The Dust and Molecular Gas in the Brightest Cluster Galaxy in MACS 1931.8-2635
我们提出了新的ALMA观测的分子气体和远红外连续周围的最亮的星系团（BCG）在冷核星系团MACS 1931.8-2635。我们的观测揭示了分子气体的$1.9 \pm 0.3 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$，与星团核心中已知的最大的冷气库相当。我们检测到CO（1-0），CO（3-2），CO（4-3）的排放从扩散和紧凑的分子气体成分，从BCG中心延伸到$\sim30$ kpc的西北，跟踪紫外线结和H $α$丝观察。由于缺乏形态的对称性，我们假设，$\sim300$公里秒$^{-1}$速度的CO在尾部是不是由于并发的活动星系核喷流的隆起，而我们可能正在观察最近的活动星系核爆发的后果。CO谱线的能量分布表明，分子气体激发的影响有关的恒星形成和最近的活动星系核反馈的过程。波段6和7的连续辐射来自尘埃，在空间上与在紫外和光学波段观察到的年轻恒星和星云辐射一致。我们将几个尘埃团的温度限制为$\lesssim 10$ K，这太冷了，不能直接与周围的$\sim 4.8$ keV的团内介质（ICM）相互作用。冷尘埃人口超出了所观察到的CO排放，必须保护从相互作用的ICM或被包围的ICM的几个千电子伏冷比钱德拉观察到的本地卷。
2019-05-27 astro-ph.GA
Merger histories of brightest group galaxies from MUSE stellar kinematics
使用多单元光谱探测器（MUSE）光谱，我们分析了18个最亮的集团早型（BGEs）星系的恒星运动学，从完整的本地体积集团样本（CLoGS）。我们分析的运动学地图的不同功能，并测量特定的恒星角动量在一个有效半径（$λ_{e}$）。我们将BGE分类为快（10/18）或慢（8/18）旋转，表明至少有两种不同的进化路径。我们量化高阶运动学矩$h_{3}$和V/ $σ$之间的反相关性（使用$ξ_{3}$参数），以及光度和运动学位置角之间的运动学失准角（使用$Ψ$参数），并注意到快速和慢速旋转BGE的这些参数分布之间的明显差异。我们发现，所有10个快速旋转体都在形态和运动学轴之间对齐，与扁圆星系形状一致，而慢速旋转体分布在所有三类中：扁圆（1/8），三轴（4/8）和长轴（3/8）。我们将结果放入上下文中使用已知的无线电特性，X射线特性，和分子气体的观测。我们发现从快速旋转的BGE的观测推断出一致的合并历史，表明它们经历了富含气体的合并或相互作用，这些很可能是冷气体的起源。观测到的慢旋转的证据是一致的气体贫合并。对于有冷气的慢旋子，所有的证据都指向来自群内介质的冷气冷却。
2022-06-27 astro-ph.GA
The Weak Lensing Radial Acceleration Relation: Constraining Modified Gravity and Cold Dark Matter theories with KiDS-1000
我们目前的测量孤立星系周围的径向引力加速度，比较预期的引力加速度重子物质与观测到的引力加速度，使用弱透镜测量的第四次数据发布的千度调查。这些测量将径向加速度关系（RAR）扩展了20年，进入可观测星系外围以外的低加速度区域。我们将我们的RAR测量结果与两个修正引力（MG）理论的预测进行比较：MOND和Verlinde的紧急引力。我们发现，测量的RAR同意与MG的预测。此外，我们发现，至少$6σ$的早期和晚期类型的星系的RAR之间的差异（分裂的Sérsic指数和$u-r$颜色）具有相同的恒星质量。目前的MG理论涉及一个独立于其他星系性质的引力修正，这将无法解释这种行为。如果只有早型星系具有显著的（$M_{gas} \approx M_*$）环星系气体晕，这种差异可能得到解释。在$Λ$ CDM模型中，星系与晕的质量关系取决于星系形成的历史。我们发现，MICE，一个$Λ$ CDM模拟与混合晕占据分布建模和丰度匹配，再现了所观察到的RAR，但显着不同的BAHAMAS，流体动力学宇宙学星系形成模拟。我们的研究结果对环星系气体的数量很敏感;目前的观测限制表明，由此产生的修正可能是温和的。如果星系周围重子质量分布的系统不确定性降低，那么在未来的宇宙学巡天中对透镜RAR的测量将能够进一步区分MG和$Λ$ CDM模型。
2021-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
GAMA+KiDS: Alignment of galaxies in galaxy groups and its dependence on galaxy scale
内禀星系排列是弱透镜测量的一个偏差来源，也是理解星系形成和演化的一个工具。在这项工作中，我们测量的卫星星系的形状对齐，在星系群中，相对于最亮的组星系（BGG），以及BGG形状与卫星位置的对齐，使用高度完整的星系和质量大会（GAMA）光谱调查和深度成像从Kilo度调查。我们通过专用的图像模拟控制系统误差，并使用DEIMOS形状测量方法测量精确的形状。我们发现一个显着的卫星径向对齐信号，消失在大分离的BGG。我们没有发现信号与星系绝对星等或星系群质量有任何强烈的趋势。对准信号由红色卫星主导。我们还发现，星系的外部区域更强烈地对齐比它们的内部区域，通过改变在形状测量过程中采用的径向权重。这种行为对红色和蓝色卫星都很明显。BGG也被发现与卫星位置对齐，当考虑最里面的卫星时，这种对齐更强，使用红色BGG和BGG外部区域的形状。最后，我们测量了两种不同径向权重函数的GAMA样本中的全局固有对准信号，没有发现显著差异。
2019-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo ellipticity of GAMA galaxy groups from KiDS weak lensing
利用重叠千度巡天（KiDS）观测到的弱引力透镜信号，对GAMA巡天中约2600个星系团的平均晕椭圆率进行了约束.要做到这一点，我们量化的堆叠透镜信号的方位角依赖性周围的暗物质分布的方向的七个不同的代理，因为它是一个先验未知的最好的跟踪方向。在小尺度上，最亮的组/簇成员（BCG）的主轴提供了最好的代理，导致各向异性信号的清晰检测。为了把它和晕的椭圆率联系起来，我们必须采用一个密度分布模型。我们推导出一个椭圆模型的表面质量密度分布的剪切场的四极矩的新的表达式。在小于250 kpc的尺度上用椭圆Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓对信号进行建模，这大致对应于维里半径的一半，并假设BCG与暗物质完美对齐，我们发现平均晕椭圆率为e_h=0.38 +/- 0.12。这与只模拟冷暗物质的结果非常吻合，后者通常报告的e_h值约为0.3。在更大的尺度上，BCGs周围的透镜信号不能很好地跟踪暗物质分布，而卫星群的分布为晕的方向提供了更好的代理，导致在250 kpc和750 kpc之间的尺度上对非零晕椭圆率的3- 4 sigma检测。我们的研究结果表明，在一定半径内的恒星分布形成了一个很好的代理该半径内的暗物质的方向，这也被观察到在流体动力学模拟。
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas condensation in Brightest Group Galaxies unveiled with MUSE
星系团中中央星系的冷气体的起源仍然是一个有争议的问题。我们提出了多单元光谱探测器（MUSE）的18个光学选择的本地Brilliant集团Galerkin（BGG）的观测研究的光学发射线气体的运动学和分布。MUSE观测揭示了气体形态的分布，包括10个复杂的细丝网络，延伸到10 kpc到两个紧凑（<3 kpc）和五个扩展（>5 kpc）的盘主导结构。一些旋转盘显示环和细长的结构从中心盘产生。恒星分量的运动学主要是旋转主导的，这与在行星源中发现的扰动运动学和分布有很大不同。对于大多数系统，电离气体在运动学上与恒星成分解耦，这表明气体的外部起源。我们还发现，H α光度与冷分子质量相关。通过对热大气的热力学性质的研究，我们发现，在中心熵值和tcool/teddy比值都很小的系统中，可以发现压缩源和致密盘。这表明，与冷核星系团中的布里渊星系团一样，电离气体可能是由热晕气体冷凝形成的，与混沌冷吸积模拟一致（如C比，Tat和k图所示）。我们注意到，气体旋转盘比BCGs更频繁。对这些天体中气体来源的解释是，合并或卫星群对气体燃料的贡献，正如本样本的一些来源定性地暗示的那样。尽管如此，我们讨论的可能性，一些扩展磁盘也可能是一个过渡阶段，在一个进化的序列，包括长丝，扩展磁盘和光盘，所描述的热气体冷凝模型的冷却流。
2022-01-19 astro-ph.GA
Dark matter halo properties of GAMA galaxy groups from 100 square degrees of KiDS weak lensing data
千度巡天（KiDS）是一种宽视场光学巡天，旨在利用弱引力透镜绘制宇宙中的物质分布图。在本文中，我们使用这些数据来测量的$\sim \mathrm{1400}$光谱确定的星系群和星系团的星系和质量大会（GAMA）调查的样本的密度分布和质量。我们检测到一个非常显着的信号（信号噪声比$\sim$ 120），使我们能够研究暗物质晕的性质超过一个半数量级的质量，从$M \sim 10^{13}-10^{14.5} h^{-1}\mathrm{M_{\odot}}$。我们解释的结果为各种子样本的群体使用晕模型框架，占的Brilliant集群星系（用作示踪剂的组中心）相对于该集团的暗物质晕的中心的偏心。我们发现，密度分布的晕很好地描述了NFW配置文件的浓度，同意从数值模拟的预测。此外，我们约束的质量和一些可观察到的组属性之间的标度关系。我们发现，总的r-带亮度的质量标度作为一个幂律的斜率$1.16 \pm 0.13$（1-西格玛）和作为一个幂律的斜率$1.89 \pm 0.27$（1-西格玛）的群速度色散。最后，我们证明了弱透镜研究的群体之间的重子反馈模型在群体尺度上的区别，通过比较我们的结果与预测的宇宙-超大规模模拟（Cosmo-OWLS）项目，排除模型没有活动星系核反馈的潜力。
2015-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular gas in cool-core brightest cluster galaxies at $z\simeq0.4$
本文利用 NOEMA 对 z≈0.4 处三个冷核 BCG 的冷分子气体进行高分辨率观测，结合哈勃数据揭示了由 AGN 反馈、冲压压力和潮汐等不同环境机制驱动的质量组装过程。
2025-07-28 astro-ph.GA
HI absorption associated with Norma's brightest cluster galaxy
ESO 137-G 006是冷核和动态年轻的诺玛星系团中最亮的星系团（BCG）。我们发现一个原子氢（HI）吸收线与此BCG使用澳大利亚望远镜紧凑阵列。我们估计的气体柱密度的$ \approx (1.3 \pm 0.2) \times 10^{20}\,T_{\rm{spin}}$原子厘米$^{-2}$与自旋温度，$T_{\rm{spin}} \leq 194$ K，符合HI性质的其他早型星系和冷核星系团BCGs。冷气体的存在和团簇冷却流之间的关系尚不清楚。我们的研究结果支持的情况下，ESO 137-G 006可能是最近到达集群中心，而不是原来的BCG。这种情况是一致的，与观测到的空间对齐的BCG的广角尾电波瓣与诺玛的X射线子集群和显着的视线之间的速度偏移的平均速度的诺玛和BCG。
2022-12-13 astro-ph.GA
Brightest Cluster Galaxy Offsets in Cold Dark Matter
本文利用IllustrisTNG、MillenniumTNG和BAHAMAS模拟研究最亮团星系与暗物质质心偏移，发现其通常仅约1 kpc，并评估质心测量方法对暗物质自相互作用检验的影响。
2024-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
An extended cold gas absorber in a central cluster galaxy
我们提出了一个扩展的冷气结构的偶然发现，预计接近z=0.045集群阿贝尔3716的最亮的星系团（BCG），从档案积分场光谱。气体通过窄Na D线吸收显示出来，对着BCG的恒星光观察，可以追踪到$\sim$ 25 kpc，宽度为2-4 kpc。气体偏移到比BCG更高的速度（$\sim$ 100 km/s），表明它是下降而不是流出;固有线宽为$\sim$ 80 km/s（FWHM）。非常弱的H $α$线的发射检测到的结构，并建议从光学成像的弱尘埃吸收功能，但没有恒星对应的已确定。我们讨论了吸收体的一些可能的解释：作为一个投影的低表面亮度星系，作为一个气体流，是从一个坠落的星系团剥离，或作为一个“退休”的冷核星云灯丝。
2017-06-26 astro-ph.GA
Star Formation in Intermediate Redshift 0.2 < z < 0.7 Brightest Cluster Galaxies
我们提出了一个多波长的光度和光谱的研究42布里渊星系团星系（BCGs）在两个样本的星系团选择的引力透镜的研究。该研究的初始样本结合了来自星团透镜和超新星调查与哈勃（CLASH）样本的25个BCGs和来自斯隆巨弧调查（SGAS）的37个BCGs，总红移范围为0.2 < z < 0.7。利用GALEX、哈勃太空望远镜、宽视场红外巡天探测器、赫歇尔和甚大阵的数据，我们确定了BCGs的恒星质量、射电功率和恒星形成率。如果是由于恒星的形成，射电功率比预期的要高，这与BCGs是由活动星系核（AGN）提供能量的射电源是一致的。这表明活动星系核和恒星的形成都是由宿主星系中的冷气体提供燃料的。比恒星形成率（sSFR）很低，并且随红移而变化。平均sSFR为9.42 * 10^-12 yr^-1，相当于1050亿年的质量倍增时间。这些发现与BCGs分层形成的模型一致，这表明恒星形成不再是z < 1的星系生长的重要通道。相反，在此期间，恒星的生长（至少是2倍的数量级）预计主要通过较小的干合并发生
2017-04-11 astro-ph.GA
Starbursting Brightest Cluster Galaxy: a Herschel view of the massive cluster MACS J1931.8-2634
我们研究了大质量X射线选择星系团MACS J1931.8-2634在$z$ =0.352时尘埃遮蔽的恒星形成特性。利用\textit{Herschel}望远镜在100-500 $μ$ m范围内获得的远红外（FIR）成像，我们从最亮的星团星系（BCG）中提取了31个$r\sim$（$r\sim$ 1 Mpc）范围内的源（2个$σ$）。在这些来源中，我们确定了六个集群成员，我们进行了分析，他们的光谱能量分布（SED）。我们测量总红外光度（L $_{IR}$），恒星形成率（SFR）和尘埃温度。BCG的L $_{IR}$ =1.4 $\times$ 10 $^{12}$ L $_\odot$是一个超亮红外星系，拥有II型活动星系核。我们分解成活动星系核和星爆分量的FIR SED，并找到相等的贡献活动星系核和星爆。我们还重新计算了BCG的SFR，发现SFR=150 $\pm$ 15 M $_\odot$ yr $^{-1}$。我们使用{ \sl Chandra} X射线数据在冷的核心中寻找等压冷却流，并且没有发现在内部30 kpc中低于1.8 keV的气体的证据，对于在95% c.l.时58 M $_\odot$ yr $^{-1}$的瞬时质量沉积速率的上限。该值$3\times$低于BCG中的SFR，表明正在进行的SF发作持续时间长于ICM冷却事件。
2015-11-10 astro-ph.GA
WISDOM project -- VIII. Multi-scale feedback cycles in the brightest cluster galaxy NGC 0708
我们提出了高分辨率（合成光束尺寸0。“088x0。“083或25 x23 pc $^2$）阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）$^{12}$ CO（2-1）线和236 GHz连续谱观测，以及5 GHz增强型多元射电链接干涉仪网络（e-MERLIN）连续谱观测，NGC 0708;低质量星系团Abell 262中最亮的星系。线观测揭示了星系核心的分子气体湍流旋转盘，以及高速蓝移特征~0。“4（~113 pc）从其中心。亚毫米连续发射峰值在原子核处，但向这一异常CO发射特征延伸。没有相应的伸长率被发现在相同的空间尺度在5 GHz的e-MERLIN。我们讨论了在这个源中检测到的异常蓝移发射的潜在原因，并得出结论，它最有可能是一个低质量的下降细丝的材料冷凝从热的集群内介质通过混沌冷吸积，但它也有可能是一个喷气驱动的分子外流。我们估计这种结构在这两种情况下的物理性质，并表明，任何一种解释是可行的。我们建议未来的观测与积分场光谱仪将能够确定这种异常发射的真正原因，并提供进一步的证据淬火冷却流和机械反馈之间的相互作用在这个源的小规模和大规模。
2021-03-16 astro-ph.GA
Clumpy and Extended Starbursts in the Brightest Unlensed Submillimeter Galaxies
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）获得的0.015”-0.05”（120 - 360 pc）860微米连续谱图像，研究了三个最亮的z=3-4亚毫米非透镜星系的中心结构。AzTEC 1和AzTEC 8中kpc的分布非常复杂，它们由多个~200 pc的团块组成。AzTEC 4由两个源组成，它们之间的距离约为1.5 kpc，这表明它是一个中期合并。在中央星团中，恒星形成率密度的峰值约为300 ~ 3000 Msun/yr/kpc ^[2]，这表明在爱丁顿极限附近存在着极端的恒星形成区域。通过比较ALMA和亚毫米阵列（SMA）获得的通量，我们发现在AzTEC 4和8中，68-90%的发射被扩展（> 1 kpc）。对于AzTEC 1，我们在扩展的3 - 4 kpc区域中确定了至少11个额外的紧凑（~200 pc）团块。总的来说，这里提供的数据表明，在< 150 pc尺度下观测到的光度表面密度与在局部ULIRGs中观测到的大致相似，如在Arp 220的东核。860微米的连续体中有10 - 30%集中在中心千秒差距的团块结构中，而剩余的通量分布在> 1千秒差距的区域，其中一些也可能是团块结构。这些来源可以用气体的快速流入来解释，例如富含气体的星系合并，周围环绕着扩展和cluerous星暴。然而，不排除冷模吸积模型。
2016-09-08 astro-ph.GA
Cool gas accretion, thermal evaporation and quenching of star formation in elliptical galaxies
星系色星等图最明显的特征是静止星系的红色序列，一直延伸到最亮的椭圆星系，以及恒星形成星系的蓝色云，它在亮度L~L* 处被截断。蓝色云的截断表明，在最大质量的系统中，恒星的形成必须被淬灭。要做到这一点，维里温度的银河系气体必须保持高温，任何吸积的冷气体必须被加热。吸积的冷气体的消失可能是由于热的星际介质的热蒸发，而热的星际介质反过来又被活动星系核的反馈阻止冷却。
2009-08-13 astro-ph.GA
AMICO galaxy clusters in KiDS-1000: Splashback radius from weak lensing and cluster-galaxy correlation function
Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；INFN - Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼亚分部）
利用KiDS-1000数据中的AMICO星系团样本，通过测量和建模叠加的弱引力透镜切向剪切和星系团-星系相关函数，约束暗物质晕的溅回半径、质量吸积率以及溅回半径与峰值高度的关系，并与ΛCDM模型预测一致。
2026-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shattering and growth of cold clouds in galaxy clusters: the role of radiative cooling, magnetic fields and thermal conduction
在星系团中，热的团内介质（ICM）可以在最亮的星系团周围形成引人注目的多相结构。人们已经做了很多工作来了解这个中央星云的起源，但很少有人研究它在最初的结构被分解成单个的冷团块后的最终命运。在本文中，我们进行了一套30（磁）kpc尺度的冷云的流体动力学模拟与典型的参数发现的星系团模拟，以了解云是否混合回热ICM或可以持续。我们研究了辐射冷却、小尺度加热、磁场和（各向异性）热传导对云的长期演化的影响。我们发现，细丝碎片冷却的时间尺度短于破碎的时间尺度，下降的压力平衡与热介质，粉碎，形成较小的团块。这些作为进一步冷凝的成核点，并通过开尔文-亥姆霍兹不稳定性混合，导致冷气体质量在7500万年内翻倍。云的增长取决于密度，以及局部加热过程，这决定了云是否经历烧蚀或破碎驱动的演变。磁场会减慢但不会阻止云的生长，冷相和暖相的演变都对磁场拓扑结构敏感。与直觉相反，与非传导性云相比，各向异性热传导增加了冷气体的生长速率，也导致了更大量的暖相。我们的结论是，在研究星系团的长期冷却流演化时，$500$ pc或更大尺度上的致密团块是不可忽略的。
2022-11-30 astro-ph.GA
Galaxy clusters from the DESI Legacy Imaging Surveys -- III. Star-forming fraction of brightest cluster galaxies
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
研究发现BCG的恒星形成分数随红移增加而上升，且在低红移时由冷却流主导，高红移时由气体合并主导。
2025-12-03 astro-ph.GA
This is not the feedback you have been looking for: nearby optical AGN rarely drive kpc-scale cold-gas outflows
我们研究了星际钠I $λλ5890, 5895$（钠D）吸收线双峰在一个接近完整的样本$\sim$ 9900附近的Seyfert 2星系，为了量化的意义，光学活动星系核活动的驱动kpc规模的外流，可以淬灭恒星的形成。与$\sim$ 44，000个对照对象的仔细匹配样本进行比较表明，Seyfert和对照人群具有相似的Na-D检出率（$\sim 5-6%$）。只有53个塞弗特星系（或0.5%的人口）被发现可能显示银河系尺度的风，而对照星系的比例为0.8%。虽然近三分之一的Na-D外流发生在我们的Seyfert 2星系周围最明亮的活动星系核，无线电和红外数据表明，恒星的形成可以发挥主导作用，在驱动冷气体外流的Na-D-外流Seyfert 2s的更高的分数。我们的研究结果表明，在低红移的银河系规模的外流并不比他们在他们的非活跃的同行更频繁的塞弗茨，光学活动星系核是不是显着的贡献者淬火的恒星形成在附近的宇宙中，恒星形成实际上可能是主要的驱动程序流出，即使在系统中，主机的活动星系核。
2017-05-24 astro-ph.GA
Ultraviolet Morphologies and Star-Formation Rates of CLASH Brightest Cluster Galaxies
亮星系团星系（BCGs）通常是静止的，但许多都有恒星形成。在这里，我们利用提供的机会，由休息帧紫外线成像的星系团在CLASH（集群透镜和超新星与哈勃）多周期国库项目揭示的多样性紫外线形态的BCGs和比较它们与最近的模拟冷却，恒星形成的气体结构产生的沉淀驱动的反馈。所有的CLASH BCGs都在静止坐标系UV（280 nm）中被探测到，而不管它们的恒星形成活动如何，因为演化的恒星星族产生了适量的UV光，这些UV光追踪了近红外中相对平滑、对称和中心峰值的恒星分布。紫外线形态与强紫外线过剩的BCGs之间表现出独特的结，多个细长的团块，和延长丝的发射，明显不同于平滑的紫外线安静的BCGs的配置文件。这些结构，这是类似于在低红移的紫外线观察到的几个恒星形成的BCGs中看到的，暗示了cloudos恒星形成的双极流，但不是螺旋臂或大的，kpc尺度的磁盘。基于流的数量和缺乏罪犯伴星系，这些流不太可能是由与富含气体的星系的多次碰撞产生的。这些形成恒星的紫外线结构在形态上类似于模拟降水驱动的活动星系核反馈中产生的冷气结构，在这种反馈中，喷流将低熵气体提升到更高的高度，使其冷凝。根据CLASH紫外线图像，利用肯尼库特关系，在最广泛和高度结构化的系统中，未被掩盖的恒星形成率每年可达80个太阳质量。CLASH BCGs在z~0.2-0.5时的恒星形成环星系气体熵阈值与z < 0.2时的星系团是无法区分的。
2015-04-02 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
The composition and thermal properties of a cool core lacking a brightest cluster galaxy
本研究对Abell~1142星系团中无BCG的冷核开展多波段观测，测量其金属丰度并验证冷核铁峰的并合韧性，同时解释了无冷分子气体的可能原因。
2023-10-06 astro-ph.GA
The regulation of star formation in cool-core clusters: imprints on the stellar populations of brightest cluster galaxies
一部分最亮的星系团（BCGs）在紫外线和光谱的蓝色部分显示出明亮的发射，这被解释为最近恒星形成的证据。这些结果大部分是基于宽带光度数据的分析。在这里，我们研究了一个由X射线发光星系团在0.15 < z < 0.3，从加拿大集群比较项目（CCCP）样本的子集托管的19个BCGs的样本的光谱。我们确定合理的恒星形成历史的星系拟合简单的恒星星族（SSP）以及复合人口，由一个年轻的恒星成分叠加在一个中间/老恒星成分，准确地约束他们的恒星形成历史。我们在19个星系中的4个星系中发现了显著的年轻（~ 2亿年）恒星星族。其中，Abell 1835年的BCG显示出显著的A型恒星特征，显示出相对大量的年轻恒星，即使在恒星形成的BCG中也是极不寻常的。我们将这些年轻组分对恒星总质量的贡献限制在1%到3%之间，但在Abell 1835中上升到7%。我们发现，有强烈证据表明最近恒星形成的四个BCGs（只有这四个星系）被发现在其宿主星系团的X射线峰值的投影距离为5 kpc，并且BCGs周围的弥散X射线气体表现出辐射冷却与自由落体时间（$t_{c}/t_{ff}$）的比值< 10。这些也是一些具有最低中心熵的集群。我们的结果与沉淀驱动的恒星形成和活动星系核反馈模型的预测一致，即当不稳定性参数$t_{c}/t_{ff}$低于~10时，辐射冷却的扩散气体将发生局部热不稳定性，导致冷气体的凝结和沉淀. [摘要]
2015-11-24 astro-ph.GA
Excitation mechanisms in the intracluster filaments surrounding Brightest Cluster Galaxies
在冷核星系团（又称BCG（最亮星系团））中心，围绕着巨大椭圆星系的气态结构的激发，是我们理解活动星系核反馈以及环境和局部效应对恒星形成影响的关键。我们调查的贡献的热辐射从周围的冷却流BCGs的灯丝的激发。我们探讨了小级别的额外加热（湍流），和金属，对光学和红外线的影响。使用云代码，我们模拟的光电离和光解的气体板的光学深度AV{ \leq } 30 mag在恒定压力下，为了计算自洽所有的气相，从电离气体分子气体。电离源是由冷却气体发射的EUV和软X射线辐射。我们测试这些模型比较他们的预测丰富的多波长观测，从光学亚毫米。这些模型再现了在BCGs周围星云中观测到的大部分多波长光谱，不仅有LINER类光学诊断：[O iii]λ 5007/H \b{eta}，[N ii]λ 6583/Hα和（[S ii]λ 6716 +[S ii] λ 6731）/Hα，而且还有原子气体的红外发射线。模拟的ro-vib H2线也与观测结果相匹配，这表明近红外和中红外H2线主要是由H2分子和次级电子之间的碰撞激发的，这些次级电子是由X射线和灯丝中的冷气体之间的相互作用在云中自然产生的。然而，电离线示踪剂和分子线示踪剂（即CO）之间仍然存在一定的张力，这需要优化云结构和分子区的密度。
2021-03-17 astro-ph.GA
The ALMA Discovery of the Rotating Disk and Fast Outflow of Cold Molecular Gas in NGC 1275
利用ALMA波段6对NGC 1275的射电星系/最亮星系团（BCG）中的CO（2-1）、HCN（3-2）和HCO $^{+}$（3-2）谱线进行了空间分辨率为$\sim20$ pc的观测。在以前的观测中，CO（2-1）发射被探测为东西方向的径向细丝。我们解决了内部的细丝，发现细丝不能代表一个简单的下降流形态和运动学。所观察到的复杂性质的灯丝类似于冷混沌吸积最近的数值模拟预测的冷气体结构。粗略的估计表明，冷气体的吸积速率可能高于热气体。在中心的100 pc内，我们探测到一个分子气体的旋转盘，其质量为$\sim10^{8} M_{\sun}$。这是第一个证据的存在，大量的冷气盘在这个空间尺度上的BCGs。在次pc尺度上，盘的旋转轴与射电喷流的轴大致一致。这可能表明，冷气盘是物理连接到最里面的吸积盘负责喷射发射。我们还探测到HCN（3-2）和HCO的$^{+}$（3-2）谱中的吸收特征，而这些吸收特征主要来自于$\sim1.2$ -pc大小喷流辐射的射电连续辐射。吸收特征比系统速度蓝移300-600 km~s $\sim$，表明存在活动星系核活动星系核（AGN）的外流气体。讨论了活动星系核的吸积与吸积的关系，蓝移吸收的起源，以及用分子气体动力学方法估算黑洞质量。
2019-08-27 astro-ph.GA
The CO-H2 van der Waals complex and complex organic molecules in cold molecular clouds: a TMC-1C survey
在过去的几十年里，在星际介质（ISM）中已经检测到近200种不同的物质，不仅揭示了简单的物质，而且揭示了具有6个以上原子的复杂分子。其他奇异的化合物，如弱结合的二聚体（H2）2，也在像木星这样的天文来源中被发现。我们的目标是首次检测ISM中的CO-H2范德华络合物，如果检测到，它可以是低温的敏感指标。我们使用位于Pico Veleta（西班牙）的IRAM 30 m望远镜在TMC-1C（温度为10 K）的冷致密核心中搜索CO-H2复合物。在3 mm（80-110 GHz）波段的所有最明亮的CO-H2跃迁都已被观测到，光谱分辨率为0.5-0.7 km/s，达到2 mK的均方根噪声水平。同时观测16千兆赫的宽频带，使我们能够进行偶然的谱线调查。没有检测到属于CO-H2复合物的线。我们已经建立了一个新的，更严格的上限为[CO-H2]/[CO] = 5 × 10 ^{-6}，而我们预计的复杂的丰度范围为10^{-8}-10 ^{-3}。谱线调查使我们能够检测到与41个不同物种（包括同位素）相关的75条谱线。我们检测到一些复杂的有机物种，如甲基氰（CH 3CN），甲醇（CH 3OH），丙炔（CH 3CCH）和乙烯酮（CH 2CO），与冷气体（激发温度约7 K），确认这些复杂的物种不仅存在于温暖的物体，但也在寒冷的制度。
2016-07-10 astro-ph.GA
Shapes and alignments of dark matter haloes and their brightest cluster galaxies in 39 strong lensing clusters
利用哈勃前沿场（HFF）、哈勃星系团透镜与超新星巡天（CLASH）和再电离透镜星系团巡天（RENIONationationationLensingClusterSurvey，RICS）中的39个大质量星系团，研究了45个暗物质（DM）晕及其最亮星系团（BCGs）的形状和排列。我们通过强引力透镜测量DM晕的形状，而BCG形状来自于哈勃太空望远镜图像中的光剖面。我们的测量从大样本的大质量星系团在这里提供了新的限制暗物质和集群天体物理学。我们发现，DM晕平均高度拉长，平均椭圆率为$0.482\pm 0.028$，DM晕和它们的BCG的主轴位置角趋于与排列角的平均值$22.2\pm 3.9$度一致。我们发现，DM晕在我们的样品中平均比它们的BCG更细长，它们的椭圆度的平均差为$0.11\pm 0.03$。相比之下，地平线AGN宇宙流体动力学模拟预测DM晕和它们的中央星系之间的平均相似的椭圆率。虽然观测和模拟之间的这种差异可以很好地解释为它们的晕质量尺度的差异，但其他可能性包括强透镜测量固有的偏差，重子物理学的有限知识，或冷暗物质的限制。
2020-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Turbulent Heating in Galaxy Clusters Brightest in X-rays
炽热的X射线发射的团内介质（ICM）是星系团的主要重子成分。在许多星系团的核心，ICM的辐射能量损失发生在比系统年龄短得多的时间尺度上。如果不加以控制，这种冷却将导致大量冷气体的积累和活跃的恒星形成，这与观测结果相矛盾。人们已经提出了各种能够补偿这些冷却损失的能源，最有希望的是通过相对论等离子体气泡的膨胀，由中央星系中的超大质量黑洞加热。不管最初的能量来源是什么，这种能量如何转移到ICM的问题仍然没有解决。在这里，我们提出了一个合理的解决方案，这个问题的基础上深钱德拉X射线天文台的数据和一个新的数据分析方法，使我们能够直接评估ICM加热率由于湍流耗散。我们发现湍流加热足以抵消辐射冷却，并且确实似乎在每个半径处局部平衡了它-因此，它可能是解决星系团核心以及更普遍的X射线大气中气体冷却问题的关键因素富系统。
2014-10-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Search and Study of the Brightest Stars in the Galaxy IC 342
本研究利用多台望远镜的观测数据，搜寻并分析了星系IC 342中的亮大质量恒星候选体，明确了24颗观测恒星的光谱类型与天体分类，为河外星系大质量恒星研究提供了样本。
2024-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SAMI Galaxy Survey: Linking Tidal Features and Orbit Populations Using Schwarzschild Modelling
The University of Sydney（悉尼大学）；ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D)（三维全天空天体物理学卓越中心）；School of Physics, University of New South Wales（新南威尔士大学物理学院）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；CSIRO Space & Astronomy（CSIRO空间与天文部）；Department of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理学系）
本研究基于SAMI星系巡天，用DYNAMITE代码构建Schwarzschild轨道叠加模型，发现星系轨道占比与λ_Re、恒星年龄相关，证实合并驱动加热是大质量星系角动量再分布的主导机制。
2026-08-17 astro-ph.GA
A Galaxy-Scale Fountain of Cold Molecular Gas Pumped by a Black Hole
我们介绍了ALMA和MUSE对Abell 2597中最亮星系团的观测，Abell 2597是附近（z=0.0821）的冷核心星系团。这些数据描绘了一个30亿太阳质量的星云的运动学，它跨越了星系核心最里面的30千秒差距。其温暖的电离和冷分子成分都是同空间和共动的，这与光学星云追踪许多冷分子云的温暖包络的假设一致，这些冷分子云在热X射线大气的速度场中漂移。这些云并不处于动力学平衡状态，相反，它们显示出有证据表明，有气流流入中心的超大质量黑洞，沿着它发射的喷流流出，并被这些喷流膨胀起来的浮力热泡抬升。因此，整个场景与跨越星系的“喷泉”一致，其中冷气云流入黑洞吸积水库，为喷射和气泡提供动力，提升低熵多相气体的冷却羽流，这可能会刺激额外的冷却和吸积，作为自我调节反馈回路的一部分。所有的速度都低于从星系逃逸的速度，所以这些云应该会像下雨一样回到它们来的星系中心，使喷泉长寿。这些数据与混沌冷吸积，沉淀和刺激反馈模型的主要预测是一致的，并可能在所有质量尺度上跟踪星系演化的基本过程。
2018-08-01 astro-ph.GA
XRISM Observations of The Prototypical Cold Front in Abell 3667
Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科）；RIKEN Nishina Center（理化学研究所西村中心）；Kobayashi-Maskawa Institute for the Origin of Particles and the Universe (KMI)（小林-益川粒子与宇宙起源研究所）；Department of Physics, Ehime University（爱媛大学物理学系）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）；Department of Physics, Tokyo Metropolitan University（东京都立大学物理学系）；Faculty of Engineering, University of Miyazaki（宫崎大学工学部）；NASA / Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；IRAP, CNRS, Université de Toulouse, CNES, UT3-UPS（图卢兹大学CNRS/INSU空间研究所）；Department of Physics, Nara Women’s University（奈良女子大学物理学系）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；Institute of Space and Astronautical Science (ISAS), Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA)（日本宇宙航空研究开发机构宇宙科学研究所）；Kanazawa University（金泽大学）；Department of Astronomy and Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文与天体物理系）；Center for Astrophysics | Harvard-Smithsonian（哈佛史密森尼天体物理中心）
XRISM 观测揭示阿贝尔 3667 冷前缘气体流动特征，支持偏移合并模型，发现冷前缘内气体存在显著速度梯度和高速度分散度。
2025-12-08 astro-ph.GA
Quiescent fractions in high-redshift galaxy groups reflect their hot-or-cold state of gas accretion
Université Paris-Saclay, CNRS, CEA（巴黎萨克雷大学，法国国家科学研究中心，法国原子能和替代能源委员会）；Instituto de Física, Pontificia Universidad Católica de Valparaíso（天主教瓦爾帕萊索大學物理研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（黎明宇宙中心）；DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间研究所）
研究通过分析16个高红移星系群的静止分数，发现热吸积状态下静止分数约为50%，而冷吸积状态下则接近零，表明气体吸积状态影响星系静止化过程。
2026-04-24 astro-ph.GA
Molecular gas properties of star-forming brightest group galaxies at $z \sim 0.3$
Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所波伦亚天文台）；Zentrum für Astronomie, Universität Heidelberg（海德堡大学天文中心）；Observatoire de Paris, Collège de France, PSL University, Sorbonne University, CNRS, LUX（巴黎天文台，法兰西学院，PSL大学，索邦大学，法国国家科学研究中心，LUX）；Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM)（毫米波射电天文研究所）；INFN - Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼亚分部）；ITP, Universität Heidelberg（海德堡大学理论物理研究所）
研究通过CO线观测三个COSMOS场中的最亮群星系（BGGs），发现其分子气体和恒星形成活动受环境过程影响，揭示了气体耗尽可能在恒星形成熄灭之前发生。
2026-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold gas in hot star clusters: the wind from the red supergiant W26 in Westerlund 1
韦斯特隆德1号中的大质量红超巨星（RSG）W26是越来越多的RSG之一，这些RSG被证明具有从外到内的电离风。这种稠密的风物质的命运对于大质量星团中第二代恒星形成的模型非常重要。Mackey等人（2014年）表明，外部光电离可以阻止RSG的风并在致密的静态壳层中积累质量。我们使用一维R-HD模拟的外部光电离风预测的Halpha和[NII]发射所产生的光电离风有和没有一个致密的外壳。我们分析光谱的Halpha和[NII]排放在W26周围的环境中，并将它们与预测的合成排放进行比较。减速成致密壳层的慢风的模拟显示出强烈的边缘增亮线发射，线径向速度与风速无关。较快的风速（>22 km/s）不会形成致密的壳层，边缘增亮较少，线径向速度是风速的良好示踪剂。当只考虑线通量时，[NII]和Halpha线的亮度作为与W26距离的函数与观测结果相当吻合。然而，径向速度并不一致：观测到的最亮的辐射相对于恒星的径向速度蓝移了约25 km/s，而球对称风在零径向速度时具有最亮的辐射。我们的研究结果表明，W26周围的明亮星云必须是不对称的;我们认为它是由来自附近超巨星W 9风的外部冲压压力限制的。我们得到了星云内氮丰度的下限为太阳的2.35倍。线比强烈地支持光电离而不是冲击电离，因此即使观测到的星云是压力限制的，仍然应该有一个电离前沿和一个光电离限制的壳层靠近恒星。
2015-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ubiquitous cold and massive filaments in cool core clusters
布里渊星系团星系核周围的多相结构可能是活动星系核反馈的关键步骤。我们在3个冷星系团核心：半人马座，Abell S1101和RXJ1539.5中观察到分子气体，并收集了其他12个星系团的ALMA和MUSE数据。这些观测结果表明，聚集的、大质量的、长的、3- 25 kpc的分子细丝，优先位于由活动星系核（活动星系核）膨胀的射电泡周围。两个物体显示了核分子盘。光学星云当然是在追踪冷分子细丝的温暖封套。令人惊讶的是，H $α$ /CO通量比的径向分布对于大多数物体来说大致是恒定的，这表明（i）可能存在1.2到7倍的冷气体，以及（ii）局部过程必须负责激发。预计速度在100- 400 km/s $^{-1}$之间，具有扰动的运动学和有时相干的梯度。这可能是由于几个细的未分辨细丝在投影中的混合。速度场可以被气泡、射流或合并引起的晃动引起的湍流搅动。速度和弥散度都很低，低于逃逸速度。冷云最终会回落并为活动星系核提供燃料。我们比较灯丝的径向范围，r $_{fil}$，与X射线气体可能变得热不稳定的区域。细丝总是在低熵和短冷却时间区域内，其中t $_{cool}$ /t $_{ff}$ <20（13个源中的9个）。在r $_{fil}$处的t $_{cool}$ /t $_{ff}$的范围为8-23，可能是由于（i）影响自由下落时间的更复杂的重力势（例如，晃动，合并）;（ii）ICM中存在不均匀性或…
2019-02-25 astro-ph.GA
The AGN fuelling/feedback cycle in nearby radio galaxies - V. The cold atomic gas of NGC 3100 and its group
本文利用 ATCA 对邻近低激发射电星系 NGC 3100 进行 21-cm 观测，首次探测到其中心的 HI 吸收及周边星系和暗云的 HI 发射，发现星系群内的潮汐相互作用驱动冷气体吸积至星系中心，形成冷核周盘以维持其年轻的核活动。
2023-05-01 astro-ph.GA
Inquiring into the nature of the Abell 2667 Brightest Cluster Galaxy: physical properties from MUSE
基于HST和MUSE的观测数据，我们研究了位于X射线发光冷核星系团Abell 2667（z = 0.2343）中心的射电最亮星系团（BCG）的恒星和气体性质（即运动学、恒星质量、恒星形成率）. BCG表面亮度剖面的二维模型揭示了在星系周围延伸的子结构的复杂系统的存在。不同大小和形状的团块陷入更弥散的成分中构成了这些子结构，其强烈的“蓝色”光学颜色暗示了年轻恒星星族的存在。我们的研究结果将BCG描述为一个大质量（M_star ~ 1.38 x 10^11 M_sun）的色散支撑的球体（v_star < 150 km/s，sigma_0 ~ 216 km/s），它容纳着一个活动的超大质量黑洞（M_SMBH ~ 3.8 x 10^9 M_sun），其光学特征是典型的低电离核发射线区。虽然BCG中恒星的速度模式是不规则的，但团块区域的恒星运动学显示出约100 km/s的正速度，类似于气体成分。通过经验诊断图对团簇中观测到的谱线的产生机制进行了分析，指出辐射是复合的，表明恒星形成和活动星系核都有贡献。我们总结我们的分析，描述了如何混乱的冷吸积和合并与富含气体的盘星系的情况下，可以有效地解释BCG正在经历的现象。
2019-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
CoRGI in MaNGA - II. NGC 5717: cold-gas accretion and disk growth in a BGG
Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算研究所）；Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学斯登伯格天文研究所）；New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学）；Center for Astrophysics and Space Science (CASS), New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学天体物理学与空间科学中心）；Observatoire Astronomique de Strasbourg, UMR 7550, CNRS, Université de Strasbourg（斯特拉斯堡天文台）；Center for Astrophysics — Harvard and Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Universite Paris Cite, CNRS, Astroparticule et Cosmologie（巴黎西岱大学）
该研究以最亮团星系NGC 5717为对象，利用多波段观测证实其含冷反向旋转盘，揭示大质量中心星系可通过早期外部冷气体吸积实现星系盘增长。
2026-10-16 astro-ph.GA
Warm and cold molecular gas in the cluster center of MACS 1931-26 with JWST and ALMA
University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学）；Texas State University（德克萨斯州立大学）；National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波季斯特里安大学）；Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, ENS de Lyon, Université Lyon 1, CNRS（里昂天体物理研究中心，里昂高等师范学校，里昂第一大学，法国国家科学研究中心）；University of Oxford（牛津大学）；National Centre for Nuclear Research（国家核研究中心）；Zhejiang Laboratory（浙江实验室）；Fukui University of Technology（福井工业大学）
本文利用 JWST 和 ALMA 对 MACS1931-26 最亮团星系及其星系周介质进行空间分辨观测，发现温 H$_2$ 与冷 CO 气体共位延伸超过 30 kpc，并揭示温冷分子气体比例相当，表明 H$_2$ 动能耗散可形成 CO。
2025-11-10 astro-ph.GA
New ALMA constraints on the star-forming ISM at low metallicity: A 50 pc view of the blue compact dwarf galaxy SBS0335-052
低金属量星系的冷星际介质的性质并不为人所知，这是因为它们的辐射微弱且尺度极小。我们提出了深ALMA波段6（230 GHz）附近，低金属量（12 + log（O/H）= 7.25）的蓝色致密矮星系SBS 0335 -052的观测，在前所未有的分辨率为0.2角秒（52 pc）。未探测到12 CO J=2-1谱线，我们报告LCO（2-1）的3 σ上限为3.6x10^4 K km/s pc ^2。假设分子气体在给定的耗尽时间（范围为0.02 ~ 2 Gyr）内转化为恒星，我们发现CO转化为H2的转换因子α_CO的下限在10^2-10^4 Msun pc^-2（K km/s）^-1之间。在两个主要的超级星团上探测到并分辨出连续辐射。重新分析的红外无线电光谱能量分布表明，毫米通量不仅是自由的自由发射，但最有可能也与一个冷的尘埃成分与最亮的集群的位置相一致。根据标准的尘埃性质，我们估计它的质量高达10^5兆太阳。线和连续体的结果表明，存在一个大型的冷气藏看不见的CO，即使与ALMA。
2017-04-07 astro-ph.GA
Aging Halos: Implications of the Magnitude Gap on Conditional Statistics of Stellar and Gas Properties of Massive Halos
冷暗物质模型预测，大尺度结构是分级生长的。小的暗物质晕首先形成。然后，它们通过不断的合并和增生而逐渐成长。这些晕以热气体和冷恒星相的形式容纳了宇宙中大部分的重子物质。要确定重子是如何划分成这些阶段的，需要对星系形成及其组装历史进行详细的建模。推测相同质量晕的形成时间可能与它们的重子含量有关。为了评估这一假设，我们采用了由IllustrisTNG项目的TNG 300解决方案实现的质量高于$10^{14}\,M_{\odot}$的晕。形成时间不能直接观察。因此，我们依赖于最亮和第四亮晕星系成员之间的星等差距，这表明跟踪主机晕的形成时间。我们计算条件统计的恒星和气体含量的晕条件的总质量和星等差距。我们发现星等差与气体质量、BCG恒星质量和卫星星系恒星质量有很强的相关性，但与晕的总恒星质量没有相关性。视星等差的条件化可以减少晕性质-晕质量关系的离散性，并对条件协方差有显著影响。散射的减少可以达到30%，这意味着更准确的晕质量预测。利用晕丰度来解释星等间隙有可能改善宇宙学约束，并使我们能够深入了解这些系统中的重子演化。
2020-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lack of Correlations between Cold Molecular Gas and AGN Properties in Type 1 AGNs at $z \lesssim 0.5$
本研究利用 NOEMA 观测数据分析了 138 个本地 1 型 AGN 的 CO(2--1) 辐射，发现冷分子气体性质与 AGN 性质之间缺乏显著相关性，且无证据表明 AGN 反馈会迅速熄灭恒星形成，暗示宿主星系引力不稳定性或冷气体快速内流可能触发 AGN 活动。
2023-04-03 astro-ph.GA
The Evolution of AGN Activity in Brightest Cluster Galaxies
我们给出了宽视场红外巡天探测器（WISE）对2500度^2南极望远镜（SPT）-SZ星团样本的观测结果分析。描述了一种基于WISE中红外色和红移识别最亮星系团中活动星系核（AGN）的方法。将这种技术应用于SPT-SZ样本的BCGs，我们计算了AGN-hosting BCG分数，它被定义为BCGs在所有可能的BCGs中托管明亮中心AGNs的分数。假设{ \bf an evolving}单爆发恒星星族模型，我们发现统计上显著的证据（>99.9%），中红外线过剩在高红移相比，低红移，这表明活动星系核托管的BCGs的比例增加，红移范围内0 < z < 1.3。AGN中BCG部分的最佳红移趋势为（1+z）^（4.1+/-1.0）。这些结果与以前在星系团和场星系中的研究结果是一致的。解释这一结果的一种方法是，在高红移的成员星系往往有更多的冷气体。虽然附近星系团中的BCGs主要是通过与星系团成员的干合并来增长的，但不会导致AGN活动的增加，高红移的BCGs主要可以与富含气体的卫星合并，为AGN提供燃料。如果活动星系核活动的增加与富含气体的合并有关，而不是与ICM冷却有关，那么我们将看到在z > 1时P_cav与L_cool关系中的散射增加。最后，这项工作证实了失控的冷却阶段，如经典的冷却流模型预测，在凤凰星系团是非常罕见的，大多数BCGs低（相对于爱丁顿）黑洞吸积率。
2022-02-10 astro-ph.GA
Ubiquitous giant Ly $α$ nebulae around the brightest quasars at $z\sim3.5$ revealed with MUSE
在$z\sim2$对星系际气体进行的直接Ly $α$成像最近揭示了类星体周围的巨大宇宙结构，例如蛞蝓星云（Cantalupo et al. 2014）。尽管它们的亮度很高，但在窄带和光谱调查中，这类系统的探测率不到10%，可能编码了类星体周围气体分布和类星体发射特性的关键信息。在这项研究中，我们使用的MUSE积分场仪器进行盲调查巨大的Ly $α$星云周围的17个明亮的射电安静类星体在$3<z<4$，不受以前的调查的限制。经过数据简化和专门开发的工具进行分析，我们发现每个类星体都被巨大的Ly $α$星云包围，其投影大小大于100物理kpc，在某些情况下，延伸到320 kpc。尽管星云的形态不同，但它们的圆形平均表面亮度轮廓看起来非常相似，并且与斜率为$\approx-1.8$的幂律一致。所有这些星云和蛞蝓星云的性质之间的相似性表明，所有系统都有类似的起源，明亮类星体周围的大部分气体可能处于相对“冷”（T $\sim$ 10 $^4$ K）和致密的阶段。此外，我们的研究结果表明，这种气体是普遍存在的至少50 kpc的明亮类星体在$3<z<4$独立的类星体的发射张开角，或扩展到200 kpc的类星体各向同性发射。
2016-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cold dark matter content of Galactic dwarf spheroidals: no cores, no failures, no problem
我们研究的暗物质含量的卫星星系的Lambda CDM宇宙学流体动力学模拟的本地集团从APOSTLE项目。我们发现之间的模拟结果和估计的9个最明亮的银河系矮椭球体（dSphs）来自他们的恒星速度色散和半光半径非常吻合。潮汐剥离通过从外向内逐渐去除暗物质而发挥重要作用，特别影响到亮度比平均大小大的较暗卫星和系统。我们的模型表明，潮汐已经显着减少了暗物质含量的灿文I，六分仪，船底座，天炉座，一个预测，可以通过比较它们与匹配的光度和大小的场星系进行测试。在过去，对单个矮星的暗物质含量的观测估计一直被低估，有时甚至被低估得很厉害。我们使用我们改进的估计，重新审视“太大而不能倒”的问题，在早期的N体工作。我们加强和扩展我们以前的结论，APOSTLE模拟显示没有这个问题的迹象。解决办法并不需要暗物质剖面中的“核心”，而是依赖于在解释观测数据和解释理论建模中的“重子效应”时修正假设和不确定性。
2016-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The energy source of the filaments around the giant galaxy NGC1275
英仙座星系团附近最明亮的星系NGC1275被一个丝状网络包围着。它们最初是通过它们的H α发射被观测到的，但现在已知它们有一个大分子成分，总质量接近10^11兆太阳能。这些细丝嵌入在炽热的团内气体中，延伸超过80千秒差距。它们有一个不寻常的低激发光谱，这是很好地模拟碰撞加热和电离的次级电子。在这里，我们注意到，从外部细丝的表面辐射通量是接近的能量通量影响他们从热气体中的粒子。我们提出，冷灯丝内的次级电子，激发所观察到的亚毫米通过UV发射，是由于周围的热气体有效地穿透冷气体通过重连扩散。从灯丝中看到的一些软X射线发射是由于电荷交换，尽管这不足以解释所有观测到的X射线通量。纤维是复杂的多相气体。冷热气体的相互渗透导致了细丝的质量增长，速度高达100 Msunpyr。在冷的核心星系团中缺乏软X射线冷却发射是由于热气体与中心星系周围和内部的冷气体混合时的非辐射冷却。
2011-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the statistics of proto-cluster candidates detected in the Planck all-sky survey
对本地星系团（“原星系团”）的大量前体的观测研究使我们能够测试密度扰动的增长，限制控制它的宇宙学参数，测试非线性坍缩理论以及星系形成如何在稠密环境中发生。普朗克合作组织最近发表了一个目录，其中包含了> 2000个冷的河外亚毫米源，即颜色指示z > 2，几乎所有这些都是恒星形成星系的超密度。因此，它们被认为是原簇候选者。它们的数密度（或它们的通量密度）远远超过了标准情景对大尺度结构演化的预期。基于物理驱动的星系演化模型的模拟表明，基本上所有的冷峰亮度超过S_{545GHz} = 500 mJy发现在普朗克地图后，已删除银河尘埃排放可以解释为正泊松波动的高z尘埃原团的数量在同一普朗克光束，而不是单独的团块的物理约束星系。如果用尘埃星系光度函数的经验拟合代替物理模型，这个结论也不会改变。模拟准确地再现了普朗克探测的统计和产量分布的大小和椭圆度与观测定性一致。对冷峰有贡献的最亮原星系团的红移分布在1.5 <~ z <~ 3处有一个宽的最大值。因此，普朗克原星系团候选者的后续研究将为大尺度结构的高z演化提供关键信息。
2017-05-31 astro-ph.GA
APEX/SABOCA observations of small-scale structure of infrared-dark clouds I. Early evolutionary stages of star-forming cores
暗星云（IRDC）是星团和高质量恒星形成的早期阶段，由冷（~20 K）、致密（n > 10 $^4$ cm $^{-3}$）气体组成。IRDC的光谱能量分布（SED）主要是由远红外和毫米波长的制度，我们最初的赫歇尔研究检查IRDC在SED的峰值高角分辨率。在这里，我们提出了一个后续的研究，使用SABOCA仪器在APEX提供7.8”角分辨率在350微米，匹配的分辨率，我们实现了与Herschel/PACS，并允许我们表征亚结构的~0.1pc规模。我们的11个附近的IRDC的样本是一个混合的对流云和clurides形态，对流云显示出显着的层次结构，而clurides IRDC表现出很少的层次结构。所有的IRDC，无论形态如何，其总质量的约14%为小尺度的核状结构，其在所有尺寸尺度上大致遵循恒定体积密度的趋势。在我们用Herschel确定的89个原恒星核心中，我们恢复了40个最亮的，并重新拟合了它们的SED，发现它们的性质与我们之前的估计相当吻合（<T>~ 19 K）。我们探测到一个新的“冷核”，没有70微米的对应物，但有100和160微米的亮度，温度更低（<T>~ 16 K）。后者的人口，随着SABOCA只检测，主要是低质量的对象，但他们的演化诊断是一致的，最早的无星或星前阶段的核心IRDC。
2013-11-19 astro-ph.GA
Cold, clumpy accretion onto an active supermassive black hole
星系中心的超大质量黑洞可以通过气体的吸积而成长，释放出的能量可能会在星系范围内调节恒星的形成。然而，推动黑洞成长的气体燃料库的性质在很大程度上不受观测的约束，而是通常被简化为非常热的气体的平滑球形流入。最近的理论和模拟预测，吸积可以由随机的，cluerous分布的非常冷的分子云-偏离“热模式”吸积模型-虽然明确的观测支持这一预测仍然难以捉摸。在这里，我们报告的意见，揭示了一个寒冷的，clusional吸积流到一个超大质量黑洞燃料水库的核心的Abell 2597布里渊星系团星系（BCG），附近（红移z=0.0821）巨大的椭圆形星系周围的致密晕的热等离子体。在适当的条件下，热不稳定性可以从这种热气体中沉淀出来，产生一场落向星系中心的冷云雨，在居住在其核心的千秒差距分子星云中维持恒星的形成。观测结果显示，这些冷云也为黑洞吸积提供了燃料，揭示了分子云以每秒约300公里的速度向内移动时投下的“阴影”，朝向星系中心活跃的超大质量黑洞，这是一个明亮的背光。先前在极高的空间分辨率下观测到的较温暖的原子气体的确凿证据，以及基于几何和概率的简单论点，表明这些云位于黑洞最里面的一百秒差距内，并且更接近它。
2016-06-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
The WISSH QSOs project IX. Cold gas content and environment of luminous QSOs at z~2.4-4.7
在恒星形成和黑洞吸积的高峰期（z~2-4，即宇宙正午），类星体光度函数最亮端的源是研究大质量星系的馈送和反馈循环的有利场所。我们进行了第一次系统的研究，在最明亮的类星体的冷气属性，通过表征他们的宿主星系和环境。我们分析了ALMA，NOEMA和JVLA观测的FIR连续谱，CO和[CII]发射线在八个类星体（$L_{\rm Bol}>3\times10^{47}$ erg/s）从WISSH样本在z~2.4-4.7。我们报告了100%的发射线检测率和80%的连续发射检测率，我们发现CO排放与迄今为止观察到的最陡峭的CO阶梯是一致的。亚毫米数据显示，在WISSH类星体的80%周围存在（一个或多个）明亮的伴星系，预计距离为6-130 kpc。我们观察到各种大小的分子气藏（1.7-10千秒差距），与旋转磁盘与扰动运动学。与FIR匹配的z~0-3主序星星系相比，WISSH类星体通常表现出更低的CO光度和更高的恒星形成效率，这意味着，考虑到观测到的SFR ~170-1100 $M_\odot$ /年，分子气体在小于5000万年时转化为恒星。大多数目标显示出极端的动力学黑洞质量比$M_{\rm dyn}/M_{\rm BH}\sim3-10$，两个数量级小于当地的关系。WISSH宿主中的分子气体分数比具有类似$M_*$的恒星形成星系低约10-100倍。WISSH类星体经历了中央SMBH和宿主星系的强…
2020-10-13 astro-ph.GA
Do gas-poor galaxy clusters have different galaxy populations? The positive covariance of hot and cold baryons
星系团在一定质量下表现出多种团内介质性质，其中包括气体组分、X射线光度和X射线表面亮度。在这项工作中，我们调查是否尚未确定的原因产生集群的X射线低表面亮度也会影响星系的属性，即丰富，丰富的浓度，宽度和位置的红色序列，颜色，光度和优势的最亮的星系团。我们使用SDSS-DR 12光度测定法，我们的分析因素的质量依赖性，以得出在固定的集群质量的趋势。表面亮度低的星系团，尽管有类似星系团的光度，却有丰富的星系团。贫气体、低X射线表面亮度、X射线暗质量的星团，在$4.4σ$水平上显示出比质量低25%的丰度。因此，丰度和数量取决于气体，如气体分数，$M_{gas}$，和X射线表面亮度，是协变的固定晕质量。特别是，我们没有确认的暗示，在固定质量的热和冷重子的反关联提出的文献。在我们的数据和样本量允许的灵敏度范围内，所有剩余的光学性质在固定质量下没有显示出协方差。我们得出结论，X射线和光学性质是不相交的，光学性质不显示签名的那些过程涉及气体含量，除了丰富的质量标度关系。X射线表面亮度和丰富度之间的协方差对于低表面亮度集群的有效X射线跟踪是有用的，因为它允许我们使用调查质量的光学数据预先选择集群，并防止昂贵的X射线观测。
2021-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Raining in MKW 3s: a Chandra-MUSE analysis of X-ray cold filaments around 3CR 318.1
本文分析了在与MKW 3s的一个冷核星系团的布里渊星系团（BCG）NGC 5920有关的射电源3CR 318.1中观测到的气体细丝的X射线和光学观测结果。这项工作是第一个X射线和光学分析的细丝在冷核心集群进行使用MUSE观测。我们的目标是确定主要的激发过程负责从这些灯丝所产生的排放。我们用X射线$\textit{Chandra}$观测较热的高度电离的气相，补充了光学VLT/MUSE观测，追踪较冷的气相。使用MUSE观测，我们研究了沿灯丝的发射线强度比，以约束驱动激发的物理过程，并且使用$\textit{Chandra}$观测，我们对沿这些灯丝的气体进行了光谱分析。我们发现了这些细丝的X射线和光学形态之间的空间关联，这些细丝比周围的团簇内介质（ICM）更冷，金属丰度更低，正如在其他BCGs中已经看到的那样。与以前的结果相比，从文献中的其他BCGs，我们建议，激发过程，这是最有可能负责这些灯丝发射是恒星形成和冲击的组合，与自电离，冷却ICM可能的贡献。此外，我们得出结论，细丝最有可能起源于活动星系核驱动的流出方向的无线电喷流。
2021-04-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
