We present new weak-lensing observations of 1E 0657-558 (z = 0.296), a unique cluster merger, that enable a direct detection of dark matter, independent of assumptions regarding the nature of the gravitational force law. Due to the collision of two clusters, the dissipationless stellar component and the fluid-like X-ray-emitting plasma are spatially segregated. By using both wide-field ground-based images and HST/ACS images of the cluster cores, we create gravitational lensing maps showing that the gravitational potential does not trace the plasma distribution, the dominant baryonic mass component, but rather approximately traces the distribution of galaxies. An 8 σ significance spatial offset of the center of the total mass from the center of the baryonic mass peaks cannot be explained with an alteration of the gravitational force law and thus proves that the majority of the matter in the system is unseen.

We detect a weak unidentified emission line at E=(3.55-3.57)+/-0.03 keV in a stacked XMM spectrum of 73 galaxy clusters spanning a redshift range 0.01-0.35. MOS and PN observations independently show the presence of the line at consistent energies. When the full sample is divided into three subsamples (Perseus, Centaurus+Ophiuchus+Coma, and all others), the line is significantly detected in all three independent MOS spectra and the PN "all others" spectrum. It is also detected in the Chandra spectra of Perseus with the flux consistent with XMM (though it is not seen in Virgo). However, it is very weak and located within 50-110eV of several known faint lines, and so is subject to significant modeling uncertainties. On the origin of this line, we argue that there should be no atomic transitions in thermal plasma at this energy. An intriguing possibility is the decay of sterile neutrino, a long-sought dark matter particle candidate. Assuming that all dark matter is in sterile neutrinos with m_s=2E=7.1 keV, our detection in the full sample corresponds to a neutrino decay mixing angle sin^2(2theta)=7e-11, below the previous upper limits. However, based on the cluster masses and distances, the line in Perseus is much brighter than expected in this model. This appears to be because of an anomalously bright line at E=3.62 keV in Perseus, possibly an Ar XVII dielectronic recombination line, although its flux would be 30 times the expected value and physically difficult to understand. In principle, such an anomaly might explain our line detection in other subsamples as well, though it would stretch the line energy uncertainties. Another alternative is the above anomaly in the Ar line combined with the nearby 3.51 keV K line also exceeding expectation by factor 10-20. Confirmation with Chandra and Suzaku, and eventually Astro-H, are required to determine the nature of this new line.(ABRIDGED)

We compare recent results from X-ray, strong lensing, weak lensing, and optical observations with numerical simulations of the merging galaxy cluster 1E 0657–56. X-ray observations reveal a bullet-like subcluster with a prominent bow shock, which gives an estimate for the merger velocity of 4700 km s−1, while lensing results show that the positions of the total mass peaks are consistent with the centroids of the collisionless galaxies (and inconsistent with the X-ray brightness peaks). Previous studies, based on older observational data sets, have placed upper limits on the self-interaction cross section of dark matter per unit mass, σ/m, using simplified analytic techniques. In this work, we take advantage of new, higher quality observational data sets by running full N-body simulations of 1E 0657–56 that include the effects of self-interacting dark matter, and comparing the results with observations. Furthermore, the recent data allow for a new independent method of constraining σ/m, based on the nonobservation of an offset between the bullet subcluster mass peak and galaxy centroid. This new method places an upper limit (68% confidence) of σ/m < 1.25 cm2 g−1. If we make the assumption that the subcluster and the main cluster had equal mass-to-light ratios prior to the merger, we derive our most stringent constraint of σ/m < 0.7 cm2 g−1, which comes from the consistency of the subcluster's observed mass-to-light ratio with the main cluster's, and with the universal cluster value, ruling out the possibility of a large fraction of dark matter particles being scattered away due to collisions. Our limit is a slight improvement over the previous result from analytic estimates, and rules out most of the 0.5-5 cm2 g−1 range invoked to explain inconsistencies between the standard collisionless cold dark matter model and observations.

We present a weak-lensing mass reconstruction of the interacting cluster 1E 0657-558, in which we detect both the main cluster and a subcluster. The subcluster is identified as a smaller cluster that has just undergone initial infall and pass-through of the primary cluster and has been previously identified in both optical surveys and X-ray studies. The X-ray gas has been separated from the galaxies by ram pressure-stripping during the pass-through. The detected mass peak is located between the X-ray peak and galaxy concentration, although the position is consistent with the galaxy centroid within the errors of the mass reconstruction. We find that the mass peak for the main cluster is in good spatial agreement with the cluster galaxies and is offset from the X-ray halo at 3.4 σ significance, and we determine that the mass-to-light ratios of the two components are consistent with those of relaxed clusters. The observed offsets of the lensing mass peaks from the peaks of the dominant visible mass component (the X-ray gas) directly demonstrate the presence, and dominance, of dark matter in this cluster. This proof of dark matter existence holds true even under the assumption of modified Newtonian dynamics (MOND); based on the observed gravitational shear-optical light ratios and the mass peak-X-ray gas offsets, the dark matter component in a MOND regime would have a total mass that is at least equal to the baryonic mass of the system.

The Chandra image of the merging, hot galaxy cluster 1E 0657-56 reveals a bow shock propagating in front of a bullet-like gas cloud just exiting the disrupted cluster core. This is the first clear example of a shock front in a cluster. From the jumps in the gas density and temperature at the shock, the Mach number of the bullet-like cloud is 2-3. This corresponds to a velocity of 3000-4000 km s-1 relative to the main cluster, which means that the cloud traversed the core just 0.1-0.2 Gyr ago. The 6-7 keV "bullet" appears to be a remnant of a dense cooling flow region once located at the center of a merging subcluster whose outer gas has been stripped by ram pressure. The bullet's shape indicates that it is near the final stage of being destroyed by ram pressure and gasdynamic instabilities, as the subcluster galaxies move well ahead of the cool gas. The unique simplicity of the shock front and bullet geometry in 1E 0657-56 may allow a number of interesting future measurements. The cluster's average temperature is 14-15 keV but shows large spatial variations. The hottest gas (T > 20 keV) lies in the region of the radio halo enhancement and extensive merging activity involving subclusters other than the bullet.

The X-ray luminosity-temperature relation for nearby T ≃ 3.5-10 keV clusters is rederived using new ASCA temperatures and ROSAT luminosities. Both quantities are derived by directly excluding the cooling flow regions. This correction results in a greatly reduced scatter in the LX-T relation; cooling flow clusters are similar to others outside the small cooling flow regions. For a fit of the form Lbol ∝ Tα, we obtain α = 2.64 ± 0.27 (90%) and a residual rms scatter in log Lbol of 0.10. The derived relation can be directly compared to theoretical predictions that do not include radiative cooling. It also provides an accurate reference point for future evolution searches and comparison to cooler clusters. The new temperatures and LX-T relation together with a newly selected cluster sample are used to update the temperature function at z ~ 0.05. The resulting function is generally higher and flatter than, although within the errors of, the previous estimates by Edge and coworkers and Henry and Arnaud (as rederived by Eke and coworkers). For a qualitative estimate of constraints that the new data place on the density fluctuation spectrum, we apply the Press-Schechter formalism for Ω0 = 1 and 0.3. For Ω0 = 1, assuming cluster isothermality, the temperature function implies σ8 = 0.55 ± 0.03, while taking into account the observed cluster temperature profiles, σ8 = 0.51 ± 0.03, consistent with the previously derived range. The dependence of σ8 on Ω0 is different from the earlier results because of our treatment of the slope of the fluctuation spectrum, n, as a free parameter. For the considered values of Ω0, n = -(2.0-2.3) ± 0.3, somewhat steeper than that derived from the earlier temperature function data, in agreement with the local slope of the galaxy fluctuation spectrum from the Automatic Plate Measuring Facility (APM) survey, and significantly steeper than the standard cold dark matter prediction.

We present an analysis of ASCA spatially resolved spectroscopic data for a nearly complete sample of bright clusters with redshifts between 0.04 and 0.09. Together with several clusters analyzed elsewhere using the same method, this sample consists of 30 objects with Te ≳ 3.5 keV for which we obtained projected temperature profiles and, when possible, crude two-dimensional temperature maps. The clusters are A85, A119, A399, A401, A478, A644, A754, A780, A1650, A1651, A1795, A2029, A2065, A2142, A2256, A2319, A2597, A2657, A3112, A3266, A3376, A3391, A3395, A3558, A3571, A3667, A4059, Cygnus A, MKW 3S, and Triangulum Australis. All clusters, with the possible exception of a few with insufficiently accurate data, are found to be nonisothermal with spatial temperature variations (apart from cooling flows) by a factor of 1.3-2. ASCA temperature maps for many clusters reveal merger shocks. The most notable of these are A754, A2065, A3558, A3667, and Cygnus A; merging can also be inferred with lower confidence from the A85, A119, and A2657 temperature maps and from the A3395 and Triangulum Australis entropy maps. About one-half of the sample show signs of merging; in about 60% of the sample, we detect cooling flows. Nearly all clusters show a significant radial temperature decline at large radii. For a typical 7 keV cluster, the observed temperature decline between 1 and 6 X-ray core radii (0.15 and 0.9 h-1 Mpc) can be approximately quantified by a polytropic index of 1.2-1.3. Assuming such a polytropic temperature profile and hydrostatic equilibrium, the gravitating masses within 1 and within 6 core radii are approximately 1.35 and 0.7 times the isothermal β-model estimates, respectively. Most interestingly, we find that temperature profiles, excluding those for the most asymmetric clusters, appear remarkably similar when the temperature is plotted against the radius in units of the estimated virial radius. We compare the composite temperature profile to a host of published hydrodynamic simulations. The observed profiles appear steeper than predictions of most simulations. The predictions for Ω = 1 cosmological models are most discrepant, while models with low Ω are closer to our data. We note, however, that at least two high-resolution Ω = 1 simulations produced clusters with temperature profiles similar to or steeper than those observed. Our results thus provide a new constraint for adjusting numerical simulations and, potentially, discriminating among models of cluster formation.

We use Chandra data to map the gas temperature in the central region of the merging cluster A2142. The cluster is markedly nonisothermal; it appears that the central cooling flow has been disturbed but not destroyed by a merger. The X-ray image exhibits two sharp, bow-shaped, shock-like surface brightness edges or gas density discontinuities. However, temperature and pressure profiles across these edges indicate that these are not shock fronts. The pressure is reasonably continuous across these edges, while the entropy jumps in the opposite sense to that in a shock (i.e. the denser side of the edge has lower temperature, and hence lower entropy). Most plausibly, these edges delineate the dense subcluster cores that have survived a merger and ram pressure stripping by the surrounding shock-heated gas.

X-ray observations of the core of the Perseus cluster reveal a remarkably quiescent atmosphere in which the gas has a line-of-sight velocity dispersion of about 164 kilometres per second in the region 30–60 kiloparsecs from the central nucleus; turbulent pressure support in the gas is four per cent of the thermodynamic pressure, necessitating only a small correction to the total cluster mass determined from hydrostatic equilibrium. The Hitomi collaboration reports X-ray observations of the core of the Perseus cluster of galaxies — the brightest X-ray-emitting cluster in the sky. Such clusters typically consist of tens to thousands of galaxies bound together by gravity and are studied as models of both small-scale cosmology and large-scale astrophysical processes. The data reveal a remarkably quiescent atmosphere, where gas velocities are quite low, with a line-of-sight velocity dispersion of about 164 kilometres per second at a distance of 30–60 kiloparsecs from the central nucleus. Clusters of galaxies are the most massive gravitationally bound objects in the Universe and are still forming. They are thus important probes1 of cosmological parameters and many astrophysical processes. However, knowledge of the dynamics of the pervasive hot gas, the mass of which is much larger than the combined mass of all the stars in the cluster, is lacking. Such knowledge would enable insights into the injection of mechanical energy by the central supermassive black hole and the use of hydrostatic equilibrium for determining cluster masses. X-rays from the core of the Perseus cluster are emitted by the 50-million-kelvin diffuse hot plasma filling its gravitational potential well. The active galactic nucleus of the central galaxy NGC 1275 is pumping jetted energy into the surrounding intracluster medium, creating buoyant bubbles filled with relativistic plasma. These bubbles probably induce motions in the intracluster medium and heat the inner gas, preventing runaway radiative cooling—a process known as active galactic nucleus feedback2,3,4,5,6. Here we report X-ray observations of the core of the Perseus cluster, which reveal a remarkably quiescent atmosphere in which the gas has a line-of-sight velocity dispersion of 164 ± 10 kilometres per second in the region 30–60 kiloparsecs from the central nucleus. A gradient in the line-of-sight velocity of 150 ± 70 kilometres per second is found across the 60-kiloparsec image of the cluster core. Turbulent pressure support in the gas is four per cent of the thermodynamic pressure, with large-scale shear at most doubling this estimate. We infer that a total cluster mass determined from hydrostatic equilibrium in a central region would require little correction for turbulent pressure.

We present the absolute measurement of the unresolved 0.5-8 keV cosmic X-ray background (CXB) in the Chandra Deep Fields (CDFs) North and South, the longest observations with Chandra (2 and 1 Ms, respectively). We measure the unresolved CXB intensity by extracting spectra of the sky and removing all point and extended sources detected in the CDF. To model and subtract the instrumental background, we use observations obtained with ACIS in stowed position, not exposed to the sky. The unresolved signal in the 0.5-1 keV band is dominated by diffuse Galactic and local thermal-like emission. We find unresolved intensites in the 0.5-1 keV band of (4.1 ± 0.3) × 10-12 ergs cm-2 s-1 deg-2 for CDF-N and (5.0 ± 0.4) × 10-12 for CDF-S. In the 1-8 keV band, the unresolved spectrum is adequately described by a power law with a photon index Γ = 1.5 and normalization 2.6 ± 0.3 photons s-1 keV-1 sr-1 at 1 keV. We find unresolved CXB intensities of (1.04 ± 0.14) × 10-12 ergs cm-2 s-1 deg-2 for the 1-2 keV band and (3.4 ± 1.7) × 10-12 ergs cm-2 s-1 deg-2 for the 2-8 keV band. Our detected unresolved intensities in these bands significantly exceed the expected flux from sources below the CDF detection limits, if one extrapolates the log N/ log S curve to zero flux. Thus, these background intensities imply either a genuine diffuse component or a steepening of the log N/ log S curve at low fluxes, most significantly for energies <2 keV. Adding the unresolved intensity to the total contribution from sources detected in these fields and wider field surveys, we obtain a total intensity of the extragalactic CXB of (4.6 ± 0.3) × 10-12 ergs cm-2 s-1 deg-2 for 1-2 keV and (1.7 ± 0.2) × 10-11 ergs cm-2 s-1 deg-2 for 2-8 keV. These totals correspond to a CXB power-law normalization (for Γ = 1.4) of 10.9 photons cm-2 s-1 keV-1 sr-1 at 1 keV. This corresponds to resolved fractions of 77% ± 3% and 80% ± 8% for 1-2 and 2-8 keV, respectively.