文献：星系团

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：

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）

• 采用JAGS软件包，计算Bayesian概率的方法值得一学。http://mcmc-jags.sourceforge.net/

• 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。

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）

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.