Unveiling the physical properties and kinematics of molecular gas in the Antennae Galaxies (NGC 4038/9) through high resolution CO (J = 3-2) observations
本文给出了用亚毫米波阵获得的近中期相互作用星系对NGC 4038/9的~ 1”（100 pc）分辨率的~（12）CO（3-2）图。我们发现，一半的CO（3-2）发射起源于重叠区域，其中大部分潮汐诱导的恒星形成已被发现在较短的波长图像，其余的是集中在每个核。总体分布与低分辨率的单碟图像一致，但我们首次显示了这个星系对中温暖而致密的分子气体的详细分布，其分辨率与典型的巨型分子复合体的大小相当。虽然我们发现58%（33/57）的空间分辨巨分子缔合物（GMAs;几个x 100 pc）位于重叠区域，但只有\leqq 30%的空间与光学探测到的星团相吻合，这表明CO（3-2）发射的大部分追踪了最近或不久的未来恒星形成活动的区域。CO（3-2）/CO（1-0）积分亮温比的空间分布主要集中在0.3 ~ 0.8之间，表明平均而言，该涡旋中的CO（3-2）线没有完全热化，与邻近涡旋的平均值相似。一个较高的比例被认为是在两个核和南部复合体的重叠区域。NGC 4038的核区和重叠区的形成与强烈的恒星形成有关，但NGC 4039的核区的恒星形成和活动星系核活动相对较少，难以解释。我们给出的运动学证据表明，在NGC 4039的高线比可能是由气体流入到反旋转的中心盘。
2011-10-11 astro-ph.GA
Embedded Young Massive Star Clusters in the Antennae Merger
年轻大质量星系团的性质是理解星暴系统中恒星形成机制，特别是合并机制的关键。我们目前的ALMA高分辨率（$\sim$ 10 pc）连续（100和345 GHz）的数据的YMC重叠区域的银河系。在重叠区我们识别出6个源，其中两个源位于同一个巨分子云（GMC）中。这些YMC对应以及在GMC尺度（$\sim$ 60 pc）的低分辨率连续（100和220 GHz）的图像与无线电源。通过维里分析，我们发现这些YMC大多数是结合簇。我们估计它们的年龄为$\sim$ 1百万年，并且嵌入或刚刚开始从它们的母云中出现。我们还将每个射电源与Pa $β$源进行了比较，发现它们的电离光子总数是一致的，这表明它们追踪的是同一个物理源。通过比较$\sim$ 10 pc尺度和$\sim$ 60 pc尺度下的自由-自由发射，我们发现GMC中的自由-自由发射的$\sim$ 50%实际上来自这些YMC。这表明大质量GMC中大约有一半的恒星是在束缚星团中形成的。我们进一步探讨了YMC和GMC之间的质量相关性，发现它与星团模拟的预测基本一致。质量最大的YMC的恒星质量是其宿主GMC质量的1% - 5%。
2022-02-23 astro-ph.GA
The Physical Conditions in a Pre Super Star Cluster Molecular Cloud in the Antennae Galaxies
本文分析了近红外并合星系中极端分子云的物理条件。这个云的性质与形成球状星团所需的性质一致。我们用$\sim 0".5$分辨率对银河系进行了ALMA CO和870 $μ$ m观测。该云在数据中突出，半径为$\lesssim 24$ ~pc，质量为$>5\times 10^6$ ~M $_\odot$。星云似乎能够形成球状星团，但缺乏相关的热无线电发射表明恒星的形成尚未改变环境。热射电辐射的缺乏使云处于演化的早期阶段，我们预计这是短暂的（$\lesssim 1$ ~Myr），因此是罕见的。考虑到它的质量和动能，要使云受到限制（正如它的外观强烈地表明的那样），它必须受到P/ $k_B \gtrsim 10^8$ ~K~cm $^{-3}$的外部压力--比典型的星际压力高10，000倍。这将支持形成球状星团需要高压的理论，并可能解释为什么像彗星这样的极端环境是产生这种物体的首选环境。考虑到云的温度为$\sim 25$ ~K，内部压力必须由非热过程控制，最有可能是湍流。我们预计分子云会坍缩，并在$\lesssim 1$ ~Myr中开始恒星形成。
2015-03-22 astro-ph.GA
Cloud-Scale Molecular Gas Properties of the Antennae Merger: A Comparative Study with PHANGS-ALMA Galaxies and NGC 3256
本文利用 ALMA CO 2-1 观测在 55 pc 尺度比较触须星系、70 个 PHANGS 星系与 NGC 3256，揭示并合阶段对分子气体湍流、维里状态及后续星暴的影响。
2024-04-06 astro-ph.GA
Physical properties of superbubbles in the Antennae galaxies
由大质量恒星动力学反馈产生的质量外流是当前研究的热点之一。使用专门开发的分析技术，并充分利用我们的仪器的高运动学和角分辨率，我们已经发现了一些膨胀的超级气泡在相互作用的星系对Arp 244（NGC 4038/9），通常被称为星系。我们使用法布里-珀罗干涉仪GHαFaS测量Hα在整个物体范围内的发射轮廓，除了扩展的HI尾部。超级气泡被发现集中在大多数最明亮的HII区域，特别是在两个合并星系的重叠区域。我们使用测量的大小，膨胀速度和壳的光度来估计大多数的气泡的物理参数，包括膨胀的动能。为了评估我们的结果和近似的有效性，我们进行了流体动力学模拟，并设法重现我们最好的测量超气泡与合理的物理输入假设。我们还研究了壳层电离的来源，发现在目前的膨胀后期，来自剩余恒星的辐射占主导地位，尽管超新星冲击的影响仍然可以注意到。
2017-03-08 astro-ph.GA
KUG 0200-096: Dwarf antennae hosting a tidal dwarf galaxy
我们研究了一个富气并合矮系统KUG 0200-096。深度光学图像显示了一个长度为20 kpc的光学昏暗尾巴，给人一种类似于NGC 4038/39的潮汐天线的视觉印象。相互作用的矮星系的B波段绝对星等-18.06和-16.63马格。我们确定了一个年轻的恒星团的恒星质量为2 $\times$ 10 $^{7}$ M $_{\sun}$在天线的尖端，可能是一个潮汐矮星系（TDG）。TDG候选星系的$g-r$颜色指数为-0.07等，非常蓝，而相互作用的矮星系的$g-r$颜色指数为0.29和0.19等。TDG目前的恒星形成速率为0.02 M $_{\sun}$ /年。利用GMRT获得了KUG 0200-096的HI 21 cm线数据，以更详细地了解相互作用矮星系及其TDG的中性氢发射。矮星系对合并的证据也存在于HI运动学和形态学中，我们发现相互作用对的HI含量受到干扰，形成了向TDG延伸的尾巴。HI速度场沿HI潮尾延伸方向有很强的梯度。本文比较了KUG 0200-096和NGC 4038/39的光学和HI气体性质，并讨论了KUG 0200-096 TDG的可能起源。
2018-08-19 astro-ph.GA
Kiloparsec-scale Variations in the Star Formation Efficiency of Dense Gas: the Antennae Galaxies (NGC 4038/39)
通过比较ALMA观测到的致密气体示踪物（HCN、HCO $^+$和HNC $\mathrm{J}=1-0$）与利用\textit{Herschel}空间天文台和\textit{Spitzer}空间望远镜数据计算的总红外光度（$\mathrm{L_{TIR}}$），研究了银河系中致密气体与恒星形成之间的关系。我们比较了我们的SFR和气体示踪剂使用孔径测光和采用两种方法来定义光圈的光度。我们逐渐减少ALMA数据集，以匹配我们的$\mathrm{L_{TIR}}$地图的分辨率，并提出了新的检测致密气体排放的复杂的重叠和西臂地区。使用OVRO CO $\mathrm{J}=1-0$数据，我们比较总分子气体含量，$\mathrm{M(H_2)_{tot}}$，并计算这些不同地区的恒星形成效率和致密气体质量分数。我们推导出HCN，HCO $^+$和HNC上限的光圈发射没有显着检测，因为我们预计从致密气体的排放应该存在于大多数恒星形成的地区。该模型扩展了先前研究中发现的线性$\mathrm{L_{TIR}-L_{HCN}}$关系。$\mathrm{L_{TIR}-L_{HCN}}$比率在星云不同区域的变化高达$\sim$ 10倍，这意味着致密气体的恒星形成效率的变化，其中NGC 4038和NGC 4039的核显示出最低的SFE $_\mathrm{dense}$（0.44和0.70 $\time…
2019-02-07 astro-ph.GA
The formation of young massive clusters triggered by cloud-cloud collisions in the Antennae Galaxies NGC 4038/NGC 4039
超级星团（SSCs）是一种类似于古代球状星团的物质，它的形成机制至今仍不清楚。主要的合并，银河系正在形成SSC，是测试团簇形成机制的主要目标之一。我们重新分析的ALMA CO档案资料的ESTA，并发现了三个典型的观测签名的云碰撞对SSC B1和其他SSC的重叠区域：i。具有$\sim$ 100 km s $^{-1}$速度分离的两个速度分量，ii.所述桥接特征连接所述两个部件，以及iii.它们之间的互补空间分布，为两个组成部分的碰撞提供支持，作为团簇形成机制。我们提出了一个方案，两个云与100公里秒的$^{-1}$速度分离碰撞，和SSC具有$\sim$ 10 $^6$-10 $^7$ $M_{\rm \odot}$迅速形成的时间尺度。{We并与最近对银河系和大麦哲伦星系中具有$\sim$ 10 $^4$-10 $^5$ $M_{\rm \odot}$的恒星形成区的研究结果进行了比较。结果发现，碰撞产生的压缩气体压力与SSC的总质量之间存在正相关关系，表明压力可能是SSC形成的关键参数。
2020-01-27 astro-ph.GA
X-ray Binaries and Star Clusters in the Antennae: Optical Cluster Counterparts
我们比较了Zezas等人在合并的星系中探测到的82个X射线双星（XRB）的位置，根据钱德拉X射线天文台的观测，以及惠特莫尔等人提出的光学选择星团目录，基于哈勃太空望远镜的观测。在2sigma位置不确定度为0.58”的范围内，我们发现22个XRB与星团重合，而预期只有2-3次机会重合。通过比较它们的UBVI，Halpha颜色与恒星演化模型的预测，估计了星团的年龄。我们发现22个重合XRB中有14个（64%）是由年龄小于等于600万年的星团组成的，其中5个是由年龄在10- 1亿年的年轻星团组成的，而3个是由年龄在1亿-3亿年的中间年龄星团组成的。根据最近的N体模拟结果，这表明黑洞更有可能被保留在其母星系团比中子星，我们建议，我们的样本主要由黑洞双星具有不同的年龄。
2012-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMA Observations of the Antennae Galaxies: I. A New Window on a Prototypical Merger
本文介绍了利用ALMA对合并中的银河系（NGC 4038/39）的“重叠”区进行的迄今为止最高空间分辨率（~0.5”）的CO（3-2）观测。我们报告发现了一个长（3千秒差距），薄（纵横比30/1），细丝的CO气体分解成大约10个单独的节点。每个单独的结都有一个低的内部速度色散（~10 km/s），并且细丝中结的集合的色散也很低（~10 km/s）。在另一个极端，我们发现Wilson和合作者讨论的超巨型分子云2区域中的单个云具有大范围的内部速度色散（10至80 km/s），以及集合之间的大色散（~80 km/s）。我们使用的组合光学和近红外数据从HST，无线电连续观测采取的VLA，和CO数据从ALMA开发一个进化的分类系统，它提供了一个框架，研究序列的恒星团簇形成和演化，从弥漫SGMCs，原，嵌入式，新兴，年轻，和中间/老集群。相对时间尺度进行了评估，确定在每个进化阶段的源的分数人口。使用演化框架，我们估计在一个单一的SGMC的集群的最大年龄范围是~10万年，这表明，分子气体被删除在这个时间尺度上导致停止恒星形成和破坏的GMC半径约为200 pc。（节略）
2014-10-16 astro-ph.GA
Two Populations of Molecular Clouds in the Antennae Galaxies
超级星团--然而，从分子气体到这些超致密星团的转变还没有得到很好的理解。为了研究这一过程，我们利用亚毫米波阵列和Plateau de Bure干涉仪获得了CO（2- 1）中超星系重叠区的高角分辨率（~1.5”或160 pc）图像，以寻找超星团的分子祖先。我们将分子气体分布分解为大量的云，将微分云质量函数向下扩展到3.8x10^5 M_sun的5σ完全性极限。我们发现在log M_mol/M_sun ~ 6.5附近的质量函数中存在一个明显的突变，它将分子云分成两个不同的种群。较小、质量较小的云位于该地区更安静的区域，而较大、质量更大的云聚集在恒星形成密集的区域。对质量函数的破幂律拟合得出低质量和高质量云群的斜率分别为α= -1.39+/-0.10和α= -1.44+/-0.14，与在银河系中发现的超级星团的质量函数很好地匹配。我们发现大的速度梯度和速度分散在激烈的恒星形成的位置，暗示压缩冲击。这些环境因素很可能有助于形成在银河系中观测到的大质量分子云和超级星团。
2012-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A multi-scale view of molecular gas and magnetic fields in the Antennae galaxies
Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；University of South Carolina（南卡罗来纳大学）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；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，拉姆实验室）
本研究利用多尺度观测数据，揭示触须星系并合中分子气体与磁场反相关及运动学特征与磁场对齐，表明小尺度结构影响大尺度偏振测量。
2026-10-05 astro-ph.GA
A catalog of merging dwarf galaxies in the local universe
我们提出了最大的公开可用的相互作用的矮星系的目录。它包括177个邻近的合并矮星系，恒星质量为M $_{*}$ $<$ 10 $^{10}$ M $_{\sun}$，红移z $<$ 0.02。这些星系是通过目视检查两个宽视场光学巡天（SDSS III和Legacy Survey）的公开档案图像选择的，它们具有低表面亮度的特征，可能是矮星系之间相互作用的结果。我们列出紫外线和光学光度数据，我们用来估计恒星质量和恒星形成率。到目前为止，对相互作用矮星系的研究主要是在个体的基础上进行的，并且缺乏足够大的目录来统计相互作用矮星系的属性，以及它们在低质量星系演化中的作用。我们期望这个公开星表可以作为研究潮汐相互作用对矮星系的恒星形成、形态/结构演化的影响的参考样本。我们的样本绝大多数是由恒星形成的星系，它们通常被发现显着低于红色序列的颜色-星等关系。早型星系的数量只有177个中的3个。我们根据观测到的低表面亮度特征，将它们分为各种类别，包括壳层、恒星流、环、天线或简单的相互作用。我们发现矮-矮相互作用倾向于选择低密度环境。在177个候选矮-矮相互作用系统中，只有41个在700 kpc的天空投影距离内有巨大的邻居，视线径向速度范围$\pm$ 700 km/s，与LMC-SMC相比，它们通常位于距离最近的巨大邻居更大的天空投影距离。
2018-07-19 astro-ph.GA
Star clusters as tracers of galaxy evolution
星团代表了恒星形成的最常见的“模式”。它们存在于所有类型的环境中，从星系群中级联而下，并通过星爆合并成对星系，形成正常星系和矮星系，甚至是河外空间的孤立区域。由于它们与系统中的整体恒星形成保持着联系，因此它们可以被用作位于距离禁止研究单个恒星的环境中的恒星形成历史的示踪剂。这使得它们非常适合研究星系对和星系群中的合并和相互作用。在这项工作中，我们提出了在本地星暴星系M82，后相互作用的螺旋NGC 6872，合并对和两个紧凑的群体，“斯蒂芬的五重奏”和HCG 7的星团人口的观测。在每一种情况下，我们提取的集群和他们的主机上的信息，主要使用HST测光和双子光谱。
2009-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Herschel SPIRE-FTS Observations of Excited CO and [CI] in the Antennae (NGC 4038/39): Warm and Cold Molecular Gas
我们提出了赫歇尔SPIRE-FTS观测的银河系（NGC 4038/39），一个很好的研究，附近（$22$ Mpc）正在进行合并之间的两个气体丰富的螺旋星系。我们检测到5个CO跃迁（$J=4-3$到$J=8-7$），[CI]跃迁和[NII] $205μm$跃迁跨越整个系统，我们补充了CO $J=1-0$，$J=2-1$和$J=3-2$跃迁的地面观测，以及[CII]和[OI] $63μm$的Herschel PACS观测。使用CO和[CI]跃迁，我们执行[CI]的LTE分析，以及使用辐射传输代码RADEX以及贝叶斯似然分析的CO和[CI]的非LTE辐射传输分析。我们发现分子气体有两个组分：冷组分（$T_{kin}\sim 10-30$ K）和暖组分（$T_{kin} \gtrsim 100$ K）。通过比较温暖的气体质量，以前观察到的值，我们确定了CO丰度的温暖的气体$x_{CO} \sim 5\times 10^{-5}$。如果CO的丰度在暖、冷气体相中是相同的，那么这个丰度对应于冷组分中CO $J=1-0$的亮度-质量转换因子为$α_{CO} \sim 7 \ M_{\odot}{pc^{-2} \ (K \ km \ s^{-1})^{-1}}$，与正常旋涡星系的值相似。我们估计H $_2$、[CII]、CO和[OI] $63μm$的冷却为$\sim 0.01 L_{\odot}…
2013-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merger-induced Shocks in the Nearby LIRG VV 114 through Methanol Observations with ALMA
我们报告了使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）波段3和波段4获得的中期合并星系VV 114的祖星系盘（“重叠”）之间的两条CH $_3$ OH线（J $_K$ = 2 $_K$ -1 $_K$和3 $_K$ -2 $_K$）的探测结果。探测到的CH $_3$ OH辐射显示出一个扩展的平行结构（~ 3 kpc），横跨祖先的盘，具有相对较大的速度宽度（FWZI ~ 150 km/s）。这种发射只在“重叠”中才有意义，而在两个合并的核中没有检测到。假设光学薄发射和局部热力学平衡（LTE），我们发现CH $_3$ OH柱密度相对于H $_2$（$X_{\rm CH_3OH}$）峰值在“重叠”（~ 8 $\times$ 10 $^{-9}$），这几乎是一个数量级大于在东核。我们认为星系-星系碰撞驱动的kpc尺度的激波可能对“重叠”处CH $_3$ OH丰度的增加起重要作用。这一假设与在同一区域的光波长范围内观测到的激波诱导电离气体的大速度色散分量是一致的。相反，在核区域的低$X_{\rm CH_3OH}$可能归因于核星爆和/或假定的活动星系核（AGN）的强烈光解，或者由于初始高温条件（即，在尘埃颗粒上形成CH $_3$ OH之前，前体分子CO解吸到气相中）。这些ALMA观测表明，CH $_3$ OH是一个独特的工具，以解决kpc尺度的冲击引起的气体动力学和恒星形成的合并星系。
2016-11-03 astro-ph.GA
The Star Formation History of a Post-Starburst Galaxy Determined From Its Cluster Population
最近的恒星形成历史（SFHS）的后星暴星系已被确定几乎完全从详细的模拟其复合星光。这提供了关于恒星形成爆发的数量、强度和持续时间的重要但有限的信息。在这项工作中，我们提出了一个直接和独立的测量S12最近的SFH（SDSS 623-52051-207的板-mjd-纤维;在Smercina等人2018中命名为EAS 12）。我们从HST的高分辨率，$UBR$光学观测中检测到星团，并将它们的光度和颜色与恒星星族模型进行比较，以估计星团的年龄和质量。没有发现年龄小于$\sim$ 7000万年的星团，表明恒星形成在这个时候关闭。1.2亿年前形成的$\sim$星系团的质量可达$\sim \mbox{few}\times10^7~M_{\odot}$，比活跃合并星系（如银河系和NGC 3256）中形成的类似年龄的星系团高出几倍。我们开发了一种新的校准的基础上已知的属性为8个附近的星系估计的恒星形成率（SFR）的质量最大的星系团，$M_{\rm max}$。星团的人口表明，S12在1.2亿年前经历了一次极其强烈但短暂的爆发$\sim$，估计峰值为$500^{+500}_{-250}~M_{\odot}~\mbox{yr}^{-1}$，持续时间为$50\pm25$ Myr，是附近宇宙中任何星系估计的最高SFR之一。在最近的强烈爆发之前，S12正在以$\sim 3{-}5~M_{\odot}~\mbo…
2021-06-28 astro-ph.GA
Evolution of star clusters in arbitrary tidal fields
我们提出了一种新的和灵活的张量方法来计算的时间依赖的潮汐场作用于恒星系统的效果。潮汐力恢复的张量多项式插值的时间。该方法已在直接求和恒星动力学积分器（NBODY 6）上实现，并通过一系列参考计算得到验证：模型星团的加热、溶解时间和结构演化都得到了准确的恢复。张量方法适用于任意配置，包括背景势是时间的强函数的重要情况。这为研究宿主星系或星系团形成时期的恒星星族以及大星系合并过程中的星暴事件开辟了新的视角。本文介绍了对合并星系NGC 4038/39（银河系）中一个星团的初步应用。
2011-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Giant Molecular Clouds and Star Formation in the Tidal Molecular Arm of NGC 4039
潮汐诱导臂的性质提供了一种手段来研究分子云的形成和随后的恒星形成的环境条件下，在原则上是不同的准静止的螺旋臂。利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列科学验证CO（2-1）数据，报道了在NGC 4039南部和超星系重叠区新发现的可能是潮汐起源的分子气体臂的性质，分辨率为1“68 x 0“85。臂延伸3.4 kpc（34”），其特征在于宽度约为200 pc（2”），速度宽度通常为\DeltaV ~ 10-20 km/s。大约有10个团块沿着这个结构排列，其中大多数都无法分辨，平均表面密度为10-100 Msun pc^{-2}，质量为（1-8）× 10^6 Msun。这些结构类似于一串珠子的形态，珠子之间的距离几乎相等，约为350 pc，这可能代表了巨大分子缔合的特征分离尺度。我们发现，在6”（600 pc）的分辨率下，恒星形成效率一般比盘星系和其他潮汐臂和桥高10倍。根据分布和运动学，这条旋臂与NGC 4039的西旋臂底部相连，但它的形态与高分辨率模拟的银河系不同。
2012-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merging galaxies in isolated environments I. Multiband photometry, classification, stellar masses, and star formation rates
本文针对约600个近邻孤立并合星系，采用SExtractor半自动测光与MAGPHYS SED拟合，构建首个含11波段测光、形态分类、恒星质量和恒星形成率的目录，并指出自动测光可能导致M$_*$和SFR误差高达三个数量级。
2024-03-20 astro-ph.GA
Extra-Nuclear Starbursts: Young Luminous Hinge Clumps in Interacting Galaxies
铰链团块是一些相互作用星系中靠近潮汐特征底部的恒星形成的发光结。我们使用档案哈勃太空望远镜紫外/光学/红外图像和钱德拉X射线地图，以及GALEX紫外，斯皮策红外和地面光学/近红外图像，以调查在5个相互作用的星系中的12个铰链团块的样本中的恒星形成特性。最极端的这些枢纽团的恒星形成率为1 - 9 M（太阳）/年，相当于或大于碰撞星系系统的两个磁盘之间的激烈的恒星形成的“重叠”区域。在哈勃望远镜的图像中，我们在这些铰链团的中心发现了非常大（~70 pc）和明亮（M（I）~ 12.2到-16.5）的源，有时嵌入在较暗的星团的线性脊中。我们已经发现了强烈的X射线发射从这些铰链团块。在大多数情况下，钱德拉都能很好地分辨出这种辐射，并具有热X射线光谱，因此它可能是由于与恒星形成有关的热气体。铰链星系团的弥散X射线光度与机械能率（X射线产生效率）之比与双星系团相似，但高于正常旋涡星系NGC 2403。其中两个铰链团的点状X射线发射比热气体预期的要亮得多;这些源可能是由于黑洞周围的吸积盘而产生的“超亮X射线源"。这些源中最极端的是Arp 240，它有硬X射线光谱，吸收X射线光度约为2 X 10^41 erg/s，比单个高质量X射线双星（HMXB）的预期值要高，因此它可能是一个HMXB的集合，也可能是一个中等质量的黑洞（大于等于80 M（太阳））。[删节]
2014-01-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inside a Beehive: the Multiple Merging Processes in the Galaxy Cluster Abell 2142
为了研究星系团A2142的动力学，我们编制了一个包含2239个光谱红移源的扩展星表，其中包括237个新测量的红移，距离星系团中心30弧分以内。与$σ$ -高原算法从焦散线方法，我们确定了868名成员和一些子结构的星系分布都在郊区，到$\sim$ 3.5兆秒差距的集群中心，并在中心区域。在外围，一个子结构与先前在X射线波段发现的一团下落的气体重叠。这些子结构表明，存在多个小合并，这是负责复杂的动态A2142，和最近或正在进行的重大合并的情况下。我们发现，星系团核心和几个子结构中的星系分布与从弱透镜信号推断的质量分布一致。此外，我们使用空间分辨X射线光谱测量不同区域的红移内的集群介质$\sim$ 3弧分从集群中心。我们发现在前面的分析中确定的两个X射线冷锋附近的气体环和测量的速度大于集群平均速度的$810 \pm 330 {\rm km s^{-1}}$环。我们的分析表明，存在另一个环围绕核心，其速度是$660 \pm 300 {\rm km s^{-1}}$大于集群速度。这些X射线特征与任何光学子结构无关，并且支持先前工作中提出的核心晃动情况。
2018-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
XMM-Newton view of the shock heating in an early merging cluster, CIZA J1358.9$-$4750
CIZA J1358.9-4750是附近的一个星系团，正处于一次大合并的早期阶段。利用XMM-Newton EPIC-PN观测的二维温度图证实了在连接两个星系团的“桥区”中存在一个高温区，我们称之为“热区”。东南边界和西北边界之间的~ 500 kpc宽区域也具有比未发生地震的区域更高的伪压力，这表明存在两次地震。在X射线表面亮度图像中可以清楚地看到南部的激波锋面，并且Kato等人已经报道过。另一方面，北部的一个是新发现的。为了评估它们的马赫数，我们构建了一个三维玩具合并模型，在视线范围内有重叠的冲击和未冲击组件。假设点对称，根据相互作用桥区域外的条件估计了未冲击和震前ICM条件。假设冲击条件与震前条件符合Rankin-Hugoniot关系，用两个温度的热分量来模拟热区谱。因此，据估计，该地区的视线深度约为1百万秒差距，马赫数约为1.3的东南地震和1.7的西北地震。冲击波的年龄估计约为2.6亿年。这一三维合并模型与利用普朗克观测得到的宇宙微波背景涨落中的Sunyaev-Zeldovich信号是一致的。通过东南地震的ICM动能的总流量估计为~ 2.2 x $10^{42}$ erg/s。假设该能量的10%被转换成ICM湍流，计算出的视线速度色散为~ 200 km/s，这基本上可以通过未来的高光谱分辨率观测来解析。
2022-10-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
