The Effects of Radiative Cooling on the Entropy Distribution of Intracluster Gas
高分辨率X射线观测表明，某些大质量冷却流团中心区域的熵分布很好地近似于幂律。McCarthy及其同事最近用一个分析模型解释了这一趋势，该模型包括辐射冷却的详细影响。有趣的是，这些作者发现冷却（以及随后的气体流入）自然地在团簇的核心建立了近似稳态的幂律熵分布。然而，这种行为的起源及其对初始条件的依赖性还有待阐明。在本研究中，我们解释了这种趋势的背景下，自相似的冷却波模型先前开发的Bertschinger（1989）。它表明，对数斜率的熵分布在放松的冷却流集群的核心给出了一个简单的解析函数，它只依赖于对数斜率的本地引力势和冷却功能。我们讨论了上述结果的一些潜在的应用，包括：（1）测量冷却流团引力势形状的一种方法（2）一种构造包含辐射冷却效应的现实分析团簇模型的简单方法;以及（3）在分析模型和流体动力学模拟中实施的冷却例程的可靠性的测试。
2005-01-08 astro-ph
The cooling of CO white dwarfs: influence of the internal chemical distribution
在本文中，我们计算详细的演化模型提供化学配置文件的白矮星的祖先的质量范围从1.0到$7 M_{\sun}$，我们研究的影响，这种配置文件在冷却过程中。结晶过程中碳氧分离过程的影响由于初始分层而减小，但它仍然是重要的，不能忽视。作为一个例子，Liebert等人（1988）和Oswalt等人（1996）的光度函数的最佳拟合给出了盘的年龄分别为9.3和11.0 Gyr，当考虑这种影响时，忽略它时只有8.3和10.0 Gyr。
1997-04-03 astro-ph
The Impact of Cooling and Feedback on Disc Galaxies
我们提出了详细的，分析模型的盘星系的形成，研究冷却和反馈对它们的结构特性的影响。特别是，我们调查直接从模型中提取的观测值是最适合维里质量估计，并在何种程度上允许恢复的反馈和冷却效率的模型输入参数。与天真的预期相反，盘星系的光度和圆周速度是总维里质量的极差指标。相反，我们表明，光盘尺度长度和旋转速度的平方的产品产生一个更强大的估计。我们发现，反馈可以导致星系质量分数和晕自旋参数之间的窄相关性，类似于最近发现的van den Bosch，Burkert和Swaters从矮星系旋转曲线的分析。最后，我们研究了冷却和反馈对盘星系的颜色、金属丰度、恒星形成历史和Tully-Fisher关系的影响。
2001-12-31 astro-ph
Implications of the central metal abundance peak in cooling core clusters of galaxies
最近的XMM-牛顿星系团的观测提供了详细的信息，在星系团的中心区域的重元素的分布与冷却核心提供了强有力的证据，这些金属大多来自最近的SN Ia型。在本文中，我们汇编信息的累积质量剖面的铁，最重要的金属丰度示踪剂。我们发现，长的富集时间（大于5 Gyr）是必要的，以产生中央丰度峰。经典的冷却流，强对流的团内介质，和一个完整的金属混合的集群合并将破坏观测到的丰度峰太快。因此，观察设置强大的集群演化模型的限制，要求集群中的冷却核心保存了很长一段时间。我们进一步得出结论，从观察到的最里面的一部分，团内介质是最有可能占主导地位的气体主要来自恒星质量损失的cD星系。
2004-02-10 astro-ph
Stellar Forensics I: Cooling Curves
毫秒脉冲星双星中存在低质量简并的秒数，这为确定独立于脉冲星旋转特性的双星系统的年龄提供了机会。为此，我们在这里提出了一个详细的计算网格的低质量（$<0.5 M_{\odot}$）氦核白矮星的演变。我们研究了不同氢层质量的影响，并提供了众所周知的光学带通的结果。我们补充OPAL不透明度的计算与我们自己的计算低有效温度（$ T_{eff} < 6000 K$），也提供了拟合公式的重力作为质量和有效温度的函数。在论文II中，我们将把这些结果应用于个别情况。
1997-08-29 astro-ph
Multi-Phase Galaxy Formation and Quasar Absorption Systems
星系形成的核心问题是理解气体在暗物质晕中的冷却和凝结。现在清楚的是，为了与观测结果相匹配，这需要比单相气体冷却的简单假设更进一步的物理学。多相冷却模型（Maller & Bullock 2004）可以成功地解释星系质量的上限，并为许多类型的吸收系统提供了自然的解释（Mo & Miralda-Escude 1996）。吸收系统是我们最好的探测器的气体含量的星系晕，因此提供了重要的约束模型的气体冷却到星系。所有影响气体冷却的物理过程都会重新分配气体，因此在吸收系统中是可检测的。利用吸收系统详细研究星系晕中气体的性质对于建立正确的星系形成理论至关重要。
2005-05-06 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
Time-Dependence of the Mass Accretion Rate in Cluster Cooling Flows
我们分析了两个球对称的含时团簇冷却流模型。第一种假设团簇内的气体驻留在一个静态的外部电位，并包括光学薄辐射冷却和质量沉积的影响。这与White & Sarazin（1987）计算的先前稳态冷却流模型相对应。详细的协议之间的稳态模型和时间依赖模型在固定的时间在模拟中。质量吸积率被发现，无论是增加或保持几乎恒定，一旦流量达到稳定状态。吸积率的时间变化率对质量沉积参数q的值非常敏感，但对引力结合能与气体温度的比值β只有轻微的敏感性。我们证明了Bertschinger（1988）和White（1988）以前提出的标度理论只适用于具有弱质量沉积（q < 1）的成熟冷却流。第二组模型包括一个长期深化集群潜力和二次从哈勃流的气体的影响。我们发现，这样的加热效果并不妨碍流量达到一个稳定的状态在一个初始的中央冷却时间。
2000-05-11 astro-ph
The Minimal Cooling of Neutron Stars
概述了驱动孤立中子星冷却的主要物理过程。其中最重要的是各种可能的中微子发射过程和重子配对的发生。还特别强调了恒星上层化学成分的重要性。一个最小的情况下，明确假设没有“外来”的物质形式存在的详细分析，总结和目前可用的观测数据进行比较。虽然没有发现数据与最小情景的预测有明显的不一致，但还是发现了两颗，可能是三颗显著的恒星，当获得更好的数据时，它们可能构成高密度物质新状态出现的强有力的天体物理证据。
2004-05-11 astro-ph
Crust cooling curves of accretion-heated neutron stars
我们讨论了最近的努力，使用中子星X射线瞬变（准持久瞬变）的子类探测中子星壳和核的属性。准持续性X射线瞬变会经历持续数年至数十年的吸积事件，而不是通常的几周到几个月的普通短持续时间瞬变。这些长时间的吸积事件应该会显著加热这些系统中中子星的地壳，使地壳与中子星核心失去热平衡。当这些系统恢复平静时，也就是说，当中子星表面不再发生吸积时，壳就会以X射线的形式进行热辐射，使它们冷却下来，直到它们再次与内核达到热平衡。在本章中，我们将讨论我们最近进行的X射线监测活动（使用X射线卫星钱德拉和XMM-牛顿），以研究几个准持久的中子星X射线瞬变在其静止状态。这些观测结果使我们第一次详细了解了吸积加热的中子星壳的冷却曲线。在这一章中，我们将讨论这些地壳冷却曲线如何能提供对中子星结构的深入了解。
2004-05-05 astro-ph
Conduction and cooling flows
钱德拉和XMM-牛顿观测已经证实了许多松弛星系团核心内存在大的温度梯度。在这里，我们调查是否在这些梯度上运行的热传导可以提供足够的热量来抵消辐射冷却。Narayan & Medvedev（2001）和Gruzinov（2002）利用已发表的星系团温度的结果指出，在斯皮策速率的几个因子内的传导足以平衡韧致辐射冷却。通过对Abell 2199和Abell 1835的温度和辐射测量剖面的详细研究，我们发现传导所需的热通量与斯皮策在核心外部区域预测的速率一致或低于该速率。因此，传导可以解释缺乏观测证据的大质量冷却率推断简单地基于辐射冷却的论点，只要传导率被抑制不超过三倍低于完整的斯皮策率。然而，要在星团中心进行干冷却，就需要电导率值至少比斯皮策值大两倍，我们认为这是不可信的。这可能提供了一个解释所观察到的恒星形成和光学星云团的核心。解决方案可能取决于时间。我们简要地讨论了较冷气体的可能起源和对大质量星系的影响。
2002-06-13 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 6.4 keV Fluorescent Iron Line from Cluster Cooling Flows
对于冷却流的内部区域（例如，在$\sim$ 50- 100 kpc的半径内），大量冷却流中的热气体的汤姆逊光学深度可以与$\sim 0.01$一样大。假设内部区域的冷却时间比团簇的寿命短几倍，则积累的冷气体的汤姆逊深度可以相应地更高（如果大部分气体保持云的形式）。热气体的X射线辐射对冷云的照射应导致出现6.4 keV的铁荧光线，其等效宽度与$τ_T$成比例。等效宽度仅微弱地取决于云的详细性质，例如取决于单个云的柱密度，只要柱密度小于几个$10^{23} cm^{-2}$。另一个与冷气体有关的效应是明亮X射线发射线的康普顿肩部的通量。它也与冷气体的汤姆逊光学深度成线性比例。新一代X射线望远镜结合了大有效面积和高光谱分辨率，可以测量冷却流中冷气体的质量（及其分布）。
1998-02-11 astro-ph
ASCA and ROSAT observations of nearby cluster cooling flows
我们提出了一个详细的分析的X射线性质的冷却流在附近的一个样本，X射线明亮的星系团使用高品质的ASCA光谱和ROSAT X射线图像。我们证明了需要多相模型来一致地解释集群的光谱和成像X射线数据。的质量沉积速率的冷却流，独立确定的ASCA光谱和ROSAT图像，表现出合理的协议。我们确认的存在下，使用各种光谱模型的集群中的固有的X射线吸收。我们还报告检测扩展的$100μ$ m红外发射，空间上一致的冷却流，在几个系统的研究。观测到的红外通量和通量极限与预测值吻合得很好，这是由于冷却流的再处理X射线发射。我们提出了精确的测量的铁，镁，硅和硫的中心区域的室女座和半人马座集群的丰度。我们的研究结果坚定地支持这样的模型：在这些区域的X射线气体中，铁的质量分数很高（70- 80%），这是由于Ia型超新星。最后，我们提出了一系列的方法，可用于测量的年龄冷却流的X射线数据。目前星团样本的结果表明年龄在2.5至7 Gyr之间。如果冷却流的年龄主要由子集群合并事件设定，那么我们的研究结果表明，在最大的集群中，与子集群合并，其质量约为最终集群质量的30%，可能会破坏冷却流。
2000-10-20 astro-ph
Models of the ICM with Heating and Cooling: Explaining the Global and Structural X-ray Properties of Clusters
只包含引力驱动过程的理论模型无法与观察到的星系团的平均X射线性质相匹配。因此，最近有越来越多的兴趣，在模型中，无论是辐射冷却或熵注入发挥核心作用，在调解的性质的集群内介质。这两套模型给出了合理的适合的平均性质的集群，但冷却模型的结果在超过观测建立的限制和最简单的熵注入模型的冷重子的分数不治疗“冷却核心”结构存在于许多集群和不能占熵档案揭示了最近的X射线观测。我们考虑的模型，结合辐射冷却与熵注入，并面对最新的X射线数据的大规模集群的全球和结构特性的模型预测。该模型成功地，同时重现所观察到的L-T和L-M关系，产生详细的熵，表面亮度和温度分布与观测结果非常一致，并预测冷却气体的分数，是符合观测约束。该模型还提供了一个可能的解释显着的内在分散存在于L-T和L-M关系，并提供了一个自然的方式区分集群经典识别为“冷却流”集群和动态松弛的“非冷却流”集群。前者对应的系统只有轻度的熵注入（< 300 keV cm ^2），而后者被认为是具有更高熵注入的系统。这是证明了从钱德拉和XMM-牛顿的熵配置文件。
2004-06-14 astro-ph
Deep XMM and Chandra observations of ClJ1226.9+3332: A detailed X-ray mass analysis of a z=0.89 galaxy cluster
对z=0.89的ClJ 1226.9 +3332的深XMM和钱德拉观测使任何这样的高红移星系团的最详细的X射线质量分析成为可能。系统的XMM温度分布没有显示出中心冷却的迹象，具有热的核心和径向下降的分布。温度图显示了一个不对称的热区，似乎与星系团红移处的一个子团有关，但在X射线表面亮度中看不到。这很可能是星团中合并事件的结果，但似乎不会显著影响整体温度分布。XMM的温度分布，以及结合钱德拉和XMM的发射率分布允许精确测量的整体性质的ClJ 1226.9 +3332;我们发现kT=10.4+/-0.6keV，Z=0.16+/-0.05 \Zsol，和M=5.2^{+1.0}_{-0.8 x10 ^{14}Msol。我们得到的金属丰度，熵，冷却时间和气体分数的配置文件，并找到一个高浓度参数的系统的总密度分布。的全球性能进行了比较，与当地的LT和MT的关系，我们能够作出第一次观测测试的预测演变的YM关系。我们发现，偏离这些标度关系是最有可能造成的低估的总质量的~30%，在X射线流体静力学质量分析，由于明显的最近或正在进行的合并活动。
2006-09-25 astro-ph
The White Dwarf Cooling Sequence of NGC6397
我们提出的结果，深哈勃太空望远镜（HST）曝光附近的球状星团NGC 6397，集中注意力在集群的白矮星冷却序列。这个序列的深度超过5个星等，在F814 W =27.6等处有一个明显的截止。我们证明，使用人工恒星测试和背景星系的可探测性在较暗的幅度，截断是真实的，并代表截断的白矮星光度函数在这个集群。我们进行了详细的比较冷却模型和观测到的分布的白矮星的颜色和大小，考虑到距离的不确定性，消光，白矮星质量，祖寿命，双星和冷却模型的不确定性。在对这些变量进行边缘化后，我们得到了μ_0 = 12.02 \pm 0.06和T_c = 11.47 \pm 0.47 Gyr的聚类距离模量和年龄值（95%置信限）。我们推断的距离和白矮星的初始-最终质量关系与其他独立的测定结果吻合良好，星团年龄与先前使用主序关闭方法进行的测定结果一致，但更精确。特别是，在目前接受的ΛCDM宇宙学模型的背景下，这个年龄将NGC 6397的形成置于红移z=3，在宇宙学恒星形成率接近峰值的时候。
2007-02-20 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
Formation of Low Mass Stars in Elliptical Galaxy Cooling Flows
大质量椭圆星系中炽热（T = 10^7 K）星际气体的X射线辐射表明，10 ^{10} M的太阳在哈勃时间内已经冷却，但缺乏这种冷气体的光学和射电证据。我们提供了详细的理论支持的假设，这种气体已形成低光度恒星。在距离银河系中心几千秒差距的范围内，星际气体首先冷却到T = 10^4 K，在那里它被恒星的紫外线加热，并发出观察到的漫射光学线辐射。这种冷却发生在大量（10^6）孤立站点。在典型的冷却点，当小于太阳质量的气体积累（10 ^{-6} M_sun/yr）后，HII云中的中性（HI或H_2）核形成，这里的气体温度下降到T = 15 K，电离水平（来自热X射线）非常低（x = 10 ^{-6}）。我们表明，成为引力不稳定的核心的最大质量只有约2M_sun。没有恒星能超过这个质量。坍缩核心的碎裂产生了一群低质量恒星，它们具有底部重的IMF和径向轨道。引力坍缩和双极扩散是迅速的。在一个典型的明亮椭圆星系中，恒星形成（无尘）的HI或H_2核心的总质量只有10^6太阳质量，低于目前的观测阈值。
1999-07-26 astro-ph
The Detection of Dust in the Central Galaxies of Distant Cooling-Flow Clusters
我们提出了850微米的观测与SCUBA亚毫米（亚毫米）相机的中央星系在7个集中的星系团的红移在0.19和0.41之间。我们在富星系团A1835和A2390中探测到中心星系的亚毫米辐射，并给出了其余五个星系团中心星系的上限。我们探测到的两个星系都呈现出异常的蓝色紫外光学颜色，并位于包含大量冷却流的星系团中，>1000 Mo/yr。此外，这两个星系都有相对较强的射电源。专注于这两个系统，我们提出了新的和存档的无线电光学观测，以提供其光谱能量分布的详细视图。我们的分析表明，从A1835的中央星系的亚毫米发射可以被最好地理解为产生的尘埃，加热要么由蓬勃的恒星形成或一个模糊的活动星系核。对于A2390的中心星系，亚毫米级的通量与位于其核心的发光射电源的厘米-毫米级发射的外推法略微一致;尽管我们不能排除与A1835类似的尘埃发射的额外通量密度。我们提出了我们的多波长观测的细节，并讨论了这些数据的影响，在冷却流星系的恒星形成的解释。
1999-02-02 astro-ph
Characterising the Gravitational Instability in Cooling Accretion Discs
本文对冷却气体吸积盘中引力不稳定性引起的结构进行了数值分析。对于足够低的冷却速率达到准定常配置，与不稳定性饱和在一个有限的振幅在一个勉强稳定的磁盘。我们发现饱和振幅与冷却参数β = t_cool / t_dyn的平方根成反比，这表明不稳定性引起的加热速率与密度波的能量密度成正比.我们发现，在饱和状态下，弱冲击在每个动态时间内消耗的能量约为波能的20%。从傅立叶分析的光盘结构，我们发现，虽然方位波数是大致恒定的半径，平均径向波数随半径增加，与当地最不稳定的波长对应的主导模式。我们证明，在相对较低的质量盘激发的密度波总是接近共同旋转，偏离它约10%.This可以理解的流动多普勒频移相位马赫数-模式的速度自我调整，使进入螺旋臂的流动总是音速。这对通过自重进行的运输在多大程度上可以模拟为粘性过程产生了深远的影响。因此，我们的结果提供了（a）如何建立低冷却速率的自调节机制的详细描述，（b）描述通过有效粘度的自重力诱导的运输所需的条件的澄清，（c）在碎裂发生之前的密度扰动的最大幅度的估计，以及（d）估算不同热状态下密度扰动的简单方法。
2008-11-21 astro-ph
An Axisymmetric, Radiative Bow Shock Model with a Realistic Treatment of Ionization and Cooling
我们选择了一个简化的18个电离速率方程组（用于H，C，N，O，S和Ne离子），这使我们能够获得非平衡辐射冷却函数的适度准确的估计。我们评估这种方法的准确性，通过比较我们的冷却功能与以前的计算，计算与更广泛的一组离子，气体的情况下，从高温下冷却在恒定密度。我们还计算稳定，平面冲击模型，我们发现比较以及与更详细的微观物理计算模型。利用我们简化的速率方程组，我们提出了一个模拟的辐射弓形激波形成的超音速，平面流撞击刚性球。计算参数的选择应近似代表赫比格-哈罗天体的典型值，并使冷却距离与弓形激波半径之比为1/10。这个模拟是用自适应网格代码完成的，它允许弓形激波和刚性障碍物之间的间隔距离具有相当高的分辨率（大于或等于25个点）。与标准的预期相反，我们发现，在停滞区的弓激波间隔距离是相当短的比后面的冷却距离平面平行的冲击。此外，离心压力被发现在确定重组区的结构中起着重要的作用。这似乎部分地使以前的基于"准一维“方法的弓形激波模型失效，至少对于本模拟所选择的特定参数是这样。最后，我们提出了表格的冷却速率，已被使用（为不同的物种），以方便列入其他气体动力学代码中的这种治疗。
1996-10-17 astro-ph
The First Galaxies: Assembly, Cooling and the Onset of Turbulence
我们研究的第一个星系在z > 10的高分辨率数值模拟的属性，从宇宙学的初始条件，并考虑到所有相关的原始化学和冷却。第一个星系的特征是，一旦维里温度超过10^4 K，氢原子就会开始冷却，并且能够保留光热气体。通过详细的并合树跟踪了一个5*10^7 M太阳系统的复杂吸积和恒星形成历史，并导出了在其组装之前形成的第三星族（PopIII）恒星的数量上限.我们研究了下落气体的热演化和化学演化，发现温度> 10^4 K时的部分电离催化了H2和氘化氢的形成，使气体冷却到宇宙微波背景的温度。根据辐射和化学反馈的强度，原始恒星的形成可能是由第一个星系组装过程中形成的中等质量的Pop III恒星主导的。新生星系的吸积开始于热吸积，其中气体直接从星系际介质吸积并被冲击加热到维里温度，但很快伴随着冷吸积阶段，其中气体在高速流入母晕之前冷却成细丝状。后者在星系中心驱动超音速湍流，并可能导致非常有效的化学混合。因此，第一个星系中湍流的开始可能标志着向Pop II恒星形成的过渡。
2009-10-20 astro-ph
X-ray Imaging Spectroscopy of Abell 1835
我们提出了详细的空间分辨光谱的观察Abell 1835使用欧洲光子成像相机（EPIC）和反射光栅光谱仪（RGS）的XMM-牛顿天文台的结果。阿贝尔1835是一个明亮的（$10^{46}$ ergs ${s}^{-1}$），中等红移（$z=0.2523$），发射X射线的星系团。观测结果支持这样的解释，即大量的冷气体存在于一个多相介质包围的热（$kT_{e}$ =8.2千电子伏）的外壳。我们检测到O VIII赖氨酸$α$和两个铁XXIV配合物的RGS光谱。低于$kT_{e}$ =2.7千电子伏的冷气体的排放量远低于标准冷却流模型的预期，这表明一个更复杂的冷却过程比简单的等压辐射冷却或差分冷吸收的冷却气体。
2000-10-31 astro-ph
The Insignificance of Global Reheating in the Abell 1068 Cluster: Multiwavelength Analysis
我们提出了一个详细的，多波长的阿贝尔1068星系团的研究，我们用这些数据来测试冷却和能量反馈模型的星系团。该星系团的近紫外和红外图像表明，在过去的1亿年中，cD星系正以20-70 M_0/年的速度经历着恒星形成。尘埃星暴集中在cD星系的核心，并在60 kpc的星系结构中投射到它的晕中。WMM中的钱德拉X射线图像显示了一个陡峭的温度梯度，从120 kpc以上的大约4.8 keV下降到星系内部10 kpc的大约2.3 keV，那里是星暴的高峰。超过95%的与恒星暴相关的紫外线和H α光子是从隐藏在keV气体中的区域中出现的，冷却时间非常短，约为1亿年，这与星团内介质冷却冷凝所推动的恒星形成是一致的。中心星暴附近的局部冷却速率< 40 M_o/yr，这与用U波段和红外资料确定的恒星形成速率一致。我们发现，在Abell 1068中，射电源和热传导的能量反馈是无关紧要的。虽然与星暴相关的超新星爆炸可能会延迟约18%，但它们无法将冷却气体维持在keV的温度。
2003-10-01 astro-ph
Cooling curves and initial models for low-mass white dwarfs (<0.25 Msun) with helium core
本文详细计算了低质量氦白矮星的演化过程。这些白矮星（毫秒双星的光学伴星）是通过长期的低质量双星演化形成的。从洛希瓣脱离后，热氦核有一个相当厚的氢层，质量在0.01到0.06 $~M_\odot $之间。由于核心和外壳之间的混合，表面氢含量为0.5至0.35，取决于重元素（Z）的初始值和初始次级质量。我们发现，我们的计算模型的大多数经验一个或两个氢壳闪光。我们发现，氢壳层闪光发生的氦矮星的质量取决于化学成分。发生氢闪的最小氦白矮星质量为0.213 $~M_\odot $（Z=0.003）、0.198 $~M_\odot $（Z=0.01）、0.192 $~M_\odot $（Z=0.02）或0.183 $~M_\odot $（Z=0.03）。闪光的持续时间（与化学成分无关）在几个$\times 10^6 $年到几个$\times 10^7 $年之间。在几次闪光中，白矮星的半径会增加很多，迫使模型再次充满它的洛希瓣。我们的计算表明，氦白矮星的冷却历史与氢层的厚度密切相关。我们表明，从一个冷却白矮星与暂时稳定的氢燃烧壳的冷却白矮星，几乎所有的剩余氢都失去了在几个热闪光（通过罗氏瓣溢出）之间发生的过渡0.183-0.213 $~M_\odot $（取决于重元素值）。
2000-02-11 astro-ph
Metal Abundances in the ICM as a Diagnostics of the Cluster History
具有致密冷却核心的星系团，其核心内介质的金属丰度会增加。最近的XMM-牛顿研究对几种重元素的相对丰度的详细结果表明，高的中心丰度主要是由于Ia型超新星的贡献。主要来源是中央星团星系的恒星星族。通过对椭圆星系中重元素起源和Ia型超新星观测率的分析，中心丰度峰可以作为星系团核心区历史的诊断依据。我们发现，附近的四个冷却的核心集群的中心峰的富集时间大于6 - 10 Gyrs，即使在过去的一个较高的SNIa率。这表明这些集群核心区域的历史悠久，历史相对平静。元素丰度比的详细分析提供的证据表明，在中央星系团星系的SN Ia产量更丰富的中等质量的元素，如Si和S，相比SN Ia模型用于解释我们的银河系中的重元素富集。
2005-07-19 astro-ph
Strange stars: Which is the ground stage of QCD at finite baryon number
提出了Witten关于奇异夸克物质（“奇异物质”）是有限重子数QCD基态的猜想，并将奇异物质构成的星（“奇异星”）与中子星作了比较.奇异星不同于中子星的唯一可观测的方式是在其早期的热历史和奇异星冷却的详细研究报告，并比较中子星冷却。其中一个结论是，未来对SN 1987 A核心坍缩产生的致密物体的热辐射的探测可能是奇怪物质的第一个证据。
1996-02-09 astro-ph hep-ph
