Large scale gas sloshing out to half the virial radius in the strongest cool core REXCESS galaxy cluster, RXJ2014.8-2430
我们在REXCESS样本中的冷核星系团中寻找大尺度气体晃动的证据，并在REXCESS样本中最强的冷核星系团RXJ 2014.8 -2430中找到了晃动的明确证据。从RXJ 2014的方位角平均值得到的表面亮度分布的残差显示出一个突出的漩涡过剩特征，从星系团核心（维里半径的一半）向南延伸到800 kpc处的突然表面亮度不连续性，XMM-牛顿观测证实这是冷的低熵气体。气体温度明显高于这个南部表面亮度不连续，表明这是一个冷锋800 kpc的集群核心。钱德拉对中心200千秒差距的观测显示，在星团的两侧有两个清晰的较年轻的冷锋。该方案出现定性一致的模拟气体晃动由于轻微的合并，提高冷，低熵气体从核心到更高的半径，导致在一个漩涡分布的相反的冷锋在增加的半径。然而，所观察到的晃动的规模比目前已经模拟的要大得多，并且与最近在英仙座星团和Abell 2142中观察到的大规模晃动相似。
2014-02-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Simulating nearly edge-on sloshing in the galaxy cluster Abell 2199
星系团之间的离轴碰撞可能会引起晃动现象，导致致密气体从星系团的冷核心被拖走，导致螺旋状的X射线辐射增强。Abell 2199在其核心显示晃动的签名，它是可能的碰撞的轨道平面被认为是近edge-on。我们的目标是评估是否可以解释的Abell 2199的功能下看到一个大的倾角晃动螺旋。为了解决这个问题，我们进行量身定制的流体动力学$N$ -体模拟的非正面碰撞与星系群的$M_{200}=1.6\times10^{13}\,{\rm M_{\odot}}$。我们得到了一个合适的方案，其中该组通过的主集群核心0.8 Gyr前，与pericentric分离292千秒差距。从温度图以及从$β$模型拟合到模拟X射线发射的残差中获得了良好的一致性。我们发现，在$i=70^{\circ}$的倾斜下，模拟结果与观测结果保持一致。
2022-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of sloshing on the intra-group medium and old radio lobe of NGC 5044
我们目前的温度和丰度的中央125千秒差距的NGC 5044星系群，基于一个深XMM-牛顿观测。丰度图显示了一个不对称的丰度结构，最高丰度气体的质心偏离星系中心西北约22千秒差距，中等丰度向东南方向延伸的距离几乎是其他方向的两倍。的丰度分布是密切相关的两个先前确定的冷锋和弧形区域的表面亮度过剩，它似乎晃动，引起以前的潮汐遭遇，产生了丰富和表面亮度功能。在大尺度上，晃动主导着重元素从群核的抬升，我们估计东南延伸部分（晃动螺旋的尾部）包含的铁至少比其半径处的气体多1.2x10^5个太阳质量。对相遇的年龄进行限制，我们发现，如果像以前建议的那样，扰动螺旋星系NGC 5054是扰动者，那么当它穿过群核心时，它一定是以超音速运动的。我们还研究了NGC 5044东南部古老的分离射电瓣发射的光谱特性，发现它们与纯粹的热起源一致，排除了这种结构作为光谱硬逆康普顿发射的重要来源。
2013-10-23 astro-ph.CO
A toy model for gas sloshing in galaxy clusters
本文提出基于摆波的星系团气体晃荡玩具模型，解释SCFs的形成、外移与交错特征，并通过流体动力学+N体模拟验证其定性预测及局限。
2024-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stirring Up the Pot: Can Cooling Flows In Galaxy Clusters Be Quenched By Gas Sloshing?
星系团的X射线观测揭示了表面亮度和温度的边缘，即所谓的“冷锋”。在具有冷核心的松弛星系团中，这些通常观察到的边缘被解释为核心气体在星系团引力势中“晃动”的证据。这种晃动可以通过将来自簇外围的热气体与冷的核心气体混合来向簇核心提供热源。使用高分辨率的$N$体/欧拉流体动力学模拟，我们模拟气体晃动的星系团发起的合并与子集群。模拟包括合并的情况下，充满气体和无气体的子集群。还探讨了改变簇内介质粘度的影响。我们发现，晃动可以促进热量流入集群核心，只要有足够强的扰动。在绝热模拟中，我们发现晃动可以提高近一个数量级的最强的情况下，集群核心的熵地板。如果ICM是粘性的，则具有不同熵的气体的混合减少，因此到核心的热通量减少。在包括辐射冷却的模拟中，我们发现，虽然最终冷却流的发展，晃动可以防止显着积累的冷气体在核心的时间上的顺序陀螺仪的小扰动和几个陀螺仪的大的。如果与合并子团的反复相遇维持中心核心气体的晃动，这一过程可以为核心提供相对稳定的热源，这有助于防止显着的冷却流。
2011-01-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Deep Chandra Observations of the Extended Gas Sloshing Spiral in A2029
最近对星系团的X射线观测表明，即使在看似松弛的星系团中，团内介质（ICM）也存在亚结构。这种子结构有时是ICM晃动的结果，这种晃动发生在冷的核心星团中，这些星团被与子星团或集团的离轴合并所干扰。我们提出了深钱德拉观测冷核心集群阿贝尔2029，其中有一个晃动的螺旋径向向外延伸从集群的中心，以约400千秒差距在其最大的程度-最大的连续螺旋观测日期。我们发现一个表面亮度过剩，温度递减，密度增强，元素丰度增强，并在该地区的螺旋平滑的压力分布。晃动的气体似乎与中央射电星系的南叶相互作用，使其弯曲，并使射电源具有广角尾（WAT）形态。这表明，瓦特可以在大规模上相对松弛的簇中产生。我们探讨加热和冷却之间的相互作用在集群的中心区域。来自活动星系核（AGN）的能量注入可能不足以抵消冷却，而晃动可能是防止大量气体冷却到非常低温度的重要机制。
2013-07-08 astro-ph.CO
Gas sloshing, cold front formation, and metal redistribution: the Virgo cluster as a quantitative test case
本文对室女星系团中小合并引起的气体晃动和随后冷锋的形成进行了流体动力学模拟。我们首次表明，晃动再现所观察到的冷锋定量的所有特征，我们建议在20千秒差距的室女座核西北第三冷锋。我们确定了几个新的功能典型的晃动冷锋，最重要的是一个大规模的亮度不对称。我们不仅可以在室女座中追踪到这些新特征，还可以在其他晃动的冷锋集群中追踪到这些新特征。通过比较合成观测和实际观测，我们估计最初的小合并事件发生在大约1.5 Gyr前，当时一个2-4 \times 10^13 M \odot的子星系团以100到400 kpc的距离通过室女座核心，在那里，较小的质量对应于较小的近心点距离，反之亦然。从合并的几何形状，我们得出目前的位置，令人不安的子集群是约1-2 Mpc的室女座核心的E。一个可能的候选人是M60。此外，我们量化的金属再分配的晃动，并讨论其重要性。我们验证，所需的子集群产生所观察到的冷锋可以完全冲压压力剥离到达室女座中心之前，并讨论了实现这一目标所需的条件。最后，我们证明了在~ 400 kpc的距离通过室女星系团的快星系的弓形激波也会引起晃动，并导致非常相似的冷锋结构。负责的星系将位于室女座中心以北约2 Mpc处。一个可能的候选人是M85。
2010-12-03 astro-ph.CO
Turbulence and Radio Mini-halos in the Sloshing Cores of Galaxy Clusters
一些松弛的冷核星系团在其中心区域显示出弥散的、陡谱的射电源，被称为无线电迷你晕。有人提出，负责发射的相对论性电子已经被冷却的核心气体晃动产生的湍流重新加速。我们提出了一个高分辨率的MHD模拟气体晃动的星系团加上亚网格模拟的相对论电子加速来验证这一假设。我们的模拟表明，晃动运动产生的湍流的数量级为$δ{v} \sim$ 50-200 km s $^{-1}$上的空间尺度为$\sim$ 50-100 kpc和以下的冷芯区域内的包络的晃动冷锋，而外面的冷锋，有可以忽略不计的湍流。这种湍流可能足够强，可以通过磁声波的阻尼和非共振压缩将相对论电子种子（具有初始$γ\sim 100-500$）再加速到$γ\sim 10^4$。种子电子可以保留在簇中，例如，活动星系核的活动与核心中的磁场放大相结合，这些电子然后产生与晃动冷锋所限定的区域一致的漫射无线电同步辐射，正如在X射线和无线电中所观察到的那样。结果适用于不同的初始空间分布的预先存在的相对论电子。功率和陡峭的频谱指数（$α\approx 1-2$）所产生的无线电发射与观测的小晕是一致的，虽然理论上的不确定性的加速机制是很高的。我们还产生了模拟地图的逆康普顿硬X射线发射从同一人口的相对论性电子。
2012-11-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
A multi-wavelength view of cooling vs. AGN heating in the X-ray luminous cool-core of Abell 3581
本文报道了对附近星系群Abell 3581（z=0.0218）的多波长研究结果。这个系统拥有附近任何星系群中最明亮的冷核，并展示了来自其最明亮星系群IC 4374中超大质量黑洞的活跃射电模式反馈。最明亮的星系遭受了多次活动星系核爆发，向周围的热气体中吹出气泡，导致冷电离气体上升到周围的热群内介质中。高速度，指示外流，被观察到接近核和一致的无线电喷流。稀薄的尘埃丝伴随着上升的电离气体。没有观测到扩展的恒星形成，然而，在核心的北部发现了一个年轻的星团。气泡的上升方向在爆发之间发生了变化。这种方向变化可能是由于群内介质的晃动运动。这些晃动的运动似乎也在积极地剥离X射线冷核，如高金属含量、低温、低熵气体的螺旋冷锋所示。
2013-07-25 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
Metal distribution in sloshing galaxy clusters: the case of A496
我们报告的结果，从一个详细的研究晃动的气体在核心的A496。我们发现在几个核心的低温/熵螺旋功能，我们还发现，在螺旋和周围介质的气体之间的传导必须抑制一个以上的数量级斯皮策电导率。有趣的是，虽然螺旋中的气体具有比周围介质更高的金属丰度，但它遵循由位于螺旋外部的气体定义的熵与金属丰度关系。对这种行为最合理的解释是，低熵富金属等离子体通过晃动而在星系团大气中升起，几乎没有受到加热或与环境介质混合。虽然晃动似乎能够提升大量的气体，但螺旋内外气体之间有限的热交换和混合意味着这种机制在以下方面根本无效：1）在核心区域内永久地重新分配金属，以及2）加热最冷和最致密的气体，从而对冷却核心中的灾难性冷却的延缓贡献很小或没有贡献。
2014-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Simulations of gas sloshing in galaxy cluster Abell 2052
阿贝尔2052的团内等离子体在X射线中呈现出一种螺旋结构，延伸超过250 kpc，由冷气体组成。这一特征被认为是气体晃动的结果，气体晃动是由离轴碰撞较小的子星系团引起的。我们的目标是恢复阿贝尔2052的动力学历史，并再现广泛的形态的螺旋功能。为此，我们进行流体动力学$N$体模拟集群碰撞。我们得到两个制度，充分再现所需的功能。第一种情况是近距离碰撞和最近的事件（自近心点通过以来0.8 Gyr），而第二种情况具有更大的碰撞参量和更老的时间（自近心点通过以来几乎2.6 Gyr）。在第二种情况下，模拟预测，扰动子集群应位于约2百万秒差距的中心的主要集群。在这个位置，我们能够识别出一个观测到的光学对应物，在相同的红移：一个星系群与$M_{500} = (1.16 \pm 0.43) \times 10^{13} M_{\odot}$。
2014-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sloshing of Galaxy Cluster Core Plasma in the Presence of Self-Interacting Dark Matter
在松弛星系团的核心中，冷气体的“晃动”是一种普遍的现象，在这些系统的X射线观测中存在螺旋形的“冷锋”就是证明。在模拟中，这些冷气体流很容易通过星团核心与小的子星团的相互作用形成，这是由于冷气体与暗物质（DM）的分离，由于它们的碰撞性明显不同。在这项工作中，我们使用数值模拟研究的影响，增加DM碰撞晃动冷锋在冷核心集群。对于孤立的团簇，通过自相互作用形成平坦的DM核心导致核心气体的适度绝热膨胀和冷却。在合并模拟中，冷锋的形成方式与以前的模拟相同，但核心区域的平坦势使气体能够在初始阶段膨胀到更大的半径。在下沉时，子星系团的DM质量通过碰撞而减少，从而减少了它对核心的影响。因此，晃动气体移动较慢，相对于DM截面为零的模拟，抑制了流体不稳定性的增长。这也抑制了湍流混合和否则将导致的熵的增加。对于横截面$σ/m > 1$的值，亚团簇不会作为自重力结构持续超过两个核心通道。此外，在晃动期间，X射线发射率和热Sunyaev-Zeldovich效应信号中的峰值之间的分离可能会对DM自相互作用产生约束。
2019-01-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
Rotation Measure Analysis of Shocks and Sloshing Fronts in a Galaxy Cluster Merger Simulation
National Tsing Hua University（国立清华大学）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）；University College London（伦敦大学学院）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）
本研究针对Fornax星系团兆秒差距尺度消偏振现象，通过FLASH模拟与偏振辐射转移计算，分析了激波和晃荡冷前沿的旋转量特征及消偏振机制，揭示了星系团内介质磁场与气体运动对背景源偏振的影响。
2025-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Sloshing of the Magnetized Cool Gas in the Cores of Galaxy Clusters
对许多星系团的X射线观测揭示了表面亮度和温度的边缘，即所谓的“冷锋”。在具有冷核心的松弛星系团中，这些边缘被解释为核心气体在星系团引力势中“晃动”的证据。这些边缘的光滑度被解释为“覆盖”在前表面周围的磁场的稳定效果的证据。为了验证这一假设，我们进行了高分辨率的磁流体力学模拟磁化气体晃动的星系团开始遇到子团。我们超越了以前的工作模拟冷锋在一个磁化的团内介质模拟他们的形成在现实的，理想的合并与高分辨率（Δx ~ 2 kpc）。我们的模拟样本的参数空间的合理的初始磁场强度和磁场配置。在模拟中，我们观察到强大的速度剪切与冷锋放大沿冷锋表面的磁场，增加这些层的磁场强度的数量级，并提高磁压在某些情况下接近均分与热压力。在这些层中，磁场变得足够强大，以稳定冷锋对开尔文-亥姆霍兹不稳定性，导致尖锐，平滑的前锋，在观察真正的集群。这些磁场也导致了对集群中高熵和低熵气体混合的强烈抑制，这在我们对没有磁场的合并的模拟中可以看到。因此，由于晃动而对核心的加热是非常适度的，并且无法避免冷却灾难。
2011-09-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
Origin of the Sloshing Spiral in the Abell 2107 Galaxy Cluster
Yıldız Technical University（伊斯坦布尔技术大学）
研究阿贝尔2107星系团中晃动螺旋的起源，通过钱德拉X射线天文台深度观测进行详细热力学分析，发现螺旋臂特征及相关冷锋，未找到扰动源对应物，为星系团动力学历史研究提供新见解并凸显深度X射线曝光的重要性。
2026-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
New detections of radio minihalos in cool cores of galaxy clusters
某些星系团的冷核显示出微弱的射电“迷你晕”。“它们的起源尚不清楚;它们的研究受到数量少的限制。我们进行了系统的搜索，在一个大样本的X射线发光集群与高质量的无线电数据的小晕。在本文中，我们报告了四个新的小晕（A478，ZwCl 3146，RXJ 1532.9+3021和A2204），和五个候选者，在重新分析的档案甚大阵观测发现。我们的小晕和候选者的射电光度在1.4 GHz的$10^{23-25}$ W Hz $^{-1}$范围内，与这种类型的射电源一致。它们的大小（半径为40-160千秒差距）比以前已知的小晕略小。我们结合我们的新检测与以前已知的minihalos，获得21个对象的总样本，并简要比较集群无线电特性的平均X射线温度和普朗克估计的总质量。我们发现几乎所有承载迷你光环的集群都是热的且巨大的。除此之外，小晕的射电功率与星团的温度或质量之间没有明显的相关性（与星团合并中发现的巨型射电晕相反，其射电光度与星团质量相关）。钱德拉X射线图像显示，在我们大多数星系团的冷核心中，气体晃动，其中许多星系团的晃动区域内都包含有迷你光晕。这支持了一个假设，即无线电发射的电子被重新加速的晃动。晃动气体对相对论电子的平流也可能在较小扩展的微晕的形成中发挥作用。
2013-11-20 astro-ph.CO
Merger Hydrodynamics of the Luminous Cluster RXJ1347.5-1145
我们提出了一个复杂的气体流体动力学的X射线发光星系团RXJ 1347.5 -1145陷入合并的行为与一个子集群的东南使用组合$186$ KS钱德拉曝光，$2.5$倍大于以前的分析。主星系团拥有一个晃动的冷锋螺旋，由四个表面亮度边缘跟踪，从主中心主导星系向西是$5.^{\prime \prime}85^{+0.04}_{-0.03}$，向东南是$7.^{\prime \prime}10^{+0.07}_{-0.03}$，向东是$11.^{\prime \prime}5^{+1.3}_{-1.2}$，向东北是$16.^{\prime \prime}7^{+0.3}_{-0.5}$，这表明合并是在天空的平面上。我们测量了这些边缘的温度和密度比，证实它们是晃动的冷锋。我们观测到子星系团的东部边缘，确认观测到的子星系团正以顺时针方向从西南向东北移动。我们测量了$1.38^{+0.16}_{-0.15}$的激波密度对比，并推断出马赫数$1.25\pm0.08$和激波速度$2810^{+210}_{-240}$ km s $^{-1}$。温度和熵图显示，低温、低熵的气体在子星系团的西南尾部，与核心破碎相一致。模拟表明，在顺时针轨道上的天空平面上的扰动将产生逆时针缠绕的晃动螺旋，与观察到的相反。对这种差异最令人信服的解决方案是，观测到的东南部子星系团是在其第一次通过时，在顺时针方向下降时冲击加热气…
2016-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Abell 2142 at large scales: An extreme case for sloshing?
我们提出了一个新的XMM-牛顿观测A2142，一个著名的教科书的例子，集群与多冷锋，这已经详细研究了钱德拉，但其大尺度的性质在这里提出的第一次。我们报告发现一个新的冷锋，有史以来在星系团中发现的最远的一个，从中心到东南约一兆秒差距。残留的图像，热力学和金属丰度图定性与晃荡现象的数值模拟预测一致。然而，所涉及的尺度要大得多，与最近在英仙座星系团中观察到的情况类似。这些结果表明，晃动是一个集群范围内的现象，而不是局限于核心，它远远超出了冷却区涉及的ICM的大部分，几乎一半的维里半径。尽管A2142的X射线形态是松弛的，但它没有冷核，而且新发现了一个巨大的射电晕，这表明大尺度晃动或引起晃动的中间合并可能触发Mpc尺度的射电辐射，并可能导致星团冷核的破裂
2013-06-03 astro-ph.CO
Are radio minihalos confined by cold fronts in galaxy clusters? Minihalos and large-scale sloshing in A3444 and MS 1455.0+2232
本文通过射电与X射线观测研究A3444和MS1455.0+2232，发现其微晕辐射被大尺度晃动冷锋包络所限制，表明微晕源于星系团尺度ICM晃动诱导的湍流再加速。
2023-12-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Testing the Connection Between Radio Mini-Halos and Core Gas Sloshing with MHD Simulations
无线电迷你晕是与松弛星系团有关的扩散、陡谱同步辐射源。对一些小晕源的观测表明，无线电发射和气体晃动的X射线特征（冷锋）之间存在相关性。“一些作者认为，与晃动运动相关的湍流会使相对论电子重新加速，导致与锋面相关的发射。我们提出了磁流体模拟的核心气体晃动的星系团，在那里我们测量这些运动所产生的湍流，并采用被动示踪粒子作为相对论电子，可以加速这种湍流。我们的初步结果支持晃动运动和粒子再加速之间的联系。
2011-02-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cluster Core Heating from Merging Subclusters
虽然来自中央活动星系核的反馈为星系团核心的过冷问题提供了一个有吸引力的解决方案，但另一个可能的加热源可能来自合并引发的星系团核心气体的“晃动”。我们提出了一套模拟的星系团合并的子集群，以确定的晃动机制提供的加热量，探索一个参数空间的质量比，碰撞参量，和粘度的集群内介质（ICM）。我们的研究结果表明，与无气体的子集群合并所造成的晃动冷却可以部分抵消晃动加热，但这种机制是不太有效的，如果ICM是粘性的。
2009-09-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Simulations of collision and sloshing in the galaxy group NGC 5098/5096
Universidade de São Paulo（圣保罗大学）；Universidade Tecnológica Federal do Paraná（巴拉那联邦技术大学）；Universidade Cidade de São Paulo（圣保罗城市大学）；Sorbonne Université（索邦大学）
通过流体动力学模拟研究NGC 5098/5096银河团碰撞，重现X射线观测中的气体晃动和表面亮度分布，揭示碰撞动态特征和暗物质与光分布的相关性。
2026-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of Viscosity on Sloshing Cold Fronts in Galaxy Clusters
National Tsing Hua University（国立清华大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）
研究通过模拟星系团合并过程，探讨粘性和磁场对冷前缘波动稳定性的影响，发现粘性和磁场共同抑制Kelvin-Helmholtz不稳定性，从而稳定冷前缘。
2026-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Gas sloshing in Abell 2204: Constraining the properties of the magnetized intracluster medium
富星系团Abell 2204的X射线表面亮度边缘分别位于中心以西和以东的$\sim 65$和$35 {\rm~ kpc}$。这些边缘的存在，被解释为晃动冷锋，意味着集群内的介质最近受到了干扰。我们使用多个钱德拉观测阿贝尔2204分析了集群内介质的属性。我们发现西边缘有一个密度比$n_{\rm in}/n_{\rm out} = 2.05\pm0.05$和一个温度比$T_{\rm out}/T_{\rm in} = 1.91\pm0.27$（投影，或$1.87\pm0.56$去投影），东边缘有相应的$n_{\rm in}/n_{\rm out} = 1.96\pm0.05$和$T_{\rm out}/T_{\rm in} =1.45\pm0.15$（投影，或$1.25\pm0.26$去投影）。这些数值是星系团中冷锋的典型值。这与在星团核心观察到的螺旋模式一起，支持Abell 2204的晃动场景。沿冷锋表面没有观察到Kelvin-Helmholtz涡，表明它们被某种物理机制有效地抑制了。我们认为，抑制很可能是促进由磁场放大的晃动运动，并推断从测量的气体性质，磁场强度应大于$24\pm6$ $μ$ G和$32\pm8$ $μ$ G沿西部和东部冷锋，分别。
2017-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold Fronts and Gas Sloshing in Galaxy Clusters with Anisotropic Thermal Conduction
集群冷却核心中的冷锋应该通过热传导在短时间内消除，除非受到平行于前表面的磁场的保护，抑制垂直于锋面的传导。我们提出的MHD模拟冷锋形成的核心的星系团的各向异性热传导，探索一个参数空间的传导强度平行和垂直的场线。包括传导对核心和冷锋的温度有很大的影响。尽管磁场线平行于前表面悬垂，但穿过前表面的温度跳跃仍然减小。场的几何形状使得前表面下方的冷气体可以通过沿着垂直于晃动运动平面的方向和沿着未完全覆盖的前部部分的场线连接到外部的较热区域。这导致在Gyr的时间尺度上，在前沿以下的这种气体被加热，但是密度和温度跳跃的尖锐性仍然可以被保留。通过改变前沿以下的密度分布，传导可以间接地帮助抑制开尔文-亥姆霍兹不稳定性。如果沿场线的传导是未抑制的，我们发现，在观察集群中看到的X射线发射的特征急剧跳跃不会形成。这表明，在热集群中的尖锐冷锋的存在下，可以用来放置在ICM的{ \it散装}的传导上限。最后，晃动和各向异性热传导的组合可以导致比单独的任一过程更大的热通量到核心。虽然仍然不足以防止冷核心的非常中心（$r \sim$ 5 kpc）区域中的冷却灾难，但它显著减少了在这些半径之外积聚的冷气体的质量。
2012-11-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
A radio minihalo in the extreme cool-core galaxy cluster RXCJ1504.1-0248
目标。我们报告在RXCJ 1504.1 -0248中发现了一个射电迷你晕，这是一个巨大的星系团，有一个非常明亮的冷核。迄今为止，只有9个无线电迷你晕是已知的，因此在最明亮的冷核星团之一中发现了一个新的迷你晕，为这类特殊的来源提供了重要信息，并揭示了它们的起源。方法.在327 MHz处使用GMRT检测到弥散射电源，并在1.46 GHz处通过指向VLA数据确认。小晕的半径为$\sim$ 140千秒差距。钱德拉气体温度图显示，微晕的发射充满了冷核心，并有一些形态上的相似之处，因为以前已经观察到的其他微晕。结果钱德拉的数据揭示了冷核心中的两个微妙的冷锋，可能是由核心气体的晃动造成的，就像在大多数冷核心星系团中观察到的那样。根据以前的工作，我们推测，起源的minihalo有关的晃动。晃动可以通过产生湍流和/或放大冷核中的磁场而导致粒子加速，从而导致形成微晕。
2010-11-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Fast simulations of gas sloshing and cold front formation
我们提出了一个简化和快速的方法来模拟小合并之间的星系团。而不是以下的暗物质晕直接由N体方法的演变，我们采用了刚性的潜力近似的两个集群。这些模拟是在更大质量的星系团的静止框架中运行的，并以优化的方式解释了由此产生的惯性加速度。我们测试这种方法的可靠性进行一对一的比较，我们的模拟和水力+N体的研究轻微合并引起的气体晃动。我们发现，刚性潜在的近似再现晃动相关的功能，以及除了两个文物：外面的冷锋的温度稍微高估，冷锋的向外运动被延迟了通常200万年。我们讨论这两个文物的原因。
2011-09-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
Turbulence in the ICM from mergers, cool-core sloshing and jets: results from a new multi-scale filtering approach
我们设计了一个简单的多尺度方法，识别湍流运动的流体动力学网格模拟。该方法不采用先验相干尺度来区分层流和湍流。取而代之的是，每个单元周围的局部平均速度场重建与多尺度滤波技术，产生的最大尺度的湍流涡旋的迭代。该方法具有鲁棒性强、速度快、适用范围广等特点。我们在这里提出的应用这项技术的研究空间和光谱性质的湍流内星系团介质，测量湍流扩散和各向异性的湍流速度场的各种驱动机制：a）吸积物质在星系团（用ENZO模拟）; b）冷核周围的晃动（用FLASH模拟）; c）活动星系核的喷流（用FLASH模拟）。在星系团中，物质吸积驱动的湍流速度在内部区域（在星系团维里半径内）主要是切向的，而在靠近维里半径的区域是各向同性的。冷核晃动激发的湍流也是如此，而活动星系核流出的喷流在音速点附近和更远的地方主要驱动径向湍流运动。湍流导致团簇内介质的扩散率在=10^29-10^30 cm ^2/s的范围内。平均而言，在集群内介质中的湍流驱动的能量占主导地位的机制是由集群演化过程中的物质吸积和主要合并。
2012-04-02 astro-ph.CO astro-ph.IM
A radio bubble shredded by gas sloshing?
本文通过LOFAR和XMM-Newton数据研究星系团Abell 2657中的分叉射电弧，提出其可能是一个被气体晃动拉伸撕碎的射电气泡，并发现其中嵌有类似非热丝状结构的细窄平行辐射丝。
2023-10-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Simulations of gas sloshing induced by a newly discovered gas poor substructure in galaxy cluster Abell 1644
碰撞事件导致星系团团内气体出现特殊的形态。Abell 1644似乎就是这种情况，它是附近的一个星系团，由三个主要结构组成：南部的星系团呈现出螺旋状的形态，A1644 S;在X射线观测中看到的北部星系团A1644 N1;以及最近发现的子结构A1644 N2。通过$N$ -体流体动力学模拟，我们试图重建该系统的动力学历史。这些模拟产生了两种特定的情景：（i）A1644 S和A1644 N2之间的碰撞。我们的最佳模型在合并平面和$30^\circ$的天空平面之间有一个倾角，并在中心附近通过后达到最佳形态$1.6\,$ Gyr。此时，A1644 N2是贫气体的，在X射线发射中几乎无法检测到。该模型与观测结果吻合较好;（ii）A1644 S和A1644 N1之间的碰撞。这种方法并没有产生像第一种情况那样令人满意的结果，因为密度和不匹配的温度图存在很大的干扰。作为补充研究，我们进行了一个三集群模拟作为基础的最佳拟合模型再现A1644的三个主要结构的当前状态。这种情况下提出了一个很好的协议，全球形态的观察。因此，我们发现更有可能的情况是A1644 S和新发现的A1644 N2之间的碰撞，只要A1644 N1不会严重干扰螺旋特征的形成，它就可能存在。
2020-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas Density Perturbations in Cool Cores of CLASH Galaxy Clusters
本文对大质量星系团冷核中的气体密度扰动进行了系统的研究。我们从哈勃望远镜星团透镜和超新星巡天（CLASH）样本中选取了12个弛豫星团，分析了钱德拉X射线天文台观测到的它们的冷核特征。重点研究了X射线表面亮度分布减去其全局轮廓后的X射线残差图像特征。我们发现，在我们的样本中的所有星系团，至少有一个积极的和一个消极的过剩区域的X射线残留图像，表明存在的气体密度扰动。我们识别和表征的局部扰动区域，使用我们的检测算法，并提取X射线光谱的集群内介质（ICM）。正过剩区的ICM温度低于负过剩区的ICM温度，而两个区域的ICM以系统的方式处于压力平衡。这些结果表明，在冷芯气体晃动发生在80%以上的松弛集群（95%CL）。我们通过分析来自流体动力学模拟的冷核星系团的合成X射线观测结果证实了这一物理图像，发现我们的检测算法可以准确地提取正和负多余区域，并可以再现它们之间的温差。我们的研究结果支持的图片，气体密度扰动引起的气体晃动，和大部分的冷芯集群经历了气体晃动，表明气体晃动可能能够抑制失控冷却的ICM。
2020-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cool core disturbed: Observational evidence for coexistence of sub-sonic sloshing gas and stripped shock-heated gas around the core of RX J1347.5-1145
RXJ 1347.5 -1145（z = 0.451）是最明亮的X射线星系团之一，它拥有一个突出的冷核心，并显示出一个重大合并的标志。我们提出了第一个直接的观测证据的亚音速性质的晃动运动的冷核心。我们发现，从钱德拉X射线天文台的残留的X射线图像后，消除全球排放显示出清晰的偶极模式的气体晃动的特点，而我们没有发现显着的残留在Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）的图像从阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。我们估计的状态方程的扰动气体的X射线和SZE残留图像。推断的速度为420 + 310 - 420 km s-1，远低于核内团内介质的绝热声速。因此，我们得出结论，扰动是近等压的，和气体晃动运动是一致的，在压力平衡。接下来，我们报告的证据，气体剥离的一个下落的子集群，这可能是冲击加热气体的高温超过20千电子伏。利用哈勃空间望远镜（HST）强透镜图像推断的质量分布，发现质量峰位于远离剥离气体峰位的位置，统计显著性大于5σ。与气体晃动不同的是，从过量热气体的状态方程推断出的速度与预期的20千电子伏团内介质的绝热声速相当。所有的结果支持东南子结构是由合并。另一方面，质量和气体之间的位置偏移限制了暗物质的自相互作用截面小于3.7 h-1 cm 2 g-1（95%CL）。
2018-08-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Evidence of sloshing-driven mini-halo formation in the cool-core cluster RXCJ1558.3-1410
School of Physical Sciences, Swami Ramanand Teerth Marathwada University（斯瓦米·拉马南德·特尔特马拉特瓦达大学物理科学学院）；National Centre for Radio Astrophysics (NCRA), Tata Institute of Fundamental Research (TIFR)（塔塔基础研究院国家射电天体物理学中心）；Department of Physics and Electronics, Maharashtra Udayagiri Mahavidyalaya（马哈拉施特拉乌达吉里学院物理电子系）；Manipal Centre for Natural Sciences, Manipal Academy of Higher Education（曼纳帕尔高等教育局自然科学中心）；Centre for Space Research, North-West University（西北大学空间研究中心）；National Institute for Theoretical and Computational Sciences (NITheCS)（国家理论与计算科学研究所）
研究通过多波段数据揭示了RXCJ1558.3-1410中由小合并引发的气体波动驱动的迷你暗物质晕形成，其核心发现包括新的空洞和冷前缘，支持了ICM波动而非AGN反馈主导无线电迷你暗物质晕的机制。
2026-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Binary Black Holes, Gas Sloshing, and Cold Fronts in the X-ray Halo Hosting 4C+37.11
我们分析了深$Chandra$ ACIS-I暴露的星系团规模的X射线晕周围的射电源4C+37.11。这个非凡的系统拥有最近的超大质量黑洞和一个异常明亮的椭圆星系，这可能是过去一系列合并的产物。我们用$r_{500} = 0.95$ Mpc、$M_{500} = (2.5 \pm 0.2) \times 10^{14} \ M_{\rm{\odot}}$、$ kT = 4.6\pm 0.2$ keV和气体质量$M_{\rm g,500} = (2.2 \pm 0.1) \times 10^{13} M_\odot$来表征晕。$r_{500}$中的气体质量分数为$f_{\rm g} = 0.09 \pm 0.01$。熵分布图显示在中心区域有很大的非重力加热。我们看到几个表面亮度跳跃，与实质性的温度和密度变化，但近似压力平衡，这意味着这些是由最近的合并驱动的晃动结构。剩余强度图像显示，核心螺旋结构与英仙座星系团非常匹配，尽管在$z=0.055$的螺旋图案不那么明显。我们推断最近的合并发生在$1-2$ Gyr之前，而将两个观测到的超大质量黑洞带到系统核心的事件甚至更古老。在这种解释下，这个黑洞双星对不同寻常地保持在pc尺度的分离超过2 Gyr。
2016-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large-scale Motions in the Perseus Galaxy Cluster
通过结合ROSAT PSPC，XMM-牛顿和朱雀X射线观测的大规模马赛克，我们提出了附近的X射线明亮的英仙座星系团的团内介质中的大规模运动的证据。这些运动是由几个交替和交错的X射线明亮，低温，低熵弧位于沿东西轴，在半径范围从10千秒差距到超过百万秒差距。热力学特征定性类似于这些以前已经观察到在冷核心集群的中心，并成功地建模为轻微合并引起的气体晃动/旋转运动的结果。我们的观察表明，这种晃动/旋转可以延伸到比以前认为的更大的半径，在接近维里半径的尺度上。
2012-08-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
First evidence of a connection between cluster-scale diffuse radio emission in cool-core galaxy clusters and sloshing features
基于LOFAR 144 MHz观测和Chandra数据，发现冷核星系团中团尺度弥散射电辐射与冷锋（晃动特征）相关，且并非所有冷核团都存在此类辐射，为并合触发粒子加速提供了新约束。
2024-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Is there a giant Kelvin-Helmholtz instability in the sloshing cold front of the Perseus cluster?
钱德拉对附近星系团的深入观测揭示了许多系统（英仙座，半人马座和阿贝尔1795）中的凹“湾”结构，它们具有类似的X射线和无线电特性。这些海湾具有冷锋的所有特性，温度上升，密度急剧下降，但凹而不是凸。通过与气体晃动模拟结果的比较，我们发现英仙座星系团中的海湾在大小、位置和热结构上与开尔文-亥姆霍兹不稳定性引起的巨大（$\approx$ 50 kpc）滚动有着惊人的相似之处。如果是真的，这种结构的形态可以与模拟进行比较，以在晃动发生之前对整个集群中的热压力和磁压力的初始平均比率$β= p_{\rm th} / p_{\rm B}$施加约束，我们发现$β=200$与观测结果最匹配。较强磁场（$β=100$）的模拟不受欢迎，因为在这些情况下不会形成大的开尔文-亥姆霍兹卷，而在较低磁场（$β=500$）的模拟中，不稳定性水平远大于观察到的。我们发现半人马座和Abell 1795的海湾结构也可以用这种气体晃动的特征来解释。
2017-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Megaparsec-scale Gas-sloshing Spiral in the Remnant Cool Core Cluster Abell 1763
本文对红移z = 0.231的大质量星系团Abell 1763进行了多波长研究。对19.6 ks钱德拉存档观测的图像分析显示，在团内介质（ICM）中，团簇范围内的螺旋状表面亮度增强。虽然这样的螺旋被理解为形成具有晃动强冷芯（SCC）的簇，但包括螺旋顶点的气体具有中等熵（$\sim$ 110 keV cm $^{2}$）和冷却时间（$\sim$ 6.8 Gyr），表明在整个螺旋形成过程中发生芯破裂。两个由系统中第二和第三等级的星系主导的子星系团沿着一条平行于主星系团ICM的伸长轴的线。这两个子系统似乎都是沿着先前发现的星系团间的灯丝下降的，并且都被认为是负责启动破坏性核心晃动的扰动者的候选者。动力学分析表明，正在发生的相对径向速度为$\sim$ 1800 km s $^{-1}$。Abell 1763星系团中最明亮的星系团具有高的视向速度（v $_{pec}$ $\sim$ 650 km s $^{-1}$），并拥有一个强大的（P $_{1.4}$ $\sim$ 10 $^{26}$ W Hz $^{-1}$）弯曲双叶射电源，可能是由合并中诱导的相对大体积ICM流形成的。SCC破坏的集群合并模型调用低碰撞参量作为核心转换所需的条件。与此相反，在阿贝尔1763年发生的高角动量事件表明，离轴合并在建立非冷核心集群人口比以前假设的发挥更大的作用。
2018-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Mysterious Merger of NGC6868 and NGC6861 in the Telescopium Group
本文利用Chandra X射线对望远镜星系群（AS 0851）中NGC 6868和NGC 6861及其周围的热气体进行了观测，探讨了这两个星系之间的相互作用历史。NGC 6868和NGC 6861的平均表面亮度轮廓都可以用双β模型很好地描述，这表明它们都是即将合并的星系子组中的主导星系。最亮星系团NGC 6868的表面亮度和温度图显示，在北面有一个约23千秒差距的冷锋边缘，在南面有一个0.62千电子伏的螺旋形冷尾。对冷锋两侧的温度和密度的分析表明，NGC 6868和周围气体群之间的相对运动最多为跨音速;而尾部的螺旋形形态强烈表明，冷锋边缘和尾部是由于子群合并引起的气体晃动的结果。NGC 6861较冷的中心区域被东部的热气体鞘和西部和西北部的X射线发射的热分叉尾部所包围。我们讨论了超音速infall的NGC 6861子群，晃动的NGC 6868和NGC 6861子群合并，AGN加热作为可能的解释这些功能，并讨论可能的情况下，可能有助于之间的数量级差异的Margorrian和黑洞质量σ预测其中央黑洞。
2010-01-14 astro-ph.CO
Metal transport by gas sloshing in M87
我们提出了一个XMM-牛顿镶嵌覆盖附近的室女星系团的中央~200千秒差距的结果。我们关注的是最亮的星系团M87外围强烈的表面亮度不连续性。使用XMM-牛顿和朱雀，我们得到准确的温度和金属丰度分布在这个功能，并表明这是一个冷锋可能是由于晃动的处女座ICM。它还与化学成分的不连续性有关。锋面内部明亮区域的气体比锋面外部的气体含铁量高出约40%，这表明晃动在通过ICM输送金属方面起着重要作用。首次对冷锋输送的Fe质量进行了定量估算。这相当于~6%的总铁质量的径向范围内受到晃动的影响，显着超过了在同一集群核心的活动星系核运输的金属量。非常低的铁丰度只有~0.2太阳能直接在冷锋外，半径为90千秒差距，表明我们正在目睹第一手的高金属量气体运输到一个原始的区域，其丰富的是典型的集群郊区。Mg/Fe和O/Fe丰度比在M87的中心和冷锋的微弱侧之间的整个径向范围内保持近似恒定，这不仅需要Fe而且还需要核心塌陷型超新星产物的中心峰值分布。这个峰值可能源于在原星团阶段BCG组装时触发的恒星形成。
2010-02-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
The gravitationally lensed, luminous infrared galaxy IRAS F10214+4724 observed with XMM-Newton
我们报告的引力透镜，明亮的红外星系IRAS F10214+4724在z=2.3的短XMM牛顿观测。微弱的X射线源在4 σ处被检测到。观测到的0.5- 2keV（静止坐标系中为1.7- 6.6keV）通量为1.3e-15 erg/s/cm ~ 2，静止坐标系中1-10 keV带的光谱斜率为γ ~2。这些结果与钱德拉X射线天文台获得的结果一致，因为这两个测量结果都有很大的不确定性。虽然可能的证据超过5千电子伏的过量发射被认为是，我们怀疑这种过量可能是虚假的或不相关的红外星系。
2009-05-21 astro-ph.CO
Constraint on the cosmological f(R) model from the multipole power spectrum of the SDSS luminous red galaxy sample and prospects for a future redshift survey
可行的f（R）模型的约束条件进行了调查，面对的多极功率谱的发光的红色星系样本的斯隆数字巡天数据发布7的理论预测。我们得到了宇宙学大尺度结构尺度上f（R）模型的康普顿波长参数的一个约束。本文还探讨了用未来的红移测量来约束康普顿波长参数的前景。证明了红移空间扭曲对于在宇宙学尺度上检验引力理论的有用性。
2010-04-19 astro-ph.CO
Deep Chandra Observations of Edges and Bubbles in the NGC 5846 Galaxy Group
我们使用一个组合的120 KS钱德拉曝光分析X射线边缘产生的非流体静力学气体运动（晃动）从星系碰撞，和空腔活动星系核活动形成的。在NGC 5846的X射线表面亮度分布的螺旋形态和多个冷锋边缘中可以看到气体晃动的证据，而温度图中缺乏螺旋结构表明扰动相互作用不在天空平面内。边缘的密度和光谱模型表明，冷锋中气体的相对运动至多是跨音速的。活动星系核活动的证据可以在0.6千秒差距的两个内部气泡中看到，充满了5 GHz和1.5 GHz的射电等离子体，并与Halpha发射相一致，以及在NGC 5846核以西5.2千秒差距的鬼气泡中看到。内部（幽灵）气泡的爆发能量和年龄分别为~10^{55}尔格和~2 Myr（~ 5 x 10^{55}尔格和12 Myr），这意味着活动星系核的占空比为10 Myr。内泡边缘有9个结，其0.5-2 keV的X射线总光度为0.3 × 10 ^{40}尔格，比周围边缘小2-3倍，0.7 keV的平均温度与边缘的温度无法区分。我们认为，结可能是短暂的云加热最近通过的冲击从最后一次活动星系核爆发。我们还观测到了一个cE星系NGC 5846 A在一个0.5 kpc长（约10^5太阳能）的热气尾中的气体剥离，因为它落向NGC 5846。
2011-08-26 astro-ph.CO
VLT adaptive optics search for luminous substructures in the lens galaxy towards SDSS J0924+0219
类星体影像间的异常流量比被怀疑是由透镜星系的子结构所造成。我们提出了新的深度和高分辨率的H和Ks的强透镜类星体SDSS J 0924 +0219使用ESO VLT与自适应光学和激光导星系统获得的图像。SDSS J 0924 +0219特别有趣，因为观测到的类星体图像之间的通量比与光滑质量模型的预测大相径庭。通过自适应光学观测，我们发现了一个发光的天体L，它位于透镜星系以北约0.3”处，但我们表明它不能对异常的流量比负责。在F814 W滤镜下的HST/ACS存档图像中可以看到L天体以及透镜星系向南的发光延伸。这表明L是透镜星系中棒的一部分，这也被透镜星系的光剖面中存在的重要盘组成部分所支持。最后，我们没有找到任何其他发光的子结构，可以解释类星体图像的流量比的证据。然而，由于通量比异常随时间（~ 7年）的持续性，微透镜和毫透镜的组合是观测的最佳解释。
2011-09-29 astro-ph.CO
The size of the longest filament in the Luminous Red Galaxy distribution
暗条是星系分布中最显著的特征之一。考虑到Sloan数字巡天数据第七版（SDSS DR 7）中的发光红星系（LRGs），我们通过该数据的有限体积子样本分析了11个近二维（2D）剖面的相干性。星系分布，我们发现，有多余的平行性相比，一个随机分布的点。我们使用一种统计技术“洗牌”来确定$L_{\rm MAX}$，这是我们具有统计学显著细丝的最大长度尺度。我们发现，$L_{\rm MAX}$在11个切片的$100-130 \, h^{-1} {\rm Mpc}$范围内变化，平均值为$L_{\rm MAX}=110 \pm 12 \, h^{-1}{\rm Mpc}$。较长的细丝，虽然可能存在于我们的数据中，但在统计学上并不显著，并且是偶然排列的结果。
2010-09-12 astro-ph.CO
Magnetic Field Amplification in Galaxy Clusters and its Simulation
我们回顾了目前的理论和数值理解磁场放大的宇宙大尺度结构，长度尺度的星系团和超越。结构的形成驱动压缩和湍流，从而将微小的磁种子场放大到在团内介质中观察到的微高斯值。这个过程与湍流的性质和团簇内介质的微观物理密切相关。合并引起的冲击扫过集群内的介质和运动引起的晃动冷核心发挥了额外的作用。团簇中磁场放大的精确模拟仍然是宇宙学结构形成模拟的一个严峻挑战。我们回顾了目前的文献宇宙学模拟，包括磁场和轮廓的理论以及数值的挑战。
2018-10-23 astro-ph.CO
SN 2010jl in UGC 5189: Yet another luminous type IIn supernova in a metal-poor galaxy
本文提供了发现最近的IIn型SN 2010 jl前25天开始的ASAS数据，并将其光变曲线与其它发光的IIn型SN进行了比较，表明它是一个发光（M_I ~ -20.5）事件。它的宿主星系UGC 5189具有较低的气相氧丰度（12 + log（O/H）= 8.2），这加强了在星系分布的低金属量尾部发现过亮核心坍缩超新星的新趋势，类似于长GRB宿主的已知趋势。我们从文献和我们自己对UGC 5189的观测中汇编了氧丰度，并提出了一个未发表的发光型Ic SN 2010 gx的光谱，我们用它来估计它的宿主金属丰度。我们讨论这些背景下的主机金属丰度趋势不同类别的核心塌陷对象。已知最早的几代恒星的[O/Fe]相对于太阳的混合物有所增加;因此，这些过亮超新星的恒星祖先可能比氧气更贫铁。许多机制和大质量恒星祖先系统被提出来解释最明亮的核心坍缩超新星;任何成功的理论都需要包括指向大质量祖先恒星低金属丰度的新兴趋势。在考虑贫金属早期宇宙演化的各个方面时，应该考虑到这种非常明亮的超新星强烈倾向于低金属量星系的趋势。（节略）
2011-01-26 astro-ph.CO
Vibrationally Excited HCN in the Luminous Infrared Galaxy NGC 4418
当利用HCN的旋转谱线探测星系核中的致密分子气体时，红外泵浦及其对HCN分子激发的影响是重要的。我们报告的第一个河外探测（亚）毫米旋转线的振动激发HCN，在尘埃笼罩的明亮的红外星系NGC 4418的核。我们估计了振动基态和激发态（v_2=1）之间的激发温度T_vib ~ 230 K。这种激发最有可能是由于红外辐射。在这样高的振动温度下，通过v_2=1态的路径必然对振动基态中的转动激发产生强烈的影响，尽管它可能不是对所有转动能级都起主导作用。在λ ~ 1 mm处还观察到CO、HCN、HCO ~+、H_（13）CN、HC_（15）N、CS、N_2 H ~+和HC_3 N等近混淆极限谱线，它们的相对强度也可能受到红外泵浦的影响。
2010-11-30 astro-ph.CO
Direct Minkowski Functional analysis of large redshift surveys: a new high--speed code tested on the luminous red galaxy Sloan Digital Sky Survey-DR7 catalogue
随着更深层次星系星表的出现，用覆盖星系分布所有时刻的强统计量来测量星表中的大尺度涨落变得更加重要，本文通过采用胚芽粒方法计算Minkowski泛函族来加强对星系数据的直接分析。本文介绍了一种新的代码，它适用于分析大型数据集而无需平滑和构造偏移集。我们提供了新的工具来测量相关性，重点放在明确隔离非高斯相关性的帮助下的积分几何关系。作为第一个应用程序，我们提出了在发光的红色星系样本的斯隆数字巡天数据发布7数据的大尺度波动的分析。我们发现$Λ$冷暗物质模拟目录的显着偏差大到$500h^{-1}$ Mpc（超过$3σ$）和周围的$2σ$的$700h^{-1}$ Mpc的轻微偏差，我们调查这些偏差的可能来源。
2014-07-21 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
Systematic Perturbations of the Thermodynamic Properties in Cool Cores of HIFLUGCS Galaxy Clusters
我们提出了一个集合X射线分析的系统扰动的中心热气体的性质的28个附近的强冷核系统的样本选择的最高X射线通量星系团样本（HIFLUGCS）。我们分析了它们的冷核特征与钱德拉X射线天文台观测。在我们的样本中的所有单独的系统表现出至少一对积极和消极的过度扰动的X射线残差图像减去后的全球亮度分布。我们提取和分析X射线光谱的集群内介质（ICM）在检测到的扰动区域。为了研究气体扰动的可能来源，我们表征了ICM在扰动区域的热力学性质，并表征了它们在正负过剩区域之间的相关性。温度和熵的最佳拟合关系与一对一关系（$T_\mathrm{neg}/T_\mathrm{pos}=1.20^{+0.04}_{-0.03}$和$K_\mathrm{neg}/K_\mathrm{pos}=1.43\pm 0.07$）有明显的偏离，而压力的最佳拟合关系与一对一关系（$P_\mathrm{neg}=P_\mathrm{pos}$）非常一致，表明扰动区域的ICM处于压力平衡状态。HIFLUGCS样品中观察到的这些特征与冷核中气体扰动由气体晃动产生的假设一致。我们还分析了从二进制合并模拟扰动集群核心的合成观测，发现所观察到的温度比同意的模拟，$T_\mathrm{neg}/T_\mathrm{pos}\sim 1.3$。我们的结论是，气体晃动引起的下落子结构中起着重要的作用，在冷芯产生的特征气体扰动。在冷堆芯中普遍存在…
2021-08-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
The host galaxy of the super-luminous SN 2010gx and limits on explosive nickel-56 production
超亮超新星倾向于出现在暗淡的宿主星系中，这些星系可能具有低质量和低金属丰度。虽然在z=0.1到1.55之间观测到了这些极其明亮的爆炸，但最近的爆炸允许对其宿主星系进行更详细的研究。我们提出了一个详细的分析SN 2010 gx（z=0.23），最好的研究超亮Ic型超新星之一的宿主星系。宿主星系是一个具有高比恒星形成率的矮星系（M_g=-17.42+/-0.17）。它具有12+log（O/H）=7.5+/-0.1 dex的非常低的金属丰度，如从[OIII] 4363 Angs线的检测所确定的。这是第一个可靠的金属丰度测定的超发光剥离信封超新星主机。我们在爆炸后240-560天之间收集了Gemini + GMOS的深层多时期成像，以寻找放射性镍-56的任何迹象，这可能会提供对爆炸机制和祖源性质的进一步见解。在这些历元中，我们得到了m_AB~26的灰星等，但没有探测到SN 2010 gx。这一限度意味着，任何镍-56的生产量都与SN 1998 bw（一种发光的Ic型SN，产生约0.4兆太阳能的镍-56）的生产量相似或低于SN 1998 bw。如果爆炸机制需要低金属丰度（低于0.2 Z_sun）、高母星质量（>60 M_sun）和高旋转速率（最快10%的旋转子）的组合，那么这些超新星的低体积速率（约为核心坍缩总体的10^-4）可以定性匹配。
2013-01-17 astro-ph.CO
ALMA Detection of the Vibrationally Excited HCN J=4-3 Emission Line in the AGN-Hosting Luminous Infrared Galaxy IRAS 20551-4250
我们目前的结果，从我们的ALMA周期0的观测，在周围的HCN，HCO+，和HNC J=4-3过渡线的频率，在z=0.043的发光红外星系IRAS 20551-4250，这是已知的主机一个积极重要的模糊AGN。除了目标HCN、HCO+和HNC J=4-3发射谱线之外，还观察到另外两条强发射谱线，我们将其归因于H2S和CH 3CN（+CCH）。HCN与HCO+ J=4-3的流量比（~0.7）高于我们在ALMA第0周期计划中观测到的其他恒星爆发主导星系（~0.2）。我们尝试性地（~5 sigma）探测到振动激发（v2=1）HCN J=4-3（l=1f）发射线，这对于测试HCN的红外辐射泵浦方案是重要的。这是第二次在外部星系中探测到这种分子转变。最有可能的原因是，这种检测不仅是高通量的发射线，而且在这个星系中观察到的小分子线宽，这表明HCN的振动激发可能是相对常见的活动星系核托管星系。
2013-08-20 astro-ph.CO
