Forming one of the most massive objects in the Universe: The quadruple merger in Abell 1758
阿贝尔1758是一个由两个星系团组成的系统，一个更大的北部星系团和一个南部星系团。这两个部分正在经历不同阶段的重大合并事件。虽然合并成分的质量提供了足够的能量在X射线中产生可见的冲击波阵面，但迄今为止还没有发现。我们提出了详细的温度和丰度图的基础上钱德拉ACIS数据，并确定了几个候选人的冲击和冷锋从平滑梯度图的表面亮度。其中一个候选者可以通过X射线光谱学确认为北部星团中缺失的激波阵面。用GMRT观测到的非热射电辐射证实了北星团和南星团中射电晕的存在，并显示了南星团外围遗迹的证据。我们没有发现A1758N和A1758S之间存在冲击气体的证据。
2019-07-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Merger Environment of the WAT Hosting Cluster Abell 562
给出了对附近（z=0.11）星系团Abell 562和广角尾射电源0647+693的Chandra X射线观测和VLA射电观测。该集群显示正在进行的合并导致弯曲的WAT源，包括延长的X射线表面亮度分布沿平分线的WAT，过量的被取代的气体之间发现的无线电波瓣，和各向异性内ICM预测的温度和丰度分布的签名。最有可能的几何形状的正在进行的相互作用是一个迎面合并发生沿WAT弯曲轴。通过将A562和0647+693的可观测性质与核心交叉时合并星系团内条件的共同值相结合，我们限制了射流的内部密度（rho[ j ] = 0.001 rho[ICM]）和WAT源的叶（v = 0.02c - 0.03c）内的等离子体流速。
2010-10-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Characterizing the radio emission from the binary galaxy cluster merger Abell 2146
星系团的碰撞在团内介质（ICM）中产生激波和湍流。相对论粒子和磁场的存在是通过探测扩展的同步辐射源，如晕和遗迹推断的，这意味着合并冲击和湍流能够（重新）加速粒子的相对论能量。然而，合并冲击，湍流和扩展的无线电发射之间的精确关系仍然不清楚。对最简单的双星合并的研究对于理解ICM中的粒子加速度是很重要的。我们的主要目的是研究ICM中与相对论粒子产生相关的扩展射电辐射和粒子加速机制的性质。我们用LOFAR在144 MHz上测量了合并星系团Abell 2146的低频射电辐射。我们的无线电发射的光谱特性相结合，这些数据与档案GMRT在238 MHz和612 MHz和VLA在1.5 GHz的数据。我们观察到扩展的无线电发射在144兆赫背后的西北和东南冲击。在整个NW扩展源上，谱指数在星团中心方向上从$-1.06\pm0.06$变陡到$-1.29\pm0.09$。这种光谱行为表明，遗迹是与西北上游冲击。SE扩展发射的确切性质尚不清楚。它可能是一个被激波包围的射电晕，也可能是遗迹和晕的叠加。在144兆赫，我们检测到一个微弱的发射，没有看到与高频观测，这意味着陡峭的（$α<-1.3$）频谱性质的桥梁发射。我们的研究结果表明，在Abell 2146中的扩展的无线电发射可能是与冲击和湍流在集群合并。在NW和SE的相对论电子可能分别来自化石等离子体和热电子。
2018-11-19 astro-ph.HE
A shock front in the merging galaxy cluster Abell 754: X-ray and radio observations
我们提出了新的钱德拉X射线和巨型米波射电望远镜（GMRT）附近的合并星系团阿贝尔754无线电观测。我们的X射线数据证实了冲击波阵面的存在，通过获得第一个直接测量的气体温度跳跃跨越X射线亮度边缘先前看到的成像数据。A754是第四个确认合并激波阵面的星系团，它的激波最弱，其马赫数为马赫数M=1.57+0.16-0.12。在我们330 MHz的新GMRT观测中，我们发现先前已知的位于中心的射电晕向东延伸到激波的位置。X射线冲击波阵面也与先前在74兆赫观测到的射电遗迹的位置一致。使用我们的无线电数据和早期在74 MHz和1.4 GHz的结果，震后地区的无线电频谱非常陡峭。我们认为，在冲击波前直接从热超相对论能量的电子加速是有问题的，由于能量参数，而预先存在的相对论电子的再加速是更合理的。
2010-10-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
A shock at the radio relic position in Abell 115
我们分析了深钱德拉观测（334 ks）的星系团阿贝尔115，并检测到一个冲击与无线电遗迹同空间。穿过激波区的X射线表面亮度剖面呈现出不连续性，对应于导致马赫数$\mathcal{M}=1.7\pm0.1$的密度压缩因子$\mathcal{C}=2.0\pm0.1$（$\mathcal{M}=1.4-2$包括系统学）。在上游和下游区域测得的温度与这种激波的预期温度一致：分别为$T_u=4.3^{+1.0}_{-0.6}\:\rm{keV}$和$T_d=7.9^{+1.4}_{-1.1}\:\rm{keV}$，这意味着马赫数为$\mathcal{M}=1.8^{+0.5}_{-0.4}$。到目前为止，只有少数其他在星系团中发现的冲击能从密度和温度的跳跃中被一致地检测到。这种不连续性和无线电遗迹边缘之间的空间巧合强烈支持了这样一种观点，即冲击在为这些同步辐射源提供动力方面起着至关重要的作用。我们认为，遗迹起源于冲击再加速的相对论电子，而不是从热池加速。激波和相关遗迹的位置和曲率与质量比不等的离轴合并一致，预计激波将围绕质量较小的星团核心弯曲。
2016-04-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
The prototypical major cluster merger Abell 754. I. Calibration of MeerKAT data and radio/X-ray spectral mapping of the cluster
阿贝尔754是$z=0.0543$的一个丰富星系团，被认为是主要星系团合并的原型。像许多动态非松弛系统一样，它拥有Mpc尺度的弥散射电辐射。在星系团内介质（ICM）中的扩展同步辐射源通常被解释为星系团合并过程中释放的一部分引力能量被耗散到非热成分中的证据。在这里，我们使用新的MeerKAT UHF和L波段观测研究阿贝尔754的非热现象。利用XMM-Newton观测资料，对射电和X射线团簇辐射的分辨光谱特性进行了研究。这使我们能够进行方向相关的校准，并获得UHF和L波段的高灵敏度无线电图像，这些图像以前所未有的细节捕获了扩展发射。通过使用一个大的XMM牛顿镶嵌，我们产生的ICM的热力学地图。我们的分析表明，在集群中心的无线电晕是由著名的冲击，在东部方向的边界。此外，在西南边缘，我们发现了一个扩展的无线电源，我们归类为无线电遗迹，这可能是跟踪由合并压缩的压缩气体驱动的冲击，在垂直方向流出。这个遗迹的低光度似乎与热池电子的直接加速相容。我们解释所观察到的无线电和X射线功能的背景下，一个主要的集群合并与非零碰撞参量。阿贝尔754是一个引人注目的星系团，展示了与正在进行的合并事件有关的特殊特征。新的MeerKAT数据的高质量激发了该系统的进一步工作。
2024-08-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Shocks and Bubbles in a Deep Chandra Observation of the Cooling Flow Cluster Abell 2052
我们提出的结果，从深钱德拉观察阿贝尔2052。A2052是一个明亮的，邻近的，冷却的星团，红移z=0.035。同心表面亮度的不连续性显示在集群的中心，这些功能是一致的冲击驱动的活动星系核，两者的马赫数约为1.2。A2052的南部空洞现在似乎被分成两个空洞，最南端的空洞可能是早期射电活动的幽灵泡。在星团中心的西北方向似乎也有一个幽灵气泡。用激波分离法或气泡上升时间法测得的射电源的周期时间约为2 × 10^7年。射电源所储存的能量，包括直接的冲击加热和活动星系核膨胀的气泡所产生的加热，可以抵消星系团核心的冷却。
2009-04-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Very Deep Chandra Observation of Abell 2052: Bubbles, Shocks, and Sloshing
我们目前的第一个结果，从一个非常深（~650千秒）钱德拉X射线观测阿贝尔2052，以及档案VLA无线电观测。这些数据揭示了星系团内部的详细结构，包括活动星系核射电叶疏散的气泡、压缩的气泡边缘、细丝和环。两个同心激波被看到，并测量了最里面的一个的温度上升。在更大的尺度上，我们报告了第一次检测到一个多余的表面亮度螺旋特征。这个螺旋状星系的温度较低，熵较低，丰度比周围环境高，很可能是先前的星团合并或子星团合并引发的晃动气体的结果。先前看不见的气泡在较大的半径有关的早期爆发活动星系核的初步证据。
2011-06-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Radio observations of the merging galaxy cluster Abell 520
我们检查可能的加速机制的相对论粒子负责扩展的无线电发射在阿贝尔520。我们使用新的LOFAR 145 MHz，档案GMRT 323 MHz和VLA 1.5 GHz的数据来研究扩展集群发射的形态和光谱特性。在与团簇合并湍流和激波有关的粒子加速模型的框架内讨论了观测特性。在Abell 520中，我们确认了被归类为射电晕的扩展同步辐射射电辐射的存在。射电和X射线亮度之间的比较表明，晕可能起源于茧，而不是来自星团的中央X射线明亮区域。晕光谱在66千秒差距的尺度上是大致均匀的。从西南边缘到星团中心有一个光谱变陡的迹象。假设DSA，无线电数据提示$\mathcal{M}_{SW}=2.6_{-0.2}^{+0.3}$的电击，与X射线导出的估计值一致。这是符合的情况下，相对论电子在西南无线电边缘获得其能量在冲击波前通过加速热或化石电子。我们没有检测到扩展的无线电发射的SW冲击，预测如果发射是绝热压缩的结果。探测到朝向NE区域的X射线表面亮度不连续性，其可能是$\mathcal{M}_{NE}^{X}=1.52\pm0.05$的反震。这低于根据无线电发射预测的值（$\mathcal{M}_{NE}=2.1\pm0.2$）。我们的观测结果表明，Abell 520的SW射电辐射可能是受到X射线探测到的显著激波的影响，在该激波中，射电辐射粒子通过Fermi-I机制被（再）加速。东北方向的X射线不连续性与…
2018-11-19 astro-ph.HE
Deep Chandra X-ray Observations of Abell 2029: the Merger History of a Relaxed, Strong Cool Core Cluster
该研究通过深度钱德拉X射线观测揭示了松弛冷核星系团Abell 2029的晃动螺旋结构、ICM子结构及并合遗迹，结合模拟表明其是子星系团二次核心穿越的结果，说明松弛星系团仍存丰富动力学活动历史。
2025-11-17 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
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
Search for a Non-equilibrium Plasma in the Merging Galaxy Cluster Abell 754
阿贝尔754是一个星系团，在天空的平面上，从东南到西北，正在进行的合并是显而易见的。我们研究了朱雀观测到的X射线光谱沿合并方向的空间变化，以Fe Ly-alpha/Fe He-alpha线比为中心，寻找可能偏离电离平衡的情况。用单温碰撞非平衡等离子体模型进行拟合，发现电子温度从东南向西北逐渐升高。电离参数与平衡态一致（n_et> 10 ^{13} s cm ^{-3}），但有一个温度最高的区域（kT = 13.3 ^{+1.4}-1.1} keV，其中n_et = 10 ^{11.6 ^{+0.6}-1.7} s cm ^{-3}）。从电离参数估计的等离子体加热经过的时间在90%置信水平下为0.36 - 76百万年。这个时间尺度相当短，但与冲击波通过该区域的传播时间一致。因此，我们解释了在Abell 754中观察到的非平衡电离等离子体是合并过程中激波加热的残余。然而，我们注意到，发现非平衡的特定区域的X射线谱也可以用具有两个温度的碰撞电离等离子体模型来拟合，低kT = 4.2 ^{+4.2}_1.5} keV和非常高kT> 19.3 keV。非常高的温度分量可替代地用幂律模型拟合。这些光谱模型中的任何一个都被解释为正在进行的合并过程的结果，在非平衡电离等离子体的情况下。
2016-03-04 astro-ph.HE
X-ray study of the double radio relic Abell 3376 with Suzaku
我们对附近的双射电遗迹合并星系团Abell 3376（$z$ = 0.046）进行了X射线光谱分析，该星系团是用$Suzaku$ XIS仪器观测到的。这些深（$\sim$ 360千）的意见，涵盖了整个双遗迹地区的外围的集群。这些弥漫的射电结构是在合并星团中与大尺度X射线冲击相结合观察到的最大的弧形遗迹之一。我们确认在西向的$r\sim26$ '处存在一个更强的激波（${\cal M}_{\rm{W}}$ = 2.8 $\pm~0.4$），它是由穿过射电遗迹的温度和表面亮度不连续性引起的。在东部，我们在$r\sim8$ '探测到一个较弱的地震（${\cal M}_{\rm{E}}$ = 1.5 $\pm~0.1$），可能与东部遗迹的“缺口”有关，在$r\sim3$ '探测到一个冷锋。根据马赫数计算出的激波速度，我们估计了激波锋面的动力学年龄为通过核心后的$\sim$ 0.6 Gyr，这表明Abell 3376仍然是一个不断发展的合并星系团，合并发生在接近天面的地方。这些结果是一致的模拟和光学和弱透镜的研究文献。
2018-06-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Cluster Outskirts and Intercluster Filament in the Triple Merger Cluster Abell 98
本文介绍了Abell 98（A98）三重星系团系统和星系团间暗条的朱雀观测结果。这三个子星系团预计将沿着一条大尺度的宇宙细丝分布。与部分方位角覆盖的最北的集群，我们发现，推断的熵配置文件，这个相对较低的质量集群（$kT \approx 2.8$千电子伏）坚持从自相似的纯引力坍缩模型的维里半径的区域的预期。有证据表明，$r_{200}$以外的扩展结构，沿合并轴向最北集群的北部，与预期的温暖-热的银河系间介质（WHIM; $kT = 0.11_{-0.02}^{+0.01}$ keV，$n_e = {7.6 \times 10^{-5}}^{+3.6 \times 10^{-5}}_{-3.6 \times 10^{-5}}$ ~cm $^{-3}$）的性质一致。在远离合并轴的相同半径区域没有检测到这样的发射，这与这个三重系统的合并轴沿着大尺度宇宙细丝的预期一致。在A98 N和A98 S之间的桥区，有证据表明在$2.2σ$水平上有额外的发射，以及冷气体（$kT \sim 1$ keV）的试探性探测。这个星系团间暗条的熵分布表明，A98系统很可能更接近天空平面，而不是沿着视线排列。该系统北部以及A98 N和A98 S之间的结构表明这些星系团与一个至少跨越4 Mpc的更大规模结构相连。
2022-06-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Deep XMM-Newton Observations of the NW Radio Relic Region of Abell 3667
本文介绍了对Abell 3667的NW射电遗迹进行的XMM-牛顿X射线长观测结果。在射电遗迹的尖锐外缘，无论是在X射线表面亮度和温度剖面检测到的冲击。马赫数为M = 2.54^+0.80_-0.43。激波处的温度跃变大于密度跃变的预期值，这可能表明存在一个主要平行于激波前沿的动态重要磁场。在激波区内，气体温度在几弧分钟内逐渐升高。这可能表明冲击能量最初被耗散成热和非热的某种混合物（例如，湍流）成分，并且非热能在激波后区域衰减为热量。如果在冲击波中耗散的能量的~0.2%进入相对论性电子的（再）加速，则可以为观察到的无线电遗迹提供动力。我们发现，所观察到的陡峭的无线电频谱与距离后面的冲击是一致的辐射损失的无线电发射电子。然而，紧接在冲击波之后的无线电频谱比热电子的线性扩散冲击波加速所预期的要平坦。这表明冲击波重新加速了先前存在的相对论电子的数量。我们还检测到一个明亮的，凉爽的区域（“蘑菇”）南部的无线电遗迹，我们建议这是残余的冷核心合并的子集群，这个子集群的驱动程序所观察到的西北冲击。在这个模型中，Abell 3667的性质主要是偏置双星合并的结果，并且在第一次通过核心后约1 Gyr观察到该星系团。我们预测，更深的X射线或SZ观测的SE无线电遗迹将揭示第二个合并冲击的外缘。
2016-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Abell 746: A highly disturbed cluster undergoing multiple mergers
本研究利用XMM-Newton和射电望远镜观测Abell 746星系团，发现其热气体形态复杂、温度分布不对称，存在多个并合驱动的激波前沿和密度跃变，并证实该系统涉及多次并合。
2024-02-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Simulation Study of Binary Mergers of Galaxy Clusters I: Properties of Merger Shocks and Radio Emission
Pusan National University（釜山国立大学）；UNIST（蔚山科学技术院）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
利用三维磁流体动力学模拟，研究了星系团双星并合中激波的形成及其产生的射电遗迹，揭示了激波马赫数、湍流磁场和宇宙线电子加速对射电辐射特性的影响。
2026-09-01 astro-ph.HE
A Pre-Merger Stage Galaxy Cluster: Abell 3733
星系团Abell 3733（A3733）是研究星系团合并动力学过程的一个非常合适的候选者。本研究显示了基于X射线和光学数据的A3733（z = 0.038）的结构分析结果。根据X射线光度图，A3733拥有两个在天空中相隔$\sim$ 0.25 Mpc的子结构，并且两个不同的团块位于东（A3733 E）和西（A3733 W）方向。这两个子结构都集中在两个不同的最亮的星系团（BCGs）上，两个BCGs的X射线和光学质心基本上彼此重合。子结构的团内介质（ICM）温度估计为2.79 keV的A3733 E和3.28 keV的A3733 W。发现这两个子结构都是由较热气体（kT $\sim $ 3.0-3.5 keV）包围的冷中心气体（kT $ \sim $ 1.5-2.5 keV）。此外，X射线浓度参数被发现是c $\sim $ 0.3的每个子结构。这些结果表明，两个子结构的冷中心的存在。光密度图显示了A3733 W附近拥挤的星系群。A3733的高或然率（% 88.2）动力学结合模型表明，各子结构核的三维分离度为0.27 Mpc，碰撞时间为0.14 Gyr，相对下落速度为1936 km/s $^{-1}$ .最后，本研究证明了A3733系统处于并购前状态的一些证据。
2019-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Yin-Yang Galaxy Cluster Merger in Abell 1914 Revealed by XRISM
针对星系团A1914中星系/暗物质分布与X射线形态的矛盾，利用XRISM高分辨率X射线光谱揭示其为沿视线方向质量比约3、近心距约200kpc的“阴阳”并合，流体模拟验证该情景，展现XRISM解析复杂并合几何的能力。
2025-09-23 astro-ph.GA 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
The Mergers in Abell 2256: Displaced Gas and its Connection to the Radio-emitting Plasma
我们提出了深钱德拉和XMM-牛顿X射线成像和空间分辨光谱的阿贝尔2256，附近（z=0.058）星系团经历多次合并，并显示出丰富的无线电形态为主的大型遗物的结果。X射线数据揭示了三个子星系团：（i）“主星系团”;（ii）在星系团东部的一个较老的合并的残余，有一个~ 600 kpc长的尾巴;（iii）一个明亮的，子弹状的，低熵的下落系统，有一个大的视线速度分量。低熵系统显示了一个250千秒差距长的冷锋与休息和一个有趣的表面亮度递减。有趣的是，下落的气体与明亮的星系并不是同空间的，而下落星系群中射电最强的最明亮的星系团在投影中似乎与低熵等离子体分离了50千秒差距，位于冷锋东部边缘的南部。假设暗物质遵循星系分布，我们预测它也会明显偏离低熵气体。冷锋附近的部分低频射电辐射可能由于气体运动的差异而被磁场放大而复活。使用分析模型和数值模拟，我们调查的可能性，超音速的子集群的降落产生一个大规模的冲击沿我们的视线，这可以检测到的X射线温度图，但没有任何明确的功能，在表面亮度分布。
2020-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The growth of the galaxy cluster Abell 85: mergers, shocks, stripping and seeding of clumping
我们提出的结果深钱德拉，XMM-牛顿和朱雀观测附近的星系团阿贝尔85，这是目前正在进行至少两个合并，此外还显示了气体晃动的证据，延伸到r ~ 600千秒差距。其中一个在主星团中心的南面，有一个密集的X射线明亮的冷核心和一个向东南延伸的尾部。在200 kpc的长度上，这个尾巴的北部边缘是非常平滑和尖锐的（比环境气体的库仑平均自由程窄），而朝向西南方向，尾巴的边界是模糊和弯曲的，表明这两个边缘之间的等离子体输运性质的差异。尾部的热力学结构强烈支持整体向西北方向运动。我们提出，晃动引起的切向，环境，相干气流是弯曲的尾巴向东。这个子星系团中最明亮的星系位于致密核心的前缘，并被剥离气体的尾部所跟踪，这表明子星系团的冷核心在达到目前半径r ~ 500 kpc时几乎完全被摧毁。的表面亮度过剩，可能与气体剥离从下落的南部子集群，向东南方向延伸到至少r_500的主集群，表明剥离下落的子集群可能种子气体的不均匀性。第二个合并的子星系团似乎是一个弥漫的非冷核心系统。它的合并可能是超音速的，马赫数约为1.4。
2015-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The major cluster merger in Abell 2034 as seen by XRISM: Strong turbulence and spectral anomalies?
University of Chicago（芝加哥大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Space Research Institute (IKI)（空间研究所）；Masaryk University（马萨里克大学）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Center for Astrophysics, Harvard and Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
XRISM观测揭示阿贝尔2034团簇的高动能压力，可能源于0.5马赫湍流或核心破坏，同时发现光谱异常可能由多相ICM和非平衡电离状态引起。
2026-08-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
The unusually weak and exceptionally steep radio relic in Abell 2108
星系团之间的合并经常会将激波带入星系团内介质（ICM），其影响有时可以通过X射线中的温度和密度跳跃，以及通过激波通过时激发的相对论粒子的无线电发射来观察。阿贝尔2108被选为可能的合并系统，通过比较X射线光度与普朗克Sunyaev-Zeldovich信号，在那里这个星团出现高度X射线下发光。后续观测证实它是一个合并的低质量星团，具有两个不同的子星团，两者都具有高度干扰的X射线形态。巨型米波射电望远镜（Giant Metrewave Radio Telescope，简称GMRT）在120- 750兆赫的数据显示，在X射线温度不连续的位置附近，有一个类似于射电遗迹的扩展射电特征。我们从X射线温度跃变测量了一个马赫数。在Abell 2108中发现了射电遗迹的几个特征，使这个星团成为少数几个可能拥有射电遗迹的低质量合并星团之一。无线电频谱异常陡峭，无线电功率非常微弱（P1.4GHz= 1 E22 W/Hz）。为了解释冲击波/遗迹偏移，我们提出了一个场景，在这个场景中，冲击波通过重新加速预先存在的相对论电子云来创建遗迹，然后离开，留下一个褪色的遗迹。电子老化的时间尺度来自高频陡峭的文物频谱是一致的冲击旅行时间观察到的X射线不连续性。然而，导致变陡的GMRT波段4数据中的较低通量可能是由于仪器的限制，并且需要更深的无线电数据来限制遗迹在高频处的光谱斜率。
2021-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
An Off-Axis Galaxy Cluster Merger: Abell 0141
我们提出的结构分析结果的Abell 0141（$z$ = 0.23）的基础上的X射线数据。X射线光度图表明Abell 0141（A0141）是一个双峰星系团，在天空中被$\sim$ 0.65 Mpc分隔，并沿南北方向伸长。光学星系密度图也证明了这种双峰性。我们估计子集群ICM的温度为5.17 $^{+0.20}_{-0.19}$ keV的A0141 N和5.23 $^{+0.24}_{-0.23}$ keV的A0141 S。获得了A0141 N和A0141 S的X射线形态学参数分别为w = 0.034 $\pm{0.004}$，c = 0.113 $\pm{0.004}$和w = 0.039 $\pm{0.004}$，c = 0.104 $\pm{0.005}$。由此产生的X射线形态参数表明，这两个子集群是适度扰动非冷核心结构。我们发现在桥区域有轻微的亮度跳跃，然而，在子星系团之间仍然没有强X射线发射气体。我们发现了一个明显的热点（$\sim$ 10 keV）之间的子集群，并得到了一个马赫数$\textit{M}$ = 1.69 $^{+0.40}_{-0.37}$通过使用温度跳跃条件。然而，我们没有发现子星系团之间激波加热的直接证据。我们估计子团簇的中心熵为$K_{0}$ > 100 keV cm $^{2}$，这表明子团簇不是冷核。我们发现一些证据表明，该系统经历了离轴碰撞，但…
2018-02-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Chandra Observation of Abell 1142: A Cool-Core Cluster Lacking a Central Brightest Cluster Galaxy?
Abell~1142是一个低红移的低质量星系团，包含两个类似于后发座星系团缩小版的布里渊星系团。我们的钱德拉分析揭示了一个X射线发射峰，大约100千秒差距远离任何BCG，我们确定为集群中心。发射中心表现为第二个β模型表面亮度分量，与更大尺度上的星团不同。中心也比周围的团内介质（ICM）更冷，更富含金属，这使得阿贝尔1142看起来是一个冷的核心星团。其成员星系的红移分布表明Abell 1142可能包含两个子星系团，每个子星系团包含一个BCG。BCGs以约1200 km/s的相对速度合并。这一合并过程可能将ICM从~ 2keV激波加热到3 keV以上，从而解释了该系统反常的L_X-T_X标度关系。这种合并可能取代了BCG中任何一个子星系团的富含金属的“冷核”。南BCG由三个独立的星系组成，它们的投影半径为5 kpc。由于尖状冷暗物质晕的动力学摩擦，这些星系应该迅速沉入子星系团中心。
2016-02-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the Interaction of the PKS B1358-113 Radio Galaxy with the Abell 1836 Cluster
在这里，我们分析了FRII射电星系PKS B1358-113的多频数据，该星系位于Abell 1836最亮的星系团中。该星系拥有迄今为止已知的最大质量的黑洞之一，我们对光学数据的分析表明，这个黑洞只是微弱的活动。根据新的钱德拉和XMM-牛顿X射线观测和档案无线电数据，我们得出的喷流动力学光度$\sim (0.5-3) \times 10^{45}$尔格s $^{-1}$的首选范围。这是以上的值所暗示的各种标度关系提出的无线电源在星系团，而不是非常接近的最大喷流功率允许给定的吸积率。我们将射电源的寿命限制为$\sim 40-70$ Myrs，并将沉积的喷流能量的总量限制为$\sim (2-8) \times 10^{60}$ \，ergs。对X射线数据的详细分析表明，在Abell 1836星系团环境中存在着由扩展的射电瓣驱动的弓形激波，其马赫数为$\sim 2-4$。这一点，加上最近越来越多的证据表明，强大的FRII射电星系可能并不罕见的中心在集群在较高的红移，支持的想法，喷流诱导的冲击加热可能确实发挥了重要作用，在塑造的性质的集群，星系群和星系的形成。我们推测一个可能的偏见，对检测喷气驱动的冲击，在较差的环境中，由于在冲击前的电子加热效率低下，结合一个相对较长的电子-离子平衡时间尺度。
2014-08-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Deep Chandra View of Abell 2597: Bubbles, Shocks, Cold Fueling, and a Plasma Depletion Layer
本研究结合钱德拉深度X射线及多波段存档数据，分析冷核星系团阿贝尔2597的AGN反馈过程，发现反复射电爆发特征与等离子体耗尽层，证实混沌冷吸积支撑自调节反馈循环。
2025-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gas sloshing and cold fronts in pre-merging galaxy cluster Abell 98
我们提出了深钱德拉观测合并前的星系团阿贝尔98。Abell 98是一个复杂的合并系统。虽然北部（A98 N）和中部（A98 S）的子星系团正沿着南北方向合并，但A98 S正在经历一个独立的后期合并，有两个不同的X射线核心。我们报告的气体晃动螺旋在A98 N和A98 S的东部核心检测。我们在A98 N中检测到两个冷锋边缘。在A98 S东核的东向和西核的西向，我们发现了两个更多的表面亮度边缘。我们测量了这些边缘的温度和气体密度，发现东部边缘似乎是一个冷锋，而西部边缘是一个激波锋，马赫数为$\cal{M}$ $\approx$ 1.5。我们探测到与A98 S东核有关的X射线发射的“尾巴”。我们的测量结果表明，在4.2- $σ$的水平上，尾部比周围的气体更冷，这表明尾部是一个冷的核心残余物的一部分，已经被冲压压力剥离。
2022-10-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radio observations of the double-relic galaxy cluster Abell 1240
我们目前的合并星系团阿贝尔1240主机双射电遗迹的LOFAR $120-168$兆赫的图像。结合GMRT $595-629$ MHz和VLA $2-4$ GHz数据，我们表征了无线电发射的光谱和偏振特性。遗迹的光谱指数从它们的外边缘向集群中心变陡，电场矢量近似垂直于遗迹的长轴。这一结果与这些遗迹记录了在合并过程中向外传播的大规模激波的图像是一致的。假设扩散激波加速（DSA），我们得到的激波马赫数$\mathcal{M}=2.4$和$2.3$的北部和南部的冲击，分别。对于$\mathcal{M}\lesssim3$冲击，由于所需的高（$>10$百分比）粒子加速效率，需要预先存在的轻度相对论性电子的数量来解释遗迹的亮度。然而，对于$\mathcal{M}\gtrsim4$冲击，所需的效率分别为$\gtrsim1\%$和$\gtrsim0.5\%$，这对于直接来自热池的冲击加速来说足够低。我们使用分数偏振来约束视角，分别为北震和南震的$\geqslant(53\pm3)^\circ$和$\geqslant(39\pm5)^\circ$。我们没有发现扩散发射的证据在集群的中心区域。如果光环覆盖了遗迹之间的整个区域（$\sim1.8\,\text{Mpc}$），我们的能量上限是$P_\text{1.4 GHz}=(1.4\pm0.6)\times10^{23}\,\text{W}\text{…
2018-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
On the Origin of Diffuse Radio Emission in Abell 85 -- Insights from new GMRT Observations
在星系团中，扩展的、陡峭的和超陡峭的频谱射电辐射通常与最近的合并有关。模拟结果表明，射电凤凰是一种老化的射电星系叶，当低马赫激波压缩它时，它的发射会重新激活。A85在星团中心西南约320 kpc处有一个射电凤凰的教科书例子。我们提出了一个新的高分辨率325兆赫GMRT无线电地图，说明这个无线电凤凰的复杂和附属结构。A85的射电图像首次揭示了射电结构的全部范围。使用存档的\textit{Chandra} X射线观测，我们应用了一个自动的2-D冲击探测器的X射线表面亮度和自适应圆形分箱（ACB）温度图，确认了弓形冲击的无线电凤凰的位置。我们还比较了马赫数的X射线数据与无线电导出的马赫数在同一区域使用多频无线电观测，发现它们是一致的1 $σ$的误差水平。
2022-06-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Linearly Polarized Merger Shock Down to 550 MHz: A uGMRT Study of the Merging Cluster Abell 746
本文利用uGMRT首次在650 MHz低频探测到并合星系团Abell 746射电遗迹的偏振信号，发现单一退偏振模型无法解释观测结果，揭示了遗迹磁场结构的非均匀性。
2025-08-27 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
A Multi-Frequency View of the Radio Phoenix in the Abell 85 Cluster
本文对 Abell 85 星系团中的射电凤凰进行多频研究，通过高分辨率观测发现精细丝状结构并制作分辨光谱指数图，揭示了冲击运动方向与能量注入特征，支持了绝热冲击压缩机制。
2024-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
RXTE Observation of the Non-thermal Emission from the Early Stage Merger in Abell 1750
我们第一次基于观测计算了在结构形成过程中冲击加速中进入宇宙射线质子与宇宙射线电子的能量。我们发现宇宙射线质子的能量与宇宙射线电子的能量之比为0.86。这个值，计算从非热的X射线组件在这里报告的RTXE和费米LAT上限的伽马射线发射，是显着低于理论估计，把大部分的非热能的质子。我们的估计是基于使用3 - 20千电子伏RXTE光谱的非热X射线发射的检测，这表明残余发射没有很好地模拟由一个单一的热组件。添加非热、幂律分量的统计显著性为~ 96%。添加第二热分量的显著性为90%。在等温模型中加入一个包含完整宇宙X射线背景（CXB）涨落的分量是显著的，置信度为92%。两个热分量模型的累积概率为81%，热加幂定律的累积概率为90%。因此，非热发射模型是数据的首选描述。在XMM、Chandra和Suzaku的光谱成像数据中，星团之间的激波加热的证据表明，宇宙射线成分也应该存在，并支持对额外成分的非热解释。测辐射热非热X射线光度为1.6 $\times$ 10 $^{44}$尔格·s $^{-1}$，占0.1 - 100 keV波段总X射线辐射的36%。
2022-07-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Indications of an offset merger in Abell 3667
本研究通过 XMM-Newton 数据重新分析 Abell 3667 的 ICM 分布和视线速度，发现 RG1 涡旋等旋转特征及速度差异，支持偏移并合情景而非正面并合。
2024-06-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Unveiling The Origin of Peculiar Diffuse Radio Emission in Abell 1351
阿贝尔1351是一个巨大的合并星团，拥有一个巨大的射电晕和一个明亮的射电边缘。在本文中，我们提出了有史以来第一次使用GMRT 610 MHz和VLA 1.4 GHz档案数据的频谱分析，并讨论了无线电边缘属性。利用\textit{Chandra}数据，我们报告了在A1351的边缘位置处的激波前缘的第一次尝试性探测，其X射线表面亮度和温度都是不连续的。我们的分析加强了先前的说法，检测到的“边缘”是一个高光度的无线电遗迹。射电遗迹的综合光谱指数为$α= -1.63 \pm 0.33$，射电功率为$P_{1.4 \mathrm{\ GHz}} = 4.46 \pm 0.61\times10^{24}$ W $Hz^{-1}$，最大线性尺寸（LLS）为570 kpc。射电频谱指数图显示激波下游区域变陡。我们的分析有利于这样的情况下，扩散冲击加速（DSA）的粒子是负责的起源的无线电遗迹在强磁场的存在。并在均分条件下对遗迹位置的磁场进行了估算。
2022-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Megaparsec-scale Gas-sloshing Spiral in the Remnant Cool Core Cluster Abell 1763
本文对红移z = 0.231的大质量星系团Abell 1763进行了多波长研究。对19.6 ks钱德拉存档观测的图像分析显示，在团内介质（ICM）中，团簇范围内的螺旋状表面亮度增强。虽然这样的螺旋被理解为形成具有晃动强冷芯（SCC）的簇，但包括螺旋顶点的气体具有中等熵（$\sim$ 110 keV cm $^{2}$）和冷却时间（$\sim$ 6.8 Gyr），表明在整个螺旋形成过程中发生芯破裂。两个由系统中第二和第三等级的星系主导的子星系团沿着一条平行于主星系团ICM的伸长轴的线。这两个子系统似乎都是沿着先前发现的星系团间的灯丝下降的，并且都被认为是负责启动破坏性核心晃动的扰动者的候选者。动力学分析表明，正在发生的相对径向速度为$\sim$ 1800 km s $^{-1}$。Abell 1763星系团中最明亮的星系团具有高的视向速度（v $_{pec}$ $\sim$ 650 km s $^{-1}$），并拥有一个强大的（P $_{1.4}$ $\sim$ 10 $^{26}$ W Hz $^{-1}$）弯曲双叶射电源，可能是由合并中诱导的相对大体积ICM流形成的。SCC破坏的集群合并模型调用低碰撞参量作为核心转换所需的条件。与此相反，在阿贝尔1763年发生的高角动量事件表明，离轴合并在建立非冷核心集群人口比以前假设的发挥更大的作用。
2018-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Shock breakout driven by the remnant of a neutron star binary merger: An X-ray precursor of mergernova emission
一颗旋转速度极快的超大质量中子星（NS）可以从NS-NS双星的合并中幸存下来。这是高度磁化的残余NS的自旋下降将为各向同性合并喷出物提供动力，以产生紫外/光学波段的明亮的合并新星发射。在合并新星之前，NS风和喷出物之间的早期相互作用可以驱动前向激波向外传播到喷出物中。结果，大量的热量可以在激波阵面后面积累，这些热量的最终逃逸可以产生激波爆发发射。我们用半解析模型描述了这种冲击的动力学和热辐射。研究发现，在软X射线中，由于以合并新星发射为先导，在合并后几小时内出现了亮度为$\sim10^{45}~\rm erg~s^{-1}$的尖锐而明亮的爆发发射。因此，这种X射线前体的探测将为识别NS动力的合并新星并将其与放射性动力的合并新星区分开提供确凿的证据（即，kilonovae或macronovae）。NS驱动的合并新星的发现将最终有助于确认由于合并和超大质量NS的存在而产生的引力波信号。
2016-01-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Chandra and XMM-Newton Observations of the Abell 3391/Abell 3395 Intercluster Filament
我们提出了钱德拉和XMM-牛顿X射线观测的阿贝尔3391/阿贝尔3395星系团间灯丝。有人认为，星系团Abell 3395、Abell 3391和位于这两个星系团之间的ESO-161星系团，沿着一条大尺度的星系团间暗条排列。我们发现，灯丝对准接近天空的平面，与以前的结果相反。我们发现了一个全局的投射灯丝温度kT = $4.45_{-0.55}^{+0.89}$ ~keV，电子密度$n_e=1.08^{+0.06}_{-0.05} \times 10^{-4}$ ~cm $^{-3}$，和$M_{\rm gas} = 2.7^{+0.2}_{-0.1} \times 10^{13}$ ~M $_\odot$ .暗条的热力学性质与Abell 3395和Abell 3391的团内介质（ICM）一致，表明暗条的发射主要是由ICM气体主导的，ICM气体在这两个团合并的早期阶段被潮汐破坏.我们目前的温度，密度，熵，和丰度分布在整个灯丝。我们发现，星系群ESO-161可能正在经历冲压压力剥离的低密度环境中的维里半径或附近的两个集群，由于其快速运动通过的灯丝。
2018-02-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Mystery solved: discovery of extended radio emission in the merging galaxy cluster Abell 2146
Abell 2146（$z=0.232$）是一个巨大的星系团，目前正在天空平面上进行壮观的合并，具有子弹状的形态。这是第一个在X射线波长（马赫数$\sim2$）下探测到弓形和上游激波锋面的系统，但在深GMRT 325 MHz观测中未能探测到与星团相关的扩展无线电发射，而这在此类系统中是典型的。我们提出了新的，多配置$1-2$ GHz卡尔G。Jansky甚大阵（VLA）对Abell 2146的观测，共16小时。这些数据首次揭示了与阿贝尔2146相关的扩展（$\approx850$ kpc）微弱射电结构的存在。该结构似乎窝藏多个组件，一个与上游冲击，我们归类为无线电遗物和一个与子集群核心，这是由作为一个无线电晕界定的弓冲击。新检测到的结构具有迄今为止在任何簇中检测到的最低无线电功率（$P_{\rm 1.4 GHz, halo}=2.4\pm0.2\times10^{23}$ W Hz $^{-1}$和$P_{\rm 1.4 GHz, relic}=2.2\pm0.2\times10^{23}$ W Hz $^{-1}$）。晕的通量测量，以及它的形态，也表明晕是最近创建的（$\approx0.3$ Gyr核心通道后），符合集群的动力学状态。这些观测结果表明，升级后的VLA有能力探测到极其微弱和扩展的射电结构。基于这些观测结果，我们预测，未来的射电设施，如平方公里阵列（SKA），应该检测到…
2017-12-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the Particle Acceleration Mechanisms in a Double Radio Relic Galaxy Cluster, Abell 1240
本文利用 Chandra 深度观测研究双射电遗迹星系团 Abell 1240，发现遗迹外缘存在激波前沿，其马赫数低于射电观测值，表明粒子加速以再加速机制为主，且温度剖面更支持库仑碰撞模型。
2024-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Observations of a Pre-Merger Shock in Colliding Clusters of Galaxies
星系团是宇宙中已知的最大的引力束缚结构。当星系团碰撞时，它们会产生宇宙尺度的合并冲击，将星系团气体晕携带的大部分动能转化为热量。对合并冲击的观测提供了合并动力学的关键信息，并使人们能够深入了解大尺度结构的形成和热历史。几乎所有的合并冲击都是在集群已经碰撞的系统中发现的，在合并前阶段的冲击知识是一个关键的缺失因素。在这里，我们报告发现一个独特的冲击在一个集群对1E 2216和1E 2215。这两个集群在主要合并的早期阶段被观察到。与在合并轴上普遍观察到的所有已知的合并激波相反，新的激波沿着合并的赤道面向外传播。这一发现揭示了大质量星系团形成的一个重要时期，当时星系团对的快速接近导致气体沿着合并轴强烈压缩。目前的理论模型预测，大部分的冲击能量可能会消散在星系团之外，并最终转化为星系团周围空间中原始气体的热量。
2019-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Reverse Shocks in the Relativistic Outflows of Gravitational Wave Detected Neutron Star Binary Mergers
伽马射线暴（GRB）的余辉是由于超相对论外流减速时产生的激波的同步辐射。一个正向和一个反向激波将形成，然而，在正向激波的辐射被充分研究作为引力波探测到的中子星合并的潜在对应物的地方，反向激波被忽略了。在这里，我们展示了如何从离轴和结构外流的余辉的反向冲击。在射频的余辉上升中，离轴反向激波将作为增亮特征出现。对于$\sim100$ Mpc的爆发，系统应倾斜于$\lesssim20^\circ$，以便在合并后$\sim0.1-10$天观察到反向激波。对于结构化外流，增强的反向冲击发射的强磁场内的流出是需要的发射在早期的余辉占主导地位。早期对余辉的射电测光可以揭示与中央发动机有关的强磁场的存在。
2019-08-12 astro-ph.HE gr-qc
LOFAR discovery of a double radio halo system in Abell 1758 and radio/X-ray study of the cluster pair
射电晕和射电遗迹是一种弥散的同步辐射源，它们的尺度超过百万分之一秒钟，存在于许多合并的星系团中。它们被认为是由于团内介质（ICM）中的湍流和激波耗散的能量而形成的。然而，产生这些陡峭的同步加速器光谱源的精确物理过程仍然受到很好的约束。本文对双星系团Abell 1758进行了新的LOFAR观测。该系统由A1758 N和A1758 S组成，前者是一个拥有已知巨型射电晕的大质量星系团，后者是一个质量较小的星系团，其弥散射电辐射在这里首次得到证实。我们的观测揭示了A1758 S的射电晕和射电遗迹的候选者，以及沿连接两个系统的桥梁的发射的建议，值得确认。我们结合LOFAR数据与档案VLA和GMRT观测，以约束漫发射的光谱特性。我们还分析了钱德拉天文台的一份深入的观测档案，并利用它来提供A1758 N和A1758 S处于合并前阶段的证据。连接两个系统的桥的ICM温度显示出跳跃，这可能表明在合并的初始阶段产生的横向冲击的存在。
2018-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of a radio bridge in Abell 3667
我们探测到一个非偏振同步辐射的无线电桥，它连接着阿贝尔3667星系团的西北遗迹和它的中心区域。我们使用的数据在2.3 GHz的S波段偏振全天巡天（S-PASS）和3.3 GHz的后续观察，都进行了与帕克斯射电望远镜。这种发射进一步与扩散X射线尾部对齐，并代表了星团内介质湍流和扩散同步辐射之间联系的最令人信服的证据。这是第一次清楚地探测到与外围星团遗迹和X射线散射有关的桥梁。所有的指标都指向同步加速器桥，它与大规模星系团中的一次大合并所产生的激波前沿后面的激波后湍流尾流有关。虽然是通过模拟预测的，但这是第一次检测到这种具有高度意义的发射，并且与确认的冲击路径明显相关。虽然相对论电子的起源仍然是未知的，湍流再加速模型提供了一个自然的解释大规模的发射。电桥的均分磁场强度为B_eq = 2.2 ± 0.3 μG。我们进一步检测到漫发射与集群的中心区域的第一次。
2013-01-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
The structure of cluster merger shocks: turbulent width and the electron heating timescale
我们对Abell 2146星系团合并进行了新的2 Ms Chandra观测，该星系团合并有两个巨大的M~2激波阵面，每个阵面的宽度约为500 kpc。本文首次解决并度量了集群并购冲击的宽度。弓形激波的最佳拟合宽度为17+/-1 kpc，上游激波的最佳拟合宽度为10.7+/-0.3 kpc。如果一个窄的无碰撞激波的光滑形状被局部气体运动所扭曲，那么它在投影上将显得更宽。我们表明，这两个冲击波宽度是一致的，与无碰撞冲击模糊的本地气体运动的290+/-30公里/秒。上游激波比弓形激波形成得晚，因此预计要窄得多。从弓形激波后的电子温度分布，我们测量了电子和离子回到热平衡的时间尺度。我们排除了快速热平衡的电子与冲击加热的离子在6西格玛水平。相反，观察到的温度分布有利于碰撞平衡。对于这些集群合并的冲击，它具有低的音速马赫数和传播通过一个高$β$等离子体，我们没有发现任何证据的电子加热超过绝热压缩产生的。我们的研究结果预计是有效的无碰撞冲击在其他环境中具有类似的参数，并支持现有的图片从太阳风和超新星遗迹。上游激波与这一结果一致，但具有更复杂的结构，包括在激波前约50 kpc的温度增加约2 keV。
2022-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
