Metals in the Intracluster Medium of MS 1512.4+3647 Observed with Suzaku: Implications for the Metal Enrichment History
用朱雀望远镜对星系团MS 1512.4+3647（z=0.372）进行了270 ks的观测。在一个中等红移的星系团（z>0.3）中，除了Fe的丰度外，还首次分别测定了Mg、Si、S和Ni的丰度。MS 1512.4+3647的丰度模式与附近星团的丰度模式一致，表明该系统对附近星团的贡献与超新星Ia和SNe II相似。SNe II与SNe Ia的数量比为$\sim3$。估计的SNe II和SNe Ia的总数与气体质量的关系与附近的星团相似。MS 1512.4+3647的丰度结果与SN II速率历史大致遵循恒星形成历史的标准情景一致，该历史在1<z<2处有一个峰值，然后向$z\sim0$下降约一个数量级。Ia超新星的数量与附近的星团相似，这表明Ia超新星的速率从z=0.37到z=0急剧下降，并且/或者Ia超新星爆炸主要发生在较大的红移处。
2013-10-18 astro-ph.CO
An X-ray Spectroscopic Search for Dark Matter in the Perseus Cluster with Suzaku
我们提出的结果，从深朱雀观测英仙座星系团的中心区域。Bulbul等人（2014年）报告说，XMM-牛顿仪器在英仙座和其他星团的光谱中探测到一条能量约为3.5 keV的不明X射线发射线。他们认为无菌中微子（一种暗物质候选者）衰变的可能性。我们研究了朱雀X射线成像光谱仪（XIS）的英仙座星系团的3.5keV线的证据和其他可能的暗物质功能在2- 6 keV的能带。为了用XIS搜索和约束弱线特征，利用蟹状星云的观测值来评估系统的有效面积。我们发现没有线功能在声称的位置与系统的线通量上限在一半（1.5eV的线等效宽度）的最佳拟合值Bulbul等人。我们讨论了这种不一致的仪器校准误差和建模的连续发射。介绍了ASTRO-H高能量分辨率光谱学的未来前景。
2014-12-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Discovery of Gas Bulk Motion in the Galaxy Cluster Abell 2256 with Suzaku
本文介绍了朱雀星对星系团Abell 2256的观测结果。这个星系团是一个典型的和充分研究的合并系统，表现出在X射线表面亮度和径向速度分布的成员星系的子结构。在天空中存在主分量和次分量，主分量和次分量的间距为3 '.5，在成员星系径向速度峰中存在主分量和次分量，主分量和次分量的间距为$^{-1}$约2000 km s。为了用朱雀XIS测量来自两种气体组分的铁K壳层线的多普勒频移，仔细评估了仪器的能量标度，发现校准良好。一个显着的移动的子组分气体的径向速度相对于主集群被检测到。所有三个XIS传感器都独立地显示三个传感器之间的一致性。发现差异为1500 $\pm 300$（统计）$\pm 300$（系统）km s $^{-1}$。X射线测定的绝对红移值以及主分量和次分量之间的差值与成员星系的绝对红移值在光学上一致。观测结果有力地表明，发射X射线的气体作为星系团内的子结构与星系一起移动。这些结果与其他X射线观测气体整体运动合并集群进行了讨论。
2011-04-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Constraints on the Soft and Hard Excess Emissions from Abell 2199
朱雀号在X射线中观测到附近的Abell~2199星系团（$z=0.03015$），每个星系团有5个点，每个点对应$\sim 20$ ks。根据XIS数据，温度和金属丰度分布被导出为$\sim 700$ kpc（维里半径的0.4倍）。这两个量从中心到外围以$\sim 2$的因子逐渐减少，而氧丰度趋于平坦。12'内的温度（$\sim 430$ kpc）为$\sim 4$ keV，0.5- 10 keV X射线光度积分到30'为$(2.9 \pm 0.1) \times 10^{44}$ erg s $^{-1}$，与以前的XMM-牛顿测量结果一致。高于此热发射，在低于$\sim 1$ keV的XIS范围内或高于$\sim 15$ keV的HXD-PIN范围内均未发现显著过量。假定0.2 keV热气体的发射测量的90%置信上限为（3.7- 7.5）$\times 10^{62}$ cm $^{-3}$ arcmin $^{-2}$，它比用XMM-Newton报告的检测严格3.7- 7.6倍。假设光子指数为2.0，任何幂律分量的20- 80 keV光度的90%置信上限为$1.8 \times 10^{43}$ erg s $^{-1}$。尽管该上限不排除BeppoSAX PDS可能检测到的2.1 $σ$，但如果两者都被视为上限，则其比PDS的检测严格2.1倍。没有检测到硬过量可以与漫射无线…
2009-11-27 astro-ph.CO
Study of the Intracluster and Intergalactic Medium in the Sculptor Supercluster with Suzaku
我们用朱雀号研究了z=0.108的玉夫座超星系团方向的高温等离子体。朱雀号于2005年11月对超星系团A2811、A2811偏移、A2804、A2801区进行了四次观测。12月，包括这些簇的维里半径之外的区域。这项研究需要精确的背景估计，因为测量到的红移线的强度，特别是那些来自氧的红移线，受到银河系发射的强烈影响。在成员星系团维里半径以外的区域拍摄的光谱被用作背景，其中包括银河和宇宙X射线背景（CXB）分量。我们还使用了在玉夫座超星系团附近拍摄的背景数据。根据团簇的维里半径确定了温度和金属丰度分布，并在团簇维里半径以外的区域寻找氧谱线发射。结果，星系团的温度向维里半径方向下降，而暗条区域的光谱拟合除了银河系和CXB分量外，不需要额外的分量。我们将O VII和O VIII谱线的强度分别限制在8.1和5.1光子cm^-2 s^-1 arcmin^-2以下，作为2 σ的上限。O VII的强度表明n_H < 1.6e-5 cm^-3（Z/0.1 Z_solar）^-1/2（L/25 Mpc）^-1/2，这对应于超密度δ < 60（Z/0.1 Z_solar）^-1/2（L/25 Mpc）^-1/2。
2010-10-25 astro-ph.CO
Suzaku Studies of Wide-Band Spectral Variability of the Bright Type I Seyfert Galaxy Markarian 509
I型塞弗特星系马卡良509在2010年11月被朱雀号观测到，总时间跨度为2.2天。用XIS和HXD检测到的0.5-45 keV X射线的定时和光谱特性一致地揭示了软光谱分量的存在，该软光谱分量保持恒定，而总X射线强度变化\pm 10%。这种稳定的软组分，发现在0.5-3.0千电子伏的范围内，被解释为在电晕的温度为~ 0.5千电子伏和光学深度为~ 18的热康普顿化的结果。作为这种热康普顿化成分、较硬的光子指数~ 1.8的幂律、适度的反射和铁K发射线的组合，成功地再现了0.5-45 keV的朱雀光谱。通过分析2006年获得的同一对象的四个档案朱雀数据集，发现在2010年的2.2天指向期间稳定的热康普顿化分量在几周的时间尺度上变化，独立于幂律分量。这些结果的影响进行了讨论的“多区康普顿化”的观点，从黑洞二进制天鹅座X-1朱雀。
2011-09-13 astro-ph.CO
The Abundance Pattern of O, Ne, Mg, and Fe in the Interstellar Medium of S0 Galaxy NGC 4382 Observed with Suzaku
本文利用朱雀XIS仪器对一个相对孤立的S 0星系NGC 4382的星际介质（ISM）进行了观测，计算了ISM中O、Ne和Mg的丰度，并将O/Ne/Mg/Fe丰度模式与椭圆星系ISM中的O/Ne/Mg/Fe丰度模式进行了比较。在ISM中导出的温度和Fe丰度分别约为0.3keV和0.6- 2.9太阳能。丰度比的精确度比丰度本身更高：O/Fe，Ne/Fe和Mg/Fe的比值分别为0.3，0.7和0.6，以太阳为单位。在椭圆星系NGC 720、NGC 1399、NGC 1404和NGC 4636中，O/Fe比小于ISM。由于O、Ne和Mg主要由II型超新星（SNe）合成，因此观测到的丰度分布表明，S 0星系中SN Ia产物的贡献高于椭圆星系。由于早型星系中的热ISM是恒星质量和SN Ia产物的积累，NGC 4382 ISM中的O/Fe比值较低，反映了当前SN Ia的较高速率，或含有更多超新星Ia产物的恒星。
2010-04-17 astro-ph.CO
Universal Profiles of the Intracluster Medium from Suzaku X-Ray and Subaru Weak Lensing Obesrvations
我们对朱雀和斯巴鲁在维里半径外观测到的四个弛豫星系团（Hydra A，A478，A1689和A1835）进行了X射线和弱透镜联合研究，旨在了解最近发现的星系团外围ICM的意外特征。结果表明，当过密度衬度从500减小到维里值时，四个星系团的平均流体静力-透镜总质量比从\sim 70%减小到\sim 40%，由透镜总质量估算的平均气体质量分数随星系团半径的增大而增大，并与维里半径内的宇宙平均重子分数一致。而基于X射线的气体部分由于低估了流体静力质量而大大超过了宇宙值。我们还开发了一种新的先进的方法，同时考虑到他们的径向依赖性和多变量的标度关系与弱透镜质量的多个X射线观测确定归一化集群径向配置文件。虽然这四个星系团的晕质量、浓度、X射线光度和红移都在一定范围内变化，但我们发现，当以M_200质量和半径为尺度时，气体的熵、压力、温度和密度分布都具有显著的自相似性，熵随吸积激波加热模型K（r）\propto r^1.1单调增加到\sim 0.5r_200，标度熵分布的普适性表明，整个团簇区域的热化机制（> 0.1r_200）是由引力控制的，这是所有星系团的共同点，尽管郊区的加热效率需要从标准定律修正。气体密度和温度的二元标度函数表明，边缘熵分布的平坦化是由温度的陡化引起的，而不是由气体密度的平坦化引起的。
2014-07-18 astro-ph.CO
Suzaku Detection of Thermal X-Ray Emission Associated with the Western Radio Lobe of Fornax A
利用朱雀星上的X射线成像光谱仪（XIS）对天炉座A星系西射电瓣进行了总曝光时间为327 ks的X射线成像观测。本研究的目的是探讨的性质和空间范围的扩散热辐射瓣周围利用低和稳定的背景XIS。在以往对该区域的所有研究中，都一致地报道了弥散热辐射，但其物理性质及其与射电瓣的关系尚未得到详细研究。利用覆盖整个西叶和中央星系NGC 1316的数据集，以及附近的比较集，我们令人信服地发现存在温度超过可想象的背景和污染发射的~1 keV的热等离子体发射（宇宙X射线背景、星系晕、天炉座的星系团内气体、NGC 1316的星际气体和类点状源的集合）。它的表面亮度与在西瓣中心达到峰值的球形分布一致，投影半径约为12弧分。如果假设热气体的体积填充因子为1，则其估计的总质量为~10^{10} M_sun，这将是中心黑洞的~10^{2}倍，并且与宿主星系的当前气体质量相当。它的能量密度与磁场和非热电子中的能量密度相当或更大，这些非热电子是观测到的无线电和X射线发射的原因。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Cold Front in A3667: a Non-Equilibrium Ionization State of the Intracluster Medium
本研究利用Suzaku卫星分析合并星系团A3667冷锋处的X射线光谱，发现冷锋内部的团簇内介质处于非平衡电离状态，其时间尺度远短于热平衡尺度，可能与微弱跨音速搅动运动及延伸的射电晕有关。
2024-08-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku observations of the low surface brightness cluster A76
背景：我们提出了朱雀观测附近的星系团A76在z=0.0395的结果。这个星系团的特征是X射线表面亮度极低，以下称为LSB星系团。目的：通过研究A76中团内热介质的物理性质，了解LSB星系团的性质和热力学演化。方法：我们对A76进行了两点朱雀观测，并通过XIS光谱分析研究了该星系团的整体气体性质。我们还进行了环光谱的解投影分析，并推导出气体的温度，密度和熵的径向轮廓约850 kpc（~ 0.6 r_200）和560 kpc（~0.4 r_200）在A76东和A76西，分别。结果：测得的全球温度和金属丰度分别约为3.3 keV和0.24太阳能。从解投影分析，熵分布被发现是平坦的相对于半径。中心区域（r < 0.2r_200）的熵非常高（~400 keV cm ^2）。这种现象不能用重力加热或预热来解释。X射线的形貌是不规则的团块状，在观测到的高温下，电子密度极低（1 e-4 --1 e-3 cm^-3），这表明A76处于团簇形成的早期阶段，由于引力势约束引起的气体压缩滞后于气体加热。
2013-05-21 astro-ph.CO
A Suzaku Observation of the Low-Mass X-Ray Binary GS 1826-238 in the Hard State
中子星低质量X射线双星GS 1826-238在2009年10月21日被朱雀观测到，总曝光量为103千秒。除I型爆发外，源强度恒定在~ 10%以内。结合朱雀XIS、HXD-PIN和HXD-GSO的数据，在0.8-100 keV范围内检测到猝发消除的持续发射，未吸收通量为2.6e-9 erg/s/cm/cm。虽然0.8-100 keV的亮度，1.5e37 erg/s（假设距离为7 kpc）相对较高，但观测到的硬光谱证实了源处于硬态。该光谱成功地解释了从一个软标准吸积盘的发射部分康普顿热电子云。这些结果与之前的研究结果进行了比较，包括Thompson et al.（2005）和Cocchi et al.（2011）对同一来源的研究结果，以及使用Suzaku获得的Aql X-1硬态研究结果（Sakurai et al. 2014）。
2016-01-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray measurement of the elemental abundances at the outskirts of the Perseus cluster with Suzaku
我们报告的丰富的金属（镁和铁）在簇内介质（ICM）在郊区（0.2 r200 - 0.8 r200）的英仙座星系团。X射线谱是在朱雀/XIS对这一地区的测绘观测中获得的。我们采用单温度模型来拟合所有的X射线谱。ICM温度从6 keV向外部区域平滑地降低到4keV。Fe丰度均匀分布在外围（~0.3太阳）。Mg丰度在外围约为1个太阳能。外围区Mg/Fe太阳比（Mg/Fe ~4）比中心区大4倍。各种系统的影响，包括宇宙X射线背景的空间波动，考虑和评估。我们的这些结果并没有显著改变。
2012-11-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Metallicity of the Fossil Group NGC 1550 Observed with Suzaku
利用朱雀卫星对星系团NGC 1550进行了观测，研究了星系团内介质（ICM）的温度和金属丰度分布。NGC 1550被归类为化石星系群，除了中央星系外，几乎没有明亮的成员星系。因此，这种类型的星系对于研究金属是如何富集到ICM中的非常重要。利用朱雀XIS仪器，我们不仅直接测量了Si、S和Fe线，而且还测量了O和Mg线，并首次获得了~ 0.5r_180的外部区域的丰度，证实了该化石群ICM中的金属确实向大半径延伸。我们发现Mg，Si，S和Fe丰度的梯度较陡，而O的丰度分布几乎平坦。α-元素与Fe的绝对比值与其他组和贫簇相似。我们计算出ICM富集的II型与Ia型超新星的数量比为2.9 ± 0.5，在0.1 r_180范围内，该值与朱雀观测到的其他组和贫星团的值一致。利用NGC 1550成员星系的B波段和K波段光度计算了Fe、O和Mg的金属质光比。在r<0.1的r_180区，MLR与NGC 5044组相当，而在外侧区，NGC 1550组的MLR略高于NGC 5044组。
2010-09-24 astro-ph.CO
Search for X-Ray Emission Associated with the Shapley Supercluster with Suzaku
朱雀号对沙普利超星系团内部和周围的3个区域进行了观测：一个位于A3558和A3556之间的区域，大约是两个星系团维里半径的0.9倍，另外两个区域距离第一个指向1°和4°。4°偏移观测被用来评估银河系前景发射。在减去前景和背景发射的贡献后，我们在所有三个点的光谱中没有检测到显著的红移氧发射线（O VII和O VIII）。在假设T=3 \times 10^6 K的情况下，热星系际介质（WHIM）红移O VIII Ka线强度的上限为1.5 \times 10^-7光子s^-1 cm^-2 arcmin^-2，这相当于约380（Z/0.1 Z_solar）^{-1/2}（L/3 Mpc）^{-1/2}的过密度。我们发现在1°偏移和灯丝上区域有过量的连续辐射，分别用kT ~1 keV和~2 keV的热模型表示。0和超星系团的红移（0.048）与观测光谱一致。~1 keV的辐射也可以用富Ne星系（零红移）的薄热辐射来拟合。2 keV分量的径向强度分布表明来自A3558和A3556的贡献，但是在A3558的外部区域中强度斜率显著变陡。最后，我们总结了以前的朱雀搜索的WHIM和讨论的可行性约束的WHIM。使用O VII和O VIII发射谱线在1.4 \times 10^6 K < T < 5 \times 10^6 K的范围内，或使用朱雀XIS在相对较高的温度范围T > 5 \times 10^6…
2011-09-21 astro-ph.CO
Exploring Hot Gas at Junctions of Galaxy Filaments with Suzaku
我们用朱雀号进行了五次定点观测，以寻找与星系细丝连接处有关的热气，到目前为止，还没有发现明显的漫射X射线源。我们在所有五个区域都成功地发现了X射线源，并在每个区域分析了两个明亮的源。光谱分析表明，这三个源都来自与光学亮星系或星系群有关的X射线弥散晕，kT为0.6-0.8 keV。其他三个源可能是群和集群规模的X射线晕，温度分别为~1 keV和~4 keV，而其他的是紧凑的对象的起源，如活动星系核。所有三个观察到的星系丝结内的星系团内介质都参与了正在进行的合并。因此，我们证明，深X射线观测的灯丝结确定的星系调查是一个强大的手段来探索不断增长的晕在一个层次结构未被发现到目前为止。
2013-11-20 astro-ph.CO
X-ray Temperature and Mass Measurements to the Virial Radius of Abell 1413 with Suzaku
我们目前的X射线观测的北部郊区的放松星系团A1413与朱雀，其XIS仪器具有低固有的背景需要使这些低表面亮度区域的测量。我们用XMM-Newton和Suzaku的星系团像切除了叠加在$1\times 10^{-14}$ \fluxunit（2- 10 keV）通量上的15个点源。我们量化所有已知的系统误差作为我们的分析的一部分，并显示我们的统计误差包括他们的大部分。我们的研究结果扩展了以前的测量与钱德拉和XMM牛顿，并显示了显着的温度下降到约3 keV的维里半径，$r_{200}$。我们在外部区域的熵分布（$> 0.5 r_{200}$）平滑地连接到XMM-牛顿，并显示出一个平坦的斜率相比，简单的模型，类似于其他一些集群观察维里半径。团簇在维里半径处的积分质量约为$7.5\times10^{14}M_{\odot}$，并且根据用于测量它的特定方法而变化约30%。
2010-01-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Distribution of Si, Fe, and Ni in the Intracluster Medium of the Coma Cluster
我们研究了Si，Fe和Ni在后发座星系团，在附近的宇宙中最大的集群之一，集群内介质（ICM）的分布，使用XMM-牛顿数据高达0.5 r180和朱雀中心区域的数据高达0.16 r180。利用类H Si和7.8keV混合物的Ly α与类He Fe的K α的通量比，使用APEC模型v2.0.1推导出ICM的Si与Fe和Ni与Fe的丰度比。后发座团簇ICM中Si/Fe比没有径向梯度。在0.0--0.2 r180，0.2--0.5 r180和0.0--0.5 r180范围内，ICM中Si/Fe比的发射加权平均值分别为0.97 +- 0.11，1.05 +- 0.36和0.99 +- 0.13，使用Lodders（2003）的太阳丰度。这些值接近较小的星系团和星系群。利用朱雀星中心区的资料，根据同一太阳丰度表，求得ICM的Ni/Fe比值为0.6- 1.5太阳单位。不同等离子体代码导出的丰度比的系统差异约为10%。因此，对于后发座星系团的ICM，Si，Fe和Ni的丰度模式与我们银河系中SN II和SN Ia的产量相同的混合物是一致的。在0.5 r180}内，累积的铁质光比随半径增加，其径向轮廓类似于以cD星系为中心的松弛较小星系团。考虑到所观察到的Si/Fe比，在0.5 r180下的累积金属质轻比与理论预期进行比较。
2013-01-04 astro-ph.CO
X-Ray Study of the Outer Region of Abell 2142 with Suzaku
我们用朱雀观测了一个明亮的星系团A2142的外部区域。温度和亮度结构测量出维里半径（$r_{200}$）具有良好的灵敏度。我们证实了温度从9千电子伏的集群中心周围的约3.5千电子伏的$r_{200}$，与密度分布很好地近似的$β$模型与$β= 0.85$。在$0.4\r_{200}$中，熵分布与吸积激波模型预测的$r^{1.1}$一致。熵斜率在外部区域中变得更平坦，并且在$r_{200}$周围为负。这些特征表明，在外部区域的集群内的介质是热平衡。由于预计电子-离子库仑碰撞的弛豫时间尺度比在$r_{200}$处冲击加热后经过的时间长，因此低熵的一个合理原因是与离子相比电子温度低。其他可能的解释是气体团簇、湍流和ICM的整体运动。我们还在$r_{200}$周围寻找了一个温暖的星系际介质，并设定了氧线强度的上限。假设视线深度为2 Mpc，氧丰度为0.1太阳，计算出的过密度上限为280或380，这取决于前景假设。
2011-06-29 astro-ph.CO
Suzaku observations of the Hydra A cluster out to the virial radius
我们报告朱雀观测的北半部的水螅A集群到~1.4 Mpc，达到维里半径。这是第一个朱雀观测到的中等大小（kT ~3 keV）的星系团的维里半径。进行了两次观测，西北和东北偏移，分别在宇宙大尺度结构的细丝方向和空洞方向上继续。星系的X射线辐射和分布在暗条方向拉长。两个方向上的温度分布在误差条内彼此基本一致，并在1.5 r_500处降至1.5 keV。正如朱雀在热星团中所观察到的那样，熵分布在r_500以上变得更平坦，与吸积激波加热模型所预期的r^1.1关系不一致。当用平均团内介质（ICM）温度标度时，朱雀观测到的团簇熵分布是普遍的，不依赖于系统质量。在空隙和细丝方向的流体静力学质量值是在良好的协议，和纳瓦罗，弗伦克，和白色的普遍质量配置文件代表流体静力学质量分布高达~ 2 r_500。在r_500以上，气体质量与流体静力质量的比率超过了威尔金森微波各向异性探测器的结果，并且在r_100处，这些比率在细丝和空隙方向上分别达到0.4和0.3。我们讨论了可能的偏离流体静力平衡在集群的郊区。我们导出了气体质光比和铁质光比随维里半径的径向分布。在r_500范围内，Hydra A星系团的铁质光比与Suzaku观测到的其他星系团进行了比较。
2012-06-25 astro-ph.CO
Suzaku Observations of Abell 1795: Cluster Emission to R_200
本文报道了对星系团Abell 1795的朱雀观测结果，该星系团的半径范围为r_200 ~ 2 Mpc，在此半径范围内星系团的平均质量密度是宇宙临界密度的200倍。这些观测是第一次探测该天体在r > 1.3 Mpc时的团内介质状态。我们在星团外围（1.3 < r < 1.9 Mpc）的两个不相交的扇区中取样，只在其中一个扇区中探测到极限（3-sigma）软X射线表面亮度B（0.5-2 keV）= 1.8 x 10^-12 erg s^-1 cm^-2 deg^-2的X射线发射，该亮度水平小于宇宙X射线背景亮度的20%。我们追踪了r > 0.4Mpc时温度随半径的变化，发现它下降得比较快（T ~ r^-0.9），在最大半径处约为峰值的三分之一。假设团内介质处于流体静力平衡，且是多变的，我们发现多变指数为1.3 + 0.3 - 0.2，我们估计在1.3 Mpc范围内的太阳质量为4.1 + 0.5 - 0.3 x 10^14 M，比以前观测者报告的要低一些（2.7-sigma）。然而，我们的观测提供了证据，偏离流体静力平衡的半径小到r ~ 1.3 Mpc ~ r_500在这个明显规则和对称的集群。
2009-06-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Observation of the Radio Halo Cluster Abell 2319: Gas Dynamics and Hard X-ray Properties
本文介绍了对射电晕团Abell 2319的朱雀观测结果。发现中心冷区的金属丰度高于周围区域，这在以前的研究中没有解决。我们首次证实了观测区域内团内介质的视速度与整个A2319和A2319 A亚群的成员星系一致，但没有发现区域内的速度差异。另一方面，我们没有发现任何迹象的气体运动有关的A2319 B子群。星系团发射的硬X射线被清晰地探测到，但它的光谱可能是热的。假设热分量为简单的单温度模型，我们发现在10-40 keV波段，非热逆康普顿分量的上限变为$2.6 \times 10^{-11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，这意味着磁场的下限为0.19 $μ$ G，射电谱指数为0.92。虽然结果稍微依赖于详细的谱建模，但是幂律分量通量的上限和磁场强度的下限分别变为$\sim 3 \times 10^{-11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$和$\sim 0.2 μ$ G是稳健的。考虑到缺乏大量的非常热（$\sim 20$ keV）的气体和强烈的整体流动运动，更有可能是相对论性的非热电子负责无线电晕加速通过集群内的湍流，而不是冲击。
2009-09-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku broad-band observations of the Seyfert 1 galaxies Mrk 509 and Mrk 841
我们报告了对Seyfert 1星系Mrk 509和Mrk 841的新朱雀观测的分析和建模，在2006年4月至11月之间，Mrk 509，在2007年1月至7月之间，Mrk 841，总曝光时间为~100 ks。来自XIS和HXD/PIN仪器的数据，从0.5到60 keV，代表了这些天体的最高光谱分辨率的同时宽带X射线光谱。我们用双康普顿化模型拟合了这两个源的宽带光谱，添加来自远处材料的中性反射和两个-然后，我们研究了两个竞争的模型，以解释原子过程方面的软过剩：模糊的电离盘反射和高速材料的电离吸收。当用幂律谱拟合3-10 keV范围内的数据时，当能量大于10 keV时，观测到一个中等强度的硬过剩，在E~6.4 keV处有一条中性Fe K_a窄发射线和一条Fe宽发射线。对于Mrk 509，为了与数据有较好的拟合，在所有三个物理模型中都需要宽的Fe发射线：这一发现表明模糊反射模型正确地描述了软过量，但它低估了宽的Fe发射线。对于涂抹吸收模型，这反而表明被流出气体吸收的连续光谱应该包含反射成分。对于Mrk 841，我们测试的所有三个模型都提供了很好的数据拟合，在双康普顿化和模糊吸收模型中需要宽的发射线，而模糊反射模型始终适合宽带光谱，而不添加任何额外的发射线分量。
2011-11-17 astro-ph.CO
Suzaku observations of Abell 1835 outskirts: Deviation from hydrostatic equilibrium
本文给出了Abell 1835星系团（kT ~ 8 keV，z = 0.253）维里半径（r_vir ~ 2.9 Mpc）及更远范围内的团内介质（ICM）的四点朱雀X射线观测结果（总计~200 ks）。检测到从ICM到r_vir的微弱X射线发射。温度随着半径从内部区域的~8 keV逐渐降低到r_vir处的~ 2keV。的熵分布示出平坦超过r_500，不同意从吸积激波加热模型预测的r_1.1的依赖。在0.3r_500 < r < r_vir范围内的热压力分布与普朗克卫星的Sunyaev-Zel'dovich效应叠加观测结果吻合得很好。星团外围的流体静力质量分布（r_500 < r < r_vir）远低于Subaru/Suprime-Cam观测得到的弱透镜质量分布，表明质量随半径呈非物理性的减小。用透镜总质量定义的r_vir处的气体质量分数与WMAP 7年数据的宇宙重子分数一致。所有这些结果表明，而不是气体聚集效应，在集群外围的ICM的大部分是远离流体静力平衡和下落的物质保留了一些动能。最后，结合我们最近对Abell 1689（一个质量、温度和红移相似的星系团）的Suzaku和透镜分析，我们发现星系团外围的温度分布与周围大尺度环境中星系密度场在（1-2）rvir处有显著的相关性。
2013-02-07 astro-ph.CO
The Suzaku view of highly-ionised outflows in AGN: I - Statistical detection and global absorber properties
本文报道了活动星系核（AGN）铁K带吸收的新光谱研究结果。利用从朱雀公共档案馆获得的数据，我们进行了统计驱动的盲目搜索Fe XXV Hea和/或Fe XXVI Lyb吸收线在51个大样本的1.0-1.9型活动星系核。通过广泛的蒙特卡罗模拟，我们发现在P（MC）>95%的水平下，在20/51个源中在E>6.7 keV处检测到统计上显著的吸收，这对应于总样本的~40%。在所有情况下，在两个（或三个）可用的XIS检测器中独立地同时检测单个吸收线，这证实了线检测的鲁棒性。最常见的外流现象由两个离散的吸收槽对应于Fe XXV Hea和Fe XXVI Lyb在一个共同的速度变化。由xstar拟合得到Fe K吸收组分的平均柱密度和电离参数分别为log（NH/cm^{-2}）~23和log（xi/erg cm s^{-1}）~4.5。测得的外流速度范围从<1，500 km/s到~ 100，000 km/s，平均值和中值分别为~0.1c和~0.056c。这项工作的结果是一致的，最近获得的使用XMM-牛顿和独立提供了强有力的证据，非常高度电离的环核材料的存在，在一个显着的一部分，无线电安静和无线电响亮的活动星系核在当地的宇宙。
2012-11-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Observation of Abell 1689: Anisotropic Temperature and Entropy Distributions Associated with the Large-Scale Structure
我们介绍了Abell 1689中的簇内介质（ICM）的朱雀观测结果，结合SDSS数据的补充分析以及Subaru/Suprime-Cam和HST/ACS观测的弱透镜和强透镜分析。在4.0 sigma显著性下检测到来自位力半径周围的ICM的微弱X射线发射。我们发现星系团外围的各向异性气体温度和熵分布与星系的大尺度结构有关。东北部（NE）郊区的高温和熵区与过密的对流结构有关。与低密度空隙环境接触的外围区域具有低的气体温度和熵，偏离流体静力平衡。这些结果表明，ICM的热化发生更快地沿导电结构比空隙区域。联合X射线和透镜分析表明，流体静力学质量是$\sim60-90%$的球面透镜，但相当于一个三轴晕质量误差内$0.6r_{2500} \simlt r \simlt 0.8r_{500}$，它是显着的偏见低$\simlt60%$内$0.4r_{2500}$，无论质量模型。$r_{500}$内的热气体压力最多为$\sim50$ --总压力的60%，以完全平衡球形透镜质量的重力，而$\sim30$ --维里半径周围的40%。虽然当考虑可能的晕三轴性时，这些构成了下限，但这些相对较小的热压力贡献将需要额外的压力源，例如体积和/或湍流运动。
2010-02-25 astro-ph.CO
Suzaku Observations of the Merging Cluster Abell 85: Temperature Map and Impact Direction
为了调查Abell 85南部外部区域合并的现状，我们用朱雀进行了长时间（~100 ks）观测，并制作了X射线硬度比图。我们发现了一个高硬度比峰在东侧的一个子集团位于南部的集群，包括这个峰的区域的X射线光谱表明高温~8.5 keV。这一热点至今没有报道。我们认为这个热点是由西南方向的子团下沉产生的一个震后区。利用激波的Rankine-Hugoniot跳跃条件，得到了从西南方向与星团合并时，星团的马赫数为1.5 +/- 0.2，下降速度为1950^{+290}-280} km·s^{-1}。利用光学观测得到的A85与子星团的红移差，估计子星团的视线与运动方向的夹角为75^{+7}-{-8}度。我们估计子星系团的动能和用于星系团内介质加热的能量分别为~10^{63} erg和\lesssim 8 \times 10^{60} erg。这表明ICM加热对子星系团的减速是可以忽略不计的。
2010-06-22 astro-ph.CO
Gas bulk motion in the Perseus cluster measured with SUZAKU
我们提出的结果，从朱雀观测英仙座星系团，这是相对接近，最明亮的X射线天空和一个放松的对象与冷的核心。中心区域的多次曝光和X射线成像光谱仪的偏移指向覆盖了半径为20 '-30'的区域。中心数据用于评估仪器能量标度校准，通过仪器的空间和时间变化确认精度在300 km/s左右。这些深度和良好校准的数据被用来测量星系团内介质的X射线红移。在星系团中心以西2-4弧分（45- 90 kpc）处发现了相对于主系统的气体体运动，径向速度约为-（150-300）km/s。没有发现其他速度结构。在50- 100 kpc的空间尺度上，在中心半径200 kpc以内，气体径向速度的变化小于300 km/s，而在400 kpc的空间尺度上，在中心半径600 kpc以内，气体径向速度的变化小于600 km/s。首次在星系团中将这些X射线红移分布与光学成员星系的X射线红移分布进行了空间比较。基于X射线线宽，这些区域内的气体湍流速度也被限制在1000-3000 km/s内。这些结果的气体动力学的核心和更大的规模与集群合并活动进行了讨论，并认为未来的潜力高能量分辨率光谱与ASTRO-H。
2013-12-14 astro-ph.CO
Suzaku observations of the type 2 QSO in the central galaxy of the Phoenix cluster
本文报道了\Suzaku /XIS和HXD以及\Chandra /ACIS-Ⅰ对凤凰星系团在$z=0.596$红移处X射线谱的计算结果。利用低温等离子体（$\sim3.0$ \，keV和$\sim0.76$ \，solar）和高温等离子体（$\sim11$ \，keV和$\sim0.33$ \，solar）的辐射，很好地再现了团内介质（ICM）的光谱，前者局限于团核，而后者则分布在团的整个区域.除了这些ICM的排放量，强烈吸收的幂律成分被发现，这是由于在集群中心的活动星系核（AGN）。活动星系核的吸收柱密度为$\sim3.2\times10^{23}$，cm $^{-2}$，亮光度为$\sim4.7\times10^{45}$，ergs，s $^{-1}$（2- 10 keV）。此外，首次发现了中性铁（\ion{Fe}{1}）K壳层线，其在静止坐标系下的等效宽度（EW）为$\sim150$ \，eV. \ion{Fe}{1}线的柱密度和EW对于这样高光度的活动星系核来说是非常大的，因此活动星系核被归类为2型类星体（QSO）。我们推测，ICM冷却气体的重要部分将消耗维持环面和激活2型类星体。凤凰星团在中央星系有一个巨大的恒星暴增，表明冷却流的抑制效果不太好。这可能是因为最近活动星系核反馈的开始是最近发生的，它还没有生效。或者，活动星系核的反馈主要是在辐射模式，而不是在动力学模式和环面…
2013-09-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku and XMM-Newton Observations of the Fornax cluster: Temperature and Metallicity Distribution
朱雀观测到一个中心区域和五个偏移区域在0.2 r180范围内的天炉座星系团，附近的一个贫穷的星系团，XMM牛顿映射了15个指向0.3 r180的星系团。用Suzaku研究了O、Mg、Si、S和Fe在团内介质（ICM）中的分布，用XMM研究了Fe和温度的分布。ICM的温度随着半径从0.04 r180时的1.3 keV逐渐降低到0.2-0.3 r180时的1 keV。如果采用Lodders等人（2003）的新太阳丰度和单温等离子体模型，O、Mg、Si、S和Fe显示出相似的丰度：0.02-0.2 r180范围内的0.4-0.6太阳丰度。这是类似的铁丰度在0.1-0.2 r180的丰富的星系团和其他星系群。在0.2-0.3 r ~（180）时，Fe丰度变为0.2-0.3太阳能。一个双温等离子体模型产生ICM丰度高出1.2-1.5倍，但O，Mg，Si，S和Fe之间的丰度比相似。北部区域ICM温度较低，亮度和Fe丰度较高，而南部区域ICM温度较高，亮度和Fe丰度较低。这些结果表明，由于最近的动力学演化，cD星系可能已经从北方移动。在0.3 r180范围内的累积氧和铁质光比富星系团和一些松弛星系团低一个数量级以上。过去的动力学演化可能阻碍了热气体在天炉座星系团中心区域的强烈聚集。在IMLR中的分散和在ICM中的星系群和星系团的元素丰度的相似性表明早期的金属合成。
2011-10-07 astro-ph.CO
The Suzaku broadband X-ray spectrum of the dwarf Seyfert galaxy NGC4395
我们对矮塞弗特星系NGC 4395进行了朱雀观测，估计其黑洞质量约为10^5 Msun。快速和强大的X射线的变化与均方根幅度约60%，观察到在0.4-10千电子伏波段与XIS相机。光变曲线的形状似乎取决于能量。HXD-PIN探测器在与INTEGRAL IBIS相似的通量水平下检测到高达35 keV的硬X射线发射。当采用简单的吸收模型时，10 keV以下的X射线谱被平均等效氢柱密度为~ 2 e22 cm^-2的部分电离（xi~35）气体强烈吸收。光谱形状也是强可变的，但不是源亮度的简单函数。光谱的变化似乎主要是占连续斜率的变化，但电离吸收体的变化也可能发挥一定的作用。明显平坦的光谱斜率与光子指数为1.4低于10千电子伏，吸收校正后获得的，是轻微不一致的光子指数2推断从14-35千电子伏PIN光谱。如果真实的光谱斜率与硬X射线波段测量的一样陡，那么就会有一个我们无法检测到的额外吸收成分。与INTEGRAL测量相结合，10 keV以上的硬X射线发射在光度方面超过了光发射，并主导了宽带能量输出，除非在不可观测的波段中还没有检测到大量过量的UV盘发射。在6.4 keV处观察到一条弱的Fe K线，平均等效宽度为110 eV，在3天的观测中没有显示出明显的通量变化。
2010-02-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku observations of subhalos in the Coma cluster
我们用{ \it Suzaku}在后发座星系团中观察到了三个巨大的次晕。这些标记为“ID 1”、“ID 2”和“ID 32”的亚晕是使用斯巴鲁/Suprime-Cam进行弱透镜测量检测到的（Okabe等人，2014 a），分别位于距后发座星系团中心1.4 $r_{500}$、1.2 $r_{500}$和1.6 $r_{500}$的投影距离处。次晕“ID 1”在弱透镜质量等值线中心附近有一个紧凑的X射线过量发射，气体质量与弱透镜质量之比约为0.001。发射的温度约为3 keV，略低于周围的团内介质（ICM）和星系团的温度与质量关系的预期。次晕“ID 32”显示了一个过量的发射，其峰值从后发座星系团的中心向相反的方向移动。气体质量与弱透镜质量之比也约为0.001，明显小于常规星系群。超区的温度约为0.5keV，明显低于周围ICM的温度，远离团簇的温度-质量关系。然而，在“ID 2”次晕中没有显著的过量X射线发射。假设在过量X射线发射的边界处，下落速度约为2000 $\rm km~s^{-1}$，“ID 1”和“ID 32”的撞锤压力与单位面积的重力回复力相当。我们还研究了Kelvin-Helmholtz不稳定性对剥离气体的影响。虽然我们发现了与弱透镜暗晕相关的X射线团，但它们的X射线光度远低于星团外围的ICM总光度。
2015-04-13 astro-ph.CO
Supermodel Analysis of the Hard X-Ray Excess in the Coma Cluster
超级模型提供了一个准确的描述的热贡献的热集群内的等离子体，这是至关重要的硬过剩的分析。本文从对X射线观测量的超模型分析得到的星团内气体温度和密度分布：XMM-牛顿温度分布和Rosat亮度分布出发，导出了后发座星系团的热发射率。BeppoSAX/PDS硬X射线谱的超级模型分析证实了我们以前的结果，即在c. l.在20-80 keV的能量范围内，非热通量为1.30+-0.40 x 10^-11 erg cm^-2 s^-1。最近XMM-牛顿/朱雀联合分析报告，在20-80 keV的能量范围内，非热通量的上限约为6 × 10 ^-12 erg cm^-2 s^-1，平均气体温度为8.45 ± 0.06 keV，在置信水平高于4 sigma时，非热辐射过量，不包括系统效应，在朱雀/HXD-PIN FOV中，平均XMM-牛顿温度为8.2 keV，与我们早期的PDS分析一致。在这里，我们提出了进一步的证据朱雀和BeppoSAX光谱之间的兼容性，通过我们的PDS数据的超级模型分析，当HXD-PIN FOV的较小尺寸和两个不同的平均温度由XMM-牛顿和联合XMM-牛顿/朱雀分析被考虑在内。PDS和HXD-PIN光谱的一致性再次证实了后发座星系团的硬X射线光谱中存在非热成分。PDS数据的超级模型分析报告在c.l.由于PDS FOV比HXD-PIN FOV大得多，因此对于8.45 keV的较高平均温度…
2011-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Separating the spectral counterparts in NGC 1275/Perseus cluster in X-rays
本文提出一种不依赖光谱拟合、利用空间分辨率和双重背景扣除的方法，从Suzaku/XIS观测中分离NGC 1275活动星系核与英仙座星系团的X射线光谱，并成功获得活动星系核的干净光谱和光变曲线。
2023-12-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Temperature and Entropy Profiles to the Virial Radius of Abell 1246 Cluster Observed with Suzaku
本文报道了Abell~1246星系团内介质（ICM）到维里半径（$r_{200}$）的性质，并进一步研究了Suzaku星系团外ICM的性质。ICM发射被清楚地检测到$r_{200}$，我们推导出的电子温度，密度，熵，和集群质量的光谱分析的基础上的配置文件。温度显示从中心区域的$\sim 7$ keV到$r_{200}$周围的$\sim 2.5$ keV的变化。假设流体静力平衡，$r_{500}$中的总质量为$(4.3 \pm 0.4) \times 10^{14}~M_{\odot}$。在$r>r_{500}$，流体静力学质量开始下降，因此，我们采用$r_{200}$内的总质量的基础上弱透镜质量分布从一个样本的低质量集群。这就产生了与宇宙重子分数一致的$r_{200}$处的气体质量分数，即$\sim 17$ %。熵曲线显示比数值模拟更平坦的斜率，特别是在$r>r_{500}$中。这些趋势与朱雀星观测到的其他星系团相似。我们检测到没有显着的ICM发射以外的$r_{200}$，和$2σ$上限的红移OVII和OVIII线强度被限制为小于2.9和$5.6\times 10^{-7}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$ arcmin $^{-2}$，分别。OVII线上限表示$n_{\rm H}< 4.7\times 10^{-5}$ cm $^{-3}$（$Z/0.2~Z_{\od…
2014-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas Clumping in the Outskirts of Lambda-CDM Clusters
最近的朱雀X射线观测表明，观测到的团内介质（ICM）的熵分布明显偏离星系团流体动力学模拟的预测。在这项工作中，我们表明，气体结块介绍了显着的偏差X射线测量的ICM配置文件的外围星系团。使用流体动力学模拟的星系团形成的一致性Lambda-CDM模型中，我们表明，气体聚集导致高估所观察到的气体密度，并导致平坦的熵分布。我们的研究结果表明，气体结块时，必须考虑到解释X射线测量集群郊区。
2011-03-01 astro-ph.CO
Search for gas bulk motions in eight nearby clusters of galaxies with Suzaku
为了寻找团内介质的整体运动，我们分析了朱雀卫星拍摄的X射线光谱，并测量了附近8个具有不同X射线形态的星系团的Fe-K线发射的多普勒频移。在半人马座和英仙座星系团的核心，气体的体积速度不超过声速，这证实了以前的研究结果。对于半人马座45子星系团，我们发现相对于半人马座核心的径向速度<780 km·s^-1，明显小于3.9 sigma水平上光学波段的观测值，这表明由于子星系团合并，气体和星系沿视线的分布存在偏移。在A2199、A2142、A3667和A133中，没有检测到明显的整体运动，这表明径向速度的上限为3000-4000 km·s^-1。在冷核星系团A2029的中心附近和合并星系团A2255的子星系团中发现了超过仪器校准不确定度的大体积速度的迹象，这表明非热压力的支持在估计合并星系团和松弛星系团的总引力质量时不可忽略。然而，为了提高检测的重要性，需要通过后续观察进行进一步检查。目前的研究提供了一个试点调查之前，未来的高分辨率光谱与ASTRO-H，预计将发挥关键作用，揭示动态演化的集群。
2015-11-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Galaxy Cluster 1RXS J0603.3+4214: Implications of Particle Acceleration Processes in "Toothbrush" Radio Relic
本文介绍了用“牙刷”射电遗迹观测星系团1 RXS J0603.3+4214的结果。虽然根据射电观测，在遗迹的外缘预计会有一个马赫数为$M \simeq 4$的激波，但我们对星团内介质的温度测量表明，温差比预期的要弱。根据遗迹外缘的温差估算的马赫数为$M \simeq 1.5$，即使考虑统计误差和系统误差，也明显低于根据无线电数据估算的马赫数。这表明，在线性试验粒子制度，这是通常用来连接无线电频谱指数的马赫数的扩散冲击加速理论，是无效的，这一遗物。我们还测量了遗迹西部的温差，根据XMM-牛顿数据的X射线表面亮度分析，这里可能有一个带有$M \simeq 1.6$的地震，并以独立的方式获得了一致的结果。我们在遗迹区寻找了非热逆康普顿分量，得到的通量上限为0.3-10 keV波段的$2.4 \times 10^{-13}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。磁场强度的下限变为1.6 $μ$ G，这意味着磁能密度可以大于热能的几个$\% $。
2015-08-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Two-Phase ICM in the Central Region of the Rich Cluster of Galaxies Abell 1795: A Joint Chandra, XMM-Newton, and Suzaku View
基于对X射线明亮星系团Abell 1795的高质量Chandra，XMM-牛顿和朱雀数据的详细分析，我们报告了两相团内介质（ICM）结构的明确证据，它由一个很酷的（具有温度T = 2.0- 2.2keV）和热（T = 5.0- 5.7keV）分量共存，并且至少在中心80 kpc中主导X射线发射。第三个弱发射分量（T = 0.8千电子伏）也检测到在最里面的144千秒差距，并归因于一部分的cD星系的星际介质（ISM）。解投影谱分析揭示了热相和冷相组分的平坦径向温度分布。这些结果与Xu等人（1998）报道的ASCA测量结果一致，并且类似于先前对半人马座星系团的发现（例如，Takahashi等人，2009年）。通过分析从Chandra数据创建的发射测量比率和气体金属丰度图，我们发现在50-100 kpc区域，冷相组分比热相组分更富集金属，这与M87中发现的结果一致（Simionescu et al. 2008）。冷相和热相ICM的共存不能仅通过活动星系核（AGN）的气泡抬升来实现。相反，两相ICM特性与cD电晕模型更好地协调（Makishima等人，2001）。（节录）
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Outer Limits of Galaxy Clusters: Observations to the Virial Radius with Suzaku, XMM, and Chandra
星系团的外围，靠近维里半径，仍然是相对未被探索的领域，但对我们理解星系团的生长，结构和质量至关重要。在本报告中，我们展示了一个程序的第一个结果，以约束状态的外部团内介质（ICM）在一个大样本的星系团，利用三个互补的X射线天文台的优势：朱雀（低，稳定的背景），XMM-牛顿（高灵敏度）和钱德拉（良好的空间分辨率）。通过仔细结合从星团核心到r_200以外的观测，我们能够识别和减少系统的不确定性，这些不确定性会阻碍我们使用单个望远镜进行空间和光谱分析。我们的样本包括9个星系团，在z ~ 0.1-0.2完全覆盖的方位角超过r_200，我们的分析表明，ICM是不是在流体静力平衡的集群外围，我们看到明确的方位角变化的温度和表面亮度。在其中一个集群中，我们能够测量远超过r_200的漫射X射线发射，并且我们发现熵分布和气体分数与理论和数值模拟的预期一致。这些结果与最近的研究相反，这些研究指出气体在郊区聚集;集群环境或仪器效应因素的差异在多大程度上导致这种差异仍不清楚。从更广泛的角度来看，该项目将产生一个相当大的基准数据集，用于与高分辨率数值模拟进行详细比较。
2011-11-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Entire Virial Radius of the Fossil Cluster RXJ1159+5531: I. Gas Properties
先前对化石群/星系团RXJ 1159 +5531的分析表明，与其他冷核星系团相比，在维里半径（$R_{\rm vir}$）处的径向星系团内介质（ICM）熵分布与纯重力宇宙学模拟的预测一致。为了研究这些结果的一般性，我们提出了三个新的朱雀观测，结合北指向，提供完整的方位角覆盖到$R_{\rm vir}$。两个新的钱德拉ACIS-I观测重叠北朱雀指向，我们已经解决了$\gtrsim$ 50%的宇宙X射线背景。我们提出的ICM的密度，温度，熵，和压力的径向轮廓获得的四个方向。我们在$R_{\rm 200}$测量到的ICM特性在朱雀点之间只有适度的方位角散射：温度为7.6%，密度为8.6%，而系统误差可能很大。特别是，对于朱雀观测到的少数其他星系团，温度散射低于在$R_{\rm 200}$研究的温度散射。这些方位角测量证实了RXJ 1159 +5531是一个规则的高度弛豫系统。我们对RXJ 1159 +5531测量的表现良好的熵分布不赞成吸积激波的减弱作为其他冷核星系团中熵平坦化的解释，但与其他解释一致，如气体聚集，电子-离子非平衡，非热压力支持和宇宙射线加速。最后，我们提到RXJ 1159 +5531的大尺度星系密度分布似乎对其在$R_{\rm vir}$附近的气体性质影响不大。
2015-03-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
$Suzaku$ and $XMM-Newton$ observations of a newly-discovered early-stage cluster merger 1E2216.0-0401 and 1E2215.7-0404
我们给出了星团对1E2216.0 - 0401和1E2215.7 - 0404的$Suzaku$和$XMM-Newton$ X射线观测结果。我们发现了星团之间的X射线桥。$Suzaku$和$XMM-Newton$的观测结果表明，每个星系团都有中等温度的气体，分别为$kT_{1E2216.0-0401}=$ 4.8、$\pm$ 0.1 keV和$kT_{1E2215.7-0404}=$ 5.8、$\pm$ 0.2 keV。另一方面，桥区域显示出非常高的温度（{\it kT}= 6.6 $\pm$ 0.5 keV）。此外，在桥的位置，我们检测到增强的小波分解的软带（0.5 - 4.0 keV）$XMM-Newton$图像在3西格玛的意义，这是最有可能由于压缩的集群内介质（ICM）的合并活动的结果。这种X射线强度和温度的增强与后期阶段的预期不一致，但与早期阶段合并的数值模拟预测一致。根据桥位置处的温度跃变，马赫数估计为${\cal M}=1.4\pm0.1$，它对应于大约1570 km/s的激波传播速度。根据这些激波的性质，我们估计核通道将发生在0.3 - 0.6Gyr，而激波结构的年龄为50 - 100Myr。基于ICM在桥上的测量特性和时间尺度的估计，我们发现了非平衡电离的迹象。我们还发现可能的弥漫性无线电发射位于合并集群之间。结合射电、X射线和光学图像数据，我们推测探测到的射电源最…
2016-08-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
The X-ray spectrum of the cooling-flow quasar H1821+643 : A massive black hole feeding off the intracluster medium
我们提出了一个深朱雀观测H1821+643，一个非常罕见的例子，一个强大的类星体托管的中央大质量星系的丰富的冷却核心星系团。通过以前的钱德拉星系团的研究，我们实现了从活动星系核（AGN）和星系团内介质（ICM）的发射光谱分离。有了高度的信心，我们确定的X射线反射/后处理的冷和缓慢移动的物质在活动星系核的直接环境的签名。这种物质的铁丰度被发现是显著低于太阳（Z~0.4Zsun），这对于强大的活动星系核来说是一个不寻常的发现，但与这个类星体是通过康普顿诱导的冷却流从ICM馈送的想法一致。我们还发现了一个微妙的软过剩，可以描述为现象学（与额外的黑体组件）或电离X射线反射的内部区域的高倾角（i=57度）吸积盘周围的旋转（a>0.4）黑洞。我们描述了如何电离状态的吸积盘可以用来限制爱丁顿分数的源。将这些参数应用到我们的光谱中，意味着爱丁顿分数为0.25-0.5，与之相关的黑洞质量为3- 6 × 10^9兆太阳。
2014-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Enrichment of the hot intracluster medium: observations
四十年前，在英仙座星团的X射线光谱中，铁-钾发射特征的坚定探测揭示了铁在其热的星团内介质（ICM）中的存在。在过去20年里，随着更先进的任务的成功发射，这一发现已经扩展到许多其他金属和许多其他星系团、星系群和巨大椭圆星系的热大气层，作为生命的元素砖--由恒星和超新星合成--在宇宙的最大尺度上也被发现的证据。由于ICM发射X射线，处于碰撞电离平衡，其元素丰度原则上可以精确测量。反过来，这些丰度测量对于限制Ia型和核心坍缩超新星的物理和环境条件是有价值的，这些超新星在整个星团体积内爆炸并富集了ICM。另一方面，整个ICM的金属的空间分布构成了一个显着的签名的化学历史和演化的集群，集团和椭圆。在这里，我们总结了ICM中测量元素丰度的最重要成就，从最初的尝试到XMM-牛顿，钱德拉和朱雀的时代，以及Hitomi获得的前所未有的结果。我们还讨论了目前这些测量系统的局限性，以及未来的任务XRISM和雅典娜将如何进一步提高我们目前对ICM浓缩的认识。
2019-02-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
The High Energy view of the Broad Line Radio Galaxy 3C 111
分析了宽线射电星系3C 111的朱雀观测和XMM-牛顿观测。它的高能量发射表现出变异性，相对于射电宁静活动星系核的总体来说，它是一个更硬的连续体，并且具有弱反射的特征。朱雀发现源在一个最小的通量水平;与XMM-牛顿数据的比较意味着在0.5-10千电子伏的通量增加了2.5倍，在6个月内分开两个观察。在两个数据集中均检测到铁K复合物，具有相当低的等效宽度。铁钾络合物的强度不响应于连续通量的变化。在XIS数据中清楚地检测到超快，高电离的流出气体;吸收剂很可能是不稳定的。事实上，在6个月后的XMM-牛顿观测期间，没有检测到吸收体。没有探测到硬X射线发射的明显翻转，这可能是因为喷流作为硬X射线波段的主要成分出现了，朱雀号上的地球同步轨道在~ 100千电子伏以上的探测表明了这一点，尽管目前的数据不允许我们严格限制不同成分的相对贡献。伽马射线卫星CGRO和费米观测到的通量如果在能量E ~ 100 MeV处达到峰值，则与假定的喷流成分是一致的。在X射线波段，射流贡献的连续开始是显着的，只有10千电子伏以上。如果3C 111中喷流成分的检测得到证实，那么它在X射线能带中的相对重要性可以解释在BLRG的高能发射中观察到的不同性质，否则它们在其他多波长性质上是相似的。在不同时期拍摄的X射线和伽马射线数据之间的比较表明，3C 111观察到的强烈变化可能是由原始连续体的变化驱动的。
2011-08-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
Significant X-ray Line Emission in the 5-6 keV band of NGC 4051
朱雀X射线观测NGC 4051在2005年11月期间采取揭示线发射在5.44千电子伏的休息框架的星系，没有一个明显的起源在已知的休息框架原子跃迁。当考虑这条线时，拟合统计量的改进建立了其真实性，置信度>99.9%：我们还验证了在三个XIS单元中独立检测到这条线。数据与蒙特卡罗模拟的比较表明，谱线是统计涨落的概率为p < 3.3 x 10^-4。考虑到朱雀星不同时期的数据中有三个独立的谱线检测，得出概率p< 3 x 10^-11，从而最终证明它不可能是数据中的统计波动。在2005年期间，当源通量较低时，来自中性物质的Fe Ka发射的新谱线和强分量是突出的。2008年的光谱显示了一条与2005年观测到的通量和能量一致的谱线，但与观测到的连续谱的恒定等效宽度不一致。线通量和能量的稳定性表明，它可能不会出现在瞬变热点，因为已经建议在其他来源的类似线，但可能会出现在一个特殊的位置，如吸积盘的内边缘的再处理器。或者，线能量可以解释为铁到铬的spectration，在配套文件中讨论。
2010-01-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
A uniform metallicity in the outskirts of massive, nearby galaxy clusters
朱雀号对附近英仙座星团外围$Z\sim0.3$ Solar的均匀金属分布的测量表明，化学元素在星团形成之前就沉积并混合到星系际介质中，可能超过100亿年前。对这种早期富集现象的一个关键预测是，所有大质量星系团中的星系团内介质应该均匀地富集到类似的水平。在这里，我们证实了这一预测，通过确定铁的丰度在郊区（$r>0.25r_{200}$）的一个样本的其他10个附近的星系团观察朱雀的铁-K线的基础上，可以进行强大的测量。在我们的样品中，铁丰度与恒定值$Z_{\rm Fe}=0.316\pm0.012$ Solar（$χ^2=28.85$用于25个自由度）一致。这与使用Asplund等人（2009）的太阳丰度尺度对$Z_{\rm Fe}=0.314\pm0.012$ Solar的英仙座星团的测量非常相似。
2017-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Evolution of the Intracluster Medium Metallicity in Sunyaev-Zel'dovich-Selected Galaxy Clusters at 0 < z < 1.5
本文给出了用钱德拉、XMM-牛顿和朱雀空间望远镜观测到的153个星系团的X射线光谱分析结果。这些星系团的跨度为0 < z < 1.5，是从2500平方度的南极望远镜Sunyaev Zel'dovich（SPT-SZ）巡天中发现的一个更大的、经过质量选择的星系团样本中抽取的。与总的组合曝光时间为9.1毫秒，这些数据产生最强的约束，迄今为止的演化的金属含量的簇内介质（ICM）。我们没有发现全球（r<R500）ICM金属丰度（dZ/dz = -0.06 +/- 0.04 Zsun）强烈演化的证据，z=0.6时的平均值为<Z>= 0.23 +/- 0.01 Zsun，分散度为0.08 +/- 0.01 Zsun。这些结果意味着ICM中超过60%的金属在z=1时已经就位（95%置信度），与早期（z>1）富集的情况一致。我们发现，在协议与以前的工作，一个显着更高的平均值的金属丰度中心的冷核心集群与非冷核心集群。我们发现了冷核星系团中心金属丰度演化的微弱证据（dZ/dz = -0.21 +/-0.11 Zsun），这足以解释过去~10 Gyr中心金属丰度的增强。我们没有发现核外金属丰度演化的证据（dZ/dz = -0.03 +/-0.06 Zsun），冷核和非冷核簇之间的核切除金属丰度没有显著差异。这表明在r>0.15R500时，强射电型活动星系核反馈并不显著改变金属的分布。考…
2016-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
