Constraints on the Intracluster Dust Emission in the Coma Cluster of Galaxies
我们利用斯皮策多波段成像光度计对后发座星系团内尘埃的红外辐射进行了研究。我们的观测产生了有史以来最深的星系团的中红外和远红外图像。在这三个波段中的每一个波段中，我们都没有探测到中心多余分量的特征，这与红外空间天文台（ISO）先前的探测报告相反。我们仍然发现70和160微米之间的亮度比显示出中心过量的边缘符号，与ISO结果定性一致。我们的分析表明，过量的比例更可能是由于微弱的红外源躺在起伏的卷云前景。我们的观测结果表明，在24、70和160微米处，在距离星系团中心100 kpc的范围内，过量辐射的2 σ上限分别为5 x 10^-3 MJy/sr、6 x 10^-2 MJy/sr和7 x 10^-2 MJy/sr。这些值与其他星系团中发现的值一致，表明与星际介质相比，星团中心附近的尘埃不足3个数量级以上。
2009-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A WHIM origin for the soft excess emission in the Coma cluster
本文对后发座星系团ROSAT观测资料进行了新的分析，以确定超过热星系团内介质贡献的软X射线辐射量。通过使用XMM-牛顿和普朗克望远镜对星团内部的热介质进行高分辨率研究，使重新分析成为可能。分析证实了最初的发现，即软X射线辐射强烈过量，这可能是热源。我们发现检测到的软过剩和物理特性之间的定量协议的温暖-热星系际介质（WHIM）的细丝中看到的流体动力学模拟。我们的结论是，软过剩的最合理的解释是$\sim 10$ ~Mpc的存在-长纤维在$\log T(K)\simeq 6$，与重子超密度$\sim 300$，会聚到后发座星系团。因此，这一解释提供了支持识别失踪的低红移重子与WHIM细丝，如数值模拟预测。
2022-05-19 astro-ph.CO
Measuring bulk flows of the intracluster medium in the Perseus and Coma galaxy clusters using XMM-Newton
我们展示了一种新的技术，用于校准的XMM EPIC-PN探测器的能量尺度，这使我们能够测量大量的流量在集群内介质（ICM）的英仙座和后发座集群。该程序使用所有观测中存在的仪器线，特别是Cu-Ka。通过研究它们的空间和时间变化，除了结合校准观测外，我们还将Fe-K线的绝对能量标度改进到优于150 km/s，这比标称精度550 km/s有了很大的提高。然后，我们映射了大部分的中央1200和800千秒差距的英仙座和后发座，分别在空间区域下降到65和140千秒差距大小的大部分运动。我们通过将我们的测量结果与Hitomi在Perseus中发现的重叠区域进行比较来交叉检查我们的程序，发现一致的结果。对于英仙座来说，在核心以东250 kpc处，LoS速度增加了480+-210 km/s（1 sigma）。该区域与冷锋有关，为ICM在势阱中晃动提供了直接证据。假设整体运动的内禀分布为高斯分布，则其宽度为214 ± 85 km/s，不包括系统性。去除晃动区域，这被减少到20-150 km/s，这与未受干扰区域中的Hitomi线宽测量的幅度相似。在后发座中，ICM的视线速度在两个中央星系的速度之间变化。气体速度和金属丰度的地图提供了后发座合并历史的线索，星系团核心北部和东部的物质速度与NGC 4874相似，而南部和西部的物质速度接近NGC 4889。我们的研究结果突出了合并系统之间的差异，如昏迷，我们…
2019-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Like a spider in its web: a study of the Large Scale Structure around the Coma cluster
宇宙网是一个由细丝、墙壁和空隙组成的复杂网络，代表着宇宙中最大的结构。在这个网络中，这是结构形成的直接结果，星系团占据中心位置作为节点，通过细丝连接。在这项工作中，我们调查的位置在宇宙网络的一个最知名的和最好的研究星系团，后发座星系团。我们利用斯隆数字巡天数据发布7（SDSS DR7）的主要星系样本和离散持久结构提取器（DisPerSE）来检测后发座星系团周围的大尺度细丝，我们分析了宇宙网络的属性。我们研究了后发座周围75 Mpc半径区域的细丝网络。我们发现后发座星系团的连通性中位数为2.5，与文献中类似质量的星系团的测量结果一致，也与数值模拟的预期一致。它确实连接到3个安全的细丝，连接后发座到阿贝尔1367和其他几个星系团。后发座附近这些暗条的位置与X射线探测到的特征一致，也与星系（例如NGC 4839）可能的坠落方向一致。后发座星系团的整体图像是一个高度连接的结构，占据了宇宙网络的中心位置，是一个密集的节点。我们还发现在2.1 $σ$显著性下，SZ信号中的细丝的试探性检测。
2019-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
First X-ray evidence for a shock at the Coma relic
后发座星系团是离我们最近的星系团之一，也是第一个发现射电晕和外围遗迹的星系团。虽然它的晕和团内介质的中心部分已被广泛研究，但对其遗迹附近等离子体的X射线观测却很少。在这里，我们提出了一个22-ks档案XMM-牛顿观测重新分析的结果。穿过遗迹，我们探测到一个马赫数约为2的激波。这排除了先前提出的遗迹是由湍流形成的假设。此外，多波长观测和数值模式不支持昏迷遗迹处的激波是传出的星团合并激波的假设。相反，我们的研究结果支持了这样一种观点，即遗迹与NGC 4839群沿着宇宙细丝落入星团时形成的坠落激波阵面相吻合。
2012-11-14 astro-ph.CO
Evolution of galaxies in groups in the Coma Supercluster
我们仔细研究后发座超星系团中的星系，并评估环境（以星系团、星系团和超星系团灯丝的形式）在它们演化中的作用，特别是研究星系团的作用。我们根据固有的属性，如丰富度和晕质量，以及它们在超星系团中的位置和接近两个丰富的集群，阿贝尔1656（后发座）和阿贝尔1367。我们设计了一种新的方法，使用核密度估计的本地环境的特点。我们发现，除了占主导地位的影响的星系质量，环境对星系的影响是一个复杂的组合的overdensities在各种尺度上，其特点是在成员的群体，也是星系的位置上的灯丝和他们接近的星系团的陷落区。气体是否能转化为恒星取决于预处理的水平，这在特定环境下如何增强恒星形成中起着重要作用。我们的结果是一致的气体吸积在冷模式的灯丝，可用于增强恒星的形成。最后，我们表明，Abell~1367端的超星系团是在组装的过程中，目前，导致恒星形成活动增强，与后发座端的细丝系统。
2020-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HST/ACS Coma Cluster Survey IV. Intergalactic Globular Clusters and the Massive Globular Cluster System at the Core of the Coma Galaxy Cluster
团内恒星星族是星系团中潮汐相互作用的自然结果。测量这些人口是困难的，但对于理解最大质量星系的组装很重要。后发座星系团是距离我们最近的真正的大质量星系团之一，也是一个相应的大型球状星团（GC）系统的宿主。我们使用HST/ACS后发座星系团巡天的成像，首次明确探测到大量的星系团内GC（IGCs），这些GC填充了后发座星系团的核心，与单个星系无关。中央大质量椭圆星系NGC 4874周围的GC表面密度分布在大半径处由IGC群体主导，这些IGC延伸到我们数据的极限（R<520 kpc）。我们估计在这个半径范围内有47000+/-1600（随机）+4000/-5000（系统）IGC，它们占中央GC系统的70%，使其成为附近宇宙中最大的GC系统。即使包括其他星系团的GC系统，IGC仍然占星系团核心GC的30-45%。从以前的研究中观察到的集群内光（ICL）的限制表明，IGC人口有一个高的特定频率。如果IGC星群具有类似于高SN矮星系的特定频率，则ICL在星团核心内的总恒星质量约为10^12 M太阳。ICL约占中心系统（NGC 4874 +ICL）恒星光度的一半和恒星质量的三分之一。IGC群体的颜色分布是双峰的，蓝色的、金属贫乏的GC以4：1的比例超过红色的、金属丰富的GC。红色IGCs的比例（20%），以及这些GC的红色，意味着IGCs可能来自相对大质量的L* 星系的晕，而不仅仅是来自矮星系的分…
2011-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A complete view of the outskirts of the Coma cluster
我们提出了一个新的扩展XMM-牛顿镶嵌附近的后发座星系团，它涵盖了集群的维里半径与几乎完整的方位角覆盖。这个大的马赛克与普朗克Sunyaev Zel'dovich效应观测相结合，以恢复星系团内介质的热力学性质，在方位角平均的配置文件和36个角扇区，产生最高的空间分辨率视图的热力学的星系团的郊区在其整体。在$r_{500}$之外，我们沿扰动较小方向的聚集校正熵测量与非辐射模拟预测的幂律熵分布在统计上一致，气体质量分数与平均宇宙重子分数一致。然而，在西南部的外围有明显的熵赤字，正好与后发座连接到一个宇宙网细丝的地方相吻合，这个宇宙网细丝将后发座连接到阿贝尔1367。西南部的低熵范围为0.5-1.0 $r_{200}$，并且与模拟丝状气体流在继续从宇宙网中吸积物质时渗透到星系团中的预期一致。我们还发现，恢复量的径向轮廓变得越来越不对称的郊区，特别是沿着更受干扰的方向，符合宇宙学模拟的预测。
2020-07-23 astro-ph.CO
Learning the Universe: Constrained simulations of the Coma galaxy cluster -- I. Radial X-ray and Compton-y signatures
Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系）；Department of Astronomy, Columbia University（哥伦比亚大学天文学系）
利用BORG/MANTICORE约束初始条件和IllustrisTNG模型，生成50个Coma团类似物的高保真模拟，再现其热力学观测特征并评估宇宙方差。
2026-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The diffuse soft excess emission in the Coma cluster from the ROSAT All-Sky Survey
为了研究后发座星系团软X射线发射的大尺度分布，分析了银河北极附近的RASS数据。这些RASS数据构成了唯一可用的后发座X射线观测，其特点是在现场-时间和空间连续-背景，具有无限和连续的径向覆盖。RASS数据的这些独特特征用于提供关于先前在昏迷簇中检测到的软过量是否是由于背景减除误差引起的最终评估。本文证实了与后发座有关的软X射线过剩的存在，并报告了1/4 keV带过剩的检测到5 Mpc的集群中心，最大的软过剩晕发现的日期。我们提出，发射是有关的细丝收敛到后发座，并产生由吸积冲击引起的非热辐射，或从灯丝本身的热发射。
2009-03-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
The evolution of dwarf galaxies in the Coma supercluster
利用SDSS DR 7在500平方度区域的分光光度数据，研究后发座超星系团（z=0.023）中矮星系（~M*+2<M_z<M*+4）的演化。我们发现，在后发座超星系团中，红矮星主要集中在后发座和阿贝尔1367星系团的致密核心，以及嵌入连接它们的灯丝中的星系群中。然而，在后发座星系团和Abell 1367星系团的陷落区发现了后星爆（k+A）矮星，偶尔也在沿暗条嵌入的星系群中发现，这表明深势阱附近普遍存在的强速度场可能与导致矮星系后星爆阶段的机制密切相关。此外，后发座星系团中一些k+A矮星的蓝色，在其维里半径内发现，这表明这些星系中的恒星形成在过去的500 Myr中非常迅速地熄灭了。超星系团中60%以上的红矮星系的H_δ吸收角为0-3角，这表明在这些星系中有一个不可忽略的部分发生了一个主要的恒星形成事件，在最后一个Gyr内结束，使它们能够移动到红色序列。后发座超星系团中的蓝矮星系在EW（H_α）-EW（H_δ）平面上呈双峰分布，其中一个星系团在H_α中有很高的发射，在H_δ中也有一些发射。在EW（H_α）-EW（H_δ）平面上，蓝矮星和红矮星的一个子群重合，在H_δ上表现出吸收，在H_α上表现出相对较低的发射。我们认为，后者人口的很大一部分是被动矮星系的祖先，大量发现在低红移丰富的集群，如后发座的核心。
2010-11-03 astro-ph.CO
Resolved magnetic dynamo action in the simulated intracluster medium
法拉第旋转和河外射电源的同步辐射提供了证据的存在磁场延伸超过~Mpc尺度。然而，这些领域的起源仍然难以捉摸。利用新的高分辨率网格模拟，我们研究了大质量星系团中磁场的增长，该星系团在几个方面与后发座星系团相似。我们研究的模型中，磁场起源于原始种子场与0.1 nG的红移z=30。模拟显示了显著的磁场放大的证据。在最好的空间分辨率（3.95千秒差距），我们能够解决的规模，磁张力平衡的磁力线弯曲的湍流。这使我们能够观察到小规模发电机的最后生长阶段。据我们所知，这是第一次在星系团内介质的宇宙学模拟中看到。我们的模拟观测法拉第旋转提供了一个很好的匹配观察后发座星系团。然而，磁场的分布显示出强烈的偏离一个简单的麦克斯韦分布，这表明在真正的集群磁场的三维结构可能是显着不同的，通常假设时推断磁场值从旋转测量观测。
2017-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weak-lensing Analysis of Intracluster Filaments in Abell 2744: Matched-filter Scans and Stepwise 2D Tracing
Yonsei University（延世大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；INAF–Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）
利用Magellan/MegaCam宽视场成像数据，研究阿贝尔2744星团内团丝的弱透镜效应，采用匹配滤波扫描和分步二维追踪方法，揭示内团丝方向一致性及东侧结构的改进约束，支持其与X射线结构和合并轴的物理联系。
2026-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the interpretation of XRISM X-ray measurements of turbulence in the intracluster medium: a comparison with cosmological simulations
Università di Bologna（博洛尼亚大学）；Istituto di Radio Astronomia, INAF（意大利国家天体物理研究所射电天文台）
XRISM观测与宇宙学模拟显示，Coma星系团湍流特性可通过更复杂的湍流模型解释，无需陡峭的湍流谱。
2025-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.plasm-ph
Buoyancy Instabilities in a Weakly Collisional Intracluster Medium
星系团的团内介质是一种弱碰撞的高β等离子体，其中热量和动量的传输主要沿着磁场线进行。各向异性热传导允许对流不稳定性由任一符号的温度梯度驱动，在非等温集群的外围的磁热不稳定性（MTI）和在其冷却核心的热通量浮力驱动的不稳定性（HBI）。我们采用雅典娜MHD代码来研究这些不稳定性的非线性演化，自洽包括各向异性粘性（即Braginskii压力各向异性），各向异性传导和辐射冷却的影响。我们强调了微尺度不稳定性的重要性，不可避免地伴随和调节的HBI和MTI产生的压力各向异性。我们发现，在所有的，但最内部的区域的冷核心集群，各向异性粘度显着削弱的HBI重新定向磁场线正交的温度梯度的能力。因此，虽然射电模式反馈在中心几十kpc中是必要的，但在哈勃时间的很大一部分时间内，传导可能能够抵消大部分冷核心的辐射损失。磁性排列的冷细丝然后能够通过局部热不稳定性形成。在冷暗条形成过程中的粘性耗散会产生伴随的热暗条，这可以在钱德拉对附近冷核星系团的深空观测中找到。在MTI的情况下，各向异性粘度保持磁场线的相干性超过更大的距离比在无粘的情况下，提供了一个自然的下限的规模上，该领域可以自由波动。在非线性状态下，磁场呈现折叠结构，其中场线曲率和场强度是反相关的。
2012-02-15 astro-ph.CO
Caustic Skeleton and the Local Cosmic Web: the Coma Cluster node and the Pisces-Perseus ridge
The University of Sydney（悉尼大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Groningen（格罗宁根大学）
本文利用光束骨架理论分析Manticore-Local模拟中的Coma星团和Pisces-Perseus岭，揭示其多尺度结构特征，发现D_4型光束在小尺度上更具影响力，为局部宇宙网的拓扑分类提供新方法。
2026-04-24 astro-ph.CO gr-qc
On the DM interpretation of the origin of non-thermal phenomena in galaxy clusters
为了解释星系团中非热现象的起源，我们研究了各种湮灭暗物质（DM）模型的预言。我们考虑三个中性伴子DM模型与轻（9 GeV），中间（60 GeV）和高（500 GeV）的质量。由中性伴子湮灭产生的次级粒子产生了多频率的光谱能量分布（SED），以及对团内气体的加热，这些都是针对后发座星系团的观测结果进行测试的。将DM产生的SED归一化到后发座射电晕谱。我们发现，这是不可能解释所有的非热现象观察到的昏迷DM湮灭。质量为9 GeV的DM模型在所有频率下产生的功率都太小，而质量为500 GeV的DM模型在所有频率下产生的功率都很大。60 GeV和$τ^{\pm}$组成的DM模型与HXR和伽马射线数据一致，但不能再现EUV和软X射线数据。60 GeV和$b{\bar b}$组成的DM模型总是低于观测到的通量。彗发的射电晕谱仅在$b{\bar b}$或轻、中质量DM模型中拟合得较好。对于NFW DM密度分布，彗发中心DM湮灭产生的加热总是大于团内气体的冷却速率，而对于9 GeV的DM模型，它远小于只有核心DM密度分布的冷却速率。我们的结论是，解释起源的非热现象的星系团与DM湮灭模型的可能性需要一个低的中性伴子质量和核心DM密度分布。如果我们考虑多信使对中性伴子湮灭截面的限制，那么事实证明，除非我们引入一个由于DM子结构的存在而产生的实质性增强因子，否则这种情况也将被排除在外。
2010-04-08 astro-ph.CO
Preliminary evidence for a virial shock around the Coma galaxy cluster
星系团是宇宙中最大的引力束缚物体，被认为是通过大规模维里冲击从周围环境吸积质量而增长的。由于电子在这样的冲击波中加速，它应该表现为$γ$射线、硬X射线和射电环，向供给星系团的大尺度灯丝延伸，与热Sunyaev-Zel 'dovich（SZ）信号的截止相一致。然而，到目前为止还没有发现这样的特征，而星系团维里激波的存在仍然只是一种理论。我们发现一个大的初步证据，$\sim 5$兆秒差距短轴$γ$ -射线环周围的后发座集群，延长到大规模的灯丝连接后发座和阿贝尔1367，检测到标称$2.7σ$的置信水平（$5.1σ$使用控制信号模拟）。$γ$ -射线环与同步加速器信号和SZ截止相关，但与银河系示踪剂无关。如果激波在哈勃时间内将热能$\sim 1\%$沉积在相对论电子中，并将$\sim 1\%$沉积在磁场中，那么$γ$射线和射电特征与解析和数值预测一致。隐含的逆康普顿和同步累积发射从类似的冲击可以显着贡献的弥漫河外$γ$射线和低频无线电背景。我们的研究结果，如果证实，揭示了在后发座的热气体，集团的喂养模式，周围的大规模的空洞和细丝的属性的扁长结构。在其他星系团周围探测到这样的冲击波，这将是一个强大的新宇宙学探测。
2017-09-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Diffuse Light in Galaxy Clusters
现在已经在附近和中等红移的星系团中观测到了弥散的团内光（ICL）。在室女座星团和后发座星团中探测到了单个的星团内恒星，并获得了第一个色星等图和速度测量值。最近的研究表明，ICL占星团中恒星质量的10%，甚至可能高达30%，但在一些密集和丰富的星团如后发座的核心，局部ICL分数可高达40%-50%。从ICL中我们能学到什么关于星系团的形成和星系团的演化？ICL是如何以及何时形成的？它与中央最亮的星系团有什么联系？宇宙学N体和流体动力学模拟开始对ICL的运动学和起源做出预测。ICL追踪了稠密环境中重子结构的演化，因此可以用来限制宇宙学模拟中最不确定的一些方面，例如恒星形成的建模和星系中重子成分的质量分布。
2010-01-20 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
Dark Matter Subhalos and the X-ray Morphology of the Coma Cluster
结构形成模型预测，星系团包含许多大质量的subhalo。星系团中次晕的引力压缩了周围的星系团内气体，增强了其X射线发射。我们提出了一个简单的模型，它把subhalos作为缓慢移动和无气体，计算这种效果。冈部等人最近对后发座星系团中心300千秒差距范围内的三个质量集中区进行了弱透镜测量，确定它们的质量约为10^13太阳质量，其中两个集中在巨大的椭圆星系NGC 4889和NGC 4874上。采用一个光滑的球状β模型的气体分布在未扰动的集群，我们模拟这些subhalo上的后发座星系团的X射线形态的影响，比较我们的结果与钱德拉和XMM-牛顿X射线数据。这些模型与后发座星系团中央的X射线形态之间的一致性是惊人的。从透镜测量的次晕参数，三个次晕的距离后发座星系团中平面沿我们的视线都严格限制。用该模型拟合NGC 4889和NGC 4874的次晕质量，分别得到9.1 x 10^12和7.6 x 10^12太阳质量，与透镜质量非常吻合。这些结果有力地支持了NGC 4889和NGC 4874都与后发座星系团中心附近的子晕有关的论点。除了限制质量和三维位置的subhalos，X射线数据显示作为一种手段，探测中央subhalos结构的承诺。
2013-04-12 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
Supermodel Analysis of the Hard X-Ray Excess in the Coma Cluster
超级模型提供了一个准确的描述的热贡献的热集群内的等离子体，这是至关重要的硬过剩的分析。本文从对X射线观测量的超模型分析得到的星团内气体温度和密度分布：XMM-牛顿温度分布和Rosat亮度分布出发，导出了后发座星系团的热发射率。BeppoSAX/PDS硬X射线谱的超级模型分析证实了我们以前的结果，即在c. l.在20-80 keV的能量范围内，非热通量为1.30+-0.40 x 10^-11 erg cm^-2 s^-1。最近XMM-牛顿/朱雀联合分析报告，在20-80 keV的能量范围内，非热通量的上限约为6 × 10 ^-12 erg cm^-2 s^-1，平均气体温度为8.45 ± 0.06 keV，在置信水平高于4 sigma时，非热辐射过量，不包括系统效应，在朱雀/HXD-PIN FOV中，平均XMM-牛顿温度为8.2 keV，与我们早期的PDS分析一致。在这里，我们提出了进一步的证据朱雀和BeppoSAX光谱之间的兼容性，通过我们的PDS数据的超级模型分析，当HXD-PIN FOV的较小尺寸和两个不同的平均温度由XMM-牛顿和联合XMM-牛顿/朱雀分析被考虑在内。PDS和HXD-PIN光谱的一致性再次证实了后发座星系团的硬X射线光谱中存在非热成分。PDS数据的超级模型分析报告在c.l.由于PDS FOV比HXD-PIN FOV大得多，因此对于8.45 keV的较高平均温度…
2011-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Buoyant Bubbles in Intracluster Gas: Effects of Magnetic Fields and Anisotropic Viscosity
钱德拉和XMM-牛顿最近的观测表明，在星系团的核心存在复杂的结构，如空腔和细丝。一个合理的模型是射电喷流与团内介质（ICM）的相互作用。为了研究这个想法，我们使用三维磁流体动力学模拟，包括各向异性（Braginskii）粘度研究磁场的演变和形态的ICM中的浮力气泡的效果。我们调查了一系列不同的初始磁场的几何形状和强度，并研究所得到的X射线表面亮度分布的比较观察到的集群。磁张力和沿场线的粘性输运倾向于抑制平行于场线的不稳定性，但不垂直于场线。因此，气泡的演化强烈依赖于初始场的几何形状。我们发现环形场回路最初局限于内部的气泡是最好的能够再现所观察到的腔结构。
2009-09-24 astro-ph.CO
Very deep spectroscopy of the Coma cluster line of sight: exploring new territories
环境效应对星系团有重要的影响，但在非常微弱的星等（R>21）的研究几乎完全基于成像。我们在这里提出了一个非常深的光谱调查星系的视线后发座，根据红移获得的VLT/VIMOS的715个星系在前所未有的星等范围21<R<23（绝对星等-14至-12）。我们确认了Adami等人（2005年a）在昏迷中发现的亚结构，并发现了三个新的亚结构。我们在Coma后面检测到许多组：z~0.5的大型结构，SDSS长城，以及z~0.054的大型且非常年轻的结构。这些结构解释了Gavazzi等人（2009）最近弱透镜分析得出的质量图。矮星系的轨道可能是各向异性的和径向的，并且可能起源于径向落入星系团的场星系。后发座矮星系的光谱特征表明，红色或吸收线星系具有较大的恒星质量，比蓝色或发射线星系更古老。R <22 galaxies show less prominent absorption lines than R>22星系。对于场星系来说，这种趋势就不那么明显了，这表明部分暗淡的后发星系可能是在NGC 4911星系团坠落后从场星系中注入的。我们列出了五个超紧凑矮星系候选者。我们还在全球范围内证实了我们以前的星系光度函数的光谱结果，并发现矮星系遵循类似于明亮星系绘制的红色序列。后发座中有大量的矮星系，它们是沿着暗条落入星系团的部分场星系。
2009-06-24 astro-ph.CO
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
Survival of molecular gas in Virgo's hot intracluster medium: CO near M86
我们对M86，NGC 4438附近的21个不同区域以及连接它们的120 kpc长的、发出Ha的大气尾迹进行了CO（1-0）和CO（2-1）观测，旨在测试分子气体是否能够在室女座10^7K的团内介质（ICM）中从螺旋星系转移到椭圆星系。我们的目标是可能与冷分子云和热电离ICM之间的界面的Ha发射区域。这些数据是由射电天文学毫米研究所的30米望远镜获得的，导致在M86附近发现了分子气体。在M86的核东南方向约10 kpc处，HI发射峰值附近，探测到了CO气体，其后退速度与恒星相似，为-265 km/s，相应的H2质量为2*10^7太阳质量。我们认为，这是可能的分子气体要么已形成原位HI，或已剥离NGC 4438直接在分子形式。然而，对于在12：26：15.9+12：58：49探测到的7*10^6 M太阳的气体，在M86东北约10 kpc处的原位形成是可以忽略的，那里没有（强）HI发射。这一发现为分子气体在细丝中的生存时间约为1亿年提供了证据。在NGC 4438西北方向的潮汐尾中还发现了相当于5*10^7太阳质量的H2气体，这些气体可能会流失到ICM或邻近星系中。还研究了气体从M86南部的NGC 4388交替带到M86的情景，但由于没有检测到低于HI流速度（2000-2700 km/s）的CO，因此认为这是不可能的。
2012-05-03 astro-ph.CO
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
Suzaku X-Ray Observations of the Accreting NGC 4839 Group of Galaxies and the Radio Relic in the Coma Cluster
利用朱雀X射线观测资料，研究了NGC 4839星系群周围的热气体和后发座星系团外围的射电遗迹。我们发现在NGC 4839周围的气体温度从5千电子伏逐渐下降到3.6千电子伏的无线电遗迹，在那里有一个进一步的，陡峭的下降到1.5千电子伏。这种下降以及观测到的表面亮度轮廓与一个马赫数M = 2.2 pm 0.5、速度vs =（1410 pm 110）km s^-1的激波相一致。从上限到逆康普顿X射线发射的磁场强度，导出了B > 0.33 μ G的下限。虽然这表明，非热电子负责的遗物产生的扩散冲击加速（DSA），测量的马赫数和电子光谱之间的关系从无线电观测推断是不一致的，从最简单的，DSA的测试粒子理论的预期。尽管如此，DSA仍然是可行的，如果它是通过注入预先存在的人口的非热电子。结合以前的测量结果，Coma在西南方向的温度廓线在NGC 4839之外较浅，在最外面的区域也略浅。NGC 4839周围的金属丰度被证实高于其附近地区，这意味着丰度分布中的一个显著峰值，朝着外围降低到0.2太阳能。我们解释这些事实是由于冲压压力汽提富含金属的气体从NGC 4839，因为它落入昏迷。残留激波可能是由预先存在的团内气体、与NGC 4839有关的气体以及从西南部的大尺度结构暗条流入的较冷气体的联合作用造成的。
2013-05-02 astro-ph.CO
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
Properties of clumps and filaments around galaxy clusters
我们报告的可能性，研究宇宙弥漫重子的特性，通过研究自引力团和细丝连接到星系团。虽然用X射线观测来检测暗丝具有挑战性，但更高密度的团块使它们变得可见，并且是一种可行的示踪剂，可以研究沿着宇宙网暗丝吸积到星系团上的重子的热力学性质。我们开发了新的算法来识别这些结构，并将其应用于一组高分辨率的星系团的非辐射宇宙学模拟。我们发现，在这些模拟集群中，团块的密度和温度是独立的集群的质量，他们居住。我们检测到的灯丝温度和主机集群质量之间的正相关关系。团簇和细丝的密度和温度也倾向于相关。温度和密度都随着向外移动而降低。我们观察到，如果靠近星系团中心，星系团会更热，质量更大，亮度更高。特别是在最外层的星系团区域（~3 * R500，c或更高），X射线观测可能已经有可能根据星系团的分布来定位宇宙细丝，并允许人们在扩散重子被星系团内介质处理之前研究它们的热力学。
2021-09-08 astro-ph.CO
The richest clusters in the Coma and Leo superclusters: Properties and evolution
University of Tartu（塔尔图大学）；Estonian Academy of Sciences（爱沙尼亚科学院）；University of Turku（图尔库大学）；Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；ICRANet（国际相对论天体物理中心网络）
研究通过分析Coma和Leo超星团中的星系团，探讨其子结构、连通性及演化过程，揭示了团块在不同红移下的坍缩和球状坍缩特性。
2025-11-12 astro-ph.CO
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
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
Prospects for detecting the circum- and intergalactic medium in X-ray absorption using the extended intracluster medium as a backlight
本研究利用Hydrangea模拟预测星系团周围星系际气体的吸收特征，并评估未来X射线探测器（如Athena和LEM）在星系团核心背景下探测宇宙网丝状结构的可行性。
2023-11-16 astro-ph.CO
The formation of dusty cold gas filaments from galaxy cluster simulations
星系团是宇宙中质量最大的坍缩结构，其势阱中充满了炽热的、能发射X射线的团内介质。然而，观测显示，相当数量的星团（所谓的冷核星团）在其中心也包含大量的冷气，其中一些是以空间延伸的细丝的形式，跨越数十千秒差距的尺度。这些发现提出了关于冷气体起源的问题，以及它与中央活动星系核（AGN）的关系，AGN的反馈已被确定为此类星系团中普遍存在的特征。在这里，我们报告了一个星系团中活动星系核反馈的辐射流体动力学模拟，其中冷丝的形式从温暖的，活动星系核驱动的流出与温度之间的$10^4$和$10^7$ K，因为他们在集群核心上升。我们的分析揭示了一种新的机制，通过辐射冷却和冲压压力的结合，自然促进流出的冷却时间比上升时间短，从而产生空间延伸的冷气体细丝。我们的结果强烈地表明，在星系团中冷气体的形成和活动星系核的反馈是密不可分的，并揭示了活动星系核的反馈如何耦合到团内介质。
2021-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Galaxy alignment as a probe of large-scale filaments
暗条中的红星系的方向与暗条的方向一致。因此，我们开发了一个位置对齐方法（LAM）的星系团周围的灯丝检测，它使用的红色星系的排列和它们的分布在二维图像。第一次，红星系的取向被用作细丝的探针。我们将LAM应用于后发座星系团的环境中，在两个选定的区域中发现了四个丝状体（其中两个丝状体位于片中），并将其与\cite{Falco14}方法检测到的丝状体进行了比较。我们发现，LAM可以有效地检测周围的纤维簇，即使与$3σ$的置信水平，并清楚地揭示了检测到的纤维的数量和整体取向。LAM不依赖于星系的红移，因此可以应用于相对较高的红移和没有红移信息的红星系样本。我们还发现，背景星系（闯入者）的图像是由前景灯丝的重力透镜放大器，以探测灯丝。
2015-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
A search for faint low surface brightness galaxies in the relaxed cluster Abell 496
星团微弱的低表面亮度星系（fLSB）很难被观测到。因此，它们的来源、物理性质和数量密度并不为人所知。经过第一次搜索fLSB在高度子结构的后发座集群，我们在这里提出了一个搜索fLSB在阿贝尔496。这个星系团看起来比后发座要松弛得多，但它嵌入在一个大尺度的星系丝中。我们的目的是比较这两个非常不同的集群中fLSB的属性，以寻找环境影响。基于深CFHT/Megacam图像在u*，g '，r'和i'波段，我们选择的星系r'> 21和表面亮度> 24 mag/arcsec-2。我们估计了所有这些星系的光度红移，并保留了142个photo-z<0.2的fLSB。在一个g '-i'与i'的色星等图中，我们发现这些fLSB中的很大一部分遵循较亮星系的红色序列（RS）。在RS +-1 σ范围内的fLSB显示出均匀的空间分布，而RS以上的fLSB似乎集中在星系的大尺度暗条上。这些性质被解释为同意RS fLSB在簇组装之前成组形成的想法。红色fLSB的形成可能与坠落的星系有关。
2011-01-21 astro-ph.CO
The Quiescent Merging Nature of the Coma Cluster Revealed by ICM Velocity Structure
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；INAF - IASF Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫分院）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）；Department of Physics and Astronomy, University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校物理与天文系）
通过高分辨率X射线光谱揭示Coma团簇的ICM速度结构，发现其存在偏轴合并事件，表明过去合并能量已扩散至大尺度。
2025-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
GMRT unveils steep-spectrum antique filaments in the galaxy cluster Abell 725
我们提出了原始的GMRT射电观测的星系团阿贝尔~725，在红移为0.09，以及其他档案观测。我们的GMRT图揭示了两个陡峭的光谱弥漫丝在集群中，随着以前报道的弧状结构，和广角尾（WAT）的无线电源与布里渊星系团星系（BCG）在集群的外围。WAT的弯曲形态表明，它的喷流已被扫回的动压所产生的运动的BCG通过周围的集群内介质。与WAT相关的BCG拥有一个黑洞，我们估计其质量为1.4 $\pm0.4 \times10^{9} \Msun$。我们观察到的BCG和X射线质心的星系团，这与其他动力学特征，表明集群的早期演化阶段之间的2 \arcmin（195\，kpc的投影）的偏移。WAT射电星系、弧和丝状体的光谱指数分别为$α_{612}^{240}= -0.46\pm 0.15$、$-0.8\pm0.3$和（$-1.13\pm 0.48$、$-1.40\pm 0.50$）。WAT和弧是连接的结构，而细丝从它们分离，但被发现沿着WAT的踪迹。基于形态的组件，和渐进陡峭的组件从核心的WAT的细丝，我们建议，这个系统是一个无线电星系的落后古董丝。
2021-10-07 astro-ph.CO
Spitzer observations of Abell 1763 - II: Constraining the nature of activity in the cluster-feeding filament with VLA and XMM-Newton data
阿贝尔1763在z=0.23的超结构包含第一个使用中红外观测直接检测到的星系细丝。我们以前的工作已经表明，在暗条内，以24μm辐射为特征的星爆星系的频率比在富星系团的中心或系统周围的场要高得多。这里提供了新的VLA和XMM-牛顿数据。我们使用无线电和X射线数据来研究活动星系的分数和位置，包括活动星系核（AGN）和星暴。射电远红外相关、X射线点源定位、IRAC颜色和类星体位置都被用来了解活动星系核的存在。我们发现很少有MIPS选择的星系，显然是由AGN活动为主。在暗条中的大多数射电选择成员是星爆。在超星系团中，在射电和中红外波段探测到的8个分光成员中，有3个是射电亮活动星系核。它们位于Abell 1763的核心或附近。五个星爆位于沿着灯丝的更远的地方。本文计算了已知的Abell 1763最亮星系团（BCG）广角尾（WAT）源的物理性质。第二个双瓣源被发现沿细丝以及以外的维里半径的任何集群。WAT从X射线质心的速度偏移，以及WAT在簇内介质（ICM）中的弯曲都与冲压压力剥离一致，表明沿灯丝方向的流运动。我们认为这是进一步的证据，星系细丝的集群喂养的性质。
2010-09-29 astro-ph.CO
On the amplification of magnetic fields in cosmic filaments and galaxy clusters
在结构形成过程中，原始磁场通过小尺度湍流发电机的放大可能能够解释在星系团中观察到的磁场。更纤细的大尺度结构（如宇宙细丝）的磁化强度更不确定，因为数值模拟实现所需的动态范围具有挑战性。在这项工作中，我们提出了磁流体动力学的宇宙学模拟大均匀网格上的原始种子场的放大研究在集群内介质（ICM）和在温暖的热星系际介质（WHIM）。在ICM中，我们证实，结构形成引起的湍流可以产生显着的发电机放大，即使放大比其他论文中报道的要小。在WHIM内细丝，我们没有观察到显着的发电机放大，即使我们实现了$R_{\rm e} \sim 200-300$的雷诺数。对于大的纤维的最大放大是$\sim 100$的数量级的磁能，对应于从$10^{-10}$ G的原始弱场开始的几个$\sim \rm nG$的典型场（共动）。为了启动一个小规模的发电机，我们发现，在整个星系团维里半径的$\sim 10^2$分辨率元素的最低限度是必要的。在细丝中，我们找不到启动发电机的最小分辨率。这是由于WHIM中的超音速运动在触发螺线管模式和磁场结构的小尺度扭曲方面效率低下。这么小的磁场将使无线电观测中很难检测到细丝。
2014-10-23 astro-ph.CO
Filamentary Baryons and Where to Find Them: A forecast of synchrotron radiation from merger and accretion shocks in the local Cosmic Web
我们产生概率预测的低红移（$z < 0.2$）同步宇宙网的一半北天。特别是，我们预测的贡献，在$ν_\mathrm{obs} = 150\ \mathrm{MHz}$从合并冲击集群和吸积冲击的细丝，这两个产生在大尺度结构形成的特定强度函数。我们假设了一个原始的磁场发生的情况下，但我们的方法是一般性的，足以允许探索替代磁场发生的情况下，甚至替代辐射机制和光谱窗口。在未来，通过比较不同的预测，人们可以从同步加速器宇宙网探测中推断出最合理的物理模型。我们的方法结合了贝叶斯大尺度结构重建，快照的MHD宇宙学模拟，高斯随机场，和射线追踪的方法。研究结果有助于选择深部观测目标，并可用于实际探测实验。我们重点预测的武仙座星系团，后发座星系团，阿贝尔2199，阿贝尔2255，洛克曼洞和大熊座超星系团。在度尺度分辨率下，中值比强度达到$m_{I_ν} \sim 10^{-1}\ ξ_e\ \mathrm{Jy\ deg^{-2}}$，其中$ξ_e$是电子加速效率。
2022-03-10 astro-ph.CO
The filament determination depends on the tracer: comparing filaments based on dark matter particles and galaxies in the GAEA semi-analytic model
本文利用GAEA半解析模型和DisPerSE算法，比较了基于暗物质粒子与星系两种示踪体提取的纤维状结构，发现二者总体一致但星系示踪会低估终止于大质量星系团的纤维状结构数量。
2023-07-11 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 Case for Electron Re-Acceleration at Galaxy Cluster Shocks
在最大的尺度上，宇宙由构成宇宙网的空隙和细丝组成。星系团位于这张网的节点处，在细丝的交叉点。星系团的成长是通过这些大尺度的细丝的吸积以及与其他星系团和星系团的合并。在越来越多的星系团中，已经发现了Mpc大小的细长射电源，即所谓的射电遗迹。这些遗迹被认为是追踪团簇内等离子体中的相对论性电子，这些电子被团簇-团簇合并事件产生的低马赫数无碰撞冲击加速。一个长期存在的问题是，低马赫数的激波如何能如此有效地加速电子，从而解释观测到的射电遗迹。在这里，我们报告发现了一个无线电遗迹和一个无线电星系之间的直接联系，在合并的星系团阿贝尔3411-3412。这一发现表明，来自活动星系核的化石相对论电子在星系团冲击中被重新加速。这也意味着射电星系在控制合并星系团中团内介质的非热成分方面起着重要的作用。
2017-01-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Primordial Black Holes as Coma Cluster Dark Matter and the Unresolved γ-Ray Background
研究探讨后发座星系团GeVγ射线辐射是否源于特定质量原初黑洞的霍金辐射，分析未分解γ射线背景与弱引力透镜的相关性以约束原初黑洞，发现信号与天体物理源一致，还关注高红移星系团Draco X作为宇宙学探针的价值。
2025-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Encounters of Merger and Accretion Shocks in Galaxy Clusters and their Effects on Intracluster Medium
在星系团的形成和演化过程中，自然会出现几种类型的激波。其中一类是与下落重子减速有关的吸积激波。这样的冲击，其特点是一个非常高的马赫数，是目前甚至在一维模型的集群演变。另一类是由“失控的合并冲击”组成的，当合并冲击被一个足够大的下沉子星系团驱动，传播远离主星系团中心时，就会出现这种情况。我们认为，当合并冲击超越吸积冲击，一个新的长寿冲击形成，传播到大的距离从主集群（远远超出其维里半径）影响集群周围的冷气体。本文将这些结构称为合并加速吸积冲击（MA冲击）。我们展示了这样的MA-冲击在1D和3D模拟的例子，并讨论其特性。特别是，（1）MA冲击形成了将热的团内介质（ICM）与未受冲击的气体分开的边界，使该边界具有“花状”形态。在3D中，MA冲击占据了密集的吸积细丝之间的空间。(2)MA激波的演化高度依赖于逃逸合并激波的马赫数和团簇的质量吸积率参数。(3)MA冲击可能会导致ICM边界和回溅半径的错位。
2020-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Forming intracluster gas in a galaxy protocluster at a redshift of 2.16
星系团是宇宙中质量最大的引力束缚结构，由数千个星系组成，弥漫着一种弥漫的、热的"团内介质"（ICM），这种介质主导着这些系统的重子含量。ICM的形成和演化跨越宇宙时间被认为是由大规模的物质环境和戏剧性的合并事件与其他集群或集团的连续吸积驱动的。然而，到目前为止，对星团内气体的直接观测仅限于宇宙历史后四分之三的成熟星团，我们一直缺乏对第一个大质量星团形成时炽热的热化星团大气的直接观测。在这里，我们报告的检测（约$6σ$）的热Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应的方向上的原星系团。事实上，SZ信号以一种对宇宙学变暗不敏感的方式揭示了ICM的热能，使其成为追踪宇宙结构热历史的理想工具。这一结果表明，大约100亿年前，在红移为$z=2.156$的蜘蛛网原星团中存在着一个新生的ICM。所检测到的信号的振幅和形态表明，SZ效果从原星团是低于预期的动力学考虑和可比的较低的红移组尺度系统，符合预期的一个动态活跃的祖本地星系团。
2023-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray Analysis of Filaments in Galaxy Clusters
我们执行一个详细的X射线研究的细丝周围的最明亮的星系团星系的样本附近的星系团使用深钱德拉观测，即英仙座，半人马座和室女星系团，和阿贝尔1795。我们比较了所有这些系统中灯丝的X射线性质和光谱，发现它们的Chandra X射线光谱都与吸收的两个温度热模型大致一致，温度分量在0.75和1.7 keV。我们发现，它也是可能的钱德拉ACIS灯丝光谱与电荷交换模型提供的热成分也存在，和丰度的氧被抑制相对于丰度的Fe。在这个模型中，电荷交换提供了占主导地位的贡献，在0.5-1.0 keV频带的频谱。然而，当我们研究半人马座X射线中所见的对流羽流的高光谱分辨率RGS光谱时，情况似乎相反。我们的星系团样本中的灯丝的性质也比较了后发座星系团和Abell 3627中星系的X射线尾部。在英仙座星系团中，我们寻找吸收的迹象，在NGC 1275周围的行星结构的分子气体的突出区域。我们确实发现X射线谱在2 keV以下有一个衰减，表明吸收。然而，光谱形状与简单地添加额外的吸收分量所引起的这种衰减不一致。我们发现，光谱可以很好地拟合（与物理敏感的参数）与一个模型，包括分子气体的吸收和X射线发射的灯丝，这部分抵消了吸收。
2015-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 longest known tails of ram-pressure-stripped star-forming galaxies are caused by an intracluster medium shock in Abell 1367
Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；Hamburger Sternwarte, University of Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）；Thüringer Landessternwarte（图林根州立天文台）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森天体物理中心）；Department of Physics & Astronomy, University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校物理与天文学系）；INAF - Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文部）；INAF - Astronomical Observatory of Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Waterloo Centre for Astrophysics, University of Waterloo（滑铁卢天体物理中心，滑铁卢大学）
阿贝尔1367团内介质冲击导致星系尾部延长，发现最长RPS尾部并首次检测到下沉星系前方的粒子加速。
2026-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intracluster Medium Fluctuations on Scales up to 1 Mpc: A Combined eROSITA and SPT/Planck Analysis of Abell 3266
California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Chicago（芝加哥大学）；Max-Planck-Institut fur extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；University of Michigan（密歇根大学）；NASA Jet Propulsion Laboratory（美国宇航局喷气推进实验室）；Sapienza University of Rome（罗马智慧大学）；INAF – IRA（意大利国家天体物理研究所-博洛尼亚天文台）
研究通过eROSITA和SPT/Planck观测分析阿贝尔3266团簇，测量压力和密度波动，计算功率谱和三维振幅，探讨团簇内部介质能量注入和传输机制。
2026-02-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
