"Listening" To Cluster Cooling Flows: Radio Emission and the Cluster Environment
本文综述了具有冷却流的星系团的射电连续谱性质及其与X射线环境的关系。我们发现，60-70%的冷却流中的cD星系是无线电响亮的，比14%的典型集群椭圆形高得多的分数。新的ROSAT HRI观测揭示了各种有趣的相关性和内部冷却流和无线电形态的X射线结构之间的关系。射电等离子体对星系团冷却核心的内部结构有很强的影响，因为几乎所有具有中心射电源的冷却流星系团都具有非对称的X射线结构。本文对冷流大气中的射电喷流进行了数值模拟。我们还讨论了通过集群集群合并破坏冷却流的前景，使用新的水力/N体模拟，其中包括辐射冷却。
1996-09-24 astro-ph
Spitzer Observations of the Brightest Galaxies in X-ray-Luminous Clusters
研究了位于X射线发光星系团核心的最亮星系团（BCGs）在0.15 < z < 0.35处的红外光谱性质。与其他大质量的早型星系相比，大多数的BCGs并不是特别的红外发光，这表明星团环境对BCGs的红外发光影响很小。然而，例外的是样本中三个X射线最亮的簇中的BCG，A1835，Z3146和A2390。这些BCGs的光谱能量分布（SED）中有一个显著的远红外峰，其中两个（A1835和Z3146）可以被归类为亮红外星系（LIRGs：L_{IR} > 10^{11} L_{sun}）。虽然射电活动星系核被发现是普遍的BCGs，这三个BCGs的红外光度，从红外SED签名判断，很可能是由恒星形成。考虑到具有较短辐射气体冷却时间的星团拥有更多红外发光的BCGs的总体趋势，增强的恒星形成可能是由冷却的星团气体吸积到BCGs上引起的。
2006-03-24 astro-ph
Optical Variability of the Three Brightest Nearby Quasars
我们报告的相对光学变化的三个最明亮的类星体，3C 273，PDS 456，和PHL 1811。这三颗行星的绝对星等相当，但PDS 456和PHL 1811是无线电宁静的。PDS 456是一个宽线天体，而PHL 1811则被归类为高光度窄线塞弗特1（NLS 1）。这两个射电宁静类星体在几天的时间尺度上都表现出显着的变化。3C 273和PDS 456的季节性均方根V波段变化幅度无法区分，3C 273在30年的监测中仅超过PHL 1811的季节性均方根变化幅度一次。我们没有发现任何证据表明3C 273的光学变化大于或快于相对明亮，无线电安静的类星体的变化。这表明射电强活动星系核和射电静活动星系核不仅具有相似的光谱能量分布，而且其变率机制也是相似的。3C 273的光学可变性不受“blazer”组分的支配。
2006-12-30 astro-ph
Radio Jets in Cooling Cores
几乎每一个强冷却核心都包含一个活跃的射电星系。结合无线电和X射线图像揭示了戏剧性的相互作用，这是发生在无线电喷流和中央集群等离子体之间。通过将新数据与理论模型进行比较，原则上至少可以回答两个重要问题。首先是无线电喷流如何在冷却的核心环境中传播和破坏：为什么这些星团中心的无线电源不寻常？第二个是射电喷流对冷却核心的影响：它对核心的能量重要吗？由于新的数据，我们开始能够回答这些问题。
2004-05-02 astro-ph
Radio Galaxies in Cooling Cores: Insights from a Complete Sample
我们用VLA观测了一个新的、完整的、冷却的核心样品，以了解中央星系中的大质量黑洞如何与局部星系团等离子体相互作用。我们发现，每个冷却核心目前正在由一个活跃的无线电射流，这可能是不稳定的，它与冷却核心的相互作用。我们认为，目前的模型冷却核心射电星系需要改进之前，他们可以用来确定的速度，喷流加热冷却核心。我们还认为，我们在许多冷却核心星系团中看到的扩展无线电晕需要扩展，在原位re-brake，这不能仅仅由中央星系提供。
2006-12-04 astro-ph
Radio Galaxies in Cooling Cores
目前活跃的射电星系位于几乎每个强冷却核心的中心。它对冷却核心有什么影响？它的影响是否足以抵消这些核心中应该发生的辐射冷却？为了回答这些问题，我们需要知道无线电喷流携带多少能量到冷却核心;但我们没有办法直接测量喷流功率。因此，我们需要了解射电源如何随时间演变，以及它如何辐射，以便使用数据来确定喷流功率。当一些简单的模型与数据进行比较时，我们了解到星团中心的射电星系可能在冷却核心方面具有重要的能量-但不一定占主导地位。
2003-09-30 astro-ph
On the influence of radio galaxies on cooling flows: M87 and Cygnus A
总结了Chandra对M87和天鹅座A周围星系团内介质的研究结果。
2002-11-25 astro-ph
Cooling Flows and Radio Mini-Halos in Clusters of Galaxies
我们申请无线电迷你晕候选人的电子再加速模型在冷却流（Gitti，Brunetti和Setti 2002）。与模型的基本思想相一致，我们发现，所需的功率的电子人口的再加速的最大功率，可以从冷却流（估计的基础上的标准模型）中提取的只是一小部分。观测上，我们注意到，最强的无线电迷你晕被发现与最强大的冷却流，冷却流功率的数量级大于综合无线电功率。新的钱德拉和XMM-牛顿估计的$\dot{M}$对这一趋势可能产生的影响被认为是：我们的结论是，即使较早得出的冷却速率被高估，冷却流功率仍然远高于无线电功率发射的迷你晕。
2003-09-29 astro-ph
X-ray Structure in Cluster Cooling Flows and Its Relationship to Star Formation and Powerful Radio Sources
对钱德拉的第一批冷却流团图像的分析发现，冷却速率比以前认为的要小。冷却可能优先发生在中央星系团的恒星形成区域附近，在那里，局部冷却和恒星形成速率在几个因素之内。星系团中央星系的射电源与热的星系团内气体相互作用，并经常取代它们。在钱德拉图像中看到的X射线"气泡“被用来测量沉积到周围环境中的能量射电源的数量，它们可能作为古代射电源活动的化石记录而存在。气泡是将磁场从巨大的黑洞输送到星系团外围的容器。
2001-05-31 astro-ph
X-ray and Radio Interactions in the Cores of Cooling Flow Clusters
我们提出了高分辨率ROSAT X射线和无线电观测的三个冷却流集群包含陡峭的频谱在其核心的无线电源。所有这三个系统都表现出强烈的迹象，无线电等离子体和热的团内介质之间的相互作用。两个星系团A133和A2626显示出增强的X射线发射，在空间上与射电源一致，而第三个星系团A2052则显示出大部分射电源周围的大面积X射线过量区域。使用3-D数值模拟，我们表明，通过冷却流大气传播的扰动射流可以引起无定形的无线电形态，特别是在射流被“关闭”并允许被动老化的情况下。此外，模拟的X射线表面亮度产生的过剩和赤字，观察。
1999-10-07 astro-ph
Search for cold gas along radio lobes in the cooling core galaxies MS0735.6+7421 and M87
本文报道了对室女星系团中一个遥远的冷核星系MS 0735.6 +7421和最近的冷核星系M87的CO观测。这两个星系都包含无线电腔，被认为是负责加热，可以调节或停止周围气体的冷却。在这个反馈过程中，沿着灯丝，沿着无线电腔的边界，仍然可能有一些气体冷却。已知分子气体存在于具有冷却核心的星系团中，在由中心活动星系核膨胀的上升气泡后面形成的细长细丝中。我们在这两个星系射电叶的几个位置上搜索了CO辐射，但只发现了上限，这对应于MS 0735.6 +7421中每个指向的冷气质量极限为10^9 Msol，而M87中每个指向的冷气质量极限为10^6 Msol。这种未被探测到的现象意味着，要么是活动星系核反馈强烈地减弱了冷却，要么是气体在非常局部的地方冷却，比如细丝状物，可能在MS 0735.6 +7421的大束流中被稀释。对M87来说，活动星系核的加热似乎已经完全停止了冷却。
2008-06-27 astro-ph
The interaction of radio sources and cooling flows
许多星系团的X射线辐射显示出表面亮度的中心峰值与温度的下降相一致。这些表征冷却流。在这些区域的中心通常也有一个无线电源。来自钱德拉的数据现在使我们能够绘制射电源和集群内介质之间的相互作用。初步工作显示，在射电瓣之外没有任何气体加热的迹象，这些气体通常缺乏较冷的气体，因此看起来像洞。在围绕3C84的英仙座星团中，最冷的X射线发射气体出现在紧邻内射电瓣的地方。
2001-03-23 astro-ph
Radio Triggered Star Formation in Cooling Flows
位于星系团冷却流中心的巨大星系通常是恒星形成的活跃场所。在某些情况下，恒星的形成似乎是由星系的射电源触发的。年轻族群的颜色和光谱指数通常与短持续时间的爆发或持续时间远小于1 Gyr的连续恒星形成一致，这小于假定的冷却流年龄。恒星形成的性质是不一致的燃料由一个不断吸积冷却流，虽然恒星形成的流行是一致的重复爆发和定期加油。在某些情况下，恒星的形成可能是由邻近星系团的冷物质所推动的。
1999-11-08 astro-ph
New Perspectives on Cooling Flows and Cluster Radio Sources
我们讨论了钱德拉X射线天文台和XMM-牛顿星系团冷却流的新结果，强调我们的钱德拉计划的早期结果。我们发现，与早期任务相比，冷却速率降低了5-10倍。然而，大量的keV气体似乎是冷却和燃料的恒星形成在中央主导星系团（CDG）。千电子伏热气体的结构非常复杂，特别是在CDG中的射电源和恒星形成地点周围的区域。射电源正在取代热气体，留下充满无线电发射的空腔。这些空洞显然受到磁场和宇宙射线的支撑，以抵抗局部气体压力。此外，在一些星团中还可以看到无线电微弱的“幽灵”空洞。它们可能是早期射电爆发的遗迹，这些爆发在星团内介质中强烈地上升。无线电源可以通过机械加热以及通过引起使冷材料向外移动的对流来降低质量沉积速率。
2000-12-14 astro-ph
The cooling flow cluster Abell 2626 and the associated radio emission
我们目前的VLA数据在330 MHz和1.5 GHz的无线电发射中观察到的冷却流集群A2626。通过在不同分辨率下生成图像，我们发现射电源由不同的组成部分组成：一个未解决的核心加上一个喷流状特征，两个细长的平行特征，以及一个扩展的漫射发射（无线电迷你晕）。低分辨率的图像使我们能够获得形态和光谱信息的扩散发射：无线电迷你晕扩展的规模相当于冷却流区域，其特征在于无定形形态，缺乏极化通量和非常陡峭的频谱，从中心的距离变陡。然后，我们应用到这个新的迷你晕源的冷却流中的粒子再加速模型（Gitti，Brunetti和Setti 2002）。特别是，我们发现，它的主要无线电特性（亮度剖面，综合无线电频谱和径向光谱陡峭）可以占的同步辐射从遗留的相对论电子在集群，这是有效地再加速的MHD湍流放大的集群磁场的压缩在冷却流区。
2004-05-14 astro-ph
The Interaction of Radio Sources and X-ray-Emitting Gas in Cooling Flows
本文评述了星系团核心冷却流中射电源与发射X射线的气体相互作用的最新观测结果。射电源使X射线气体中的气泡膨胀，然后在星系团中向外膨胀，将能量输送到星系团内介质（ICM）。射电泡周围明亮的气体边缘是冷的，而不是热的，没有显示出强烈冲击的迹象。在星系团的生命周期中，通过射电源的几次爆发而沉积到ICM中的能量有助于解释至少一些在低温冷却流中丢失的气体。
2004-02-13 astro-ph
Radio galaxies in cooling core clusters. Restarted activity in the nucleus of 3C317?
我们提出的射电星系3C317的VLBA观测结果，与cD星系UGC 09799在冷却核心星系团A2052的中心。这些观测是在1.7 GHz，4.9 GHz和8.3 GHz的极化模式下进行的，并使我们能够对源的秒差距尺度区域进行成像。我们的分析表明，3C317的核心拥有一个非常年轻的射电源。内10 pc射电结构的辐射年龄估计为$\sim$ 170年。考虑到存在角秒尺度的扩展射电辐射，我们认为3C317是一个重新启动的射电星系。简要讨论了这一结果在星系团中射电等离子体与热气体相互作用中的意义。
2004-04-29 astro-ph
Modeling radio mini-halos in cooling flow clusters
我们已经开发了一个模型，在该模型中，从无线电迷你晕，在一些冷却流集群中观察到的扩散同步辐射，是由于相对论性电子通过费米过程的MHD湍流再加速的遗物人口。在该模型中，能量由冷却流本身提供。在这里，该模型（成功地应用于英仙座集群，A426）初步应用于可能的迷你晕候选者A2626，我们提出的VLA数据。
2002-07-05 astro-ph
What Fraction of the Young Clusters in the Antennae Galaxies are "Missing"?
对6厘米射电连续谱源和银河系年轻星团之间对应关系的重新研究表明，当光学图像向西南方向移动1.2角秒时，85%的强热源都有光学对应物。一个样本的37个无线电-光学匹配的详细研究显示无线电特性和各种光学特性之间的相关性。射电流量与内禀光学亮度之间有很强的相关性。特别是，最亮的射电源也是本质上最亮的光学星团（WS 80）。它也是样品中最密集的团簇，最强的CO源和最强的15微米源。此外，最亮的10个射电源都是最年轻的星团，年龄在0 - 400万年之间，亮度在A_V = 0.5 - 7.6等之间（中值为2.6等）。与早先的建议相反，惠特莫尔和施韦策最初发现的非常红的星团中只有少数是射电源。最后，提出了一种新的利用UBVI颜色和H_alpha等效宽度确定星系团年龄的混合方法，以打破年龄红化的退化。
2002-07-03 astro-ph
Modeling the interaction between ICM and relativistic plasma in cooling flows: the case of the Perseus Cluster
我们认为，在一些冷却流集群中形成所谓的无线电迷你晕的扩散同步辐射的存在可以解释由相对论电子的再加速，必要的能量由冷却流本身提供。特别是，由于MHD湍流的再加速有正确的径向依赖的参数，自然平衡的辐射损失。作为一个应用程序，我们表明，在英仙座集群的无线电小晕的主要属性（亮度剖面，总的无线电频谱和径向光谱陡峭）可以占的同步辐射从遗留的相对论电子在集群，这是有效地再加速的MHD湍流通过费米过程，由于压缩的集群磁场在冷却流区。由于在冷却流区域中存在的可观测的无线电迷你晕严重依赖于几个物理参数的组合，我们认为，在冷却流集群中发现的无线电迷你晕的稀有性是由于这样一个事实，即ICM的物理条件是中间的那些导致形成扩展的无线电晕和那些持有冷却流没有无线电晕。我们的模型的基本结果保持不变，即使冷却流停止在某处的集群的最内部区域。
2005-01-19 astro-ph
Zooming in on the Coma Cluster with Chandra: Compressed Warm Gas in the Brightest Cluster Galaxies
钱德拉拍摄的后发座星系团中心区域的图像显示，它的两个主要星系NGC 4874和NGC 4889都保留了它们的X射线气体日冕的中心部分。温度为1-2 keV的星际气体被后发座星系团的热星系际介质限制在致密的云（半径仅为3 kpc）中，其中包含10^8 M太阳的气体。这些云中气体的物理状态似乎是由辐射冷却和通过这些云和热星团气体之间的界面抑制（30-100倍）热传导之间的微妙平衡决定的。
2001-06-12 astro-ph
Relic Radio Bubbles and Cluster Cooling Flows
最近的建议，浮力无线电发射腔在集群内的介质可能会导致显着的冷却流再加热重新检查时，集群内的磁场的影响。腔体的膨胀在射电源周围的ICM中产生切向磁场，并且该场可以抑制ICM和射电源混合的不稳定性。不稳定性的开始可以延迟约1亿年，而实际再加热时间的计算显示，这可能要到空洞形成后约1戈瑞才会发生。这些结果可以解释为什么在这么晚的时候，残余的射电泡仍然完好无损，这可能意味着，在重新加热ICM的射电源的作用应该重新检查。此外，遗迹射电空腔的存在也可能意味着射电源瓣的粒子含量主要是电子和质子，而不是电子和正电子。
2003-05-09 astro-ph
Cluster Cooling Flows: Recent Progress and Outstanding Questions
综述了近年来有关团簇冷却流动的研究成果。对过量软X射线的观测提供了冷却气体主要储存库的唯一直接证据。不幸的是，出现大量过剩列的频率是不确定的。产生吸收的物质的物理状态也存在很大的不确定性。射电观测排除了大多数形式的冷气体。最近的射电观测表明，冷却流中的等离子体是强磁化的。需要包括磁场动态效应的冷却流模型。我们还需要了解平流磁通量最终会发生什么。目前看来，极有可能是场线重连。在星系团冷却流中，与中央星系有关的射电源似乎有两种。有“波瓣主导源”，具有强烈的射电喷流和明确的射电波瓣，以及没有强烈喷流或波瓣的“无定形”源。在波瓣主导的射电源中，射电源的压强近似与X射线发射热气体的压强一致，X射线和射电源的图像近似相关，并且射电源是高度极化的，并且具有非常大的法拉第旋转。在无定形源中，射电源压力远小于X射线压力，X射线和射电源图像相关，并且射电源是强去极化的。这些结果表明，在波瓣为主的源的波瓣已经取代了X射线发射气体，而在非晶源，无线电和热等离子体混合。
1996-12-05 astro-ph
Chandra Observation of the Central Region of the Cooling Flow Cluster Abell 262: A Radio Source that is a Shadow of its Former Self?
我们提出了一个钱德拉观测的冷却流集群阿贝尔262。光谱拟合表明，在A262的簇内介质（ICM）冷却的三个因素，从2.7千电子伏到0.9千电子伏的集群中心。测得的质量沉积速率为Mdot = 19 + 6/-5 Msun/yr。复杂的结构被发现在非常内部的区域的集群，包括节点的发射和一个明显的赤字的发射集群中心的东部。明亮的X射线结构位于与光学线发射相同的区域，表明在这些区域中已经发生了冷却到低温。的X射线赤字是空间上一致的东部射电瓣与活动星系核主办的中央cD星系。X射线洞周围的区域是冷的，没有证据表明它受到了强烈的冲击。这加入了其他冷却流集群的行列，钱德拉探测到中央射电源吹出的气泡。这个源与其他已知的情况不同，因为射电源的亮度要低几个数量级，并且产生了一个小得多的气泡。将射电源的能量输出与冷却气体的光度进行比较，显示从射电源转移到ICM的能量不足以抵消冷却流，除非射电源目前正在经历比平均爆发更弱的爆发，并且在过去更强大。
2004-05-21 astro-ph
Two Clusters with Radio-quiet Cooling Cores
射电瓣膨胀的活动星系核在集群的中心是一个很有前途的候选人停止凝结在集群与短的中心冷却时间，因为他们是常见的，在这样的集群。为了检验活动星系核加热假说，我们获得了钱德拉观测两个星系团的短中央冷却时间，但没有证据的活动星系核活动：阿贝尔1650和阿贝尔2244。这些星团的核心确实看起来与具有更突出的无线电发射的核心有系统的不同。它们没有显著的中心温度梯度，它们的中心熵水平明显高于射电辐射较强的星团，对应的中心冷却时间约为1千兆年。此外，没有证据表明化石X射线空洞产生的早期插曲AGN加热。我们认为，要么（1）中心气体还没有冷却到需要反馈来防止其冷凝的点，可能是因为它是传导稳定的，要么（2）气体在过去经历了一个主要的加热事件$\gtrsim 1$ Gyr，并且从那时起就不需要反馈。这些没有明显反馈的星系团比有明显活动星系核反馈的星系团有更高的中心熵，因此有更长的中心冷却时间，这一事实强烈表明活动星系核提供了必要的反馈来抑制中心冷却时间短的星系团的凝聚。
2005-08-26 astro-ph
X-ray Luminous Radio Supernovae in the Center of M82?
研究了典型星暴星系M82中心区域的X射线辐射。先前的观测显示了一个明亮的中心X射线点源，有人认为它的性质包括一个低光度的活动星系核或一个X射线双星。对ROSAT HRI观测的新分析在M82的中央千秒差距中发现了4个X射线点源，我们确定了两个最亮的X射线源的射电对应物。对应的可能是年轻的射电超新星（SN），是M82中最明亮和最年轻的SN之一。因此，我们认为我们看到的是来自M82中年轻超新星的X射线发射，特别是最亮的X射线源与射电源41.95+57.5有关。我们讨论了这些意见的演变X射线发光SN的影响。
1999-09-02 astro-ph
VLA HI Imaging of the brightest spiral galaxies in Coma II. The HI Atlas and deep continuum imaging of selected early type galaxies
在本系列的第一篇论文中，我们使用了后发座中19个最亮螺旋的HI观测来分析星团的动力学状态。在本文中，我们提出了详细的HI分布和运动学的螺旋，在HI检测到的，和无线电连续数据的样本的恒星形成和后星暴星系在后发座。我们讨论了ICM-ISM相互作用的重要性，以解释所观察到的HI形态。将观察到的HI大小与Abadi等人（1999年）模拟的预测HI大小进行粗略比较，得出了合理的一致性。我们利用射电连续辐射的结果来估计我们所指的PSB星系的恒星形成率。Caldwell等人（1993）在该星系团中发现的11个所谓的后星暴星系的射电连续辐射很弱。11个中有8个在3 σ上限0.6 mJy下未检测到。这为这些星系的恒星形成率设定了一个上限，每年不到0.2个太阳质量。这三个被探测到的星暴后星系的恒星形成率每年小于一个太阳质量。因此，后发座中的星暴后星系都不是尘埃笼罩的星暴。
2001-09-19 astro-ph
A ROSAT study of the cores of clusters of galaxies - I. Cooling flows in an X-ray flux-limited sample
这是研究邻近星系团核心的详细X射线性质的第一部分。我们使用了Edge等人（1990）的55个星团的通量限制样本和来自{ \it ROSAT}天文台的档案和专有数据。本文采用基于表面亮度反投影技术的X射线空间分析方法对样品中的团簇进行了研究。我们确定在这个样品中的冷却流的分数为70- 90%，并估计的流量区域的集群X射线光度的贡献。我们发现，在一个强大的冷却流的光度可以占高达百分之七十的集群X射线热光度。我们的分析表明，样品中约有40%的团簇在整个冷却区域中沉积了超过100个\Msunpyr的流动，并且这些流动可能在许多Gyr中没有受到干扰，这证实了冷却流动是团簇核心的自然状态。新的冷却流在样品中，以前模糊的澄清。我们已经为这个样本中的星系团构建了一个星系团内介质性质的目录。从冷却流沉积的质量的配置文件进行了分析，并提出证据的存在，在一些配置文件中的休息。比较最近的光学和无线电数据。我们将我们的样本与Green Bank，NVSS和FIRST巡天以及Lauer和Postman（1994）提出的最亮星系团的体积有限样本进行了交叉相关。虽然存在微弱的趋势，但最亮的星系团的光学星等或射电功率与流的强度之间没有很强的相关性。
1998-05-10 astro-ph
Clusters of Galaxies at Sharp Focus: Cooling Flows and Radio Sources Unveiled by Chandra
钱德拉拍摄的星系团图像揭示了前几代低分辨率X射线天文台所看不到的丰富结构。在星系团的核心，明亮的，不规则的X射线辐射现在经常出现在拥有强大射电源的中央主导星系（CDG）中。射电源与热气体相互作用，并经常取代热气体，使其在尾流中离开空腔。这些空洞会迅速上升，在星系团的整个生命周期中，向星系团内的介质输送高达10 E61尔格的能量。在冷却流中观察到的动态重要的磁场可能起源于这些空腔。钱德拉和XMM-牛顿发现的冷却速率比以前报道的要小得多，而且它们更符合其他带通中看到的冷气体和恒星形成的水平。我讨论了新兴的扩展H-α发射，恒星形成，明亮的X射线发射的位置在那里的冷却时间的千电子伏气体接近数亿年之间的相关性。来自不同学科的数据表明，正在发生重复的、短时间的冷却和恒星形成爆发，在某些情况下可能是由中央射电源引起和调节的。最后，我讨论了有趣的可能性，无线电源淬火冷却流，同时强调的困难与一些建议的情况。
2002-02-10 astro-ph
Chandra Observation of the Radio Source / X-ray Gas Interaction in the Cooling Flow Cluster Abell 2052
我们提出了一个钱德拉观察阿贝尔2052，一个冷却流集群与中央cD主机复杂的无线电源3C 317。这些数据揭示了X射线发射中与射电瓣重合的“洞”。这些洞被明亮的X射线发射的“壳”所包围。这些数据与射电源位移和压缩一致，同时被X射线气体限制。X射线外壳的压缩似乎相对温和，最多是轻微的跨音速压缩。X射线气体（外壳和周围较冷的气体）中的压力大约比射电源的最小压力高一个数量级，这表明需要额外的压力源来支持无线电等离子体。X射线壳层的压缩加速了壳层的冷却，并且发现光发射线丝与壳层的最亮区域重合。
2001-07-12 astro-ph
Contribution of Bright Extragalactic Radio Sources to Microwave Anisotropy
我们估计的贡献，河外射电源的天空温度波动的频率范围内（10 - 300 GHz）用于宇宙微波背景（CMB）各向异性测量。在高分辨率和低频率下的CMB各向异性观测对这一前景特别敏感。我们已经编制了一个2207个亮射电源的目录，其中包括758个在90 GHz的流量测量源。我们开发了一种方法来外推源光谱和预测的天图河外射电源在仪器分辨率为10弧分至10度半高宽。我们的研究结果表明，最亮的源将在很宽的分辨率和频率范围内主导微波各向异性。我们的天空图预测了每个频率上最亮射电源的位置和通量，从而可以直接开发模板来屏蔽包含它们的像素。这种掩蔽应足以保护高分辨率CMB各向异性观测免受不可接受的射电源混淆。
1998-11-19 astro-ph
Chandra Observation of the Interaction of the Radio Source and Cooling Core in Abell 2063
我们提出的钱德拉观测的冷却核心集群阿贝尔2063的结果。光谱分析表明，有冷气体（2千电子伏）与集群核心，这是一个以上的因素比外部集群气体（4.1千电子伏）冷2。也有光谱证据表明存在弱冷却流，Mdot ~ 20 Msun/yr。该星系团的中心有一个复杂的结构，包括几个明亮的发射节，在星系团中心以北的发射区有一个凹陷，周围有一个发射壳层。X射线发射的凹陷与星系团中心星系的射电源东北射电波瓣的位置相一致。这个区域周围的壳层似乎更热，这可能是由射电源驱动到气体中的冲击的结果。射电源的功率输出似乎足以抵消冷却流，并且通过冲击加热气体是如何建立能量传递的一个可能的解释。
2006-09-01 astro-ph
VLA and VLBA observations of compact radio cores in LINER galaxies
在15 GHz附近LINER星系的VLA调查显示，在许多来源中存在一个紧凑的无线电核心。核心似乎与旋光性有关。对这10个最亮源的后续VLBA观测证实，这些核心的亮温大于10^8开尔文，从而证实了它们的活动星系核性质。两个最亮的射电源（NGC6500和NGC4278）显示出扩展的喷流状结构，所有核心的平坦光谱指数也表明喷流性质，而不是来自ADAF的发射。
1998-10-15 astro-ph
A Large Mass of H2 in the Brightest Cluster Galaxy in Zwicky 3146
本文给出了X射线发光星系团Z3146（z=0.29）中最亮的红外发光星系团（L_{IR} = 4 e11 L_sun）的Spitzer/IRS中红外光谱。光谱显示出强烈的芳香族发射特征，表明红外光度的主要来源是恒星形成。然而，光谱中最引人注目的特征是异常强烈的氢分子（H2）发射线，这些发射线似乎是冲击激发的。线光度和推断的温暖的H2气体质量（~ 1 e10 M_sun）比NGC 6240大6倍，NGC 6240是z <~ 0.1时最亮的H2星系。与之前探测到的大量冷H2（~ 1 e11 M_sun）一起，这表明Z3146 BCG包含不成比例的大量热和冷H2气体，这可能与星团核心的气体冷却过程有关。
2006-10-05 astro-ph
The hierarchical formation of the brightest cluster galaxies
本文利用半解析方法研究了最亮星系团的形成和演化。我们展示了这些对象的极端等级性质，并讨论了捕捉它们演变的简单方法的局限性。在一个冷却流在晚期被活动星系核活动抑制的模型中，BCGs的恒星很早就形成了（50%在z~5，80%在z~3），并且在许多小星系中形成。在这些高z祖先中的高恒星形成率是由快速冷却推动的，而不是由合并引发的恒星爆发。我们发现，模型BCGs组装令人惊讶的晚：一半的最终质量通常锁定在一个单一的星系后，z~0.5。因为大多数星系都有少量的气体和红色，所以后期的合并不会改变BCGs的表观年龄。正是这种大量古老恒星星族的积累--主要由暗物质晕本身的合并历史驱动--产生了所观察到的BCG性质的均匀性。在论文的第二部分，我们从观测和理论两个方面讨论了BCGs向高红移的演化。我们表明，我们的模型BCGs与高Z观测定性一致。我们讨论了高z BCGs和他们的本地对应部分之间的层次链接。我们表明，高z的BCGs属于相同的人口作为当地BCG祖大规模结束，虽然他们不是在一般相同的星系。类似地，高z的BCGs最终成为本地宇宙中的大质量星系，尽管其中只有一小部分实际上是大质量星系团的BCGs。
2006-11-14 astro-ph
X-Ray Evidence for Multiphase Hot Gas with Nearly Solar Fe Abundances in the Brightest Groups of Galaxies
我们分析了ASCA光谱积累的12个最明亮的星系群的半径~100千秒差距。在将等温模型（1 T）与ASCA SIS和GIS光谱联合拟合后，我们获得了大多数组的拟合结果，这些组的质量较差或处于最佳边缘质量，并给出了与先前研究相似的亚太阳金属丰度，<Z>= 0.29 +/- 0.12 Z_sun。双温度模型（2 T）为12组中的11组提供了显著更好的拟合，并且在每种情况下具有显著大于1 T模型获得的金属丰度，<Z>= 0.75 +/-0.24 Z_sun。虽然没有很好的约束，对于大多数集团的吸收超过银河系的价值是指为2 T模型的温度较低的组件。一个简单的多相冷却流模型给出了类似于2 T模型的结果，包括大的金属丰度，<Z>= 0.65 +/- 0.17 Z_sun。近太阳铁丰度和太阳α/铁比表示的2 T和冷却流模型是一致的化学富集的椭圆，集团和集群的模式，假设比例的Ia型II型超新星和IMF类似的银河系。因此，我们已经表明，非常亚太阳的Fe丰度和Si/Fe的增强，从大多数以前的研究中获得的r ~100 kpc的星系群是一个工件的拟合等温模型的X射线光谱，最近也已被证明为最明亮的椭圆星系。由于解释X射线光谱的这些结果的重要性，在附录中，我们使用模拟ASCA观测详细检查与椭圆星系，星系群和星系团的光谱拟合相关的"Fe偏置“和" Si偏置”。
1999-08-27 astro-ph
Near-infrared evolution of brightest cluster galaxies in the most X-ray luminous clusters since z=1
我们研究了z=1以来最亮星系团的近红外演化。通过采用Lx> 1 e44 erg s-1的X射线选择，我们通过在极高密度区域选择BCGs来限制环境影响。我们发现在Lx> 5e 44 erg s-1的星系团中，BCGs的X射线和近红外光度之间存在正相关关系。对这种关系进行校正，我们将BCG绝对幅度的分散减少了30%。近红外J-K色演化表明，BCGs中的恒星星族至少从z=2开始就已经存在，我们预计恒星形成的时间比目前的分层合并模型预测的要短。我们还证实，有一个“蓝色”的J-K颜色和BCG发射线的存在与恒星形成冷却流之间的关系。
2007-12-04 astro-ph
Discovery of diffuse radio emission at the center of the most X-ray-luminous cluster RX J1347.5-1145
我们报告了对遥远星团RX J1347.5-1145的新的VLA射电观测，这是X射线中最明亮的。我们的目的是调查可能存在的扩散和扩展的无线电发射在这个非常奇特的系统，既显示了大量的冷却流和合并签名。新的低分辨率（~18角秒）VLA射电观测这个集群结合更高的分辨率（~2角秒）的数据在VLA档案。我们发现存在一个弥漫和扩展（~500千秒差距）的射电源集中在集群，无关的中央活动星系核的无线电发射。射电源的特性，特别是a）它出现在一个巨大的冷却流团的中心，b）它的总大小与冷却区的大小相当，c）它与射电光度和冷却流功率之间的观测趋势一致，表明RX J1347.5-1145拥有一个无线电迷你晕。我们认为，这个小晕的无线电发射，这是迄今为止发现的同类中最遥远的对象，是由于电子再加速触发的中央冷却流。然而，我们也注意到，扩散无线电发射的形态显示出与X射线中检测到的热子团的位置相一致的伸长，从而表明电子再加速的额外能量可能由淹没事件提供。
2007-06-20 astro-ph
The Complex Cooling Core of Abell 2029: Radio and X-ray Interactions
我们提出了一个钱德拉观测的冷却流集群阿贝尔2029的中心区域的分析。我们发现了一些X射线灯丝在中央40千秒差距，其中一些似乎是与目前活跃的中央射电星系。陡谱射电源的南外叶似乎被一个冷气体区域所包围，并且至少部分地被明亮的X射线边缘所包围，类似于在其他冷却流团核心的射电源周围所看到的。光谱拟合表明，整体团簇发射是最好的拟合，无论是两个温度的气体（kT_高=7.47 keV，kT_低=0.11 keV），或在相同的温度范围内的气体冷却的冷却流模型。这个大的温度范围（超过50倍）是Abell 2029相对独特的，可能表明这个系统是一个非常年轻的冷却流，其中气体最近才开始冷却到低温。冷却流模型给出的质量沉积速率为Mdot=56 + 16/-21 Msun/yr。通常，团簇发射沿22度的位置角伸长，椭圆率为0.26。在星团中心区域的X射线发射分布是不对称的，然而，与西南和西北相比，东北和东南分别有过量的发射。从X射线数据中拟合并减去一个光滑的椭圆模型，揭示了一个从星团核心顺时针方向延伸到~150 kpc半径的偶极螺旋过剩。我们估计M_spiral的总质量约为6 × 10^12 Msun。最有可能的原因是气体从星系团中剥离，或者是落入星系团的裸露暗物质势，或者是过去合并引起的星系团核心的晃动运动。
2004-08-03 astro-ph
Evidence of intense hot(~340K) dust in 3CR radio galaxies The most dissipative source of cooling in AGNs
强3CR射电星系的光谱在远红外波段呈现典型的分布。从观测到的无线电X射线光谱能量分布（SED）模板，我们建议减去典型的能量分布，分别为椭圆星系主机和同步辐射。结果表明，在340 K ± 50 K和40 K ± 16 K两个温度下，尘埃的主要辐射与两个黑体分量之和很好地拟合。当活动星系核处于活跃状态时，热尘埃释放的能量比冷尘埃和恒星辐射的能量消耗更大，即使椭圆星系的辐射在9000万年前达到最大值。热尘作为一个巨大的冷却源出现，这意味着一个非常短的时间尺度t（冷）。总的来说，由于大质量星系的引力时间尺度t（grav）很短，耗散自引力模型（Rees & Ostriker，1977）更适合于射电源。它们证明了z=4的大质量射电星系的存在（Rendez-Volmerange等人，2004年）。同步辐射发射的X射线波长范围，因此强的“EXO”源可以被同化为3CR射电源。应用于ISO和SPITZER数据的更大样本分析将在统计学上证实这些结果。
2004-11-26 astro-ph
X-ray Cavities and Cooling Flows
最近的数据已经从根本上改变了X射线对冷却流团的看法。X射线光谱显示，尽管冷却时间很短，但只有很少的热的团内介质的温度低于约1 keV。在越来越多的冷却流簇中，发现中心射电源的瓣在热气体中产生空腔。一般来说，这些空洞相对于星团内的气体来说并不超压，而是像无线电发射等离子体的浮力气泡一样，在它们上升时驱动循环，混合和加热星团内的气体。所有这些都指向射电源，即活动星系核，作为阻止气体冷却到低温的热源。然而，由于气泡单独加热似乎是不够的，所以冷却流的能量学仍然模糊。我们简要回顾了支持这一观点的数据和理论，并讨论了冷却流的能量学。
2003-11-12 astro-ph
The host galaxies of radio-loud AGN: mass dependencies, gas cooling and AGN feedback
本文研究了由SDSS定义的2215个红移为0.03 < z < 0.3的射电噪活动星系核的主星系的性质。这些主要是低射电光度源，1.4GHz光度为10^23至10^25 W/Hz。拥有L（1.4GHz）> 10^23 W/Hz射电强活动星系核的星系比例是恒星质量的强函数，在恒星质量为10^10 Msun时几乎为零，而在5x10^11 Msun时超过30%。在恒星和黑洞质量的六个范围内导出了积分射电光度函数。它的形状在所有这些范围内都非常相似，并且可以很好地拟合破幂律。它的归一化随质量变化很大，如M_*^[2.5]或M_BH ^[1.6];只有当预测的射电大声部分超过20- 30%时，这种标度才开始失效。对于样本中的射电强活动星系核，射电和发射线光度之间没有相关性，给定质量的星系是射电强的概率与它是否被光学分类为活动星系核无关。射电强活动星系核的宿主星系具有与相同质量的普通星系相似的性质。这些结果支持了活动星系核的光学现象和低射电光度现象是相互独立的、由不同的物理机制触发的结论。有趣的是，活动星系核的射电噪声部分对黑洞质量的依赖反映了椭圆星系热大气中气体冷却的速率。据推测，气体冷却提供了一个自然的解释的起源的射电响亮活动星系核活动，它被认为是活动星系核加热可以合理地平衡冷却的气体随着时间的推移。[删节]
2005-06-13 astro-ph
An Infrared Survey of Brightest Cluster Galaxies. II: Why are Some Brightest Cluster Galaxies Forming Stars?
Quillen等人（2007）用{ \it Spitzer Space Telescope}对62个最亮的星系团星系进行了成像调查，这些星系团的核心是X射线发光星系团。他们发现，这些辐射源中至少有一半有过量红外辐射的迹象。在这里，我们讨论的红外辐射的性质和它的影响冷核心集群。中红外过量发射的强度与光学发射线的亮度相关。除了活动星系核占主导地位的四个系统外，其余最明亮的星系团中过量的中红外辐射可能与恒星形成有关。分子气体的质量（估计从CO观测）与红外光度发现正常的恒星形成星系。天然气耗尽的时间尺度约为1 Gyr。红外线过剩的物理范围与光发射线星云的物理范围一致。这支持了恒星形成发生在与发射线星云相关的分子气体中的假设，并有证据表明发射线星云主要由正在进行的恒星形成提供动力。我们发现质量沉积率（${\dot M}_X$）估计从X射线发射和恒星形成率估计从红外光度之间的相关性。恒星形成速率是质量沉积速率的1/10到1/100，这表明ICM的再加热通常在减少热相的质量冷却量方面非常有效，但不能完全消除它。
2008-03-12 astro-ph
Optical Properties of Cooling Flow Central Cluster Ellipticals
冷却流中的中央星系团星系显示出气体吸积和正在进行的恒星形成的特征，其速度在每年1-100个太阳质量之间。它们的蓝色形态通常反映了吸积粒子群形成的小于10，000 K气体的低净角动量含量，以及冷气体与FR I射电源之间相互作用的影响。例如，有强有力的证据表明，恒星的形成部分是由10，000 K气体和某些物体中的射电源之间的相互作用引发的。在千秒差距尺度上的盘状恒星形成在冷却流中是罕见的。光学确定的恒星形成速率，假设局部初始质量函数（IMF），通常比X射线观测确定的冷却速率小10-100倍，剩余物质的特征尚未在X射线波段之外被识别。对于IMF在冷却流中的作用了解甚少;大部分冷却物质可能沉积在低质量恒星或其他形式的暗物质中。继续研究射电源和星系团间介质之间的相互作用将进一步加深我们对椭圆星系，特别是早期宇宙中的射电椭圆星系如何演化的理解。
1996-12-19 astro-ph
XMM-Newton and Chandra Observations of Abell 2626: Interacting Radio Jets and Cooling Core with Jet Precession?
我们提出了一个详细的分析的XMM牛顿和钱德拉观测阿贝尔2626的X射线和无线电的相互作用。在射电小晕（~70 kpc）区域内，存在可能由中央射电源和冷却核产生的子结构。我们发现，有没有明显的相关性之间的无线电酒吧和X射线图像。Abell 2626的形态比在其他冷核心星团中看到的标准X射线射电泡更复杂。因此，Abell 2626对冷却流-射电源相互作用的模型提出了挑战。我们确定了两个软X射线（0.3- 2keV）峰与两个中央cD核，其中之一有一个相关的硬X射线（2- 10 keV）点源。我们认为，这两个对称的射电棒可以用两个旋进喷流从活动星系核中喷出来解释。在中心区域之外，我们发现两个扩展的X射线源的西南和东北的集群中心，这显然是与合并子集群。主Abell 2626星系团和这两个子星系团沿着英仙座-飞马座超星系团的方向延伸，我们认为Abell 2626优先从这个大尺度结构细丝中吸积子星系团和群。我们还发现了一个与星系团S 0星系IC 5337相关的扩展X射线源;这个源的形态表明它是从西边坠落的，而不是像以前建议的那样与西南子星系团相关。
2008-03-12 astro-ph
Extended Lyman alpha emission around bright quasars
类星体在高红移处追踪最大质量的结构，它们的存在可能会影响大质量宿主星系的演化。我们研究了7个明亮的射电安静类星体（2.7<z<4.5）周围的扩展莱曼α发射线区（EELR），并与文献报道的射电强类星体周围的EELR进行了比较。利用积分场光谱，我们分析了类星体周围的静态Lya EELRs的形态和运动学。我们发现证据的存在EELRs周围的四个无线电安静和一个无线电大声类星体。所有的EELR看起来都是不对称的，光学上最亮的类星体也有最亮的Lya星云。对于两个最亮的星云，我们发现其速度在类星体位置的~600 km·s ^-1到距离类星体3-4角秒的~200 km·s^-1之间，表面通量密度高达2-3*10^{-16}尔格·cm^-2·s^-1·角秒^-2。这五个EELR的总Lya光度相当于类星体宽Lya发射线光度的~0.5%。这部分是一个数量级小于发现周围的无线电响亮，陡峭的频谱类星体在文献中报道的EELRs。虽然星云光度与类星体Lya光度相关，但我们发现星云光度与中心类星体电离通量不相关。EELR中气体的存在可以根据两种相互竞争的情况来解释：要么来自类星体反馈机制，要么来自下落物质。除了这两种效应之外，射电响亮物体周围的Lya通量还可以由于与射电喷流的相互作用而增强。相对于波瓣主导的射电响亮类星体，射电安静类星体周围的星云相对较暗，可以归因于这种效应，或者归因于两类星体之间环境的显着差异。
2006-09-04 astro-ph
Constraining the population of cosmic ray protons in cooling flow clusters with gamma-ray and radio observations: Are radio mini-halos of hadronic origin?
我们希望能限制星系团中的宇宙射线质子（CRp）数量。通过强子与团内介质（ICM）的热气体相互作用，CRp产生γ射线，我们发展了一种解析形式来推导它们的光谱分布。假设CR p与热能密度比X_CR p和CR p谱指数在空间上是常数，我们导出了γ射线通量和X射线辐射热通量F_gamma和F_X之间的解析关系。基于我们的关系，我们编译了一个样本的合适的集群，这是有前途的候选人，为未来的探测伽马射线产生强子CRp相互作用。与EGRET上限相比，我们将冷却流团Perseus和Virgo中的CRp粒子数限制为X_CRp <20%。假设CRp扩散系数kappa的值是合理的，我们发现M 87的中心CRp注入光度被限制在10^43 erg s^-1 kappa/（10^29 cm^2 s^-1）。同步辐射产生的次级电子在CRp强子相互作用允许更严格的限制，放置在CRp人口使用无线电观测。我们获得了很好的协议之间的观测和理论的无线电亮度配置文件英仙座，但不是后发座没有径向增加CRP-热能密度分布。由于CRp和磁能密度复制所观察到的无线电通量是非常合理的，我们建议同步辐射从次级电子作为一个有吸引力的解释发现在冷却流集群的无线电迷你晕。这个模型可以用未来对伴随的π 0衰变的灵敏伽马射线观测来检验。我们确定英仙座（A 426），处女座，蛇夫座，后发座（A 1656）作为最有前途的候选集群，这样的意见。
2004-08-11 astro-ph
Time variability of AGN and heating of cooling flows
越来越多的证据表明活动星系核的机械反馈在星系和星系团的冷却流的能量学中起着重要的作用。本文研究了活动星系核机械光度L_m的变化对冷却流和射电星系观测的一般意义。假设l=ln（L_m/L_x）是高斯过程是很自然的。则在固定的冷却光度L_x下，L_m服从对数正态分布，并且L_m的测度方差随测度的时间分辨率而增大。我们测试这些预测与现有数据的一致性。这些测试取决于l（t）的功率谱。监测塞弗特星系结合类星体的占空比的估计意味着闪烁噪声光谱，类似于微类星体。我们把一个具有空腔的冷却流中的源的例子与活动星系核的平均机械光度等于L_x的假设结合起来。考虑到机械光度具有闪烁噪声的特征，我们发现它们的光谱振幅介于类星体的估计振幅和微类星体的射电光度测量值之间。该模型与观测结果一起，强大的射电星系位于一个狭窄的范围内的光学光度，预测的光度函数的射电星系，在协议的观测。即将到来的无线电巡天将测试光度函数在迄今为止探测到的最小光度处翻转的预测。[删节]
2005-05-03 astro-ph
The long-term effect of radio sources on the ICM
我们已经进行了三维流体动力学模拟FR-II射电源在β剖面冷却流集群。团簇气体的冷却效应被纳入ZEUS-MP代码的修改版本中。这些模拟不仅跟踪射电源的活动阶段，而且跟踪射电源的喷流关闭后长达2 Gyr的长期行为。我们发现，正如预期的那样，射电源有一个显着的影响，而它是活跃的冷却流，但我们也发现，对集群的射电源的影响是长期存在的。当射电源的残余物通过星系团上升，从星系团核心拖曳物质时，建立了浮力驱动的对流。虽然中央Mpc的集群恢复到有一个冷却流，这种不对称的对流是能够消除冷气体聚集在集群核心，确实有一个净流出持续的时间尺度约一个数量级长于源是活跃的时间或更长。对流也可以提供一种机制，以提高在大的集群半径的集群气体的金属性。
2002-09-07 astro-ph
Particle acceleration in cooling flow clusters of galaxies: the case of Abell 2626
最近有人提出了一个理论模型，解释了在一些冷却流团中观察到的与MHD湍流引起的电子再加速有关的射电小晕的起源（Gitti，Brunetti & Setti 2002）。假设MHD湍流被冻结到热ICM的流动中，从而在冷却流动区域中被放大。在这里，我们提出了一个新的迷你晕候选人，集群A2626，并与英仙座集群中的迷你晕所获得的结果进行比较，该模型的应用。我们目前的VLA数据在330 MHz和1.5 GHz的A2626中观察到的漫射无线电发射，我们表明，它的主要属性可以解释的模型。我们发现，所需的功率为再加速的遗物电子人口的一个因素只有~ 0.7%的最大功率，可以提取的冷却流（估计的基础上的标准模型）。我们还讨论了已知的迷你晕的观测特性与主机集群，显示的无线电功率的迷你晕的冷却流的最大功率的增加。这一趋势是在模型框架内预期的。新的钱德拉和XMM-牛顿估计的$\dot{M}$对这一趋势可能产生的影响被认为是：我们的结论是，即使较早得出的冷却速率被高估，冷却流功率仍然远高于无线电功率发射的迷你晕。
2003-11-12 astro-ph
The 3CR radio galaxies at z = 1: Old stellar populations in central cluster galaxies
利用哈勃太空望远镜和英国红望远镜的观测资料，研究了3CR射电星系在红移z ~ 1处的古老恒星星族。在半径r < 35 kpc时，星系的红外辐射强度分布遵循德·沃库勒定律，而在更大的半径时，星系表现出类似于低红移cD星系的过量辐射。本文研究高红移3CR星系在Kormendy关系上的轨迹：需要用恒星星族的被动演化来解释它们偏离由低红移巨型椭圆星系和最亮星系团定义的关系。平均而言，3CR星系的特征半径比低红移的最亮星系团大。再加上现有的证据，这些结果强烈暗示，遥远的3CR星系必须是高度进化的系统，即使在一个红移，并躺在中心的中等丰富（原）集群。
1997-03-10 astro-ph
Witnessing the formation of a brightest cluster galaxy at z>2
我们提出了深入的观察与HST先进的相机调查的中央大质量星系在一个正在形成的集群在z=2.2。拥有强大射电源MRC 1138-262的星系与早期宇宙中已知的最广泛的合并系统之一有关。我们的HST/ACS图像显示，许多恒星形成星系合并在一个~200千秒差距的区域内，发出漫射线发射和连续的休息帧紫外线。因为这个星系生活在一个过密的环境中，它代表了一个罕见的最明亮的星系团在z>2的形成，这可能是一个大质量星系团星系形成预测的试验台。
2006-10-30 astro-ph
Magnetic fields and cosmic rays in cooling flows
冷却流是非热的星系团内介质成分的重要性，如磁场和宇宙射线可能是星系团内最强的区域。它们也是这样的组件是最好的检测区域，由于高的气体密度，影响法拉第旋转测量的磁场和次级粒子产生的宇宙射线核与周围的热气体的强子相互作用。基于扩展法拉第旋转图的傅立叶分析，提出了冷却流和非冷却流团中磁场的新估计。我们进一步提出了新的限制集群宇宙射线质子人口使用无线电和伽马射线观测测量集群冷却流，这是特别适合于这一目的，由于其高气体和磁能密度。我们认为，宇宙线质子强子产生的宇宙线电子的射电同步辐射是一个非常合理的解释，在一些冷却流中观察到的无线电迷你晕。
2003-10-01 astro-ph
Heating and cooling in the Perseus cluster core
众所周知，在大多数星系团的核心中，热的X射线发射气体的辐射冷却时间小于10^10年。在许多团簇中，气体温度也向中心下降。如果我们在这两个性质之间建立因果关系，那么我们就可以推断中央星系存在冷却流。然而，高光谱分辨率的XMM-牛顿数据和高空间分辨率的钱德拉数据显示，在星系团维里温度的三分之一以下缺乏X射线发射气体。解释是某种形式的加热平衡了冷却。冷却时间曲线的平滑性和相似性以及所需加热曲线的平坦性都表明，我们必须寻找一个相对温和的、准连续的（时间尺度<10^8年）分布式热源。这种可能的来源是中心的黑洞及其强大的喷流，这些喷流在内部的热气中产生了气泡状的空腔。在我们讨论天空中X射线最亮的星团英仙座星团的详细情况之前，我们简要地回顾了X射线明亮的星团样本中的一般加热和冷却统计。
2006-12-15 astro-ph
