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
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
Spitzer Observations of Transient, Extended Dust in Two Elliptical Galaxies: New Evidence of Recent Feedback Energy Release in Galactic Cores
斯皮策望远镜对两个光学正常的椭圆星系中扩展尘埃的观测提供了一个新的证据，证实了这些星系周围热气大气中的浮力反馈外流。AGN的反馈能量是防止大规模冷却和恒星形成所必需的。在NGC 5044中，我们观察到8微米至约5 kpc的星际（可能是PAH）发射。NGC 5044和NGC 4636都有70微米的冷尘埃辐射，超过了恒星质量损失的预期。这些尘埃在~ 1 keV的星际气体中的溅射寿命延长了~10^7年，这就确定了尘埃第一次进入热气体的时间。显然，扩展的尘埃起源于尘埃盘或云，通常在椭圆星系核心观察到，这些尘埃盘或云被破坏，加热并向外输送。NGC 5044和NGC 4636中幸存的中心尘埃已经分裂成许多小的丝状物。值得注意的是，NGC 5044中不对称扩展的8微米发射与来自暖气体的H α +[NII]发射在空间上是一致的。计算表明，从星系核心向外移动的热气体在尘埃的辅助下冷却，大约在10^7年内可以冷却到几千秒差距，这解释了观测到的光学线发射。两个星系的X射线图像都受到了干扰。瞬时活动的所有时间尺度--热气体平衡和浮力传输的恢复、幸存尘埃碎片的动力学以及尘埃溅射--都与大约10^7年前两个星系中反馈能量的中心释放相一致。
2007-07-25 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
Bubbles in Planetary Nebulae and Clusters of Galaxies: Jet Properties
我推导出的约束喷气性质的膨胀对气泡在行星状星云和星系团。这项工作的动机是相似的形态和一些无量纲的量之间的X射线缺陷的气泡星系团和行星状星云中的光学缺陷的气泡，这是在早期的工作中指出的。在本文中，我发现为了使脂肪气泡膨胀，射流的张角必须很大，即，从喷嘴的对称轴测量的半开角通常应大于40度。狭窄的射流将形成细长的叶，而不是脂肪泡。我强调需要包括大开角射流在模拟气泡膨胀在行星状星云和（冷却流）星系团。
2003-09-03 astro-ph
Bubbles in Planetary Nebulae and Clusters of Galaxies: Slowly Precessing Jets
我推导出具有变化轴线的窄射流的条件，例如，旋进喷流，使行星状星云和星系团中或多或少的球形（脂肪）气泡膨胀。这项工作遵循以前的工作处理宽射流，即，具有宽的开口角度。这里导出的表达式在定性和定量上类似于非旋进宽射流使脂肪泡膨胀的条件。这与脂肪气泡膨胀的物理原因相似，即射流在气泡内部沉积能量。行星状星云（和类似的恒星系统）和星系团中的脂肪泡可能是由宽喷流、旋进喷流或其他喷流形成的，这些喷流的轴相对于它们膨胀进入的介质不是恒定的。
2007-01-16 astro-ph
Rising Jet-Inflated Bubbles in Clusters of Galaxies
我们进行二维轴对称（简称为2.5D）流体动力学数值模拟的气泡演化的星系团。我们使用缓慢的大规模喷流以大角度膨胀气泡，并在它们通过团簇内介质（ICM）上升时跟踪它们的演变。我们发现，这些喷射膨胀的气泡是相当稳定的，可以在集群中达到很大的距离，同时仍然保持其基本结构。射流膨胀气泡的稳定性主要来自于其膨胀过程中在其周围形成的致密壳层，以及气泡和壳层的向外动量。相反，用手插入到网格上而不是通过射流膨胀的气泡，即，一个人造的泡沫，缺乏这些稳定的因素，所以很快就破灭了。喷射膨胀的气泡的稳定性消除了对气泡中稳定磁场的需求。
2008-06-10 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
Pairs of Bubbles in Planetary Nebulae and Clusters of Galaxies
我指出一个有趣的相似性的形态和一些无量纲的数量对X射线缺乏的气泡在星系团和对光学缺乏的气泡在行星状星云（PNs）之间。这种相似性使我假设了类似的形成机制。这一假设被用来加强由喷流（或准直快风：CFW）形成PN的模型。在赤道平面上观察到的两类气泡中的致密材料的存在下，约束的喷气机和CFW活动在PN发生，而AGB星仍然吹其致密的风，或不久之后。我认为，只有一个恒星的同伴可以解释这样的喷流和CFW。
2003-08-14 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
Bubbles in Planetary Nebulae and Clusters of Galaxies: Instabilities at Bubble Fronts
我研究的稳定性偏离中心的低密度或多或少的球形（脂肪）气泡在星系团和行星状星云（PNs）的瑞利-泰勒（RT）不稳定性。当气泡膨胀和减速时，低密度气泡的内部和由吸积的环境介质形成的致密壳之间的界面是RT稳定的。然而，如果在一个特定的方向上密度降低，使得这个部分被气泡内部的压力加速，那么这个加速区域是RT不稳定的。相对于系统中心的最外层区域最有可能变得不稳定，因为那里的密度梯度最陡。使用简单的分析，我发现，偏离中心的脂肪泡在PN是不稳定的，比在集群。在PNs中，当气泡相对于它们与中心的距离非常小时，它们会变得不稳定;如果恒星祖先的质量损失率在一段时间内降低，那么它们可以在某种程度上稳定下来，这样负密度梯度就变浅了。当脂肪泡的大小与其距中心的距离相当时，脂肪泡簇就会变得不稳定。我讨论了这种不稳定性的集群和PN的一些影响。
2003-12-15 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
Sound Waves Excitation by Jet-Inflated Bubbles in Clusters of Galaxies
我们发现，重复的声波在群内介质（ICM）可以激发由一个单一的膨胀事件的相对气泡对。为了在数值模拟中重现这种行为，气泡应该通过射流膨胀，而不是人工注入。多个声波由气泡-ICM边界的运动激发，该运动由膨胀气泡内的涡流和ICM在气泡周围的回流（“茧”）引起。这些声波形成了一种结构，可以解释在英仙座冷却气流簇中观察到的波纹。我们使用缓慢的大规模喷射来膨胀气泡，要么有一个大的开放角度，要么是进动。喷流是慢的，因为它们是高度亚相对论的，$v_j \sim 0.01c-0.1c$，并且它们是大质量的，因为这对气泡将大部分冷却质量带回ICM，即，$\sim 1-50 M_\odot \yr^{-1}$。我们使用二维轴对称（简称为2.5D）流体动力学数值代码（VH-1）。
2008-08-17 astro-ph
Inflating Fat Bubbles in Clusters of Galaxies by Precessing Massive Slow Jets
我们进行了流体动力学数值模拟，发现进动的大质量慢射流可以膨胀脂肪泡，即，或多或少的球形气泡，附着在星系团的中心。为了使一个大气泡膨胀，喷射流必须快速旋进。旋进角$θ$应该大，或者在大范围$ 0 \le θ\le θ_{\max} \sim 30-70 ^\circ$内变化（也取决于其它参数），其中$θ=0$是对称轴。对速度和质量流出速率的约束类似于宽射流使脂肪气泡膨胀的约束。速度应为$v_j \sim 10^4 \kms$，两股射流的质量损失率应为$ 2 \dot M_j \simeq 1-50 \dot M_\odot \yr^{-1} $。这些结果，以及我们以前的论文中关于慢宽喷流的结果，支持了这样一种说法，即在冷却流团和星系形成的过程中，大部分反馈加热是由慢大质量喷流完成的。
2008-01-09 astro-ph
Bubbles in Planetary Nebulae and Clusters of Galaxies: Jet Bending
我们研究双星系统中喷流的弯曲。一个致密的伴星从失去质量的主星的慢风中吸积质量，形成一个吸积盘，并吹出两个相反的喷流。这些高速喷气机被缓慢的风吹弯了。在不考虑轨道运动的情况下，我们发现弯曲角依赖于慢风和喷流的性质。在行星状星云中观察到喷流的弯曲，这些星云被认为是相互作用的双星的后代。例如，在某些行星状星云中，两个气泡（叶）被两个相对的喷流膨胀，被移到星云对称轴的同一侧。在一些星系团和星系群中心的气泡对中也观察到类似的位移。我们比较了双星系统和星系团中喷流的弯曲。
2006-01-02 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
Inflating Fat Bubbles in Clusters of Galaxies by Wide Jets
我们进行了二维流体动力学模拟射流在团簇内介质（ICM）中的扩展。我们发现，脂肪，即或多或少的球形，气泡附着到中心形成的射流应该有高的动量通量和大的开口角。通常，半开角应>50度，大动量通量需要10，000 km/sec的喷流速度。暴胀过程涉及涡和局部不稳定性，这些不稳定性将一些ICM与热泡混合。这些结果预测，气泡内的大部分气体的温度为3x10^8<T<3x10^9 K，并且冷却流团中的大量冷却气体被排回团内介质并被加热。产生同步辐射的磁场和相对论电子可能是在喷流的激波中形成的。
2006-12-28 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
Non-thermal X-rays, a high abundance ridge and fossil bubbles in the core of the Perseus cluster of galaxies
利用钱德拉对英仙座星系团的深层观测，我们发现了一个距离中央核250弧秒（93千秒差距）的高丰度壳层。这个山脊位于英仙座无线电迷你光环的边缘。此外，我们确定两个H α丝指向这个壳。我们假设这个脊是一个化石射电泡的边缘，由从星团核心升起的夹带富集物质形成。壳外有温度跃变，但压力是连续的，表明有冷锋。一个非热的组件映射在集群的核心与形态类似的迷你晕。它的总光度为4.8x10^43 erg/s，半径约为75 kpc。假设非热辐射是CMB的逆康普顿散射和NGC 1275的红外辐射的结果，我们绘制了星系团核心的磁场图。
2005-03-15 astro-ph
Large-Scale Clustering in Bubble Models
我们分析了星系大尺度分布的气泡模型的统计特性。为此，我们实现了静态模拟，其中星系大多是随机排列在周围的气泡区域。作为第一个测试，我们实现了舔地图的模拟，通过适当地投影的三维模拟。通过这种方式，我们能够安全地将气泡几何形状所隐含的角关联函数与APM样品的角关联函数进行比较。我们发现，几个气泡模型提供了足够的大尺度相关性，这很好地适合APM星系。此外，我们将单元内矩计数的统计数据应用于三维分布，并将其与方差、偏度和峰度方面的可用观测数据进行比较。基于我们的纯几何结构，我们发现，一个定义良好的高阶矩的分级标度的规模$\sim 70\hm$。整体出现的图片是，泡沫几何形状非常适合再现大规模集群的几个方面。
1993-05-07 astro-ph
Is there Evidence for a Hubble bubble? The Nature of Type Ia Supernova Colors and Dust in External Galaxies
我们研究了最近的证据从光度红移关系的Ia型超新星（SNe Ia）的$\sim 3 σ$检测的“哈勃气泡”-一个偏离的哈勃常数的本地值从其全球平均值\citep{Jha:07}。通过将该研究中使用的MLCS 2k 2拟合与应用于相同数据的其他光变曲线拟合器的结果进行比较，我们证明了这与SN颜色过度的解释（在光变曲线形状-颜色关系校正后）以及局部样本中颜色梯度的存在有关。如果SN颜色过量和亮度之间的线性关系（$β$）的斜率经验地拟合，则气泡消失。另一方面，如果颜色过剩纯粹来自银河系般的尘埃，那么SN数据显然倾向于哈勃气泡。我们证明，SN数据给出了$β\simeq 2$，而不是$β\simeq 4$，人们会期望从纯粹的牛奶路一样的灰尘。这表明，要么SN的固有颜色比用单一的光变曲线形状参数描述的更复杂，要么SN周围的尘埃是不寻常的。解开这些可能性对大规模超新星宇宙学来说既是挑战也是机遇。
2007-07-03 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
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
Magnetic draping of merging cores and radio bubbles in clusters of galaxies
钱德拉卫星观测到密集的冷星系团核心以近音速的速度穿过较热的星系际气体，需要强烈抑制边界上的热导率。这可能是由于与分离两个等离子体成分的接触表面相切的磁场。我们指出，一个超阿尔文运动的等离子体云（合并星系的核心）通过弱磁化的星系团间介质导致“磁披覆”，形成一个薄的，强磁化的边界层与切向磁场。当M_s > 1时，云的运动速度为超音速，云内磁场与云的热压力接近均分。层的典型厚度为L /M_A ^2 << L，其中L是以阿尔芬马赫数M_A >> 1运动的障碍物（等离子体云）的尺寸。在不同程度上，磁披覆发生在亚超音速流、随机和有序磁场中，并且它不需要等离子体压缩性。强磁化层将热隔离两种介质，并可能有助于界面的开尔文-亥姆霍兹稳定性。类似的效应也出现在射电泡中，射电泡是活动星系核喷流吹出的准球形膨胀空腔;在这种情况下，外部磁化层的厚度较小，L /M_A^3 << L。
2006-04-09 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
The origin of intergalactic metals around Lyman-break galaxies
理论和观测的论据表明，星系际介质（IGM）可能已经被早期恒星形成所产生的金属污染。在这种情况下，红移z=3的莱曼破裂星系（LBG）很可能被旧的金属气泡包围，这是星系特征质量小且气体保留更困难的时代的遗迹。我们发现，在6<z<12时，10^8-10^{10} M太阳矮星系的IGM的星系前富集可以定量地解释在z=3时观测到的CIV系统和LBG之间的高互相关。原因有两方面。首先，LBG和高Z矮星都是质量分布的偏置示踪剂，并且是由非常高的密度波动形成的，这些波动是强烈聚集的。第二，重力的作用倾向于增加金属气泡和LBG之间的空间关联。我们的分析表明，为了与z=3时观测到的CIV系统的丰度相匹配，高z矮星产生的金属泡必须具有约100 kpc的共动尺寸。我们的结论是，所观察到的星系CIV的空间关联不需要从LBG后期的“超级风”。
2005-04-06 astro-ph
Warm and Hot Diffuse Gas in Dwarf Galaxies
矮星系提供了一个特殊的环境，因为它们的质量低，体积小，金属含量普遍较低。这些属性使它们成为大质量恒星与星际介质在小尺度和特别大的空间尺度上相互作用的完美实验室。OB星协的恒星风和超新星在空间上集中的能量输出的自然结果是一个膨胀的气泡。这些气泡可以增长到千帕当量大小，并成为矮星系化学和动力学演化的主要驱动力。在这样的低质量系统中，气泡有更大的可能性从气体盘破裂进入宿主星系的晕。这可能导致将富含金属的热气体排放到离产生地点很远的地方。在这项工作中，我回顾了目前的观测材料中的气泡，井喷，热晕的矮星系和热气体，并讨论了几个结论，可以从观察得出。我还将介绍矮星系NGC 1705作为案例研究的分析，强调观测方法和现有数据的问题。最后，我将谈谈在不久的将来有可能取得重大进展的一些领域。
2001-04-24 astro-ph
Bubbles in galactic haloes
我们简要地讨论了在银河系中观察到的垂直HI结构与由多个成团SNe爆炸引起的大规模井喷的可能互连。我们认为，所观察到的OB协会只能产生约60个这样的事件，或约一个烟囱每3千秒差距$^2$在太阳圈内。我们还讨论了邻近正面星系中HI壳层的总体性质以及H $α$和尘埃在边缘星系中的分布。我们认为，在星系晕中的尘埃的存在可能表明，辐射压力是最可能的机制能够运输尘埃到大的高度以上的银道面。为了使这成为可能，银河系的磁场必须有很强的垂直分量。我们提到SNe爆炸可以引发Parker不稳定性，这反过来又会产生具有强烈垂直分量的大尺度磁环。最近对附近边缘星系的观测支持了这一观点。
2001-02-09 astro-ph
Testing the Topology of Reionization
宇宙学氢再电离的中心重叠阶段从根本上说是电离区域拓扑结构的变化。在重叠之前，电离气泡孤立地生长。在重叠期间，它们合并成一个不断膨胀的电离介质，充满了不断增加的体积，最终取代了整个星系际介质中的中性气体。重叠，因此可以很好地研究使用拓扑统计，特别是属数的中性电离接口。应用这种测试最有希望的观测工具是（a）莱曼α星系和（b）21厘米层析成像。当莱曼α星系存在于大于1 Mpc的气泡中时，它们将被探测到，因此它们的存在可以用来绘制这样的气泡。在重叠阶段，预计会有这样大的气泡，而且每个气泡都应该包含一些可检测到的明亮的莱曼阿尔法星系。原则上，21厘米的线提供更好的空间分辨率，但所需的灵敏度和前景减法可能是一个问题。即将到来的莱曼阿尔法调查在近红外线，因此可以提供我们第一次看到的拓扑结构的再电离。
2007-08-21 astro-ph
Outflows, Bubbles, and the Role of the Radio Jet: Direct Evidence for AGN Feedback at z~2
为了适应看似“反层次”的性质，在我们的层次范式的质量函数的上端附近的星系，目前的星系演化模型假设在高红移，有效地终止恒星形成淬火供应的冷气体的阶段，有力的活动星系核反馈。利用VLT上的SINFONI IFU，我们在z~2-3射电星系中发现了kpc大小的电离气体外流，这些外流具有预期的特征，是具有终止大质量宿主星系中恒星形成潜力的强大活动星系核驱动风。双极流出物中含有几个x 10^10 M_sun的电离气体，其速度接近大质量星系的逃逸速度。动能相当于超大质量黑洞静止质量的0.2%。我们讨论了这项正在进行的研究的结果和所观察到的外流的全球影响。
2008-10-15 astro-ph
A Size of ~10 Mpc for the Ionized Bubbles at the End of Cosmic Reionization
宇宙中出现的第一个红移z>20的星系在大爆炸留下的中性氢的星系际介质中产生了电离泡。人们认为，电离气泡随着时间的推移而增长，包围着矮星系团，最终在z~6附近的一个狭窄的红移区间内迅速重叠在整个宇宙中。这一事件标志着宇宙10亿岁时再电离时代的结束。测量气泡在其最终重叠阶段的迄今未知的尺寸分布是即将到来的观测计划的重点，旨在从原子氢高度红移21厘米发射。在这里，我们表明，宇宙方差和因果关系的组合约束意味着在重叠时代结束时观测到的气泡大小为~10物理Mpc，以及观测到的重叠红移沿不同视线的分散度为~0.15。这种散射与最近对已知最远类星体的光谱数据的观测限制是一致的。我们的新结果意味着，未来的无线电实验应调整到一个特征角尺度为~0.5度，并有一个最小的频率带宽为~8 MHz的最佳检测21厘米通量波动接近再电离结束。
2004-09-16 astro-ph
The Effects of Reionization on Lyman-alpha Galaxy Surveys
对莱曼α发射线的测量是识别高红移星系的最有效方法之一。它们特别有趣，因为它们不仅探测星系本身，而且还探测星系际介质（IGM）的电离状态。观测到的谱线强度取决于每个光子在遇到中性气体之前能够从谱线中心红移的量，因此取决于源周围HII区域的尺寸分布。在这里，我们使用的尺寸分布的分析模型来研究再电离的莱曼α发射体的光度函数和它们所观察到的空间分布的影响。我们的模型包括了高红移星系的聚集，因此包含了比孤立星系周围预期的大得多的电离泡。结果，Lyman-α发射星系在再电离早期仍然可见：在最简单的模型中，当平均电离分数下降到x_i~0.75（或0.5）时，我们预计数量计数只会下降~2（或10）倍。此外，这种吸收在整个天空中并不均匀：星系只有当它们位于大气泡中时才能被看到，而随着x_i的减小，这种气泡变得越来越少。因此，大小分布也会影响莱曼-α选择星系的表观聚集。在大尺度上，它跟踪大气泡的轨迹，在我们的模型中，大气泡比星系更有偏差。在小尺度上，随着x_i的减小，星系团迅速增加，因为大的HII区包围着强的星系超密度，所以巡天自动只选择那些有邻居的星系。这两种状态之间的过渡发生在特征气泡尺寸处。因此，大型莱曼α星系巡天有可能直接测量再电离过程中HII区域的大小分布。
2005-11-23 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
On the Origin of the Circular and Hexagonal Formations in Galaxies
圆形和弧形的结构在一些星系中是已知的，NGC 6946中的气泡复合体（霍奇天体）是最显着的。该复合体的边缘具有规则的弧的形式，其中嵌入了六边形结构的一部分。在NGC 7421星系中也发现了类似的形态，在其边缘的那一部分，它是星系运动中穿过星系际气体的主要部分，正如该星系HI晕的弓形激波外观所表明的那样。在NGC 4676 A星系中也发现了一个六边形。HII的径向速度在整个气泡复合体是兼容的逆行旋转和漂移，这是在非线性流体动力学中已知的孤涡的特征。漂移运动可以解释NGC 6946中最大椭圆HI洞尖端的Bubble复合体的位置。木星和土星大气层中的六边形漩涡也在气流中，这似乎也是一种暗示。我们认为，恒星系统的六边形边缘可能是由冲压压力产生的冲击波的平坦部分的遗迹。NGC 300和M33中的巨大星弧分别与高能X射线源P42和X-4有关（图11），它们可能是超新星的遗迹。
2002-06-24 astro-ph
On the Rayleigh-Taylor Instability of Radio Bubbles in Galaxy Clusters
我们考虑瑞利-泰勒不稳定性的早期演化的稀薄无线电泡（腔）中观察到的许多冷却流星系团。当气泡上升通过团簇内介质时，气泡顶部容易发生瑞利-泰勒不稳定性。我们表明，虽然射流是供电的膨胀，减速的气泡ICM接口是能够扭转瑞利-泰勒不稳定性标准。此外，膨胀引入了拖曳效应，这大大增加了不稳定性增长时间。这两种效应的联合作用大大延迟了不稳定性的发生。后来，当减速的幅度下降或喷流消失时，瑞利-泰勒和开尔文-亥姆霍兹不稳定性开始出现，并最终破坏了气泡。我们的结论是，最初的减速和阻力，虽然不能防止气泡的破坏，可能会显着延长其寿命，消除需要调用稳定的磁场。
2006-07-24 astro-ph
Interaction of Jets with the ISM of Radio Galaxies
我们提出了三维模拟的相互作用的光高超声速射流与不均匀的热和磁支持的磁盘在椭圆星系，包括无线电和多波段X射线可视化。这些模拟适用于一些河外射电源的GPS/CSS阶段。我们确定了四个通用的阶段，在这样一个喷流与星际介质的演变。第一个阶段是"洪水和通道"阶段，主要是复杂的射流与靠近核的稠密多云介质的相互作用。一个球形的，能量驱动的，气泡相，其中气泡大于磁盘规模，但射流仍然完全中断接近核。然后，在一个快速的射流爆发阶段，射流从最后一个阻挡的稠密云层中挣脱出来，变得准直并穿透或多或少的球形气泡。在最后的经典阶段，射流传播的动量占主导地位的方式类似于单组分热晕射流，导致经典的射流-茧-弓激波结构。
2007-07-25 astro-ph
Hot Bubbles in Cooling Flow Clusters
随着钱德拉和XMM-牛顿X射线天文台观测到更多具有中心射电源的星系冷却流团，（与射电辐射一致的X射线低发射区）。这些气泡被明亮的X射线辐射壳层包围，目前还没有发现强烈冲击的证据。使用分析方法和一些简化假设，我们导出了气泡的大小、位置以及气泡与周围介质的密度差与气泡的冲击历史之间的关系式。这些可以直接应用于新的观察。我们发现，现有的观测结果与过去发生的轻微冲击相一致，并且与X射线壳层中的大部分冷物质在星团中心被冷却，然后被射电源向外推。强烈的冲击被排除，除非它们发生在1 Gyr之前。我们还讨论了瑞利-泰勒不稳定性以及一个泡沫膨胀成一个旧的泡沫产生的前一个周期的无线电活动的情况下。
2002-01-19 astro-ph
A High Angular Resolution View of Hot Gas in Clusters, Groups, and Galaxies
我们讨论两个主题，从钱德拉和XMM-牛顿观测星系，集团和集群。首先，我们回顾了观测方面的团簇形成和演化的物质沿长丝A85和A1367。我们描述了钱德拉观测，探测后来的进化阶段，合并的影响-亚音速和超音速-在集群核心观察到的“冷锋”和冲击。其次，我们回顾了热，团内气体与相对论性等离子体起源于活跃的核心内的主导星系在集群中心之间的相互作用。作为这种相互作用的例子，我们描述了无线电和X射线观测的M87，其中迅速上升的气泡转移能量和物质的集群核心。我们描述了ZW 3146的钱德拉观测，它既表现出多个冷锋和相对论等离子体相互作用。最后，我们描述了NGC 4636的X射线观测，中央活动星系核产生的能量在星系周围的热日冕上留下了独特的印记。
2003-01-23 astro-ph
Quasars as bubbles of dark matter: evidence for axion and tachyon matter in the Universe
越来越多的数据表明，高红移类星体与低红移星系之间存在着统计上的和表观上的物理联系，这表明它们的红移是非宇宙学起源的，经典的类星体解释是失败的。在这里，我们发现一个爱因斯坦方程的分析解决方案，描述由周期性相互作用势的轴子制成的气泡。这种粒子目前被认为是暗物质的主要候选者之一。气泡内部具有相等的引力势，因此，从内部发射的光子具有相同的引力红移。红移取决于气泡的质量，可以是零到无穷大之间的任何值。量子压力支持泡沫防止崩溃，并产生在宇宙年龄尺度上稳定的状态。我们的结果解释了观测到的类星体红移的量子化，并表明与附近星系（已知天体的百分之几）相关的本质上微弱的点状类星体是质量为10^8-10^9 M_{Sun}、半径为10^3-10^4 R_{Sun}的轴子泡。它们诞生于活跃的星系，并被喷射到周围的空间。这些类星体的性质明确地表明宇宙中存在轴子暗物质，并产生轴子质量m=0.4-3 meV，这符合天体物理学和宇宙学参数限制的开放轴子质量窗口。我们还发现，另一种暗物质候选者--快子，可以形成银河系大小、质量可以忽略、引力红移值任意的物体。这一发现结合类星体的观测表明，明亮的类星体3C 48，3C 273和3C 279是嵌入快子凝块中的邻近小星系的形成核，具有纯引力红移。
2005-06-19 astro-ph hep-th
