Helium white dwarf in PSR J0751+1807; too cool, in PSR J1012+5307; too hot?
讨论了短轨道周期毫秒双星PSR J 0751 +1807和PSR J 1012 +5307中低质量氦核白矮星的冷却历史。Alberts等人估计的修正冷却年龄与PSR J1012+5307的年龄估计一致,消除了自旋下降年龄和冷却年龄之间的差异。然而,如果我们接受这个模型,那么脉冲双星系统PSR J 0751 +1807中的氦白矮星一定比观测到的要热得多。我们认为,这种差异可能会得到解决,如果在PSR J 0751 +1807中的二级恒星从其罗氏瓣脱离后,恒星由于脉冲星照射而失去了氢包层。当氢燃烧停止时,白矮星的冷却速度将比氢燃烧外壳的厚氢包层快得多。我们讨论了几种可能性来解释两个系统中白矮星不同的冷却历史。
2000-10-11 astro-ph
Redistributing hot gas around galaxies: do cool clouds signal a solution to the overcooling problem?
我们提出了一对高分辨率的光滑粒子流体动力学(SPH)模拟,探讨银河系大小的星系周围的热气体的演化和冷却行为。模拟包含相同的重子总质量和相同的初始气体密度分布的其他。第一个是初始化的低熵热气晕的曲线的暗物质,第二个是初始化的高熵热晕与核心的密度分布可能是预期的模型与预热反馈。星系形成的过程因初始设置的不同而有很大的不同。虽然低熵晕主要从中心区域迅速冷却,但高熵晕在~4 Gyr内是准稳定的,并最终通过~100 kpc距离的云的破碎和下沉而冷却。低熵晕的X射线表面亮度比目前的极限亮100倍,由此产生的盘状星系包含了系统中一半以上的重子。高熵晕的X射线亮度与观测结果一致,压力限制云的扩展分布让人想起观察到的人口,最后一个盘星系的质量是低熵模拟中形成的盘的一半,比角动量多50%。最后的高熵系统将其大部分重子保留在低密度的热晕中。热晕中有微量的冷的、大部分电离的、压力受限的云,在冷却10 Gyr后,这些云中含有约10%的重子。高熵晕中HI和MgII吸收云的覆盖率分别为~0.4和~0.6,尽管大部分为盘生长提供燃料的质量是电离的,因此在HI调查中会被低估。
2009-04-06 astro-ph
Simulations of Hot Bubbles in the ICM
本文综述了具有冷却流的星系团中团内介质的一般性质,特别是由一个强大的活动星系核(AGN)注入热等离子体对团内介质的影响。据观察,在某些情况下,热等离子体在ICM中产生空腔,这些空腔最终分离并上升,也许是有害的。由上升的气泡引起的气体动力学可以帮助解释在具有冷却流的团簇中没有冷却的气体组分。这种情况下,探索使用数值模拟。
2004-09-15 astro-ph
Suzaku Observation of the Ophiuchus Galaxy Cluster: One of the Hottest Cool Core Clusters
我们提出了分析朱雀观测的蛇夫座星系团。我们确认了这个星系团有一个很冷的核心。当团内介质(ICM)的温度向中心降低时,金属丰度增加。除了核心(r<~50 kpc),星系团是热的(~9-10 keV),当r<~1 Mpc时几乎是等温的;后者与以前的研究相矛盾。我们没有探测到星系团中ICM红移的变化,速度差的上限为3000 km/s。X射线谱中的铁谱线比率表明ICM已达到电离平衡态。从这些结果中,我们得出结论,蛇夫座星系团不是一个主要的合并集群,但最热的集群之一,具有一个冷的核心。我们得到的上限的非热发射的集群,这是符合最近声称的检测与INTEGRAL和最近的上限与斯威夫特/BAT。如果星系团有明亮的非热辐射,正如INTEGRAL测量所建议的那样,它可能不是由于最近的一次主要的星系团合并。
2008-06-23 astro-ph
Regulation of thermal conductivity in hot galaxy clusters by MHD turbulence
重新研究了热传导在调节星系团冷却流热行为中的作用。最近的研究表明,在稀等离子体中,由磁场引起的各向异性库仑热通量驱动动力学不稳定性。冷却流理论的一个长期存在的问题是理解热传导如何抵消辐射芯损耗而不完全防止它们。在这封信中,我们提出,磁流体动力学湍流驱动的热通量不稳定性调节场线绝缘和驱动器的反向对流热通量,这两者都可以调解的热集群的冷却核心的稳定。该模型表明,湍流混合应伴随着冷却流中的强热梯度。这一预测似乎得到了支持的金属在星系团的中央星系的空间分布,这表明了一个更强的相关性比与母恒星星族的环境热气体温度梯度。
2008-06-05 astro-ph
Between Cool Stars and Hot Planets: Origins of Brown Dwarfs
褐矮星,跨越恒星和行星之间的质量范围,似乎在太阳附近和恒星形成区域都很常见。它们的普遍存在使得它们的起源问题对于我们理解褐矮星本身以及恒星和行星形成理论都很重要。对年轻的亚恒星物体的研究可以提供对其形成和早期演变的宝贵见解。在这里,我报告的最新结果,从我们的观测计划在凯克,VLT和麦哲伦的磁盘和吸积性质的年轻棕矮星。我们发现令人信服的证据表明,他们经历了类似于他们的恒星同行的金牛座T阶段。
2003-10-28 astro-ph
Hot Bubbles in Cooling Flow Clusters
随着钱德拉和XMM-牛顿X射线天文台观测到更多具有中心射电源的星系冷却流团,(与射电辐射一致的X射线低发射区)。这些气泡被明亮的X射线辐射壳层包围,目前还没有发现强烈冲击的证据。使用分析方法和一些简化假设,我们导出了气泡的大小、位置以及气泡与周围介质的密度差与气泡的冲击历史之间的关系式。这些可以直接应用于新的观察。我们发现,现有的观测结果与过去发生的轻微冲击相一致,并且与X射线壳层中的大部分冷物质在星团中心被冷却,然后被射电源向外推。强烈的冲击被排除,除非它们发生在1 Gyr之前。我们还讨论了瑞利-泰勒不稳定性以及一个泡沫膨胀成一个旧的泡沫产生的前一个周期的无线电活动的情况下。
2002-01-19 astro-ph
Are X-ray Clusters Cooled by Heat Conduction to the Surrounding Intergalactic Medium?
我们表明,X射线集群将大大超过哈勃时间的热量从他们的热内部运输到他们的信封,如果没有严重抑制的热导率相对于斯皮策值由于磁场。为了使观测到的热X射线团的丰度与流行的宇宙学模型的预测相一致,这种抑制是必需的。如果类似或更强的抑制因子应用于集群核心,则热传导不可能是阻止那里的冷却流的机制。
2002-04-29 astro-ph
From Young and Hot to Old and Cold: Comparing White Dwarf Cooling Theory to Main Sequence Stellar Evolution in Open Clusters
我探讨了目前的能力,白矮星冷却理论和恒星演化理论,以准确地确定恒星星族年龄比较使用这两种技术的疏散星团的年龄范围从0.1至4 Gyr。我发现白矮星和主序星演化年龄在整个年龄范围内,目前可供研究的协议。我还发现,直接比较主序关闭年龄的白矮星年龄是只有弱敏感的实际水平的错误,在集群的距离,金属丰度,和红化。白矮星和主序星年龄之间的额外详细比较有巨大的潜力来完善和校准这两个重要的时钟,我提出了新的模拟有前途的疏散星团目标。对这些白矮星研究最苛刻的要求是非常深(V > 25-28)的星团观测,这是最古老的白矮星的昏暗所必需的。
2005-02-14 astro-ph
The Effect of Cooling on the Density Profile of Hot Gas in Clusters of Galaxies: Is Additional Physics Needed?
我们使用高分辨率的流体动力学模拟调查星系团中的热气体的密度分布,采用冷暗物质宇宙学的一个变种,并采用宇宙学的N体/平滑粒子流体动力学代码遵循暗物质和气体的演化。除了引力相互作用,气体压力和冲击加热,我们在计算中包括韧致辐射冷却。动力学时间,两体弛豫时间,和冷却时间的模拟进行检查,以证明结果是免费的人工弛豫效应和时间步长足够短,准确地遵循系统的演变。在标称分辨率为66 h ^{-1} kpc的模拟中,计算出的团簇看起来正常,但在更高(因子2)的分辨率运行中,冷却是如此有效,以至于最终的气体密度分布显示出朝向团簇中心的急剧上升,这在真实团簇中没有观察到。此外,7 \times 10^{45}尔格·秒^{-1}的X射线光度远远超过任何计算温度的星团。对这种差异最合理的解释是,模拟中仍然缺少一些物理过程,这些物理过程实际上减轻了冷却效应,并在中心附近气体的热和动力学演化中发挥了关键作用。其中有希望的候选过程是热传导和来自超新星的热输入。我们将讨论这些过程在多大程度上可以改变气体的演变。
1998-11-10 astro-ph
Photospheric Abundances of the Hot Stars in NGC1399 and Limits on the Fornax Cluster Cooling Flow
我们目前的远紫外光谱的巨大椭圆星系NGC 1399,获得远紫外光谱探测器。在所有静止的椭圆星系中,NGC 1399具有最强的已知“紫外线上升”--一个2500 A的急剧光谱上升。现在已经确定这种辐射来自热水平分支(HB)恒星及其后代;然而,这些恒星的化学成分一直是长期争论的主题。在对任何椭圆星系的观测中,我们的光谱第一次清楚地显示了在紫外线上升区的光球金属吸收线。N的丰度为45%太阳能,Si为13%太阳能,C为2%太阳能。这种丰度异常是引力扩散的自然结果。这些光球丰度落在银河系场的亚矮星B的观测范围内。虽然NGC 1399位于天炉座星系团的中心,但我们没有发现O VI冷却流排放的证据。1032,1038辐射的上限为3.9E-15 erg/s/cm ~ 2,相当于0.14 M_sun/yr,比NGC 1399 X射线光度的简单冷却流模型预测的值要小。
2002-02-19 astro-ph
Structured Red Giant Winds with Magnetized Hot Bubbles and the Corona/Cool Wind Dividing Line
通过MHD模拟,我们研究了中低质量恒星从主序星(MS)到红巨星分支(RGB)阶段的质量损失。阿尔芬波由表面对流激发,向外传播,通过非线性过程耗散,加速和加热星风。我们动态地对待这些过程中的开放磁场地区的光球25恒星半径。当恒星演化到分界线(Linsky & Haisch)稍偏蓝的位置时,温度约为1 MK的稳定热日冕突然消失。相反,由于热不稳定性,在冷的(T<~2x10^4K)色球风中形成了许多热的(~ 1 MK)和暖的(~10^5K)气泡;红巨星风不是稳定的流,而是结构性的外流。因此,RGB恒星的质量损失率\dot{M}随时间变化很大,变化幅度为3-4个数量级。在磁压力的支持下,可以保持较低的热气泡密度,以减少辐射冷却,并保持高温长时间。即使在分界线的红色部分,热气泡也间歇性地存在,它们可以是混合恒星的紫外线/软X射线辐射源。在RGB恒星的光球层上方形成了几乎静止的区域,恒星风从几个恒星半径有效地加速。然后,风速比表面逃逸速度小得多,因为它由该位置的较慢逃逸速度调节。最后,我们推导出一个方程,确定\dot{M}从能量的模拟波驱动风在前进的方式。该关系式解释了\dot{M}从MS到RGB的变化,对主要针对更亮恒星的赖默斯公式可以起到补充作用。
2007-02-28 astro-ph
Flash Mixing on the White Dwarf Cooling Curve: Understanding Hot Horizontal Branch Anomalies in NGC 2808
我们提出了一个紫外CMD跨越热水平支(HB),蓝离散,和白矮星人口的球状星团NGC 2808。这些数据是由太空望远镜成像光谱仪(STIS)获得的。虽然NGC 2808以前的光学CMD在热HB群体中显示出高温间隙,但在我们的UV CMD中没有明显的这种间隙。相反,我们发现一个人口的热亚发光HB星,一个异常只有以前报道的球状星团欧米茄岑。我们的模拟表明,这些亚发光的恒星在紫外CMD的位置,以及沿HB在光学CMD的高温差距,可以解释,如果这些恒星经历了一个后期的氦核闪光,而下降的白矮星冷却曲线。我们表明,由这样一个晚他闪光产生的对流区将渗透到H信封,从而混合H到热的He燃烧的内部,在那里它被迅速消耗。这种现象类似于在氦壳层闪光后产生缺氢恒星的“重生”场景。闪光混合的信封大大提高了信封的He和C丰度,并导致,反过来,在HB有效温度的不连续增加在规范和闪光混合星之间的过渡。我们认为,热HB间隙与理论上预测的HB属性的二分法。此外,这些丰度变化引起的出射光谱能量分布的变化是解释热亚亮HB星的主要原因。虽然需要进一步的证据来证实,一个晚的He核心闪光可以占亚发光HB星和热HB差距,我们证明,这些恒星的理解需要使用适当的理论模型,其演变,大气和光谱。
2001-08-02 astro-ph
The Hot Gas Environment of the Radio Galaxy 3C 388: Quenching the Accumulation of Cool Gas in a Cluster Core by a Nuclear Outburst
我们目前的结果,从35 ks { \em钱德拉}/ACIS-I观测的热ICM周围的FR II射电星系3C 388。3C 388驻留在ICM温度为$\sim$ 3.5 keV的集群环境中。我们在ICM中检测到与射电叶一致的空洞。这些空穴的焓是$\sim1.2\times10^{60}$尔格。气体因波瓣膨胀而做的功为$\sim3\times10^{59}$尔格,或$\sim$ 0.87 keV/粒子,直至波瓣半径。在目前的温度下,星系团中心的气体的辐射时间尺度是几个Gyrs。在爆发之前,核心的气体可能更冷,密度更大,所以冷却时间要短得多。因此,我们很可能正在目睹射电星系爆发对星系团冷却流的淬灭。叶瓣的机械功率至少比冷却半径的辐射损失大20倍。类似功率的爆发加上$\sim$ 5%的占空比将足以在哈勃时间内持续重新加热星团核心,并阻止任何大量气体的冷却。爆发的机械能也比活动核的X射线光度或裂片的射电光度大约大两个数量级。射电波瓣的均分压力比周围介质的压力低一个数量级以上,这表明波瓣的压力是由GHz频率辐射的相对论电子以外的东西主导的。
2005-11-29 astro-ph
Binarity in Cool Asymptotic Giant Branch Stars: A Galex Search for Ultraviolet Excesse
Cornell University(康奈尔大学);Universidad Complutense de Madrid(马德里康普顿斯大学);Instituto de Estructura de la Materia-CSIC(物质结构研究所-CSIC)
通过GALEX紫外观测发现9颗晚晚渐近巨星分支星存在远紫外过量,可能由热伴星或周围热吸积盘引起,为理解行星星云形态多样性提供新线索。
2008-07-12 astro-ph
Heating Hot Atmospheres with Active Galactic Nuclei
星系团中热气的高分辨率X射线光谱显示,气体并没有以每年数百到数千个太阳质量的预测速度冷却到低温。X射线图像揭示了热气体中的巨大空洞和激波锋面,这为测量活动星系核(AGN)注入热大气的能量提供了一种直接和相对可靠的方法。在孤立的巨型椭圆星系中,以及在最大的星系团中,平均射电喷流功率接近抵消辐射损失和抑制冷却所需的功率。这种巧合表明,加热和冷却是通过反馈耦合的,这抑制了恒星的形成和发光星系的生长。射流能量如何转化为热量,以及其他加热机制的作用程度,例如。热传导,并没有很好地理解。爆发的能量需要大量的后期生长的超大质量黑洞。除非所有抑制恒星形成所需的大约10E62 erg都沉积在星团的冷却区域,否则活动星系核的爆发必定会改变星团内介质的大尺度性质。
2007-09-13 astro-ph
Turning cool star X-ray spectra upside down
H1504+65是一颗年轻的白矮星,有效温度为200,000 K,是有详细大气模型分析过的最热的后AGB恒星。钱德拉LETG+HRC-S光谱揭示了迄今为止从恒星光球记录到的最丰富的X射线吸收线光谱。在这个极热的光球层中的谱线形成区域产生了许多吸收跃迁,这些跃迁在冷的恒星日冕中的发射中也被观察到。我们对H1504+65与南河三、α-Cen A和B的Chandra光谱进行了详细的比较。热白矮星的最新非LTE模型光谱使我们能够从高度电离的O、Ne和Mg中识别出大量的吸收线。反过来,这些特征使我们能够确定日冕线,其起源是迄今为止未知的。
2004-10-28 astro-ph
Interaction of Radio Lobes with the Hot Intracluster Medium: Driving Convective Outflow in Hydra A
长蛇座A的射电瓣位于一个空洞内,周围环绕着一个增强的X射线辐射的边缘。虽然明亮的边缘看起来比周围的气体更冷,但现有的钱德拉数据并不排除边缘是由弱激波产生的可能性。温度图显示冷气体沿着长蛇座A的射电轴向外延伸。射电源的年龄和射电波瓣的均分压力反对冲击,与英仙座星团中类似结构的比较也表明边缘是冷的。我们表明,冷亮边不可能是激波诱导冷却的结果,也不可能是激波中的磁场作用的结果。低熵(冷)气体最可能的来源是上升空腔的夹带。这就需要一些方法来将空腔上的浮力传递给周围的气体。如果法拉第屏主要在这个明亮的边缘,那么在九头蛇A中产生法拉第旋转所需的磁场具有适当的特性。在长蛇座A中,由于上升的空洞而产生的质量外流可能足以平衡冷却驱动的流入,从而防止低熵气体在星团核心中的积累。
2001-10-24 astro-ph
Hot Neutron and Quark Star Evolution
致密天体物理学是理论研究中非常活跃的发展分支之一,因为仔细分析这些天体内部结构的不同模型,它们的演化特征以及与现代观测数据的比较,可以区分关于极端条件下物质状态的各种推测。讲座提供了一个概述的问题,中子星冷却演化。本文从微观模拟的背景出发,讨论了中子星冷却模拟的方案和必要的输入,以呈现混合中子星的表面温度-年龄特征,包括冷却过程的主要调节因子的确定,中微子的产生和扩散问题。
2005-06-22 astro-ph
Signatures of Energetic Protons in Hot Accretion Flows: Synchrotron Cooling of Protons in Strongly Magnetized Pulsars
热的双温吸积流的存在对于最近关于星系双星中吸积中子星和黑洞以及低光度星系核中大质量黑洞的低光度硬X射线辐射的讨论是必不可少的。在这些流动中,质子基本上是维里化的,并且可能是非热质子的相对论能量。高能质子存在的观测确认可以进一步支持双温吸积流模型。我们指出,非热相对论质子的同步辐射可以提供强磁化中子星系统的观测信号。磁矩为$\sim 10^{30} G cm^3$的吸积中子星的自吸收同步辐射在ν~10**15 Hz处的光谱为νI_ν~ ν**2,光度约为几× 10^**33(L_x/10**36 erg/s)**0.4 erg/s,其中L_x为中子星表面的X射线光度。在4U 1626-67和GX 1+4等脉冲星系统的低光度状态下,在光学和紫外波段探测到预期的同步辐射特征,可以证明在它们的自旋下降事件期间存在热的双温吸积流。在4U 1626-67中检测到的光发射的光谱形状和光度水平非常接近我们的预测。
1999-05-17 astro-ph
Cool Companions to Hot White Dwarfs
我们描述了一个近红外光度搜索冷红矮星的同伴热EUV检测到的白矮星(WD)。虽然在最近的EUV全天空巡天中发现了一些复合系统,但我们开发了一种红外技术,可以进一步探测主序列,检测更多的同伴。我们使用详细的DA模型大气拟合光谱来预测K的大小和距离,与之相比,我们的近红外观测。我们的光度测量揭示了10个在J和K上都显著过量的DA。其中一半是新发现的,很可能是以前未被识别的双星系统。红矮星伴星的红外过量频率和质量估计都与白矮星质量无关,如果白矮星的EUV探测能力或质量受到伴星的显著影响,这可能是可以预期的。这些系统的红外光谱应该有助于确定冷同伴的质量和光谱类型,可能导致红外过量,从而更好地估计双星的质量比分布。计数以前已知的二进制,并解决对,我们发现总的二进制部分的样本是至少三分之一。由于大多数WD祖先的初始质量大于约2个太阳质量,因此,我们提供了一个光度测量的二进制部分的高质量恒星,这将是难以执行的高质量主序星。我们估计90%的同伴是K型或更晚的类型。
2000-04-07 astro-ph
Formation of cold molecular filaments in cooling flow clusters
在英仙座星系团\cite{salome06}的冷却流中心的新CO观测显示了分子气体与先前探测到的H- $α$细丝\cite{conselice01}的明确相关性。在这张海报中,我们提出了英仙座星系团的高分辨率多相模拟,考虑到活动星系核的反馈形式的热浮力气泡。这些模拟表明,大量的气体可以在远离中心的地方冷却。活动星系核的反馈提供了一些加热,但也触发了热气体压缩,这有利于冷却(正反馈),即使在高半径($R>30 \rm{kpc}$)。冷却的气体流入团簇核心,形成观察到的细丝。
2006-10-31 astro-ph
X-ray thermal coronae of galaxies in hot clusters -- ubiquity of embedded mini cooling cores
本文利用CHANNEL的档案数据,对157个早型星系和22个晚型星系中的X射线热日冕进行了系统的研究,这些星系来自于25个热(kT>3 keV)的邻近星系团(z<0.05)。冷星系冕(kT=0.5-1.1 keV)已经被发现是非常常见的,在比2L* 更亮的NIR选定星系中>60%,在L* <LKs < 2L* 星系中>40%。这些嵌入在热星团中的日冕通常比环境较差的日冕更小(半径为1.5 ~ 4 kpc),亮度更低(<~ 10^41 erg s^-1),质量也更小(10^6.5 ~ 10^8 M_solar}),这表明了热星团环境对星系日冕的负面影响。尽管如此,这些日冕仍然设法生存ICM剥离,蒸发,快速冷却,和强大的活动星系核流出,使它们成为一个丰富的信息来源,气体剥离,微观运输,并在集群环境中的反馈过程。通过冕边界的热传导必须被抑制超过100倍,这意味着早型星系中的X射线气体是磁化的,磁场在能量传递中起着重要作用。通过传输过程(粘性或湍流)的剥离也需要在日冕边界处至少抑制十倍。在我们的样本中,22个晚型(Sb或更晚)星系中至少有8个也发现了弥散热日冕。在四个晚型星系中发现了ICM压力引发的恒星形成增强的证据。在我们的样品中,发光的X射线活动星系核(>10^41尔格·s^-1)所占的比例并不小(~ 5%)。
2006-11-14 astro-ph