Mg2 gradients as a signature of brightest cluster galaxy evolution
我们拟合了附近宇宙中21个最亮星系团的Mg ~ 2吸收指数梯度，并在Gemini望远镜上获得了这些星系团的高信噪比、长缝光谱。这是一个大的光学，空间分辨，光谱样本的BCGs，它允许运动学，动力学和恒星星族属性之间的可能的连接进行研究。我们发现Mg 2梯度和中心速度色散之间的弱相关性，随着质量的增加，梯度变得更陡。在相同的质量范围内的正常椭圆星系的等效相关性没有发现，这表明BCG恒星星族配置文件的形状的机制与他们居住的集群的势阱。这一建议得到加强的Mg 2梯度和BCG的距离之间的相关性的集群的X射线峰值亮度的存在。
2011-04-13 astro-ph.CO
Alignment of Brightest Cluster Galaxies with their Host Clusters
我们研究了Brilliant Cluster Galerkin（BCGs）和它们的宿主星系团之间的对齐，其中7031个星系团的样本使用匹配滤波器算法发现，0.08<z<0.44，5744个星系团的独立样本使用maxBCG算法选择，0.1<z<0.3，两者都是从Sloan Digital Sky Survey Data Release 6成像数据中提取的。我们确认，BCGs优先与集群的主轴对齐;具有主导BCGs的集群（>0.65等，比第二和第三排名的星系的平均值更亮）显示出更强的对齐比集群少占主导地位的BCGs在4.4西格玛水平。在2.3 sigma水平上，丰富的集群比贫穷的集群显示出更强的对齐。低红移星系团（z<0.26）比高红移星系团（z>0.26）显示出更多的排列，在3.0 sigma水平上有显著差异。我们的研究结果不依赖于用于选择聚类样本的算法，这表明它们不受任何算法的系统学的影响。BCG优势和集群对齐之间的相关性可能是形成集群的分层合并过程的结果。观测到的红移演化可能来自于在晚红移的二次坍缩。
2010-03-01 astro-ph.CO
The brightest ULIRG:watching the birth of a quasar
最近发现极端的ULIRG F00183-7111有一个射电大声活动星系核，其中心有喷流，代表了埋在尘埃恒星形成星系中的射电大声活动星系核的一个极端例子。这个来源似乎是一个罕见的例子，一个ULIRG瞥见（大概）短暂的时期，因为它从“类星体模式”的变化，以“无线电模式”的活动。这样的过渡阶段可能解释了许多高红移射电星系和极高红移ULIRGs，因此这个相对较低的红移为0.328的物体提供了详细研究这类物体的难得机会。我们还检测到CO信号从这个星系的ATCA，并在这里描述了未来的ULIRG研究的影响，这种检测。
2013-01-17 astro-ph.CO
sOPTICS: A Modified Density-Based Algorithm for Identifying Galaxy Groups/Clusters and Brightest Cluster Galaxies
本研究提出改进型密度聚类算法sOPTICS，通过引入缩放因子修正红移空间畸变导致的视线误差，在星系团及最亮团星系识别任务中准确率、纯度和回收率均优于传统FoF算法，且鲁棒性和灵活性强，适用于大规模天文巡天。
2025-01-18 astro-ph.CO
Co-evolution of the Brightest Cluster Galaxies and their Host Clusters in IllustrisTNG
我们使用IllustrisTNG模拟来探索大质量星系团和它们的中心星系之间的动力学标度关系。我们使用的Illustris TNG 300 -1模拟包括280个大规模集群，其中$M_{200} > 10^{14}$ M $_{\odot}$支持强大的统计分析。我们推导出的视线的速度色散的恒星粒子的BCG（$σ_{*, BCG}$），类似于观察到的BCG恒星速度色散。我们还计算了晕下速度色散来测量星系团速度色散（$σ_{cl}$）。$σ_{*, BCG}$和$σ_{cl}$都与星系团晕质量成正比，但斜率略有不同。因此，与观察到的关系相似，$σ_{*, BCG} / σ_{cl}$作为$σ_{cl}$的函数下降，但离散度很大。我们探讨了$z \lesssim 1$的$σ_{*, BCG} - σ_{cl}$标度关系的红移演化，可以直接与观测进行比较。标度关系在高红移处具有相似的斜率，但由于$σ_{*, BCG}$中的大散射，散射增加。模拟结果表明，高红移的BCGs在动力学上比它们的低红移对应物更复杂。
2022-05-20 astro-ph.CO
A deep spectroscopic study of the filamentary nebulosity in NGC4696, the brightest cluster galaxy in the Centaurus cluster
我们目前的深积分场光谱观测结果使用高分辨率光学（4150-7200）VIMOS VLT光谱，NGC 4696，在半人马座星系团（阿贝尔3526）的主导星系。在室女星系团之后，这是第二个最近的（z=0.0104）冷核星系团的例子。NGC 4696被一个巨大的明亮的H α发射线星云（L = 2.2 \times 10^40尔格每秒）所包围。我们探索发射线细丝的起源和激发，并发现它们的起源与被拉出一致，在上升的射电泡下，像其他类似系统一样进入团内介质。与以前的观察相反，我们没有观察到外丝的冲击激发的证据。我们的光谱与Ferland等人最近提出的粒子加热激发机制相一致。
2011-07-20 astro-ph.CO
An Accurate Position for HDF 850.1: The Brightest Submillimeter Source in the Hubble Deep Field-North
我们报告了一个非常重要的亚毫米波阵列（SMA）检测的原型亚毫米波源HDF 850.1，这是最明亮的亚毫米波源在哈勃深场北正确。该探测产生了非常精确的位置RA（2000）=12：36：51.99和Dec（2000）=+62：12：25.83，1-sigma位置不确定度为0.17 arcsec。该位置与毫米波长干涉检测的位置以及1.4和8.4 GHz处弱VLA检测的位置一致，但与任何先前的光学/近红外识别不一致。在SMA的2角秒分辨率下，源呈点状，探测到的7.8+/-1.0 mJy的通量与测量的SCUBA通量一致。我们将HDF 850.1在其他波长下的通量和限值制成表格。我们基于射电到中红外测量对HDF 850.1的红移估计是z=4.1。光源在可见光/近红外波长处的模糊性和估计的高红移表明HDF 850.1可能是更亮的亚毫米光源GOODS 850-5的模拟，后者也被认为是z>4。像HDF 850.1这样的源应该出现在有史以来最早的空白场SCUBA观测中，这一事实表明这种高红移源非常常见。因此，我们得出结论，高红移恒星的形成是由巨大的尘埃恒星形成星系主导的，就像在较低红移时一样。
2009-05-12 astro-ph.CO
A Novel Approach to Constrain the Mass Ratio of Minor Mergers in Elliptical Galaxies: Application to NGC 4889, the Brightest Cluster Galaxy in Coma
小合并被认为是大质量椭圆星系的形成和结构演化的重要因素。在这项工作中，我们报告发现了一个系统的四个壳功能的后发座星系团的最明亮的成员之一，NGC 4889，使用哈勃太空望远镜和斯隆数字巡天的光学图像。这些壳层与主星系的主轴对齐，很可能是由一个小卫星星系的吸积形成的。我们对NGC 4889及其附近许多重叠的邻近星系进行了详细的二维光度分解。这个全面的模型不仅使我们能够牢固地检测到低表面亮度的外壳，而且至关重要的是，还可以准确地测量它们的亮度和颜色。壳层比主星系中相同半径的底层恒星更蓝。我们利用壳层的颜色和后发座星系团的颜色-星等关系来推断其前身星系的光度（或质量）。NGC 4889中的壳层似乎是由一个中等光度（M_I~-18.7等）盘状星系（S0或螺旋星系）的微小合并产生的，其光度（质量）比为90：1。在这项工作中提出的新方法可以用来解码化石记录印在光度子结构的其他附近的早期型星系。
2013-05-22 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
The mass distribution of a moderate redshift galaxy group and brightest group galaxy from gravitational lensing and kinematics
引力透镜系统CLASS B2108+213有两个射电大声透镜图像，间隔为4.56弧秒。相对较大的图像分离意味着透镜效应是由一组星系引起的。本文给出了B2108+213透镜星系及其周围场星系的新的光学成像和光谱数据。这些数据被用来研究透镜结构的质量和组成。主透镜星系（G1）的红移和恒星速度色散分别为z = 0.3648 +/- 0.0002和sigma_v = 325 +/- 25 km/s。透镜类星体的光谱没有表现出明显的发射或吸收特征，与BL Lac型射电源一致。然而，G波段和Mg-b吸收线的试探性探测，以及透镜类星体的宿主星系光谱的中断，给出了一个可能的源红移z = 0.67。B2108+213周围的光谱发现了51个星系的红移与G1相似，从而证实了在z ~ 0.365处有一个更大的结构与这个系统相关。群速度分布的宽度为694 +/- 93 km/s，但非高斯分布，这意味着该结构尚未病毒化。主透镜星系也是最亮的星系群成员，其表面亮度轮廓与典型的cD星系一致。对质量分布的透镜效应和动力学分析，也包括新发现的群成员，发现质量密度分布的对数斜率在爱因斯坦半径内平均等温，但在爱因斯坦半径的位置更陡。如果在质量模型中加入外部收敛梯度（代表星系群的母晕），就可以解释这种明显的斜率变化。
2010-02-15 astro-ph.CO
Magnitude Gap Statistics and the Conditional Luminosity Function
在最近的预印本中，Hearin et al.（2012，H12）提出，星系团的晕质量丰富度校准可以通过使用最亮和第二亮星系的星等差异（星等差距）作为额外的可观测性来改进。他们声称他们的结果与Paranjape & Sheth（2012，PS12）的结果不一致，后者表明最亮和第二亮星系的星等分布可以根据从总星系光度函数中随机抽样的光度顺序统计来解释。我们发现，一个条件光度函数（CLF）的星系的晕质量的变化，在与现有的观测结果相一致的方式，自然会导致一个大小差距分布的变化作为一个函数的晕质量在固定的丰富度，在定性协议与H12。我们表明，在一般情况下，最亮和第二亮的星系的光度分布取决于是否从CLF或全球光度函数绘制的星系的光度。然而，我们也表明，这两种情况之间的差异是小到足以逃避检测的小样本调查PS12。这表明，鉴于样本量较小，光度分布不是区分这两种情况的适当统计量。我们认为，CLF（因此H12）的基础上，它与其他独立的观测，如卫星星系的运动学，星系的丰度和集群，以及来自斯隆数字巡天星系-星系透镜信号的一致性。
2012-07-26 astro-ph.CO
Overdensities of Y-dropout Galaxies from the Brightest-of-Reionizing Galaxies Survey: A Candidate Protocluster at Redshift z~8
暗物质晕组合的理论和数值模拟预测，在高红移的最明亮的星系是由较暗的同伴的超密度包围。我们测试这个预测与HST观测获得我们的Brilliance of Reionizing Galerkin（BoRG）调查，其中确定了四个非常明亮的z~8候选人的Y-辍学源中的四个观察到的23个非连续的WFC 3字段。在这里，我们扩展寻找Y-辍学到更暗的光度（M_AB \sim -20的M_* 星系），检测在> 5 sigma的信心（相比，> 8 sigma的信心采用较早）确定17个新的候选人。我们证明，在>99.84%的置信度下，微弱和明亮的Y-脱落的数量之间存在相关性。包含最佳明亮z \sim 8候选者（M_AB=-21.3）的场BoRG 58具有最显著的微弱Y漏失的过密度。四个新的来源位于70角秒（对应于3.1在z=8共动Mpc）从先前已知的较亮的z \sim 8候选。在这个领域的Y-辍学的高密度有一个物理起源的高置信度（p>99.975%），独立的完整性和污染率的Y-辍学的选择。我们通过宇宙学模拟对超密度进行了建模，估计主暗物质晕的质量为M_h \sim（4-7）× 10^11 Msun（\sim 5 σ密度峰），并被几个M_h \sim 10^11 Msun晕包围，这些晕可能是较暗的脱落物。在这种情况下，我们预测所有的晕最终会在z=0时合并成一个M_h> 2 × 10^14 Msun的星系团…
2011-11-21 astro-ph.CO
The XMM Cluster Survey: The build up of stellar mass in Brightest Cluster Galaxies at high redshift
本文给出了20个z=0.8-1.5的高红移星系团的深J和Ks波段测光结果，其中19个是用斯巴鲁望远镜上的MOIRCS仪器观测到的。通过使用近红外线作为恒星质量的替代物，我们发现了令人惊讶的结果，即自z~1.5以来，布里渊星系团星系团（BCGs）的平均恒星质量一直保持在~ 9 e11 MSol。我们调查的影响，这一结果不同的恒星形成的历史所产生的三个著名的和独立的恒星星族代码，并发现它是强大的合理的，物理动机的选择年龄和金属丰度。通过进行蒙特卡罗模拟，我们发现，结果是不受任何之间的相关性BCG质量和集群质量在观察或模型集群。巨大的恒星质量意味着这些星系的聚集发生在恒星形成的初始爆发的同时。这一结果使我们得出结论，干合并对BCGs的平均恒星质量几乎没有影响，在过去的9-10 Gyr形成鲜明对比的半解析模型的预测，基于分层合并的暗物质晕，这预测了一个更持久的质量建立在哈勃时间。然而，我们讨论的是，如果在同一时期内，在团内光的材料有显着的增长，观察和理论之间的和解是有潜力的。
2010-06-03 astro-ph.CO
Miscentring in Galaxy Clusters: Dark Matter to Brightest Cluster Galaxy Offsets in 10,000 SDSS Clusters
在10，000个SDSS星系团中，我们观测了暗物质（DM）投影中心和布里渊星系团（BCG）之间的典型偏移。为了对DM的中心进行约束，我们使用了自动强透镜分析，质量建模技术，该技术基于经过充分测试的假设，即光跟踪质量。星系团的星系建模与陡峭的幂律，DM组件是通过平滑的星系分布拟合一个低阶的二维多项式（通过样条插值），同时探测整个范围的多项式次数和星系的幂律。我们发现，BCG和代表DM的平滑光图的峰值之间的偏移Δ在零附近均匀分布，没有优选方向，并且很好地由对数正态分布描述，其中< log_{10}（Δ[h^{-1} Mpc]）>=-1.895 ^{+0.003}_{-0.004}，且σ=0.501 \pm 0.004（95%置信水平），或< log_{10}（Δ[ \arcsec ]）>=0.564 \pm 0.005，且σ=0.475 \pm 0.007。一些偏移起源于之前的错误识别的BCG或其他明亮的集群成员的集群发现算法，其水平，我们做了额外的努力来评估，发现在探测目录中的集群的~10%可能是错误的，有助于高端偏移与以前的研究基本一致。我们的研究结果构成了第一个具有显著意义的高分辨率分布的DM-BCG偏移观测分析中获得的，重要的是，存在这样一个典型的非零偏移探测目录。偏移量与红移呈弱的正相关，因此通常发现高z团簇具有较高的分离度，这与团簇结构的分级生长相一致，这有助于进一步研究团…
2012-09-11 astro-ph.CO
Witnessing the Formation of a Brightest Cluster Galaxy in a Nearby X-ray Cluster
星系团中的中央主导星系构成了宇宙中最大质量和最明亮的星系。尽管如此，这些最亮的星系团（BCGs）的形成及其对周围星系团环境的影响仍然知之甚少。在这里，我们提出了多波长观测附近的穷人X射线集群MZ 10451，在这两个过程中可以研究前所未有的细节。钱德拉对星系团核心的团内介质（ICM）的观测表明，该系统保留了一个冷的核心和一个中心金属过剩。这表明，任何合并引起的ICM加热和混合在这一阶段保持适度。潮汐剥离的恒星周围看到的任何星系可能代表一个新兴的集群内的光组件，中央ICM丰度的增强可能有显着的贡献，从原位富集提供这些恒星。较小的合并星系显示出保留了热气晕的证据，以及一些模糊的恒星形成的初步证据，这表明并非所有低红移的BCG主要合并都是完全无耗散的。这两个星系都稍微偏离了ICM发射的峰值，所有三个星系都位于一个大致与ICM大尺度伸长一致的轴上。我们的数据是一致的图片中，中央BCGs建立的合并靠近集群的核心，由星系落在径向轨道上与宇宙细丝喂养集群对齐。
2010-05-19 astro-ph.CO
Comparing galaxy populations in compact and loose groups of galaxies II: brightest group galaxies
为了更好地理解不同环境下影响星系演化的物理机制，研究了致密星系群和松散星系群中最亮星系（BCGs）的性质。BCG的样本选自McConnachie等人（2009）鉴定的紧密组和Zandivarez & Martínez（2011）的松散组。紧星系群和松散星系群的子样本中的BCGs的以下物理性质进行了比较，由它们的质量和总光度定义。分类为红色和/或早期型的星系光度的函数的BCGs的分数进行了研究。还分析了BCG中所含的该组总光度的分数以及BCG与第二排名星系之间的光度差异。紧群和松散群中的BCG的某些性质是相似的。然而，在紧凑的群体中的BCGs系统更集中，并有更大的表面亮度比他们的同行，高质量和低质量的松散的群体。紧密群中的红色和早期型BCGs的分数与高质量松散群的分数一致。比较BCGs的子样本的紧凑和松散的群体选择他们相似的光度，BCGs在紧凑的群体被发现，平均而言，更明亮，更大，更红，更频繁地被归类为椭圆形。在紧凑的星系群中，BCG包含系统总光度的较大部分，并且在绝对星等上与排名第二的星系有较大的差异。紧群和散群的BCGs存在差异。一些负责将晚型星系转变为早期类型的机制，如合并，可能在紧凑的星系群中更有效，因为它们的密度高，速度分散小，这将导致它们的BCGs沿着不同的演化路径。
2013-08-06 astro-ph.CO
IllustrisTNG Snapshots for 10 Gyr of Dynamical Evolution of Brightest Cluster Galaxies and Their Host Clusters
基于IllustrisTNG-300模拟，我们在$z < 2$上探索了大质量星系团及其最亮星系团（BCGs）动力学性质的红移演化。我们选择了270个在$z = 0$有$M_{200} < 10^{14}~{\rm M}_{\odot}$的大规模集群，并基于合并树追踪它们的祖先。从67个覆盖$z < 2$的红移快照中，我们计算了三维晕下速度色散作为星系团速度色散（$σ_{\rm cl}$）。我们还计算了BCGs（$σ_{\rm *,~BCG}$）的三维恒星速度色散。$σ_{\rm cl}$和$σ_{\rm *,~BCG}$都随着宇宙年龄的增长而增加。BCG速度离散度比团速度离散度增长得慢。此外，BCG速度色散的红移演化在某些红移处显示出戏剧性的变化，这是由于与邻近星系的动力学相互作用（主要合并）。我们发现，$σ_{\rm *,~BCG}$与$σ_{\rm cl}$在$z > 1$，提供了一个有趣的观察测试。模拟的$σ_{\rm cl}$和$σ_{\rm *,~BCG}$的红移演化与观测到的$z < 0.3$的团簇样品基本一致，但有较大的散射。未来的大型光谱调查达到高红移将测试的影响，模拟的质量演化的集群和他们的BCGs。
2022-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of dry mergers for the formation and evolution of brightest cluster galaxies
利用再模拟技术，我们进行高分辨率的宇宙学模拟干合并在一个巨大的星系团中确定的千年运行。我们的初始条件包括很好地解决了复合星系模型组成的暗物质晕和恒星凸起，用于取代最大规模的集群祖晕在红移z=3。通过构造，我们的星系模型最初服从恒星质量-尺寸关系。我们证明，最亮的星系团（BCG）的演变远离科尔门迪关系所定义的较小质量的星系（即，关系弯曲）。由于BCG经历了相对大量的合并，它的总质光比明显高于典型的椭圆星系。我们还表明，暗物质和恒星之间的混合过程导致一个小的，但数值上强大的倾斜在基本平面和BCG位于倾斜的平面上。我们的模型是一致的，观察到的陡峭的对数质量光梯度作为恒星质量的函数。令人惊讶的是，我们发现只有试探性的弱失真的Faber-Jackson关系，取决于孔径的大小，不像预期的基础上孤立的合并模拟研究。这可能是由于星系轨道分布的差异，这是在我们的方法直接由宇宙学背景下，而它必须假设在孤立的合并模拟，以及BCG位于集群势阱深处的事实。
2009-02-02 astro-ph.CO
Optical Line Emission in Brightest Cluster Galaxies at 0 < z < 0.6: Evidence for a Lack of Strong Cool Cores 3.5 Gyr Ago?
近年来，已知的z > 0.2以上的星系团的数量急剧增加，多个目录的发布包含超过30，000个光学探测到的星系团，范围为0 < z < 0.6。将这些星表与斯隆数字巡天中最亮星系团的光谱学结合起来，可以量化星系团核心中光学发射线星云的演化。首次测定了最亮星系团在0 < z < 0.6范围内的光学谱线辐射的连续演化。在z \sim 0.3处发现具有光学线发射的BCGs的分数中的最小值，这表明在诸如英仙座A的系统中的复杂的非线性发射是最近的现象。有证据表明，在z > 0.3之后，强发射系统的数量有所增加，这暗示了强冷却的早期。我们比较了发射线星云的演化与文献中在相同红移范围内的X射线导出的冷核（CC）部分，发现总体一致，除了在z > 0.3时没有观察到强CC部分的上升。冷核的演化与低红移的光学谱线发射之间的总体一致性表明，对星系团的发射谱线调查可能提供一种间接探测冷核演化的有效方法，从而为宇宙早期加热和冷却过程的平衡提供了见解。
2011-10-26 astro-ph.CO
The luminosities of the brightest cluster galaxies and brightest satellites in SDSS groups
我们发现，在基于SDSS的星系群星表中，BCG星系团的光度分布表明，BCG光度只是星系群光度函数的统计极值。后者恰好可以用全星系光度函数（限制在Mr<-19.9）很好地近似，只要我们使用这个函数的参数化，在亮端是准确的。对Brilliant卫星星系的光度分布的类似分析表明，它们最好被认为是来自相同光度分布的第二亮的选择，其中BCGs是最亮的。即，BSG并不是一些通用的卫星光度函数中最亮的，与Halo模型分析的聚类光度依赖性相反。然而，我们然后使用标记相关性来提供这些顺序统计量的一种新的测试，表明从BCGs和BSG绘制的普遍光度函数（即没有晕质量依赖性）的假设与数据不兼容，尽管BCG和BSG光度分布本身并没有暗示这一点。我们还讨论了为什么，因为极端值统计量是明确的函数的绘制数量，BCG光度与极端值统计的一致性是最清楚地看到，如果一个是小心地执行测试在固定组丰富度N。测试，例如，固定的总群光度Ltot通常会有偏差，并可能导致错误的结论。
2012-03-30 astro-ph.CO
A New Test of the Statistical Nature of the Brightest Cluster Galaxies
提出了一个新的统计检验的假设，所有的星系团星系都来自相同的光度分布（LD）。在这样一个LD星系的“统计模型”中，最亮的星系团星系（BCGs）仅仅是星系总数的统计极值。使用附近星系团的大样本，我们表明，在高光度星系团（例如，L_tot > 4x10^11 L_sun）不太可能（概率<3x 10 ^-4）从所有亮度大于M_r=-20的红团星系定义的LD中得出。另一方面，亮度较低的星系团中的BCGs与统计极值一致。将我们的方法应用于第二亮的星系，我们表明它们与统计极值一致，这意味着BCGs也不同于非BCG发光的红色星系团星系。我们指出了Tremaine & Richstone（1977）提出的经典检验的一些问题，这些检验旨在检验BCGs的统计性质，研究我们的统计检验和TR检验对大角星系测光困难的鲁棒性，并讨论了我们的研究结果的影响调查，使用明亮的红色星系测量星系功率谱中的重子声学振荡功能。
2010-06-13 astro-ph.CO
High-energy emission from NGC 5506, the brightest hard X-ray Narrow Line Seyfert 1 galaxy
我们目前的硬X射线发射的NGC 5506，最明亮的窄线塞弗特1星系超过20 keV的结果。分析了INTEGRAL、Swift和Suzaku最近的所有观测，并在9个不同的时间段进行了光谱分析。虽然在过去7年中检测到通量变化为2倍，但仅观察到中等光谱变化，暗示X射线光谱硬化，固有吸收随时间减少。使用朱雀观测，有可能将康普顿反射的量限制在R = 0.6-1.0，这与以前对源的结果一致。康普顿化过程的特征也可以在部分观测期间的高能量截止检测中找到，在Ec = 40-100 keV。当Comptonisation模型被应用到朱雀数据，温度和Comptonising电子等离子体的光学深度测量在kT = 60-80 keV和τ = 0.6-1.0，分别。NGC 5506在这项研究中推断的属性与基于相同AGN的其他数据集的属性一致，并且适合NLS 1在硬X射线处具有比宽线等效物更低的高能截止值的图片。
2011-05-30 astro-ph.CO
Major Cluster Mergers and the Location of the Brightest Cluster Galaxy
使用大N体宇宙学模拟并结合星系形成的亚网格处理，我们研究了LCDM宇宙中共动体积（100 Mpc）^[3]中星系和星系团群的形成和演化。在z = 0时，我们的计算体积包含1788个质量M_cl > 1.1x10^12 Msun的星系团，其中包括18个质量M_cl > 10^14 Msun的大质量星系团。它还包含1088797个质量M_gal > 2x10^9 Msun，光度L > 9.5x10^5 Lsun的星系。对于每个星团，我们确定了最亮的星团星系（BCG）。然后，我们计算了BCG不是投影中最接近星系团中心的星系团的分数f_BNC，以及Dv/s的比值，其中Dv是BCG和整个星系团之间的径向速度差，s是星系团的径向速度色散。f_BNC从低质量星系团（M_cl ~ 10^12 Msun）的0.05增加到高质量星系团（M_cl > 10^14 Msun）的0.5，与星系团红移无关。Dv/s的值在0到1.8之间变化。这些结果与先前的观测研究一致，并表明中心星系范式，即BCG应该在星系团的中心休息，通常是有效的，但例外情况太常见而不能忽视。对模拟中18个最大集群的合并树分析显示，其中16个集群在过去经历过重大合并。这些合并使每个集群处于非平衡态，但最终集群会进入平衡状态，除非它被另一个重大合并所干扰。我们发现的证据表明，这些合并是负责偏心的位置和特殊的速度的一些BCGs。因此，我们的研究…
2014-03-12 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
Extreme-value modelling of the brightest galaxies at $z\gtrsim9$
本研究结合广义极值方法与星系光度函数建模，预测了红移 $9\lesssim z\lesssim16$ 范围内最亮星系的 UV 星等分布，发现 JWST 数据与 5%-10% 的恒星形成效率一致，并证明该统计方法可区分高红移星系的恒星形成模型。
2024-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Brightest of Reionizing Galaxies (BoRG) survey
到目前为止，研究星系形成的早期阶段主要是理论建模和计算机模拟的领域，这需要许多物理成分，并且具有挑战性的观测测试。然而，哈勃太空望远镜在近红外线的最新观测正在为大爆炸后最初10亿年内的星系特性提供新的线索，包括我们最近发现的最遥远的原星系团，红移z~8。在这里，我比较原始和金属富集的恒星形成模型的预测在黑暗时代与最新的哈勃观测星系在再电离的时代。我特别关注的光度函数和星系团，从我们的哈勃太空望远镜Brilliance的Reionizing Galeries（BoRG）调查测量。BoRG拥有最大的区域覆盖范围，可以找到明亮和罕见的z~8源，这些源是宇宙中最早形成的星系之一。
2012-08-23 astro-ph.CO
The Cosmic Chemical Evolution as seen by the Brightest Events in the Universe
伽马射线暴（GRB）是宇宙中最明亮的事件。在过去的五年里，它们被用来研究从局部宇宙到第一批恒星的宇宙化学演化。与实地星系调查相比，样本量仍然相对较小。然而，GRB显示了一个令人惊讶的宇宙。当z > 2时，星系中的冷星际介质是化学演化的，平均金属丰度约为太阳的1/10。在较低的红移（z < 1），电离气体的金属丰度相对较低，平均为1/6太阳。不仅在0 < z < 6.3的区间内没有红移演化的证据，而且在~ 30个天体中的色散很大。这表明宿主星系的金属丰度不是触发伽玛暴事件的物理量。从对其他星系参数的研究来看，活跃的恒星形成可能是产生伽马射线暴的更强要求。最近几个引人注目的结果有力地支持了这样一种观点，即伽玛射线暴的研究为我们理解星系形成和演化打开了一个新的视角，回到z ~ 8的非常原始的宇宙。
2009-11-12 astro-ph.CO
Helium Sedimentation and the UV Upturn in Brightest Cluster Galaxies
银河演化探测器（GALEX）的最新观测显示，在最亮的星系团（BCGs）光谱中存在强烈的意外紫外线过剩。我们认为，过量的紫外信号是由年老和演化的核心氦燃烧星产生的，如果祖星具有高的氦丰度值，紫外通量强度将大大增强。在这项工作中，我们提出，沉积过程可以大大提高在BCGs的He丰度。我们的模型预测，在更大规模的，低红移，和动态放松的BCGs的紫外线通量强度更强。这些预测可以用当前一代的GALEX+SDSS观测进行检验。
2009-10-20 astro-ph.CO
Baryons in the outskirts of the X-ray brightest galaxy cluster
对星系团中弥散X射线发射气体的研究为等离子体天体物理学提供了强有力的宇宙学参数约束。然而，直到最近几年，才有可能测量微弱的星团外围。在这里，我们提出的结果，从朱雀观测英仙座集群，这提供了我们最好的测量ICM的热力学性质在大半径的日期。特别是，我们专注于数据分析过程的细节，并讨论了在郊区的气体，这是很重要的理解从周围的宇宙网络的集群的持续增长的物理学的cluerical分布的证据。
2011-11-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
SALT spectroscopic observations of galaxy clusters detected by ACT and a Type II quasar hosted by a brightest cluster galaxy
我们提出了南部非洲大望远镜（SALT）的后续观测的七个大规模集群的阿塔卡马宇宙学望远镜（ACT）的天球赤道上使用的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应。我们进行了多目标光谱观测与罗伯特Stobie摄谱仪，以测量星系红移在每个集群领域，确定集群的视线速度分散，并推断集群的动力学质量。我们发现，这些星系团的红移范围为0.3 < z < 0.55，质量范围为（5 - 20）× 10 $^{14}$太阳质量（M200 c）。它们的质量，考虑到它们的SZ信号，与以前使用双子座和VLT观测到的南半球ACT星团相似。我们注意到，在所研究的系统之一，ACT-CL J0320.4+0032在z = 0.38，最明亮的集群星系主机II类星体。目前只有少数这样的系统是已知的，因此ACT-CL J0320.4+0032可能是一个非常大质量的光环，其中类星体模式反馈正在积极发生的罕见例子。
2015-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Suzaku Observations of the X-ray Brightest Fossil Group ESO 3060170
“化石”星系群，每个都由一个相对孤立的巨大椭圆星系主导，具有许多介于星系群和星系团之间的性质。我们利用{ \sl朱雀} X射线观测站对$R_{200}$外的X射线最亮的化石群ESO 3060170进行了观测，以更好地阐明化石群、正常群和集群之间的关系。我们确定了组内气体的温度，密度和金属丰度分布，并推导出该组的熵，压力和质量分布。外部区域的熵和压力分布比模拟的星团更平坦，类似于大质量星团的观测结果。这可能表明气体是凝块的和/或气体已经重新分布。假设流体静力平衡，总质量估计为$\sim1.7\times10^{14}$ $M_{\odot}$，半径$R_{200}$为$\sim1.15$ Mpc，封闭重子质量分数为0.14。该化石群的铁质轻比大于大多数化石群，与集群的铁质轻比相当，表明该化石群保留了大部分金属。一张25 Mpc尺度的星系光度密度图显示，这个化石群居住在一个相对孤立的环境中，不像典型的星系群和星系团所嵌入的星系结构。
2013-08-01 astro-ph.CO
The orientations of galaxy groups and formation of the Local Supercluster
我们分析了本超星系团（LSC）中星系群的取向。它与尺度中邻近群体的分布密切相关，直到约20 Mpc。星系群的长轴与两个最亮星系的连线和大南锥中心的方向一致，即室女星系团。这些相关性表明，两个最明亮的星系是由指向原超星系团中心的物质细丝形成的。之后，等级聚类导致星系聚集在这两个星系周围。这些组形成在相同或类似取向的长丝上。这与数值模拟的预测相一致。
2009-11-14 astro-ph.CO
Baryons at the Edge of the X-ray Brightest Galaxy Cluster
对星系团中弥散X射线发射气体的研究为等离子体天体物理学提供了强有力的宇宙学参数约束。然而，直到最近才有可能测量微弱的星团外围。利用朱雀X射线望远镜的数据，我们对英仙座星系团边缘的气体、金属和暗物质进行了精确的、空间分辨的普查。与以前的结果相反，我们对团簇重子分数的测量与维里半径一半处的普遍值是一致的。表观重子分数在较大半径处超过宇宙平均值，表明气体的团簇分布，这对于理解周围宇宙网中团簇的持续增长非常重要。
2011-02-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Internal dynamics of the galaxy cluster Abell 545
星系团中的弥散无线电发射，以及它们与星系团合并的联系，仍然是有争议的。我们试图探索射电晕团阿贝尔545的内部动力学。这个星团也很特别，因为在它的中心有一个非常明亮的，红色的，弥散的团内光，这是由于一个古老的，恒星星族，如此明亮以至于被命名为“星堆”。我们的分析是基于110个星系的红移数据。我们确定了95个集群成员，并结合星系的速度和位置分析集群内部动力学。我们还使用光度和X射线数据。我们估计了星系团的红移z=0.1580，速度色散为1200 km/s，ICM温度kT_X~8 keV。我们的光学和X射线分析检测子结构。光学数据揭示了三个主要的星系团（中心，北北西，东北），并可能在南部的第四个星系团。没有一个占优势的星系，四个最亮的星系避开了星系团的核心（距离星系团中心>~0.4h），距离星系团的平均速度>~1500 km/s。X射线表面亮度分布的分析为我们提供了一个扰动的动力学阶段的证据。位于恒星堆区域的是最明亮的星系团核心（CBCG）和一个非常紧凑的椭圆星系。我们表明，星堆有一个类似的红移的CBCG。星堆和CBCG都在星团静止框架中静止。Abell 545的新图像是一个质量很大的星团，M（R<1.6 h_70^-1 Mpc）=1.1-1.8x10^15 h_70^-1 Msun，非常复杂，沿两个方向合并。A545给出了另一个有利于星团合并和扩展的、弥散的射电辐射之间联系的证据。星堆…
2011-03-03 astro-ph.CO
The Black Hole Mass in Brightest Cluster Galaxy NGC 6086
本文首次直接测量了Abell 2162中的Brilliant星团星系NGC 6086的中心黑洞质量M_BH。我们的研究第一次表明，在最近的几个星系团之外，BCGs中M_BH的恒星动力学测量是可能的。利用激光导星自适应光学和积分场摄谱仪OSIRIS对NGC 6086进行了观测。凯克天文台，并与看到有限的IFS GMOS-N在双子座天文台北。我们将这两个IFS数据集与现有的长轴运动学数据相结合，并使用轴对称恒星轨道模型来确定M_BH和R波段恒星质光比M*/L_R。我们发现M_BH = 3.6（+1.7）（-1.1）x 10^9 M_Sun和M*/L_R = 4.6（+0.3）（-0.7）M_Sun/L_Sun（68%置信度），这些模型使用了主星系团引力势范围内允许的最大质量的暗物质晕。仅拟合IFS数据的模型证实了M_BH ~ 3 x 10^9 M_Sun和M*/L_R ~ 4 M_Sun/L_Sun，对暗物质晕结构的依赖性较弱。当包括19 kpc的数据时，暗物质的不切实际的遗漏导致最佳拟合的黑洞质量急剧下降到0.6 x 10^9 M_Sun，最佳拟合的恒星质光比增加到6.7 M_Sun/L_Sun。后一个值与恒星星族研究中倾向于M*/L ~ 2 M_Sun/L_Sun，R的结果更不一致。忽略暗物质的偏差可能会扩展到其他具有中央恒星核心的星系的动力学模型，而从暗物质模型中对M_BH的新测…
2010-12-03 astro-ph.CO
The Brightest Of Reionizing Galaxies Survey: Design and Preliminary Results
本文首次报道了在再电离星系巡天（BoRG）中寻找红移z~8的极亮（M_AB-21）星系的结果。BoRG是哈勃空间望远镜3号广角相机的纯平行巡天，它在高银河系纬度的随机视线上获得四种滤光片（F606 W，F098 M，F125 W，F160 W）的图像，并优化了积分时间，以识别z>7.5的星系为F098 M-脱落。我们在这里讨论的结果是在23个BoRG场上的大约130弧分^2的搜索区域中得到的，并由另外6个具有类似滤波器的纯并行WFC 3场补充。这个新的搜索区域比之前在z~8处的WFC 3观测宽两倍多。我们确定了四个具有高统计置信度的F098 M-脱落候选者（在F125 W中检测到大于8 sigma置信度）。这些源是目前已知的z = 8的最亮候选者之一，比z=8.56的星系UDFy-38135539亮约10倍。因此，它们代表了光谱后续观测的理想目标，并可能导致红移记录，因为我们的颜色选择包括z~9的对象。然而，我们的样本的预期污染率比传统领域中对辍学星系的典型搜索高出约30%，例如GOODS和HUDF，其中更深入的数据和额外的光学过滤器可用于拒绝污染物。
2010-12-29 astro-ph.CO
Brightest galaxies as halo centre tracers in SDSS DR7
在大尺度结构巡天中确定晕中心的位置对于许多宇宙学研究是至关重要的。一个普遍的假设是，晕中心对应于它们最明亮的成员星系的位置。在本文中，我们研究了斯隆数字巡天DR 7中最亮星系相对于其他晕成员的动力学。具体来说，我们看的视线速度和最亮的星系和它们的邻居之间的空间偏移。我们比较详细的模拟目录，构造从高分辨率，暗物质的$N$体模拟，其中假设卫星星系跟踪暗物质subhaloes。这使我们能够对最亮的星系不是中心的晕的比例$f_{\rm BNC}$进行限制。与以往的研究相比，我们明确考虑到非松弛状态的主机晕，速度偏移的晕核和$f_{\rm BNC}$和卫星占领之间的相关性。我们发现，$f_{\rm BNC}$强烈的亮度最亮的星系和主机晕的质量增加而减少。总体而言，在晕质量范围$10^{13} - 10^{14.5} h^{-1} M_\odot$，我们发现$f_{\rm BNC} \sim 30\%$，与以前的研究Skibba等人的协议。我们讨论了这些研究结果的影响推断的星系-晕连接从卫星运动学，模型的条件光度函数和星系形成一般。
2017-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
A radio halo surrounding the Brightest Cluster Galaxy in RXCJ0232.2-4420: a mini-halo in transition ?
与团内介质有关的漫射射电源是宇宙射线电子和磁场的直接探测器。本文报道了用巨型米波射电望远镜在星系团RXCJ 0232.2 -4420（SPT-CL J 0232 -4421，$z=0.2836$）中发现的一个弥散射电源。弥散射电源围绕在星团内的布里渊星系团周围，像典型的无线电小晕。但其总的范围为$550\times800$ kpc $^{2}$，比小晕大，与射电晕相似。BCG本身也是一个射电源，其核心分辨率为$7''$（30 kpc）。我们测量RH的606 MHz通量密度为$52\pm5$ mJ y。假设频谱指数为1.3，则1.4 GHz无线电功率为$4.5 \times 10^{24}$ W Hz $^{-1}$。的集群的动力学状态已被推断为“放松”，也作为“复杂”的分类方法的基础上的X射线表面亮度的形态。因此，这个系统似乎处于从迷你晕到射电晕的过渡阶段。
2019-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of Brightest Cluster Galaxies in a hierarchical universe
研究了布里渊星系团星系（BCGs）从红移z~1.6到z~0的演化.我们使用Croton等人（2006）的半解析模型，并基于Maraston（2005）的恒星星族和一个新的尘埃消光公式建立了一个新的分光光度模型。我们将K波段光度演化和J-K，V-I和I-K颜色演化的模型预测与一系列数据集进行了比较，包括Collins等人（Nature，2009），他们认为基于Millennium模拟的半解析模型不能再现z>1时BCGs的红色和高光度。相反，我们表明，该模型是在所观察到的光度范围内，并正确地再现了在整个红移范围内的BCGs的颜色演化z~1.6。我们认为，半解析模型的成功在很大程度上是由于一个更复杂的分光光度模型的实施。对模型BCGs的分析表明，自z~1以来，质量增加了~2倍，恒星形成活动下降到低红移。虽然关于BCGs的共识是，他们是被动的演变，我们认为，这一结论是受恒星形成历史和恒星星族模型SED拟合中使用的退化，和无效的玩具模型的被动演化捕捉真实星系的复杂性，特别是那些丰富的合并历史，如BCGs。根据这一论点，我们还表明，在半解析模型的BCG显示了一个现实的混合恒星星族，这些恒星星族大多是老的。此外，模型BCGs的年龄-红移关系遵循宇宙的关系，这意味着考虑到它们的合并历史和恒星形成历史，BCGs的年龄总是由它们的恒星星族的年龄决定。在LambdaCDM宇宙中，我们将这种进化定义为“层…
2012-09-10 astro-ph.CO
A candidate supermassive binary black hole system in the brightest cluster galaxy of RBS 797
位于冷核星系团RBS 797（z = 0.35）中心的射电源在不同的VLA尺度下观察到其射电源和瓣的不对准，最里面的kpc尺度喷流几乎与填充X射线腔的数十kpc的射电源垂直。Gitti等人认为，这种奇特的射电形态可能表明中央射电源的周期性活动，由于超大质量双星黑洞（SMBBH）的影响，喷流方向在不同的爆发之间发生变化。我们的目标是揭示RBS 797中最亮的星系团（BCG）的核射电性质，并调查其中心是否存在SMBBH系统。我们利用欧洲VLBI网络（EVN）在5 GHz进行了新的高分辨率观测，其角分辨率达到了9 × 5 mas ^2，灵敏度达到了36微焦/束。我们报告的EVN检测的两个紧凑的组成部分，在BCG的RBS 797，预计分离的~77 pc。我们可以设想两种可能的情况：这两个成分是密近双星系统中的两个不同的原子核，或者它们是喷流的核心和结。这两种解释都与SMBBH的存在一致。我们对VLA档案数据的重新分析似乎有利于第一种情况，因为我们检测到两对无线电喷流在相同的kpc尺度上偏离了约90度，从中央无线电核心发出。如果这两个爆发几乎是同时发生的，这是两个活跃SMBH存在的明确证据，其放射性核在VLA分辨率下无法分辨。我们在RBS 797的BCG中的EVN观测所检测到的双源的性质只能通过未来的敏感的多频VLBI观测来确定。如果得到证实，RBS 797将是第一个在VLBI分辨率下观测到…
2013-08-27 astro-ph.CO
A detection of wobbling Brightest Cluster Galaxies within massive galaxy clusters
暗物质在标准模型之外的一个显著信号是在星系团中心存在核心。最近的模拟预测，在一个核心星系团内的一个布里渊星系团星系（BCG）将表现出残留的摆动，由于以前的主要合并，在整个星系团松弛很久之后。这种现象在标准的冷暗物质中是不存在的，在那里，尖形密度分布使BCG紧紧地束缚在中心。我们使用宇宙学模拟和对10个充当强引力透镜的星系团的深层观测来检验这一假设。BCG摆动作为一个简单的谐振子建模，我们测量的摆动幅度，$A_w$，在BAHAMAS套件的宇宙流体动力学模拟，发现一个上限为$A_w < 2$千秒差距的CDM范例在95%的置信限。我们对数据进行了相同的测试，发现非零振幅为$A_w=11.82^{+7.3}_{-3.0}$ kpc，在3 $σ$置信水平下观察结果不利于$A_w = 0$。这种BCG摆动的检测是星系团中心暗物质核心的证据。这也表明，集团的强透镜模型不能假设BCG与大尺度晕完全重合。虽然我们的小样本星系团已经表明一个非零的$A_w$，与更大的调查，如欧几里德，我们将不仅能够确认的效果，但也可以用它来确定摆动是否找到它的起源在新的基础物理或天体物理过程。
2017-08-09 astro-ph.CO hep-ex
Evidence for Rapid Redshift Evolution of Strong Cluster Cooling Flows
本文给出了从160平方度$ROSAT$ X射线巡天中选出的77个最亮星系团的[OII]和Ha星云发射线的等效宽度。我们发现在任何BCG中没有[OII]或Ha发射分别强于-15埃或-5埃。相应的发射线亮度低于6 E40 erg/s，比英仙座星系团中的NGC 1275低30倍。与来自布里渊星系团巡天（Crawford et al. 1999）的红移在z = 0.35以上的BCGs中星云发射的探测频率相比，我们应该探测到大约12个发射线星系，假设这两次巡天都选择了X射线光度范围为10 E42 erg/s至10 E45 erg/s的相似星系团。没有明亮的星云发射（即，在我们的样本中的英仙座类系统）是一致的{ \it强}冷却流（冷却核心）集群之间的$\rm z=0.5$和今天的数量密度的增加。在更高的红移下，它们的数量下降可能是由于星系团合并和活动星系核加热。
2011-01-25 astro-ph.CO
Massive molecular gas flows in the Abell 1664 brightest cluster galaxy
本文报道了ALMA早期科学对Abell 1664年最亮星系团（BCG）的CO（1-0）和CO（3-2）观测结果。BCG包含1.1x10^{10}太阳质量的分子气体，大致相等地分为两个不同的速度系统：一个是以BCG的系统速度为中心的-250到+250 km/s，另一个是相对于系统速度蓝移570 km/s的高速系统。BCG的系统性成分显示出穿过BCG中心的平滑速度梯度，速度与半径成比例，表明固体围绕核旋转。然而，质量和速度结构是高度不对称的，几乎没有恒星形成与假定的磁盘相一致。它可能是一股流入的气体，经过几十年的时间才沉降到一个圆盘中。高速系统由两个气体团组成，每个气体团的直径约为2 kpc，位于核的北部和东南部。每个都有250-300 km/s的视线速度扩展。在高速系统中的气体的速度趋向于朝向BCG中心增加，并且可以表示大量高速流到核上。然而，速度梯度是不平滑的，这些结构也符合低光学紫外表面亮度区域，这可能表明与每个团块的尘埃消光。如果是这样的话，高速气体将被投射到BCG的前面，并沿着视线向我们移动，很可能是由AGN驱动的大规模外流。合并的可能性不大，但不能排除。
2013-08-30 astro-ph.CO
Stellar Mass Assembly of Brightest Cluster Galaxies at Late Times
了解最亮星系团星系的形成历史是星系形成研究的重要课题。利用Planck Sunyaev-Zel'dovich星系团星表，并应用在一个红移处质量最大的晕在稍晚的宇宙纪元中仍然是质量最大的晕的假设，我们构造了在红移z~0.4和z~0.2处的星系团样本，它们在统计上可以被看作是祖先-后代对。这使我们能够研究这些大质量星系团中BCGs的恒星质量组装历史，发现两个时代之间的增长程度可能只有百分之几的水平，这远远低于最先进的半解析星系形成模型的预测。
2014-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Growth of brightest cluster galaxies via mergers since z = 1
星系团内部的等级组装与Brilliant Cluster Galvanism（BCGs）的演化直接相关，BCGs主导着丰富星系团中心的恒星光。本文利用HST成像数据研究了红移范围0.8 < z < 1.4的14个X射线选择星系团中BCGs的合并数。我们发现，在我们的样本中，星系团之间的BCGs的伴星系数量存在显着差异，这表明在相似质量的星系团中，BCGs可以有非常不同的合并历史。在BCGs周围50 kpc的半径范围内，我们发现平均有6.45个\pm 1.15质量比（伴星：BCG）在1：1和1：20之间的伴星星系。坠落的伴星在大合并（1：1 - 1：2）和小合并（1：3 - 1：20）之间显示出50/50的分裂。当与使用较低红移星系团的类似工作相比时，这些结果表明，在过去，主要和次要合并都更常见。由于合并到BCG的动力学时间尺度是相对较短的回望时间到z ~ 1相比，我们的结果表明，BCG恒星质量可能会增加多达1.8倍，因为z = 1。然而，如果从附近同伴剥离的物质最终在漫射的团内光中，BCGs的生长速率将大大降低。
2013-07-05 astro-ph.CO
The XMM Cluster Survey: The interplay between the brightest cluster galaxy and the intra-cluster medium via AGN feedback
使用从XMM-星团巡天第一次数据发布中抽取的123个X射线星团和星团组的样本，我们研究了最亮的星团星系（BCG），它的黑洞和星团内/星团介质（ICM）之间的相互作用。看来，集团和集群与BCG可能主机显着AGN反馈，气体冷却占主导地位，在那些与Tx > 2 keV，而AGN反馈占主导地位以下。这可以通过我们在晕质量范围10^13 < M500 < 10^15Msol的BCG质量和星团质量之间的标度关系中发现的亚单位指数以及射电光度和星团质量之间缺乏相关性来理解，这样BCG AGN在组中可以对ICM产生相对更大的能量影响。对于具有最大质量的BCGs的系统，或者具有与ICM发射的峰值共同定位的BCGs的那些系统，Lx-Tx关系比具有最小质量和最大偏移的那些系统的Lx-Tx关系更陡峭，这反而遵循自相似性。这是证据表明，中央气体冷却和强大的，燃料充足的活动星系核的组合导致ICM从纯引力加热的出发，与陡峭的关系交叉自相似性在Tx = 2千电子伏。重要的是，不管它们的黑洞质量如何，如果它们在一个大质量的星系团中（Tx > 2 keV），并且再次与致密的冷却气体的有效燃料供应共存，那么BCGs更有可能拥有无线电噪音的活动星系核。这表明，最大质量的黑洞似乎比它们的宿主星系更了解它们的宿主星系团。结果导致我们提出了一个物理动机，经验的定义“集群”和“组”，划定在2千电子伏。
2012-03-08 astro-ph.CO
Are Brightest Halo Galaxies Central Galaxies?
一般认为，暗物质晕中的中央星系，即具有最低比势能的星系，也是最亮的晕星系（BHG），并且它静止地位于暗物质势阱的中心。中央星系范式（CGP）是天文学研究各个领域的一个基本假设。在本文中，我们测试的有效性CGP使用一个大的星系群星表构建从斯隆数字巡天。对于每一个组，我们计算两个统计，${\cal R}$和${\cal S}$，量化偏移的视线速度和投影位置的最亮的星系团相对于其他组成员。通过比较$|{\cal R}|$和$|{\cal S}|$的累积分布与从详细的模拟群目录中获得的累积分布，我们排除了CGP是正确的零假设。相反，数据表明，在所有质量为$M$的晕中，非零比例的$f_{\rm BNC}(M)$中，BHG不是中心星系，而是卫星星系。特别地，我们发现$f_{\rm BNC}$从低质量晕中$\sim 0.25$（$10^{12} h^{-1} {\rm M_{\odot}} \leq M \lsim 2 \times 10^{13} h^{-1}{\rm M_{\odot}}$）增加到大质量晕中的PDMATHAMV（$M \gsim 5 \times 10^{13} h^{-1} {\rm M_{\odot}}$）。我们发现，这些值的$f_{\rm BNC}$是令人不安的高相比，从晕占领统计和半分析模型的星系形成的预测。最后，我们讨论了非零的$f_{\rm BNC}(M)$的各种…
2011-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Ten Billion Solar Mass Outflow of Molecular Gas Launched by Radio Bubbles in the Abell 1835 Brightest Cluster Galaxy
我们报告ALMA早期科学观测阿贝尔1835年最亮的星系团（BCG）的CO（3-2）和CO（1-0）发射线。我们在BCG的10千秒差距内探测到5E 10太阳质量的分子气体。它的速度宽度约为130 km/s，半高宽太窄，不可能得到动压的支持。这些气体可能被支撑在一个旋转的、湍流的、几乎面向太阳的圆盘中，这个圆盘以每年100-180个太阳质量的速度形成恒星。大约1 E10太阳质量的分子气体投射到核的西北部和东部3-10 kpc，视线速度相对于系统速度在-250 km/s到+480 km/s之间。虽然不能排除流入，但随着半径的增加，速度梯度的增加与无线电喷流或快速上升的X射线空腔驱动的广泛的双极流出是一致的。分子外流可能与阿贝尔1835年的热气体外流有关。分子气体以每年大约200个太阳质量的速度流出BCG，这与其恒星形成速率相当。射电泡如何在上升气流中提升稠密的分子气体，有多少气体会损失到BCG中，有多少气体会返回到未来的恒星形成和活动星系核活动中，这些都知之甚少。我们的研究结果意味着，无线电-机械（无线电模式）反馈不仅加热了椭圆星系和BCGs周围的热大气，而且能够将更高密度的分子气体从它们的中心扫走。
2013-08-30 astro-ph.CO
PS1-12sk is a Peculiar Supernova From a He-rich Progenitor System in a Brightest Cluster Galaxy Environment
我们报告我们的发现和观测的泛星1超新星（SN）PS1- 12 sk，一个瞬态的属性，表明非典型的恒星形成在其主机星系团或构成挑战，流行的祖系统模型，这类爆炸。PS1- 12 sk的光谱将其归类为Ibn型SN（c.f. SN 2006 jc），以中等宽度（3x10^3 km/s）和时变He I发射为主。我们的多波长监测建立了上升时间dt = 9-23天，并显示了NUV-NIR SED，温度> 17x10^3 K，峰值上升幅度Mz = -18.9 mag. SN Ibn光谱特性通常被解释为富含He的星周介质中大质量恒星（17 - 100 M_sun）爆炸的特征。然而，与之前的Ibn型超新星不同，PS1- 12 sk与星系团RXC J0844.9+4258中的椭圆星系团CGCG 208-042（z = 0.054）有关。在这样的环境中，像PS1- 12 sk这样的事件的预期概率很低，因为在红序星系中测得的核心坍缩SNe的频率很低，加上SN Ibn的体积率很低。此外，我们没有发现在爆炸地点有恒星形成的证据，其敏感性达到了极限（Sigma H α <2 × 10 ^-3 M_sun/yr/kpc ^2）。因此，我们讨论了白矮星双星系统作为一个可能的祖先通道SNe伊本。我们的结论是，PS1- 12 sk要么是一个偶然的和统计上不太可能的发现，在星系团冷却流丝的头重脚轻IMF的证据，或第一个线索…
2013-04-04 astro-ph.CO
Blowing cold flows away: the impact of early AGN activity on the formation of a brightest cluster galaxy progenitor
超大质量黑洞（BH）是强大的能量来源，在宇宙的早期（z=6）就已经存在。利用流体动力学模拟方法，研究了在z=6时形成质量为5 × 10^11 M_sun的星系晕（在z=0时质量为2 × 10^15 M_sun的星系团的最大祖先）的过程，讨论了活动星系核（AGN）对星系质量含量、BH自调节和晕内气体分布的影响.我们发现SN反馈对恒星结构的影响很小，而对大尺度质量分布没有影响。相比之下，活动星系核的反馈单独能够显着改变恒星隆起的质量含量淬火恒星形成时，BH是自我调节，并通过耗尽在星系中心的冷气库。BH的增长首先通过一个由直接冷对流入流提供的快速Eddington有限期进行。当活动星系核所提供的能量足够大，可以使核球的冷气体脱离束缚时，气体在黑洞上的吸积就可以通过平滑的气体流入和由合并引起的扭矩所触发的星系盘中的团块迁移来维持。来自活动星系核的反馈也对晕内的重子质量含量产生了严重的影响，产生了大规模的热超级风，能够吹走一些来自中心的冷物质，并将晕维里半径内的重子分数减少30%以上。因此，在非常年轻的宇宙中，活动星系核反馈可能是一个关键过程，塑造了大质量星系的性质。
2012-10-15 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
LoVoCCS. II. Weak Lensing Mass Distributions, Red-Sequence Galaxy Distributions, and Their Alignment with the Brightest Cluster Galaxy in 58 Nearby X-ray-Luminous Galaxy Clusters
本研究利用弱引力透镜绘制58个邻近X射线亮星系团的质量分布，发现最亮团星系、红序星系分布与总质量分布在团内区域存在显著取向一致性，揭示星系团经历了长期动力学演化。
2024-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: Kinematics of stars and gas in brightest group galaxies; the role of group dynamics
我们研究了SAMI星系巡天中154个星系样本的动态弛豫和非弛豫星系群中最亮星系群（BGG）的恒星和气体运动学。我们使用两个最明亮的星系之间的光度差距和BGG偏移组的光度质心的动力学状态的特征。我们发现，气体和恒星成分的旋转轴之间的错位是更频繁的BGG在非松弛组，虽然与相当低的统计意义。与此同时，其恒星动力学将被归类为'规则旋转'的基础上，他们的运动学星系是更常见的放松集团。我们证实，这种依赖于集团动力学状态仍然有效，在固定的恒星质量和Sersic指数。观察到的趋势可能源于不同的BGG吸积历史的维里化和不断发展的群体。在晕弛豫探测器中，BGG组偏移似乎比光度间隙对BGG的恒星运动学差异起更大的作用。然而，无论是组BGG偏移和光度差距似乎大致相等驱动气体和恒星组件的BGG在一个方向上的不对准。这项研究提供了第一个证据表明，星系群的动力学状态可能会影响BGG的恒星和气体运动学，并呼吁进一步研究使用更大的样本，更高的信噪比。
2020-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Brightest Cluster Galaxy with an Extremely Large Flat Core
哈勃太空望远镜拍摄的星系团阿贝尔2261的图像是哈勃望远镜进行的星系团透镜和超新星调查的一部分，显示该星系团中最明亮的星系A2261-BCG拥有迄今为止在任何星系中发现的最大核心。A2261-BCG的尖端半径为3.2 kpc，是已知第二大核心的两倍，比最明亮的BCG中通常看到的大3倍。A2261-BCG中的核心形态也是不寻常的，具有平坦甚至轻微凹陷的内表面亮度轮廓，而不是典型的浅尖。这意味着银河系有一个核心，其恒星密度恒定，甚至在中心逐渐减小。从核心结构与黑洞质量之间的大多数关系外推，将核心解释为双超大质量黑洞“冲刷”作用的最终产物，意味着总黑洞质量约为1 E +10 M_sun。核心下降1 sigma以上的尖点半径与星系光度的关系。它的实际尺寸很大，产生它所需的黑洞质量也非常大，这就增加了核心被额外过程扩大的可能性，比如最初产生核心的黑洞的抛射。平坦的中心恒星密度分布与这一假设相一致。核心也从周围的信封中心位移了0.7千秒差距，与核心的局部动力学扰动一致。
2012-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
