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SITELLE高光谱观测首次绘出NGC 1275完整密度图

天文观测也能玩出“密度测绘”！这篇论文用SITELLE高光谱分辨率数据，首次给英仙座星系团中心那团80千秒差距的纤维状星云做了全面“体检”，发现内外纤维存在明显的密度二分性，还和钱德拉X射线数据做了对比，为理解超大质量黑洞反馈与多相气体演化提供了扎实的观测约束。

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SITELLE高光谱观测首次绘出NGC 1275完整密度图
原论文信息如下：
论文标题:
High Spectral Resolution Observations of the [SII] Emission Line Doublet in the Filamentary Nebula surrounding NGC 1275
发表日期:
2026年08月

发表单位:
蒙特利尔大学（加拿大）、哥伦比亚大学、密歇根州立大学、杜伦大学、剑桥大学、MIT、多伦多大学等

原文链接:
https://arxiv.org/pdf/2608.14888v1.pdf

星系团是宇宙中最大的引力束缚结构，里面动辄装着成百上千个星系。但你可能想不到，在这宏大舞台上，真正让天文学家着迷的，往往是一些“细枝末节”——比如英仙座星系团中心那团横跨8万光年的发光纤维状星云。它像一张巨大的蜘蛛网，缠绕在中央星系NGC 1275周围，既是超大质量黑洞“呼吸”的痕迹，也是星系团冷却与反馈循环的关键见证者。
过去几十年，天文学家一直在用各种手段观察这团星云，但有一个关键参数始终没能画出一张完整的图——那就是电子密度。电子密度直接关系到气体的压力、冷却速率和磁场支撑机制，相当于纤维星云的“体温计”和“血压计”。以往的研究只能用狭缝光谱在几个稀疏的位置采样，就像给大象量体温只测了脚趾头。
直到SITELLE的出现。这台安装在夏威夷CFHT望远镜上的傅里叶变换成像光谱仪，拥有11角分乘11角分的超大视场，能够在整个纤维星云范围内同时获得高光谱分辨率数据。这篇论文正是利用SITELLE在R=7000分辨率下的观测，第一次把[S II]双线比映射到全部纤维结构上，画出了完整的电子密度分布图。

宇宙中最壮观的“发光丝带”：英仙座星系团的纤维状星云

先来认识一下主角。NGC 1275是英仙座星系团中的 brightest cluster galaxy，即最亮星系团星系，它们通常坐在星系团的中心位置。在冷核星系团（cool-core cluster）中，这类星系周围往往环绕着延伸的电离气体纤维，形成所谓的纤维状星云。NGC 1275的这团星云是目前已知最大的之一，尺度达到80千秒差距乘50千秒差距——要知道，我们银河系的直径也就大约30千秒差距，这团纤维比一整个银河系还大得多。
图1：左图为SITELLE在SN3滤镜（648-685纳米）下对NGC 1275的高光谱分辨率观测（R=7000），视场为11角分乘11角分，灰度显示积分通量图像，红色为最亮的Hα纤维。右图为钱德拉X射线对NGC 1275在500电子伏特至1千电子伏特之间的深层观测，展示了光学发射线纤维的软X射线对应体。
这张图非常震撼：左边是SITELLE光学观测，红色的Hα纤维在灰度背景上格外醒目；右边是钱德拉X射线观测，展示了软X射线波段下纤维的对应体。可以看到，光学纤维与X射线发射在空间位置上高度吻合，说明这些低温气体与周围极高温的星系团内介质（ICM）之间存在着紧密的相互作用。
关于这些纤维的起源，目前最流行的理论是“沉淀模型”：超大质量黑洞的反馈活动在ICM中造成局部冷却，热气体在温度不稳定的作用下析出成为密度更高的冷云，这些冷云一方面为黑洞提供新的燃料，另一方面形成我们看到的发光纤维。这个自我调节的循环，就像是星系团的“呼吸系统”——而电子密度，就是衡量这个系统状态的关键指标。

高光谱分辨率观测：SITELLE如何揭开纤维的秘密

SITELLE是一台傅里叶变换成像光谱仪，名字全称是“Spectromètre Imageur à Transformée de Fourier pour l'Étude en Long et en Large de raies d'Émission”。它的核心优势在于：在保留成像能力的同时，能够对视野内每一个像素获取完整的光谱信息。这次观测使用了SN3滤镜，覆盖648至685纳米的波长范围，包含了[S II]λ6716、[S II]λ6731、[N II]λ6584、Hα以及[N II]λ6548五条发射线。
观测于2020年2月进行，累计曝光4个小时，达到的光谱分辨率R=7000，对应速度分辨率约42.8公里每秒。这个分辨率有多重要？简单来说，它足以分辨纤维内部不同速度分量的气体发射，但又不会高到让信号分散到无法探测。对于研究[S II]这种相对较弱的发射线，这个分辨率是恰到好处的“黄金窗口”。
这里要特别提一下数据处理上的挑战。纤维星云中的[S II]双线信号相对微弱，而且天空背景辐射严重干扰。研究团队采用了两层策略：对于亮度较低的外部纤维，他们把像素合并成18个较大的区域以增强信号；对于亮度较高的中心区域，则使用加权沃罗诺伊镶嵌算法（WVT）进行自适应分箱，以信噪比30为阈值。这种“粗细结合”的处理方式，既保证了外部微弱信号的可靠性，又保留了中心区域的空间分辨率。
光谱拟合使用的是专门为SITELLE开发的LUCI软件。它基于贝叶斯马尔可夫链蒙特卡洛方法，能够从数据中提取发射线通量及其误差。通过比较[S II]λ6716与[S II]λ6731两条发射线的通量比，就可以推算电子密度——这正是本文的核心测量手段。

内外纤维的密度二分性：一个意外的发现

研究的第一项重要成果，是发现了内外纤维之间明显的密度二分性。中心区域的[S II]双线比稳定在1.34左右，而外部纤维则集中在1.1附近。这个看似微小的数值差异，对应着截然不同的物理状态。
要理解这一点，需要先了解[S II]双线比的物理原理。[S II]λ6716和[S II]λ6731这两条发射线来自硫离子的两个不同能级跃迁，它们的上能级激发能非常接近，因此双线比对温度不敏感，主要取决于电子密度。当密度很低时，碰撞退激发不显著，双线比趋向于理论极限值约1.49；当密度升高时，λ6716线先被抑制，比值逐渐下降。通过精确的原子物理标定，就可以把双线比转化为电子密度。
图2：左上：用于拟合[S II]发射线双线比及相应电子密度的分箱区域分布图，白色等高线为纤维轮廓，叠加在周围ICM的X射线灰度图像上。右上：NGC 1275周围外部纤维区域的[S II]发射线双线比图。左下：从相同的NGC 1275外部纤维区域获得的、由钱德拉深层观测得到的X射线归一化值除以区域像素面积所得的分布图。右下：通过[S II]比关系估算的NGC 1275外部纤维区域电子密度图。
从图2可以直观地看到，外部纤维的密度分布并不均匀。大部分区域位于每立方厘米100到500个电子的范围，但有一些有趣的异常。比如标记为E的区域，位于北侧X射线空腔的上方，密度高达每立方厘米922个电子。这个异常高密度区域的位置恰好与正在形成的射电气泡对应，可能是气体被膨胀的射电泡压缩所致。另一个值得注意的是马蹄形纤维（Horseshoe filament），它在X射线图像中显示出较低的归一化值，但在光学波段的密度却从每立方厘米100逐渐升高到400，暗示着可能存在着局部气体堆积。
图3：左上：通过WVT算法获得的中心区域[S II]比图，其中只考虑通量高于特定阈值的SITELLE光谱。右上：NGC 1275的0.5-2.0千电子伏特钱德拉观测图，青色等高线显示Hα纤维，25个绿色环代表用于确定周围ICM的X射线电子密度的区域。左下：[S II]发射线双线比随距中心距离的径向分布图，红色数据点对应左上图中所有沃罗诺伊单元，绿色星形表示25个环内的平均比，橙色虚线对应低密度极限。右下：由左下图平均[S II]比导出的光学电子密度（绿色星形）以及X射线电子密度（蓝色数据点）随距中心星系距离的径向分布图。
图3展示的是中心区域的细节。这里有一个非常有趣的现象：尽管ICM的X射线密度从中心向外平滑下降（从每立方厘米0.2降到0.03），光学纤维的[S II]双线比却几乎不随半径变化，始终稳定在1.34左右。这意味着中心区域光学纤维的电子密度大致恒定，而不是像ICM那样呈径向梯度分布。
论文认为，这种径向恒定的密度分布可能暗示着磁压支撑在起作用。如果纤维中的磁场足够强，就能在气体向中心坠落的过程中抵抗引力压缩，使密度保持在较低水平而不升高。根据磁通冻结假设，从ICM的密度（约0.01）压缩到光学纤维的密度（约100）会导致磁场放大400倍左右。如果ICM磁场约为2微高斯，那么纤维中的磁场可达约800微高斯——远大于支撑纤维所需的27微高斯。当然，论文也谨慎地指出，这是在理想磁流体力学假设下的上限估计。
图4：左上：由前图获得的NGC 1275周围纤维中心区域[S II]发射线比分布。中左：由前图获得的NGC 1275周围外部纤维[S II]发射线比分布。左下：包含纤维和活动星系核发射轮廓的NGC 1275中心指向的[S II]比测量结果。右：彩色编码图，显示中心结构、外部纤维和核的位置，叠加在显示ICM X射线发射的灰度背景上的光学纤维白色等高线上。
图4更加直观地呈现了这种二分性。中心区域的双线比分布峰值在1.34附近，标准差仅0.098；外部纤维的分布峰值在1.1左右，标准差0.17。中心区域的分布更加尖锐，说明那里的物理状态更加均匀；而外部纤维的分布较宽，反映了更复杂的物理过程。另外值得留意的是，中心区域的大多数数值实际上落在低密度极限之上，这意味着按经典公式很难给出准确的电子密度值——我们只能确定它小于某个阈值。
图5：左：[S II]发射线比随[S II]λ6731发射线归一化通量的分布图，数据点按区域进行颜色编码。右：[S II]发射线比随距中心活动星系核半径的分布图，数据点同样按区域进行颜色编码。
图5则从另一个角度证实了这一发现。右边的面板显示，以约10千秒差距为分界，内区纤维的双线比平均约1.34，外区则降至约1.1。有趣的是，这种二分性与之前运动学分析中发现的通量和速度弥散度的差异完全对应：中心区域亮且湍动，外部纤维暗且安静。这种多参数的一致性强烈暗示，内外纤维可能处于不同的物理状态，而非仅仅是因为投影效应等观测偏差造成的假象。

光学与X射线对比：纤维与热气体的密度关联

拿到了[S II]双线比之后，下一步就是把它换算成电子密度。这个换算依赖的是一套成熟的原子物理标定关系。早在1989年，Osterbrock在经典教材中就给出了这个比值的密度依赖关系，而Proxauf等人（2014）则对其进行了更新校准，这也是本文采用的方案。需要说明的是，这套标定关系存在一个低密度极限：当[S II]双线比接近理论极限值1.49左右时，碰撞退激发几乎可以忽略，此时密度测量进入“盲区”，只能给出一个上限约束，而无法给出精确的密度值。
这恰恰是本文中心区域遇到的一个现实问题。中心结构的大多数[S II]比值集中在1.34附近，虽然低于1.49的极限值，但已经非常接近。大多数数值落在低密度极限之上，意味着按照经典公式很难给出准确的电子密度值——只能说小于某个阈值。不过好在还有一部分区域的数据点低于极限值，可以勉强提取出密度信息，从图3右下角的径向剖面来看，中心区域光学电子密度大致稳定在每立方厘米100个电子左右。
为了与光学密度进行直接对比，研究团队调用了钱德拉X射线天文台对英仙座星系团的历史观测数据。他们精心挑选了8次曝光时间最长的ACIS-S观测，总曝光时长达到808.4千秒——也就是大约9.4天。这8次观测的具体信息，包括观测编号、日期、曝光时长和指向坐标，都列在表1中。
表1：本分析所用的钱德拉X射线天文台对英仙座星系团的观测列表。第一列显示这些观测的ObsID，随后是观测日期。之所以选择这些特定观测，是因为它们是曝光时间最长的8次观测，如第三列所示。最后两列给出观测的右升和赤纬坐标。
这些观测都选取在钱德拉低能响应退化之前。2015年到2017年期间，由于分子层在探测器上的累积，钱德拉的低能X射线响应迅速衰减。选用老化前的数据，可以保证软X射线波段的测量精度不受影响。
X射线光谱拟合交给了专门开发的Pumpkin软件，使用PHABS×APEC吸收热模型来描述ICM辐射。对于中心区域的25个环状区域，研究团队使用了去投影拟合，可以直接得到电子密度剖面。不过对于外部18个分箱区域，情况就不一样了：这些区域形状不规则，不满足球对称假设，无法直接使用去投影方法。于是他们换了一个思路，用拟合得到的归一化常数norm除以区域像素面积，作为“沿视线方向电子密度平方积分”的代理量。
公式1：X射线谱拟合归一化常数的定义式，其中D_a为角直径距离，z为红移，n_e为电子密度，n_H为氢核密度，dV为体积元。
这个归一化常数正比于视线方向上电子密度与氢密度乘积的积分。虽然它不是直接的密度值，但在同一套观测和拟合流程下，可以作为区域间相对密度比较的有效指标。图2展示的正是这个归一化值在外部区域的分布。
对比结果相当有意思。中心区域的X射线密度从内向外平滑下降，从每立方厘米约0.2个电子一路降到0.03个电子左右，呈现出典型的冷核星系团密度梯度。然而，光学纤维的[S II]双线比密度却几乎不随半径变化，稳定在每立方厘米约100个电子。一边是热气体密度在下降，另一边是冷气体密度基本恒定——这两种气体之间显然不是简单的一一对应关系。
外部区域的情况则更加复杂。从整体上看，X射线归一化值与光学密度之间没有表现出清晰的相关性，但从局部来看，某些区域确实存在“联动”迹象。比如图2中东侧纤维区域，X射线归一化值较高，对应的光学密度也偏高；而马蹄形纤维区域则显示出X射线值偏低、光学密度从每立方厘米100逐渐升到400的趋势。论文对此的解读是：外部纤维与ICM之间的密度关联可能只在特定物理条件下才会显现，比如局部压缩事件（射电泡膨胀、激波过境等）发生的位置。
表2汇总了18个外部区域的双线比、电子密度、X射线归一化值以及光学压力的完整测量结果。从表中可以看到，绝大多数区域的双线比集中在1.1左右，对应的电子密度大多落在每立方厘米100到500个电子的范围内。值得注意的是标记为E的区域——位于北侧X射线空腔上方——它的双线比最低，约0.8，对应电子密度高达每立方厘米922个电子。这个明显偏离整体分布的数值，很可能是射电泡膨胀压缩气体的直接证据。
表2：外部纤维每个分箱区域的[S II]发射线双线比及相应电子密度结果。第一列给出用于在图2中识别各区域的标签，第二列给出各区域几何中心到NGC 1275中心的距离（千秒差距），第三列列出[S II]线比及其不确定度，第四列给出使用Proxauf等人（2014）更新校准（见公式1）得出的相应电子密度，第五列报告从钱德拉档案观测中测得的每像素面积的X射线归一化值，第六列给出相应的光学压力。
最后来看一眼数据质量。图7展示了四个代表性区域的背景扣除后的光谱拟合结果，包括北部纤维、南部纤维、马蹄形纤维以及中心区域的一个WVT分箱。可以看到，无论是外部微弱信号还是中心明亮区域，拟合结果都相当干净，残差很小。这说明整个测量链条——从背景扣除到分箱、再到光谱拟合——是可靠的。
图7：NGC 1275周围纤维状星云各区域的背景扣除后拟合[S II]发射线双线示例，分别是北部纤维（左上）、南部纤维（右上）、马蹄形纤维（左下）和中心结构的一个加权沃罗诺伊分箱（右下）。

多相气体压力平衡：从冷分子气体到热ICM

NGC 1275周围的纤维状星云是一个典型的多相气体系统。所谓多相，是指同一片空间里同时存在着温度跨度极大的不同气体成分：温度只有几十开的冷分子气体、温度约一万开的光学电离气体，以及温度高达千万到上亿开的X射线热等离子体。这三种气体在空间上高度重叠，在物理上必然密切相关。
本文的一个亮点，就是把这三个温度相的数据点放在同一个温度-密度平面里进行比较。冷分子气体的数据来自Bridges和Irwin（1998）的CO观测，光学纤维的数据来自本文的SITELLE测量，X射线ICM的数据来自钱德拉的拟合结果。把这三组数据点放在一起，就得到了图6。
图6：冷分子气体（蓝色数据点，来自Bridges & Irwin 1998）、SITELLE测得的光学纤维平均值以及钱德拉测得的X射线ICM平均值在NGC 1275中心约10千秒差距范围内的总粒子密度随温度的变化关系。橙色线为最佳线性拟合，阴影区域对应拟合的3σ误差。灰色虚线表示斜率为-1的压力平衡剖面。
这张图的物理含义非常丰富。横轴是温度，纵轴是总粒子密度，两者都取了对数。如果不同温度相的气体处于压力平衡状态，那么它们应该满足P = 2nₑk_B T恒定的关系，在图中表现为一条斜率为-1的直线。图中灰色虚线标出的正是这个压力平衡参考线。
公式3：压力P与电子密度n_e和温度T的关系式，其中k_B为玻尔兹曼常数，系数2来源于电离气体中电子与离子的总粒子数贡献。
拟合结果显示，这三组数据点确实大致沿着一条斜率为-1的直线分布，虽然存在一定的3σ散布，但整体趋势与压力平衡预期相当吻合。这意味着什么呢？简单来说，就是不同温度的气体虽然状态参数天差地别，但它们的压力大致处于同一水平。从热ICM到光学纤维再到冷分子云，气压并没有发生数量级的跳变。
这个结果对理解多相气体的演化具有重要意义。压力平衡意味着不同温度相之间可以在空间上稳定共存，不会因为压力差而迅速坍缩或膨胀。这为沉淀模型提供了一个关键的观测约束：当热ICM中的气体在温度不稳定作用下析出为冷云时，这些冷云并不是孤立的，它们与周围热气体保持压力平衡，从而能够维持相对稳定的形态。
不过也要看到，论文对这些数据的解释保持了一定的谨慎。3σ的散布说明压力平衡并非完美，可能还存在着亚音速湍流、磁场、宇宙线等额外的压力成分。特别是外部区域，由于无法做去投影处理，X射线密度只是代理量，引入的系统不确定度可能不小。这些因素使得“压力平衡”更像是一个合理的近似描述，而非精确的物理规律。

未来展望：磁压支持与更高分辨率观测

中心区域光学纤维密度大致恒定、不随半径明显变化的观测事实，是本文最有意思的发现之一。这个现象用传统的热压力梯度模型不太好解释。在星系团中心引力势阱中，如果纤维只靠热压力支撑，那么越靠近中心，气体应该被压缩得越致密。但观测显示，从内到外，光学纤维的密度几乎不变——这暗示一定有额外的支撑机制在起作用。
论文重点讨论了磁压支持的假设。这个逻辑链条是这样的：如果纤维中的磁场足够强，它就能在气体向中心下落的过程中抵抗引力压缩，让密度保持在一个相对低的水平。根据磁通冻结假设，磁场强度与气体密度之间存在一个简单的标度关系：当ICM气体被压缩形成光学纤维时，磁场会随密度的三分之二次方放大。
公式4：磁场放大关系的估算式，其中B_0为ICM中的初始磁场强度，n_optical为光学纤维的密度，n_x-ray为ICM的密度。代入本文的密度值后，磁场放大倍率约为400倍。
代入具体数值看看：ICM密度约每立方厘米0.01个电子，光学纤维密度约每立方厘米100个电子，密度比约为10⁴。按照上述标度关系，磁场放大倍率大约为400倍。如果ICM的初始磁场强度是2微高斯，那么纤维中的磁场应该达到约800微高斯。这个数值与射电观测给出的磁场测量值处于同一量级——说明这个假设在数量级上是自洽的。
但这里有一个坑需要注意。想要支撑纤维结构抵抗引力坍缩，所需的磁场强度其实只有大约27微高斯。而上面估算的800微高斯比这个值高出了一个多数量级。论文对此的解读是：磁压远超过维持结构所需的最小值，说明磁场在纤维的动力学平衡中占据主导地位；但另一方面，这也意味着可能存在某种磁场耗散机制正在起作用，否则磁场强度会高到影响纤维的形态和演化。
当然，800微高斯这个数是在理想磁流体力学假设下的上限估计，实际磁场可能比这个值低。而且，磁压并非唯一的候选支撑机制，湍流压力和宇宙线压力也可能贡献一部分。要真正厘清各种支撑机制的相对贡献，需要更高分辨率的磁敏诊断观测——比如利用法拉第旋转测量或者分子谱线的塞曼效应来直接测量磁场强度。
最后，论文为未来的研究指明了几个方向。其一，将类似的分析方法推广到其他冷核星系团的纤维状星云，检验内外密度二分性是否是一个普遍现象。其二，利用更高光谱分辨率（R≥10000）的SITELLE观测，进一步分解不同速度成分的密度结构。其三，与詹姆斯·韦伯太空望远镜的红外观测、以及新一代X射线望远镜（如XRISM和雅典娜）的高分辨率X射线光谱相结合，实现从冷分子气体到热ICM的全波段覆盖。
这个研究思路有一个启发值得记住：与其在单一波段上追求极致的精度，不如在不同波段之间寻找交叉验证的线索。光学纤维与X射线ICM并非孤立存在，它们之间的相互作用才是理解星系团中心反馈循环的关键。

龙迷三问

下面是龙哥对于大家可能的一些问题的解答：
这篇论文到底在解决什么问题？利用SITELLE高光谱分辨率观测，首次系统测量英仙座星系团NGC 1275周围纤维状星云的[S II]发射线双线比。
这篇工作最值得看的点是什么？论文成功绘制了NGC 1275周围整个纤维状星云的[SII]发射线双线比值图，发现内部纤维与外部纤维之间存在明显的电子密度二分性，内部比值约1.34，外部约1.1，并与X射线ICM密度进行了对比分析。
这篇工作的边界或风险在哪里？优点：首次利用高光谱分辨率SITELLE观测对整个纤维状星云进行[SII]双线比值成像，覆盖范围广，空间分辨率高；结合Chandra X射线数据进行了多波段对比分析；发现了内外纤维的密度二分性这一重要观测特征。缺点：外部纤维区域由于信号较弱，需要空间分箱处理，限制了空间分辨率；无法对纤维进行三维结构重建，密度测量存在投影效应影响；[SII]比值在低密度极限附近，部分区域无法给出精确的电子密度值。
如果你还有哪些想要了解的，欢迎在评论区留言或者讨论~

龙哥点评

论文创新性分数：★★★★☆

利用SITELLE高光谱分辨率观测数据，通过[SII]λ6716/λ6731发射线双线比值映射整个纤维状星云的电子密度分布，并与Chandra X射线观测得到的ICM密度进行对比分析。

实验合理度：★★★☆☆

现有材料未完整覆盖数据划分、基线公平性和统计显著性，因此按中性评价处理。

学术研究价值：★★★★☆

利用SITELLE高光谱分辨率观测数据，通过[SII]λ6716/λ6731发射线双线比值映射整个纤维状星云的电子密度分布，并与Chandra X射线观测得到的ICM密度进行对比分析；更关键的是问题定义是否可复用到同类任务。

稳定性：★★★☆☆

现有材料未提供充分的极端条件、重复运行或扰动测试，稳定性暂按中性评价。

适应性以及泛化能力：★★★☆☆

现有材料未完整展示跨数据集、跨场景或分布外实验，泛化能力仍需进一步验证。

硬件需求及成本：★★★☆☆

现有材料缺少完整训练资源、参数量、显存和推理时延信息，成本暂按中性评价。

复现难度：★★★☆☆

现有材料未确认完整代码、配置、数据处理脚本和权重是否齐备，复现难度暂按中性评价。

产品化成熟度：★★★☆☆

论文验证以研究实验为主，真实部署中的时延、成本、维护和异常场景仍需补充验证。

可能的问题：外部纤维区域由于信号较弱，需要空间分箱处理，限制了空间分辨率；无法对纤维进行三维结构重建，密度测量存在投影效应影响；

主要参考文献

[1] Vigneron B., Hlavacek-Larrondo J., Rhea C. L., et al. High Spectral Resolution Observations of the [SII] Emission Line Doublet in the Filamentary Nebula surrounding NGC 1275. arXiv:2608.14888, 2026.
[2] Proxauf B., Öttl S., Kimeswenger S. Modeling the [S II] λ6716/λ6731 ratio. Astronomy & Astrophysics, 2014.
[3] Osterbrock D. E. Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei. University Science Books, 1989.
[4] Bridges T. J., Irwin J. A. CO observations of the NGC 1275 filamentary nebula. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1998.
[5] Gendron-Marsolais M., Hlavacek-Larrondo J., et al. SITELLE observations of NGC 1275. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2018.
[6] Fabian A. C., et al. Deep Chandra observations of Perseus cluster ICM. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2011.
[7] Rhea C. L., et al. LUCI: A SITELLE spectral fitting pipeline. Journal of Open Source Software, 2021.


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