Environmental Dependence of Star Formation and Galaxy Colors around Abell 2029
School of Physics；Astronomy,Beijing Normal University, Beijing, 100875, China email: Received 20xx month day
利用 DESI 和 SDSS 的高密度光谱数据，研究 A2029 周围 $10^\circ \times 10^\circ$ 天区内不同质量星系的淬灭分数和红色分数随局部面密度的变化，发现所有质量星系的恒星形成活动和颜色均与局部密度强相关，低质量星系的环境依赖性虽略弱但仍显著。
2026-06-03 astro-ph.GA
Color Dispersion as an Indicator of Stellar Population Complexity: Insights from the Pixel Color-Magnitude Diagrams of 32 Bright Galaxies in Abell 1139 and Abell 2589
利用像素色星等图（pCMD）分析技术，研究了Abell 1139和Abell 2589中不同形态类型亮星系的性质。样本是32个星系，亮度超过Mr = -21.3等，光谱红移，这是深入成像的g和r波段使用的MegaCam安装在加拿大-法国-夏威夷望远镜。在掩蔽污染物与两个步骤的程序，我们研究如何在pCMD的详细属性取决于星系形态和红外颜色。星系pCMD中的平均g-r色作为表面亮度（mu_r）的函数，在区分早型星系和晚型星系方面表现出良好的性能，但由于椭圆星系和膨胀主导的旋涡星系之间的相似性，它并不完美。另一方面，作为μ r函数的g - r色散效果更好.我们发现，星系分类的最佳参数集是最小色散μ_r <= 21.2 mag/arcsec ^2和最大色散20.0 <= mu_r <= 21.0 mag/arcsec ^2的组合：后者反映了一个典型旋涡星系盘成分处恒星星族的复杂性。最后，椭圆星系的色散测量似乎与WISE红外颜色相关（[4.6] - [12]）。这表明椭圆星系中恒星星族的复杂性与其近期的恒星形成活动有关。从这些观测证据中，我们推断，在大质量椭圆星系的近期生长过程中，可能经常发生富含气体的微小合并或气体相互作用。
2018-03-20 astro-ph.GA
Discovery of ultra-steep spectrum giant radio galaxy with recurrent radio jet activity in Abell 449
我们报告的发现，1.3兆秒差距的弥漫性无线电源与极其陡峭的频谱衰落的无线电结构附近的阿贝尔449星系团。它的扩展扩散叶只有在低射频时才明亮，它们的同步辐射年龄约为1.6亿年。扩展遗迹结构的母星系，也就是星团中的主导星系，正在开始一个新的喷流活动。在ROSAT的调查中发现，在该星系团附近有三个弱X射线源，但不知道它们是否与该星系团有关。目前只有少数射电星系遗迹在文献中被发现，因为找到它们需要灵敏和高角分辨率的低频射电观测。这类天体也开始了新的喷流活动，对于了解活动星系核的生命周期和演化非常重要。一个新的613 MHz的地图，以及档案无线电数据有关这个对象的介绍和分析。
2016-02-09 astro-ph.GA
The Nature of Ultra-diffuse Galaxies in Distant Massive Galaxy Clusters: Abell 370 in the Hubble Frontier Fields
报道了在Abell 370（$z=0.375$）中发现的超弥散星系（UDG）。我们从哈勃前沿场（HFF）的图像中发现了Abell 370中的46个UDG。大多数UDG是低光度的红色序列星系，而其中一些是蓝色的UDG。我们估计了Abell 370，$N(\rm UDG)=644\pm104$中UDG的丰度。结合Abell S1063（$z=0.348$）和Abell 2744（$z=0.308$）\citep{Lee17}的结果，我们得到了三个团簇中UDG的平均径向数密度分布。UDG和亮星系的数密度分布在星系团的中心区域表现出差异：UDG的分布随着团心距离的减小而变平坦，而亮星系的分布则表现出持续的增加。这意味着UDG在集群的中心区域容易出现中断。UDG的丰度与其宿主系统的维里质量之间的关系由指数接近1的幂律描述：$M_{200}>10^{13}~M_{\odot}$的$N({\rm UDG})\propto M_{200}^{0.99\pm0.05}$。我们用基本流形方法近似估计了UDG的动力学质量，发现大多数UDG具有类矮星质量$(M_{200}<10^{11}$ $M_{\odot})$ .这意味着大多数UDG都有类似矮星的起源，其中一小部分可能是失败的$L^{*}$星系。这些结果表明，多重起源可能有助于大质量星系团中UDG的形成和演化。
2020-04-03 astro-ph.GA
The galaxy population of Abell 1367: photometric and spectroscopic data
我们对星系团Abell 1367的星系群进行了测光和分光观测，观测范围为34 × 90弧分，覆盖了星系团中心向外半径约2.2 Mpc。使用2.5米INT上的宽视场照相机（WFC）进行了U，B和R宽带和H α窄带成像观测。使用3.8米UKIRT上的宽视场照相机（WFCAM）获得了J和K近红外成像，覆盖星团中心0.75平方度的较小视场。光谱观测进行了使用多光纤光谱仪（WYFFOS）的4.2米WHT，在相同的领域作为光学成像观测。我们的光度数据给出了我们调查区域内303个星系的光学和近红外星等，直到规定的直径和B波段星等限制，在R24等光度线直径内确定。我们的光谱数据的328个对象提供了84个星系的发射和/或吸收线的检测。将这些与已发表的光谱数据相结合，我们的样本中有126个星系的衰退速度是已知的。其中，72个星系被确认为Abell 1367的星系团成员，其中11个是在这项研究中确定的。（节略）
2010-12-30 astro-ph.GA
Discovery of ram-pressure stripped gas around an elliptical galaxy in Abell 2670
对星系团的研究越来越多地发现，星系有壮观的单侧气体尾部和年轻恒星，暗示着强烈的冲压压力剥离。这些所谓的“水母”星系通常具有晚型形态。在本文中，我们提出了MUSE观测的一个椭圆星系在阿贝尔2670与长长的尾巴的材料可见的光谱，以及斑点的蝌蚪状形态。星系中心部分的光谱显示了恒星成分和电离气体。恒星成分没有明显的旋转，而电离气体定义了一个清晰的恒星形成气体盘。我们认为，基于星系的深层光学图像，气体最有可能是在过去的湿合并过程中获得的。有可能恒星形成的斑点也是合并的残余物。此外，单侧电离尾的方向和运动学，结合恒星形成斑点的蝌蚪形态，强烈表明该系统正在经历来自星团内介质的冲压压力。总之，本文介绍了一个合并后的椭圆星系经历冲压压力剥离的发现。
2017-04-26 astro-ph.GA
A redshift survey of the nearby galaxy cluster Abell 2107: Global rotation of the cluster and its connection to large-scale structures in the universe
利用大量的光谱红移数据研究了星系团Abell 2107在红移z = 0.04处的旋转运动及其与附近大尺度结构的联系。通过将MMT/Hectospec观测到的978个新的红移与文献中的数据相结合，我们构建了一个包含1968个星系的大样本，这些星系具有在团心半径$R < 60^\prime$处测量的红移。我们的样本在r波段视星等$m_{r,\textrm{Petro},0}$ < 19.1时具有高（80%）和空间均匀的完整性。我们首先应用焦散方法对样品进行了分析，并在$R < 60^\prime$上确定了Abell 2107的285个成员星系。然后测量旋转振幅和旋转轴的位置角。我们发现成员星系在$R < 20^\prime$（$v_\textrm{rot}/σ_v$ ~0.6）处表现出很强的全球旋转，其显著性大于3.8 $σ$，这一结果被两种独立的方法所证实。旋转在外部区域变得较弱。至少有五个附属结构与该星系团相连，并由已知的星系群组成。这些结构平滑地连接到星系团，这似乎是通过星系的流入诱导星系团的全球旋转。
2018-10-29 astro-ph.GA
MeerKAT view of the Dancing Ghosts -- Peculiar Galaxy Pair PKS 2130-538 in Abell 3785
本研究利用 MeerKAT 观测揭示“跳舞幽灵”星系对的延展射电结构，分析其典型弯尾特性、丝状结构及东南低亮度发射的可能起源，未发现双宿主相互作用证据。
2023-04-28 astro-ph.GA
Galaxy Luminosity Function of Dynamically Young Abell 119 Cluster: Probing the Cluster Assembly
我们提出的星系光度函数（LF）的Abell 119集群下降到$M_r\sim-14$等深的图像的基础上，在$u$ -，$g$ -，和$r$ -波段使用安装在布兰科4米望远镜在CTIO的MOSAIC II CCD。根据径向速度信息以及亮星系的色-星等关系和暗星系的标度关系，精确地确定了星系团成员。总体LF表现出双峰行为，在$r\sim18.5$ mag（$M_r\sim-17.8$ mag）处具有明显的下降，这更适合于用双分量函数来描述。LF的形状很大程度上取决于星系团的中心距离和当地星系的密度。在外部，低密度区域的星系的LF表现出更陡峭的斜率和更突出的下降相比，在内部，高密度区域的同行。我们发现了一个亚结构的证据，在投影星系分布中，阿贝尔119星系团中的几个过密区域似乎与周围可能的星系结构密切相关。组合LF的过密区域表现出一个两个组件的功能与一个明显的倾角，而LF的中心区域是很好地描述了一个单一的Schechter函数。我们认为，在层次团簇形成的背景下，观察到的过密区域是星系群的遗迹，保留其两个组件的LF与一个倾角，这获得了他们的形状，通过星系合并过程中的组环境，在他们落入一个团簇。
2016-03-04 astro-ph.GA
The Brightest Cluster Galaxy in Abell 85: The Largest Core Known so far
我们发现Abell~85中最亮的星团Holm 15 A具有迄今为止已知的最大核心。它的尖点半径$r_γ = 4.57 \pm 0.06$ kpc（$4.26^{\prime\prime}\pm 0.06^{\prime\prime}$）比BCG的平均值大18倍以上，并且$\geq1$ kpc比A2261-BCG大，A2261-BCG是迄今为止最大的核心BCG（Postman，Lauer，Donahue等，2012）Holm 15 A拥有发光非晶射电源0039- 095 B，并具有LINER的光学特征。标度定律表明，这个核心可能拥有一个质量为$M_{\bullet}\thicksim (10^{9}-10^{11})\,M_{\odot}$的超大质量黑洞（SMBH）。我们认为，这种大的核心代表了一个相对较短的阶段，在BCGs的演变，而其相关的SBMH的质量可能是由初始条件。
2014-10-15 astro-ph.GA
The Abell 85 BCG: a nucleated, core-less galaxy
利用双子座多目标摄谱仪获得了Abell 85（Holm 15A）中最亮的星团星系（BCG）的新的高分辨率r波段图像。获取这些数据的目的是导出Abell 85的BCG的准确表面亮度分布，特别是其中心区域。新的双子座数据显示了以前未报告的核发射的明确证据，这是明显的，因为在表面亮度剖面的中心千秒差距处有明显的光过剩。我们发现，光的轮廓是从来没有平坦的，也没有向星系中心下降的趋势。也就是说，新的双子座数据显示了一个不同的物理现实，从无特征的，“疏散核心”最近声称的阿贝尔85 BCG。在尝试不同的模型之后，我们发现Abell 85的BCG的表面亮度轮廓最好用双Sersic模型拟合。
2016-02-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the rotation versus merger scenario in the galaxy cluster Abell 2107
我们在星系团Abell 2107中寻找团内介质（ICM）的全球旋转，以前的研究已经在成员星系中检测到具有高显著性水平的旋转运动。通过拟合{ \sl Chandra} ACIS-Ⅰ光谱中铁$K_α$线复合体在6.7- 6.9 keV静止坐标系下的质心，我们确定了可能的旋转轴，该旋转轴与线本身定义的两半中测量的发射加权光谱红移之间的差异最大化的线。然后，我们测量的发射加权红移的线性区域平行于首选的旋转轴，并找到一个显着的梯度作为投影距离的函数，从旋转轴，兼容的旋转模式与最大切向速度${\tt v}_{\rm max}=1380\pm 600$ km/s在半径$λ_0\sim 160$ kpc。这个结果，如果解释的框架内的流体静力平衡，所建议的规则形态的阿贝尔2107，将意味着一个大的质量修正的顺序为$ΔM = (6 \pm 4)\times 10^{13} M_\odot$在$\sim 160$ kpc，这是不相容的集群形态本身。一个更保守的解释可能是两个类似的晕之间的一个未被注意到的偏离中心的正面碰撞。我们的分析证实了规则星团Abell 2107的特殊动力学性质，但无法解决旋转与合并的情况，这是一个可以通过携带X射线辐射热计的下一代X射线设施来解决的科学案例。
2019-03-09 astro-ph.GA
Signatures from a merging galaxy cluster and its AGN population: LOFAR observations of Abell 1682
我们目前的LOFAR数据从110- 180兆赫的合并星系团阿贝尔1682，以及档案光学，无线电和X射线数据。我们的低频6弧秒分辨率图像揭示了与星系团中许多射电星系相关的新结构。在20弧秒的分辨率下，我们看到整个星系团的散射辐射超过数百千秒差距，这表明粒子加速机制是星系团合并事件和强大的活动星系核的结果。我们发现，一个显着的一部分，集群的排放是从一个老的射电星系非常陡峭的光谱发射（具有光谱指数$α< -2.5$）。此外，我们确定了一个新的区域的弥漫陡谱发射（$α< -1.1$）作为一个候选人的无线电晕，这是同空间的集群合并的中心。我们建议它的起源作为一个人口的老和温和的相对论性电子遗留下来的射电星系在整个集群已重新加速到更高的能量的冲击和湍流引起的集群合并事件。我们还注意到在Abell 1682附近发现了六个新的巨型射电星系。
2019-06-18 astro-ph.GA
The double galaxy cluster Abell 2465 - II. Star formation in the cluster
我们研究了主合并星团Abell 2465在$z$ = 0.245时的恒星形成率及其位置。团簇的光学性质在论文I中有描述。利用WISE卫星12 $μ$ m波段的数据，用以波长为817 nm的红移线为中心的干涉滤光片对星团中星系的H $α$和红外尘埃辐射进行了测量。获得了Johnson $U$和$B$波段的图像，并与SDSS一起使用$u$和$r$来研究蓝色部分，它似乎增强了，作为星团中恒星形成的进一步特征。恒星的形成率是用标准校准法计算出来的。总的恒星形成率归一化的集群质量，$ΣSFR/M_{cl}$相比，其他集群的汇编表明，阿贝尔2465的组成部分高于平均$z$和$M_{cl}$的关系，这表明相互作用的星系团有增强的恒星形成。投影的恒星形成星系的径向分布不遵循NFW配置文件，是相对平坦的，表明较少的恒星形成星系在集群中心。在整个星系团的$R_{200}$内H $α$源的形态表明，许多源受到干扰或合并，这表明合并或骚扰的组合正在起作用。
2014-12-16 astro-ph.GA
LOFAR discovery of an ultra-steep radio halo and giant head-tail radio galaxy in Abell 1132
LOFAR在144 MHz的观测揭示了非松弛星系团Abell 1132中的大尺度射电源。星团中心附近有$\sim$ 650千秒差距尺度的弥散射电辐射，星团中心以南有一个头尾射电星系（HT），延伸到1百万秒差距。在1.4GHz的NVSS、FIRST、WENSS和C & D阵VLA观测中都没有观测到中心弥散射电辐射，但在325 MHz的后续GMRT观测中观测到了中心弥散射电辐射。利用LOFAR和GMRT数据，我们确定中心漫射发射的光谱指数为$α=-1.75\pm0.19$（$S\proptoν^α$）。我们将这种发射归类为超陡谱射电晕，并讨论了射电晕物理起源的可能影响。HT射电星系显示出狭窄的准直辐射，延伸到1 Mpc，另外还有300 kpc的更弥散的干扰辐射，给出了1.3 Mpc的完整投影线性尺寸-将其归类为巨型射电星系（GRG），并使其成为迄今为止发现的最长HT。GRG的头部与属于Abell 1132的椭圆星系（SDSS J105851.01 $+$ 564308.5）重合。在我们的LOFAR图像中，射电晕和GRG之间似乎存在联系。可能产生光晕的湍流也可能影响了GRG的尾部。反过来，GRG可能为射电晕提供了种子电子。
2017-10-02 astro-ph.GA
The SAMI galaxy survey: Galaxy Interactions and Kinematic Anomalies in Abell 119
星系合并是一个重要的事件，它可以通过改变星系的形态、恒星形成活动和质量增长来决定星系的命运。合并系统通常被确定从他们的扰动形态，我们现在可以使用积分场光谱检测和分析合并对恒星运动学的影响。我们视觉分类星系形态使用深图像（$μ_{\rm r} = 28\,\rm mag\,\, arcsec^{-2}$）采取的布兰科4米望远镜在塞罗托洛洛美洲天文台。本文研究了Abell 119中63个亮（$M_{\rm r}<-19.3$）星系的光谱选择性，其中53个是早期型星系，20个星系的目视观察显示出扰动的形态。在形态扰动的星系中，光度图像和运动学图中的主轴之间的不对准是明显的。我们的样本主要是早期类型的星系，但它显示了一个令人惊讶的紧密塔利-费舍尔关系，除了形态扰动的星系，显示大的偏差。在我们的样本中，八个慢旋转体中有三个是形态紊乱的。视觉上选择的形态扰动星系通常在视觉上和运动学上都更不对称。我们的研究结果表明，星系的相互作用，包括合并，也许飞，在确定星系的角动量的方向和大小发挥了重要作用。
2016-09-12 astro-ph.GA
Evolutionary Map of the Universe (EMU): Observations of Filamentary Structures in the Abell S1136 Galaxy Cluster
本研究利用ASKAP在888 MHz观测Abell S1136，并结合多波段数据，发现其中心弥散射电辐射包含三条窄纤维结构，且难以归入典型射电晕或尾状射电源。
2024-06-14 astro-ph.GA
Abell 2626 and friends: large and small scale structure
新的MMT/Hectospec光谱以星系团A2626为中心，覆盖了${\sim} 1.8\,\text{deg}^2$到$z \sim 0.46$的区域，使该区域的星系红移数量增加了一倍多。光谱证实了先前通过光度法鉴定的四个簇。A2625以前被认为是A2626的近邻，实际上要远得多。新的数据显示了与A2626相关的六个子结构和与A2637相关的五个子结构。在A2626和A2637之间还有一个高度准直的星系和星系群，至少有三个，可能有四个子结构。在更大的尺度上，A2626-A2637复合体并不连接到飞马座-英仙座的灯丝。
2021-06-16 astro-ph.GA
PKS 2250$-$351: A Giant Radio Galaxy in Abell 3936
我们提出了一个详细的分析无线电星系PKS 2250-351，一个巨大的1.2 Mpc的投影大小，它的宿主星系，它的环境。我们使用的无线电数据从默奇森宽场阵列，升级后的巨型米波长射电望远镜，澳大利亚平方公里阵列探路者，和澳大利亚望远镜紧凑型阵列模型的喷气功率和年龄。光学和红外数据来自星系和质量大会（GAMA）调查，并提供有关宿主星系和环境的信息。GAMA光谱证实PKS 2250-351位于z=0.2115的不规则的，可能是未松弛的，簇Abell 3936。我们发现它的宿主是一个巨大的，“红色和死亡”的椭圆星系，恒星形成可以忽略不计，但有一个高度模糊的活动星系核主导中红外辐射。假设它位于局部M-sigma关系上，则其爱丁顿吸积率为λ_EDD~0.014。我们发现，叶衍生的喷气功率（时间平均的措施）是一个数量级大于热点衍生的喷气功率（瞬时措施）。我们建议，在所观察到的无线电发射的寿命（~300百万年）的吸积已经从一个低效的平流为主的模式切换到薄盘有效的模式，一致的喷气功率的减少。我们还认为，不对称的无线电形态是由于它的环境，与主机的PKS 2250-351躺在西方的密集的星系在Abell 3936。
2020-01-23 astro-ph.GA
Gas Perturbations in Hot Smooth Atmospheres X-ray Surface Brightness Fluctuations in Smooth Galaxy Cluster Atmospheres
本文通过Chandra X射线表面亮度起伏测量五个光滑星系团核心的气体密度扰动，估计气体运动速度并发现湍流加热率与辐射冷却率相当，表明大气晃动和湍流可能辅助射电喷流稳定冷却。
2025-03-11 astro-ph.GA
Early Science with the Karoo Array Telescope: a Mini-Halo Candidate in Galaxy Cluster Abell 3667
Abell 3667是南半球研究最充分的星系团之一。它拥有两个巨大的射电遗迹和一个头-尾射电星系，是最亮的星团星系。最近的工作表明，另外存在一个桥梁的扩散同步辐射连接西北无线电遗迹与集群中心。在这项工作中，我们提出了在1.33和1.82 GHz的卡鲁阵列望远镜进行的Abell 3667的全偏振观测。我们的结果显示了射电遗迹以及最明亮的星系团。我们使用辅助的高分辨率数据来减去这个星系的发射，揭示了一个局部的过剩，我们暂时确定为无线电迷你晕。该微晕候选者在1.37 GHz处具有$67.2\pm4.9$ mJ γ束$^{-1}$的积分通量密度，对应于P $_{\rm{1.4\,GHz}}=4.28\pm0.31\times10^{23}$ W Hz $^{-1}$的无线电功率，与微晕功率缩放中的已建立趋势一致。
2014-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-Violet Imaging Telescope view of ram-pressure stripping in action: Star formation in the stripped gas of the GASP jellyfish galaxy JO201 in Abell 85
水母是经历了强烈的冲压压力效应的星系团，它会剥离气体。他们的H $α$图像揭示了高达100 kpc的电离气体尾部，这可能是正在进行的恒星形成的宿主。在这里，我们报告的紫外（UV）成像观测的水母星系JO 201获得的空间分辨率$\sim$ 1.3千秒差距。在触须中发生的恒星形成的强烈爆发是目前研究的重点。JO 201是Abell 85（$z \sim$ 0.056）中“紫外线最亮的星系团”，在紫外线中有恒星形成的节点和流。我们确定在剥离的气体和星系盘中的恒星形成结和比较的UV功能与跟踪H $α$发射。总的来说，这两种排放物在主体和触角上都有显著的相关性。同样地，由修正后的FUV辐射得到的单个节点的恒星形成率也与由H $α$辐射得到的一致，其范围为$\sim$ 0.01 - 2.07 $M_{\odot} \, yr^{-1}$。FUV通量的综合恒星形成率为$\sim$ 15 $M_{\odot} \, yr^{-1}$。对水母星系JO 201进行的前所未有的深紫外成像研究表明，由于最近/正在进行的气体剥离事件，有明显的平面外恒星形成活动迹象。
2018-05-31 astro-ph.GA
A detailed study of the bridge of excess X-ray emission between the galaxy clusters Abell 2029 and Abell 2033
我们检查朱雀，XMM-牛顿，和钱德拉观测的阿贝尔2029/2033系统的X射线发射连接两个星系团的桥梁的性质进行调查。通过模拟来自两个星系团外围的贡献，并排除来自南部落星系团和背景星系团LOS 9的发射，我们发现两个星系团之间的X射线发射在6.5-7.0 $σ$的水平上显著过量，这取决于模型的选择，这不能用星系团的重叠来解释。这种表面亮度的多余分量与来自大约1.0 Mpc宽的灯丝的发射一致。对与暗条相关的气体的发射测量得出的平均气体密度为$3.7^{+1.0}_{-0.7} \times 10^{-5}$ cm $^{-3}$，大致相当于宇宙平均重子密度的160倍。朱雀X射线光谱的过量发射表明，它是显着冷（$1.4_{-0.5}^{+0.7}$千电子伏）比从两个集群（$\sim$ 5千电子伏）的集群外围发射，从统计上与温度预期的最热和致密部分的温暖，热星系际介质（WHIM）。几何形状、密度和温度与Abell 222/223灯丝的X射线研究结果相似。
2021-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Simulating nearly edge-on sloshing in the galaxy cluster Abell 2199
星系团之间的离轴碰撞可能会引起晃动现象，导致致密气体从星系团的冷核心被拖走，导致螺旋状的X射线辐射增强。Abell 2199在其核心显示晃动的签名，它是可能的碰撞的轨道平面被认为是近edge-on。我们的目标是评估是否可以解释的Abell 2199的功能下看到一个大的倾角晃动螺旋。为了解决这个问题，我们进行量身定制的流体动力学$N$ -体模拟的非正面碰撞与星系群的$M_{200}=1.6\times10^{13}\,{\rm M_{\odot}}$。我们得到了一个合适的方案，其中该组通过的主集群核心0.8 Gyr前，与pericentric分离292千秒差距。从温度图以及从$β$模型拟合到模拟X射线发射的残差中获得了良好的一致性。我们发现，在$i=70^{\circ}$的倾斜下，模拟结果与观测结果保持一致。
2022-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Source plane reconstruction of the giant gravitational arc in Abell 2667: a candidate Wolf-Rayet galaxy at z~1
本文对透镜星系团Abell~2667中一个亮度为$z$ =1.0334的明亮透镜星系的HST、Spitzer望远镜成像和VLT成像及光谱数据进行了新的分析。使用这种高分辨率的成像，我们提出了一个更新的透镜模型，使我们能够充分了解透镜的几何形状和重建的透镜星系在源平面。这个巨大的弧提供了一个独特的机会来窥视高红移盘星系的结构。我们发现Abell 2667的透镜星系是一个典型的旋涡星系，其形态结构与高红移星系$z\sim 2$相似。重建的源星系在z $_{850}$波段的表面亮度揭示了中心表面亮度$I(0)=20.28\pm0.22$ mag arcsec $^{-2}$和红移$z \sim 1$处的特征半径$r_s=2.01\pm0.16$ kpc。不同波段的形态重建显示出该星系明显的负径向颜色梯度。此外，更红的中央隆起往往包含富含金属的恒星星族，而不是由于高而不均匀的遮蔽而被尘埃严重变红。我们分析了VIMOS/IFU光谱数据，发现在给定的波长范围内（$\sim 1800-3200$ λ），源星系的组合弧光谱具有强的连续辐射和强的紫外吸收线（Fe Ⅱ和Mg Ⅱ），显示出典型的沃尔夫-雷叶星系NGC 5253的特征。更具体地说，我们已经测量了阿贝尔2667光谱中的Fe II和Mg II线的EW，并且对于NGC 5253光谱的相同波长间隔获得了类似的值。在棱栅范围边缘的CIII] 190…
2014-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Suzaku Observations of the Outskirts of the Galaxy Cluster Abell 3395 including a Filament toward Abell 3391
本文介绍了朱雀号对Abell 3395外围的观测结果，其中包括一个朝向Abell 3391的大尺度结构暗条。我们测量了从Abell 3395南郊到维里半径以北的温度和丰度分布，在Abell 3391和3395之间的X射线和Sunyaev-Zel'dovich效应观测中发现了丝状结构。整体温度结构与Okabe等人提出的普遍分布一致。（2014）对于除细丝区域之外的松弛簇。在两个团簇之间发现了ICM加热的迹象，这可能是由于它们在团簇合并早期的相互作用。虽然我们得到了相对较低的$Z=0.169^{+0.164+0.009+0.018 }_{-0.150-0.004-0.015 }$太阳的金属丰度，其中第一，第二和第三个误差分别是统计的，宇宙X射线背景系统的，和非X射线背景系统的，在维里半径的暗条，我们的结果仍然是一致的，在误差范围内的其他集群（$Z \sim 0.3$太阳）的先前的结果。因此，我们的结果也与早期富集的情况相一致。我们仅从Abell 3391和3395之间的X射线结果中估计了康普顿$y$参数，假设几何形状简单。它们比以前用普朗克卫星得到的SZ结果要小。这种差异可能归因于更复杂的几何形状，例如倾斜于视线方向的灯丝，或者由于未解决的多温度结构或未检测到的冲击加热气体的热X射线发射而低估了X射线温度。
2017-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
RELICS: Strong Lensing analysis of the galaxy clusters Abell S295, Abell 697, MACS J0025.4-1222, and MACS J0159.8-0849
我们提出了一个强透镜分析的四个巨大的星系团与哈勃太空望远镜成像的再电离透镜星系团调查。我们使用一个光迹质量技术来揭示多个图像集，并约束集群的质量分布。这些质量模型是针对Abell S295和MACS J0159.8-0849首次发布的，并且是针对Abell 697和MACS J0025.4-1222的先前模型的改进。我们对MACS J0025.4-1222和Abell S295的分析显示了双峰质量分布，支持为这些集群提出的合并方案。MACS J0025.4-1222的更新模型表明，临界面积比先前估计的小得多。对于MACS J0159.8-0849和Abell 697，我们发现了一个单峰和相对规则的形态，揭示了相当松弛的簇。尽管是不太突出的透镜，但其中三个星团似乎具有透镜强度，即超过一定放大倍数的累积面积，类似于哈勃前沿场星团（例如，A（$μ>5$）$\sim 1-3$ arcmin $^2$，A（$μ>10$）$\sim 0.5-1.5$ arcmin $^2$），这可以部分归因于它们的合并配置。我们通过Mikulski Archive for Space Telescopes公开我们的镜头模型。最后，使用Gemini-N/GMOS光谱观测，我们检测到一个高红移$J_{125}\simeq25.7$星系候选人阿贝尔697透镜的单一发射线。虽然我们不能排除一个较低的红移的解决方案，我…
2018-07-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Magellan/M2FS Spectroscopy of Galaxy Clusters: Stellar Population Model and Application to Abell 267
我们报告的试点计划的结果，使用麦哲伦/M2 FS摄谱仪调查星系人口和内部运动的星系团。对于这个初步的研究，我们提出了光谱测量$223$静止星系观察沿线的星系团阿贝尔267（$z\sim0.23$）。我们开发了一个贝叶斯方法建模的集成光从每个星系作为一个简单的恒星星族，自由参数，指定红移（$v_\mathrm{los}/c$）和特征年龄，金属丰度（$\mathrm{[Fe/H]}$），α丰度（$[α/\mathrm{Fe}]$），和内部速度色散（$σ_\mathrm{int}$）为个别星系。从我们对A267的1.5小时观察中得出的参数估计值的中位随机误差为$σ_{v_\mathrm{los}}=20\ \mathrm{km\ s^{-1}}$、$σ_{\mathrm{Age}}=1.2\ \mathrm{Gyr}$、$σ_{\mathrm{[Fe/H]}}=0.11\ \mathrm{dex}$、$σ_{[α/\mathrm{Fe}]}=0.07\ \mathrm{dex}$和$σ_{σ_\mathrm{int}}=20\ \mathrm{km\ s^{-1}}$。在配套文件中，我们使用这些结果来模拟A267的结构和内部运动学。
2017-08-03 astro-ph.GA astro-ph.IM
Diffuse radio emission in the complex merging galaxy cluster Abell 2069
具有近期合并迹象的星系团在许多情况下显示出扩展的弥散射电特征。这种发射源自相对论电子，其由于簇内磁场而遭受同步加速器损失。粒子加速的机制和磁场的性质仍然知之甚少。我们在星系团中寻找漫射射电辐射。在这里，我们研究复杂的星系团阿贝尔2069，X射线观测表明最近的合并。我们研究了集群的无线电连续辐射的深韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）在346 MHz的观测和巨米波射电望远镜（GMRT）在322 MHz的观测。我们发现一个扩展的弥漫性无线电功能大致符合集群的主要组成部分。我们将这种发射归类为射电晕，并估计其下限通量密度为25 +/- 9 mJy。此外，我们发现第二个扩展的扩散源位于集群的同伴，估计其通量密度为15 +/- 2 mJy。我们推测这是一个小晕或迷你晕。如果这是真的，那么这个星系团就是第一个在单个星系团中出现双晕的例子。
2014-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Velocity Dispersion Function of Very Massive Galaxy Clusters: Abell 2029 and Coma
基于对星系团Abell 2029和后发座星系团的广泛红移观测，我们测量了整个星系团成员星系的光度函数和恒星质量函数。最重要的是，我们测量的速度色散函数（VDFs）的静态成员。MMT/Hectospec红移调查的星系在A2029确定982光谱成员，838名成员，我们得出的中心速度色散的光谱。后发座是唯一一个被调查得如此密集的星团。A2029和Coma的LF、SMF和VDF基本相同。簇的SMF与模拟一致。静止星系的A2029和后发星系的速度色散比场星系的速度色散有一个明显更陡的斜率$\lesssim 100$ km s $^{-1}$。在速度色散$\gtrsim 250$ km s $^{-1}$时，星系团VDFs也超过了磁场。星系团VDF和场VDF之间的差异是对模拟和宇宙结构形成的潜在重要测试。
2016-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
Tracing low-mass galaxy clusters with radio relics: the discovery of Abell 3527-bis
星系团经历合并，可以产生被称为射电遗迹的扩展射电源。射电遗迹是合并引起的激波在团内介质（ICM）中传播的结果。本文分析了从NRAO VLA巡天（NVSS）观测到的一个候选射电遗迹的射电辐射中选出的一个候选星系团的射电、光学和X射线数据。我们的目的是澄清这个来源的性质，并证明在一定条件下，无线电遗迹的无线电发射可以用来跟踪相对低质量的星系团。我们用巨米波射电望远镜（GMRT）在三个不同的频率上观测了候选的星系团。这些数据集与ROSAT的X射线档案数据和伽马射线暴光学/近红外探测器望远镜的四个不同光学波段档案数据一起进行了分析。我们确认存在一个1兆秒差距长的无线电遗迹位于一个以前未知的星系团的郊区。我们通过专门的光学观测和使用档案X射线数据确认了星系团的存在。由于它与一个已知的阿贝尔星系团很接近，并且红移相似，我们将其命名为：阿贝尔3527-bis。这个星系团是已知拥有射电遗迹的质量最小的星系团之一。我们发现，射电遗迹可以有效地用于跟踪一个相对低质量的星系团的子集，可能在X射线或Sunyaev-Zel'dovich（SZ）调查中未被发现。这种技术可能会用于未来的深，低频调查，如LOFAR，uGMRT，并最终SKA进行。
2016-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar mass measurements in Abell 133 with Magellan / IMACS
利用麦哲伦星系上的IMACS仪器对Abell 133星系团进行了深部光学成像分析。我们的多波段测光使恒星质量测量的星系团成员星系下降到$M_\star=3\times10^8\,M_\odot$的质量限制（$\approx 0.1$的大麦云恒星质量）。我们观察到一个明显的差异，在星系团内的大星系和矮星系的空间分布。分别对这些星系群进行建模，我们可以自信地跟踪锁定在星系中的恒星质量分布到星系团的维里半径。星团中最亮的星系的扩展包层可以追踪到$\sim 200$ kpc。中央星系贡献了半径为$r_{500c}$的星团总质量的$\sim 1/3$。
2020-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The structure of Abell 1351: a bimodal galaxy cluster with peculiar diffuse radio emission
我们的目标是审查的内部结构和动力学的阿贝尔1351集群，主机无线电晕具有相当不规则的形状。我们的分析是基于在国家伽利略望远镜获得的135个星系的径向速度数据。我们结合星系的速度和位置，选择了95个星系团的成员和分析整个星系团的内部动力学。我们还研究了从钱德拉和XMM档案检索的X射线数据。我们测量了星系团的红移<z>=0.325，视线速度色散σ_v~1500 km/s，X射线温度kT~9 keV。从X射线和光学数据独立，我们估计一个大的集群质量，在1- 4 $10^{15}$ M $_\odot$的范围。我们把σ_v的极大值归因于速度分布的双峰性。我们发现一个显着的速度梯度和光学三维子结构的证据。X射线分析还显示了许多有利于复杂集群结构的特征，可能支持阿贝尔1351中正在进行的子结构合并。观测方案与北部区域存在的两个主要子星系团一致，每个子星系团都有其最明亮的星系（BCG 1和BCG 2），被探测到是两个最重要的X射线子结构，其静止帧LOS速度差为Δv~2500 km/s（在静止帧中），并且可能在很大程度上与LOS对齐。我们认为Abell 1351是一个巨大的并合星团。的集群结构的细节，使我们能够解释相当不对称的无线电晕作为一个“正常”的光环加上南部的遗物，强烈支持以前的建议，仅基于检查无线电和初步的X射线数据。
2014-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
An XRISM observation proposal: Gas velocity in the merging cluster Abell 2256
本研究提出利用XRISM卫星的Resolve光谱仪观测并合星系团Abell 2256，通过两次指向覆盖其中心约400kpc区域，开展气体整体与湍流运动的光谱填图研究，验证气体与星系的共动特性。
2024-04-12 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
Unveiling the shape: a multi-wavelength analysis of the galaxy clusters Abell 76 and Abell 1307
本研究通过光学、X射线及SZ数据，分析星系团A76和A1307的动力学状态，发现A76为早期形成的年轻团，A1307则更成熟且经历近期小规模并合。
2024-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gemini Frontier Fields: Wide-field Adaptive Optics $K_s$-band Imaging of the Galaxy Clusters MACS J0416.1-2403 and Abell 2744
利用双子座多共轭自适应光学系统（GeMS）和双子座南自适应光学成像仪（GSAOI）观测了六个前沿场星系团中的两个，MACS J0416.1-2403和Abell 2744。对于0.08”-0.10”FWHM，我们的数据在100“x100”宽的区域上几乎是衍射限制的。GeMS/GSAOI以两倍的角分辨率补充了1.6微米的哈勃太空望远镜（HST）。对于致密源，我们达到Ks = 25.6 mag（AB）的5 σ深度。在本文中，我们描述了观察，数据处理和最初的公共数据发布。我们提供完全校准的、与原生GSAOI像素尺度匹配的共同添加的图像以及HST版本的更大的板尺度，增加了Frontier Fields的传统价值。我们的工作表明，即使是在高银河系纬度的领域，那里的自然向导星是罕见的，目前的多共轭自适应光学技术在8米望远镜打开了一个新的窗口遥远的宇宙。计划对第三个前沿场Abell 370进行观测。
2015-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Unraveling the collision scenario of the dissociative galaxy cluster Abell 56 through hydrodynamic simulations
通过定制化流体动力学 N 体模拟，确定了 Abell 56 星系团在近心点后 0.52 Gyr 的晚期碰撞场景，再现了气体偏移、形态、速度及温度等观测特征，并评估了弱透镜质量偏差影响甚微。
2024-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The merging galaxy cluster Abell 3266 at low radio frequencies
我们提出了新的低频（$ν= 88$-216 MHz）的复杂合并星系团阿贝尔3266的观测。这些新的观测是在Murchison Widefield Array（MWA）的第二阶段“扩展”，长基线配置中进行的，提供了迄今为止最高分辨率的星团低频视图。我们报告的四个陡峭的频谱（$α\lesssim -1$为$S_ν\propto ν^α$）扩展的无线电源集群内的检测。我们确认探测到一个$\sim 570$ kpc无线电遗迹的集群的南部，和一个可能的桥梁的排放连接遗迹的集群核心。我们还发现两个新的超陡谱（$α\lesssim -1.7$）化石等离子体源的集群中心的北部和西部没有相关的紧凑的无线电发射。以前在星团中探测到的射电星系也被发现有一个光谱变陡的尾巴，MWA突出显示了陡峭的光谱成分。我们在星团中没有探测到巨大的射电晕。在216 MHz模拟了一系列射电晕后，我们将射电光度的上限设为150 MHz时对应于$\sim 7.2 \times 10^{24}$ W Hz $^{-1}$，假设预期半径为500 kpc，比标度关系中预期的低5倍。为什么在阿贝尔3266中没有发现一个巨大的射电晕还不清楚--合并的时间轴和光学和X射线研究确定的系统的总质量表明了一个托管系统的基础。
2022-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revising the merger scenario of the galaxy cluster Abell 1644: a new gas poor structure discovered by weak gravitational lensing
星系团阿贝尔1644（$\bar{z}=0.047$）以其显著的螺旋状X射线辐射而闻名。它以前被认为是一个双峰系统，包括子星系团A1644S和A1644N，每个子星系团都以一个巨大的椭圆星系为中心。在这项工作中，我们提出了一个全面的研究这个系统，包括新的弱透镜和动力学数据和分析，加上量身定制的流体动力学模拟。透镜和星系密度图显示了在X射线图像上看不到的北部结构。因此，我们将之前已知的北晕重新命名为A1644N1，新的北晕重新命名为A1644N2。我们的透镜数据表明，它们具有相当相似的质量：$M_{200}^{\rm N1}=0.90_{-0.85}^{+0.45} \times10^{14}$和$M_{200}^{\rm N2}=0.76_{-0.75}^{+0.37} \times10^{14}$ M $_\odot$，而南部结构是主要的：$M_{200}^{\rm S}=1.90_{-1.28}^{+0.89}\times 10^{14}$ M $_\odot$。基于观测数据的模拟，我们提出了一个方案，在该系统中显着的X射线特性是A1644 S和A1644 N2之间的碰撞发生在$\sim$ 1.6 Gyr前的结果。目前，这些系统在达到最大间隔后，应该正在前往一个新的相遇。
2020-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Separating Galaxies from the Cluster Dark Matter Halo in Abell 611
我们研究了Abell 611星系团核心星系的质量含量。我们执行一个强大的集群核心的透镜分析，并使用速度色散测量个别集群成员作为额外的约束。尽管在A611的核心有少量的多重成像系统和具有中心速度分散的星系团成员，但速度分散测量的增加导致对与星系成分相关的质量的更严格的约束，因此，对与暗物质晕相关的质量的约束。如果没有光谱速度色散，我们会高估星系组分的质量，高估的倍数为$\sim1.5$，或者，等价地，我们会低估星团暗晕的质量，低估的倍数为$\sim5\%$。我们使用表面亮度（SB）重建的切向巨弧进行额外的透镜分析。这种方法提高了对弧附近5个星系质量参数的约束，提高了$\sim10$的系数。从SB分析得到的星系速度色散在1 $σ$置信水平上与光谱测量和简单点状分析的预测是一致的。相反，2-3个星系的截断半径显着偏离星系标度关系，并表明不同星系的剥离历史的差异。
2017-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of large-scale diffuse radio emission in low-mass galaxy cluster Abell 1931
扩展，陡谱射电同步辐射源主要是在大质量的星系团，而不是集团。LOFAR两米巡天图像揭示了低质量星系团Abell 1931中的一个弥散的超陡频谱射电源。源具有相当不规则的形态，最大线性尺寸约为550 kpc。该源仅在143 MHz的LOFAR观测和325 MHz的GMRT观测中可见。在143 MHz和325 MHz之间的总源的谱指数是$α_{143}^{325} = -2.86 \pm 0.36$。在甚大阵列（1-2 GHz）观测中，源仍然不可见，正如预期的那样，给出了光谱指数。钱德拉X射线观测显示该星团的辐射热光度为$L_X = (1.65 \pm 0.39) \times 10^{43}$ erg s $^{-1}$，温度为$2.92_{-0.87}^{+1.89}$ keV，这意味着质量约为$\sim 10^{14} M_{\odot}$。我们的结论是，源是一个残余的射电星系，已关闭约200万年前。最明亮的星团星系，一个射电响亮的椭圆星系，可能是这个灭绝源的来源。与文献中研究的残余源不同，我们的源在低射频下具有陡峭的频谱。在低射频下研究这些残留的射电星系对于理解这些源的稀缺性及其在反馈过程中的作用是很重要的。
2018-04-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Numerical simulations challenged on the prediction of massive subhalo abundance in galaxy clusters: the case of Abell 2142
在这封信中，我们比较了丰富的，附近的（$z=0.09$）星系团，阿贝尔2142，成员星系的丰度与从国家的最先进的数值模拟，无论是碰撞在不同的分辨率和包含重子物理学的冷却，恒星形成和反馈的形式提取可比维里质量的晕。我们还使用两个半解析模型来解释孤儿星系的存在。从斯隆数字巡天数据发布12（SDSS DR 12）数据库中获取的光度和光谱信息，使我们能够估计Abell 2142成员星系的恒星速度色散。这个量被用作安全集群成员的总质量的代理，并适当地与模拟中的subhalos进行比较。我们发现，模拟晕有一个统计上显着的（$\gtrsim 7$西格玛置信水平）更少量的大规模（圆速度以上$200\,{\rm km\, s^{-1}}$）subhalos，即使在考虑可能的不完整的意见。这些结果证实了最近对哈勃前沿场星系团MACS J0416 \citep{grillo2015}的强透镜研究的发现，并表明观察到的差异已经存在于暗物质（DM）的暗晕水平，并且不能通过引入重子物理来解决。更深入地了解观测和模拟之间的这种差异，将为DM粒子的物理性质和重子对宇宙结构形成和演化的影响提供有价值的见解。
2016-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the correlation between globular clusters and the distribution of dark matter in galaxy clusters: the case of Abell 2744
Canadian Institute for Theoretical Astrophysics (CITA), University of Toronto（多伦多大学理论天体物理研究所 (CITA)）；Department of Physics & Astronomy, McMaster University（麦克马斯特大学物理与天文系）；Instituto Galego de Física de Altas Enerxías, Universidade de Santiago de Compostela（圣地亚哥-德孔波斯特拉大学加利西亚高能物理研究所）；Department of Statistical Sciences, University of Toronto（多伦多大学统计科学系）；David A. Dunlap Department of Astronomy & Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学大卫·A·邓普克天文与天体物理学系）；Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学邓普克天文与天体物理研究所）；Data Sciences Institute, University of Toronto（多伦多大学数据科学研究院）
本文通过统计方法研究球状星团在星系团中的分布与其暗物质分布的相关性，发现球状星团的分布更紧密地与预测的质量图相关联，为研究星系团质量分布提供了新的独立方法。
2026-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The unrelaxed dynamical structure of the galaxy cluster Abell 85
首次利用光学光谱和X射线光谱相结合的方法研究了距离中心$r_{500}\sim 600h^{-1}$ ~kpc的星系团中心区的动力学。我们使用（1）焦散技术，确定集群的子结构和它们的星系成员的光谱数据，和（2）的X射线红移拟合程序，估计红移分布的集群内介质（ICM）。我们使用的空间和红移分布的星系和X射线发射气体相关联的光学子结构的X射线区域。当我们将这种方法应用于Abell 85（A85）时，我们的分析显示出A85的复杂动力学结构：一个红移为$z=0.0509 \pm 0.0021$的星系群沿着视线穿过星系团中心，并拖曳着部分存在于星系团核心的ICM;在红移$z=0.0547 \pm 0.0022$和$z=0.0570 \pm 0.0020$处的两个另外的基团，以相反的方向穿过星团，几乎垂直于视线，并大大扰乱了ICM的动态。在A85外围的另一个群，在红移$z=0.0561 \pm 0.0023$处，与X射线发射的第二个峰有关，在红移$z=0.0583^{+0.0039}_{-0.0047}$处。虽然我们对A85的分析和结果需要通过高分辨率光谱来证实，但它们证明了我们的新方法如何成为一种强大的工具，通过揭示其中心和周围结构来限制星系团的形成历史。
2016-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chandra Observations of Abell 2261 Brightest Cluster Galaxy, a Candidate Host to a Recoiling Black Hole
我们使用钱德拉X射线观测寻找证据的反冲黑洞从最明亮的星系团在阿贝尔2261（A2261-BCG）。A2261-BCG是反冲黑洞的有力候选者，因为它的大而平的恒星核心，由哈勃太空望远镜成像观测揭示。我们用钱德拉进行了100千秒的观测，并将其与35千秒的档案观测相结合，以寻找预期质量为$M\sim10^{10}\ M_{\scriptscriptstyle \odot}$的黑洞上的低水平吸积，该黑洞可能位于星系中心附近的四个偏心恒星结之一中，或者位于星系的光学中心或无线电发射的位置。我们发现没有X射线发射所产生的点源超过集群气体，可以限制吸积的任何黑洞在中心区域的2-7千电子伏的流量低于$4.3 \times 10^{-16}\ \mathrm{erg\ s^{-1}\ cm^{-2}}$，对应的热辐射爱丁顿分数约$10^{-6}$。因此，A2261-BCG的核心要么没有$10^{10}\ M_{\scriptscriptstyle \odot}$黑洞，要么它正在低水平吸积。我们还讨论了在集群中的X射线发射气体的形态，以及它的不对称性是如何与一个大的动态事件是一致的。
2020-10-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
The radio source in Abell 980: A Detached-Double-Double Radio Galaxy?
UM-DAE Centre for Excellence in Basic Sciences, University of Mumbai（孟买大学基础科学卓越中心）；Department of Physics, Savitribai Phule Pune University（萨维特里巴伊·普勒浦那大学物理系）；INAF-Padova Astronomical Observatory（帕多瓦天文台）
利用LoFAR数据和现有观测，研究阿贝尔980的射电发射源，发现双双射电星系结构，证实了两个双射电源由BCG在两次喷流活动产生，且因宿主星系漂移导致双lobes失去共线性。
2022-07-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
LOFAR Detection of a Low-Power Radio Halo in the Galaxy Cluster Abell 990
射电晕是扩展的（$\sim{\rm Mpc}$），陡谱源发现于动态扰动星系团的中心区域。据报道，只有少数射电晕存在于质量为$M_{500}\lesssim5\times10^{14}\,M_\odot$的星系团中。在本文中，我们提出了一个LOFAR 144 MHz的无线电晕在星系团阿贝尔990的质量$M_{500}=(4.9\pm0.3)\times10^{14}\,M_\odot$的检测。该晕的投影大小为$\sim$ 700 $\,{\rm kpc}$，流量密度为$20.2\pm2.2\,{\rm mJy}$，或在星团红移（$z=0.144$）处的射电功率为$1.2\pm0.1\times10^{24}\,{\rm W\,Hz}^{-1}$，这使其成为迄今为止探测到的射电功率最低的两个晕之一。我们的钱德拉档案数据使用动力学指标从集群的排放分析表明，集群没有经历一个重大的合并，而是一个轻微的扰动系统的平均温度为$5\,{\rm keV}$。$L_{X}=(3.66\pm0.08)\times10^{44}\,{\rm ergs\,s}^{-1}$在0.1- 2.4 keV波段的低X射线光度意味着该星系团是已知拥有射电晕的最不明亮的系统之一。我们在Abell 990中发现的射电晕开启了用低频望远镜（如LOFAR，MWA（第二阶段）和uGMRT）在探索不足的质量较小的星系团中发现更多晕…
2020-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
