Separating the BL Lac and Cluster X-ray Emissions in Abell 689 with Chandra
本文给出了对Abell 689（z=0.279）星系团的Chandra观测结果。Abell 689是ROSAT全天巡天（RASS）探测到的最明亮的星团之一，但被标记为可能包含显著的点源污染。钱德拉望远镜的小PSF使我们能够证实这一点，并将点源与扩展的星系团X射线发射分离开来。对于该星系团，我们确定了它的辐射热光度为L_{bol} =（3.3+/-0.3 x10 ^{44} erg s-1），温度为kT=5.1^{+2.2}-1.3} keV。我们将我们测量的A689的光度与Rosat全天巡天（RASS）中引用的光度进行比较，发现L_{0.1-2.4,keV} = 2.8 × 10 ^{44} erg s-1，比ROSAT测量值低\sim 10倍。我们对点源的分析显示了显著堆积的证据，堆积分数约为60%。SDSS光谱和HST图像使我们得出Abell 689内的点源是BL Lac天体的结论。利用VLA和HST的射电和光学观测资料，我们确定BL Lac的α_{ro}=0.50，α_{ox}=0.77，α_{max}=0.58，这表明它属于“高能峰BL Lac”（HBL）类型。A689提取的光谱显示，在6千电子伏以上的能量，我们解释为逆康普顿发射的年龄可能已被转移到集群的BL湖的电子硬X射线过剩。
2011-12-06 astro-ph.CO
Turbulence in the SuperModel: Mass Reconstruction with Nonthermal Pressure for Abell 1835
与通过强透镜和弱透镜估计的质量相比，来自X射线发射的总质量在大量的集群中偏低。朱雀和钱德拉观测到的维里半径报告在几个宽松的集群陡峭的温度梯度，假设纯热流体静力平衡意味着非物理减少的质量分布。此外，气体质量分数似乎与CMB测量的宇宙值不一致。这些发现可以解释为在这些星团外围存在额外的非热压力的证据。这种非热成分可能是由于星系外气体落入星系团的剩余整体运动所引起的湍流。在这里，我们提出了一个超级模型分析阿贝尔1835观察钱德拉维里半径。超级模型的形式主义可以在平衡中包括一个非热分量，其能级和分布是由气体质量分数f_{gas}等于维里半径处的宇宙值导出的。包括这样一个非热的组件，我们从X射线重建一个不断增加的质量配置文件符合流体静力平衡也在集群郊区和协议维里边界与弱透镜值。增加的f_{gas}剖面证实了重子并没有丢失，而是位于星团的外围。
2013-05-14 astro-ph.CO
Chandra observation of two shock fronts in the merging galaxy cluster Abell 2146
我们提出了一个新的钱德拉观测的星系团阿贝尔2146，它揭示了一个复杂的合并系统的气体结构，是非常相似的子弹团（如。Markevitch等人，2002年）。X射线图像和温度图显示了一个冷却的2-3 keV子星系团，带有一个冲压压力剥离的气体尾部，刚刚离开破裂的6-7 keV主星系团。根据气体温度和密度的急剧变化，我们确定子星系团之前有一个弓形激波，其马赫数为马赫数M=2.2+/-0.8，对应于相对于主星系团的速度v=2200^{+1000}-900} km/s。我们估计这个子星系团在0.1-0.3 Gyr前穿过主核。此外，我们观察到一个较慢的上游激波传播通过外部区域的主要集群和计算的马赫数M=1.7+/-0.3。根据测得的激波马赫数M~2和上游激波的强度，我们认为两团合并的质量比在3到4比1之间。通过比较钱德拉观测与档案HST观测，我们发现，一组星系位于前面的X射线子星系团的核心，但最明亮的星系团位于后面的X射线峰。
2010-04-09 astro-ph.CO
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 2052: Bubbles, Shocks, and Sloshing
我们目前的第一个结果，从一个非常深（~650千秒）钱德拉X射线观测阿贝尔2052，以及档案VLA无线电观测。这些数据揭示了星系团内部的详细结构，包括活动星系核射电叶疏散的气泡、压缩的气泡边缘、细丝和环。两个同心激波被看到，并测量了最里面的一个的温度上升。在更大的尺度上，我们报告了第一次检测到一个多余的表面亮度螺旋特征。这个螺旋状星系的温度较低，熵较低，丰度比周围环境高，很可能是先前的星团合并或子星团合并引发的晃动气体的结果。先前看不见的气泡在较大的半径有关的早期爆发活动星系核的初步证据。
2011-06-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
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 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
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
The flat entropy profile at the outskirts of the Abell 2244 galaxy cluster
熵是研究星系团团内等离子体热力学历史的有利诊断方法。我们提出的Abell 2244星系团的熵配置文件派生都完全使用X射线数据从低背景的斯威夫特XRT望远镜，也使用普朗克y数据。仅使用X射线的熵分布推导至少对于维里半径是鲁棒的，因为与低能量下的X射线背景相比，簇亮度大，温度被能量kT>3 keV的簇X射线光子的缺乏强烈限制，并且XRT背景低、稳定且可理解。在观察到的立体角，约一个象限，熵径向分布偏离幂律的维里半径，主要是因为集群温度的急剧下降。当X射线光谱信息被康普顿图取代时，熵分布的这种弯曲得到了证实。聚束和非热压力支持不足以恢复幂律熵分布，因为它们通过以下方式被限制为小：a）不同示踪剂的质量估计值之间的一致性（气体和星系），b）基于具有不同灵敏度和系统学的可观测量的组合的熵轮廓确定之间的一致性，和c）使用方位角散射和气体分数估计的低的聚集值。基于数值模拟，离子-电子平衡也不足以恢复线性熵分布。因此，熵曲线的弯曲似乎是稳健地导出的，并且见证了理论上预测的通过维里边界的流入减少。
2022-12-09 astro-ph.CO
Nonthermal Pressure in the Outskirts of Abell 2142
聚集和湍流预计会影响物质在星系团外围的吸积。为了确定它们对Abell 2142热力学性质的影响，我们通过我们的超级模型对XMM-牛顿的X射线温度数据进行了分析，这是一种最先进的工具，用于研究已经在许多单个星系团上测试过的星系团内介质的天体物理学（自Cavaliere等人2009年以来）。使用Tchernin等人（2016）推导的校正成团的气体密度分布，我们发现了在Abell 2142的星系团外围存在维持重力所需的非热压力分量的证据，该分量约占维里半径处总压力的30%。的非热分量的存在意味着气体分数是一致的维里半径和电子的热压力分布的普遍价值是在很好的协议与推断SZ数据。我们的研究结果表明，气体聚集和非热压力分量的存在下都是必要的恢复观察到的物理性质在集群郊区。此外，我们强调指出，文献（包括Abell 2142）中基于Sunyaev-Zel'dovich（SZ）压力P_e和X射线电子密度n_e的组合确定温度分布k_BT = P_e/n_e的另一种方法不能突出团簇外围非热压力支持的存在。
2017-12-27 astro-ph.CO
A merger mystery: no extended radio emission in the merging cluster Abell 2146
本文报道了合并星系团Abell 2146的400 ksChandra X射线观测和325 MHz的GMRT射电观测。钱德拉的观测揭示了与主要合并事件相关的详细结构，包括位于致密子团核心前方的M=2.1+/-0.2弓形激波和第一个已知的上游激波（M=1.6+/-0.1）。令人惊讶的是，在325 MHz的深GMRT观测没有检测到任何与冲击波阵面相关的扩展无线电发射。所有其他合并的星系团，包括子弹星系团、Abell 520、Abell 754和Abell 2744，以及具有候选激波锋面的星系团，都探测到了与激波一致的射电遗迹或射电晕边缘。我们考虑了几个可能影响射电遗迹形成的因素，包括冲击强度和存在的预先存在的电子人口，但没有找到一个有利的解释这一结果。我们计算了一个3 σ上限为13 mJy的扩展无线电发射，这是显着低于预期的无线电功率所观察到的P_{radio} - L_{X}相关合并系统。Abell 2146中没有扩展的射电晕可能是由于相对于大多数合并的星系团而言，星系团的质量较低。
2011-07-11 astro-ph.CO
Internal dynamics of Abell 1240: a galaxy cluster with symmetric double radio relics
我们的目标是获得对Abell 1240星团内部动力学的新认识，发现存在两个大致对称的射电遗迹，它们之间的距离约为2 h_70^-1 Mpc。我们的分析主要是基于145个星系的红移数据和新的光度数据。我们还使用来自Chandra存档的X射线数据和来自SDSS（DR 7）的光度数据。我们结合星系的速度和位置，选择89个星系团和分析的Abell 1237 + Abell 1240集群复合体的内部动力学。我们估计类似的红移阿贝尔1237和阿贝尔1240，<z>=0.1935和<z>=0.1948，分别。对于Abell 1237，我们估计速度色散σ_v约为740 km/s，质量M约为6 10^14 h_70^-1 M_sun。考虑到Abell 1240的复杂动力学，我们估计它的LOS sigma_v约为870 km/s，质量范围M约为0.9-1.9 10^15 h_70^-1 M_sun。阿贝尔1240被显示为具有双峰结构，两个星系团大致定义了南北方向，同一个星系团由其X射线表面亮度的延长和遗迹的对称轴定义。两体模型同意这样的假设，即我们看到的星系团合并主要发生在天空的平面上，两个星系团在交叉核心后0.3 Gyrs的时间间隔内以静止帧速度差V_rf~2000 km/s分离，而Abell 1237仍在落入Abell 1240。Chandra档案数据证实了Abell 1240的复杂结构，并使我们…
2009-05-19 astro-ph.CO
Probing the Curious Case of a Galaxy Cluster Merger in Abell 115 with High Fidelity Chandra X-ray Temperature and Radio Maps
我们提出的合并星系团阿贝尔115的X射线和无线电研究的结果。我们使用全套的5钱德拉观测A115的日期（360 ks总积分），以构建高保真度的温度和表面亮度地图。我们还研究了在1.5 GHz的甚大阵列和在0.6 GHz的巨型米波射电望远镜的无线电数据。我们认为，高的X射线光谱温度之间的子集群的结果驱动到集群内介质的弓激波的相互作用的子集群相对于彼此的运动。我们已经确定了形态相似的情况下，恩佐数值N体/流体动力学模拟的星系团在宇宙学的背景下。此外，A115中的巨型射电遗迹特征，具有弧形结构和相对平坦的光谱指数，可能与其他大质量星系团中与冲击波相关的巨型射电遗迹一致。我们提出了一个动力学的方案，是一致的结构的X射线气体，集群之间的热区，和无线电遗迹功能。
2018-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 $^{-3}$（$Z/0.2~Z_{\od…
2014-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray Observations of Complex Temperature Structure in the Cool-core cluster Abell 85
利用X射线观测研究了冷核星系团Abell 85的复杂温度结构。温度特征可以提供合并事件的证据，这些合并事件使星团内的气体受到冲击加热。根据\textit{Chandra}和\textit{XMM-Newton}观察结果绘制温度图。新的长曝光\textit{XMM}观测和改进的温度图分箱技术相结合，产生了迄今为止A85的最高保真度温度图。在\textit{Chandra}和\textit{XMM}的温度图中，在南部和西南部的子星系团附近都检测到了热区。这些结构的存在意味着A85没有松弛。热区域可能表明存在冲击。热点位置的马赫数估计为$\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
Chandra observation of a cold front in Abell 2554
利用20.14ksChandra观测资料，证明了冷锋星系团A2554存在亚结构.利用质心移动和X射线亮度集中参数，我们证实了A2554是一个动态扰动系统。我们检测到两个主导结构;在z = 0.1108的主集群和在z = 0.1082的前景北部子结构。分析表明，X射线表面亮度边缘r \simeq 60千秒差距的集群核心。边缘的化学剖面排除了冲击的可能性。温度的跳跃（从\sim 6 keV到\sim 10 keV），以及压力平衡（P0/P1 = 1.01 \pm 0.23），与M=0.94的冷锋定义一致^{+0.13}-0.17}，还观测到冷云前\sim 100 kpc处的弱弓形激波，对应于马赫数M \sim 1.1的上限。如果北部亚结构与冷锋无关，我们可以得出结论，云的跨音速运动是由合并引起的，这是弱的或很久以前发生的。
2019-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sunyaev-Zel'dovich observation of the Bullet-like cluster Abell 2146 with the Arcminute Microkelvin Imager
我们提出了13.9-18.2 GHz的观测Sunyaev-Zel'dovich（SZ）的影响Abell 2146使用Arcminute Microkelvin成像仪（AMI）。在减去射电源的图中，以13 σ的峰值SNR比检测到集群。SZ和X射线图像的比较表明，它们都具有彼此近似垂直的延伸区域，其发射峰显著移位。这些特征表明气体温度和压力分布的不均匀性，表明了集群合并。我们使用贝叶斯聚类分析来探索团簇加源模型的高维参数空间，以获得在存在射电源、接收器噪声和原始CMB各向异性的情况下的团簇参数估计; SZ + CMB原始结构+射电源+接收器噪声与CMB +射电源+接收器噪声的概率为3 x 10^{6}：1。我们比较了三种不同的聚类模型的结果。我们的首选模型利用的观察，气体分数似乎没有很大的变化之间的集群。给定阿贝尔2146中两个合并系统的相对质量，可以从维里定理（假设所有的动能都是内部气体能量的形式）推导出平均气体温度，而不会受到合并事件的显著影响，前提是主星系团在合并之前被维里化。在这个模型中，我们适合一个简单的球形等温β模型，尽管这个模型的合并系统，如阿贝尔2146的不足，并假设集群遵循维里化，奇异，等温球的质量-温度关系。我们注意到，该模型避免了推断大规模集群参数内部的r_200下广泛使用的假设流体静力平衡。我们发现在r_200处，M_T= 4.1 \pm 0.5 × 10^{1…
2011-03-16 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
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 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
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
Discrepant Mass Estimates in the Cluster of Galaxies Abell 1689
我们提出了一个新的质量估计的一个良好的研究引力透镜集群，阿贝尔1689，从深钱德拉观测与总曝光量为200 ks。在r=200 h-1 kpc范围内，X射线质量估计系统地比透镜效应低30- 50%。在r>200 h ~（-1）kpc时，X射线和弱透镜方法的质量密度分布给出了一致的结果。最新的弱透镜工作表明，比X射线分析发现的更陡峭的轮廓，同时仍然与大半径处的质量一致。以前的研究表明，较冷的小尺度结构可能会使X射线温度测量产生偏差，或者星团的北部受到干扰。我们发现这些方案不太可能解决中央质量的差异，因为前者需要70-90%的空间被这些冷结构所占据，排除北部的子结构不会显着影响总质量的配置文件。一个更合理的解释是投射效应。我们还发现，以前报道的高硬带宽带的温度比在A1689，和许多其他与钱德拉观察到的集群，可能是由于仪器吸收，减少10-15%的有效面积在~1.75 keV。
2009-06-23 astro-ph.CO
Exploring the origin of a large cavity in Abell 1795 using deep Chandra observations
我们检查深堆叠钱德拉观测的星系团阿贝尔1795（超过700千秒差距），深入研究一个大的（34千秒差距半径）腔的X射线发射。奇怪的是，尽管形成这个空洞需要很大的能量（4PV= 4 × 10^60 erg），但在星团的另一侧并没有明显的空洞对应物，如果它是由于中心活动星系核的喷流膨胀气泡而形成的话，这是可以预期的。也没有与空洞相关的无线电发射，并且在它和BCG之间没有金属增强或细丝，这通常是在从核心升起的活动星系核膨胀的气泡中发现的。一种可能性是，这是一个古老的鬼腔，气体晃动控制了核心周围的金属分布。投影效应，特别是东南方向的长X射线亮丝，可能会阻止我们看到星系团核心对面的伴气泡。我们计算出，这样一个伴气泡很容易就能将南部暗条中的气体从核心中提升出来。有趣的是，最近人们发现，在这个空腔内有一个高度可变的X射线点源，与一个小矮星系重合。考虑到这个点源和X射线腔的显着空间相关性，我们探讨了过去这个矮星系爆发可能导致腔形成的可能性，但发现这是一个不太可能的情况。
2014-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Double Galaxy Cluster Abell 2465 I. Basic Properties: Optical Imaging and Spectroscopy
本文描述了z = 0.245的双星系团Abell 2465的光学成像和光谱观测。这个物体似乎正在经历一次大的合并。它是一个双X射线源，在1.4 GHz的无线电中被检测到。本文研究了这两个组件的相互作用的签名。测量红移以确定每个组分的速度色散和维里半径。模糊聚类的技术被用来分配成员权重的星系在每个集群。使用红移的93个集群成员在1.4兆秒差距的子集群中心，维里质量和各向异性参数的推导。37%的光谱观测星系显示出发射线，并且在诊断图中主要是恒星形成。没有发现强的活动星系核源，发射线星系倾向于位于两个星系团中心之间，更多的靠近西南星系团。这两个星团的光度函数不同。NE分量类似于许多富星系团，而SW分量则有更多的暗星系。NE团块的光分布遵循c = 10的单个NFW分布，而SW更好地拟合扩展的外部区域和紧凑的内核，与指示SW团块具有冷却核心的可用X射线数据一致。观察到的Abell 2465的两个组成部分的差异和性质被解释为是由2-4 Gyr前的碰撞引起的，之后它们已经分开，现在接近它们的远心，尽管合并的开始仍然是可能的。发射线星系的数量为星系团碰撞引发恒星形成的观点提供了支持。
2011-02-10 astro-ph.CO
Unveiling Chemical Enrichment in the Abell 2029 Core with XRISM, XMM-Newton, and Chandra
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Arkansas（阿肯色大学）；University of Waterloo（滑铁卢大学）；The University of Alabama in Huntsville（亨茨维尔阿拉巴马大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；University of Chicago（芝加哥大学）；Nara Women's University（奈良女子大学）
利用XRISM、XMM-Newton和Chandra观测揭示阿贝尔2029核心的化学丰度模式，发现其最佳由低金属licity前体和双简并Ia型超新星模型组合解释，并发现钙丰度异常。
2025-11-19 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
Deep Chandra observations of the stripped galaxy group falling into Abell 2142
在局域宇宙中，大质量星系团的增长主要是通过群尺度系统的不断吸积来实现的。Abell 2142中的坍落群是这种吸积群的典型代表，因此，它是研究由结构形成引起的天体物理过程的理想目标。我们提出了一个深（200千秒）观察这个结构与钱德拉，这突出了这个系统的复杂性在精致的细节的结果。在该群的核心，钱德拉的空间分辨率揭示了前沿和复杂的活动星系核诱导活动的存在。汽提气体尾部的形态在最里面的250 kpc中出现直的，这表明磁覆盖有效地屏蔽了气体与周围环境的接触。然而，超过核心的$\sim300$千秒差距，尾巴耀斑和形态变得非常不规则，这可以解释为一个破碎的披盖，例如，由于湍流运动。表面亮度波动的功率谱是相对平坦的（$P_{2D}\propto k^{-2.3}$），这表明热传导被强烈抑制，甚至超出磁覆盖是有效的区域。尾部密度波动的幅度与马赫数为$M_{3D}\sim0.1-0.25$的轻度湍流相一致。总的来说，我们的研究结果表明，导致热化和混合的下降气体的过程是缓慢的，相对低效的。
2017-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Outskirts of the Galaxy Cluster Abell 3395 including a Filament toward Abell 3391
本文介绍了朱雀号对Abell 3395外围的观测结果，其中包括一个朝向Abell 3391的大尺度结构暗条。我们测量了从Abell 3395南郊到维里半径以北的温度和丰度分布，在Abell 3391和3395之间的X射线和Sunyaev-Zel'dovich效应观测中发现了丝状结构。整体温度结构与Okabe等人提出的普遍分布一致。（2014）对于除细丝区域之外的松弛簇。在两个团簇之间发现了ICM加热的迹象，这可能是由于它们在团簇合并早期的相互作用。虽然我们得到了相对较低的$Z=0.169^{+0.164+0.009+0.018 }_{-0.150-0.004-0.015 }$太阳的金属丰度，其中第一，第二和第三个误差分别是统计的，宇宙X射线背景系统的，和非X射线背景系统的，在维里半径的暗条，我们的结果仍然是一致的，在误差范围内的其他集群（$Z \sim 0.3$太阳）的先前的结果。因此，我们的结果也与早期富集的情况相一致。我们仅从Abell 3391和3395之间的X射线结果中估计了康普顿$y$参数，假设几何形状简单。它们比以前用普朗克卫星得到的SZ结果要小。这种差异可能归因于更复杂的几何形状，例如倾斜于视线方向的灯丝，或者由于未解决的多温度结构或未检测到的冲击加热气体的热X射线发射而低估了X射线温度。
2017-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
LoCuSS: A Herschel view of obscured star formation in Abell 1835
我们提出了Herschel/PACS，MMT/Hectospec和XMM-牛顿观测阿贝尔1835，天空中最明亮的X射线团之一，和主机的一个强大的冷核心。尽管阿贝尔1835有一个典型的“放松”的X射线形态，在强透镜和弱透镜质量图中没有正在进行的合并活动的迹象，但它有一个复杂的速度分布，表明它仍然以较小的卫星系统的形式吸积大量的质量。事实上，我们发现强大的动力学分离的恒星形成尘埃星系的光学选择集群人口。大多数赫歇尔源被发现接近的维里半径的集群，几乎三分之一似乎是嵌入在一个灯丝喂养集群从SW。我们发现，最明亮的红外星系可能参与星系-星系的相互作用，可能引发了目前阶段的恒星形成。
2010-05-20 astro-ph.CO
CLASH-VLT: a full dynamical reconstruction of the mass profile of Abell S1063 from 1 kpc out to the virial radius
背景：宇宙学晕的质量密度分布的形状告诉我们DM和DM重子相互作用的性质。以前的估计内斜率的星系团的质量密度分布是在反对来自CDM的数值模拟的预测。目的：我们确定的DM密度分布的一个大规模的星系团，阿贝尔S1063（RXC J2248.7 $-$ 4431）在$z=0.35$，与动力学分析的基础上进行了广泛的光谱活动与VIMOS和MUSE摄谱仪在ESO VLT的内斜率。这个新的数据集提供了前所未有的1234个光谱成员的样本，其中104个位于星团核心（R < 200 kpc），从MUSE积分场光谱中提取。后者还允许最亮的星团星系（BCG）的恒星速度色散曲线被测量到40 kpc。研究方法：我们使用了一个升级版本的MAMPOSSt技术进行联合极大似然拟合的速度色散轮廓的BCG和星系团成员星系的速度分布的径向范围从1千秒差距的维里半径（~ 2.7百万秒差距）。结果：我们发现了一个值$γ_{DM} =0.99 \pm 0.04$的内部对数斜率的DM密度曲线边缘化后，所有其他参数。新确定的动力学质量分布被认为是在良好的协议与质量密度分布从独立的X射线流体静力学分析的基础上深钱德拉数据，以及强和弱透镜分析。我们的γ DM值与宇宙学CDM模拟的结果非常一致。我们将在未来的工作中扩展我们的分析到更多的集群。如果在更大的聚类样本上得到证实，我们的结果使该DM模型比其他模型更具吸引力。
2020-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Applications for edge detection techniques using Chandra and XMM-Newton data: galaxy clusters and beyond
钱德拉X射线天文台无与伦比的空间分辨率使高能天体物理学取得了许多突破。在这里，我们探讨高斯梯度幅度（GGM）过滤的X射线数据，这大大提高了清晰度的表面亮度边缘的X射线观测的应用，并在一定范围内的空间尺度的X射线表面亮度的梯度图。在星系团中，我们发现这种方法能够揭示Abell 2142和Abell 496冷锋背后的显著亚结构，可能是Kelvin Helmholtz不稳定性的结果。在Abell 2319和Abell 3667中，我们证明了GGM滤波器可以提供一种简单的方法来映射冷锋宽度和跳跃率沿冷锋长度的变化。我们目前的结果，从我们正在进行的计划分析钱德拉和XMM-牛顿档案与GGM过滤器。在英仙座星团中，我们发现了一个以前看不见的边缘，从核心向东约850 kpc，位于一个已知的大规模冷锋之外，这可能是一个弓形激波。在MKW 3中，我们发现从星系团核心开始出现不寻常的“V”形表面亮度增强，这可能与活动星系核喷流有关。在蟹状星云中，在环面的外部发现了一个新的移动特征，它以~0.1c的速度在天球平面上移动，并且比钱德拉以前看到的运动距离中央脉冲星更远。
2016-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
Shocking Tails in the Major Merger Abell 2744
我们确定了四个罕见的“水母”星系在哈勃太空望远镜图像的主要合并集群阿贝尔2744。这些星系拥有恒星形成结和细丝的痕迹，这些痕迹是在从母星系剥离的气体尾巴中原位形成的，表明它们正处于被环境改造的过程中。这些星系快速转变的进一步证据来自它们的光谱，它们揭示了星暴、星暴后和活动星系核的特征。最有趣的是，其中三个水母星系位于ICM附近，这些ICM特征与钱德拉X射线图像中检测到的合并“子弹状”子星系团及其冲击波阵面有关。我们认为，高压合并环境可能是负责恒星形成的气体尾巴。这提供了观测证据，说明星系在一个主要的星系团合并的剧烈核心通道阶段迅速转变。
2012-04-04 astro-ph.CO
Dark matter distribution in the merging cluster Abell 2163
Abell 2163星系团是一个由多个子星系团组成的具有复杂动力学的合并系统。它呈现出特殊的X射线特性（高温和光度），这表明它是一个非常巨大的星团。最近对气体分布的二维分析揭示了复杂的多相结构。本文提出了一个宽场弱透镜研究的暗物质在集群中的分布，以提供一个替代的视觉的合并状态的集群。建立2D质量分布并与星系和气体分布进行比较。贝叶斯方法，在Im 2shape软件中实现的，被用来适应微弱的背景星系的形状参数，并纠正PSF涂抹。对背景星系进行了仔细的颜色选择，以恢复微弱的透镜信号。剪切信号被测量到超过2 Mpc（距中心约12'）。径向剪切剖面与不同的参数质量剖面拟合。2D质量图是根据剪切分布构建的，并用于识别不同的质量分量。2D质量图与星系分布一致，而从弱透镜效应推断的总质量与X射线推断的质量存在很大差异。无论使用哪种方法，维里质量M200都落在维里半径（~ 2.0 Mpc）内的8 ~ 14 10^14 Msol范围内，这个值比从X射线推导出的质量小两倍。在暗物质分布中，中心质量团呈现双峰，两个组分之间的质量比约为3：1。落块A2163-B作为一个独立的实体在弱透镜中被检测到。所有这些结果都是在主交叉后不到1Gyr的多重合并的背景下解释的。
2012-03-01 astro-ph.CO
Complex diffuse radio emission in the merging PLANCK ESZ cluster Abell 3411
我们目前的合并星系团阿贝尔3411的VLA无线电和钱德拉X射线观测。对于该星系团，我们发现在0.5 keV到2.0 keV之间的总温度为6.4 keV，X射线光度为2.8 x 10^{44} erg s^{-1}。钱德拉的观测揭示了这个星系团正在经历一次合并事件。的VLA观测结果表明，在集群的中心区域，我们归类为0.9兆秒差距大小的射电晕的大规模弥漫发射的存在。此外，一个复杂的地区的扩散，偏振发射被发现在东南郊区的集群，沿合并系统的投影轴。我们把这个漫反射区归类为射电遗迹。这个无线电遗迹的总范围是1.9 Mpc。对于在集群区域的组合发射，我们发现一个无线电频谱指数为-1.0 \pm 0.1之间的74 MHz和1.4 GHz。射电遗迹的形态很奇特，因为遗迹被分成五个碎片。这表明，造成遗迹的冲击波已经由于与连接到星团或ICM中其他子结构的大规模星系细丝的相互作用而被打破。或者，复杂的形态反映了化石射电泡中电子的存在，这些电子被冲击重新加速。
2013-05-21 astro-ph.CO
Spitzer observations of Abell 1763 - I: infrared and optical photometry
我们提出了一个光度分析的星系团阿贝尔1763在可见光和红外波长。包括使用Palomar 200 in望远镜获得的完全缩小的r '，J，H和Ks图像，以及斯皮策的IRAC和MIPS图像。该集群覆盖了约3维里半径与深24微米成像（5？深度为0.2 mJy）。这个40'乘40'的相同场被覆盖在所有四个IRAC波段以及更长波长的MIPS波段（70和160 um）中。r'成像覆盖0.8 deg 2到25.5等，并与MIPS视场的大部分重叠。J，H，Ks的图像覆盖了星系团的核心和大约一半的丝状星系，这些丝状星系向邻近的星系团Abell 1770延伸。这第一，在一系列的论文Abell 1763，讨论了数据减少方法和源提取技术用于每个数据集。我们目前的目录红外（IR）源（与24和/或70微米的发射）和他们相应的发射在光学（u '，g'，r '，i'，z '），和近远红外（J，H，Ks，IRAC，和MIPS 160微米）。我们通过NASA/IPAC红外科学档案（IRSA）向社区提供目录和缩小图像。
2010-09-29 astro-ph.CO
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
The XMM Cluster Outskirts Project (X-COP): Physical conditions to the virial radius of Abell 2142
上下文星系团通过其外围物质的吸积而不断增长。这一过程会导致气体密度分布的不均匀性（聚集），这需要考虑到恢复大半径处团内介质（ICM）的物理特性。目的。利用Sunyaev Zel'dovich（SZ）效应和X射线信号研究了大质量星系团Abell 2142外围（R > R500）的热力学性质。方法.我们结合了由普朗克测量的SZ压力分布与XMM-牛顿气体密度分布，恢复到2 R500的温度，熵和流体静力学质量的径向分布。我们使用了一种对结块不敏感的方法来恢复气体密度，并将结果与传统的X射线测量技术进行了比较。结果当考虑成团时，我们的SZ/X射线联合熵分布与纯引力坍缩的预测一致，而当忽略成团的影响时，我们发现了一个显著的熵平坦。使用联合X射线/SZ数据恢复的流体静力学质量分布与从光谱X射线测量获得的一致，并通过弱透镜和星系运动学获得的质量重建。结论.我们发现，聚集可以解释朱雀在几个星系团的外围观察到的熵平坦。当使用一种对聚集不敏感的方法来重建气体密度时，Abell 2142的热力学性质与热气体压力维持重力和熵在吸积激波处注入的假设是相容的，而不需要唤起更多的奇异物理。我们的研究结果强调了需要足够的空间分辨率和大的收集面积的X射线观测，以了解在集群外部区域工作的过程。
2016-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Chandra observations of dying radio sources in galaxy clusters
垂死的射电源代表了活动星系核（AGN）演化过程中一个非常有趣且基本上未被探索的阶段。它们被认为是非常罕见的，几乎所有已知的都是在星系团中发现的。然而，考虑到迄今为止检测到的数量很少，还不可能对其X射线环境得出任何确切的结论。我们目前的X射线观测与钱德拉卫星的三个星系团阿贝尔2276，ZwCl 1829.3+6912，和RX J1852.1+5711，在他们的中心港口一个垂死的无线电源，我们最近发现了一个超陡的频谱。我们分析了这些难以捉摸的射电源周围的X射线发射气体的物理特性。我们确定了星系团的整体X射线性质，推导出了金属丰度、气体温度、密度和压力的方位平均分布。此外，我们估计了总质量分布。大尺度X射线发射是规则的和球形的，表明这些系统处于松弛状态。事实上，我们发现，这三个集群的特点也是显着增强的金属丰度和下降的温度曲线向中心区域。基于所有这些原因，我们将RX J1852.1+5711、Abell 2276和ZwCl 1829.3+6912归类为冷核星系团。
2012-10-25 astro-ph.CO
A Chandra view of the z=1.62 galaxy cluster IRC-0218A
背景：已知的z > 1.5的星系团很少。重要的是要研究这些星系团和ICM中星系的性质，并进一步交叉检查各种质量估计的可靠性。这将有助于澄清结构形成的过程，以及如何遥远的星系团可以用来约束宇宙学。目标：我们提出了一个84 KS钱德拉观测IRC-0218 A，星系团推断存在的星系过密度在红外线在红移为1.62和相关的一些XMM发射方法：空间分析的钱德拉X射线光子分布。结果：IRC-0218 A的钱德拉观测似乎完全由位于MIR星系密度质心的点源控制。此外，我们还探测到了在[0.3-2]keV波段的~ 3 10 E-15 erg/s/cm ~ 2的辐射通量下，半径为25”的弱扩展发射（2.3 sigma）。假设星系团演化相似，我们推断M200的维里质量为7.7+/-3.8 10 E13 Mo。这与我们目前对星系团动力学质量的估计（基于10个红移）略有一致，尽管没有证据表明星系特有的速度对应于维里化结构的运动。在X射线维里半径范围内的恒星质量估计为1-2 10 E12 Mo。我们提供了一个详细的帐户，在现场检测到的28个X射线点源。
2012-01-18 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
The mystery of the 'Kite' radio source in Abell 2626: insights from new Chandra observations
我们提出了一个新的钱德拉研究的星系团A2626的结果。星团的射电辐射显示出一个由四个对称弧组成的复杂系统，与X射线辐射没有已知的相关性。射电弧朝向中心的镜像对称性以及星系中心存在的两个光学核心表明，它们可能是由cD星系内部的双活动星系核驱动的成对旋进射电喷流产生的。然而，以往的观测未能观测到第二次喷流活动星系核和沿射电弧辐射年龄的光谱趋势，从而挑战了这一解释。新的钱德拉观测有几个科学目标，包括寻找第二个活动星系核，以支持喷流进动模型。在这里，我们专注于详细的研究的热辐射和非热辐射的无线电电弧附近的本地属性，以获得更多的见解，他们的起源。我们进行了一个标准的数据减少的钱德拉数据集得出的径向分布的温度，密度，压力和冷却时间的集群内介质。我们进一步分析了气体温度的二维分布，发现射电弧的西南交汇处围绕着星团的冷核心。我们研究了交叉点的X射线SB和光谱剖面，发现冷锋在空间上与射电弧重合。这可能表明热气体的晃动与无线电细丝的性质之间存在联系，为它们的起源提出了新的设想。一种可能性是，射电弧跟踪一个复杂表面的投影，该表面连接电子被气体晃动产生的湍流最有效地再加速的位置。在这种情况下，由电弧嵌入并具有极陡频谱的漫射发射在非常低的射频下应该是最可见的。
2017-12-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Minor merger-induced cold fronts in Abell 2142 and RXJ1720.1+2638
我们提出的证据存在的“松弛出现”冷锋团Abell 2142和RXJ 1720.1 +2638的子结构。这些子结构的检测是可能的综合多目标光学光谱获得的Hectospec和深度成像多目标光谱仪仪器上的6.5米MMT和10米凯克II望远镜，分别。这些观测分别产生了956个和400个光谱确认的星团成员，其投影半径分别为Abell 2142和RXJ 1720.1 +2638的3Mpc。子结构表现为成员星系空间分布的局部峰值，也表现为局部速度子结构区域。对于Abell 2142和RXJ1720.1+2638，我们确定了组尺度的子结构，当考虑到冷锋的形态和时间，因为从冷锋半径估计的扰动物的近心通道，可能会扰动集群核心，并产生在钱德拉图像中观察到的冷锋。这里提出的结果是一致的冷锋合并活动的结果，并与冷锋在轻松出现集群是由于轻微的合并活动。
2011-09-26 astro-ph.CO
The Merger Dynamics of the Galaxy Cluster Abell 1775: New Insights from Chandra and XMM-Newton for a Cluster Simultaneously Hosting a WAT and a NAT Radio Sources
通过分析高质量的Chandra和XMM-Newton档案数据，我们对Abell~1775的合并动力学进行了新的研究。我们确认/识别弧形边缘（即，在X射线峰值以西的$\sim48$ ~kpc处有一个分裂的冷气尾部，向东延伸到$\sim163$ ~kpc，在星团核心东北约$81-324$ ~kpc处有一个螺旋状的X射线过剩羽流，连接到尾部的末端。通过该头部，投射气体温度从$3.39_{-0.18}^{+0.28}$ ~keV向外升高到$5.30_{-0.43}^{+0.54}$ ~keV，被发现是一个冷锋，马赫数为$\mathcal{M}\sim0.79$。沿冷锋和尾翼的表面，典型的KHI特征（鼻子和机翼等），并用于约束磁场上限（$\sim11.2~μ$ G）和粘度抑制因子（$\sim0.01$）。结合光学和无线电证据，我们提出了一个两体合并（而不是在一个大规模的气体环境中的系统运动）的情况下，并进行了理想化的流体动力学模拟来验证it. We发现，所观察到的X射线发射和温度分布可以最好地再现合并质量比为5后的第一个近心通道。因此NAT射电星系更可能是一个以2800~ $\rm km~s^{-1}$的相对速度落入星系团中心的单个星系，这一速度受到其射电形态的限制。下落的子星系团预计有一个相对较低的气体含量，因为只有一个气体贫乏的子星系团才能引起这样一个离轴合并中观察到的只有中心的扰动。
2021-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Witnessing the assembly of the cluster Abell 1882
我们提出了一个组合的光学和X射线分析的丰富的集群阿贝尔1882的目的是确定合并子结构和理解最近的组装历史，这个系统。我们的光学数据包括从星系和质量大会（GAMA）调查中提取的光谱，由于其深度和高光谱完整性，该调查适合这种详细的研究。我们使用283光谱确认集群成员检测和表征的子结构。我们补充的光学数据与X射线数据与钱德拉和XMM。我们的分析表明，A1882有两个主要的组成部分，A1882 A和A1882 B，它们的预测分离度为2 Mpc，视线速度差为v_{los} =-428 km/s。主系统A1882 A的速度色散σ_v= 500 km/s，Chandra（XMM）温度kT=3.57keV（3.31keV）;副系统A1882 B的速度色散σ_v= 457 km/s，Chandra（XMM）温度kT=2.39keV（2.12keV）。光学和X射线对两个系统质量的估计在不确定性范围内是一致的，表明与A1882 B（M_{500} =0.8-1.0x10 ^{14}Msolar）相比，A1882 A（M_{500} =1.5-1.9x10 ^{14} Msolar）的质量是A1882 B的两倍。我们将A1882 A/A1882 B系统解释为在堆芯通过之前观察到的。支持这一解释的是A1882 A和A1882 B的大分离，以及X射线数据中最近（<2Gyr）主要相互作用的证据缺乏。两体分析表明…
2013-06-24 astro-ph.CO
The puzzling merging cluster Abell 1914: new insights from the kinematics of member galaxies
我们分析了Abell 1914的动力学状态，这是一个拥有射电晕的合并星系团，其结构非常不寻常。我们的研究考虑了119个星系与意大利国家伽利略望远镜获得的光谱数据。我们从空间和速度分布中选择了89个集群成员。我们还使用测光加拿大-法国-夏威夷望远镜档案。我们计算了星系团的平均红移σ<z>_v =0.168，速度色散σ_v=1210 - 110 ^{+125} km/s。从2D分析中，我们发现Abell 1914有一个NE-SW的细长结构，有两个星系团，大部分在天空平面上合并。我们对主系统速度弥散的最佳但非常不确定的估计是sigma_v~1000 km/s。我们估计整个系统的维里质量M_sys=1.4- 2.6 × 10^{15} h_{70} ^{-1} Msun。我们通过一个简单的两体模型研究合并，发现数据是一致的绑定，传出的子结构观察后，核心交叉。通过研究光度法选择的红星系的二维分布，我们发现Abell 1914包含在一个丰富的大尺度结构中，有两个紧密的伴星系系统，已知在z~0.17。在西南的系统支持的想法，该集团是吸积集团从一个丝排列在NE-SW方向，而在NW建议的第二个方向的吸积NW-SE。我们的结论是，Abell 1914很好地符合典型的集群与无线电晕。我们认为，不寻常的无线电发射连接到复杂的集群吸积，并建议阿贝尔1914类似于著名的附近合并集群阿贝尔754其特殊的观察到的…
2013-01-22 astro-ph.CO
Uniform Contribution of Supernova Explosions to the Chemical Enrichment of Abell 3112 out to R200
星系团团内介质（ICM）中金属元素的空间分布记录了星系团核合成和化学富集历史的全部信息。我们目前的测量，从总的1.2 Ms朱雀XIS和72 KS钱德拉观测的冷核星系团阿贝尔3112的维里半径（~ 1470千秒差距）。我们发现观测到的Ia型超新星爆炸占超新星爆炸总数的比例在星系团维里半径的12-16%范围内呈均匀分布。观测到的Ia型超新星爆炸的分数与我们银河系中发现的相应分数以及我们银河系的化学富集相一致。不变化的超新星富集表明，在星团外围的ICM富集金属在早期阶段之前，在激烈的恒星形成活动期间，星团本身形成。此外，我们发现，2D延迟爆轰模型CDDT产生显着更差的适合的X射线光谱相比，简单的一维W7模型。这是由于在这些模型中相对于所测量的丰度，Si的相对高估，而Mg的相对低估。
2017-01-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Interaction of the massive cluster system Abell 3016/3017 embedded in a cosmic filament
星系团系统RXCJ 0225.9 -4154包含两个子星系团A3016和A3017，它们被嵌入一个具有吸积特征的大尺度结构暗条中。钱德拉对这个系统的观测显示了这两个星系团以及连接它们的X射线发射丝和其中的星系群。主星系团A3017显示出的冲击迹象很可能来自最近与沿暗条轴的星系团成分以及冷锋的相互作用。两个星系团之间的灯丝很可能是由星系团的吸积激波加热，我们讨论了两种情况下，这个X射线灯丝的起源。本文介绍了许多属性的集群合并系统的组件，用于协助解释所观察到的配置。
2021-05-28 astro-ph.CO
Euclid: Early Release Observations. A combined strong and weak lensing solution for Abell 2390 beyond its virial radius
Instituto de Física de Cantabria（坎塔布里亚物理研究所）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；Aix-Marseille Université, CNRS, CNES, LAM（艾克斯-马赛大学）；Institut d’Astrophysique de Paris, UMR 7095, CNRS, and Sorbonne Université（巴黎天体物理学研究所）；Universität Innsbruck, Institut für Astro- und Teilchenphysik（因斯布鲁克大学）；Department of Physics and Astronomy, University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学物理与天文学系）；Department of Astronomy, University of Massachusetts（马萨诸塞大学天文学系）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）；STAR Institute, University of Liège（列日大学STAR研究所）；Department of Physics, Centre for Extragalactic Astronomy, Durham University（杜伦大学）
欧几里得利用联合强弱引力透镜分析，首次对阿贝尔2390团体质量进行精确测量，揭示其物质分布特征。
2025-07-11 astro-ph.CO
The Distribution of Dark and Luminous Matter in the Unique Galaxy Cluster Merger Abell 2146
阿贝尔2146（$z$ = 0.232）由两个正在进行合并的星系团组成。该系统是在以前的工作中发现的，其中两个大的冲击波阵面是用$\textit{Chandra X-ray Observatory}$探测到的，与第一次核心通道后不久捕获的靠近天空平面的合并一致。利用$\textit{Hubble Space Telescope}$上ACS-WFC观测到的遥远星系的扭曲形状，对系统中的总引力质量进行了弱引力透镜分析。投影质量重建的最高峰集中在Abell 2146-A的Brilliant星团星系（BCG）。Abell 2146-B的质量更大。自举噪声质量重建显示Abell 2146-A中的质量峰值始终集中在BCG上。先前的工作表明，BCG-A似乎落后于X射线冷核;尽管质量重建的峰值集中在BCG上，但考虑到弱透镜质量图的分辨率，它也与X射线峰值一致。具有以BCG为中心的两个组分的最佳拟合质量模型分别对于Abell 2146-A和Abell 2146-B产生$M_{200}$ = 1.1 $^{+0.3}_{-0.4}$ $\times$ 10 $^{15}$ M $_{\odot}$和3 $^{+1}_{-2}$ $\times$ 10 $^{14}$ M $_{\odot}$，假设每个簇的质量浓度参数为$c=3.5$。根据弱透镜分析，Abell 2146-A是主晕成分，而与X射线分析（…
2016-09-21 astro-ph.CO
Stellar mass measurements in Abell 133 with Magellan / IMACS
利用麦哲伦星系上的IMACS仪器对Abell 133星系团进行了深部光学成像分析。我们的多波段测光使恒星质量测量的星系团成员星系下降到$M_\star=3\times10^8\,M_\odot$的质量限制（$\approx 0.1$的大麦云恒星质量）。我们观察到一个明显的差异，在星系团内的大星系和矮星系的空间分布。分别对这些星系群进行建模，我们可以自信地跟踪锁定在星系中的恒星质量分布到星系团的维里半径。星团中最亮的星系的扩展包层可以追踪到$\sim 200$ kpc。中央星系贡献了半径为$r_{500c}$的星团总质量的$\sim 1/3$。
2020-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of the merging galaxy cluster Abell 3376
观测到的星系团经常表现出X射线形态，暗示着最近与一个正在坠落的子星系团的相互作用。阿贝尔3376是一个邻近的大质量星系团（z=0.046），其子弹状的X射线发射表明它可能经历了最近的碰撞。它显示出一对Mpc尺度的射电遗迹，其最亮的星系团位于距离X射线发射峰值970 h_70^-1 kpc的地方，那里是第二亮的星系。我们试图恢复Abell 3376的动力学历史。我们使用SPH代码Gadget-2进行了一组N体绝热流体动力学模拟。这些模拟的二进制集群碰撞的目的是探索可能的初始配置的参数空间。通过尝试匹配X射线的形态，温度，维里质量和X射线光度，我们设置近似的约束条件的一些合并参数。我们最好的模型表明，碰撞的质量比在1/6-1/8的范围内的集群，并具有中心气体密度的四倍以上的主集群的子集群。最好是具有小碰撞参量（b<150 kpc）的型号（如有）。我们估计Abell 3376在通过核心后大约0.5 Gyr被观测到，并且碰撞轴相对于天空平面倾斜i~40度。下落的子团驱动超音速激波，传播速度几乎为2600 km/s，这意味着马赫数高达M~4;但我们表明，由于投影效应，它将被低估为M~3。
2013-01-18 astro-ph.CO
Properties of the intracluster medium of Abell 3667 observed with Suzaku XIS
我们用朱雀XIS观测了A3667星系团的西北区。的温度和表面亮度的簇内介质进行了测量维里半径（r200-2.3 Mpc）。径向温度分布比其他星团的平均温度分布平坦，直到半径达到西北射电遗迹。在西北射电遗迹区，温度从5 keV急剧下降到2keV左右。温度的急剧变化可以解释为马赫数约为2.5的激波。熵的斜率在外围区域变平缓，在射电遗迹区域附近为负值。在这个区域中，电子-离子库仑碰撞的弛豫时间尺度比冲击加热后经过的时间长，等离子体可能失去平衡。利用差分辐射测量（DEM）模型，我们还确认了多温度结构周围的无线电遗迹区，其特征在于在1 keV和4 keV的两个峰值。这些特征表明，气体被从中心向外区传播的激波加热。
2011-11-22 astro-ph.CO
