AGN Feedback and Cooling Flows: Problems with Simple Hydrodynamical Models
近年来，活动星系核，特别是射电星系，对大尺度结构和星系形成的影响越来越明显。原则上，射电星系的能量足以阻止星系团内部区域的维里化团内介质（ICM）的冷却，解决了冷却流问题，并解释了星系光度函数的高质量截断。我们通过一系列高分辨率的三维流体动力学模拟来探索这一过程，这些模拟是对ICM大气层中冷却介导的吸积的反应。我们发现，我们的模型是无法产生一个长期的加热和冷却的平衡，灾难性的冷却可以延迟的喷射行动，但不可避免地采取了。这些模型失败的核心是形成了一个低密度通道，射流可以自由流动，将其能量带出冷却核心。这种失败可能是由于对快速喷射的过度简化处理（这可能低估了“牙医钻”的效果）。然而，似乎需要额外的复杂性（大角度射流进动或ICM湍流）或额外的物理学（磁流体动力学效应和等离子体传输过程）来产生可以防止灾难性冷却的射流加热的空间分布。这项工作还强调了在任何反馈模型中包括射流动力学的重要性，而不是在以前的一些作品中采取的各向同性膨胀气泡的方法。
2006-03-07 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
Turbulence Generation by Substructure Motion in Clusters of Galaxies
星系团是通过合并和/或吸收较小的星系团而形成的。事实上，{\it Chandra}发现了一些与移动子结构有关的特征结构，如冷锋。预计移动的子结构会在团内介质（ICM）中产生湍流。这种湍流在气体能量和重元素的混合、传输以及粒子加速等方面可能起着至关重要的作用。计划于2005年发射的{\it Astro-E2}卫星将探测由于湍流运动而加宽的谱线。为了探索上述问题，研究ICM湍流的生成过程和结构是非常重要的。本文利用三维流体动力学模拟研究了运动子结构内部及周围ICM的动力学演化。通过Kelvin-Helmholtz不稳定性，在子结构和周围ICM之间的边界附近形成涡状结构。由于这些结构，特征图案出现在ICM的视线速度分布。
2005-01-24 astro-ph
Chemical enrichment of galaxy clusters from hydrodynamical simulations
本文对星系团进行了宇宙学流体动力学模拟，旨在研究团内介质（ICM）的金属富集过程。这些模拟已经通过在Tree-SPH \gd代码中实现化学演化的详细模型来进行。该模型允许我们跟踪SNII，SNIa和AGB恒星的金属释放，通过适当地考虑不同质量的恒星的寿命，以及改变恒星的初始质量函数（IMF），寿命函数和恒星产额。因此，我们对化学进化的研究是一个强大的工具，可以用来追踪金属生产的宇宙历史。这里提出的模拟已经进行了双重目的，检查数值效应，以及改变化学演化模型的影响和恒星反馈的效率。
2007-05-12 astro-ph
Hydrodynamical simulation of detonations in superbursts. I. The hydrodynamical algorithm and some preliminary one-dimensional results
目标。本文提出了一种新的研究天体物理爆轰的流体动力学算法。这一发展的主要动机是在与超爆相关的条件下描述碳爆炸，超爆被认为是由爆炸前沿在大气层下的碳层中围绕中子星表面传播引起的。方法.我们开发的算法是一种有限体积法，其灵感来自van Leer（1979）的原始MUSCL格式。该算法在流的光滑部分是二阶的，并且避免了维度分裂。它被应用到一些测试用例，并与相应的稳态解的时间相关的结果进行比较。结果我们的算法被证明是强大的测试用例，并被认为是可靠的适用于天体物理爆炸。初步的一维计算表明，中子星表面的碳爆轰是一个多尺度现象。能量释放的长度尺度比总反应长度小$10^6$倍。我们表明，多分辨率的方法可以用来解决所有的反应长度。这一结果将在未来的多维模拟中非常有用。我们还提出了在纯碳或混合碳-铁层爆炸后，在纯氦吸积体系统中的超爆相关的物理条件下的物理和成分分布。
2007-05-18 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
X-ray emission from Clusters of Galaxies
在过去的八年里，钱德拉和XMM-牛顿卫星极大地改变了我们对星系团X射线的看法。特别是，几个复杂的现象已被直接观察到：星系团和星系团内介质（ICM）之间的相互作用，ICM中的冷锋，热气泡由于相对论喷流从射电响亮AGN，缺乏冷气体的“冷核心”，和非热X射线发射。尽管如此，这种不断增加的复杂性并不妨碍我们使用X射线团作为约束宇宙学参数的工具。此外，观测到的星系团的红移~1.3，使我们能够跟踪的化学和化学演化的ICM的时间间隔长达8 Gyr。在这篇演讲中，我将对这一领域中最具争议的话题做一个个人介绍，最后对下一代X射线卫星进行一些展望。
2007-08-03 astro-ph
Heating groups and clusters of galaxies: the role of AGN jets
对星系团和星系团的X射线观测表明，星系团核心的团内介质（ICM）比团簇形成的宇宙学数值模拟（包括恒星形成、辐射冷却和SN反馈）所预期的要热。我们使用轴对称流体动力学数值模拟研究了超音速AGN喷流注入ICM的影响。ICM的一个简单的模型，描述的气体的径向性质和引力势的宇宙学N-体+SPH模拟的一个集群和三个星系群在红移z=0，得到并用于设置环境中的喷注。我们改变了射流的动力学功率和ICM的发射加权X射线温度。喷流主要通过其终端激波的作用将能量传递给ICM。高比例的注入能量可以通过不可逆过程沉积在团簇气体中，在我们的模拟中高达75%。我们展示了如何一个单一的，强大的射流可以调和预测的X射线性质的小团体，例如Lx-Tx关系，与观察。我们认为活动星系核喷流与星系群和星系团大气之间的相互作用是一种可行的反馈机制。
2004-08-30 astro-ph
Tracing the distribution and evolution of Iron in the IntraCluster Medium
星系团X射线谱中的发射线揭示了处于维里平衡的暗物质势阱中弥散热等离子体（ICM）中重元素的存在。多亏了钱德拉和XMM-牛顿的X射线卫星，我们现在能够以很好的精度测量铁的分布和演化，直到红移z ~ 1.3。研究高红移星系团ICM的化学和热力学性质是研究星系团星系与周围介质相互作用过程的有效工具。我们确认ICM在9 Gyr的回顾时间已经显著富集，并且发现铁丰度随红移的变化为（1+z）^（-1.25），意味着相对于z=1.3增加了~2倍。这一结果可以解释为，在z>2的大质量椭圆星系中，恒星形成过程迅速富集，随后富集气体从盘星系缓慢释放到ICM中，与从盘到S 0的形态转变有关。
2008-01-24 astro-ph
Emission Lines in X-ray Spectra of Clusters of Galaxies
星系团的X射线光谱中的发射线揭示了在暗物质势阱中处于维里平衡的扩散热等离子体（团内介质，ICM）中重元素的存在。ICM相对简单的物理状态使我们能够以良好的精度估计其化学性质和化学丰度。这些措施对星系与周围介质的相互作用过程提出了强有力的约束，对星系形成的模型也产生了重要的影响。由于钱德拉和XMM-牛顿的X射线卫星，这一领域正在迅速发展。在过去几年中最相关的进展中，我们简要地讨论了冷核的性质和高红移星系团中铁丰度的测量。未来的X射线任务与测辐射热计承诺提供一个实质性的一步，更全面地了解复杂的物理ICM。
2007-08-06 astro-ph
Rotation and Turbulence of the Hot ICM in Galaxy Clusters
星系团的宇宙学模拟通常发现，在给定半径的星系团的重量并不完全由热ICM的热气体压力平衡，理论研究强调随机湍流运动的作用，以提供必要的额外压力支持。使用一组高分辨率，流体动力学模拟的星系团，包括辐射冷却和恒星的形成，我们发现，而不是在最轻松的集群旋转支持超过随机湍流运动半径为0.1 - 0.5 r_500，和观察到的集群比模拟的更圆，松弛的集群内~ 0.4 r_500。此外，虽然所观察到的集群显示的平均椭圆率分布，不随半径显着变化，放松CDM集群的椭圆率随半径的增加显着下降，这表明所观察到的集群的ICM旋转速度低于放松CDM集群到~ 0.6 r_500。我们还发现，没有辐射冷却的模拟集群的椭圆率分布与观测结果吻合得更好，这意味着过冷对气体动力学和形态产生了重大影响，比以前认识到的更大的半径。它还表明，10%-20%的系统误差，从非热气体压力支持模拟集群质量报告，从拟合模拟X射线数据在大的径向范围内r_500，可能需要向下修订。这些结果表明，实用的X射线椭圆率配置文件作为探针的ICM旋转和过冷，这应该用来约束未来的宇宙学集群模拟。
2008-08-08 astro-ph
Simulating galaxy clusters -- I. Thermal and chemical properties of the intra-cluster medium
我们已经进行了一系列的N-体/流体动力学（TreeSPH）模拟的星系团和星系群，从宇宙学N-体模拟中选择的$Λ$ CDM框架内：这些对象已重新模拟在更高的分辨率$z$ =0，为了遵循也从星系内的恒星星族ICM的动力学，热和化学输入。模拟包括金属依赖的辐射冷却，根据不同的IMF的恒星形成，能量反馈作为强大的恒星爆发驱动的银河系超级风，化学演化与非瞬时再循环的气体和重元素，一个元银河系的紫外线场和热传导的影响在ICM。在本文中，我们主要在$z=0$得到了ICM的温度和熵分布、它的X射线光度、星团冷分量（冷分数以及质光比）以及ICM与恒星之间的金属分布的结果。在一般情况下，模型与有效的超级风，随着头重脚轻的恒星IMF，能够相当好地再现所观察到的$L_X-T$关系，熵的配置文件和冷分数。除了$r\sim$ ~0.1 $R_{\rm{vir}}$内部的温度逐渐下降外，观测到的ICM径向温度分布可以匹配。ICM的金属富集导致内部的铁梯度有些陡峭;然而，在对冷却流底部形成的恒星进行校正后，全球的富集水平与观测估计值相当;恒星和ICM之间的金属分配也与观测结果非常一致。
2006-09-08 astro-ph
Morphology of flows and buoyant bubbles in the Virgo cluster
越来越多的证据表明，星系团中与中央椭圆星系相关的活动星系核（AGN）在团内介质（ICM）和星系团自身的演化中起着重要的作用。我们使用高分辨率的三维模拟来研究活动星系核外流（气泡）与周围ICM所产生的空腔的相互作用。利用观测到的室女星系团的温度和密度分布模拟了星系团的引力势。我们证明了流体动力学的库塔-Zhukovsky力与涡环结构的气泡的重要性，并讨论了扩散过程对它们的演变可能产生的影响。
2007-10-23 astro-ph
3D Simulations of Galactic Winds in Dwarf Galaxies
我们提出了3D流体动力学模拟的星系风在矮，富含气体的星系。该星系正以v=200 km/s的速度穿过一个小星系群的ICM。冲压压力在大半径处移除星系气体，但不会强烈影响中心附近的ISM。星暴会产生银河风。新产生的金属在ICM中被排出，并被冲压压力带到离星系很远的地方。在恒星暴增后的5亿年，只有百分之几的重元素存在于矮星系的中心区域。大量的冲压压力+风模型将在即将发表的论文中介绍。
2002-12-19 astro-ph
The long-term effect of radio sources on the ICM
我们已经进行了三维流体动力学模拟FR-II射电源在β剖面冷却流集群。团簇气体的冷却效应被纳入ZEUS-MP代码的修改版本中。这些模拟不仅跟踪射电源的活动阶段，而且跟踪射电源的喷流关闭后长达2 Gyr的长期行为。我们发现，正如预期的那样，射电源有一个显着的影响，而它是活跃的冷却流，但我们也发现，对集群的射电源的影响是长期存在的。当射电源的残余物通过星系团上升，从星系团核心拖曳物质时，建立了浮力驱动的对流。虽然中央Mpc的集群恢复到有一个冷却流，这种不对称的对流是能够消除冷气体聚集在集群核心，确实有一个净流出持续的时间尺度约一个数量级长于源是活跃的时间或更长。对流也可以提供一种机制，以提高在大的集群半径的集群气体的金属性。
2002-09-07 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
Starbursts from strong compression of galactic molecular clouds due to the high pressure of the intracluster medium
我们证明了热的团内介质（ICM）的高压可以触发螺旋星系中分子云的崩溃，导致云中恒星形成的爆发。我们的流体动力学模拟表明，ICM的高气体（冲压压力和静态热）压力在短时间尺度（$\sim$ $10^{7}$ yr）内强烈压缩自引力气体云，大大增加了中心气体密度，从而导致云内有效的恒星形成。星云中的恒星形成了一个紧密的、受引力束缚的星团。在这样一个云的恒星形成效率被发现依赖于ICM的温度和密度和相对于它的星系的相对速度。基于这些结果，我们讨论了在遥远的星系团中观察到的星暴/poststarburst人口的起源，恒星形成的星系合并集群的增强，和孤立的紧凑的HII区最近发现的室女星系团。
2003-08-15 astro-ph
The role of the Initial Mass Function in modelling the Intra-Cluster Medium
团内介质（ICM）的预期金属富集以及金属在团星系和热ICM之间的分配取决于恒星的初始质量函数（IMF）。在集群模拟的IMF的选择也有重要的后果的“冷分数”，这是一个基本的集群物理约束。我们讨论的化学富集和冷分数的集群预测与不同的IMF，通过一个简单的方法，在很大程度上是独立的化学演化模型或模拟的细节。我们建议这种简单的方法作为指导方针，以选择输入参数和解释更复杂的模型和流体动力学模拟的结果。
2004-02-20 astro-ph
Hydrodynamical adaptive mesh refinement simulations of turbulent flows - II. Cosmological simulations of galaxy clusters
利用自适应网格加密（AMR）宇宙学模拟方法研究了团内介质和星系团核心湍流气体流动的发展。进行了一系列的六次运行，采用相同的模拟参数，但不同的标准触发网格细化。特别是，两种不同的AMR策略，分别基于流量控制变量的区域变化和子块的过密。我们表明，这两种方法，虽然有不同的结果，是有用的，以获得一个更好的解决方案的湍流在ICM。涡度被用作湍流的诊断，表明湍流不是高度的体积填充，但具有大的面积覆盖因子，与以前的理论预期一致。在团芯测得的湍流速度大于200 km/s，湍流压力对团流体静力平衡的贡献水平通过使用改进的AMR准则得到提高。
2008-07-01 astro-ph
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
Cosmological simulations of the intracluster medium
我们研究了在\LambdaCDM宇宙学中星系团的N体/流体动力学模拟中形成的团内介质（ICM）的性质。当辐射冷却和银河反馈的一个简单模型被包括在内时，我们的星系团的X射线光度和温度与观测到的系统非常一致，证明了它们的核心所需的过剩熵。更一般地，冷却和反馈增加了ICM各处的熵，尽管在大半径处没有显著影响轮廓的斜率（S prop. to r）。ICM的温度仅因这些过程而适度增加，预计的温度分布与观测结果相当一致。然而，在我们的模拟中，恒星/星系形成仍然过于有效，因此我们的气体质量分数约为r_{2500}观测值的60%。最后，我们研究的可靠性，使用流体静力平衡方程来估计集群质量，并发现它低估了我们的集群的真实质量高达20%，由于不完全热化的气体。然而，反馈减少了这种差异，估计数精确到r_{500}的10%以内。
2004-09-10 astro-ph
Metal Enrichment of the ICM: a 3-D Picture of Chemical and Dynamical Properties
我们开发了一个模型的金属富集的星系团内介质（ICM），结合了宇宙学的非辐射流体动力学N体/SPH模拟的星系团，和半解析模型的星系形成。我们的混合模型的新特点是，在底层模拟的扩散气体的化学性质是动态和一致的产生从星系中的恒星。我们遵循生产的几种化学元素，提供了低和中等质量的恒星，核心崩溃和Ia型超新星。我们分析了ICM中金属的空间分布，研究了化学富集的进行方式，并使用铁发射率作为气体运动的示踪剂。在最后一个Gyr，由于富集气体团向团中心汇聚，Fe和O的径向丰度分布在100 h^-1 kpc的内部得到增强。我们的研究结果支持这样一种假设，即部分团内气体来自红移范围在z~0.2 ~0.5的气体团，这些气体团已经富集到太阳值，并且距离团中心很远（从~1 ~6 h^-1 Mpc），以非常高的速度（从~1300 ~~2500 km s^-1）移动。团簇内部的湍流气体运动起源于团簇组装过程中的非均匀气体流入，在发射加权速度图中可以看到，在几百kpc的距离上，其梯度可以达到~1000 km·s^-1。在沿着通过星团中心的视线的速度分布中也可以看到这种量级的动量。多普勒频移和加宽所遭受的铁K 6.7千电子伏的发射线沿这样的视线可以用来探测这些气体的大规模运动时，他们是在一个区域内产生的特点是高铁线发射率。
2006-03-10 astro-ph
The role of AGN feedback and gas viscosity in hydrodynamical simulations of galaxy clusters
利用TreeSPH程序GADGET-2进行流体动力学模拟，研究活动星系核反馈和物理粘性对星系团性质的影响。除了暗物质和重子的自引力外，我们的方法还包括气体成分的辐射冷却和加热过程以及恒星形成和SNe反馈的多相模型。此外，我们介绍了GADGET-2中的物理粘度的处方，基于SPH离散的Navier-Stokes和一般的传热方程。采用Braginskii参数化的剪切粘性系数，我们探讨了气体粘度如何影响的活动星系核驱动的气泡的性质。我们还介绍了一种新的，自洽AGN的反馈模型，我们同时遵循的大规模黑洞嵌入在集群环境中的增长和能量释放。我们假设相对于爱丁顿极限以低速率吸积的黑洞处于辐射效率低下的状态，并且大多数反馈能量将以机械形式出现。因此，我们将活动星系核驱动的气泡引入ICM中，这些气泡具有与黑洞物理学直接相关的性质，如半径和能量含量。这个模型导致了黑洞生长的自我调节机制，并克服了宿主晕中的冷却流问题，范围从集团到大质量星系团。（节录）
2006-10-30 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
Properties of cluster satellites in hydrodynamical simulations
我们分析了星系团流体动力学Tree-SPH模拟中暗物质和ICM的动力学和热演化。从一个样本的17个高分辨率的对象，维里质量范围从3 × 10^{14}到1.7 × 10^{15} M_sun，我们遵循的建立系统的暗物质和热气通过重复合并的卫星沿着合并的历史树。我们测量了合并后作为时间的函数的子晕的自约束质量分数，估计了合并时作为与主集群质量比的函数的卫星平均轨道特性，并研究了它们的内部速度色散，气体温度和熵的演化，因为子结构被各种动力学过程破坏，最终达到主星系团引力势的热力学平衡。我们模拟了次晕轨道的一些相关性质，如第一次近心和近心通道的时间，以及相应时间的典型距离和速度。这种生存研究可以用来解释所观察到的合并集群的动态，作为一个例子，我们将我们的结果应用到系统1 E0657 -56。我们表明，根据我们的研究结果，最有可能的解释，这个集群的数据点合并的一个小组与质量M \approx 1 10^{13} M_sun与一个巨大的集群与M \approx 1.3 10^{15} M_sun。
2004-03-04 astro-ph
Hydrodynamic Simulations of A Moving Substructure in A Cluster of Galaxies: Cold Fronts and Turbulence Generation
我们进行三维流体动力学模拟的一个星系团的移动子结构。我们研究了在较大星系团引力势中径向移动的子结构内部和周围的团内介质（ICM）的动力学演化及其观测结果。亚结构通过大团簇中心后，在其前方形成一个弓形激波和明显的接触间断，在模拟合成的X射线图像上，接触间断看起来像一个尖锐的冷锋。这与1 E 0657-56中发现的结构一致。流动结构在第一次转向之前保持层流，因为冲压压力剥离在子结构和环境ICM之间的边界上的Kelvin-Helmholtz不稳定性的发展上占主导地位。当一个子团围绕较大的团的中心径向振荡时，Kelvin-Helmholtz和Rayleigh-Taylor不稳定性发展良好，并且流动结构变得高度湍流。在转弯处，子星系团的冷气体被推出其势阱。因此，冷气体成分似乎在子星系团的前面。一个相对钝的冷锋出现在模拟的X射线图像中，因为接触不连续性被瑞利-泰勒不稳定性扰动。这可以解释在A168中发现的ICM结构。
2005-05-13 astro-ph
The hydrodynamics of dead radio galaxies
我们提出了一个数字调查的死亡，或遗物，射电星系和环境的影响，射电星系活动对宿主星系或星系团。我们进行轴对称流体动力学计算的光，超音速，背靠背喷流在β模型星系/星团大气中传播。然后我们关闭喷流活动，让由此产生的结构被动地演变。死源经历压力驱动膨胀的初始阶段，直到它与周围环境达到压力平衡。此后，浮力驱动演化，并导致形成两个相反方向的羽流，漂浮在星系/星团大气中。这些羽流从星系/星系团核心夹带了大量的低熵物质，并将其高高地提升到大气层中。一个重要的结果是，大部分（至少一半）的喷流活动注入的能量是热化的ISM/ICM核心。整个ISM/ICM大气层膨胀，以恢复流体静力平衡。这种膨胀是由一个近似球形的扰动介导的，该扰动以声速传播到大气中。事实上，如此大的一部分注入的能量是热化的，表明射电星系可能在丰富的ISM/ICM大气的整体能量预算中发挥重要作用。特别是，它们可能作为一个强大的和高度依赖于时间的负反馈源星系/集群冷却流。
2002-01-16 astro-ph
The importance of the merging activity for the kinetic polarization of the Sunyaev-Zel'dovich signal from galaxy clusters
即将建立的毫米观测站的偏振灵敏度将为研究星系团的性质和将它们用作强大的宇宙学探测器开辟新的可能性。为此，有必要详细研究其高度电离的团簇内介质（ICM）产生的偏振信号的特性。这项工作的重点是由ICM体运动，所谓的kpSZ信号，它具有的振幅成比例的光学深度和切向速度的平方引起的偏振效应。特别是，我们研究这种偏振信号是如何影响的内部动态的星系团和它的依赖于物理模型采用描述重子分量。这是通过从两组不同的高分辨率流体动力学N体模拟的输出开始产生逼真的kpSZ图来完成的。第一组（17个对象）只遵循非辐射流体力学，而对于第二组的9个对象中的每一个，我们实现了四种不同的物理过程。结果表明，kpSZ信号是探测星系团动力学状态的一个非常灵敏的探针。我们发现，主要的合并事件可以放大信号到一个数量级相对于放松集群，达到幅度高达约100 nuK。这一结果意味着，内部ICM动力学必须考虑到评估这个信号时，因为简单的模型，基于球形刚体，可能会提供错误的估计。最后，我们发现，对重子分量的物理模型的依赖是相关的，只有在非常内部的区域的集群。
2007-06-06 astro-ph
Ram pressure stripping of disc galaxies orbiting in clusters. II. Galactic wakes
我们提出了三维流体动力学模拟的冲压压力剥离的盘星系在星系团的轨道。在本文中，我们集中在剥离气体的星系的尾巴的性质。星系尾流显示出一个张开的宽度，张开的角度取决于气体盘相对于星系运动方向的横截面。尾流中的速度显示出100 km/s的显著湍流分量。被剥离的天然气相当局部地沉积在星团中，即距离其被剥离的地方约150 kpc。我们表明，最重要的量控制的尾巴密度，长度和气体质量分布沿轨道是星系的质量损失每轨道长度。这反过来又取决于冲压压力以及星系的轨道速度。对于约10^19 cm^-2的投影气体密度灵敏度极限，我们发现典型的尾长为40 kpc。这样的长尾巴甚至在离星团中心很远的地方（0.5到1 Mpc）也能看到。在这个灵敏度极限下，尾翼几乎没有张开，但宽度与气盘的大小相似。在形态学上，我们发现与Chung et al.（2007）在室女星系团中观察到的HI尾非常一致。然而，观察到的尾巴显示出比模拟预测的小得多的速度宽度。少数已知的X射线和H $α$尾巴通常比我们模拟的尾巴窄得多，也直得多。因此，可能需要额外的物理学，如粘性ICM，冷却和潮汐效应的影响，以解释观测的细节。我们讨论的流体动力阻力作为一个热源的ICM，但得出的结论是，它是不太可能发挥重要作用，特别是在停止冷却流。
2008-05-06 astro-ph
Galaxy Collisions, Gas Stripping and Star Formation in the Evolution of Galaxies
本文综述了星系团形成和星系演化过程中的引力和流体动力学过程。早期，在N体计算机模拟的出现，潮汐场在星系相遇中的重要性已经被认识到。由于螺旋臂上的潮汐，轨道很拥挤，那里的恒星形成得到了加强。低相对速度的碰撞导致星系合并。未来星系团中的中央主导星系在星系团合并过程中先于星系团形成。星系团由于星系和星系群之间的弛豫过程而组成一个等级结构。一旦整个星系团的引力势建立起来，高速星系与星系的相遇就开始发挥作用。这些骚扰事件逐渐使螺旋星系盘变短，导致S0星系和椭圆星系的形成。在热的和稀释的团内介质（ICM）中高速运动的另一个方面是施加在星际物质（ISM）上的冲压压力，导致ISM从母螺旋中剥离。潮汐和冲压压力剥离的组合有效地去除了螺旋中的气体，淬火了星系盘中的恒星形成，同时在潮汐臂和气体盘的前缘触发了它。气体从圆盘上剥离，将金属输送到ICM。在某些情况下，从星系盘中提取的气体成为自引力，形成潮汐矮星系。
2004-12-23 astro-ph
X-ray Cluster Properties in SPH Simulations of Galaxy Clusters
本文利用一组扁平LCDM宇宙学中星系团的流体动力学SPH模拟结果研究星系团的X射线性质。气体的物理模型包括辐射冷却，恒星形成，能量反馈和SNe II型和Ia型爆炸后的金属富集。冷却函数的金属丰度依赖性也被考虑在内。结果表明，模拟得到的团簇的亮度-温度关系与实验数据符合得很好，冷团簇的X射线性质不受加热团簇内介质的反馈能量的影响.高温气体$f_g$在维里半径处的分数随着$T_X$的增加而增加，模拟得到的团簇样品的分布与观测范围一致。
2003-10-08 astro-ph
Colliding neutron stars --- Gravitational waves, neutrino emission, and gamma-ray bursts
本文采用牛顿PPM程序，对两颗中子星的直接正面碰撞和偏心碰撞进行了三维流体动力学模拟，但考虑了引力波的发射及其对流体动力学流的反作用。利用物理核物质状态方程，我们可以跟踪恒星物质的演化过程，并计算中微子的发射。给出了预测的引力波信号、光度和波形。这些模型的影响进行评估的伽马射线暴的情况。我们发现了一个非常明亮的中微子爆发，峰值亮度超过4E54 erg/s，持续数毫秒。这导致中微子与反中微子湮灭的效率约为1%，对应于超过1E52 erg/s的平均能量沉积速率和约1E50 erg的总能量沉积在碰撞点周围的电子-正电子对在10ms内。虽然这些数字似乎非常有利于伽马射线爆发的情况下，污染的$e^\pm$对等离子体云与近0.1 $M_{\odot}$的动态弹出重子是5个数量级太大。因此，相对论膨胀的火球的形成，导致伽马射线爆发的中微子发射从碰撞中子星的动力肯定是排除。
1998-04-14 astro-ph
Physical viscosity in smoothed particle hydrodynamics simulations of galaxy clusters
迄今为止，大多数对星系团形成的流体动力学模拟都试图将宇宙气体建模为理想的无粘性流体，其中只有少量（不必要的）数值粘性存在，这是由于所采用的数值方法的实际限制，并且其强度取决于数值分辨率。然而，热星系团中气体的物理粘度实际上可能是不可忽略的，这表明考虑内部气体摩擦的自洽处理将更合适。为了允许这样的模拟使用平滑粒子流体动力学（SPH）方法，我们推导出一种新的SPH制定的Navier-Stokes方程和一般的传热方程，并实现它们的GADGET-2代码。我们包括剪切和体积粘度应力张量，以及饱和度的标准，在适当的情况下，限制粘性应力传输。采用Braginskii的参数化的热气体等离子体的剪切粘度，然后我们研究粘性的活动星系核膨胀的气泡和周围的团内介质（ICM）之间的相互作用的影响。我们发现，某些气泡的性质，如形态，最大集群中心半径达到，或生存时间依赖于相当敏感的假设水平的粘度。有趣的是，由气泡注入发射到ICM中的声波被物理粘度阻尼，从而建立非局部加热过程。最后，我们进行了团内粘性介质星系团形成的宇宙学模拟。粘性改变了合并的动力学和通过集群大气的子结构的运动。下部结构通常更有效地剥离了它们的气体，导致在下落的巨大晕后面有突出的长气体尾巴。（节录）
2006-07-27 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
Turbulent gas motions in galaxy cluster simulations: The role of SPH viscosity
光滑粒子流体动力学（SPH）采用人工粘性来正确捕获流体动力学冲击波。在其原始配方中，所得到的数值粘性足够大，以抑制速度场中的结构，其尺度远高于标称分辨率极限，并抑制流体不稳定性产生的湍流。这可以人为地抑制随机气体运动的集群内介质（ICM），这是由下降的结构在分级结构形成过程中的驱动。我们表明，这确实是通过分析与SPH配方，其中一个单独的，随时间变化的粘度是用于每个粒子（Monaghan 1997）获得的结果。使用测试计算涉及强冲击，我们表明，该计划捕获的冲击，以及原始配方的SPH，但是，在远离冲击的区域，数值粘度要小得多。在一组9个高分辨率的模拟宇宙学星系团簇形成，我们发现，这种低粘度制定的SPH产生更高水平的湍流气体运动的ICM，达到一个动能含量的随机气体运动（在1 Mpc立方体内测量）高达5%-30%的热能含量，取决于集群质量。这对径向气体分布也有显著影响。我们发现一个中心平坦的熵分布和减少的中心气体密度的低粘度计划。有趣的是，这往往会减少SPH和自适应网格细化模拟团簇形成中看到的差异。最后，调用一个模型的粒子加速由MHD波驱动的湍流，我们发现有效的电子加速功率漫射无线电发射。
2005-07-20 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
A Simulation of the Intracluster Medium with Feedback from Cluster Galaxies
利用三维N体+流体动力学模拟研究了团星系的能量反馈和铁反馈对X射线团的形成和演化的影响。突出了模拟和类似的运行没有反馈之间的演变和最终状态的差异。我们解决的星系团气体的能量;暗物质，气体和星系的分布;星系团气体的热力学状态，β模型，β差异; X射线演化;的有效性估计的结合质量和集群的重子分数;星系人口和速度偏置的动态;和集群中的铁丰度分布的演变。我们发现星系风的预热导致ICM的核心密度较低，这反过来又使模拟的星团在高红移时变暗，并经历了快速的光度演化。一个强大的铁丰度梯度存在，即使在高红移。星系群中存在速度偏差;这种偏差与风的预热相结合，使$β_{spec}\,=\,σ^{2}/\left(kT/μm_{p}\right)$的值小于1。两种流体模拟，仅模拟降落，预测$β_{spec}\,\geq\,1$，与观察不太一致。
1993-09-29 astro-ph
Some astrophysical implications of dark matter and gas profiles in a new galaxy clusters model
星系团中暗物质的结构和热气体的热力学状态是现代天体物理学中一个有趣而广泛讨论的话题。最近，Rasia等人（2004）提出了一个新的星系团质量密度分布的动力学模型，作为一组高分辨率结构形成流体动力学模拟的结果。我们研究了该模型的透镜性质，评估了偏转角、透镜势和图像的放大率。我们保留特别注意的关键曲线的结构和位置，以查看该模型是否能够产生径向和切向弧。为了这个目的，我们还调查的效果，考虑到最亮的星系团在透镜的潜力和偏离球形对称模仿外部剪切。我们还分析了Rasia等人的气体密度和温度分布的含义。（2004）关于X射线发射的性质和确定由于Sunyaev - Zel'dovich效应引起的CMBR温度降低的康普顿化参数的模型。
2004-08-09 astro-ph
