在这项工作中，我们考虑了一个空间平坦的λ冷暗物质宇宙学模型，ωm= 0.30，ωλ= 0.70和H0 = 70.0 km s -1 mpc -1。在蜘蛛网复合物（Z = 2.156）的红移时，1英寸对应于8.29 kpc。

　　在第6周期内进行了广泛的观察活动，以获取第3频段中的蜘蛛网综合体的详细视图（项目代码：2018.1.01526.s，首席研究员A. Saro）。The data comprise measurements from the main 12-m ALMA31 array in three different configurations (C43-1, C43-3 and C43-6), aimed at providing a high-dynamic-range view of the structure, as well as from the 7-m ACA32 (also known as the Morita Array), complementing the ALMA observations over SZ-relevant scales (that is, over a uv range of2.2–17.5kλ，对应于SpiderWeb Galaxy的红移767–97 kpc）。对所有配置的光谱设置进行了调整，以覆盖频率范围94.5-110.5 GHz，分别在4个以95.5 GHz，97.5 GHz，107.5 GHz，107.5 GHz和109.5 GHz为中心的四个2-GHz范围的光谱带上分裂。特别是，最后一个窗口靶向j = 3–2从一氧化碳的过渡（CO;剩余频率345.796 GHz）产生的线排放。由于我们只对观察到的信号的连续分量进行建模，因此我们保守地将所有可见性从预期包含红移的CO j = 3-2线的光谱窗口中排除。实际上，仅包括与特定排放线相对应的通道将对分析数据的总体统计数据有所改善。先前的研究33,34,35个核区域周围核区域和原始星系的分子含量表明，蜘蛛网复合物中的冷分子气体的特征是大速度分散体以及成员全身速度的宽差差异。微弱的尾巴和偏移组件可能因此在发射线接近的任何通道中污染连续信号，可能会影响模型重建。

　　数据校准是在通用天文学软件应用程序中进行的36（CASA; https://casa.nrao.edu/）包装版本5.4.0，使用标准减少管道作为数据传输的一部分。直接检查输出可见性表在管道校准的结果中没有明确的问题，因此我们没有执行任何额外的标记或后处理调整。对于C43-1，C43-1，C43-3-3和C43-6的ALMA测量值，所得的观测值的根平方（RMS）噪声水平估计为4.10μjy束-1、29.1μjy束-1和14.2μJYBeam-1，分别为ALMA测量值，以及32.0μjjybeam -1的ALMA测量值。

　　为了更好地了解测量信号的光谱特性，我们进一步包括档案带4 ALMA（项目代码：2015.1.00851.s，首席研究员B. Emonts）和ACA（项目代码2016.2.00048.s，首席研究员B. Emonts）观察。在这两种情况下，我们都使用欧洲ALMA区域中心网络通过Calms Service提供的校准测量集38。对于ACA和ALMA数据，达到的RMS噪声水平分别为99.0μjy束-1和6.29μjy束-1。与频段3的测量值一样，我们从分析中排除了涵盖CO J = 4-3和[CI] 3P1-3P0发射线的光谱窗口33。

　　此工作中介绍的所有干涉图像均使用CASA软件包6.3.0版生成。

　　为了在蜘蛛网复合物的方向上获得对电势SZ信号的统计稳定检测，我们使用了参考文献中已经使用的方法。在SZ信号的ALMA+ACA研究的背景下，16,39,40,41。简而言之，我们进行了可见性空间分析，该分析允许准确地考虑非均匀的射电压传输函数，并利用天然傅立叶空间中噪声的高斯性质。考虑到分析中使用的任何字段和光谱窗口的适当频率缩放和主要的频率衰减，都会在图像空间中创建任何延伸的模型组件，然后通过基于卷积的网格汇编（在Finufft Library42中实现），通过不均匀的快速傅立叶变换算法将其投影到可见度点上。取而代之的是，在傅立叶空间中，类似点状的源由稳定函数的恒定函数在源位置校正的源通量等于源通量的恒定函数在源位置校正的源通量，并且在观测值的点源和相位中心之间的偏移定义的相位项定义了相位项。为了允许贝叶斯模型选择和平均，通过嵌套采样算法43,44进行后验分布的采样。我们专门利用了Dynesty（参考文献45）软件包中提供的实现，该软件包可以稳健地将采样问题扩展到中等维和高维模型。有关模型重建的任何更多详细信息，我们参考了Di Mascolo等人16,39提供的讨论。

　　获取对蜘蛛网星系扩展无线电信号的小尺度，复杂形态的透彻描述，将需要执行像素级模型的推断（请参见下面的“稀疏成像”部分），从而导致具有极端维度的后验概率函数。在中等维度问题的情况下，嵌套采样技术通常比蒙特卡洛·马尔可夫链算法表现出更好的性能（减轻所谓的“维度诅咒”的影响44,46）。尽管如此，由于估计高维边缘可能性的复杂性，来自高维后分布的采样可能很容易变得棘手。因此，我们决定仅在可用数据的大规模子集上执行首次建模。实际上，观察到围绕蜘蛛网星系的巨型Lyα星云实际上被限制在热气内气体8,9,47,48,49的弥漫性光环中。反过来，应预期，蜘蛛网原始群集内潜在的群内气体的SZ足迹应延伸到10英寸的特征尺度上。因此，我们在65kλ的紫外线距离处引入了一个上切口，其相应的角度比例大约是射流结构的横向宽度的两倍（即沿着垂直于射流方向的方向测量的大小）仅在成像时才从C43-3和C43-3和C43-6观察到的高分辨率ALMA数据时观察到。这样的选择使射流信号仅沿射流轴空间解析，并允许将其描述为有限的点状源集合。结果，建模观测值所需的参数数量仍然有限，分析在计算上可以管理，同时允许使用嵌套采样来获得我们模型推断上的统计意义信息。

　　通过贝叶斯模型选择进行了对无线电源进行建模的特定数量紧凑组件的选择。特别是，我们认为最喜欢的模型设置了一个额外的点状术语的引入将导致降解或仅在log-vercential50上的边际改进（即，在其中n表示模型组件的数量）。对于所有已经描述的所有组件，我们假设空间形态可以通过diracδ函数描述（即，在具有非零相项的傅立叶空间中的恒定函数）和幂律频谱缩放的源通量。所有参数的先验（右提升，偏斜，通量和光谱指数）都用统一的概率分布来描述。特别是，在最高可用频率（即107.5 GHz）的频带3 ALMA数据的第一个天线模式的r 1'区域内，允许右升升和偏斜变化。为了避免标签切换和力模式可识别性，我们向正确的提升参数强加了一个订购处方51。允许允许通量和光谱指数参数在均匀的先前概率分布中变化。特别是，我们将源通量限制为非负数，并假设每个振幅上的上限为10 mJy，左右比Alma Map中的发射峰大的数量级（1.54 MJY；参见扩展数据的顶部图1）。对于频谱指数，我们考虑一个范围[-5，10]，任意宽，并设置为覆盖具有负斜率和正斜率的两个功率谱的情况，分别与同步加速器样和类似尘埃的光谱特性一致。有意设置了先前的限制，以远远超出此类情况预期的值， 为了避免过度约束源光谱属性，同时允许对光谱信息的实际约束功率进行快速诊断。

　　为了描述ICM的压力分布，我们使用广义的Navarro – Frenk -White（GNFW）配置文件52，可广泛显示出来，以准确描述簇内气体的平均压力分布。特别是，我们使用文献中不同的GNFW公式。下面提供了摘要。

　　在所有情况下，定义GNFW轮廓的自由参数是模型质心和质量参数M500的平面坐标。至于无线电模型，右提升和偏移参数被规定为在由3个Alma主梁的第一个空的区域所包含的区域内变化。对于质量M500，我们考虑在[1012 m，1015 m]范围内的对数均匀分布，以促进如此广泛的幅度范围内的后探测。

　　我们还尝试拟合上面A10和M14配置文件的酷核版本，但发现与列出的模型相比，这些版本是系统地分配（）的。但是，这并不奇怪，因为形成良好的酷芯的存在几乎与原始群集复合物的固有干扰性质一致。

　　最后，我们通过考虑分析中使用的每个测量集的缩放参数来解释具有数据校准的任何潜在系统。为此，我们假设正常的先前分布，单位中心值和标准偏差为5％，如ALMA技术手册中的报道，用于考虑观察周期。

　　关于蜘蛛网星系的扩展信号，上面介绍的标准选择了点状组件的数量支持整个搜索区域中总共八个不同组件的情况（我们汇总了扩展数据表1中类似点式建模结果的关键信息）。特别是，发现两个组件（ID1和ID2）在空间上与已知的原始成员的位置为25,34,34,49,62,62,63,64-也就是说，ERO 284（参考文献12）和HAE 229和HAE 229（分别为65,66）（参考文献65,66），分别在250 Kpc West spcc the Spiderax and spideb pandicwax andicwand。剩余的组件相反，唯一地描述了与蜘蛛网星系相关的无线电发射，其中一个点样组件（ID8）特别与东部无线电射流的明亮叶子相对应，而另一个（ID6）几乎与蜘蛛网星系本身一致（扩展数据图1）。描述扩展信号的所有组件均表现出负频谱指数，与发射的同步加速器起源一致。最合适的估计值突出了一个空间变化，与Karl G. Jansky中较低频率下观察到的空间变化非常大（VLA）数据6,7,8,9，这表明，东叶的频谱平均比Spiderweb Galaxy和Western Jet的平均值较高。特定值也与VLA分析的结果一致。但是，由于辐射损失和不同的建模方法引起的固有的高频光谱陡峭，一对一的比较是不可行的。另一方面，这两个偏移源的特征都具有正频谱指数。这样的趋势可能表明，热粉尘发射已经在大约100 GHz处产生了主要贡献，并且与已验证的HAE 229验证的星系中潜在的大量灰尘储层的存在一致（参考文献65,66）。

　　相反，在扩展数据表2中提供了不同SZ模型的推断参数的摘要。尽管重建参数存在或多或少存在实质性差异，但所有采用的压力概况均导致统计上一致的SZ模型，而不允许统计上动机的特定描述。除L15 8.0和L15 8.5病例外，所有假定的模型提供了质量估计值M500 3×1013M。实际上，我们注意到，Le Brun等人的L15 8.5轮廓。29导致质量约为8×1013 m，与文献中有许多动态估计一致，与文献中的许多动态估计一致。不是。R. Astron。Soc。441，L1 – L5（2014）。由于AGN反馈的加热，结果可能会暗示蜘蛛网星系的活跃核心在塑造集体内/近代培养基中，但该模型在统计上是与我们样本中许多其他统计学相关的统计学相关性的统计学范围。例如，XLSSC 122（参考文献67）或Cl J1449+0856（参考文献68），迄今为止以直接SZ测量为止已知的最高红移簇 - 在统计上没有意义。

　　最后，我们注意到，在我们的分析中，所有缩放参数都与统一性一致。In particular, the scaling factors are measured to be equal to and for the Band 3 ACA and ALMA observations, respectively, whereas—in the case of the Band 4 data—we find parameters of for ACA and for ALMA (the reported values are given by the Bayesian model averages for all models considered in this work; see the ‘Dependence of the SZ significance on the number of point-like components’ section below for a discussion).

　　对SZ衍生的质量估计值（扩展数据表2）与文献的独立测量进行适当比较是非平凡的。实际上，蜘蛛网原始簇的动力质量是基于速度分散估计值，这些估计值可能会追踪特定的，但不是识别良好的子结构，并且几乎跨越了一个数量级：从204 km s-1 s-1的s-1速度的一个峰中的spiderweb spiderweb extiel in 60峰的速度分布到1,360 km s的速度均可达到60,360 km 1,360 km s的射击标准。Galaxy14。然而，这项工作中提出的基于SZ的质量估计值要低得多（约为2-4，取决于模型）比动力学值11,14，2。mon。不是。R. Astron。Soc。441，L1 – L5（2014）。山峰络合物的中央区域内的速度结构暗示，该系统可能会经历主要的合并，并且仍会从周围的细丝中吸收大量的材料，以至于蜘蛛网系统嵌入了大型丝状结构中。因此，综合的SZ信号ysz = ysz（<5r500) we measure from the ALMA+ACA observations— (see Extended Data Table 2)—is, for instance, a factor of 3.5 times lower than that expected, taking the mass inferred from the velocity-dispersion measurement σv  683 km s−1 reported by Shimakawa et al. 2. Mon. Not. R. Astron. Soc. 441, L1–L5 (2014)." href="https://www.nature.com/articles/s41586-023-05761-x#ref-CR15" id="ref-link-section-d27600914e2534">15对于围绕蜘蛛网星系的0.53-MPC区域内的星系。

　　速度分散测量值的预期SZ信号与观察到的ALMA+ACA SZ积分通量之间的巨大差异可能是场景的结果，即测量的SZ信号由最突出的（Sub）光环的贡献主导。In fact, the integrated SZ flux YSZ scales steeply as a function of mass M, meaning that the SZ signal from a single halo would be larger than the sum of the SZ flux from a complex system of subhalos whose masses amount overall to the same value M. Under the assumptions that the Spiderweb protocluster is composed of several interacting substructures and the measured line-of-sight velocity dispersion σv is providing an unbiased estimate在系统的总质量中，我们可以利用YSZ -M的关系，以获取对Subhalos数量的估计，使Subhalos填充了SpiderWeb复合体。

　　首先，使用Saro等人在千年模拟的模拟星系目录上校准的缩放关系，将色散σV转换为动态质量估计。假设Ragagnin等人的转化关系在不同过度的质量之间，则将其重新缩放到M500。然后，我们迭代NHALOS，并计算每组Subhalos预期的集成SZ通量。为了简单起见，我们认为所有NHALOS亚组成部分具有相等的质量。然后，我们的SZ分析和速度分散测量的质量都均用于通过在半径5R500的一定体积上对压力曲线的数值整合来获得球形整合的SZ通量YSZ的测量。在我们的计算中，我们考虑了Arnaud等人的通用配方。28描述了簇内电子的压力分布。最后，为了得出蜘蛛网原始群集中的相等质量subhalos的数量，其单个SZ磁通量与所测量值匹配，我们简单地估计满足平等的值NHALOS（参见扩展数据图2）。我们注意到，采用与用于产生扩展数据的A10曲线不同的潜在压力模型图2并未导致子组件总数NHALOS总数的相关差异，该nhalos的总数总体约束至两个范围在两个至最大范围为四个（除L15 8.5情况下，而在NHALOS 1中导致）。我们进一步指出，我们进行了几次尝试，尝试使用出色动机的Subhalo质量函数（例如，Giocoli等人提供的理论模型），而不是我们简单的同等质量分布。但是，我们发现消除具有相同质量的Subhalos的强限制会使Nhalos或Subhalo质量参数的推导不受约束，从而导致不稳定且沉重的退化结果。我们注意到，无论如何， 所有这些考虑因素都是SZ建模的后验，因此不会影响报告的SZ检测的重要性。

　　这种新兴的多哈罗图像也与速度分布中文献14,20的双峰的识别一致。然而，我们在SZ模型的后验分布中尚未确定任何值得注意的次级峰，这表明蜘蛛网星系的直接周围环境中的ICM40,41中的几个压力成分（但是，请参见下面关于多组分分析结果的讨论）。这可能是由单独的光环的机会线对准的机会引起的，但是有关原始成员的光谱信息也不是ICM限制因素使我们能够将任何明显的贡献从叠加的子结构中解散。同样，任何具有相似质量的Subhalos也将以可比的压力分布来表征，进而导致其SZ信号几乎无法区分。总体而言，上述结果表明，SZ效应是追踪较大的蜘蛛网结构的一小部分，在该结构中，ICM开始构建和加压，而其余系统则延伸，超过了数十MPC的尺度（参考文献11,12,20,25,25,35,49,65），并通过遍布该区域的杂物既不遍布又不遍布又有越过的区域。与进一步的Subhalos或更多扩展结构相关的任何SZ信号都不会受到观测值的限制，这些观测值有限，其灵敏度可能会受到大规模干涉滤波的影响。

　　主要嵌套采样算法的典型的同步多层次采样73，尤其是Dynesty（参考文献45,74）（参考文献45,74），用于我们的分析的库 - 将自然会在后部密度函数的几个峰的情况下分解成单独的后验。例如，在存在几种光晕的情况下，情况就是这种情况，从而导致不同的SZ组件（例如，在合并群集系统的情况下，参考文献40,41）。但是，如上所述，我们在本工作中提出的任何主要建模运行的后验概率分布中找不到此类证据。然而，我们通过执行多组分分析测试了潜在的任何额外SZ特征。特别是，我们考虑了与上面的单个案例相同的模型描述，但引入了进一步的SZ术语。就像无线电源建模一样，为避免标签切换，我们在SZ组件的质心坐标上引入了订购条件。首先将其应用于右提升参数，然后将其应用于偏斜方向，以测试特定先前选择可能引入的任何偏差。然而，发现两个建模集之间的结果是一致的。

　　该采样器独立于用于描述潜在压力分布的模型，标识了蜘蛛网星系的东南次级SZ特征，对应于原始簇红移处的大约226 kpc。这落在主SZ组件的R500边界上，这意味着这种次要特征（如果是真实）将与孤立的光环相关，与蜘蛛网星系嵌入的光环相关。但是，这种结构的实际存在无法牢固地评估。使用高分辨率算法产生的图像（请参阅下面的“稀疏成像”部分）或从低分辨率集中减去无线电源模型后，没有提供任何明确的证据证明任何偏心的SZ结构。相对于原始构件，还注意到缺乏空间对应关系，因为次级SZ成分不能与任何特定的成员星系浓度明确相关，这表明偏见的光环明显。没有与原始星系的对应关系进一步的限制（如果不排除在外），SZ分量与上述次级速度峰相关的机会。最重要的是，该模型包含两个SZ成分的贝叶斯证据仅在单分量情况下提高了一个因子，对应于σeff1.90的有效意义。因此，目前可用的ALMA+ACA数据无法支持对二级压力成分的明确，统计学上的显着识别。

　　实际上，将SZ模型的灵活性提高到两次左右的情况并不能在整体重建方面提供任何有效的改进。特别是，包含第三个成分会导致贝叶斯证据降解，并且相对于参考单半途径模型的两组式案例的减少和有限的改进（转换为σeff0.60）。同时，我们观察到，允许椭圆形压力分布可显着改善模型的重要性（σeff4.41）。但是，这同时使采样趋于几乎没有物理溶液，具有天平的偏心率，也就是说，对应于天平的较小轴，仅占相应的主要轴的4％。这主要是由于质量（即控制SZ信号的整体幅度和尺度半径的参数）与ICM分布的视线范围的强烈变性的结果，该元素由偏心参数参数ε控制。实际上，单独的SZ数据无法提供有关光学薄ICM的视线分布的信息。因此，我们必须迫使视线尺度半径等于三维椭圆形的主要和次要轴的几何平均值，假定是为了简单地躺在天空平面上。

　　总体而言，当前可用数据的主要SZ检测的主要后果是，单个球形对称的光环足以提供对SpiderWeb ProtoCluster的SZ足迹的统计详尽描述。椭圆建模的结果只能被解释为基本形态复杂性的边际指示，但没有在SZ信号的空间特性上提供结论性和有意义的答案。同时，如Radio-Source模型所证明的那样，任何可分解的不对称性都应通过有序的多组分模型自然追踪。从灵敏度和频率覆盖范围内，更好地了解成型ICM的形态学特性将需要从观察方面提高质量。不过，最重要的是，上面报告的结果表明，已经使用简单球形模型的SZ信号的稳健识别仅提供了检测实际意义的下限，并且只有在将我们的模型包括在内的任何不规则和不对称特征的描述时才能得到增强。

　　首先，我们注意到，我们没有观察到与SZ分量有和没有SZ分量的建模之间的紧凑分量的通量发生了很大的变化。这为我们的模型重建的鲁棒性提供了直接的测试，特别是确保通过无线电源的过度抚养在SZ识别中驱动。但是，为了正确评估SZ信号的重要性是否取决于对点状组件数量的特定假设，我们重新运行了所考虑的整个模型设置样本的SZ模型，以寻找最佳的紧凑源集合集。在扩展数据中提供了对我们的参考模型（A10 UP）进行此类测试的摘要。我们注意到，我们只考虑情况n> 4，因为发现这代表了观察图像空间残留物的明智改善的最小条件，并且样本者不受较慢的融合的影响。

　　第一个结果是，将点状成分的数量增加到我们的参考模型（n = 8）以外的结果会导致贝叶斯证据的下降，因此不能证明无线电源将无线电源的任何进一步扩展为n≥9（第二个面板）。这意味着，尽管所有参数实际上仍然没有变化，而超出了n = 8的最佳集合，但将点状源的数量增加到n≥9，使建模的数据产生了过度拟合的数据。另一方面，在n = 6之前，与无效情况相比，模型的总体意义迅速增加，即仅数据运行，没有模型组件，除了跨数据校准参数（第一个面板）。同时，对于n≤5，观察到SZ Centroid（第四和第五个面板）的右升升和偏移，在上面讨论的多组分运行中识别出低显着性的次级SZ特征的值大致崩溃。对应于具有低原发光束振幅的区域（0.50，取决于特定阵列和频带），这是通过移动到N≤5（第六个面板）的M500突然增加来补偿的，从而导致更扩展（并且更严重地过滤）SZ信号。尽管对（第三个面板）的统计推理对统计推理很有青睐，但我们注意到，n≤5的SZ模型的总体有效意义大大低于稳定的n≥6例（第一个面板），从而限制了该重建的有效性。此外，n≤5的情况对应于无线电源模型，这些模型大大低估了数据，并且未能描述蜘蛛网星系扩展发射的复杂形态（为此，我们参考了扩展数据图4）。因此，这种偏移SZ功能的识别不能可靠地与任何物理成分的实际存在相关联，并且可能由可见性数据中的虚假系统特征引起。

　　尽管总体上支持了我们的建模和参考模型的选择的有效性，但上述结果显然突出了不同假设对紧凑型源数量引入的边际差异。为了考虑到这一点，并限制了选择特定模型作为参考的任何偏见，因此，我们决定使用贝叶斯模型平均75,76在比较我们的重建与观察结果时生成模型 - 分支化的概况（见图1）。在实践中，我们通过将加权平均值应用于原始模型后期来计算跨模型后验概率分布，每个采样点的权重等于相应的贝叶斯证据。为了充分说明不同模型参数之间的任何变性，我们为每个后验样品和每个压力模型生成无线电和SZ UV模型，然后将贝叶斯模型平均降低应用于所得的UV剖面集合。

　　我们注意到，由于计算动态质量估计值假设整个结构的病毒平衡计算，因此它们的值代表了蜘蛛网原始群集的实际质量的上限。另一方面，我们的SZ衍生的质量估计可能会受到与我们建模中使用的假设相关的非平凡的系统偏见的影响。

　　首先，在静水平衡考虑下，SZ信号和总质量之间的转化率。鉴于银河系原始群集的不安性，我们可以期望对ICM的总体压力支持显着的非热贡献，从湍流运动到最近或持续合并事件引起的动力效应。同时，流体动力学模拟77,78,79表明，由于质量进化和气体热化之间的时间偏移，合并事件导致的系统质量的生长与热SZ信号的同时增加。如果在经历合并过程时观察到蜘蛛网原始群集，则固有的SZ信号将低于标准质量观察缩放关系的预期。

　　其次，SZ信号的重建取决于在光环特性的宇宙时间内自相似性的假设。尽管观察到了80，即使在Z 1.9达到Z 1.9的较大尺度，我们仍然缺乏对原始群集复合物中ICM的平均热力学特性的详尽描述，以及在其z 2的Z 2个后代中具有原始群集的潜在自相似卤素外观的任何观察信息。同样，为了计算可行性，我们依赖于ICM内电子压力的球形对称分布相对强的假设。然而，可用数据的整体深度限制了从蜘蛛网复合物获得更好约束的可能性，或者可以改善信号与无线电源的分离，并且基础SZ效应能够突出显示出任何具有低表面亮度的差异ICM Halo。同样，压力分布形态的不对称性，因此，在所得的SZ分布以及散布蜘蛛网复合物的任何次级ICM成分中，无法进行牢固评估（但是，请参阅上面的“多个SZ组件”以进行讨论）。

　　第三，鉴于在整个毫米/亚毫米窗口中具有足够灵敏度以限制SZ频谱的有限信息，我们无法从蜘蛛网质量群的方向上解散对整个SZ信号的任何贡献。同样，我们不能将相对论校正限制为SZ频谱。但是，这种效应通常是在这种低质量系统预期的病毒温度下的亚抑制剂（例如，对2 keV时热SZ效应的相对论校正为1.2％；我们是指mroczkowski et al.3，以审查对SZ效应的不同贡献）。因此，我们假设测得的SZ信号完全是由其非相关的热成分引起的。

　　目前可用于执行射电压成像和反卷积的标准工具不适合从延伸的SZ降低的扩展无线电源重建信号的联合重建。实际上，交叉污染可能会导致使用清洁算法81时对前者通量的低估，并同时引起了人们对基本SZ底漆的显着抑制。同样，在spiderweb protocluster的情况下，它们的特征性量表表现出广泛的重叠，从无线电源和Galaxy簇中的ICM之间的尺度分离和ICM之间进行了共同方法。

　　因此，我们基于压缩感测84,85,86和基于稀疏性的组件分离87,88和成像89,90,91,92，因此，我们开发了一种算法，以充分利用不同的且在SZ效应的情况下，以及测量的信号的良好范围频谱，以及各种属性的属性，以及各种属性上的信息。特别是，我们假设在天空平面（x，y）和给定频率ν上的总表面亮度iν在给定方向上

　　在这里，IRS（x，y）是在参考频率ν0上计算的无线电源的表面亮度，而α（x，y）是相应的空间变化光谱指数。术语ISZ（X，Y）和GSZ（ν）表示，相反，compton Y单位的幅度和热sz效应的光谱缩放尺寸为2,3。因为，如上所述，由于相对论术语，我们不包括任何校正，因此光谱SZ缩放仅由频率确定，因此不会通过任何特定的自由参数对整体模型做出贡献。为了实现从蜘蛛网星系中无线电飞机结构的复杂形态的高度重建，我们对IRS（X，Y）和α（X，Y）建模为具有角度尺度与基线的像素的集合，可根据nyquist Sampling Theorem（给出了最大的uv uv scale for corke forte tem cix corply forem us foremage uv scale corpliake）（我们设置了umax 1.3mλ，我们设置了pix pix pix，我们设置0.5/umax 0.07英寸）。另一方面，蜘蛛网复合物的SZ效应的信噪比不足以允许采用类似的方法来约束SZ降低。为了利用预期的大尺度相关性，因此我们通过等温，圆形的β型号93来描述ISZ（x，y），具有自由质心坐标，振幅归一化和核心半径，而我们将β任意固定为1（例如，在ICM研究中使用，并通过SPT的固定，可以固定在1个值中，例如，通过spt spt，以竞争的群体来固定β，以供他们竞争，以供他们竞争的群体。模板56,57,94）。我们对β的特定选择引入的潜在偏差进行了测试，但没有观察到溶液对该参数的依赖性。显然，该模型比文献中广泛使用的GNFW曲线和上面介绍的低分辨率分析中所使用的GNFW曲线少。尽管如此，在这里，我们最有兴趣捕获微弱的SZ分布的平均特性， 在对基础水平的顶部提供良好的估计，以测量无线电结构的表面亮度，并在成像SZ效应时避免其不足。

　　使用非参数方法重建无线电射流的明显优势是允许在ALMA+ACA测量中可访问的最佳尺度上约束信号。但是，这会导致模型包含自由参数，从而使推理问题通过后采样方法棘手（例如，马尔可夫链蒙特卡洛，嵌套采样）。同时，通过优化方案同时解决方程模型（1）模型中的所有自由参数将意味着面对非凸的可能性函数的缺点。因此，我们使用具有近端点更新96,97,98的迭代，区块坐标优化过程95。在此方案中，我们只能在一次仅解决一组参数（即无线电源振幅，其空间变化的光谱指数和SZ Centroid坐标，标准化和核心半径），这是有限的盒子约束有限的成员Broyden-Fletcher-Fletcher-Fletcher – fletcher – fletcher – ggoldfarb – Shannano Algorgorithmithmithmithmithmithmithmith999999,100。我们使用SCIPY101软件包中提供的实现，并假设所有用于控制算法收敛性的标准值。选择要求解的特定坐标集的选择是通过高斯– Southwell Rule102,103执行的，该坐标是根据相应可能性函数的Jacobian的规范在优化块中引入订购的。

　　在对无线电振幅进行建模时，我们考虑了类似拉索的回归104步骤，以促进稀疏性，

　　在固定所有模型参数（IRS）（IRS）时，该计算是计算出来的，而常数控制ℓ1-norm正则化的强度。为了减轻ℓ1规范引入的偏置和振幅截断105，根据无线电源的先前解决方案，我们将正则化常数后，我们进一步迭代完整的区块坐标环。在优化算法的每个主要步骤K中，我们将正则化超参数缩放为

　　其中ϵ（k）是辅助系数，旨在确保数值稳定性。我们假设这会随着重新迭代的数量而减少，而信号的标准偏差给出了直接从肮脏图像中测量的信号的标准偏差，并且σ是每个pixel105的图像空间噪声的RMS。同样，我们可以以σpixAS106的单位表示初始值，其中WI是单个可见性的权重，N是一个用户定义的数量，该数量控制了建模过程的整体深度（即，优化算法忽略了任何具有比Nσpix低的图像空间特征的任何图像空间特征）。然后运行每个区块坐标优化循环，直到两个完整更新之间的似然函数值的相对变化低于10-8的任意公差。两种连续解决方案之间可能性函数的相对变化的相同公差进一步用于中断重新权步骤的迭代。

　　对于模型参数的起始值，我们认为无处不在，并将其设置为典型的同步加速器发射的频谱指数。SZ分布的坐标最初设置在3个ALMA观测值的相中心上，与蜘蛛网星系大致吻合，而初始幅度和比例半径最初的设置为零，并分别设置为零和30英寸的任意尺度。我们通过在优化开头的每个参数块为每个参数块注入随机值来测试了此类选择，并且在最终结果中发现没有实质性偏差。

　　在我们的分析中，我们试图通过总的平方变化正规化107对无线电振幅施加额外的平滑幅度，这可以保证，在天文学成像中，比唯一的ℓ1-摩尔或标准的各向同性总变化更好。但是，我们只观察到对最终溶液的较小影响，因此决定不在似然函数中包含任何总平方变化项。同样，可用数据的有限意义不允许成功利用任何基于小波的算法，通常被证明89,106,108,109,110可提供与简单的基于图像的技术相比，提供了改进的性能。

　　在我们的分析中，我们采用了保守的阈值n = 4。在我们的测试中，较低的参数显示出提高的减法能力，但在溶液中的纯度也恶化。作为一项内部交叉检查，我们进一步测试了无线电源的回收通量，从2.606 MJY的稀疏建模中发现了使用嵌套采样方法推断出的值的最大A-Posteriori估计值。最后，重建的源表现出一种形态，该形态与X波段中VLA测量的信号非常匹配（扩展数据图5）。

　　ALMA+ACA数据与蜘蛛网星系上可用的多波长信息的财富相结合，使我们能够提出几种潜在的情况，这些情况可以解释SZ信号的强度和形态以及相关的相关偏移相对于蜘蛛网银河本身。尽管即使在中度受干扰的系统中，ICM光晕和中央星系之间的轻度空间偏差也不令人惊讶，但这种位移的识别可以使我们对结构动态状态的观察性理解介绍（另请参见“下面与模拟的原始群体的比较”）。然而，可用的ALMA+ACA观察结果不允许对SZ检测的形成ICM的物理和热力学状态获得任何见解，例如，总计ICM储层的一部分已经热过度，该储层的总体病毒式状态，整体病毒式状态，总体贡献的相对贡献，以及大型批准，ICM的相对贡献，供应了ICM，ICM批准，供应量，供应量，供应量，供应量的繁殖额度原始ICM及其与原始星系的物理特性（或其不存在）。因此，确定确定成型ICM的复杂物理状态的相互交织过程的鲁棒表征将需要进一步改善原始群集的观察覆盖范围。

　　鉴于蜘蛛网原始群集的固有干扰性质，该系统的特征在于动力学SZ效应在集群内结构的方向上显着贡献，其相对于整个系统的平均体积运动，相对速度不可忽略不可忽略。特别是几项研究2。周一。不是。R. Astron。Soc。441，L1 – L5（2014）。与中央星系相比，这是一个相对的背景特征的证据。与观察到的SZ功能相对应的质量将需要完全取消其自身的热SZ效应，当假设Chandra X射线数据的温度估算值时，质量是一个速度。Miley等人报告的速度是Miley等人的速度，而这两种估计值与Lyα发射卫星成员的平均速度或蓝光分量的平均速度是通过光谱仪对近红外112（sinfoni）在很大的远程观察中的积分现场观察所测量的。同样，该地区的红移成员立即在蜘蛛网银河系中。 SZ效应相对于中央星系的不对称性可能是由于动力学贡献负贡献而导致总SZ降低的增强引起的。

　　尽管动力学SZ效应的显着贡献可以解释一些多频观测，但我们认为这可能不是唯一负责观察到的不对称性的过程。实际上，如果动力学SZ效应完全负责SPIDERWEB核心方向偏斜的SZ降低，则不应影响X射线发射。取而代之的是，我们确实观察了延长的光环和蜘蛛网星系之间的边际不对称性，也在蜘蛛网领域的Chandra X射线数据中，据报道，据报道，大部分扩展热发射的大部分在23，25中有23,25的温和转移，以朝北转移，朝北转移了与X射线信号相对于X射线信号的X射线信号（中央Agn（中央），该中央式板（参考了6个;参考了6;我们参考了lig ligeper a ligep a。al。，在准备中的手稿），以进行X射线数据处理的扩展描述）。然而，在主要核心的西南地区（对SZ病例的含量），观察到了整体X射线信号的进一步抑制，因此表明在形成簇内光环中存在局部耗竭。最近，Anderson等人8和Carilli等人9报告了延长无线电与蜘蛛网环境相互作用的直接证据，这可能导致弥漫性原始簇气体中的空腔膨胀。正如在局部冷核簇的核心中通常观察到的那样，浮力气泡的存在会导致X射线和SZ信号在空腔覆盖的有限区域的降低，这证明了它们的大部分压力是由于非热成分113，因此有助于在ICM降低ICM造成的Asmymmetry。

　　尽管潜在的可能很重要，但上面讨论的任何过程似乎都没有有效解释为什么原始ICM质心被相对于蜘蛛网星系被抵消（图3）和Lyα光环的中心（扩展数据的右图图6）和HαNebula49，而Spiderweb Galaxy在其中嵌入了spiderweb galaxy。在相对放松的系统中，中央星系实际上应该坐在原始群集复合物的重力孔中心，以及大多数经受病毒性的气体，而预计温暖的气星云则有8,9,47,48嵌入在延伸的热量中。However, the lack of strong evidence for dominant SZ or X-ray signatures from such a large-scale halo, in combination with the numerous measurements33,63,114 showing that the central approximately 70 kpc in the Spiderweb complex hosts a massive reservoir of atomic and molecular gas, hints at a substantial, possibly predominant presence in the core region of warm and cold gas phases rather than ionized gas at the病毒温度。Emonts等人115进一步报告了从蜘蛛网银河系周围的CO J = 1-0线发射中的尾巴的检测，被解释为与沿细丝沿着丝状的冷气的优先积聚有关。值得注意的是，这种发射的方向与SZ和X射线形态的不对称性相同。同时，过去的观察结果提供了蜘蛛网星系在其自身分子Halo33,114中的相对运动的证据，以及在原始成员的速度分布中具有大规模的系统不对称性，表示星系朝向中央星系14,19的星系流向了星系。这种运动还可以自然解释在中央射流8,9,48的两种相反喷气机的无线电形态中观察到的差异（见图3）。实际上，西部叶实际上与东部相比，与环境的互动更强。尽管最近的研究8,9基于对蜘蛛网星系的VLA观察结果令人满意地解释了这种行为，这是由于蜘蛛网银河周围密度场的不均匀性导致的，但实际上，不可能排除扩散式射内大气层内部宽度射电量的相对运动的总体贡献，总体上贡献了损害。All these hints, taken together, suggest that the shift between the bulk distribution of the proto-ICM and the Spiderweb galaxy may be the net result of the merging activity experienced by the system, with a multiphase subhalo or filament infalling into the cold, compact core from the east–northeast and causing a local enhancement of the SZ and X-ray signals through shock or adiabatic compression of the intracluster gas.

　　值得一提的是，原始ICM光环与蜘蛛网星系之间的明显位移可能表明AGN反馈在提供加热组装群内气体所需的能量支持方面的亚抑制作用。正如Tozzi等人23所报道的那样，在建立射频反馈制度中可能会观察到射电星系，并有可能提供低效的加热机制。我们可以使用Carilli等人提供的非热压力的估计值以及9×1060 ERG提供的非热能。通过ICM116的喷射繁殖模型表明，应将可比较的量沉积到震动的群内气体中。实际上，射流能量ENTH与封装无线电飞机的大约60 kpc球内的ICM热能相当。这意味着机械能可能对来自同一区域的气体（和SZ通量）的热力学产生不可忽略的影响。但是，为了有效地影响ICM的热能在几个1013 m的群集至R500的群集中，该射流必须在较长的时间内运行。总而言之，尽管有广泛的证据为中央AGN和组装环境之间的主要交叉交流7,8,9,20,25,117，但可用的数据仍然不允许在AGN供暖（例如，作为Inflall和主要合并作为Inflall和主要合并）对系统的整体热能预算的相对贡献（VERSUS的相对贡献）的确定答案。因此，对AGN – ICM系统的能量和热力学的研究将推迟到未来的研究。

　　Finally, it is important to note that the correspondence of the dominant features and, in particular, of the lack of thermal signal to the west of the Spiderweb galaxy in both the X-ray and SZ data (see central panel of Extended Data Fig. 6) exclude that any potential undersubtraction of the signal from the extended radio source could have a dominant effect on our results (see, for example, ‘Nested posterior sampling’ above for a collection of tests on the model重建）。然而，改进我们的重建将需要更广泛的观察覆盖范围，包括更深层次的X射线和多频SZ测量以及更高的角度分辨率，尤其是后者。值得注意的是，测得的集成的康普顿y参数 - 对应于100 GHz时的SZ磁通密度约为0.6 mjy。但是，此类测量几乎没有达到当前生成的分辨率分辨率毫米波的设施。

　　前面部分中介绍的参数建模具有基本优势，即对蜘蛛网原始群集的平均特性提供直接且高度的信息表征（例如，晕圈质量）。然而，由于使用灵敏度限制的测量进行了进行模型重建所需的许多简化假设，因此我们分析中使用的分析模型无法描述簇内气体的更细节。此外，目前文献中可用的ICM压力曲线的所有模型均在与SpiderWeb ProtoCluster不同的质量或红移范围内的系统上进行校准。实际上，我们仍然缺乏源自平均热力学分布的观察性考虑因素，尤其是z 2处的星系簇和原始群集结构的特征压力曲线的观察性考虑因素。

　　参数建模的缺点促使使用流体动力学模拟对在蜘蛛网系统的ALMA+ACA观测值中测得的SZ信号的性质进行更彻底的探索。我们再次强调，该分析仅具有与在宇宙学环境中进化的物体的数值预测进行定性比较的范围，而没有任何假装识别和分析蜘蛛网复合物的确切数值等效物。在这项工作中分析的模拟原始群体取自“ Dianoga”模拟SET18。特别是，这些区域包括Z = 0时的五个区域，其大小在25-40个com comoving MPC H-1的范围内，从父1 H-1 GPC3 Dark-Matter-Master-Master-ossmological体积围绕五个巨大对象（Z = 0范围为Z = 0（5.636-8.8.8.811）（5.636–8.8.811）×1014 m H-1）。以高分辨率的N体流体动力代码OpenGADGet3重新量化（黑色的水动力代码分别为3.4×107 H-1 m和6.1×106 H-1 M）。除流体动力学外，还通过平滑粒子流体动力学的改进的版本118来描述，这些模拟还包括辐射冷却，恒星形成，恒星形成，化学富集和能量反馈以及超新星和AGN的能量反馈（我们是指Planelles等人17和Bassini等。对于此特定样本）。

　　高分辨率区域足够大，可以解决几个光环，其中一些（但不是全部）是在z = 0处选择的主要簇的祖细胞。为了进行此比较，我们选择了所有质量M500 1.3×1013 m在z = 2.16时的系统，对于27个不同的样品，我们选择了Z = 2.16。使用映射软件SMAC（参考文献119）在相应的快照上生成SZ地图，并投影到可见度平面上。我们注意到，为了简化比较，仅考虑热成分而生成预测的SZ映射，并且不包括任何动力学SZ项。尽管与SpiderWeb复合物相对于模拟的原始簇的形态特性和动力学状态的特定差异显着差异，但图2表明，模拟质量的模拟Halos在参数估计中的模拟Halos的模拟紫外线配置文件（大约3×1013 m）与Alma+Aca+ACA测量相同（大约3×1013 m）。

　　To further gain visual insight into the simulated protoclusters, we produce synthetic maps by projecting the simulated ALMA+ACA visibilities back into the image space, consistent with the imaging-reconstruction process of Extended Data Fig. 6. Three out of the full sample of simulated clusters are shown in Extended Data Fig. 7, with one specifically selected as exhibiting a SZ footprint resembling that observed for the Spiderweb protocluster, one as模拟集中最庞大的光环，另一个显示出SZ峰和光环中心之间的位移，类似于SZ信号和蜘蛛网复合物中的中央星系之间观察到的位移。我们检查了整个样品，深色晕孔和相应的主要星系之间的物理位移永远不会大于6 kpc，比在蜘蛛网原始群集中观察到的SZ-galaxy位移小的数量级要小。在有关这种偏移的讨论的背景下，可以认为每个模拟光环的光环质心和星系被认为是一致的。为了引入逼真的噪声并最佳地反映了可用观测值的噪声特性，我们通过更改随机选择的一半可见性的符号来钉刀。这种类似噪声的实现最终将其添加到理想化的SZ数据中。与上述紫外线结果一致，我们可以根据ALMA+ACA数据中测得的SZ信号的SZ表面亮度的平均幅度观察到总体一致性（扩展数据图6）和模拟低质量系统的估计值。我们注意到，特定投影轴的选择仅对测得的SZ振幅有很小的影响。在整个样本中，与不同投影相关的峰值和平均SZ信号的变化均显示RMS的变化约为10％， 仅在三种情况下，最多达到30％左右，对应于表现形态障碍的物体。

　　无论如何，在这种比较中最重要的是，有可能了解射电压滤波对观察到的SZ信号分布的影响明智的理解。在图7的扩展数据的底行中显示的具体情况下，我们可以观察到，SZ分布与相应的深色物体光环的中心之间的位移（进而与结构中最大的星系的位置大致相吻合）是由无线电抑制的灯泡抑制，对散装的射击量夸大了，相对较大的syses syses s s s s s s s s s s s s s s s s s s s s sz sz sz sz sz insz insz。最终结果是局部SZ不对称的增强，最终推动了观察到的ICM形态的定义。实际上，观察到的偏移并不表示ICM和蜘蛛网银河系之间的绝对位移，而是压力分布峰与宽度银河系的位置不匹配，这是受干扰系统的典型特征。

　　显然，要将这种比较超出唯一的定性分析，并对观察到的SZ信号进行了稳健的横向特征，则需要更广泛地探索可用流体动力模拟中模型参数空间的更广泛探索。但是，这样的详细调查将推迟到以后的工作。