Time-Variable Emission from Transiently Accreting Neutron Stars In Quiescence due to Deep Crustal Heating
在静止期（Lx<10 ^34 erg/s）的瞬时吸积中子星，在几天到几年的时间尺度上，其强度变化很小。如果静止的光度是由一个热的NS核心提供动力，核心冷却的时间尺度比重现时间长得多，并且不能解释观察到的更快的变化。然而，爆发期间地壳中发生的非平衡反应将能量储存在等密度壳层中，从等密度壳层到光球层的热扩散时间尺度为几天到几年。预测的变化幅度太低，无法解释观察到的变化，除非-正如人们普遍认为的那样-超过中子滴密度的中子是超流体。即使这样，在具有标准核心中微子冷却过程的模型中，由于这种机制而产生的变异性也不到50%--仍然太低，无法解释所报告的变异性。然而，具有快速核心中微子冷却的模型可以在爆发后的几天到几年的时间尺度上产生高达20倍的变化。因此，只有在快速的核心冷却过程是活跃的情况下，才能用这种机制来解释从瞬时吸积的中子星中观察到的强度变化很小的因素。
2001-01-09 astro-ph
Magnetic and spin evolution of isolated neutron stars with the crustal magnetic field
假设磁场最初局限于地壳，我们考虑孤立中子星的磁场和自旋演化。地壳场的演化是由地壳的传导性质决定的，而地壳的传导性质又取决于中子星的热历史。由于这一事实，对磁场衰减的研究可能是对密度高于核密度的地核中物质性质的有力诊断。我们对待中子星的演化不同可能的状态方程和冷却方案（标准，所谓的，加速冷却）。自旋演化受磁场行为的强烈影响。假设中子星的自旋下降速率由磁偶极辐射决定，计算了孤立中子星在$B - τ$和$B-P$平面上的演化轨迹，其中$B$和$P$分别为磁场和周期，$τ$为自旋下降年龄.计算的轨道与观测资料的磁场和周期的恒星。通过比较，可以推断出最适合的核物质状态方程和冷却模型，并确定了磁共振原磁位形的参数范围。
1998-01-12 astro-ph
Crustal Heating and Quiescent Emission from Transiently Accreting Neutron Stars
发生在瞬时吸积的中子星地壳深处的核反应有效地将核心维持在> 5e 7 K的温度。当吸积停止时，包层松弛到由来自热核的通量设定的热平衡，就好像中子星刚刚诞生。对于典型的低质量X射线瞬态的时间平均吸积率，标准中微子冷却是不重要的，核心热再辐射沉积的热量。由此产生的光度与从几颗静止的瞬变中子星观测到的光度大小相同。这一机制的证实将有力地限制中子星的快速中微子冷却机制。热辐射以前被认为是静态辐射的主要来源，因为黑体光谱拟合暗示了一个比中子星表面小得多的辐射区域。然而，与射电望远镜的热辐射一样，与实际出射光谱的拟合将意味着一个大得多的发射区域。其他发射机制，如吸积或脉冲星冲击，也可以在静止状态下运行，并在短时间内产生强度和光谱变化。事实上，静态吸积可能会在静态光谱中产生引力红移的金属光电离边缘（可以用AXAF和XMM检测到）。讨论了Aql~X-1的观测结果，指出球状星团中的低光度X射线源和Be星/X射线瞬变是未来研究的极好候选者。
1998-07-28 astro-ph
The heating of the cooling flow (The feedback effervescent heating model)
标准的冷却流模型已经预测了星系团中大量的冷气体。钱德拉和XXM-牛顿望远镜未能探测到星系团中的冷却气体（低于1-2 keV），这表明必须有某种加热过程来抑制冷却。最有可能的热源是活动星系核的加热。加热机制有很多种，但我们将采用活动星系核膨胀的气泡与团内介质（ICM）相互作用的结果的加热模型。使用FLASH代码，我们已经进行了时间相关的模拟，以调查的效果上的抑制冷却流团的冷却加热。我们发现，对流加热模型不能平衡辐射冷却，它是一个人工模型。此外，对流加热是ICM压力梯度的函数，但冷却与气体密度平方和气体温度的平方根成比例。
2007-10-13 astro-ph
Cooling and Clusters: When Is Heating Needed?
关于星系团中热气的当前状态，（至少）有两个问题尚未解决。第一个是确定加热源，该加热源抵消了冷却时间短的集群中心的冷却（“冷却流”问题）。二是对团簇和基团气体中熵增加的机理的认识。由于这两个问题都涉及到一个未知的加热源，因此很容易将它们与同一过程联系起来，特别是因为在一个观测良好的“冷却流”星团样本中，活动星系核加热被观测到在某种程度上起作用。在这里，我们表明，使用团簇形成的数值模拟，大部分的气体最终在团簇冷却高红移，所以加热也需要在高红移，早在团簇形成。这表明，解决冷却流问题的相同过程可能无法解决集群熵问题。
2005-02-22 astro-ph
Self-similar collapse with cooling and heating in an expanding universe
我们推导了Einstein deSitter宇宙中包含冷却和加热的自相似解，并研究了冷却和加热对气体密度和温度分布的影响.我们假设冷却速率与气体密度和温度$Λ$ $\propto$ $ρ^{A}T^{B}$呈幂律关系，加热速率为$Γ$ $\propto$ $ρT$。通过要求冷却时间与哈勃时间成比例来选择$A$和$B$的值，以便获得相似性解。在冷却速率大于加热速率的区域中，建立冷却流入，并且气体被压缩和加热。由于内部区域的压缩比外部区域大，因此温度变成朝向中心增加的曲线。特别地，当由于巨大的能量损失而产生大的下落速度时，密度的斜率接近取决于$A$、$B$和速度斜率的值，并且温度的斜率接近$-$ 1。另一方面，在加热速率大于冷却速率的区域中，下降速度被抑制，气体的压缩减弱，并且气体冷却。密度的斜率由于收缩的抑制而变浅，并且温度低于没有加热的温度。本文提出的自相似坍缩模型，揭示了冷却和加热对星系和星系团中气体分布的影响。
2003-11-05 astro-ph
AGN Heating of Cooling Flow Clusters: Problems with 3D Hydrodynamic Models
我们已经进行了一组高分辨率，三维模拟的喷射活动星系核嵌入在一个放松的冷却集群。据我们所知，这是第一次模拟，包括完整的射流动力学和反馈模型。这些理想的流体动力学模拟表明，尽管平均而言有足够的能量来抵消冷却，但喷射加热并没有以可以防止集群灾难性冷却的方式在空间上沉积。
2006-10-11 astro-ph
Equilibrium Models of Galaxy Clusters with Cooling, Heating and Conduction
一般认为，大多数星系团都有冷却流，其中中心的辐射冷却导致缓慢的流入。然而，钱德拉和XMM最近的观测结果与预测的冷却流率相冲突。在其他机制中，中央活动星系核的加热和热传导被用来解释小的质量沉积率。在这里，我们提出了一个家庭的流体静力学模型的集群内介质的辐射损失是完全平衡的热传导和加热的中心源。我们描述了这个简单模型的特点，并将其参数拟合到Hydra A的密度和温度分布。
2003-03-20 astro-ph
Neutron star cooling: Theoretical aspects and observational constraints
评述了孤立中子星的冷却理论。首先讨论了直接Urca过程（或致密物质奇异相的类似过程）和恒星内部超流性的作用。通过冷却理论与孤立中子星观测的对抗来约束中子星内部超核物质的总体参数的前景被概述。本文讨论了软X射线瞬态过程中与吸积物质深部地壳加热有关的瞬态吸积中子星热态问题。
2003-06-06 astro-ph
The impact of cooling and pre-heating on the Sunyaev-Zel'dovich effect
我们使用流体动力学模拟来评估的影响，辐射冷却和“预热”的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应的预测。冷却显著降低了平均SZ信号及其角功率谱，而预热可以给出更高的平均失真，同时使角功率谱低于在没有加热或冷却的模拟中发现的角功率谱。我们研究了高密度和低密度气体的相对贡献，发现在冷却模型中，约60%的平均热畸变来自低密度气体。我们发现，晕占主导地位的热SZ功率谱在所有模型中，而在冷却模拟的动力学SZ功率谱主要起源于低密度气体。
2001-09-18 astro-ph
The Effect of Heating and Cooling on Scaling Laws of X-Ray Clusters
我们提出的结果，包括加热和冷却的宇宙学模拟的$Λ$ CDM宇宙学，并证明其对星系团的标度律的影响。当包括辐射冷却时，标度关系与观测结果吻合得很好，但冷却气体的分数是观测所允许的上限。相反，预热模型具有更真实的冷却分数，但标度关系不太好地产生。
2001-09-28 astro-ph
The role of Compton heating in cluster cooling flows
钱德拉和XMM-牛顿最近的观测表明，“冷却流”星系团的中心气体具有随温度降低而迅速降低的质量冷却速率。这与稳态冷却流模型的预测形成对比。根据这些观测结果，只有当存在稳定的温度依赖性加热机制时，气体才能处于稳定状态;或者，气体可以处于不稳定状态，即，间歇加热。间歇性的加热可以通过康普顿加热，在位于星系团中央的超大质量黑洞上的吸积而产生。只要发射光谱的辐射温度高于气体温度，这种机制就可以是有效的。在这里，我们探讨这种加热机制是否可以在起源的神秘行为的热气在中心区域的“冷却流”集群。虽然康普顿加热的几个特点似乎在这方面的吸引力，我们发现，现实的气体和辐射温度的吸收加热的分数短的两个数量级的所需加热。
2003-12-18 astro-ph
Feedback Heating in Cluster and Galactic Cooling Flows
包括热传导和活动星系核加热的星系团冷却流模型具有较低的整体质量冷却速率，同时维持密度和温度分布与没有特别质量下降的情况下观察到的相似。为了实现这一协议，热导率必须约为斯皮策值的0.35 +/-0.10，类似于纳拉扬和梅德韦杰夫所倡导的。然而，当应用于星系/集团尺度的活动星系核加热和传导的协同组合是不太令人满意的。当计算出的密度分布和全球冷却率降低AGN加热，以配合这些较小规模的流动的观测，气体温度在约10千秒差距太大。此外，在具有活动星系核加热和热传导的星系/星系群中，最适合的流动需要更大的传导率，大约是斯皮策值的0.5 - 1.0。当星系/星系群流中的气体密度因加热而降低时，Ia型超新星对铁的富集作用更为有效，热气体铁丰度大大超过观测值。因此，具有中心加热和传导的星系/星系群流需要一个额外的过程来去除铁：Ia型喷出物无法进入热相，选择性冷却等。
2003-01-15 astro-ph
Accretion Disk Models with Self-Consistent Advective Cooling and Heating
我们提出的解决方案的吸积盘结构方程中的对流冷却占在一个自洽的方式。结果表明，对于高吸积率，在一个临界值以上，当没有平流有没有从大到小的半径连续延伸的解决方案，存在自洽对流冷却的整体解决方案。这些解与其他作者早先得到的解有很大的不同，在这些解中，对流冷却没有被自洽地处理。
1996-01-03 astro-ph
Alfven heating in optical filaments in cooling flows
关于冷却流的主要问题之一是在冷却流的内部区域中看到的为光学细丝的发射线提供动力的机制的性质。在这项工作中，我们研究了Alfvén加热（AH）作为冷却流中光学细丝的加热/激发机制的可解释性。我们使用一个随时间变化的流体动力学代码来跟踪从$10^7$ K冷却流产生的冷却冷凝的演变。灯丝包含磁场，并且AH以几个效率度工作（包括根本没有AH）。我们考虑两种阻尼机制的Alfvén波：非线性和湍流。我们计算了与灯丝相关的光学线发射，并将我们的结果与观测结果进行了比较。我们发现，AH可以是一个重要的电离和加热源的I类灯丝的线比计划的Heckman等人。此外，AH可以是一个重要的贡献者[OI] $λ6300$发射，即使是更明亮的II类系统。
1996-12-09 astro-ph
Temperature distribution in magnetized neutron star crusts
研究了不同磁场位形对中子星壳温度分布的影响。我们考虑轴对称偶极场，它要么局限于恒星地壳，称为“地壳场”，要么允许穿透核心，称为“核心场”。通过积分地壳中的二维热输运方程，考虑到经典的（拉莫尔）各向异性的热导率，我们得到的地壳温度分布，假设一个等温的核心。将量子磁场效应作为边界条件，推导了相应的表面温度分布。我们发现，核心领域的结果在实际上是等温的地壳，除非表面场强度远高于$10^{15}$ G，而对于地壳场的表面强度超过几倍$10^{12}$ G的显着偏离等温性发生在核心温度低于或等于$10^8$ K。在恒星表面，冷的赤道区域产生的量子抑制热传输垂直于领域的信封，目前为核心和地壳领域，显着扩展的经典抑制在更高的密度的情况下，地壳领域。对于地壳场，这可能导致两个小的温暖的极地区域，这将产生观测结果：中子星具有小的有效热发射面积，并且与具有核心场的中子星的情况相比，X射线脉冲轮廓预计具有明显不同的形状。这些特征与年轻冷却中子星热辐射的X射线数据相比，将为支持或反对地壳或核心磁场的两种完全不同的配置提供观测证据。
2004-03-18 astro-ph
Neutron star long term cooling - Joule heating in magnetized neutron stars
本文对强磁场（B > 1 e13高斯）作用下中子星的冷却过程进行了二维数值模拟。研究了磁场衰减对冷却曲线的影响。我们表明，焦耳热效应是非常大的，在某些情况下控制的热演化。我们描述了由磁场引起的温度各向异性，并预测了孤立中子星演化早期和晚期的表面温度分布，将我们的结果与孤立中子星的观测数据进行了比较。
2008-03-04 astro-ph
Testing consistency of deconfinement heating of strange stars in superbursters and soft X-ray transients
超级爆发和软X射线瞬变都探测致密星地壳的热结构，对地壳深部加热过程敏感。最近的研究表明，在一颗奇异恒星中，物质从地壳向核的转移可以通过解除禁闭来加热地壳，并点燃超爆发，前提是满足奇异夸克物质状态方程的某些约束。软X射线瞬态在一个简单的参数化模型，假设他们的静态发射是以相同的方式供电，推导出相应的约束条件，并讨论了瞬态系统中的这种加热机制的时间依赖性。
2006-12-29 astro-ph
Pycnonuclear burning and accreting neutron stars
我们概述了瞬态吸积中子星的深地壳加热现象。它是由吸积物质中的核转变（主要是由密核反应）产生的，而这种物质在新吸积物质的重量下密度下降到rho > 10^{10} g/cc。然后我们考虑由地壳深部加热决定的瞬态吸积中子星（平均质量吸积率为\dot{M} =（10^{-14}-10 ^{-9}）M_ \odot /yr）的热态。在一个简化的方式，我们研究如何从这样的恒星的热通量取决于在恒星内部的超致密物质的属性。我们分析了最重要的监管机构的热通量：在低质量恒星的核心和快速中微子发射（在核子，π介子凝聚，K介子凝聚，或夸克相的致密物质）在高质量恒星的核心强超流性。我们比较的结果与观察软X射线瞬态在静态。
2002-11-05 astro-ph
A Two-Fluid Thermally-Stable Cooling Flow Model
本文提出了一个新的X射线团簇冷却流模型，它能够自然地解释所观察到的显著特征。唯一的要求是，一个重要的相对论成分，在宇宙射线（CR）的形式，是目前在集群内的介质和显着冻结的热气体。这种添加定性地改变了传统的等压热不稳定性标准，使得流体包裹在其热压力下降到低于其CR压力的阈值分数时变得热稳定。因此，在任何半径的最低可能的温度是周围环境温度{ \it在该半径}的三分之一，正如所观察到的。此外，我们认为，内部重力波的耗散，激发的径向振荡运动的向内漂移的冷却云约其径向平衡位置，可能是负责加热冷却气体。由于向内漂移的冷却云以及一般的向内流动，为冷却X射线光度提供动力和加热冷却气体的最终能量来源是重力，加热在空间上分布，并且在能量上与冷却相匹配。这种加热机制的一个可取的性质是，热能强烈集中在中心，为发射线星云提供所需的加热。
2004-05-16 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
Evolution of the bursting-layer wave during a Type 1 X-ray burst
在一个流行的场景中，由于Heyl，在类型1 X射线爆发期间看到的准周期振荡（QPO）是由中子星海洋中的巨大行波产生的。Piro和Bildsten提出，在爆发冷却过程中，爆发层中的波可能转化为地壳深部的界面波，这将切断可见的QPO。这个截止值将有助于解释QPO频率漂移的幅度，否则在Heyl的情况下会被高估几倍。本文研究了爆发层与深海的耦合问题。耦合原来是弱的，只有一小部分的面波能量得到转移到地壳界面波在爆发。因此，地壳界面波在爆发过程中不起动力学作用，QPO早期截止不应发生。
2007-08-17 astro-ph
On Heating of Cluster Cooling Flows by Sound Waves
我们研究了星系团冷核的加热，通过由中央活动星系核（AGN）的活动激发的声波的耗散。使用弱激波理论，我们表明，这种加热机制本身不能再现观察到的温度和密度分布的集群，因为波的耗散长度是远远小于的核心的大小，因此波的能量是不是分布到整个核心。但是，我们发现，如果它与来自星系团热外层的热传导相结合，波加热可以重现观测结果。
2005-08-10 astro-ph
The Difficulty of the Heating of Cluster Cooling Flows by Sound Waves and Weak Shocks
我们研究了星系团冷核在活动星系核（AGN）活动激发的声波和弱激波耗散作用下的加热。使用弱激波理论，我们表明，这种加热机制本身不能再现观察到的温度和密度分布的集群，因为波的耗散长度是远远小于的核心的大小，因此波的能量是不是分布到整个核心。
2006-10-23 astro-ph
Magneto-rotational and thermal evolution of magnetars with crustal magnetic fields
软伽马射线重复星（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）被解释为年轻的高磁化中子星（NS）。它们在静止时的X射线亮度超过10^{35}尔格·秒^{-1}，这不能解释为是由于高磁化NS的冷却，而是需要其磁场（MF）的衰减作为额外的热源。我们研究数值的MF，温度和自旋周期的耦合演化的假设下，电流维持场被限制在地壳中的恒星。场的衰减取决于场强度本身（霍尔漂移），温度和向恒星注入热量，但由中微子发射控制。最后，我们考虑自旋从磁偶极子制动与这个衰减场跟踪长期的演变。我们找到了合理的MF强度和结构的初始条件，以解释它们的自转周期、自转周期的时间导数和AXP和SGR的X射线光度的当前观测值。
1999-11-02 astro-ph
Cluster Heating by Viscous Dissipation of Sound Waves
我们模拟了星系团中活动星系核活动所产生的波的粘性耗散效应。我们证明，与这些波的耗散相关的粘性加热量可以抵消冷却流星系团的辐射冷却率。这种加热机制导致空间分布和近似对称的耗散。加热波到达一个给定的距离从集群中心的时间尺度短于冷却时间。这意味着这种加热机制具有以准稳定方式淬灭冷却流的潜力。此外，加热是温和的，因为在模拟中没有强烈的冲击。我们首先研究了活动星系核活动的单一连续事件是否能导致足够的耗散来平衡冷却速率。这些模拟表明，虽然上升气泡与团内介质相互作用产生的二次波明显存在，但与这些波的消散相关的粘性加热不足以平衡辐射冷却。只有当中心源是间歇性的，与后续活动相关的波的粘性耗散才能抵消冷却。这表明在英仙座星系团中观察到的涟漪可以解释为活动星系核的占空比，即，他们追踪活动星系核的活动历史使用PPM自适应网格细化代码FLASH在二维进行模拟。
2004-04-23 astro-ph
Thermal state of transiently accreting neutron stars
本文研究了瞬态吸积中子星的热态（平均吸积速率为$\dot{M} \sim 10^{-14}-10^{-9}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$），它由吸积物质下沉到恒星内部的深地壳加热决定。我们正式这个问题的冷却中子星的问题直接对应。利用一个简单的模型，我们分析了影响吸积恒星热状态的最重要因素：低质量恒星核心中的强超流性和高质量恒星核心中的快中微子发射（在稠密物质的核子、π介子凝聚、K介子凝聚或夸克相中）。我们简要地比较了结果与软X射线瞬态静止的观察。如果将SAXJ1808.4 -3658（Campana et al.2002）中中子星的静态热光度上限与地壳深部加热联系起来，则支持直接Urca过程的核子中子星核模型。
2003-07-10 astro-ph
Heating, conduction and minimum temperatures in cooling flows
钱德拉天文台提供的观测证据表明，在冷却流中，千电子伏的气体与活动星系核之间存在强相互作用。现在人们普遍认为，星系团核心的温度保持在1千电子伏的水平，质量沉积率低于早期ROSAT/爱因斯坦值。最近的理论结果表明，即使在磁化等离子体中，热传导也可以非常有效。受这些发现的启发，我们考虑了一个“双加热模型”，它包含了同时加热的中央活动星系核和热传导的集群外层的影响。使用流体动力学模拟，我们证明了存在一个家庭的解决方案，不遭受冷却灾难。在这些情况下，集群放松到一个稳定的最终状态，其特点是最低温度为1千电子伏和密度和温度分布与观测一致。此外，吸积速率大大降低，从而减少了标准冷却流模型所需的过大质量沉积速率的需要。
2002-08-12 astro-ph
General relativistic treatment of the thermal, magnetic and rotational evolution of neutron stars with crustal magnetic fields
假设偶极磁场局限于地壳，我们研究了孤立中子星的热、磁和自转演化。我们的治疗，第一次，使用一个完全的广义相对论的形式主义，不仅为热，而且为磁的一部分，并包括部分广义相对论效应的旋转部分。由于合并的演化关键取决于恒星的致密性，因此在计算中采用了三种不同的状态方程。在没有广义相对论效应的情况下，虽然随着致密性的增加，地壳厚度会减少，导致加速场衰减，但纳入广义相对论效应的目的是"减缓这种加速“。因此，我们发现，在地壳场假设，一个给定的状态方程是兼容的观测周期$P$和周期导数$\dot P$提供的初始场强和电流的位置以及杂质含量的大小是适当的约束。最后，我们访问的灵活性的软，介质和刚性类的状态方程作为候选人在描述的中子星内部的物质状态。我们的模型计算与观测结果的比较，再加上考虑独立的信息中子星的演变，表明一个不太软的状态方程描述中子星内部和它的冷却收益沿“标准”的情况。
2000-05-15 astro-ph
Modeling the Heating and Cooling of WZ Sagittae following the July 2001 Outburst
FUSE和HST/STIS光谱的矮新星WZ Sge，获得期间和之后的早期超级爆发的2001年7月超过20个月的时间跨度，监测变化的组成部分的系统在其不同的阶段。对数据的合成光谱拟合表明，对大约12，000 K的爆发的反应是冷却，从大约28，000 K下降到大约16，000 K。冷却时间尺度τ（白矮星温度过剩）在冷却期的早期大约为100天，在爆发后的第二年年底增加到大约850天。在目前的工作中，我们数值模拟的吸积加热和随后的冷却的白矮星在WZ Sge。最好的压缩加热模型拟合一个1.2 Msun的白矮星以9.E-9 Msun/年的速度吸积52天。然而，如果假设一个较低的质量吸积率或一个较低的白矮星质量，那么压缩加热单独不能解释观测到的温度下降，和其他加热源必须包括增加模型的温度到观测值。我们定量地检查边界层辐射作为这样一个额外的源的效果。
2003-10-30 astro-ph
Nuclear composition and heating in accreting neutron-star crusts
在关于X射线爆发灰烬形成的最外层成分的不同假设下，研究了吸积中子星壳的核反应及其伴随的热释放。灰烬中含有A ~ 90-110的核素的具体例子被认为是一个标准的A=56的情况下相比。在所有情况下，壳层的演化都是从10 ^8 g/cm ^3到10^{13} g/cm ^3的几倍。吸积壳内非平衡过程产生的地壳总加热为1.1- 1.5MeV/1个吸积核子。在密度超过致密核聚变阈值的增生地壳的组成基本上是独立的假设的X射线爆发灰烬的初始组成。
2003-05-13 astro-ph
Magnetars as cooling neutron stars with internal heating
我们研究了磁星作为冷却中子星的热结构和演化，其内部是一个唯象热源。我们探索这一层的位置以及加热率，可以解释高可观测的热光度的磁星，并将与中子星的能量收支一致。我们的结论是，热源应该位于磁星的外层地壳中，密度ρ <5e 11 g/cm ^3，并且应该具有1 e20 erg/s/cm ^3量级的热强度。否则，热能主要由中微子释放，不能使表面变暖。
2006-05-18 astro-ph
Cooling and heating the ICM in hydrodynamical simulations
我们讨论树+SPH模拟的星系团和集团，旨在研究冷却和非引力加热的可观察的ICM属性的效果。我们在高分辨率下模拟了四个晕，质量范围为（0.2-4）10^{14}M_sol。我们讨论了使用不同的SPH实现的影响，并表明，高分辨率是强制性的正确遵循ICM的冷却模式。我们所有的加热方案，正确地再现了X射线标度性质的集群和集团没有成功地减少崩溃的气体的分数低于百分之二十（30）的水平在集群（集团）规模。最后，冷却团簇区域中的气体压缩会导致温度升高和温度分布变陡，而与非重力加热过程的存在无关。这与最近观测到的弛豫星系团中心气体温度降低的证据不一致。如果这些差异持续存在，即使是更精细的能量反馈模型，它们可能表明，一些基本的物理过程仍然是在流体动力学模拟失踪。
2003-02-27 astro-ph
Heating cooling flows with jets
活动星系核显然在“冷却流”中加热气体。供暖的有效性和空间分布是有争议的。我们使用自适应网格上的三维模拟来研究弱的亚相对论射流对冷却流的影响。模拟结果显示了与观测结果相同的空洞和涡环。这些空洞是快速膨胀的动态物体，而不是以前模拟的浮力气泡，但冲击仍然很难用X射线检测到。在后期，空洞变成了高密度，强烈地激发了星系团的g模式。这些模式在很长的时间尺度上衰减。径向混合被证明是一个重要的现象，但射流削弱金属丰度梯度只有非常接近中心。中心熵密度适度增加的射流。我们使用一种新的算法来施加的模拟射流。
2003-11-11 astro-ph
Heating Cooling Flows with Weak Shock Waves
在英仙座和室女座的热星系团间气体中发现了扩展的、近似球形的弱激波，这一发现使人们认为这些波可能是解释为什么如此少的气体冷却到低温的主要加热过程。这种类型的加热得到了最近的气体动力学模型的额外支持。我们在这里表明，向外传播，消散波存款的大部分能量的中心附近的集群大气。因此，如果气体被（间歇性的）几个陀螺的弱冲击加热，30-50千秒差距内的气体被加热到远远超过观测值的温度。如果消散的冲击足够不频繁或微弱，从而不成为全球加热的主要来源，这种加热是可以避免的。与新形成的X射线空腔相关的局部PV和粘性加热可能很小，这与空腔所在的组和簇中心附近通常观察到的低气体温度一致。
2005-11-05 astro-ph
Two--body heating in numerical galaxy formation experiments
我们表明，离散效应与经典的两体松弛产生虚假加热的气体成分的星系形成的数值模拟。一个简单的分析模型表明，在任何模拟中，当单个暗物质粒子的质量超过某个临界值时，这种人工加热将主导辐射冷却。这一最大质量仅取决于气体的冷却功能、气体形式的材料的分数以及气体中的典型温度（微弱地）。它与大多数已发表的宇宙流体力学和星系形成模拟中使用的暗物质粒子质量相当，甚至更小。任何违反这一约束的模拟都将无法跟踪冷却流，尽管在冷却时间非常短的区域仍可能发生灾难性的气体冷却。我们使用一系列的N-体/光滑粒子流体动力学模拟来探索这种效果。在忽略辐射冷却的模拟中，两体加热导致气体成分逐渐膨胀。当辐射效应包括在内，我们发现，气体冷却几乎完全抑制暗物质粒子质量超过我们的限制。虽然我们的测试模拟使用光滑粒子流体力学，类似的效果，和类似的临界质量，预计在任何模拟中的暗物质是由离散粒子。
1996-09-03 astro-ph
Cooling Flows or Heating Flows?
现在很清楚，活动星系核的热冷却流，主要是由驱动风。风中可能含有相对论成分，产生强大的同步辐射，但不清楚是否所有的风都这样做。讨论了活动星系核与冷却流相互作用的时空稳定性。风的准直可能提供空间稳定性。只有质量超过临界值的黑洞才可能具有时间稳定性。冷却流没有绝热核和X射线空腔的存在都证实了准直外流的重要性。我量化的对流规模，活动星系核九头蛇将需要驱动，如果它平衡辐射向内流动的向外流动平行的射流。至少在室女座，任何这样的流动必须限制在r<~20 kpc。流体动力学模拟表明活动星系核爆发的持续时间不可能超过2500万年。四个星系团的数据与良好的研究X射线腔表明，加热与腔形成近似平衡辐射冷却。简要地讨论了宇宙陨击的作用和暗条的形成机制。
2003-10-08 astro-ph
Heating and Cooling of Hot Accretion Flows by Non Local Radiation
我们考虑非局部效应时产生的辐射在一个半径的吸积盘通过康普顿散射加热或冷却气体在其他半径。我们讨论三种情况：1。对流主导流动的内部区域的辐射：中等半径处的康普顿冷却气体和大半径处的康普顿加热气体。2.来自外部薄吸积盘的软辐射康普顿冷却内部的一个或两个温度的热流。3.来自内部薄吸积盘的软辐射康普顿冷却周围单温流中的热气体。我们描述了以前的结果是如何修改这些非本地的相互作用。我们发现，康普顿加热或冷却的气体中发出的辐射的内部区域的热流是不重要的。同样，当冷流到热流的转变发生在半径大于某个最小值$R_{tr,min}$时，来自外部薄盘的软光子的康普顿冷却可以忽略不计。然而，如果热气流终止于$R < R_{tr,min}$，非局部冷却是如此强烈，以至于热气体在失控过程中被冷却到薄盘配置。在薄盘周围的热的一个温度流的情况下，我们发现，康普顿软辐射冷却占主导地位的局部冷却的热气$\dot{M} \gsim 10^{-3} α\dot{M}_{Edd}$，和$R \lsim 10^4 R_{Schw}$。因此，最大吸积率对流为主的一个温度的解决方案存在，减少了一个因素的$\sim 10$，相比，当地的能量平衡的假设下计算的值。
1997-01-08 astro-ph
An Observationally Motivated Framework for AGN Heating of Cluster Cores
冷却流问题是一个长期存在的难题，最近受到了相当多的关注，部分原因是在星系团中淬灭冷却流的机制很可能与急剧截断星系光度函数高端的机制相同。最近大多数关于星系团停止冷却的模型都集中在活动星系核的加热上，但实际的加热机制仍然是个谜。在这里，我们提出了一个框架，AGN加热来自钱德拉调查的气体熵分布在集群核心。这组观测结果有力地表明，星系团核心的内部每隔约10^8年就会受到间歇性活动星系核爆发的冲击加热，这种爆发是由约10^45 erg/sec的动能输出驱动的，至少持续10^7年。超过30千秒差距，这些冲击波衰减为声波，释放出浮力气泡，加热核心的外部。在加热事件之间，冷却导致核心向渐近的纯冷却轮廓松弛。在这个渐近分布的密度分布是足够的峰值活动星系核冲击不会导致核心熵反转，使集群核心保留一个强大的铁丰度梯度，观察。
2005-09-07 astro-ph
Giant planet formation from disk instability; cooling and heating
本文给出了引力不稳定原行星盘演化的高分辨率SPH模拟结果。我们报告的计算中，磁盘的演变使用局部等温或绝热状态方程（与冲击加热），并在新的模拟中，冷却和加热的辐射明确建模。我们发现，磁盘的最小Toomre参数$< 1.4$碎片成几个引力约束的原行星的质量从下面的几个木星的质量。这也证实了运行中的磁盘是一个安静的开始，逐渐增长的质量在几个轨道时间。对于$0.08-0.1 M_{\odot}$范围内的盘质量，需要与轨道时间相当的冷却时间来实现碎裂。在大约30个轨道时间之后，束缚凝聚体之间的合并总是导致2-3颗原行星在相当偏心的轨道上。
2003-11-03 astro-ph
Suppressing cluster cooling flows by self-regulated heating from spatially distributed population of AGNs
现有的模型引用活动星系核活动来解决星系团中的冷却流难题，只关注中央星系的作用。这种模型需要微调高度不确定的微观传输特性，以分布在整个集群冷却核心的热。我们建议，ICM，而不是加热多个，空间分布的活动星系核。有越来越多的观测证据表明，在集群环境中存在多个活动星系核。活动的活动星系核驱使气泡进入ICM。我们确定了气泡和ICM之间的三种不同的相互作用：（1）注入后，气泡迅速膨胀，达到与周围环境的压力平衡，产生的冲击和波的耗散是ICM加热的主要来源。(2)一旦膨胀，气泡就以与粘性阻力平衡的速度迅速上升，这本身会导致一些额外的加热。(3)上升的气泡膨胀并压缩周围的环境。这个过程是绝热的，不会产生任何额外的热量;相反，由于压缩而增加的ICM密度增强了冷却。我们的模型通过依赖空间分布的星系来加热星系团核心，从而回避了“运输”问题。我们在我们的模型中包括自我调节，通过链接AGN活动在星系周围ICM的冷却特性。我们使用一个球对称的一维流体动力学代码进行初步研究，说明该模型的有效性。我们的自我调节方案预测，应该有增强的活动星系核活动的星系内部的冷却区域相比，星系团的外部部分。这一预测有待观察来证实或反驳。
2006-11-15 astro-ph
Radiative shocks in galaxy formation. I: Cooling of a primordial plasma with no sources of heating
我们使用一个1-D拉格朗日代码，其中既有气体和黑暗的组成部分，研究出现在Einstein-de Sitter宇宙中的球形无标度扰动的演化中的辐射冲击。激波的具体行为取决于辐射冷却是由韧致辐射还是由线冷却主导。韧致辐射是具有圆周速度$V_{c} > 100 km s^{-1}$的系统的主要能量损失机制。在这种情况下，我们可以用一个简单的分析模型，以高精度再现激波和冷却波的运动学。当线冷却占主导地位时，冲击波阵面可能不稳定。振荡的周期和振幅随着宇宙的膨胀而增加。对于这样的系统，我们的分析模型只提供了一个粗略的估计的平均演变。我们相信，现在我们完全理解了辐射冷却在星系形成的球形模型中出现的冲击中的作用。
1997-12-17 astro-ph
Towards a Holistic View of the Heating and Cooling of the Intracluster Medium
X射线团簇通常分为两类：“冷核”（CC）团簇和“非冷核”（NCC）团簇。然而，相对较少的注意力已经给予了这种二分法的起源，特别是对这两个类的能量和热历史。我们从引力激波加热和辐射冷却建立的结构出发，建立了一个团簇熵分布模型。在大半径，重力加热占所观察到的配置文件和他们的缩放。然而，在小半径和中等半径的情况下，辐射冷却和引力加热不能结合起来解释观察到的任何类型的星系团的轮廓。推断的NCC集群的熵配置文件需要的材料被预热之前，集群崩溃，以解释在这些系统中的低熵（冷）的材料的情况。我们表明，CC集群中也需要类似的修改，以匹配它们的性能在中间半径。在CC簇中，这种修改是不稳定的，并且需要额外的过程来防止冷却到低于几keV的温度。我们表明，这可以通过增加一个自洽的AGN反馈回路，其中最低熵，最迅速冷却的材料被加热，使其上升到与材料在较大的半径混合。由此产生的模型不需要微调，并与各种各样的观测数据非常吻合。这个模型的其他一些影响进行了简要讨论。
2008-02-21 astro-ph
Can radiative cooling and nongravitational heating explain simultaneously the global X-ray properties of clusters and the unresolved cosmic X-ray background ?
使用一个简单的分析方法，我们解决的问题，是否辐射冷却，非引力加热和冷却加加热模型可以同时解释所观察到的全球X射线属性（熵和X射线光度分布）的集团和集群和剩余的软X射线背景（XRB）后，离散源被删除。在典型的冷暗物质结构形成的框架内，其特征在于由物质功率谱σ_8 =0.9的振幅，有人认为，虽然辐射冷却单独是能够勉强再现在中心区域的集团和集群检测到的熵地板，它是不足以解释陡峭的X射线亮度-温度关系的集团和未解决的软XRB。一个唯象的预热模型，其中一个额外的特定的能量预算或熵地板被添加到组和集群中的热气体，在恢复的至少一个X射线观察到的功能失败。最后，我们的组合模型的冷却加加热预测的软XRB超过观测上限的一个因素~2，如果该模型是需要重现观测到的熵和X射线光度-温度关系的集团和集群。如果这种差异不是我们的分析模型过于简化的结果，这意味着我们目前对热气体物理过程的理解仍然不完整，或者目前功率谱的归一化被系统地高估了。对于后者，如果归一化参数σ_8 \approx取较低值0.7，则由预热模型和冷却加加热模型预测的团簇和团簇的X射线性质以及XRB都能与X射线观测值相一致。
2002-10-23 astro-ph
On the Nature of Feedback Heating in Cooling Flow Clusters
本文研究了冷流星系和星系团中团内介质加热和冷却之间的反馈。我们采用了流行的观点，即加热是由于一个活动星系核（AGN），即中央黑洞吸积质量和发射喷流和/或风。我们认为反馈发生在整个冷的内部区域（r <~ 5-30 kpc），在那里，密度对比度>~2的非线性过密气体团快速冷却，并在经历下一个主要的活动星系核加热事件之前从ICM中移除。我们称这种情况为“冷反馈”。其中一些斑点冷却并向中央黑洞下沉，而另一些则可能形成恒星和冷分子云。我们推导出了由微扰形成的致密团块可能冷却到低温（T <~ 10^4 K）并为黑洞提供能量的条件。主要条件是：（1）必须防止高密度团块在ICM中达到平衡位置，因此它必须快速冷却，周围气体的密度分布必须较浅：（2）必须有非线性扰动，它们可能主要是由活动星系核活动形成的;（3）这些非线性扰动的冷却时间应该很短，相对于连续活动星系核爆发之间典型间隔的几倍。(4)为了不被热传导蒸发，这些斑点应该与它们的周围环境磁性断开。
2005-07-19 astro-ph
AGN Heating through Cavities and Shocks
本文对活动星系核冷却流的加热作了三点评论。一个简单的物理参数被用来表明，一个浮力射电瓣的焓被转换为热在其尾流。因此，很大一部分“空腔”焓很可能最终以热的形式存在。其次，利用M87中多次弱震的性质，论证了它们可以阻止活动星系核附近气体的冷却。激波加热作为最接近活动星系核的最重要的加热机制，在反馈机制中可能起着至关重要的作用。第三，结果是从附近的巨型椭圆星系活动星系核加热率的调查。包括不活跃的系统，整个活动星系核的加热速率与样品的总冷却速率相当匹配。因此，间歇性的活动星系核爆发在能量上能够阻止这些星系的热大气冷却和形成恒星。
2006-11-04 astro-ph
Radiative cooling, heating and thermal conduction in M87
钱德拉和XMM-牛顿观测星系团所带来的标准冷却流模型的危机，导致了几个模型的发展，探讨不同的加热过程，以评估他们是否可以淬火冷却流。其中最吸引人的机制是通过活动星系核沉积在ICM中的浮力气体进行热传导和加热。我们结合Virgo/M87对三颗卫星（Chandra、XMM-Newton和Beppo-SAX）的观测来检查星系团中心ICM的动态。使用光谱解投影技术，我们推导出描述ICM的物理量，并确定平衡冷却流所需的额外加热，假设热传导在斯皮策值的固定分数下工作。我们假设额外加热是由于浮力气体，我们使用Ruszkowski和Begelman（2002）开发的模型拟合数据。我们导出了$\sim 5$ kpc模型的尺度半径，它与M87活动星系核喷流扩展相当，以及一个$few \times 10^{42}$ erg s $^{-1}$的活动星系核所需的光度，它与观测到的活动星系核光度相当。我们讨论了一种情况下，浮力气泡充满相对论粒子和磁场负责无线电发射的M87。活动星系核被认为是间歇性的，并通过一系列的爆发注入浮力气泡群。我们还研究了在射电叶中检测到的X射线冷分量，并认为它是结构化的斑点，这些斑点与射电浮泡有关。
2004-04-05 astro-ph
Joule heating in the cooling of magnetized neutron stars
我们提出了强磁场（B \geq 10^{13} G）下中子星冷却的二维模拟。我们解决了轴对称的扩散方程，包括最先进的微观物理，控制冷却，如慢/快中微子过程，超流，以及可能的加热机制。我们研究了冷却曲线如何依赖于磁场强度和几何形状。特别注意讨论磁场衰减的影响。我们表明，焦耳热效应是非常大的，在某些情况下控制的热演化。我们描述了孤立中子星演化早期和晚期磁场诱导的温度各向异性。
2007-10-25 astro-ph hep-ph nucl-th
Spin-Down of Neutron Stars and Compositional Transitions in the Cold Crustal Matter
本文研究了零温下恒星自旋下降引起的中子星壳核成分的变化。我们建立了一个可压缩的液滴模型的能量的原子核浸没在中子气体中，包括配对和壳修正项，在参考的已知属性的基态的物质以上的中子滴密度，$4.3 \times 10^{11} g cm^{-3}$。最近的实验值和核质量的外推用于描述密度低于中子滴的物质。考虑到缓慢均匀旋转的相对论性中子星的壳层结构，计算了由于恒星自旋下降引起的壳层物质压力的变化。如果初始旋转周期为$\sim$ ms，这些变化会导致最初处于质量密度约为$3 \times 10^{13} g cm^{-3}$的基态物质中的原子核在物质经历压缩的赤道区域吸收中子，并在物质经历减压的旋转轴附近发射中子。通过这些过程产生的热量被发现有显着的影响，旧的中子星的热演化与低磁场的表面发射预测从这种加热相比，$ROSAT$观测的X射线发射毫秒双星，并被证明是不足以解释所观察到的X射线光度。
1996-09-13 astro-ph nucl-th
The impact of magnetic field on the thermal evolution of neutron stars
研究了B> 10 e 13 G的强磁场对中子星热演化的影响，包括磁场衰变引起的地壳加热。为此，我们进行了二维冷却模拟与各向异性的热导率考虑所有相关的中微子发射过程的现实中子星。中子星的标准冷却模型受到质疑，显示磁场有相关的（在许多情况下占主导地位的）热演化的影响。磁场的存在显着影响的热表面分布和冷却的历史，这些对象期间，早期中微子冷却时代和后期光子冷却时代。因此，最小冷却方案比通常假设的更复杂。磁化中子星的一致的磁热演化需要解释观测结果。
2007-12-09 astro-ph hep-ph nucl-th
