Which galaxies host bars and disks? A study of the Coma cluster
利用哈勃空间望远镜（HST）高级巡天照相机（ACS）对Sloan数字巡天数据第6版（SDSS-DR 6）中的$\sim 190$星系进行了观测，研究了后发座星系团中的棒分数。HST-ACS图像的前所未有的分辨率使我们能够探索存在的酒吧，检测视觉分类，在整个9个星等（$-23 \lesssim$ M $_{r} \lesssim -14$）的光度范围，使我们能够研究矮星系的贫困已知区域。我们发现，酒吧主办的星系在一个紧密的范围内的光度（$-22 \lesssim$ M $_{r} \lesssim -17$）和质量（$10^{9} \lesssim {\cal M_{*}}/{\cal M}_{\sun} \lesssim 10^{11}$）。当与明亮/大质量场星系的样本比较时，这一结果成立。此外，我们发现，酒吧分数并没有显着变化时，从中心到集群的外围，这意味着集群环境中酒吧的形成/演化起着第二顺序的作用。棒分数分布的形状相对于光度和质量是很好的匹配的光度分布的盘星系后发座，表明酒吧是很好的示踪剂的冷恒星盘。我们讨论了我们的结果的酒吧和磁盘的形成和演化方案的影响。
2010-02-02 astro-ph.CO
A high coverage view of the thermodynamics and metal abundance in the outskirts of the nearby galaxy cluster Abell 2199
我们提出了一个联合朱雀和XMM-牛顿分析的郊区附近的星系团阿贝尔2199，附近的星系团被观察到接近完整的方位角覆盖朱雀。使用XMM-牛顿观测来校正气体聚集的影响，我们发现，在郊区的方位平均熵分布遵循幂律，斜率为$1.20 \pm 0.23$，统计上与纯引力等级结构形成的非辐射模拟预测的斜率为1.1一致。然而，当被分成10个扇区时，熵显示出显著的方位角变化，其中一些扇区位于基线水平以下。方位平均气体质量分数与宇宙平均重子分数一致。在外围的金属丰度被认为是一致的，是均匀的，在所有方向上，它有一个平均值为$0.29_{-0.03}^{+0.03}\,Z_{\odot}$，与气体吸积到集群被预先富集金属一致。
2020-07-27 astro-ph.CO
Evidence for a pressure discontinuity at the position of the Coma relic from Planck Sunyaev-Zel'dovich effect data
射电遗迹是在星系团外围发现的百万pc级弥散同步辐射源。他们被认为是与大规模的冲击传播通过集群内的介质，虽然无线电遗迹和集群合并冲击之间的联系尚未得到最终证明。利用Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应成像首次探测到了著名的后发座星系团遗迹中的压力跃变，SZE数据来自于Planck首次公开发布的全天数据，我们使用2.3GHz的高频射电数据来约束激波阵面的几何形状。SZE数据提供了压力不连续性的证据，与遗迹位置一致，而不需要任何额外的激波前位置的先验。推导出的马赫数M = 2.9（+0.8/-0.6）与X射线和射电结果一致。没有任何压力不连续性的高压“灯丝”不受X射线测量的青睐，考虑到已发表的对该组的质量估计，可以排除基于下落组NGC 4839的“子星系团”模型。这些结果表明，第一次尝试直接测量的压力不连续的无线电遗迹和第一SZ检测到的冲击功能观察附近的维里半径的星系团。
2015-01-16 astro-ph.CO
Suzaku observations of subhalos in the Coma cluster
我们用{ \it Suzaku}在后发座星系团中观察到了三个巨大的次晕。这些标记为“ID 1”、“ID 2”和“ID 32”的亚晕是使用斯巴鲁/Suprime-Cam进行弱透镜测量检测到的（Okabe等人，2014 a），分别位于距后发座星系团中心1.4 $r_{500}$、1.2 $r_{500}$和1.6 $r_{500}$的投影距离处。次晕“ID 1”在弱透镜质量等值线中心附近有一个紧凑的X射线过量发射，气体质量与弱透镜质量之比约为0.001。发射的温度约为3 keV，略低于周围的团内介质（ICM）和星系团的温度与质量关系的预期。次晕“ID 32”显示了一个过量的发射，其峰值从后发座星系团的中心向相反的方向移动。气体质量与弱透镜质量之比也约为0.001，明显小于常规星系群。超区的温度约为0.5keV，明显低于周围ICM的温度，远离团簇的温度-质量关系。然而，在“ID 2”次晕中没有显著的过量X射线发射。假设在过量X射线发射的边界处，下落速度约为2000 $\rm km~s^{-1}$，“ID 1”和“ID 32”的撞锤压力与单位面积的重力回复力相当。我们还研究了Kelvin-Helmholtz不稳定性对剥离气体的影响。虽然我们发现了与弱透镜暗晕相关的X射线团，但它们的X射线光度远低于星团外围的ICM总光度。
2015-04-13 astro-ph.CO
The Planck Sunyaev-Zel'dovich vs. the X-ray View of the Coma Cluster
普朗克合作最近发表了Abell 1656（后发星系团）中Sunyaev-Zel'dovich效应的精确和分辨测量结果，因此直接测量了团内等离子体中的电子压力分布。另一方面，这样的量也可以从组合由等离子体发射的热韧致辐射的X射线观测提供的密度和温度导出。我们发现SZ和X射线压力之间存在一个与模型无关的张力，SZ的张力肯定要低15- 20%。我们建议，这样一个具有挑战性的紧张局势可以解决的一个额外的，非热支持的引力平衡的集群内等离子体。这可以直接包括在我们的超级模型中，以便在与X射线观测值一致的同时，详细地拟合普朗克SZ剖面。非热分量的可能起源包括宇宙射线质子、持续的湍流和相对论性电子;考虑到前两种选择的现有观测限制，这里我们关注第三种。为了使这一点有效，我们发现电子总数不仅必须包括加速到γ> 10 ^3的高能尾，而且还必须包括更多的低能电子。电子加速是通过合并事件开始的，这些事件类似于昏迷中热团内等离子体提供非常高的中心熵的事件。
2012-12-13 astro-ph.CO
Testing chameleon gravity with the Coma cluster
我们提出了一种新的方法来测试在星系团的外围引力相互作用。当重力被修改时，这通常伴随着引入额外的标量自由度，这介导了吸引力。然而，额外引力耦合的存在受到当地测量的严格限制。在引力的变色龙修正中，可以通过采用在密集环境中抑制第五种力的屏蔽机制来逃避局部测试。虽然变色龙场可能在星团内部被屏蔽，但其外部区域仍然会受到额外力的影响，从而在星团的流体静力学质量和透镜质量之间引入偏差。因此，变色龙修改可以通过结合气体和透镜测量的集群进行测试。我们证明了我们的方法的可操作性与后发座星系团，这两个透镜测量和气体观测的X射线表面亮度，X射线温度，和Sunyaev-Zel'dovich效应。使用联合观测数据集，我们进行了马尔可夫链蒙特卡罗分析的参数空间描述不同的配置文件在牛顿和变色龙的情况下。我们报告的竞争性约束的变色龙场的振幅和耦合强度的问题。在f（R）引力的情况下，对应于耦合的特定选择，我们发现背景场振幅的上限为|f_{R0}| <6*10^{-5}，这是目前宇宙学尺度上最严格的约束。
2014-03-19 astro-ph.CO
Constraining Effective Viscosity in the Intracluster Medium via the Thermal Sunyaev-Zeldovich Effect -- Predictions from the SLOW Constrained Coma Cluster Simulations
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；Univ. Lille, CNRS, Centrale Lille, UMR 9189 CRIStAL（里尔大学，法国国家科学研究中心，里尔中央理工学院，CRIStAL实验室）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学，法国国家科学研究中心，空间天体物理研究所）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛史密松天体物理中心）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究通过热苏尼亚耶夫-泽尔多维奇效应约束星系团内介质有效粘性，利用SLOW模拟不同粘性水平的后发星系团，生成地图分析统计数据并与普朗克观测比较，发现有效粘性低于斯皮策值5%，验证了SZ效应约束粘性的有效性。
2026-07-23 astro-ph.CO
Shocking news outside of cluster cores
当磁场低于1微高斯时，同步等离子体的最小压强开始接近团簇外围热气体和大尺度结构细丝中更弥散的WHIM。我们总结了我们的一些技术，以找到相应的低表面亮度射电源和我们已经发现。我们在恶劣的环境中识别出类似星系团的源，可能需要非常有效的相对论粒子加速，以及非常分散的射电星系，没有当前活动的迹象。对后发座和一个新的无线电识别的星系团进行更详细的观测，突出了与星系团有关的激波中的一些新问题：后发座的晕边缘有一个激波，表明两者之间有联系;后发座的遗迹似乎是一个“坠落”激波，与一个500公里/秒的星系柱坠落有关;新星团除了更经典的晕和外围遗迹外，还有遗迹碎片，这表明我们开始看到遗迹发射的正面。最后，另一种冲击来自于我们最近发现的在确定旋转测量中的模糊性，这将影响星系团磁场研究。
2011-01-30 astro-ph.CO
Galaxy cluster outskirts from the thermal SZ and non-thermal synchrotron link
星系团合并激波是团内介质热化和宇宙线粒子在其中传播的主要媒介，激波传播改变了团内稀薄等离子体的状态，相应的信号变化可以用当代X射线和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应仪器测量。此外，非热电子（再）激发的冲击有时会引起扩展和发光的同步加速器源称为无线电遗迹，这是突出的指标，冲击传播大致在天空的平面。在这篇简短的评论中，我们讨论了如何联合建模的非热和热信号的变化，在整个无线电遗迹冲击波的前锋是帮助推进我们的知识的气体物理性质和磁场强度在集群的郊区。我们描述了第一次使用SZ效应来测量遗迹冲击波的马赫数，对于最近的（Coma）和最远的（El Gordo）集群与已知的无线电遗迹。
2016-11-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
The cosmic web around the Coma cluster from constrained cosmological simulations: I. Filaments connected to Coma at $z = 0$
本研究利用约束宇宙学模拟重现本星系群和后发星系团区域，检测连接到模拟后发星系团的细丝并与观测对比，分析晕的空间和速度分布，发现吸积物质在细丝附近显著更加准直，为系列研究奠定基础。
2023-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Barred S0 Galaxies in the Coma Cluster
本研究使用斯隆数字巡天（SDSS DR 8）第八次数据发布的r波段图像，研究最近的富星系团环境之一后发座星系团中透镜状（S 0）星系中的条形。我们开发的技术，酒吧检测，并评估其成功时，适用于SDSS图像数据。为了检测和消除酒吧，我们执行2D鼓包+磁盘+酒吧光分解的星系图像与GALFIT。使用人工星系图像的样本，我们确定最微弱的幅度，在该酒吧可以成功地测量在SDSS的深度和分辨率。我们进行详细的分解83个S 0星系后发座，64个来自中央样本，19个来自集群郊区样本。对于中心样本，S 0 bar分数为72^{+5}_{-6}%。该值明显高于用椭圆拟合法检测条形图的48^{+6}_{-6}%。在一个固定的光度，禁止S 0的（G-R）颜色比unbarred S 0的0.02马格。酒吧的频率和强度增加对微弱的光度。无论是中央金属丰度，也没有恒星年龄分布有显着差异之间的酒吧和unbarred S 0。有一个增加的酒吧分数向集群核心，但这是在一个低的显着性水平。酒吧最多有一个弱的相关性与集群中心半径。
2014-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Stellar Populations of Bright Coma Cluster Galaxies
本文利用SDSS DR 7光谱仪研究了356个明亮的$M_{r}$ $\leq$-19后发座星系团成员的恒星星族。对于静止星系，我们发现CN 2，C4668，Mgb和H $β$的吸收线指数强度和速度色散（$σ$）之间有很强的相关性。在被动星系H $β$、Mgb和C4668中发现了显著的团心径向梯度。我们使用最先进的恒星星族模型\citep{schiavon07}和测量的吸收线指数来推断每个星系的单恒星种群等效（SSP等效）年龄和[Fe/H]，以及它们的[Mg/Fe]，[C/Fe]，[N/Fe]和[Ca/Fe]丰度模式。对于被动星系子样本，我们找到了强有力的证据“考古缩小”，年龄$\propto σ^{0.90 \pm 0.06}$。我们恢复了显着的集群中心径向恒星星族梯度的被动样品在SSP等效年龄，[Mg/Fe]，[C/Fe]和[N/Fe]。这些趋势是在这个意义上说，在固定的速度色散，被动星系的外围星系的24% $\pm$ 9%年轻，较低的[Mg/Fe]和[N/Fe]，但较高的[C/Fe]比在集群的核心。我们发现没有显着增加集群为中心的径向恒星星族梯度时，拟合到一个被动的星系子集选择覆盖集群核心和西南地区，其中包含NGC 4839子群。因此，我们得出结论，NGC 4839的落区不是唯一的，至少在明亮星系的恒星星族方面。我们推测，最近的其他研究所看到的更明显的集群为中心的径向梯度可能…
2010-10-19 astro-ph.CO
The eROSITA view of the Abell 3391/95 field: Cluster Outskirts and Filaments
本研究利用eROSITA PV数据的X射线成像与光谱分析，表征A3391/95系统外缘及星系团间纤维的热气体性质，发现其密度符合WHIM预测但温度偏高。
2023-11-13 astro-ph.CO
The Lack of Diffuse, Nonthermal Hard X-ray Emission in the Coma Cluster: The Swift BAT's Eye View
后发座星系团拥有已知的最亮的射电晕，因此一直是众多搜索相关逆康普顿（IC）发射的目标，特别是在硬X射线能量下，IC信号最终必须占主导地位。最近使用朱雀硬X射线探测器（HXD）进行的搜索未能确认先前使用RXTE和BeppoSAX进行的IC探测，而是将上限设置为非热通量的2.5倍。然而，如果IC辐射非常扩展，超出星团射电晕的尺度，这种差异就可以解决。使用重建的天空图像从58个月的雨燕BAT全天调查，这样的解决方案的可行性进行了研究。在Renaud等人的基础上，我们测试并实现了一种用于提取扩展源的通量的方法，假设指定的空间分布。BAT光谱与来自镶嵌观测的XMM-牛顿EPIC-pn光谱联合拟合。我们发现没有证据表明大规模IC排放的水平预期从以前检测到的非热通量。对于所考虑的所有非热空间分布，它们跨越了物理上合理的IC模型的范围，我们确定了上限，其最大（最保守）极限为<4.2 × 10 ^{-12} erg/s/cm ^2（20-80 keV），这对应于磁场B> 0.2 μ G的下限。根据射电晕的大小和可能的磁场径向分布，导出了最可能的IC分布的标称通量上限为<2.7 × 10 ^{-12} erg/s/cm ^2，相应的B> 0.25 μ G。
2010-12-03 astro-ph.CO
Environmental quenching and hierarchical cluster assembly: Evidence from spectroscopic ages of red-sequence galaxies in Coma
利用362个红序星系的高信噪比光谱数据，研究后发座星系团中恒星星族年龄随星系团中心距离的变化。样品的光度范围很广（0.02-4 L*），从星系团核心延伸到维里半径附近。我们发现一个明显的区别，在所观察到的趋势的巨星系和矮星系。红序巨星的年龄主要由星系质量决定，只有微弱的环境调制，在这个意义上，在较大的星团中心距离的星系稍微年轻。对于红序矮星（质量小于10^10 Msun），质量和环境作为年龄预测因子的作用是相反的：对质量的依赖性很小，但观察到了与投影星团中心半径的强烈趋势。在2.5百万秒差距的限制，我们的样本的矮星的平均年龄大约是一半的矮星附近的集群中心。矮星系年龄的梯度是一个以星系团为中心的全球趋势，并不是由后发座西南部的NGC 4839星系团正在进行的合并所驱动。我们解释这些结果使用环境的历史提取的千年模拟大规模集群的成员。星系团的层次组装自然会导致星系吸积时间的趋势，作为预测的星系团中心半径的函数。平均而言，现在位于星系团核心的模拟星系在任何给定的质量阈值以上加入晕的时间都要早于现在位于星系团外围的星系。我们测试环境淬火模型，其中恒星形成停止在星系中，当它们进入给定质量的晕，或成为卫星星系。该模型广泛地再现了后发座中观察到的梯度，但对于矮星系，环境淬火的效率必须非常高，以符合观察到的强烈趋势。
2011-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Thermal SZ fluctuations in the ICM: probing turbulence and thermodynamics in Coma cluster with ${\it Planck}$
本文报道了用${\it Planck}$观测到的后发座星系团团簇内介质（ICM）中的热Sunyaev-Zeldovich效应（SZ）涨落。SZ的数据链接的最大可观测的X射线尺度的大Mpc规模，扩展我们的知识ICM波动的功率谱。将二维SZ扰动解投影为三维压力波动，我们发现在$15'$和$40'$半径区域内，振幅谱的峰值分别位于$δP/P = 33\pm 12\%$和$74\pm19\%$。我们进行测试，以确保波动是集群固有的，而不是由于噪声污染。通过使用高分辨率的流体动力学模型，我们改进了Coma中的ICM湍流约束，得到了三维马赫数${\rm Ma_{3d}}= 0.8\pm0.3$（15'区域），在较大半径（40'）处增加到超音速值，以及注入尺度$L_{\rm inj}\approx 500$ kpc。这种性质与合并导致的驱动力是一致的，特别是与内部星系群有关。大的压力波动表明Coma处于绝热模式（由声波介导），而不是等压模式（由浮力波介导）。正如湍流模型所预测的那样，SZ波动的分布是对数正态的，具有轻度的非高斯性（重尾）。实质性的非热压力支持意味着流体静力学质量偏差$b_M=-15\%$ $-45\%$从核心到外围区域，分别。虽然总SZ功率探测的热能含量，SZ波动约束的非热偏差重要的精密宇宙学。所提出的，新的方法可以利用多频观测使用地面干涉仪和未来的空间CMB任务。
2016-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Coma cluster at LOFAR frequencies II: the halo, relic, and a new accretion relic
本文给出了后发座星系团144MHz的低频阵列射线观测结果。这个星团拥有一个最著名的射电晕，一个遗迹和一个低表面亮度的桥。我们检测到的新功能，使我们能够向前迈出一步，在集群中的粒子加速的理解。射电晕延伸超过2Mpc，这是有史以来报道的最大范围。在星团的东北部，在后发座维里半径之外，我们发现了一个弧形射电源，可以追踪被吸积激波加速的粒子。在晕的西面，与X射线中检测到的冲击相一致，我们确认了射电锋的存在，相对于晕的其余部分具有不同的光谱特性。我们检测到径向陡峭的无线电晕光谱指数之间的144 MHz和342 MHz，在$\sim 30^{\prime}$从集群中心，这可能表明一个非恒定的再加速时间在整个体积。我们还检测到一个温和的陡峭的光谱指数对集群中心。对于第一次，径向变化的斜率的无线电X射线相关性被发现，我们表明，这样的变化可能表明宇宙射线与热能密度在集群外围的比例增加。最后，我们调查了NGC 4789的遗迹和源之间的发射的起源，我们认为，NGC 4789可能已经越过了它的尾巴和遗迹之间可见的无线电发射的冲击。
2022-03-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Tempestuous life beyond R500: X-ray view on the Coma cluster with SRG/eROSITA. II. Shock & Relic
这是利用在飞行任务校准和性能验证阶段获得的SRG/eROSITA X射线数据对后发座星团进行的一系列研究中的第二篇论文。在这里，我们集中在邻近射电源1253+275（射电遗迹，RR，以下简称）的区域。我们发现，X射线表面亮度在$\sim 79'$（$\sim 2.2\,{\rm Mpc}\approx R_{200c}$）处表现出最陡的梯度，该梯度几乎与RR的外边缘共空间。与其他几个遗迹的情况一样，从X射线表面亮度剖面（$M_X\approx 1.9$）得出的激波马赫数似乎低于解释扩散激波加速（DSA）模型（$M_R\approx 3.5$）中综合射电谱斜率所需的马赫数，如果磁场是均匀的，辐射损失是快速的。然而，考虑到射电、X射线和SZ图像之间的非平凡相关性，激波的几何形状无疑要比以星团为中心的球楔复杂得多。虽然复杂的激波几何形状可能会单独导致$M_X$的负偏置，我们推测了其他一些可能影响$M_X$ - $M_R$关系的可能性，包括激波子结构，它可能会被拉伸穿过激波的非热细丝的存在所修改，以及相对论电子沿着具有强磁场的非热细丝的传播。我们还讨论了“历史”的射电星系NGC 4789，这是位于前面的遗迹的背景下，后发座NGC 4839合并的情况。
2022-12-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Gamma-ray emission from galaxy cluster outskirts versus radio relics
星系团外围设备提供了关于ICM/IGM连接性质的重要信息。在本文中，我们考虑潜在的未来观测在伽玛射线域在集群边缘涉及无线电遗迹现象。我们专注于γ辐射的光谱特征，应该是显而易见的费米-LAT的能量范围内，即$\gtrsim 10^{-1}$ GeV和CTA的能量范围$\sim$ $ 10^{2}$ GeV。光谱特征是由IC和$ π^{0} $在星团边缘衰变产生的可比较的伽马射线通量产生的，其光谱位置是磁场和质子和电子加速的相对效率的函数。我们的目的是提请注意的伽玛射线结构的磁场值的依赖性。作为例子，我们分析了两类非热漫射射电辐射：A2256的射电遗迹和后发座星系团的射电晕。我们认为，在这两种情况下，预期的空间相关的伽马射线谱应该有一个特征结构，取决于当地的磁场的强度。在这两个星系团中，我们计算了伽马辐射的组合通量，从所使用的观测值的实际观测值。所揭示的光谱对磁场的依赖性将使我们能够将未来的光谱观测，特别是伽马射线特征的位置，与星系团及其连接细丝之间边界区域的磁场值联系起来，这可能会限制估计的粒子加速在星系团边缘的相对效率。
2016-10-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Constraints on the multi-TeV particle population in the Coma Galaxy Cluster with H.E.S.S. observations
H.E.S.S. (High能量立体系统（英语：Energy Stereoscopic System）的望远镜对后发座进行了约8小时的观测，以寻找能量大于1 TeV的伽马射线辐射。H.E.S.S.的3.5 ° FWHM大视场对于观察各种大小的目标是理想的，包括后发座星系团核心，西南部的射电遗迹（1253+275）和合并/坠落（NGC 4839）区域，以及大于度的特征。没有发现点状或扩展TeV伽马射线发射的证据，并且在后发座核心和其他区域设定了E>1、>5和> 10 TeV的TeV通量F（E）的上限。将这些极限转换为能通量E^2F（E），最低或最大的限制是后发座核心（半径为0.2度）在~ 8 Crab通量单位或~10^{-13}ph cm^{-2} s^{-1}时E> 5 TeV的上限。后发座核心的上限与质子-质子相互作用的伽马射线发射预测进行了比较，其水平最终与后发座星系团的质量成比例。使用我们对E>5 TeV的最严格限制，对注入能谱与E^{-2.1}成比例且空间分布遵循团簇中热气体的非热质子的总能量含量的直接约束被发现为~0.2倍的热能，或~10^{62}erg。在这种情况下，E>5 TeV的伽马射线阈值对应于宇宙射线质子能量> 50 TeV。我们的上限排除了最乐观的理论模型的γ射线发射的集群和补充无线电观测，约束宇宙射线的内容在集群中显着较低的质子能量，受假设的磁场强度。
2009-07-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
A NuSTAR observation of the center of the Coma Cluster
我们提出了一个55 ksNuSTAR观测后发座星系团的核心的结果。全局光谱可以通过热气体发射来解释，在12弧分$\times$ 12弧分的视场中，非热逆康普顿（IC）发射的保守90%上限为$5.1 \times 10^{-12}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。与具有大得多的视场的非成像仪器相比，该中心区域中的热分量的亮度不允许对IC分量的更严格的上限，其中已经做出了检测的声明。未来NuSTAR对Coma的马赛克观测将进一步解决这个问题。温度图显示了相对均匀的温度分布，从炎热的西北侧到较冷的东南侧有梯度，与以前的测量结果一致。由于在3-20 keV波段的平坦有效面积和低背景，温度测定是稳健的，使NuSTAR成为测量团内介质高温的理想仪器。
2015-01-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
Diffuse Radio Emission in/around the Coma Cluster: Beyond Simple Accretion
我们报告新的1.41 GHz的绿岸望远镜和352兆赫韦斯特博克综合射电望远镜观测后发座星系团及其周围。在1.41 GHz处，我们初步探测到后发座射电遗迹源1253+275的延伸，使其总范围约为2 Mpc。正如我们的GBT数据、NVSS和档案图像所示，这个延伸的遗迹是线性偏振的，加强了对冲击波的解释。这个延伸的遗迹与后发座星系团的坠落区域中一堵以前未被发现的星系“墙”接壤。我们认为，无线电遗迹是一个坠落冲击，而不是即将离任的合并冲击认为负责其他无线电遗迹。我们还在352 MHz射电晕的西侧发现了一个尖锐的边缘或“前沿”。这一锋与其南半部X射线表面亮度和温度的类似不连续性相一致，表明当地同步加速器发射电子的主要冲击加速起源。北半部的同步加速器前端是不太好的相关性与X射线的属性，也许是由于投影效应。我们确认了352 MHz射电亮度和X射线亮度之间的全局像素到像素幂律相关性，其斜率与巨射电晕中相对论电子的初级激波加速或次级生产的预测不一致，但在遗迹等离子体的湍流再加速框架中是允许的。这些一阶模型的失败和对更全面地观察团内介质散射的需要也通过散射射电和X射线发射的非常不同的形状而突出。我们注意到令人费解的对应关系的形状较亮的地区的无线电晕和表面质量密度来自弱透镜。
2010-10-03 astro-ph.CO
Prospects of detecting soft X-ray emission from typical WHIM filaments around massive clusters and the Coma cluster soft excess
本文利用Magneticum模拟研究大质量星系团周围WHIM纤维的软X射线辐射特性，提出(0.5-1)×r_ta环带为最佳探测区域，并通过光谱建模评估未来高分辨率X射线任务的探测可行性，同时给出后发座星系团的观测上限。
2023-05-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
The SRG/eROSITA All-Sky Survey: Large-scale view of the Centaurus cluster
研究利用eRASS:5数据对半人马座星系团进行大半径、全方位X射线成像与光谱分析，揭示核心多温结构、Cen 45相互作用特征及外围性质，并将探测体积扩大近30倍。
2025-01-13 astro-ph.CO
The SRG/eROSITA All-Sky Survey: View of the Virgo Cluster
本研究利用SRG/eROSITA全天巡天数据分析了室女座星系团及其外围，测量了气体团块、冷锋范围和位力气体质量，并在M49西南方向探测到可能与吸积激波或湍流再加速有关的延展辐射。
2024-09-27 astro-ph.CO
Cosmic structures from a mathematical perspective 1. Dark matter halo mass density profiles
几十年来，由相同的、无碰撞的粒子组成的系综的个体自引力结构的形状一直难以捉摸。特别是，为什么像Navarro-Frenk-White或Einasto轮廓这样的质量密度轮廓与基于模拟和观测的暗物质晕很好地拟合的原因还没有被发现。我们推导出最可能和最不可能的联合系综配置的幂律指数的约束方程。我们发现，任何暗物质晕可以分为三个区域：核心，中间部分，和外围部分的边界半径$r_\mathrm{max}$。核的幂律指数由核内颗粒分布的平均半径决定。在无限多粒子的极限下，中间区域变成等温的。远离中心的质量密度剖面的斜率由相对于最外层晕粒子的$r_\mathrm{max}$的选择决定，因此出现了两种典型的极限情况来解释星系团外围的$r^{-3}$斜率和星系外围的$r^{-4}$斜率。因此，我们成功地从一般的观点推导出常见的拟合函数的质量密度分布。这些结果也可以找到一个简单的解释的尖点核心问题，并从其动力学分离的晕描述。
2020-06-12 astro-ph.CO
Novel insights into the Coma cluster kinematics with DESI. I. Linking mass profile, orbital anisotropy, and galaxy populations
Università di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所-卡利亚里天文台）；INAF -Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所-的里雅斯特天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所-布雷拉天文台）；Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM（艾克斯-马赛大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心、拉朗德天文台）
本文利用DESI数据研究Coma团体的动力学性质，通过MG-MAMPOSSt代码重建质量剖面和速度各向异性剖面，并探讨质量密度参数、团体参考系和径向范围对结果的影响，揭示了不同星系群体的轨道特性及环境与星系演化的联系。
2026-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrodynamic Simulations of Merging Galaxy Clusters: Non-Equilibrium Ionization State and Two-Temperature Structure
利用一系列N体和流体动力学模拟研究了合并星系团中团内介质的非平衡电离态和电子-离子双温结构。系统地研究了不同质量比和碰撞参量的并合，发现在大多数情况下，在团簇外围马赫数为~1.5-2.0的激波层和ICM核心前马赫数为~2-4的激波层处，ICM明显偏离电离平衡态。因此，Fe xxv和Fe xxvi K α线发射之间的强度比从电离平衡态中的强度比显著改变。如果考虑ICM双温结构的影响，在ICM外围和ICM核心前的激波层，电子温度分别比ICM平均温度低10- 20%和30- 50%，偏离电离平衡态的程度变大。我们还解决的强度比的依赖性的视角相对于合并平面。
2010-01-25 astro-ph.CO
The XMM Cluster Outskirts Project (X-COP)
星系团被认为是通过宇宙时间内较小结构的不断合并和吸积而分层增长的。在局域宇宙中，这些现象仍然活跃在大质量星系团（$R>R_{500}$）的外部区域，由于存在吸积结构，物质分布预计将变得不对称和不对称。我们提出了XMM-牛顿星系团外围项目（X-COP），它的目标是在红移范围为0.04-0.1的均匀深度的13个大质量星系团（$M_{500}>3\times10^{14}M_\odot$）的样本的外部区域。根据普朗克Sunyaev-Zeldovich（SZ）调查中的信噪比选择样本，目的是在整个星系团体积中结合高质量的X射线和SZ约束。我们的观测策略使我们能够达到$3\times10^{-16}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$ arcmin $^{-2}$在[0.5-2.0] keV的范围内的灵敏度感谢系统的不确定性的良好控制。在X-COP中实现的深度和视场的组合将使我们能够追求以下主要目标：i）测量熵和热能的分布达到前所未有的精度水平; ii）评估集群外围非热压力支持的存在; iii）研究下落气体团块的发生和质量分布。我们说明了该计划的能力与集群阿贝尔2142的试点研究。
2016-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
LoCuSS: Shedding New Light on the Massive Lensing Cluster Abell 1689 - The View From Herschel
我们提出了宽场Herschel/PACS观察阿贝尔1689，一个巨大的星系团在z=0.1832，从我们的开放时间的关键程序。我们检测到39个光谱确认的100微米选择的集群成员，低至1.5x10^10 Lsun。这些星系的恒星形成速率在1-10 Msun/yr之间，并且似乎包含两个不同的群体：三分之二是在整个星系团中发现的不起眼的蓝色晚型螺旋星系;其余的是尘埃红色序列星系，其恒星形成被A（H alpha）~2等严重遮蔽，并且只在星系团的外围发现。这些尘埃红色星系的特定SFR低于蓝色晚型，表明前者正在被淬灭，可能是通过预处理，未被遮蔽的恒星形成首先被终止。我们还探测到了一个100微米的星系，它们沿着一条东北-西南方向穿过星系团中心的轴延伸约6百万秒差距，置信度大于95%。定性这种结构是一致的，与以前的报告的子结构在X射线，透镜，和近红外地图的这个集群，进一步支持的观点，这个集群是一个动态活跃，合并系统。
2010-06-03 astro-ph.CO
A Cosmic ALP Background and the Cluster Soft X-ray Excess in A665, A2199 and A2255
有人提出，从许多星系团中观测到的软X射线发射过量可以用类轴子粒子（ALP）在星系团的磁场中转化为光子来解释。以前已经表明，这种相对论ALP的原始产生的背景--宇宙ALP背景（CAB）--的转换可以解释在后发座星系团的中心和外围观察到的软X射线过剩。在这里，我们将这项工作扩展到三个集群A665，A2199和A2255。我们使用一个随机模型的集群磁场数值计算ALP光子转换概率预测CAB产生的软X射线通量在这些集群。我们比较这三个集群的ROSAT PSPC观测通量，并使用这些观测约束CAB参数空间。我们发现，CAB可以重现A2199和A2255中所观察到的过剩的大小，相同的CAB参数匹配所观察到的后发座星系团中的软过剩。我们也发现很好的适合在这些集群中的过剩的形态。在星系团A665中模拟CAB转换与其他星系团处于温和的紧张状态，因为在没有观察到的大半径处产生了一个小但可观察到的过量。考虑到预测ROSAT探测器计数率以及影响磁场确定的系统性的不确定性，这种紧张关系得到了缓解。总体而言，我们发现到目前为止研究的四个集群的CAB参数之间的协议。
2014-11-15 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
A pan-chromatic view of the galaxy cluster XMMU J1230.3+1339 at z=0.975 - Observing the assembly of a massive system
我们提出了一个全面的星系团研究XMMU J1230.3+1339的基础上，联合分析的X射线数据，光学成像和光谱观测，弱透镜的结果，并实现一个详细的多组件视图，这个新发现的系统在z=0.975的无线电特性。我们发现了一个光学性质非常丰富的大质量系统，其M200 $\simeq$（4.2 $\pm$ 0.8）$\times$ 10^14 M $\sun$，Tx $\simeq$ 5.3（+0.7--0.6）keV，Lx $\simeq$（6.5 $\pm$ 0.7）$\times$ 10^44 erg/s，测量并比较了各种广泛使用的质量代理。我们已经确定了多个集群相关的组件，包括一个中央飞越组靠近核心通道与相关的边缘扩展1.4GHz的无线电发射可能源自湍流尾流区的合并事件。在星系团的外围，我们看到了一个轴上坠落的星系团和第二个布里渊星系团星系（BCG）的证据，以及一个额外的离轴星系团吸积事件的迹象。我们跟踪两个星系细丝超出标称集群半径，并提供了一个尝试性的重建系统的三维吸积几何。根据总质量、ICM结构、光学丰度以及两个主要的BCG型星系的存在，新确认的星系团XMMU J1230.3+1339可能是一个与后发座星系团非常相似的系统的前身，但结构演化相差7.6 Gyr。
2010-09-01 astro-ph.CO
Unveiling the Galaxy Cluster - Cosmic Web Connection with X-ray observations in the Next Decade
近年来，星系团外围已成为研究宇宙大尺度结构生长的新前沿和独特实验室之一。现代宇宙学流体动力学模拟对发射X射线的星系团内介质的热力学和化学演化做出了可靠和可检验的预测。然而，最近的X射线和Sunyaev-Zeldovich效应观测揭示了与理论预测的神秘分歧，这激发了对在星团外围的Virialization区域运行的大量天体物理过程的更深入研究。星系团外围的许多物理性质与核心有着本质的不同，核心是过去几十年来X射线星系团科学研究的主要焦点。为了揭示星系团和宇宙网成长的全部情况及其在宇宙学中的应用，需要下一代X射线望远镜，该望远镜应在大视场上具有亚弧秒空间分辨率，并具有低而稳定的仪器背景。
2019-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The First Mid-IR View of the Star-forming Properties of Nearby Galaxy Groups
我们提出了第一个中红外研究星系群在附近的宇宙的基础上斯皮策MIPS观测的样本的9个红移选定的集团从XMM-IMACS（XI）项目，在z=0.06。我们发现，平均而言，恒星形成（SF）的星系分数的集团是约30%，低于该领域的价值和30%，高于集群。SF分数没有表现出任何系统的依赖于群速度色散，总恒星质量，或存在的X射线发射群内介质，但弱的反相关之间的SF分数和投影星系密度。然而，即使在密集区，在集团的SF分数仍然高于在集群外围，这表明在集团环境中的星系预处理是不足以解释低得多的SF分数的集群。SF星系群中典型的比恒星形成率（SFR/M*）在很大的恒星质量范围内（M*>10^9.6 msun）与该领域的结果相似，这有利于抑制恒星形成的快速作用机制，以解释SF星系群中总体较小的比例。如果星系间的相互作用是原因，那么极低的星暴星系比例（<1%）意味着任何合并引起的星暴阶段的时间尺度都很短（~0.1 Gyr）。与两个富星系团的比较表明，星系团中包含大量的大质量SF星系，它们的SFR非常低（占所有M*>10^10 Msun的星系的14%），这可能是由于冲压压力剥离在从更大质量的星系中去除气体时效率较低的结果。
2010-03-03 astro-ph.CO
The Intracluster Plasma: a Universal Pressure Profile?
在低红移z<0.2的X射线观测中，星系团中团内等离子体的压力分布有很大的变化。我们发现剖面遵循两种主要模式，在核心和郊区都具有陡峭或浅的形状。我们跟踪这些形状回到一个物理二分法的集群分为两类，标记为低熵（LE）或高熵（HE）的整个。从X射线观测和Sunyaev-Zel'dovich堆叠数据在较高的0.2<z<0.4，我们得出的证据，相对于LE的增加丰度的HEs。我们提出这构成了一个系统的趋势，向高z;具体来说，我们预测的压力分布收敛到一个真正的通用HE样模板z>0.5。我们提交我们的物理模板和收敛趋势，以进一步的观测测试，鉴于当前和即将到来的个人，堆叠和综合Sunyaev-Zel'dovich信号的测量。
2011-12-22 astro-ph.CO
The gas distribution in the outer regions of galaxy clusters
本文分析了31个星系团的局部（z = 0.04 - 0.2）样品，目的是测量星系团外围的X射线发射气体密度。我们比较我们的结果与数值模拟设置的方位角对称性和气体聚集在星系团的外部区域的约束。我们利用ROSAT/PSPC的大视场和低仪器背景来追踪团内气体的密度到维里半径。我们进行了堆叠的密度分布，以检测超过r200的信号，并测量集群郊区的典型密度和散射。我们还计算了方位角散射的配置文件相对于平均值，寻找偏离球面对称。最后，我们比较我们的平均密度和散射剖面的数值模拟的结果。与最近的一些朱雀结果相反，并证实了ROSAT和钱德拉以前的证据，我们观察到超过\sim r500的密度分布变陡。比较我们的密度分布与模拟，我们发现，非辐射运行预测太陡的密度分布，而运行包括额外的物理和/或治疗气体结块更好地与观察到的气体分布。我们首次报告了超出\sim 0.3 r200的冷核心和非冷核心集群之间系统差异的高置信度检测，我们通过两个类别中气体的不同分布来解释这一点。在\sim r500之外，星系团明显偏离球对称，在松弛和扰动系统之间只有很小的差异。我们发现观察到的和预测的散射轮廓之间的良好的协议，但只有当1%的dennium团块被过滤掉的模拟。[删节]
2015-10-07 astro-ph.CO
ELUCID VII: Using Constrained Hydro Simulations to Explore the Gas Component of the Cosmic Web
使用重建的初始条件的SDSS调查量，我们进行约束流体动力学模拟在三个地区代表不同类型的宇宙网：后发座星系团; SDSS长城;和一个大的低密度区域在$z\sim 0.05$。这些模拟，其中包括恒星形成和恒星反馈，但没有AGN的形成和反馈，被用来研究星系际和星系团内的介质的性质和演化。大约一半的温暖的星系际气体与局部宇宙网中的细丝有关。气体在大量的细丝和晕的外围可以被加热显着的吸积冲击所产生的合并的细丝和晕，分别有一个紧密的相关性气体温度和当地的潮汐场的强度。模拟还预测了一些不连续性与冲击前和接触边缘，这可以使用热SZ效应和X射线的观察进行测试。大部分的天空被Ly $α$和OVI吸收系统所覆盖，而大多数OVI系统和低柱密度HI系统都与宇宙网中的细丝有关。受约束的模拟，遵循观测到的宇宙网的形成和加热的历史，提供了一个重要的途径来解释观测数据。有了关于宇宙气体的起源和位置的完整信息，这种模拟也可以用来制定观测策略。
2022-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter in Zwicky's Cosmology: Towards an Epistemological Reconstruction
Centre Gilles Gaston Granger - Aix Marseille Univ, CNRS, CGGG（格勒·加斯东·格兰格中心 - 艾克斯-马赛大学，法国国家科学研究中心）；Centre de Physique Théorique - Aix Marseille Univ, Université de Toulon, CNRS, CPT（理论物理中心 - 艾克斯-马赛大学，土伦大学，法国国家科学研究中心）
本文通过重新解读茨威基的原始研究，挑战暗物质作为随意假设的传统观点，提出其可能源于宇宙学动机，支持广义相对论的早期发展。
2026-02-09 astro-ph.CO physics.hist-ph
XMM-Newton view of X-ray overdensities from nearby galaxy clusters: the environmental dependencies
在这项工作中，我们研究了十个附近的（$z$ $ \leq$ 0.038）星系团，以了解热等离子体和成员星系之间可能的相互作用。应用多波段源检测来检测簇内介质内的点状结构。我们研究了星系团势阱中391个X射线点源的光谱特性。在2-10 keV的能量范围内研究Log $N$ - Log $S$，以测量X射线过密度。还计算了光学超密度，以解决附近星系团的抑制/触发现象。研究了光学鉴别成员星系的X射线-光通量/光度特性（$X/O$、$L_{X}$ / $L_{B}$、$L_{X}$ / $L_{K}$）。我们的点源的X射线光度值被发现是微弱的（40.08 $\leq$ log（$L_{X}$）$\leq$ 42.39 erg s $^{-1}$）。点源的光度范围揭示了大射电星系群、X射线双星和恒星形成对X射线辐射的可能贡献。我们估计$\sim$ 2倍高的X射线过密度从星系内的星系团相比，领域。我们的结果表明，光学超密度远高于X射线超密度在集群的中心，而X射线超密度增加通过集群的外围。我们的结论是，来自星系团中心的高压影响了星系的平衡，它们失去了大量的燃料，因此，成团过程淬灭了成员星系的X射线发射。我们还发现了星系团环境中X射线亮源的存在可以用两种主要现象来解释：来自非核源的贡献和/或由星系相互作用引起的活动星系核触发，而不是活动星系核燃料。
2017-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
