Sardinia Radio Telescope observations of Abell 194 - the intra-cluster magnetic field power spectrum
我们研究内集群磁场在贫穷的星系团阿贝尔194补充无线电数据，在不同的频率，在光学和X射线波段的数据。我们分析了撒丁岛射电望远镜（SRT）获得的Abell 194的新的总强度和偏振观测。我们使用的SRT数据结合档案甚大阵观测，以获得光谱老化和旋转测量（RM）的射电星系3C 40 A和3C 40 B嵌入在阿贝尔194的图像。光学分析表明，阿贝尔194没有显示出一个主要的和最近的集群合并，而是同意一个小团体吸积的情况。在最小能量假设下，由谱裂测量的3C 40 B同步辐射电子寿命为1.57亿r。从X射线发射推断的断裂频率图像和电子密度分布与RM数据结合使用，以约束团簇内磁场功率谱。通过假设Kolmogorov幂律功率谱，我们发现Abell 194中的RM数据可以很好地用一个磁场来描述，该磁场的最大涨落尺度为Lambda_max=64 kpc，中心磁场强度<B0>=1.5 microG.再往外，磁场随半径减小，半径随气体密度的eta=1.1次方而减小。将Abell 194与一个小样本的星系团进行比较，可以看出中心电子密度和磁场强度之间的趋势。
2017-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observations of the galaxy cluster CIZA J2242.8+5301 with the Sardinia Radio Telescope
我们观察了星系团CIZA J2242.8+5301与撒丁岛射电望远镜提供新的限制其光谱特性在高频率。我们在1.4 GHz、6.6 GHz和19 GHz三个频段进行了观测，波束分辨率分别为14 $^{\prime}$、2.9 $^{\prime}$和1 $^{\prime}$。这些单碟数据也结合档案干涉观测在1.4和1.7 GHz。从组合的图像中，我们测量了中央射电晕的流量密度为${\rm S_{1.4GHz}=(158.3\pm9.6)\,mJy}$，北部和南部遗迹的流量密度分别为${\rm S_{1.4GHz}=(126\pm8)\,mJy}$和${\rm S_{1.4GHz}=(11.7\pm0.7)\,mJy}$。在离散源的频谱建模之后，我们分别在6.6 GHz处测量了北部和南部遗迹的${\rm S_{6.6GHz}=(17.1\pm1.2)\,mJy}$和${\rm S_{6.6GHz}=(0.6\pm0.3)\,mJy}$。假设简单的扩散冲击加速度，我们解释测量的北部遗迹与连续注入模型所代表的破幂律。这就产生了注入光谱指数${\rm α_{inj}=0.7\pm0.1}$和马赫数${\rm M=3.3\pm0.9}$，这与最近的X射线估计是一致的。与其他研究不同的是，在8.35 GHz的数据中没有发现遗迹无线电发射的显着陡峭。通过用简单的幂律（${\rm S_ν\prop…
2017-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on dark matter annihilation and turbulent reacceleration set by high-frequency observations of the radio halo in the Coma cluster
本文利用后发座星系团6.6 GHz射电晕观测，限制暗物质湮灭电子在湍流再加速模型中的参数，发现10 GeV质量模型不被支持、500 GeV模型需过长再加速时间，最优中性微子质量在100–200 GeV且偏好夸克湮灭通道。
2025-09-04 astro-ph.CO
A dozen new galaxies caught in the act: Gas stripping and extended emission line regions in the Coma cluster
我们目前的图像扩展H-α云与后发座星系团的14个成员星系从深窄带成像观测与Suprime-Cam在斯巴鲁望远镜。扩展的H-α云的母星系分布在距离星团X射线发射峰值0.2 Mpc以上的地方。大多数星系的颜色比g-r大约0.5更蓝，它们占后发座星系团中心区域蓝色（g-r<0.5）明亮（r<17.8等）星系的57%。它们位于后发座星系团径向速度分布的红移和蓝移边缘附近。这些发现表明，大部分的母星系最近被后发座星系团势捕获，现在正在向星系团中心坠落，其盘气体被剥离并产生观察到的H-α云。
2010-09-29 astro-ph.CO
High angular resolution Sunyaev Zel'dovich observations: the case of MISTRAL
毫米撒丁岛射电望远镜接收器基于集总元件阵列，MISTRAL，是一个毫米（$\simeq 90GHz$）多像素相机正在为撒丁岛射电望远镜建造。这将是一个设施仪器，将采样天空与12角秒角分辨率，4角分的视野，通过408个动态电感探测器（KID）。建设和开始调试计划于2022年。MISTRAL将使科学界能够提出各种各样的科学案例，包括原行星盘研究、恒星形成区、星系径向剖面和对Sunyaev Zel'dovich（SZ）效应的高角分辨率测量，以及对星系团形态的研究和对宇宙网的搜索。
2022-04-08 astro-ph.CO astro-ph.IM
A WHIM origin for the soft excess emission in the Coma cluster
本文对后发座星系团ROSAT观测资料进行了新的分析，以确定超过热星系团内介质贡献的软X射线辐射量。通过使用XMM-牛顿和普朗克望远镜对星团内部的热介质进行高分辨率研究，使重新分析成为可能。分析证实了最初的发现，即软X射线辐射强烈过量，这可能是热源。我们发现检测到的软过剩和物理特性之间的定量协议的温暖-热星系际介质（WHIM）的细丝中看到的流体动力学模拟。我们的结论是，软过剩的最合理的解释是$\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
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
On the lack of stellar bars in Coma dwarf galaxies
利用哈勃空间望远镜（HST）高级巡天照相机（ACS）对SDSS-DR 6中的190个星系进行了观测，研究了后发座星系团中的棒分数。HST-ACS图像的前所未有的分辨率使我们能够在9等（-23 < M_r < -14）的光度范围内探索通过视觉分类检测到的条的存在，从而使我们能够研究矮星系的已知区域。我们发现，酒吧是由星系在一个狭窄的范围内的光度（-22 < M_r < -17）和质量（10^9 < M*/Msun < 10^11）。此外，我们发现，酒吧分数并没有显着变化时，从中心到集群的郊区，这意味着集群环境中酒吧的形成/演化中起着第二阶的作用。棒分数分布的形状相对于光度和质量是很好的匹配的光度分布的盘星系后发座，表明酒吧是很好的示踪剂的冷恒星盘。
2010-09-17 astro-ph.CO
Which galaxies host bars and disks? A study of the Coma cluster
利用哈勃空间望远镜（HST）高级巡天照相机（ACS）对Sloan数字巡天数据第6版（SDSS-DR 6）中的$\sim 190$星系进行了观测，研究了后发座星系团中的棒分数。HST-ACS图像的前所未有的分辨率使我们能够探索存在的酒吧，检测视觉分类，在整个9个星等（$-23 \lesssim$ M $_{r} \lesssim -14$）的光度范围，使我们能够研究矮星系的贫困已知区域。我们发现，酒吧主办的星系在一个紧密的范围内的光度（$-22 \lesssim$ M $_{r} \lesssim -17$）和质量（$10^{9} \lesssim {\cal M_{*}}/{\cal M}_{\sun} \lesssim 10^{11}$）。当与明亮/大质量场星系的样本比较时，这一结果成立。此外，我们发现，酒吧分数并没有显着变化时，从中心到集群的外围，这意味着集群环境中酒吧的形成/演化起着第二顺序的作用。棒分数分布的形状相对于光度和质量是很好的匹配的光度分布的盘星系后发座，表明酒吧是很好的示踪剂的冷恒星盘。我们讨论了我们的结果的酒吧和磁盘的形成和演化方案的影响。
2010-02-02 astro-ph.CO
65 kpc of ionized gas trailing behind NGC 4848 during its first crossing of the Coma cluster
用SPM（Mx）2.1米望远镜对后发座星系团的西北区进行了5小时的H α曝光，在SBab星系NGC 4848的后面发现了一个65 kpc的电离气体彗星发射。尾部指向星团中心的相反方向，与先前观测中检测到的剥离HI的方向相同。该星系显示出明亮的HII区域，呈内环状，恒星形成的速度惊人，为8.9兆太阳/年。从星系的形态和拖尾物质，我们推断，星系是遭受冲压压力，由于其高速运动通过集群IGM。我们估计有4 × 10^9兆太阳的气体从星系中被扫出，形成了尾巴。考虑到后发座星系团的环境条件（rho = 6.3 x 10^-27 g/cm^3; sigma_vel = 940 km/s），模拟预测冲压压力机制能够在不到2亿年的时间内移除如此数量的气体。结合相互作用的几何形状，表明径向落入星团，得出NGC 4848在第一次通过密集星团环境时被捕获的结论。
2012-07-23 astro-ph.CO
Ultra-Compact Dwarfs in the Core of the Coma Cluster
我们在后发座星系团中发现了一个红色和一个蓝色的超致密矮星系候选者。我们分析了深F475 W（斯隆g）和F814 W（I）哈勃太空望远镜的图像，这些图像是作为后发座星系团财政部调查的一部分使用高级巡天相机宽视场通道获得的，并拟合了后发座星系团两个中心主导星系之一NGC 4874附近约5000个点状源的光剖面。虽然几乎所有这些来源的球状星团仍然没有得到解决，我们发现有52个物体的有效半径在10到66 pc之间，在矮球状过渡物体（DGTO）和UCD的范围内。在这52个致密天体中，有25个比M_V ~-11等亮，这一星等通常被认为是分离UCD和球状星团的星等。UCD/DGTO候选者与非常丰富的NGC 4874球状星团系统中红色和蓝色子种群中最明亮的球状星团具有相同的颜色和光度分布。与标准的球状星团不同，蓝色和红色UCD/DGTO子群具有相同的有效半径中值。UCD/DGTO候选者的空间分布显示它们聚集在NGC 4874附近，并且不是均匀分布的。我们发现在NGC 4874周围的15 kpc内，UCD/DGTO与球状星团相比相对不足，但是在更大的半径上，UCD/DGTO和球状星团遵循相同的空间分布。
2010-09-15 astro-ph.CO
Constraints on diffuse gamma-ray emission from structure formation processes in the Coma cluster
我们分析了5年（63个月）的数据的大面积望远镜上的费米卫星从后发座星系团的能量范围在100 MeV和100 GeV之间。的可能性分析与几个模板的动机模型预测伽马射线发射由于结构形成过程。我们发现没有多余的排放量，并得出最严格的限制，迄今为止的后发座集群超过100兆电子伏，并在测试的情况下一般。积分通量的上限范围为10^-10 ~ 10^-9 cm^-2 s ^-1，其严格程度足以应对不同的情况。我们发现，宇宙射线质子和电子的加速效率必须低于约15%和1%，分别冲击。此外，我们认为，质子加速效率应低于5%，以符合无线电数据。然而，这依赖于集群中的磁场估计。特别是，这意味着由于星系团结构形成过程中的伽马射线对弥漫的河外伽马射线背景的贡献可以忽略不计，低于1%。最后，我们讨论了未来的可探测性前景天文H，费米经过10年的操作，切伦科夫望远镜阵列。
2014-04-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Detection of gamma-ray emission from the Coma cluster with Fermi Large Area Telescope and tentative evidence for an extended spatial structure
许多星系团都有巨大的非热射电辐射晕，表明星系团中存在相对论电子。相对论质子也可能被星系团中的合并和/或吸积冲击加速。这些宇宙射线（CR）电子和/或质子预计分别通过逆康普顿散射或非弹性$pp$碰撞产生伽马射线。尽管人们一直在努力寻找星系团的高能γ射线辐射，但迄今为止仍然缺乏确凿的证据。在这里，我们报告发现$\ge 200$ MeV的伽马射线发射从后发座星系团的方向与9年的{ \it费米}-LAT通行证8数据的未分组的可能性分析。伽马射线辐射的空间形态与巨大的射电晕大致一致，在星团的西南部有明显的过量。利用检验统计分析，我们进一步发现了后发座中心γ射线辐射在空间上延伸的初步证据。扩展分量在0.2 - 300 GeV的能量范围内具有$\sim 2\times 10^{-12}{\rm \ erg\ cm^{-2}\ s^{-1}}$的积分能通量，并且光谱是软的，具有$\simeq-2.7$的光子指数。将γ射线发射解释为CR质子相互作用引起的，我们发现后发座星系团中CR与热压力之比的体积平均值约为$\sim 2\%$。我们的结果表明，星系团可能是一种新型的GeV γ射线源，它们也可能是巨大的CR质子库。
2018-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Novel Approach to Constrain the Mass Ratio of Minor Mergers in Elliptical Galaxies: Application to NGC 4889, the Brightest Cluster Galaxy in Coma
小合并被认为是大质量椭圆星系的形成和结构演化的重要因素。在这项工作中，我们报告发现了一个系统的四个壳功能的后发座星系团的最明亮的成员之一，NGC 4889，使用哈勃太空望远镜和斯隆数字巡天的光学图像。这些壳层与主星系的主轴对齐，很可能是由一个小卫星星系的吸积形成的。我们对NGC 4889及其附近许多重叠的邻近星系进行了详细的二维光度分解。这个全面的模型不仅使我们能够牢固地检测到低表面亮度的外壳，而且至关重要的是，还可以准确地测量它们的亮度和颜色。壳层比主星系中相同半径的底层恒星更蓝。我们利用壳层的颜色和后发座星系团的颜色-星等关系来推断其前身星系的光度（或质量）。NGC 4889中的壳层似乎是由一个中等光度（M_I~-18.7等）盘状星系（S0或螺旋星系）的微小合并产生的，其光度（质量）比为90：1。在这项工作中提出的新方法可以用来解码化石记录印在光度子结构的其他附近的早期型星系。
2013-05-22 astro-ph.CO
Forty-Seven Milky Way-Sized, Extremely Diffuse Galaxies in the Coma Cluster
我们报告了47个低表面亮度物体的发现，在一个3 × 3度的领域集中在后发座星系团的深度图像，获得与蜻蜓长焦阵列。这些天体的中心表面亮度mu（g，0）范围为24 - 26 mag/arcsec ^[2]，有效半径r_e = 3”-10”，这是从加拿大-法国-夏威夷望远镜的存档图像中测得的。从它们的空间分布，我们推断大多数或所有的物体都是后发座星系团中的星系。这个相对较大的距离令人惊讶，因为它意味着星系非常大：r_e = 1.5 - 4.6 kpc，它们的大小与L* 星系相似，尽管它们的恒星质量中值只有~6 x 10^7太阳质量。星系相对红色和圆形，= <g-i>0.8和<b/a> = 0.74。47个星系中的一个偶然地被哈勃太空望远镜ACS的观测所覆盖。ACS成像显示了一个大的球状物体，其中心表面亮度mu（g，0）= 25.8 mag/arcsec ^2，Sersic指数n=0.6，有效半径为7”，相当于后发座距离处的3.4 kpc。这个星系没有被分解成恒星，这与对后发座星系团物体的预期一致。我们推测UDG可能在早期就失去了气体供应，可能导致非常高的暗物质分数。
2015-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Semi-Parametric Approach to Fitting Gas Pressure Profiles of Galaxy Clusters
提出一种基于节点的半参数方法以克服gNFW参数简并，并利用Planck后发座数据和贝叶斯分析确定其最优五节点气体压力分布。
2024-04-03 astro-ph.CO
The Globular Cluster System of the Coma cD Galaxy NGC 4874 from Hubble Space Telescope ACS and WFC3/IR Imaging
本文对后发座星系团（Abell 1656）核心的cD星系NGC 4874的富球状星团（GC）系统进行了新的HST光学和近红外测光研究。NGC 4874是用HST Advanced Camera for Surveys在F475 W（g）和F814 W（I）通带和Wide Field Camera 3 IR Channel在F160 W（H）通带观测到的。在这个领域中的GC表现出双峰光学颜色分布，超过一半的GC落在红色一侧，在g-I > 1。双峰也存在，虽然不太明显，在光学-近红外I-H颜色。与过去的工作相一致，我们发现证据的非线性的g-I与I-H的颜色-颜色关系。因此，我们的研究结果强调需要了解的颜色金属丰度关系的详细形式解释GC双峰观测数据。我们还发现了一个非常强烈的颜色星等的趋势，或“蓝色倾斜”，为NGC 4874 GC系统的光学颜色分布的蓝色分量。整体平均I-H颜色作为星等的函数也呈现出类似的强烈趋势;对于M_814 < -10等，这些趋势意味着与$Z\propto M_{\rm GC}^{1.4\pm0.4}$的质量-金属丰度存在陡峭的标度，但标度不是简单的幂律，在较低质量时变得更弱。与其他类似的星系一样，蓝色GC的空间分布比红色GC更广，部分原因是蓝色GC与周围的星系团有关。此外，GC系统的中心从NGC 4874的光度中心向西南方向偏移了4+/-1 kpc，朝向NGC 4…
2016-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Allen Telescope Array Pi GHz Sky Survey - III: The ELAIS-N1, Coma, and Lockman Hole Fields
我们提出的结果，从459个重复的3.1 GHz的无线电连续观测（其中379个用于搜索瞬态源）的ELAIS-N1，昏迷，洛克曼洞，和NOAO深宽场调查领域的一部分，Pi GHz的巡天（PiGSS）。在2009年5月至2011年4月期间，大约每天进行一次观察。每个图像覆盖11.8平方度，具有100弧秒的FWHM分辨率。四个场的深度图像的均方根噪声在180和310 μ Jy之间，相应的目录在每个场中包含约200个源。通常，在每个单时期图像中检测到40 - 50个这些源。这是在这些频率下进行的最短节奏、最大面积、多时期调查之一。我们将从组合图像生成的目录与各个时代的目录进行比较，并从月平均值以及传统调查中进行比较。我们进行瞬态搜索，特别强调排除假阳性源。我们没有发现确认的瞬变，这里定义为源，可以被证明有至少一个因素10的变化。然而，我们发现一个源，它在一个单历元图像中的亮度至少是相应深度图像上限的六倍。我们还发现了一个与z = 0.6的类星体相关的源，与传统调查的目录相比，它在我们的一张深度图像中似乎亮了大约三倍。我们对亮于10 mJy的瞬变数量设定了新的上限：小于0.08瞬变/平方。°的特征时间尺度为数月至数年;小于0.02 / sq。°的以月为时间尺度;并且小于0.009 / sq.以天为时间刻度的deg。我们还绘制上限作为相同的时间尺度上的瞬变通量密度的函数。
2012-11-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
Constraints on the multi-TeV particle population in the Coma Galaxy Cluster with H.E.S.S. observations
H.E.S.S. (High能量立体系统（英语：Energy Stereoscopic System）的望远镜对后发座进行了约8小时的观测，以寻找能量大于1 TeV的伽马射线辐射。H.E.S.S.的3.5 ° FWHM大视场对于观察各种大小的目标是理想的，包括后发座星系团核心，西南部的射电遗迹（1253+275）和合并/坠落（NGC 4839）区域，以及大于度的特征。没有发现点状或扩展TeV伽马射线发射的证据，并且在后发座核心和其他区域设定了E>1、>5和> 10 TeV的TeV通量F（E）的上限。将这些极限转换为能通量E^2F（E），最低或最大的限制是后发座核心（半径为0.2度）在~ 8 Crab通量单位或~10^{-13}ph cm^{-2} s^{-1}时E> 5 TeV的上限。后发座核心的上限与质子-质子相互作用的伽马射线发射预测进行了比较，其水平最终与后发座星系团的质量成比例。使用我们对E>5 TeV的最严格限制，对注入能谱与E^{-2.1}成比例且空间分布遵循团簇中热气体的非热质子的总能量含量的直接约束被发现为~0.2倍的热能，或~10^{62}erg。在这种情况下，E>5 TeV的伽马射线阈值对应于宇宙射线质子能量> 50 TeV。我们的上限排除了最乐观的理论模型的γ射线发射的集群和补充无线电观测，约束宇宙射线的内容在集群中显着较低的质子能量，受假设的磁场强度。
2009-07-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
The complete census of optically selected AGNs in the Coma Supercluster: the dependence of AGN activity on the local environment
为了研究活动星系核（AGN）的出现对星系密度的依赖性，我们对后发座超星系团中约5000个星系的核性质进行了研究。后发座超星系团的密度从稀疏的暗条到丰富的星系团的核心跨越了2个数量级。我们用1.5米Cassini望远镜获得了177个星系核的光谱，并将其加入SDSS（DR 7）提供的4785个光谱中，以补充SDSS对亮星系的不完全覆盖。我们对星系核进行了光谱分类（在r<17.77时，分类的完整性为98%），将核光谱分为六类：其中三类（SEY，sAGN，LIN）代表活动星系核，其余三类（HII，RET，PAS）代表星暴活动的不同阶段。为了进行这样的分类，我们使用WHAN诊断，在针对潜在的吸收将H α校正1.3 A之后。我们发现5027个星系中有482个（10%）拥有活动星系核：它们的频率随着母星系光度的增加而强烈增加，例如32%的Log（i-Lum）<10.2（太阳）的星系在其内部拥有活动星系核。除了存在于发光星系中，活动星系核也存在于<g-i>\pm < 1.15 \pm 0.15等的红色星系中。大多数SEY和sAGN（强活动星系核）与发光的晚型（或S 0 a）星系有关，而LIN（弱活动星系核）和RET（“退休”）则主要存在于E/S 0 a星系中。活动星系核，HII区域，和退休星系的数密度被发现与本地的星系密度反相关，这样，他们的频率下降了两个因素附近的集群核心，而含有被动核的星…
2011-09-14 astro-ph.CO
Globular Clusters in Coma Cluster Ultra Diffuse Galaxies (UDGs): Evidence for Two Types of UDG?
超扩散星系（UDG）揭示了极端的性质。在这里，我们汇编了迄今为止最大的研究85球状星团（GC）系统周围的后发座星系团的UDG，使用新的深地面成像的已知UDG和现有的成像从哈勃太空望远镜的GC系统。我们发现，丰富的GC系统在UDG一般超过发现在正常的矮星系相同的恒星质量。这些富含GC的UDG意味着晕的质量比标准恒星质量-晕质量关系所预期的要大。这种过于巨大的晕的存在提出了一个重大的挑战，最新的模拟集群环境中的UDG。在某些特殊情况下，GC系统的质量是宿主星系恒星含量的一个重要部分。我们发现，富GC系统往往托管在UDG较低的光度，较小的尺寸和微弱的表面亮度。后发座星系团中的正常矮星系也有类似的趋势。一个玩具模型中，GC丰富的UDG被假定为“失败”的星系内的大规模晕，主要是旧的，贫金属，α-元素增强恒星星族。另一方面，缺乏GC的UDG更类似于正常的，低表面亮度的矮星，占据了质量较小的暗物质晕。关于具有GC系统的UDG的恒星星族的额外数据将有助于进一步完善和测试这个简单的模型。
2020-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Approximately A Thousand Ultra Diffuse Galaxies in the Coma cluster
我们报告的发现854超弥漫星系（UDG）的后发座星系团使用深R波段图像，部分B，I，和H α波段覆盖，获得与斯巴鲁望远镜。其中许多（332个）是银河系大小的，有效半径非常大，r_e>1.5kpc。这项研究的动机是van-Dokkum等人（2015）最近发现的47个UDG;我们的发现表明，在考虑较小的斯巴鲁油田后，UDG超过1,000个。新的UDG显示出集中在集群中心周围的分布，强烈表明绝大多数是（可能是长期的）集群成员。它们是一个被动进化的种群，沿着CM图中的红色序列分布，没有Halalpha特征。因此，恒星的形成在过去是被淬灭的。它们具有指数光剖面，有效半径re ~ 800 pc- 5 kpc，有效表面亮度mu_e（R）=25-28 mag arcsec-2，恒星质量~1x10^7 - 5x10^8 Msun。还有一群有核UDG。一些MW大小的UDG似乎比以前报道的更接近星团中心;它们在强潮汐场中的生存，尽管它们的尺寸很大，可能表明有很大的暗物质部分保护着弥漫的恒星成分。指示的重子分数<1%，低于宇宙平均值，因此气体必须从可能的大质量暗晕中移除。与野外相比，后发座星系团中的UDG数量似乎较高，这表明气体去除机制主要与星系团环境有关。
2015-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Distinct core and halo stellar populations and the formation history of the bright Coma cluster early-type galaxy NGC 4889
本文利用斯巴鲁8.2米望远镜FOCAS深中分辨率光谱仪对后发座星系团中最亮的两个星系之一NGC 4889的晕内的恒星星族进行了研究。我们拟合单恒星星族模型的测量线强度（Lick）指数（H β，Mgb，[MgFe]'和<Fe>）。结合文献资料，建立了NGC 4889从中心向外~60 kpc（~ 4 Re）的金属丰度、[α/Fe]元素丰度比和年龄的径向剖面。我们发现的证据不同的化学和恒星形成历史的恒星内部和外部1.2Re = 18千秒差距半径。内部区域的特征是在~2.5倍太阳值处具有陡峭的[Z/H]梯度和高[α/Fe]。在18至60 kpc之间的晕中，[Z/H]接近太阳，具有浅梯度，而[alpha/Fe]显示出强烈的负梯度，在约60 kpc处达到太阳值。我们解释这些数据在不同的形成历史的两个组件。内星系的数据是一致的快速，准单片，耗散合并起源在早期红移，其次是一个或最多几个干合并。那些支持光环的人认为，恒星是从具有更长恒星形成历史的旧系统中吸积而来的。仅内部部分的半光半径估计为~6 kpc，表明该星系过去的尺寸明显较小。这可能是从高红移观测中发现的早型星系尺寸演化的局部恒星星族特征。
2010-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on Cosmic Rays, Magnetic Fields, and Dark Matter from Gamma-Ray Observations of the Coma Cluster of Galaxies with VERITAS and Fermi
对星系团中的射电晕和遗迹的观测表明电子加速是有效的。质子也应该被加速，这表明星团也可能是非常高能量（VHE; E>100 GeV）的伽马射线发射源。我们在这里报告VHE伽马射线观测的后发座星系团与VERITAS阵列成像切伦科夫望远镜，补充费米-LAT观测在GeV的能量。后发座星系团没有探测到明显的伽马射线辐射。在99%置信水平下，测得积分通量上限分别为（2-5）*10^-8 ph. m^-2 s^-1（VERITAS，>220 GeV）和~2*10^-6 ph. m^-2 s^-1（费米，1-3 GeV）。我们使用伽马射线上限来约束昏迷中的CR和磁场。使用分析方法，根据VERITAS数据和费米数据（维里半径内的平均值），CR与热压力之比被限制为< 16%和< 1.7%。这些上限开始限制自洽宇宙学集群模拟中的CR物理，并将结构形成冲击的最大CR加速效率限制在<50%。假设后发座晕的射电发射电子来自强子CR相互作用，观测结果意味着后发座中心磁场的下限为（2 - 5.5）μ G，这取决于径向磁场剖面和伽马射线谱指数。由于这些值低于由后发座中的法拉第旋转测量所推断的值（对于大部分参数空间），这使得强子模型成为后发座射电晕的一个非常合理的解释。最后，由于星系团是暗物质（DM）占主导地位，VERITAS上限已被用来放置的总自湮灭截面和DM粒子的相对速度，<σv>的热平均产品的约束。（abr.）
2012-08-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
The optical properties of galaxies in the Ophiuchus cluster
我们调查蛇夫座的光学特性，以获得线索，这个集群的形成时代，并比较他们的后发座集群，这是可比的质量蛇夫座，但更多的动态干扰。基于加拿大法国夏威夷望远镜用MegaCam相机获得的蛇夫座星系团在r'波段的深度图像，我们应用了一个迭代过程来减去污染图像的众多恒星的贡献，由于星系团的银河系纬度较低，获得了2818个在r '= 20.5等时完全完整的星系和在r'= 21.5等时仍有91%完整的星系的测光星表。对于整个图像和一个区域（以下称为“矩形”区域），该区域与Adami等人（2007）研究后发座星系团GLF的区域完全相同。然后，我们基于自适应核技术计算密度图，对于不同的星等限制，并定义三个圆形区域，分别覆盖0.08、0.08和0.06度^2，分别以星团（C）、西北（NW）和东南（SE）为中心，我们在其中计算GLF。当高斯函数被加入到通常的谢克特函数中时，GLF的拟合要好得多，以解释非常明亮的星系的过剩。与后发座相比，蛇夫座显示出明亮星系的强烈过剩。蛇夫座和后发座这两个邻近的超大质量星团的性质相当相似，尽管它们似乎嵌入在不同的大尺度环境中。我们的解释是，蛇夫座在很久以前就已经形成了，这一点可以从它的松弛状态（见论文I）中得到证实，而后发座仍处于形成过程中。
2018-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
A pilot search for MeV gamma-ray emission from five galaxy clusters using archival COMPTEL data
利用COMPTEL档案数据在0.75-30 MeV能段搜寻五个星系团的MeV伽马射线发射，除VIRGO在0.92-1.63 MeV探测到约2.5σ的边际信号外，其余四个星系团均未探测到信号，且未证实文献中5-7 MeV谱线的先前报道。
2024-04-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
