Discovery of a giant HI tail in the galaxy group HCG 44
我们报告发现一个巨大的HI尾在HCG 44的组内介质的一部分，MANUAS 3D调查。尾部的投影长度约为300 kpc，包含约5x10^8 M_sun的HI。在g波段约为28.5 mag/arcsec ^2的尾区，我们没有探测到漫射的恒星光。我们推测，这条尾巴可能是由于NGC 3187（HCG 44的成员之一）的外部区域被群潮汐场剥离而形成的。在这种情况下，一个简单的模型表明，大约1/3的星系的HI在<1 Gyr的时间间隔内被剥离。另一种可能是，这条尾巴可能是HCG 44和NGC 3162之间相互作用的残余，NGC 3162是一个距离该星系群约650 kpc的螺旋星系。不管精确的形成机制如何，检测到的HI尾部首次显示了HCG 44中气体汽提的直接证据。它还强调，需要在大范围内进行深HI观测，以收集本地宇宙中此类事件的完整普查。
2012-09-18 astro-ph.CO
Intragroup and Galaxy-Linked Diffuse X-ray Emission in Hickson Compact Groups
孤立的致密星系群（CGs）提供了一系列的动力学状态，群速度色散和星系的形态与研究星系的演化，特别是气体的性质都在星系内和组内介质。作为一个大的，多波长检查的CG的一部分，我们提出了一个档案研究的扩散X射线发射在一个子集的9个希克森紧凑组观察钱德拉X射线天文台。我们发现，在我们的样品中的七组表现出可检测的漫发射。然而，与星系团中的大规模发射不同，大多数探测到的星系团中的漫射特征与单个星系有关，可能是由于恒星形成或活动星系核活动造成的羽流和晕的形式，以及潮汐特征的发射。与之前X射线任务的研究不同，发现HCGs 31、42、59和92与星团的Lx-T关系在误差范围内是一致的，而HCGs 16和31与星团的Lx-sigma关系是一致的，尽管这可能是巧合，因为这两个系统中的热气主要是由于恒星的形成。我们发现，Lx的增加与减少组HI的动态质量比的初步证据的依赖性在X射线亮度HI形态，从而系统与组内HI指示强相互作用是相当多的X射线发光比被动发展的群体。我们还发现了一个缺口的Lx组作为一个函数的总组特定的恒星形成率。我们的研究结果表明，这些基团中的热气体不处于流体静力平衡，并且这些系统不是丰富基团或簇的低质量类似物，可能除了HCG 62之外。
2012-12-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
The merger history, AGN and dwarf galaxies of Hickson Compact Group 59
致密的星系群通常不受其异常致密环境的影响。然而，更仔细的研究可以揭示多个星系相互作用的微妙的累积效应。Hickson Compact Group（HCG）59就是一个很好的例子。我们提出了一个测光研究，这组在光学（HST），红外（斯皮策）和X射线（钱德拉）制度，旨在表征其组成星系和组内介质的恒星形成和核活动。我们关联的五个矮星系与组和更新的速度色散，导致增加的动力学质量的组的一个因素的10（到2.8e13 Msun），并随后修订其演化阶段。恒星形成的过程与四个主要星系的形态类型一致，其中两个正在形成恒星，另外两个处于静止状态。与其他致密星系团不同，HCG 59中的恒星形成复合体严格遵循附近星系典型的质量-半径比例关系。相比之下，星系HCG 59 A和B中古老的球状星团群体显示出有趣的不规则性，并且在B以西发现了两个河外HII区。我们的年龄在组内介质中的一个微弱的恒星流在~1 Gyr检查最近的相互作用。我们通过HCG 59A的~10e40 erg/s的X射线辐射探测到一个可能的低光度活动星系核;活动星系核而不是恒星形成可以解释UV + IR SED。我们讨论了我们的研究结果的背景下，在稠密的环境中的星系演化的影响。
2011-10-03 astro-ph.CO
Deep high-resolution X-ray spectra from cool-core clusters
本文研究了Abell 262、Abell 3581和HCG 62这三个亮冷核星系团的X射线核深反射光栅光谱。每个RGS光谱都显示Fe XVII发射线，表明存在0.5 keV左右的气体。没有证据表明O VII排放意味着气体处于更冷的温度。在这些物体中检测到的气体温度的范围分别是Abell 262、Abell 3581和HCG 62的3.7、5.6和2倍。对于Abell 262和Abell 3581，最冷的检测气体的体积填充分数仅为6%和3%，但可能是HCG 62的体积填充。钱德拉空间分辨光谱证实了Abell 262和Abell 3581中冷气体的低体积填充分数，表明这种冷气体以冷斑点的形式存在。任何旨在防止冷却的体积加热机制都会使冷气体的周围环境过热4倍。如果气体辐射冷却到低于0.5keV，则其冷却速率比Abell 262和Abell 3581中的较高温度下的速率低至少一个数量级，并且比HCG 62中的速率低两个数量级。气体可以通过在这些冷滴中混合而非辐射地冷却，其中通过冷却释放的能量以红外线发射。我们发现非常好的协议之间的光滑粒子推断建模的集群和传统的光谱拟合。将该分析的温度分布与冷却流中预期的温度分布进行比较，与先前对冷却流模型的偏差的经验描述相比，在低于0.5 keV的温度下出现更大的突变。
2009-10-20 astro-ph.CO
Detection of Diffuse Neutral Intragroup Medium in Hickson Compact Groups
我们提出了新的绿岸望远镜（GBT）的21厘米中性氢（HI）的完整的距离有限的样品的22希克森紧致群（HCG），至少有四个真正的成员的观测。我们检测到平均HI质量为$8 \times 10^{9} M_{\odot}$（中位数= $6\times 10^{9} M_{\odot}$），显著大于先前的单培养皿测量。因此，这些HCG的HI缺陷已减少，尽管没有完全消除。GBT数据与互补的甚大阵列（VLA）数据的光谱比较显示，在GBT光谱中的显着HI过量。观察到的过量主要是由于GBT检测这些组中的扩散、低柱密度HI的高表面亮度灵敏度。多余的气体形成了一个微弱的扩散中性介质，这是一个中间阶段的高表面亮度HI潮汐碎片在组内介质（IGM）的演变之前，它是完全电离。我们的完整样品的过量气体质量分数（过量HI与总HI的比率）从5%到81%变化，平均值为36%（中位数=30%）。过剩气体的质量分数是最高的稍微HI不足的群体，潮汐碎片有足够的时间来发展。我们还发现，过剩气体含量的增加，在Verdes-Montenegro等人2001年所描述的组的进化阶段。理论计算表明，半径大于200 pc的HI云在200万开尔文的IGM中存活的时间将超过一个群的典型动力学寿命。然而，较小的云在更短的时间内被蒸发和同化到热IGM中。
2010-01-16 astro-ph.CO
A Deep Chandra Observation of the AGN Outburst and Merger in Hickson Compact Group 62
我们报告的星系群HCG 62，众所周知的拥有空腔在其内部介质（IGM），其中央活动星系核（AGN）的射电瓣膨胀的新的钱德拉数据的分析。有了新的数据，比以前的钱德拉数据深三倍，我们重新研究了空腔的能量学，并确定了对其内容的新约束。我们证实，活动星系核爆发产生的空洞的辐射能与机械能之比小于10 ^-4，是已知空洞系统中最低的，这意味着叶瓣中的相对论电子只能提供支持空洞所需压力的一小部分。这一发现意味着来自重粒子（例如，质子）或热气体。使用光谱拟合到腔中的发射，我们将任何这样的体积填充热气体约束为具有温度kT> 4.3keV。我们首次探测到活动星系核中心的X射线辐射，其亮度为L（2 - 10 keV）=（1.1 +/-0.4）x 10^39 erg s ^-1，具有低亮度活动星系核的典型特征。最后，我们报告的证据最近合并的表面亮度，温度和金属丰度结构的IGM。
2012-10-26 astro-ph.CO
A deep Chandra observation of the poor cluster AWM 4 - I. Properties of the central radio galaxy and its effects on the intracluster medium
利用钱德拉X射线天文台和巨型米波射电望远镜的观测资料，研究了贫星系团AWM 4的团内介质与中心射电源之间的相互作用。在钱德拉观测中，一个小的冷核或星系日冕与射电核一致。这个日冕能够为活跃的原子核提供燃料，但必须通过喷流相互作用或传导进行低效加热，这可能排除了射电源和星团之间的反馈关系。缺乏清晰的X射线空洞表明射电瓣只有部分被相对论等离子体填充。对于更好的约束东瓣，我们估计填充因子为phi=0.21（3 sigma上限phi<0.42）。我们认为，在射流和叶的粒子人口，并发现，标准均分假设预测的压力和年龄同意与X射线估计不佳。包括延伸到低洛伦兹因子的电子群体减少（gamma_min=100）或消除（gamma_min=10）叶与其环境之间的压力不平衡。压力平衡也可以通过热气体的夹带来实现，可能在射电喷流的最初几千秒差距内。我们估计的射电星系的机械功率输出，并发现它是勉强能够平衡辐射冷却。
2010-04-30 astro-ph.CO
A deep Chandra observation of the poor cluster AWM4 - II. The role of the radio jets in enriching the intra-cluster medium
我们利用Chandra对贫星系团AWM 4的观测，绘制了该星系团内部介质的温度和丰度图，以考察中央射电星系对其环境的影响。虽然星系团的核心通常富集到近太阳的丰度，但我们发现了与射电喷流相关的超太阳丰度的证据，从中央主导星系NGC 6051的核心沿其短轴延伸约35千秒差距。我们的结论是，浓缩气体已被输送到中央星系通过无线电源的行动。我们估计夹带气体中铁的过量质量约为1.4x10^6 Msol，并发现这可以在活动星系核爆发的时间尺度内在NGC 6051的核心产生。将这些气体输送到当前位置所需的能量约为4.5 × 10^57尔格，这是活动星系核估计总机械能输出的一个重要部分，尽管这一估计取决于上升气体的富集程度。更大的近太阳丰度区域也与从NGC 6051向外混合的金属在更长的时间尺度上的富集相一致。
2010-10-04 astro-ph.CO
A Chandra Study of Radial Temperature Profiles of the Intra-Cluster Medium in 50 Galaxy Clusters
为了定量研究星系团ICM温度的空间分布，并探讨其背后的物理机制，我们分析了Chandra ACIS仪器在过去15年中观测到的50个星系团的X射线谱，并测量了$0.45r_{500}$的径向温度分布。我们构建了一个物理模型，该模型考虑了重力加热，热历史（如辐射冷却，AGN反馈和热传导）和通过气体压缩所做的工作的影响，并使用它来拟合通过运行贝叶斯回归所观察到的温度分布。结果表明，在所有情况下，我们的模型提供了一个可接受的拟合在68%的置信水平。为了进一步验证这个模型，我们选择了九个集群，已观察到的钱德拉（出$\gtrsim 0.3r_{500}$）和朱雀（出$\gtrsim 1.5r_{500}$），适合他们的钱德拉光谱与我们的模型，并比较外推的最佳拟合与朱雀测量。我们发现，模型的轮廓符合朱雀的结果很好地在七个集群。在其余两个星系团中，模型与观测结果的差异可能是由局部热亚结构引起的。我们的研究还表明，对于大多数星系团，流体静力学平衡的假设至少在$0.5r_{500}$之外是安全的，并且暗物质与其发光对应物之间的非引力相互作用与零一致。
2015-11-15 astro-ph.CO
Intracluster Medium Entropy Profiles for a Chandra Archival Sample of Galaxy Clusters
我们提出了径向熵配置文件的集群内介质（ICM）的收集239个集群从钱德拉X射线天文台的数据档案。熵是一个重要的参数，它控制着ICM的全局性质，记录着团簇的热历史。因此，熵是研究反馈对集群环境的影响和调查集群自相似性的任何故障的有用数量。我们发现，大多数ICM熵分布很好地拟合的模型，这是一个幂律在大半径和接近一个常数在小半径：K（r）= K 0 + K100（r/100 kpc），其中K 0量化的核心熵以上的最佳拟合幂律在较大的半径发现的典型过剩。我们还发现，Reiprich（2001）的完整存档样品和原始HIFLUGCS样品的K 0分布都是双峰的，在K 0 ~ 30 - 50 keV cm ^2之间有明显的间隙，在K 0 ~ 15 keV cm ^2和K 0 ~ 150 keV cm ^2处有布居峰。PSF涂抹和角分辨率上的最佳拟合K 0值的影响进行了研究，分别使用模拟钱德拉观测和退化的熵配置文件。我们发现，这两种效应都不足以解释我们在小半径处测量的熵轮廓平坦化。还考虑了轮廓曲率和径向箱数对最佳拟合K 0的影响，我们没有发现任何迹象表明K 0受到两者的显著影响。为了完整起见，我们包括了Cavagnolo等人（2008 a）中讨论的Halpha和[N II]发射线的先前未发表的光谱学。与这项工作有关的所有数据和结果都可通过项目网站公开获得。
2009-02-11 astro-ph.CO
Chandra View of the Ultra-Steep Spectrum Radio Source in Abell 2443: Merger Shock-Induced Compression of Fossil Radio Plasma?
我们提出了一个新的钱德拉X射线观测团内介质的星系团阿贝尔2443，托管一个超陡谱射电源。数据显示，集群内的介质是高度扰动。地核中的热气体沿西北-东南轴向伸长，在北面有一个冷尾。我们还检测到两个X射线表面亮度边缘附近的集群核心。边缘似乎与核心东北部的内部冷锋和核心东南部的外部冲击锋一致。东南边缘与射电遗迹的位置相一致，正如预期的冲击（再）加速或化石相对论电子的绝热压缩。
2013-06-17 astro-ph.CO
SPT-CL J0417-4748: A Deep Chandra Study of a Relaxed Galaxy Cluster Without Central Star Formation
Chulalongkorn University（朱拉隆功大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）；Department of Physics, Stanford University（斯坦福大学物理系）；SLAC National Accelerator Laboratory（斯坦福直线加速器中心）；Department of Physics and Astronomy, Rutgers University（罗格斯大学物理与天文系）
SPT J0417是首个发现无中心恒星形成活动的松弛冷核团，通过Chandra分析揭示了AGN反馈对星系团热平衡的调节作用。
2026-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Herschel observations of Hickson compact groups of galaxies: Unveiling the properties of cold dust
我们提出了一个Herschel远红外和亚毫米的研究样本的120个星系在28个希克森致密群。用da Cunha等人（2008）的模型拟合它们的紫外到亚毫米光谱能量分布，我们准确地估计了单个星系的尘埃质量，光度和温度。我们发现，近一半的晚型星系的动态“老”组，那些有超过25%的早期型成员和红色的紫外光学颜色，也有显着较低的尘埃-恒星质量比相比，积极恒星形成的星系中发现的相同质量的HCG和字段。检查他们的尘埃与气体的质量比，我们得出结论，尘埃被剥离出这些系统的引力和流体动力学相互作用的结果，经历了由于以前遇到其他组成员。大约40%的早型星系（主要是望远镜），在动态“老”的群体，显示类似的紫外光学红色晚型星系的尘埃属性。考虑到它们的恒星质量，恒星形成率和紫外光学颜色，我们认为红色晚型和尘埃透镜状星系代表蓝色恒星形成盘星系和静止的早期椭圆星系之间的过渡人口。[... [简略]我们的深赫歇尔观测也使我们能够检测到4 HCG中弥漫的冷群内尘埃的存在。我们还发现，位于红色晚型星系和尘埃星系主体外的250微米辐射占其在该波段的积分辐射的15 - 20%。所有这些发现都与气体耗散、冲击和湍流以及潮汐相互作用塑造致密星系群演化的演化情景相一致。
2014-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metal distributions out to 0.5 r180 in the intracluster medium of four galaxy groups observed with Suzaku
本文利用朱雀星（Suzaku）对MKW 4、HCG 62、NGC 1550和NGC 5044四个星系群进行了0.5r180范围内的金属丰度和金属质光比的分布研究。Fe的丰度随半径的增加而减小，在0.1r180以上约为0.2-0.4太阳能。在一个给定的半径单位为r180，铁丰度在ICM的四个星系群是一致的或小于星系团。在ICM中的Mg/Fe和Si/Fe比在太阳比达到0.5r180时几乎是恒定的。我们还研究了系统的不确定性，在派生的金属丰度比较结果从两个版本的原子数据天体物理学家（ATOMDB）和单和两个温度模型拟合。由于这些金属是在星系中合成的，我们从2微米全天巡天星表（2 MASS）中收集了星系K波段的光度数据，并计算了积分铁质光比（IMLR），即ICM中的铁质量与星系中恒星的光的比值。具有较小气体质轻比的基团具有较小的IMLR值，并且IMLR与熵过剩负相关。根据这些丰度特征，我们讨论了星系群中金属富集过程的过去历史。
2013-11-19 astro-ph.CO
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
Gas sloshing in Abell 2204: Constraining the properties of the magnetized intracluster medium
富星系团Abell 2204的X射线表面亮度边缘分别位于中心以西和以东的$\sim 65$和$35 {\rm~ kpc}$。这些边缘的存在，被解释为晃动冷锋，意味着集群内的介质最近受到了干扰。我们使用多个钱德拉观测阿贝尔2204分析了集群内介质的属性。我们发现西边缘有一个密度比$n_{\rm in}/n_{\rm out} = 2.05\pm0.05$和一个温度比$T_{\rm out}/T_{\rm in} = 1.91\pm0.27$（投影，或$1.87\pm0.56$去投影），东边缘有相应的$n_{\rm in}/n_{\rm out} = 1.96\pm0.05$和$T_{\rm out}/T_{\rm in} =1.45\pm0.15$（投影，或$1.25\pm0.26$去投影）。这些数值是星系团中冷锋的典型值。这与在星团核心观察到的螺旋模式一起，支持Abell 2204的晃动场景。沿冷锋表面没有观察到Kelvin-Helmholtz涡，表明它们被某种物理机制有效地抑制了。我们认为，抑制很可能是促进由磁场放大的晃动运动，并推断从测量的气体性质，磁场强度应大于$24\pm6$ $μ$ G和$32\pm8$ $μ$ G沿西部和东部冷锋，分别。
2017-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Joint X-ray/Sunyaev-Zel'dovich Analysis of the Intra-Cluster Medium
我们提出了一个联合X射线/Sunyaev-Zel'dovich使用XMM-牛顿和APEX-SZ成像数据的集群内气体建模的结果。我们的目标是研究团簇内气体的物理性质与非参数的去投影方法，即除了假设球对称，从建模偏差。我们证明了在集群外围的气体温度的下降，并测量气体的熵分布，这两个都是独立于X射线光谱学，使用Sunyaev Zel 'dovich和X射线成像数据的第一次获得。的APEX-SZ系统的不确定性在测量气体温度在大半径的贡献被证明是小相比，XMM-牛顿和钱德拉系统光谱误差。
2010-04-30 astro-ph.CO
The galaxy cluster outskirts probed by Chandra
我们研究了钱德拉档案中320个团簇（$0.056 <z< 1.24$，$kT>3$ keV）的样品的维里化区域中团簇内介质的物理性质。利用来自该大样本的排放测量轮廓，典型气体密度、气体斜率和气体分数可以被限制到和超过$R_{200}$。我们观察到$R_{500}$以外的密度分布变陡，在$R_{500}$处有$β\sim 0.68$，在$R_{200}$处有$β\sim 1$。通过跟踪宇宙细丝的方向近似与ICM偏心率，我们报告说，星系团偏离球对称，只有很小的差异之间的放松和扰动系统。我们也没有发现气体密度随红移的演化，证实了它的自相似演化。重子分数的值在$R_{200}$达到宇宙值：然而，由于非热压力支持和团块的系统学可能会增强测量的气体分数，导致重子预算相对于原始值的实际赤字。这一研究对理解远郊ICM物理具有重要意义。
2015-04-03 astro-ph.CO
Non-parametric modeling of the intra-cluster gas using APEX-SZ bolometer imaging data
我们证明了从APEX-SZ测辐射热计阵列获得的毫米波长成像数据的可用性，以导出半径r_500及以上的热团簇内气体的径向温度分布。我们的目标是研究的物理性质的集群内气体通过使用非参数的去投影方法，即除了假设球对称，从建模偏差。我们使用公共可用的X射线成像数据从XMM-牛顿天文台和我们的Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）成像数据从APEX-SZ实验在150 GHz的去项目的密度和温度分布的松弛集群阿贝尔2204。在球对称假设下，我们得到了气体的密度、温度和熵的分布，并在流体静力平衡假设下得到了总质量的分布。为了与X射线光谱温度模型进行比较，对最近的钱德拉观测进行了重新分析，并进行了最新的校准更新。使用非参数模型，我们证明了气体温度的下降在集群的外围，并测量气体熵的轮廓。这些结果是第一次获得独立的X射线光谱，使用SZE和X射线成像数据。与Chandra系统光谱误差相比，SZE系统不确定度对大半径T_e测量的贡献很小。用非参数方法得到的M_200的上限与弱透镜分析的NFW模型预测值一致。
2010-09-17 astro-ph.CO
Chemical abundances in the outskirts of nearby galaxy groups measured with joint Suzaku and Chandra observations
我们报告的结果来自深朱雀和主要是快照钱德拉观测附近的四个星系群：MKW 4，Antlia，RXJ1159 + 5531和ESO 3060170。它们的峰值温度在2 - 3 keV之间变化，使它们成为气体性质受限于病毒半径的最小系统。在群内介质（IGrM）外围（R $>$ 0.25 R $_{200}$）的平均Fe丰度为$Z_{\rm Fe}=0.309\pm0.018$ $Z_\odot$，其中$χ^2$ = 14，对于12个自由度，这与大质量星系团的平均Fe丰度非常一致，与IllustrisTNG宇宙学模拟的数值预测完全一致.我们的研究结果支持早期富集的情况下，星系之间的数量级的质量，甚至在他们的形成。当积分到R $_{200}$时，我们开始看到ICM中测量到的Fe含量与超新星产额的预期之间的紧张关系。我们进一步限制其O，Mg，Si，S和Ni的丰度。这些元素相对于Fe的丰度比与来自IllustrisTNG的预测（如果可用）一致。它们的Ia型超新星比例在14%-21%之间。一个纯粹的核心坍塌超新星在集团外围富集可以排除。它们在R $_{200}$中累积的铁质光比是英仙座星系团的一半，这可能意味着星系群并没有保留所有的富集气体，因为它们的引力势阱较浅，或者星系群和星系团可能有不同的恒星形成历史。
2022-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Deep Chandra Observations of the Extended Gas Sloshing Spiral in A2029
最近对星系团的X射线观测表明，即使在看似松弛的星系团中，团内介质（ICM）也存在亚结构。这种子结构有时是ICM晃动的结果，这种晃动发生在冷的核心星团中，这些星团被与子星团或集团的离轴合并所干扰。我们提出了深钱德拉观测冷核心集群阿贝尔2029，其中有一个晃动的螺旋径向向外延伸从集群的中心，以约400千秒差距在其最大的程度-最大的连续螺旋观测日期。我们发现一个表面亮度过剩，温度递减，密度增强，元素丰度增强，并在该地区的螺旋平滑的压力分布。晃动的气体似乎与中央射电星系的南叶相互作用，使其弯曲，并使射电源具有广角尾（WAT）形态。这表明，瓦特可以在大规模上相对松弛的簇中产生。我们探讨加热和冷却之间的相互作用在集群的中心区域。来自活动星系核（AGN）的能量注入可能不足以抵消冷却，而晃动可能是防止大量气体冷却到非常低温度的重要机制。
2013-07-08 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
A statistically-selected Chandra sample of 20 galaxy clusters -- II. Gas properties and cool-core/non-cool core bimodality
我们调查的热力学和化学结构的团内介质（ICM）的统计样本的20个星系团分析与钱德拉X射线卫星。特别是，我们专注于气体密度，金属丰度和熵的标度性质和集群与没有冷核（CC）之间的比较。我们发现，除了气体金属丰度外，这两个类别之间存在显着差异，对于所有集群（Z ~ r^{-0.31}），其随着半径的下降而强烈下降，在~0.02 r500之外。气体熵的标度是非自相似的，我们发现明显的证据双峰分布的对数斜率的熵配置文件。只有一个例外，陡峭的斜率熵分布被发现在CC集群，而平坦的斜率人口都是非CC集群。我们探讨了热传导在稳定ICM中的作用，并得出结论，这种机制本身就足以平衡非CC集群中的冷却。然而，CC集群似乎形成一个独特的人口中，除了传导，还需要从反馈加热。在非CC团簇仅通过传导热稳定的假设下，我们发现Spitzer传导抑制因子f_c的分布是对数正态的，log（基数10）平均值为-1.50+/-0.03（即f_c=0.032），log标准差为0.39+/-0.02。
2009-02-10 astro-ph.CO
Joint analysis of X-ray and Sunyaev Zel'dovich observations of galaxy clusters using an analytic model of the intra-cluster medium
我们使用一个描述星系团气体性质的分析模型对X射线和Sunyaev Zel'dovich（SZ）效应数据进行联合分析。联合分析允许测量星系团气体质量分数分布和哈勃常数独立的宇宙学参数。弱宇宙学先验被用来计算的气体质量分数报告内的过密度半径。这样的分析可以提供直接的约束团簇气体的质量分数随红移的演变。利用Chandra X射线天文台和Sunyaev-Zel'dovich天文台阵的高信噪比观测数据，对Abell 2631和Abell 2204两个星系团的模型和联合分析进行了验证。
2012-02-11 astro-ph.CO
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
The galaxy group NGC2563
我们提出了一个$Chandra$的星系群NCG 2563的热群内介质（hIGM）的研究。$Chandra$镶嵌观测，总曝光时间约为430 ks，允许检测超过$R_{200}$的气体密度和高达0.75 $R_{200}$的气体温度。这是第一次对贫困群体的物理性质进行观测测量，而不是$R_{500}$。通过利用$Chandra$的精细空间分辨率，能够从点源和子结构去除不相关的发射，我们能够径向约束气体的不均匀性（“团块”），气体分数，温度和熵分布。虽然在测量中有一些不确定性，我们发现的气体聚集在维里化区域的证据，在$R_{200}$的聚集因子约为2 - 3。气体团簇校正的气体分数是显着低于宇宙学重子预算。这些结果可能表明气体的不均匀性对流体动力学数值模拟的预测有更大的影响，我们讨论了我们的研究结果的可能解释。
2017-05-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Non-parametric method for measuring gas inhomogeneities from X-ray observations of galaxy clusters
本文提出了一种非参数方法，利用星系团的X射线观测测量团内介质（ICM）的不均匀性。模拟钱德拉X射线观测的模拟集群分析，我们表明，我们的新方法能够准确恢复的三维气体密度和气体聚集因子的配置文件到大半径的星系团。然后，我们将这种方法应用到钱德拉X射线观测的阿贝尔1835和目前的第一个确定的气体聚团因子的X射线集群数据。我们发现Abell 1835中的气体聚集因子随半径的增加而增加，当r= R_{200}时，聚集因子达到~2-3。这与流体动力学模拟的预测非常一致，但它显着低于最近朱雀观测推断的值。我们进一步表明，径向增加的气体聚集因子导致平坦化的ICM导出的熵分布，并影响集群气体结构的物理解释，特别是在大集群中心半径。我们的新技术有助于利用钱德拉和XMM-牛顿X射线空间望远镜提供的丰富数据集，从而有助于提高我们对星系团结构的理解，并促进将星系团用作宇宙学探测器。
2013-09-16 astro-ph.CO
Seyfert's Sextet: where is the gas?
塞弗特的六重星系（又名HCG 79）是本宇宙中最紧凑和孤立的星系群之一。它显示了一个突出的漫射光分量，占总观测光的约50%。这可能表明该集团正处于高级进化阶段，这将预示着一个重要的热气体成分。以前的X射线观测表明这个系统的光度很低，但不确定性很大，分辨率很差。我们提出的结果，从深（70 ks），高分辨率的钱德拉观测塞弗特的六重奏，要求与分离的X射线发射与个别星系从一个更广泛的星系间的组成部分的目的。我们讨论的空间和光谱特性，这组我们得出的一些类似的系统也研究了在X射线波段。高分辨率的X射线图像表明，大多数探测到的辐射并不是出现在致密星系团中，而是集中在西北方向，与背景星系团相对应。在（0.5-5）keV波段，单独来自该群的辐射总光度约为1x10^40 erg/s。大部分的光度可以归因于星系中的单个光源，只有~2x10^39 erg/s是由气体成分造成的。然而，我们发现，这一组成部分也主要是与个别星系的六重奏，留下很少或根本没有残留在一个真正的IGM组件。塞弗特六重体的漫发射光度极低，可能与它的总质量很小有关。
2012-04-02 astro-ph.CO
The Outer Limits of Galaxy Clusters: Observations to the Virial Radius with Suzaku, XMM, and Chandra
星系团的外围，靠近维里半径，仍然是相对未被探索的领域，但对我们理解星系团的生长，结构和质量至关重要。在本报告中，我们展示了一个程序的第一个结果，以约束状态的外部团内介质（ICM）在一个大样本的星系团，利用三个互补的X射线天文台的优势：朱雀（低，稳定的背景），XMM-牛顿（高灵敏度）和钱德拉（良好的空间分辨率）。通过仔细结合从星团核心到r_200以外的观测，我们能够识别和减少系统的不确定性，这些不确定性会阻碍我们使用单个望远镜进行空间和光谱分析。我们的样本包括9个星系团，在z ~ 0.1-0.2完全覆盖的方位角超过r_200，我们的分析表明，ICM是不是在流体静力平衡的集群外围，我们看到明确的方位角变化的温度和表面亮度。在其中一个集群中，我们能够测量远超过r_200的漫射X射线发射，并且我们发现熵分布和气体分数与理论和数值模拟的预期一致。这些结果与最近的研究相反，这些研究指出气体在郊区聚集;集群环境或仪器效应因素的差异在多大程度上导致这种差异仍不清楚。从更广泛的角度来看，该项目将产生一个相当大的基准数据集，用于与高分辨率数值模拟进行详细比较。
2011-11-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
