Testing the Invariance of Cooling Rate in Gamma-Ray Burst Pulses
最近的研究发现，伽马射线暴（GRB）中脉冲的光谱演化与简单的辐射冷却是一致的。也许更有趣的是，一些突发可能有一个单一的冷却率的多个脉冲发生在it. We确定的概率，观察到的“冷却率不变性”是纯粹的巧合，从观察到的冷却率分布的采样值。我们发现，基于各种脉冲选择方法和脉冲比较统计，我们将随机观察到类似程度的不变性的概率为0.1-26%。这个概率足够高，足以让人怀疑冷却速率的任何内在不变性。
1997-11-10 astro-ph
X-ray Cavities and Cooling Flows
最近的数据已经从根本上改变了X射线对冷却流团的看法。X射线光谱显示，尽管冷却时间很短，但只有很少的热的团内介质的温度低于约1 keV。在越来越多的冷却流簇中，发现中心射电源的瓣在热气体中产生空腔。一般来说，这些空洞相对于星团内的气体来说并不超压，而是像无线电发射等离子体的浮力气泡一样，在它们上升时驱动循环，混合和加热星团内的气体。所有这些都指向射电源，即活动星系核，作为阻止气体冷却到低温的热源。然而，由于气泡单独加热似乎是不够的，所以冷却流的能量学仍然模糊。我们简要回顾了支持这一观点的数据和理论，并讨论了冷却流的能量学。
2003-11-12 astro-ph
The effect of radiative cooling on the X-ray properties of galaxy clusters
本文研究了冷却对星系团X射线性质的影响。我们已经进行了N体，流体动力学模拟有和没有辐射冷却的影响，但忽略了恒星形成和反馈的影响。我们表明，辐射冷却产生的高熵气体从集群的外部流入，因此\emph{raising}的集群温度和\emph{decreasing}的X射线光度。在辐射冷却的情况下，星系团在X射线中的亮度平均比没有冷却的情况下模拟的相同星系团低三到五倍。然而，无论是在气体还是在暗物质分布中，我们都没有产生一个大的恒定密度的核心。我们的结果与以前的工作相矛盾，在以前的工作中，冷却提高了X射线光度，并在中央星系团中沉积了不合理的大量质量。我们通过选择我们的数值分辨率来实现这一点，以这样一种方式，一个合理的重子材料的一部分冷却，并通过解耦的热和冷的气体在我们的模拟，对多相气体建模的第一步。我们强调，全球范围内冷却一个明智的数量的材料是至关重要的，存在或不存在大量的冷重子材料的中心浓度有显着的效果后，所产生的X射线属性的集群。
2000-06-02 astro-ph
The effect of radiative cooling on X-ray emission from clusters of galaxies
在本文中，我们使用国家的最先进的N体流体动力学模拟的宇宙学体积侧100 Mpc的标准冷暗物质（SCDM）宇宙学和宇宙学与一个积极的宇宙学常数（LCDM）同时产生许多星系团。我们已经进行了相同体积的模拟，有和没有辐射冷却的影响，但在所有情况下忽略了恒星形成和反馈的影响。在辐射冷却的情况下，星系团在X射线中的亮度平均比没有冷却的情况下模拟的相同星系团低五倍。强调了中央星系质量在确定X射线亮度方面的重要性。
1999-12-01 astro-ph
Cooling of Accelerated Nucleons and Neutrino Emission in Gamma-Ray Bursts
利用蒙特卡罗模拟，我们证明了费米加速质子产生的中微子和产生的中微子在伽马射线暴。除非内部冲击发生在离中心相当远的地方，否则超高能量的质子会被质子离子的产生和同步辐射耗尽。在基准距离的内部冲击导致中微子爆发，伴随着源自电磁级联的伽马射线暴。
2005-03-11 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
Creation of X-ray Holes with Cool Rims in Cooling Flows
在许多钱德拉X射线图像中可见的星系团和星系冷却流的密度不规则性和空洞，可以由星系中央黑洞附近的对称加热气体产生。当被加热的气体从银河系中心上升时，相对少量的大羽流和气泡形成，与观测到的特征定性一致。膨胀的中心加热气体驱动冲击进入周围的气体，使其径向移动。计算和分析的结果表明，周围的气体附近的气泡是通过膨胀冷却，占冷却流中常见的X射线孔周围的冷边。
2002-06-26 astro-ph
X-ray and Radio Interactions in the Cores of Cooling Flow Clusters
我们提出了高分辨率ROSAT X射线和无线电观测的三个冷却流集群包含陡峭的频谱在其核心的无线电源。所有这三个系统都表现出强烈的迹象，无线电等离子体和热的团内介质之间的相互作用。两个星系团A133和A2626显示出增强的X射线发射，在空间上与射电源一致，而第三个星系团A2052则显示出大部分射电源周围的大面积X射线过量区域。使用3-D数值模拟，我们表明，通过冷却流大气传播的扰动射流可以引起无定形的无线电形态，特别是在射流被“关闭”并允许被动老化的情况下。此外，模拟的X射线表面亮度产生的过剩和赤字，观察。
1999-10-07 astro-ph
On the soft X-ray spectrum of cooling flows
在许多星系团的低分辨率X射线成像和光谱中已经发现了冷却流的强有力证据。然而，来自XMM-牛顿上的反射光栅光谱仪（RGS）的几个团簇的高分辨率X射线光谱现在显示出与简单冷却流不一致的软X射线光谱。主要的问题是缺少预期的从低于1- 2keV的气体冷却的发射谱线。即使在高温星系团如A1835中，也观察到来自约2- 3 keV气体的谱线，表明气体正在冷却到约2- 3 keV，但在较低温度下没有发现。在这里，我们讨论几个解决方案的问题;加热，混合，差分吸收和不均匀的金属。连续或间歇加热产生进一步的问题，包括在较冷气体处的热量的目标以及所需的高总能量。到目前为止，除了只占据部分体积的射电瓣之外，还没有明确的观测证据表明星团核心中存在广泛的加热或激波。暗示的冷却流的年龄很短，约为1 Gyr。混合。或者吸收冷却气体是其它的可能性。或者，如果在簇内介质中的金属不是均匀分布的，而是成团的，那么从低于1千电子伏的气体冷却中预计很少有线发射。低金属量部分冷却而没有线发射，而来自富含金属的气体的软X射线线的强度取决于该气体的质量分数而不是丰度，因为软X射线线发射在低于2keV时主导冷却功能。
2000-10-25 astro-ph
X-ray Structure in Cluster Cooling Flows and Its Relationship to Star Formation and Powerful Radio Sources
对钱德拉的第一批冷却流团图像的分析发现，冷却速率比以前认为的要小。冷却可能优先发生在中央星系团的恒星形成区域附近，在那里，局部冷却和恒星形成速率在几个因素之内。星系团中央星系的射电源与热的星系团内气体相互作用，并经常取代它们。在钱德拉图像中看到的X射线"气泡“被用来测量沉积到周围环境中的能量射电源的数量，它们可能作为古代射电源活动的化石记录而存在。气泡是将磁场从巨大的黑洞输送到星系团外围的容器。
2001-05-31 astro-ph
Non-thermal X-ray Emission: An Alternative to Cluster Cooling Flows?
我们报告的实验结果，旨在减少与丰富的集群X射线源的冷却流模型的主要问题：事实上，大多数的冷却气体或其产品还没有被发现。在这里，我们表明，大部分的X射线发射通常归因于冷却流，事实上，由幂律分量建模，该幂律分量指示除了来自团内介质的热韧致辐射之外的源。我们发现，对于双分量模型，可以同时对十个星系团中心区域的ROSAT PSPCB和ASCA GIS/SIS光谱进行充分的拟合，其中包括归因于热星系团内气体的热等离子体分量和可能产生的幂律分量。紧凑源和/或扩展的非热发射。对于五个据称具有大量冷却流的星团，最佳拟合模型具有幂律分量，其贡献了中心3弧分内总通量（0.14 - 10.0 keV）的$\sim$ 30%。由于冷却流质量沉积速率推断从X射线通量，我们的发现打开了显着降低冷却速率的可能性。
2001-11-14 astro-ph
Energetics of X-ray Cavities and Radio Lobes in Galaxy Clusters
描述了星系团高温气体中X射线空洞的形成和演化。这些空洞是由相对论性的宇宙射线形成的，这些宇宙射线最终会扩散到周围的气体中。我们探讨了宇宙射线扩散率范围很广的空洞的演变。在以前的数值模拟中，腔体是通过注入超热但非相对论性的气体形成的，这增加了全局热能，抵消了气体中的辐射损失，并有助于解决冷却流问题。与这些结果相反，我们发现仅由宇宙射线形成的X射线空腔具有全局冷却效应。当团簇气体被宇宙射线取代时，团簇气体的全局膨胀发生，伴随着冷却，冷却超过了空腔形成时冲击波的加热。在我们的腔演化中，大多数宇宙射线即使在1 Gyr之后也不会移动到冷却半径之外。气体密度被宇宙射线压低，变得有浮力，并在冷却半径内经历显著的向外质量转移，将宇宙射线和相对低熵的气体带到星系团中的遥远区域，在那里它在热气中停留的时间超过了局部冷却时间。宇宙线浮力导致的后空腔质量外流可能有助于解决冷却流问题。我们详细描述了X射线腔的能量学、大小、稳定性和浮力上升，展示了每个腔如何依赖于宇宙射线扩散的速率。
2008-05-16 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
High Resolution X-ray Spectroscopic Constraints on Cooling-Flow Models
本文介绍了XMM-牛顿反射光栅光谱仪对星系团和星系群的X射线观测。我们证明了标准冷却流模型描述星系团软X射线谱的失败。我们还强调了在冷却流的软X射线谱研究中的几个新进展。虽然有一些不确定性，在预期的质量沉积速率为任何单个集群，我们表明，高分辨率RGS光谱有力地表明，预期的线发射等压冷却流模型是不存在的背景温度的1/3以下，而不是低于一个固定的温度在所有集群。此外，我们证明，最好的解决集群光谱是不一致的差分光度分布的预测形状和测量的分布是倾斜的更高的温度。这些观测结果为当前软X射线冷却流问题的理论解释带来了一些微调挑战。这些意见和其他X射线测量之间的比较进行了讨论。
2003-09-30 astro-ph
Neutron star cooling after deep crustal heating in the X-ray transient KS 1731-260
我们模拟了2001年KS 1731-260的X射线瞬变过程中中子星从一个长的爆发状态（>~ 12.5年）恢复到平静状态后的冷却过程。我们表明，冷却可以解释假设地壳经历了深部加热在爆发阶段。在我们最好的理论方案中，中子星的核心没有增强的中微子发射，它的外壳很薄，是超流体的，具有正常的热导率。恒星的热后暴壳核松弛可能还没有结束。
2007-08-24 astro-ph
Powering Anomalous X-ray Pulsars by Neutron Star Cooling
利用最近计算的超磁化中子星热结构的解析模型，我们估算了年轻（$t\sim 1000$ yr）超磁化（$B \sim 10^{15}$ G）冷却中子星的热通量。我们发现，脉冲X射线发射的对象，如1 E 1841-045和1 E 2259+586以及许多软伽马中继可以解释光子冷却，如果中子星具有薄绝缘的物质的低原子量的密度$ρ< 10^{7}-10^{8}$ g/cm $^3$。该绝缘层的总质量为$M \sim 10^{-11}-10^{-8} M_\odot$。
1997-08-30 astro-ph
Spatial Diffusion of X-ray Emission Lines in the M87 Cooling Flow; Evidence for Absorption
最近XMM-牛顿观测到M87中的冷却气流气体，表明在银河系中心$\sim 5$ kpc范围内，氧、铁和硅的丰度急剧下降。这一结果是出乎意料的，因为恒星质量损失和Ia型超新星预计会产生所有三种元素的明显的中心丰度最大值。然而，有人认为，许多强X射线线在光学上很厚，并且在逸出之前在冷却流中扩散到更大的半径，从而伪造了中心丰度。我们验证了辐射传输计算，这种影响确实发生在M87冷却流，但它是不足以解释M87的观测。我们认为，为了减少中心X射线线的发射，需要某种连续的不透明源，也许是在$T \sim 10^5 - 10^6$ K下的热气体。X射线共振线的径向表面亮度轮廓也对冷却流中的湍流敏感，这显著地减小了线中心光学深度。湍流可以提供足够的能量来连续加热温暖的吸收气体。
2001-01-30 astro-ph
An Approach to Explain the Long Cooling Times of Anomalous X-ray Pulsars and Soft Gamma Repeaters with the Neutrino Magnetic Moment
异常X射线脉冲星和软γ重复星的表面温度和X射线亮度都比年龄相近的普通孤立中子星高出数倍。我们提出了一个简单的方法来解释这一观察的中微子磁矩对中子星冷却的影响。这就需要中微子的磁矩约为$(3-5)\times10^{-11}μ_B$。当解释反常X射线脉冲星和软γ重复星的模型足够成熟时，本文提出的简单方法可用于确定中微子磁矩的精确值及其对中微子-电子散射的贡献。
2005-02-21 astro-ph
Radiative cooling in SPH hydrodynamical simulations of X-ray clusters
从流体动力学TREESPH模拟的星系团的结果被用来调查的依赖最终的集群X射线属性的数值分辨率和假设的恒星形成模型的冷却气体。当冷气体粒子被允许转化成恒星时，最终的气体轮廓显示出明确的核心半径，温度轮廓几乎是平坦的。最终的X射线光度被发现是数值稳定的，与一个因素2的不确定性。
2001-11-07 astro-ph
X-ray Absorption Due to Cold Gas in Cluster Cooling Cores
我们计算了团簇冷却流模型的出射X射线性质，包括累积冷却物质的影响。这种冷却气体的不透明性会降低冷却流的整体X射线光度，基于这些光度的Mdot值会低估真实值约2倍。我们发现，积累的冷却材料可以产生出射表面亮度分布很像那些观察到的，即使是几乎均匀的气体分布。因此，在冷却流的中心区域（r < 10 kpc）中，比假定气体光学薄的情况下从观察到的X射线表面亮度分布推断出的气体更多的气体可以冷却到低于X射线发射温度。同样，冷却流的中心密度和压力可能被低估了。我们发现，在冷却流中的分布式吸收产生了一些可观察到的影响，在光谱中，这可能使它能够区分由于在我们的银河系中的气体吸收。这些包括低于2 keV的连续谱的特征抑制，吸收功能，如红移O K边，和共振发射线的强度减小。前景吸收模型不能很好地拟合包含本征吸收效应的光谱。试图将这种模型拟合到空间分辨光谱可能导致低估真实吸收柱3-20倍。根据模型的具体情况，对整个冷却流区域的积分光谱的拟合可能低估或高估吸收气体的质量。我们讨论了AXAF、XMM和Astro-E对这些效应的潜在检测。
1999-03-09 astro-ph
Compton cooling in the afterglow of gamma-ray bursts: Application to GRB 980923 and GRB 971214
本文考虑了康普顿冷却在伽马射线暴余辉标准模型中的作用。当电子通过散射它们自己的同步辐射光子而冷却时，确定了三种冷却制度，其中所观察到的同步辐射表现出质的不同特性。根据源参数的值，余辉可以通过一个，两个或所有三个这些制度的演变。由于同步辐射可以被看作是由于磁场的虚光子的康普顿散射，在这些制度之一的瞬时同步辐射光谱具有相同的性质时，康普顿冷却是可以忽略的。在这一发展阶段，同步辐射主要落在近红外/光学/紫外光谱范围内。有人认为，观测到的GRB 980923和GRB 971214的余辉位于该简并相之外。源参数的导出值表明康普顿冷却在这两个余辉中都很重要。
2001-05-02 astro-ph
Cooling of X-ray Emitting Gas by Heat Conduction in the Center of Cooling Flow Clusters
我们研究的可能性，大部分的气体在温度为10^7 K的冷却流团通过热传导冷却到较低的温度，而不是通过辐射冷却。我们认为，当这个过程被纳入所谓的"适度冷却流模型"时，其中星系团内介质的有效年龄远低于星系团的年龄，大大降低了预期的来自温度<10^7 K的气体的X射线亮度。在这个模型中，由X射线观测结果推断的~10^7 K气体的辐射质量冷却率很容易满足，它小于过去引用的质量冷却率的20%。热传导受冷云（~10^4 K）中的磁场线与团内介质中的磁力线重联的调节。一个狭窄的传导锋形成，尽管相对较低的温度，允许有效的热传导从热ICM冷云。冷云中的磁力线和团内介质中的磁力线之间的重联只有在ICM中的磁场足够强时才发生。这只发生在冷却流团的内部区域，在r~10 - 30 kpc。H α光子数与冷却的氢原子数之比很大，这一点可以用这种情况来解释。
2004-06-15 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
Cooling flows or warming rays?
在许多星系团的中心附近，X射线发射等离子体的辐射冷却时间比星系团的年龄短，但既没有观察到预期的中心温度大幅下降，也没有观察到预期的质量流向压力耗尽的星系团中心。我们提出了一个解决这些"冷却流“的问题，其中能量提供给等离子体的强子宇宙射线（CR）。该解决方案需要一个更强烈的能量沉积和更分散比传统的CR模型，但这种替代模型也是成功的描述CR的起源，以及伽马射线暴和弥漫的伽玛背景辐射的属性。在准稳定状态下，星系团发射的X射线能量由强子CRs提供，它们充当“变暖射线”。根据测量的等离子体密度分布，成功地预测了团内空间的温度分布。星系团的其他四个令人困惑的特征也可以用简单的术语来解释：它们的“维里”质量和“透镜”质量之间的差异、它们的大磁场、它们的光学和X射线光度之间的相关性，以及它们的X射线光谱的非热尾部。
2003-04-24 astro-ph
Cooling flows, central galaxy--cluster alignments, X-ray absorption and dust
我们提出的分析指出ROSAT PSPC观测的五个最明亮的，中等红移（$0.1 < z < 0.15$）星系团中检测到的ROSAT全天巡天。利用PSPC数据结合光学CCD图像和光谱研究了星系团与其中央星系团（CCG）之间的关系。Abell 1068，Abell 1361和Abell 1664包含三个已知的最光学的线发光CCG。PSPC的X射线数据显示，这些星系位于大规模（每年200 - 400个太阳质量）冷却流的中心。CCG和它们的主机集群之间的对齐进行了研究。对于具有冷却流的团簇，来自团簇的X射线发射的位置角和来自CCG的光学发射的位置角在5度内一致。对于样品中的一个可能的非冷却流簇，Abell 2208，对准明显较差。我们研究的证据，在集群的内在X射线吸收。Abell 1068和Abell 1664的X射线谱表明，这些团簇中的冷却流被等氢柱密度$\geq 10^{21} atom cm$ ^{-2}$本征吸收。在这些集群中的CCG的光学光谱表现出实质性的内在红化，在水平一致的X射线吸收的结果，如果标准的灰尘，气体的比例被假定。
1995-03-28 astro-ph
ROSAT X-ray Observations of the Cooling Flow Cluster A2597
星团A2597是用ROSAT PSPC和HRI探测器在X射线中观测到的。X射线等照度线的方向类似于中央cD星系的光学等照度线和星系群中星系分布的等值线，但在其他方面都很规则，这表明该星系群是合理放松的，处于流体静力平衡状态。由于中心X射线表面亮度峰值指示存在冷却流，因此合并的HRI和PSPC表面亮度轮廓不能通过β模型充分拟合。如果排除半径的中心108弧秒，则找到可接受的拟合，其给出β = 0.64，但仅是核心半径的上限，rcore < 78弧秒。在2 Mpc的半径内，我们发现Mgas = 1.2e14 Msun和Mtot = 6.5e14 Msun的质量，气体质量分数约为19%。无论是整体集群的光谱和空间分辨光谱在300千秒差距内需要的存在下，热气体和冷却流的频谱。光谱测定的总冷却速率Mdot = 344 Msun/yr与从Einstein IPC和ROSAT HRI图像的X射线表面亮度轮廓分析得出的结果吻合得很好。ROSAT空间分辨X射线谱表明，冷却成分主要分布在星系团半径内~300 kpc的区域。我们没有检测到任何朝向A2597中心的显著过量的X射线吸收，并且我们对NH < 1.72e20 cm**-2的冷却流区域前面的过量柱设定了非常保守的上限。
1996-12-05 astro-ph
The properties of cooling flows in X-ray luminous clusters of galaxies
我们讨论了ASCA和ROSAT卫星观测到的30个高X射线亮度星系团样品中冷却流的X射线性质。我们证明了需要多相模型，以一贯地解释光谱和成像X射线数据的集群。的质量沉积速率的冷却流，独立确定的ASCA光谱和ROSAT图像，表现出良好的一致性，并超过1000太阳质量，每年在最大的系统。我们确认存在的固有X射线吸收的集群使用各种光谱模型。测量的吸收材料的等效氢柱密度对分析中使用的光谱模型很敏感，从简单的等温发射模型的几个10^{20}原子/cm ^2的平均值到我们优选的冷却流模型的几个10^{21}原子/cm ^2的平均值不等，假设在每种情况下吸收体都位于均匀的前景屏幕中。如果吸收介质分布在整个团簇中，则真正的本征柱密度可能甚至更高。我们总结了在其他波段的观测X射线吸收剂的性质的限制。X射线吸收的很大一部分可能是由于灰尘。
2000-02-28 astro-ph
Chandra Observation of the Radio Source / X-ray Gas Interaction in the Cooling Flow Cluster Abell 2052
我们提出了一个钱德拉观察阿贝尔2052，一个冷却流集群与中央cD主机复杂的无线电源3C 317。这些数据揭示了X射线发射中与射电瓣重合的“洞”。这些洞被明亮的X射线发射的“壳”所包围。这些数据与射电源位移和压缩一致，同时被X射线气体限制。X射线外壳的压缩似乎相对温和，最多是轻微的跨音速压缩。X射线气体（外壳和周围较冷的气体）中的压力大约比射电源的最小压力高一个数量级，这表明需要额外的压力源来支持无线电等离子体。X射线壳层的压缩加速了壳层的冷却，并且发现光发射线丝与壳层的最亮区域重合。
2001-07-12 astro-ph
On the evolution of cooling cores in X-ray galaxy clusters
为了给X射线星系团冷却核的形成和演化定义一个框架，我们研究了在辐射冷却和引力作用下，能量为4 keV和8 keV的星系团内部区域的物理性质随宇宙时间的变化。冷却半径R_cool，定义为在给定红移下冷却时间等于宇宙年龄的半径，从z>2时的~0.01 R200（结构开始演化）演化到z=0时的~0.05 R200。在0.01 R200下测得的值表明，气体密度和表面亮度每Gyr增加约15- 20%，气体温度每Gyr平均下降10%。当计算中考虑所有的星系团发射时，10 Gyrs后，发射加权温度降低约25%，测辐射热X射线光度增加约2倍。相反，当排除0.15 R500以内的芯区时，气体温度值不变，X射线亮度变化仅为10- 20%。冷却时间和气体熵的径向分布很好地代表了幂律函数。气体温度和密度分布的内斜率的行为是演化冷却核的最敏感和明确的示踪剂。经过10 Gyrs的辐射损失后，热（冷）天体的T_gas ~ r ^0.4和n_gas ~ r^（-1.2）与附近的X射线发光冷却核团的观测约束非常一致。因为我们的模拟没有考虑任何活动星系核加热，他们意味着反馈过程不会大大改变气体密度和温度分布所产生的辐射冷却单独。
2008-02-02 astro-ph
Excess Ionization and Soft X-ray Emission from Cooling Flow Clusters
冷却流团簇的X射线光谱显示，在大范围的X射线亮度和维里温度下，在约1/3的环境等离子体温度下，气体的软X射线发射线意外不足。我们建议过量电离从人口的超热电子或光电离的X射线连续发射从热气体或一个中心活动星系核作为一种手段去耦的热状态的气体从其发射线光谱。前一种效应被认为在日冕中起作用。因为它们通常在团簇气体温度的某个固定部分变得重要，所以这些机制原则上可以解释发射谱线抑制的普遍性和温度依赖性，而这些特性是当今基于气体加热的模型都无法解释的。最终，这些模型不能解释的意见，但是，他们有吸引力和强大的功能，这可能是有用的，在阐明软X射线赤字的最终解决方案。
2004-04-16 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
ROSAT PSPC observations of Cygnus-A : X-ray spectra of the cooling flow and hot spots
利用{ \it ROSAT}位置敏感正比计数器（PSPC）对强射电星系天鹅座A进行了观测。在{ \it ROSAT}带的X射线发射主要是来自相关星系团的热的星系团内介质的热发射。图像解投影证实了一个显着的集群冷却流的存在，总质量沉积速率为$\sim 250\,{\rm M}_\odot\,{\rm yr}^{-1}$和（哈勃时间）冷却半径为$\sim 180$ \，kpc。光谱数据显示，在排放加权平均温度的梯度与温度降低对集群的中心。我们还发现了射电源的特征：特别是，我们探测到了来自西部无线电热点的X射线发射，该热点先前由{ \it ROSAT}高分辨率成像仪（HRI）发现。我们发现从热点的发射是硬的，并讨论了这一结果的物理意义。
1995-10-01 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
High Resolution X-ray Spectroscopic Constraints on Cooling-Flow Models for Clusters of Galaxies
本文介绍了用XMM-牛顿反射光栅光谱仪获得的14个冷流星系团的高分辨率X射线谱。样品中的团簇跨越了很大的温度和质量沉积速率范围。这些光谱中的各种光谱表现出来自O VIII、Ne X、Mg XII和XI、Al XIII和XII、Si XIV和XIII、N VII和C VI以及所有Fe L离子的线发射。光谱表现出强烈的发射冷等离子体在略低于环境温度，$T_0$，下降到$T_0/2$，但也表现出严重的赤字的排放，相对于等压冷却流模型在较低的温度（$<$ $T_0/3$）的预测。此外，最佳分辨的光谱显示在整个X射线温度范围内的发射，但在较低的温度下比冷却流模型预测的发射越来越少。这些结果很难与扭曲排放量分布的简单规定相一致，例如通过包括额外的加热或快速冷却项。我们列举了一些理论上的困难，在理解的软X射线光谱的冷却流独立的经典问题的失败，以检测冷却流汇。从经验上讲，微分光度分布与温度的$\approx$ 1到2的幂成正比，而不是像标准多相模型中预期的那样与温度无关。观察到的低温光谱的主要差异归因于环境温度的差异。
2002-10-30 astro-ph
"Listening" To Cluster Cooling Flows: Radio Emission and the Cluster Environment
本文综述了具有冷却流的星系团的射电连续谱性质及其与X射线环境的关系。我们发现，60-70%的冷却流中的cD星系是无线电响亮的，比14%的典型集群椭圆形高得多的分数。新的ROSAT HRI观测揭示了各种有趣的相关性和内部冷却流和无线电形态的X射线结构之间的关系。射电等离子体对星系团冷却核心的内部结构有很强的影响，因为几乎所有具有中心射电源的冷却流星系团都具有非对称的X射线结构。本文对冷流大气中的射电喷流进行了数值模拟。我们还讨论了通过集群集群合并破坏冷却流的前景，使用新的水力/N体模拟，其中包括辐射冷却。
1996-09-24 astro-ph
X-ray colour maps of the cores of galaxy clusters
我们提出了一个分析的X射线彩色地图的核心星系团，形成的计数在不同的X射线波段的比率。我们的技术组像素之间的轮廓在一个自适应平滑图像的集群。我们选择轮廓水平，以尽量减少颜色比例的不确定性，同时保留对象的结构。我们调查的冷却气体和吸收材料的33个X射线明亮的集群，许多包含强大的冷却流，在档案ROSAT PSPC数据的样本的空间分布。我们提出了一个样本的集群的彩色地图，除了自适应平滑的图像在不同的波段。大部分的冷却流集群显示很少的子结构，不像几个非冷却流集群。我们拟合了等温等离子体模型与银河系吸收和恒定的金属丰度的中高能量的颜色在我们的集群。具有已知强冷却流的那些簇具有比外轮廓适合显著更低的温度的内轮廓。没有强冷却流的样品中的团簇没有显示出显著的温度变化。我们还必须增加吸收材料的水平，以适应集群中心的低过高颜色。我们的研究结果提供了更多的证据，冷却流积累吸收材料。对于非冷却流簇，没有发现增加吸收的证据。[删节]
2000-06-27 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
Cooling by Heat Conduction Inside Magnetic Flux Loops and the Moderate Cluster Cooling Flow Model
我研究的非辐射冷却的X射线发射气体通过热传导沿磁场线内的磁通量环冷却流星系团。我发现，这种热传导可以减少1.5-2倍的X射线波段辐射的能量的分数。这种非辐射冷却结合了另外两种提出的非辐射冷却过程，可以更有效。这些是冷气体和热气体的混合，以及由热气体和冷气体之间的磁场重连引发的热传导。当这些过程被纳入中等冷却流模型时，导致具有以下成分的一般冷却流模型。(1)冷却流确实发生，但质量冷却速率比旧版本的冷却流模型低约10倍。也就是说，加热的发生使得冷却流的有效年龄远低于簇年龄，但加热不能完全阻止冷却。(2)冷却流区处于非稳态演化。(3)X射线发射气体的非辐射冷却可以使模型与观测结果更好地吻合。(4)冷却流气体的一般行为，特别是磁场所起的作用，使得冷却流团中的团内介质在某些方面类似于活跃的日冕。
2003-11-02 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
The effect of radiative cooling on scaling laws of X-ray groups and clusters
为了研究辐射冷却对星系团标度关系的影响，我们在$Λ$ CDM宇宙学中进行了有无辐射冷却的宇宙学模拟。我们的模拟包括410万个粒子，每个粒子的气体和暗物质在一个盒子大小为100 $h^{-1}$ Mpc和运行冷却是最大的同类已演变为$z=0$。我们的星团目录都包括400多个天体，质量完整到$\sim 10^{13} h^{-1} {\rm M_{\odot}}$。我们对比了发射加权温度-质量（$T_{\rm ew}-M$）和辐射热光度-温度（$L_{\rm bol}-T_{\rm ew}$）的关系在$z=0$的模拟。我们发现辐射冷却\emph{increases}和\emph{decreases}分别影响团内气体的温度和总光度，这与Pearce等人的结果一致.此外，这些效应的温度依赖性使$T_{\rm ew}-M$关系的斜率变小，使$L_{\rm bol}-T_{\rm ew}$关系的斜率变陡.在模拟中包括辐射冷却足以再现所观察到的X射线标度关系，而不需要过多的非引力能量注入。
2001-03-15 astro-ph
The impact of cooling flows on the Tx-Lbol relation for the most luminous clusters
我们研究了冷却流对已知X射线最亮（L_Bol > 10^45 erg/s）星系团的T_X-L_Bol关系的影响。使用高质量的ASCA X射线光谱和ROSAT图像，我们明确地解释了冷却流对团簇X射线特性的影响，并表明这减少了之前提到的T_X-L_Bol关系中的分散。更重要的是，该关系式的斜率从L_Bol \propto T_{X} ^[3]逐渐变平，接近于L_Bol \propto T_{X} ^[2]，这与最近的理论模型一致，这些模型包括了激波和预热对X射线气体的影响。在z~0.3范围内，我们没有发现T_X-L_Bol关系演化的证据。我们的研究结果表明，冷却流的影响必须占宇宙学参数之前，可以确定从X射线观测的集群。本文的结果为高X射线亮度下T_X-L_Bol关系的模拟提供了可靠的依据。
1998-03-01 astro-ph
Regulation of the X-ray luminosity of clusters of galaxies by cooling and supernova feedback
星系团被认为含有大约十倍于重子物质的暗物质。因此暗成分主导了星系团的引力势，而被这种势限制的重子辐射出的X射线的亮度主要取决于星系团核心的气体密度。然而，基于团簇形成模型对X射线性质的预测与观测结果并不一致。如果模型忽略了冷却气体凝结成恒星和来自相关超新星的反馈，他们就会高估X射线的光度，因为核心气体的密度太高了。早期的均匀分布的超新星反馈可以通过加热未凝聚的气体来纠正这一点，从而使其更难压缩到核心中，但这样的过程似乎需要大量的超新星。在这里，我们展示了星系际气体的辐射冷却和随后的超新星加热如何合谋消除星团内介质中的高度可压缩的低熵气体。这使得星团的核心熵和X射线光度与观测结果相一致，在某种程度上，它几乎不依赖于早期宇宙中超新星加热的效率。
2001-11-22 astro-ph
Cooling flows and the entropy of the intragroup medium
我们研究稳定的，均匀的和亚音速的冷却流在贫穷的星系团在最近的建议，即辐射冷却的星系团内的气体可以解释观测的“熵地板”和其他相关的X射线观测。我们研究了一个家庭的冷却流的解决方案参数化的质量通量率，然后确定由此产生的熵和X射线光度。我们发现，冷却流量的质量通量率超过每年1000 M_{solar}的熵和X射线光度的观测解释。鉴于在丰富的集群中观察到的这种大流量的缺乏，我们的计算表明，除了辐射冷却的影响，还需要加热源来解释观测结果。
2002-10-25 astro-ph
An investigation of cooling flows and general cluster properties from an X-ray image deprojection analysis of 207 clusters of galaxies
本文对爱因斯坦天文台207个星系团的成像数据进行了X射线像解投影分析。由此产生的光度，温度和电子密度变化的径向配置文件确定从集群表面亮度配置文件根据平均Tx和Vopt观测重力位的约束。这使我们能够确定冷却流和其他集群属性，如重子分数，S-Z微波减量，和汤姆逊深度。我们已经编制了一个目录的检测到的冷却流，并研究它们对一般集群属性的影响。自洽的集群X射线光度，温度和光学速度色散之间的相关性，确定占两个维度的数据的错误。这些拟合表明，簇的温度是等温的，并且它们具有与统一一致的光谱β值。我们发现，X射线LX，Tx，和光学Vopt的关系显着依赖于冷却流质量沉积速率，通过密度分布的差异。相似的质量沉积速率的集群表现出自相似的密度分布，较大的冷却流显示较高的中心密度。这导致Lx、Tx和Vopt平面内的Lx相关相关性的分散。密度的分离导致了“半光半径”和重子分数的分散。冷却流团核心的重子分数似乎更高，但所有的团似乎都在1 Mpc时上升到大于10%的一致值。因此，星系团与原始核合成重子分数不一致，对于一个平坦的宇宙，6%。
1997-07-24 astro-ph
The Complex Cooling Core of Abell 2029: Radio and X-ray Interactions
我们提出了一个钱德拉观测的冷却流集群阿贝尔2029的中心区域的分析。我们发现了一些X射线灯丝在中央40千秒差距，其中一些似乎是与目前活跃的中央射电星系。陡谱射电源的南外叶似乎被一个冷气体区域所包围，并且至少部分地被明亮的X射线边缘所包围，类似于在其他冷却流团核心的射电源周围所看到的。光谱拟合表明，整体团簇发射是最好的拟合，无论是两个温度的气体（kT_高=7.47 keV，kT_低=0.11 keV），或在相同的温度范围内的气体冷却的冷却流模型。这个大的温度范围（超过50倍）是Abell 2029相对独特的，可能表明这个系统是一个非常年轻的冷却流，其中气体最近才开始冷却到低温。冷却流模型给出的质量沉积速率为Mdot=56 + 16/-21 Msun/yr。通常，团簇发射沿22度的位置角伸长，椭圆率为0.26。在星团中心区域的X射线发射分布是不对称的，然而，与西南和西北相比，东北和东南分别有过量的发射。从X射线数据中拟合并减去一个光滑的椭圆模型，揭示了一个从星团核心顺时针方向延伸到~150 kpc半径的偶极螺旋过剩。我们估计M_spiral的总质量约为6 × 10^12 Msun。最有可能的原因是气体从星系团中剥离，或者是落入星系团的裸露暗物质势，或者是过去合并引起的星系团核心的晃动运动。
2004-08-03 astro-ph
Chandra X-Ray Spectral Analysis of Cooling Flow Clusters, 2A 0335+096 and Abell 2199
本文报道了一个典型的冷却流星系团2A 0335+096的Chandra X射线数据的空间分辨分析结果，并与A 2199作了比较。与最近在其它星系团的核中所发现的一样，2A 0335+096中心附近的温度为1.3- 1.5keV，比由冷却流图象所推断的温度高。此外，在2A 0335+096中，吸收柱密度相对于半径几乎是恒定的;在200- 250 kpc范围内没有过量吸收的证据。这表明不存在显著量的已经冷却的冷材料。这些特性与A2199相似。由于中心部分的冷却时间比星系团的年龄要短得多，因此预计两个星系团的中心部分都存在加热机制，从而削弱了辐射冷却的效果。2A 0335+096和A 2199都有与它们的cD星系相关的射电喷流。我们讨论的可能性加热过程所造成的无线电喷流考虑的热传导和声速连同观测到的扰动ICM温度和密度。我们的结论是，所观察到的射电喷流可以产生局部加热和/或冷却，但不足以减少整体辐射冷却。这意味着，在$>10^9$多年前，更猛烈的喷流（其排放现在已经衰减）加热了冷却气体。
2003-08-19 astro-ph
Why Are Rotating Elliptical Galaxies Less Elliptical at X-ray Frequencies?
如果质量和角动量在与发光的缓慢旋转的椭圆星系相关的冷却流中守恒，那么流入的热气体将旋转起来，导致冷气盘和X射线图像沿着赤道平面高度平坦到几个有效半径。在目前X射线观测可用的空间分辨率下，没有观察到这种X射线变平。显然，质量和角动量实际上并不守恒。如果冷却流被分布在整个流中的许多位置处的局部辐射冷却耗尽，则冷却气体盘不会形成，并且X射线图像看起来接近圆形。然而，由冷却气体形成的年轻恒星的分布相对于恒星光仍然有些平坦。银河系冷却流的X射线图像也可以通过远离旋转轴的角动量的湍流扩散来圆化，但是已知过程--恒星质量损失、超新星、冷却点演化等--的有效粘性不足以使X射线图像明显圆化。星际铁丰度的径向梯度不受预期的星际湍流水平的影响，因为这些梯度不断被Ia型超新星重新建立。
2000-03-31 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
The Distribution of Mass and Gas in the Center of Clusters of Galaxies Implied by X-Ray and Lensing Observations
引力透镜的观测表明，星系团（其中大部分质量是暗物质）的质量分布在中心高度集中，而X射线观测则意味着气体更广泛。气体在中心冷却这一额外的事实常常使人们期望气体温度在中心附近应该更低，因此气体应该比暗物质更集中。我们表明，这样的预期是不正确的，气体温度必须保持近似恒定的冷却区域内，以具有与所观察到的X射线轮廓和透镜的一致性。多相冷却流自然地产生近似恒定的温度分布，以及与质量相比更广泛的气体分布。冷相在相对大的半径处沉积，而热相在向内流动时被加热，并且可以保持平均温度恒定。因此，相对于没有冷却并且气体遵循质量分布的情况，冷却流导致中心温度的{ \it增加}。由冷却流引起的中心温度的增加为气体轮廓提供了特征核心半径，这是冷却半径的顺序。这为在X射线团簇中观察到的典型核心提供了一个自然的解释。它也带来了更好的协议与观察的集群演化速度预期自相似的层次模型。我们认为，核心半径远大于冷却半径的团簇处于合并过程中，不处于动力学平衡状态。
1995-04-04 astro-ph
Spin Down of Pulsations in the Cooling Tail of an X-ray Burst from 4U 1636-53
我们报告的发现与正比计数器阵列（PCA）板载罗西X射线定时探测器（RXTE）的X射线爆发的冷却尾部的X射线亮度振荡的频率降低从4U 1636-53。这是在热核爆发期间看到的脉动自旋下降的第一个直接证据。我们发现，自旋下降情节是相关的外观在这个突发的延长尾巴的排放。我们提出了时间分辨的能量和变异性谱在此爆发，并将它们与第二次爆发的结果进行比较，既没有显示自旋下降情节，也没有延长尾巴。对"自旋下降“爆发的光谱演化研究揭示了弱半径膨胀的第二个特征，这在其他爆发中看不到，并与自旋下降事件相关，这可能表明次级热核能量释放。我们在角动量守恒壳层的背景下解释了自旋下降事件，该壳层通过额外的热核能量释放而重新膨胀并因此自旋下降，这也可以解释延长的X射线尾部。
1999-07-21 astro-ph
High Resolution X-Ray Spectroscopic Constraints on Cooling Flow Models of Clusters of Galaxies and Gaseous Haloes Around Elliptical Galaxies
在许多星系团中，团内介质核心的冷却时间远远小于系统的年龄，这表明气体应该通过辐射不断失去能量。简单的热力学参数，然后要求预期的“冷却流”应该表现出特定的光谱特征，其特征在于由差分发射测量分布，这是成反比的等离子体的冷却功能。这一预测可以通过XMM-牛顿上的反射光栅光谱仪（RGS）实验首次进行定量测试，该实验提供了高分辨率的X射线光谱，即使是对于像星团这样的适度扩展的源。我们目前的RGS数据14个单独的冷却流集群，采样质量沉积速率的范围非常广。令人惊讶的是，在所有情况下，我们发现一个系统的赤字的低温排放相对于冷却流模型的预测。然而，我们确实看到了冷却流动气体的证据，其温度略低于星团背景温度$T_0$，大约低至$T_0/2$。这些结果很难与迄今为止提出的冷却流问题的大多数可能的解释相一致。我们还介绍了大质量椭圆星系NGC 4636的RGS数据。在这种情况下，我们检测到的证据共振发射线散射的高振子强度铁L-壳层发射线内的气体晕的星系。对这种效应的探测导致对光环内的物理条件的非常严格的限制。然而，在这里再次，没有检测到预期的冷却流的特征，这可能表明我们对低密度宇宙等离子体辐射冷却的理解存在一些根本的不确定性。
2002-10-30 astro-ph
ROSAT HRI observations of IRAS P09104+4109: a massive cooling flow
超亮红外星系IRAS P09104+4109的ROSAT HRI图像显示，在冷却流的轮廓特征中，中央星系周围的扩展X射线发射达到峰值。推断的软X射线光度与ASCA检测到的相当。ASCA谱与冷却流谱很好地拟合，表明质量冷却速率约为1000 Msunpyr。冷却流支配着周围星系团的总光度。宿主星系中隐藏的活动星系核对总ASCA光谱或HRI图像的任何贡献都很小。
1995-05-11 astro-ph
Complex Absorption and Reflection of a Multi-temperature Cyclotron-Bremsstrahlung X-ray Cooling Shock in BY Cam
本文重新分析了一颗稍不同步吸积的白矮星BY Cam的ASCA和GINGA X射线数据。的光谱是强烈的复杂的吸收，我们作为一个连续的覆盖分数和列中性材料的分布模型的影响。这种吸收导致低于3 keV的光谱平滑硬化，并且可能是由覆盖在X射线发射区域上的预震柱中的材料产生的。ASCA的数据表明，从冲击的本征发射是不一致的，一个单一的温度等离子体。显著的铁L排放共存的铁K壳线从H和He类铁清楚地表明，有一个广泛的温度范围内，预期从冷却激波结构。GINGA数据给出了对冲击等离子体中最大温度发射的最佳约束，其中kT（max）=21（+18，-4）keV。回旋加速器冷却也很重要，它抑制了最高温度的韧致辐射成分，因此X射线数据只给出了M> 0.5太阳质量的白矮星质量的下限。同时还观测到了来自白矮星表面的多温韧致辐射反射。我们强调的重要性，建模所有这些影响，以获得物理上自洽的图片的X射线光谱从极地一般，特别是通过凸轮。
1997-12-17 astro-ph
beta-model and cooling flows in X-ray clusters of galaxies
来自星系冷却流团核心的空间辐射不能用β模型充分描述（Cavaliere and Fusco-Femiano 1976）。在光谱上，这些星系团的中心区域很好地近似于一个双温度模型，其中内部温度代表核心的多相状态，外部温度是环境气体温度的度量。其中两种组分在边界半径r_cool内共存，并且环境气体单独填充在r_cool以上的半径处的体积壳。这个简单的模型仍然提供了总表面亮度轮廓的解析表达式。基于X射线发射的物理意义模型，该公式可以用来（i）与标准β模型结果相比，显著改善星系冷却流团表面亮度轮廓的建模，（ii）适当地约束外围星系团内等离子体的物理特性，例如，环境气体温度。
2000-05-10 astro-ph
