Gamma-ray emission associated with Cluster-scale AGN Outbursts
最近的观测表明，在三个相对遥远的星系团中存在着能量巨大的~10^61尔格活动星系核爆发。这些爆发在星系团内的介质中产生了气泡，显然是由相对论粒子和/或磁场的压力支持的。在这里，我们认为，如果> GeV的粒子负责，那么这些粒子很可能是质子和原子核，而不是电子，并且这些物体的伽马射线发射，由这些强子在团内介质中的相互作用引起，可以用GLAST和HESS等仪器勉强检测到。
2007-08-31 astro-ph
Reflections of AGN Outbursts in the Gaseous Atmosphere of M87
我们结合深钱德拉，ROSAT HRI，和XMM-牛顿观测M87研究活动星系核爆发的气体大气的影响。许多X射线特征似乎是活动星系核重复爆发的直接结果。特别是，喷流和反向喷流周围的X射线空洞可能是由于射电等离子体的膨胀，而14和17 kpc的增强发射环可能是与10 ^7年前开始的1-2次\times爆发有关的激波锋面。这些冲击的影响也可以在突出的X射线臂内的增亮中看到。在更大的尺度上，距核心约50千秒差距，表面亮度的凹陷可能是早期爆发的残余。正如Fabian等人对英仙座星系团的建议，我们对M87爆发的能量学分析认为，激波可能是活动星系核能量输入星系、星系群和星系团冷却流大气的最重要通道。对于M87，驱动冲击波爆发的平均功率为2.4 \times 10^{43}尔格/秒，是整个"冷却流“辐射损失的三倍。因此，即使在没有其他能量输入的情况下，每3 \times 10 ^7年爆发一次也足以使流动熄灭。
2004-01-11 astro-ph
The powerful outburst in Hercules A
射电源武仙座A位于一个冷却流星系团的中心，红移z = 0.154。钱德拉X射线图像显示，在射电源周围的团内介质（ICM）中有一个激波阵面，距离容纳它的活动星系核（AGN）约160千秒差距。该激波的马赫数为1.65，使其成为迄今为止发现的由活动星系核爆发驱动的最强的团尺度激波。爆发年龄约为5.9e7y，能量约为3e 61 erg，平均功率约为1.6e46erg/s。至于其他大型活动星系核爆发在冷却流集群，这爆发的辐射损失的ICM的武仙座A集群的一个因素~100。它补充了活动星系核爆发是ICM预热的一个重要来源的情况。除非武仙座A中活动星系核的机械效率超过10%，否则中心黑洞必须增长超过1.7e8 Msun才能为这一次爆发提供动力。
2005-04-15 astro-ph
Chandra uncovers a hidden Low-Luminosity AGN in the radio galaxy Hydra~A (3C~218)
我们报告的检测与钱德拉低电离发射线区域（LINER）的低亮度活动星系（LLAGN）主办的长蛇座A，附近（z=0.0537）强大的FRI射电星系复杂的无线电和光学形态。在仪器校准阶段的20 ks ACIS-S曝光中，在紧凑型无线电核心的位置处检测到能量为$\grtsim$ 2 keV的点源，其嵌入在较软能量的扩散热X射线发射（$kT \sim 1$ keV）中。点源的光谱与本征柱密度N $_H^{int} \sim 3 \times 10^{22}$ \nh和光子指数$Γ\sim 1.7$符合很好的强吸收幂律。固有（吸收校正）光度为$L_{2-10 keV} \sim 1.3 \times 10^{42}$ \lum。这些结果为Hydra~A核区存在活动星系核提供了强有力的证据。我们推断活动星系核的光/紫外辐射主要被其严重的本征红化所掩盖。为了平衡星云的光子收支，我们必须假设电离光谱包括一个紫外碰撞或调用和额外的电源（冷却流中的冲击或与射电喷流的相互作用）。使用黑洞质量和X射线光度的间接估计，我们推断吸积率低，这表明吸积流是平流为主。最后，我们的研究结果支持目前的统一计划，无线电响亮的来源，特别是存在的假定分子环面FR~Is。这些观测结果强调了X射线和\chandra在寻找黑洞中的力量。
2000-02-09 astro-ph
Cosmological Effects of Powerful AGN Outbursts in Galaxy Clusters: Insights from an XMM-Newton Observation of MS0735+7421
我们报告的XMM-牛顿观测MS 0735 + 7421，星系团的主机目前已知的最具活力的活动星系核爆发的分析结果。先前的钱德拉图像显示了两个巨大的X射线空腔（直径约200 kpc），充满了无线电发射，并被弱激波阵面包围。XMM数据与这些发现一致。空穴和激波中的总能量（~6 \times 10 ^{61} erg）足以使冷却流猝灭，并且由于大部分能量沉积在冷却区域（~100 kpc）之外，因此足以将1 Mpc以内的气体加热每个粒子~1/4 keV。集群表现出向上偏离（因子~2）的平均L-T关系。由于空腔膨胀，ICM压缩在明亮的壳层中产生的发射率的提高可能有助于解释我们测量的高光度和高中心气体质量分数。标度的温度和金属丰度的配置文件是在一般协议与那些观察到的松弛集群。此外，我们测量的量与观察到的M-T关系是一致的。我们的结论是，暴力爆发，如在MS 0735 + 7421不会导致戏剧性的瞬间偏离集群标度关系（比L-T关系）。但是，如果它们相对常见，则它们可能在创建全局群集属性时发挥作用。
2007-01-12 astro-ph
Simple models of cooling flows
本文提出了一个团簇冷却流动的半解析模型。该模型假设，情节核活动，然后辐射冷却无质量丢失周期之间的一个相对均匀的，近等温的爆发后状态和一个尖锐的配置，冷却灾难启动下一次核爆发的集群气体。通过对Hydra星系团的Chandra观测数据进行拟合，得到了Hydra A下次爆发前的最小爆发下限为$284\Myr$。密度，温度和排放量的测量配置文件在几个时间之前的冷却灾难。它证明了可以将熵指数$Pρ^{-γ}$小于$σ$的质量$M(σ)$拟合成一个简单的幂律形式，这几乎是不变的集群冷却。我们表明，辐射冷却自动建立这种幂律形式，如果熵指数是恒定的整个集群气体在一些早期的时代或活动星系核活动周期后。为了提高精度，$σ$的中心值随时间线性减小。计算了具有比$T$更冷的气体的限幅样品中的簇的分数，并且示出对于$T=2\keV$是小的。类似地，在这样的样品中，只有1%的团簇包含具有$Pρ^{-γ} < 2\keV\cm^2$的气体。熵产生的冲击被证明是小的。如果在活动星系核爆发期间，有百分之几的星系团气体穿过被加热的气泡，那么从星系团辐射出来的熵就可以被取代。
2002-10-02 astro-ph
Profile variations in AGN spectra
我们目前的光学长期变化运动（10 - 20年）的两个塞弗特星系NGC 7603和Mrk 110的结果。连续谱的变化，个别宽线强度和它们的线轮廓的详细研究和比较，在NGC 5548和NGC 4593的线轮廓的变化。个别发射谱线的分布各不相同，从线到线，从爆发到爆发，表明一个复杂的和结构化的广泛的发射谱线区域。
1998-10-07 astro-ph
An Energetic AGN Outburst Powered by a Rapidly Spinning Supermassive Black Hole or an Accreting Ultramassive Black Hole
在MS 0735.6 +7421星系团中央星系中，通过吸积来驱动10^62尔格的核爆发，这意味着在过去的1亿年里，其超大质量黑洞（SMBH）的质量增加了约6 × 10^8个太阳。我们将冷气体和恒星形成的上限分别设定为每年小于10^9个太阳质量和小于2个太阳质量。这些限制意味着，在球核中，有相当大一部分的冷气体已经被它的SMBH以每年约3-5个太阳质量的速度消耗掉了，而没有留下任何恒星形成的痕迹。除非黑洞的质量接近10^11太阳质量，否则恒星吸积或邦迪机制很难维持如此高的吸积速率。与其巨大的机械能相比，它在紫外线、碘和X射线波段的微弱核光度与其快速吸积到约5 × 10^9太阳质量的黑洞上的情况不一致。相反，我们认为活动星系核的爆发是由一个快速旋转的黑洞提供动力的。一个最大旋转质量为10^9太阳质量的黑洞包含了足够的旋转能量（约10^62尔格），足以在其整个生命周期中淬灭冷却流，并对在星系团和星系团的热大气中发现的过剩熵做出重大贡献。活动星系核反馈的两种模式可能是在以冷却晕为中心的椭圆星系中淬灭恒星的形成。一种是在富气系统中运行的吸积模式，另一种是在适度吸积率下运行的自旋模式。在MS 0735中，自旋猜想可以通过求助于质量大大超过10^10太阳质量的中心黑洞的邦迪吸积来避免。宿主星系异常大，3.8千秒差距的恒星核心半径（光赤字）可能见证了超大质量黑洞的存在。
2009-03-19 astro-ph
X-ray outbursts from nearby `normal' and active galaxies. A review, new radio observations, and an X-ray search for further tidal disruption flares
在过去的几年里，在几个非活动星系（NGC 5905，RXJ 1242 -11，RXJ 1624 +75，RXJ 1420 +53，RXJ 1331 -32）中观测到了巨振幅的非周期性X射线耀斑。它们都具有相似的性质，即：爆发时的极弱X射线，巨大的峰值亮度（高达~10^{44} erg/s），以及没有塞弗特活动的光学迹象。对于这些不寻常的事件，最受欢迎的解释是恒星被超大质量黑洞潮汐破坏。我们提出了一个审查以前的结果，搜索所有爆发的无线电发射，NVSS数据库的基础上，和专门的无线电观测NGC 5905进行的VLA。这些提供了重要的限制存在的（模糊的）活动核（AGN）在每个耀斑星系的中心。我们严格探索活动星系核的情况下，占不寻常的X射线爆发的光学“正常”的星系，并发现活动星系核相关的模型极不可能。我们的结论是，以前喜欢的情况下-恒星的潮汐破坏的超大质量黑洞在每个爆发的中心-提供了最好的解释X射线观测。最后，我们目前的结果，从我们正在进行的搜索进一步的X射线耀斑的样本约140附近的活动和非活动星系，使用ROSAT数据库。虽然我们没有发现另一个X射线耀斑正常星系在这个样本中-完全符合预测的潮汐中断方案-几个高度可变的活动星系被检测到。它们的变化与潮汐破坏无关，但最好用吸收或吸积盘相关模型来解释。
2001-06-22 astro-ph
Interaction of the AGN and X-ray Emitting Gas
防止冷却气体在冷却流中沉积的过程必须依赖于反馈，以便在短冷却时间内保持气体，同时防止大部分气体冷却到低温。反馈机制的主要候选者是由一个活动星系核（AGN）吸积冷却和冷却气体。尽管这个模型有一些困难，但在冷却流中中心射电源的高发生率和射电波瓣腔的普遍发生，一起支持了这一观点。团内气体到活动星系核上的邦迪吸积速率仅通过其特定熵而取决于气体的性质，并且直接受加热和冷却之间的竞争控制。这为反馈过程提供了一个可行的链接。中心活动星系核在两次爆发之间所吸积的质量只对黑洞的质量和气体温度敏感。活动星系核的邦迪吸积导致了一个简单的爆发能量表达式，可以通过观测来检验。
2003-10-07 astro-ph
A spectral study of gamma-ray emitting AGN
本文对平谱射电类星体（FSRQ）和BL Lac的γ谱进行了统计分析。平均光谱和可能的系统偏离幂律行为的研究总结的强度和幂律拟合统计两类对象。我们还比较了伽马射线爆发时的时间平均光谱。平均活动星系核的光谱比河外伽玛射线背景的光谱要软。BL Lac的光谱平均比FSRQ的光谱更硬，可能构成了河外背景的大部分。我们还发现明显的截止在低能量和高能量的FSRQs在伽玛射线爆发时的光谱。虽然在高能量下的截止可能与不透明度有关，但在低能量下的截止可以被视为FSRQ的伽马射线发射不是单组分光谱的指示。
1997-03-24 astro-ph
Abundance profiles in cooling-core clusters: a fossil record of past AGN-driven convection?
团内等离子体铁丰度的中心峰值是冷却核心星系团的共同特征。这些丰度峰值比产生过量铁的中央最亮星系团（BCG）的恒星具有更宽的轮廓，表明富含金属的等离子体通过某些过程（如湍流扩散）被输送出BCG。与此同时，冷却核心星系团很可能通过喷流、宇宙射线泡和对流被中央活动星系核（AGN）加热。最近的AGN-driven对流模型的Reichran和Rasera预测的湍流速度分布在一个稳定状态的集群中，辐射冷却平衡加热从AGN-driven对流和热传导的组合。我们使用的速度分布作为输入到一个平流/扩散模型中的金属在集群内介质中的运输，采取铁被注入的BCG。我们比较了我们的模型的结果，XMM和钱德拉八个集群的观测。假设一个恒定的湍流水平在一个集群的生命周期，在模型中的湍流速度可以解释所观察到的丰度分布在八个集群中只有五个。然而，我们继续发展一个解析拟合的湍流速度剖面作为AGN功率的函数。然后，我们推导出每个集群的平均AGN功率（在过去的10 Gyr）所需的丰度配置文件相匹配。所需的平均值在10^43和2.10^44 erg/s之间，而目前活动星系核的功率范围要大得多，从6.10^41 erg/s（室女座）到2.10^44 erg/s（长蛇座A）。我们的研究结果表明，活动星系核驱动的对流可以解释所观察到的丰度分布，如果活动星系核的功率在一个集群的寿命之间的室女座和Hydra-A-like值，平均值在上述…
2008-09-01 astro-ph
Bayesian modelling of the cool core galaxy group NGC 4325
本文利用Chandra和ROSAT观测资料对射电宁静冷核星系群NGC4325（z=0.026）进行了X射线分析。钱德拉数据进行了分析，使用XSPEC解投影，二维光谱映射和参数模型的前向拟合。此外，马尔可夫链蒙特卡罗方法被用来进行联合贝叶斯分析的钱德拉和ROSAT数据。各种分析方法的结果进行了比较，特别是那些通过前向拟合和deprojection。光谱映射揭示了冷气体的存在，从组中心位移高达10千秒差距。钱德拉X射线表面亮度显示，群核心受到高度干扰，并表明在群核心15 kpc范围内存在两个小的X射线空腔。XSPEC解投影分析表明，该群有一个特别陡峭的熵剖面，这表明活动星系核可能即将爆发。与先前活动星系核活动的证据，但目前没有观察到无线电发射，我们认为，该集团在一个预爆发状态，与空腔和位移气体提供了以前的证据，弱活动星系核爆发。
2007-03-01 astro-ph
The large-scale shock in the cluster of galaxies Hydra A
我们分析了对长蛇座A星系团的深度XMM-牛顿观测，重点是在钱德拉图像中发现的表面亮度不连续的大规模冲击。在压力图和几个扇区的温度分布图中都可以看到激波阵面。由温度跃变确定的马赫数与由EPIC/pn表面亮度廓线和以前由Chandra数据得到的马赫数很好地一致，并且与M~1.3一致。使用球对称点爆炸模型估计的不同扇区的冲击年龄范围在1.3亿年和2.3亿年之间，爆发能量在1.5和3e 61尔格之间。在压力图中看到的激波形状可以近似为一个椭圆，中心为70 kpc，从星团中心向东北方向移动。我们的目标是发展一个更好的模型，可以解释的激波中心和活动星系核之间的偏移，并给出一个一致的结果的冲击年龄和能量。为此，我们进行了三维流体动力学模拟，其中的冲击是由一对对称的活动星系核喷流发射在一个球形星系团。作为对观测到的激波中心偏移的一种解释，我们考虑了在团内介质中的大规模整体流动。模拟成功地再现了所观察到的激波阵面的大小、椭圆率和平均马赫数。预测的冲击年龄为1.6亿年，总输入能量为3e 61尔格。这两个值都在球对称模型确定的范围内。与观测到的激波椭圆距星团中心70 kpc的偏移相匹配，需要670 km/s的高速度的大尺度相干运动。我们讨论了这种情况下的可行性，并提供替代方法来产生的偏移，并进一步改善模拟。
2009-01-09 astro-ph
The giant X-ray outbursts from nearby, non-active galaxies: tidal disruption flares ?
探测附近星系中SMBH直接邻近区域的一种有效方法是利用潮汐破裂恒星的耀斑探测（例如，Lidskii & Ozernoi 1979，Rees 1988）。最近出现了在非活动星系中发生这一过程的前几个优秀候选者。在这里，我们提出了这些意见的审查，比较活动星系核的变化，并讨论了理论意义。我们集中在NGC 5905和RXJ 1242 -1119的情况下，并报告的结果，从一个样本的>100个附近的星系进一步的X射线耀斑系统的搜索。
2000-05-05 astro-ph
AGN Feedback and Evolution of Radio Sources: Discovery of an X-ray Cluster Associated with z=1 Quasar
本文报道了在高红移（z=1.06）处首次发现的与一个强射电噪类星体（L（bol）~ 1 e47 erg/sec）有关的X射线团。从CSS类星体3C 186中探测到了大约120 kpc的弥散X射线发射。在z（静止）=1.06处的强Fe线发射证实了其热性质。我们发现CSS射电源相对于热团介质是高度超压的~2-3个数量级。这提供了直接的观测证据，表明射电源并不像CSS源的“挫败”情景中所假设的那样受到热限制。相反，射电源可能是年轻的，处于其演化的早期阶段。这个源提供了第一次检测的活动星系核爆发的中心的冷却流集群。强大的射电源被认为是由冷却流触发的。活动星系核活动和间歇性爆发的证据来自于低红移星系团的X射线形态，这些星系团通常不包含类星体。3C 186是一个年轻的活动射电源，它可以为星团提供能量，并可能阻止其冷却。我们讨论了与类星体活动和集群冷却流有关的能量学，以及不断发展的射电源和集群之间可能的反馈。
2005-11-15 astro-ph
A Search for VHE Gamma Rays from AGNs Visible from the Southern Hemisphere
利用达勒姆大学Mark 6伽马射线望远镜，对从南半球可见的一些活动星系核发射的甚高能量伽马射线进行了观测。给出了1 ES 0323+022、PKS 0829+046、1 ES 1101- 232、Cen A、PKS 1514-24、RXJ 10578-275和1 ES 2316-423的VHE伽马射线发射限值，包括稳定长期发射和1天时间尺度上的发射爆发。
1999-03-23 astro-ph
Detection and Measurement of Parsec-Scale Circular Polarization in Four AGN
本文给出了13个活动星系核的5个15 GHz VLBA观测历元。这些观测是专门校准检测秒差距尺度的圆偏振和我们的校准技术进行了详细的讨论和分析。我们在4个活动星系核：3C 84、PKS 0528+134、3C 273和3C 279的射电喷流中获得了秒差距尺度圆偏振的可靠探测。对于这些对象中的每一个，我们的检测是在~ 0.3-1%的局部分数圆偏振的水平。我们的观测结果在多个时期（和不同的校准技术）的圆偏振的符号和幅度是一致的。3C 273和3C 279在我们的观测期间都经历了核心爆发，并且两个源的圆偏振的变化与这些爆发相关。在一般情况下，我们观察到的圆偏振与这些对象的强VLBI核心几乎一致，然而，在3C 84的圆偏振位于一个完整的毫角秒南部的源峰，并在1996.73历元的3C 273的圆偏振主要是与新出现的喷流组件。圆偏振可以作为同步辐射的固有分量产生，或者通过线偏振到圆偏振的法拉第转换产生。我们的单频观测并不容易区分这些可能的机制，但独立的机制，所观察到的圆极化的符号跨时期的显着一致性表明存在一个长期的，稳定的，单向的磁场。Hodge和Aller在8 GHz对3C 273和3C 279进行的单碟观测表明，在我们的观测框架中，这种稳定性可能会持续数十年。
2000-07-26 astro-ph
A spectral study of gamma-ray emitting AGN
本文通过对类星体、OVV和BL Lac的强度和幂律拟合统计量的综合，研究活动星系核的$γ$射线谱。平均活动星系核的光谱比河外$γ$射线背景的光谱软。可能是BL Lac的平均光谱比类星体更硬，构成了河外背景的大部分。我们还发现截止在低和高能量的类星体和OVV的光谱，但只有在时间的$γ$射线爆发。虽然在高能量处的截止可能与不透明度有关，但在低能量处的截止可以被视为类星体的$γ$射线发射不是单组分光谱的指示。
1996-12-10 astro-ph
Chemical enrichment in the cluster of galaxies Hydra A
我们分析了全球性的属性，径向配置文件和二维地图的金属丰度和温度的冷核心星系长蛇座A使用深XMM牛顿曝光。可用光谱模型中的最佳拟合由发射测量的高斯分布（gdem）提供。用EPIC法和RGS法分别测定了7种和3种元素的丰度。gdem模型给出了较低的铁丰度比一个单一的温度模型。Fe、Si、S和O的丰度分布图都呈中心峰值。结合水螅A的结果与其他5个集群，详细的化学丰度的研究是可用的，我们发现一个显着的减少O的半径，而增加的O/Fe比半径是小的0.1 r_200内。我们比较了观测到的丰度比与不同相对量的各种Ia型超新星和核心塌陷产量模型的混合。要在长蛇座A中产生O、Si和S的估计峰值，需要恒星风喷射出的金属量比现有模型预测的高3-8倍，或者需要原星团阶段核心坍缩超新星的富集剩余峰值。温度图显示较冷的气体以臂状结构向南北延伸。这些结构似乎比周围介质中的金属更丰富，并且在空间上与大规模的射电瓣相关。我们估计冷气体的质量为1.6- 6.1 × 10^9太阳质量，与此相关的能量为3.3- 12.5 × 10^58尔格。与冷气体一起被抬升的Fe质量的最佳估计是1.7 × 10^7 M_sun，占中心0.5弧分区域Fe总质量的15%。
2008-11-14 astro-ph
Searching for AGN-driven Shocks in Galaxy Clusters
冲击波和爆炸波预计将被驱动到充满星系群和星系团的星系团内的活动星系核或类星体的强大爆发;冲击波前沿的第一个足迹已经被初步追踪到X射线成像。我们展示了冲击波后爆炸中的超压如何证明这种情况，并提供了核活动的具体标志：它的强度，它的当前阶段，以及它的主要输出的性质。我们建议检测这些标记的目的压力探头构成的解决Sunyaev-Zel'dovich效应。我们计算和讨论的结果，预计在附近和遥远的来源在不同阶段的活动。
2006-07-03 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
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
X-ray Surveys and Wide-Field Optical/Near-Infrared Imaging with the Joint Dark Energy Mission
我简要地描述了几个重要的科学问题，可以有效地解决通过从JDEM和X射线任务的数据相结合。内容主要集中在活动星系核（AGN）上，包括（1）通过X射线发射和光学变率对AGN的选择，（2）由于星系中超大质量黑洞的瞬时燃料而引起的星系核爆发，（3）通过对X射线源应用“dropout”技术发现的高红移（z > 4）的中等亮度AGN，（4）X射线选择活动星系核的宿主星系形态。我还描述了获得具有足够灵敏度的宽场X射线数据以适当补充JDEM的重大挑战。
2004-07-22 astro-ph
Chandra Observations of NGC 4636 - An Elliptical Galaxy in Turmoil
钱德拉的影像显示NGC 4636周围的X射线晕中有对称的、8 kpc长的臂状特征。这些特征的前缘是尖锐的，并且伴随着约30%的温度升高。这些性质，以及它们的尺度和对称性，表明臂状结构是由核爆发驱动的冲击产生的。我们将这些观测结果解释为一个循环的一部分，在这个循环中，冷却气体最初为大约3 × 10^{6}年前的核爆发提供了燃料，导致了使冷却气体重新加热的冲击，从而阻止了大量冷却气体在星系中心的积累，并暂时使中心活动星系核挨饿。
2001-08-07 astro-ph
Studying the X-ray hysteresis in GX 339-4: the disc and iron line over one decade
我们报告对GX 339-4的X射线发射进行了全面和一致的调查。对11年RXTE档案中的所有公众观察进行了分析。三种不同类型的模型-单一的幂律，破碎的幂律和一个光盘+幂律-适合调查光盘的演变，随着一个固定的高斯分量在6.4千电子伏调查光谱中的任何铁线。我们发现，流量和X射线颜色之间的两个最好的采样爆发的相对变化是非常相似的。在软态下，可以清楚地看到爆发期间盘温度的衰减。预期的衰减为S_Disc \propto T^4;我们测得T^4.75 \pm 0.23。这意味着在软状态下，内部盘半径近似恒定。在软态下，铁谱线的有效宽度与X射线通量之间存在显著的反相关关系，而在硬态下，铁谱线的有效宽度与通量无关。这导致X射线通量与线通量和EW两者之间的关系中的滞后。为了将X射线双星爆发与活动星系核中的行为进行比较，我们绘制了GX 339-4的盘分光度图，这是第一张X射线双星的盘分光度图。其形状与活动星系核的形状在性质上相匹配。将其与GX 339-4的无线电发射联系起来，可以清楚地看到圆盘和幂律主导状态之间的无线电频谱变化。
2008-04-01 astro-ph
The Regulation of Cooling and Star Formation in Luminous Galaxies by AGN Feedback and the Cooling-Time/Entropy Threshold for the Onset of Star Formation
利用宽波段光学成像和Chandra X射线数据，对46个团中央优势星系（CDG）的恒星形成、团内介质（ICM）和中央活动星系核（AGN）之间的关系进行了研究。我们发现，当热大气的中心冷却时间低于~ 5 × 10^8年，或者说当中心熵低于~ 30 keV·cm ^2时，恒星形成的起始点会出现一个非常明显的临界点。除了这个标准之外，在冷却流中的恒星形成似乎还需要X射线和星系的质心位于彼此的20 kpc以内，并且喷流（腔）功率小于X射线冷却光度。这三个标准，再加上我们样本中的冷却时间与活动星系核爆发（空腔）年龄的高比率，直接将CDG中恒星形成和活动星系核活动的存在与团内等离子体的冷却不稳定性联系起来。我们的研究结果提供了令人信服的证据，AGN反馈到热ICM在很大程度上负责调节冷却和恒星形成的核心集群，导致显着增长的超大质量黑洞在CDG在晚些时候。
2008-06-11 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
