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
The fraction of cool-core clusters in X-ray vs. SZ samples using Chandra observations
利用{\em Chandra}观测数据，我们推导并比较了{ \em Planck}早期Sunyaev-Zel'dovich 164个团簇的$z \leq 0.35$样品和100个团簇的$z \leq 0.30$限流X射线样品中冷核团簇的比例。我们使用四个指标来识别冷核团簇：1）浓度参数：0.15 $r_{500}$内的积分发射率曲线与$r_{500}$内的积分发射率曲线的比值，以及2）40 kpc内的积分发射率曲线与400 kpc内的积分发射率曲线的比值，3）气体密度曲线的尖度：在0.04 $r_{500}$下测量的气体密度相对于半径的对数导数的负值，以及4）在0.01 $r_{500}$下测量的中心气体密度。我们发现，X射线选择的集群的样本，其特征在于由这些指标中的每一个，包含一个显着更大的比例的冷芯集群相比，SZ选择的集群的样本（使用浓度参数在0.15- 1.0 $r_{500}$范围内，44 $\pm$ 7对28 $\pm$ 4，61个$\pm$ 8%对36个$\pm$ 5%，使用40- 400 kpc范围内的浓度参数，64个$\pm$ 8%对38个$\pm$ 5%，使用尖度，53个$\pm$ 7%对39个$\pm$ 5%）。质量不变的冷核星系团在固定质量下的X射线亮度更高。因此，我们的X射线通量限制的样品相比，大约质量限制的SZ样品，是过度代表冷芯集群。我们描述了一个简单的…
2017-05-30 astro-ph.CO
A Chandra study of the large-scale shock and cool filaments in Hydra A: Evidence for substantial gas dredge-up by the central outburst
我们提出了一个钱德拉研究的长蛇座A星系团，一个强大的活动星系核爆发产生了大规模的茧冲击的结果。我们研究了激波强度和形状可能的方位角变化，发现了马赫数在~1.2-1.3范围内的弱激波的迹象。我们测量了冲击波前沿的温度变化。然而，探测到的温度上升的区域内的正面是复杂的底层温度分布的集群大气。我们测量了集群的全球温度分布高达700千秒差距，这是最远的测量与钱德拉获得这个集群。温度剖面中的“平台”在~70-150 kpc的范围内表明存在冷气体，这可能是活动星系核爆发抬升物质的结果。在硬度比图中可见的冷细丝被掩盖后，平台消失，温度分布恢复到典型的形状，峰值约为190 kpc，就在激波阵面内部。然而，这种温度特征不太可能是由激波产生的，因为它与在松弛的星系团中观察到的温度分布的一般形状一致。我们研究了冷暗条的光谱特性，发现证据表明，从中心30 kpc到目前观测到的75-150 kpc的位置，约10^11 M太阳的低熵物质已经被上升的波瓣所疏浚。抬升冷气体所需的能量大于2.2 × 10^60尔格，这与使空泡膨胀所需的功相当，约占大尺度激波总能量的25%。我们的研究结果表明，活动星系核的反馈不仅是通过直接加热气体，但也通过删除大量的潜在燃料的SMBH。
2011-02-26 astro-ph.CO
Stability of Cool Cores During Galaxy Cluster Growth: A Joint $Chandra$/SPT Analysis of 67 Galaxy Clusters Along a Common Evolutionary Track Spanning 9 Gyr
我们提出的$Chandra$ X射线和南极望远镜（SPT）SZ观测的联合分析的结果，针对$0.3 < z < 1.3$的第一个样本的星系团，被选为祖先的研究附近的集群的基础上，他们的预期吸积率。我们开发了一个新的程序，以解决分析的挑战，是估计的低质量和高红移集群与${\sim}150$ X射线计数的集群内介质（ICM）的属性。用具有这样的浅X射线数据的标准X射线分析估计的ICM密度分布上的不确定性的主要来源之一是由于与通过背景主导的X射线谱的分析获得的ICM温度相关联的系统不确定性。我们发现，我们可以减少密度分布的不确定性的一个因素${\sim}5$与联合deprojection的X射线表面亮度剖面测量$Chandra$和SZ集成康普顿参数可在SPT集群目录。我们将这种技术应用于整个样本的67个集群，以跟踪的ICM核心密度的演变过程中集群的增长。我们确认，气体密度分布的演变是很好地模拟了一个固定的核心和自相似的演变非冷核心配置文件的组合。我们发现，在这个样品中的冷芯的分数是非常稳定的红移，虽然集群已经获得了一个因素${\sim}4$的总质量在过去的${\sim}9$陀螺仪。这种新的样品结合我们新的X射线/SZ分析程序和广泛的多波长数据将使我们能够解决我们目前在$z > 1$上对簇形成和演化的理解中的根本缺陷。
2020-12-29 astro-ph.CO
The Chandra Deep Group Survey -- cool core evolution in groups and clusters of galaxies
我们报告的研究结果，组装深观测与ACIS-I仪器的钱德拉天文台研究的核心性质的演化的星系群和集群的样本的红移$z\approx 1.3$。在这些领域内的扩展对象的搜索产生了总共62个系统的红移是可用的，我们又增加了24个非X射线选择的集群，调查选择效应的影响，并提高我们的统计在高红移。六个不同的估计冷核心强度适用于这些数据：熵（K）和冷却时间（$t_{cool}$）内的集群核心，冷却时间作为宇宙年龄的一部分（$t_{cool}/t_{Uni}$），和三个估计的基础上的尖的X射线表面亮度剖面。各种统计测试被用来量化这些酷核心指标的演变趋势。与前人的研究结果一致，我们发现$t_{cool}/t_{Uni}$有显著的演化，而$t_{cool}$演化很小，这表明气体在核内积累，但核深处的冷却时间是由活动星系核反馈控制的.我们表明，这一结果延伸到组政权，似乎是强大的对各种选择偏见（检测偏差，档案偏见和偏见，由于中央X射线活动星系核的存在），我们认为。
2014-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Redshift Evolution of the Feedback / Cooling Equilibrium in the Core of 48 SPT Galaxy Clusters: A Joint $\boldsymbol{Chandra}$-SPT-ATCA analysis
本研究联合Chandra、SPT和ATCA数据，分析48个高红移星系团核心的冷却与反馈平衡，发现P_cav/L_cool比值无红移演化，表明射电模式反馈在星系团形成早期已启动。
2022-07-27 astro-ph.CO
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 first Chandra view of the cool core cluster A1668: offset cooling and AGN feedback cycle
我们提出了一个多波长分析的星系团A1668，通过新的EVLA和钱德拉观测和档案H $α$数据。射电图像显示出一个小的中心源（$\sim$ 14 kpc，1.4 GHz），L $_{\text{1.4 GHz}}$ $\sim$ 6 $\cdot$ 10 $^{23}$ W Hz $^{-1}$。1.4 GHz和5 GHz之间的平均光谱指数为$\sim$-1，与BCG中发现的通常指数一致。冷却区延伸40千秒差距，辐射热X射线光度L $_{\text{cool}} = 1.9\pm 0.1 \cdot$ 10 $^{43}$ erg s $^{-1}$。我们检测到的偏移量$\sim$ 6 kpc之间的集群BCG和X射线峰，和另一个偏移量$\sim$ 7.6 kpc之间的H $α$和X射线峰。我们讨论了这些偏移的可能原因，这表明最冷的气体不是直接从最低熵的气体冷凝的。特别是，我们认为，冷ICM从核心的晃动，而H $α$丝被推到一边的扩大射电星系叶。我们检测到两个假定的X射线腔，空间上与西射电瓣（腔A）和东射电瓣（腔B）。系统的腔功率和年龄分别为P $_{\text{cav}} \sim$ 9 $\times$ 10 $^{42}$ erg s $^{-1}$和t $_{\text{age}} \sim$ 5.2 Myr。评估A1668在冷却光度腔功率参数空间中的位置，我们发现活动星系核的…
2021-02-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Chandra Deep Protocluster Survey: Ly-alpha Blobs are powered by heating, not cooling
本文介绍了在SSA 22场中对z=3.09的原星系团中的29个扩展Ly-alpha发射星云（Ly-alpha Blobs，LAB）进行的400 ksChandra巡天观测的结果。我们在5个LAB中探测到了明亮的X射线对应物，这意味着LAB中存在着大量的活动星系核（AGN），fAGN = 17%，低至L_2- 32 keV ~ 10^44erg/s。所有活动星系核似乎都被严重遮蔽，光谱指数表明N_H > 10^23 cm^-2的柱密度被遮蔽。活动星系核的分数应该被认为是一个下限，因为还有几个没有被钱德拉探测到的LAB在它们的中红外辐射中显示出活动星系核的特征。我们表明，活动星系核的紫外光光度很容易通过光电离单独供电的扩展Ly-alpha发射。当结合来自星暴分量的紫外通量和机械反馈沉积的能量时，我们证明中央源的“加热”而不是重力冷却是LAB最有可能的动力源。我们认为，所有的LABs可以以这种方式供电，但发光的宿主星系往往只是低于目前仪器的灵敏度限制，或严重模糊。没有单个LAB显示出X射线发射延长的证据，并且相当于平均LAB> 9 Ms暴露的堆叠也没有产生漫射X射线分量的统计检测。由此产生的漫射X射线/Ly-alpha光度极限意味着在这些晕中不存在热（T>10^7 K）气体成分，也排除了宇宙微波背景光子或本地远红外光子的逆康普顿散射作为LAB的可行能源。
2009-06-23 astro-ph.CO
A Giant Metrewave Radio Telescope/Chandra view of IRAS 09104+4109: A type 2 QSO in a cooling flow
IRAS 09104+4109是在冷核星系团中心被尘埃包裹的2型类星体的罕见例子。先前对这个z=0.44系统的观测表明，除了为星团中心星系的超亮红外辐射提供动力外，类星体还与一个双叶射电源有关。然而，陡峭的射电光谱指数和喷流与电离光辐射之间的不对准表明类星体的方向最近发生了变化。我们使用新的多波段巨型米波射电望远镜观测和档案无线电数据相结合，以确认这些喷流不再由类星体提供动力，并估计它们的年龄为1.2亿至1.6亿年。这与之前估计的银河系恒星形成的年龄约为7 - 2亿年一致。以前未发表的甚长基线阵列数据显示，在星系核心有一个200 pc尺度的双射电源，它与当前的类星体轴更接近，可能代表了一个更近的喷流活动时期。这些结果表明，类星体的重新排列，喷流活动的停止，以及快速恒星形成的开始可能是由富含气体的星系合并引起的。钱德拉X射线观测证实了与射电喷流有关的空洞的存在，我们估计使它们膨胀所需的能量约为7.7 × 10^60尔格。射流的机械动力足以平衡团簇中的辐射冷却，前提是它们有效地耦合到团簇内介质（ICM）。我们没有发现直接辐射加热的证据，并得出结论，类星体要么缺乏辐射光度加热ICM，或者它需要超过1亿至2亿年的时间来显着影响其环境。[摘要]
2012-06-07 astro-ph.CO
A Joint Chandra and XMM-Newton View of Abell 3158: Massive Off-Centre Cool Gas Clump As A Robust Diagnostic of Merger Stage
通过分析钱德拉和XMM牛顿存档的数据附近的星系团阿贝尔3158，据报道，拥有一个相对规则的，放松的形态在X射线波段在以前的工作中，我们确定了一个弓形边缘形状的不连续性的X射线表面亮度分布在约$120h_{71}^{-1}$ kpc的X射线峰值以西。这个特征被发现与一个巨大的、偏离中心的冷气体团有关，实际上形成了冷气体团的西边界。我们发现冷气体团在天平面上以约700 km/s的亚音速向西移动。由于热传导对$\sim 0.3$ Gyr时间尺度的有效性，我们排除了这个冷团是由团内介质中局部不均匀辐射冷却形成的可能性。由于在Abell 3158中没有发现活动星系核中心活动的证据，而且这个冷团与其他合并星系团中发现的偏离中心的冷气体团在质量、大小、位置和热性质方面有许多相似之处（例如，与环境相比，温度较低，丰度较高），我们推测Abell 3158中的冷团是由合并事件引起的，它是主星团或正在下沉的子星团的原始中央冷核的残余。这一观点不仅得到了星系团成员星系视线速度分布研究的支持，而且得到了气体熵-温度关联研究的支持。这个例子表明，这种大质量的、偏离中心的冷气体团的出现可以用来诊断星系团的动力学状态，特别是在没有显著的激波和冷锋的情况下。
2009-12-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 very deep Chandra observation of Abell 1795: The Cold Front and Cooling Wake
我们提出了一个新的分析非常深的钱德拉观测的星系团阿贝尔1795。利用近750千秒的净ACIS成像，我们能够解决的热力学结构的集群内介质（ICM）的长度尺度为1千秒差距附近的冷核心。我们发现了几个以前未解决的结构，包括一个高压功能的BCG北部，似乎是从阿贝尔1795年的冷核心的批量运动。在冷核心的南部，我们发现低温（~ 3千电子伏），扩散ICM气体延伸的距离为~ 50千秒差距空间上与先前确定的灯丝的H-α发射相一致。在没有任何H-α发射的邻近区域中也检测到类似温度的气体。与H-α灯丝重合的X射线气体在光谱上的冷却速率约为1太阳质量/年，这与从紫外线观测推断的该区域恒星形成速率的测量结果一致，表明根据其H $α$和紫外线辐射推断的该灯丝中的恒星形成可以追溯到致密的X射线发射气体的快速冷却。然而，H-α灯丝并不是较冷ICM的唯一位置，因为在H-α灯丝的西边观察到了与H $α$发射不共空间的相似温度和更高金属丰度的ICM，这表明它可能是被Abell 1795的中央活动星系抬升的。冷核晃动和活动星系核反馈相互协同作用的进一步模拟将是必要的，以了解这样一个动态的冷核区域可能是如何产生的，以及为什么尽管有灾难性冷却流的证据，H-α发射相对于冷X射线气体如此局部化。
2014-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep Chandra Observations of Abell 2199: the Interplay between Merger-Induced Gas Motions and Nuclear Outbursts in a Cool Core Cluster
我们提出了新的钱德拉观测阿贝尔2199，显示气体晃动的证据，由于一个小的合并，以及影响的无线电源，3C 338，托管的中央星系，NGC 6166，在集群内的气体。新的数据与之前的证据一致，即距离星团中心100”的马赫数为1.46的激波，尽管仍然没有令人信服的证据来证明预期的温度跃升。对这一特征的其他解释是可能的，但没有一个是完全令人满意的。大尺度的不对称性，包括星团中心西南200”处增强的X射线辐射和中心以北50”处的低熵羽流，是约4亿年前合并子星团的核心通道引起的气体晃动的特征。不寻常的无线电脊和低熵气体之间的关联与这个特征是一致的，它是前无线电喷流的残余物，被气体晃动从活动星系核中扫走。产生100”激波所需的能量与3C 338外部射电瓣的焓之间存在很大差异，这表明这些瓣是由一次较近、较弱的射电爆发形成的。缺乏证据表明，在中央10”的冲击表明，现在的喷流的力量是约两个数量级小于当100”的冲击形成。
2013-07-30 astro-ph.CO
X-ray calibration of SZ scaling relations with the ACCEPT catalogue of galaxy clusters observed by Chandra
我们探索的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应的流量和总质量的星系团使用已经减少钱德拉X射线数据存在于ACCEPT（钱德拉集群熵档案表）目录之间的标度关系。分析进行了226个对象的样本，检查相对较小的规模对应的集群密度等于2500倍的临界密度的背景宇宙，总质量已计算利用流体静力平衡假设。核心熵（K 0）与中心冷却时间密切相关，因此用于识别我们样本中的冷却核心（CC）对象。我们的研究结果证实了自相似的标度关系之间的综合康普顿化参数（Y）和集群质量，CC和NCC（非冷却核心）集群。我们的校准与最近的校准的一致性已经过检查，进一步支持Y作为一个很好的质量代理。我们还研究了恒定气体分数假设的鲁棒性，对于固定的过密度，以及考虑CC和NCC集群的Yx代理（Kravstov et al. 2007），再次从我们的样本中按K 0排序。我们扩展我们的研究，以实现一个K 0代理，通过结合SZ和X射线观测值，这是建议提供一个CC指标更高的红移对象。最后，我们建议，一个SZ的CC指标可以受益于就业的反投影康普顿化径向配置文件。
2011-08-04 astro-ph.CO
Deep Chandra X-ray Observations of Abell 2029: the Merger History of a Relaxed, Strong Cool Core Cluster
Boston University（波士顿大学）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
该研究通过深度钱德拉X射线观测揭示了松弛冷核星系团Abell 2029的晃动螺旋结构、ICM子结构及并合遗迹，结合模拟表明其是子星系团二次核心穿越的结果，说明松弛星系团仍存丰富动力学活动历史。
2025-11-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Chandra X-ray Analysis of Abell 1664: Cooling, Feedback and Star Formation in the Central Cluster Galaxy
Abell 1664星团中最亮的星团星系（BCG）是不寻常的蓝色，其恒星形成速率约为23 M_{\sun}/年^{-1}。BCG位于X射线峰值的5 kpc范围内，冷却时间为3.5 × 10^8年，熵为10.4 keV cm ^2，与冷却流团中其他恒星形成的BCG一致。A1664的中心具有细长的“棒状”X射线结构，其质量与BCG中的分子氢的质量相当，约为10^{10} M_{\sun}。我们表明，这种气体不太可能已经剥离的星系。这一区域的冷却速率与恒星形成速率大致一致，这表明热气体正在凝结到BCG上。我们使用Birzan等人2008年的标度关系表明，活动星系核的能量与中心X射线冷却光度相比不足大约三倍。我们认为，A1664正在经历快速冷却和恒星形成的活动星系核反馈周期的低状态，调节冷却和恒星形成的速度。模拟的排放作为一个单一的温度等离子体，我们发现，金属丰度峰值100千秒差距的X射线中心，导致中心金属丰度下降。然而，多温度冷却流模型改进了对X射线发射的拟合，并且能够恢复预期的中心峰值金属丰度分布。
2009-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Joint Analysis of Cluster Observations: II. Chandra/XMM-Newton X-ray and Weak Lensing Scaling Relations for a Sample of 50 Rich Clusters of Galaxies
本文对50个星系团的多波长X射线和弱透镜标度关系进行了研究。我们的分析结合了钱德拉和XMM-牛顿数据，使用能量相关的交叉校准。在考虑了许多标度关系之后，我们发现气体质量是弱透镜质量的最稳健估计，在r500处产生15 +/-6%的固有散射（伪压力YX具有22%+/-5%的一致散射）。当在1 Mpc的固定物理半径内测量时，散射不会改变。具有小的BCG到X射线峰偏移的团簇构成非常规则的总体，其成员具有相同的气体质量分数，并且其甚至小于10%的规则性偏差可以单独归因于视线几何效应。冷核团簇虽然总体上有些不同，但在气体质量-透镜质量关系中也显示出相同的（<10%）散射。在由BCG偏移和中心熵（或中心冷却时间）定义的平面中存在良好的相关性和双峰性的暗示。伪压力YX并不区分更放松和更不放松的人群，这使得它可能是调查中更公平的大众代理。总的来说，流体静力学质量在r500处平均低估了弱透镜质量的10%;但冷核星系团与无偏差一致，而非冷核星系团在r2500和r500之间有一个大而恒定的15-20%偏差，与包含非热化气体的N体模拟一致。对于非冷核团簇，该偏差与BCG椭圆率相关。我们还研究质心移位方差和功率比量化子结构，这些数量不相关的残差的比例关系。单个集群在很大程度上忘记了它们偏离自相似性的根源。
2014-07-28 astro-ph.CO
A deep Chandra observation of the poor cluster AWM 4 - I. Properties of the central radio galaxy and its effects on the intracluster medium
利用钱德拉X射线天文台和巨型米波射电望远镜的观测资料，研究了贫星系团AWM 4的团内介质与中心射电源之间的相互作用。在钱德拉观测中，一个小的冷核或星系日冕与射电核一致。这个日冕能够为活跃的原子核提供燃料，但必须通过喷流相互作用或传导进行低效加热，这可能排除了射电源和星团之间的反馈关系。缺乏清晰的X射线空洞表明射电瓣只有部分被相对论等离子体填充。对于更好的约束东瓣，我们估计填充因子为phi=0.21（3 sigma上限phi<0.42）。我们认为，在射流和叶的粒子人口，并发现，标准均分假设预测的压力和年龄同意与X射线估计不佳。包括延伸到低洛伦兹因子的电子群体减少（gamma_min=100）或消除（gamma_min=10）叶与其环境之间的压力不平衡。压力平衡也可以通过热气体的夹带来实现，可能在射电喷流的最初几千秒差距内。我们估计的射电星系的机械功率输出，并发现它是勉强能够平衡辐射冷却。
2010-04-30 astro-ph.CO
Two-Phase ICM in the Central Region of the Rich Cluster of Galaxies Abell 1795: A Joint Chandra, XMM-Newton, and Suzaku View
基于对X射线明亮星系团Abell 1795的高质量Chandra，XMM-牛顿和朱雀数据的详细分析，我们报告了两相团内介质（ICM）结构的明确证据，它由一个很酷的（具有温度T = 2.0- 2.2keV）和热（T = 5.0- 5.7keV）分量共存，并且至少在中心80 kpc中主导X射线发射。第三个弱发射分量（T = 0.8千电子伏）也检测到在最里面的144千秒差距，并归因于一部分的cD星系的星际介质（ISM）。解投影谱分析揭示了热相和冷相组分的平坦径向温度分布。这些结果与Xu等人（1998）报道的ASCA测量结果一致，并且类似于先前对半人马座星系团的发现（例如，Takahashi等人，2009年）。通过分析从Chandra数据创建的发射测量比率和气体金属丰度图，我们发现在50-100 kpc区域，冷相组分比热相组分更富集金属，这与M87中发现的结果一致（Simionescu et al. 2008）。冷相和热相ICM的共存不能仅通过活动星系核（AGN）的气泡抬升来实现。相反，两相ICM特性与cD电晕模型更好地协调（Makishima等人，2001）。（节录）
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
SPT-CL J0417-4748: A Deep Chandra Study of a Relaxed Galaxy Cluster Without Central Star Formation
Chulalongkorn University（朱拉隆功大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）；Department of Physics, Stanford University（斯坦福大学物理系）；SLAC National Accelerator Laboratory（斯坦福直线加速器中心）；Department of Physics and Astronomy, Rutgers University（罗格斯大学物理与天文系）
SPT J0417是首个发现无中心恒星形成活动的松弛冷核团，通过Chandra分析揭示了AGN反馈对星系团热平衡的调节作用。
2026-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray Observations of Complex Temperature Structure in the Cool-core cluster Abell 85
利用X射线观测研究了冷核星系团Abell 85的复杂温度结构。温度特征可以提供合并事件的证据，这些合并事件使星团内的气体受到冲击加热。根据\textit{Chandra}和\textit{XMM-Newton}观察结果绘制温度图。新的长曝光\textit{XMM}观测和改进的温度图分箱技术相结合，产生了迄今为止A85的最高保真度温度图。在\textit{Chandra}和\textit{XMM}的温度图中，在南部和西南部的子星系团附近都检测到了热区。这些结构的存在意味着A85没有松弛。热区域可能表明存在冲击。热点位置的马赫数估计为$\sim$ 1.9。观测效应往往会系统地减少温度跃变，因此测得的马赫数可能会被低估。这两张温度图都没有显示出在西南子星团附近假定的射电遗迹附近有地震的证据。然而，不能排除弱冲击的存在。这两种仪器测得的温度之间存在矛盾。
2014-05-09 astro-ph.CO
Investigating the cores of fossil systems with Chandra
我们调查的核心化石星系群和集群（“化石系统”）使用档案钱德拉数据的样本17个化石系统。我们通过三个可观察到的诊断，中央冷却时间，cuspiness，和浓度参数确定化石的冷芯分数。我们用X射线峰值/最亮星系团（BCG）和X射线峰值/发射加权中心分离来量化化石的动力学状态。我们研究了与BCG一致的X射线发射，以检测潜在的热日冕的存在。对z <0.05的化石进行了去投影分析，以获得冷却时间和熵分布，并解析细微的温度结构。我们研究了400天目录中化石的Lx-T关系，看看标度关系是否偏离其他群体。大多数化石都是通过至少两个冷核诊断确定为冷核物体。所有的化石都有其占主导地位的椭圆星系在50 kpc的X射线峰值内，大多数也有发射加权中心在该距离内。我们没有看到与BCG相关的X射线日冕的明确迹象，这与其他一些物体不同。化石没有普遍的温度分布，一些低温物体缺乏表面上具有冷核的放松物体的特征。z <0.05化石系统的熵分布可以很好地用幂律模型描述，尽管指数小于1。400 d化石Lx-T关系表明，相对于其他群体，这种关系似乎持续存在，即使在选择效应的因素。
2015-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Deep Chandra study of the truncated cool core of the Ophiuchus cluster
我们提出了一个深（280千秒）钱德拉观测的蛇夫座星系团，第二明亮的星系团在X射线天空的结果。该星系团拥有一个截短的冷核，在r~30 kpc时，温度从核中的kT~1 keV增加到kT~9 keV。超过r~30 kpc的团簇内介质（ICM）出现显着等温。核心动态干扰与多个晃动诱导冷锋，瑞利-泰勒和开尔文-亥姆霍兹不稳定性的迹象。这种晃动是星团核心引力势强烈扰动的结果，中心最亮的星团星系（BCG）从全球质心向南移动。残留的影像显示在核心以南的投影距离r~280 kpc处可能有一个子星系团。该星团还可能拥有一个凤凰射电，这是一个在ICM中气体运动的绝热压缩下恢复的源。尽管蛇夫座星系团的动力学活动很强，但在冷却核心之外的密度波动幅度很低，表明速度小于~100 km/s。在热的和显著等温的ICM中，密度波动可能被热传导阻尼，导致我们低估了气体速度。我们发现一个令人惊讶的，尖锐的表面亮度不连续性，这是弯曲远离核心，在r~120千秒差距的集群中心的东南部。我们的结论是，这一功能是最有可能由于气体动力学与合并，而不是一个非凡的活动星系核（AGN）爆发的结果。冷却核心缺乏任何可观测到的X射线空腔，活动星系核只显示微弱的点状无线电发射，没有叶瓣或喷流，这表明它目前可能处于休眠状态。活动星系核活动不强，可能是因为大部分冷却发生在中心超大质量黑洞的偏置位置。
2016-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A test of Radial Acceleration Relation for the {\it Giles et al Chandra} cluster sample
我们进行了一个测试的径向加速度关系（RAR）的样本10个动态放松和冷核星系团成像的钱德拉X射线望远镜，这是在Giles等人的研究。对于这个样本，我们观察到，最适合的RAR显示出一个非常紧密的剩余散射等于0.09德克斯。我们得到的加速度尺度为$1.59 \times 10^{-9} m/s^2$，这是一个数量级高于星系。此外，最佳拟合的RAR参数不同于从先前分析的一些聚类样本估计的那些参数，这表明从RAR中发现的加速尺度可能是紧急性质的，而不是基本的普遍尺度。
2021-07-13 astro-ph.CO
Chandra View of the Ultra-Steep Spectrum Radio Source in Abell 2443: Merger Shock-Induced Compression of Fossil Radio Plasma?
我们提出了一个新的钱德拉X射线观测团内介质的星系团阿贝尔2443，托管一个超陡谱射电源。数据显示，集群内的介质是高度扰动。地核中的热气体沿西北-东南轴向伸长，在北面有一个冷尾。我们还检测到两个X射线表面亮度边缘附近的集群核心。边缘似乎与核心东北部的内部冷锋和核心东南部的外部冲击锋一致。东南边缘与射电遗迹的位置相一致，正如预期的冲击（再）加速或化石相对论电子的绝热压缩。
2013-06-17 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
How the cool-core population transitions from galaxy groups to massive clusters: A comparison of the largest Magneticum simulation with eROSITA, XMM-Newton, Chandra and LOFAR observations
研究通过比较 Magneticum Box2b/hr 与多波段观测，揭示冷核比例随星系团质量下降源于并合、热化与传导，而星系群尺度主要受 AGN 反馈控制。
2024-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chandra and XMM-Newton observations of the merging cluster of galaxies PLCK G036.7+14.9
我们介绍了钱德拉-普朗克遗产计划的PLCK G036.7+14.9的钱德拉和XMM-牛顿观测。高分辨率X射线观测揭示了两个紧密的子星系团G 036 N和G 036 S，这是以前的ROSAT，光学或最近的普朗克观测所无法分辨的。我们进行详细的成像和光谱分析，并使用一个简化的模型来研究这个系统的运动学。基本情况是PLCK G036.7+14.9正在经历两个大质量子星系团之间的主要合并（质量比接近1），合并主要沿着视线进行，可能处于早期阶段。G 036 N拥有一个小的中等冷核，而G 036 S在中心40 kpc区域最多只有一个非常弱的冷核。堆芯冷却时间的差异不太可能是由于正在进行的合并破坏了G 036 S中预先存在的冷却堆芯。G 036 N还在中心拥有一个未解决的射电源，如果射电源延伸，可能会加热气体。普朗克导出的质量高于X射线测量的任一子星系团的质量，但低于整个星系团的X射线测量质量，这是因为普朗克没有将PLCK G036.7+14.9分解为子星系团，而是将其解释为单个星系团。这种质量差异可能会导致显着的偏差，质量函数，如果这种以前未解决的系统是常见的普朗克集群样本。高分辨率的X射线观测是必要的，以确定这样的系统的分数，并纠正这种偏差的目的，精确的宇宙学研究。
2015-03-26 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
Deep Chandra observations of PLCKG287.0+32.9: a clear detection of a shock front in a heated former cool core
本文利用200 ks Chandra观测研究并合星系团PLCKG287，发现M~1.3激波、冷锋及X射线空腔，指出其冷核曾被并合与AGN反馈共同再加热。
2025-03-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Weak cool core, weak turbulence: XRISM, XMM-Newton and Chandra spectroscopy of the core of Abell 1413
Yıldız Technical University（伊斯坦布尔耶迪特佩理工大学）
通过XRISM、XMM-Newton和Chandra对Abell 1413核心的光谱分析，发现其弱冷核中湍流极低，非热压占比小，表明星系团静止状态不依赖中心冷却。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrostatic Chandra X-ray analysis of SPT-selected galaxy clusters - I. Evolution of profiles and core properties
我们分析了钱德拉X射线天文台观测的一组星系团选定的南极望远镜使用一个新的公开的前向建模投影代码，MBProj 2，假设流体静力平衡。通过拟合幂律加常数熵模型，我们发现没有证据表明在最低熵系统中存在中心熵地板。中心熵分布的模型显示出一个接近于零熵的窄峰，占系统的60%，以及第二个更宽的峰，约为130 keV cm ^2。我们期待在0.015 R_500和10 kpc半径的密度，压力，熵和冷却时间的样品在0.28至1.2的红移范围内的演变。通过用一个简单的模型模拟中心量的演化，我们没有发现红移的非零斜率的证据。此外，非参数滑动中位数显示无显著变化。中心冷却时间低于2 Gyr的冷核团簇的比例在z=0.6以上和以下是一致的（约30- 40%）。通过比较中位热力学配置文件，集中偏向冷的核心，在两个红移箱，并通过建模的无偏平均配置文件的红移函数的演变，我们发现没有显着的演变超出自相似缩放在我们的任何检查量。我们的平均模拟径向密度，熵和冷却时间的配置文件出现的幂律与休息约0.2 R_500。这些量的离散度在该半径内上升到约0.4 dex，尽管其中一些离散度可以通过双峰模型来拟合。
2017-10-25 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
