謝雨杉，何夢釩，毛羽豐，鄭 倩，陜歡源,3，郭 銓

(1.中國科學院 國家天文臺，北京 100101；2.中國科學院 上海天文臺，上海 200030；3.中國科學院大學，北京 100049；4.中國科學院 前沿科學與教育局，北京 100864)

1 引言

星系團由成百上千個星系和彌漫在其中的星系團際介質(zhì)構(gòu)成，是宇宙中最大的引力自束縛系統(tǒng)。當宇宙射線和質(zhì)子穿過星系團磁場獲得加速時，產(chǎn)生彌散分布的射電同步輻射在星系團中以兩種可能的形式存在：在中心區(qū)域的射電暈，或是分布在外圍的射電遺跡。兩種射電彌散源的產(chǎn)生與星系團的動力學過程，特別是星系團之間的并合有關：射電暈通常被認為是星系團中心湍流運動的結(jié)果[1]，而射電遺跡則是星系團并合過程中產(chǎn)生低馬赫數(shù)的激波在星系團際介質(zhì)中傳播生成的產(chǎn)物[2]。

星系團中的彌散射電輻射頻譜非常陡，其譜指數(shù)α(S≈να)通常在?2.3～?1.0 范圍內(nèi)。這樣的頻譜特征使得射電信號在高頻段明顯減弱，而在低頻段的觀測較容易實現(xiàn)，因此低頻射電波段是研究星系團中射電彌散輻射的重要波段。盡管當前已經(jīng)在星系團中觀測到非常多的射電暈和射電遺跡，但是在一個比較寬的頻率范圍內(nèi)(幾百MHz 至GHz)對它們的頻譜分布性質(zhì)研究得并不多。對單個星系團在射電頻率范圍內(nèi)觀測以及研究其光譜性質(zhì)，如后發(fā)座星系團(Coma Cluster),A521,A3562[3]，有助于推進對射電暈和射電遺跡的相關研究，幫助理解星系團在并合過程中的物理機制，最終更好地理解星系團，以及宇宙的形成與演化過程。因此對星系團的射電信號進行觀測已經(jīng)成為很多射電干涉陣列的主要科學目標之一，例如低頻陣列[4](low frequency array,LOFAR)，巨米波射電望遠鏡[5](giant meterwave radio telescope,GMRT)，MWA[6,7]等。值得注意的是，這些低頻陣列將有能力觀測到一些僅在射電低頻范圍可探測到信號的陡譜目標，如Macario 等人[8]利用GMRT 在頻率150 MHz 處觀測星系團A697，得到星系團中西北方向存在激波帶來的射電遺跡，其譜指數(shù)為?0.9～?0.7；同時星系團中存在一個Mpc 尺度的射電暈，其譜指數(shù)在?2.3～?1.0之間。

MWA (默奇森寬場陣列) 對224 個SPT 星系團進行了低頻射電波段的觀測，其中24 個星系團具有彌散輻射。本文將主要利用SPT J2201-5956 和SPT J2023-5535 兩個大質(zhì)量并合星系團的觀測數(shù)據(jù)，開展星系團內(nèi)彌散射電輻射特性的研究。SPT J2201-5956(22h01min53.3s,?59°56′43′′)，位于紅移z=0.098 處，是一個處于并合末期的大質(zhì)量星系團，低頻射電波段彌散輻射的尺度大約是0.87 Mpc2，在星系團半徑約10 kpc 以內(nèi)的中心區(qū)域，存在4 個亮度幾乎相同的橢圓碰撞星系[9,10]，Massey 等人[10]通過雙子天文臺(Gemini South) GMOS 圖像，利用中心星系的強引力透鏡效應對該星系團進行觀測，并進行與暗物質(zhì)理論有關的研究。星系團SPT J2023-5535 (20h23min24.5s,?55°35′32′′)，位于紅移z=0.232 處，其低頻射電波段彌散輻射圍繞星系團中心位置分布，尺度上大約為0.9 Mpc2，Bulbul 等人[11]利用XMM-Newton 數(shù)據(jù)對該星系團在X 射線波段的性質(zhì)進行研究，并結(jié)合其他星系團對星系團質(zhì)量、X 射線波段亮度之間的關系進行擬合。HyeongHan等人[12]利用ASKAP-EMU[13]對SPT J2023-5535 的射電波段進行觀測，在星系團中探測到了1 Mpc×0.5 Mpc 的射電暈以及約0.5 Mpc 尺度的射電遺跡。

第2 章介紹望遠鏡(MWA：120～260 MHz,ATCA：2.1 GHz 和4.8 GHz)的觀測數(shù)據(jù)及其處理方法。第3 章詳細介紹對SPT J2201-5956 和SPT J2023-5535 兩個星系團中射電輻射特性的分析，給出了彌散輻射的譜指數(shù)，并對可能的形成機制進行了討論。第4 章是簡單的總結(jié)。本文使用的宇宙學參數(shù)分別是H0=73 km·s?1·Mpc?1,Ωm=0.27,ΩΛ=0.73。

2 觀測及數(shù)據(jù)處理

2.1 MWA 數(shù)據(jù)

MWA 是位于西澳大利亞默奇森射電天文臺的低頻射電陣列，其工作頻率范圍是70～300 MHz。本文使用的數(shù)據(jù)來自MWA 一期(MWA Phase I)。Tingay 等人[7]對MWA 一期天線的設計與構(gòu)型進行了詳細的描述，本文在此僅做概述：MWA 一期由128 個單元組成，遍布在直徑約3 km 的范圍之內(nèi)。每個單元有16 個偶極天線以4×4 的方式擺放，能夠?qū)崿F(xiàn)對“X”(16 個東西向的偶極子)和“Y”(16 個南北向的偶極子)的極化測量。足夠多的天線和單元確保了很好的uv 覆蓋范圍，因此即使觀測時間較短也能保證有較好的波束合成。此外，MWA 的優(yōu)勢之一是擁有極寬的視場(對應150 MHz 的視場大小為610 平方度)，這意味著單次觀測就有能力覆蓋大量的天體。GLEAM[14](GaLactic and Extragalactic All-sky MWA survey)是MWA 在72～231 MHz 頻率范圍內(nèi)的南天區(qū)巡天項目，星系團的研究是其重要的科學目標。本文使用GLEAM 的觀測數(shù)據(jù)對所研究的星系團進行低頻射電波段的成像以及流量密度的測量。

Hurley-Walker 等人[15]詳細介紹了對MWA 數(shù)據(jù)處理的方法，也是我們基本數(shù)據(jù)處理流程的參考方法。原始的可視度函數(shù)首先經(jīng)過Aoflagger[16]去除射頻干擾，然后通過觀測天區(qū)內(nèi)選定的定標源(例如PKS 0408-65)對每個觀測-天線-極化-頻段進行逐一的相位校準以及流量校準，最后通過CLEAN 進行成圖。

對星系團SPT J2201-5956 的觀測分析中，我們選取4 個子頻段的GLEAM 原始數(shù)據(jù)，中心頻率分別為：120 MHz,150 MHz,180 MHz 和215 MHz。在數(shù)據(jù)處理的過程中，我們采用魯棒值(robustness)為0 并對每個波段進行成圖。SPT J2023-5535 的數(shù)據(jù)來自Hindson 等人[17]對A3667 (位于J2023-5535 附近)的觀測。本文使用Hindson 等人[17]經(jīng)過處理的數(shù)據(jù)，采用魯棒值為+1.0 的“robust”加權(quán)，在帶寬30.72 MHz，中心頻率為120 MHz,149 MHz,180 MHz 及226 MHz 的4 個子頻段進行成圖。表1 給出了兩個星系團的圖像在不同頻段的觀測性質(zhì)。

表1 MWA 圖像性質(zhì)

2.2 ATCA 數(shù)據(jù)

ATCA 位于澳大利亞新南威爾士州的西北部，是由6 個22 m 天線組成的射電陣列。SPT J2201-5956 和SPT J2023-5535 在2.1 GHz 的數(shù)據(jù)均來自2013 年的觀測(PI:Melanie Johnston-Hollitt)，觀測利用了ATCA 三種不同的天線構(gòu)型：6A,750D 和EW352，觀測中心頻率為2.1 GHz，帶寬為2 048 MHz。表2 給出了本文用到的ATCA 詳細觀測信息。

表2 ATCA 觀測信息

星系團的數(shù)據(jù)通過MIRIAD[18]進行處理，與對CABB[19](compact array broadband backend) 連續(xù)譜的處理過程一致：首先對射頻干擾進行標記和去除，并將處于帶通衰減(bandpass rolloff)區(qū)內(nèi)的邊緣頻率通道進行標記；隨后將數(shù)據(jù)分為4 個子頻段(中心頻率分別為：1 332 MHz,1 844 MHz,2 356 MHz 和2 868 MHz)對它們進行分別的校準和成圖處理，本文所研究的兩個星系團在2.1 GHz 觀測的校準過程中均以PKS B1934-638 作為帶通和流量校準源，PKS B2117-642 作為相位校準源；成圖過程采用魯棒值為1 的“robust”加權(quán)方式以及標準的反卷積方法——Steer clean 算法(3σ)——得到斯托克斯參量I的圖像?？紤]到星系團中彌散源的空間尺度比較大，適合使用短基線觀測，因此在用到ATCA 的數(shù)據(jù)探測星系團的彌散源時，沒有使用最長的基線(6 km)。在高頻率(4.8 GHz)處，由于uv 覆蓋范圍變差，同時彌散源的信號迅速減弱，ATCA 對離散點源的探測能力相對提高，因此在探測點源時使用高分辨率的天線布陣(僅考慮6 km 的基線)。

對于星系團SPT J2023-5535，我們增加了ATCA 在頻率4.8 GHz 處的觀測數(shù)據(jù)，觀測數(shù)據(jù)來自澳大利亞望遠鏡在線數(shù)據(jù)庫(Australia telescope online archive,ATOA)。對4.8 GHz 數(shù)據(jù)的處理過程與對2.1 GHz 數(shù)據(jù)相同，其中主校準源為PKS B1934-638，第二校準源為IERS B2117-614，4 個子頻段的中心頻率分別為4 732 MHz,5 244 MHz,5 756 MHz和6 268 MHz。

表3 給出了ATCA 在兩個頻率(2.1 GHz 和4.8 GHz)的圖像性質(zhì)。

表3 ATCA圖像性質(zhì)

此外，本文利用悉尼大學莫倫谷巡天[20,21](Sydney University Molonglo Sky Survey,SUMSS)給出的843 MHz 射電星表，幫助分辨和扣除SPT J2023-5535 中的點源。

2.3 X 射線數(shù)據(jù)

Chandra X 射線天文臺對星系團SPT J2201-5956 (觀測日期：2007-08-20，ObsID：7920，曝光時間：50.0 ks)和SPT J2023-5535(觀測日期：2014-03-30，ObsID：15108，曝光時間：20.81 ks)進行了觀測。本文從Chandra 數(shù)據(jù)庫中下載目標星系團的X 射線原始數(shù)據(jù)，并用官方軟件CIAO(http://cxc.cfa.harvard.edu/ciao/,version4.9)以及CALDB v4.6.2進行處理。原始數(shù)據(jù)經(jīng)“chandra-repro”工具進行校準，并創(chuàng)建校準標準等于2 的文件；接下來通過工具“l(fā)c-clean”去除被如太陽活動等影響的觀測時間；最終“fluximage”工具能夠在軟X射線波段(0.5～2.0 keV)重新創(chuàng)建改正有效曝光時間的圖像。圖像中的亮源通過“celldetect”工具探測到，通過人工再次檢查后由“dmfilth”工具將其扣除。

3 星系團射電彌散輻射研究

基于以上數(shù)據(jù)處理過程，我們可以得到不同波段的星系團圖像，從而對星系團射電彌散輻射性質(zhì)開展研究。

3.1 SPT J2201-5956

3.1.1 星系團彌散輻射譜特性研究

圖1 給出了SPT J2201-5956 在MWA 四個頻段內(nèi)的圖像，可以看出，該星系團的中心存在大尺度的彌散輻射。

圖1 MWA 觀測到的星系團SPT J2201-5956 的圖像

為了精確測量圖像中的彌散輻射，首先需要扣除點源的影響?？紤]角分辨率和uv 覆蓋能力的限制，區(qū)分離散點源和彌散輻射僅使用了6 km 基線的高分辨率觀測，同時選用最高頻段的數(shù)據(jù)以達到最高的分辨率水平。最終我們在MWA 圖像所涵蓋的星系團空間范圍內(nèi)找到了兩個點源：源1 (22h03min1.95s,?59°56′18.41′′) 和源2 (22h01min49.33s,?59°55′34.69′′)。在確定了點源的位置之后，需要用ATCA 低分辨率圖像的4 個子頻段對每個點源的流量S進行測量：=1.11 mJy，其中下標數(shù)字表示源1 或源2 的流量，上標數(shù)字表示測得流量對應頻段的中心頻率。由于圖像的uv 覆蓋不足，我們不能精確測量兩個較低頻段圖像中源2 的流量，因此在譜指數(shù)擬合的過程中不考慮這兩個低頻測量點。我們通過S≈να結(jié)合測得點源的流量對源1 和源2 的譜指數(shù)進行擬合，得到α1=?0.60,α2=?0.20。

ATCA 圖像相對MWA 圖像有更高的分辨率，因此可以用來對前景點源輻射進行證認，并獲得點源的譜指數(shù)以及ATCA 觀測頻率范圍內(nèi)的流量；而MWA 能夠清晰地觀測到大尺度的彌散輻射，通過在MWA 圖像中星系團的空間范圍內(nèi)對流量密度進行積分，可以得到總流量。根據(jù)點源的譜指數(shù)將其流量外推到MWA 的頻率范圍，并在總流量中扣除，最終能夠得到彌散輻射的積分流量密度。由于MWA 圖像流量定標的誤差，以及ATCA 的uv 覆蓋不足造成的誤差，我們在彌散輻射流量測量時考慮了20%的誤差。

除MWA 和ATCA 的數(shù)據(jù)以外，對于此星系團我們增加了408 MHz 的Molonglo 圖像。與MWA 圖像的處理方法相同，在圖像總流量中扣除點源輻射后，得到彌散源的流量，并考慮10%的誤差。

我們對彌散源的流量和譜指數(shù)考慮與點源相同的冪律關系S≈να，并在對數(shù)空間進行擬合：扣除點源前，星系團在MWA 頻率范圍內(nèi)的譜指數(shù)為，而如果將408 MHz 的Molonglo 數(shù)據(jù)加入擬合，譜指數(shù)變?yōu)?；將點源扣除后，星系團的譜指數(shù)分別為(不加入Molonglo 數(shù)據(jù))和(加入Molonglo數(shù)據(jù))。

3.1.2 星系團射電彌散源的起源

Brunetti 等人[22]提出，相比射電遺跡而言，射電暈在較低頻率處開始逐漸占主導，因為射電暈的頻譜相對更陡，譜指數(shù)α大約為?1.5。在上一節(jié)中我們測得SPT J2201-5956中射電彌散輻射的譜指數(shù)，并且其投影位置處在星系團的中心區(qū)域，這意味著彌散源可能是一個大尺度的射電暈。我們進一步研究了射電暈的輻射功率與X 射線亮度LX及星系團總質(zhì)量M500之間的關系：LX(0.1～2.4 keV)=2.1×1037J·s?1[23],M500=(4.30±0.28)×1014M⊙，同時根據(jù)譜指數(shù)我們得到射電彌散輻射在1.4 GHz 處的輻射功率為P1.4=5.31×1022W·Hz?1。Cassano 等人[24]提出射電暈與X 射線亮度之間可以通過簡單的冪律關系擬合：lg(P1.4)=A+Blg(LX)，我們對包含SPT J2201-5956 在內(nèi)的61 個星系團的射電輻射進行擬合，得到射電暈的擬合參數(shù)(A,B)=(?27.85,1.16)；Cassano等人[24]也提出另一種關系：lg(P1.4)=A+Blg(M500)，對SPT J2201-5956 等52 個星系團中的射電暈而言，擬合參數(shù)應為(A,B)=(?17.98,2.85)。

圖2 展示了不同頻率的射電觀測(170～231 MHz MWA,843 MHz SUMSS,408 MHz Molonglo 和2 868 MHz ATCA)在光學圖像(SuperCOSMOS)上的疊加。從圖2 中可以看出，SPT J2201-5956 位于兩側(cè)的射電彌散輻射近似呈雙對稱形態(tài)，而兩個子分布與星系團中心的距離也相近，分別為239.29 h?1·kpc 和193.39 h?1·kpc，因此彌散源不排除是射電遺跡的可能，其中位于東北的遺跡(在1 844 MHz 大于1.75 mJy)更亮(西南的射電遺跡大于1.19 mJy)。

圖2 星系團SPT J2201-5956 的光學圖像(SuperCOSMOS)

當星系團中的射電彌散輻射分布為兩瓣、且輻射為陡譜時，彌散輻射的形成可能與死亡的射電星系有關。AGN 通過等離子體為橢圓星系中的射電源提供能量，一旦這樣的供能過程停止，射電源將會經(jīng)歷衰退。在射電源衰退期間，由于缺失射電核、噴流或是熱點，可以觀測到源中較早活動時期留下的射電等離子體，這樣的等離子體射電輻射有非常陡的譜，其譜指數(shù)α通常會小于?1.5。SPT J2201-5956 中的射電彌散輻射沒有觀測到核、噴流以及熱點等特征，并且譜指數(shù)為，因此星系團中的彌散輻射起源有很大可能是一個死亡星系。我們對Hurley-Walker 等人[25]圖5 中的星系重新計算得到星系在1.4 GHz 的射電輻射功率，如圖3 所示，包括SPT J2201-5956 在內(nèi)射電星系的功率-尺度圖。與典型的FR-I和FR-II 射電星系[26]、Schoenmakers 等人[27]及Sault 等人[18]發(fā)現(xiàn)的巨射電星系(giant radio galaxy,GRG)、NGC 1534 相關的GRG[25]相比，SPT J2201-5956 中的射電瓣非常暗，因此符合死亡星系的特征。綜合上述討論，考慮到SPT J2201-5956 中射電輻射的尺度、極化、有無核、光學對應體等特征信息(見表4)，我們認為該星系團中探測到的大尺度射電彌散輻射的起源可能為死亡的射電星系。

圖3 射電星系的線性尺度與1.4 GHz 射電輻射功率之間的關系圖

表4 對SPT J2201-5956 中與起源相關的彌散輻射特征總結(jié)

3.2 SPT J2023-5535

3.2.1 星系團彌散輻射譜特性研究

我們進一步對星系團SPT J2023-5535 基于MWA 和ATCA 的數(shù)據(jù)進行了分析，如圖4所示，其中ATCA 2.1 GHz,4.8 GHz,MWA 圖像分別以半高全寬為60′′×60′′,150′′×150′′,351′′×254′′的高斯函數(shù)經(jīng)卷積做平滑處理。

圖4 不同觀測中的SPT J2023-5535 圖像

與3.1.1 節(jié)一致，在探測SPT J2023-5535 中的射電彌散輻射時，首先考慮對圖像中點源的扣除。結(jié)合高分辨率的2.1 GHz ATCA 圖像以及843 MHz SUMSS的射電星表，我們觀測到共有4 個點源分布在星系團的彌散輻射范圍內(nèi)，坐標分別為(20h22min58.1s,?55°37′4.9′′),(20h23min19.3s,?55°36′3.0′′),(20h23min39.2s,?55°33′56.8′′),(20h23min47.0s,?55°33′47.1′′)。為得到最終星系團中彌散源的流量，我們利用DUCHAMP[29]對點源的流量進行擬合，其中2.1 GHz 的高分辨率ATCA 圖像和SUMSS 能夠?qū)崿F(xiàn)對4 個點源的擬合，同時增加了4.8 GHz ATCA 的圖像，但由于在頻率4.8 GHz 處的觀測時間短，uv 覆蓋范圍不大，僅能夠?qū)崿F(xiàn)對其中的一個亮源流量進行測定。經(jīng)過對點源測定流量并對譜指數(shù)進行擬合，SPT J2023-5535 中的4 個點源的譜指數(shù)分別為。與NASA/IPAC 河外數(shù)據(jù)庫(NASA/IPAS Extragalactic Database,NED)對比，我們對源1、源3、源4 在843 MHz進行了流量測量，所得結(jié)果一致；而源2 的流量低于NED 中的記錄值，這是由于圖像的分辨率過低，給觀測帶來了誤差。

將4 個點源的流量外推到MWA 和ATCA 4.8 GHz 的頻率，并在圖像中扣除，最終得到SPT J2023-5535 中射電彌散輻射的流量。因為MWA 圖像分辨率較低，并且對流量標的測定并不完全準確，我們考慮20% 的流量誤差；ATCA 的uv 覆蓋能力也會帶來流量測定的誤差，在此設為10%；SUMSS 的圖像流量誤差也設為10%。最終，經(jīng)流量計算及擬合，在120 MHz～6 268 MHz 的頻率范圍內(nèi)，輻射的譜指數(shù)在扣除點源前為?？鄢c源后，如果在輻射的流量與譜指數(shù)之間僅考慮簡單的冪律關系，經(jīng)擬合得到；但事實上我們發(fā)現(xiàn)，在低頻端MWA 的數(shù)據(jù)與高頻端ATCA 的數(shù)據(jù)之間，譜指數(shù)出現(xiàn)轉(zhuǎn)折，此時如果僅考慮常數(shù)形式的譜指數(shù)，將會使MWA 圖像中的流量密度被低估。分開考慮的情況下，利用MWA 數(shù)據(jù)得到的譜指數(shù)而利用ATCA 的數(shù)據(jù)得到的譜指數(shù)為。

3.2.2 理論模型

在本節(jié)中，我們將測得的SPT J2023-5535 中射電彌散輻射的頻譜與射電遺跡和射電暈的理論模型進行擬合比較。

理論上，星系團之間并合會在星系團的邊界處和大尺度纖維狀結(jié)構(gòu)中產(chǎn)生激波，激波在星系團際介質(zhì)中的傳播最終導致射電遺跡的出現(xiàn)。根據(jù)En?lin 和Gopal-Krishna[30]給出的射電遺跡理論模型，我們對SPT J2023-5535 中的彌散源擬合，得到電子譜的譜指數(shù)αe=2.67。彌散源與射電遺跡的理論模型之間的擬合如圖5 所示。觀測給出SPT J2023-5535 的磁場在10?10T 量級，考慮觀測誤差我們假設其磁場約10?10T，根據(jù)En?lin 和Gopal-Krishna[30]的理論計算得知星系團彌散輻射中的電子動量最大值p?≈105。

圖5 以射電遺跡模型對SPT J2023-5535 中的射電彌散源擬合的輻射譜

Schlickeiser 等人[31]和Thierbach 等人[32]分別利用后發(fā)座星系團對射電暈的模型進行了研究，提出了原位(in-situ)模型：相對論電子的原位加速能夠與星系團際介質(zhì)的能量損失抗衡。我們使用同樣的In-situ 模型對SPT J2023-5535 中的彌散輻射進行擬合，模型共有兩個自由參數(shù)Γ和νs；模型給出射電暈的頻譜符合冪律形式，并且在高頻端會出現(xiàn)一個截斷，其中，νs是對應的截斷頻率，Γ是在截斷頻率前頻譜的譜指數(shù)。在SPT J2023-5535 中，擬合得到的參數(shù)結(jié)果分別為，與Thierbach 等人[32]得到的射電暈模型結(jié)果一致。圖6 給出了利用射電暈模型對彌散輻射的擬合結(jié)果。

圖6 以射電暈模型對SPT J2023-5535 中的射電彌散源擬合的輻射譜

由上述討論可知，SPT J2023-5535 中的射電彌散輻射與射電遺跡和射電暈的理論模型都符合。但如圖7 所示，X 射線圖像給出了星系團的中心位置，而星系團的彌散輻射也是分布在中心區(qū)域的，因此我們認為SPT J2023-5535 中的彌散輻射是一個射電暈候選體。

圖7 Chandra 軟X 射線(0.5～2.0 keV)圖像與射電輻射輪廓的疊加

4 總結(jié)與展望

由于星系團彌散輻射的陡譜特性，相比其他波段，低頻射電波段更有利于進行星系團彌散輻射的觀測和研究，從而有助于深入理解射電暈和射電遺跡的性質(zhì)。通過MWA 和ATCA 對大質(zhì)量星系團SPT J2201-5956 和SPT J2023-5535 的觀測，我們得到了其中射電彌散輻射的空間分布和譜指數(shù)。根據(jù)星系團中彌散源的頻譜特征，我們進一步結(jié)合可能的模型對彌散輻射進行擬合，討論星系團中彌散源的起源。經(jīng)過分析可知，SPT J2201-5956 中彌散輻射的起源可能為死亡星系，SPT J2023-5535 中的彌散輻射可能為位于星系團中心的射電暈。

MWA 由于分辨率不足無法辨認出星系團中的離散點源，而ATCA 由于uv 覆蓋能力較低無法完整探測到星系團中的彌散輻射，因此本文通過結(jié)合MWA 和ATCA 對射電輻射進行探測。將來為了更好地理解星系團中的彌散輻射，仍需要有更好uv 覆蓋及高分辨率的望遠鏡來做進一步研究。當前，MWA 二期已經(jīng)投入運行，分辨率和靈敏度都顯著提高，將更適合用來研究彌散源。在未來幾年中，LOFAR[4]和MWA 預計都將進行一系列的巡天觀測，我們將有機會觀測到更多星系團中的射電彌散源。此外，SKA[33]時代的到來將會大幅提升觀測靈敏度，除對每個射電源進行更加精準的觀測之外，可觀測的射電源數(shù)密度也會大幅增加，可以開展對射電彌散輻射的統(tǒng)計測量工作。