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==X-ray==
*X-ray under-luminous galaxy cluster arXiv:1109.4031 Andreon & Moretti
SDSS maxBCG选的星系团。计算swift观测的33个星系团的X射线流量
重点讨论了，background 的误差，大于Possion弥散，因此对低表面亮度的星系团的光度误差影响很大。
结论：没有显著的X-ray under-luminous galaxy cluster 原因：
#误差被低估
#采用的Lx-N200 的scaling  relation可能是bised（比如X射线选）
:*采用JAGS软件包，计算Bayesian概率的方法值得一学。http://mcmc-jags.sourceforge.net/

*An X-ray underluminous cluster of galaxies at z=0.73 arXiv:1103.4478
:该星系团的sigma=634 km/s, 其Lx比scaling 预言的要差10-20倍。
该星系团的成员星系的光谱（GOODS）有44个，速度弥散测量较准，典型的高斯分布说明充分位力化，红星系较多，BCG显著。
看上去应该不会X-ray underluminous 
:*解释：feedback把ICM吹掉了，同时解释红星系多的原因。
否定下面两个：
#Popesso et  al. 2007： X-ray underluminous Abell clusters, 外围未充分位力化。（与对称的速度分布矛盾）
#Bower et al. 1996:  光学质量的高估，因为filment 的投影效应。（与高红星系比例矛盾）
 

*Kravtsov 2006  A New Robust Low-Scatter X-Ray Mass Indicator for Clusters of Galaxies
:Lx -Yx relation Yx 最好的星系团质量的indicator
::Yx a simple product of TX and Mg,500 and is related to the total thermal energy of the ICM.



*The Lx-Tvir relation in galaxy clusters: Effects of radiative cooling and AGN heating arXiv:1106.5185

HIFLUGCS samplethe non-cool-core clusters (NCCs) with long cooling times (> 7:7 Gyr) to display the shallowest (LX / T2:42�0:21 vir ). This has the simple implication that on the high-mass scale (Tvir > 2:5 keV) the steepening of the LX - Tvir relation is mainly due to the cooling of the intracluster medium gas.We propose that ICM cooling and AGN heating are both important in shaping the LX-Tvir relation but on di�erent length-scales. While our study indicates that ICM cooling dominates on cluster scales (Tvir > 2:5 keV), we speculate that AGN heating dominates the scaling relation in poor clusters and groups (Tvir < 2:5 keV).

:AGN对Lx的贡献考虑cool－core 的影响之后不明显。

*XCS： XMM Cluster Survey Catalog
http://xcs-home.org/datareleases http://arxiv.org/abs/1106.3056
#10 clusters at high redshift (z > 1.0,including a new spectroscopically-confirmed cluster at z = 1.01);
#67 clusters with high TX (> 5 keV); 
#131 clusters/groups with low TX (< 2 keV); 
#27 clusters with measured TX values in the SDSS ‘Stripe 82’ co-add region; 
#78 clusters with measured TX values in the Dark Energy Survey region; 
#40 clusters detected with sufficient counts to permit mass measurements (under the assumption of hydrostatic equilibrium); 
#105 clusters that can be used for applications such as the derivation of cosmological parameters and the measurement of cluster scaling relations.

==光学==
*[[1209.4598]]

*Wen Z.L. 2009 Galaxy clusters identified from the SDSS DR6
:建立了一个基于SDSS DR6的星系测光红移的星系团样本。选择的星系为了volume complete，Mr<-21和Abell团，maxBCG作了比较。也和NORAS，REFLEX的X射线星系团作了比较。
得到的Lx-Lr的斜率是2.8（Section5.1)和Rykoff（2008）的基于RASS的星系团的结果（1.72）差别较大。
:细节：文中定义了一个gross galaxy number，GGN，星系到r_{GGN}范围内的总数目（去除背景）。
r_{GGN}是星系数目降到背景程度处的半径，可能大于1Mpc。
::GGN和Richness 相关,Richnes定义为1Mpc范围内星系的数目。

*Tavasoli S. A statistical study of the luminosity gap in galaxy groups
:讨论了星系群中的luminosity gap。gap较大的定义为fossil group，对比研究fossil group中的BCG的性质。
:通过观测，随机，模拟各种不同情况下的Gap，得出1,4之间的Gap比1,2更好的结论。

*Barkhouse W. The Luminosity Function of Low-Redshift Abell Galaxy Clusters
:研究了Abell星系团中星系的光度函数。结果M*基本是个普适常数，暗段的alpha在星系外围比中心更更陡。
:蓝星系比红星系的alpha更陡（-1.7），但和中心距离的相关性较弱。
:M*和星系团的BM type弱相关。
:细节: Bgc: cluster center-galaxy correlation amplitude 可以近似为星系团的richness （Yee & Ellingson 2003）
::BM type （Bautz Morgan， 1970）：星系团的形态 I - II -III，从早到晚型，从完全动力学年老到年轻，BCG从显著到不显著。
:BM type早的星系团中M*稍暗，这与星系动力学充分演化后，BCG吃掉一些亮星系的场景一致。

*WINGS星系团中的red-sequence arXiv:1109.4011
:WINGS (WIde-field Nearby Galaxy-cluster Survey)
:78个X射线选的，近距离的星系团样本。
:多波段数据（6500光谱，U,B,V,J,K星等, Halpha窄带）
:从颜色，星等，光谱信息，统计上提取每个cluster的RS (red-sequence)
:RS的性质（如亮／暗比），蓝星系的比例等发现和星系团的整体质量，BCG等都无相关性。
:相关性最强的是local density。（surprise）

*R200和Ngal的关系 （Hansen et al. 2005)
这个Ngal的定义是(Mi<-20.25) 的red sequence galaxy。

*星系团的光度函数随着Richness的变化? 
alpha～-1  for rich cluster
Mstar随着Nrich增加而变亮   (Hansen et al. 2005 SDSS photometric data)
fai* （每Mpc^-3）随着Nrich增加而增加吗？
Rich的团中，红蓝星系的LF也基本不变。

*星系团的density profile
NFW，c～3（Lin 2004, 2MASS) 
NFW  c随着Nrich的增加而降低 （Hansen et al. 2005)

*星系团的LF as function of radius?
变化不大（Hansen et al. 2005)
亮于-19等，基本不便，但是红蓝星系的比例变化很大（
Hansen et al. 2009)

*红蓝星系的比例是团心距，星系光度，团质量和红移的函数。（Hansen et al. 2009)

*LBCG~M200^0.3, 弥散sigma_lgL=0.17 (Hansen et al. 2009) 弥散说明什么问题？

==Scaling relation==
*Shaw, L.D 2010 Non-Gaussian Scatter in Cluster Scaling Relations
:讨论了星系团中各种Scaling relation的非高斯性对结果的影响

==理论模型==
*流体静力学平衡arXiv 1109.2834
:假设1，暗物质遵从 NFW分布
:假设2，气体遵从一个号称universal的Generalized的NFW分布（ Arnnaud et al. 2010)
:假设3，质量由暗物质主导由静力学平衡方程 dP/dr=-rou GM(r)/r  (压力梯度=引力)
然后得到一系列解析解.

*富星系团
:*Coma: Abell 1656 at  (176.03741, 19.99756) z=0.023,小虎的group catalog中成员星系最多的group, 有651个成员星系的光谱。
:* Abell 2163 at  (243.8922     -6.1240) z=0.2, 目前发现的最富的星系团 sigma=1434km/s kT=12KeV