Buoyant Bubbles in a Cooling Intracluster Medium I. Hydrodynamic Bubbles
在过去的几年里，在所谓的“冷核”星系团中观察到了许多X射线腔与射电源重合的例子。受这些观测的启发，我们探索了冷却的团内介质（ICM）上的空腔的演化和效果的数值，逐步增加相关的物理。在本文中，我们提出了第一套流体动力学，高分辨率（1024^3有效网格元素），三维模拟，连同二维测试用例。模拟遵循无线电腔的演变，模拟为相对论等离子体填充的气泡，在集群大气中，而ICM是受冷却。我们发现，气泡的上升，通过诱导ICM中的运动，反复取代在核心中的材料，延缓了冷却流的发展。即使最初设置的气泡距离群集中心很远，也会影响冷却流，尽管比模拟开始时晚得多。然而，效果是适度的：冷却时间最多仅增加25%。正如预期的那样，纯流体动力气泡的整体演化与观测结果不一致，这表明必须考虑一些额外的物理学才能与数据相匹配。
2006-11-14 astro-ph
The stability of buoyant bubbles in the atmospheres of galaxy clusters
在星系团中，由活动星系核流出物膨胀的热等离子体气泡的浮力上升可以加热星系团气体，从而补偿这种物质的辐射能量损失。这种效果的数值模拟往往显示完全破裂的气泡，随后的气泡材料与周围的集群气体的混合，由于气泡表面上的流体不稳定性。这一预测与观察到的团簇中明显相干的气泡结构是不一致的。我们得到一个一般性的描述在线性政权的影响下的引力场，粘度，表面张力提供的磁场和相对运动的两种流体之间的表面上的不稳定性的增长。我们证明，开尔文-亥姆霍兹不稳定性总是被抑制，如果流体是粘性的。对于质量密度差别很大的流体，在无粘情况下，它们也被抑制。研究表明，团簇气体中的剪切粘滞效应和磁场效应可以阻止瑞利-泰勒不稳定性在相应尺度上的增长。R-T不稳定性的PC尺度被抑制，即使团簇气体的运动粘度减少了两个数量级相比，斯皮策给出的值为一个完全电离，未磁化的气体。类似地，超过几微G的磁场导致有效的表面张力，防止气泡破裂。对于质量更大的团簇，气泡表面的不稳定性增长得更快。这也许可以解释为什么在英仙座星系团中观察到的西北方向的气泡中没有热气，而在室女星系团中观察到的气泡则明显更加破碎。
2005-02-08 astro-ph
Buoyant radio plasma in clusters of galaxies
已知射电星系会将热的相对论性等离子体的瓣状物膨胀到星系际介质中。在这里，我们提出了流体动力学和磁流体动力学模拟FRII对象中的这些热等离子体气泡。我们关注的是它们演化的后期阶段，在喷流逐渐减弱之后，以及在早期阶段围绕着叶瓣的弓形激波消失之后。我们调查的等离子体气泡的演变，因为它们成为瑞利-泰勒不稳定性。从我们的模拟中，我们计算了泡沫的无线电和X射线发射率，并讨论了它们在观测中的外观。最后，我们研究了大尺度磁场对气泡演化的影响。简要讨论了相对论粒子的再加速和扩散问题。
2000-10-02 astro-ph
The Centaurus A Northern Middle Lobe as a Buoyant Bubble
我们的模型作为一个浮动的气泡沉积的等离子体间歇性活跃的射流北中射电瓣半人马座A（NGC 5128）。气泡上升的程度和它的形态意味着它的密度与周围ISM的密度之比小于10^{-2}，这与我们对河外喷流的认识和对前体射电瓣的最小夹带是一致的。利用叶的形态来确定它在半人马座A大气中上升的开始，我们得出结论，气泡已经上升了大约140 Myr。这个时间尺度与Quillen等人（1993）提出的合并后气体沉降到NGC 5128中目前观测到的大尺度盘的时间尺度一致，表明射电辐射的延迟重建与NGC 5128与一个小的富含气体的星系合并之间有很强的联系。这表明，对于一般的射电星系来说，合并和射电发射的延迟开始之间存在联系。在我们的模型中，Feigelson等人（1981）发现的拉长的X射线发射区（其中一部分与北中叶重合）是源自气泡下方ISM的热气体，并已被抬升和压缩。Morganti等人（1999）的射电图像中出现的“大尺度喷流”可能是导致热气体上升的相同压力梯度的结果，作用于轻得多的等离子体，或者可能代表当北中叶开始上升时没有完全关闭的喷流。我们提出，相邻的发射线结（“外丝”）和恒星形成区域的干扰，特别是热干，所造成的气泡移动通过扩展大气的NGC 5128。
2001-07-30 astro-ph
Cosmic ray confinement in fossil cluster bubbles
大多数冷核心星系团的中心都有活动星系核（AGN）。这些活动星系核使含有非热辐射粒子的浮泡膨胀。如果这样的气泡有效地限制了宇宙射线（CR），那么这就可以解释在远离星团中心的地方看到的“无线电幽灵”。我们模拟了活动星系核膨胀的浮力气泡中宇宙射线的扩散。我们的模拟包括由磁场引入的各向异性粒子扩散的影响。我们的模型是一致的活动星系核气泡的X射线形态，与中断被抑制的磁覆盖效应。我们的结论是，对于这样的磁场拓扑结构，相当一部分的宇宙射线可以被限制在气泡内的浮力上升的时间尺度，即使当平行扩散系数是非常大的。对于在可比水平上的各向同性扩散，宇宙射线会从气泡中泄漏出来，速度太快，与射电观测结果不一致。因此，与CR扩散的磁抑制相关的长约束时间可以解释无线电鬼的存在。我们发现，宇宙射线的部分逃逸主要局限于上升气泡的尾流，并推测这种效应可能：（1）解释了英仙座星系团中气泡后面的H $α$细丝的激发，（2）将熵注入到被气泡提升的富含金属的物质中，因此，有助于使它永久地离开星团中心;（3）通过漫射宇宙射线与热星团内介质（ICM）的相互作用产生可观测的$γ$射线。
2007-05-22 astro-ph
Simulations of Supernova Remnants in Diffuse Media III. The Population of Buoyant Remnants Above the Milky Way's Disk
我们在盘上方的各种高度处对SNR进行建模。我们详细的数值模拟包括非平衡电离和复合，并遵循残余物的演变，直到他们的热气泡已经冷却。我们分析计算气泡的浮力加速度。从结果中，我们估计的时间和空间平均O VI，NV，和C IV柱密度和发射强度，1/4千电子伏软X射线表面亮度，面积覆盖率，和体积占用的人口孤立SNRs以上的银河系的HI层。无论假设的超新星爆炸能量，环境非热压力，或摩擦阻力系数，预测的O VI柱密度匹配观测到的分布在130 pc和2000 pc之间。SNR的OVI强度是平均观测强度的重要部分。在信噪比的不确定性范围内，这种信噪比可以解释所有观测到的1/4 keV的表面亮度，这些亮度归因于南半球H I层以外的面外气体（约400 x 10^-6计数/秒/弧分^[2]）。因此，在相对静止的南半球，面外SNR可能是局部气泡和z ~ 2000 pc之间最重要的热气源。无论是否假定残余物是有浮力的，这些结果都是成立的。老的面外超新星应该覆盖大部分高纬度的天空，但是明亮的年轻的面外超新星应该覆盖不到1%的天空。在1/4 keV的X射线图中，l=247，b=-64的新月可能是一个年轻的遗迹。
2005-11-08 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
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
Hot and cold bubbles in M87
利用XMM-牛顿获得的X射线数据研究了M87周围室女星系团大气中气体的复杂结构。我们构造了一个简单的温度和密度分布模型。这个模型意味着团簇气体的累积质量是其熵指数$kT n^{-2/3}$的幂律，类似于Hydra团簇。这支持了这样一种观点，即这种幂律是引力势中气体冷却的直接结果。在星系团的大气中，活动星系核注入的热气泡不断上升。我们估计这些结构的同步辐射数据的年龄，发现这个“辐射年龄”与估计的动力学时间尺度是一致的。然而，这需要相对论性粒子与磁场的空间分离。年龄估计表明活动星系核在M87的活动周期大约为$10^8$年。我们发现，最大的无线电结构是一致的残余物的浮力泡沫注入活动星系核在更早的活动周期。目前上升的热气泡后面的尾流将冷气体从星团中心抬升。使用一个简单的模型的冷气体的轨迹，我们表明，在这种情况下，可以解释由XMM-牛顿的混合物的热和冷气体在集群大气中的无线电结构附近的观测。这也可以解释CHANNEL观测到的来自冷气体的增强的X射线发射的脊。
2003-05-07 astro-ph
In-depth Chandra study of the AGN feedback in Virgo elliptical galaxy M84
利用对M84的深Chandra观测，我们研究了这个早型星系中黑洞与星际介质相互作用的能量学。我们进行了详细的二维重建的X射线发射气体的属性，使用约束Voronoi曲面细分方法，确定的平均趋势，并进行波动分析的热ISM的物理性质。除了与气泡膨胀相关的PV工作，我们确定和测量与轻度超音速气泡膨胀相关的波能。我们发现，根据年龄的空腔和相关的波，波可以有一个实质性的贡献，从活动星系核的总能量释放。波浪中耗散的能量倾向于集中在M84中心附近和垂直于气泡流出的方向上，这可能是由于南北气泡膨胀产生的波浪的干扰。我们还发现直接证据的逃逸的无线电等离子体从ISM的宿主星系到星系际介质。
2008-07-21 astro-ph
Buoyant radio-lobes in a viscous intracluster medium
星系团核心区域团内介质（ICM）的理想流体动力学模型无法解释观测到的这种气体的温度结构和观测到的射电星系/ICM相互作用的形态。最近有人提出，即使在存在合理的磁场的情况下，ICM中的热传导对于再现许多系统中所见的温度下限可能是至关重要的。如果这确实是正确的，它提出了其他运输过程可能很重要的可能性。有了这个动机，我们提出了一个数值研究的浮力演化的活动星系核吹腔在ICM具有不可忽略的剪切粘度。我们使用ZEUS-MP代码遵循的3-D演化的初始静态，热气泡在一个β模型ICM大气中具有不同程度的剪切粘度。没有明确的粘度，它被发现，瑞利-泰勒和开尔文-亥姆霍兹不稳定性的联合行动粉碎ICM腔和一个不再现完整的和分离的“鬼腔”观察系统，如英仙座-A。另一方面，即使是适度水平的剪切粘度在淬灭流体不稳定性和保持气泡的完整性方面也是重要的。特别是，我们表明，在英仙座-A中发现的NW鬼腔的形态可以再现，可以从H-α细丝的形态推断的流型。最后，我们讨论了ICM粘度的可能相关性的事实，许多活跃的ICM腔体并没有受到强烈的冲击。
2004-11-18 astro-ph
Chandra Imaging of the X-ray Core of the Virgo Cluster
本文报道了钱德拉X射线天文台对M87和室女星系团核心的亚弧秒X射线成像光谱学研究。X射线形态显示了弧秒（~100秒差距）到10弧分（~50千秒差距）尺度的结构，最显著的特征是一条从东部穿过M87中心区域并向西南方向延伸的“弧”。无线电地图上的一个山脊，以“耳朵”形结构结束，沿着弧形向东延伸。在X射线表面亮度中的退散对应于内部射电瓣，并且没有证据表明它们周围有激波加热的气体。在X射线亮度分布中，至少有两个近似圆形的“边缘”，其半径分别略大于内射电瓣和中间射电脊的核距离。我们推测，这些不连续性可能是球形脉冲或“前线”驱动的相同的喷流活动负责的无线电结构，这样的脉冲被发现在最近的数值模拟。这些结果为核活动影响团簇内介质提供了很好的证据。我们提出了一个温度图的内部集群介质，并获得的温度，压力和冷却时间作为一个函数的核距离的弧和周围的内部集群介质。我们表明，在电弧中的气体是冷却器比，并可能超压相对于，周围的集群内介质。电弧中较冷气体的金属丰度相对于周围的团簇内介质有所增强，有利于X射线电弧的“浮力羽流”起源，其中靠近核的周围气体被浮力无线电等离子体夹带并携带到更大的核距离。（摘要截断）。
2002-07-15 astro-ph
Creation of the X-ray Cavity Jet and its Radio Lobe in M87/Virgo with Cosmic Rays; Relevance to Relic Radio Sources
在星系团中，发射热气体的X射线中的年轻空洞经常充满了射电同步辐射，人们普遍认为空洞是由这些宇宙射线膨胀的。在其演化的后期阶段，当空腔变得有浮力时，空腔下方的气体会聚流导致热气体的细丝，即空腔射流，其以大的亚音速径向向外移动。当空洞喷流形成时，宇宙射线电子可能会扩散穿过空洞壁，充满空洞喷流周围的大体积，如在M87/室女座和其他地方所观察到的，有时被称为遗迹射电源。我们计算了宇宙射线、空腔和空腔喷流的联合演化。在M87/室女座观测到的模式可以达到1亿年，匹配扩展射电源的同步加速器年龄。一个20-30 kpc长的空腔喷流被一个直径为40 kpc的准球形射电瓣所包围，但初始空腔已经消失。在稍后的时间，腔喷流将回落到原点，只留下扩展的射电源。M87/室女座的喷流叶演化需要的宇宙射线总能量比通常假设的4PV大10倍以上。
2007-12-06 astro-ph
Morphology of Rising Hydrodynamic and Magneto-hydrodynamic Bubbles from Numerical Simulations
最近钱德拉和XMM-牛顿对星系团冷却流的观测显示，X射线发射空洞的大小高达30千秒差距，已被确定为浮力，磁化气泡。出于这些观察，我们已经调查了分层大气中的上升气泡的行为，使用FLASH自适应网格模拟代码。我们目前的结果从2-D模拟有和没有磁场的影响，并与不同的气泡大小和背景分层。我们发现纯流体动力学气泡是不稳定的，一个动态的重要磁场是需要保持气泡的完整性。这表明，即使没有热传导，气泡要想持续到足以被定期观察到，它们必须在很大程度上受到磁场的支持。未被磁场减弱的热传导可以更快地消散气泡。我们还观察到，泡沫离开一个尾巴，因为他们上升，这些尾巴的结构可以表明上升的泡沫的动力学的历史。
2003-10-21 astro-ph
Simulation of radio plasma in clusters of galaxies
我们提出了一个典型的集群环境中的浮力气体的三维流体动力学模拟。热物质被连续注入偏离星团中心的一个小区域。与先前的分析估计一致，我们发现气泡的演化非常不同，取决于它们的光度。利用示踪粒子，我们根据对磁场的不同假设计算了气泡的射电图。在无线电波段，气泡非常类似于FRI源。为了使气泡能够在足够长的时间内被检测到以解释FRI源，我们发现必须发生再加速。气泡通常很难在无线电和X射线波段检测到。因此，有可能以簇中气泡的形式隐藏大量的能量。最后，我们计算了气泡搅拌ICM的效率，发现经常性的低功率源可能是相当有效的混合内部集群区域。
2001-08-30 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
Chandra Observations of the Disruption of the Cool Core in Abell 133
我们提出的分析的钱德拉观测的星系团阿贝尔133，它有一个冷却流的核心，一个中央射电源，和一个弥漫的，间接的射电源已被归类为无线电遗迹。X射线图像显示核心具有复杂的结构。最突出的特征是从中央cD星系向西北方向延伸的发射“舌头”，部分与射电遗迹重叠。一种可能性是，这个舌头是由开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性通过cD星系周围的冷气体和热的团内介质之间的相互作用产生的。我们估计的临界速度和时间尺度的KH不稳定性是有效的cD星系周围的冷核。我们发现，如果相对速度大于~400 km·s^-1，KH不稳定性会破坏冷核。我们比较的结果与集群中的尖锐，未中断的冷锋已被观察到，在这些集群中，低温气体在其中心区域有一个更有规律的分布。与Abell 133相反，这些星系团的核心被KH不稳定性破坏的时间尺度更长，当它们被归一化到cD星系运动的时间尺度时。因此，其他核心不太容易受到KH不稳定性的影响。舌头的另一个可能的起源是，它是被非热等离子体浮力气泡抬升的气体，我们认为这是观测到的射电遗迹。根据气泡的位置和对残余源年龄的射电估计，我们估计气泡的速度约为700 km s^-1。气泡的结构和这种速度与这种浮力气泡的数值模型是一致的。（节略）
2002-04-10 astro-ph
Circulation Flows: Cooling Flows with Bubble Return
XMM-牛顿和钱德拉X射线望远镜未能探测到椭圆星系和星系团中的冷却气体，导致许多人采取这样的立场，即气体根本没有冷却，并且中央E或cD星系中的活动核的加热足以抵消辐射冷却。在本文中，我们探讨了这种观点的理想化的限制的例子中，热，浮力气泡形成的中心附近返回的流入，辐射冷却的气体流到远处的地区。我们表明，理想化的稳态，集中加热非冷却流确实可以构建。此外，在这些循环流的排放加权温度分布类似于正常的冷却流。然而，这些解仅适用于（1）没有独立证明的气泡参数范围，（2）冷却流中的有限空间区域，（3）冷却似乎不可避免的有限时间段。我们对非冷却流的探索是在星系/群流的背景下进行的。
2003-06-25 astro-ph
MHD Simulations of Relic Radio Bubbles in Clusters
为了更好地了解星系团中遗留射电泡的起源和演化，我们报告了一组广泛的二维MHD模拟热浮力泡在一个现实的星系团内介质的演变。我们的气泡在ICM底部附近的一个有限的时间间隔内膨胀，该区域的磁场与ICM隔离。我们证实了早期的猜想从线性分析和后来的结果的基础上预先形成的磁流体气泡，即，非常温和的ICM磁场可以稳定上升的气泡对破坏瑞利-泰勒和开尔文-亥姆霍兹不稳定性。此外，我们发现，放大周围的领域，因为它们伸展周围的气泡可以是足够的，以保护气泡或其初始片段，即使该领域最初太弱，发挥重要作用的早期演变的气泡。事实上，即使初始磁场小于微高斯，并且$β= P_g/P_b$的值接近$10^5$，我们模拟中的磁应力最终也会变得足够大，从而影响气泡的演化。磁场的影响还显著取决于ICM场的几何形状和气泡/ICM界面处的场拓扑。例如，穿过磁泡顶部的反平行场的重连大大降低了磁场抑制破坏性不稳定性的能力。我们的研究结果证实了早期估计的$10^8$年的遗迹射电泡寿命，并表明，磁场可以解释这些对象的长期稳定性对破坏表面不稳定性。此外，这些计算表明，提升和周围ICM的混合可能是一个关键的功能，在ICM和气泡内部的字段的几何形状。
2005-02-07 astro-ph
Hot Bubbles from Active Galactic Nuclei as a Heat Source in Cooling Flow Clusters
星系团中的热等离子体经常在X射线表面亮度上显示出一个中心峰值，这与熵的下降是一致的。这被认为是冷却流的证据，其中在星团中心区域的辐射冷却导致缓慢的亚音速流入。在所有波段中的测量显示冷气体比预测的少得多，表明冷却流的质量沉积速率比预期的低得多。然而，大多数冷却流团的中心都有一个活动星系核（AGN）。活动星系核可以使热等离子体的大气泡膨胀，随后通过星系团大气层上升，从而搅动这些气体。在这里，我们报告的结果，从高分辨率的流体动力学模拟首次表明，浮力气泡增加冷却时间在内部集群区域，从而显着减少沉积的冷气体。这项工作表明，活动星系核在冷却流团中心的作用可以解释观测到的大量冷却气体的缺乏。
2002-07-17 astro-ph
X-ray line tomography of AGN-induced motion in clusters of galaxies
重离子发射谱线的热展宽足够小，使得由体运动引起的多普勒频移可以用下一代X射线天文台检测到。这为研究团簇内介质中的气体速度提供了可能性。在这里，我们研究的整体运动引起的中央活动星系核（AGN）的FeXXV复合体周围的发射线的影响。我们模拟了活动星系核引起的气泡在一个现实的宇宙学框架的演变，并研究了由此产生的FeXXV线轮廓。我们发现，在集群活动星系核反馈，气泡的膨胀和浮力上升引起的运动导致铁发射线，可检测的光谱分辨率约为10 eV的独特功能。这些观测将有助于确定存在于气泡中的机械能，从而确定活动星系核的动力学光度。
2005-03-31 astro-ph
Impact of tangled magnetic fields on AGN-blown bubbles
越来越多的人认为，来自活动星系核的反馈是阻止星系团冷却流的主要机制。活动星系核会膨胀出浮力气泡，为团内气体（ICM）提供机械能。高雷诺数流体动力学模拟表明，这样的气泡得到完全中断1亿年内，因为它们在集群大气中上升，这是相反的观察。这种人工混合对试图量化冷核心星系团中的热量和恒星形成的模型产生了影响。有人提出，磁场可以稳定气泡，防止破裂。我们使用高阶PENCIL程序对存在纠缠磁场的化石气泡进行了MHD模拟。我们重点讨论了热压力超过磁压力的物理驱动情形，考虑了具有和不具有最大螺旋度的随机取向场以及大尺度外场覆盖气泡的情形，发现螺旋度具有一定的稳定作用。然而，除非磁场的相干长度超过气泡尺寸，否则气泡很快被撕碎。由于对Hydra A的观察表明，磁场的长度尺度可能小于典型的气泡尺寸，这可能表明其他机制，如粘度，可能是稳定气泡的原因。然而，由于法拉第旋转观测的射电瓣不约束大规模的ICM领域，如果他们与气泡表面对齐，覆盖的情况下，可能是一个可行的替代解决方案的问题。在我们的模拟中发现的一个通用功能是磁尾流的形成，其中场是有序和放大的。我们认为，这种效果可以防止蒸发的冷Halpha灯丝在英仙座集群中观察到的热传导。
2007-03-30 astro-ph
New Results from Chandra
我们讨论两个主题，从钱德拉观测星系和星系团。首先，我们描述了由活动星系核膨胀的射电发射等离子体或“气泡”对星系和星系团中热X射线发射气体大气的影响。我们描述了“气泡”和X射线发射气体的相互作用，因为浮力气泡通过热气体上升。其次，我们描述了尖锐的，边缘状的表面亮度结构的集群。钱德拉的观测结果表明，这些特征并不是最初认为的冲击锋，而是“冷锋”，最有可能是合并成分剩余核心的边界。最后，我们提出了最近的观测M86和NGC507显示出类似的尖锐的功能周围的星系。对于M86来说，尖锐的边缘是星系的X射线日冕和室女星系团气体之间的边界。星系群中央星系NGC507周围的结构可能是星系形成的遗迹，也可能反映了星系群中更大势能下NGC507的运动。
2001-10-03 astro-ph
Formation of cold filaments in cooling flow clusters
丝状结构形式的发射线在冷却时间短的明亮团簇中很常见。在英仙座星系团中，最近通过CO观测发现了与H $α$细丝紧密相连的冷分子气体。为了了解这些星系结构的起源，我们研究了英仙座星系团中受活动星系核中心活动扰动的ICM热气体的演化。使用非常高的分辨率TreeSPH模拟结合多相模型和等离子体气泡模型，我们已经能够遵循周围的气泡的扰动ICM气体的密度和温度的演变。我们的模拟结果表明，一小部分的$1-2 \rm{keV}$气体存在于集群的中心被捕获和携带的上升浮力气泡到更高的半径，AGN加热是不太有效的。辐射冷却使其在$10^4 \rm{K}$下方数十万年内冷却，在尾流和气泡边缘形成冷的丝状结构。
2007-11-26 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
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
Spiral Galaxy - ICM Interactions in the Virgo Cluster
我们讨论了HI和光学证据正在进行的ICM-ISM相互作用在6个HI缺乏室女星系团螺旋星系。最明显的例子之一是高度倾斜的室女座星系NGC 4522，它有一个正常的恒星盘，但有一个截断的气体盘，在气体截断半径附近有大量的面外气体。异常强烈的HI，H-α和无线电连续辐射都是从面外气体中检测到的。射电连续偏振通量和光谱指数峰值在面外气体的对面，表明ICM正在进行压力。其他四个缺乏HI的边对室女座螺旋显示出平面外ISM气体的证据，或者在其盘HI分布中表现出不对称性，但包含的平面外HI比NGC 4522少得多。与最近的模拟比较表明，这种差异可能是进化的，大面外气体的表面密度只在早期阶段的ICM-ISM相互作用。在NGC 4569中，H-alpha图像显示了ICM压力对ISM星系的两种影响。HII区域的异常臂，可能是平面外的，出现在截断的H-α盘的边缘。这类似于在模拟中看到的由风压加上旋转的组合效应形成的手臂。在短轴附近的一个扩展的星云，也在西北部，被解释为一个星爆外流气泡ICM风压扰动。
2004-03-04 astro-ph
3D simulations of viscous dissipation in the intracluster medium
我们提出了三维模拟粘性耗散的活动星系核诱导的气体运动和星系团中的波动。这些模拟的动机是最近在英仙座和室女星系团的涟漪检测。虽然由浮力气泡产生的声波衰减与距离的集群中心，我们表明，这些波可以大大有助于抵消辐射冷却的距离显着超过气泡的大小。波浪的能量通量随半径的下降比能量守恒预测的平方反比定律更陡峭，这意味着耗散在挖掘波浪能量中起着重要作用。我们表明，这种分散的声波/弱冲击是可检测的波纹上unsharp-masked X射线集群地图，并指出，集群内的介质和旧的气泡之间的接口也清楚地检测unsharp-masked X射线地图。这为探测在无线电发射中难以探测到的化石气泡提供了可能性。这种加热模式与其他观测限制是一致的，例如气泡周围存在冷边缘以及没有强烈的冲击。因此，该机制提供了一种以空间分布和温和的方式加热簇的方式。我们还讨论了活动星系核与周围介质之间的能量传递。在我们的数值实验中，我们发现大约65%的AGN注入的能量被转移到集群内的介质和大约25%的注入的能量被耗散的粘性效应，并有助于加热的气体。从活动星系核到气体的总热量传递与辐射冷却损失相当。采用FLASH自适应网格加密程序进行了数值模拟。
2004-07-21 astro-ph
Chandra Observations of NGC 4438: An Environmentally Damaged Galaxy in the Virgo Cluster
本文给出了对室女星系团中星系NGC 4438和NGC 4435的25千秒CHANNEL ACIS-S观测结果。NGC 4438的X射线辐射在一个约700 pc的核区域，一个2.3 kpc的球形凸起，以及一个向银河系W和SW延伸4-10 kpc的细丝网络中被观测到。所有3个区域的X射线发射与在Halpha中观察到的类似特征高度相关。暗条和隆起的光谱可以用0.4 keV的MEKAL模型很好地表示，0.3-2 keV的本征光度为1.24 × 10 ^{40}erg/s，电子密度约为0.02-0.04 cm^{-3}，冷却时间为400-700 Myr，X射线气体质量<3.7 × 10^8 Msolar。在NGC 4438的核区，可以看到从核和两个向外延伸360（730）pc到核的NW（SE）的流出泡发射的X射线。NW流出气泡和核的光谱与吸收的（n_H= 1.9 × 10 ^{21} cm^{-2}）0.58 keV MEKAL等离子体模型和严重吸收的（n_H = 2.9 × 10 ^{22} cm^{-2}）Gamma = 2的幂律分量很好地拟合。西北流出的电子密度、冷却时间和X射线气体质量约为0.5 cm^{-3}、3000万年和3.5x10^6兆太阳能。在NGC 4435的中心区域观察到弱X射线发射，硬发射的峰值与星系的光学中心重合;而软X射线发射的峰值向东北方向移动了316 pc。N…
2004-07-20 astro-ph
The relationship between the optical Halpha filaments and the X-ray emission in the core of the Perseus cluster
NGC 1275位于英仙座星系团Abell 426的中心，被一个壮观的球状阿尔法星云所包围。深钱德拉X射线成像显示，在软X射线中也可以检测到更亮的外部细丝。这可能是由于暗条中的冷气体与热的、致密的团内介质的传导和混合。我们在两个波段的灯丝的对应关系，并提请注意的关系，两个突出的弯曲的西北灯丝的外部，浮力无线电泡被视为一个洞的X射线图像。在孔的形状和细丝的分布上，与水中上升的大气泡的行为非常相似。如果这是一个正确的类比，那么流动是层流，而这个射电源周围的星团内气体不是湍流。我们得到了这种气体粘度的一个极限。
2003-06-10 astro-ph
Hydrodynamical simulations of cluster formation with central AGN heating
分析了活动星系核对团内中央介质（ICM）周期性加热的流体动力学模拟模型。除了暗物质和气体成分的自引力外，我们的方法还包括气体的辐射冷却和光加热，以及恒星形成和超新星反馈的亚分辨率多相模型。此外，我们将定期加热机制的形式热，浮力气泡，注入到星系内介质（IGM）的吸积中心活动星系核的活动阶段。我们使用不同质量的孤立的集群晕模拟研究的气泡动力学和热输运到IGM。我们也将我们的模型应用于自洽的宇宙学模拟的质量范围内的星系团的形成。我们的数值方案探讨了各种不同的假设的空间配置的活动星系核驱动的气泡，为他们的占空比和能量注入机制，以获得更好的约束基础的物理图片。我们认为，活动星系核加热可以大大影响星系团的恒星和气体成分的属性。最重要的是，它改变了中央主导（cD）星系的性质，降低了ICM中新鲜冷却气体的质量沉积速率，从而为冷却流问题提供了一个能量合理的解决方案。与此同时，这导致中央cD星系中恒星形成的减少或消除，使其具有观察到的红色恒星颜色。
2005-12-19 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
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
AGN heating and dissipative processes in galaxy clusters
最近的X射线观测揭示了星系团和星系群中活动星系核（AGN）加热的越来越多的证据。活动星系核外流在解释星系团的冷却流之谜和熵问题中起着至关重要的作用。在这里，我们研究了活动星系核的影响，在宇宙学模拟使用自适应网格加密FLASH代码。我们特别关注电导率和粘性对活动星系核活动产生的弱激波在一个真实的星系团中耗散的影响。我们的三维模拟表明，粘性和传导耗散起着重要的作用，分配机械能注入AGN，抵消辐射冷却和注入熵的气体。这些过程是重要的，即使当传输系数是在10%的斯皮策值的水平。如果电导率和粘度都受到相当程度的抑制，则电导耗散可能会超过粘性耗散。尽管如此，粘性效应仍然可能影响气体的动力学，并与辐射冷却相比贡献了大量的耗散。我们还提出了合成钱德拉观测。我们表明，模拟的浮力泡沫膨胀的活动星系核，与他们相关的弱冲击，是可检测的钱德拉天文台。
2005-05-23 astro-ph
Diffuse polarized emission associated with the Perseus cluster
我们报告的全偏振射电观测英仙座集群（阿贝尔426）使用韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）在波长从81 - 95厘米。我们采用了一种新的技术--旋转测量合成（Brentjens和de Bruyn，2005），来揭示整个视场中辐射的偏振特性，并在约0~90 rad m ^-2的宽RM范围内探测偏振辐射。低RM发射与我们的银河系有关，而高RM发射与英仙座星系团有关。后者达到每束0.5 - 1 mJy的典型表面亮度水平，并且必须是相当高度偏振的。大部分外围的偏振辐射看起来太亮了，大约1 - 2个数量级，无法解释为中心射电源从星团中的热电子发出的汤姆逊散射辐射。与英仙座星团相关的大部分辐射可能与相对论等离子体的浮力气泡有关，可能是星团内仍然活跃或休眠的活动星系核的遗迹。测量0.5 - 1 Mpc的透镜状结构与Ensslin等人（1998）预测的结构惊人地相似。在星团的西部边缘，我们探测到了非常长的线性结构，这可能与英仙座星团的气体流入所引起的冲击有关。
2005-11-02 astro-ph
Entropy "floor" and effervescent heating of intracluster gas
最近对星系团的X射线观测表明，即使在半径为维里半径一半的情况下，团内介质（ICM）的熵也高于仅从引力过程中预期的熵。这被认为是非引力过程影响ICM物理状态的结果。在本文中，我们调查是否加热中心活动星系核可以解释分布的过剩熵作为半径的函数。活动星系核被假定为向ICM注入浮力气泡，这些气泡在上升和膨胀时通过做pdV功加热周围介质。几位作者认为，这种“沸腾加热”机制可以使星系团的中心区域避免“冷却灾难”。在这里，我们研究在大半径的对流加热的效果。我们的计算表明，这样的加热机制是能够解决熵的问题。模型中唯一的自由参数是活动星系核的时间平均光度和寿命。结果主要对注入团簇的总能量敏感。我们的模型预测，总能量注入活动星系核应该大致成正比的集群质量。预期的相关性与中心黑洞质量和星团质量之间的线性关系一致，这让人想起黑洞和凸起质量之间的Magorrian关系。
2004-07-08 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
Effervescent heating: constraints from nearby cooling flow clusters observed with XMM-Newton
我们已经使用了一个样本的16个附近的CF集群观察到的XMM-牛顿的径向密度和温度分布，以测试是否可以令人满意地解释CF集群的动力学的非线性加热模型。对于每个集群，我们推导出所需的额外加热作为集群中心的距离为未知参数$\dot M$（质量沉积速率）和$f_c$（传导效率）的各种值的函数。我们用活动星系核的平均加热函数拟合了额外加热曲线，并导出了活动星系核的时间平均光度参数$L$和ICM中气泡开始上升的尺度半径$r_0$。虽然我们没有找到任何解决方案，只有一个对象的对流加热模型，我们表明，活动星系核和传导加热不合作，有效地为我们的样本中的一半对象。对于大多数星系团，我们发现，当比较是可能的，推导出的活动星系核尺度半径$r_0$和观测到的活动星系核喷流延伸具有相同的数量级。如果考虑到活动星系核在有限体积内沉积能量的事实，则平衡辐射损失所需的活动星系核光度将大大降低。对于室女星系团，我们发现，由对流加热模型得到的活动星系核功率与观测到的喷流功率符合得很好。
2006-05-15 astro-ph
