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
The Diverse Nature of Optical Emission Lines in Brightest Cluster Galaxies: IFU Observations of the Central Kiloparsecs
我们提出了一个样本的9个最亮的星系团（BCGs）的星云线发射的积分场光谱。选择样品来探测冷却流和非冷却流簇，以及一系列簇X射线光度。线发射形态和速度梯度表明线发射气体的性质有很大的差异。虽然一些BGC显示出连续或片状发射的证据（Abell 1060，Abell 1668和MKW 3s），但其他BGC具有扩展发射（Abell 1204，Abell 2199），而其他BGC具有中心集中发射（Abell 2052）。我们检查诊断线比率，以确定在每个星系的主导电离机制。大多数星系显示出类似活动星系核的光谱区域，但是对于两个BCGs，Abell 1060和Abell 1204，发射线诊断表明这些区域可以用年轻恒星星族的发射来描述。在我们的样品中的BCGs的发射线特性的多样性表明，发射机制是不普遍的，不同的电离过程主导不同的系统。鉴于这种多样性，没有证据表明冷却流和非冷却流BCG之间的发射线特性有明显区别。并不总是冷却流BCG显示出发射（或年轻的恒星星族），而非冷却流BCG则不显示。
2009-04-14 astro-ph.CO
The Effect of Environment on the Formation of Halpha Filaments and Cool Cores in Galaxy Groups and Clusters
本文介绍了利用钱德拉X射线天文台和马里兰麦哲伦可调谐滤波器对10个星系群和17个星系团进行X射线和H α联合研究的结果。我们发现，在10^13 < M_500 < 10^15 Msun的质量范围内，成组和成团的H α细丝的形态或检测频率没有差异。在52%的置信水平下，Halpha发射的检测频率仅弱依赖于系统的总质量。相比之下，我们发现Halpha细丝的存在与全球（89%置信水平）和核心（84%）ICM熵以及X射线冷却率（72%）密切相关。因此，Halpha细丝是冷却ICM的极好替代物。与BCG的射电性质相比，Halpha细丝与ICM的冷却性质的相关性更强;这进一步支持了这些细丝与热不稳定的快速冷却的ICM直接相关的场景，而不是无线电气泡。ICM的冷却效率，定义为每单位气体质量的X射线冷却速率，示出与总系统质量，表明组在冷却比集群更有效。这一结果意味着，在冷核心的系统中，活动星系核的反馈与系统的总质量成比例，与早期的建议一致。
2011-02-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
HST FUV Observations of Brightest Cluster Galaxies: The Role of Star Formation in Cooling Flows and BCG Evolution
Quillen等人和O 'Dea等人对ROSAT Brilliant Cluster样本中的62个最亮的星系团（BCGs）进行了斯皮策研究，这些星系团是根据它们的H-α通量升高而选择的。我们目前的哈勃空间望远镜先进的相机调查（ACS）远紫外（FUV）图像的Ly-alpha和连续发射的发光发射线星云在7 BCGs发现有红外过量。我们证实，BCGs正在积极形成恒星，这表明在这些BCGs中看到的IR过量确实与恒星形成有关。FUV连续辐射在~7-28 kpc（最大线性尺寸）的区域内延伸，在Ly-alpha中甚至更大。FUV观测所需的年轻恒星星族将产生为发射线星云提供能量所需的电离光子的很大一部分。从FUV连续谱估计的恒星形成率范围从~3到~14倍低于从IR估计的那些，但是在中央几角秒的巴耳末衰减和在大多数这些星系中检测到的CO都意味着有高消光区域，可能吸收了大部分FUV连续谱。对VLA观测资料的分析揭示了Abell 1835和RXJ 2129+00中所有7个BCG和kpc尺度喷流的致密射电源。这四个星系的档案深钱德拉观测表现出不对称的X射线发射，其峰值偏离中心的BCGs平均约10 kpc。活动星系核的低反馈状态可能会增加热气体向星系中心的凝聚，并为恒星的形成提供能量。
2010-06-18 astro-ph.CO
A BCG with offset cooling: is the AGN feedback cycle broken in A2495?
我们提出了一个结合无线电/X射线分析的星系团阿贝尔2495（z=0.07923）的基础上新的EVLA和钱德拉数据。我们还分析和讨论了从文献中检索到的H α发射和光学连续谱数据。我们发现星团BCG（MCG+02-58-021）和X射线发射峰值之间有6 kpc的偏移，这表明冷却过程没有发生在中央星系核上。我们认为ICM的晃动可能是造成这种分离的原因。此外，我们检测到的第二个，4千秒差距之间的H α发射和X射线发射的峰值偏移。光学图像突出了星团BCG中延伸至6千秒差距的尘埃细丝的存在，并使我们能够估计中心7千秒差距内的尘埃质量为1.7e+5 Msun。利用尘气比和L_Halpha-M_mol关系，我们认为在这个星团的BCG中应该存在大量的分子气体（高达10^9 Msun）。我们还研究了ICM凹陷的存在，发现两个假定的空洞系统;内部的一对特征在于t年龄= 1800万年和P cav = 1.2e+43 erg/s，外部的一个t年龄= 5300万年和P cav = 5.6e+42 erg/s。他们的年龄差异似乎是一致的自由落体时间的中央冷却气体和偏移的时间尺度估计的Halalpha运动学数据，这表明晃动可能在这种环境中发挥了关键作用。此外，空洞的功率分析表明，活动星系核的能量注入能够维持反馈循环，尽管冷却被抵消从BCG核。
2019-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining star formation rates in cool-core brightest cluster galaxies
我们使用宽带成像数据的10个冷核最亮的星系团（BCGs），并进行了贝叶斯分析，使用恒星人口合成，以确定可能的属性的组成恒星星族。特别是对正在进行的恒星形成率（SFR）的测定，对我们理解星团内介质（ICM）的冷却、恒星形成和活动星系核调节的反馈有着直接的影响。我们的模型由一个老的恒星星族和一系列年轻的恒星组成。我们计算了各种模型参数的边缘化后验概率分布，并从中获得了68%的合理区间。SFR的68%可信区间很宽，这是因为有各种各样的模型能够拟合数据，这也解释了文献中恒星形成率的广泛分散。可能的SFR的范围是稳健的，并突出了这种贝叶斯分析的优势。SFR与X射线质量沉积率相关（前者比后者低4到50倍），这意味着ICM的冷却是冷核BCGs中恒星形成的一个贡献因素。我们发现10个BCGs中有9个在6 Gyr之前经历过恒星暴增。虽然9个BCGs中有4个似乎需要连续的SFR，但9个中有5个似乎需要周期性的恒星形成，间隔从2000万年到20000万年不等。这一时间尺度类似于中央（< 5千秒差距）区域ICM的冷却时间。
2015-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 life of central radio galaxies in clusters: AGN-ICM studies of eRASS1 clusters in the ASKAP fields
The University of Western Australia（西澳大学）；Macquarie University（麦考瑞大学）；Keele University（基尔大学）；Beijing Normal University（北京师范大学）；Leiden University（莱顿大学）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；University of Tasmania（塔斯马尼亚大学）
研究通过分析eRASS1团簇中AGN与ICM的关系，发现AGN反馈在高光度团簇中效果有限，仅能部分抵消ICM辐射损失。
2026-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep Chandra observation of the galaxy cluster WARPJ1415.1+3612 at z=1: an evolved cool-core cluster at high-redshift
使用最深（370千秒）的钱德拉观测高红移星系团，我们进行了详细的描述内集群介质（ICM）的WARPJ 1415.1 +3612在z=1.03。我们还探讨了ICM的核心属性和最亮的星系团（BCG）的无线电/光学特性之间的联系。我们进行空间分辨分析的ICM，以获得温度，金属丰度和表面亮度的配置文件。利用反投影的温度和密度分布，我们精确地导出了不同密度下的团簇质量。除了X射线数据，我们使用档案无线电VLA成像和光学GMOS光谱的中央星系，调查中央星系和ICM之间的反馈。X射线光谱分析表明，一个显着的温度下降到集群中心，预测值Tc = 4.6 \pm 0.4 keV，和一个非常高的中心铁丰度峰，Zc= 3.6 Zsun。中心冷却时间小于0.1 Gyr，熵等于9.9 keV cm ~ 2。我们在BCG的光谱中检测到一条强的[OII]发射线，其等效宽度为-25，由此我们推导出恒星形成率在2 - 8 Msun/yr范围内。VLA数据揭示了一个与BCG一致的中央射电源和一个范围为80 kpc的微弱的单侧喷流状特征。分析表明，WARPJ 1415有一个发育良好的冷核，其ICM特性与当地宇宙中发现的相似。它的性质和在中央星系中发现的反馈活动在光学和无线电波段的明确迹象表明，反馈过程已经建立在z~1。此外，一个强金属丰度峰的存在表明，在z > 1时，中央星系的恒星形成过程已经迅速地富集了中央区域。
2012-01-16 astro-ph.CO
LoCuSS: the connection between brightest cluster galaxy activity, gas cooling and dynamical disturbance of X-ray cluster cores
我们研究了从本地星团子结构巡天（LoCuSS）中选取的65个X射线星团的星团X射线质心和最亮星团星系（BCG）之间的投影偏移分布，其中值红移为z=0.23。我们发现X射线/BCG投影偏移量和在0.04r500（α）的集群气体密度分布的对数斜率之间存在明显的相关性，这意味着更多的动态扰动集群具有较弱的冷核心。此外，BCG的活动性（H_α和射电辐射）与X射线/BCG偏移量之间存在着密切的对应关系，线发射星系都位于X射线/BCG偏移量<~15 kpc的星系团中。在α < -0.85和偏移< 0.02r500的BCGs中，96%（23/24）具有光学发射，88%（21/24）具有放射活性，而没有一个具有超出这些标准的光学发射。我们还研究了r500内的团簇气体分数（fgas），并发现与X射线/BCG投影偏移量的显着相关性。“小偏移量”星系团（<0.02 r500）的平均fgas为0.106+/-0.005（sigma=0.03），而偏移量> 0.02 r500的星系团为0.145+/-0.009（sigma=0.04），这表明在具有较大X射线/BCG偏移量的星系团中，总质量可能被系统性地低估。我们的研究结果意味着冷芯强度和集群动力学状态之间的联系一致的观点，集群合并可以显着扰动冷芯，并设置新的约束模型的集群内介质的演变。
2009-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are black holes big enough to quench cooling in cluster cool cores?
总能量参数（例如，Fabian等人（2002年）提出，黑洞的质量需要大大超过经典黑洞质量-速度弥散关系（M-sigma）的预测，以便抵消巨大冷核心星系团中的冷却损失。这表明黑洞可能太小，无法为这样的星系团提供能量。然而，Lauer等人（2007）认为，黑洞质量-膨胀光度关系是高光度星系中黑洞质量的更好预测，并且这种关系预测了BCGs中更高的质量。他们发现，与亮度较低的星系相比，BCGs中的速度色散随着亮度的增加而缓慢增加，有效半径随着亮度的增加而迅速增加。受这些结果和Boylan-Kolchin等人（2006）关于孤立合并的理论工作的启发，我们对千禧年运行中确定的大质量星系团中的干合并进行了高分辨率的宇宙学模拟，包括合并星系的暗物质晕和恒星隆起。我们证明了BCG明显地偏离了由较小星系定义的大小-光度关系（即，关系弯曲），并且我们还看到亮度-σ关系中的弯曲。由于黑洞质量与BCGs（如果它们主要是在无耗散合并中形成的）的恒星隆起的质量和光度成正比，我们的发现与Lauer等人（2007）在定性水平上的结果一致，并表明BCGs中的黑洞可能确实比标准M-sigma关系预测的质量更大。
2009-11-27 astro-ph.CO
Evidence for Rapid Redshift Evolution of Strong Cluster Cooling Flows
本文给出了从160平方度$ROSAT$ X射线巡天中选出的77个最亮星系团的[OII]和Ha星云发射线的等效宽度。我们发现在任何BCG中没有[OII]或Ha发射分别强于-15埃或-5埃。相应的发射线亮度低于6 E40 erg/s，比英仙座星系团中的NGC 1275低30倍。与来自布里渊星系团巡天（Crawford et al. 1999）的红移在z = 0.35以上的BCGs中星云发射的探测频率相比，我们应该探测到大约12个发射线星系，假设这两次巡天都选择了X射线光度范围为10 E42 erg/s至10 E45 erg/s的相似星系团。没有明亮的星云发射（即，在我们的样本中的英仙座类系统）是一致的{ \it强}冷却流（冷却核心）集群之间的$\rm z=0.5$和今天的数量密度的增加。在更高的红移下，它们的数量下降可能是由于星系团合并和活动星系核加热。
2011-01-25 astro-ph.CO
Gentle heating by mixing in cooling flow clusters
我们分析了三维流体动力学模拟的相互作用的射流和气泡，他们膨胀的内集群介质（ICM），并表明，加热的ICM混合热气泡气体与ICM操作超过数千万年，因此可以平滑的零星活动的射流。热气泡在传播射流的作用下膨胀形成许多旋涡，这些旋涡将热气泡气体与ICM混合。混合，因此ICM的加热，在喷流发射后立即开始，但持续了数千万年。我们认为，活动星系核活动星系核（AGN）的零星活动的长寿命的涡旋平滑解释了最近发现的一个温和的能量耦合之间的活动星系核加热和ICM。
2017-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing Structure: Shape and Centroid Deviations in 39 Strong Lensing Clusters as a Test of Cluster Formation Predictions
University of Cincinnati（辛辛那提大学）；University of Michigan（密歇根大学）；STAR Institute（STAR研究所）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究研究所）；University of Oslo（奥斯陆大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of Washington（华盛顿大学）
研究通过分析39个强引力透镜团簇的形状和质心偏差，测试ΛCDM宇宙学中集群形成预测的准确性，发现ICL与DM晕最匹配，且ICL和CLM比ICM和BCG更椭圆。
2025-11-27 astro-ph.CO
VLBI observations of Brightest Cluster Galaxies: are cooling and parsec scale morphology correlated?
本文对Abell星系团中的Brighenite星系团Galerkin（BCGs）的秒差距尺度特性进行了统计研究。这些数据显示了冷核团（双面秒差距尺度喷流）和非冷核团（单面秒差距尺度喷流）中BCGs之间可能存在的差异。我们认为，在冷的核心集群的双面形态可能是由于存在温和的相对论性喷流已经在质量尺度上放缓的结果，喷流与周围的致密介质的相互作用。
2009-10-27 astro-ph.CO
Anisotropic Thermal Conduction and the Cooling Flow Problem in Galaxy Clusters
我们研究了长期存在的冷却流问题在星系团与孤立的星系团的三维MHD模拟，包括辐射冷却和各向异性热传导沿磁场线。团内介质（ICM）的中心区域可以有大约2亿年或更短的冷却时间尺度-为了防止冷却灾难，ICM必须通过某种机制加热，例如AGN反馈或来自大半径热库的热传导。星系团的核心是线性不稳定的热流驱动的浮力不稳定性（HBI），这显着改变了集团核心的热力学。HBI是一种对流、浮力驱动的不稳定性，它将磁场重新排列为优先垂直于温度梯度。对于广泛的参数范围内，我们的模拟表明，在存在的HBI，有效的径向热导率降低到小于10%的完整的斯皮策传导率。随着传导加热的抑制，冷却灾难发生的时间尺度相当于集群的中央冷却时间。因此，热传导本身不太可能稳定具有低中心熵和短中心冷却时间尺度的团簇。高中心熵的星系团有足够长的冷却时间，传导可以帮助避免宇宙学上有趣的时间尺度的冷却灾难。
2009-05-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Relation Between Cool Cluster Cores and Herschel-Detected Star Formation in Brightest Cluster Galaxies
对68个布里渊星系团（BCGs）进行了0.08 < z < 1.0的远红外光谱分析。直接由Spitzer和Herschel测光法导出尘埃成分峰值（24- 500 μ m）的红外总光度，计算了遮蔽恒星形成率（SFR）。22%（+6.2，-5.3）的BCGs在远红外波段被探测到，SFR= 1-150 Msun/yr。对于冷核星团（气体冷却时间<1 Gyr），红外光度与星团X射线气体冷却时间高度相关，强烈表明这些BCGs中的恒星形成受到星团尺度冷却过程的影响。分子气体示踪的Ha辐射的出现也与遮蔽恒星的形成有关。除了最明亮的BCGs（L_TIR > 2x10^11 L_sun），SFR（Ha）只需要一个小的（<0.4 mag）红化校正就可以与SFR_FIR一致。相对较低的Ha消光（尘埃遮蔽），与一般恒星形成人口的报告值相比，为冷气体的替代（外部）来源提供了进一步的权重。最后，我们使用的非冷核心集群的堆叠分析表明，大部分的燃料，恒星形成的前红外明亮的BCGs是不太可能起源于正常的恒星质量损失。
2012-01-05 astro-ph.CO
Baryon Content of Massive Galaxy Clusters (0.57 < z < 1.33)
我们用南极望远镜（SPT）选取了14个具有中位红移$z=0.9$和中位质量$M_{500}=6\times10^{14}M_{\odot}$的星系团，研究了它们的恒星质量、布里渊星系团质量（BCG）和团内中等质量（ICM）。我们估计恒星质量的每个集群和BCG使用六个测光带的范围从紫外线到近红外观察的VLT，HST和斯皮策。ICM的质量来自钱德拉和XMM-牛顿X射线观测，维里质量来自SPT Sunyaev-Zel'dovich效应签名。在$z=0.9$处，BCG质量$M_{\star}^{\textrm{BCG}}$构成$6\times10^{14}M_{\odot}$簇的晕质量的$0.12\pm0.01$ %，并且该分数落为$M_{500}^{-0.58\pm0.07}$。星系团的恒星质量函数具有特征质量$M_{0}=10^{11.0\pm0.1}M_{\odot}$，星系团中每单位质量的星系数比场中的大$1.65\pm0.2$倍。这两个结果是一致的测量组尺度和较低的红移。我们结合我们的SPT样品与以前发表的样品在低红移，我们纠正一个共同的初始质量函数和维里质量的系统差异。然后，我们探讨质量和红移的恒星分数（fstar），ICM分数（fICM），冷重子分数（fc）和重子分数（fb）的趋势。在枢轴质量为$6\times10^{14}M_{\odot}$和红移$z=0.9$时，特征值为…
2015-10-03 astro-ph.CO
The Entire Virial Radius of the Fossil Cluster RXJ1159+5531: II. Dark Matter and Baryon Fraction
在第二篇论文中，我们对松弛化石星团RXJ 1159 +5531的整个维里区进行了热的团内介质（ICM）的流体静力学分析。对于ICM，恒星质量从中央星系（BCG），和NFW的暗物质（DM）晕组成的模型，我们得到了很好的描述ICM发射率和温度的投影径向轮廓。在M_star/L_K = 0.61 +/-0.11太阳能下，可以清楚地观测到BCG恒星质量，这与Milky-Way IMF的恒星星族合成模型相一致。我们得到晕的浓度为c_200 =8.4 +/- 1.0，维里质量为M_200 = 7.9 +/- 0.6 x 10^13 M_sun。对于它的质量，推断的浓度大于普朗克参数宇宙学模拟中产生的大多数弛豫晕，与RXJ 1159 +5531形成于一般晕群之前一致。在r_200，f_b，200 = 0.134 +/- 0.007处的重子分数略低于宇宙的普朗克值（0.155）。当我们考虑到与非中心星系相关的恒星重子和不确定的团内光时，f_b，200增加了~0.015，与宇宙值一致。在MOND的背景下进行我们的分析仍然需要一个大的DM分数（85.0% +/- 2.5%，r=100 kpc）类似于使用标准牛顿方法获得的。在总引力势中检测到一个与NFW DM晕不同的看似合理的恒星BCG质量分量，表明~10^14 M_sun代表了这样一个质量尺度，在该尺度以上，耗散对星系团中心区域的形成并不重要。（节录…
2016-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The relation between the cool-core radius and the host galaxy clusters: thermodynamic properties and cluster mass
基于钱德拉X射线数据，本文研究了四个星系团的冷核热力学性质，发现冷核半径与星系团质量呈线性关系，且冷核大小可能受辐射冷却和气体晃动等机制共同影响，表明冷核与宿主星系团演化相关。
2024-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Solving the angular momentum problem in the cold feedback mechanism of cooling flows
我们发现，冷团簇内的介质（ICM）有效地失去了他们的角动量，因为他们落在，这样他们就可以迅速饲料的中央活动星系核和维持加热反馈过程。冷反馈模型预测这种冷团块，该模型用于通过反馈过程使冷却流中的ICM保持热。团块在两个通道中非常有效地失去了它们的角动量：ICM施加的拖曳力和当它们靠近中心黑洞时团块之间的随机碰撞。我们的结论是，角动量不能阻止吸积的冷块，冷反馈机制是一个可行的模型的反馈机制在冷却流。冷反馈不受严重的问题，模型的基础上的邦迪吸积。
2010-04-15 astro-ph.CO
Gas cooling in semi-analytic models and SPH simulations: are results consistent?
我们提出了一个详细的比较大规模集群内的星系人口，流体动力学SPH模拟和半解析模型（SAM）的星系形成预测。这两个模型都包括气体冷却和恒星形成的简单处方，即将任何冷气体瞬间转化为恒星，同时忽略任何能量反馈源。我们发现，在一般情况下，星系人口从自组装和SPH有类似的统计特性，与以前的研究。然而，当我们逐个比较星系时，我们发现了一些有趣的差异：a）SAM和SPH模型计算的最亮星系团（BCGs）的恒星形成历史有很大的不同，SPH BCGs在低红移时表现出较低的恒星形成活动水平，并且相对于SAM对应物，其恒星形成的初始爆发更强烈和更短; b）虽然在这里使用的半解析模型中，所有与BCG相关的恒星都是在其祖先中形成的，但在SPH模拟中，这只适用于最终BCG恒星质量的一半，剩下的一半是由恒星从与星系团晕上吸积的星系相关的弥漫恒星成分中潮汐剥离所贡献的;（c）SPH卫星在吸积时可由于潮汐剥离而失去高达90%的恒星质量，这一过程未包括在本研究所用的半分析模型中;（d）在SPH模拟中，大部分质量卫星星系都发生了显著的冷却，吸积后这种冷却可持续1 Gyr。这个物理过程不包括在我们的研究中使用的半解析模型，以及在最近的文献中讨论的大多数模型。
2010-01-18 astro-ph.CO
Little evidence for entropy and energy excess beyond $r_{500}$ - An end to ICM preheating?
非引力反馈影响星团内介质（ICM）的性质。ICM的X射线冷却和来自活动星系核和超新星的原位能量反馈以及在星系团形成之前的时期气体的{ \it预热}是这种反馈的机制。虽然冷却和活动星系核的反馈是占主导地位的集群核心，一个预热ICM的签名预计将存在，即使在大半径。为了估计预热的程度，最小的混乱，从AGN反馈/冷却，我们研究了超过$r_{200}$的样本的17个星系团的过剩熵和非引力能量的轮廓使用联合数据集的{ \it普朗克} SZ压力和{ \it ROSAT/PSPC}气体密度分布。在$\approx 3σ$中排除了预热熵底的规范值$\gtrsim 300$ keV cm $^2$，该规范值是为了匹配集群缩放而需要的。我们还表明，1 keV/粒子的反馈能量被排除在5.2 $σ$超过$r_{500}$。我们的分析同时考虑了非热压力和结块，这在外部区域可能很重要。我们的研究结果的基础上直接探测的ICM在最外层地区不支持任何显着的预热。
2016-10-27 astro-ph.CO
X-ray Spectroscopy of Galaxy Clusters
星系团是宇宙中体积最大、结构清晰的天体，是研究星系团内介质和星系团星系群演化的理想实验室。对于被加热到X射线辐射温度的ICM，X射线光谱学是深入了解星系团结构和天体物理学的最重要工具。在这篇综述中，我们回顾了解释热的、稀薄的等离子体的X射线光谱的基本原理，并举例说明了X射线光谱的广泛的科学应用。星系团质量的测定对宇宙学非常重要，它的关键在于精确的ICM光谱温度测定。ICM的热结构研究为我们提供了一个非常有趣的星系形成和演化过程中能量释放的化石记录。ICM的温度和压力分布为我们了解星系团的合并过程以及合并能量以湍流形式的耗散提供了重要的信息。中心的冷却核心是有趣的实验室，可以研究气体冷却，恒星和黑洞形成以及能量反馈之间的相互作用，这是通过X射线光谱学进行诊断的。由ICM的X射线谱推算的元素丰度提供了不同超新星对重元素核合成贡献的宇宙历史记录，其空间分布部分反映了ICM中重要的输运过程。一些讨论等离子体诊断条件的热平衡和展望未来的前景X射线光谱簇研究完成我们的评论。
2009-07-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
The properties of Brightest Cluster Galaxies in the SDSS DR6 adaptive matched filter cluster catalogue
我们研究了基于自适应匹配滤波器技术（AMF，Szabo等人，2010年）。我们的样本包括超过14300个星系的红移范围为0.1-0.3。我们测试的目录显示，它包括著名的BCGs在于SDSS足迹。我们的特征BCGs的r-波段光度和光学颜色，以及它们的红移趋势。特别是，我们定义和研究的蓝色BCGs的分数，即那些可能会错过基于颜色的聚类调查和目录。较富裕的集群往往有更明亮的BCG，但不那么占主导地位，比穷人的系统。我们的BCG中有4-9%的BCG在g-r色上至少比红序列在它们给定的红移上蓝0.3等。对于丰度高于50的簇，这样的分数降低到1-6%，其中3%的BCGs低于红色序列0.5等。初步的形态学研究表明，在较低的丰度蓝色部分的增加可能有一个不可忽视的贡献，从螺旋星系。我们表明，基于g-r红色序列或基于颜色u-r >2.2的切割的颜色选择可能导致错过大多数这样的蓝色BCGs。我们还将颜色分析扩展到紫外线范围，将我们的产品目录与Galex GR 4和GR 5的公开数据进行交叉匹配。我们显示了一个明确的相关性从光学红色序列的偏移量和紫外线过量。最后，我们将我们的目录与ACCEPT聚类样本（Cavagnolo等人，2009），并发现蓝色BCGs倾向于在低熵和短冷却时间的集群中。也就是说，蓝光可能是由于最近的恒星形成与冷却流提供的气体有关。（节略）
2010-11-12 astro-ph.CO
Deciphering the ultra-steep spectrum diffuse radio sources discovered in the cool-core cluster Abell~980
星系团是研究星系核中重复发生的核活动的极好实验室，因为它们的热气体介质可以通过更好的约束大大延长它们的射电瓣的可探测性。我们在这里报告的多波段研究的稀疏研究星系团阿贝尔980，我们的分析的基础上，{ \it{Chandra} } X射线和GMRT（150和325 MHz）和EVLA（1.5 GHz）无线电档案数据，揭示了异常丰富的现象。它被证明是一个准弛豫的集群与冷核心（$T\sim4.2$ keV）周围的热和广泛的集群内介质（ICM）在$T\sim6.8$ keV。射电辐射表现出丰富的多样性，有（i）两个大的超陡谱（USS）扩散源，延伸到ICM的相对末端，每个都与X射线亮度不连续性有关（冷锋），（ii）与中心BCG重合的$\sim55$ kpc大小的明亮射电双星，以及（iii）漫射射电源，可能是一个小晕，大小为$\sim110$ ~kpc的BCG周围，拥有一个巨大的椭圆形恒星晕，范围为$\sim 80$ ~kpc。冷锋与两个高年龄（~ 2.6亿年）的USS源在一个冷核心集群的协会，使它成为一个非常罕见的系统。这些USS源可能是来自BCG中先前喷射活动的无线电波瓣，被无情地推向X射线晕的外围，从而产生冷锋。该星系团更深层次的射电图像可能提供了一个难得的机会来验证最近提出的替代模型，该模型将射电迷你晕解释为I型超新星在延伸到星系团核心的巨大恒星晕中发生的聚集射电发射。
2022-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Influence of AGN jets on the magnetized ICM
星系团是最大的结构，有观测证据表明它是磁化介质。中央核心似乎主机强磁场范围从几个0.1 microG到几个10 microG的冷却流集群。许多星系团的中心都有强大的活动星系核，这些活动星系核被认为阻止了某些星系团中的冷却流。这种反馈对磁场的影响仍然不清楚：活动星系核引起的湍流是否补偿了冷核内磁放大的损失？这种湍流是如何持续几个陀螺的？利用高分辨率的磁流体动力学模拟的辐射冷却集群的自我调节，我们研究的磁场在一个强大的活动星系核喷流的存在下，在中央核心的演变。看来，喷流引起的湍流强烈地放大了核心中的磁振幅，超过了在星团的引力场中纯压缩所放大的程度。活动星系核产生一个不冷却的核心，并增加了磁场的振幅，与microG场的观测结果吻合得很好。
2009-12-22 astro-ph.CO
The Lifetime and Powers of FR IIs in Galaxy Clusters
我们已经确定和研究了151 FR II的样本中发现的最亮的星系团星系（BCGs）的MaxBCG星系团目录与数据从FIRST和NVSS。我们将这些FR II的射电光度和投影长度与FR II模型生成的一系列模拟星表的投影长度分布进行了比较，并估计FR II的寿命为1.9 x 10^8年。寿命计算中的不确定性为2倍，主要是由于ICM密度和FR II轴比中的不确定性。我们进一步测量了BCG中FR II的喷流功率分布，发现它可以很好地用对数正态分布来描述，其中位功率为1.1 × 10^37 W，变异系数为2.2。这些喷流功率与观测到的光度几乎呈线性关系，这种关系比许多其他估计都要陡峭，尽管它取决于喷流模型。我们调查FR II和集群属性之间的相关性，发现星系光度与喷流功率。这意味着喷流功率也与黑洞质量相关，因为BCG的恒星光度应该是其球体质量和黑洞质量的良好代表。喷气功率，然而，是不相关的集群丰富度，也不是FR II寿命强烈相关的任何集群属性。我们计算了波瓣的焓，以检查FR IIs对ICM的影响，并发现绝热膨胀引起的加热太小，无法抵消至少六倍的辐射冷却。相比之下，喷射功率大约比抵消冷却所需的大一个数量级。我们的结论是，如果反馈从FR II抵消冷却的ICM，那么加热必须主要是由于另一种机制与FR II膨胀。
2012-07-17 astro-ph.CO
A volume-limited sample of X-ray galaxy groups and clusters - I. Radial entropy and cooling time profiles
我们提出的第一个结果，我们的研究样本的101个X射线星系群和星系团，这是体积有限的三个X射线光度箱。本工作的目的是研究我们的星系群和星系团核心中最内层ICM的性质，并确定非引力过程，如活动星系核（AGN）反馈对ICM的影响。ICM的熵是特别感兴趣的，因为它带有一个集群的热历史的印记，它也决定了一个集群的整体属性。因此，熵分布可以用来检查集群自相似性的任何偏差，以及反馈对ICM的影响。我们发现，熵分布很好地拟合一个简单的幂律模型，形式为$K(r) = α\times(r/100 \rm{kpc})^β$，其中$α$和$β$是常数。我们没有发现存在“熵底”的证据，即我们的熵分布在小半径处并不平坦，正如以前的一些研究所建议的那样。
2013-12-03 astro-ph.CO
Radio emission at the centre of the galaxy cluster Abell 3560: evidence for core sloshing?
在沙普利集中的星系团A3560的射电观测中，发现了与最亮的星系团成员有关的复杂的射电辐射，为了了解它的起源，我们用GMRT，VLA和ATCA在240和610 MHz，1.28，1.4，2.3，4.8和8.4 GHz，并对与BCG相关的无线电发射进行了详细的形态学和光谱研究。我们还用XMM-Newton和Chandra观测了这个团簇，并推导出了ICM的性质。哑铃型BCG的N-E核射电辐射显示了一个活跃的射电星系，加上年龄较大的弥散辐射，目前还没有翻新。我们的钱德拉数据显示，BCG的放射性活跃的核有扩展的X射线发射，我们将其归类为低光度日冕。XMM-牛顿亮度的残留图像显示了螺旋状特征的存在，我们将其解释为气体晃动的特征。在表面亮度残差图和XMM-牛顿温度分析中，子组的存在是清楚的。光学2D分析显示A3560的子结构。在X射线子群的位置发现了一个星系团，另一个星系团位于星系团核心的南部，靠近螺旋状特征。射电辐射的老化部分紧密遵循X射线剩余亮度分布的螺旋模式，而两个活跃的射电瓣则向完全不同的方向弯曲。我们的结论是，复杂的无线电发射与集群BCG是一个轻微的合并事件在A3560的结果。在ICM中，晃动运动强烈地影响着老化后的漫射辐射。另一方面，弯曲的喷流和目前的射电活动星系核活动的叶可能反映了一个复杂的气体速度场在最里面的集群区域和/或晃动引起的振荡的cD星系的运动。
2013-08-05 astro-ph.CO
On the hunt for ultramassive black holes in brightest cluster galaxies
我们研究了最亮的星系团位于黑洞活动的基本平面上的位置，黑洞的X射线光度、射电光度和质量之间的关系已经建立。我们的样本主要由位于大质量强冷却流团中心的BCGs组成，因此需要来自其中心活动星系核（AGN）的极端机械反馈来抵消团内等离子体的冷却（L_mech> 10 ^44 -45 erg/s）。根据M_BH-σ和M_BH-M_K关联得到的BH质量，我们发现我们所有的天体都偏离了平面，使得它们看起来比从它们的X射线和射电光度预测的质量小（超过99%的置信水平）。对于这些与基本面一致的天体，M_BH-σ和M_BH-M_K相关性似乎低估了BCGs的BH质量，平均为10倍。我们的研究结果表明，BH质量和宿主星系属性之间的标准关系不再适用于这些极端星系。此外，我们的结果意味着，如果这些黑洞遵循基本面，那么许多位于大质量、强冷核星系团中的黑洞必须是超大质量的，M_BH>10^10M_sun。这可与已知的最大BH质量相媲美，并对我们理解BH的形成和演化具有重要的影响。
2012-05-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Detecting Star Formation in Brightest Cluster Galaxies with GALEX
本文介绍了17个冷核星系团的GALEX观测结果。我们表明，GALEX是很容易能够检测到最亮的星系团星系（BCGs）的恒星形成的$z\ge 0.45$和50-100千秒差距。在大多数的CC集群研究，我们发现显着的紫外线光度过剩和颜色，强烈建议最近和/或目前的恒星形成。发现BCGs的中心有蓝色的紫外线，随着半径的增加而变得越来越红，这表明恒星形成的紫外线特征在中心区域最容易被检测到。我们的研究结果显示，紫外星形成率与基于H $α$观测的估计值之间具有良好的一致性。红外观测与我们的数据相结合表明，中度到高度的尘埃衰减。我们的UV结果和我们样品的X射线性质之间的比较表明，UV过量，集群熵和中心冷却时间之间存在明确的相关性，证实了恒星的形成与冷却气体直接且无可争议地相关。
2010-06-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Optical Photometric Indicators of Galaxy Cluster Relaxation
本研究评估基于redMaPPer算法的简单光学测光指标识别弛豫星系团的能力，发现结合BCG对比指标与少量ICM信息可实现约60%的纯度，同时指出BCG识别是当前的核心挑战。
2024-05-07 astro-ph.CO
Central galaxy growth and feedback in the most massive nearby cool core cluster
我们目前的多波长观测中心的RXCJ 1504.1 -0248 -星系团的最明亮的和相对较近的冷核心z~0.2。虽然在星系团核心100千秒差距内有几个星系，但只有最明亮的星系团星系（BCG），位于X射线发射的峰值，具有蓝色和强烈的线发射。大约80兆太阳/年的星团内气体冷却到X射线发射温度以下，类似于观测到的紫外线恒星形成率约140兆太阳/年。大多数恒星形成发生在BCG的核心，以及一个42 kpc长的蓝色连续体，线发射和X射线发射的灯丝，该灯丝延伸到星系的西南部。周围的星云是所有观测到的BCG周围最明亮的。BCG中的电离星数量几乎不足以加热星云，而线比表明需要额外的热源。这个热源可以对BCGs中Hα推导的恒星形成率（SFR）做出贡献，因此推导的SFR只能被认为是上限。活动星系核的反馈可以减缓冷却流所观察到的质量沉积率，如果黑洞吸积率的顺序为0.5 Msun/yr在10%的能量输出效率。星云的平均湍流速度为vturb ~325 km/s，如果与热气体共享，则团内介质的湍流能量与热能的比率将限制在6%以下。
2010-03-25 astro-ph.CO
Cooling rate and turbulence in the intracluster medium of the cool-core cluster Abell 2667
该研究分析冷却核星系团Abell 2667的ICM热X射线辐射，结合多望远镜数据探测低温气体并估算冷却速率与湍流展宽上限，发现其与低红移冷却核星系团相似，大湍流上限暗示显著ICM加热可能抑制冷却。
2025-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Moderate Cooling Flow Model and Feedback in Galaxy Formation
在最近的四年里，我们一直在研究反馈加热冷却流（CF）集群活动星系核活动，膨胀气泡的喷流，这简短的贡献，会议总结了我们的主要结果。为了实现我们的结果，我们必须用喷射器自我膨胀气泡，而不是人工注入它们。主要结果如下：（1）基于Bondi吸积的反馈机制失效。相反，中心超大质量黑洞（SMBH）的吸积是以从扩展区域落入的冷密度团块的形式。(2)慢质量宽（SMW）射流，或快速旋进射流，可以膨胀气泡类似于CF集群中观察到的。(3)与文献中的一些说法相反，膨胀的气泡在相对长的时间内是稳定的，仅在稍后的时间变得不稳定。(4)一个单一的泡沫膨胀事件激发多个声波和冲击。然后，这些可以加热集群内介质（ICM）。(5)气泡材料与ICM的混合是有效的，并且可以用作主要加热通道。(6)加热过程是全方位的，可以解释星系团和星系CF中ICM的加热。
2009-09-01 astro-ph.CO
The Detectability of AGN Cavities in Cooling-Flow Clusters
钱德拉X射线天文台在许多附近的冷却流团中发现了X射线空洞。这些空洞是活动星系核对团内介质的反馈，团内介质是稳定冷却流和星系形成与演化过程中的重要成分。但是，这种活动星系核爆发的普遍性和占空比还没有很好的理解。为此，我们研究如何冷却是平衡的腔加热的完整样本的集群（Brilliance 55星系团，以下B55）。在B55中，我们发现了33个冷却流团，其中20个在其ICM中检测到X射线气泡。在剩下的13个中，除了蛇夫座之外，所有的都可能有显著的空腔能量，但在现有的图像中仍然没有被发现。这意味着活动星系核爆发的占空比与显着的加热潜力在冷却流集群至少是60%，可能接近100%，但需要更深入的数据来进一步限制这一点。
2009-09-04 astro-ph.CO
Accretion powered AGN feedback in the cores of galaxy clusters
从星系团中的稀热等离子体中检测到大量的X射线发射，表明相当大一部分的中央星系团内介质（ICM）在比哈勃时间快得多的时间尺度上辐射冷却。理论模型预测冷却速率高达每年几百到几千个太阳质量，然后可以在这些星团的核心形成新的恒星。然而，对这些星团核心的系统研究未能发现预期的冷却气体库。因此，星系团核心的气体正在以X射线的形式损失大量的能量，但并没有冷却。这反过来又指向著名的冷却流悖论，因此需要一些间歇性加热来平衡如此长时间的冷却。有几个来源已经被建议抵消对ICM的冷却，然而，活动星系核的反馈似乎是最有前途的和足够的能量源，以抵抗在这样的集群的核心ICM的冷却。在这篇演讲中，我将提供一个简短的概述反馈过程中所涉及的核心的星系团的活动星系核的反馈和可观察到的签名的重点。
2017-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Thermal Instability & the Feedback Regulation of Hot Halos in Clusters, Groups, and Galaxies
对星系团和星系群的观测表明，这种晕大致处于全球热平衡状态，当在足够长的时间和长度尺度上平均时，加热平衡冷却;然而，ICM很可能是局部热不稳定的。使用简单的观察动机加热处方，我们表明，局部热不稳定性（TI）可以产生一个多相介质--与~ 10000 K冷丝冷凝出的热ICM--只有当热等离子体中的TI时标（t_{TI}）的自由落体时标（t_{ff}）的比例满足t_{TI} / t_{ff} <~ 10。这一判据定量地解释了为什么冷气体和恒星形成优先在低熵星系团和星系群中观察到。此外，加热，冷却和TI之间的相互作用减少了净冷却速率和质量吸积率在小半径的因素约100相对于冷却流模型。这种急剧下降与观察结果一致。防止冷却流所需的反馈效率为~ 0.001的集群和降低质量较低的晕，超新星加热可能是足够的能量来平衡冷却星系晕。我们进一步认为，ICM自我调整，使t_{TI} / t_{ff} >~ 10在所有半径。当不满足该标准时，冷丝从热相中冷凝出来并降低ICM的密度。这些冷细丝可以为黑洞和/或恒星反馈提供动力，以实现全球热平衡，从而驱动t_{TI} / t_{ff} >~ 10。与星系团相比，星系团的核心密度较低，半径较大。这可以解释X射线光温关系偏离自相似性的原因。在星系晕中观察到的高速云也可能是由于局部TI在维里半径附近产生多相气体。
2011-06-23 astro-ph.CO
Radio mini-halos and AGN heating in cool core clusters of galaxies
在大多数松弛的冷核星系团中，最亮的星系团（BCG）是射电大声的，显示了中央活动星系核（AGN）喷出的非热射电喷流和裂片。这种相对论性等离子体已经明确地显示出与周围的热团簇内介质（ICM）相互作用，这要归功于壮观的图像，其中观察到波瓣无线电发射填充了X射线发射气体中的空腔。这种“无线电模式活动星系核反馈”现象被认为会使冷却流淬灭，这种现象很普遍，对于理解星系团内部区域的物理学和中心BCG的性质至关重要。同时，强机械力的活动星系核很可能驱动ICM中心的湍流，这可能有助于气体加热，也对团尺度上非热辐射的起源起作用。在一些冷的核心星团中观察到了弥散的非热辐射，其形式是围绕在射电大声的BCG周围的射电迷你晕，其尺度与冷却区相当。这篇文章概述了关于这些主题的谈话所涵盖的要点。特别是，在总结了活动星系核加热的冷却流调节和冷核心星团的非热发射后，我们提出了一个最近的研究，最大的收集已知的小晕集群（~ 20个对象），其中调查了无线电小晕和气体加热的共同起源的情况。我们进一步讨论了未来的无线电调查提供的前景与平方公里阵列（SKA）建设大型（>> 100对象），无偏见的迷你晕样本，同时探测在同一时间的存在下，无线电活动星系核反馈的主机集群。
2016-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The shape of the Chameleon fifth-force on the mass components of galaxy clusters
该研究在变色龙引力框架下推导了星系团多质量组分的变色龙场半解析解，验证后植入MG-MAMPOSSt代码，利用模拟晕证明结合星系成员速度位置与BCG速度弥散数据可约束变色龙模型参数，约束强度对标单质量剖面团的透镜+运动学联合分析。
2024-11-01 astro-ph.CO gr-qc
The Lx-Tvir relation in galaxy clusters: Effects of radiative cooling and AGN heating
本文详细研究了天空中64个最亮星系团（HIFLUGCS）的X射线通量限制样品的X射线光度（Lx）-气体温度（Tvir）关系。首次同时研究了活动星系核（AGN）加热和团内介质（ICM）冷却两个天体物理过程对Lx-Tvir关系的影响。我们确定最适合的关系，不同的子样本使用的冷芯强度和存在的中央无线电活动作为选择标准。我们发现冷却时间短（< 1Gyr）的强冷核团簇（SCC）显示出最陡的关系（Lx ~ Tvir^{3.33}），而冷却时间长（> 7.7Gyr）的非冷核团簇（NCC）显示出最浅的关系（Lx ~ Tvir^{2.42}）。这意味着在高质量尺度（Tvir > 2.5keV），Lx-Tvir关系的变陡主要是由于团内介质气体的冷却。我们建议，ICM冷却和活动星系核加热都是重要的塑造Lx-Tvir关系，但在不同的长度尺度。虽然我们的研究表明ICM冷却在星系团尺度上占主导地位（Tvir > 2.5keV），但我们推测AGN加热在贫星系团和集团中占主导地位（Tvir < 2.5keV）。整个样品的Lx-Tvir关系的X射线光度的内在散射是45.4%，从最小的34.8%的弱冷芯集群的最大值为59.4%的集群没有中央射电源。我们发现，在切除冷却区域后，Lx-Tvir关系中的散射从45.4%下降到39.1%，这意味着冷却区域对整体散射的贡献约为27%。最后，我们发现真正的SCC分数比观察到的低2…
2011-06-26 astro-ph.CO
Evidence for AGN-Regulated Cooling in Clusters at $z \sim 1.4$: A Multi-Wavelength View of SPT-CL J0607-4448
本文对位于$z=1.4010\pm0.0028$的南极望远镜（SPT）发现的最遥远的星系团之一SPT-CL J 0607 -4448（SPT 0607）进行了多波长分析。高红移星系团显示出明显的放松迹象，来自最亮的星系团星系（BCG）中活动星系核（AGN）的反馈得到了良好的调节。使用钱德拉X射线数据，我们构建热力学配置文件，并确定集群内介质的属性。冷核心性质的集群是由一个中心的峰值密度分布和低中心熵（$K_0=18_{-9}^{+11}$千电子伏厘米$^2$），我们估计假设一个等温温度分布由于有限的光谱信息给定的距离集群的支持。使用密度分布和气体冷却时间从X射线数据推断，我们发现一个质量冷却率为$\dot{M}_\mathrm{cool}=100_{-60}^{+90}~M_\odot$年$^{-1}$。从[O II]发射线周围的光谱学和光度学，我们估计BCG恒星形成速率为SFR $_\mathrm{[O~II]}=1.7_{-0.6}^{+1.0}~M_\odot$ yr $^{-1}$，比预测的质量冷却速率低大约两个数量级。此外，使用ATCA无线电数据在2.1 GHz，我们测量的$P_\mathrm{cav}=3.2_{-1.3}^{+2.1}\times10^{44}$ erg s $^{-1}$，这是一致的X射线冷却光度（$L_\mathrm{cool}=1.9_{-0.5…
2023-01-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Measuring the ICM velocity structure in the Ophiuchus cluster
本文利用 XMM-Newton 和新型 EPIC-pn 能量刻度校准测绘蛇夫座星系团，揭示 ICM 速度、蓝红移界面及巨型射电化石的热性质与能量贡献。
2023-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Stability Analysis for Cosmic-Ray Heating of Cool Cores in Galaxy Clusters
研究了由中央活动星系核加速的宇宙线对星系团冷核的加热。我们特别关注加热的稳定性。CRs与Alfvén波一起在团内介质（ICM）中流动并加热ICM。首先，假设加热和辐射冷却是平衡的，我们通过求解边值问题来寻找团簇ICM和CR轮廓的稳态解。边界条件的设置，使解决方案是一致的观察集群。如果磁场足够强，并且磁场与ICM之间的关联相对较弱，则可以找到稳态解。然后，我们通过拉格朗日摄动分析的解的稳定性，并发现该解决方案是全局稳定的。我们通过数值模拟证实了这一结果。使用的稳态解作为初始条件，我们遵循的演变为100 Gyr的配置文件。我们发现，配置文件不演变的时间尺度远大于集群的寿命。这些结果，以及与无线电小晕观测的一致性，表明CR加热是一个有前途的机制，以解决所谓的“冷却流问题”。
2013-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The SKA View of Cool-core Clusters: Evolution of Radio Mini-halos and AGN Feedback
Naval Research Laboratory（海军研究实验室）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）；SKAO, SKA-Low Science Operations Centre（平方公里阵列望远镜组织，SKA低频频段科学运营中心）；University Catholic of Lyon- University of Lyon（里昂天主教大学-里昂大学）
基于SKA观测能力，研究冷核星系团中射电迷你晕的演化及其与AGN反馈的关系，预测可探测约3500个迷你晕，揭示AGN反馈在星系团核心物理中的作用。
2026-06-25 astro-ph.CO
The SKA view of cool-core clusters: evolution of radio mini-halos and AGN feedback
在大约70%的松弛冷核星系团中，最亮的星系团（BCG）是射电大声的，显示了中央活动星系核（AGN）喷射出的非热射电喷流和裂片。近年来，这种相对论性等离子体已经明确地显示出与周围的热团簇内介质（ICM）相互作用，这要归功于壮观的图像，其中观察到波瓣无线电发射填充了X射线发射气体中的空腔。这种“无线电反馈”现象很普遍，对于理解星系团内部区域的物理学和中心BCG的性质至关重要。同时，强机械力的活动星系核可能驱动ICM中心的湍流，这也可能对团尺度上非热辐射的起源起作用。在一些冷核星系团中观测到了弥散的非热辐射，其形式是围绕着射电大声的BCG的射电小晕，其尺度与冷却区相当。大型迷你晕样品是必要的，以建立其起源和连接的集群的热性能和动力学，特别是在未来的X射线表征的集群核心，因为它是预期的雅典娜XIFU。我们表明，SKA 1在混淆极限时，全天空参考巡天在波段2（每束均方根约2 μJy）有可能在红移z<0.6时探测到多达620个小晕，而使用SKA 1在亚弧秒分辨率下进行的带1/2的深层参考勘测（rms ~0.2 μJy/波束）将允许在任何红移下对射电噪BCG进行完整的普查，直至10^{22} W/Hz的1.4 GHz功率。我们进一步预测，SKA 2可能会在红移z<0.6时探测到多达1900个新的迷你晕，并在每个星系团和集团中表征无线电模式AGN反馈，红移z高达1.7（目前探测到的最高z）。
2014-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
How AGN feedback and metal cooling shape cluster entropy profiles
观测到的星系团基本上有两种类型：非冷核星系团，其特征是等温温度分布和中央熵底，以及冷核星系团，其中央区域的温度和熵随半径增加。使用宇宙学reimulations的一个星系团，我们研究了它的团内介质（ICM）的气体性质的演变，并通过它们，我们评估不同的（亚网格）模拟的物理过程中发挥作用，即气体冷却，恒星形成，反馈超新星和活动星系核（AGN）的效果。更具体地说，我们发现活动星系核反馈在原星系团的预热中起着重要作用，因为它可以防止高浓度的质量在早期聚集在未来的星系团的中心。然而，活动星系核在星系团后期演化过程中的活动也需要调节进入其核心的质量流，并防止中央星系中失控的恒星形成。虽然超新星本身储存的能量不足以防止过冷灾难，但超新星负责在高红移下散布大量金属，提高ICM气体的冷却效率。由于活动星系核的能量释放取决于气体在其中心黑洞引擎上的吸积速率，活动星系核通过向周围气体注入更多能量来响应超新星增强的气体吸积，从而增加早期预热的量。我们证明，活动星系核喷流和ICM气体之间的相互作用，调节活动星系核的BH的增长，可以自然地产生冷核心集群，如果我们忽略金属。然而，一旦允许金属对辐射冷却作出贡献，就只产生非冷的堆芯溶液。
2011-07-05 astro-ph.CO
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
Searching for Cooling Signatures in Strong Lensing Galaxy Clusters: Evidence Against Baryons Shaping the Matter Distribution in Cluster Cores
某些星系团的质量密度分布变得集中到足以产生高强度透镜（SL）截面的过程还没有得到很好的理解。有人认为，由于冷却导致的团内介质（ICM）的重子凝聚可能会将暗物质拖到核心，从而使剖面变陡。在这项工作中，我们在第一个大的，定义明确的强透镜选择星系团的样本中寻找持续的ICM冷却的证据，范围为0.1 < z < 0.6。基于ICM冷却速率与光发射线光度和恒星形成之间的已知相关性，我们测量了89个强透镜星系团样本中最亮星系团（BCG）中具有[OII]3727发射的星系团比例。我们发现当z > 0.2时，线发射的BCGs的比例是常数，并且与总的星系团数没有统计上的显著偏差。由4000埃的破裂强度D_4000所追踪到的特定恒星形成率也与一般的星团人口相一致。最后，我们使用SL集群的光学成像来测量角间距，R_arc，在我们的样品中的弧和每个透镜集群的质心之间，并测试改变[OII]发射和D_4000作为R_arc的函数，SL横截面的代理观察的证据。D_4000对于所有R_arc值都是恒定的，并且对于R_arc > 10”，[OII]发射分数显示不依赖于R_arc，并且对于R_arc < 10”的系统，只有非常微弱的证据表明弱[OII]发射增加。这些结果反对与星系团核心的冷核活动相关的重子冷却能力，强烈修改潜在的暗物质潜力，导致强透镜截面的增加。
2013-05-17 astro-ph.CO
The duty cycle of radio-mode feedback in complete samples of clusters
钱德拉X射线天文台已经在许多附近的冷却流团的团内介质（ICM）中发现了X射线气泡。气泡追踪反馈，被认为是耦合中央活动星系核（AGN）到ICM，帮助稳定冷却流和管理大质量星系的演化。然而，这种活动星系核爆发的普遍性和占空比并没有很好的理解。为此，我们研究冷却是如何平衡的气泡加热完整的样本的集群（Brilliant 55星系团，以下B55，和最高的X射线通量星系团样品，HIFLUGCS）。我们发现，在冷却流星系团中，中央星系的射电光度仅超过2.5 x 10^30 erg s^-1 Hz^-1。这一结果意味着中央射电源和ICM之间的连接，正如预期的那样，如果活动星系核反馈正在运作。此外，我们发现无线电模式反馈的占空比，即系统拥有由其中央无线电源膨胀的气泡的时间比例，B55的占空比> 69%，HIFLUGCS的占空比> 63%。这些占空比是下限，因为现有图像中可能会遗漏一些气泡。我们使用模拟来限制可能存在的气泡功率，并且在没有检测到气泡的冷却流系统中保持未检测到。在这些系统中，几乎所有系统都可能具有显著的泡沫能力。因此，我们的研究结果意味着，活动星系核爆发的占空比与潜在的冷却流团显着加热气体至少为60%，可能接近100%。
2012-10-26 astro-ph.CO
Understanding Shape and Centroid Deviations in 39 Strong Lensing Galaxy Clusters in Various Dynamical States
本文通过测量39个强透镜星系团中BCG、ICL、ICM及核心透镜质量的形状与质心偏差，结合聚集度和不对称参数，评估不同组分在不同动力学状态下追踪暗物质晕的能力。
2023-10-27 astro-ph.CO
A Powerful AGN Outburst in RBS 797
利用钱德拉X射线天文台的$\sim 50$ ks成像，对RBS 797星系团的团内介质和空腔系统进行了分析。除了星系团核心中两个先前已知的空洞之外，新的更深的X射线图像还揭示了与活动星系核（AGN）有关的其他结构。这两个空洞的表面亮度衰减异常大，并且与靠近我们视线的细长空洞一致。我们估计活动星系核爆发的总能量和平均喷流功率分别为$\approx 3 - 6 \times 10^{60}$尔格和$\approx 3 - 6 \times 10^{45}$尔格s $^{-1}$，取决于假设的几何配置的空腔。因此，RBS 797显然是星团中已知最强大的活动星系核爆发之一。仅靠吸积来驱动活动星系核所需的平均质量吸积速率为$\sim 1 M_{\odot}$/年$^{-1}$。我们表明，在这一水平上的活动星系核的冷气吸积是合理的，但邦迪吸积的热大气可能不是。BCG拥有一个未解析的非热核X射线源，其辐射热光度为$\approx 2 \times 10^{44}$ erg s $^{-1}$。核发射可能与快速吸积、辐射效率低的吸积流有关。我们提出的初步证据表明，在BCG的恒星形成是由无线电喷流触发，并建议腔可能是驱动弱冲击（$M \sim 1.5$）到ICM，类似的过程中的星系团MS 0735.6+7421。
2011-03-03 astro-ph.CO
Growth and Evolution of Thermal Instabilities in Idealized Galaxy-Cluster Cores
热量输入大致平衡了星系团气体核心的辐射冷却，即使中心冷却时间很短，这意味着冷却触发了一个保持热平衡的反馈回路。此外，冷却时间短的核心往往具有多相结构，这表明当冷却时间< 1 Gyr时，团内介质（ICM）变得局部热不稳定。在这项工作中，我们使用2D和3D流体动力学模拟研究的凝聚在理想的星系团核心的开始。特别是，我们看看如何冷凝过程取决于冷却时间的比率，自由落体时间和引力势的几何形状。我们的结论是，ICM总是可以发展到一个状态，其中发生凝聚，如果有足够的时间，但初始时标比tcool /tff < 10是需要的热不稳定性增长足够快，影响现实的集群核心在一个时间尺度内，是相关的宇宙学结构的形成。我们发现，不稳定导致对流和扰动继续增长，而气体对流。当微扰分布的低熵尾部的时间尺度比低于tcool /tff < 3时，即使体积平均时间尺度比大得多，也会发生凝聚。在我们的模拟中，引力势的几何形状对热稳定性没有很大的影响。最后，我们发现，如果凝结是能量反馈，那么将凝结物质转化为热能的转换效率约为10^-3，就足以维持ICM中的热平衡。
2015-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
