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
On the evolution of giant radio halos and their connection with cluster mergers
巨型射电晕是位于星系团中心区域的弥散的百万pc级同步辐射源，是星系团非热活动最相关的例子。无线电和X射线测量可以调查晕的统计数据，并可能有助于限制其起源和演变。我们研究了星系团在平面X射线（热，L_X）与同步辐射（P_{1.4}）光度的分布，其中包含巨大射电晕的星系团跟踪P_{1.4} -L_X相关性，而没有射电晕的星系团则分布在与上述相关性所跨越的区域很好地分离的区域。无线电晕和集群合并之间的连接表明，集群MPC规模的同步辐射放大，在这些合并，然后抑制集群变得更加动态放松。在此背景下，通过分析具有足够射电跟踪的X射线选择样品的星系团在P_{1.4} -L_X平面上的分布，我们约束了星系团中弥散射电辐射演化的典型时间尺度，并讨论了射电晕起源的意义。我们的结论是，集群同步辐射被抑制（和放大）在一个时间尺度显着小于1 Gyr。我们发现，这一约束似乎很难调和的假设，晕的无线电功率被抑制，由于耗散的磁场在星系团。另一方面，与湍流加速起作用的模型一致，目前的限制表明，相对论电子在Mpc尺度的区域中加速，与集群合并有关，时间间隔约为1 Gyr，然后它们在相对较小的时间尺度内冷却，当托管集群变得更加动态放松时。
2009-09-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
What made discy galaxies giant?
我研究了光学半径超过30千秒差距的巨大盘状星系。这些系统与中等大小的盘状星系的比较显示，它们往往有较高的旋转速度，B波段光度，HI质量和暗亮质量比。巨大的圆盘遵循的趋势$\log(M_{\rm HI})(R_{25})$发现正常大小的星系。这表明在这些星系中没有恒星形成演化的特殊性。巨星系的HI质量与光度之比似乎与正常大小的星系没有区别，这为类似的恒星形成效率提供了证据。我还发现，在巨大的圆盘中，条纹和环出现的频率更高。我进行了质量建模的子样本的18个巨大的星系可用的旋转曲线和表面测光数据和构造$χ^2$地图的参数，他们的暗物质晕。这些估计表明，与中等大小的星系相比，巨大的圆盘往往形成于更大、更大、更稀薄的暗晕中。然而，巨星系并不明显偏离中等大小星系的光学尺寸与暗晕参数之间的关系。这些发现可以排除至少大部分巨盘形成的灾难性场景，因为它们遵循与正常盘状星系相同的关系。圆盘的巨大尺寸可能是由于形成它们的暗物质晕的高径向尺度。
2017-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Multi-object spectroscopy of CL1821+643: a dynamically relaxed cluster with a giant radio halo?
我们对星系团CL 1821 +643的动力学状态进行了研究。CL 1821 +643是一个罕见的具有巨大射电晕的冷核星系团。我们的分析基础上获得的129个星系在意大利国家伽利略望远镜新的光谱数据。我们还使用光谱数据可从文献和光度数据从斯隆数字巡天。我们选取了120个星系团成员星系，计算了星系团的红移<z>~ 0.296，整体视向速度色散$σ_{\rm V}$ ~ 1100 km/s。我们的分析结果是一致的CL 1821 +643是一个大规模的动态弛豫集群由一个大而明亮的椭圆形在集群势阱的中心占主导地位。在1D（速度信息），2D（空间信息），和3D（结合速度和空间信息）域的测试研究星系团的运动学是能够检测到显着的子结构。虽然这张照片是在协议与以前的结果的基础上的X射线数据和中央冷核心的存在，我们没有发现任何证据的合并过程负责在这个集群中发现的射电晕。因此，这个无线电晕仍然是一个悬而未决的问题，引起了怀疑，我们的理解弥漫的无线电源的集群。
2018-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Shoulders of Giants: Properties of the Stellar Halo and the Milky Way Mass Distribution
晕星的轨道在银河系的势能范围内，因此它们的运动学可以用来理解潜在的质量分布。然而，推断的质量分布敏感地依赖于对示踪剂的密度和速度各向异性剖面所作的假设。此外，还有一个退化之间的参数的晕和磁盘或隆起。在这里，我们将银河系分解为凸起，磁盘和暗物质晕，然后从SEGUE模拟晕BHB和K-巨星的运动学数据。此外，我们使用气体终端速度曲线和Sgr A $^*$自行。对于$R_\odot = 8.5$ kpc，我们的研究揭示了恒星晕的密度在$17.2^{+1.1}_{-1.0}$ kpc处有一个突变，在外围部分从$97.7^{+15.6}_{-15.8}$ kpc开始有一个指数截止。此外，我们发现速度各向异性是径向偏置与$β_s= 0.4\pm{0.2}$外晕。我们测量了晕维里质量$M_{\text{vir}} = 0.80^{+0.31}_{-0.16} \times 10^{12} M_{\odot}$、浓度$c=21.1^{+14.8}_{-8.3}$、$0.95^{+0.24}_{-0.30}\times10^{11} M_{\odot}$的盘质量、$4.9^{+0.4}_{-0.4}$的盘尺度长度kpc和$0.91^{+0.31}_{-0.38} \times 10^{10} M_{\odot}$的隆起质量。晕的质量被发现是小的，这有重要的后果。巨恒星显示，最外层的晕星具有低速色散，有…
2014-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the connection between giant radio halos and cluster mergers
经常观察到的巨型射电晕和合并的星系团之间的关联，推动了目前的理论模型的非热发射从星系团，这是基于这样的想法，即在集群集群合并过程中耗散的能量可以形成的射电晕。为了定量地检验合并晕的联系，我们首次提出了基于深射电数据和X射线观测的统计研究，这些数据来自X射线光度> 5 x 10^44 erg/s、红移0.2<z< 0.32的星系团的完整X射线选择样本。使用几种方法来表征集群的子结构，即功率比，质心位移和X射线亮度浓度参数，我们表明，集群与无线电晕和不可以定量区分其动力学性质。特别是，我们确认，无线电晕与动态干扰集群和集群没有无线电晕更“放松”，只有一对夫妇的例外情况下，一个受干扰的集群不表现出晕。
2010-08-21 astro-ph.CO
Back and forth from cool core to non-cool core: clues from radio-halos
X射线天文学家通常将星系团分为两类：“冷核”（CC）和“非冷核”（NCC）天体。这种二分法的起源近年来一直是争论的主题，在“进化”模型（其中集群可以从CC发展到NCC，主要是通过合并）和“原始”模型（其中集群的状态是固定的“从头算”通过早期合并或预热）之间。我们发现，在一个定义明确的样本中（具有可用钱德拉或XMM-牛顿数据的GMRT射电晕调查中的集群），没有一个拥有巨大射电晕的物体可以被归类为冷核。这一结果表明，可以启动大规模同步辐射（最有可能合并）的主要机制是相同的，可以摧毁CC，因此强烈支持“进化”模型的CC-NCC二分法。此外，结合在CC和NCC状态的对象的数量与对象的数量有和没有无线电晕，我们估计，NCC集群松弛到CC状态的时间尺度，应该大于典型的无线电晕的寿命，可能短于约3 Gyr。这表明NCC转变成CC比从冷却时间预测的更快，在NCC系统中冷却时间约为10 Gyr，这允许CC和NCC状态之间的周期性演变的可能性。
2011-06-22 astro-ph.CO
The two-component giant radio halo in the galaxy cluster Abell 2142
我们报告的频谱研究在射频的巨型射电晕在A2142（z=0.0909），我们进行了探索其性质和起源。A2142并不是一个大的合并，一个巨大的射电晕的存在有点令人惊讶。我们在608 MHz，322 MHz和234 MHz的GMRT和1-2 GHz频段的VLA进行了深射电观测。我们在各种分辨率下获得了所有频率的高质量图像。射电晕在所有频率上都能被很好地探测到，并延伸到A2142中最远的冷锋。我们研究了两个区域的光谱指数：晕的中心部分和最远的东南冷锋方向的第二个区域，选择跟随晕和X射线发射的明亮部分。我们补充了我们的观察与初步LOFAR图像在118 MHz和档案VLA数据在1.4 GHz的重新分析。射电晕的两个分量表现出不同的观测性质。中心最亮的部分具有较高的表面亮度和光谱，其陡度类似于已知的射电晕，即$α^{\rm 1.78~GHz}_{\rm 118~MHz}=1.33\pm 0.08$。逐渐消失为较大尺度辐射的脊的尺寸较宽，表面亮度低得多，光谱略陡，即$α^{\rm 1.78~GHz}_{\rm 118~MHz}\sim 1.5$。我们认为射电晕最亮的部分是由A2142中的中心晃动提供能量的，类似于对迷你晕的建议，或者是由ICM中强子碰撞产生的次级电子提供能量的。另一方面，较陡的脊可能探测到粒子再加速的湍流产生的气体和磁场在更大的规模或较低的能量机制，如星系群的连续下降或离轴合并。
2017-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
A giant radio halo in the low luminosity X-ray cluster Abell 523
射电晕是存在于星系团中心的扩展和扩散的非热射电源，与任何单个星系都没有明显的联系。在星系团X射线光度和晕射电功率之间发现了很强的相关性。我们观察和分析了复杂的合并结构Abell 523中存在的漫射射电发射，被归类为低光度X射线集群，讨论其性质的背景下的晕总无线电功率与X射线光度相关。我们减少了1.4 GHz的VLA档案观测结果，以获得漫发射的深度无线电图像，并比较了无线电、光学和X射线数据。低分辨率VLA图像检测到一个巨大的无线电晕与一个复杂的合并区。这个新晕的性质与文献中一般讨论的射电晕的性质一致，但它的射电功率比根据星团X射线光度所预期的高出约10倍。我们对这个巨大射电源的研究表明，射电晕也可以存在于低X射线光度的星系团中。到目前为止只发现了几起类似的案件。这一结果表明，这个源代表了一类新的对象，不能用经典的无线电晕模型来解释。我们认为，粒子再加速合并过程是非常有效的和/或X射线光度是不是一个很好的指标，过去的合并活动的集群。
2011-04-19 astro-ph.CO
The Outer Halo of the Nearest Giant Elliptical: A VLT/VIMOS Survey of the Resolved Stellar Populations in Centaurus A to 85 kpc
我们提出了第一次深入调查解决恒星星族在遥远的外晕我们最近的巨型椭圆（gE），半人马座A（D=3.8 Mpc）。利用VIMOS/VLT光学相机，在投影椭圆半径约30-85 kpc（对应于约5-14 R_{eff}）处，获得了沿长轴和短轴的四个视场的深测光。我们使用解析的恒星计数来映射红巨星分支（RGB）恒星的空间和颜色分布，直到RGB尖端以下2个星等。我们探测到一个扩展的晕到最远的椭圆半径探测（~85千秒差距或~14 R_{eff}），证明了这个系统的巨大范围。我们检测到一个本地化的子结构在这些部分，可见（旧）RGB和（中间年龄）发光的渐近巨星分支恒星，有一些证据表明，外晕变得更加椭圆形，并有一个浅的表面亮度剖面。我们推导了晕RGB星的光度金属丰度分布函数，发现相对较高的中值金属丰度值（[Fe/H]_{med} -0.9 to -1.0 dex），在我们的测量范围内随半径变化很小。经测量，径向金属丰度梯度约为-0.002至-0.004 dex/kpc，贫金属恒星（定义为[Fe/H]<-1.0）的比例在所有半径范围内约为40-50%。我们讨论了这些发现的背景下，星系形成模型的建设GE晕。
2013-03-19 astro-ph.CO
CGM properties in VELA and NIHAO simulations; the OVI ionization mechanism: dependence on redshift, halo mass and radius
我们研究了模拟星系的环星系介质（CGM）中冷/热气体的成分，并讨论了光电离与碰撞电离的OVI的相对生产，作为晕质量，红移和距离星系晕中心的函数。这是利用两套不同的放大水文宇宙学模拟，VELA（6晕; $z>1$）和NIHAO（18晕; $z=0$），这提供了广泛的理论基础，因为它们使用不同的代码和物理配方的恒星形成和反馈。在这项工作中研究的所有晕，我们发现，碰撞电离热电子占主导地位，在高红移，而光电离的冷或暖气体的超星系辐射接管附近$z\sim2$。在$\sim 10^{12}M_{\odot}$及以上的晕中，碰撞在$z<0.5$再次变得重要，而对于质量较小的晕，光电离在$z=0$以下仍然很重要。在具有$M_{\textrm v}>3\times10^{11}~M_{\odot}$的晕圈中，在$z\sim 0$下，大部分光电离OVI处于暖的而非冷的气相（$T\lesssim 3\times 10^5$ ~K）。我们还发现，碰撞是占主导地位的中心区域的晕，而光电离是更显着的外围，周围$R_{\textrm v}$，即使在大规模的晕。这也可以用暖气体的存在来解释，或者在质量较低的晕中，用冷气体的流入来解释。
2019-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The incidence of cool gas in ~ 1e13 Msun halos
我们展示了对近距离发光红色星系（LRG）和MgII λλ 2796，2803吸收体对进行持续光谱跟踪的第一批结果，该光谱跟踪是针对15个通过光度测量选择的LRG的初始样本，其物理投影距离为ρ \le 350 kpc/h（距离类星体视线）。我们的中等分辨率的光谱确认之间的物理关联的冷气体（T ~ 1 e4 K）揭示的MgII吸收功能和LRG晕的存在下，在五种情况下。此外，我们报告的经验估计的最大覆盖分数（κ_max）的冷气体在大规模，\ge 1 e13 Msun/h暗物质晕托管LRGs在z ~ 0.5。这项研究是使用一个位于ρ < 400 kpc/h的类星体视线的前景LRGs样本进行的。LRG被选择为具有稳健的光度红移σ_z/（1+z_ph）\approx 0.03。我们根据背景类星体光谱中z_ph +/-3sigma_z范围内Mg Ⅱ吸收系统的入射率确定κ_max。尽管z_ph存在较大的不确定性，但本实验为LRGs晕中冷气体的覆盖率提供了一个保守的上限。在W_r（2796）\ge 1.0 A处，K_max \approx为0.07，在W_r（2796）\ge 0.5 A处，K_max \approx为0.18，平均半径为400 kpc/h。我们的研究表明，当冷气体存在于\ge 1 e 13 Msun/h晕中时，强吸收体的平均覆盖率不超过7%。
2010-04-29 astro-ph.CO
Not Dead Yet: Cool Circumgalactic Gas in the Halos of Early Type Galaxies
本文报道了利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源摄谱仪进行的COS-Halos巡天对早期型星系晕中的环星系气体的新观测。我们发现，HI周围的早期型星系的检测通常是常见的和强大的恒星形成星系周围，这意味着环星系物质的总质量是可比的两个人口。对于早型星系，在~150 kpc范围内，10^16 cm ^2以上HI吸收的覆盖率约为40-50%。探测到的物质的谱线宽度和运动学表明，与宿主晕的维里温度相比，它是冷的（T ~< 10^5 K）。冷的、光致电离的CGM重子的隐含质量可能高达10^9 - 10^11兆太阳。与一些理论预期相反，强晕HI吸收剂不会作为恒星形成淬灭的一部分而消失。即使是被动星系也保留了大量的晕重子，这些重子可以补充星际气体库，最终形成恒星。这种晕圈气体可以供给在ETG内部经常观察到的扩散和分子气体。
2012-09-24 astro-ph.CO
Radio Mini-Halo Emission from Cosmic Rays in Galaxy Clusters and Heating of the Cool Cores
有人提出，星系团的冷核被宇宙射线（CR）稳定加热。如果是这样的话，在冷核心星团的中心区域经常发现的无线电迷你晕可能是来自CR的同步辐射。基于这一思想，我们研究了小晕的径向轮廓。首先，使用数值模拟，我们确认，这是适当的假设，辐射冷却的内集群介质（ICM）是平衡的CR流加热。在这些模拟中，我们假设CR的流动速度是ICM的声速，并且表明加热甚至比流动速度是Alfven速度的情况更稳定。然后，实际上假设冷却和加热之间的平衡，我们估计的径向轮廓CR压力在六个集群只从X射线观测。由于CR质子与ICM质子相互作用，我们可以预测所产生的同步辐射的径向轮廓。我们比较的预测与观察到的径向配置文件中的六个集群的迷你晕，发现它们是一致的，如果的CR的动量谱是陡峭的。这些结果可能表明堆芯实际上是被CR加热的。我们还预测了这六个团簇的宽带谱，并表明团簇的非热通量在硬X射线和γ射线波段很小。
2012-09-20 astro-ph.CO
A statistical analysis of the late-type stellar content in the Andromeda halo
我们给出了M31晕中碳星与M巨星（C/M）比值的统计特征。基于对Keck/DEIMOS光谱应用伪滤波带通，我们测量了巨大恒星流和远距离晕场中1288颗恒星的81-77色指数。从这个完善的窄带系统中，再加上V-I色，我们只发现了少量的C星候选者（总共五个）。由此产生的10%的低C/M比与文献中M31盘和内晕中的值一致。虽然我们的分析受到小数量统计和样本选择的挑战，但有迹象表明，富氧M巨星在整个晕中的数量相似。我们还发现，在C-星人口的晕场相比，巨大的流没有什么不同。非常低的C/M比与观测到的低金属丰度和大半径的中等年龄恒星的存在不一致。我们观察到在这些区域中没有大量的碳星，这表明M31晕（外部）不可能由盘状或SMC型星系的碎片主导，而是类似于矮椭圆NGC 147。
2010-04-06 astro-ph.CO
Are small-scale sub-structures a universal property of galaxy halos? The case of the giant elliptical NGC~5128
我们提出了一个远程晕场的空间和化学的子结构分析在附近的巨型椭圆星系半人马座A（NGC~5128），位于约38千秒差距的星系中心。这些观测是用哈勃太空望远镜上的高级巡天相机拍摄的，并向下到达水平分支。在这个相对较小的3.8千秒差距的3.8千秒差距的领域，校正泊松噪声后，我们没有发现任何统计上的强有力的证据，在恒星的空间分布的尺度大于100秒差距的小规模的子结构的存在。然而，我们确实检测到存在显着的小的空间尺度的不均匀性在恒星的中位数金属在调查领域。我们认为，这些本地化的化学亚结构可能与不完全混合的碎片从低质量系统的破坏。NGC 5128加入了晚型螺旋星系的行列，银河系的恒星晕似乎是由小尺度的空间子结构所主导，而NGC~891则在内部的面外区域检测到了局部的金属丰度变化。这表明小尺度子结构的存在可能是大星系恒星晕的一种普遍性质。
2011-01-12 astro-ph.CO
Detection of a Hot Gaseous Halo Around the Giant Spiral Galaxy NGC 1961
所有大型星系周围都有热气晕，这对我们理解星系形成至关重要，但在螺旋星系周围几千秒差距以外的地方从未探测到过。我们使用钱德拉ACIS-I仪器来寻找一个理想的候选星系周围的漫射X射线辐射：孤立的巨大螺旋NGC 1961。我们观察了银河系周围的四个象限，每个象限为30千秒差距，仔细减去背景和点源发射，发现扩散发射似乎延伸到40-50千秒差距。我们拟合$β$模型的排放，并估计热晕质量在50千秒差距的$5\times10^9 M_{\odot}$。当这个轮廓外推到500 kpc（近似维里半径）时，隐含的热晕质量是$1-3\times10^{11} M_{\odot}$。这些质量估计假定气体金属丰度为$Z = 0.5 Z_{\odot}$。这个星系的热晕是一个巨大的气体储存库，但明显低于先前搜索设定的观测上限，并表明NGC 1961相对于宇宙平均值丢失了75%的重子，这将暂时将其置于较小质量星系的重子塔利-费舍尔关系的外推之下。气体的冷却速率不超过0.4 $M_{\odot}$ /年，比恒星形成过程中的气体消耗速率低一个数量级以上。我们讨论了这个晕的影响星系形成模型。
2011-07-27 astro-ph.CO
Revisiting scaling relations for giant radio halos in galaxy clusters
许多星系团拥有兆秒差距尺度的射电晕，这是由磁化的星系团内介质中的超相对论电子产生的。在过去的十年中，建立了无线电晕的功率和托管集群的热特性之间的相关性，包括晕的存在和集群合并之间的联系。X射线光度和红移限制的扩展GMRT射电晕巡天为晕的统计研究提供了丰富而独特的数据集。我们统一分析了GMRT星系团样本的射电和X射线数据，并使用新的普朗克SZ星表，重新审视晕的功率和星系团的热性质之间的相关性。我们发现1.4 GHz晕的无线电功率与R_500内计算的星系团X射线（0.1--2.4 keV）亮度成正比，为P_1.4 L_500^2.0。我们更大、更均匀的样本证实，X射线发光（L_500 > 5x10^44 erg/s）的星系团分支成两个群体-射电晕依赖于相关性，而具有射电晕发射上限的星系团则远低于相关性。如果我们从X射线亮度中去掉冷核，这种双峰性仍然存在。与普朗克数据相关联，我们发现P_1.4与R_500内的簇积分SZ信号成比例，即P_1.4 Y_500 ^[2.1]，与之前的发现一致。然而，与之前的研究因不完整和样本量小而受到限制的情况相反，我们发现“SZ发光”Y_500 > 6x 10 ^-5 Mpc^2的团簇表现出与射电X射线图中类似的双峰行为。这两种相关性的双峰可以追溯到集群动力学，无线电晕发现专门合并集群。这些结果证实了合并在巨射电晕起源中的关键作用，表明它们触发了相对论粒子加…
2013-10-28 astro-ph.CO
An unlikely radio halo in the low X-ray luminosity galaxy cluster RXC J1514.9-1523
本文报道了在z=0.22的星系团RXC J1514.9-1523中发现的一个巨大的射电晕，它具有相对较低的X射线光度，$L_{X \, [0.1-2.4 \rm \, kev]} \sim 7 \times 10^{44}$ erg s $^{-1}$。这个微弱的、弥散的射电源是用327兆赫的巨型米波射电望远镜探测到的。在我们重新分析的NVSS指向中，在1.4 GHz处几乎没有检测到该源。晕的综合射电频谱非常陡峭，在327 MHz和1.4 GHz之间的斜率α= 1.6。虽然巨大的射电晕在X射线更明亮的星系团合并中很常见，但在具有$^{-1}$的$L_X \ltsim 8 \times 10^{44}$ erg的系统中检测到晕的概率小于10%。在这个临界光度区探测到一个新的巨大晕，对于区分星系团中超相对论电子起源的竞争理论特别有用。此外，如果我们的陡射电频谱指数被未来更深层次的射电观测所证实，这个星团将提供最近发现的超陡频谱射电晕的另一个例子，这是由湍流再加速产生星团宇宙射线电子的模型预测的。
2011-09-13 astro-ph.CO
Giant Radio Sources as a probe of the cosmological evolution of the IGM, II. The observational constraint for the model of the radio-jets propagation through the X-ray halo--IGM interface
利用三个有限的FRII型高红移射电源样本，约束喷流在两种介质环境中传播的动力学模型：围绕母星系的幂律密度分布的X射线发射晕和密度恒定的更热的星系际介质（IGM）。最初由Gopal-Krishna和Wiita（1987）提出的模型被修改，采用了从XMM-牛顿和钱德拉天文台最近的X射线测量中获得的自由参数的现代值。我们发现，（i）巨型射电源（$\sim$ 1 Mpc）存在于高达$z\sim 2$的红移处，（ii）所有新发现的具有$1<z<2$的最大射电源似乎都是类星体，（iii）它们都比在较低红移处的对应物更年轻，膨胀更快，以及（iv）上述性质是由于IGM中的强大射流而不是特殊的环境条件（例如空隙）。这种极强的喷流可能证明了在早期宇宙学时期，对黑洞的吸积过程起着主导作用。
2010-02-02 astro-ph.CO
