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
Evidence for a pressure discontinuity at the position of the Coma relic from Planck Sunyaev-Zel'dovich effect data
射电遗迹是在星系团外围发现的百万pc级弥散同步辐射源。他们被认为是与大规模的冲击传播通过集群内的介质，虽然无线电遗迹和集群合并冲击之间的联系尚未得到最终证明。利用Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应成像首次探测到了著名的后发座星系团遗迹中的压力跃变，SZE数据来自于Planck首次公开发布的全天数据，我们使用2.3GHz的高频射电数据来约束激波阵面的几何形状。SZE数据提供了压力不连续性的证据，与遗迹位置一致，而不需要任何额外的激波前位置的先验。推导出的马赫数M = 2.9（+0.8/-0.6）与X射线和射电结果一致。没有任何压力不连续性的高压“灯丝”不受X射线测量的青睐，考虑到已发表的对该组的质量估计，可以排除基于下落组NGC 4839的“子星系团”模型。这些结果表明，第一次尝试直接测量的压力不连续的无线电遗迹和第一SZ检测到的冲击功能观察附近的维里半径的星系团。
2015-01-16 astro-ph.CO
Diffuse Radio Emission in/around the Coma Cluster: Beyond Simple Accretion
我们报告新的1.41 GHz的绿岸望远镜和352兆赫韦斯特博克综合射电望远镜观测后发座星系团及其周围。在1.41 GHz处，我们初步探测到后发座射电遗迹源1253+275的延伸，使其总范围约为2 Mpc。正如我们的GBT数据、NVSS和档案图像所示，这个延伸的遗迹是线性偏振的，加强了对冲击波的解释。这个延伸的遗迹与后发座星系团的坠落区域中一堵以前未被发现的星系“墙”接壤。我们认为，无线电遗迹是一个坠落冲击，而不是即将离任的合并冲击认为负责其他无线电遗迹。我们还在352 MHz射电晕的西侧发现了一个尖锐的边缘或“前沿”。这一锋与其南半部X射线表面亮度和温度的类似不连续性相一致，表明当地同步加速器发射电子的主要冲击加速起源。北半部的同步加速器前端是不太好的相关性与X射线的属性，也许是由于投影效应。我们确认了352 MHz射电亮度和X射线亮度之间的全局像素到像素幂律相关性，其斜率与巨射电晕中相对论电子的初级激波加速或次级生产的预测不一致，但在遗迹等离子体的湍流再加速框架中是允许的。这些一阶模型的失败和对更全面地观察团内介质散射的需要也通过散射射电和X射线发射的非常不同的形状而突出。我们注意到令人费解的对应关系的形状较亮的地区的无线电晕和表面质量密度来自弱透镜。
2010-10-03 astro-ph.CO
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
Suzaku observations of the merging galaxy cluster Abell2255: The northeast radio relic
本文介绍了对合并星系团Abell 2255东北射电遗迹进行的140 ksSuzaku深源X射线观测结果。首次测量了Abell 2255在NE方向上的温度结构，测量范围为维里半径的0.9倍（1.9 Mpc）。朱雀星中心区域的温度图显示了一个复杂的温度分布，这与以前的工作一致。此外，在更大的尺度上，我们证实了温度从星系团中心附近的6 keV下降到外围的3 keV，在距离星系团中心的{ \it r} $\sim$ 5 \arcmin ~（450 kpc）和$\sim$ 12 \arcmin ~（1100 kpc）处有两个间断。它们的位置与XMM-牛顿图像中边缘检测到的表面亮度不连续性相吻合，这表明存在激波结构。根据温度下降，我们估计马赫数为${\cal M}_{\rm inner}\sim$ 1.2和${\cal M}_{\rm outer}\sim$ 1.4。第一种结构最有可能与大的星团核心区（$\sim$ 350- 430 kpc）有关，其马赫数与XMM-牛顿观测结果一致（${\cal M}\sim$ 1.24：Sakelliou & Ponman 2006）。根据朱雀重点工程观测，我们对第二次温度跳跃的探测表明，东北射电遗迹上存在一个激波结构。这表明激波结构和产生射电辐射的相对论电子之间存在联系。然而，在NE射电遗迹中，我们发现一个明显低于根据标准扩散激波加速机制（$T_1/T_2…
2016-12-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Supermodel Analysis of the Hard X-Ray Excess in the Coma Cluster
超级模型提供了一个准确的描述的热贡献的热集群内的等离子体，这是至关重要的硬过剩的分析。本文从对X射线观测量的超模型分析得到的星团内气体温度和密度分布：XMM-牛顿温度分布和Rosat亮度分布出发，导出了后发座星系团的热发射率。BeppoSAX/PDS硬X射线谱的超级模型分析证实了我们以前的结果，即在c. l.在20-80 keV的能量范围内，非热通量为1.30+-0.40 x 10^-11 erg cm^-2 s^-1。最近XMM-牛顿/朱雀联合分析报告，在20-80 keV的能量范围内，非热通量的上限约为6 × 10 ^-12 erg cm^-2 s^-1，平均气体温度为8.45 ± 0.06 keV，在置信水平高于4 sigma时，非热辐射过量，不包括系统效应，在朱雀/HXD-PIN FOV中，平均XMM-牛顿温度为8.2 keV，与我们早期的PDS分析一致。在这里，我们提出了进一步的证据朱雀和BeppoSAX光谱之间的兼容性，通过我们的PDS数据的超级模型分析，当HXD-PIN FOV的较小尺寸和两个不同的平均温度由XMM-牛顿和联合XMM-牛顿/朱雀分析被考虑在内。PDS和HXD-PIN光谱的一致性再次证实了后发座星系团的硬X射线光谱中存在非热成分。PDS数据的超级模型分析报告在c.l.由于PDS FOV比HXD-PIN FOV大得多，因此对于8.45 keV的较高平均温度…
2011-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Coma cluster at LOFAR frequencies II: the halo, relic, and a new accretion relic
本文给出了后发座星系团144MHz的低频阵列射线观测结果。这个星团拥有一个最著名的射电晕，一个遗迹和一个低表面亮度的桥。我们检测到的新功能，使我们能够向前迈出一步，在集群中的粒子加速的理解。射电晕延伸超过2Mpc，这是有史以来报道的最大范围。在星团的东北部，在后发座维里半径之外，我们发现了一个弧形射电源，可以追踪被吸积激波加速的粒子。在晕的西面，与X射线中检测到的冲击相一致，我们确认了射电锋的存在，相对于晕的其余部分具有不同的光谱特性。我们检测到径向陡峭的无线电晕光谱指数之间的144 MHz和342 MHz，在$\sim 30^{\prime}$从集群中心，这可能表明一个非恒定的再加速时间在整个体积。我们还检测到一个温和的陡峭的光谱指数对集群中心。对于第一次，径向变化的斜率的无线电X射线相关性被发现，我们表明，这样的变化可能表明宇宙射线与热能密度在集群外围的比例增加。最后，我们调查了NGC 4789的遗迹和源之间的发射的起源，我们认为，NGC 4789可能已经越过了它的尾巴和遗迹之间可见的无线电发射的冲击。
2022-03-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Measurements and simulation of Faraday rotation across the Coma radio relic
本工作的目的是利用法拉第旋转测量来探测星系团遗迹区和陷落区的磁场特性。本文利用甚大天线阵对后发座星系团西南部的7个源进行了多频观测，其中落星系团NGC 4839和遗迹1253+275位于该区域。本文导出并分析了观测源的法拉第旋转测量图，以研究后发座西南区的磁场。我们讨论了如何解释的数据，通过比较观察到的和模拟旋转措施的地图，模拟不同的三维磁场模型。最适合后发座中心区域的磁场模型低估了西南部区域的旋转测量值，低估了6倍，并且在遗物的位置处没有发现旋转测量数据的显著跳跃。我们探讨不同的可能性，以调和观察到的和模拟旋转措施的趋势，并得出结论，沿西南部门的磁场的放大是最合理的解决方案。我们的数据以及最近用朱雀获得的气体密度的X射线估计表明，在整个西南地区，为了调和真实和模拟旋转测量趋势，需要将磁场放大3倍。遗迹区域的磁场推断为~2 microG，与逆康普顿极限一致。
2013-05-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
Distribution of Si, Fe, and Ni in the Intracluster Medium of the Coma Cluster
我们研究了Si，Fe和Ni在后发座星系团，在附近的宇宙中最大的集群之一，集群内介质（ICM）的分布，使用XMM-牛顿数据高达0.5 r180和朱雀中心区域的数据高达0.16 r180。利用类H Si和7.8keV混合物的Ly α与类He Fe的K α的通量比，使用APEC模型v2.0.1推导出ICM的Si与Fe和Ni与Fe的丰度比。后发座团簇ICM中Si/Fe比没有径向梯度。在0.0--0.2 r180，0.2--0.5 r180和0.0--0.5 r180范围内，ICM中Si/Fe比的发射加权平均值分别为0.97 +- 0.11，1.05 +- 0.36和0.99 +- 0.13，使用Lodders（2003）的太阳丰度。这些值接近较小的星系团和星系群。利用朱雀星中心区的资料，根据同一太阳丰度表，求得ICM的Ni/Fe比值为0.6- 1.5太阳单位。不同等离子体代码导出的丰度比的系统差异约为10%。因此，对于后发座星系团的ICM，Si，Fe和Ni的丰度模式与我们银河系中SN II和SN Ia的产量相同的混合物是一致的。在0.5 r180}内，累积的铁质光比随半径增加，其径向轮廓类似于以cD星系为中心的松弛较小星系团。考虑到所观察到的Si/Fe比，在0.5 r180下的累积金属质轻比与理论预期进行比较。
2013-01-04 astro-ph.CO
Tempestuous life beyond R500: X-ray view on the Coma cluster with SRG/eROSITA. II. Shock & Relic
这是利用在飞行任务校准和性能验证阶段获得的SRG/eROSITA X射线数据对后发座星团进行的一系列研究中的第二篇论文。在这里，我们集中在邻近射电源1253+275（射电遗迹，RR，以下简称）的区域。我们发现，X射线表面亮度在$\sim 79'$（$\sim 2.2\,{\rm Mpc}\approx R_{200c}$）处表现出最陡的梯度，该梯度几乎与RR的外边缘共空间。与其他几个遗迹的情况一样，从X射线表面亮度剖面（$M_X\approx 1.9$）得出的激波马赫数似乎低于解释扩散激波加速（DSA）模型（$M_R\approx 3.5$）中综合射电谱斜率所需的马赫数，如果磁场是均匀的，辐射损失是快速的。然而，考虑到射电、X射线和SZ图像之间的非平凡相关性，激波的几何形状无疑要比以星团为中心的球楔复杂得多。虽然复杂的激波几何形状可能会单独导致$M_X$的负偏置，我们推测了其他一些可能影响$M_X$ - $M_R$关系的可能性，包括激波子结构，它可能会被拉伸穿过激波的非热细丝的存在所修改，以及相对论电子沿着具有强磁场的非热细丝的传播。我们还讨论了“历史”的射电星系NGC 4789，这是位于前面的遗迹的背景下，后发座NGC 4839合并的情况。
2022-12-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku study of gas properties along filaments of A2744
背景：我们介绍了朱雀观测的大质量星系团A2744，这是一个活跃的合并在$z=0.308$的结果。目的：通过使用A2744的长X射线观测，我们的目标是了解集群的增长和气体加热过程，通过质量吸积沿周围的细丝。研究方法：我们分析了A2744的两点朱雀观测数据，得出了三个不同方向的维里半径温度分布。我们还进行了解投影分析，以研究气体温度，密度和熵的径向分布，并将X射线结果与多波长数据进行比较，以研究与星系表面密度和射电遗迹的相关性。结果如下：在东北部区域，气体温度测量到维里半径$r_{200}$，在西北部和南部区域测量到大约$1.5r_{200}$。气体温度的径向分布相当平坦，温度非常高（甚至接近$r_{200}$）;它可以与这个星团的平均温度（$kT=9$ keV）相媲美。这些特征在任何其他集群中都没有报告。我们发现一个暗示的温度跳跃在东北地区的位置与一个大的无线电遗迹相吻合，表明集群经历了气体加热，因为合并或质量吸积到主集群。温度分布是各向异性的，与星系密度没有明显的正相关关系，这表明A2744的质量结构不均匀，合并历史复杂。
2013-11-07 astro-ph.CO
Sardinia Radio Telescope observations of the Coma Cluster
本文利用撒丁岛射电望远镜在1.4和6.6 GHz对后发星系团进行深场观测，结合甚大阵列数据成像，发现晕和遗迹的偏振及频谱特性，并测得遗迹射电马赫数为2.9。
2024-02-11 astro-ph.CO
Shocking news outside of cluster cores
当磁场低于1微高斯时，同步等离子体的最小压强开始接近团簇外围热气体和大尺度结构细丝中更弥散的WHIM。我们总结了我们的一些技术，以找到相应的低表面亮度射电源和我们已经发现。我们在恶劣的环境中识别出类似星系团的源，可能需要非常有效的相对论粒子加速，以及非常分散的射电星系，没有当前活动的迹象。对后发座和一个新的无线电识别的星系团进行更详细的观测，突出了与星系团有关的激波中的一些新问题：后发座的晕边缘有一个激波，表明两者之间有联系;后发座的遗迹似乎是一个“坠落”激波，与一个500公里/秒的星系柱坠落有关;新星团除了更经典的晕和外围遗迹外，还有遗迹碎片，这表明我们开始看到遗迹发射的正面。最后，另一种冲击来自于我们最近发现的在确定旋转测量中的模糊性，这将影响星系团磁场研究。
2011-01-30 astro-ph.CO
XMM-Newton Observations of the Southeastern Radio Relic in Abell 3667
射电遗迹是位于星系团边缘的细长的非热结构，是星系团外围合并驱动的冲击加速的宇宙射线电子的同步辐射的结果。然而，在某些星团中对这种激波的X射线观测表明，它们太弱，无法通过扩散激波加速有效地加速电子，使其达到产生观测到的无线电功率所需的能量。我们在合并的星系团Abell 3667（A3667）中研究这个问题，该星系团拥有一对射电遗迹。虽然A3667中的西北遗迹已经通过多种仪器在无线电和X射线方面进行了很好的研究，但到目前为止，只有朱雀星观测到了东南遗迹区域，它检测到了遗迹上的温度跳跃，这表明存在弱冲击。我们目前的观测A3667的东南部地区与XMM-牛顿集中在无线电遗物。我们确认存在一个X射线激波的马赫数约1.8从一个明确的检测温度跳变和一个密度跳变的试探性检测，与以前的测量朱雀。我们讨论了这种测量的影响扩散冲击加速的主要机制，解释无线电文物的起源。然后，我们推测的替代方案，包括再加速和变化的马赫数沿冲击波阵面的可能性。
2018-05-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray observations of the merging cluster CIZA J2242.8+5301
对射电遗迹的多波长研究对遗迹的成因和形成机制有着重要的制约作用。然而，对于X射线观测，一个主要的困难是由低X射线表面亮度远在集群的外围，那里的遗迹是典型的found. In这里，我们提出XMM牛顿结果从130-ks的观测CIZA J2242.8+5301，一个集群在z=0.19，主机的双无线电遗迹。我们把重点放在明确的北方遗迹。我们在遗迹后面测量的温度与朱雀测量的温度之间存在约55%的差异。本文分析了造成这种差异的原因，并讨论了在北方遗迹之外可靠测量温度的可能性。
2012-09-20 astro-ph.CO
A Suzaku Search for Dark Matter Emission Lines in the X-ray Brightest Galaxy Clusters
我们提出了一个搜索的结果不明发射线深朱雀X射线光谱的中心区域的四个X射线最亮的星系团：英仙座，后发座，室女座和蛇夫座。我们采用了优化的能量范围为我们的分析（3.2-5.3千电子伏），这是相对自由的仪器功能，和基线等离子体发射模型，结合了最强的预期发射线在这些能量（S，Ar，Ca）作为自由参数的元素的丰度。对于英仙座星系团的核心，利用这个基线模型，我们发现了能量为$3.51^{+0.02}_{-0.01}$ keV、通量为~ $2.87\times10^{-7}$ ph/s/cm ^2/arcmin ^2的额外发射特征的证据。在稍大的半径处，我们探测到一条能量为3.59+/-0.02 keV、通量为~ $4.8\times10^{-8}$ ph/s/cm ^2/arcmin ^2的发射线。这些特征的能量和通量与先前的说法大致一致，尽管线强度的径向变化与标准暗物质（DM）模型的预测存在张力。假设英仙座发射特征的DM起源衰变，使我们能够预测样本中其他星系团的能量和线通量。关键的是，我们没有检测到在后发座，室女座和蛇夫座星系团的预测能量和线通量的发射功能。每个星团中发射线强度的99.5%的上限低于衰退的DM模型预测，从英仙座星团中心缩放，显然排除了模型。根据这些结果，我们寻找其他解释的~3.55千电子伏的发射功能在英仙座。我们的研究结果表明，系统的影响与建模复杂的光谱英仙座集群核心，假设的…
2014-11-01 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
X-Ray observations of a subhalo associated with the NGC 4839 group infalling toward the Coma cluster
本文报道了后发座星系团中与NGC 4839合并群有关的暗次晕的$Suzaku$ X射线观测结果。这张X射线图像显示出一条向西南方向延伸的尾巴。X射线峰从弱透镜质量中心向后发座星系团中心的相反方向移动大约$1'$。我们研究了温度，归一化，压力和熵分布周围的subhalo。不包括X射线尾，截断半径以外的温度为8-10 $~\rm keV$，比次晕和X射线尾的温度高2倍。在2倍截断半径处，除次晕南部外，压力几乎是均匀的。我们计算了截断半径和X射线尾内的气体质量。虽然截断半径内的气体分数比规则群小约5倍，但次晕中的气体质量和X射线尾与弱透镜质量比与规则群一致。假设下落速度为$2000~\rm km~s^{-1}$，则冲压压力为每单位面积重力的1.4倍。假设存在开尔文-亥姆霍兹不稳定性，则总损失质量约为$3\times10^{11}~M_{\odot}$。如果这些气体原本就在截断半径内，那么在落入后发座星系团之前，次晕中的气体质量分数应该与常规星系团的气体质量分数相当。
2016-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Lack of Diffuse, Nonthermal Hard X-ray Emission in the Coma Cluster: The Swift BAT's Eye View
后发座星系团拥有已知的最亮的射电晕，因此一直是众多搜索相关逆康普顿（IC）发射的目标，特别是在硬X射线能量下，IC信号最终必须占主导地位。最近使用朱雀硬X射线探测器（HXD）进行的搜索未能确认先前使用RXTE和BeppoSAX进行的IC探测，而是将上限设置为非热通量的2.5倍。然而，如果IC辐射非常扩展，超出星团射电晕的尺度，这种差异就可以解决。使用重建的天空图像从58个月的雨燕BAT全天调查，这样的解决方案的可行性进行了研究。在Renaud等人的基础上，我们测试并实现了一种用于提取扩展源的通量的方法，假设指定的空间分布。BAT光谱与来自镶嵌观测的XMM-牛顿EPIC-pn光谱联合拟合。我们发现没有证据表明大规模IC排放的水平预期从以前检测到的非热通量。对于所考虑的所有非热空间分布，它们跨越了物理上合理的IC模型的范围，我们确定了上限，其最大（最保守）极限为<4.2 × 10 ^{-12} erg/s/cm ^2（20-80 keV），这对应于磁场B> 0.2 μ G的下限。根据射电晕的大小和可能的磁场径向分布，导出了最可能的IC分布的标称通量上限为<2.7 × 10 ^{-12} erg/s/cm ^2，相应的B> 0.25 μ G。
2010-12-03 astro-ph.CO
A shock front at the radio relic of Abell 2744
射电遗迹是位于星系团外围的百万分之一尺度的弥散射电源，被认为是向外的合并冲击的痕迹。我们提供了对星系团Abell 2744（z=0.306）的XMM-牛顿和朱雀观测，揭示了星系团核心以东1.5 Mpc的冲击波前锋的存在。表面亮度的跳跃与一个已知的射电遗迹的位置相吻合。虽然表面亮度跳跃表明存在马赫数为$\mathcal{M}=1.7_{-0.3}^{+0.5}$的弱激波，但激波通过后区域的等离子体已被加热到很高的温度（$\sim13$ keV）。从这样一个弱的冲击波预期的低加速效率表明，温和的相对论性电子已被重新加速的冲击波阵面的通道。
2016-07-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Thermodynamics of the Coma Cluster Outskirts
我们目前的结果从一个大的马赛克朱雀观测后发座星系团，最近的和X射线最亮的热，动态活跃，非冷的核心系统，集中在大尺度上的ICM的热力学性质。对于方位角不对准一个落向西南的子集群，我们测得的温度和X射线亮度分布表现出广泛一致的径向趋势，温度从约8.5千电子伏的集群中心约2千电子伏的半径为2百万秒差距，这是我们的检测极限的边缘。SW合并显着提高了表面亮度，使我们能够沿着这个方向探测到约2.2 Mpc的X射线发射。除了西南下沉的子星系团，表面亮度剖面显示出多个半径为30-40弧分的边缘。的方位平均温度分布，以及deprojected密度和压力分布，都显示出一个急剧下降一致的向外传播的冲击波前位于40弧分，对应的巨型射电晕的最外边缘观察到在352 MHz的WSRT。冲击波阵面可能是无线电发射的能量来源。r_500内部的明显熵过剩反映了与这些形态特征相关的剧烈合并事件。在r_500以上，后发座星系团沿相对松弛方向的熵分布与引力大尺度结构形成的简单模型所预期的幂律行为一致。在这些半径处的压力也与从普朗克卫星的SZ数据测量的预期值一致。然而，由于后发座星系团的测量结果存在很大的不确定性，我们还不能排除这个系统中的熵变平现象，这与在更宽松的冷核星系团中看到的熵变平现象是一致的。
2013-06-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray study of the merging galaxy cluster Abell 3411-3412 with XMM-Newton and Suzaku
内容：钱德拉天文台对阿贝尔3411 - 3412合并系统的观测显示，它的北部有一个向外的子弹状子星系团，南部边缘有许多表面亮度（SB）边缘，射电观测也报告了多个漫射源。值得注意的是，东南部的射电遗迹与来自射电星系的化石等离子体和探测到的X射线边缘有关，提供了激波再加速的直接证据。所报道的X射线边缘的性质还有待于从热力学角度加以限制。目的：利用XMM-Newton和Suzaku观测资料，揭示已报道的再加速点和其它X射线边缘的物理性质。同时，我们的目标是调查的温度廓线在低密度的外围朱雀资料。研究方法：我们进行成像和光谱分析，以测量多个已知的X射线SB不连续性的密度跳跃和温度跳跃。提出了一种新的XMM-牛顿软质子本底标定方法。档案钱德拉，朱雀，和ROSAT数据被用来估计宇宙X射线背景和银河系前景水平与标准空白天空光谱相比，提高了准确性。结果如下：在东南边缘，XMM-Newton和朱雀的温度跃变都指向一个$\mathcal{M}\sim1.2$激波，这与SB拟合Chandra的结果一致，并支持在该激波前缘的再加速假设。南部边缘显示了一个更复杂的场景，其中一个冲击和剥离的冷物质的存在可能会同时发生。南方低密度区的朱雀温度廓线略高于典型的松弛星系团温度廓线。用XMM-牛顿法测得的$kT_{500}=4.84\pm0.04\pm0.19$ keV值和用朱雀法测得的$kT_{500}=5.17\p…
2020-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraints on the multi-TeV particle population in the Coma Galaxy Cluster with H.E.S.S. observations
H.E.S.S. (High能量立体系统（英语：Energy Stereoscopic System）的望远镜对后发座进行了约8小时的观测，以寻找能量大于1 TeV的伽马射线辐射。H.E.S.S.的3.5 ° FWHM大视场对于观察各种大小的目标是理想的，包括后发座星系团核心，西南部的射电遗迹（1253+275）和合并/坠落（NGC 4839）区域，以及大于度的特征。没有发现点状或扩展TeV伽马射线发射的证据，并且在后发座核心和其他区域设定了E>1、>5和> 10 TeV的TeV通量F（E）的上限。将这些极限转换为能通量E^2F（E），最低或最大的限制是后发座核心（半径为0.2度）在~ 8 Crab通量单位或~10^{-13}ph cm^{-2} s^{-1}时E> 5 TeV的上限。后发座核心的上限与质子-质子相互作用的伽马射线发射预测进行了比较，其水平最终与后发座星系团的质量成比例。使用我们对E>5 TeV的最严格限制，对注入能谱与E^{-2.1}成比例且空间分布遵循团簇中热气体的非热质子的总能量含量的直接约束被发现为~0.2倍的热能，或~10^{62}erg。在这种情况下，E>5 TeV的伽马射线阈值对应于宇宙射线质子能量> 50 TeV。我们的上限排除了最乐观的理论模型的γ射线发射的集群和补充无线电观测，约束宇宙射线的内容在集群中显着较低的质子能量，受假设的磁场强度。
2009-07-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Merger Shocks in Abell 3667 and the Cygnus~A Cluster
我们提出了新的XMM-牛顿观测的西北（NW）射电遗迹地区的集群阿贝尔3667。我们在射电遗迹的尖锐外缘探测到X射线表面亮度和X射线温度的跳跃，这表明这是一个马赫数约为2的合并激波的位置。将射电辐射与激波性质进行比较，意味着大约0.2%的耗散激波动能进入加速的相对论电子。这比许多银河系超新星遗迹中激波加速的效率小一个数量级，这可能是由于星系团合并激波的马赫数较低。X射线和射电性质表明，射电遗迹中的磁场强度>= 3 μ G，这是一个非常大的场，距离星团中心的投影距离约为2.2 Mpc。射电频谱在冲击波处相对平坦，而在冲击波后随着距离的增加而急剧变陡。这与电子的辐射损失和由X射线性质确定的冲击后速度是一致的。天鹅座A射电源位于一个合并的星系团中。这似乎是一个早期的合并。我们最近的朱雀观测证实了两个子星系团之间存在一个热区，这与预测的冲击区一致。朱雀星上CCD的高光谱分辨率使我们能够测量合并速度的径向分量，Delta v_r \approx 2650 km/s。
2012-11-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Galaxy cluster outskirts from the thermal SZ and non-thermal synchrotron link
星系团合并激波是团内介质热化和宇宙线粒子在其中传播的主要媒介，激波传播改变了团内稀薄等离子体的状态，相应的信号变化可以用当代X射线和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应仪器测量。此外，非热电子（再）激发的冲击有时会引起扩展和发光的同步加速器源称为无线电遗迹，这是突出的指标，冲击传播大致在天空的平面。在这篇简短的评论中，我们讨论了如何联合建模的非热和热信号的变化，在整个无线电遗迹冲击波的前锋是帮助推进我们的知识的气体物理性质和磁场强度在集群的郊区。我们描述了第一次使用SZ效应来测量遗迹冲击波的马赫数，对于最近的（Coma）和最远的（El Gordo）集群与已知的无线电遗迹。
2016-11-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Multiple density discontinuities in the merging galaxy cluster CIZA J2242.8+5301
CIZA J2242.8+5301是一个z=0.19的合并星系团，拥有双遗迹系统和微弱的射电晕。在几MHz到几GHz频率范围内的射电观测表明，在试验粒子区域中假设热粒子的扩散激波加速，N遗迹外缘的射电频谱指数对应于马赫数4.6+/-1.1的激波。在这里，我们提出了新的钱德拉观测集群的结果。N遗迹的钱德拉表面亮度剖面只暗示了表面亮度的不连续性（<2-sigma检测）。然而，我们对朱雀号的档案数据的重新分析表明，在整个遗迹上存在温度不连续性，这与马赫数为2.5+/-0.5是一致的，这与以前发表的结果是一致的。这证实了由N遗迹跟踪的激波处的马赫数比从无线电中预测的要弱得多。令人困惑的是，在钱德拉数据中，我们还发现了合并轴上和合并轴外的额外内部小密度不连续性。在间断两侧的温度测量结果不允许我们毫无疑问地确定它们的性质，尽管冲击波阵面的解释似乎更有可能。我们推测，如果内部密度的不连续性确实是激波阵面，那么它们是合并过程中星系团核心暗物质剧烈弛豫的结果。
2014-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gamma-ray emission from galaxy cluster outskirts versus radio relics
星系团外围设备提供了关于ICM/IGM连接性质的重要信息。在本文中，我们考虑潜在的未来观测在伽玛射线域在集群边缘涉及无线电遗迹现象。我们专注于γ辐射的光谱特征，应该是显而易见的费米-LAT的能量范围内，即$\gtrsim 10^{-1}$ GeV和CTA的能量范围$\sim$ $ 10^{2}$ GeV。光谱特征是由IC和$ π^{0} $在星团边缘衰变产生的可比较的伽马射线通量产生的，其光谱位置是磁场和质子和电子加速的相对效率的函数。我们的目的是提请注意的伽玛射线结构的磁场值的依赖性。作为例子，我们分析了两类非热漫射射电辐射：A2256的射电遗迹和后发座星系团的射电晕。我们认为，在这两种情况下，预期的空间相关的伽马射线谱应该有一个特征结构，取决于当地的磁场的强度。在这两个星系团中，我们计算了伽马辐射的组合通量，从所使用的观测值的实际观测值。所揭示的光谱对磁场的依赖性将使我们能够将未来的光谱观测，特别是伽马射线特征的位置，与星系团及其连接细丝之间边界区域的磁场值联系起来，这可能会限制估计的粒子加速在星系团边缘的相对效率。
2016-10-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Coma cluster at LOFAR frequencies I: insights into particle acceleration mechanisms in the radio bridge
连接星系团和星系群的低密度气体桥的射电同步辐射对粒子加速过程是一个挑战。在这项工作中，我们使用新的低频阵列（LOFAR）在144 MHz的观测分析后发座无线电桥。LOFAR以前所未有的灵敏度和分辨率检测桥梁及其子结构。我们发现NGC 4839群的射电辐射峰值。在NGC 4839群前方的光晕中，射电亮度降低，射电辐射流将NGC 4839群与射电遗迹连接起来。使用X射线观测，我们发现，热和非热等离子体是适度相关的次线性标度。我们使用档案无线电数据在326兆赫，以限制在桥的频谱指数，并量化的粒子和磁场在不同频率的分布。我们发现，频谱比$-1.4 \pm 0.2$更陡，并且在326 MHz处的发射比在144 MHz处的发射更结块。利用宇宙学模拟和简化的方法来计算粒子加速度，我们推导出在何种条件下，湍流加速的温和相对论性电子可以产生的无线电辐射的桥梁。假设种子电子相对于热气体的初始能量比为$3 \cdot 10^{-4}$，我们能够再现所观察到的亮度。我们的结果表明，在桥中的射电星系释放的种子电子和气体和星系的运动产生的湍流是必不可少的产生无线电发射。
2020-11-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Constraints on Cosmic Rays, Magnetic Fields, and Dark Matter from Gamma-Ray Observations of the Coma Cluster of Galaxies with VERITAS and Fermi
对星系团中的射电晕和遗迹的观测表明电子加速是有效的。质子也应该被加速，这表明星团也可能是非常高能量（VHE; E>100 GeV）的伽马射线发射源。我们在这里报告VHE伽马射线观测的后发座星系团与VERITAS阵列成像切伦科夫望远镜，补充费米-LAT观测在GeV的能量。后发座星系团没有探测到明显的伽马射线辐射。在99%置信水平下，测得积分通量上限分别为（2-5）*10^-8 ph. m^-2 s^-1（VERITAS，>220 GeV）和~2*10^-6 ph. m^-2 s^-1（费米，1-3 GeV）。我们使用伽马射线上限来约束昏迷中的CR和磁场。使用分析方法，根据VERITAS数据和费米数据（维里半径内的平均值），CR与热压力之比被限制为< 16%和< 1.7%。这些上限开始限制自洽宇宙学集群模拟中的CR物理，并将结构形成冲击的最大CR加速效率限制在<50%。假设后发座晕的射电发射电子来自强子CR相互作用，观测结果意味着后发座中心磁场的下限为（2 - 5.5）μ G，这取决于径向磁场剖面和伽马射线谱指数。由于这些值低于由后发座中的法拉第旋转测量所推断的值（对于大部分参数空间），这使得强子模型成为后发座射电晕的一个非常合理的解释。最后，由于星系团是暗物质（DM）占主导地位，VERITAS上限已被用来放置的总自湮灭截面和DM粒子的相对速度，<σv>的热平均产品的约束。（abr.）
2012-08-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Discovery of large scale shock fronts correlated with the radio halo and radio relic in the A2163 galaxy cluster
星系团形成过程的痕迹在星系团内的介质中是可见的，并可能出现在冲击波阵面中，这可以通过例如气体温度和密度分布的不连续性来检测。在这项研究中，我们研究了异常星系团A2163的团内气体的X射线性质和射电形态。这个星团在不同的波长下呈现出不规则的形态，并且拥有已知最明亮和最广泛的射电晕之一。此外，它也是已知最热的星团之一。我们分析了A2163的两个朱雀观测，一个在东北（NE），一个在西南（SW）方向，并使用档案XMM-牛顿数据，以消除点源的视野。为了比较我们的研究结果在X射线制度与无线电发射，我们获得的无线电图像的集群从档案VLA观察在20厘米。在我们的光谱X射线研究中，我们确定了A2163中的三个激波阵面。一个明显的激波阵面位于东北方向，距离中心1.4Mpc，根据温度不连续性估计马赫数为$M=1.7_{-0.2}^{+0.3}$。这个震动与一个已知的无线电遗迹的位置相吻合。我们在SW方向识别出另外两个地震，一个是距离为0.7Mpc的$M=1.5_{-0.3}^{+0.5}$，这可能与冷的核心残留物有关，另一个是距离为1.3Mpc的$M=3.2_{-0.7}^{+0.6}$，这也与无线电等值线密切匹配。A2163的复杂结构以及不同的马赫数和激波速度表明，合并方案具有两个不相等的合并成分，其中两个激波阵面出现在合并的早期阶段并向外传播，而另一个激波阵面在合并的集群核心前面发展。
2018-09-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Gamma-ray blazars: the view from AGILE
在AGILE卫星运行的前三年，伽马射线成像探测器探测到了几个高伽马射线活动的耀变体：3C 279，3C 454.3，PKS 1510-089，S5 0716+714，3C 273，W Comae，Mrk 421，PKS 0537-441和4C +21.35。由于我们的警报迅速传播，我们能够从其他天文台获得多波长数据，如斯皮策，斯威夫特，RXTE，朱雀，INTEGRAL，MAGIC，VERITAS和ARGO以及通过WEBT的GASP项目和REM望远镜的无线电-光学覆盖。这种大的多频覆盖范围使我们有机会研究在不同频率的发射之间的变异性相关性，并获得从无线电到伽马射线能量带的这些源的同步光谱能量分布，调查负责其发射的不同机制，并在某些情况下发现相对于标准模型的更复杂的行为。我们提出了一个最有趣的AGILE这些伽玛射线耀变体和它们的多频数据的结果进行审查。
2011-02-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Monitoring of gamma-ray blazars with AGILE
得益于其伽马射线成像仪的宽视场，AGILE卫星获得了对天空中最明亮的blazar的长期监测，并在运行的前3年中检测到了几个高伽马射线状态的blazar：3C 279，3C 454.3，PKS 1510-089，S5 0716+714，3C 273，W Comae和Mrk 421。通过我们的警报的快速传播，我们还能够获得来自许多天文台的多波长数据，如斯皮策，斯威夫特，RXTE，朱雀，XMM牛顿，INTEGRAL，MAGIC，VERITAS和ARGO以及通过MOJAVE项目，WEBT的GASP项目和REM望远镜的无线电到光学覆盖。这种覆盖整个电磁波谱的大范围观测使我们有机会研究不同频率发射之间的变异性相关性，并建立从射电到伽马射线的这些源的真正同步的光谱能量分布，详细研究耀变体的发射机制，并在某些情况下揭示相对于标准模型的更复杂的行为。我们提出了一个最有趣的AGILE这些伽玛射线耀变体的结果和相关的多波长数据的概述。
2010-06-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Intergalactic shock fronts
当星系团碰撞时，它们会在炽热的星系团内介质中产生激波阵面。对这些冲击波的观测可以提供有关星系团等离子体中的合并动力学和物理条件的有价值的信息，甚至有助于限制暗物质的性质。为了研究激波锋面，人们需要一台具有高角分辨率的X射线望远镜（如钱德拉），并且幸运地在正确的角度和正确的时刻看到合并。截至本文撰写之时，只有少数合并激波前沿被发现并使用X射线成像和气体温度数据证实-1 E0657 -56，A520，A754和A2146中的两个前沿。还有一些是可能的冲击，等待温度剖面确认-那些在A521，RXJ 1314 -25，A3667，A2744和昏迷。最高马赫数在1 E0657 -56中为3，其余均为M=1.6-2。有趣的是，所有这些相对较弱的X射线冲击都与其宿主星系团的同步加速器射电晕的尖锐边缘相吻合（除了A3667，它与独特的射电遗迹相吻合，以及A2146，它还没有射电数据）。这与弱冲击是低效的粒子加速器的常识相反，并且可能揭示天体物理等离子体中相对论电子产生的机制。
2010-10-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Detection of An Unidentified Emission Line in the Stacked X-ray spectrum of Galaxy Clusters
我们在73个星系团的XMM叠加谱中探测到一条E=（3.55-3.57）+/-0.03 keV的微弱的未识别发射线，红移范围为0.01-0.35。MOS和PN观测结果分别显示了该线在一致能量下的存在。当整个样本被分成三个子样本（英仙座，半人马座+蛇夫座+后发座，和所有其他），该线是显着检测在所有三个独立的MOS光谱和PN“所有其他”的光谱。它也在英仙座的钱德拉光谱中被检测到，其通量与XMM一致（尽管在室女座没有看到）。然而，它非常弱，位于几条已知的微弱谱线的50- 110 eV范围内，因此受到显著的建模不确定性的影响。关于这条线的起源，我们认为在这个能量下热等离子体中不应该有原子跃迁。一个有趣的可能性是无菌中微子的衰变，这是一种长期寻找的暗物质候选粒子。假设所有的暗物质都是m_s= 2 E =7.1 keV的无菌中微子，我们在整个样品中的探测结果对应于中微子衰变混合角sin ^2（2 θ）= 7 e-11，低于之前的上限。然而，基于星团的质量和距离，英仙座的线比这个模型中预期的要亮得多。这似乎是因为英仙座在E=3.62 keV处有一条异常明亮的线，可能是Ar XVII双电子复合线，尽管它的通量是预期值的30倍，物理上很难理解。原则上，这种异常也可以解释我们在其他子样本中的线检测，尽管它会扩大线能量的不确定性。另一种选择是Ar线中的上述异常与附近的3.51 keV K线相结合，也超出预…
2014-06-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
