谢雨杉，何梦钒，毛羽丰，郑 倩，陕欢源,3，郭 铨

(1.中国科学院 国家天文台，北京 100101；2.中国科学院 上海天文台，上海 200030；3.中国科学院大学，北京 100049；4.中国科学院 前沿科学与教育局，北京 100864)

1 引言

星系团由成百上千个星系和弥漫在其中的星系团际介质构成，是宇宙中最大的引力自束缚系统。当宇宙射线和质子穿过星系团磁场获得加速时，产生弥散分布的射电同步辐射在星系团中以两种可能的形式存在：在中心区域的射电晕，或是分布在外围的射电遗迹。两种射电弥散源的产生与星系团的动力学过程，特别是星系团之间的并合有关：射电晕通常被认为是星系团中心湍流运动的结果[1]，而射电遗迹则是星系团并合过程中产生低马赫数的激波在星系团际介质中传播生成的产物[2]。

星系团中的弥散射电辐射频谱非常陡，其谱指数α(S≈να)通常在−2.3～−1.0 范围内。这样的频谱特征使得射电信号在高频段明显减弱，而在低频段的观测较容易实现，因此低频射电波段是研究星系团中射电弥散辐射的重要波段。尽管当前已经在星系团中观测到非常多的射电晕和射电遗迹，但是在一个比较宽的频率范围内(几百MHz 至GHz)对它们的频谱分布性质研究得并不多。对单个星系团在射电频率范围内观测以及研究其光谱性质，如后发座星系团(Coma Cluster),A521,A3562[3]，有助于推进对射电晕和射电遗迹的相关研究，帮助理解星系团在并合过程中的物理机制，最终更好地理解星系团，以及宇宙的形成与演化过程。因此对星系团的射电信号进行观测已经成为很多射电干涉阵列的主要科学目标之一，例如低频阵列[4](low frequency array,LOFAR)，巨米波射电望远镜[5](giant meterwave radio telescope,GMRT)，MWA[6,7]等。值得注意的是，这些低频阵列将有能力观测到一些仅在射电低频范围可探测到信号的陡谱目标，如Macario 等人[8]利用GMRT 在频率150 MHz 处观测星系团A697，得到星系团中西北方向存在激波带来的射电遗迹，其谱指数为−0.9～−0.7；同时星系团中存在一个Mpc 尺度的射电晕，其谱指数在−2.3～−1.0之间。

MWA (默奇森宽场阵列) 对224 个SPT 星系团进行了低频射电波段的观测，其中24 个星系团具有弥散辐射。本文将主要利用SPT J2201-5956 和SPT J2023-5535 两个大质量并合星系团的观测数据，开展星系团内弥散射电辐射特性的研究。SPT J2201-5956(22h01min53.3s,−59°56′43′′)，位于红移z=0.098 处，是一个处于并合末期的大质量星系团，低频射电波段弥散辐射的尺度大约是0.87 Mpc2，在星系团半径约10 kpc 以内的中心区域，存在4 个亮度几乎相同的椭圆碰撞星系[9,10]，Massey 等人[10]通过双子天文台(Gemini South) GMOS 图像，利用中心星系的强引力透镜效应对该星系团进行观测，并进行与暗物质理论有关的研究。星系团SPT J2023-5535 (20h23min24.5s,−55°35′32′′)，位于红移z=0.232 处，其低频射电波段弥散辐射围绕星系团中心位置分布，尺度上大约为0.9 Mpc2，Bulbul 等人[11]利用XMM-Newton 数据对该星系团在X 射线波段的性质进行研究，并结合其他星系团对星系团质量、X 射线波段亮度之间的关系进行拟合。HyeongHan等人[12]利用ASKAP-EMU[13]对SPT J2023-5535 的射电波段进行观测，在星系团中探测到了1 Mpc×0.5 Mpc 的射电晕以及约0.5 Mpc 尺度的射电遗迹。

第2 章介绍望远镜(MWA：120～260 MHz,ATCA：2.1 GHz 和4.8 GHz)的观测数据及其处理方法。第3 章详细介绍对SPT J2201-5956 和SPT J2023-5535 两个星系团中射电辐射特性的分析，给出了弥散辐射的谱指数，并对可能的形成机制进行了讨论。第4 章是简单的总结。本文使用的宇宙学参数分别是H0=73 km·s−1·Mpc−1,Ωm=0.27,ΩΛ=0.73。

2 观测及数据处理

2.1 MWA 数据

MWA 是位于西澳大利亚默奇森射电天文台的低频射电阵列，其工作频率范围是70～300 MHz。本文使用的数据来自MWA 一期(MWA Phase I)。Tingay 等人[7]对MWA 一期天线的设计与构型进行了详细的描述，本文在此仅做概述：MWA 一期由128 个单元组成，遍布在直径约3 km 的范围之内。每个单元有16 个偶极天线以4×4 的方式摆放，能够实现对“X”(16 个东西向的偶极子)和“Y”(16 个南北向的偶极子)的极化测量。足够多的天线和单元确保了很好的uv 覆盖范围，因此即使观测时间较短也能保证有较好的波束合成。此外，MWA 的优势之一是拥有极宽的视场(对应150 MHz 的视场大小为610 平方度)，这意味着单次观测就有能力覆盖大量的天体。GLEAM[14](GaLactic and Extragalactic All-sky MWA survey)是MWA 在72～231 MHz 频率范围内的南天区巡天项目，星系团的研究是其重要的科学目标。本文使用GLEAM 的观测数据对所研究的星系团进行低频射电波段的成像以及流量密度的测量。

Hurley-Walker 等人[15]详细介绍了对MWA 数据处理的方法，也是我们基本数据处理流程的参考方法。原始的可视度函数首先经过Aoflagger[16]去除射频干扰，然后通过观测天区内选定的定标源(例如PKS 0408-65)对每个观测-天线-极化-频段进行逐一的相位校准以及流量校准，最后通过CLEAN 进行成图。

对星系团SPT J2201-5956 的观测分析中，我们选取4 个子频段的GLEAM 原始数据，中心频率分别为：120 MHz,150 MHz,180 MHz 和215 MHz。在数据处理的过程中，我们采用鲁棒值(robustness)为0 并对每个波段进行成图。SPT J2023-5535 的数据来自Hindson 等人[17]对A3667 (位于J2023-5535 附近)的观测。本文使用Hindson 等人[17]经过处理的数据，采用鲁棒值为+1.0 的“robust”加权，在带宽30.72 MHz，中心频率为120 MHz,149 MHz,180 MHz 及226 MHz 的4 个子频段进行成图。表1 给出了两个星系团的图像在不同频段的观测性质。

表1 MWA 图像性质

2.2 ATCA 数据

ATCA 位于澳大利亚新南威尔士州的西北部，是由6 个22 m 天线组成的射电阵列。SPT J2201-5956 和SPT J2023-5535 在2.1 GHz 的数据均来自2013 年的观测(PI:Melanie Johnston-Hollitt)，观测利用了ATCA 三种不同的天线构型：6A,750D 和EW352，观测中心频率为2.1 GHz，带宽为2 048 MHz。表2 给出了本文用到的ATCA 详细观测信息。

表2 ATCA 观测信息

星系团的数据通过MIRIAD[18]进行处理，与对CABB[19](compact array broadband backend) 连续谱的处理过程一致：首先对射频干扰进行标记和去除，并将处于带通衰减(bandpass rolloff)区内的边缘频率通道进行标记；随后将数据分为4 个子频段(中心频率分别为：1 332 MHz,1 844 MHz,2 356 MHz 和2 868 MHz)对它们进行分别的校准和成图处理，本文所研究的两个星系团在2.1 GHz 观测的校准过程中均以PKS B1934-638 作为带通和流量校准源，PKS B2117-642 作为相位校准源；成图过程采用鲁棒值为1 的“robust”加权方式以及标准的反卷积方法——Steer clean 算法(3σ)——得到斯托克斯参量I的图像。考虑到星系团中弥散源的空间尺度比较大，适合使用短基线观测，因此在用到ATCA 的数据探测星系团的弥散源时，没有使用最长的基线(6 km)。在高频率(4.8 GHz)处，由于uv 覆盖范围变差，同时弥散源的信号迅速减弱，ATCA 对离散点源的探测能力相对提高，因此在探测点源时使用高分辨率的天线布阵(仅考虑6 km 的基线)。

对于星系团SPT J2023-5535，我们增加了ATCA 在频率4.8 GHz 处的观测数据，观测数据来自澳大利亚望远镜在线数据库(Australia telescope online archive,ATOA)。对4.8 GHz 数据的处理过程与对2.1 GHz 数据相同，其中主校准源为PKS B1934-638，第二校准源为IERS B2117-614，4 个子频段的中心频率分别为4 732 MHz,5 244 MHz,5 756 MHz和6 268 MHz。

表3 给出了ATCA 在两个频率(2.1 GHz 和4.8 GHz)的图像性质。

表3 ATCA图像性质

此外，本文利用悉尼大学莫伦谷巡天[20,21](Sydney University Molonglo Sky Survey,SUMSS)给出的843 MHz 射电星表，帮助分辨和扣除SPT J2023-5535 中的点源。

2.3 X 射线数据

Chandra X 射线天文台对星系团SPT J2201-5956 (观测日期：2007-08-20，ObsID：7920，曝光时间：50.0 ks)和SPT J2023-5535(观测日期：2014-03-30，ObsID：15108，曝光时间：20.81 ks)进行了观测。本文从Chandra 数据库中下载目标星系团的X 射线原始数据，并用官方软件CIAO(http://cxc.cfa.harvard.edu/ciao/,version4.9)以及CALDB v4.6.2进行处理。原始数据经“chandra-repro”工具进行校准，并创建校准标准等于2 的文件；接下来通过工具“lc-clean”去除被如太阳活动等影响的观测时间；最终“fluximage”工具能够在软X射线波段(0.5～2.0 keV)重新创建改正有效曝光时间的图像。图像中的亮源通过“celldetect”工具探测到，通过人工再次检查后由“dmfilth”工具将其扣除。

3 星系团射电弥散辐射研究

基于以上数据处理过程，我们可以得到不同波段的星系团图像，从而对星系团射电弥散辐射性质开展研究。

3.1 SPT J2201-5956

3.1.1 星系团弥散辐射谱特性研究

图1 给出了SPT J2201-5956 在MWA 四个频段内的图像，可以看出，该星系团的中心存在大尺度的弥散辐射。

图1 MWA 观测到的星系团SPT J2201-5956 的图像

为了精确测量图像中的弥散辐射，首先需要扣除点源的影响。考虑角分辨率和uv 覆盖能力的限制，区分离散点源和弥散辐射仅使用了6 km 基线的高分辨率观测，同时选用最高频段的数据以达到最高的分辨率水平。最终我们在MWA 图像所涵盖的星系团空间范围内找到了两个点源：源1 (22h03min1.95s,−59°56′18.41′′) 和源2 (22h01min49.33s,−59°55′34.69′′)。在确定了点源的位置之后，需要用ATCA 低分辨率图像的4 个子频段对每个点源的流量S进行测量：=1.11 mJy，其中下标数字表示源1 或源2 的流量，上标数字表示测得流量对应频段的中心频率。由于图像的uv 覆盖不足，我们不能精确测量两个较低频段图像中源2 的流量，因此在谱指数拟合的过程中不考虑这两个低频测量点。我们通过S≈να结合测得点源的流量对源1 和源2 的谱指数进行拟合，得到α1=−0.60,α2=−0.20。

ATCA 图像相对MWA 图像有更高的分辨率，因此可以用来对前景点源辐射进行证认，并获得点源的谱指数以及ATCA 观测频率范围内的流量；而MWA 能够清晰地观测到大尺度的弥散辐射，通过在MWA 图像中星系团的空间范围内对流量密度进行积分，可以得到总流量。根据点源的谱指数将其流量外推到MWA 的频率范围，并在总流量中扣除，最终能够得到弥散辐射的积分流量密度。由于MWA 图像流量定标的误差，以及ATCA 的uv 覆盖不足造成的误差，我们在弥散辐射流量测量时考虑了20%的误差。

除MWA 和ATCA 的数据以外，对于此星系团我们增加了408 MHz 的Molonglo 图像。与MWA 图像的处理方法相同，在图像总流量中扣除点源辐射后，得到弥散源的流量，并考虑10%的误差。

我们对弥散源的流量和谱指数考虑与点源相同的幂律关系S≈να，并在对数空间进行拟合：扣除点源前，星系团在MWA 频率范围内的谱指数为，而如果将408 MHz 的Molonglo 数据加入拟合，谱指数变为；将点源扣除后，星系团的谱指数分别为(不加入Molonglo 数据)和(加入Molonglo数据)。

3.1.2 星系团射电弥散源的起源

Brunetti 等人[22]提出，相比射电遗迹而言，射电晕在较低频率处开始逐渐占主导，因为射电晕的频谱相对更陡，谱指数α大约为−1.5。在上一节中我们测得SPT J2201-5956中射电弥散辐射的谱指数，并且其投影位置处在星系团的中心区域，这意味着弥散源可能是一个大尺度的射电晕。我们进一步研究了射电晕的辐射功率与X 射线亮度LX及星系团总质量M500之间的关系：LX(0.1～2.4 keV)=2.1×1037J·s−1[23],M500=(4.30±0.28)×1014M⊙，同时根据谱指数我们得到射电弥散辐射在1.4 GHz 处的辐射功率为P1.4=5.31×1022W·Hz−1。Cassano 等人[24]提出射电晕与X 射线亮度之间可以通过简单的幂律关系拟合：lg(P1.4)=A+Blg(LX)，我们对包含SPT J2201-5956 在内的61 个星系团的射电辐射进行拟合，得到射电晕的拟合参数(A,B)=(−27.85,1.16)；Cassano等人[24]也提出另一种关系：lg(P1.4)=A+Blg(M500)，对SPT J2201-5956 等52 个星系团中的射电晕而言，拟合参数应为(A,B)=(−17.98,2.85)。

图2 展示了不同频率的射电观测(170～231 MHz MWA,843 MHz SUMSS,408 MHz Molonglo 和2 868 MHz ATCA)在光学图像(SuperCOSMOS)上的叠加。从图2 中可以看出，SPT J2201-5956 位于两侧的射电弥散辐射近似呈双对称形态，而两个子分布与星系团中心的距离也相近，分别为239.29 h−1·kpc 和193.39 h−1·kpc，因此弥散源不排除是射电遗迹的可能，其中位于东北的遗迹(在1 844 MHz 大于1.75 mJy)更亮(西南的射电遗迹大于1.19 mJy)。

图2 星系团SPT J2201-5956 的光学图像(SuperCOSMOS)

当星系团中的射电弥散辐射分布为两瓣、且辐射为陡谱时，弥散辐射的形成可能与死亡的射电星系有关。AGN 通过等离子体为椭圆星系中的射电源提供能量，一旦这样的供能过程停止，射电源将会经历衰退。在射电源衰退期间，由于缺失射电核、喷流或是热点，可以观测到源中较早活动时期留下的射电等离子体，这样的等离子体射电辐射有非常陡的谱，其谱指数α通常会小于−1.5。SPT J2201-5956 中的射电弥散辐射没有观测到核、喷流以及热点等特征，并且谱指数为，因此星系团中的弥散辐射起源有很大可能是一个死亡星系。我们对Hurley-Walker 等人[25]图5 中的星系重新计算得到星系在1.4 GHz 的射电辐射功率，如图3 所示，包括SPT J2201-5956 在内射电星系的功率-尺度图。与典型的FR-I和FR-II 射电星系[26]、Schoenmakers 等人[27]及Sault 等人[18]发现的巨射电星系(giant radio galaxy,GRG)、NGC 1534 相关的GRG[25]相比，SPT J2201-5956 中的射电瓣非常暗，因此符合死亡星系的特征。综合上述讨论，考虑到SPT J2201-5956 中射电辐射的尺度、极化、有无核、光学对应体等特征信息(见表4)，我们认为该星系团中探测到的大尺度射电弥散辐射的起源可能为死亡的射电星系。

图3 射电星系的线性尺度与1.4 GHz 射电辐射功率之间的关系图

表4 对SPT J2201-5956 中与起源相关的弥散辐射特征总结

3.2 SPT J2023-5535

3.2.1 星系团弥散辐射谱特性研究

我们进一步对星系团SPT J2023-5535 基于MWA 和ATCA 的数据进行了分析，如图4所示，其中ATCA 2.1 GHz,4.8 GHz,MWA 图像分别以半高全宽为60′′×60′′,150′′×150′′,351′′×254′′的高斯函数经卷积做平滑处理。

图4 不同观测中的SPT J2023-5535 图像

与3.1.1 节一致，在探测SPT J2023-5535 中的射电弥散辐射时，首先考虑对图像中点源的扣除。结合高分辨率的2.1 GHz ATCA 图像以及843 MHz SUMSS的射电星表，我们观测到共有4 个点源分布在星系团的弥散辐射范围内，坐标分别为(20h22min58.1s,−55°37′4.9′′),(20h23min19.3s,−55°36′3.0′′),(20h23min39.2s,−55°33′56.8′′),(20h23min47.0s,−55°33′47.1′′)。为得到最终星系团中弥散源的流量，我们利用DUCHAMP[29]对点源的流量进行拟合，其中2.1 GHz 的高分辨率ATCA 图像和SUMSS 能够实现对4 个点源的拟合，同时增加了4.8 GHz ATCA 的图像，但由于在频率4.8 GHz 处的观测时间短，uv 覆盖范围不大，仅能够实现对其中的一个亮源流量进行测定。经过对点源测定流量并对谱指数进行拟合，SPT J2023-5535 中的4 个点源的谱指数分别为。与NASA/IPAC 河外数据库(NASA/IPAS Extragalactic Database,NED)对比，我们对源1、源3、源4 在843 MHz进行了流量测量，所得结果一致；而源2 的流量低于NED 中的记录值，这是由于图像的分辨率过低，给观测带来了误差。

将4 个点源的流量外推到MWA 和ATCA 4.8 GHz 的频率，并在图像中扣除，最终得到SPT J2023-5535 中射电弥散辐射的流量。因为MWA 图像分辨率较低，并且对流量标的测定并不完全准确，我们考虑20% 的流量误差；ATCA 的uv 覆盖能力也会带来流量测定的误差，在此设为10%；SUMSS 的图像流量误差也设为10%。最终，经流量计算及拟合，在120 MHz～6 268 MHz 的频率范围内，辐射的谱指数在扣除点源前为。扣除点源后，如果在辐射的流量与谱指数之间仅考虑简单的幂律关系，经拟合得到；但事实上我们发现，在低频端MWA 的数据与高频端ATCA 的数据之间，谱指数出现转折，此时如果仅考虑常数形式的谱指数，将会使MWA 图像中的流量密度被低估。分开考虑的情况下，利用MWA 数据得到的谱指数而利用ATCA 的数据得到的谱指数为。

3.2.2 理论模型

在本节中，我们将测得的SPT J2023-5535 中射电弥散辐射的频谱与射电遗迹和射电晕的理论模型进行拟合比较。

理论上，星系团之间并合会在星系团的边界处和大尺度纤维状结构中产生激波，激波在星系团际介质中的传播最终导致射电遗迹的出现。根据Enßlin 和Gopal-Krishna[30]给出的射电遗迹理论模型，我们对SPT J2023-5535 中的弥散源拟合，得到电子谱的谱指数αe=2.67。弥散源与射电遗迹的理论模型之间的拟合如图5 所示。观测给出SPT J2023-5535 的磁场在10−10T 量级，考虑观测误差我们假设其磁场约10−10T，根据Enßlin 和Gopal-Krishna[30]的理论计算得知星系团弥散辐射中的电子动量最大值p∗≈105。

图5 以射电遗迹模型对SPT J2023-5535 中的射电弥散源拟合的辐射谱

Schlickeiser 等人[31]和Thierbach 等人[32]分别利用后发座星系团对射电晕的模型进行了研究，提出了原位(in-situ)模型：相对论电子的原位加速能够与星系团际介质的能量损失抗衡。我们使用同样的In-situ 模型对SPT J2023-5535 中的弥散辐射进行拟合，模型共有两个自由参数Γ和νs；模型给出射电晕的频谱符合幂律形式，并且在高频端会出现一个截断，其中，νs是对应的截断频率，Γ是在截断频率前频谱的谱指数。在SPT J2023-5535 中，拟合得到的参数结果分别为，与Thierbach 等人[32]得到的射电晕模型结果一致。图6 给出了利用射电晕模型对弥散辐射的拟合结果。

图6 以射电晕模型对SPT J2023-5535 中的射电弥散源拟合的辐射谱

由上述讨论可知，SPT J2023-5535 中的射电弥散辐射与射电遗迹和射电晕的理论模型都符合。但如图7 所示，X 射线图像给出了星系团的中心位置，而星系团的弥散辐射也是分布在中心区域的，因此我们认为SPT J2023-5535 中的弥散辐射是一个射电晕候选体。

图7 Chandra 软X 射线(0.5～2.0 keV)图像与射电辐射轮廓的叠加

4 总结与展望

由于星系团弥散辐射的陡谱特性，相比其他波段，低频射电波段更有利于进行星系团弥散辐射的观测和研究，从而有助于深入理解射电晕和射电遗迹的性质。通过MWA 和ATCA 对大质量星系团SPT J2201-5956 和SPT J2023-5535 的观测，我们得到了其中射电弥散辐射的空间分布和谱指数。根据星系团中弥散源的频谱特征，我们进一步结合可能的模型对弥散辐射进行拟合，讨论星系团中弥散源的起源。经过分析可知，SPT J2201-5956 中弥散辐射的起源可能为死亡星系，SPT J2023-5535 中的弥散辐射可能为位于星系团中心的射电晕。

MWA 由于分辨率不足无法辨认出星系团中的离散点源，而ATCA 由于uv 覆盖能力较低无法完整探测到星系团中的弥散辐射，因此本文通过结合MWA 和ATCA 对射电辐射进行探测。将来为了更好地理解星系团中的弥散辐射，仍需要有更好uv 覆盖及高分辨率的望远镜来做进一步研究。当前，MWA 二期已经投入运行，分辨率和灵敏度都显著提高，将更适合用来研究弥散源。在未来几年中，LOFAR[4]和MWA 预计都将进行一系列的巡天观测，我们将有机会观测到更多星系团中的射电弥散源。此外，SKA[33]时代的到来将会大幅提升观测灵敏度，除对每个射电源进行更加精准的观测之外，可观测的射电源数密度也会大幅增加，可以开展对射电弥散辐射的统计测量工作。