Thermal Balance in the Intracluster Medium: Is AGN Feedback Necessary?
各种物理加热机制相结合的辐射冷却探索，通过一维流体动力学模拟，预期的热性能的簇内介质（ICM）的背景下的冷却流问题。能量注入Ia型超新星，热传导，和动力学摩擦（DF）从轨道卫星星系被认为是。这项工作的新颖之处在于探索了每个加热过程的各种效率。虽然后两者可以提供大量的能量，但单独运行的机制都不能在宇宙学时间尺度上产生或维持ICM的热平衡，这与观测形成鲜明对比。对于具有初始等温温度分布的模拟团簇，这两种机制的共同作用导致了ICM温度范围和中心电子密度小于n_e~0.02 cm^-3时的长期热平衡;在更大的密度下，灾难性的冷却总是发生。此外，这些加热机制既不能产生也不能维持在中心区域具有下降温度分布的簇，这意味着所观察到的具有这种下降温度分布的“冷却核”簇不能单独用这些机制来维持。因此，虽然似乎有充足的能量供应能够加热团簇中的ICM，但要使ICM在宇宙学时间尺度上保持热平衡，能量沉积是极其困难的。这些结果强烈地表明，一个更动态的加热过程，如从中央黑洞的反馈，需要产生所观察到的集群内介质的属性。（简略）
2008-03-10 astro-ph
Heating of the Intracluster Gas in the Triangulum Australis Cluster
ASCA和ROSAT的X射线数据被用来获得气体温度，压力和特定的熵在南三角座星系团的二维地图。我们发现这个热（T_e=10.3 ± 0.8keV）系统在团簇核心可能有一个温度峰（T_e> 12keV），它近似地对应于绝热关系。在核心以东的ROSAT星团图像中发现的一个密度不足的气体扇区，其温度高于该半径的平均温度。在这个更高的温度下，这个区域的气体压力等于相同半径的星系团的其余部分的压力，但是这个气体的比熵要高得多（尽管温度差本身只是稍微显着）。我们推测，这个区域的低密度高熵气体的存在，以及绝热中心温度峰值，表明最近或正在进行加热的星系际介质在这个集群。这种加热最可能的来源是一个子集群合并，其中的流体动力学模拟预测一个定性相似的温度结构。我们指出，熵图可以提供一个物理上有意义的方式诊断合并集群和比较合并模拟的预测数据。
1996-09-18 astro-ph
Towards a Holistic View of the Heating and Cooling of the Intracluster Medium
X射线团簇通常分为两类：“冷核”（CC）团簇和“非冷核”（NCC）团簇。然而，相对较少的注意力已经给予了这种二分法的起源，特别是对这两个类的能量和热历史。我们从引力激波加热和辐射冷却建立的结构出发，建立了一个团簇熵分布模型。在大半径，重力加热占所观察到的配置文件和他们的缩放。然而，在小半径和中等半径的情况下，辐射冷却和引力加热不能结合起来解释观察到的任何类型的星系团的轮廓。推断的NCC集群的熵配置文件需要的材料被预热之前，集群崩溃，以解释在这些系统中的低熵（冷）的材料的情况。我们表明，CC集群中也需要类似的修改，以匹配它们的性能在中间半径。在CC簇中，这种修改是不稳定的，并且需要额外的过程来防止冷却到低于几keV的温度。我们表明，这可以通过增加一个自洽的AGN反馈回路，其中最低熵，最迅速冷却的材料被加热，使其上升到与材料在较大的半径混合。由此产生的模型不需要微调，并与各种各样的观测数据非常吻合。这个模型的其他一些影响进行了简要讨论。
2008-02-21 astro-ph
Gravo-thermodynamics of the Intracluster Medium: negative heat capacity and dilation of cooling time scales
引力束缚的气态团内介质（ICM）冷却的时间尺度不仅仅由辐射过程决定。如果ICM在暗物质晕的固定引力场中处于准流体静力学平衡，那么由气体的引力势能引起的能量损失也应该考虑在内。这种“引力加热”已经知道了一段时间，使用显式解的运动方程。在这里，我们通过将维里定理应用于在外部引力场中处于准流体静力平衡的气体，忽略气体的引力，重新审视这种效应。对于一个标准的NFW形式的晕配置文件和有限的气体密度，气体温度的总能量的变化的响应显着延迟。在晕的尺度半径（$\rs$）内，有效冷却时间可以延长一个数量级以上。气体位于两倍于刻度半径的距离处，具有负热容，使得温度由于能量损失而升高。虽然外部加热（例如活动星系核活动）仍然需要解释缺乏冷ICM中心附近，这里的分析可能会规避加热的需要在更远的地区，有效的冷却时间可以延长，成为大于集群年龄，也解释了温度的增加，半径在这些地区。
2008-09-29 astro-ph
AGN-driven convection in galaxy-cluster plasmas
本文描述了活动星系核如何通过驱动团内介质对流来加热星系团等离子体。提出了一个中心超大质量黑洞以Bondi速率吸积团内等离子体并为射电源供能的模型。中心射电源产生宇宙射线，它们混合到热等离子体中。宇宙线的光度与质量吸积速率成正比。宇宙射线压力梯度驱动对流，导致等离子体加热。假设等离子体加热平衡辐射冷却。等离子体的加热速率是自我调节的，因为邦迪吸积速率是星系团中心附近比熵的递减函数;如果加热超过冷却，那么中心熵增加，邦迪速率和宇宙射线光度降低，对流加热速率降低。这篇论文的重点是星团内磁场的作用，它通过使热量和宇宙射线主要沿着磁场线扩散来影响对流。本文导出了热等离子体/宇宙线流体中对流的一个新的稳定性判据，并利用非局部两流体混合长度理论得到了对流团簇中流体平均性质的方程。模型方程的数值解与观测值相当吻合，无需微调模型参数。
2005-06-04 astro-ph
Evolution of X-Ray Clusters of Galaxies and Shock Heating of Intracluster Medium
在球对称假设下，利用N体（壳模型）+网格程序（TVD）模拟了星系团的X射线演化.考虑冷暗物质主导宇宙中由暗物质和气体组成的$10^{15} M_{\odot}$的密度扰动，其宇宙学密度参数为$Ω_0 = 1$或$0.2$。在它的初始坍缩过程中出现了一个冲击波阵面，随着周围气体向星团中心的吸积而向外移动。激波阵面将内部发射X射线的热区域与外部冷区域分开，在热区域中，气体几乎处于流体静力平衡状态，但留下了小的径向下落（$\sim 100$ km s $^{-1}$）。激波内部的气体被激波强烈压缩和加热，使得X射线亮度在早期迅速上升。但在后期，X射线亮度只是逐渐上升，这部分是由于内部高温区的扩大，部分是由于激波内部不断绝热压缩导致气体的X射线发射率增加。冲击波阵面结构，这是没有明确解决在以前的SPH模拟，清楚地捕捉到本模拟。此外，我们发现一个向外传播的声波，从而产生空间调制的幅度$\sim$ 10%的径向温度和密度分布和时间变化的冲击强度。这种调制，如果观察到的话，可以作为探针来研究团簇的结构。
1997-02-05 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
Entropy of the intracluster medium at high redshift
最近观测到的团内介质（ICM）在高红移的熵与红移无关的熵底不一致。为了解释这些观测结果，我们研究了ICM的熵在团簇形成时期（z_f）增强的模型，然后作为辐射冷却的结果被动地演化，直到观测时期（z_o）。我们确认，一个z-独立的熵地板是不兼容的意见。我们发现，模型中的能量沉积到ICM增加与红移（缩放约为$\sim M_cl^0.6 (1+z_f)^2.2$）是一致的低和高红移集群的观察。这种非引力加热的可能来源进行了简要讨论。
2004-06-21 astro-ph
Hydrostatic equilibrium of a porous intracluster medium: implications for mass fraction and X-ray luminosity
星系团核心的团内介质（ICM）中存在的稀释热腔改变了气体温度与其X射线发射特性之间的关系。使用流体静力学方程的多孔介质，我们解决了ICM密度为一个给定的温度作为一个函数的填充因子的稀释气泡。我们发现，在给定的温度下，核心X射线亮度随着填充因子的增加而增加。如果星系团中活动星系核的频率在过去较高，那么填充因子可能相应地是重要的，这意味着在高红移时星系团的标度关系。这对于核心性质，包括温度-光度（$L_X-T$）关系和核心气体质量的估计尤其重要。结果表明，ICM的孔隙度的核心的$L_X-T$关系的时代依赖的敏感性。对这种效应的探测将为活动星系核的反馈提供新的见解。
2008-09-18 astro-ph
Convection in galaxy-cluster plasmas driven by active galactic nuclei and cosmic-ray buoyancy
湍流加热在星系团等离子体中可能起着重要的作用，但是如果湍流加热要在准稳态中平衡辐射冷却，则必须有某种机制将湍流速度设置为所需的值。本文探讨了星系团中心活动星系核的一种可能的调节机制。一个稳态模型的集群内介质中，辐射冷却是平衡的湍流加热和热传导的组合。湍流是由中央射电源产生的宇宙射线的浮力驱动的对流产生的。宇宙射线的亮度是由星系团内的等离子体吸积到中心的黑洞上而产生的。该模型做出了一个相当极端的假设，即宇宙射线和热等离子体是完全混合的。虽然在模型解中团内介质在团中心附近是对流不稳定的，但由于宇宙射线对稳定性判据的修正，热等离子体的比熵仍然向外增加。该模型提供了一个自洽的计算湍流速度作为位置的函数，但未能再现陡峭的中心密度分布观察到的集群。主要的困难是，为了使完全混合的团内介质变得对流不稳定，宇宙射线压力必须变得与对流区域内的热压相当或更大。大的宇宙射线压力梯度则提供了大部分的支持，以对抗重力，降低了星系团中心附近的热压梯度，并降低了中心等离子体密度梯度。一个更现实的活动星系核反馈模型，其中相对论和热等离子体只是部分混合的团内湍流可能会有更大的成功。
2004-12-20 astro-ph
Self-Regulated AGN Heating in Elliptical Galaxies
利用高分辨率的兰姆达主导的冷暗物质宇宙学模拟，研究了活动星系核（AGN）加热对椭圆星系化学动力学演化及其X射线和光学性质的影响.我们的模型认为，当星系核内存在会聚气体流入条件时，活动星系核是“活跃的”;否则，活动星系核被假定为处于休眠状态。这导致了活动星系核的自我调节活动，其结果是导致了稳定的热日冕和对重要的晚期恒星形成的抑制-这些特征在传统的椭圆星系化学动力学模型中没有遇到。我们的活动星系核加热模型的这些属性导致一个系统一致的X射线和光学性质的可比椭圆星系。
2005-01-13 astro-ph
AGN Heating through Cavities and Shocks
本文对活动星系核冷却流的加热作了三点评论。一个简单的物理参数被用来表明，一个浮力射电瓣的焓被转换为热在其尾流。因此，很大一部分“空腔”焓很可能最终以热的形式存在。其次，利用M87中多次弱震的性质，论证了它们可以阻止活动星系核附近气体的冷却。激波加热作为最接近活动星系核的最重要的加热机制，在反馈机制中可能起着至关重要的作用。第三，结果是从附近的巨型椭圆星系活动星系核加热率的调查。包括不活跃的系统，整个活动星系核的加热速率与样品的总冷却速率相当匹配。因此，间歇性的活动星系核爆发在能量上能够阻止这些星系的热大气冷却和形成恒星。
2006-11-04 astro-ph
The Chemo-Dynamical Evolution of Elliptical Galaxies: Pre-heating and AGN heating
我们利用高分辨率的宇宙学模拟研究了椭圆星系的化学动力学演化及其X射线和光学性质。我们的树N体/SPH代码包括辐射冷却，恒星形成，超新星反馈和化学富集的自洽处理。我们提出了一系列的LCDM宇宙学模拟跟踪的空间和时间演化的星系的恒星和气体成分的重元素丰度。一个巨大的椭圆星系形成的模拟中的一个定量比较与观测数据在X射线和光学制度。在这个模拟中，我们实施了预热和活动星系核加热的处理，并研究这些过程对椭圆星系形成的影响。我们发现，所采用的预热（T=10^7 K，z=4）不足以解释所观察到的X射线或光学性质。另一方面，我们的活动星系核加热模型中的气体流入引起的活动星系核加热是一致的X射线和光学性质。
2004-01-13 astro-ph
Viscosity in cosmological simulations of clusters of galaxies
团簇内介质的物理学，特别是热导率和粘度的值在很大程度上是未知的，并且受到持续争论。在这里，我们使用三维宇宙学模拟的结构形成研究的热状态的集群内介质的粘度的影响。它示出的粘度，只要它不是太远，从未磁化的斯皮策值，有一个显着的影响集群配置文件。特别是，它有助于加热团簇的冷核。在我们的模拟中，最大质量的星系团的中心冷却时间增加了一个数量级以上。在大型星系团中，粘性加热可能有助于建立熵底，防止冷却灾难。
2005-12-06 astro-ph
Feedback in AGN heating of galaxy clusters
活动星系核加热团内介质（ICM）模型面临的挑战之一是活动星系核的机械光度如何与ICM的辐射损失相协调。在这里，我们实现了一个简单的一维模型的反馈机制，链接的活动星系核的吸积率的光度。我们演示了这个简单的反馈机制如何导致一个广泛的参数范围的准稳态。此外，在这个反馈模型中，我们研究了热传导的影响，发现它的相对重要性强烈依赖于集群质量。
2004-05-21 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
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 of Cooling Flow Clusters: Problems with 3D Hydrodynamic Models
我们已经进行了一组高分辨率，三维模拟的喷射活动星系核嵌入在一个放松的冷却集群。据我们所知，这是第一次模拟，包括完整的射流动力学和反馈模型。这些理想的流体动力学模拟表明，尽管平均而言有足够的能量来抵消冷却，但喷射加热并没有以可以防止集群灾难性冷却的方式在空间上沉积。
2006-10-11 astro-ph
Radiation Pressure Supported AGN Tori with Hard X-Ray and Stellar Heating
围绕活动星系核的环形遮蔽的动力学和结构仍然是不确定的和有争议的。在本文中，我们通过增加两种分布加热的影响：康普顿加热由于硬X射线从核和本地星光加热的动力学作用的红外辐射压力的早期工作。我们发现数值解的轴对称流体静力平衡，能量平衡，光子扩散方程，包括这些影响。在典型参数范围内，两种不同的附加加热源具有非常相似的效果：圆环内的密度分布在径向和垂直方向上都变得较浅，但对于合理的加热速率，柱密度随立体角的分布只有微小的变化（相对于无源情况）。分布式加热最有趣的结果是，它选择了一个相对较窄的参数范围，允许平衡，特别是$(L/L_E)/τ_T$。我们讨论的影响，既狭窄的允许范围和它的近似重合的范围推断从观察。
2008-02-13 astro-ph
Convection and AGN Feedback in Clusters of Galaxies
大量研究表明，由于各向异性热传导和宇宙射线的影响，团内介质的对流稳定性判据与Schwarzchild判据有很大的不同。在这些研究的基础上，我们开发了一个模型的ICM中，中央活动星系核（AGN）吸积热的团内等离子体在邦迪率，并产生宇宙射线，导致ICM成为对流不稳定。由此产生的对流加热团内等离子体，并调节其温度和密度分布。通过调整模型中的一个参数（宇宙射线加速区域的大小），我们能够在8个星团的样本中实现与观测到的密度和温度分布的良好匹配。我们的研究结果表明，对流是一个重要的过程在集群的核心。我们的解决方案的一个有趣的特点是，冷却速率更急剧的峰值比对流加热速率的集群中心。因此，在我们的样本中的几个集群中，一个紧凑的冷却流出现在中心区域的大小R，通常是几个kpc。冷却流在较小半径处与邦迪流匹配。邦迪流中的质量增长率等于质量通过冷却流流入的速率，并受其控制。我们的解表明活动星系核通过控制R来调节这些星系团的质量吸积率：如果活动星系核功率上升到平衡水平以上，R减小，质量吸积率下降，活动星系核功率下降回到平衡水平。
2007-08-20 astro-ph
Infrared Emission from Intracluster Dust Grains and Constraints on Dust Properties
对于117个星系团，我们探讨了目前和未来的红外设施，考虑到碰撞加热和溅射的颗粒环境等离子体的可探测性的簇内尘埃颗粒。如果尘埃颗粒注入星系际空间的数量和大小与银河值相当，尘埃与气体的比例通常为$10^{-6}$，尘埃的平均温度为$\sim 30$ K。预测的红外强度略高于斯皮策太空望远镜，ASTRO-F，赫歇尔和SPICA任务的检测阈值。对于英仙座、A3571、A2319、A3112和A2204等邻近星系团，在70 $μ$ m波段有望获得较好的团内尘埃信号。由于观测到的电子密度和温度对尘埃温度有相当严格的限制，尘埃质量可以直接从红外观测中推断出来。一旦获得多波段数据，将获得对粒度分布的进一步限制。它们必将为研究星系际空间的尘埃注入过程和尘埃-气体相互作用提供强有力的探测手段。
2005-06-07 astro-ph
Shock heating by nearby AGN
无线电喷流的冲击加热在一系列环境中可能是一个重要的过程，因为它会增加加热气体的熵。虽然这一过程预计将发生在最强大的射电噪声AGN中，但到目前为止，仅在附近的低功率射电星系中检测到强烈的冲击。在这里，我们讨论了在附近的星系，包括一个新的检测附近的射电星系NGC 3801的两个叶附近的激波气体的强冲击的X射线探测推断马赫数为3 - 6和总注入能量相当于热能的ISM在11千秒差距。我们讨论了冲击加热，活动星系核燃料和星系合并之间可能存在的联系，以及这种类型的系统在反馈模型中的作用。
2006-10-30 astro-ph
Coronal heating and emission mechanisms in AGN
在AGN中形成X射线光谱的流行模型假设盘的角动量耗散的大部分发生在携带少量吸积质量的热日冕中。在这里，我讨论的形成磁结构的吸积盘日冕，产生的浮力不稳定性的磁盘和加热的局部耀斑区域的典型的X射线发射温度。我还研究吸积盘冠和ADAF之间的类比，并讨论在这两个吸积模型的相关排放机制，以及如何观测的限制，可以让我们区分它们。
1999-12-10 astro-ph
Tsunamis in Galaxy Clusters: Heating of Cool Cores by Acoustic Waves
使用的分析模型和数值模拟，我们表明，在集群内介质中的湍流运动产生的声波有效地加热所谓的“冷却流”集群的中心区域。我们假设湍流是由团簇或团簇合并中的子结构运动产生的。我们的分析模型可以重现观察到的几个集群的密度和温度分布。我们还表明，波可以传递更多的能量从一个集群的外部区域比单独的热传导。数值模拟一般支持分析研究的结果。
2003-09-30 astro-ph
The effects of similarity breaking on the intracluster medium
我们建立了一个家庭的简单的分析模型的星系团在目前的时代和比较的预测与观测数据。我们探讨两个过程，打破自相似性的星系团：系统的变化，在暗物质晕浓度和能量注入到团内气体，通过它们对观察到的集群属性的影响。三个观察到的集群属性和温度之间的关系，以约束模型：质量，气体密度分布（β）和光度的斜率。的质量-温度关系的斜率被发现是由我们的模型再现时，所观察到的浓度的变化，提高斜率从自相似预测的1.5，所观察到的关系，~ 2。加热的气体被观察到的质量-温度关系的影响不大。β-温度关系的平均趋势是通过每个粒子注入0.5-0.75 keV的能量来再现的，而浓度变化只有很小的影响。从β-温度关系计算的个别系统的过剩能量表明，最低质量的系统可能有过剩的能量偏置到较低的值的选择效应。观测到的亮度-温度关系的性质是由过剩能量和暗物质浓度趋势的综合效应再现的。在高质量的观测到的变化，在暗物质浓度的结果相比，最近的观测范围为2.6-2.9的斜率约为2.7，而观测到的星系群的陡峭时，预测加热0.5-0.75千电子伏每个粒子。因此，能量注入和暗物质浓度变化的组合似乎能够解释所观察到的关系的平均趋势。
2002-03-28 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
The heating mechanism for the warm/cool dust in powerful, radio-loud AGN
围绕着尘埃的加热机制的性质的不确定性，发射在中远红外（MFIR）波长的活动星系限制了我们的了解活动星系核（AGN）和星系演化之间的联系，以及我们的能力来解释惊人的红外和亚毫米发射的宇宙中最遥远的星系。在这里，我们报告深斯皮策观测一个完整的样本强大的，中等红移（0.05 < z < 0.7）的射电星系和类星体。我们发现，活动星系核的功率，跟踪[OIII]5007发射，是强烈相关的中红外（24微米）和远红外（70微米）的光度，然而，在70微米的相关性增加散射。这种散射增加的一个主要原因是一组物体落在主要相关性之上，并显示出在光学波长上最近恒星形成活动的证据，以及相对冷的MFIR颜色。这些结果提供的证据表明，活动星系核的照明是主要的加热机制的尘埃发射在24和70微米，与恒星爆发占主导地位的加热的冷尘埃只有20 - 30%的对象。这意味着强大的活动星系核并不总是伴随着明亮的恒星爆发，而恒星爆发是主要的富含气体的合并活动的高峰。
2007-03-30 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
Heated Intracluster Gas and Radio Connections: the Singular case of MKW3s
类似于以前被归类为冷却流系统的其他星系团，钱德拉对MKW 3的观测表明，该天体具有复杂的X射线结构，同时拥有X射线腔和X射线灯丝。然而，与其他星系团不同的是，MKW 3核心的温度图显示，在任何半径处，都存在着被加热到高于径向平均气体温度的扩展气体区域。由于该星系团没有显示出正在进行的主要合并的证据，Mazzotta等人认为加热的气体和活动星系核中心的活动之间存在联系。然而，由于缺乏高质量的无线电地图，这种解释是有争议的。本文介绍了在1.28GHz和604MHz的GMRT上获得的两个新的MKW 3射电观测结果。结合Chandra观测和Young在327 MHz的VLA观测，我们给出了加热气体区与活动星系核活动之间密切联系的明确证据，并简要总结了可能的影响。
2004-11-25 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 prevalence of radio-loud AGN in brightest cluster galaxies: implications for AGN heating of cooling flows
（节略）无线电大声活动星系核活动的流行，在今天的大规模晕是确定使用的625个附近的集团和集群的样本从SDSS。与相同恒星质量的其他星系相比，闪星系团和星系团星系（BCGs）更有可能拥有射电噪声活动星系核（在恒星质量为5e 11 M_sun时不到2倍，但在1 e11 M_sun以下的数量级上）。然而，BCGs的射电光度分布并不依赖于恒星质量，并且与相同质量的场星系相似。无论是射电大声部分，也不射电光度分布的BCGs强烈依赖于集群的速度色散。的射电活动星系核分数也研究了作为一个函数的集群中心距离：只有在0.2 r_200做集群星系表现出增强的可能性的射电大声活动星系核活动，接近的BCGs。如果这种活动是由星系周围的热气体冷却而引起的，那么BCGs和非BCGs的射电大活动星系核特性自然可以得到解释。使用观测估计的机械输出的无线电喷流，时间平均的能量输出与经常性的射电源活动估计为所有组/星系团的星系。在星系团的冷却半径内，BCG的射电模式加热超过了所有其他星系的总和。总射电活动星系核能量输出与星系团速度色散之间的标度比辐射冷却率的σ ^[4]标度要小得多。因此，除非机械-射电光度比或活动星系核机械能转化为热能的效率在星系团和富星系团之间增加2-3个数量级，否则射电模式的加热将无法平衡所有质量系统中的冷却。
2007-05-07 astro-ph
Feedback Heating in Cluster and Galactic Cooling Flows
包括热传导和活动星系核加热的星系团冷却流模型具有较低的整体质量冷却速率，同时维持密度和温度分布与没有特别质量下降的情况下观察到的相似。为了实现这一协议，热导率必须约为斯皮策值的0.35 +/-0.10，类似于纳拉扬和梅德韦杰夫所倡导的。然而，当应用于星系/集团尺度的活动星系核加热和传导的协同组合是不太令人满意的。当计算出的密度分布和全球冷却率降低AGN加热，以配合这些较小规模的流动的观测，气体温度在约10千秒差距太大。此外，在具有活动星系核加热和热传导的星系/星系群中，最适合的流动需要更大的传导率，大约是斯皮策值的0.5 - 1.0。当星系/星系群流中的气体密度因加热而降低时，Ia型超新星对铁的富集作用更为有效，热气体铁丰度大大超过观测值。因此，具有中心加热和传导的星系/星系群流需要一个额外的过程来去除铁：Ia型喷出物无法进入热相，选择性冷却等。
2003-01-15 astro-ph
Sound waves in the intracluster medium of the Centaurus cluster
我们报告的波纹状的X射线表面亮度振荡的发现在半人马座星系团的核心，发现与200 KS的钱德拉观测。这些特征是表面亮度的3%至5%变化，波长约为9千秒差距。如果像英仙座星系团那样，这些是由中心射电泡的重复膨胀产生的声波，那么它们在半径为30千秒差距的情况下代表着大约5 × 10^42 erg/s的球形声波功率。波的周期为10^7年。如果它们的能量在星系团的核心被耗散，那么它将平衡大部分由X射线发射产生的辐射冷却，在内部30千秒差距内大约为1.3x10^43 erg/s。声波的功率将是中心射电泡的加热功率的四分之一，这意味着能量被有效地转换为声波。
2008-08-18 astro-ph
Radial density and temperature profiles of the intracluster gas constructed jointly from the X-ray surface brightness measurement and the universal density profile
本文试图根据两个公认的事实导出团内气体的密度和温度的径向分布：由标准β模型描述的团簇表面X射线观测亮度和作为暗物质分布基础的（NFW）普适密度分布。我们数值求解流体静力学方程的要求，体积平均重子分数的集群应渐近接近普遍的价值在其病毒半径。我们已经表明，来自这些约束的径向温度变化显着不同于传统的多方状态方程：气体温度分布可能会显示出显着的增加或减少与向外半径，敏感地依赖于β参数。为了确保X射线温度在维里半径处下降，需要大的β值（通常大于0.8）。这表明，要么NFW分布不适合于星系团整体的暗物质分布，要么其他非引力加热过程可能在星系团的动力学演化中起重要作用.
2000-09-27 astro-ph
Shock heating by FR I radio sources in galaxy clusters
活动星系核（AGN）的反馈经常被用来解释星系光度函数在亮端的截止和星系团中冷却流的缺乏。与此同时，最近在射电大活动星系核周围观测到了冲击波阵面。使用逼真的三维模拟射流在星系团，我们解决的问题是什么分数的能量的活动星系核消散在冲击。我们发现，弱冲击，包括活动星系核有马赫数的1.1-1.2和耗散至少2%的机械光度的活动星系核。在现实的星系团介质中，即使是连续的喷流也可能导致多重激波结构，这可能导致根据波的空间分布推断的活动星系核占空比的高估。
2007-06-13 astro-ph
AGN self-regulation in cooling flow clusters
我们使用三维高分辨率的自适应网格细化模拟来研究活动星系核喷流的机械反馈是否可以阻止星系团中的大规模冷却流，并引起自我调节的吸积循环。我们从一个3 × 10^9 MSun的黑洞开始，它位于一个球形晕的中心，质量相当于室女星系团。最初，所有的重子都在热的团内介质中，在暗物质的引力势内处于流体静力平衡。黑洞以邦迪速率吸积周围的气体，一部分吸积功率通过产生喷流机械地返回到团内介质中。最初缓慢的吸积（约0.0002MSun/yr），随着气体在暗物质的势能下冷却和凝结，变得灾难性。因此，它不能防止集群中心的冷却灾难。然而，在这个快速阶段之后，吸积速率达到约0.2MSun/yr的峰值，由喷流膨胀的空腔变得高度湍流。被冲击加热的气体与团内介质的其余部分的湍流混合迅速结束了这个短暂的快速增长阶段。在下降了近两个数量级后，黑洞的吸积速率稳定在约0.006 MSun/yr，数十亿年来没有显著变化，表明已经达到了自我调节的稳定状态。这个吸积率对应于黑洞质量在宇宙年龄上的可忽略不计的增加，但足以在星系团核心创造准平衡态。
2006-11-29 astro-ph
Modified-Entropy Models for the Intracluster Medium
我们提出了一套集群模型，将当今集群的属性与控制星系形成的过程联系起来。这些模型把团内介质的熵分布作为其最基本的性质。由于对流努力建立一个熵梯度，随着半径的增加，一个松弛的星系团的可观测性质完全取决于它的暗物质势和它的未凝聚气体的熵分布。在模拟的指导下，我们假设气体密度分布与暗物质相同，计算了在没有辐射冷却和超新星加热的情况下产生的团内熵分布。最低熵的气体将下降到临界熵阈值以下，在临界熵阈值处，冷却时间等于哈勃时间。辐射冷却和与之相关的任何反馈都必须改变低熵气体的熵，改变整体熵分布函数，从而改变星系团的可观测性质。使用一些唯象的处方熵修改的基础上存在的冷却阈值，我们构建了一个非常现实的集群模型。观测到的星系团的表面亮度分布、质量温度关系和亮度温度关系都自然地从这些模型中产生。通过引入一个单一的可调参数的数量的内部气体，可以在哈勃时间内冷却，我们也可以重现观察到的温度梯度的集群和偏离标准的光度-温度关系的冷却流集群。
2002-05-16 astro-ph
The Regulation of Cooling and Star Formation in Luminous Galaxies by AGN Feedback and the Cooling-Time/Entropy Threshold for the Onset of Star Formation
利用宽波段光学成像和Chandra X射线数据，对46个团中央优势星系（CDG）的恒星形成、团内介质（ICM）和中央活动星系核（AGN）之间的关系进行了研究。我们发现，当热大气的中心冷却时间低于~ 5 × 10^8年，或者说当中心熵低于~ 30 keV·cm ^2时，恒星形成的起始点会出现一个非常明显的临界点。除了这个标准之外，在冷却流中的恒星形成似乎还需要X射线和星系的质心位于彼此的20 kpc以内，并且喷流（腔）功率小于X射线冷却光度。这三个标准，再加上我们样本中的冷却时间与活动星系核爆发（空腔）年龄的高比率，直接将CDG中恒星形成和活动星系核活动的存在与团内等离子体的冷却不稳定性联系起来。我们的研究结果提供了令人信服的证据，AGN反馈到热ICM在很大程度上负责调节冷却和恒星形成的核心集群，导致显着增长的超大质量黑洞在CDG在晚些时候。
2008-06-11 astro-ph
Combining Semi-analytic Models with Simulations of Galaxy Clusters: the Need for Heating from Active Galactic Nuclei
我们提出了流体动力学N体模拟星系团的反馈采取半解析模型的星系形成。这种技术的优点是，我们模拟中的反馈源是一群与真实宇宙中发现的非常相似的星系。我们证明，要实现高熵水平的集群中发现，活动星系核必须注入大部分的能量到星系际/集群内的媒体在整个增长期间的中央黑洞。这些模拟强化了Bower等人的论点，他在纯粹的半分析推理的基础上得出了同样的结论。
2009-09-16 astro-ph
A Global Stability Analysis of Clusters of Galaxies with Conduction and AGN Feedback Heating
我们研究了一系列星系团的稳态模型，其中热的团内气体被有效地加热的活动星系核（AGN）的反馈和热传导，并在其中的质量吸积率大大降低相比，由标准的冷却流模型预测。我们进行了一个全球拉格朗日稳定性分析。我们第一次证明了活动星系核的反馈机制可以抑制冷核团簇的全局径向不稳定性，只要反馈效率超过一个临界下限。此外，我们的分析自然表明，集群可以以两种不同的形式存在。整体稳定的星系团可能有：1）由活动星系核反馈和传导稳定的冷核心，或2）主要由传导稳定的非冷核心。中间的中心温度通常会导致全局不稳定的解决方案。这种双峰性与最近观察到的温度分布的平坦性和活动星系核活动之间的关系（Dunn & Fabian 2008）以及Raffeirs等人（2008）的观察结果一致，即较短的中心冷却时间往往对应于显着年轻的活动星系核X射线空腔。
2008-08-07 astro-ph
Cluster Heating by Viscous Dissipation of Sound Waves
我们模拟了星系团中活动星系核活动所产生的波的粘性耗散效应。我们证明，与这些波的耗散相关的粘性加热量可以抵消冷却流星系团的辐射冷却率。这种加热机制导致空间分布和近似对称的耗散。加热波到达一个给定的距离从集群中心的时间尺度短于冷却时间。这意味着这种加热机制具有以准稳定方式淬灭冷却流的潜力。此外，加热是温和的，因为在模拟中没有强烈的冲击。我们首先研究了活动星系核活动的单一连续事件是否能导致足够的耗散来平衡冷却速率。这些模拟表明，虽然上升气泡与团内介质相互作用产生的二次波明显存在，但与这些波的消散相关的粘性加热不足以平衡辐射冷却。只有当中心源是间歇性的，与后续活动相关的波的粘性耗散才能抵消冷却。这表明在英仙座星系团中观察到的涟漪可以解释为活动星系核的占空比，即，他们追踪活动星系核的活动历史使用PPM自适应网格细化代码FLASH在二维进行模拟。
2004-04-23 astro-ph
An Entropy Threshold for Strong H-alpha and Radio Emission in the Cores of Galaxy Clusters
我们的钱德拉X射线天文台对222个星系团样本中的团内熵的档案研究表明，当星系团的核心气体熵< 30 keV cm ^2时，来自最亮星系团的H-α和射电发射要明显得多。低于这个阈值的H-α发射的普遍性表明，它标志着在核心中可以容纳多相气体和恒星形成的星团与不能容纳多相气体和恒星形成的星团之间的二分法。强的中心射电辐射也出现在这个边界以下的事实表明，当团内介质开始凝聚时，活动星系核反馈就会开启，加强了活动星系核反馈作为限制宇宙中最明亮星系中恒星形成的机制的情况。
2008-06-02 astro-ph
AGN effect on cooling flow dynamics
我们利用三维AMR流体动力学模拟分析了活动星系核喷流对冷却流团的反馈。我们研究了喷流与团簇内介质的相互作用以及团簇等离子体中低X射线发射腔（气泡）的产生。由射流输入到系统中的能量的分布以其不同的形式被量化，即内部的，动力学的和潜在的。我们发现，与气泡相关的能量（pV + gamma pV/（gamma-1）），占不到10%的射流能量。
2007-07-11 astro-ph
On the FIR emission from intracluster dust
我们作出预测的扩散远红外（FIR）发射的尘埃在团内介质（ICM）的室女星系团使用详细的信息，潜在的尘埃源，晶粒加热和溅射率可用于这个集群从最近的光学和X射线研究。我们表明，红外辐射的尘埃注入的室女星系团的核心区域内的源是一个因素的10低于目前可用的望远镜的检测极限。像室女星系团这样的动态年轻星系团的外部区域有更进一步的潜在的团内颗粒来源，因为它们仍然在吸积新坠落的螺旋星系，这些星系可能包含在吸积的星系际介质（IGM）中。我们表明，宇宙射线驱动的风从下降的螺旋可以注入颗粒到一个subvirial IGM是外部的观察到的X射线发射ICM。在注射过程中和IGM中的溅射是弱的，使得注射的颗粒应该在IGM中积累，直到下落使它们与热的ICM接触。这种效应主导了嵌入在热室女座ICM中的已知来源的尘埃注入率。因此，任何对漫射红外辐射的探测都将探测星团目前的尘埃吸积速率，作为星团年轻和动力学状态的指标。对室女星系团的预测被推广到其他星系团，并讨论了在宇宙学距离上探测动态年轻星系团的可能性。
2000-01-05 astro-ph
The influence of radio-galaxy activity on X-ray absorption lines from the intracluster medium
我们提出了一个调查的X射线吸收功能的流体动力学模拟预测的射电星系与其宿主星系团的团内介质（ICM）的相互作用。我们展示了这些吸收线可以作为一个新的诊断的射电星系/ICM的相互作用。ROSAT、CHANNEL和XMM-NEWTON在许多系统中都观测到了这种相互作用，了解它们对活动星系核反馈和星系形成具有重要意义。从流体动力学模拟的Reynolds，Heinz和Begelman，我们计算的高度电离的铁和氧线的属性（在吸收对中央活动星系核; AGN），预测线的形状，等效宽度，列密度和速度的变化。喷流对吸收谱线的主要影响是使谱线强度从静止ICM的谱线强度降低，并在谱线轮廓中引入一些速度结构。我们调查这些功能是否是目前以及未来的高分辨率X射线光谱仪检测。我们的结论是，CHANNEL透射光栅有足够的灵敏度来检测这些功能具有很高的意义，当然不会允许通过吸收签名的相互作用的动力学研究。另一方面，CONSTELLATION-X将允许推导出出色的约束。我们也可以使用这个分析来评估的想法，射电星系引起的ICM流出引起的共振氧X射线吸收线已被要求作为证据的温暖，热的星系际介质（WHIM）。我们发现，这些分离的，高速氧气吸收线不能导致无线电星系/ICM的相互作用，从而加强WHIM的解释。
2006-03-28 astro-ph
Explaining the entropy excess in clusters and groups of galaxies without additional heating
星系团和星系群的X射线光度和温度并不以自相似的方式缩放。这通常被解释为一个迹象，表明星团内的介质已经被非引力源加热。在本文中，我们提出了一个简单的模型，而不是使用星系形成的属性来解释观测。利用现有的观测结果，我们表明，有证据表明，星系形成的效率是在集团高于集群。如果得到证实，这将耗尽低熵气体，增加它们的中心熵，降低它们的X射线光度。一个简单的，经验的，流体静力学模型似乎符合两个光度-温度关系的集群和他们的内部结构的属性以及。
2000-09-25 astro-ph
The heating of the cooling flow (The feedback effervescent heating model)
标准的冷却流模型已经预测了星系团中大量的冷气体。钱德拉和XXM-牛顿望远镜未能探测到星系团中的冷却气体（低于1-2 keV），这表明必须有某种加热过程来抑制冷却。最有可能的热源是活动星系核的加热。加热机制有很多种，但我们将采用活动星系核膨胀的气泡与团内介质（ICM）相互作用的结果的加热模型。使用FLASH代码，我们已经进行了时间相关的模拟，以调查的效果上的抑制冷却流团的冷却加热。我们发现，对流加热模型不能平衡辐射冷却，它是一个人工模型。此外，对流加热是ICM压力梯度的函数，但冷却与气体密度平方和气体温度的平方根成比例。
2007-10-13 astro-ph
The effect of supernova heating on cluster properties and constraints on galaxy formation models
星系形成的模型应该能够预测星系团的性质，特别是它们的气体分数、金属丰度、X射线光度-温度关系、温度函数和质量沉积率函数。拟合这些性质对所有尺度上的星系形成都有重要的约束。通过详细地跟踪气体过程，我们的半解析模型（基于Nulsen & Fabian 1997）是唯一能够预测所有上述团簇性质的模型。我们使用现实的气体分数和气体密度分布，并根据观测的要求，我们打破了集群结构的自相似性，包括超新星加热的集群内气体，其量由所观察到的金属丰度。我们还强调了作为一个独立的和非常敏感的探针集群结构的质量沉积速率函数的重要性。
1998-10-01 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
Magnetic Bubbles in Galaxy Clusters
我将讨论钱德拉X射线天文台测量的空腔在星系团和它们的影响加热的星系团内气体。冷却流的新范式对于理解自我调节的星系形成具有重要意义。
2003-10-24 astro-ph
AGN heating, thermal conduction and Sunyaev-Zeldovich effect in galaxy groups and clusters
本文详细研究了活动星系核对星系团和星系团中气体物理状态的影响，以及Sunyaev-Zeldovich效应对宇宙微波背景各向异性的影响。我们包括热传导的影响，并发现，由此产生的温度和熵的配置文件是一致的观察。与以前提出的模型不同，我们的模型预测，等熵核不是预热的必然结果。该模型还再现了观测趋势的密度剖面平坦的低质量系统。我们推导出解释熵观测所需的能量E_agn作为群和团簇质量M_cl的函数，并证明E_agn与M_cl^alpha成正比，α约为1.5。我们表明，熵的测量，结合我们的模型，可以转化为集群上的约束-黑洞质量关系。推导出的关系是非线性的，并且具有形式M_bh \propto M_cl^alpha。这种尺度是黑洞质量和星系晕质量之间类似关系的模拟和延伸，这种关系在较小的尺度上成立。我们表明，中央的CMB温度的减少是由于ICM的熵增强，并从活动星系核的能量输入的合理范围内预测的减量与现有的数据SZ减量是一致的。我们发现，活动星系核加热，结合观测约束熵，导致抑制较高的多极矩的角功率谱，我们发现，这种效果比以前认为的更强。
2005-08-04 astro-ph
The Impact of Galaxy Formation on the X-ray Evolution of Clusters
我们提出了一个新的模型的X射线性质的星系团内的介质，明确包括加热的气体在星系团的演化过程中释放的能量。我们将Cole等人的星系形成的半解析模型与一个简单的团内气体径向分布模型相结合，计算了团的演化。我们着重讨论了团簇X射线光度函数和X射线温度与光度的关系。我们发现，冷却本身是不足以解释所观察到的T-L关系的平坦性或缺乏强红移的观测X射线光度函数的演变。另一方面，气体加热可以解决这两个问题：在Λ-CDM宇宙学中，我们的模型相当好地再现了T-L关系和X射线光度函数。此外，它预测这两个属性在z=0.5时只有微弱的演化，与最近的观测数据一致。一个成功的模型需要的能量输入为每太阳质量1--2 × 10^49尔格的恒星。这相当于与星系团形成有关的超新星释放的总能量。因此，除非超新星的能量转移到星团内的气体是非常有效的（也许是不现实的），额外的能源，如活动星系核风的机械能是必需的。然而，放大的初始能量输入的反应的intraclustermedium到protoclustermerge可能会减轻能源需求。我们的模型作出了明确的预测，X射线性质的集团和集团在高红移，可能很快会测试的数据从钱德拉和牛顿卫星。
2001-02-02 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
Heating Rate Profiles in Galaxy Clusters
近年来，越来越多的证据表明，星系团中的气体是由非引力过程加热的。在这里，我们计算所需的加热率，以保持一个物理激励的质量流率，在一个样本的七个星系团。我们采用光谱质量沉积率作为观测输入，以及每个集群的温度和密度数据。在能量方面，我们发现热传导可以为A2199，英仙座，A1795和A478提供必要的加热。然而，抑制因子，经典斯皮策值，是一个不同的函数的半径为每个集群。基于对等离子体泡的观测，我们还计算了在没有热传导的情况下，每个活动星系核的占空比，这可以提供所需的能量输入。除了Hydra-A之外，我们样本中的其他活动星系核似乎都需要大约$10^{6}-10^{7}$年的占空比才能提供它们的稳态加热要求。如果这些占空比是不现实的，这可能意味着许多星系团必须被非常强大的Hydra-A型事件加热，这些事件散布在更频繁的小规模爆发之间。活动星系核和热传导联合加热所需的热传导抑制因子一般是可以接受的。然而，这些抑制因子仍然需要作为半径函数的热导率的“微调”。作为这项工作的结果，我们提出的活动星系核占空比作为一个冷却流诊断。
2006-01-05 astro-ph
