On conduction, cooling flows and galaxy formation
根据星系团中普遍存在的气体分数，我们估计在气体温度为3- 10 keV的星系核中，平衡辐射冷却所需的有效热导率约为斯皮策率的十分之一。这证实了热传导对于能量平衡可能是重要的，只要它不被气体中的磁场高度抑制。我们确定的全球有效电导率在一个样本中的29个集群使用已公布的X射线数据推断的冷却速率，并表明，大多数位于1和十分之一的斯皮策率。需要更多的工作在冷却流集群的配置文件，以进一步测试的传导假说。我们研究的可能性，传导操作在星系形成，并表明，它提供了一个简单的解释，在星系质量的上限质量截止。
2002-06-25 astro-ph
Feedback from Intra-Cluster Supernovae on the ICM in Cooling Flow Galaxy Clusters
研究了星系间超新星（SNe）的加热和金属富集对星系团内介质（ICM）的影响。最近的观测表明，在星系团中，相当一部分（~ 20%）的Ia型超新星母恒星星族是星系际的。通过考虑它们对冷却流簇的松弛祖细胞的影响，我们提出簇内SNe可以作为一个分布式热源，这可能会影响冷却流形成的初始阶段。我们调查的增加冷却时间作为一个函数的能量输入提供SNe和他们假设的空间分布，并得出结论，集群内SNe代表一个热源，在某些集群可以导致延迟的冷却流的形成。这意味着一些冷却流比以前认为的要年轻。我们还讨论了一个大的人口集群内SNe可能对冷却流集群的ICM的化学演化的影响。
2004-05-25 astro-ph
Equilibrium Models of Galaxy Clusters with Cooling, Heating and Conduction
一般认为，大多数星系团都有冷却流，其中中心的辐射冷却导致缓慢的流入。然而，钱德拉和XMM最近的观测结果与预测的冷却流率相冲突。在其他机制中，中央活动星系核的加热和热传导被用来解释小的质量沉积率。在这里，我们提出了一个家庭的流体静力学模型的集群内介质的辐射损失是完全平衡的热传导和加热的中心源。我们描述了这个简单模型的特点，并将其参数拟合到Hydra A的密度和温度分布。
2003-03-20 astro-ph
Cluster cores and cooling flows
许多星系团核心的气体温度在中心100千秒差距半径范围内向内下降约三倍或更多。在同一区域，辐射冷却时间从5年或更长的Gyr下降到几个10^8年以下。虽然看起来冷却流正在发生，但XMM-牛顿谱没有显示出低于1- 2 keV的气体的强质量冷却速率的证据。钱德拉的图像显示，黑洞与射电瓣和冷锋重合，表明核心区域是复杂的。对观测情况进行了评述。很可能某种形式的加热在降低质量冷却速率方面是重要的，最高可达十倍。从热的外部气体或加热从中央射电源的热传导进行了讨论，连同可能的方式，其中可能发生持续冷却。平行的重子部分星系的形成进行了探讨。
2002-10-07 astro-ph
Multi-Phase Galaxy Formation and Quasar Absorption Systems
星系形成的核心问题是理解气体在暗物质晕中的冷却和凝结。现在清楚的是，为了与观测结果相匹配，这需要比单相气体冷却的简单假设更进一步的物理学。多相冷却模型（Maller & Bullock 2004）可以成功地解释星系质量的上限，并为许多类型的吸收系统提供了自然的解释（Mo & Miralda-Escude 1996）。吸收系统是我们最好的探测器的气体含量的星系晕，因此提供了重要的约束模型的气体冷却到星系。所有影响气体冷却的物理过程都会重新分配气体，因此在吸收系统中是可检测的。利用吸收系统详细研究星系晕中气体的性质对于建立正确的星系形成理论至关重要。
2005-05-06 astro-ph
Radiative shocks in galaxy formation. I: Cooling of a primordial plasma with no sources of heating
我们使用一个1-D拉格朗日代码，其中既有气体和黑暗的组成部分，研究出现在Einstein-de Sitter宇宙中的球形无标度扰动的演化中的辐射冲击。激波的具体行为取决于辐射冷却是由韧致辐射还是由线冷却主导。韧致辐射是具有圆周速度$V_{c} > 100 km s^{-1}$的系统的主要能量损失机制。在这种情况下，我们可以用一个简单的分析模型，以高精度再现激波和冷却波的运动学。当线冷却占主导地位时，冲击波阵面可能不稳定。振荡的周期和振幅随着宇宙的膨胀而增加。对于这样的系统，我们的分析模型只提供了一个粗略的估计的平均演变。我们相信，现在我们完全理解了辐射冷却在星系形成的球形模型中出现的冲击中的作用。
1997-12-17 astro-ph
The New Emerging Model for the Structure of Cooling Cores in Clusters of Galaxies
XMM-牛顿的新X射线观测显示，在被认为拥有强大冷却流的星系团中心，缺乏大量冷却和冷凝气体的光谱证据。在这里，我们使用XMM光谱来探索冷却芯温度结构的诊断。我们进一步发现，在M87和英仙座星系团的冷却流中心没有内禀吸收的证据。为了解释这些发现，我们考虑加热的核心区域的集群喷流从中央活动星系核。我们发现，在几个例子中，活动星系核喷流的功率估计与集群内介质的相互作用效果是更足以加热冷却流。我们探索这样的加热模型必须满足的要求，并找到一个非常有前途的方案，自我调节的中央黑洞的邦迪吸积。总之，有人认为，大多数观测证据指向更低的质量沉积速率比以前推断的冷却流集群。
2001-11-06 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
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
A simple model of cooling neutron stars with superfluid cores: comparison with observations
在考虑核子库珀配对产生的中微子辐射的情况下，模拟了具有超流核的中子星的冷却过程。中子和质子超流体的临界温度$T_{cn}$和$T_{cp}$在NS堆芯上被假定为常数，并被视为自由参数。它们使用孤立NS（RX J 0822 -43，PSR 1055-52，1 E 1207-52，Vela，Geminga，PSR 0656+14，RX J 0002 +62）的表面温度$T_s$进行约束，通过用黑体光谱或氢大气模型对观测到的热辐射进行解释获得。
1999-03-06 astro-ph
CHANDRA reveals galaxy cluster with the most massive nearby cooling core, RXCJ1504.1-0248
在我们的反射星系团巡天中发现的一个X射线发光的紧凑外观的星系团RXCJ 1504.1 -0248的后续观测，揭示了一个具有最突出的星系团冷却核心之一的物体。随着核心半径的~30千秒差距小于冷却半径~140千秒差距超过70%的高X射线光度Lbol = 4.3 10 e45 erg s-1的这个集群内的冷却半径辐射。一个简单的模拟的X射线形态的集群导致一个正式的质量沉积速率内的经典冷却流模型的1500 - 1900 Msun年-1（h=0.7），和2300 - 3000 Msun年-1（h=0.5）。星团的中心是一个巨大的椭圆星系，它也是一个已知的射电源。因此，我们很有可能观察到一个相互作用系统，其中中央星系团AGN以自我调节的方式加热冷却的核心区域，以防止气体的大规模冷却，类似于在附近星系团中详细研究的几个这样的情况。该系统引起的兴趣是由于在RXCJ 1504 -0248中在冷却时间尺度上回收的高功率，其比所研究的附近冷却核心簇中发生的高约一个数量级。该星系团也被发现是非常巨大的，与全球X射线温度约10.5千电子伏和总质量约1.7 10 e15 Msun内3百万秒差距。
2005-07-19 astro-ph
The Detection of a Cooling Flow Elliptical Galaxy from OVI Emission
椭圆星系中热气体的冷却流模型预测，气体的冷却速率约为1个太阳质量/年，但在X射线波段之外，几乎没有证据表明这种现象。如果热气体正在冷却，它将穿过3 × 10^5 K区域并辐射出OVI 1032、1038紫外线，这些紫外线可以用远紫外光谱探测器（FUSE）探测到，在这里我们报告了对X射线明亮早型星系NGC 1404和NGC 4636的FUSE观测。在NGC 1404中，没有检测到OVI双峰，这意味着冷却速率< 0.3太阳质量/年，低于冷却流模型预测的0.4-0.9太阳质量/年。在NGC 4636中，两条OVI线都被清楚地探测到，表明冷却速率为0.43 +/- 0.06太阳质量/年，这落在冷却流预测的值范围内，0.36-2.3太阳质量/年，并且最接近于冷却气体分布在星系中的模型。发射谱线宽度为44 +/- 15 km/s，接近多普勒增宽值（30 km/s），表明流动是静止的而不是湍流，流动速度< 30 km/s。
2001-04-19 astro-ph
Strong Turbulence in the Cool Cores of Galaxy Clusters: Can Tsunamis Solve the Cooling Flow Problem?
基于高分辨率的二维流体动力学模拟，我们表明，在星系团的整体气体运动，这是自然预期的层次结构的宇宙形成的过程中，有一个严重的影响的核心。我们发现，由声-重力波代表的大块气体运动产生局部但强烈的湍流，再现了最近在团簇核心观察到的复杂X射线结构。此外，如果波幅足够大，它们可以抑制核心的辐射冷却。与以往的研究相反，加热是由湍流，而不是弱冲击。湍流可以在不久的将来的空间X射线任务中检测到，如ASTRO-E2。
2004-07-22 astro-ph
The Prevalence of Cooling Cores in Clusters of Galaxies at z~0.15-0.4
我们提出了一个钱德拉研究的38个X射线发光星系团的ROSAT Brilliant集群样本（BCS），位于z~0.15-0.4。我们发现，大多数集群在中等红移一般有光滑，放松的形态与一些证据表明，温和的子结构可能表明最近的轻微合并活动。使用空间分辨光谱分析，冷核似乎在这些红移处仍然很常见。在半径为50 kpc的情况下，我们发现样本中至少有55%的星系团表现出温和冷却的迹象[t（cool）<10 Gyr]，而在中心区域，至少有34%的星系团表现出强烈冷却的迹象[t（cool）<2 Gyr]。这些百分比几乎与发光的低红移星系团相同，表明星系团核心自z~0.4以来几乎没有演化，并且加热和冷却机制可能已经稳定下来。比较BCS团簇的中心冷却时间和中心Halpha发射，我们发现Halpha的检测和中心冷却时间之间有很强的对应关系。（节录）
2005-03-10 astro-ph
Standard and Enhanced Cooling of Neutron Stars with Superfluid Cores
计算了在中子和质子超流体存在下，标准中微子和增强中微子能量损失下中子星的冷却。本文考虑了超流性对由直接和修正的Urca过程以及核子-核子碰撞中的中微子韧致辐射产生的热容和中微子光度的影响。分析了由中子星的热辐射观测数据与标准中微子和增强中微子能量损失的理论冷却曲线的比较得到的中子和质子向超流态跃迁的临界温度$\tn$和$\tp$的约束条件。讨论了脉冲星Geminga的$\tn$和$\tp$的可能范围。
1996-08-07 astro-ph
Effects of metal enrichment and metal cooling in galaxy growth and cosmic star formation history
利用宇宙学流体动力学模拟方法，对金属富集和金属冷却对星系形成和宇宙恒星形成（SF）历史的影响进行了数值研究。我们发现，在有金属冷却的模拟中，与无金属冷却的模拟相比，（1）宇宙星形成率（SFR）在z=1和3处分别提高了50%和20%，（2）星系中气体的质量分数降低了;（3）重子总质量函数（气体+恒星）在z=3时没有显著差异，但在z=1时相对大质量星系的数量有所增加;（4）星系际介质（IGM）的重子质量分数在z<3时由于更有效的冷却和气体吸积而降低。我们的研究结果表明，金属冷却通过两种不同的机制促进星系的生长：（1）提高局部星际介质（ISM）中的SF效率，（2）增加星系对IGM的吸积。前一个过程在宇宙历史的大部分时间里都是有效的，而后一个过程只在z<3时有效，此时IGM由于反馈而被金属充分富集。
2008-12-11 astro-ph
Implications of the central metal abundance peak in cooling core clusters of galaxies
最近的XMM-牛顿星系团的观测提供了详细的信息，在星系团的中心区域的重元素的分布与冷却核心提供了强有力的证据，这些金属大多来自最近的SN Ia型。在本文中，我们汇编信息的累积质量剖面的铁，最重要的金属丰度示踪剂。我们发现，长的富集时间（大于5 Gyr）是必要的，以产生中央丰度峰。经典的冷却流，强对流的团内介质，和一个完整的金属混合的集群合并将破坏观测到的丰度峰太快。因此，观察设置强大的集群演化模型的限制，要求集群中的冷却核心保存了很长一段时间。我们进一步得出结论，从观察到的最里面的一部分，团内介质是最有可能占主导地位的气体主要来自恒星质量损失的cD星系。
2004-02-10 astro-ph
Cold Feedback in Cooling-Flow Galaxy Clusters
提出了冷流星系和星系团中团内介质加热与冷却之间的Bondi驱动反馈的另一种观点。我们采用了流行的观点，即加热是由于一个活动星系核（AGN），即中央黑洞吸积质量和发射喷流和/或风。我们建议，反馈发生在整个冷的内部区域（5-30千秒差距）。这里确实存在一个适度的冷却流，非线性的过密气体团快速冷却，并在经历下一个主要的活动星系核加热事件之前从ICM中移除。其中一些斑点可能不会在中央黑洞上吸积，但可能会形成恒星和冷分子云。我们讨论的条件下，密集的斑点可能会冷却到低温和饲料的黑洞。
2006-11-07 astro-ph
The New Emerging Model for the Structure of Cooling Cores in Clusters of Galaxies
XMM-牛顿的新X射线观测显示，在被认为拥有强大冷却流的星系团中心，缺乏大量冷却和冷凝气体的光谱证据。本文根据新的观测结果重新探讨了冷却流的情况。我们探索的诊断与XMM光谱学的冷却核心的温度结构，测试对中央活动星系核，金属丰度的不均匀性的影响，以及在集群中心的高分辨率图像的影响的集群内X射线吸收。在M87和英仙座星系团的冷却流中心，我们没有发现内禀吸收的证据。在宇宙结构演化模型的框架下，我们进一步考虑了冷流区星系团旋转的影响。此外，从中央活动星系核喷流加热的核心区域的集群被重新考虑。我们发现，在几个例子中，活动星系核喷流的功率估计其相互作用与集群内介质的影响是更足够的冷却流加热，并减少质量沉积率。我们探讨更详细的要求，这样一个加热模型必须满足所有的观察是一致的，指出这样一个模型可以构建的方式，并认为这样的模型建设似乎是成功的。总之，有人认为，大多数观测证据指向低得多的质量沉积率比以前推断的集群中心区域被认为包含强大的冷却流。
2001-11-06 astro-ph
Thermal conduction and reduced cooling flows in galaxy clusters
传导可能在减少星系团的冷却流方面起着重要作用。我们分析了一个样本的16个对象使用钱德拉数据，并发现之间的平衡传导和冷却可以存在于较热的集群（T> 5 keV），提供等离子体电导率接近无阻碍斯皮策值。在没有任何额外热源的情况下，样品中较冷物体的质量流入必然减少。我们适合冷却流模型去投影的数据和比较光谱质量沉积率发现的值，以占多余的光度，假设斯皮策率传热超过所观察到的温度梯度。发现质量流入率低于维持至少五个簇的能量平衡所需的速度。然而，来自冷却气体的排放可能被部分吸收。我们还计算了由湍流热传输提供的通量（Cho等人，2003），并找到了与防止冷却所需的电导率值惊人相似的温度依赖性的电导率曲线。最后，我们表明，集群无线电光度变化超过5个数量级的X射线光度不同的对象不超过几个因素。这表明，在射电瓣提供的机械功率和冷却流团的能量损失率之间不太可能有直接的相关性。
2003-08-20 astro-ph
OVI Observations of Galaxy Clusters: Evidence for Modest Cooling Flows
星系团冷却流模型的一个预测是，随着气体从周围的星系团温度冷却，在随后降低的温度下在气体中产生发射线。通过10^5.5 K的气体在OVI 1032、1035谱线中发射，在这里我们报告了三个冷却流簇Abell 426、Abell 1795和AWM 7中这些谱线的FUSE研究。AWM 7没有探测到辐射，但在Abell 426和Abell 1795的中心探测到OVI，并且可能在Abell 1795中心的南部，X射线和光学发射线丝所在的地方。在Abell 426中，这些线光度意味着在中心r = 6.2 kpc区域内的冷却速率为32+/-6 Msolar/yr，而对于Abell 1795，中心冷却速率为26+/-7 Msolar/yr（在r = 22 kpc区域内），包括南指向在内约为42+/-9 Msolar/yr。包括其他研究，六个星团中有三个有OVI发射，它们也有恒星形成以及1 E4 K气体的发射线。这些观测结果与冷却流模型基本一致，但速率接近30 Msolar/yr，而不是最初建议的100-1000 Msolar/yr。
2006-02-14 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
Dynamical-Friction Galaxy-Gas Coupling and Cluster Cooling Flows
我们重新审视的概念，星系运动可以有效地加热星系团的中心区域的星系际气体通过动力学摩擦。对于星系质光比的合理值，加热速率与X射线辐射的冷却速率相当。加热只发生在超音速星系运动中，因此该机制是自我调节的：只有当气体声速小于星系速度色散时，它才变得有效。我们举例说明英仙座星系团，假设恒星的质量与光的比例星系在非常中心的区域与暗物质的贡献成为可比的，在一定的半径$r_s$。对于$r_s \la 400 {\rm kpc} \sim 3 r_{\rm cool}$ --对应于半径内$\sim10$的平均质光比--动力摩擦耦合足够强，以提供所需的气体加热速率。测量的声速小于星系速度色散，这是该机制所要求的。有了这个较小的气体温度和观测到的星系和气体的分布，星系运动中的能量库足以维持星系团生命周期所需的加热速率。星系通过与暗物质的动力学摩擦也损失了少量的能量，这意味着非冷却流星系团应该具有扁平的暗物质密度分布。
2004-03-30 astro-ph
Convective cores in galactic cooling flows
我们使用自适应网格加密的流体动力学模拟来研究X射线发光巨椭圆星系中热气体流动对气体供热效率的依赖性。我们考虑了一些潜在的加热机制，包括Ia型超新星和中央超大质量黑洞的零星核活动。作为本研究的起点，我们使用平衡流体静力循环模型（Kritsuk 1996）。我们表明，一个紧凑的冷却流入发展，如果加热是稍微不足以抵消辐射冷却的热气体在中央几千秒差距。相反，中心的过度加热会导致对流不稳定的外流。我们的模型发病的不稳定性和准稳定的对流制度在两个维度假设轴对称的星系的核心。如果核心的净能量供应功率不太高，对流将保持亚音速。对流模式主要由浮力驱动的大型蘑菇状结构。与冷却流入的情况不同，等熵对流核心（平均）的X射线表面亮度在中心没有显示出尖锐的最大值。一个混合模型，它结合了亚音速周边冷却流入与内部对流核心，似乎是稳定的。我们还讨论了这些结果的观测影响。
2001-05-02 astro-ph
Dust-cooling--induced Fragmentation of Low-metallicity Clouds
利用三维流体动力学计算研究了低金属丰度云核的动力学坍塌和碎裂，特别注意云核是否在尘埃冷却阶段碎裂。核心在这个阶段变得细长，由于温度突然下降而对非球形扰动不稳定。在10^{-6}-10 ^{-5}Z_sun金属丰度范围内，初始轴比>2的核达到轴比临界值（>30），碎裂成多个小团块。这提供了一种可能的机制，在极端贫金属环境中产生低质量恒星。
2006-03-17 astro-ph
Two Clusters with Radio-quiet Cooling Cores
射电瓣膨胀的活动星系核在集群的中心是一个很有前途的候选人停止凝结在集群与短的中心冷却时间，因为他们是常见的，在这样的集群。为了检验活动星系核加热假说，我们获得了钱德拉观测两个星系团的短中央冷却时间，但没有证据的活动星系核活动：阿贝尔1650和阿贝尔2244。这些星团的核心确实看起来与具有更突出的无线电发射的核心有系统的不同。它们没有显著的中心温度梯度，它们的中心熵水平明显高于射电辐射较强的星团，对应的中心冷却时间约为1千兆年。此外，没有证据表明化石X射线空洞产生的早期插曲AGN加热。我们认为，要么（1）中心气体还没有冷却到需要反馈来防止其冷凝的点，可能是因为它是传导稳定的，要么（2）气体在过去经历了一个主要的加热事件$\gtrsim 1$ Gyr，并且从那时起就不需要反馈。这些没有明显反馈的星系团比有明显活动星系核反馈的星系团有更高的中心熵，因此有更长的中心冷却时间，这一事实强烈表明活动星系核提供了必要的反馈来抑制中心冷却时间短的星系团的凝聚。
2005-08-26 astro-ph
A statistically-selected Chandra sample of 20 galaxy clusters -- I. Temperature and cooling time profiles
本文分析了钱德拉X射线卫星观测到的20个星系团，着重于星系团内介质的温度结构和气体的冷却时间。我们的样本是从一个通量有限的目录，但不包括天炉座，后发座和半人马座集群，由于他们的大角度大小相比，钱德拉视场。我们描述了一个定量的测量中心冷却的影响，并发现该样品包括9个集群拥有冷芯和11个没有。这两种类型的性质明显不同，但在冷核团簇之间有高度的均匀性，它们在核内遵循几乎普遍的径向温度标度，其形式为T \propto r^~0.4。这种均匀性在气体冷却时间中持续存在，在冷的核心团簇中，气体冷却时间随半径的变化更强烈（t_cool \propto r^~1.3），在所有情况下都达到t_cool <1 Gyr，尽管在许多非冷的核心系统中发现了令人惊讶的低中心冷却时间（<5 Gyr）。所有的集群的冷却时间曲线之间的分散被发现是非常小的，这意味着在维里化系统中，在给定的物理半径的气体的冷却时间的通用形式，在最近以前的工作一致。我们的研究结果有利于集群合并的主要因素，在防止冷芯的形成。
2006-08-21 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
Cooling Limits on Galaxy Formation; Gas dynamical simulations incorporating a background UV field and metal enrichment
我们提出了在10^9 - 10^13太阳质量范围内星系形成的流体动力学模拟，重点是气体冷却的效率。研究了背景紫外辐射场的影响，以及恒星形成和恒星演化引起的晕气体金属富集的影响。发现背景辐射场强烈抑制圆速度小于约50 km/s的星系的形成。然而，这种影响还不足以使层次聚类模型与观察结果相一致。金属富集的晕气体增加冷却速率在低红移。我们发现，在维里温度下的气体的质量分数可能会减少两个因素，在模拟中添加了紫外背景场。由于包含UV背景场而导致的气体冷却的总体效率的降低可以通过在晕圈气体的金属富集之后增加的冷却来补偿，但是效果可能强烈地取决于金属富集的假设模型。
1997-11-12 astro-ph
Dynamical Friction and Cooling Flows in Galaxy Clusters
我们研究了一个星系团模型，其中星系团内的热气体被星系的动力学摩擦（DF）有效地加热。我们考虑星系的亚音速和超音速运动，并使用Ostriker（1999）提出的气体介质中的引力拖曳公式。星系损失的能量要么在局部重新分布，要么进入以星系为中心的高斯分布。我们发现，在流体静力平衡和严格能量平衡条件下，只要T_iso/γ < T < T_iso（其中γ是气体的绝热指数），就可以得到一个平凡的等温解T_iso，它与半径或温度上升分布无关。等温温度对应于通常的气体温度和星系的速度色散之间的标度关系。然而，与上升溶液相关的最低温度为~ 0.5T_vir，大于从观测中推断的温度，尽管星系质量的径向分布。当星系的马赫数小于2时，尽管星系的加热可以延长星系团的生长时间，使其达到星系团年龄的水平，但它不能抑制星系团的热不稳定性。我们表明，使用数值流体动力学模拟，DF-诱导加热一般无法产生稳定的平衡核心的发展任意的非平衡集群，虽然它可以延长冷却时间。我们的结论是，DF诱导加热单独是一个不太可能的解决方案的冷却流问题，虽然它仍然可以是一个重要的热供应商，大大推迟冷却灾难。我们还讨论了星系团中星系DF的其他潜在后果。
2005-06-24 astro-ph
Two--body heating in numerical galaxy formation experiments
我们表明，离散效应与经典的两体松弛产生虚假加热的气体成分的星系形成的数值模拟。一个简单的分析模型表明，在任何模拟中，当单个暗物质粒子的质量超过某个临界值时，这种人工加热将主导辐射冷却。这一最大质量仅取决于气体的冷却功能、气体形式的材料的分数以及气体中的典型温度（微弱地）。它与大多数已发表的宇宙流体力学和星系形成模拟中使用的暗物质粒子质量相当，甚至更小。任何违反这一约束的模拟都将无法跟踪冷却流，尽管在冷却时间非常短的区域仍可能发生灾难性的气体冷却。我们使用一系列的N-体/光滑粒子流体动力学模拟来探索这种效果。在忽略辐射冷却的模拟中，两体加热导致气体成分逐渐膨胀。当辐射效应包括在内，我们发现，气体冷却几乎完全抑制暗物质粒子质量超过我们的限制。虽然我们的测试模拟使用光滑粒子流体力学，类似的效果，和类似的临界质量，预计在任何模拟中的暗物质是由离散粒子。
1996-09-03 astro-ph
Do Cluster Cooling Flows Survive Head-on Galaxy Cluster Mergers?
我们报告的结果最近的数值模拟的头上合并的冷却流集群与一个坠星系团。这些模拟研究了不同类型的星团合并（质量比为16：1和4：1）对星团冷却流（质量吸积速率为100和400 M/年）演化的影响。二维模拟进行了一个Hydro/N体代码上的一个统一的网格，分辨率为20千秒差距。我们发现，冲压压力的下降气体是至关重要的，在确定的命运的冷却流中断时发生大量的子集群气体到达主的核心。在这种情况下，子团簇气体可以通过置换高密度冷却气体并通过激波和湍流气体运动加热它来增加中心冷却时间。此外，合并冷却流的命运也取决于其初始冷却时间。在初始冷却时间非常短的情况下，即使流动被中断，中心冷却时间也将保持小于哈勃时间，并且流动可能会重新建立。这有一个重要的观测结果，因为这样的星系团将被归类为冷却流，即使它们经历了一个重大的合并。此外，在穿过核心和中断流的中心冷却时间变为哈勃时间（删节）量级的点之间存在时间延迟（1-2 Gyrs）。
2000-09-28 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
Probing Galaxy Formation with He II Cooling Lines
利用高分辨率的宇宙学模拟，我们研究了氢和氦的引力冷却辐射。我们重点研究了HeII冷却线，它产生于具有不同温度历史（T_max ~ 10^5K）的气体，而不是发射HI线的气体。我们研究了三个主要的原子冷却线，HI 1216 A，HeII 1640 A和HeII 304 A是否是可观察的，发现HI 1216 A和HeII 1640 A在z=2-3处的冷却发射是潜在地用深窄带（R>100）成像和/或光谱从地面检测到的。虽然HI 1216 A冷却辐射的预期强度在很大程度上取决于模拟中IGM自屏蔽阶段的处理，但我们对HeII 1640 A谱线的预测更可靠，因为HeII 1640 A的发射率在T~10^4.5 K以下可以忽略不计，并且对紫外背景不太敏感。虽然HeII 1640 A的冷却辐射比HI 1216 A微弱至少10倍，并且与HI 1216 A不同，它可能无法用现有的观测设施在空间上分辨，但它更适合研究星系形成过程中的气体吸积，因为它的光学厚度较薄，受恒星形成星系复合线的污染较少。HeII 1640 A谱线可以用来区分所谓的“莱曼α斑点”的动力机制--包括引力冷却辐射、恒星星族的光电离和恒星爆发驱动的超级风--因为（1）HeII 1640 A的发射仅限于非常低的金属丰度（log（Z/Z_sun）< -5.3）和第三星族恒星;（2）通过HeII 1640 A谱线宽度明确探测了该斑点的运动学，…
2005-09-01 astro-ph
Chandra Observation of the Interaction of the Radio Source and Cooling Core in Abell 2063
我们提出的钱德拉观测的冷却核心集群阿贝尔2063的结果。光谱分析表明，有冷气体（2千电子伏）与集群核心，这是一个以上的因素比外部集群气体（4.1千电子伏）冷2。也有光谱证据表明存在弱冷却流，Mdot ~ 20 Msun/yr。该星系团的中心有一个复杂的结构，包括几个明亮的发射节，在星系团中心以北的发射区有一个凹陷，周围有一个发射壳层。X射线发射的凹陷与星系团中心星系的射电源东北射电波瓣的位置相一致。这个区域周围的壳层似乎更热，这可能是由射电源驱动到气体中的冲击的结果。射电源的功率输出似乎足以抵消冷却流，并且通过冲击加热气体是如何建立能量传递的一个可能的解释。
2006-09-01 astro-ph
Radio galaxies in cooling core clusters. Restarted activity in the nucleus of 3C317?
我们提出的射电星系3C317的VLBA观测结果，与cD星系UGC 09799在冷却核心星系团A2052的中心。这些观测是在1.7 GHz，4.9 GHz和8.3 GHz的极化模式下进行的，并使我们能够对源的秒差距尺度区域进行成像。我们的分析表明，3C317的核心拥有一个非常年轻的射电源。内10 pc射电结构的辐射年龄估计为$\sim$ 170年。考虑到存在角秒尺度的扩展射电辐射，我们认为3C317是一个重新启动的射电星系。简要讨论了这一结果在星系团中射电等离子体与热气体相互作用中的意义。
2004-04-29 astro-ph
Morphology and Evolution in Galaxy Clusters I: Simulated Clusters in the Adiabatic limit and with Radiative Cooling
我们研究了在绝热极限和辐射冷却条件下模拟的团簇的形态演化。在红移范围，$0 < z < 0.5$，集群形态量化的多重性和椭圆率。在椭圆率方面，我们的结果表明，与X射线和光学波长中观察到的那些相比，团簇形状的演变缓慢。这一结果与Floor，Melott & Motl（2003）的结论一致。然而，在多重性方面，结果表明相对较强的演化（相比椭圆率，但仍弱于观测）在模拟集群的结构，这表明模拟和观测的比较研究，子结构措施比形状措施更敏感。我们强调了几种可能性负责模拟和真实集群的形状演变的差异。
2004-05-05 astro-ph
The role of cooling flows in galaxy formation
星系目前的结构是由在形成过程中注入的引力和超新星能量的辐射耗散决定的。这个过程的一个关键方面是气体冷却的速度是否和它落入引力势阱的速度一样快。如果它这样做，那么快速正常的恒星形成被认为是随之而来的。如果没有，气体仍然可以冷却到现在，那么情况类似于冷却流，例如在星系团中常见的。被冷却的物质被假设为非常冷的云和/或低质量的恒星，即重子暗物质。在本文中，我们调查的冷却流阶段的可能性，在星系的分层形成。我们专注于气体的行为，使用一个高度简化的处理的暗物质潜力的演变，其中气体的演变。我们假设，正常的恒星形成是有限的，有多少气体相关的超新星可以解开，并允许气体轮廓平坦的超新星能量注入的结果。我们发现，在大多数总质量（暗质量加亮质量）约为10^12 M太阳的星系形成过程中，冷却流是一个重要的阶段，在像我们这样的星系中，冷却流产生的暗晕约占总暗晕的20%，在类似质量的椭圆星系中，冷却流产生的暗晕较小但相当。冷却流的开始决定了由气体形成可见球体的质量上限，为正常星系设定了特征质量尺度。我们认为，磁盘的形成需要一个冷却流阶段，在冷却流阶段的耗散是在随后的层次合并正常星系的生存最重要的因素。
1995-06-02 astro-ph
Cooling, Gravity and Geometry: Flow-driven Massive Core Formation
我们数值研究了包括自引力在内的大尺度碰撞流中分子云的形成。这些模式强调了在孤立云中全球和局部尺度上重力效应之间的竞争。全球重力会形成大规模的细丝，而局部重力--由强烈的热和动力学不稳定性共同触发--会导致核心的形成。动力学的不稳定性引起局部集中的碰撞流，促进快速形成的大规模的原恒星核心的几个100 M $_\odot$。形成中的云没有达到平衡态，尽管云内的运动看起来类似于"维里“。自相似的核心质量分布来自模型，没有自重力表明，核心质量分布是非常早的云形成过程中，主要是由热不稳定性和动力学不稳定性的组合，而不是由自重力。
2007-09-15 astro-ph
Multi-Phase Galaxy Formation: High Velocity Clouds and the Missing Baryon Problem
冷暗物质晕中冷却的标准处理方法假设"冷却半径“内的所有气体都冷却并整体收缩，以促进星系形成。在这里，我们考虑到的期望，热气体在星系晕是热不稳定的，在冷却过程中容易碎裂，并表明其影响比以前预期的更深远：允许多相冷却从根本上改变了预期的气体在晕和自然解释明亮的结束截止星系光度函数。我们认为，冷却应该通过形成高密度，10^4 K的云，压力限制在热气体背景。背景介质具有低密度，并且可以作为稳定的电晕而存在，具有长的冷却时间。由于冷却密度的增加，剩余热核中所含的重子比例随着晕质量的增加而增加，这导致了静止的未合并星系的质量上限为~10^11 M太阳。在这种情况下，星系形成是由压力支持的云的下落推动的。对于银河系大小的系统来说，在最后几个回旋中形成或合并的质量约为5 × 10^6兆太阳的云应该仍然作为晕中的残余群体存在，云的总质量约为2 × 10^10兆太阳。银河系的质量在这个模型中得到了自然的解释，并且比没有反馈的标准处理方法小了两倍。我们预计星系晕中的云的大小约为1千秒差距，从星系中心延伸约150千秒差距。预测的云的属性很好地匹配所观察到的径向速度，角大小，柱密度，和我们的银河系周围的高速云的速度宽度。这些云也解释了z<1时的高离子吸收系统。
2004-10-20 astro-ph
Entropy Profiles in the Cores of Cooling Flow Clusters of Galaxies
松弛星系团的X射线性质主要取决于其引力势阱和团内气体的熵分布。这种熵分布既反映了星系团的吸积历史，也反映了限制星系团内气体凝聚的反馈过程。在这里，我们提出了钱德拉观测的核心熵配置文件的9个经典的“冷却流”集群，出现放松，并包含集群内气体的冷却时间小于哈勃时间。我们发现，这些熵的配置文件是非常相似的，尽管事实上，集群的范围超过三个因素的温度。它们在100 kpc时的熵级通常为~ 130 keV cm ^2，在\lesssim 10 kpc时下降到~10 keV cm ^2的平台。在这些半径之间，熵分布是\propto r^alpha，其中alpha ~ 1.0 - 1.3。这些星团中的非零中心熵水平对应于约10^8年的冷却时间，这表明在这个时间尺度上的阶段性加热使中心熵分布保持在准稳态。
2005-11-14 astro-ph
Simulations of Buoyant Bubbles in Galaxy Clusters
一般认为，大多数星系团都有冷却流，其中中心的辐射冷却导致缓慢的流入。然而，钱德拉和XMM最近的观测结果与预测的冷却流率相冲突。在这里，我们报告了高分辨率的流体动力学模拟表明，浮力气泡可以抵消集群内部区域的冷却，可以显着延迟冷气体的沉积。气泡的亚音速上升将较冷的物质从星系团的中心区域抬升。这种较冷的物质看起来像气泡周围的明亮边缘。气泡本身在X射线表面亮度中表现为凹陷，正如在越来越多的集群中观察到的那样。
2003-05-26 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
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
AGN heating and ICM cooling in the HIFLUGCS sample of galaxy clusters
我们对活动星系核加热-ICM冷却网络进行了深入的研究，将HIFLUGCS样品的各种团簇参数与活动星系核中心的积分射电光度L_R（定义为10 MHz ~ 15 GHz的同步辐射总功率）进行了比较。我们采用中心冷却时间t_cool作为判断团簇冷却性质的标准，将t_cool < 1 Gyr的团簇划分为强冷却核（SCC）团簇，1 Gyr < t_cool <7.7 Gyr的团簇划分为弱冷却核（WCC）团簇，t_cool > 7.7 Gyr的团簇划分为非冷却核（NCC）团簇.在64个星团中，有48个星团（75%）含有与X射线峰值辐射同空间或在50 h^{-1}_{71} kpc以内的星团中心射电源（CCRS）。此外，我们发现，发现一个CCRS的概率从45%增加到67%到100%，分别为NCC，WCC和SCC集群，这表明在SCC集群的AGN反馈机制，调节冷却的中心区域。我们发现SCC星系团的L_R强烈地依赖于星系团的尺度，使得更大质量的星系团具有更强的射电活动星系核。在SCC和部分WCC团簇中，L-R和经典的质量沉积速率MDR之间也有相同的趋势，尽管前者比后者强得多。我们还对最亮的星系团L_BCG的2 MASS K波段光度与L_R和星系团参数进行了关联。我们调用L_BCG和黑洞质量M_BH之间的关系，发现SCC集团的M_BH和L_R之间惊人的紧密相关。我们也发现了一个很好的相关性L_BCG与M…
2009-01-26 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
Cooling Flows and Metallicity Gradients in Clusters of Galaxies
在星系团中心的热气体的X射线辐射通常是假设存在稳态的，不均匀的冷却流。我们得到的金属丰度配置文件的集群内介质预期从这样的模型。流入的气体在化学上被Ia型超新星和中央星系外部的恒星质量损失所富集，这可能会产生相当大的金属丰度梯度。星系团中心金属丰度增强的幅度与中心星系光度与质量流入率的比值成正比。较热相的金属丰度预计将高于较冷、较致密相的金属丰度。半人马座星系团的金属丰度分布图与最近从ASCA测量中推断的金属丰度梯度非常一致（azawa等人，1994年）。然而，目前的数据并不排除通过一些热源来平衡冷却的替代模型。金属丰度梯度并不需要存在于所有的星系团中，这取决于星系团中央星系周围气体的最近合并历史，以及中央星系中恒星质量与冷却流中气体质量的比率。
1995-11-10 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
X-ray Spectroscopy of Cooling Clusters
本文综述了星系团核心的X射线谱。最近的高分辨率X射线光谱观测表明，在最低的X射线的温度相比，从简单的辐射冷却模型的预期严重赤字的发射。同样的观测提供了令人信服的证据，表明核心中的气体正在冷却到最高温度的一半以下。我们回顾了这些结果，讨论了冷却集群的物理模型，并描述了X射线仪器和分析技术，使这些意见。我们讨论了几种可行的机制，旨在取消或扭曲预期的X射线集群冷却过程。
2005-12-21 astro-ph
Cooling of neutron stars with color superconducting quark cores
我们表明，在最近开发的非局域，手征夸克模型的临界密度为相变彩色超导夸克物质在中子星条件下可以足够低，这些阶段发生在紧凑的恒星配置与质量低于1.4 M太阳。我们研究了这些物体在不同的引力质量值，从而不同的组成和内部结构的隔离冷却。我们的状态方程允许一个2SC阶段与一个大的夸克间隙Δ ~ 100兆电子伏的两种颜色的u和d夸克，一个正常的夸克物质阶段和它们共存的混合相内的混合星内部。我们认为，如果允许有未成对夸克的相位，相应的混合星冷却得太快，无法描述现有的中子星冷却数据。我们将其他有吸引力的通道，允许一个弱配对的剩余夸克，保持未配对的2SC阶段，并证明该模型不矛盾的冷却数据，如果弱配对间隙的顺序为0.1兆电子伏。
2004-04-05 astro-ph
Regulation of thermal conductivity in hot galaxy clusters by MHD turbulence
重新研究了热传导在调节星系团冷却流热行为中的作用。最近的研究表明，在稀等离子体中，由磁场引起的各向异性库仑热通量驱动动力学不稳定性。冷却流理论的一个长期存在的问题是理解热传导如何抵消辐射芯损耗而不完全防止它们。在这封信中，我们提出，磁流体动力学湍流驱动的热通量不稳定性调节场线绝缘和驱动器的反向对流热通量，这两者都可以调解的热集群的冷却核心的稳定。该模型表明，湍流混合应伴随着冷却流中的强热梯度。这一预测似乎得到了支持的金属在星系团的中央星系的空间分布，这表明了一个更强的相关性比与母恒星星族的环境热气体温度梯度。
2008-06-05 astro-ph
Collisional interaction limits between dark matters and baryons in `cooling flow' clusters
假设弱碰撞相互作用，以交换星系团中的暗物质和重子物质之间的动能，我们重新审视这一过程的有效性，在几个“冷却流”星系团使用现有的X射线观测和推断的上限重暗物质粒子（重）$-$质子截面$σ_{\rm xp}$。对于$σ_{\rm xp}=σ_0(V/10^3 {\rm km s^{-1}})^a$的相对碰撞速度$V-$依赖幂律形式，其中$a\leq 0$，我们推断的上限是$σ_0/m_{\rm x}\lsim 2\times10^{-25} {\rm cm}^2 {\rm GeV}^{-1}$，其中$m_{\rm x}$是质量。基于对热能平衡方程的简单稳定性分析，我们认为，在“冷流”星系团的内核区域，团内$-$重子碰撞相互作用机制不可能是稳定的团内介质（ICM）的非引力热源.
2007-11-22 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
Gas cooling in simulations of the formation of the galaxy population
我们比较了两种技术，以下冷却的气体和凝聚成星系内的高分辨率模拟宇宙学代表性的地区。这两种技术都使用N体方法处理暗物质。一个遵循的气体使用平滑粒子流体动力学（SPH），而另一个使用半解析（SA）模型的简化配方。我们比较的质量和位置预测稠密的冷气体结（“星系”）时，这两种技术被应用到从相同的初始条件的演变，当恒星形成和反馈的额外的并发症被忽略。我们发现，以上的两种技术的有效分辨率限制，他们给出了非常相似的结果都为全球量，如冷却气体的总量和个别的“星系”的属性。SA技术有系统的不确定性所产生的简化冷却模型，而SPH的实施细节可以产生大量的系统变化，它预测的星系质量。然而，对于目前最好的SPH方法和SA模型的标准假设，这两种技术之间的系统差异非常小。SA技术给出了足够的预测气体凝结成“星系”，计算成本不到1%，获得类似的结果，在可比的分辨率使用SPH。
2002-05-16 astro-ph
