The X-ray luminosity function of galaxies in the Coma cluster
后发座星系团的XMM-牛顿巡天覆盖了1.86平方度的区域，镶嵌了16个点，总有用积分时间为400千秒。探测到的范围小于10”的X射线源与后发座星系团区域的编目星系相关。在天空的这一区域，红移信息非常丰富，使我们能够将星系团成员从背景和前景星系中分离出来。对于背景源，我们在0.5-2.0 keV波段的1.e-15 - 1.e-13 ergs/s/cm ^2通量范围内恢复了典型的LogN-LogS。团星系的X射线辐射呈现出典型的热辐射的X射线颜色。后发星系的光度在0.5- 2.0keV波段位于1.e39- 1.e41ergs/s区间。后发座星系的光度函数表明，它们的X射线活动被抑制相对于场的5.6倍，表明一个较低水平的X射线发射为一个给定的恒星质量。
2004-03-09 astro-ph
Gamma Ray Emission from Merger Shocks in the Coma Cluster of Galaxies
一个数值模拟模型的注入和冷却的非热粒子所形成的星系团合并的冲击激励，以适应无线电和X射线观测数据的后发座星系团。对于用{ \it Beppo-SAX}和{ \it RXTE}测量的弥散射电晕发射和硬X射线过剩，结果与主合并激波起源一致。对于注入非热质子和电子的能量效率相等（1%）的情况，我们预测后发座星系团将被空间天文台{ \it GLAST}显著探测到，而被地面$γ$射线天文台{ \it VERITAS}和{ \it HESS}勉强探测到。如果非热质子强度由于非热强子加速的更大效率或过去的合并事件而更大，则可能检测到显著的TeV。在后发座的非热强子内容也揭示了在$\sim 10$ - 100 GHz的弱，硬的二次发射分量。在这种情况下，来自后发座星系团核心的大半径射电辐射的频谱软化来自于轴上合并事件的远离星系团中心的激波速度的降低。我们讨论合并和延迟湍流模型之间的差异。
2006-02-09 astro-ph
Hard X-Ray Radiation in the Coma Cluster Spectrum
BeppoSAX卫星首次在后发座星团中探测到硬X射线辐射。由于Phoswich检测系统（PDS）仪器具有前所未有的灵敏度，该源已被检测到高达~80 keV。有明确的证据（4.5西格玛），非热发射超过热超过25 keV。硬过剩是非常不可能的，因为X彗星，塞弗特1星系目前在PDS的视野。一个硬的光谱尾巴，由于反康普顿对CMB光子预测在集群，如后发座，无线电晕。结合射电观测结果，得到了团内体积平均磁场约为0.15 μ G，发射电子的电子能量密度约为7 × 10 **-14 erg/cm**3。
1999-01-04 astro-ph
The Coma Cluster at gamma-ray energies: multifrequency constraints
后发座星系团展示了高能非热粒子群的证据。在频率>1千兆赫最近的无线电晕观测证实了一个显着的光谱陡峭的体积积分发射。我们计算的体积平均的高能谱由于逆康普顿散射关闭CMB辐射场和非热韧致辐射根据指数截止的电子光谱推导出的射电观测。从次级对的同步辐射，从强子pp相互作用中产生的带电介子衰变，被发现设置显着的相对论性强子的能量含量的限制。这限制了高能量下的最大通量。我们的研究结果支持相对论性强子与热能密度的低比值。昏迷的高能量排放的预测进行了讨论，在目前和预期的能力，即将到来的伽马射线仪器。
2004-06-02 astro-ph
Particle reacceleration in Coma cluster: radio properties and hard X-ray emission
后发晕的射电光谱指数图显示，光谱指数随着半径的增加而逐渐变陡。这样的陡峭不能简单地证明模型涉及连续注入的新鲜粒子的后发座晕或模型涉及的新鲜电子从中心区域的扩散。我们提出了一个{ \it双相}模型，在这个模型中，在过去的{ \it第一相}中由某些过程（星爆、活动星系核、激波、湍流）注入后发座星系团的相对论电子在{ \it第二相}中被系统地再加速了一个相对较长的时间（$\sim$ 1 Gyr）直到现在.我们证明，对于$\sim 0.1$ Gyr的再加速时间尺度，这一假设可以很好地解释后发座C的射电性质。对于解释后发座C的相同参数范围，我们计算了CMB光子逆康普顿散射的预期通量，发现BeppoSAX发现的硬X射线尾可能是由模型允许的更强的再加速引起的。还讨论了将主要模型假设和结果扩展到其他射电晕情况的可能性，基本预测与观测结果一致。
2000-08-31 astro-ph
South-West extension of the hard X-ray emission from the Coma cluster
我们探讨了后发座星系团的硬（18-30 keV）X射线发射的形态。我们分析了深（1.1毫秒）观察后发座星系团的ISGRI成像仪上的\emph{INTEGRAL}卫星。我们发现，在东北向西南（SW）方向（$\sim 17'$）的源扩展显着超过ISGRI的点扩散函数的大小，并在18-30 keV波段的源的图像的质心在SW方向相比，在1-10 keV波段的质心位移。为了测试SW扩展的性质，我们假设源形态的不同模型来拟合数据。最好的拟合是用椭圆形的漫射源实现的，尽管可以实现可接受的拟合，假设簇核心的附加点源SW。在椭圆形源的情况下，源的延伸方向与落在后发座星系团上的子星系团的方向一致。如果SW过剩是由于存在一个点源与硬谱，我们表明，没有明显的X射线对应的额外的源，最近的X射线源是类星体EXO 1256+281，它位于$6.1'$从质心的过剩。观察到的硬X射线发射的形态澄清了后发座星系团的硬X射线“过量”发射的性质，这是由于存在一个扩展的硬X射线源SW的集群的核心。
2007-09-03 astro-ph
Confirmation of non-thermal hard X-ray excess in the Coma cluster from two epoch observations
我们报告的硬X射线光谱的后发座星系团获得的PDS数据的两个独立的BeppoSAX观测的时间间隔约为三年。在这两个光谱中，相对于热发射的非热过量存在于~ 3.4 σ的置信水平。通过将两个光谱相加而获得的组合光谱允许在高于20 keV的能量下在~ 4.8 sigma的水平处测量过量。对BeppoSAX号卫星全部数据集的分析提供了经修订的非热X射线通量，该通量略低于先前估计的通量（Fusco-Femiano等人，1999年），并与两次RXTE观测测量的通量一致。对后发座观测中的偏移场的分析提供了BL Lac天体1 ES 1255+244的可能通量测定。
2003-12-26 astro-ph
Particle reacceleration in the Coma cluster and the radio, EUV and hard X-ray emissions
后发晕的射电光谱指数图显示，光谱指数随着半径的增加而逐渐变陡。这样的陡峭不能简单地证明模型涉及连续注入的新鲜粒子的后发座晕或模型涉及的新鲜电子从中心区域的扩散。我们提出了一个方案，其中相对论粒子注入后发座星系团的一些过程（合并，吸积冲击，湍流）系统地重新加速了一个相对较长的时间（$\sim$ 1 Gyr）。我们表明，这样的情况下，可以占同步辐射无线电频谱指数分布，在不同频率的无线电晕的大小，并为总（集成）的后发座晕的无线电频谱。我们还表明，对于一个合适的选择的参数的模型也可以解释硬X射线通量观测BeppoSAX通过逆康普顿散射的同步电子的宇宙微波背景辐射。还讨论了利用逆康普顿辐射解释EUVE卫星探测到的极紫外辐射通量的可能性。
1999-07-19 astro-ph
XMM-Newton discovery of an X-ray filament in Coma
XMM-牛顿对后发座星系团外围的观测证实了先前声称的软X射线过剩的存在，并表明它来自温暖的热发射。我们的数据提供了一个强大的估计其温度（~0.2千电子伏）和氧丰度（~0.1太阳）。结合使用XMM牛顿和ROSAT全天巡天数据，我们排除了银河系的软X射线发射的起源。将这一辐射与后发座前方的20 Mpc区域联系起来，可以从其星系速度分布的偏斜度中看出，产生了大约50 f_重子rho_critical的温暖气体密度的估计，其中f_重子是气体的重子分数，rho_critical是停止宇宙膨胀所需的临界密度。我们对与暖辐射相关的气体质量的测量强烈支持它的非维里化性质，这表明我们正在观察暖热星系际介质（WHIM）。我们的测量提供了一个直接估计的O，Ne和Fe丰度的WHIM。一些OVI吸收剂的Ne/O比的差异暗示了OVI吸收剂和后发座灯丝的不同来源。我们认为，昏迷灯丝可能已经预热，但在一个显着较低的水平相比，在郊区看到的群体。后发座灯丝中气体的热力学状态降低了嵌入式螺旋星系中的恒星形成率，为在这个和其他星系团中观察到的被动螺旋的存在提供了解释。
2003-08-31 astro-ph
Is there a hard tail in the Coma Cluster X-ray spectrum?
我们报告的结果，从重新分析的BeppoSAX观测昏迷，并从分析的第二个，但未发表的意见，同一对象。从我们对第一个观察结果的重新分析中，我们发现硬尾的统计证据大约是2 sigma。从第二次观察的分析中，由于较低的背景和较长的曝光时间，其特征在于较大的信噪比，我们没有发现硬尾的证据。从硬尾通量的上限，使用标准的逆康普顿公式，我们推导出一个约0.2-0.4微高斯与法拉第旋转测量一致的磁下限。
2003-12-17 astro-ph
Revisiting the Mass of the Coma Cluster from X-Ray Observations
我重新检查质量估计的后发座星系团从前ASCA X射线光谱观测。一个大范围的模型暗物质分布检查，流体静力平衡和球对称的假设下，以确定最宽的允许范围内的集群的总质量。在1 Mpc的半径内，星团的总质量被严格限制在（6.2 +/- 0.9）x 10**14太阳质量，发光重子物质占总物质的比例在13%到17%之间。在3 Mpc半径内，总质量为（1.3 +/- 0.5）x 10**15太阳质量，发光物质比例为20%-40%。我发现纳瓦罗、弗伦克和怀特提出的“普遍”暗物质密度分布，基于对标准冷暗物质主导宇宙的N体模拟，预测了星团核心内的陡峭温度梯度，这与昏迷数据的拟合度很差，可以在大于99%的置信度下被拒绝。
1997-09-26 astro-ph
VERITAS Observations of the Coma Cluster of Galaxies
星系团是少数几个被预测会发射伽马射线的突出天体之一，这些天体尚未被EGRET或地基成像大气切伦科夫望远镜（IACTs）等卫星探测到。对来自星系团的甚高能（VHE，E > 100 GeV）伽马射线的探测将提供对星系团中非热粒子和场形态的深入了解。VERITAS是一个由四个直径为12米的IACT组成的阵列，非常适合观测大规模的后发座星系团，这是北半球最好的星系团候选者之一。本文详细介绍了VERITAS在2007-2008年观测季节对后发座星系团的观测结果。
2008-10-01 astro-ph
X-ray observations of the Coma Cluster in a broad energy band with INTEGRAL, RXTE, and ROSAT observatories
我们提出的X射线观测后发座星系团的多个仪器在一个广泛的能量带的结果。利用INTEGRAL、RXTE和ROSAT观测站的数据，我们发现0.5-107 keV能带的Coma谱可以用温度为8.2 keV的热等离子体发射模型很好地近似。INTEGRAL被用来成像硬能带的团簇发射。该星系团在44-107 keV的能量带中只能勉强检测到~ 1.6 sigma;然而，该波段的原始通量与Beppo-SAX和RXTE天文台先前的结果一致。我们可以排除具有高度意义的硬带通量报告Beppo-SAX和RXTE可以由一个单一的点源。在20-80 keV范围内，团簇谱中一个可能的非热分量的通量为（6.0 ± 8.8）× 10**-12尔格/cm ^2/s。除非磁场强度低至0.2 μ G，否则CMB光子的IC散射不太可能在这些水平上产生硬X射线通量。后一个值可以被认为是昏迷中场强的下限。我们还提出了一个温度图的中央部分的集群，其中显示了显着的变化，特别是，一个热的，~11.5千电子伏，区域的延伸向子集群从西南部下降。
2008-05-19 astro-ph
Multi-frequency analysis of neutralino dark matter annihilations in the Coma cluster
我们研究了中性伴子暗物质湮灭在星系团中的天体物理意义，并具体应用于后发座星系团。首先，我们从结构形成模型和观测数据出发，讨论了后发座暗晕模型的确定，并详细讨论了次晕的作用。然后，我们进行了彻底的分析中性伴子湮灭产物的传输和扩散特性，并调查由此产生的多频信号，从无线电到伽马射线频率。我们还研究了中性伴子湮灭的其他相关天体物理效应，如DM诱导的Sunyaev-Zel'dovich效应和团内气体加热。至于粒子物理的设置，我们采用了双重的方法，诉诸模型独立的自下而上的场景和基准，GUT激励的框架。我们表明，后发座射电晕数据（光谱和表面亮度）可以很好地拟合的中性子诱导的信号为奇特的粒子物理模型和磁场值，我们详细概述。拟合的无线电数据和移动到更高的频率，我们发现，多频光谱能量分布通常是暗淡的（相对于数据）在EUV和X射线频率，但显示出不可忽略的伽马射线发射，这取决于后发磁场的振幅。最适合的粒子物理模型也产生了可检测的SZ效应，但不会产生实质性的加热昏迷中的团内气体。由于特定的多频率特征的DM诱导的光谱能量分布在昏迷，我们发现，超对称模型可以显着和最佳约束的伽马射线或无线电和微波频率。
2006-07-12 astro-ph
Nonthermal hard X-ray excess in the Coma cluster: resolving the discrepancy between the results of different PDS data analyses
用XAS软件包（Fusco-Femiano等人）分析了两次BeppoSAX观测对后发座星系团光谱中非热过剩的探测。已经被用不同的软件包（SAXDAS）进行的光谱提取分析（Rossetti & Molendi）否定。为了解决这一差异，我们重新分析PDS数据，考虑Rossetti & Molendi使用的相同软件。正确选择数据并排除背景测定中的污染源表明，SAXDAS分析也报告了与XAS软件包（~4.8sigma）获得的置信水平大致相同的热发射非热过量。此外，我们报告的系统误差的Rossetti & Molendi和Nevalainen等人的调查，考虑到整个样本的PDS观测银河平面，已经显示在我们的数据分析阿贝尔2256（Fusco-Femiano，Landi & Orlandini）。所有这些消除了任何模糊性，并确认了后发座星系团光谱中存在硬尾。
2006-11-10 astro-ph
Inverse Compton Scattering as the Source of Diffuse EUV Emission in the Coma Cluster of Galaxies
我们已经检验了这样一种假设，即后发座星系团中的大部分漫射EUV通量是由于低能宇宙线电子（0.16 < 0.31 GeV）对3K黑体背景的逆康普顿散射。我们提出的数据的EUV通量的二维空间分布，并表明这些数据提供了强有力的支持，为EUV通量的非热起源。然而，我们表明，这种发射不能通过外推到所观察到的同步辐射无线电发射电子的较低能量来产生，并且需要低能宇宙射线电子的额外成分。
1998-04-28 astro-ph
The build-up of the Coma cluster by infalling substructures
我们提出了一个新的多波长分析的后发座星系团子集群的基础上最近的X射线数据和近900个红移的汇编。我们使用Serna&Gerbal（1996）的分层方法，利用星系的位置，红移和星等来表征子聚类，并确定了17个组。其中一个星系群对应于主星系团，一个是与下落星系NGC 4839相关的著名星系群，另一个是与NGC 4911/NGC 4926相关的星系群。在这17个星系群中，约有三分之一的星系群的速度分布集中在它们所包含的非常明亮的星系团星系的速度上（星等R<13）。为了寻找额外的子结构，我们利用从整体X射线气体分布中减去最佳拟合β模型后留下的X射线亮度残差的等照度线（Neumann et al. 2003）。我们选择星系内的每一个这些等照度线，并比较它们的速度分布与整个集群。我们以这种方式确认了这两组分别与NGC 4839和X射线可见的西部延伸子结构的南部相关。我们讨论的背景下，昏迷是建立从周围的大尺度结构降落的群体的吸积的情况下，组属性。我们估计了后发座最近的质量吸积率，并将其与星系团演化的分级模型进行了比较。
2005-07-22 astro-ph
Non-thermal Origin of the EUV and Soft X-rays from the Coma Cluster - Cosmic Rays in Equipartition with the Thermal Medium
宇宙射线（CR）在星系团形成和演化中的作用一直存在争议。它很可能与其他基本问题有关，例如加热和维里化团内介质（ICM）的机制，以及ICM受到冲击的频率。现在有令人信服的证据，无论是从集群软过剩（CSE）和“硬尾”的能量超过10千电子伏的排放，许多集群的发光源的逆康普顿（IC）的排放。这是第一次直接测量集群CR：该技术是免费的，从我们的不确定性的ICM磁场，并不限于小子集的集群表现出无线电晕。CSE发射电子落在能量的关键十年内，在那里它们具有最少的光谱演化，并且大部分CR压力驻留在那里。然而，他们的生存时间并没有追溯到他们的遗迹CR人口。利用后发座星系团的CSE数据，我们证明了CR和热ICM在能量上一样重要：这两个分量处于压力平衡状态。因此，与以前的预期相反，CR是ICM的主要组成部分，其起源和影响应加以探讨。最佳拟合的CR光谱指数与银河值一致。
1998-09-14 astro-ph
The EUV Emission in the Coma Cluster of Galaxies and the Underlying Source of this Radiation
极紫外探测器（EUVE）的观测表明后发座星系团是一个极紫外辐射源，其辐射量超过了星系团中X射线气体的辐射量。我们已经重新检查了EUVE数据在这个集群，试图获得线索，这种排放的起源。我们发现了两个重要的新结果。首先，在方位角上平均的EUV过量发射和ROSAT硬X射线通量之间的比率是恒定的，作为从集群中心向外的距离的函数。其次，EUV过量发射和X射线发射之间的相关性分析表明，在详细的水平上，EUV过量在空间上与X射线发射密切相关。这些发现与之前关于昏迷中漫射EUV发射的潜在来源的建议相矛盾，并提供了关于这种发射的真正来源的重要信息。我们提出了一个新的解释，这种发射的来源：逆康普顿散射的微波背景光子的次级电子和正电子。我们探讨了这种可能性的一些细节，并表明它是符合所有可用的观测证据。母宇宙射线质子可能是由许多来源中的任何一种产生的，包括超新星、活动星系、星系风和团簇形成激波，但我们认为最有可能的来源是团簇形成激波。如果后发座星系团中的极紫外辐射实际上是次级电子的结果，这可能是星系团内介质中存在次级电子的唯一直接证据，因为最近的研究表明，次级电子可能不是射电晕的原因。
2004-03-03 astro-ph
A massive warm baryonic halo in the Coma cluster
后发座星系团的几个深PSPC观测揭示了一个非常大规模的软X射线辐射晕，大大超过了众所周知的热星系团内介质的辐射。先前使用较低灵敏度的EUVE和ROSAT数据在星团中心区域报告的过量发射，现在明显达到2.6 Mpc的半径，表明星团的软过量辐射是一种具有宇宙学意义的现象。在这些大半径下的X射线谱不能用非热力学的方法来模拟，但它与温度约为10^6 K的暖气体的热辐射的原始设想是一致的。暖气体的质量与热X射线发射等离子体的质量相当，如果暖气体存在于低密度的对流结构中，则质量会明显更大。因此，这些数据为当前的宇宙演化理论提供了重要的支持，该理论预测，在低红移时，30- 40%的重子存在于聚集在星系团中的温暖细丝中。
2002-11-20 astro-ph
XMM-Newton observations of the Coma cluster relic 1253+275
利用XMM Newton观测资料，研究了后发座星系团射电遗迹1253+275的X射线辐射性质。我们确定了团簇气体的条件，以检查目前的遗迹形成的模型，我们设置的集群内磁场的约束。进行成像和光谱分析，并将X射线发射与无线电发射进行比较。我们发现，发射是热起源，并连接到周围的NGC 4839的子集团。遗迹及其附近区域的最佳气体温度范围为2.8 - 4.0 keV，与NGC 4839子群的温度相当。我们没有探测到任何高温气体，可能是昏迷遗迹区域的震动造成的。因此，我们认为射电遗迹中辐射粒子的主要能量来源可能是湍流。根据X射线数据，我们还可以将遗迹区域非热辐射的通量上限设定为3.2 x 10 e-13 erg/cm ^2 s，能量范围为0.3 - 10 keV。这导致磁场B > 1.05 microG。
2006-02-27 astro-ph
A Mosaic of the Coma Cluster of Galaxies with XMM-Newton
用XMM-牛顿在12个部分重叠的点上观测了后发座星系团。本文给出了不同能带的X射线图，并讨论了该星系团的大尺度结构。在整个观测区域发现了许多点源，其中至少有11个与明亮的星系重合。我们还给出了一个星系团在迄今为止最高的角分辨率下的硬度比图。在这张图中，我们发现了明亮星系位置的软区域，在中央15弧分处变化不大，但在NGC 4874 - NGC 4889线以北有一些较硬的区域。
2000-11-16 astro-ph
Implications of a Nonthermal Origin of the Excess EUV Emission from the Coma Cluster of Galaxies
最近报道的几个星系团的超紫外辐射的逆康普顿（IC）解释表明，在星系团内介质中的相对论电子的数量是非常重要的，W_e>10^{61} erg。考虑后发座的原型星系团的非热辐射，我们讨论的逆康普顿起源的情况下，低intracluster磁场的顺序0.1 μ G的过量EUV通量的影响，所需的IC解释所观察到的过量硬X射线通量，并在高场的情况下，1 μ G的法拉第旋转测量所建议的。虽然对于这样高的群内场，多余的硬X射线将需要一个解释，而不是IC效应，我们表明，多余的EUV通量可以解释为IC发射的“遗物”人口的电子驱动到初期的群内介质在星爆活动的时期，由银河风，后来，由于最近的合并事件，绝热压缩和/或通过星团传输的大规模冲击使其重新充满能量。对于高磁场B > 1 μ G的后发座的无线电通量的解释需要最近注入的电子的第二个人口。它们可以被解释为相对论性质子群产生的二次谐波。我们计算的伽马射线通量预计在低和高磁场的情况下，并讨论了可能性，以区分这两个主要选项之间的未来伽马射线观测。
1999-12-30 astro-ph
A particle acceleration site in the Coma cluster?
我们提出了一个深（1.1毫秒）的后发座星系团在18-30千电子伏波段与IBIS/ISGRI成像仪上的INTEGRAL卫星观测的结果。我们发现，在东北到西南（SW）方向（$\sim 17'$）的源扩展显着超过ISGRI的点扩散函数的大小，并在18-30 keV波段的源的图像的质心在SW方向相比，在1-10 keV波段的质心位移。为了测试SW扩展的性质，我们假设源形态的不同模型来拟合数据。最好的拟合是用椭圆形的漫射源实现的，尽管可以实现可接受的拟合，假设簇核心的附加点源SW。在椭圆形源的情况下，源的延伸方向与落在后发座星系团上的子星系团的方向一致。如果SW过剩是由于存在一个点源与硬谱，我们表明，没有明显的X射线对应的额外的源，最近的X射线源是类星体EXO 1256+281，它位于$6.1'$从质心的过剩。最后，我们表明，硬X射线发射与1.4 GHz的无线电发射相一致，这表明硬X射线发射来自相同的电子人口，负责通过同步辐射的无线电晕。
2007-10-24 astro-ph
Cluster--Galaxy Interactions in Coma
后发座星系团中的星系NGC 4911和NGC 4921提供了壮观的例子，它们是明亮的、宏伟的螺旋形星系，穿过了一个丰富星系团的热的团内介质。钱德拉ACIS-I成像的环境，再加上CFHT，HST/WFPC 2和VLA无线电成像，揭示了热X射线气体和ISM的螺旋之间的相互作用，突出了星系之间的联系和集群的演变所产生的这种相互作用。
2003-01-22 astro-ph
Extragalactic source counts in the 20-50 keV energy band from the deep observation of the Coma region by INTEGRAL/IBIS
我们提出了一个深，500千秒，硬X射线观测后发座星系团地区的IBIS仪器板载INTEGRAL的偶然来源的分析。除了后发座星系团，最终的20-50 keV图像包含12个统计显著性> 4 sigma的偶然来源。我们利用这些数据（在修正了预期的错误探测次数之后）将20-50 keV能带的河外源计数扩展到1.0 e-11 erg/s/cm ^2（~ 1 mCrab）的极限通量。与HEAO-1 A4仪器在该能带中获得的先前结果相比，灵敏度提高了10倍以上。导出的源计数符合欧几里德关系，N（>f）~ f**（-3/2）。大部分已确认的偶发源都是低红移的活动星系核，z<0.02，大部分是Seyfert 1型。硬X射线源的面密度在1 e-11 erg/s/cm ^2的通量阈值以上为0.014 +-0.005/平方度。这些源直接占20-50 keV能带中宇宙X射线背景的约3%。考虑到我们的样品的低红移深度，我们预计在较高的红移类似的来源占硬X射线背景的显着比例。我们的视野只覆盖了天空的3%;对其他河外积分观测的系统分析可以产生更大的源样本，因此至关重要。
2005-02-23 astro-ph
Computer Simulations of Nonthermal Particles in Clusters of Galaxies: Application to the Coma Cluster
我们已经开发了一个数值模型的粒子和光子光谱的时间演化所产生的非热过程中形成的合并星系团的冲击阵面。费米加速近似注入幂律分布的粒子在合并事件，受约束的最大粒子能量。我们认为同步，韧致辐射，康普顿，库仑过程的电子，核，光激子，库仑过程的质子，并在合并过程中产生的撞击电子。通过$γ$ -射线辐射的非热质子和初级和次级电子的宽带无线电计算合并事件期间和之后。为了测试计算机模型的能力，以准确地计算预期从一个集群合并事件的非热辐射，我们将该模型应用到后发座星系团，并表明，位于中心的无线电发射和硬X射线过剩观察到的40-80 $\kev$是很好的拟合我们的模型。如果我们的模型是正确的，那么后发座星系团将被GLAST和地基切伦科夫望远镜显著探测到。
2004-05-03 astro-ph
Cosmic Rays, Radio Halos and Non-Thermal X-ray Emission in Clusters of Galaxies
本文计算了星系团内宇宙射线相互作用产生的电子的同步辐射和逆康普顿散射所产生的射电、硬X射线和紫外辐射的通量。同时考虑了宇宙射线的空间分布和团内气体的空间分布。我们的计算特别适用于后发座星系团的情况。如果假设平均磁场为$B \sim 0.1μG$，则可以用这个模型解释彗发的射电晕辐射和硬X射线过剩的通量和光谱。然而，如此低的团内磁场值意味着一个大的宇宙射线能量密度，这反过来是负责，通过中性π介子衰变，超过EGRET上限的100 MeV以上的伽马射线通量。如果彗发的硬X射线过剩和射电晕发射不是由相同的电子数引起的，那么这种伽马射线束缚可以放松。最后，我们强调的独特作用，新一代的伽马射线卫星将发挥不同的模型之间的星系团的非热辐射的区别。
1999-05-11 astro-ph
74 MHz-VLA-Observation of Coma Berenices with Subarcminute Resolution -- Observation, Data Reduction, and Preliminary Results
我们报告正在进行的项目，以映射一个15度x 15度的区域后发座Berenices与新的74 MHz接收系统的VLA。该领域的中心是后发座星系团。后发座Berenices已被观察到在所有VLA配置，这使我们能够解决数百个点源与35角秒的分辨率。我们已经成功地探测到后发座星系团射电晕、射电遗迹和射电桥的漫辐射。讨论了观测和数据处理的难点和策略。给出了初步结果。
1999-06-28 astro-ph
Triple Experiment Spectrum of the Sunyaev-Zeldovich Effect in the Coma Cluster: H_0
Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应以前在后发座星系团中由欧文斯谷射电天文台和毫米波和红外Testa Grigia天文台实验测量，最近也与威尔金森微波各向异性探测卫星。我们评估这些结果的一致性及其对高频SZ工作与地面望远镜的可行性的影响。对来自六个频带的组合测量的独特数据集进行联合分析，得到聚类中心处汤姆森光学深度的最佳拟合值，tau_{0} =（5.35 \pm 0.67）10^{-3}。结合X射线和SZ确定的气体的性质被用来确定哈勃常数。对于具有β密度剖面的等温气体，我们导出H_0 = 84 \pm = 26 km/（s \cdot Mpc），（1σ）误差只包括观测的SZ和X射线不确定性。
2003-12-10 astro-ph
Zooming in on the Coma Cluster with Chandra: Compressed Warm Gas in the Brightest Cluster Galaxies
钱德拉拍摄的后发座星系团中心区域的图像显示，它的两个主要星系NGC 4874和NGC 4889都保留了它们的X射线气体日冕的中心部分。温度为1-2 keV的星际气体被后发座星系团的热星系际介质限制在致密的云（半径仅为3 kpc）中，其中包含10^8 M太阳的气体。这些云中气体的物理状态似乎是由辐射冷却和通过这些云和热星团气体之间的界面抑制（30-100倍）热传导之间的微妙平衡决定的。
2001-06-12 astro-ph
Our Best Friend, The Coma Cluster (A Historical Review)
在本文中，我描述了我们对后发座星系团的性质和结构的认识和理解是如何从本世纪初第一张后发座区域星云密度图绘制到现在的。它表明，大多数最近的发现，导致了我们对这个集群的看法的变化，实际上是很早就预料到的。
1997-11-21 astro-ph
Confrontation of Intracluster and Interstellar Gas in Cluster-Centered Elliptical Galaxies: M87 in Virgo and NGC 4874 in Coma
对室女星系团中的M87和后发座中的NGC 4874的X射线观测表明，这些cD星系中超过50 kpc的气体温度与星系团的维里温度相当，分别为3或9 keV，但在光学星系中，温度下降到星系维里温度，约为1 keV。我们表明，这些陡峭的热（和密度）梯度自然遵循通常的冷却流入假设，而不求助于热导率。为了避免未观测到的中心质量集中，大多数气体在流向星系核心之前必须进行辐射冷却（“脱落”），即气体必须是多相的。M87最近的XMM光谱表明，在每个半径处都有单相流动，没有明显的辐射冷却到低温。然而，多相冷却的X射线光谱证据开始在较低的温度接近1千电子伏（约10千秒差距内）可能是不太明显，可能已经逃脱检测。最后，我们表明，标准的分解方法所使用的X射线观测器，以确定质量流量dM/dt（r）可能会失败，而严重的，由于从完美的稳态流的小偏差。当应用于我们的轻微非定常计算流时，这种分解（不正确地）给出了通常的结果，dM/dt与r成比例，并且高估了大半径处的质量丢失dM/dt（r）。
2001-11-06 astro-ph
A Comparison of Radio and X-Ray Morphologies of Four Clusters of Galaxies Containing Radio Halos
星系团可能包含星系团范围内位于中心的弥散射电源，称为晕。已经发现它们显示出类似于X射线发射的形态。为了量化这一定性的陈述，我们进行了无线电和X射线发射的四个星系团的无线电晕：后发座，阿贝尔2255，阿贝尔2319，阿贝尔2744点到点的比较。我们的研究导致了两个星团，即Abell 2255和Abell 2744的射电和X射线表面亮度之间的线性关系。在Coma和A2319中，射电和X射线亮度似乎与次线性幂律有关。简单的无线电晕形成模型内的这些发现的影响进行了简要讨论。
2001-01-23 astro-ph
Flattening of Galaxies of Different Morphological Types in Subclusters of Coma
本文研究了后发座星系团中星系NGC4889、NGC4874和NGC4839周围的子星系团中星系密度与星系扁率的关系。观测到的星系直径比的平均值及其分布的直方图表明，在中心，E和S0型星系的密集区接近于椭球体。螺旋星系的子星系团被发现有氢赤字，约5倍超过螺旋星系晕后发座星系团的氢赤字。在NGC 4874周围的子星系团中，根据它们的三维坐标，大多数缺乏氢的螺旋都位于靠近该子星系团东南边缘的X射线区，靠近一个扩展的气体细丝。这可能表明这个子星系团正在向后发座星系团中暗淡星系的中心凝聚移动，可能会与它合并。
2008-06-10 astro-ph
Unveiling hidden structures in the Coma cluster
我们已经收集了后发座星系团中613个星系红移的大型数据集，这是目前最大的星系团。我们已经定义了一个样本的集群成员完成b $_{26.5}=20.0$，使用的成员资格标准的基础上的星系速度，如果可用的话，或星系的大小和颜色，否则。这样一个数据集使我们能够在1~ \Mpc \半径的区域内定义几乎完整的样本，每个样本有足够数量的星系，使统计分析成为可能。利用这个样本和星团的{ \em ROSAT} PSPC X射线图像，我们重新分析了后发座的结构和运动学，通过应用小波和自适应核技术。在星系和热的团内气体的分布中发现了一个惊人的特征重合。两个中心的主要星系，NGC 4874和NGC 4889，被两个星系群包围，其中大部分都是比b $_{26.5}=17$亮的星系，并且在速度空间中分离得很好。相反，暗星系倾向于形成一个单一的平滑结构，中心峰与X射线检测到的次峰位置重合，并位于两个主导星系之间，我们建议将这种结构与后发座星系团的主体。在这些暗淡星系的中心分布中发现了连续的速度梯度，这可能是潮汐相互作用的标志，而不是旋转。有证据表明，在其他最明亮的星系团成员周围存在着一个明亮的星系群。总而言之，后发座星系团的结构似乎可以通过微弱的星系群更好地追踪，明亮的星系位于子星系团中。我们讨论这个证据的一个正在进行的吸积集团到集群。
1995-12-18 astro-ph
New Results on the Coma cluster: Revealing the Primary Component
最近对后发座星系团中心区域的观测提供了大约250个新的红移--这使得为更亮的星系建立了一个良好的成员标准--以及来自光度数据的同一区域内8000个天体的星等，最高可达V $_{26.5}$ =22.5。一个彻底的星系团星系的星系分布的结构研究，结合X射线小波分析，并与运动学分析的速度分布，使我们能够发现一个主要的机构的集群，速度梯度的证据。
1995-08-31 astro-ph
Another Collision for the Coma Cluster
我们描述了一个小波变换分析的后发座星系团的ROSAT PSPC图像。在~<1 '的小尺度上，小波分析显示围绕两个最亮的星系团星系NGC 4874和NGC 4889的子结构由两个扩展源控制。在稍大的尺度上，小波分析揭示了一个X射线发射的丝状体，它起源于星团中心附近，向南和向东弯曲约25'，朝着星系NGC 4911的方向，并在星系NGC 4921附近结束。这些结果扩展了早期的ROSAT观测，并进一步表明了星团核心的复杂性。我们考虑两种可能的解释产生的附属功能所产生的相互作用的主集群与合并组。这一特征可能来自冲压压力剥离的气体或潮汐剥离物质的暗物质扰动。
1996-10-20 astro-ph
The large-scale structure of the diffuse radio halo of the Coma cluster at 1.4 GHz
我们提出了新的测量弥散无线电发射的后发座星系团在1.4 GHz的Effelsberg 100米望远镜。晕源Coma C的噪声范围约为80弧分，相当于Coma中的3 Mpc（H_0 = 50 km/s/Mpc）。射电图显示了与后发座星系团扩展的X射线晕图像的明显相似之处。在减去点源的贡献后，我们得到Coma C的积分扩散通量密度S = 640 ± 35 mJy。我们推导出各种观测确定的光谱指数和同步辐射发射率的光谱指数之间的关系，这使得人们可以实现一个粗略的估计，目前可用的数据在不同的频率的一致性，并将约束的发射率指数分布。在晕的核心区域，0.3 GHz和1.4 GHz之间的发射率指数似乎在0.4 - 0.75的范围内，这意味着必须有一些非常有效的机制来加速粒子在团内介质中的运行。
1996-09-27 astro-ph
EUV Emission in Abell 1795, Abell 2199, and the Coma Cluster
我们报告了Abell 1795星系团的新EUV数据。这些数据是从一个探测器缺陷中提取的，该缺陷可能会影响该集群的早期结果。我们的新观察结果证实了原始数据集的有效性。然而，我们发现我们的结果强烈影响的变化的望远镜灵敏度的视野和从X射线等离子体的EUV发射的减法的细节。我们使用我们的新数据和Abell 1795，Abell 2199和后发座星系团的档案数据调查这些影响。当我们使用适当的校正因子时，我们发现在Abell 1795或Abell 2199中没有任何多余的EUV发射的证据。然而，我们确实使用我们的新分析程序在后发座星系团中发现了过量的EUV发射，证实了至少在这个星系团中，一些尚未确定的过程是有效的。
1999-11-02 astro-ph
A Millimeter/Submillimeter Search for the Sunyaev-Zel'dovich Effect in the Coma Cluster
本文分析了中尺度各向异性测量卫星（MSAM 1 -92）首次飞行的观测资料，以寻找对后发座星系团的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应。该气球载仪器使用$28\arcmin$ FWHM光束和三位斩波模式，投射距离为$\pm40\arcmin$。在5.7、9.3、16.5和22.6~ \icm的光谱通道下，观测同时对SZ光谱失真强度从递减过渡到递增的频率范围进行采样，并且其中分数强度变化基本上大于瑞利-金斯区域。我们对在我们的天线方向图上集成的康普顿化参数$Δy \leq 8.0 \times 10^{-5}$（$2 σ$）设置限制。对于一个球对称等温模型，这意味着一个中心康普顿化参数，$y_o \leq 2.0 \times 10^{-4}$，或中心电子密度，$n_o \leq 5.8 \times10^{-3}$ cm $^{-3}h_{50}$，结果与中心密度暗示的X射线亮度测量和中心康普顿化估计从低频观测的SZ效应。
1996-07-04 astro-ph
MITO measurements of the Sunyaev-Zeldovich Effect in the Coma cluster of galaxies
我们测量了Sunyaev-Zeldovich效应对后发座星系团（A1656）的MITO实验，一个2.6米的望远镜配备了一个4通道17弧分（FWHM）光度计。在Coma的120次漂移扫描期间，在143+/-15，214 +/-15，272 +/-16和353+/-13 GHz频带进行测量。我们描述的观测和数据分析，涉及提取的S-Z信号采用空间和光谱去相关方案，以消除占主导地位的大气成分。前三个带的热S-Z效应在团簇中心分别为DT_{0} = -179+/-38，-33+/-81，170 +/-35微开尔文。相应的光学深度τ =（4.1+/-0.9）10^{-3}与来自先前低频S-Z测量的值和从X射线推导的气体参数预测的值一致（在误差内）。
2002-06-21 astro-ph
Structure and Dynamics of the Coma Cluster
我们研究的后发座星系团中的星系的结构和动力学使用的552个红移，包括243个新的测量目录。速度分布被证明是非高斯的，由于结构与周围的星系群NGC 4839，40弧分西南的集群核心。我们应用混合建模算法的星系样本，并获得一个强大的分区成两个子集群，我们用来检查系统的动态。我们发现，晚型星系自由落入一个主要由早期类型的维里化集群核心。我们得到一个维里质量的主集群与最近的X射线数据的估计。NGC 4839星系团的质量约为主星系团质量的5-10%。假设主星系团和NGC 4839星系团遵循线性二体轨道，最佳解是两个星系团与视线成74度角，实际距离为0.8 Mpc，并以1700 km/s的速度一起移动。星系团核心显示了两个子星系团正在合并的证据，这两个子星系团的投影集中在主导星系NGC 4874和NGC 4889上，但速度分别偏移了300 km/s和1100 km/s。结合这些结果与X射线和射电观测，并解释周围的主导星系的扩展晕的存在或缺乏，我们开发的后发座星系团合并的历史。
1995-08-16 astro-ph
Probing Turbulence in the Coma Galaxy Cluster
后发座星系团的空间分辨气体压力图是从镶嵌的XMM-牛顿观测的尺度范围之间的分辨率为20千秒差距和2.8兆秒差距的程度。傅立叶分析的数据揭示了存在的尺度不变的压力波动谱的范围在40和90千秒差距之间，并被发现是很好地描述了一个投影Kolmogorov/Oboukhov型湍流谱。对光谱进行反投影和积分，得到湍流形式的总团内介质压力的下限为$\sim 10$ %。这些结果也提供了对气体粘度的观测约束。
2004-07-26 astro-ph
Covariant Kinetic Theory with an Application to the Coma Cluster
在本文中，我们介绍了一种新的解决方案的协变朗道方程的纯电子等离子体。该方法保持了能量和粒子数的守恒，并顺利地减少到非相对论理论的Rosenbluth势。此外，我们发现，一个完全相对论等离子体的平衡，只有1/100的斯皮策时间-比在非相对论的限制-一个重要的进口因素的情况下，扭曲麦克斯韦分布产生的异常方法的加速。为了证明我们的解决方案在处理热，天体物理等离子体的力量，我们使用这种技术来表明，目前考虑的模型之一-连续随机加速-在后发座星系团的硬X射线发射实际上不能工作，因为粒子获得的能量被分配到{ \it整个}等离子体的时间尺度比加速过程本身短得多。
2005-05-02 astro-ph
A deep INTEGRAL hard X-ray survey of the 3C 273/Coma region
(abridged) We present an analysis of the deepest hard X-ray survey to date of about 2500 deg^2 performed by the IBIS instrument on board INTEGRAL in the 20-60 keV band, with a total exposure time of 4 Ms. We find 34 candidate sources. The ratio of Seyfert 1 to Seyfert 2 is significantly more than the ratio found in the optical, which may be evidence for a receding torus, but could also be due to absorption columns > 10^{25} cm^{-2}. None of the predicted Compton-thick objects is detected unambiguously; when taking lower limits on Nh into account, the fraction of these objects is found to be lo…
2008-05-05 astro-ph
Cosmic Rays in Clusters of Galaxies and Radio Halos
在次级电子模型（SEM）的基础上，计算了星系团的射电、硬X射线和γ射线辐射通量。在SEM中，辐射电子是由带电π介子在宇宙射线（CR）与团内介质相互作用中的衰变产生的，而γ射线发射主要由中性π介子的衰变贡献。我们特别应用我们的计算后发座星系团的情况下，发现只有当非常小的值的集群内磁场（$B\sim 0.1μG$）被假定，这反过来意味着一个大的能量密度的父CR组合的无线电和硬X射线通量可以解释在SEM。由此产生的伽马射线通量很容易超过100 MeV的EGRET极限。只有当后发座的硬X射线辐射不是由逆康普顿散射（ICS）产生时，才能避免这一结论。
1999-05-14 astro-ph
The Kinematics of Intracluster Planetary Nebulae and the On-Going Subcluster Merger in the Coma Cluster Core
后发座星系团是附近星系团中最丰富和最紧凑的，但越来越多的证据表明它的形成仍在进行中。利用在8.2米斯巴鲁望远镜和FOCAS上首次采用的多狭缝成像光谱技术，我们探测并测量了后发座星系团核心中37个与弥散恒星星族有关的行星状星云在100 Mpc距离处的视速度。我们检测到清晰的速度子结构内的6弧分直径的字段。一个子结构以约5000 km/s的速度存在，可能来自星系群的坠落，而主要的星团内恒星成分以约6500 km/s为中心，与附近的cD星系NGC 4874有约700 km/s的偏移。团内恒星的运动学和形态学表明，团核处于高度动态演化状态。结合星系红移和X射线数据，这强烈地表明该星系团目前正处于子星系团合并的过程中，其中NGC 4874子星系团核心可能仍然是自结合的，而NGC 4889子星系团核心可能已经溶解。NGC 4889子星系团很可能是从A2199暗条的东部落入后发座，方向几乎与天球平面一致，与从西边来的NGC 4874子星系团相遇。两个内部子集群核心目前超出了它们的第一和第二封闭通道，在此期间，已经产生了漫射光的细长分布。我们预测在这种情况下预期的运动学签名，并认为，最近发现的扩展西部X射线弧跟踪两个子集群气体晕之间的碰撞所产生的电弧冲击。任何先前存在的冷却核心区域都会被子星系团碰撞加热。
2007-03-29 astro-ph
Diagnostic Signatures of Radio and HXR Emission on Particle Acceleration Processes in the Coma Cluster
我们研究后发座星系团中射电晕和硬X射线过剩的理论模型。本文用相对论电子的不含时和含时再加速模型研究了射电晕和HXR超的形成。在这些模型中，相对论电子被合并冲击注入，并被随后的剧烈湍流重新加速。本文还研究了不同马赫数的合并激波对射电和HXR过量辐射的影响。我们采用6 $μ$ G作为中心磁场，通过同步辐射再现观测到的射电光谱。我们还得到了一个中心的“高原”的无线电频谱指数分布，已观察到的无线电发射分布。我们的模型也可以通过宇宙微波背景光子的逆康普顿散射产生观测到的HXR过量发射。我们发现只有马赫数在1.6- 2左右的合并激波才能产生与后发座星系团射电和HXR辐射一致的结果。
2003-06-24 astro-ph
Constraints Imposed by a High Magnetic Field on Models for the EUV Emission in the Coma Cluster
关于后发座星系团中过量极紫外（~ 0.1 keV）辐射的起源，已经有多种模型进行了探索。现在已经确定，通量是非热的，唯一可行的非热源机制是由~ 100 MeV电子与宇宙微波背景光子相互作用产生的逆康普顿发射。除了一个模型之外，所有已经提出的模型都要求团簇磁场< 1微G。然而，最近的观测强烈表明后发座星系团的磁场约为5微G。我们调查的模型施加的5微G集群字段的约束，并找到一个有限的一类模型，是兼容的这种约束。我们还调查的可能性，在集群中的过量硬（40-60千电子伏）的X射线发射是由逆康普顿发射产生的电子布居相同，产生的EUV过剩。我们没有发现与大集群磁场兼容的场景，因此在这种情况下，这两个组件必须是无关的。
2001-11-05 astro-ph
Evolution of Hard X-Ray Radiation from Clusters of Galaxies: Bremsstrahlung or Inverse Compton Scattering?
我们计算了星系团中非热电子布居从超热但弱相对论到高相对论能量范围的演化。本文研究了宇宙微波背景光子的韧致辐射和逆康普顿散射引起的硬X射线辐射的演化。当电子源的动量谱比$\sim P_e^{-3.0}$陡时，韧致辐射分量比逆康普顿散射分量更显著，而当电子源的动量谱比$P_e$陡时，韧致辐射分量比逆康普顿散射分量更显著。当韧致辐射成分占主导地位时，所得硬X射线谱较平坦。当源项的光谱指数在中间范围（$ -2.5 \sim -3.5$）时，会产生太多的极紫外辐射。逆康普顿主导模型可以再现后发座星系团的结果与合理的注入率，这是可能的集群合并和/或环境气体吸积。
2002-04-01 astro-ph
The dynamical state of the Coma cluster with XMM-Newton
本文介绍了基于XMM-牛顿数据的后发座星系团的子结构和光谱成像研究。XMM-Newton对Coma的观测进行了镶嵌，以确保集群的大覆盖范围。我们将不同的点加在一起，并将椭圆β模型拟合到数据中。我们从数据中减去聚类模型，并寻找残差，这可以解释为子结构。我们发现了几个重要的结构：著名的子群连接到星系团的西南部的NGC 4839，和另一个子结构位于NGC 4839和后发座星系团的中心之间。构建硬度比图像，其可用作温度图，我们看到在该新结构前面，温度显著增加（高于或等于10 keV）。我们解释这种温度的提高作为加热的结果，因为这种结构落在后发座星系团。我们进一步确认了星团中心东南方向的类似彗星的结构。这一区域的温度明显低于星团的平均温度。我们估计这个结构的温度等于或低于1 keV。一种可能的解释是，位于两个星系NGC 4921和NGC 4911周围的一小群星系以非零的碰撞参量坠入后发座星系团，从而导致了剥离。我们还看到了NGC 4921北部和东南部的显著X射线凹陷，这可能与由于与西部结构合并而产生的潮汐力有关，也可能与较老的星团合并有关。
2002-12-19 astro-ph
Kinematic Substructures in the Coma Cluster Core as traced by Intracluster Planetary Nebulae
后发座星系团是附近星系团中最丰富和最紧凑的，但越来越多的证据表明它的形成仍在进行中。根据宇宙学模拟，这种演化的一个敏感探针是星团内恒星的动力学，这些恒星在星团形成时与星系无关。利用8.2米斯巴鲁望远镜和FOCAS开创的一种新的多缝成像光谱技术，我们现在可以探测和测量100 Mpc距离处与弥漫的恒星星族有关的星团内行星状星云的视线速度。我们检测到显着的速度子结构内的6弧分直径的字段，集中在后发座X射线集群发射。其中一个子结构的速度约为5000 km/s，可能来自星系群的下沉，而主要的星团内恒星成分的速度约为6500 km/s。因此，与MSIS场位置处的漫射光相关的ICPN并不与附近的cD星系NGC 4874相关联，后者的径向速度约为700 km/s。
2007-03-23 astro-ph
A Hot Spot in Coma
利用ASCA数据研究了后发座星系团中心部分（r<18' ~ 0.7h50 **-1Mpc）的温度结构。两种不同的分析方法产生的结果彼此吻合良好，并揭示了有趣的结构中的气体温度分布的存在。在全球范围内，集群中心的平均温度为9.0 +/- 0.6千电子伏，与以前的结果非常一致。叠加在这一点上，我们发现了一个温度为4-6 keV的凉爽区域，与Vikhlinin及其同事检测到的从星团中心向东南延伸的X射线发射丝有关。我们还发现了一个热点的温度约为13千电子伏位移北从中央峰的排放。气体温度和相对比熵的分布表明，冷的特征很可能是从以NGC 4874为中心的星系群中剥离的气体从外部落向核心，而位于这种下落气体“前面”的热点是由于冲击加热。因此，我们的结果表明，我们正在观察后发座在一个小的合并与一小群星系与NGC 4874有关的最初的核心通道之前不久。
1998-09-29 astro-ph
