Systematic X-ray Analysis of Radio Relic Clusters with SUZAKU
我们利用朱雀卫星对四个星系团中的六个巨型射电遗迹进行了系统的X射线分析。该样本包括CIZA 2242.8-5301、Zwcl 2341.1-0000、Abell 3667的东南部分以及先前发表的Abell 3667和Abell 3376的西北部分的结果。特别是我们首次利用朱雀卫星观测到了CIZA 2242.8-5301的狭窄遗迹（50 kpc），这使我们能够减小投影效应。本文报道了在CIZA 2242.8 -5301和Abell 3667 SE中发现的两处遗迹的冲击波的X射线探测。在ZWCL 2341.1 -0000中的两个遗迹的位置，我们没有检测到震动。从整个遗迹的光谱温度分布，我们发现，温度分布表现出显着的跳跃跨越文物CIZA 2242.8-5301，Abell 3376，Abell 3667 NW，和Abell 3667 SE。利用Rankine-Hugoniot跳跃条件，从X射线温度或压力剖面估算了马赫数，并与从射电谱指数得到的马赫数进行了比较。计算得到的马赫数（M=1.5-3）基本一致，而CIZA 2242的X射线数据计算的马赫数则比射电观测的结果偏低。这些结果表明，合并集群中的巨型射电遗迹与冲击结构有关，正如以前对单个集群的研究所建议的那样。
2012-09-25 astro-ph.CO
Spectral and morphological signatures of cluster merger shocks: CIZA J2242.8+5301
CIZA J2242.8+5301星系团拥有一个非常狭窄的，Mpc宽的，弥散的无线电辐射跟踪旅行冲击波，称为遗迹。我们对集群进行多波长观测。我们发现，无线电频谱陡峭和增加的冲击下游地区的光谱曲率，指示由光谱老化的电子产生的排放，以下的JP老化模型。向$16$ GHz弯曲的积分频谱挑战了有利的遗迹形成模型。此外，我们发现一个提升的数密度的H $α$发射体的一个因素的$10$，可能是由星系的相互作用与冲击波。
2014-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radio Relics Tracing the Projected Mass Distribution in CIZA J2242.8+5301
我们提出了一个弱透镜分析的合并星系团，CIZA J2242.8+5301，托管双射电遗迹，使用三波段斯巴鲁/Suprime-Cam成像（$Br'z'$）。由于碰撞成团的暗物质晕的寿命比发射X射线的气体晕的寿命长，弱透镜分析是一个强有力的方法来约束合并动力学。使用干净的背景星表的二维剪切拟合表明，该星系团经历了质量比约为2：1的合并。主晕位于南部地区的气核周围，而没有集中的气核与北部的副晕。我们发现，投影集群质量分布产生的不等质量合并是非常吻合的曲线形状的两个无线电文物和整体的X射线形态，除了缺乏北部的气体核心。由于没有显著的射电晕，我们可以通过平衡加速时间和通过堆芯后的时间或冷却时间，并假设共振加速是二阶费米过程，将$(δB/B)^2<\mathcal{O}(10^{-6})$的磁流体动力学湍流的分数能量限制在共振波数上。
2015-08-19 astro-ph.CO
Deep Very Large Array observations of the merging cluster CIZA J2242.8+5301: continuum and spectral imaging
尽管在理解无线电遗迹方面取得了进展，但关于潜在的粒子加速机制仍然存在悬而未决的问题。本文介绍了CIZA，J2242.8 +5301（$z=0.1921$）的深1- 4GHz VLA观测结果。我们的VLA观测首次揭示了扩散源的复杂形态和北部遗迹的沉积结构。我们发现了新的微弱的弥漫性无线电发射，延伸到北部主要遗迹的北部。我们的马赫数估计的北部和南部的遗迹，使用VLA观测和现有的LOFAR和GMRT数据获得的无线电频谱指数图的基础上，是与以前的无线电和X射线研究（$\mathcal{M}_{\rm RN}=2.58\pm0.17$和$\mathcal{M}_{\rm RS}=2.10\pm0.08$）。然而，颜色-颜色图和建模表明比从光谱指数图获得的光谱指数更平坦的注入光谱指数，这表明投影效应可能不是完全可以忽略的。南部的遗迹由五个“手臂”组成。在它的内部，我们发现了一个有尾射电星系，它似乎与遗迹有关。一个频谱指数平坦化，无线电尾巴连接到遗物，也被测量。我们认为，南部遗迹可能跟踪活动星系核化石电子，在冲击重新加速，估计强度为$\mathcal{M}=2.4$。其他尾射电星系的高分辨率映射也支持这样一种情况，即活动星系核的化石电子被合并事件复活，并可能与一些弥漫的星系团射电辐射的形成有关。
2018-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
MC$^2$: Boosted AGN and star-formation activity in CIZA J2242.8+5301, a massive post-merger cluster at z=0.19
星系团合并在星系团的形成和演化过程中起着重要的作用。Stroe等人（2014）揭示了在大质量（~ 2x 10 $^{15}$ M $_{\odot}$）“香肠”合并星团CIZA J2242.8+5301的~1 Mpc宽的激波前沿附近，候选H $α$发射体的意外过密度。我们使用Keck/DEIMOS和WHT/AF 2确认了合并星系团内和周围的83个H $α$发射体。我们发现，在最热的X射线气体和/或在集群的子核心（远离冲击波前锋）的星系团恒星形成星系显示高[SII]6716/[SII] 6761和高[SII]6716/H $α$，这意味着非常低的电子密度（<30倍低于所有其他恒星形成星系的集群外）和超新星的显着贡献，分别。所有靠近星团中心的恒星形成星系都显示出明显的外流（蓝移Na D~200- 300 km/s），可能是由超新星驱动的。在H $α$ AGN中也发现了强的外流。合并星系团中的H $α$恒星形成星系遵循z~0质量-金属丰度关系，表现出系统性的高金属丰度（~0.15-0.2 dex），比星系团外的H $α$发射体（投影R>2.5 Mpc）高。这表明，激波前沿可能触发了剩余的富含金属的气体，星系能够将这些气体保留在形成的恒星中。我们的观测表明，令人印象深刻的大质量（~10 $^{15}$ M $_\odot$）星系团的合并可以为显著的恒星形成和活动星系核活动提供条件，但是，由…
2015-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of spectral curvature in the shock downstream region: CIZA J2242.8+5301
巨大的星团射电遗迹被认为是在星系团碰撞过程中的激波前沿形成的。通过我们仍然知之甚少的过程，这些冲击加速或再加速宇宙射线电子，并可能放大磁场。研究这一现象的最佳对象是星系团CIZA J2242.8+5301，因为它显示了最未受干扰的遗迹。利用巨米波射电望远镜（GMRT）和韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）在153 - 2272 MHz的7个频率上的观测数据，研究了该星系团的同步辐射。我们的目的是区分理论注入和加速模型提出的无线电遗迹的形成。我们还研究了头尾射电源，以揭示合并和星系团之间的相互作用。我们制作了光谱指数、曲率图和无线电颜色图，并将我们的数据与模型的预测进行了比较。我们提出了一个最深的153 MHz的地图集群曾经产生的，达到1.5毫焦/梁的噪声水平。我们得到的综合光谱集群中的四个文物，发现非常陡峭的光谱漫发射集中在多个补丁。我们在星团南部的遗迹中发现了一个可能的凤凰无线电。北部遗迹的频谱指数在低于600兆赫的射频上也保持着从冲击波的前部到后部变陡的迹象。同一遗迹的光谱曲率在下游区域也增大。这些数据与Komissarov-Gubanov注入模型一致，这意味着我们观察到的发射是由光谱老化的加速无线电电子的单次爆发产生的。
2013-04-30 astro-ph.CO
AMI SZ observation of galaxy-cluster merger CIZA J2242+5301: perpendicular flows of gas and dark matter
利用对CIZA J2242+5301的AMI观测，并与文献中的弱引力透镜和X射线辐射观测进行比较，研究了非重子暗物质（NBDM）和气体在合并过程中的行为.对Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号的分析表明存在垂直于X射线伸长的高压气体和弱透镜形态，这在文献中给出合并轴约束，意味着高压气体在芯通过期间被推出到线性结构中。文献中的模拟与推断的合并情景密切匹配，显示形成了垂直于合并轴的气体密度和温度结构。这些SZ观测结果对于修正的引力理论是具有挑战性的，在修正的引力理论中，NBDM不是星系团引力的主要贡献者。
2017-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of the Galaxy Cluster CIZA J2242.8+5301 I: Thermal Model and Shock Properties
CIZA J2242.8+5301中的巨大射电遗迹可能是大质量合并星系团中Mpc大小的激波的证据。然而，确切的冲击特性仍然没有明确确定。特别是，从综合无线电频谱得出的马赫数超过了从X射线温度跃变得出的马赫数两倍。我们在这里提出了一个数值研究，旨在与这个星系团的观测大多数模型是一致的。我们首先表明，在北震上游的X射线温度和无线电数据是相互一致的。然后，我们推导出祖质量的系统使用标准的密度分布，X射线性质和假设的流体静力学平衡。我们发现一类模型，是大致一致的弱透镜数据，无线电数据和一些X射线数据。假设一个冷核与非冷核合并，我们发现一个基准模型的总质量为$1.6 \times 10^{15}\,M_\odot$，质量比为1.76和一个马赫数，这是一致的估计从无线电频谱。我们不能与X射线导出的马赫数相匹配，因为即使是低质量模型也对X射线导出的激波速度作了过高的预测。我们认为，CIZA J2242.8+5301的深X射线观测将能够测试我们的模型，并可能协调X射线和无线电派生的马赫数的遗物。
2017-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A view of the CIZA J2242.8+5301 galaxy cluster at very low radio frequencies
本研究利用LOFAR LBA在45 MHz首次观测了CIZA J2242.8+5301星系团，结合多频数据推导了射电遗迹的谱指数和Mach数分布，并发现北部遗迹东部的对称表面亮度分布挑战了单一尖锐激波加速模型。
2025-05-29 astro-ph.CO
Shocks and Tides Quantified in the "Sausage" Cluster, CIZA J2242.8+5301, using N-body/hydro-dynamical Simulations
碰撞的星系团CIZA J2242.8+5301显示出一个壮观的、近2 Mpc长的激波阵面，其射电马赫数为M ~ 5，与X射线估计的M ~ 2.5相比，这个数值大得令人困惑。目前，X射线温度跳跃被投射通过星团的较冷的未受冲击的气体稀释的程度缺乏量化。因此，在这里，我们应用我们的自洽N体/流体动力学代码（基于FLASH）来模拟这种二进制集群遇到。我们可以解释激波阵面的位置，也可以解释两个星团中心之间气体和暗物质的潮汐拉伸导致的X射线发射。所需的总质量是$8.9 \times 10^{14}$ Msun，质量比为1.3：1，有利于南部星团成分。我们得到的相对速度是$\simeq 2500$公里/秒之间的两个主要的集群组件，与碰撞参量的120千秒差距。这个解意味着，由于投影中的冷气体，来自低角分辨率X射线卫星SUZAKU的激波温度跃变被低估了两倍，从而使观测到的X射线和射电估计值一致。我们认为，CIZA J2242.8+5301中复杂的南部遗迹已经被打破，因为向南移动的“回”冲击气体与仍沿碰撞轴下落的气体发生碰撞。最后，我们使用我们的模型来生成康普顿-y映射来估计热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应引起的无线电通量的减少。在30 GHz时，在北部和南部激波阵面的位置，这分别相当于$ΔS_n = -0.072$ mJy/arcmin $^2$和$ΔS_s = -0.075$ m…
2017-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of a nearby early-phase major cluster merger CIZA J1358.9-4750
CIZA J1358.9-4750是一对靠近银河平面的星系团。它由两个X射线延伸的驼峰组成，分别位于西北和东南方向，相距14弧分（约1.2 Mpc），中间有一个X射线亮桥状结构。在朱雀星上，东南驼峰的温度为5.6 keV，西北驼峰的温度为4.6 keV。两个驼峰都没有表现出明显的中央冷分量。桥区域的温度高于9千电子伏的最大值，这个热的区域分布几乎正交的桥梁轴在协议的冲击加热数值模拟中看到的早期阶段的迎面大合并。这种相似性得到了X射线峰和与每个星系团相关的cD星系之间良好位置重合的支持。在短曝光XMM-牛顿图像中，在Suzaku测量的温度呈现陡峭梯度的位置处发现显著的强度跳跃。这些特性表明存在激波间断。根据确定的激波阵面两侧的温度差，估算出的马赫数为1.32，碰撞速度约为1800 km/s。从成员星系的光学红移来看，这两个星系团几乎在天球平面上合并。因此，CIZA J1358.9-4750被认为是具有明显激波特征的早期合并的有价值的邻近例子。
2015-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Multi-wavelength Observations of the Dissociative Merger in the Galaxy Cluster CIZA J0107.7+5408
我们提出的结果的基础上的X射线，光学和射电观测的大质量星系团CIZA J0107.7+5408。我们发现，该系统是一个后核心通道，解离，二进制合并，与光学星系密度峰值的每个子集群领导其相关的X射线发射峰。这种分离的发生是因为弥漫的气体经历了冲压压力，而有效的无碰撞星系（以及可能与之相关的暗物质晕）没有。这个系统包含双峰的漫射射电辐射，可能是一个双射电遗迹，遗迹沿着合并轴排列，也引导着X射线核心。我们发现了与西南遗迹相关的温度峰值的证据，可能是由同一个合并冲击造成的，该冲击为该地区的遗迹无线电发射提供动力。因此，这个系统是一个相对罕见的分离二元合并的干净例子，原则上可以用来限制暗物质的自相互作用截面。低频射电观测揭示了与X射线、光学或高频射电辐射无关的超陡谱漫射射电辐射。我们认为，这些来源是无线电凤凰，这是预先存在的非热粒子人口已重新通过绝热压缩由相同的合并冲击，电力的无线电遗迹。最后，我们把逆康普顿发射的SW无线电遗物的上限。
2016-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetic Field Evolution in Giant Radio Relics using the example of CIZA J2242.8+5301
巨型射电遗迹是在某些正在合并的星系团外围观测到的弧形弥散射电辐射区。它们被认为是在团内介质中追踪冲击波。最近的观测表明，一些著名的射电遗迹在其射电频谱中表现出超过2 GHz的陡峭。这对标准理论模型提出了挑战，因为冲击加速预计会将电子加速到非常高的能量，并具有幂律动量分布。在这项工作中，我们试图调和这些数据与冲击加速的情况。我们认为，光谱变陡可能是由于最高能量的电子优先发射在较低的磁场比大部分同步辐射亮电子文物。在这里，我们集中在一个模型与一个不断增加的磁场后面的冲击波阵面，它很快饱和，然后下降。本文导出了在时变磁场和膨胀介质中宇宙射线电子能谱的时间演化。然后，我们将形式主义的大射电遗迹在集群CIZA J2242.8+5301（香肠遗迹）。结果表明，在下游磁场放大的有利条件下，我们的模型可以解释观测到的射电频谱、亮度剖面和遗迹的光谱指数剖面。对下游磁场所需放大的一种可能解释是，在激波后面作用着一个发电机，其磁湍流的注入尺度约为10千秒差距。我们的模型需要注入效率的CRe -这是在张力与简单的扩散冲击加速从热池。我们表明，考虑到预先存在的CRE，这个问题可能会得到缓解。
2016-03-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Observations of the galaxy cluster CIZA J2242.8+5301 with the Sardinia Radio Telescope
我们观察了星系团CIZA J2242.8+5301与撒丁岛射电望远镜提供新的限制其光谱特性在高频率。我们在1.4 GHz、6.6 GHz和19 GHz三个频段进行了观测，波束分辨率分别为14 $^{\prime}$、2.9 $^{\prime}$和1 $^{\prime}$。这些单碟数据也结合档案干涉观测在1.4和1.7 GHz。从组合的图像中，我们测量了中央射电晕的流量密度为${\rm S_{1.4GHz}=(158.3\pm9.6)\,mJy}$，北部和南部遗迹的流量密度分别为${\rm S_{1.4GHz}=(126\pm8)\,mJy}$和${\rm S_{1.4GHz}=(11.7\pm0.7)\,mJy}$。在离散源的频谱建模之后，我们分别在6.6 GHz处测量了北部和南部遗迹的${\rm S_{6.6GHz}=(17.1\pm1.2)\,mJy}$和${\rm S_{6.6GHz}=(0.6\pm0.3)\,mJy}$。假设简单的扩散冲击加速度，我们解释测量的北部遗迹与连续注入模型所代表的破幂律。这就产生了注入光谱指数${\rm α_{inj}=0.7\pm0.1}$和马赫数${\rm M=3.3\pm0.9}$，这与最近的X射线估计是一致的。与其他研究不同的是，在8.35 GHz的数据中没有发现遗迹无线电发射的显着陡峭。通过用简单的幂律（${\rm S_ν\prop…
2017-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectro-polarimetric observations of the CIZA J2242.8+5301 northern radio relic: no evidence of high-frequency steepening
在非常高的频率（>10 GHz）下对射电遗迹的观测可以帮助理解粒子在星系团外围是如何老化和（重新）加速的，以及磁场在这些环境中是如何被放大的。在这项工作中，我们提出了新的单碟18.6 GHz撒丁岛射电望远镜和14.25 GHz Effelsberg观测著名的北方射电遗迹CIZA J2242.8+5301。我们探测到了一个长度为1.8Mpc的遗迹，其通量密度分别等于14.25GHz和18.6GHz的$\sim$和$\rm S_{18.6\,GHz}=(7.67\pm0.90)\,mJy$。由此产生的最佳拟合模型的遗迹频谱从145兆赫到18.6千兆赫是一个幂律频谱与频谱指数$α=1.12\pm0.03$：没有证据表明，在这项工作中提出的新数据中已被发现。对于第一次，极化特性已在18.6 GHz，揭示了平均极化分数的$\sim40\%$和磁场对齐的“丝”或“片”的遗物。
2020-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
HST and HSC Weak-lensing Study of the Equal-mass Dissociative Merger CIZA J0107.7+5408
本研究结合 HST、HSC 弱透镜与 MMT/Hectospec 数据分析 CIZA J0107.7+5408，证实其为质量近似相等的分离式并合系统，质量峰跟随星系而偏离 X 射线气体峰。
2022-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Particle acceleration in a nearby galaxy cluster pair: the role of cluster dynamics
在一些合并的星系团中观测到与团内介质（ICM）有关的弥散射电辐射。目前认为，在合并的动能的一小部分被引导到非热成分，如湍流，宇宙射线和磁场，这可能会导致在ICM的巨型同步辐射源的形成。研究不同演化阶段的合并星系团是理解ICM射电辐射起源的基础。我们利用低频阵列（LOFAR）在120-168 MHz对邻近的星系团对RXC J1825.3+3026（$z\sim0.065$）和CIZA J1824.1+3029（$z\sim0.071$）进行了观测，并利用深（240 ks）XMM-Newton数据集研究了系统的非热和热性质。RXC J1825.3+3026处于一个复杂的动力学状态，在E-W方向上有一次正在进行的合并，在SW方向上有一组星系的第二次后期合并，而CIZA J1824.1+3029处于动力学弛豫状态。这两个集群正处于合并前阶段。我们报告的发现Mpc规模的无线电晕与低表面亮度的扩展在RXC J1825.3+3026以下的X射线发射从集群中心的星系群的残余在SW。这是最小的大规模系统和最微弱的巨型无线电晕已知的日期。与此相反，在CIZA J1824.1+3029中没有观测到弥散射电辐射，也没有观测到合并前星团对之间的区域。RXC J1825.3+3026和CIZA J1824.1+3029的X射线表面亮度起伏的功率谱分别与表现出射电晕和没有检测到射电发射的星团的结果一致。我们提供…
2019-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetic fields and shock waves in cluster outskirts
X射线和射电观测都开始探测星系团中接近维里半径的区域。这些是特别有趣的区域，因为它们（i）对于团簇内介质的热演化至关重要，（ii）它们在知之甚少的条件下托管等离子体。最近在星系团CIZA J2242.8+5301中发现的巨大射电遗迹为星系团外围的粒子加速提供了前所未有的证据。我们将讨论围绕这些遗迹的一些有趣的谜题。无线电辐射的极化产生了关于这些冲击波中磁场拓扑结构的信息。在这里，我们报告的MHD模拟，突出了这些磁场的起源的一些问题。
2011-02-09 astro-ph.CO
Relics as probes of galaxy cluster mergers
星系团通过与其他星系团和星系群合并而成长。这些合并在群内介质（ICM）中产生冲击。有人提出，在冲击粒子可以加速到极端的能量。在磁场存在的情况下，这些粒子会形成发射同步辐射的大区域，形成所谓的射电遗迹。一个有遗迹的集群的例子是CIZA J2242.8+5301。在这里，我们提出了理想化的二进制集群碰撞的流体动力学模拟的目的是限制合并的情况下，这个集群。我们的结论是，通过使用的位置，大小和宽度的双射电遗迹，我们可以设置约束的质量比，碰撞参量，时间尺度，并查看几何的二进制集群合并事件。
2011-07-20 astro-ph.CO
A catalogue of merging clusters of galaxies: cluster partners, merging subclusters, and post-collision clusters
基于光学巡天数据，本文构建了包含星系团前并合系统、并合子星系团及碰撞后星系团的大规模目录，为研究宇宙层级结构形成与星系团演化提供了重要数据库。
2024-06-02 astro-ph.CO
Morphology of relaxed and merging galaxy clusters. Analytical models for monolithic Minkowski functionals
星系团在质量聚集的早期和中期阶段，特别是在它们的边界之外，表现出丰富的形态。一个分类方案的基础上推导出的闵可夫斯基泛函shapefinders检查充分考虑形态多样性的星系团，包括放松和合并的集群，集群美联储的附属结构，集群对桥梁。这些配置方便地处理理想化的几何模型和解析公式，其中一些是新颖的。CLASH和LC $^2$集群和观察到的集群对桥的例子进行了讨论。
2021-01-29 astro-ph.CO
Halo Concentration, Galaxy Red Fraction, and Gas Properties of Optically-defined Merging Clusters
我们提出了多波长的光学定义的合并集群的研究，基于超至尊凸轮斯巴鲁战略计划。明亮的红色星系，跟踪集群质量分布，使识别集群subhalos在不同的合并阶段，从而使一个均匀的样本的集群合并，这是公正的合并促进集群内介质（ICM）。我们定义，使用一个峰值发现的方法，合并集群与多峰和单集群与单峰的CAMIRA集群目录。堆叠弱透镜分析表明，我们的合并集群的样本被归类为主要的合并。合并团簇的平均晕浓度比单峰团簇的平均晕浓度小$\sim70\%$，这与数值模拟的结果吻合较好。次晕的空间分布不如主晕的质量分布集中。合并星系团中红星系的比例并不高于单峰星系团。我们发现了一个签名的合并提升的ICM堆叠普朗克Sunyaev-Zeldovich效应和ROSAT X射线光度，但不是在光学丰富度。堆叠的X射线表面亮度分布，与低红移和大质量星系团的主-次晕对对齐，表明中心气体核心沿合并轴拉长，整体气体分布错位$\sim60$度。均匀，无偏的集群合并和多波长的后续研究的样本提供了一个独特的机会，使合并物理的整个过程的全貌。
2019-05-03 astro-ph.CO
The MCXC: a Meta-Catalogue of X-ray detected Clusters of galaxies
本文介绍了一个星系团X射线探测元星表MCXC的编制和性质。这个非常大的星表是基于公开的ROSAT全天巡天星表（NORAS、REFLEX、BCS、SGP、NEP、MACS和CIZA）和偶然星表（160 SD、400 SD、SHARC、WARPS和EMSS）。数据已被系统地均匀化到500的超密度，并仔细处理个别输入目录的调查区域之间重叠而产生的重复条目。MCXC包括1743个簇，几乎没有重复条目。对于每个星系团，MCXC提供：三个标识符，红移，坐标，原始目录的成员资格，以及标准化的0.1-2.4 keV波段亮度L_500，总质量M_500和半径R_500。元星表还提供了关于输入星表之间重叠的信息，以及当不同巡天的测量结果可用时的光度比，并对单个天体给出了注释。MCXC以电子格式提供，可在X射线、SZ和多波长研究中发挥最大作用。
2010-07-12 astro-ph.CO
Merging history of three bimodal clusters
我们提出了一个综合的X射线和光学分析的三个双峰星系团选择合并的候选人在z ~ 0.1。这些目标是MUSIC（多波长-相互作用星系团的波长样本）的一部分，MUSIC是一个一般性项目，旨在通过多波长观测研究星系团合并的物理学。观测包括XMM-牛顿EPIC相机的光谱成像，多目标光谱学（260个新的红移），以及ESO 3.6米和2.2米望远镜的宽视场成像。我们使用X射线亮度和温度图以及星系密度和速度分布来构建这些星系团的全球图像。理想化的数值模拟被用来约束合并的情况下，每个系统。我们发现，A2933很可能是一个等质量的先进的合并前约2亿年前的核心崩溃，而A2440和A2384是合并后的系统约4.5亿年和约1.5亿年后的核心崩溃）。在A2384的例子中，我们探测到了一个壮观的星系和气体细丝，其扩散范围超过1 h^{-1} Mpc，我们推断它在前一次碰撞中被剥离了。MUSIC样本的分析使我们能够概括出合并星系团的一些一般性质：在最近的合并后星系的强烈光度分离，存在着与合并方向相对应的优先轴，沿着这些轴，各种尺度上的BCGs和结构排列在一起;在大多数主要的合并情况下，伴随着次级合并或吸积事件，星系团落入主星系团，在某些情况下，在一个主要组成部分中存在先前合并事件的证据。这些结果是在良好的协议与结构形成的分层方案，其中集群预计将形成连续的合并事件，物质是沿着大尺度的灯丝吸积。
2010-09-10 astro-ph.CO
Synchronized formation of starburst and poststarburst galaxies in merging clusters of galaxies
基于对星系团合并事件期间团内介质（ICM）物理性质时间演化的新数值模拟，我们提出，在星系团重大合并期间，富气体星系中同步触发恒星形成是可能的。我们的数值模拟表明，在星系团合并过程中，星系团成员星系嵌入的ICM的外部压力会显著增加。因此，在富含气体的成员中，由于其冷气体被增加的压力强烈压缩，可以触发有效的恒星形成。我们还认为，这些恒星形成星系可以随后转化为poststarburst星系，其空间分布在集群内是不同的，其人口的其余部分。我们讨论了这种可能的合并引起的恒星形成和恒星形成后的星系团星系的数量增加是否与观察到的星系在合并星系团的演变是一致的。
2010-06-17 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
Galaxy Activity in Merging Binary Galaxy Clusters
利用斯隆数字巡天（SDSS）数据，结合文献资料，对两个合并双星团（A168和A1750）的星系活动进行了研究。结合两体动力学模型和X射线数据，研究了A168和A1750的合并历史。在A168中，两个子星系团似乎已经相互通过，并从最近的最大分离中走到一起。在A1750中，两个主要的子星系团似乎已经开始相互作用，并首次走到一起。我们发现在A168的两个子星系团之间的区域中，显示恒星形成（SF）或活动星系核（AGN）活动的星系的浓度增加，这可能是由星系团合并引发的。在A1750中，我们没有发现任何星系的SF/AGN活动在两个子团之间的区域，这表明两个主要的子团合并的早期阶段。
2009-05-18 astro-ph.CO
Merging Galaxy Clusters: Offset Between the Sunyaev-Zel'dovich Effect and X-ray Peaks
星系团是最大质量的坍缩结构，通常被用来确定宇宙学参数。当用星系团研究宇宙学时，关键的假设是它们是松弛的。然而，亚角分分辨率的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应图像相比，高分辨率的X射线图像的一些集群显示出显着的偏移之间的两个峰值。我们利用FLASH对合并星系团进行了自洽N体/流体动力学模拟，定量地研究了这些偏移。我们发现，只要碰撞参量约为100-250 kpc，对于我们模拟中使用的所有质量，对于大的相对速度，SZ和X射线峰之间产生显著的位移。我们的研究结果表明，SZ峰与峰值的压力倍的视线特征长度，而不是压力最大值（因为它会在平衡的集群）。正如所料，X射线发射的峰值与主星系团的密度最大值重合。因此，SZ信号的形态以及因此SZ和X射线峰之间的偏移随视角而改变。作为一个应用程序，我们比较我们的模拟图像的形态观测SZ和X射线图像和质量表面密度来自合并星系团CL 0152 -1357的弱透镜观测。我们发现，一个大的相对速度为4800公里/秒是必要的，以解释这些意见。我们的结论是，合并集群的多频观测的形态分析，可以用来把有意义的约束祖先的初始参数。
2012-01-07 astro-ph.CO
Studying the merging cluster Abell 3266 with eROSITA
阿贝尔3266是天空中X射线最亮的星系团之一，也是一个著名的合并系统。利用SRG（Spectrum Röntgen Gamma）上的eROSITA望远镜观测宽视场的能力，我们分析了半径为R_200的星团的新观测结果。X射线图像突出了集群中存在的子结构，包括之前ASCA，Chandra和XMM-Newton数据中看到的东北-西南合并，西北方向的合并组，以及核心与西部的一个或多个组之间的附属结构。我们计算空间分辨光谱图的热力学性质的集群，包括金属丰度。合并的子集群被视为集群内的低熵物质。这些星系结构可能是活动星系核强烈爆发的边缘，或者很可能是西部星系群穿过星系团核心时剥离的物质。从两个方向看，在半径为1.1 Mpc处有一个压力跃变，这与马赫数为~1.5-1.7的激波是一致的。eROSITA数据证实，该集群不是一个简单的合并系统，而是由几个正在合并或即将合并的子集群组成。我们从eROSITA数据中计算了流体静力学质量，发现与以前的XMM-牛顿结果非常一致。有了这个指向，我们发现了几个扩展源，其中七个在z=0.36-1.0之间找到了安全的关联，这是背景星系群和星系团，突出了eROSITA发现此类系统的能力。
2021-10-05 astro-ph.CO
An elusive radio halo in the merging cluster Abell 781?
使用325兆赫的巨型米波射电望远镜对星系团Abell 781进行了深层射电观测，并与以前的610兆赫观测和VLA 1.4 GHz档案数据进行了比较。来自星团的射电辐射主要由位于X射线辐射外围的扩散源控制，我们暂时将其归类为射电遗迹。我们在团簇中心检测到S（325 MHz）~15-20 mJy水平的残余漫发射。我们的分析不同意Govoni等人（2011）的观点，基于简单的光谱考虑，我们不支持他们关于在1.4 GHz处通量密度为20-30 mJy的射电晕的说法。Abell 781，一个巨大的合并星团，是一个有趣的例子。假设残留的辐射表明存在一个在我们的灵敏度水平上几乎无法检测到的射电晕，那么它可能是一个非常陡峭的频谱源。
2011-04-04 astro-ph.CO
The Dynamics of Merging Clusters: A Monte Carlo Solution Applied to the Bullet and Musket Ball Clusters
合并的星系团已经成为暗物质最重要的探测器之一，它为暗物质在修正引力作用下的存在提供了证据，甚至为暗物质自相互作用截面提供了约束。为了正确地限制暗物质的横截面，有必要了解合并的动力学，因为推断的横截面是碰撞速度和碰撞后观察到的时间的函数。虽然对合并系统动力学的最佳理解来自N体模拟，但这些都是计算密集型的，并且通常只探索所观察到的参数不确定性所允许的合并相空间的有限体积。简单的分析模型存在，但这些方法的假设失效的碰撞时间附近的结果，加上高度相关的合并参数的误差传播是不可行的。为了解决这些弱点，我开发了一个Monte Carlo方法来识别解离合并的属性和传播的不确定性的测量集群参数在一个准确的和贝叶斯的方式。我介绍了这种方法，验证它对现有的流体动力学N体模拟，并将其应用到两个已知的解离合并：1 ES 0657-558（子弹团）和DLSCL J0916.2+2951（火枪球团）。我发现，这种方法超越了现有的分析模型-提供准确的（10%的水平）动态参数和不确定性估计整个合并的历史。再加上所需的先验信息（子星系团质量，红移和投影分离）和相对快速的计算（~6 CPU小时），使该方法成为解离合并星系团大样本的理想选择。
2013-07-21 astro-ph.CO
LoCuSS: Luminous infrared galaxies in the merging cluster Abell 1758 at z=0.28
我们提出了第一个星系演化的结果，从本地集群子结构调查（LoCuSS），多波长调查的100个X射线选择星系团在0.15<z<0.30。LoCuSS将远紫外线到远红外线对星系团的观测与引力透镜分析和X射线数据相结合，以研究星系团的分级组装和星系团演化之间的相互作用。在这里，我们提出了新的全景斯皮策/MIPS 24微米观测合并集群阿贝尔1758在z=0.279跨越6.5x6.5Mpc和达到90%的完整性限制为400 uJy。我们估计在距星系团中心3百万秒差距范围内，全球星系团的SFR为910 \pm 320 M_sun/yr，起源于42个L_IR > 5 × 10^10 L_sun的星系。因此，A1758中被遮蔽的活性与Cl 0024+1654中的活性相当，Cl 0024+1654是先前在24 μ m处研究的最活跃的簇。弱透镜质量图显示，被遮蔽的星系忠实地反映了星系团的势，包括许多位于R~2- 3 Mpc的质量峰，这些质量峰可能与星系团和星系结构有关。然而，A1758 N的核心（R<500 kpc）在红外线上的活跃度是A1758 S的2倍，可能反映了两个星团最近动力学历史的差异。因此，A1758的24微米结果表明，尘埃遮蔽的星系团星系在合并星系团中很常见，并表明星系团中的遮蔽活动是由星系团合并的细节和在较大半径范围内运行的过程（包括那些落入星系团的过程）触发的。我们正在进行的远紫外到远红…
2009-03-27 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
An analysis of the temperature structure of galaxy clusters by means of the thermal Sunyaev-Zel'dovich effect
宇宙微波背景的Sunyaev-Zel'dovich效应畸变的测量为我们提供了一个独立的方法来推导星系团的气体温度。在合并的星系团中，气体分布是不均匀的，因此，基于SZ效应的温度测量方法应该比基于X射线发射分析的方法更相关。本文研究了利用SZ效应测量团簇合并过程中气体温度的方法。我们的SZ效应的强度图的计算包括相对论修正的赖特形式主义的框架内考虑，并利用宇宙学数值模拟的合并星系团演变与重子物理。我们发现，合并团簇中的气体温度可以通过低频（128 GHz）与高频（369 GHz）的SZ强度之比来测量。这个SZ强度比使我们能够揭示由剧烈的合并激波引起的温度结构的突出特征。因此，SZ强度的比率的测量是一个有前途的工具，用于测量气体温度的合并星系团。
2010-09-17 astro-ph.CO
Abell 1758N from an optical point of view: new insights on a merging cluster with diffuse radio emission
我们试图探索集群Abell 1758 N，这已被证明是主机无线电晕和两个遗迹，并被称为是一个合并双峰集群的内部动力学。我们的分析主要是基于新的红移数据的137个星系获得的国家伽利略望远镜，其中只有四个有红移以前在文献中列出。我们还使用了斯隆数字巡天和加拿大-法国-夏威夷望远镜档案中的光度数据。我们结合星系的速度和位置，选择了92个星系团星系，并分析了内部星系团动力学。我们估计一个集群的红移<z>=0.2782和相当高的视线（LOS）的速度色散~ 1300公里/秒。我们的二维分析证实了沿西北-东南方向的双峰结构的存在。我们在前面的合并场景中添加了几条信息：两个子集群（这里是A1758 N（NW）和A1758 N（SE））在速度分析中无法分离，我们推断出集群静止帧中的LOS速度差异约为300 km/s。速度信息成功地表明，A1758 N被两个小的星系团和正在落入或逃离星系团的活动星系所包围。除去这两组，我们估计A1758 N（NW）和A1758 N（SE）的速度色散分别为~1000 km/s和~800 km/s。我们发现Abell 1758 N是一个质量很大的星团，根据所采用的模型，其质量范围为M=2-3 × 10^15太阳质量。正如预期的那样，对于拥有强大，扩展，漫射无线电发射的星团，Abell 1758 N是一个主要的星团合并，刚刚形成一个巨大的系统。
2012-03-07 astro-ph.CO
Hydrodynamic Simulations of Merging Galaxy Clusters: Non-Equilibrium Ionization State and Two-Temperature Structure
利用一系列N体和流体动力学模拟研究了合并星系团中团内介质的非平衡电离态和电子-离子双温结构。系统地研究了不同质量比和碰撞参量的并合，发现在大多数情况下，在团簇外围马赫数为~1.5-2.0的激波层和ICM核心前马赫数为~2-4的激波层处，ICM明显偏离电离平衡态。因此，Fe xxv和Fe xxvi K α线发射之间的强度比从电离平衡态中的强度比显著改变。如果考虑ICM双温结构的影响，在ICM外围和ICM核心前的激波层，电子温度分别比ICM平均温度低10- 20%和30- 50%，偏离电离平衡态的程度变大。我们还解决的强度比的依赖性的视角相对于合并平面。
2010-01-25 astro-ph.CO
The Observable Thermal and Kinetic Sunyaev-Zel'dovich Effect in Merging Galaxy Clusters
利用Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）对星系团进行高分辨率成像的出现，为研究团内介质（ICM）的天体物理学提供了一个独特的途径。为了研究星系团合并对分辨率SZE图像的影响，我们使用TreeSPH代码ChaNGa对1.5E15 M_sun绝热星系团进行了高分辨率宇宙学模拟。这个巨大的星系团经历了10：3：1的三重合并，伴随着其综合康普顿-Y的急剧上升，在z = 0.05处达到峰值。通过模拟热SZE（tSZ）和动力学SZE（kSZ）的宇宙微波背景（CMB）在这个红移与相对论修正的光谱失真，我们产生各种模拟图像的集群的频率和分辨率与当前的高分辨率SZE仪器。这两个引力约束的合并子星系团分别占主星系团综合康普顿-Y的10%和1%，并且在我们的模拟图像中可见的背景ICM中具有扩展的合并激波特征。我们表明，沿着某些投影和特定的频率，kSZ CMB强度失真可以占主导地位的tSZ由于大的视线速度的子团气体和独特的频率依赖性，这些影响。我们估计，一个单一的速度假设估计的视线速度的合并子集团从kSZ引起的偏差~ 10%。这种速度偏差相对于观测中的其他不确定性来源来说是很小的，部分原因是由于合并引起的背景ICM中有帮助的整体运动。我们的研究结果表明，高分辨率的SZE观测，最近检测到强大的kSZ信号的合并系统的子集群，可以强大的探测动力学以及热状态的ICM。
2013-04-22 astro-ph.CO
Weak Lensing Results of the Merging Cluster A1758
在这里，我们提出了A1758的弱透镜效应的结果，这是已知的，包括四个子集群经历两个独立的合并，A1758 N和A1758 S。A1758 N的弱透镜效应结果与之前对1 E0657 -558（子弹星系团）和MACS J0025.4-1222的弱透镜效应结果一致，后者的X射线气体成分被发现与其星系团的引力势在很大程度上分离。A1758 N的几何结构与先前公布的合并不同，因为它的一个X射线峰覆盖了相应的引力势，而另一个X射线峰与它的星系团的引力势分离得很好。两个北星系团的弱透镜质量峰在2.5 σ水平上分离。我们估计A1758 N星系团的总质量为2.2+/-0.5 10 ^15 M_sun，r_200=2300（+100/-130）kpc。我们还检测到七个强透镜候选者，其中两个可能提供的信息，将提高质量测量的A1758 N。
2011-11-30 astro-ph.CO
X-SORTER (X-ray Survey Of meRging clusTErs in Redmapper): X-ray and Spectroscopic Characterization of 12 Optically Selected Galaxy Cluster Merger Candidates
University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；California State University, Sacramento（加州州立大学萨克拉门托分校）；Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院）
通过光学指标识别红mapper团簇中的合并系统，并利用X射线和光谱学观测揭示暗物质相互作用和团簇演化。
2026-06-11 astro-ph.CO
Intracluster medium of the merging cluster Abell 3395
我们提出了一个详细的成像和光谱分析的合并环境的双峰集群A3395使用X射线和射电观测。星团的X射线图像显示了五个主要的弥散发射成分：A3395 NE，A3395 SW，A3395 NW，A3395 W，以及连接NE和W的细丝。星团的X射线表面亮度剖面没有显示出任何激波锋面。温度和熵图显示了W、NW、暗条以及NE和SW子团之间的高温和高熵区。NE、SW和W分量的X射线辐射光度与富星系团相似，但温度相对较高。同样，西北分量的X射线辐射热光度类似于孤立的群体，但具有更高的温度。因此，有可能星系团的所有组成部分都被正在进行的合并所加热。NE子团是最大质量和最明亮的组成部分，其他子团被发现是引力约束到它。W分量最有可能是一个气体的团块剥离的SW由于冲压压力或一个单独的子团，已合并或正在合并的SW。没有X射线腔被视为与广角尾（WAT）的射电源附近的SW子团的中心。WAT星系射电发射峰的最小能压与外部热压力相当。WAT的射电频谱表明光谱年龄约为1000万年。
2011-09-26 astro-ph.CO
An XMM-Newton view of the merging activity in the Centaurus cluster
我们报告的XMM-牛顿观测的结果，围绕半人马座星系团的核心区域的证据合并活动之间的子组岑45和主半人马座星系团先前已观察到使用ASCA和ROSAT数据。我们证实ASCA发现的温度过高围绕岑45。我们发现，这种温度过剩可以解释为使用简单的冲击加热给定的大视线之间的速度差异的Cen 45和周围的主要半人马座星系团。我们发现，在Cen 45周围的金属丰度在统计学上显著过剩，这表明Cen 45在与主要的半人马座星系团相互作用时设法保留了它的气体。在合并方向的东面有一个压力过剩，在岑45的中央星系周围也有一个熵过剩。NGC 4696以北50-100 kpc的金属丰度比以南高，这可能是由于内核先前的晃动导致金属分布不对称的结果，也可能与我们在NGC 4696和NGC 4696 B之间探测到的沉积结构有关。
2013-08-09 astro-ph.CO
A study of cool core resiliency and entropy mixing in simulations of galaxy cluster mergers
我们提出了一套二进制合并集群模拟的结果。流体动力学集群模拟采用平滑粒子流体动力学（SPH）制定的梯度误差大大减少，通过积分的方法。我们考虑绝热以及辐射模拟，其中我们包括气体冷却，恒星形成和能量反馈超新星。我们探讨合并的热力学结构上的最后合并残留物的团内气体的影响。特别是，我们研究了如何核心熵的合并过程中产生的初始冷却核心配置文件对中断和稳定性。为此，我们考虑了一系列的初始质量比和碰撞参量。我们的绝热合并模拟的最终熵分布与以前的发现（ZuHone 2011）非常一致，所有初始合并设置都破坏了冷核。对于等质量的离轴合并，我们发现，一个显着的贡献，最终的主核心熵是由于旋转运动，这是由潮汐扭矩引起的第一近心通道期间产生的流体动力学不稳定性。在辐射模拟中，冷核对加热过程更具弹性;尽管如此，它们只有在质量非常不相等的离轴合并的情况下才能保持其完整性。我们认为，这些结果是强大的气体物理模拟的变化，特别是包含AGN热反馈。我们的研究结果支持这样的观点，即观察到的核心集群形态自然出现在合并集群的背景下，并得出结论，合并角动量是一个关键参数，在塑造最终合并残留物的物理性质。
2021-05-11 astro-ph.CO
A high-frequency study of the Sunyaev-Zel'dovich effect morphology in galaxy clusters
对Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应的高频高分辨率成像是研究并合星系团大气复杂结构的重要技术。这种观测对电子光谱的细节很敏感。我们发现，在345 GHz，600 GHz和857 GHz的观测模拟星系团的SZ强度图的形态是显着不同的，因为SZ相对论修正。这些差异可以通过高分辨率成像仪器来揭示。我们计算相对论修正的SZ强度地图的模拟，大规模的，合并的星系团和大规模的，合并的集群1 E0657 -558（子弹团）和阿贝尔2219。SZ强度图的形态是显着不同的345 GHz和857 GHz之间的每个合并集群。我们表明，高分辨率的成像观测的SZ强度图在这些频率，可与LABOCA和HERSCHEL-SPIRE仪器，允许充分利用预测SZ形态效应的天体物理相关性。
2011-05-21 astro-ph.CO
Gemini Spectroscopic Survey of Young Star Clusters in Merging/Interacting Galaxies. III. The Antennae
我们提出了合并星系NGC 4038/39（“银河系”）中16个星团的光谱学，并补充了HST成像的数据集。每个星团的年龄和金属丰度是通过简单的恒星星族模型观测到的巴耳末线和金属线的强度之间的比较得出的。然后我们用光度法估算出折射率和质量。我们发现，除了三个星团外，所有星团的年龄都在3- 2亿年之间，这与合并后恒星形成率的预期增加一致。大多数星团的速度与附近的分子和HI气体一致，这些气体先前已被证明在祖星系内旋转，因此恒星/团簇形成仍在星系盘内发生。然而，有三个星团的径向速度与旋转气体盘的一部分不一致，这是令人惊讶的年轻（200- 500 Myr）年龄。有趣的是，我们在这三个星团中的一个附近发现了一个具有相同颜色（V-I）的恒星协会，这表明星团和协会是同时形成的，并且在空间上保持相关。我们发现证据的空间分布的团簇形成整个合并的持续时间。探讨了各种假设的恒星/团簇形成率对解释团簇年龄分布的影响，我们没有发现长期的“婴儿死亡率”的证据，如先前所建议的。星系合并的模型，包括恒星形成的处方，可以提供一个整体良好的拟合所观察到的星系团年龄分布。
2009-06-11 astro-ph.CO
Resolving the Merging Planck Cluster PLCK G147.3-16.6 with GISMO
$Planck$卫星最近完成了一项全天星系团调查，利用热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应确定了一些可观测到的最大质量系统的位置。由于红移中值为$\left<z\right>=0.22$，$Planck$在$z>0.3$发现的星系团被证明是异常巨大和/或受干扰的系统。在$z=0.645$发现的一个值得注意的$Planck$，PLCK G147.3-16.6，有一个双核心，并拥有一个无线电光环，这表明它可能正在合并的过程中。我们提出一个16。使用Goddart-IRAM超导2毫米观测器（GISMO）对这种高- $z$合并进行5分辨率SZ观测，并将其与XMM- $Newton$的X射线后续观测进行比较。我们发现SZ的压力子结构与X射线所见的核心成分有偏移。我们解释这种偏移作为可能的视线温度或密度子结构由于正在进行的合并。
2015-06-09 astro-ph.CO
A giant radio halo in the massive and merging cluster Abell 1351
我们报告的X射线发光和大质量的星系团A1351（z=0.322）使用档案甚大阵数据在1.4 GHz的检测弥漫无线电发射。鉴于其中心位置，形态，和百万pc尺度的范围，我们分类的扩散源作为一个巨大的射电晕。X射线和弱透镜研究表明，A1351是一个正在经历重大合并的系统。晕与最大的亚结构有关。假设合并驱动的湍流可能会重新加速高能量粒子的intraclustermedium和集群规模上产生漫射无线电发射解释了这个源的存在。A1351在logP $_{1.4 GHz}$ - logL $_{X}$平面上的位置与迄今为止已知的所有其他射电晕星团的位置一致，支持大质量（$>10^{15} M_{\odot}$）星团的非松弛动力学状态与巨型射电晕的存在之间的因果关系。
2009-09-28 astro-ph.CO
Merging Cluster Collaboration: Optical and Spectroscopic Survey of a Radio-Selected Sample of Twenty Nine Merging Galaxy Clusters
对合并中的星系团进行多波段光度测量和多物体光谱测量，可以确定组成暗物质和星系群分布的特征，限制合并中的子星系团的动力学，并了解成员星系的星系演化。我们提出了深刻的光度观测斯巴鲁/SuprimeCam和目录的$\sim$ 5400光谱集群成员从凯克/DEIMOS跨29个合并的星系团的红移范围从$z=0.07$到$0.55$。汇编的基础上存在的无线电遗迹，突出集群规模的碰撞冲击集群内介质。与光谱和光度信息一起，相应合并事件的速度、时间尺度和几何形状可以被严格约束。在这个初步的分析中，29个星团中的28个星团的速度分布被证明是很好的拟合单高斯。这表明射电遗迹合并主要发生在视线的横向和/或远心附近。在本文中，我们提出了我们的光学和光谱调查，初步结果，并讨论了无线电遗迹合并的价值，为发展精确的动力学模型，每个系统。
2017-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The rise and fall of star-formation in $\bf z\sim0.2$ merging galaxy clusters
CIZA J2242.8 + 5301（"香肠"）和1RXS J0603.3 + 4213（"牙刷"）是两个低红移（$z\sim0.2$）、大质量（$\sim2\times10^{15}M_\odot$）、后核通道合并的星团，其中包含由散射射电辐射追踪的激波。为了研究它们的恒星形成特性，我们统一调查的"香肠"和"牙刷"集群在宽带和窄带滤波器，并选择一个样本的$201$和$463$线发射器，下降到一个休息帧等效宽度（$13$）。我们使用光学多波段（B，G，V，R，I，Z）和光谱数据的组合，在H $α$和更高的红移发射器之间进行了鲁棒分离。我们建立H $α$光度函数的整个集群区域，附近的冲击前，远离冲击前，并发现两个集群之间的显着差异。在动态年轻，$1$ Gyr老'香肠'集群，我们发现许多（$59$）H $α$发射体以上的恒星形成率（SFR）的$0.17$ M $_{\sun}$年$^{-1}$令人惊讶地位于靠近激波前沿，嵌入在非常热的集群内介质等离子体。星系团的SFR密度至少在$z\sim2$的典型星系水平。在相同的恒星形成速率下，可能动态演化更快的"牙刷"星系团只有$9$ H $α$星系。星团H的$α$星系落在SFR-恒星质量关系$z\sim0.2$的字段。然而，"香肠"簇具有H $α$发射器密度$>20$乘以空白字段的密度。如果冲击波穿过富含气体的星系团，压缩的气体可能会坍缩成致…
2014-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merging groups and clusters of galaxies from the SDSS data. The catalogue of groups and potentially merging systems
星系群和星系团是检验宇宙学模型和研究星系形成的环境效应的主要工具。这项工作提供了星系群和星系团的目录，以及基于SDSS主要星系巡天的潜在合并系统。我们使用专为通量有限星系调查设计的改进的朋友的朋友（FoF）组发现器来确定星系群和星系团。FoF群成员的多峰分析，找到子群，并通过使用组维里半径和逃逸速度暴露未绑定的星系。我们通过比较群中心与群半径之间的距离来寻找合并系统。分析的结果是一个包含88662个至少有两个成员的星系群的目录。其中有6873个系统至少有六个成员，我们认为这是更可靠的群体。我们发现498个集团合并，多达六个集团。我们与附近宇宙中的一些已知星系团进行了简要的比较，包括后发座星系团和阿贝尔1750。在我们的目录后发座星系团是一个合并系统，有六个可区分的子组件。在Abell 1750的情况下，我们发现了一个明显的迹象，即向这个星系团的惯性沉降。我们对星系群的质光比（M/L）的分析表明，M/L随着星系群的丰富度略有增加。
2017-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A large H$α$ survey of star formation in relaxed and merging galaxy cluster environments at $z\sim0.15-0.3$
我们目前的第一个结果，从最大的H $α$调查的恒星形成和活动星系核活动的星系团。使用9个不同的窄带滤波器，我们选择$>3000$ H $α$发射器内的$19$集群和它们的更大规模的环境超过总体积的$1.3\times10^5$兆个人$^3$。该样本包括松弛和合并集群，涵盖$0.15-0.31$红移范围，并从$5\times10^{14}$ $M_{\odot}$到$30\times10^{14}$ $M_{\odot}$。我们发现，H $α$光度函数（LF）合并集群相比，松弛集群具有更高的特征密度$ϕ^*$。对于合并集群和松弛集群两者，$ϕ^*$从集群核心到集群外围下降，其中合并集群值$\sim0.3$ dex在每个投影半径处更高。特征光度$L^*$下降超过$0.5-2.0$ Mpc距离从集群中心合并集群和增加放松对象。在受干扰的对象，集群托管大规模的冲击波（跟踪无线电遗迹）是过于密集的H $α$发射器相比，在其集群内介质湍流（跟踪无线电晕）。我们推测，在扰动，年轻，大质量的星系团的恒星形成活动的增加，可以触发富气星系，冲击和/或集群内介质之间的相互作用，以及吸积的细丝和星系群。我们的研究结果表明，受干扰的集群代表了非常不同的星系演化的环境相比，轻松的集群或平均场环境。
2016-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Brightest Cluster Galaxy Alignments in Merging Clusters
最亮的星系团（BCGs）和它们的宿主星系团的方向往往是一致的，但驱动这一现象的机制尚不清楚。为了探讨集群合并在这一过程中的作用，我们量化的对齐38个BCGs在22个集群进行重大合并（$\sim 1$陀螺仪后，第一个近心）。我们发现的路线完全一致的集群一般。这表明，对齐是强大的主要集群合并。相反，如果主要的集群合并实际上有助于定位BCG，则这样的过程会迅速起作用，因为定位在第一个近心点之后的$\sim 1$ Gyr内。
2019-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The First Integral Field Unit Spectroscopic View of Shocked Cluster Galaxies
星系团通过与其他星系团的合并而成长，产生Mpc宽的冲击波，以1000-2500 km/s的速度穿过星系团内的介质。为了研究并合激波对星系团性质的影响，我们首次观测了位于低红移（z~0.2）、大质量（~2 $\times10^{15}$ M $_\odot$）、后核通道并合星系团CIZA J2242.8+5301（绰号"香肠“）激波锋面尾流中的5 H $α$发射星系的空间分辨光谱.我们的Gemini/GMOS-N积分场单元（IFU）观测，旨在捕捉H $α$和[NII]发射，揭示了星云气体分布，运动学和金属在星系超过16 kpc尺度。虽然星系显示出旋转支持的证据，但通量和速度图具有复杂的特征，如与星系团合并轴对齐的尾巴和气体流出。由于梯度与由内而外的星系盘生长不相容，金属丰度图与整个星系盘内外的持续恒星形成（SF）是一致的。结合以前的结果，这些试点观测提供了进一步的证据，集群合并和SF触发集群星系之间可能存在联系，这是一个潜在的基本发现，揭示了星系与环境的相互作用。
2020-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can giant radio halos probe the merging rate of galaxy clusters?
对星系团的射电和X射线观测揭示了星系团合并与巨型射电晕（RH）之间的直接联系，这表明这些源可以用来探测星系团合并速率与宇宙时间的关系。在本文中，我们进行了探索性的研究，结合所观察到的分数合并集群（调频）和RH（fRH）的合并率预测的宇宙学模拟，并试图推断合并属性的集群，出现在X射线干扰和集群RH的约束。我们使用形态学参数来识别合并系统，并分析了目前最大的样本集群与无线电和X射线数据（M500> 6d 14 Msun，和0.2<z<0.33，从普朗克SZ集群目录）。我们发现，在该样品中，fm~62-67%，而fRH~44- 51%。通过比较理论f_m和观测f_m，可以约束组合（xi_m，tau_m），其中xi_m和tau_m是最小合并质量比和合并引起的扰动时间尺度。假设τ_m~ 2-3 Gyr，在模拟的约束下，我们发现当xi_m~0.1-0.18时，观测到的f_m与理论值相匹配。这与样品中团簇的光学和近红外观测结果一致（xi_m~0.14-0.16）。RH仅在一部分合并团簇中发现的事实可能表明，产生RH的合并事件的特征在于较大的质量比;这似乎得到了样品中RH团簇的光学/近红外观测的支持（xi_min~0.2-0.25）。另外，在所有的并合中都可能产生RH，但它们的寿命比τ_m短（约fRH/fm）。这是一个探索性的研究，但它表明，后续研究使用即将到来的无线电调查和足够的数值模拟有可能得…
2016-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Merging Galaxy Clusters with X-ray and Lensing Simulations and Observations: The case of Abell 2146
星系团合并是检验宇宙学和天体物理学模型的有力实验室。然而，解释个别合并集群关键取决于他们的合并配置，由质量，速度，碰撞参量，并合并轴相对于天空平面的方向定义。在这项工作中，我们调查合并参数的影响上的X射线发射集群内介质和引力透镜地图使用一套理想化的模拟二进制集群合并使用的GAMER-2代码。作为一个测试案例，我们专注于模拟子弹头般的合并系统阿贝尔2146，其中深\textit{Chandra} X射线和透镜观测揭示了突出的合并冲击以及质量分布和子结构与此合并集群。我们确定了最有趣的参数组合，并评估各种参数对深\textit{Chandra}和透镜观测所观察到的合并冲击的性质的影响。我们发现，由于引力压缩的集群晕合并过程中，以前的质量估计从弱透镜太高。合并的平面比先前估计的更远离天空平面倾斜，直到距离天空平面$30^\circ$。我们讨论了我们的研究结果的适用性合并星系团的多波长观测和它们的宇宙学和等离子体物理的探针使用。
2021-08-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
