A direct limit on the turbulent velocity of the intracluster medium in the core of Abell 1835 from XMM-Newton
我们研究了X射线发光星系团A1835的深XMM-牛顿反射光栅光谱仪（RGS）观测。这是我们第一次在星系团中直接限制湍流加宽的发射谱线。这是可能的，因为在星系团中最冷的X射线发射气体，这是负责线，占据了核心内的一个小区域。视线非热速度加宽90%上限的最保守确定值是274公里/秒，这是从30千秒差距半径内的发射谱线测得的。因此，核心中湍流与热能密度之比小于13%，光谱中没有显示低于~3.5 keV的气体的发射谱线。我们研究的气体的数量作为温度的函数，并把140兆太阳/年（90%）的气体辐射冷却低于3.85千电子伏的限制。
2009-11-16 astro-ph.CO
Detection of Intra-day Variability Timescales of Four High Energy Peaked Blazars with XMM-Newton
我们选取了PKS 0548-322、ON 231、1 ES 1426+428和PKS 2155-304四个高能峰值耀变体的24条XMM-牛顿光变曲线（LC）作为样本。这些数据包括长度为7.67 h至18.97 h的连续光变曲线。我们寻找可能的准周期振荡（QPO）和日内变化（IDV）的时间尺度在这些耀变体的LC。我们在PKS 2155-304的一个LC中发现了可能的QPO，这在其他地方报告（Lachowicz等人，2009）。在剩余的23个LC中，我们在ON 231和PKS 2155-304中的每一个的一个LC中发现了可能的弱QPO的暗示，但两者都不具有统计学显著性。我们发现IDV的时间尺度范围从15.7千至46.8千在8 LC。在13个LC中，任何变异性时间尺度均长于数据长度。假设耀变体PKS 2155-304和ON 231中可能存在的弱QPO周期是真实的，并且与它们的吸积盘的最里面部分有关，我们可以估计它们的中心黑洞质量超过1.2 $\times$ 10 $^{7}$ M $_{\odot}$。射电大声活动星系核（AGN）的发射模型，可以解释我们的结果进行了简要讨论。
2010-05-25 astro-ph.CO
Hot gas in groups: NGC 5328 and the intriguing case of NGC 4756 with XMM-Newton
[摘要] NGC 5238和NGC 4756是各自松散星系群中最明亮的未扰动椭圆星系。在本研究中，我们的目标是在最亮的成员和环境中的晕的热气体的特性。在NGC 4756中，我们还对SW的子结构的性质以及连接两个结构的区域感兴趣，以寻找两者之间的物理联系。然而，我们必须考虑到这一事实，即该集团是对着明亮的X射线发射集群A1361投射的，这严重污染并混淆了前景结构的发射。我们提出了一个仔细的分析XMM-牛顿数据的群体，以分离不同的组件。我们还提出了一个重新评估的动力学性质的系统和。SPH模拟来解释结果。我们发现，与NGC 4756相关的X射线源确实位于背景星团A1361的扩展发射的顶部，但可以相对较好地与它区分开来，因为它比它大得多，达到r \sim 150”\（~40 kpc）。NGC 4756的X射线光度约为10^41 erg/s，这是由热气体造成的，平均温度为kT \sim 0.7 keV。我们还测量了一个微弱的漫反射发射在该地区的子块的SW，但更有趣的是，我们检测到气体之间的两个结构，表明可能的物理连接。NGC 5328的X射线辐射在该星系上明显达到峰值，也是10^41 erg/s，并延伸到r \sim 110 kpc。模拟提供了一个很好的再现SED和两个星系的全球性质，这是在两个不同的时期捕获的相同的演化过程，与NGC 5328 ~2.5 Gyr比NGC 4756年轻。
2012-08-07 astro-ph.CO
Joint X-ray/Sunyaev-Zel'dovich Analysis of the Intra-Cluster Medium
我们提出了一个联合X射线/Sunyaev-Zel'dovich使用XMM-牛顿和APEX-SZ成像数据的集群内气体建模的结果。我们的目标是研究团簇内气体的物理性质与非参数的去投影方法，即除了假设球对称，从建模偏差。我们证明了在集群外围的气体温度的下降，并测量气体的熵分布，这两个都是独立于X射线光谱学，使用Sunyaev Zel 'dovich和X射线成像数据的第一次获得。的APEX-SZ系统的不确定性在测量气体温度在大半径的贡献被证明是小相比，XMM-牛顿和钱德拉系统光谱误差。
2010-04-30 astro-ph.CO
Discovery of a Possible Splashback Feature in the Intracluster Light of MACS J1149.5+2223
我们提出了一个分析的前沿场集群MACS J1149.5+2223（z=0.544），它结合了新的和档案哈勃WFC 3/IR成像提供连续的径向覆盖到2.8 Mpc的最亮的集群星系的集群内的光。采用仔细处理潜在的系统偏差，并使用数据在最大半径，以确定背景天空水平，我们重建的表面亮度轮廓的半径为2百万秒差距。这个半径是单个星系团测量到的最大的星系团内光（ICL）。在这个半径内，我们测量的总光度为1.5e13 Lsun最明亮的星系团加上ICL光。从轮廓和对数斜率，我们确定从最亮的星系团到ICL的过渡r~70 kpc。值得注意的是，我们还检测到一个拐点的配置文件集中在1.2-1.7兆秒差距（0.37-0.52 r200米）的径向仓，一个签名的落入焦散在恒星分布。根据特征的形状和强度，我们将其解释为可能处于回溅半径，尽管半径小于理论预测。如果这是回溅半径，则这是ICL中的第一次此类检测，并且是单个群集的回溅半径的第一次检测。类似的分析应该可以用于其他的前沿场簇，并最终用于欧几里得和罗马使团的簇。
2021-04-09 astro-ph.CO
The Cartwheel galaxy with XMM-Newton
分析了车轮环提供的极端环境，以研究其X射线和光学紫外特性。我们比较车轮与其他成员的组和研究系统作为一个整体在X射线波段。我们分析了两个不同时期（2004年12月和2005年5月）的车轮星系的XMM-牛顿获得的数据。我们专注于系统的X射线特性，并使用OM数据来获得光学和紫外波段的额外信息。我们总共探测到8个与车轮星系有关的源，以及3个在其附近的源，包括G1和G2，都在L >= 10^39 erg/s，即超亮X射线（ULX）源范围。最亮的ULX光源已经在其他地方讨论过。接下来的三个最亮的ULX的光谱很好地拟合了幂律模型，平均光子指数为~2。我们比较了XMM-Newton和Chandra数据集，以研究源的长期变化。在两次XMM-牛顿观测之间的5个月内，至少有3个源发生变化，在钱德拉和XMM-牛顿观测之间的4年时间内，至少有4个源发生变化。一个钱德拉源消失了，一个新的钱德拉源被XMM-牛顿在环中检测到。车轮环的紫外光颜色与恒星形成的爆发相一致，接近达到最大值，得出平均恒星年龄约为4000万年。推断的变异性和年龄表明，高质量的X射线双星是对应的ULX源。这3个伴星系的光度范围在10^39-40 erg/s之间，与预期一致。车轮星系的热气体明亮且丰富（大约10^8兆索尔），并且在星系的外环和冲击波阵面后面的星系内部都有发现。在LX ~10^40 erg/s的组中也检测到气体。
2009-05-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Relation Between Line Emission and Brightest Cluster Galaxies in Three Exceptional Clusters: Evidence for Gas Cooling from the ICM
最亮星系团（BCGs）与团内介质（ICM）的峰值密度和冷却率之间存在很强的空间相关性。本文结合积分场光谱、CO观测和X射线数据，研究了三个异常星系团（Abell 1991，Abell 3444和蛇夫座），它们在BCG和冷却峰之间存在物理和动力学偏移，以探讨团内介质冷却、冷气体沉积和中心星系之间的联系。我们发现，大部分的光学线发射是空间一致的软X射线的峰值。在A1991的情况下，我们在BCG和软X射线发射的峰值上分别检测到CO（2-1）发射，这表明尽管从BCG偏移，但在核心中继续发生冷却。最低温度（<2keV）的ICM气体与分子气体（~ 30 K）之间存在因果关系。这种联系仅在瞬态事件使BCG与软X射线峰值解耦的系统中才明显。我们讨论了识别这种罕见配置的更多例子的前景。
2011-12-20 astro-ph.CO
The XMM Cluster Outskirts Project (X-COP): Thermodynamic properties of the Intracluster Medium out to $R_{200}$ in Abell 2319
我们提出了联合分析的X射线和SZ信号在A2319，具有最高的信噪比在普朗克地图的星系团，并已在我们的XMM集群郊区项目（X-COP）的调查。我们恢复的几何deprojection的X射线表面亮度，SZ康普顿化参数，和一个准确和强大的光谱测量的温度的crackical配置文件。我们解决了密度的块状性低于20%，这表明这种块状性大部分源于正在进行的合并，可以与大规模的不均匀性。这种分析是在方位角平均径向箱和八个独立的角扇区，使我们能够详细研究恢复的属性的方位角方差。考虑到X射线和SZ数据集的精致质量，我们在$R_{200}$中以非常高的精度（$M_{200} = 9.76 \pm 0.16^{stat.} \pm 0.31^{syst.} \times 10^{14} M_\odot$）约束了用NFW剖面建模的总流体静力学质量。我们确定了正在进行的合并，以及它是如何影响不同的气体属性在解决方位角部门。我们有几个迹象表明，合并已经注入了一个高水平的非热压力在这个系统中：聚集的自由密度分布高于平均轮廓通过叠加Rosat观测;气体质量分数超过预期的宇宙气体分数超过$R_{500}$ ;压力分布比普朗克合作获得的拟合更平坦;熵分布比从非辐射模拟预测的平均值更平坦;方位角扇区的分析表明，这些偏差发生在星团的优选区域。所有这些张力都是通过要求从非热压力到$R_{200}$处的总压力的大约40%的相…
2018-01-19 astro-ph.CO
Witnessing the Formation of a Brightest Cluster Galaxy in a Nearby X-ray Cluster
星系团中的中央主导星系构成了宇宙中最大质量和最明亮的星系。尽管如此，这些最亮的星系团（BCGs）的形成及其对周围星系团环境的影响仍然知之甚少。在这里，我们提出了多波长观测附近的穷人X射线集群MZ 10451，在这两个过程中可以研究前所未有的细节。钱德拉对星系团核心的团内介质（ICM）的观测表明，该系统保留了一个冷的核心和一个中心金属过剩。这表明，任何合并引起的ICM加热和混合在这一阶段保持适度。潮汐剥离的恒星周围看到的任何星系可能代表一个新兴的集群内的光组件，中央ICM丰度的增强可能有显着的贡献，从原位富集提供这些恒星。较小的合并星系显示出保留了热气晕的证据，以及一些模糊的恒星形成的初步证据，这表明并非所有低红移的BCG主要合并都是完全无耗散的。这两个星系都稍微偏离了ICM发射的峰值，所有三个星系都位于一个大致与ICM大尺度伸长一致的轴上。我们的数据是一致的图片中，中央BCGs建立的合并靠近集群的核心，由星系落在径向轨道上与宇宙细丝喂养集群对齐。
2010-05-19 astro-ph.CO
Stellar population and the origin of intra-cluster stars around brightest cluster galaxies: the case of NGC 3311
上下文我们研究了最亮星系团周围的恒星星族和漫射光的起源。目标。我们研究了长蛇座I星系团中最亮的星系NGC 3311的动态热恒星晕的恒星星族，以及漫射光下光度亚结构的恒星族，以限制这些成分的起源。方法.我们分析了甚大望远镜FORS 2在4800-5800埃波长范围内获得的中分辨率长缝光谱中的吸收线。我们测量了从NGC 3311中心到20 kpc的Lick指数的等效宽度，并将它们与解释[alpha/Fe]过剩的恒星星族模型拟合。结果在NGC 3311的动态热晕中的恒星是老的（年龄> 13 Gyr），贫金属（[Z/H] ~ -0.35），α增强（[α/Fe] ~ 0.48）。加上高速色散，这些测量结果表明，晕中的恒星是从其他早期类型星系的外围吸积而来的，可能有矮星系的贡献。我们在NGC 3311的晕中发现了一个与光度结构相关的区域，在这个区域中，恒星星族甚至更贫金属（[Z/H] ~ -0.73）。在这个区域，我们的测量结果与沿着视线叠加的复合恒星星族一致，由NGC 3311动态热晕中的恒星和从矮星系剥离的恒星组成。后一种成分对局部表面亮度的贡献< 28%。结论. NGC 3311周围的漫射光正在积聚。根据观测到的恒星星族特性，这些恒星的主要部分可能来自明亮的早型星系的外围，而来自剥离矮星系的恒星目前正在增加。
2011-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The X-ray luminous galaxy cluster XMMU J1007.4+1237 at z=1.56 - The dawn of starburst activity in cluster cores
z>1.5的观测星系团研究探索了第一个M>10^14 Msun的大质量暗物质晕的形成，热ICM的早期热历史，以及淬灭早型星系的红序列人口的出现。我们提出了新发现的X射线发光星系团XMMU J1007.4+1237在z=1.555的第一个结果，检测和确认的XMM-牛顿遥远的星系团计划（XDCP）的调查。我们选择该系统作为XMM-牛顿存档数据中偶然发现的弱扩展X射线源，并对其进行了双波段近红外成像和深层光谱学研究。我们可以确定XMMU J1007.4+1237是一个光谱学证实的大质量、真实的星系团，其热X射线光度为Lx=（2.1+-0.4）\times 10^44 erg/s，是一个以X射线发射为中心的红色星系群，是一个中心射电最强的最亮星系团。然而，我们第一次看到证据表明，星系人口的大质量末端和星系团红色序列尚未完全到位。特别是，我们发现正在进行的星暴活动的第三排名星系接近中心和另一个稍微暗淡的对象。在9.4Gyr的回顾时间，星团星系人口似乎陷入了一个重要的演化阶段，在核心区域完全的恒星形成淬火和质量组装之前。X射线选择技术是识别和探测最遥远星系团的一种有效手段，而无需事先假设它们的星系内容。
2011-01-17 astro-ph.CO
The spectroscopically confirmed X-ray cluster at z=1.62 with a possible companion in the Subaru/XMM-Newton deep field
我们报告一个确认的星系团在z=1.62。我们在Subaru/XMM-Newton深场中发现了两个z~1.6的星系集中。我们对它们进行了近红外光谱跟踪观测，确认了几个z=1.62的大质量星系。其中一个与4.5 sigma的扩展X射线发射有关，尺度为0.5，这是高z星系团的典型特征。X射线探测表明它是一个引力束缚系统。另一个显示了X射线信号的暗示，但只有在1.5 sigma处，我们只在z=1.62处获得了一个安全的红移。我们还不确定这是否是一个崩溃的系统。可能的孪生星系在K<22时呈现出清晰的红色序列，并且似乎拥有相对较少的微弱红色星系。巨大的红色星系可能是古老的星系-它们的颜色与z_f=3的形成红移一致，最亮的确认成员的光谱拟合产生1.8_{-0.2}^{+0.1} Gyr的年龄，质量为2.5_{-0.1}^{+0.2} x 10^11 M_solar。我们的研究结果表明，它是可行的，以检测在X射线z>1.5的集群，也进行详细的分析，其中的星系与现有的近红外设备上的大型望远镜。
2010-04-21 astro-ph.CO
The XMM deep survey in the CDFS IV. Candidate Compton-thick AGN
钱德拉深场是天空中X射线数据密度最高的区域：4M的钱德拉和3M的XMM数据，即使是微弱的源也可以提取出高质量的光谱。我们利用这一点，以编制一个样本的严重模糊的活动星系核（AGN）使用X射线光谱。我们从176个最亮的XMM源中选择我们的样本，寻找a）平坦的X射线光谱（在90%置信水平下光子指数<1.4），表明反射占主导地位的连续谱，或b）吸收转换，表明柱密度高于~10 ^{24} cm-2。我们发现一个样本的九个候选人严重模糊的来源满足上述标准。其中四个显示具有统计学显著性的FeKa线，具有较大的等效宽度（四分之三的EW与1千电子伏一致），这表明这些是最安全的康普顿厚度活动星系核候选者。其中两个源是传输为主，而其他两个最有可能是反射为主的康普顿厚活动星系核。虽然这四个源的样本在统计上并不完整，但它代表了在中等到高红移下发现的康普顿厚源的最佳例子，其中三个源在z = 1.2 - 1.5，一个源在z = 3.7。使用斯皮策和赫歇尔观测，我们估计具有良好的精度的X射线，中红外（12微米）的亮度比我们的来源。这些都远低于平均活动星系核的关系，独立地表明，这四个来源是严重模糊。
2013-03-22 astro-ph.CO
A pan-chromatic view of the galaxy cluster XMMU J1230.3+1339 at z=0.975 - Observing the assembly of a massive system
我们提出了一个全面的星系团研究XMMU J1230.3+1339的基础上，联合分析的X射线数据，光学成像和光谱观测，弱透镜的结果，并实现一个详细的多组件视图，这个新发现的系统在z=0.975的无线电特性。我们发现了一个光学性质非常丰富的大质量系统，其M200 $\simeq$（4.2 $\pm$ 0.8）$\times$ 10^14 M $\sun$，Tx $\simeq$ 5.3（+0.7--0.6）keV，Lx $\simeq$（6.5 $\pm$ 0.7）$\times$ 10^44 erg/s，测量并比较了各种广泛使用的质量代理。我们已经确定了多个集群相关的组件，包括一个中央飞越组靠近核心通道与相关的边缘扩展1.4GHz的无线电发射可能源自湍流尾流区的合并事件。在星系团的外围，我们看到了一个轴上坠落的星系团和第二个布里渊星系团星系（BCG）的证据，以及一个额外的离轴星系团吸积事件的迹象。我们跟踪两个星系细丝超出标称集群半径，并提供了一个尝试性的重建系统的三维吸积几何。根据总质量、ICM结构、光学丰度以及两个主要的BCG型星系的存在，新确认的星系团XMMU J1230.3+1339可能是一个与后发座星系团非常相似的系统的前身，但结构演化相差7.6 Gyr。
2010-09-01 astro-ph.CO
A deep spectroscopic study of the filamentary nebulosity in NGC4696, the brightest cluster galaxy in the Centaurus cluster
我们目前的深积分场光谱观测结果使用高分辨率光学（4150-7200）VIMOS VLT光谱，NGC 4696，在半人马座星系团（阿贝尔3526）的主导星系。在室女星系团之后，这是第二个最近的（z=0.0104）冷核星系团的例子。NGC 4696被一个巨大的明亮的H α发射线星云（L = 2.2 \times 10^40尔格每秒）所包围。我们探索发射线细丝的起源和激发，并发现它们的起源与被拉出一致，在上升的射电泡下，像其他类似系统一样进入团内介质。与以前的观察相反，我们没有观察到外丝的冲击激发的证据。我们的光谱与Ferland等人最近提出的粒子加热激发机制相一致。
2011-07-20 astro-ph.CO
Brightest Cluster Galaxies and Core Gas Density in REXCESS Clusters
我们使用代表性XMM星系团结构巡天（REXCESS）中的邻近星系团样本研究了最亮星系团（BCGs）与其宿主星系团之间的关系。该样本由南方天文台天体物理研究（SOAR）在R波段成像，以调查旧恒星星族的质量。使用12 h ^-1 kpc的度规半径，我们发现BCG光度与整个星系团质量的关系很弱，为L_BCG \propto M_cl ^0.18 +-0.07，与以前的工作一致。我们发现，90%的BCGs位于0.035 r_500内的X射线发射的峰值，包括所有的冷核心（CC）集群。我们还发现，对于非冷核（非CC）星系团，BCG度规光度与核心气体密度之间存在一种意想不到的相关性，其幂律为n_e \propto L_BCG ^2.7 +-0.4（其中n_e的测量值为0.008 r_500）。这种相关性不容易用恒星形成（在非CC星系团中很弱）或整体星系团质量（与核心气体密度无关）来解释。即使BCG不位于X射线发射的峰值附近，这种趋势也会持续存在，因此不需要接近。我们认为，对于非CC集群，这种相关性意味着，设置的集群气体的中心熵的相同的过程也决定了BCG的中心恒星密度，这一基本的物理过程很可能是合并。
2010-02-18 astro-ph.CO
Origin of central abundances in the hot intra-cluster medium - I. Individual and average abundance ratios from XMM-Newton EPIC
炽热的星系团内介质（ICM）富含金属，这些金属是由超新星（SNe）爆炸合成的，并随着时间的推移积累到星系团的深引力势阱中。由于X射线中可见的大多数元素都是由Ia型超新星（SNIa）和/或核心坍缩（SNcc）超新星形成的，测量它们的丰度可以为我们提供自恒星形成高峰期（z ~ 2-3）以来数十亿SNe的核合成产物的直接信息。在这项研究中，我们使用EPIC和RGS仪器上XMM-牛顿测量9个元素（O，Ne，Mg，Si，S，Ar，Ca，Fe和Ni）的丰度从44个附近的冷核星系团，集团和椭圆星系的样品。我们发现，Fe丰度在样品上显示出很大的分散性（~20-40%），在0.2 $r_{500}$范围内，特别是0.05 $r_{500}$。与绝对Fe丰度不同，丰度比（X/Fe）在所考虑的温度范围内（~0.6-8 keV）相当均匀，并且具有有限的分散性。除了对系统不确定性进行前所未有的处理外，我们还提供了迄今为止在ICM中测量的最准确的丰度比，包括我们坚定地检测到的Cr/Fe和Mn/Fe（MOS和pn独立>4σ）。我们发现Cr/Fe、Mn/Fe和Ni/Fe与原始太阳值有显著差异。然而，在原太阳丰度的大的不确定性，使我们无法作出强有力的比较本地和集群内的化学富集。我们还注意到，有趣的是，尽管我们的数据集的净曝光时间很大（~4.5 Ms），但在~3.5 keV附近没有看到线发射特征。
2016-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
XMM-Newton observations of the merging galaxy cluster CIZA J2242.8+5301
利用XMM-Newton观测方法研究了CIZA星系团J2242.8+5301的团内介质。该星团拥有一个长达2 Mpc，宽约50 Kpc的无线电遗迹，绰号为“香肠”。一个更小，更不规则的反遗迹也存在，以及一个微弱的巨大射电晕。我们分析了ICM物理性质的分布，并试图通过识别密度和温度的不连续性来寻找冲击。在南部遗迹的东部，我们发现了对应于马赫数1.3的激波压缩的证据，并推测激波延伸到射电结构的长度之外。ICM温度在北部遗迹处升高。更令人困惑的是，我们发现在星团中心以东有一堵热气“墙”。一个部分椭圆形的热等离子体环似乎存在于合并周围。虽然无线电观测和数值模拟预测了一个简单的合并几何形状，但X射线结果指向一个更复杂的合并场景。
2012-10-08 astro-ph.CO
Deriving the Hubble constant using Planck and XMM-Newton observations of galaxy clusters
通过Sunyaev Zeldovich（SZ）效应在X射线和微波波长下观测星系团，确定哈勃常数的值的可能性早已为人所知。以前的测量一直受到观测数据中相对较大的误差和严重偏差的困扰，例如，由集群三轴性和块状。\textit{Planck}的出现使我们能够映射康普顿参数y，即SZ效应的幅度，在中间星团中心半径处具有前所未有的精度，这反过来又允许与X射线测量进行详细的空间分辨比较。鉴于这种更高质量的观测数据，我们开发了一种贝叶斯方法，该方法结合了从大规模集群的流体动力学模拟中获得的集群内介质物理学的先验知识，具有测量不确定性。我们将我们的方法应用到61个红移z < 0.5的星系团的样本中，用普朗克和XMM-牛顿观测，发现H_0=67 \pm 3 km s^{-1} Mpc^{-1}。
2019-03-25 astro-ph.CO
Measuring bulk flows of the intracluster medium in the Perseus and Coma galaxy clusters using XMM-Newton
我们展示了一种新的技术，用于校准的XMM EPIC-PN探测器的能量尺度，这使我们能够测量大量的流量在集群内介质（ICM）的英仙座和后发座集群。该程序使用所有观测中存在的仪器线，特别是Cu-Ka。通过研究它们的空间和时间变化，除了结合校准观测外，我们还将Fe-K线的绝对能量标度改进到优于150 km/s，这比标称精度550 km/s有了很大的提高。然后，我们映射了大部分的中央1200和800千秒差距的英仙座和后发座，分别在空间区域下降到65和140千秒差距大小的大部分运动。我们通过将我们的测量结果与Hitomi在Perseus中发现的重叠区域进行比较来交叉检查我们的程序，发现一致的结果。对于英仙座来说，在核心以东250 kpc处，LoS速度增加了480+-210 km/s（1 sigma）。该区域与冷锋有关，为ICM在势阱中晃动提供了直接证据。假设整体运动的内禀分布为高斯分布，则其宽度为214 ± 85 km/s，不包括系统性。去除晃动区域，这被减少到20-150 km/s，这与未受干扰区域中的Hitomi线宽测量的幅度相似。在后发座中，ICM的视线速度在两个中央星系的速度之间变化。气体速度和金属丰度的地图提供了后发座合并历史的线索，星系团核心北部和东部的物质速度与NGC 4874相似，而南部和西部的物质速度接近NGC 4889。我们的研究结果突出了合并系统之间的差异，如昏迷，我们…
2019-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spitzer observations of Abell 1763 - II: Constraining the nature of activity in the cluster-feeding filament with VLA and XMM-Newton data
阿贝尔1763在z=0.23的超结构包含第一个使用中红外观测直接检测到的星系细丝。我们以前的工作已经表明，在暗条内，以24μm辐射为特征的星爆星系的频率比在富星系团的中心或系统周围的场要高得多。这里提供了新的VLA和XMM-牛顿数据。我们使用无线电和X射线数据来研究活动星系的分数和位置，包括活动星系核（AGN）和星暴。射电远红外相关、X射线点源定位、IRAC颜色和类星体位置都被用来了解活动星系核的存在。我们发现很少有MIPS选择的星系，显然是由AGN活动为主。在暗条中的大多数射电选择成员是星爆。在超星系团中，在射电和中红外波段探测到的8个分光成员中，有3个是射电亮活动星系核。它们位于Abell 1763的核心或附近。五个星爆位于沿着灯丝的更远的地方。本文计算了已知的Abell 1763最亮星系团（BCG）广角尾（WAT）源的物理性质。第二个双瓣源被发现沿细丝以及以外的维里半径的任何集群。WAT从X射线质心的速度偏移，以及WAT在簇内介质（ICM）中的弯曲都与冲压压力剥离一致，表明沿灯丝方向的流运动。我们认为这是进一步的证据，星系细丝的集群喂养的性质。
2010-09-29 astro-ph.CO
Suzaku Observations of the X-ray Brightest Fossil Group ESO 3060170
“化石”星系群，每个都由一个相对孤立的巨大椭圆星系主导，具有许多介于星系群和星系团之间的性质。我们利用{ \sl朱雀} X射线观测站对$R_{200}$外的X射线最亮的化石群ESO 3060170进行了观测，以更好地阐明化石群、正常群和集群之间的关系。我们确定了组内气体的温度，密度和金属丰度分布，并推导出该组的熵，压力和质量分布。外部区域的熵和压力分布比模拟的星团更平坦，类似于大质量星团的观测结果。这可能表明气体是凝块的和/或气体已经重新分布。假设流体静力平衡，总质量估计为$\sim1.7\times10^{14}$ $M_{\odot}$，半径$R_{200}$为$\sim1.15$ Mpc，封闭重子质量分数为0.14。该化石群的铁质轻比大于大多数化石群，与集群的铁质轻比相当，表明该化石群保留了大部分金属。一张25 Mpc尺度的星系光度密度图显示，这个化石群居住在一个相对孤立的环境中，不像典型的星系群和星系团所嵌入的星系结构。
2013-08-01 astro-ph.CO
Evolution of the X-ray Profiles of Poor Clusters from the XMM-LSS Survey
利用XMM-LSS巡天中选取的27个星系团的X射线样品，研究了团内高温等离子体X射线表面亮度剖面的演化。这些系统大多是群和贫星系团，温度为0.6-4.8 keV，红移范围为0.05 - 1.05。比较配置文件与一个标准的β-模型的动机低红移组的研究，我们发现我们的系统中有54%拥有一个中央过剩，我们确定一个尖冷核心。拟合β模型的配置文件，允许模糊的XMM点扩散函数，我们调查的趋势与温度和红移的外斜率（β）的X射线表面亮度，并在发病率的尖形核心。适合个人集群配置文件和配置文件堆叠在波段的红移和温度表明，发生率的尖形核心不下降，在高红移，已报告在丰富的集群。相反，这样的核心随着红移的增加而变得更加突出。β与红移和温度都呈正相关。考虑到在当地系统中看到的β-T趋势，我们假设温度是这一趋势的主要驱动因素。然后，我们的结果表明，这种相关性仍然存在于z~0.3处，我们的大多数集群都位于那里。
2010-05-26 astro-ph.CO
Growth of brightest cluster galaxies via mergers since z = 1
星系团内部的等级组装与Brilliant Cluster Galvanism（BCGs）的演化直接相关，BCGs主导着丰富星系团中心的恒星光。本文利用HST成像数据研究了红移范围0.8 < z < 1.4的14个X射线选择星系团中BCGs的合并数。我们发现，在我们的样本中，星系团之间的BCGs的伴星系数量存在显着差异，这表明在相似质量的星系团中，BCGs可以有非常不同的合并历史。在BCGs周围50 kpc的半径范围内，我们发现平均有6.45个\pm 1.15质量比（伴星：BCG）在1：1和1：20之间的伴星星系。坠落的伴星在大合并（1：1 - 1：2）和小合并（1：3 - 1：20）之间显示出50/50的分裂。当与使用较低红移星系团的类似工作相比时，这些结果表明，在过去，主要和次要合并都更常见。由于合并到BCG的动力学时间尺度是相对较短的回望时间到z ~ 1相比，我们的结果表明，BCG恒星质量可能会增加多达1.8倍，因为z = 1。然而，如果从附近同伴剥离的物质最终在漫射的团内光中，BCGs的生长速率将大大降低。
2013-07-05 astro-ph.CO
XMM-Newton Observation of the Northwest Radio Relic Region in Abell 3667
阿贝尔3667是一个有射电遗迹的合并星团的原型。西北射电遗迹是已知最明亮的星团遗迹或晕，被认为是由于强烈的合并激波。我们已经观察到了40千秒的净XMM时间的NW遗迹。我们观察到一个全球性的温度下降，整个遗迹从6至1千电子伏，类似朱雀的结果。我们的新观测结果显示，遗迹位置附近的温度和表面亮度都发生了急剧变化。增加的X射线辐射的遗物可以等效地很好地描述了热或非热光谱模型。热模型的参数与马赫数M~2的激波和~1200 km/s的激波速度一致。射电遗迹中相对论粒子的能量含量可以用激波的加速效率~ 0.2%来解释。将逆康普顿X射线发射的极限与测得的无线电同步辐射进行比较，我们将遗迹中的磁场的下限设定为3 μ G。如果遗迹的辐射是非热辐射，这个下限实际上就是所需的磁场。
2010-04-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Redshift Evolution in the Iron Abundance of the Intracluster Medium
星系团提供了一个封闭的盒子，人们可以在其中确定气态重子随宇宙时间的化学演化。通过对29个星系团在红移0.3 < z < 1.3范围内的XMM-牛顿观测数据的分析，我们研究了热X射线发射重子中金属丰度的演化。单独来看，这一数据集并没有显示出显著进化的证据。然而，当我们还包括Chandra（Maughan et al. 2008）观察到的115个星系团的可比样本和XMM在z < 0.3时观察到的70个星系团的较低红移样本（Snowden et al. 2008）时，有明确的证据表明金属丰度下降。从z = 0到z \approx 1，这种降低大约是2的因子，在其上我们找到最小二乘最佳拟合线Z（z）/ Z_{\odot} =（0.46 \pm 0.05）-（0.38 \pm 0.03）z。演化中最大的不确定性来自最高红移区间中约束较差的金属丰度。
2009-04-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Clocking the formation of today's largest galaxies: Wide field integral spectroscopy of Brightest Cluster Galaxies and their surroundings
通过测定从星系核心、外围到团内光区的恒星星族和恒星动力学，研究了局部最亮星系团（BCGs）的形成和演化。收集了23个观测到的4 r_e的BCG的积分光谱，并确定了高信噪比区域。恒星星族合成代码被用来确定每个区域内恒星的年龄、金属丰度、速度和速度色散。集群内光（ICL）的光谱是最好的建模与人口是年轻的，少金属比BCG核心丰富。样本的平均BCG岩心年龄为13.3 $\pm$ 2.8 Gyr，平均金属丰度为[Fe/H] = 0.30 $\pm$ 0.09，而ICL的平均年龄为9.2 $\pm$ 3.5 Gyr，平均金属丰度为[Fe/H] = 0.18 $\pm$ 0.16。在大多数样本中（17/23），速度色散曲线是上升或平坦的，并且在某些情况下，那些上升值达到宿主星系团的速度色散值。最长的BCGs最接近星团X射线光度的峰值。这一结果与BCG核心和内部区域在很久以前快速形成的想法一致，外部区域和ICL形成的时间较晚，并通过较小的合并继续组装。任何最近在BCGs中形成的恒星都是一个次要的组成部分，并且与星团的冷核状态有关。
2019-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The X-Ray Properties of the Optically Brightest Mini-BAL Quasars from the Sloan Digital Sky Survey
我们收集了斯隆数字巡天数据发布5类星体目录中14个光学最亮的射电宁静类星体（$m_{i}$ ~ $\le$ ~17.5和$z$ ~ $\ge$ ~1.9）的样本，它们的光谱中存在C IV迷你BALs。其中12个天体的X射线数据是使用ACIS-S通过钱德拉快照调查获得的，而另外两个类星体的数据则是从XMM-牛顿观测档案中获得的。联合X射线谱分析表明，小型BAL类星体与非BMB类星体（既不是BAL类星体，也不是小型BAL类星体）具有相似的平均功率律光子指数（$Γ\approx1.9$）和本征吸收水平（$N_H \lesssim 8\times 10^{21} \ {\rm cm}^{-2}$）。小型BAL类星体在相对X射线亮度分布上（用$Δα_{\rm ox}$评估）更类似于非BMB类星体而不是BAL类星体。相对颜色表明，在小型BAL类星体的光谱中，尘埃有轻微的红化。$Δα_{\rm ox}$和紫外吸收特性之间的显着相关性被确认为一个样本的56个源相结合的小型BAL和BAL类星体与高信噪比的静止帧紫外光谱，一般支持模型中，X射线吸收是重要的，使驾驶的紫外吸收线风。我们还提出了替代的参数化的紫外吸收性质的小型BAL和BAL类星体，这可能会更好地描述宽吸收槽在某些方面。
2010-09-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
XMM-Newton Survey of Local O VII Absorption Lines in the Spectra of Active Galactic Nuclei
在背景活动星系核（AGN）X射线谱中探测到的高度电离的z=0金属吸收线为探测银河系及其周围的热（$T\sim10^6$ K）气体及其金属含量提供了一种有效的方法。我们提出了一个全天空调查的$K_α$过渡的本地O VII吸收线获得Voigt轮廓拟合档案XMM-牛顿观测。共选取了43个活动星系核，其中12个是BL Lac型活动星系核，其余为Seyfert 1星系。在$3σ$能级以上，在21个活动星系核中探测到O VII局域吸收线，其中7个是本工作新发现的。天空覆盖率，定义为检测的数量和样本大小之间的比率，增加从约40%的所有目标的100%的最明亮的目标，这表明一个均匀分布的O VII吸收剂。我们相关的线等效宽度与银河系坐标，并没有发现这些数量之间的任何强相关性。一些活动星系核具有热吸收体，这可能会使局部X射线吸收体的分析复杂化，因为衰退速度可以由流出速度补偿，特别是对于附近的目标。我们讨论的潜在影响，我们的分析温暖的吸收剂。X射线吸收器的综合理论模型将在以后的论文中提出。
2015-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
XMM-Newton and Chandra Cross Calibration Using HIFLUGCS Galaxy Clusters: Systematic Temperature Differences and Cosmological Impact
来自星系团的宇宙学约束依赖于精确的引力质量估计，这在很大程度上依赖于星系团气体温度的测量。因此，系统的校准差异可能会导致偏差，仪器依赖的宇宙学约束。这是特别感兴趣的光之间的紧张关系的普朗克结果的主要温度各向异性的CMB和Sunyaev-Zel'dovich加上X射线团簇计数分析。我们量化的系统性和不确定性的交叉校准的有效面积之间的五个X射线仪器，EPIC-MOS 1/MOS 2/PN板载XMM-牛顿和ACIS-I/S板载钱德拉，和温度测量的影响。此外，我们评估了交叉校准不确定性对宇宙学的影响。使用HIFLUGCS样本，由64个X射线最亮的星系团，我们约束ICM温度通过光谱拟合在相同的，主要是等温，区域和比较。我们的工作是一个扩展到以前的一个使用X射线集群由IACHEC。在全能带中进行光谱拟合，我们发现用XMM-牛顿/EPIC确定的最佳拟合温度显著低于Chandra/ACIS温度。我们证明，多温结构和不同的相对灵敏度的仪器在某些能带的影响，不能解释所观察到的差异。我们的结论是，使用XMM-牛顿/EPIC，而不是钱德拉/ACIS获得完整的能带温度分布的集群质量测定的结果在一个完整的样本的星系团的宇宙学分析中，向较低的OmegaM值的8%的移动和向较高的sigma 8值的<1%的移动。这样的转变不足以显著缓解普朗克CMB各向异性和SZ加上XMM-牛顿宇宙学约束之间的紧张关系。
2014-12-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
A radio halo surrounding the Brightest Cluster Galaxy in RXCJ0232.2-4420: a mini-halo in transition ?
与团内介质有关的漫射射电源是宇宙射线电子和磁场的直接探测器。本文报道了用巨型米波射电望远镜在星系团RXCJ 0232.2 -4420（SPT-CL J 0232 -4421，$z=0.2836$）中发现的一个弥散射电源。弥散射电源围绕在星团内的布里渊星系团周围，像典型的无线电小晕。但其总的范围为$550\times800$ kpc $^{2}$，比小晕大，与射电晕相似。BCG本身也是一个射电源，其核心分辨率为$7''$（30 kpc）。我们测量RH的606 MHz通量密度为$52\pm5$ mJ y。假设频谱指数为1.3，则1.4 GHz无线电功率为$4.5 \times 10^{24}$ W Hz $^{-1}$。的集群的动力学状态已被推断为“放松”，也作为“复杂”的分类方法的基础上的X射线表面亮度的形态。因此，这个系统似乎处于从迷你晕到射电晕的过渡阶段。
2019-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A sample of 3403 galaxy clusters identified in XMM-Newton X-ray images
利用光学星表位置在XMM-Newton存档数据中识别出1490个新X射线星系团，结合已知样本构建3403个星系团样本，新样本红移更高、质量更低，补充了现有X射线样本。
2025-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The alignment between brightest cluster galaxies and host clusters
本研究通过光学和X射线数据测量星系团方向，确认BCGs与宿主星系团存在显著对齐，且X射线对齐更强，并指出红移演化可能源于观测偏差，强对齐或反映共同演化。
2022-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
