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: covers an area of 725 deg^2 or 60.1 Mpc^2, V<3000km/s
: covers an area of 725 deg^2 or 60.1 Mpc^2, V<3000km/s


==X-ray==
==ICM==

===观测与理论===
*1901.05439
: 基于基本的模型计算星系团中热气体Lx-Tx的关系

*1208.2424
:有比较详细的公式介绍，如何从观测到的星系团的X射线性质，利用谱拟合获得温度分布。基于流体动力学平衡和球对称假设，计算引力势井分布和气体密度分布。

假设generalized NFW分布，得到内部物质密度轮廓指数alpha\ ~1,和NFW比较接近。


*X-ray under-luminous galaxy cluster arXiv:1109.4031 Andreon & Moretti
*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
SDSS maxBCG选的星系团。计算swift观测的33个星系团的X射线流量
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#40 clusters detected with sufficient counts to permit mass measurements (under the assumption of hydrostatic equilibrium);
#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.
#105 clusters that can be used for applications such as the derivation of cosmological parameters and the measurement of cluster scaling relations.

===样本===
===样本===
*[[XXL]]
*[[XXL]]

===cooling flow===
*BCG中有很多的分子气体，与cooling flow相关。分子氢的密度与电子密度相关。[https://arxiv.org/abs/1710.04664]
：这些分子气体没有形成盘或者ring，而是成filment状，和X-ray气泡有关。
：分子气体很冷，和恒星形成的图像怎么调和？

===ram pressure===
===ram pressure===
*ram pressure 可能可以触发恒星形成和AGN[https://arxiv.org/abs/1708.05519]
*ram pressure 可能可以触发恒星形成和AGN[https://arxiv.org/abs/1708.05519]

===丰度===
*观测上发现Fe丰度在星系团中心下降，是由于dust depletion还是feedback吹走了？arXiv:1902.07661


==光学==
==光学==
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*LBCG~M200^0.3, 弥散sigma_lgL=0.17 (Hansen et al. 2009) 弥散说明什么问题？
*LBCG~M200^0.3, 弥散sigma_lgL=0.17 (Hansen et al. 2009) 弥散说明什么问题？
===恒星形成历史===
*星系掉进星系团中，SFR quench的过程：[https://arxiv.org/abs/1809.07336]

===样本===
*Abell 2029 （z~0.1, 所有成员的光谱）https://arxiv.org/abs/1809.01137


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

*高红移星系团中分子气体成份 arXiv:1803.00298

*Antlia galaxy cluster， arXiv:1907.07691
:在同样的恒星质量和SFR处，星系团中星系的分子气体含量和场星系区别不大，但是有一些开始quench的迹象


==动力学==
==动力学==

2019年7月19日 (五) 06:51的最新版本

近邻星系团

  • 最近的星系团：Fornax，Virgo，Antlia
NGC 5846, the third most massive association of Early-Type Galaxies (ETG) after the Virgo and Fornax clusters.
  • Extended Virgo Cluster Catalog[1]
covers an area of 725 deg^2 or 60.1 Mpc^2, V<3000km/s

ICM

观测与理论

  • 1901.05439
基于基本的模型计算星系团中热气体Lx-Tx的关系
  • 1208.2424
有比较详细的公式介绍，如何从观测到的星系团的X射线性质，利用谱拟合获得温度分布。基于流体动力学平衡和球对称假设，计算引力势井分布和气体密度分布。

假设generalized NFW分布，得到内部物质密度轮廓指数alpha\ ~1,和NFW比较接近。


  • 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：

  1. 误差被低估
  2. 采用的Lx-N200 的scaling relation可能是bised（比如X射线选）
  • 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：

  1. 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）
  2. 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

  1. 10 clusters at high redshift (z > 1.0,including a new spectroscopically-confirmed cluster at z = 1.01);
  2. 67 clusters with high TX (> 5 keV);
  3. 131 clusters/groups with low TX (< 2 keV);
  4. 27 clusters with measured TX values in the SDSS ‘Stripe 82’ co-add region;
  5. 78 clusters with measured TX values in the Dark Energy Survey region;
  6. 40 clusters detected with sufficient counts to permit mass measurements (under the assumption of hydrostatic equilibrium);
  7. 105 clusters that can be used for applications such as the derivation of cosmological parameters and the measurement of cluster scaling relations.

样本

cooling flow

  • BCG中有很多的分子气体，与cooling flow相关。分子氢的密度与电子密度相关。[2]

：这些分子气体没有形成盘或者ring，而是成filment状，和X-ray气泡有关。 ：分子气体很冷，和恒星形成的图像怎么调和？

ram pressure

  • ram pressure 可能可以触发恒星形成和AGN[3]

丰度

  • 观测上发现Fe丰度在星系团中心下降，是由于dust depletion还是feedback吹走了？arXiv:1902.07661

光学

  • 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？

恒星形成历史

  • 星系掉进星系团中，SFR quench的过程：[4]

样本

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
  • 高红移星系团中分子气体成份 arXiv:1803.00298
  • Antlia galaxy cluster， arXiv:1907.07691
在同样的恒星质量和SFR处，星系团中星系的分子气体含量和场星系区别不大，但是有一些开始quench的迹象

动力学

  • 星系的速度分层
低红移，大质量红星系探测到，高红移（z>0.8）未探测到 [5]
反对证据，来自GAMA,[6]
  • 星系团中的星系的颜色是由于轨道参数的不一样
红星系是radial轨道[7]

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


大尺度结构

  • bullet cluster[8],see also [9]
取自“http://202.127.29.3/~shen/wiki/index.php?title=文献：星系团&oldid=3156”