线方向的下沉膨胀了。一次碰撞接近正面，而第二次碰撞具有显著的碰撞参量。星系团内气体的温度变化、两个试探性冷锋、测量的星系团径向速度以及碰撞和非碰撞星系团成分之间的小偏移都表明，这两个合并事件都是在靠近核心通道和沿着相对于天空平面倾斜很大的轴线观察到的。锚定在三个三重图像系统（其中两个光谱红移）的系统的强透镜分析产生独立的质量分布的约束。对于8.2%的气体分数，由此产生的强透镜质量分布与我们的X射线估计是非常一致…
2012-11-07 astro-ph.CO
Frontier Fields: Subaru Weak-Lensing Analysis of the Merging Galaxy Cluster A2744
我们提出了一个弱透镜分析的合并{ \em前沿领域}（FF）集群Abell~2744使用新的斯巴鲁/Suprime-Cam成像。宽场透镜质量分布揭示了这个星系团由四个不同的子结构组成。同时建模的二维约化剪切场使用的Navarro-弗伦克-怀特（NFW）模型的主核心和截断NFW模型的subhalos的组合，我们确定他们的质量和位置。系统的总质量被约束为$M_\mathrm{200c} = (2.06\pm0.42)\times10^{15}\,M_\odot$。最大的团块是南部的$M_\mathrm{200c} = (7.7\pm3.4)\times10^{14}\,M_\odot$，其次是西部的子结构（$M_\mathrm{200c} = (4.5\pm2.0)\times10^{14}\,M_\odot$）和东北（$M_\mathrm{200c} = (2.8\pm1.6)\times10^{14}\,M_\odot$）和西北（$M_\mathrm{200c} = (1.9\pm1.2)\times10^{14}\,M_\odot$）的两个较小的子结构。四个子结构的存在支持了多重合并的图景。使用复合流体动力学二元模拟，我们解释了这个复杂的系统，而不需要一个“弹弓”效应产生西北X射线闯入者，如前所述。在西北和西部的暗晕中，子结构的位置似乎与气体（$87^{+34}_{-28}$ ar…
2015-12-07 astro-ph.CO
Galaxy Cluster Mass Estimates in the Presence of Substructure
我们开发并实现了一个模型来分析内部运动学的星系团，可能包含不独立跟踪集群潜力的星系子群。该模型允许在集群环境中的子结构，解开集群成员污染的前景和背景星系，并包括一个整体的集群旋转长期集群运动学的一部分。我们估计集群的速度分散和/或质量，同时边缘化在所有上述复杂性的不确定性。在第一个应用程序，我们公布的数据阿贝尔267（A267），我们没有发现集群旋转的证据，但我们确定了五个不同的星系子群。我们使用这些结果来探索推断集群属性的敏感性的子结构的治疗。与假设没有子结构的模型相比，我们的子结构模型将A267的动力学质量减少了$\sim 20\%$，并将星系团平均速度移动了$\sim 100$ km s $^{-1}$，相对于A267最亮星系团速度的偏移量大约增加了一倍。嵌入在这个框架内的球形Jeans方程，我们推断A267的暗物质晕的质量$M_{200}=6.77\pm1.06\times10^{14}M_\odot/h$，浓度$\log_{10}c_{200}=0.61\pm0.39$，符合宇宙学模拟中发现的质量浓度关系。
2018-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the Nature of Dark Matter from Tidal Radii of Cluster Galaxy Subhalos
Yale University（耶鲁大学）
通过分析星系团子晕潮汐半径，研究暗物质本质，区分自相互作用暗物质与冷暗物质。
2025-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The structure of cluster merger shocks: turbulent width and the electron heating timescale
我们对Abell 2146星系团合并进行了新的2 Ms Chandra观测，该星系团合并有两个巨大的M~2激波阵面，每个阵面的宽度约为500 kpc。本文首次解决并度量了集群并购冲击的宽度。弓形激波的最佳拟合宽度为17+/-1 kpc，上游激波的最佳拟合宽度为10.7+/-0.3 kpc。如果一个窄的无碰撞激波的光滑形状被局部气体运动所扭曲，那么它在投影上将显得更宽。我们表明，这两个冲击波宽度是一致的，与无碰撞冲击模糊的本地气体运动的290+/-30公里/秒。上游激波比弓形激波形成得晚，因此预计要窄得多。从弓形激波后的电子温度分布，我们测量了电子和离子回到热平衡的时间尺度。我们排除了快速热平衡的电子与冲击加热的离子在6西格玛水平。相反，观察到的温度分布有利于碰撞平衡。对于这些集群合并的冲击，它具有低的音速马赫数和传播通过一个高$β$等离子体，我们没有发现任何证据的电子加热超过绝热压缩产生的。我们的研究结果预计是有效的无碰撞冲击在其他环境中具有类似的参数，并支持现有的图片从太阳风和超新星遗迹。上游激波与这一结果一致，但具有更复杂的结构，包括在激波前约50 kpc的温度增加约2 keV。
2022-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
The peculiar radio galaxy 4C 35.06: a case for recurrent AGN activity?
利用低频率阵（LOFAR），韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）和档案甚大阵（VLA）的数据获得的意见，我们追踪了无线电发射到大尺度的复杂源4C 35.06位于核心的星系团阿贝尔407。在更高的空间分辨率（~4”）下，已知该源有两个内部射电瓣，跨度为31 kpc，以及一个与它们平行的漫射、低亮度延伸，偏移约11 kpc（投影）。在62兆赫，我们检测到这个结构的无线电发射延伸到210千秒差距。在1.4 GHz和中等空间分辨率（~30”）下，该结构似乎具有螺旋形态。我们推导出了整个源的射电频谱指数的特征。我们表明，源的形态是最有可能的结果，至少有两个事件的活动星系核活动分开的休眠期约35万年。活动星系核是位于阿贝尔407星系团核心的一个星系。我们建议，它是间歇性活跃的，因为它在密集的环境中移动的集群核心。使用LOFAR，我们可以追踪到从那次活动开始到距离核心比以往任何时候都更远的残余等离子体。利用WSRT，我们探测到了射电源中心吸收的HI。吸收轮廓相对较宽（FWHM为288 km/s），与其他星团中的吸收轮廓相似。了解无线电发射的占空比以及启动（或重新启动）无线电活动的触发机制可以提供重要的限制，以量化AGN反馈对星系演化的影响。这些机制的研究，在低频率下使用形态和光谱信息有望在这一领域带来新的重要见解。
2015-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
