MACS J0553.4-3342: A young merging galaxy cluster caught through the eyes of Chandra and HST
本研究利用钱德拉和哈勃存档数据分析年轻并合星系团MACS J0553.4-3342，新识别子团SC2并排除SC0的成员身份，发现尾状结构与冷锋+激波前的双亮度边结构，证实其早型星系均位于红序上。
2017-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weak lensing and spectroscopic analysis of the nearby dissociative merging galaxy cluster Abell 3376
The galaxy cluster Abell~3376 is a nearby (z=0.046) dissociative merging cluster surrounded by two prominent radio relics and showing an X-ray comet-like morphology. The merger system is comprised of the subclusters A3376W & A3376E. Based on new deep multi-wavelength large-field images and published redshifts, we bring new insights about the history of this merger. Despite the difficulty of applying the weak lensing technique at such low redshift, we successfully recovered the mass distribution in the cluster field. Moreover, with the application of a two-body model, we have addressed the dyna…
2017-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intracluster medium of the merging cluster Abell 3395
我们提出了一个详细的成像和光谱分析的合并环境的双峰集群A3395使用X射线和射电观测。星团的X射线图像显示了五个主要的弥散发射成分：A3395 NE，A3395 SW，A3395 NW，A3395 W，以及连接NE和W的细丝。星团的X射线表面亮度剖面没有显示出任何激波锋面。温度和熵图显示了W、NW、暗条以及NE和SW子团之间的高温和高熵区。NE、SW和W分量的X射线辐射光度与富星系团相似，但温度相对较高。同样，西北分量的X射线辐射热光度类似于孤立的群体，但具有更高的温度。因此，有可能星系团的所有组成部分都被正在进行的合并所加热。NE子团是最大质量和最明亮的组成部分，其他子团被发现是引力约束到它。W分量最有可能是一个气体的团块剥离的SW由于冲压压力或一个单独的子团，已合并或正在合并的SW。没有X射线腔被视为与广角尾（WAT）的射电源附近的SW子团的中心。WAT星系射电发射峰的最小能压与外部热压力相当。WAT的射电频谱表明光谱年龄约为1000万年。
2011-09-26 astro-ph.CO
The return of the merging galaxy subclusters of El Gordo?
合并星系团与无线电遗迹提供了罕见的见解合并动力学的遗迹是由暴力合并过程中产生的。我们展示了第一次使用的无线电遗物的属性，以减少动力学变量的不确定性，并确定3D配置的集群合并，ACT-CL J 0102 -4915，绰号El戈多。根据双射电遗迹观测和由冷核运动引起的彗星状气体形态的X射线观测，人们普遍认为El Gordo是在子星系团第一次通过核后不久被观测到的。我们采用了蒙特卡罗模拟研究的三维（3D）的配置和动力学的埃尔戈多。利用射电遗迹的极化率，我们将天空平面和合并轴之间的角度估计约束为$α= 21~{\rm degree} \pm^9_{11}$。我们发现El Gordo的相对3D合并速度在近心处为$2400\pm^{400}_{200}~{\rm km}~{\rm s}^{-1}$。对于外出和返回场景，自近心点起时间的两种可能估计分别为$0.46\pm^{0.09}_{0.16}$ Gyr和$0.91\pm^{0.22}_{0.39}$ Gyr。我们把我们的时间，因为近心的上下文中的估计表明，如果时间平均的冲击波速度近似等于或小于在质心框架中的相应的子集群的近心速度，这两个子集群更有可能是朝着，而不是远离，从对方，后远心。我们比较和对比的合并方案的埃尔戈多与子弹星系团，并表明，这种后期合并的情况下，解释了为什么东南暗物质透镜峰的埃尔戈多是更接近合并中心比东南冷核心。
2015-07-28 astro-ph.CO
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
Chandra observation of two shock fronts in the merging galaxy cluster Abell 2146
我们提出了一个新的钱德拉观测的星系团阿贝尔2146，它揭示了一个复杂的合并系统的气体结构，是非常相似的子弹团（如。Markevitch等人，2002年）。X射线图像和温度图显示了一个冷却的2-3 keV子星系团，带有一个冲压压力剥离的气体尾部，刚刚离开破裂的6-7 keV主星系团。根据气体温度和密度的急剧变化，我们确定子星系团之前有一个弓形激波，其马赫数为马赫数M=2.2+/-0.8，对应于相对于主星系团的速度v=2200^{+1000}-900} km/s。我们估计这个子星系团在0.1-0.3 Gyr前穿过主核。此外，我们观察到一个较慢的上游激波传播通过外部区域的主要集群和计算的马赫数M=1.7+/-0.3。根据测得的激波马赫数M~2和上游激波的强度，我们认为两团合并的质量比在3到4比1之间。通过比较钱德拉观测与档案HST观测，我们发现，一组星系位于前面的X射线子星系团的核心，但最明亮的星系团位于后面的X射线峰。
2010-04-09 astro-ph.CO
Standoff Distance of Bow Shocks in Galaxy Clusters as Proxy for Mach Number
对合并星团的X射线观测提供了许多弓形激波引导合并子星团的例子。虽然激波的马赫数可以用朗肯-雨果尼奥条件从观测到的密度跳跃中估算出来，但它只反映了激波本身的速度，通常不等于下落的子团暗物质晕的速度，也不等于分离两个子团的气态大气的接触不连续的速度。在这里，我们系统地分析额外的信息，可以通过测量的间隔距离，即之间的距离的冲击和接触不连续性，驱动这个冲击的前缘。间隔距离受到许多其他效应的影响，例如（1）主星团的引力（导致下落的子星团加速/减速），（2）主星团中大气的密度和压力梯度，（3）子星团的非球形形状，以及（4）投影效应。前两种效应倾向于使离距偏向同一方向，在合并前（后）阶段推动弓形激波更接近（远离）子团。特别是，在合并后的阶段，激波可能比在均匀介质中以恒定速度运动的物体模型所预测的更远离子集群。这就意味着，将偏离距离与密度/温度跃变的马赫数测量值结合起来，可以提供关于合并的重要信息，例如，区分合并前和合并后阶段。
2018-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Observable Thermal and Kinetic Sunyaev-Zel'dovich Effect in Merging Galaxy Clusters
利用Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）对星系团进行高分辨率成像的出现，为研究团内介质（ICM）的天体物理学提供了一个独特的途径。为了研究星系团合并对分辨率SZE图像的影响，我们使用TreeSPH代码ChaNGa对1.5E15 M_sun绝热星系团进行了高分辨率宇宙学模拟。这个巨大的星系团经历了10：3：1的三重合并，伴随着其综合康普顿-Y的急剧上升，在z = 0.05处达到峰值。通过模拟热SZE（tSZ）和动力学SZE（kSZ）的宇宙微波背景（CMB）在这个红移与相对论修正的光谱失真，我们产生各种模拟图像的集群的频率和分辨率与当前的高分辨率SZE仪器。这两个引力约束的合并子星系团分别占主星系团综合康普顿-Y的10%和1%，并且在我们的模拟图像中可见的背景ICM中具有扩展的合并激波特征。我们表明，沿着某些投影和特定的频率，kSZ CMB强度失真可以占主导地位的tSZ由于大的视线速度的子团气体和独特的频率依赖性，这些影响。我们估计，一个单一的速度假设估计的视线速度的合并子集团从kSZ引起的偏差~ 10%。这种速度偏差相对于观测中的其他不确定性来源来说是很小的，部分原因是由于合并引起的背景ICM中有帮助的整体运动。我们的研究结果表明，高分辨率的SZE观测，最近检测到强大的kSZ信号的合并系统的子集群，可以强大的探测动力学以及热状态的ICM。
2013-04-22 astro-ph.CO
Simulated Analogs of Merging Galaxy Clusters Constrain the Viewing Angle
在解释双峰合并星系团的观测结果时，一个关键的不确定性是子星系团分离矢量和天空平面之间的未知角度。我们提出了一种新的方法来约束这个关键参数。我们在宇宙学n体模拟中发现了观测到的系统的类似物，并量化了它们与观测到的投影分离和子集群之间的相对径向速度相匹配的可能性，作为视角的函数。我们推导出许多观察到的双峰合并，包括子弹团（1 E 0657-558）和埃尔戈多（ACT-CL J 0102 -4915）的视角上的限制。我们还提出了更通用的约束作为投影分离和相对径向速度的函数，这可以用来评估更多的集群，因为它们的信息变得可用。仅从这两个观测量的约束是弱的（通常$\gtrsim 70-75^\circ$在68%置信度和$\gtrsim 55-60^\circ$在95%置信度），但是比经典的定时参数包含更多的宇宙学背景，边缘化子结构的许多实现、特殊速度等。与在NFW晕上实现定时参数的MCMAC代码相比，我们的约束通常预测更接近天空平面的子集群分离向量。这是因为在实际的合并中，子星系团的速度向量并不完全平行于分离向量（即合并并不是完全迎面的）。因此，非零相对径向速度的观测并不排除天空平面中的分离矢量，就像MCMAC采用的迎面定时参数一样。
2018-07-17 astro-ph.CO
Weak-Lensing Characterization of the Dark Matter in 29 Merging Clusters that Exhibit Radio Relics
本研究结合Subaru弱引力透镜、X射线、射电和红移数据分析29个射电遗迹并合星系团，重建暗物质分布并评估质量、并合比与质量峰示踪关系，更新8个黄金星系团样本。
2024-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chandra and XMM-Newton observations of the merging cluster of galaxies PLCK G036.7+14.9
我们介绍了钱德拉-普朗克遗产计划的PLCK G036.7+14.9的钱德拉和XMM-牛顿观测。高分辨率X射线观测揭示了两个紧密的子星系团G 036 N和G 036 S，这是以前的ROSAT，光学或最近的普朗克观测所无法分辨的。我们进行详细的成像和光谱分析，并使用一个简化的模型来研究这个系统的运动学。基本情况是PLCK G036.7+14.9正在经历两个大质量子星系团之间的主要合并（质量比接近1），合并主要沿着视线进行，可能处于早期阶段。G 036 N拥有一个小的中等冷核，而G 036 S在中心40 kpc区域最多只有一个非常弱的冷核。堆芯冷却时间的差异不太可能是由于正在进行的合并破坏了G 036 S中预先存在的冷却堆芯。G 036 N还在中心拥有一个未解决的射电源，如果射电源延伸，可能会加热气体。普朗克导出的质量高于X射线测量的任一子星系团的质量，但低于整个星系团的X射线测量质量，这是因为普朗克没有将PLCK G036.7+14.9分解为子星系团，而是将其解释为单个星系团。这种质量差异可能会导致显着的偏差，质量函数，如果这种以前未解决的系统是常见的普朗克集群样本。高分辨率的X射线观测是必要的，以确定这样的系统的分数，并纠正这种偏差的目的，精确的宇宙学研究。
2015-03-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Multi-wavelength Analysis of the Merging Galaxy Cluster A115
A115是位于$z\sim0.2$的一个合并中的星系团，具有许多显著的特征，包括一个巨大的（$\sim2.5$ Mpc）射电遗迹，两个不对称的X射线峰和拖尾，以及一个特殊的视线速度结构。我们提出了一个多波长的研究A115使用的光学成像数据从斯巴鲁，X射线数据从$Chandra$，和光谱数据从凯克/DEIMOS和MMT/Hectospec仪器。我们的弱透镜分析表明，该集群是由两个子集群的质量中心是在两个BCG的位置（$\lesssim10$“）非常一致。通过模拟A115的两个Navarro-Frenk-White晕的叠加，我们确定了北部和南部子星系团的质量分别为$M_{200}=1.58_{-0.49}^{+0.56}\times 10^{14} \text{M}_{\odot}$和$3.15_{-0.71}^{+0.79}\times 10^{14} \text{M}_{\odot}$。结合这两个晕，我们估计总的集群质量为$M_{200}=6.41_{-1.04}^{+1.08}\times10^{14} \text{M}_{\odot}$在$R_{200}=1.67_{-0.09}^{+0.10}$ Mpc。这些弱透镜质量明显（3-10倍）低于X射线和光谱数据所暗示的质量。我们将这种差异归因于两个子星系团之间的碰撞所引起的引力和流体动力学破坏。
2019-03-05 astro-ph.CO
Extended radio emission in and around the merging cluster A520 as seen by MeerKAT
U.S. Naval Research Laboratory（美国海军研究实验室）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文台）；NASA/Goddard Space Flight Center（NASA/戈达德太空飞行中心）；INAF - Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文研究所）；Università di Roma Tor Vergata（罗马托维加塔大学）；INFN, Sezione di Roma 2, Università di Roma Tor Vergata（意大利国家核物理研究所罗马第二分部，罗马托维加塔大学）
本研究利用MeerKAT观测合并星系团A520，揭示其射电晕、射电尾、射电 relic及射电桥等延展射电辐射特征，为研究合并星系团的宇宙射线再加速等物理机制提供了关键观测证据。
2026-09-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Two merging galaxy clusters with very hot shock fronts observed shortly before pericentric passage
我们对来自XMM- \textit{Newton} X射线存档数据的两个合并簇进行了详细分析：PLCKESZ G036.7+14.9（$z=0.15$ ;以下简称G 036）和PLCK G292.5+22.0（$z=0.30$ ;以下简称G292）。我们注意到，集群内的介质被加热作为合并的结果，我们发现合并冲击的证据在两个子集群晕之间的区域。X射线观测证实，这些系统中的冲击是文献中已知的最热的。根据ICM对温度不连续性的分析，确定G 036和G292的马赫数分别为$M_{\rm G036}=1.3$和$M_{\rm G292}=1.5$。在本文中，对于每个集群，我们提出了一个流体动力学模型的合并作为一个整体，兼容其扩散X射线发射和温度图。模拟结果表明，这两个集群观察前不久，臂间通道。我们的模拟结果表明，G 036系统的合并是在倾角为50 $^{\circ}$（轨道平面和天空平面之间的角度），只有50万年前的近心通道。在G292的情况下，子星系团将在离天空平面（$i=18^{\circ}$）不远的地方合并，并在两个核心碰撞之前观察到150万年。
2019-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
MC^2: Galaxy Imaging and Redshift Analysis of the Merging Cluster CIZA J2242.8+5301
X-ray and radio observations of CIZA J2242.8+5301 suggest that it is a major cluster merger. Despite being well studied in the X-ray, and radio, little has been presented on the cluster structure and dynamics inferred from its galaxy population. We carried out a deep (i<25) broad band imaging survey of the system with Subaru SuprimeCam (g & i bands) and the Canada France Hawaii Telescope (r band) as well as a comprehensive spectroscopic survey of the cluster area (505 redshifts) using Keck DEIMOS. We use this data to perform a comprehensive galaxy/redshift analysis of the system, which is the …
2014-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shock fronts, electron-ion equilibration and ICM transport processes in the merging cluster Abell 2146
本文报道了对合并星系团Abell 2146的400 ksChandra X射线观测。这一深度观测揭示了与主要合并事件相关的详细结构，包括在致密的冲压压力剥离的子集群核心之前的M=2.3+/-0.2弓形激波，以及ICM中第一个已知的上游激波（M=1.6+/-0.1）。通过测量每个冲击波阵面后面的电子温度分布，我们确定了电子种群与冲击加热离子热平衡的时间尺度。我们发现，弓冲击后面的温度分布是一致的库仑碰撞平衡的时间尺度和postshock温度低于预期的即时冲击加热的电子。虽然像子弹团一样，上游激波阵面后面的电子温度比预期的要热，这有利于瞬时加热模型，但这里温度值的不确定性更大，而且有重要的子结构使解释复杂化。我们还测量了每个激波阵面的宽度和子团核前缘的接触不连续性，以研究ICM中输运过程的抑制。上游激波的长度约为440 kpc，但在这个距离上显得非常窄，与平均自由程23+/-5 kpc相比，最佳拟合宽度仅为6^{+5}_{-3} kpc。子星系团核心的前缘也很窄，宽度上限仅为2 kpc，将0.5-2 keV的冷多相气体与约6 keV的冲击加热ICM分离。这个边缘对扩散和传导的强烈抑制表明，在子星系团核心周围可能形成了一个磁性覆盖层。[删节]
2012-02-23 astro-ph.CO
Stirring Up the Pot: Can Cooling Flows In Galaxy Clusters Be Quenched By Gas Sloshing?
星系团的X射线观测揭示了表面亮度和温度的边缘，即所谓的“冷锋”。在具有冷核心的松弛星系团中，这些通常观察到的边缘被解释为核心气体在星系团引力势中“晃动”的证据。这种晃动可以通过将来自簇外围的热气体与冷的核心气体混合来向簇核心提供热源。使用高分辨率的$N$体/欧拉流体动力学模拟，我们模拟气体晃动的星系团发起的合并与子集群。模拟包括合并的情况下，充满气体和无气体的子集群。还探讨了改变簇内介质粘度的影响。我们发现，晃动可以促进热量流入集群核心，只要有足够强的扰动。在绝热模拟中，我们发现晃动可以提高近一个数量级的最强的情况下，集群核心的熵地板。如果ICM是粘性的，则具有不同熵的气体的混合减少，因此到核心的热通量减少。在包括辐射冷却的模拟中，我们发现，虽然最终冷却流的发展，晃动可以防止显着积累的冷气体在核心的时间上的顺序陀螺仪的小扰动和几个陀螺仪的大的。如果与合并子团的反复相遇维持中心核心气体的晃动，这一过程可以为核心提供相对稳定的热源，这有助于防止显着的冷却流。
2011-01-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Resolving observable features of galaxy cluster merger 'El Gordo' using idealized cluster models in SPH simulations
利用光滑粒子流体动力学（SPH）方法研究了两个星系团合并形成大质量星系团“El Gordo”的过程。理想化的集群模型被用来初始化合并前的两个子集群的状态，假设常用的Navarro-Frenk-White（NFW）的暗物质（DM）的密度分布和解决流体静力平衡方程的$β$ -模型与$β$ = 0.6，以获得气体密度分布。通过改变两个合并子团的碰撞参量（P）和零能轨道分数（$ε$）来限制参数值的空间，从而得到X射线光度、Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应和DM密度的投影，这些投影与“El Gordo”的观测特征有很好的相关性。我们能够再现显着的尾流特征，在X射线观测中看到的，尾随后的第二（子弹）子集群，以及组合集群的粗略形状与P ~ 800 kpc和$ε$ = 0.6，这证实了先前的模拟结果，支持离轴，高速碰撞的合并方案。我们认为，在这种合并的情况下，两个子集群的质量中心之间的大分离距离可以通过找到一个更好的适合理想化的子集群模型中的其他参数来解决。
2017-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
MC$^2$: Multi-wavelength and dynamical analysis of the merging galaxy cluster ZwCl 0008.8+5215: An older and less massive Bullet Cluster
我们分析了一个丰富的数据集，包括斯巴鲁/SuprimeCam，HST/ACS和WFC 3，Keck/DEIMOS，钱德拉/ACIS-I，和JVLA/C和D阵列的合并星系团ZwCl 0008.8+5215。联合斯巴鲁/HST弱引力透镜分析，我们确定了两个占主导地位的子集群，并估计质量为M $_{200}=\text{5.7}^{+\text{2.8}}_{-\text{1.8}}\times\text{10}^{\text{14}}\,\text{M}_{\odot}$和1.2 $^{+\text{1.4}}_{-\text{0.6}}\times10^{14}$ M $_{\odot}$。我们估计这两个子星系团之间的预计距离为924 $^{+\text{243}}_{-\text{206}}$ kpc。我们进行聚类分析确认的星系团成员星系，并估计两个子团之间的视线速度差为92 $\pm$ 164公里秒$^{-\text{1}}$。我们进一步激励，讨论和分析合并的情况下，通过分析的42 ks的钱德拉/ACIS-I和JVLA/C和D偏振数据。X射线表面亮度剖面显示了一个让人想起子弹星系团的残留核心。在0.5-7.0 keV波段的X射线光度为1.7 $\pm$ 0.1 $\times$ 10 $^{\text{44}}$ erg s $^{-\text{1}}$，X射线温度为4.90 $…
2017-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep Chandra observations of merging galaxy cluster ZwCl 2341+0000
在过去的十年里，关于合并星系团中X射线激波和射电遗迹联系的知识在观测和理论方面都得到了极大的扩展。ZwCl 2341+0000是一个双遗迹合并的星系团;先前的研究表明，S遗迹的一半与X射线表面亮度不连续有关，而另一半则没有。这种不连续性被认为是一个冲击波阵面。因此，这是一个神秘的情况下，只有部分冲击遗迹连接。利用206.5ks深的Chandra观测资料，我们的目标是研究S不连续的性质。同时，我们的目标是探索新的形态和化学特征。此外，我们利用GMRT和JVLA图像计算无线电频谱指数（SI）地图。在深层观测中，以前报道的S表面亮度不连续性更好地描述为斜率的急剧变化或扭结，这可能是由S子团的破裂核心造成的。射电SI图显示S遗迹东南边缘的频谱变平，表明冲击波阵面的位置距离扭结640 kpc。基于注入SI，我们将S和N射电遗迹的射电激波马赫数分别更新为$2.2\pm0.1$和$2.4\pm0.4$。我们还把S激波的X射线马赫数的3 σ下限定为>1.6。同时，深部观测表明，N亚团呈完美的圆锥形，两侧各有一个约400 kpc的线性冷锋。这种类型的圆锥形子集群已经通过模拟预测，但在这里是第一次观察到。它代表了钝体冷锋和弹弓冷锋之间的过渡阶段。引人注目的是，我们发现了一个400 kpc长的气体尾迹连接到圆锥体的顶点，这可能是由于气体剥离。此外，在星团的西南翼还发现了一个超压热区。
2021-10-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Simulations of the merging galaxy cluster Abell 3376
观测到的星系团经常表现出X射线形态，暗示着最近与一个正在坠落的子星系团的相互作用。阿贝尔3376是一个邻近的大质量星系团（z=0.046），其子弹状的X射线发射表明它可能经历了最近的碰撞。它显示出一对Mpc尺度的射电遗迹，其最亮的星系团位于距离X射线发射峰值970 h_70^-1 kpc的地方，那里是第二亮的星系。我们试图恢复Abell 3376的动力学历史。我们使用SPH代码Gadget-2进行了一组N体绝热流体动力学模拟。这些模拟的二进制集群碰撞的目的是探索可能的初始配置的参数空间。通过尝试匹配X射线的形态，温度，维里质量和X射线光度，我们设置近似的约束条件的一些合并参数。我们最好的模型表明，碰撞的质量比在1/6-1/8的范围内的集群，并具有中心气体密度的四倍以上的主集群的子集群。最好是具有小碰撞参量（b<150 kpc）的型号（如有）。我们估计Abell 3376在通过核心后大约0.5 Gyr被观测到，并且碰撞轴相对于天空平面倾斜i~40度。下落的子团驱动超音速激波，传播速度几乎为2600 km/s，这意味着马赫数高达M~4;但我们表明，由于投影效应，它将被低估为M~3。
2013-01-18 astro-ph.CO
The extreme Disturbed Galaxy Cluster Sample (eDGeS): Spectroscopy and Dynamical Analysis of the eROSITA-Selected Merging Galaxy Cluster Candidate 1eRASS J025859.4-193727
University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）；International Gemini Observatory, NSF NOIRLab（国际双子座天文台，NSF NOIRLab）；Cerro Tololo Inter-American Observatory, NSF NOIRLab（塞罗托洛洛美洲际天文台，NSF NOIRLab）；Observatório Nacional (ON/MCTI)（国家天文台（ON/MCTI））；Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马普地外物理研究所）
本研究对eROSITA选出的并合星系团候选体1eRASS J025859.4-193727进行光谱与动力学分析，确认51个成员星系，测量其速度弥散度和动力学质量，并结合子团分布与相空间证据推断其为天空平面内的并合事件。
2026-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dynamical state of RXCJ1230.7+3439: a multi-substructured merging galaxy cluster
利用3.6 m TNG望远镜获得的93个新的星系光谱红移和SDSS DR 16公开数据，分析了z=0.332的星系团RXCJ 1230.7 +3439的运动学和动力学状态。我们发现，RXCJ 1230出现在红移空间中的一个明显的孤立峰，与全球的视线速度色散$1004_{-122}^{+147}$ km s $^{-1}$，并显示出一个非常复杂的结构与三个子集群的存在。我们的分析证实，检测到的三个子结构是在合并前的阶段，在那里的主要相互作用发生在西南subclump。我们计算的速度色散$σ_\textrm{v} \sim 1000$和$σ_\textrm{v} \sim 800$公里的$^{-1}$的主集群和西南子结构，分别。中心主体和西南子结构在LOS速度上相差$\sim 870$ km s $^{-1}$。从这些数据中，我们估计的动力学质量$M_{200}= 9.0 \pm 1.5 \times 10^{14}$ M $_{\odot}$和$4.4 \pm 3.3 \times 10^{14}$ M $_{\odot}$的RXCJ 1230主体和西南集群，分别，这表明，集群将遭受合并的特点是2：1的质量比的影响。我们解决了这种相互作用的两体问题，并发现最有可能的解决方案表明，合并轴几乎包含在天空的平面和子集群将充分互动$\sim0.3$陀螺仪。动力学质量和来自X射线数据之间的比较…
2022-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Search for gas bulk motions in eight nearby clusters of galaxies with Suzaku
为了寻找团内介质的整体运动，我们分析了朱雀卫星拍摄的X射线光谱，并测量了附近8个具有不同X射线形态的星系团的Fe-K线发射的多普勒频移。在半人马座和英仙座星系团的核心，气体的体积速度不超过声速，这证实了以前的研究结果。对于半人马座45子星系团，我们发现相对于半人马座核心的径向速度<780 km·s^-1，明显小于3.9 sigma水平上光学波段的观测值，这表明由于子星系团合并，气体和星系沿视线的分布存在偏移。在A2199、A2142、A3667和A133中，没有检测到明显的整体运动，这表明径向速度的上限为3000-4000 km·s^-1。在冷核星系团A2029的中心附近和合并星系团A2255的子星系团中发现了超过仪器校准不确定度的大体积速度的迹象，这表明非热压力的支持在估计合并星系团和松弛星系团的总引力质量时不可忽略。然而，为了提高检测的重要性，需要通过后续观察进行进一步检查。目前的研究提供了一个试点调查之前，未来的高分辨率光谱与ASTRO-H，预计将发挥关键作用，揭示动态演化的集群。
2015-11-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
MC$^2$: Subaru and Hubble Space Telescope Weak-Lensing Analysis of the Double Radio Relic Galaxy Cluster PLCK G287.0+32.9
PLCK~G287.0+32.9（$z=0.385$）是普朗克太阳能巡天的第二个最重要的发现，拥有两个同样明亮的射电遗迹和一个射电晕。一个射电遗迹位于X射线峰西北$\sim 400$ kpc处，另一个$\sim 2.8$ Mpc位于东南。这一巨大差异表明，需要一个复杂的合并方案。合并场景重建的一个关键缺失难题是高分辨率下的暗物质分布。我们提出了一个联合斯巴鲁望远镜和{ \it哈勃太空望远镜}弱透镜分析的集群。我们的分析表明，质量分布特征四个显着的子结构。在子结构中，质量为$M_{200\text{c}}=1.59^{+0.25}_{-0.22}\times 10^{15} \ h^{-1}_{70} \ \text{M}_{\odot}$的初级簇支配弱透镜信号。这个星系团可能正在与一个（或多个）质量大约低10倍的子星系团合并。一个候选者是位于东南$\sim 400$千秒差距的质量$M_{200\text{c}}=1.16^{+0.15}_{-0.13}\times 10^{14} \ h^{-1}_{70} \ \text{M}_{\odot}$的子集群。这个子星系团的位置表明，它与主星系团的相互作用可能是西北射电遗迹的来源。另一个子簇是检测到的$\sim 2$ Mpc的质量$M_{200\text{c}}=1.68^{+0.22}_{-0.20}\times 10^{14} \ …
2017-11-17 astro-ph.CO
Substructures within Substructures in the Complex Post-Merging System A514 Unveiled by High-Resolution Magellan/Megacam Weak Lensing
研究利用高分辨率 Magellan/Megacam 弱透镜数据重建 A514 质量分布，发现 NW、SE 两个子星系团各自再分裂为双峰暗物质子结构，并据此推断其经历偏心碰撞。
2024-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Linear Structures in the Core of the Coma Cluster of Galaxies
在星系团中的热X射线发射等离子体被预测为具有湍流运动，其可以贡献星系团中心能量密度的约10%。我们报告深钱德拉X射线天文台观测后发座星系团核心，显示存在准线性高密度臂跨越150千秒差距，组成的低熵物质可能剥离合并子集团。其中两个似乎与一个半径为650千秒差距的星系群有关，这个星系群正在合并到星系团中，这意味着它的相干性超过了几百万年。如此长的寿命意味着强各向同性湍流和传导被抑制在核心中，尽管团簇的非松弛状态。可能是磁场造成的。在昏迷中看到的结构目前洞察过去的陀螺仪的子集群合并活动。
2013-09-19 astro-ph.CO
Merger Hydrodynamics of the Luminous Cluster RXJ1347.5-1145
我们提出了一个复杂的气体流体动力学的X射线发光星系团RXJ 1347.5 -1145陷入合并的行为与一个子集群的东南使用组合$186$ KS钱德拉曝光，$2.5$倍大于以前的分析。主星系团拥有一个晃动的冷锋螺旋，由四个表面亮度边缘跟踪，从主中心主导星系向西是$5.^{\prime \prime}85^{+0.04}_{-0.03}$，向东南是$7.^{\prime \prime}10^{+0.07}_{-0.03}$，向东是$11.^{\prime \prime}5^{+1.3}_{-1.2}$，向东北是$16.^{\prime \prime}7^{+0.3}_{-0.5}$，这表明合并是在天空的平面上。我们测量了这些边缘的温度和密度比，证实它们是晃动的冷锋。我们观测到子星系团的东部边缘，确认观测到的子星系团正以顺时针方向从西南向东北移动。我们测量了$1.38^{+0.16}_{-0.15}$的激波密度对比，并推断出马赫数$1.25\pm0.08$和激波速度$2810^{+210}_{-240}$ km s $^{-1}$。温度和熵图显示，低温、低熵的气体在子星系团的西南尾部，与核心破碎相一致。模拟表明，在顺时针轨道上的天空平面上的扰动将产生逆时针缠绕的晃动螺旋，与观察到的相反。对这种差异最令人信服的解决方案是，观测到的东南部子星系团是在其第一次通过时，在顺时针方向下降时冲击加热气…
2016-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Merging Cluster Collaboration: Optical and Spectroscopic Survey of a Radio-Selected Sample of Twenty Nine Merging Galaxy Clusters
对合并中的星系团进行多波段光度测量和多物体光谱测量，可以确定组成暗物质和星系群分布的特征，限制合并中的子星系团的动力学，并了解成员星系的星系演化。我们提出了深刻的光度观测斯巴鲁/SuprimeCam和目录的$\sim$ 5400光谱集群成员从凯克/DEIMOS跨29个合并的星系团的红移范围从$z=0.07$到$0.55$。汇编的基础上存在的无线电遗迹，突出集群规模的碰撞冲击集群内介质。与光谱和光度信息一起，相应合并事件的速度、时间尺度和几何形状可以被严格约束。在这个初步的分析中，29个星团中的28个星团的速度分布被证明是很好的拟合单高斯。这表明射电遗迹合并主要发生在视线的横向和/或远心附近。在本文中，我们提出了我们的光学和光谱调查，初步结果，并讨论了无线电遗迹合并的价值，为发展精确的动力学模型，每个系统。
2017-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Studying the merging cluster Abell 3266 with eROSITA
阿贝尔3266是天空中X射线最亮的星系团之一，也是一个著名的合并系统。利用SRG（Spectrum Röntgen Gamma）上的eROSITA望远镜观测宽视场的能力，我们分析了半径为R_200的星团的新观测结果。X射线图像突出了集群中存在的子结构，包括之前ASCA，Chandra和XMM-Newton数据中看到的东北-西南合并，西北方向的合并组，以及核心与西部的一个或多个组之间的附属结构。我们计算空间分辨光谱图的热力学性质的集群，包括金属丰度。合并的子集群被视为集群内的低熵物质。这些星系结构可能是活动星系核强烈爆发的边缘，或者很可能是西部星系群穿过星系团核心时剥离的物质。从两个方向看，在半径为1.1 Mpc处有一个压力跃变，这与马赫数为~1.5-1.7的激波是一致的。eROSITA数据证实，该集群不是一个简单的合并系统，而是由几个正在合并或即将合并的子集群组成。我们从eROSITA数据中计算了流体静力学质量，发现与以前的XMM-牛顿结果非常一致。有了这个指向，我们发现了几个扩展源，其中七个在z=0.36-1.0之间找到了安全的关联，这是背景星系群和星系团，突出了eROSITA发现此类系统的能力。
2021-10-05 astro-ph.CO
X-ray Observations of Complex Temperature Structure in the Cool-core cluster Abell 85
利用X射线观测研究了冷核星系团Abell 85的复杂温度结构。温度特征可以提供合并事件的证据，这些合并事件使星团内的气体受到冲击加热。根据\textit{Chandra}和\textit{XMM-Newton}观察结果绘制温度图。新的长曝光\textit{XMM}观测和改进的温度图分箱技术相结合，产生了迄今为止A85的最高保真度温度图。在\textit{Chandra}和\textit{XMM}的温度图中，在南部和西南部的子星系团附近都检测到了热区。这些结构的存在意味着A85没有松弛。热区域可能表明存在冲击。热点位置的马赫数估计为$\sim$ 1.9。观测效应往往会系统地减少温度跃变，因此测得的马赫数可能会被低估。这两张温度图都没有显示出在西南子星团附近假定的射电遗迹附近有地震的证据。然而，不能排除弱冲击的存在。这两种仪器测得的温度之间存在矛盾。
2014-05-09 astro-ph.CO
Dynamics of Merging Galaxy Clusters from Simulated Analogs
合并的星系团可能提供了一个独特的窗口，了解暗物质的行为和成员星系的演化。为了解释这些自然对撞机实验，我们必须考虑自近心点通过（TSP）以来已经过去了多少时间，合并子团的最大相对速度，合并阶段（在第一个近心点后出站或返回第二个近心点），以及其他无法直接观察到的动力学参数。这些量通常是从分阶段模拟或分析时间参数推断出来的，这些参数既不包括子结构、大尺度结构，也不包括宇宙学意义上的碰撞参量范围。我们包括所有这些影响，从模拟系统中提取动力学参数的宇宙学n体模拟，我们提出了11个观察到的系统的约束。TSP和视角，我们得到的是一致的，与那些阶段的流体动力学模拟，但我们发现较低的最大速度。分析MCMAC方法相比，我们发现较低的TSP，和视角，把分离矢量更接近天空的平面，我们把这归因于零近心距离的MCMAC假设。我们讨论了潜在的扩展的基本模拟方法以及方法之间的互补性。
2019-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Multi-wavelength Study of the Sunyaev-Zel'dovich Effect in the Triple-Merger Cluster MACS J0717.5+3745 with MUSTANG and Bolocam
我们在MACSJ0717.5+3745中提出了Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）的90，140和268 GHz亚弧分分辨率成像。我们的90 GHz SZE数据使用MUSTANG在13”分辨率下产生灵敏的34 uJy/bm地图。我们的140和268 GHz的SZE成像，分辨率分别为58”和31”，灵敏度分别为1.8和3.3mJy/束。我们比较这些地图的2维压力图来自钱德拉X射线观测。我们的MUSTANG数据证实了钱德拉先前的指示，即由于冲击加热，> 20 keV的气体紧邻低频无线电地图中看到的扩展无线电发射而导致压力增强。MUSTANG数据还检测到压力子结构，这是没有很好地约束的X射线数据在合并子集群的残余核心。我们发现，在MUSTANG数据的小尺度压力增强量的~2%的总压力测量的140 GHz的Bolocam观测。X射线模板在更大的尺度上也不能准确地描述Bolocam的数据，特别是在一个已知具有高视线光学速度（~ 3200 km/s）的子星系团的位置。当我们添加一个额外的组件时，我们的Bolocam数据得到了充分的描述-不是由热SZE光谱描述的-与这个子集群一致。使用从我们的模型拟合中提取的通量密度，并在该区域的温度约束下边缘化，我们将热+动力学SZE谱拟合到我们的数据中，并发现该子星系团具有最佳拟合的视线固有速度3600+3440/-2160 km/s。这与子星系…
2019-12-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Sloshing of Galaxy Cluster Core Plasma in the Presence of Self-Interacting Dark Matter
在松弛星系团的核心中，冷气体的“晃动”是一种普遍的现象，在这些系统的X射线观测中存在螺旋形的“冷锋”就是证明。在模拟中，这些冷气体流很容易通过星团核心与小的子星团的相互作用形成，这是由于冷气体与暗物质（DM）的分离，由于它们的碰撞性明显不同。在这项工作中，我们使用数值模拟研究的影响，增加DM碰撞晃动冷锋在冷核心集群。对于孤立的团簇，通过自相互作用形成平坦的DM核心导致核心气体的适度绝热膨胀和冷却。在合并模拟中，冷锋的形成方式与以前的模拟相同，但核心区域的平坦势使气体能够在初始阶段膨胀到更大的半径。在下沉时，子星系团的DM质量通过碰撞而减少，从而减少了它对核心的影响。因此，晃动气体移动较慢，相对于DM截面为零的模拟，抑制了流体不稳定性的增长。这也抑制了湍流混合和否则将导致的熵的增加。对于横截面$σ/m > 1$的值，亚团簇不会作为自重力结构持续超过两个核心通道。此外，在晃动期间，X射线发射率和热Sunyaev-Zeldovich效应信号中的峰值之间的分离可能会对DM自相互作用产生约束。
2019-01-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cool-Core Destruction in Merging Clusters with AGN Feedback and Radiative Cooling
National Taiwan University（台湾大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；National Tsing Hua University（清华大学）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密松天体物理中心）；University of Modena and Reggio Emilia（摩德纳和雷焦艾米利亚大学）
研究通过三维模拟探讨AGN反馈和辐射冷却对银河团块中CC破坏的影响，发现AGN反馈在调节合并团块中至关重要，不同合并参数下CC/NCC转变机制各异。
2026-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merger Signatures in the Galaxy Cluster Abell 98
本文介绍了对Abell 98（A98）的Chandra和XMM-Newton观测结果。Abell 98是一个星系团，由三个主要部分组成：北面相对较亮的子团（A98 N）、南面受扰动的子团（A98 S）和南面较暗的子团（A98 SS）。我们发现A98 N表面亮度和温度不对称的证据与南部的冲击加热区一致，这可能是由A98 N和A98 S之间的早期合并造成的。需要更深入的观察来证实这一结果。我们还发现，A98 S有一个不对称的核心温度结构，可能是由于一个单独的正在进行的合并。这方面的证据也可以在光学数据中看到。A98 S拥有一个由中央活动星系核（AGN）提供动力的广角尾（WAT）射电源。我们发现的证据表明，在集群内介质（ICM）已被疏散的射电叶之一，这表明活动星系核的反馈是在这个系统中运行。在非冷核心团簇中的空洞的例子相对较少。这三个子星系团在投影中沿着一条线，表明存在一个大规模的灯丝。我们观察到沿灯丝A98 N和A98 S之间的发射，和表面亮度剖面显示的子集群扩展的气体晕的重叠一致的发射。我们发现，这个区域的温度是一致的气体的温度在类似的半径以外的桥梁区域。最后，我们使用光学数据来研究团簇动力学。我们得出结论，A98 N和A98 S可能彼此结合，概率为67%，而A98 S和A98 SS在高显著性水平下不结合。
2014-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weak-Lensing Analysis of the Galaxy Cluster Abell 85: Constraints on the Merger Scenarios of Its Southern Subcluster
Seoul National University（首尔大学）；Duke University（杜克大学）；Yonsei University（延世大学）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）
通过弱引力透镜分析研究阿贝尔85星系团的组装历史，确定其南侧子团的质量比，揭示其正在进行的合并过程。
2026-04-22 astro-ph.CO
Merging Cluster Collaboration: A Panchromatic Atlas of Radio Relic Mergers
Golovich et al. 2017 b展示了对29个射电遗迹合并星系团的光学成像和光谱调查。在本文中，我们研究这项调查，以确定子结构和量化的动态合并。使用相结合的光度和光谱的方法，我们确定在每个系统中的子结构的最小数量来描述星系的人口和估计的视线之间的速度差异可能合并的子集群。我们发现，合并的视线速度分量通常是小的相比，最大的三维相对速度（通常$<1000$公里的$^{-1}$，往往与零一致）。这表明，这些系统的合并轴通常在或接近天空的平面，与磁流体动力学模拟的结果相匹配。在29个系统中的28个系统中，我们确定了与射电遗迹对齐的星系群中的子结构，并推测了相关的合并引起的冲击。从这个合奏，我们确定了八个系统，包括在一个“黄金”样本，这是进一步观察，建模和模拟研究的主要。额外的论文将呈现弱透镜质量图和每个合并系统的动力学建模，最终导致对宇宙中一些最大尺度的广泛天体物理现象的新见解。
2018-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
A giant radio halo in the cool core cluster CL1821+643
巨型射电晕是在某些正在合并的星系团中发现的百万pc大小的源。同步辐射电子被认为是由两个大质量团簇合并引起的等离子体湍流加速的。冷核星系团有一个低温的核心，这可能表明最近没有发生重大的合并。CL1821+643是迄今为止已知的最强冷核星系团之一。令人惊讶的是，我们发现一个巨大的无线电晕的最大线性尺寸为$\sim$ 1.1兆秒差距。我们讨论了集群的无线电和X射线性质的框架内提出的巨型无线电晕模型。如果一个合并是导致无线电发射，尽管存在一个冷的核心，我们建议它应该离轴，或在早期阶段，或一个小的。
2014-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Lack of Evidence for Global Ram-pressure Induced Star Formation in the Merging Cluster Abell 3266
我们选择Abell 3266来寻找冲压压力引起的恒星形成作为合并星系团的一个整体性质。Abell 3266（z = 0.0594）是一个高质量的星团，具有高速色散，在视线附近有一个下落的子星团，以及一个强烈的激波阵面。这些现象都有助于使Abell 3266成为观察RPS诱导恒星形成的全球效应的最佳星团。使用档案X射线观测和公布的光学数据，我们互相关的光谱特性（[OII，H $β$ ]），指示星暴和后星暴，分别与冲压压力，$ρ$ v $^{2}$，从X射线和光学数据计算。我们发现，后星暴星系，被归类为E+A，发生在这个合并集群比后发座星系团的频率更高，并在中等红移星系团的速度相当。这与由于合并而增加的恒星形成一致。然而，星暴和星暴后的星系都同样可能处于低或高的冲压压力环境中。从这一结果我们推断，星暴阶段的持续时间必须是非常短暂的，因此：（1）在任何时候，只有一小部分的星系在一个高冲压压力的环境中表现出这种效果，（2）大多数后星暴星系是在一个低冲压压力的环境中，由于他们在集群中的持续轨道运动。
2021-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Infalling groups and galaxy transformations in the cluster A2142
我们研究星系的人口和丰富的星系团A2142中可能的合并子结构的搜索。正常的混合物模型揭示了A2142中几个正在下沉的星系群和子星系团。投影相空间图被用来分析星系团的动力学，并研究星系团和子星系团中各种星系群的分布。星系团、超星系团、BCGs和一个下沉的子星系团排成一行。它们的方向与星团的射电和X射线晕的排列有关。在主星系团中心距离为$0.5~h^{-1}Mpc$的星系团中，恒星星族（中位年龄为$10 - 11$ ~Gyrs）比在较大的星系团中心距离的星系更老。恒星形成和最近熄灭的星系大多位于星系团中心距离为$D_{\mathrm{c}} \approx 1.8~h^{-1}Mpc$的落区，那里星系恒星星族的年龄中值约为$2$ ~Gyrs。A2142中的银河系比其他富星系群中的星系有更大的恒星质量，更低的恒星形成率和更红的颜色。落星系团和子星系团的总质量是$M \approx 6\times10^{14}h^{-1}M_\odot$，大约是星系团质量的一半，足以让星系团从红移$z = 0.5$（半质量历元）到现在的质量增长。星团A2142可能是由过去和现在的合并和内凹星系团形成的，主要沿着超星团轴。星系团的合并导致了复杂的射电和X射线结构，并影响了星系团中星系的性质，特别是在星系团的陷落区。解释A2142和其他星系群和星系团的星系数量、质量和丰富度之间的差异，可能会让我们更好地了解丰…
2017-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weak Lensing Results of the Merging Cluster A1758
在这里，我们提出了A1758的弱透镜效应的结果，这是已知的，包括四个子集群经历两个独立的合并，A1758 N和A1758 S。A1758 N的弱透镜效应结果与之前对1 E0657 -558（子弹星系团）和MACS J0025.4-1222的弱透镜效应结果一致，后者的X射线气体成分被发现与其星系团的引力势在很大程度上分离。A1758 N的几何结构与先前公布的合并不同，因为它的一个X射线峰覆盖了相应的引力势，而另一个X射线峰与它的星系团的引力势分离得很好。两个北星系团的弱透镜质量峰在2.5 σ水平上分离。我们估计A1758 N星系团的总质量为2.2+/-0.5 10 ^15 M_sun，r_200=2300（+100/-130）kpc。我们还检测到七个强透镜候选者，其中两个可能提供的信息，将提高质量测量的A1758 N。
2011-11-30 astro-ph.CO
Mass Estimation of Merging Galaxy Clusters
利用$N$ -体+流体动力学模拟数据研究了合并对星系团质量估计的影响。我们从这些数据中估计维里质量，并将其与实际质量进行比较。当较小子星系团的质量大于较大子星系团的四分之一时，维里质量可以大于实质量的两倍。由于成员星系速度分布的各向异性，结果强烈依赖于观测方向。我们还从模拟数据中得到了X射线表面亮度图和类光谱温度图。质量分布估计从这些数据的假设流体静力平衡。在一般情况下，质量估计与X射线数据给我们更好的结果比维里质量估计。对观测方向的依赖性比维里质量估计的情况要弱。当沿碰撞轴观察系统时，投影质量往往被低估。当维里和/或X射线质量与引力透镜结果相比较时，这一事实尤其值得注意。
2010-04-19 astro-ph.CO
Dark-matter halo mergers as a fertile environment for low-mass Population III star formation
虽然第三星族恒星通常被认为是大质量的，但当气体的冷却特别增强时，可能存在通往低质量Pop III恒星的路径。一个可能的途径是在暗物质晕合并过程中增强HD冷却。合并可以导致高电离度，催化HD分子的形成，并且可以将气体冷却到宇宙微波背景（CMB）温度。在本文中，我们调查合并的质量为几个10 $^5$ M $_\odot$的迷你晕，并探讨这种情况下的可行性。我们进行了三维宇宙流体动力学计算与ENZO代码，解决了热和化学演化的气体采用天体化学包KROME。我们的研究结果表明，HD的丰度增加了两个数量级相比，没有合并的情况下，晕冷却到$\sim$ 60 K触发碎裂。根据金斯的估计，预期的恒星质量约为10 M $_\odot$。我们的研究结果表明，合并的情况下是一个潜在的途径，形成低质量的恒星。
2014-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A study of cool core resiliency and entropy mixing in simulations of galaxy cluster mergers
我们提出了一套二进制合并集群模拟的结果。流体动力学集群模拟采用平滑粒子流体动力学（SPH）制定的梯度误差大大减少，通过积分的方法。我们考虑绝热以及辐射模拟，其中我们包括气体冷却，恒星形成和能量反馈超新星。我们探讨合并的热力学结构上的最后合并残留物的团内气体的影响。特别是，我们研究了如何核心熵的合并过程中产生的初始冷却核心配置文件对中断和稳定性。为此，我们考虑了一系列的初始质量比和碰撞参量。我们的绝热合并模拟的最终熵分布与以前的发现（ZuHone 2011）非常一致，所有初始合并设置都破坏了冷核。对于等质量的离轴合并，我们发现，一个显着的贡献，最终的主核心熵是由于旋转运动，这是由潮汐扭矩引起的第一近心通道期间产生的流体动力学不稳定性。在辐射模拟中，冷核对加热过程更具弹性;尽管如此，它们只有在质量非常不相等的离轴合并的情况下才能保持其完整性。我们认为，这些结果是强大的气体物理模拟的变化，特别是包含AGN热反馈。我们的研究结果支持这样的观点，即观察到的核心集群形态自然出现在合并集群的背景下，并得出结论，合并角动量是一个关键参数，在塑造最终合并残留物的物理性质。
2021-05-11 astro-ph.CO
Probing the Curious Case of a Galaxy Cluster Merger in Abell 115 with High Fidelity Chandra X-ray Temperature and Radio Maps
我们提出的合并星系团阿贝尔115的X射线和无线电研究的结果。我们使用全套的5钱德拉观测A115的日期（360 ks总积分），以构建高保真度的温度和表面亮度地图。我们还研究了在1.5 GHz的甚大阵列和在0.6 GHz的巨型米波射电望远镜的无线电数据。我们认为，高的X射线光谱温度之间的子集群的结果驱动到集群内介质的弓激波的相互作用的子集群相对于彼此的运动。我们已经确定了形态相似的情况下，恩佐数值N体/流体动力学模拟的星系团在宇宙学的背景下。此外，A115中的巨型射电遗迹特征，具有弧形结构和相对平坦的光谱指数，可能与其他大质量星系团中与冲击波相关的巨型射电遗迹一致。我们提出了一个动力学的方案，是一致的结构的X射线气体，集群之间的热区，和无线电遗迹功能。
2018-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
A LOFAR study of non-merging massive galaxy clusters
在合并和非合并的星系团中都观测到了位于中心的弥散射电辐射。根据它们的形态和大小，我们区分巨型射电晕，这主要发生在合并集群，和迷你晕，这是在非合并，冷核集群。需要进行低频灵敏观测，以评估在这少数几个案例中发现的辐射在星系团中是否普遍存在。为此，我们进行了一项活动的观测与低频ARay（LOFAR）的频率范围120 - 168 MHz的9个大规模集群选择从\textit{Planck} SZ目录，其中没有重大合并的迹象。在本文中，我们讨论的结果，导致了最大的集群样本研究在LOFAR两米巡天，我们提出钱德拉X射线数据用于调查的动态状态的集群，验证集群目前没有进行重大合并，并寻找痕迹的轻微或离轴合并。我们在冷核星系团PSZ 1G 139和RXJ 1720的小晕周围发现了大尺度的陡谱辐射，而在非冷核星系团A1413的小晕周围没有观察到这种现象。在非冷核星系团RXCJ 0142中，我们还发现了一个新的570 kpc晕。我们推导出新的上限，没有发现扩散无线电发射的集群无线电功率，我们讨论了我们的结果约束的ICM宇宙射线能量预算的影响。我们的结论是，无线电发射在非合并的大规模集群是不常见的，在我们的观察所达到的灵敏度水平，并没有观察到与集群动力学状态的明确联系。我们的研究结果可能表明，一个致密的冷核的晃动可以触发更大尺度上的粒子加速，并产生陡谱无线电发射。
2018-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
A merger mystery: no extended radio emission in the merging cluster Abell 2146
本文报道了合并星系团Abell 2146的400 ksChandra X射线观测和325 MHz的GMRT射电观测。钱德拉的观测揭示了与主要合并事件相关的详细结构，包括位于致密子团核心前方的M=2.1+/-0.2弓形激波和第一个已知的上游激波（M=1.6+/-0.1）。令人惊讶的是，在325 MHz的深GMRT观测没有检测到任何与冲击波阵面相关的扩展无线电发射。所有其他合并的星系团，包括子弹星系团、Abell 520、Abell 754和Abell 2744，以及具有候选激波锋面的星系团，都探测到了与激波一致的射电遗迹或射电晕边缘。我们考虑了几个可能影响射电遗迹形成的因素，包括冲击强度和存在的预先存在的电子人口，但没有找到一个有利的解释这一结果。我们计算了一个3 σ上限为13 mJy的扩展无线电发射，这是显着低于预期的无线电功率所观察到的P_{radio} - L_{X}相关合并系统。Abell 2146中没有扩展的射电晕可能是由于相对于大多数合并的星系团而言，星系团的质量较低。
2011-07-11 astro-ph.CO
An upgraded GMRT and MeerKAT study of radio relics in the low mass merging cluster PSZ2 G200.95-28.16
本文利用升级版GMRT和MeerKAT数据研究低质量并合星系团PSZ2 G200.95-28.16中的三个射电遗迹，测定其尺度、偏振和激波马赫数，并结合Chandra X射线数据讨论并合情景，发现Seahorse和R3偏离已知功率-质量相关关系，并发现一个奇异射电圈候选体。
2024-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Brush with Turbulence: Probing the ICM Dynamics in the Merging Toothbrush Cluster using XRISM
Leiden University（莱顿大学）；SRON, Space Research Organisation Netherlands（荷兰空间研究组织）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo（东京大学宇宙物理与数学 Kavli 研究所（WPI））；Waterloo Centre for Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, University of Waterloo（滑铁卢大学天体物理中心，物理与天文学系，滑铁卢大学）；Department of Physics, Nagoya University（名古屋大学物理学系）；KMI, Nagoya University（名古屋大学 KMI）；Institute of Space and Astronautical Science (ISAS), Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA)（日本宇宙航空研究开发机构 JAXA 宇宙科学研究所 (ISAS)）；INAF - Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文研究所）
利用XRISM对牙刷星系团南部进行167千秒观测，发现至少三个子星系团存在超声速视线速度偏移，表明合并年轻且湍流级联未充分发展。
2026-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Bullet Cluster: A Challenge to LCDM Cosmology
为了量化子弹状星团高速合并系统在标准LCDM宇宙学中的罕见程度，我们使用大体积27（Gpc/h）^3 MICE模拟来计算大质量主星团周围子星团的下落速度分布。在主星系团的（1-3）R_{200}处给出了下落速度分布（其中R_{200}与维里半径相似），从而给出了碰撞前子星系团的实际初速度分布。这些速度可以与文献中1 E0657 -56的非宇宙学流体动力学模拟所使用的初始速度进行比较。Mastropietro和Burkert最近进行的最新参数搜索表明，在大约2 R_{200}处，需要3000 km/s的初始速度来解释观测到的激波速度、主星团和子星团的X射线亮度比以及X射线峰与质量峰的位移。我们证明了在2 R_{200}处如此高的下落速度与LCDM模型的预测是不相容的：在（2-3）R_{200}中发现3000 km/s的概率在3.3 × 10 ^{-11}和3.6 × 10 ^{-9}之间。结论是1 E0657 -56的存在与LCDM模式的预测是不相容的，除非找到在2 R_{200}处小于1800 km/s的1 E0657 -56的较低的入流速度解。
2010-05-22 astro-ph.CO
A2163: Merger events in the hottest Abell galaxy cluster II. Subcluster accretion with galaxy-gas separation
位于z = 0.203的A2163是一个丰富的星系团，具有群内介质（ICM），表现出非凡的特性，包括异常高的X射线光度，平均温度，以及强大和扩展的射电晕。它的气体和星系结构的不规则和复杂的形态表明，这个星系团最近经历了涉及两个或更多星系团成分的重大合并事件。本文利用XMM-Newton和Chandra观测的X射线数据进行光谱成像分析，研究了气体的结构和动力学。根据冷锋的证据，我们推断冷核穿过主星团A2163-A东西向拉长的大气层向西运动。位于超密度星系附近，由于高速吸积，这颗气体“子弹”似乎已经在空间上与其星系（以及可能的暗物质成分）分离。从气体亮度和温度剖面分析在两个相反的地区的主集群，我们表明，ICM已被压缩背后的交叉'子弹'可能是因为冲击加热，导致强烈的偏离ICM流体静力平衡在这一地区。假设从Yx代理估计的质量最好地表明了系统的总质量，并且在子集群吸积之前，集群的西部部门处于近似流体静力平衡，我们推断质量比为1：4的两个子单元之间的合并方案，导致目前的总系统质量为M500 $\propto 1.9 \times 1015 M_{\odot}$。A2163的特殊性质与1 E0657 -56（所谓的“子弹簇”）存在各种相似之处。这些相似之处可能与类似的合并情况有关。
2010-11-13 astro-ph.CO
Simulations of gas sloshing in galaxy cluster Abell 2052
阿贝尔2052的团内等离子体在X射线中呈现出一种螺旋结构，延伸超过250 kpc，由冷气体组成。这一特征被认为是气体晃动的结果，气体晃动是由离轴碰撞较小的子星系团引起的。我们的目标是恢复阿贝尔2052的动力学历史，并再现广泛的形态的螺旋功能。为此，我们进行流体动力学$N$体模拟集群碰撞。我们得到两个制度，充分再现所需的功能。第一种情况是近距离碰撞和最近的事件（自近心点通过以来0.8 Gyr），而第二种情况具有更大的碰撞参量和更老的时间（自近心点通过以来几乎2.6 Gyr）。在第二种情况下，模拟预测，扰动子集群应位于约2百万秒差距的中心的主要集群。在这个位置，我们能够识别出一个观测到的光学对应物，在相同的红移：一个星系群与$M_{500} = (1.16 \pm 0.43) \times 10^{13} M_{\odot}$。
2014-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
