Suzaku X-Ray Observations of the Accreting NGC 4839 Group of Galaxies and the Radio Relic in the Coma Cluster
利用朱雀X射线观测资料，研究了NGC 4839星系群周围的热气体和后发座星系团外围的射电遗迹。我们发现在NGC 4839周围的气体温度从5千电子伏逐渐下降到3.6千电子伏的无线电遗迹，在那里有一个进一步的，陡峭的下降到1.5千电子伏。这种下降以及观测到的表面亮度轮廓与一个马赫数M = 2.2 pm 0.5、速度vs =（1410 pm 110）km s^-1的激波相一致。从上限到逆康普顿X射线发射的磁场强度，导出了B > 0.33 μ G的下限。虽然这表明，非热电子负责的遗物产生的扩散冲击加速（DSA），测量的马赫数和电子光谱之间的关系从无线电观测推断是不一致的，从最简单的，DSA的测试粒子理论的预期。尽管如此，DSA仍然是可行的，如果它是通过注入预先存在的人口的非热电子。结合以前的测量结果，Coma在西南方向的温度廓线在NGC 4839之外较浅，在最外面的区域也略浅。NGC 4839周围的金属丰度被证实高于其附近地区，这意味着丰度分布中的一个显著峰值，朝着外围降低到0.2太阳能。我们解释这些事实是由于冲压压力汽提富含金属的气体从NGC 4839，因为它落入昏迷。残留激波可能是由预先存在的团内气体、与NGC 4839有关的气体以及从西南部的大尺度结构暗条流入的较冷气体的联合作用造成的。
2013-05-02 astro-ph.CO
Is the Sunyaev-Zeldovich effect responsible for the observed steepening in the spectrum of the Coma radio halo ?
后发座星系团中的射电晕的频谱是在近二十年的频率上测量的。目前的无线电数据显示，在较高的频率，这对无线电晕起源模型的影响频谱陡峭。有一个正在进行的辩论的可能性，所观察到的陡峭不是固有的发射辐射，而是由SZ效应。最近，普朗克卫星测量了SZ信号及其在后发座星系团中的空间分布，从而验证了这一假设。利用Planck的结果，我们计算了SZ效应对射电晕谱的三种不同的修正。用前两种方法，我们测量了在不同频率下用于晕通量测量的孔径半径内的SZ衰减。首先，我们采用了Thierbach等人的全球数据汇编，并采用了与各作者所用的一致的参考孔径半径。其次，我们使用了可用的亮度轮廓的晕在不同的频率，以获得频谱内的两个固定的光圈，并推导出使用这些光圈的SZ减量。作为第三种方法，我们使用的准线性相关的y和射电晕亮度在330兆赫发现普朗克推导出修改的无线电频谱的方式，几乎是独立的孔径半径的SZ-减量。我们发现，由SZ-减量引起的光谱修改比解释所观察到的陡峭化所需的要小4-5倍。因此，发射电子光谱的中断或截止对于解释电流数据是必要的。我们还表明，如果发射光谱中没有陡峭化，未来在5 GHz下用单碟进行的深观测预计将测量40弧分半径的晕通量，这将是目前所见的7-8倍。
2013-09-07 astro-ph.CO
The Bigfoot: A footprint of a Coma cluster progenitor at z=3.98
本文发现了一个位于z=3.98、由JWST观测到的包含11个子群的三维原星系团结构“大脚”，其性质与最庞大星系团前身的模拟预测相符，并支持高σ8宇宙学。
2025-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Suzaku observations of a shock front tracing the western edge of the giant radio halo in the Coma Cluster
我们提出的后发座星系团，X射线最明亮的，附近的合并系统托管一个研究充分，典型的巨型射电晕的新朱雀观测结果。先前已经表明，在星团的西侧，射电亮度与其他方位角相比显示出更陡峭的梯度。XMM-牛顿和普朗克揭示了沿着该区域南半部的激波阵面与这个陡峭的射电梯度有关，这表明射电发射被与激波通道有关的粒子加速增强。朱雀星第一次证明了这个冲击波阵面向北延伸，追踪了后发座射电晕西部边缘的整个长度。激波在温度和X射线表面亮度分布中都被探测到，马赫数约为$\mathcal{M}\sim1.5$。表面亮度边缘的位置与无线电发射的边缘很好地对齐，而获得的温度分布似乎表明激波位于半径125-185千秒差距以外。此外，来自温度和密度跳跃的冲击强度是一致的，当使用提取区域平行于无线电晕边缘，但变得不一致，彼此来自径向配置文件集中在后发座星系团的核心。除了单纯的投射效应外，激波的几何形状很可能比具有单一均匀马赫数和近似球对称形状的锋面更为复杂。
2015-12-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
JKCS041: a Coma cluster progenitor at z=1.803
利用深双色近红外HST成像和无偏棱镜光谱，我们提出了一个详细的研究z=1.803 JKCS 041集群。独特的是，对于一个高红移星系团，我们使用四种不同的技术，根据X射线温度，X射线光度和集群丰富度确认了太阳单位的质量$\log M=14.2$。因此JKCS 041是像后发座星系团这样的本地系统的祖先。我们丰富的数据集和14个经光谱确认的红色序列星系的丰富数量使我们能够以前所未有的细节探索该系统过去的恒星形成历史。值得注意的是，我们发现一个突出的红色序列低至恒星质量低至$\log M=9.8$，对应的质量范围为2 dex。这些静止的星系集中在星系团中心，核心半径为330千秒差距。蓝色的成员很少，避开了集群中心。因此，在JKCS 041中，淬灭在很大程度上是在10 Gyr的回顾时间内完成的，我们可以通过对单个星系进行光谱测年来限制这种情况发生的时代。大多数星系在观测之前都熄灭了1.1 Gyr。质量较小的静止星系相对较年轻，对应于每质量dex的年龄减少6.5亿年，但在固定质量下的年龄分散仅为3.8亿年（在$\log M=11$）。在我们的不确定性范围内，JKCS 041中静止星系的大小-质量关系与本星系团的观测结果是一致的。将我们对JKCS 041星系团的观测数据与41个低红移星系团的观测数据进行比较，发现在过去的10 Gyr里，红序星系的质量函数的形式几乎没有发生变化，无论是在暗端斜…
2014-05-12 astro-ph.CO astro-ph.IM
Evidence for a pressure discontinuity at the position of the Coma relic from Planck Sunyaev-Zel'dovich effect data
射电遗迹是在星系团外围发现的百万pc级弥散同步辐射源。他们被认为是与大规模的冲击传播通过集群内的介质，虽然无线电遗迹和集群合并冲击之间的联系尚未得到最终证明。利用Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应成像首次探测到了著名的后发座星系团遗迹中的压力跃变，SZE数据来自于Planck首次公开发布的全天数据，我们使用2.3GHz的高频射电数据来约束激波阵面的几何形状。SZE数据提供了压力不连续性的证据，与遗迹位置一致，而不需要任何额外的激波前位置的先验。推导出的马赫数M = 2.9（+0.8/-0.6）与X射线和射电结果一致。没有任何压力不连续性的高压“灯丝”不受X射线测量的青睐，考虑到已发表的对该组的质量估计，可以排除基于下落组NGC 4839的“子星系团”模型。这些结果表明，第一次尝试直接测量的压力不连续的无线电遗迹和第一SZ检测到的冲击功能观察附近的维里半径的星系团。
2015-01-16 astro-ph.CO
Sardinia Radio Telescope observations of the Coma Cluster
本文利用撒丁岛射电望远镜在1.4和6.6 GHz对后发星系团进行深场观测，结合甚大阵列数据成像，发现晕和遗迹的偏振及频谱特性，并测得遗迹射电马赫数为2.9。
2024-02-11 astro-ph.CO
Constraints on dark matter annihilation and turbulent reacceleration set by high-frequency observations of the radio halo in the Coma cluster
本文利用后发座星系团6.6 GHz射电晕观测，限制暗物质湮灭电子在湍流再加速模型中的参数，发现10 GeV质量模型不被支持、500 GeV模型需过长再加速时间，最优中性微子质量在100–200 GeV且偏好夸克湮灭通道。
2025-09-04 astro-ph.CO
Radio observations of the Galactic Centre and the Coma cluster as a probe of light dark matter self-annihilations and decay
我们更新我们以前的计算伽马射线和无线电观测的约束条件的湮灭的暗物质粒子轻于10 GeV。我们预测的同步辐射光谱，以及与光衰减和湮灭暗物质候选人在后发座星系团和银河系中心的无线电发射的形态。我们的新结果基本上证实了我们以前的发现：如果磁场大于50微高斯，银河系最内部的同步辐射会限制甚至排除暗物质候选者。事实上，我们的结果表明，光湮灭候选者必须有一个S波抑制对湮灭截面到电子（或分支比到电子正电子必须很小）。如果暗物质在衰变，它的寿命必须大于t = 3。10^{25}秒。因此，当人们提出一个“轻”的暗物质候选者时，无线电发射总是应该被考虑的。
2010-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The evolution of dwarf galaxies in the Coma supercluster
利用SDSS DR 7在500平方度区域的分光光度数据，研究后发座超星系团（z=0.023）中矮星系（~M*+2<M_z<M*+4）的演化。我们发现，在后发座超星系团中，红矮星主要集中在后发座和阿贝尔1367星系团的致密核心，以及嵌入连接它们的灯丝中的星系群中。然而，在后发座星系团和Abell 1367星系团的陷落区发现了后星爆（k+A）矮星，偶尔也在沿暗条嵌入的星系群中发现，这表明深势阱附近普遍存在的强速度场可能与导致矮星系后星爆阶段的机制密切相关。此外，后发座星系团中一些k+A矮星的蓝色，在其维里半径内发现，这表明这些星系中的恒星形成在过去的500 Myr中非常迅速地熄灭了。超星系团中60%以上的红矮星系的H_δ吸收角为0-3角，这表明在这些星系中有一个不可忽略的部分发生了一个主要的恒星形成事件，在最后一个Gyr内结束，使它们能够移动到红色序列。后发座超星系团中的蓝矮星系在EW（H_α）-EW（H_δ）平面上呈双峰分布，其中一个星系团在H_α中有很高的发射，在H_δ中也有一些发射。在EW（H_α）-EW（H_δ）平面上，蓝矮星和红矮星的一个子群重合，在H_δ上表现出吸收，在H_α上表现出相对较低的发射。我们认为，后者人口的很大一部分是被动矮星系的祖先，大量发现在低红移丰富的集群，如后发座的核心。
2010-11-03 astro-ph.CO
FOREVER22: Insights into star formation and clustering properties of protoclusters from simulations and JWST
本文通过宇宙学模拟研究z=14到6原星团的恒星形成与超密度演化，发现其恒星形成增强源于大质量星系超密度而非异常比恒星形成率，并提出结合δ与最亮成员星系质量的稳健识别方法，预测GS-z14-0和GS-z14-1可能是后发座型星系团前身。
2025-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of Dark Matter sub-halos in the non-thermal emission of galaxy clusters
暗物质粒子的湮灭被认为是星系团产生非热粒子和辐射的可能机制之一。以前的研究表明，虽然DM模型可以再现后发座星系团中射电晕的光谱特性，但它们无法再现射电晕表面亮度的形状，因为它们产生的形状过于集中于星系团的中心。然而，在以前的研究中，DM分布被建模为一个单一的球对称晕，而昏迷DM分布被发现有一个复杂的和细长的形状。在这项工作中，我们计算了一系列的非热辐射后发座星系团通过使用所观察到的分布DM子晕。我们发现，通过在DM模型中包括观测到的子晕，我们得到了一个形状类似于观测到的射电表面亮度，并且子晕将射电发射提高了5 - 20%，从而允许减小再现射电晕通量所需的湮灭截面与从其他观测得出的上限之间的差距，并且该间隙可以通过由于较小的子结构而导致的增强因子的实际值来解释。中性伴子质量为9 GeV、成分为$τ^+ τ^-$的模型，以及质量为43 GeV、成分为$b \bar b$的模型，可以利用后发座中观测到的磁场特性来拟合射电晕谱，并且与最近的费米-LAT上限相比，并没有预测到伽马射线的过量发射。这些发现使这些DM模型成为解释星系团射电晕起源的可行候选者。[删节]
2016-11-17 astro-ph.CO
The Coma cluster at LOFAR frequencies I: insights into particle acceleration mechanisms in the radio bridge
连接星系团和星系群的低密度气体桥的射电同步辐射对粒子加速过程是一个挑战。在这项工作中，我们使用新的低频阵列（LOFAR）在144 MHz的观测分析后发座无线电桥。LOFAR以前所未有的灵敏度和分辨率检测桥梁及其子结构。我们发现NGC 4839群的射电辐射峰值。在NGC 4839群前方的光晕中，射电亮度降低，射电辐射流将NGC 4839群与射电遗迹连接起来。使用X射线观测，我们发现，热和非热等离子体是适度相关的次线性标度。我们使用档案无线电数据在326兆赫，以限制在桥的频谱指数，并量化的粒子和磁场在不同频率的分布。我们发现，频谱比$-1.4 \pm 0.2$更陡，并且在326 MHz处的发射比在144 MHz处的发射更结块。利用宇宙学模拟和简化的方法来计算粒子加速度，我们推导出在何种条件下，湍流加速的温和相对论性电子可以产生的无线电辐射的桥梁。假设种子电子相对于热气体的初始能量比为$3 \cdot 10^{-4}$，我们能够再现所观察到的亮度。我们的结果表明，在桥中的射电星系释放的种子电子和气体和星系的运动产生的湍流是必不可少的产生无线电发射。
2020-11-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
First X-ray evidence for a shock at the Coma relic
后发座星系团是离我们最近的星系团之一，也是第一个发现射电晕和外围遗迹的星系团。虽然它的晕和团内介质的中心部分已被广泛研究，但对其遗迹附近等离子体的X射线观测却很少。在这里，我们提出了一个22-ks档案XMM-牛顿观测重新分析的结果。穿过遗迹，我们探测到一个马赫数约为2的激波。这排除了先前提出的遗迹是由湍流形成的假设。此外，多波长观测和数值模式不支持昏迷遗迹处的激波是传出的星团合并激波的假设。相反，我们的研究结果支持了这样一种观点，即遗迹与NGC 4839群沿着宇宙细丝落入星团时形成的坠落激波阵面相吻合。
2012-11-14 astro-ph.CO
The Coma cluster at LOFAR frequencies II: the halo, relic, and a new accretion relic
本文给出了后发座星系团144MHz的低频阵列射线观测结果。这个星团拥有一个最著名的射电晕，一个遗迹和一个低表面亮度的桥。我们检测到的新功能，使我们能够向前迈出一步，在集群中的粒子加速的理解。射电晕延伸超过2Mpc，这是有史以来报道的最大范围。在星团的东北部，在后发座维里半径之外，我们发现了一个弧形射电源，可以追踪被吸积激波加速的粒子。在晕的西面，与X射线中检测到的冲击相一致，我们确认了射电锋的存在，相对于晕的其余部分具有不同的光谱特性。我们检测到径向陡峭的无线电晕光谱指数之间的144 MHz和342 MHz，在$\sim 30^{\prime}$从集群中心，这可能表明一个非恒定的再加速时间在整个体积。我们还检测到一个温和的陡峭的光谱指数对集群中心。对于第一次，径向变化的斜率的无线电X射线相关性被发现，我们表明，这样的变化可能表明宇宙射线与热能密度在集群外围的比例增加。最后，我们调查了NGC 4789的遗迹和源之间的发射的起源，我们认为，NGC 4789可能已经越过了它的尾巴和遗迹之间可见的无线电发射的冲击。
2022-03-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Tempestuous life beyond R500: X-ray view on the Coma cluster with SRG/eROSITA. II. Shock & Relic
这是利用在飞行任务校准和性能验证阶段获得的SRG/eROSITA X射线数据对后发座星团进行的一系列研究中的第二篇论文。在这里，我们集中在邻近射电源1253+275（射电遗迹，RR，以下简称）的区域。我们发现，X射线表面亮度在$\sim 79'$（$\sim 2.2\,{\rm Mpc}\approx R_{200c}$）处表现出最陡的梯度，该梯度几乎与RR的外边缘共空间。与其他几个遗迹的情况一样，从X射线表面亮度剖面（$M_X\approx 1.9$）得出的激波马赫数似乎低于解释扩散激波加速（DSA）模型（$M_R\approx 3.5$）中综合射电谱斜率所需的马赫数，如果磁场是均匀的，辐射损失是快速的。然而，考虑到射电、X射线和SZ图像之间的非平凡相关性，激波的几何形状无疑要比以星团为中心的球楔复杂得多。虽然复杂的激波几何形状可能会单独导致$M_X$的负偏置，我们推测了其他一些可能影响$M_X$ - $M_R$关系的可能性，包括激波子结构，它可能会被拉伸穿过激波的非热细丝的存在所修改，以及相对论电子沿着具有强磁场的非热细丝的传播。我们还讨论了“历史”的射电星系NGC 4789，这是位于前面的遗迹的背景下，后发座NGC 4839合并的情况。
2022-12-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Measurements and simulation of Faraday rotation across the Coma radio relic
本工作的目的是利用法拉第旋转测量来探测星系团遗迹区和陷落区的磁场特性。本文利用甚大天线阵对后发座星系团西南部的7个源进行了多频观测，其中落星系团NGC 4839和遗迹1253+275位于该区域。本文导出并分析了观测源的法拉第旋转测量图，以研究后发座西南区的磁场。我们讨论了如何解释的数据，通过比较观察到的和模拟旋转措施的地图，模拟不同的三维磁场模型。最适合后发座中心区域的磁场模型低估了西南部区域的旋转测量值，低估了6倍，并且在遗物的位置处没有发现旋转测量数据的显著跳跃。我们探讨不同的可能性，以调和观察到的和模拟旋转措施的趋势，并得出结论，沿西南部门的磁场的放大是最合理的解决方案。我们的数据以及最近用朱雀获得的气体密度的X射线估计表明，在整个西南地区，为了调和真实和模拟旋转测量趋势，需要将磁场放大3倍。遗迹区域的磁场推断为~2 microG，与逆康普顿极限一致。
2013-05-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
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
The Lack of Diffuse, Nonthermal Hard X-ray Emission in the Coma Cluster: The Swift BAT's Eye View
后发座星系团拥有已知的最亮的射电晕，因此一直是众多搜索相关逆康普顿（IC）发射的目标，特别是在硬X射线能量下，IC信号最终必须占主导地位。最近使用朱雀硬X射线探测器（HXD）进行的搜索未能确认先前使用RXTE和BeppoSAX进行的IC探测，而是将上限设置为非热通量的2.5倍。然而，如果IC辐射非常扩展，超出星团射电晕的尺度，这种差异就可以解决。使用重建的天空图像从58个月的雨燕BAT全天调查，这样的解决方案的可行性进行了研究。在Renaud等人的基础上，我们测试并实现了一种用于提取扩展源的通量的方法，假设指定的空间分布。BAT光谱与来自镶嵌观测的XMM-牛顿EPIC-pn光谱联合拟合。我们发现没有证据表明大规模IC排放的水平预期从以前检测到的非热通量。对于所考虑的所有非热空间分布，它们跨越了物理上合理的IC模型的范围，我们确定了上限，其最大（最保守）极限为<4.2 × 10 ^{-12} erg/s/cm ^2（20-80 keV），这对应于磁场B> 0.2 μ G的下限。根据射电晕的大小和可能的磁场径向分布，导出了最可能的IC分布的标称通量上限为<2.7 × 10 ^{-12} erg/s/cm ^2，相应的B> 0.25 μ G。
2010-12-03 astro-ph.CO
Shocking news outside of cluster cores
当磁场低于1微高斯时，同步等离子体的最小压强开始接近团簇外围热气体和大尺度结构细丝中更弥散的WHIM。我们总结了我们的一些技术，以找到相应的低表面亮度射电源和我们已经发现。我们在恶劣的环境中识别出类似星系团的源，可能需要非常有效的相对论粒子加速，以及非常分散的射电星系，没有当前活动的迹象。对后发座和一个新的无线电识别的星系团进行更详细的观测，突出了与星系团有关的激波中的一些新问题：后发座的晕边缘有一个激波，表明两者之间有联系;后发座的遗迹似乎是一个“坠落”激波，与一个500公里/秒的星系柱坠落有关;新星团除了更经典的晕和外围遗迹外，还有遗迹碎片，这表明我们开始看到遗迹发射的正面。最后，另一种冲击来自于我们最近发现的在确定旋转测量中的模糊性，这将影响星系团磁场研究。
2011-01-30 astro-ph.CO
Preliminary evidence for a virial shock around the Coma galaxy cluster
星系团是宇宙中最大的引力束缚物体，被认为是通过大规模维里冲击从周围环境吸积质量而增长的。由于电子在这样的冲击波中加速，它应该表现为$γ$射线、硬X射线和射电环，向供给星系团的大尺度灯丝延伸，与热Sunyaev-Zel 'dovich（SZ）信号的截止相一致。然而，到目前为止还没有发现这样的特征，而星系团维里激波的存在仍然只是一种理论。我们发现一个大的初步证据，$\sim 5$兆秒差距短轴$γ$ -射线环周围的后发座集群，延长到大规模的灯丝连接后发座和阿贝尔1367，检测到标称$2.7σ$的置信水平（$5.1σ$使用控制信号模拟）。$γ$ -射线环与同步加速器信号和SZ截止相关，但与银河系示踪剂无关。如果激波在哈勃时间内将热能$\sim 1\%$沉积在相对论电子中，并将$\sim 1\%$沉积在磁场中，那么$γ$射线和射电特征与解析和数值预测一致。隐含的逆康普顿和同步累积发射从类似的冲击可以显着贡献的弥漫河外$γ$射线和低频无线电背景。我们的研究结果，如果证实，揭示了在后发座的热气体，集团的喂养模式，周围的大规模的空洞和细丝的属性的扁长结构。在其他星系团周围探测到这样的冲击波，这将是一个强大的新宇宙学探测。
2017-09-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Probing the origin of giant radio halos through radio and gamma-ray data : the case of the Coma cluster
我们结合所有可用的信息的光谱形状和形态的后发座星系团的射电晕的γ射线上限获得的费米-LAT和来自法拉第旋转措施（RM）的磁场强度。我们探讨了射电晕是由于团簇内介质（ICM）中p-p碰撞产生的次级电子的同步辐射的可能性。首先，我们研究纯次级模型的情况。我们使用观测到的晕的射电亮度的空间分布来约束模型所需的集群中的宇宙射线（CR）的量及其空间分布。在正则假设的光谱的CR是一个幂律的动量和秒的频谱是固定的，我们发现，组合的陡峭的光谱的CR必要的解释晕的频谱和他们非常广泛的空间分布（和大能量密度）的结果在伽马射线发射超过目前的限制，除非集群磁场是足够大。然而，这样的字段似乎与来自RM的约束不一致。其次，我们研究了基于次级粒子的更复杂的模型，其中CR质子和它们的次级粒子都被MHD湍流再加速。我们表明，在这些条件下，它是可以重现的无线电数据和预测的伽马射线与费米-LAT限制，没有紧张的集群磁场的约束。如果湍流和磁场的能量密度都与ICM成比例，那么MHD湍流对二次流的再加速也需要比ICM更平坦的CR空间分布。然而，更广泛的湍流和场的空间分布和/或ICM中额外初级电子的再加速大大缓解了这一要求。
2012-08-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
The HST/ACS Coma Cluster Survey: V - Compact Stellar Systems in the Coma Cluster
HST ACS Coma Cluster Treasury Survey是对最近的非常丰富的星系团进行的深度双通带成像调查，涵盖了一系列星系密度环境。该成像是由最近的宽视场红移调查的集群进行Hectospec的6.5米MMT的补充。这些数据的许多科学应用包括寻找紧凑的星系。在本文中，我们提出了七个紧凑（但相当明亮）的恒星系统的发现，从M32类星系到超紧凑矮星（UCD）/矮到球状过渡天体（DGTO）。我们发现，所有七个紧凑的星系需要一个两个组件适合他们的光剖面和测量速度色散超过预期的典型的早期类型的星系在他们的光度。从我们的结构参数分析，我们得出结论，三个样本应被归类为紧凑的椭圆星系或M32类星系，其余四个不太极端的系统。这三个致密椭圆星系的光度加权年龄均大于12 Gyr，金属丰度中等（-0.6 < [Fe/H] < -0.1），[Mg/Fe]高（> 0.25）。我们的研究结果支持潮汐剥离方案的形成模式的紧凑的星系覆盖的光度范围在这里研究。我们推测，至少有两个早期型的形态可能作为紧凑星系团的祖先。
2009-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Planck Sunyaev-Zel'dovich vs. the X-ray View of the Coma Cluster
普朗克合作最近发表了Abell 1656（后发星系团）中Sunyaev-Zel'dovich效应的精确和分辨测量结果，因此直接测量了团内等离子体中的电子压力分布。另一方面，这样的量也可以从组合由等离子体发射的热韧致辐射的X射线观测提供的密度和温度导出。我们发现SZ和X射线压力之间存在一个与模型无关的张力，SZ的张力肯定要低15- 20%。我们建议，这样一个具有挑战性的紧张局势可以解决的一个额外的，非热支持的引力平衡的集群内等离子体。这可以直接包括在我们的超级模型中，以便在与X射线观测值一致的同时，详细地拟合普朗克SZ剖面。非热分量的可能起源包括宇宙射线质子、持续的湍流和相对论性电子;考虑到前两种选择的现有观测限制，这里我们关注第三种。为了使这一点有效，我们发现电子总数不仅必须包括加速到γ> 10 ^3的高能尾，而且还必须包括更多的低能电子。电子加速是通过合并事件开始的，这些事件类似于昏迷中热团内等离子体提供非常高的中心熵的事件。
2012-12-13 astro-ph.CO
Constraints on the multi-TeV particle population in the Coma Galaxy Cluster with H.E.S.S. observations
H.E.S.S. (High能量立体系统（英语：Energy Stereoscopic System）的望远镜对后发座进行了约8小时的观测，以寻找能量大于1 TeV的伽马射线辐射。H.E.S.S.的3.5 ° FWHM大视场对于观察各种大小的目标是理想的，包括后发座星系团核心，西南部的射电遗迹（1253+275）和合并/坠落（NGC 4839）区域，以及大于度的特征。没有发现点状或扩展TeV伽马射线发射的证据，并且在后发座核心和其他区域设定了E>1、>5和> 10 TeV的TeV通量F（E）的上限。将这些极限转换为能通量E^2F（E），最低或最大的限制是后发座核心（半径为0.2度）在~ 8 Crab通量单位或~10^{-13}ph cm^{-2} s^{-1}时E> 5 TeV的上限。后发座核心的上限与质子-质子相互作用的伽马射线发射预测进行了比较，其水平最终与后发座星系团的质量成比例。使用我们对E>5 TeV的最严格限制，对注入能谱与E^{-2.1}成比例且空间分布遵循团簇中热气体的非热质子的总能量含量的直接约束被发现为~0.2倍的热能，或~10^{62}erg。在这种情况下，E>5 TeV的伽马射线阈值对应于宇宙射线质子能量> 50 TeV。我们的上限排除了最乐观的理论模型的γ射线发射的集群和补充无线电观测，约束宇宙射线的内容在集群中显着较低的质子能量，受假设的磁场强度。
2009-07-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Radio Supernovae: Circum-Stellar Investigation (C.S.I.) of Supernova Progenitor Stars
在爆炸之前，超新星前身在恒星风中慢慢失去大量的氢包层。爆炸后，冲击波与风相互作用产生同步辐射。一年的无线电观测使我们能够探索一千年的祖先进化。EVLA和SKA将代表我们探索大量超新星祖先恒星爆炸前生命的能力的一个数量级以上的改进。它将使我们超越粗糙的光学分类，并对大质量恒星如何生存和死亡有更深的物理理解。
2009-02-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Suzaku Search for Non-thermal Emission at Hard X-ray Energies in the Coma Cluster
已知最亮的星系团射电晕位于后发座星系团。产生这种扩散同步辐射的相对论电子也应该产生逆康普顿辐射，其在硬X射线能量下与来自ICM的热辐射竞争。到目前为止，声称在昏迷中检测到这种发射是有争议的（Fusco-Femiano et al. 2004; Rossetti & Molendi 2004）。为了确定后发座星系团的非热硬X射线含量，我们用朱雀HXD-PIN对后发座星系团进行了观测。热发射对HXD-PIN光谱的贡献受到同时拟合热模型和非热模型以及从后发座场的XMM-牛顿镶嵌图导出的空间等效光谱的限制（Schuecker等人，2004）。我们没有找到统计上显着的证据，非热发射的光谱，这是更好地描述只有一个单一的或多个温度模型的ICM。考虑到系统的不确定性，我们推导出非热辐射通量的90%上限为6.0 × 10 ^-12 erg/s/cm ^2（20-80 keV，光子指数为2.0），这意味着团簇平均磁场的下限为B>0.15 microG。我们的通量上限比RXTE（Repaeli和Gruber，2002年）和BeppoSAX（Fusco-Femiano等人，2004年）检测到的非热通量低2.5倍。然而，如果后发座中的非热硬X射线发射在空间上比观测到的射电晕延伸得更远，朱雀HXD-PIN可能会错过一些发射。一项详细的调查表明，约50-67%的排放可能未被检测到，这可能使我们的限制与这些检测一…
2009-02-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the DM interpretation of the origin of non-thermal phenomena in galaxy clusters
为了解释星系团中非热现象的起源，我们研究了各种湮灭暗物质（DM）模型的预言。我们考虑三个中性伴子DM模型与轻（9 GeV），中间（60 GeV）和高（500 GeV）的质量。由中性伴子湮灭产生的次级粒子产生了多频率的光谱能量分布（SED），以及对团内气体的加热，这些都是针对后发座星系团的观测结果进行测试的。将DM产生的SED归一化到后发座射电晕谱。我们发现，这是不可能解释所有的非热现象观察到的昏迷DM湮灭。质量为9 GeV的DM模型在所有频率下产生的功率都太小，而质量为500 GeV的DM模型在所有频率下产生的功率都很大。60 GeV和$τ^{\pm}$组成的DM模型与HXR和伽马射线数据一致，但不能再现EUV和软X射线数据。60 GeV和$b{\bar b}$组成的DM模型总是低于观测到的通量。彗发的射电晕谱仅在$b{\bar b}$或轻、中质量DM模型中拟合得较好。对于NFW DM密度分布，彗发中心DM湮灭产生的加热总是大于团内气体的冷却速率，而对于9 GeV的DM模型，它远小于只有核心DM密度分布的冷却速率。我们的结论是，解释起源的非热现象的星系团与DM湮灭模型的可能性需要一个低的中性伴子质量和核心DM密度分布。如果我们考虑多信使对中性伴子湮灭截面的限制，那么事实证明，除非我们引入一个由于DM子结构的存在而产生的实质性增强因子，否则这种情况也将被排除在外。
2010-04-08 astro-ph.CO
Constraints on Cosmic Rays, Magnetic Fields, and Dark Matter from Gamma-Ray Observations of the Coma Cluster of Galaxies with VERITAS and Fermi
对星系团中的射电晕和遗迹的观测表明电子加速是有效的。质子也应该被加速，这表明星团也可能是非常高能量（VHE; E>100 GeV）的伽马射线发射源。我们在这里报告VHE伽马射线观测的后发座星系团与VERITAS阵列成像切伦科夫望远镜，补充费米-LAT观测在GeV的能量。后发座星系团没有探测到明显的伽马射线辐射。在99%置信水平下，测得积分通量上限分别为（2-5）*10^-8 ph. m^-2 s^-1（VERITAS，>220 GeV）和~2*10^-6 ph. m^-2 s^-1（费米，1-3 GeV）。我们使用伽马射线上限来约束昏迷中的CR和磁场。使用分析方法，根据VERITAS数据和费米数据（维里半径内的平均值），CR与热压力之比被限制为< 16%和< 1.7%。这些上限开始限制自洽宇宙学集群模拟中的CR物理，并将结构形成冲击的最大CR加速效率限制在<50%。假设后发座晕的射电发射电子来自强子CR相互作用，观测结果意味着后发座中心磁场的下限为（2 - 5.5）μ G，这取决于径向磁场剖面和伽马射线谱指数。由于这些值低于由后发座中的法拉第旋转测量所推断的值（对于大部分参数空间），这使得强子模型成为后发座射电晕的一个非常合理的解释。最后，由于星系团是暗物质（DM）占主导地位，VERITAS上限已被用来放置的总自湮灭截面和DM粒子的相对速度，<σv>的热平均产品的约束。（abr.）
2012-08-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Thermodynamics of the Coma Cluster Outskirts
我们目前的结果从一个大的马赛克朱雀观测后发座星系团，最近的和X射线最亮的热，动态活跃，非冷的核心系统，集中在大尺度上的ICM的热力学性质。对于方位角不对准一个落向西南的子集群，我们测得的温度和X射线亮度分布表现出广泛一致的径向趋势，温度从约8.5千电子伏的集群中心约2千电子伏的半径为2百万秒差距，这是我们的检测极限的边缘。SW合并显着提高了表面亮度，使我们能够沿着这个方向探测到约2.2 Mpc的X射线发射。除了西南下沉的子星系团，表面亮度剖面显示出多个半径为30-40弧分的边缘。的方位平均温度分布，以及deprojected密度和压力分布，都显示出一个急剧下降一致的向外传播的冲击波前位于40弧分，对应的巨型射电晕的最外边缘观察到在352 MHz的WSRT。冲击波阵面可能是无线电发射的能量来源。r_500内部的明显熵过剩反映了与这些形态特征相关的剧烈合并事件。在r_500以上，后发座星系团沿相对松弛方向的熵分布与引力大尺度结构形成的简单模型所预期的幂律行为一致。在这些半径处的压力也与从普朗克卫星的SZ数据测量的预期值一致。然而，由于后发座星系团的测量结果存在很大的不确定性，我们还不能排除这个系统中的熵变平现象，这与在更宽松的冷核星系团中看到的熵变平现象是一致的。
2013-06-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Multi-frequency analysis of possible Dark Matter Contributions to M31 Gamma-Ray Emissions
我们研究的可能性，暗物质（DM）的贡献，最近观察到的伽马射线光谱中看到的M31星系。特别是，我们申请限制弱相互作用的大质量粒子DM湮灭截面来自后发座星系团和网状II矮星系，以确定最大的流量贡献DM湮灭的M31伽马射线光谱和银河系中心。由于前者的数据范围有限，我们将M31和银河系中心光谱的能量范围限制在1至12 GeV之间，并包括在后者目标中观察到的高能伽马射线过剩。在这样做的时候，我们将利用费米-LAT数据为所有提到的目标，以及扩散无线电数据的后发座星系团。多目标策略使用昏迷和网状II来获得横截面的限制，以及多频率的数据，确保我们的结果是强大的对间接DM排放建模中固有的各种不确定性。我们的研究结果表明，当Navarro-Frenk-White（或较浅）径向密度分布假设，严重的约束可以施加在M31和银河系中心光谱的一部分，可以占DM，与最好的限制所产生的横截面的约束从后发座无线电数据和网状II伽马射线的限制。这些特殊的限制迫使所有的研究湮灭通道，以贡献1%或更少的总积分伽马射线通量内的M31和银河系中心的目标。相比之下，当假设Navarro-Frenk-White曲线收缩时，通量的10- 100%可归因于DM。这表明如何敏感DM的贡献，伽玛射线辐射的可能性，在星系的核心配置文件。
2017-09-20 astro-ph.CO
A neutron star progenitor for FRBs? Insights from polarisation measurements
快速射电暴（FRB）是一种强烈的毫秒级宽带射电瞬变现象，其发射机制尚不清楚。Masui等人最近提出了绿岸望远镜对FRB 110523的观测，显示了线性偏振位置角（PA）的时间变化。这种效应在射电望远镜中很常见，是由于当恒星旋转时，发射区的投影磁场方向发生变化。如果一个中子星是这个FRB的祖先，和发射机制是脉冲星一样，我们表明，祖先是快速旋转，或发射起源于一个复杂的磁场几何形状的区域。所观察到的PA变化也可能是由中子星磁层内的传播效应引起的，或者是由空间变化的磁场引起的，如果祖星位于一个密集的、高度磁化的环境中。虽然我们敦促谨慎概括FRB 110523的结果，更广泛的FRB人口，我们的分析作为一个指南来解释未来的偏振测量FRB，并提出了另一种手段来阐明这些神秘的蜉蝣的起源。
2016-01-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Detection of gamma-ray emission from the Coma cluster with Fermi Large Area Telescope and tentative evidence for an extended spatial structure
许多星系团都有巨大的非热射电辐射晕，表明星系团中存在相对论电子。相对论质子也可能被星系团中的合并和/或吸积冲击加速。这些宇宙射线（CR）电子和/或质子预计分别通过逆康普顿散射或非弹性$pp$碰撞产生伽马射线。尽管人们一直在努力寻找星系团的高能γ射线辐射，但迄今为止仍然缺乏确凿的证据。在这里，我们报告发现$\ge 200$ MeV的伽马射线发射从后发座星系团的方向与9年的{ \it费米}-LAT通行证8数据的未分组的可能性分析。伽马射线辐射的空间形态与巨大的射电晕大致一致，在星团的西南部有明显的过量。利用检验统计分析，我们进一步发现了后发座中心γ射线辐射在空间上延伸的初步证据。扩展分量在0.2 - 300 GeV的能量范围内具有$\sim 2\times 10^{-12}{\rm \ erg\ cm^{-2}\ s^{-1}}$的积分能通量，并且光谱是软的，具有$\simeq-2.7$的光子指数。将γ射线发射解释为CR质子相互作用引起的，我们发现后发座星系团中CR与热压力之比的体积平均值约为$\sim 2\%$。我们的结果表明，星系团可能是一种新型的GeV γ射线源，它们也可能是巨大的CR质子库。
2018-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraints on diffuse gamma-ray emission from structure formation processes in the Coma cluster
我们分析了5年（63个月）的数据的大面积望远镜上的费米卫星从后发座星系团的能量范围在100 MeV和100 GeV之间。的可能性分析与几个模板的动机模型预测伽马射线发射由于结构形成过程。我们发现没有多余的排放量，并得出最严格的限制，迄今为止的后发座集群超过100兆电子伏，并在测试的情况下一般。积分通量的上限范围为10^-10 ~ 10^-9 cm^-2 s ^-1，其严格程度足以应对不同的情况。我们发现，宇宙射线质子和电子的加速效率必须低于约15%和1%，分别冲击。此外，我们认为，质子加速效率应低于5%，以符合无线电数据。然而，这依赖于集群中的磁场估计。特别是，这意味着由于星系团结构形成过程中的伽马射线对弥漫的河外伽马射线背景的贡献可以忽略不计，低于1%。最后，我们讨论了未来的可探测性前景天文H，费米经过10年的操作，切伦科夫望远镜阵列。
2014-04-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
The X-ray coronae of the two brightest galaxies in the Coma cluster
我们使用深钱德拉X射线天文台的观测，检查两个最明亮的星系团的后发座星系团，NGC 4874和NGC 4889的日冕。我们发现NGC 4889在X射线表面亮度上有一个中心凹陷，与半径为0.6 kpc的一个或一对空腔一致。如果中心空洞与活动星系核爆发有关，并且含有相对论性物质，那么它的焓应该在5 × 10^55尔格左右。该腔的隐含加热功率将比X射线发射损失的能量大大约一个数量级。这将是最明亮的星系团中已知的最小和最年轻的空洞，没有过压意味着加热仍然温和。相比之下，NGC 4874没有显示出任何空洞的证据，尽管它拥有一个众所周知的广角尾射电源，该射电源在X射线日冕所占据的区域之外可见。这两个星系表明，活动星系核的反馈可以表现在不同的方式在相同的集群环境。
2014-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
On energetics and progenitors of Odd Radio Circles: A causal connection with tidal disruption of stars?
奇射电圈（Odd Radio Circles）是最近发现的边缘明亮、表面亮度较低的圆形射电源。其起源的祖先和天体物理过程目前仍有争议。有些ORC没有宿主，有些似乎在遥远的静止星系中。有两种合理的解释认为，ORC是附近的超新星遗迹，在本星系群的群内介质中大小为几百秒差距，或者是在遥远星系周围几百千秒差距范围内的冲击晕。据估计，产生几百千秒差距大小的ORC所需的输入冲击能量在$10^{55} - 10^{59}$ erg的范围内。它示出在这里，在未绑定的碎片喷射从多个（$10^{5} - 10^{9}$）超过$\sim100$百万年周期的中央大质量黑洞的潮汐破裂事件的累积能量可以满足所需的能量，以产生周围的一些星系，最近经历了合并的ORC。潜在的主机的ORC被确定为丰富的后恒星爆发星系在中间的红移有巨大的黑洞。静止星系周围的ORC和潮汐分裂之间的因果关系可能会发现支持在观测到的主导地位的潮汐分裂事件后星爆星系。
2022-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Too many protoclusters? Reconciling the overabundance of cluster progenitors within the first billion years of the Universe
University of Geneva（日内瓦大学）；University of Nottingham（诺丁汉大学）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；Cavendish Laboratory, University of Cambridge（剑桥大学卡文迪许实验室）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间研究所）
针对JWST观测到的红移z>5的原星系团候选体数量远超ΛCDM预言的问题，通过修正观测与模拟中质量定义的不一致性（如孔径大小、演化追踪方向），并考虑并合和宇宙方差，完全消除了这一矛盾，发现64%的候选体实为原群，且无一可能演化为类似Coma的星系团。
2026-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Coma cluster magnetic field from Faraday rotation measures
通过法拉第旋转测量（RM）图像与数值模拟的磁场的比较，对后发座团簇的磁场强度、径向分布和功率谱进行了研究。本文分析了用甚大阵在3.6，6和20厘米观测的后发座星系团场中七个射电源的偏振数据，导出了具有千秒差距尺度分辨率的法拉第旋转测度。随机三维磁场模型已经模拟了不同的中心强度B_0和径向幂律斜率eta值，其中eta表示场如何与气体密度分布成比例。我们得出的中心磁场强度，和径向剖面值，最好地再现RM的意见。我们发现，磁场功率谱是很好地表示的Kolmogorov功率谱的最小规模~ 2 kpc和最大规模~ 34 kpc。中心磁场强度和径向斜率被限制在（B_0=3.9 microG; eta=0.4）和（B_0=5.4 microG; eta=0.7）的范围内，在1 σ内。观测和模拟之间的最佳协议是实现为B_0=4.7 microG; eta=0.5。B_0>7 microG和<3 microG以及eta 1.0的值< 0.2 and eta >在99%置信水平下与RM数据不一致。
2010-02-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the Physics of Radio Halos in Galaxy Clusters: Scaling Relations and Luminosity Functions
星系团中巨型和小型射电晕的基本物理学仍然是一个悬而未决的问题。我们发现，迷你晕（如英仙座和蛇夫座）可以解释由强子宇宙射线（CR）与集群内介质的质子相互作用产生的无线电发射电子。相比之下，强子模型要么无法解释巨大射电晕的扩展发射（如在低频率的后发座），要么需要一个平坦的CR轮廓，这可以通过CR的向外流动和扩散来实现（在后发座和A2163在1.4 GHz）。我们建议，第二，轻子分量可能是负责在一个新的混合方案中的巨型晕的外部部分的缺失通量，我们描述了其可能的观测后果。为了统计研究射电晕群体的强子发射分量，我们使用了从MultiDark模拟构建的宇宙学模拟星系团目录。由于CR流的性质以及X射线光度（L_X）和Sunyaev-Zel'dovich通量（Y）随气体密度的不同标度，我们的模型可以同时再现在同一L_X处观测到的射电强和射电静星团的双峰性以及射电晕光度随Y的单峰分布，从而为这一明显的矛盾提供了一个物理解决方案。我们预测无线电晕发射到星系群的质量尺度，这突出了低频无线电调查（如LOFAR Tier 1调查）的独特前景，以增加检测到的无线电晕的数量至少一个数量级。
2015-12-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
LARgE Survey -- II. The Dark Matter Halos and the Progenitors and Descendants of Ultra-Massive Passive Galaxies at Cosmic Noon
我们使用一个27.6度$^2$巡天来测量$gzK_s$选择的静止星系在$z\sim1.6$的聚集，重点是超大质量的静止星系。我们发现，$z\sim1.6$超大质量被动演化星系（UMPEGs），其中有$K_s(AB)<19.75$（恒星质量的$M_{stars}$ $>\sim 10^{11.4}M_{\odot}$和平均$<$ $M_{stars}$ $>$ = $10^{11.5}M_{\odot}$），集群比任何其他已知的星系人口在高红移。将它们的相关长度$r_0 = 29.77 \pm 2.75$ $ h^{-1}$ Mpc与Millennium XXL N体模拟中的暗物质晕集群进行比较，表明这些$z\sim1.6$ UMPEG存在于质量为$M_{h}\sim10^{14.1}h^{-1}M_{\odot}$的暗物质晕中。这种非常巨大的$z\sim1.6$晕与PDMATHAMY大质量星系团的祖先有关，如室女座和后发座星系团。考虑到它们极端的恒星质量和缺乏具有可比质量的同伴，我们推测这些UMPEG可能是它们（原）星系团的已经淬火的中心大质量星系。我们的结论是，只有少量的进一步增长，在他们的恒星质量，$z\sim1.6$ UMPEG可能是一些大质量的中央星系的祖先，今天的大质量星系团观察到已经非常巨大，静止的宇宙恒星形成的高峰期附近。
2020-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gamma-ray detection toward the Coma cluster with Fermi-LAT: Implications for the cosmic ray content in the hadronic scenario
相对论性电子在星系团的弥漫气相中的存在现在已经得到了很好的证实，但是它们的详细起源仍然不清楚。宇宙射线质子也被认为会在星系团形成过程中积累，并通过热气体中的强子相互作用导致伽马射线发射。最近，已经报道了用费米LAT探测到后发座星系团的γ射线发射。假设这种伽马射线发射来自ICM中的强子相互作用，我们的目标是探索这个信号对后发座星系团宇宙射线含量的影响。我们使用MINOT软件建立了一个团簇的物理模型，并将其应用于费米LAT数据。我们还考虑了来自致密源的污染和各种系统效应的影响。我们确认，一个显着的伽玛射线信号观察后发座星系团的特征半径$θ_{500}$内，与我们的基线模型的测试统计TS~27。一个可能的点源的存在可以解释大部分的观测信号。然而，这个来源也可能对应于集群本身的漫发射峰值，扩展模型与数据匹配得更好。我们将宇宙射线与$R_{500}$中热能的比值限制为$X_{\rm CRp}=1.79^{+1.11}_{-0.30}$，将宇宙射线能谱的斜率限制为$α=2.80^{+0.67}_{-0.13}$。最后，我们计算了强子相互作用中产生的次级电子的同步辐射。这种辐射比观测到的全部无线电信号低大约四倍，因此初级宇宙射线电子或次级电子的再加速是解释总辐射所必需的。假设一个强子起源的信号，我们的研究结果提供了第一个定量测量的宇宙射线质子含量在一个集群。[摘要]
2021-02-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
SN2011hs: a Fast and Faint Type IIb Supernova from a Supergiant Progenitor
从X射线到无线电，IIb型超新星2011 hs的大波长范围的观测，涵盖了爆炸后第一年的演变。光学光变曲线呈现出比以前观察到的IIb型SNe更窄的形状和更暗的峰值光度。高膨胀速度测量宽吸收H I和He I线。通过比较热光度曲线和光球速度的时间演化与流体动力学模型，我们发现SN 2011 hs与一颗3-4 Msun的He核祖星的爆炸相一致，对应于一颗12-15 Msun的主序星，它喷出了质量约为0.04 Msun的56 Ni，能量为E= 8.5 x 10^50 erg。这样一个低质量的祖先的情况是完全符合模拟的星云光谱采取$\sim$ 215天，从最大。从绝热冷却阶段的模型，我们推断的祖先半径为$\approx$ 500-600朗日，清楚地指向一个扩展的祖星。SN 2011 hs的射电光变曲线产生了与SN 1993 J相似的峰值亮度，但有更高的质量损失率和可能更接近SN 2001 ig的风密度。虽然在射电光变曲线中没有发现明显偏离平滑下降的现象，但我们不能排除双星伴星的存在。
2014-01-10 astro-ph.CO astro-ph.SR
Utilizing localized fast radio bursts to constrain their progenitors and the expansion history of the Universe
本研究利用110个局域化快速射电暴样本，通过色散量测量同时约束哈勃常数与宿主星系DM分布，发现年轻前身星（<1 Myr）符合观测，并预计约200个样本可区分不同宇宙学模型。
2025-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
