Search for cold gas along radio lobes in the cooling core galaxies MS0735.6+7421 and M87
本文报道了对室女星系团中一个遥远的冷核星系MS 0735.6 +7421和最近的冷核星系M87的CO观测。这两个星系都包含无线电腔，被认为是负责加热，可以调节或停止周围气体的冷却。在这个反馈过程中，沿着灯丝，沿着无线电腔的边界，仍然可能有一些气体冷却。已知分子气体存在于具有冷却核心的星系团中，在由中心活动星系核膨胀的上升气泡后面形成的细长细丝中。我们在这两个星系射电叶的几个位置上搜索了CO辐射，但只发现了上限，这对应于MS 0735.6 +7421中每个指向的冷气质量极限为10^9 Msol，而M87中每个指向的冷气质量极限为10^6 Msol。这种未被探测到的现象意味着，要么是活动星系核反馈强烈地减弱了冷却，要么是气体在非常局部的地方冷却，比如细丝状物，可能在MS 0735.6 +7421的大束流中被稀释。对M87来说，活动星系核的加热似乎已经完全停止了冷却。
2008-06-27 astro-ph
Radially-Inflowing Molecular Gas in NGC 1275 Deposited by a X-ray Cooling Flow in the Perseus Cluster
我们对英仙座星系团中心的cD星系NGC 1275（英仙座A）的分子气体进行了CO（2-1）成像，空间分辨率为$\sim$ 1 kpc，中心区域半径为$\sim$ 10 kpc。每A已知含有$\sim$ 1.3x10 $^{10}$ M $_\odot$的分子气体，已被提出从合并或气体丰富的星系的冲压压力剥离捕获，或从X射线冷却流吸积。在我们的图像中检测到的分子气体的总质量为$\sim$ 4x 10 $^9$ M $_\odot$，并且第一次可以看到集中在三个径向细丝中，长度从至少1.1-2.4 kpc，所有这些细丝都位于横跨星系中心的东西方向，半径为$\sim$ 8 kpc。东部和外部的西灯丝表现出更大的蓝移速度与半径减小，而内部的西灯丝跨越星系的系统速度。分子气体没有显示出轨道运动的特征，因此不太可能是从富含气体的星系中捕获的。相反，我们能够再现观察到的两个外部细丝的运动学作为自由落体的引力势的每A，如果他们起源于X射线冷却流将是预期的。事实上，所有三个灯丝都位于Per A射电喷流雕刻出的两个突出的X射线腔之间，并且非常类似于星系团核心中最冷的X射线气体的空间分布。仅在最外层的两个细丝中，推断的质量沉积速率大约为75 M $_odot$/年$^{-1}$。这种冷却流可以提供几乎连续的分子气体供应，为Per A中的活性核提供燃料。
2007-12-18 astro-ph
Chandra imaging of the X-ray core of Abell 1795
我们报告在星系团A1795的核心发现了一个40角秒长的X射线灯丝。这一特征与Cowie等人在20世纪80年代早期发现的Halpha+NII纤维相吻合，McNamara等人在20世纪90年代中期将其分解为至少2条U带纤维。X射线发射气体沿灯丝的（发射加权）温度为2.5-3 keV，如X射线色比所揭示的。给出了星系团核心的详细温度图。位于暗条头部的cD星系可能正在星系团核心中移动或振荡。灯丝中的X射线发射气体的辐射冷却时间约为3 × 10 ^8年，这与从其长度和速度获得的灯丝年龄相似。这表明暗条是由来自团内介质的气体冷却而产生的。灯丝，其中大部分是很好地从cD星系的身体和它的射电源分离，是潜在的非常重要的，在帮助理解的能量和电离源的光学星云冷却流中常见的。
2000-11-29 astro-ph
Molecular Hydrogen and Paschen-alpha Emission in Cooling Flow Galaxies
我们目前获得的近红外光谱，以寻找Pa-α和分子氢线的边缘变暗（FR I型）的射电星系与明亮的H α发射的红移范围为0.0535 <z <0.15。我们发现我们的样本中的三个星系（PKS 0745 - 191、PKS 1346 + 26和PKS 2322 - 12）都有强的Pa-α和H_2（1 - 0）S（1）到S（5）辐射，而其他射电星系则没有。与早期的观测结果一起，这证实了冷流星系是大量分子氢的发射体，其H_2（1 - 0）S（3）/Pa-α比值在0.5到2之间。发射集中在内部几千秒差距内，可能来自冷却流沉积的温暖（T~1000 - 1500 K）分子材料。我们推测H_2的发射可能与喷流与这种分子气体之间的相互作用有关。
1997-12-18 astro-ph
The ages of very cool hydrogen-rich white dwarfs
白矮星的演化本质上是一个冷却过程，主要取决于储存在其简并核心中的能量和其外壳的透明度。在本文中，我们计算精确的冷却序列的碳-氧白矮星与氢占主导地位的气氛，为整个范围内的质量感兴趣。为了这个目的，我们使用最准确的物理输入的状态方程和不透明度的信封和热力学量的退化核心。我们还研究了计算冷却序列中的潜热的作用。我们提出单独的冷却序列中，相分离的碳-氧二元混合物结晶后的影响被忽略，并在冷却时间引入延迟时，这种机制是适当考虑，为了比较我们的结果与其他已发表的冷却序列，其中不包括治疗这种现象。我们发现，非常冷的白矮星与纯氢气氛的冷却年龄已被系统地低估了约1.5 Gyr在log（L/Lo）=-4.5，否则典型的0.6钼白矮星，当相分离被忽略。如果包括二元混合物的相分离，则冷却年龄进一步增加约10%。给出了几种颜色星等图中的冷却轨迹和冷却等时线。
2000-07-04 astro-ph
Uniformity of foreground Galactic neutral Hydrogen over cooling flow clusters
射电地图在21厘米的前景中性氢超过三个冷却流星系团表明，前景气体是均匀的尺度从约1 - 10弧分。Abell 3581、Sersic 159-03和Abell 2597的前景柱密度波动的五西格玛极限分别为每平方厘米6.2e19、7.8e19和4.3e19，或系统区域内平均前景柱密度的14%、43%和17%。银河系中中性气体柱密度的波动不太可能解释这些或其他冷却流团中任何过度的光电吸收。前景中性气体在弧分尺度上的波动也不太可能是星团过量EUV和软X射线发射的原因。
2003-04-02 astro-ph
Cooling sequences and color-magnitude diagrams for cool white dwarfs with hydrogen-atmospheres
我们提出了冷白矮星在纯氢气氛下到有效温度$\te=1500$ K的新的冷却序列、色-星等图和色-色图。我们包括一个更详细的治疗的物理完全电离的内部，特别是改进的热力学的量子，相对论性的电子-离子等离子体的温度依赖性的离子-离子和离子-电子的贡献的讨论。本计算还包括准确的边界条件之间的简并核心和最外层，以及更新的大气模型，包括H $_2$ -H $_2$诱导偶极吸收。我们研究的差异所产生的初始碳氧分布和核心包络$L$ - $T_c$关系的不确定性的恒星冷却时间。由于结晶诱导的化学分馏的最大时间延迟仍然很大，从0.5和1.2 $\msol$白矮星的$\sim 1.0$ Gyr到0.6到0.8 $\msol$白矮星的$\sim 1.5$ Gyr，即使有初始分层的组成剖面，在详细的白矮星冷却计算中也不能忽略。这些冷却序列为从观测特征中确定老的盘状或晕状富氢白矮星的质量和年龄，寻找或鉴别它们提供了理论支持。
2000-06-26 astro-ph
On the Initial Mass Function of Population III Stars
利用一维和二维流体动力学模拟，结合H2生成的非平衡过程，探讨了非定常原始气体云的坍缩和碎裂。模拟结果表明，取决于初始密度，有两种情况下的原始纤维的断裂。如果长丝具有相对低的初始密度，则由于较不有效的H2冷却，径向收缩较慢。在中心密度达到$10^{8-9}$ cm $^{-3}$之前，这种细丝倾向于碎裂成致密的团块，在那里，通过三体反应的H2冷却是有效的，并且碎片质量比几十个$M_\odot$更大。相反，如果细丝最初是致密的，则在三体反应的帮助下更有效的H2冷却允许细丝收缩高达$n\sim 10^{12}$ cm $^{-3}$。在密度达到$n\sim 10^{12}$ cm $^{-3}$后，细丝变得光学粗到H2线，随后径向收缩几乎停止。在这个最后的流体静力学阶段，由于细丝的高密度，碎片质量降低到$\approx 1M_\odot$。碎片质量对初始密度的依赖关系可以转化为对随机高斯密度场的局部振幅或母云坍缩时期的依赖关系。因此，它被预测，第三星族恒星的初始质量函数可能是双峰的峰值$\approx 10^2 M_\odot$和$\approx 1M_\odot$，其中的相对高度可能是一个崩溃时期的函数。
2000-10-23 astro-ph
Suppression of H_2 Cooling in the Ultraviolet Background
和谐宇宙学中的第一个发光物体是由暗物质中的分子氢冷却形成的，它们的质量约为10^6太阳质量。我们使用欧拉自适应网格细化模拟证明，在一个大的软紫外辐射背景的存在下，分子氢是占主导地位的冷却剂。即使在非常大的辐射背景下，冷却和坍缩的晕质量也比通过氢原子线冷却的晕小两个数量级。冷却晕的丰度和其中包含的宇宙质量分数以指数方式取决于这个临界质量尺度。因此，目前大多数关于宇宙再电离、化学演化、超大质量黑洞形成和星系形成的模型都低估了一个给定系统中恒星形成祖先的数量。在最高的红移，这种分歧是最大的。我们还表明，即使在没有剩余电子，碰撞电离中心冲击产生足够数量的电子，形成分子氢和冷却气体的维里温度远低于原子冷却极限的晕。
2007-08-23 astro-ph
The Stellar Initial Mass Function in Primordial Galaxies
在恒星形成的背景下，通过一个极端缺乏金属的原星系云的碎片，引力坍缩的气体云的探索与H $_2$和HD的非平衡化学耦合的一维数值流体力学。发现云的演化主要受初始中心密度（$n_{\rm c,0}$）和H-$_2$丰度（$x_{\rm H_2,0}$）的控制。特别是，低密度丝的演变分叉的阈值H $_2$丰度$x_{\rm H_2,cr}\simeq 3 \times 10^{-3}$，超过HD冷却HPDMATHABMM冷却。当$n_{\rm c}$达到HD的临界密度时，含有$x_{\rm H_2, 0}\gtrsim x_{\rm H_2,cr}$的低密度细丝的收缩被强烈地减速，并且细丝预期在$\sim 10^{7}$ cm $^{-3}$处断裂。碎片质量降低至$\approx 10M_\odot$。相反，含有$x_{\rm H_2, 0}\lesssim x_{\rm H_2,cr}$的低密度细丝的收缩受H $_2$冷却的调节。在这种情况下，碎片质量高达$\approx 10^2M_\odot$。对于高密度的暗条，云的演化是由H $_2$冷却。预计在HPDMATHABMM谱线中$n_{\rm c,0}\sim 10^{12-13}$ cm $^{-3}$处的云变得不透明之前不会发生碎裂，因此碎片质量降低至1 - 2 M $_\odot$。因此，恒星IMF可能是双峰的，并且在亚太阳质量…
2002-01-30 astro-ph
A survey of molecular hydrogen in the central galaxies of cooling flows
我们提出了一个大样本的H-和K-波段光谱的32个光学线发光的中央星系团。在其中的23个星系中发现了明显的振转H_2发射，在另外5个星系中发现了H复合和/或[Fe Ⅱ]发射。这表示已知的分子谱线检测数量增加了四倍。一些探测器是扩展发射（5-20千秒差距）。在几个对象中，我们发现显着的[SiVI]发射，似乎与光学（例如[OIII]）中的高电离线的强度相关。这个全面的样本建立在以前的工作，并确认温暖的（1000- 2500 K）分子氢存在的地方有电离的材料在冷却流的核心，在大多数情况下，它也符合CO分子线发射。
2002-06-21 astro-ph
Temperature, distance and cooling of the Vela pulsar
我们使用磁化氢大气模型来拟合由ROSAT获得的Vela脉冲星的软X射线热谱。我们的拟合所需的距离和氢柱密度与其他独立估计值吻合得很好，可以被认为是该脉冲星表面存在氢的一个论据。所获得的低温T = 7.85 +/- 0.25 × 10 ^5 K，低于中子星冷却的“标准”模型的预测，并加强了先前关于该中子星中发生快中微子冷却的必要性的主张。
1996-01-31 astro-ph
Magnetically Dominated Strands of Cold Hydrogen in the Riegel-Crutcher Cloud
我们提出了新的高分辨率（100弧秒）中性氢（H I）的Riegel-Crutcher云的自吸收图像与澳大利亚望远镜紧凑阵列和帕克斯射电望远镜。Riegel-Crutcher云位于银河系中心的方向，距离125 +/- 25 pc。我们的观测将附近非常大的冷氢片分解成一个由数十根头发状细丝组成的壮观网络。单根细丝非常细长，长度可达17 pc，宽度小于0.1 pc。股线相当冷，自旋温度为40 K，在许多地方似乎具有大于1的光学深度。比较H I图像与恒星极化的观测结果，我们发现，细丝是非常好的与周围的磁场对齐。我们认为云的结构是由它的磁场决定的。为了使云被磁性支配，磁场强度必须> 30微高斯。
2006-08-28 astro-ph
Cooling curves and initial models for low-mass white dwarfs (<0.25 Msun) with helium core
本文详细计算了低质量氦白矮星的演化过程。这些白矮星（毫秒双星的光学伴星）是通过长期的低质量双星演化形成的。从洛希瓣脱离后，热氦核有一个相当厚的氢层，质量在0.01到0.06 $~M_\odot $之间。由于核心和外壳之间的混合，表面氢含量为0.5至0.35，取决于重元素（Z）的初始值和初始次级质量。我们发现，我们的计算模型的大多数经验一个或两个氢壳闪光。我们发现，氢壳层闪光发生的氦矮星的质量取决于化学成分。发生氢闪的最小氦白矮星质量为0.213 $~M_\odot $（Z=0.003）、0.198 $~M_\odot $（Z=0.01）、0.192 $~M_\odot $（Z=0.02）或0.183 $~M_\odot $（Z=0.03）。闪光的持续时间（与化学成分无关）在几个$\times 10^6 $年到几个$\times 10^7 $年之间。在几次闪光中，白矮星的半径会增加很多，迫使模型再次充满它的洛希瓣。我们的计算表明，氦白矮星的冷却历史与氢层的厚度密切相关。我们表明，从一个冷却白矮星与暂时稳定的氢燃烧壳的冷却白矮星，几乎所有的剩余氢都失去了在几个热闪光（通过罗氏瓣溢出）之间发生的过渡0.183-0.213 $~M_\odot $（取决于重元素值）。
2000-02-11 astro-ph
Cooling neutron stars with localized protons
我们分析冷却的中子星，假设存在本地化的质子在其核心的致密区域。选择一个单一的质子定域阈值密度，并调整中子星质量，我们重现了Vela和PSR 0656+14的有效表面温度的观测数据，包括吸积氢包层的存在与否。然而，在这个模型中，为了再现Geminga数据，必须存在微小的氢包层。
2000-04-13 astro-ph
Evidence for a heated gas bubble inside the "cooling flow" region of MKW3s
本文报道了对MKW 3s星系团中心r= 200 kpc区域的深Chandra观测。MKW 3s星系团是一个中等冷却流星系团。钱德拉的图像揭示了两个引人注目的特征-一个100 kpc长，21 kpc宽的灯丝，从中心延伸到西南部，以及一个接近圆形，直径50 kpc的凹陷，位于X射线峰以南90 kpc。温度图表明，在任何半径上，对流结构都比平均温度冷，而表面亮度低压都比平均温度热。热区和冷区表明MKW 3的中心同时发生了冷却和加热过程。我们认为，表面亮度抑郁症是由一个加热，低密度的气泡沿视线。我们认为，加热的气泡是由中央星系的短暂核爆发产生的。
2001-07-29 astro-ph
White dwarf atmosphere models with Ly-$α$ opacity in the analysis of the white dwarf cooling sequence of NGC 6397
本文讨论了带有$\rm α$远红翼不透明度的纯氢白矮星大气模型在球状星团NGC 6397的白矮星冷却序列分析中的重要性。我们最近改进的大气模型解释了先前丢失的Ly- $\rm α$氢谱线的不透明度，该谱线由于吸收氢原子与分子和原子氢的碰撞而加宽。这些模型是第一个很好地再现了冷白矮星的紫外线颜色和光谱能量分布与$T_{\rm eff}<6000 \rm K$在银河系盘观察。拟合观测到的$F814W$星等和$F606W-F814W$颜色，我们得到了一个真实距离模量值，$μ=12.00 \pm 0.02$，这与最近的分析一致。我们发现，在冷却序列的末尾的恒星似乎是$\rm \sim 160 K$冷却器时，模型占Ly- $\rm α$不透明度被使用。这表明NGC 6397的年龄是由白矮星冷却序列得出的，使用的大气模型不包括正确的Ly- $α$不透明度，$\sim 0.5$ Gyr低估了它的年龄。我们的分析表明，使用$\rm α$不透明度的白矮星大气模型对精确测定白矮星冷却序列中古老恒星的年龄是必要的。
2007-08-28 astro-ph
Primordial Star Formation under Far-ultraviolet radiation
本文研究了远紫外（FUV; <13.6eV）辐射作用下原始气云的热演化和化学演化。在被强烈的FUV辐射照射的云层中，永远不会形成足够的氢分子来冷却。然而，即使没有分子氢，如果云足够大，它们也会通过原子氢线冷却开始坍塌。由于H^{-}自由束缚发射的连续冷却，直到数密度达到10^{16} cm^{-3}，这样的云继续几乎等温地坍缩。在云层内部，金斯质量最终会大大低于太阳质量。这表明，氢分子是低质量的原始恒星形成所必需的，前提是云的碎裂发生在足够高的密度。
2000-11-23 astro-ph
The giant H-alpha/X-ray filament in the cluster of galaxies A1795
星系团A1795的核心有一个46 kpc长的灯丝，在H-α和X射线发射光中清晰可见。我们目前的光学狭缝光谱和更深的钱德拉X射线数据的灯丝。光学光谱显示暗条的主体是静止的（sigma < 130 km/s），尽管在星团中央星系的强大射电源周围有相当大的速度结构，在那里，射电等离子体和周围的星团内介质之间发生了直接的相互作用。灯丝包含一团紫外线/蓝色连续光谱，沿着它的长度，我们解决成一个链的至少5个不同的结使用档案HST图像;这个团的光谱证实它主要是由O型星。它远离中央星系和射电源，很可能是一组年轻星团的例子，这些星团直接从灯丝中的冷却气体中凝聚出来。观测到的这些恒星形成节和光线发射峰值之间的空间偏移证实了大质量恒星的形成是最不可能负责大部分观测到的灯丝发射线亮度。还需要其他的（尚未确定的）能量源来提供动力和维持光学线发射，但它不能完全阻碍灯丝内X射线气体的冷却，以形成星团。
2005-05-04 astro-ph
HST Observations of Vibrationally-Excited Molecular Hydrogen in Cluster Cooling Flow Nebulae
我们报告了新的HST NICMOS和WFPC 2成像的发射线星云在中央星系的3个星系团的星系声称主机大规模冷却流，NGC 1275，A2597，和PKS 0745。振动激发的分子氢（VEMH）的光谱特征在迄今为止在具有光学发射线星云的星系团冷却流中搜索的每个星系中都被发现。我们已经发现，VEMH气体从A2597和PKS 0745的中心延伸了几个kpc，而NGC 1275中的振动激发分子氢似乎主要局限于其核中，一些延伸的发射距离中心<1 kpc。A2597和PKS 0745 -191中的VEMH似乎与这些系统中的光发射线灯丝几乎是共空间的。加热星云的候选者是ICM的X射线辐射，年轻恒星的紫外荧光和冲击。年轻恒星的紫外线加热为A2597和PKS 0745的H2辐射提供了最令人满意的解释; X射线辐射在能量上是不可能的，强烈的冲击（v>40 km/s）被高的H2/H-alpha比率排除。如果紫外线加热是主要的能量输入，那么A2597和PKS 0745中存在数十亿太阳质量的分子气体。紫外辐照模型预测，A2597和PKS 0745的较高激发H2跃迁和中等远红外光度（~ 1 e44/h^2 erg/s）会产生大量1-2微米的发射。即使在紫外荧光模型的背景下，从这些观测中推断出的氢气和恒星形成的总量也太小，无法解释从X射线推断出的冷却流率和寿命。我们注意到一个有趣的新的约束冷却流模型：无线电源不…
2000-07-05 astro-ph
Double-Damped Lyman Alpha Absorption: A Possible Large Neutral Hydrogen Gas Filament Near Redshift z=1
我们报告了在一个类星体视线（Q1727+5302）上发现了两个在红移z=1附近的阻尼Ly-alpha吸收线系统（DLAs），中性氢柱密度分别为N（HI）=（1.45 \pm 0.15）\times 10^{21}和（2.60 \pm 0.20）\times 10^{21} atoms/cm 2。它们的视线速度差为13，000 km/s，对应于106 h_{70} ^{-1} Mpc的适当分离，如果将其解释为哈勃流（Ω_m=0.3，Ω_λ =0.7）。这种情况发生的随机概率明显小于3%。通过后续光谱，我们分别发现[Zn/H] = -0.58 \pm 0.15（26.5%太阳能）和-1.32 \pm 0.28（4.7%太阳能），[Cr/H] = -1.26 \pm 0.15（5.5%太阳能）和-1.77 \pm 0.28（1.7%太阳能），这是耗尽到晶粒上的证据。后续的红外图像显示，两个最有可能的DLA星系候选者的碰撞参量为22 h_{70} ^{-1} kpc，如果接近z=1，则为32 h_{70} ^{-1} kpc。相对于z=1的星系群，它们的亮度明显不足。为了研究额外的高氮（HI）吸收体的可能性，我们在SDSS数据库中搜索了原始视线30弧分以内的z>1类星体。发现了五个，其中两个在z=1附近显示出强的MgII-FeII吸收，与经典的DLA吸收约37%的时间一致，但几乎总是N（H…
2004-04-30 astro-ph
Spatial Separation of the 3.29 micron Emission Feature and Associated 2 micron Continuum in NGC 7023
我们提供了一个新的0.9”分辨率3.29微米窄带图像的反射星云NGC 7023。我们发现NGC 7023中的3.29微米IEF在照明恒星西北部的窄灯丝中最亮。这些细丝已经在K '，分子氢发射线，6.2和11.3微米IEF和HCO+的图像中看到。我们还检测到3.29微米的辐射，微弱但明显的灯丝和恒星之间。3.29微米的图像与2.09、2.14和2.18微米的窄带图像形成对比，这些图像显示了在细丝和恒星之间的中间延伸的发射峰，以及在细丝附近更微弱的发射。[2.18]-[3.29]的颜色显示了很大的变化，范围从2微米连续峰的3.4-3.6 mag到灯丝的5.5 mag。我们观察到[2.18]-[3.29]随着与恒星距离的增加而平滑地增加，直到暗条，这表明2微米连续谱和3.29微米发射的空间分布之间的主要差异与入射恒星通量有关。我们的结果表明，3.29微米IEF载体可能不同于2微米连续发射体，但与之相关。我们的发现还表明，在NGC 7023中，2微米的连续发射体主要与HI有关，而3.29微米的IEF载流子主要存在于热的分子氢中，但两者都可以在HI或分子氢中存活。（节略）
2003-07-23 astro-ph
Discovery of atomic and molecular mid infra-red emission lines in off-nuclear regions of NGC 1275 and NGC 4696 with the Spitzer Space Telescope
我们目前斯皮策高分辨率光谱的非核区域的中央星系团星系NGC 1275和NGC 4696英仙座和半人马座星系团，分别。这两个天体都被广泛的光学发射线星云所包围，其明亮的外部部分是我们观测的目标。10- 37 μ m的光谱显示了来自分子氢的强的纯转动谱线，揭示了具有~300- 400 K激发温度的细丝的分子组分。0- 0 S（1）分子氢谱线的通量与光学谱线的强度密切相关，约占H α +[NII]发射的3%。11.3um的PAH特征在一些光谱中被看到。从低和高电离精细结构线也可以看到发射。温度低于~ 400 K的氢分子占据了外丝的质量;星云主要是分子星云。
2007-09-12 astro-ph
Equation of state and opacities for hydrogen atmospheres of strongly magnetized cooling neutron stars
我们研究了温度T = 10^{5.5}-10 6. 5} K，磁场B = 10^{12}-10 13} G的部分电离氢等离子体，这是典型的孤立中子星光球。本文建立了等离子体自由能的解析模型，导出了用于计算不透明度的广义Saha方程。
1999-03-09 astro-ph physics.plasm-ph
Helium white dwarf in PSR J0751+1807; too cool, in PSR J1012+5307; too hot?
讨论了短轨道周期毫秒双星PSR J 0751 +1807和PSR J 1012 +5307中低质量氦核白矮星的冷却历史。Alberts等人估计的修正冷却年龄与PSR J1012+5307的年龄估计一致，消除了自旋下降年龄和冷却年龄之间的差异。然而，如果我们接受这个模型，那么脉冲双星系统PSR J 0751 +1807中的氦白矮星一定比观测到的要热得多。我们认为，这种差异可能会得到解决，如果在PSR J 0751 +1807中的二级恒星从其罗氏瓣脱离后，恒星由于脉冲星照射而失去了氢包层。当氢燃烧停止时，白矮星的冷却速度将比氢燃烧外壳的厚氢包层快得多。我们讨论了几种可能性来解释两个系统中白矮星不同的冷却历史。
2000-10-11 astro-ph
Star Formation at Very Low Metallicity. IV. Fragmentation Does Not Depend on Metallicity for Cold Initial Conditions
原始恒星的形成似乎导致恒星的质量至少比现代恒星的形成大一个数量级。有人提出，从原始到现代的初始质量函数的转变是由于金属丰度Z/Z_sun = 10^{-3.5}时有效金属线冷却的开始。然而，这些模拟忽略了分子氢冷却。我们使用相同的初始条件进行模拟，但包括分子冷却，使用一个复杂的网络，遵循分子氢形成，也直接遵循一氧化碳和水。我们发现，分子氢冷却允许大致相当的碎片进行，即使在零金属这些初始条件。表观转变只是代表了金属线冷却变得比分子冷却更重要的点。在所有情况下，碎片的质量都足以与原始恒星质量的模型相一致，这表明向现代初始质量函数的转变可能是由其他物理学如尘埃形成决定的。我们的结论是，这种额外的冷却机制，结合宇宙学坍缩产生的确切的初始条件，可能比金属线冷却在确定初始质量函数方面更重要，因此，在Z/Z_sun = 10^{-3.5}时，初始质量函数不太可能有急剧的转变。
2009-01-28 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy of Molecular Filaments in the Reflection Nebula NGC 7023
本文介绍了反射星云NGC 7023中分子细丝的荧光氢分子发射的近红外光谱。我们从测得的线发射导出了H_2转动-振动态的相对柱密度，并将这些结果与几个涵盖密度、入射紫外场和激发机制范围的模型光解区进行了比较。我们对单根灯丝的最佳拟合模型表明（但并不要求）是不同密度的组合，即在10^4 ~ 10^5 cm^{-3}灯丝中有10^6 cm^{-3}的团块，或者是荧光激发和热激发气体的组合，这可能是由于双极外流的冲击。我们推导出这些分子丝的密度和紫外线场，与以前的确定是一致的。
1997-02-11 astro-ph
Exciting molecular hydrogen in the central galaxies of cooling flows
冷流星系团中央星系的振转H_2辐射的起源还不清楚。在这里，我们解决这个问题，使用我们的近红外光谱调查的32个最线发光的系统，在同伴的论文中提出的边缘等。（2002年）。我们认为，从周围的星团内介质，紫外线辐射的年轻恒星，和冲击的X射线激发。v=1-0 K带谱线的上能级在基态的10^4 K以内，这些谱线似乎大部分是热化的（这意味着气体密度在~10^5 cm^-3以上），激发温度通常超过2000 K，这是Jaffe、Bremer和van der Werf（2001）早先发现的。再加上H带中缺乏强的v=2-0线，这排除了紫外荧光。利用CLOUDY光电离程序，我们推断出H_2谱线可以起源于一群稠密的云，它们暴露在与产生H-α发光系统中大量禁戒谱线的低密度气体相同的热（T~ 50000 K）恒星连续谱中。这种稠密的气体可能是由冷却流直接沉积的自引力云的形式，也可能是在强烈冲击后面的高压区产生的。此外，受冲击的气体很可能是引力不稳定的，因此较大的云之间的碰撞可能导致球状星团的形成。
2002-06-21 astro-ph
Infrared Spectra of Cooling Flow Galaxies
我们拍摄了7个冷流团的K带谱。光谱显示了许多分子氢的1- 0 S跃迁，以及一些更高的振动跃迁和一些电离氢的谱线。谱线比使我们能够得出结论，第一激发振动态的转动态近似处于LTE中，因此密度可能高于10^5/cm ^3，但有证据表明更高的振动态不在LTE中。分子气体和电离组分之间缺乏压力平衡，这就强调了对气体动态模型的需要。电离线与分子线的比率相对恒定，但低于星爆区的比率，这表明替代的加热机制是必要的。
2000-09-26 astro-ph
Diffusion and the occurrence of hydrogen shell flashes in helium white dwarf stars
研究了元素扩散对低质量氦白矮星（WD）结构和演化的影响。注意力集中在发生氢壳闪光引起的扩散过程中的冷却阶段。初始模型从0.406到0.161太阳质量构建通过应用质量损失率在不同阶段的RGB演变的太阳模型。描述重力沉降，化学和热扩散的多组分流动方程求解和扩散计算耦合到一个进化的代码。此外，计算相同的序列，但忽略扩散。我们发现元素扩散强烈影响氦WD的结构和冷却历史。特别是，扩散导致的氢壳层闪光的发生在质量范围从0.18到0.41太阳质量的模型，这是在鲜明的对比，当扩散被忽略的情况。在进一步的演化中，这些扩散引起的闪光导致了更薄的氢包层，阻止了稳定的核燃烧在演化的高级阶段成为一种可观的能源。这意味着比忽略扩散时的冷却年龄要短得多。本文根据最近一些毫秒脉冲星系统的观测资料，讨论了这些新的WD模型。我们发现，标准进化模型的预测和这样的观察之间的年龄差异似乎是忽略元素扩散在这样的模型的结果。事实上，当考虑到扩散时，这种差异就消失了。
2000-12-29 astro-ph
H_2 Cooling of Primordial Gas Triggered by UV Irradiation
本文研究了幂律紫外光辐照原初H+He气云中氢分子的形成。我们发现在高密度（>1 cm^{-3}）和低温（<10^4 K）下，背景辐射促进了H_2的生成，导致分子冷却超过光电离加热。这一过程可能会加速高红移密度天体的坍缩和碎裂。
1995-11-27 astro-ph
Heating and cooling of the intergalactic medium by resonance photons
在再电离时期，产生了大量的光子，其频率低于氢的莱曼极限。在红移到最近的共振之后，这些光子经历了与原子的多次散射。我们研究这些散射对中性星系际介质（IGM）温度的影响。在Ly_alpha和Ly_gamma频率之间发射的连续光子在被红移到H Ly_alpha或D Ly_beta共振之后加热气体。相比之下，在Ly_gamma和Ly极限频率之间发射的光子产生气体的有效冷却。在再电离之前，氢原子和氦原子的平衡温度约为100 K，这两个相互竞争的过程决定了这一点。与此同时，Ly_beta共振光子使氘与其他物种热解耦，使其温度高达10^4 K。我们的研究结果有重要的后果，宇宙21厘米背景和熵地板的早期IGM，可以影响恒星的形成和再电离。
2007-01-27 astro-ph
Cold filaments in galaxy clusters: effects of heat conduction
我们确定了温度T_out~10^6 - 10^8 K时与X射线发射气体处于辐射平衡的冷（T~10^4 K）气体细丝的临界尺寸l_crit。小于l_crit的细丝将迅速蒸发，而较长的细丝将引起周围介质的冷凝。在固定的压力P下，l_crit随着T_out^（11/4）而增加，而在固定的T_out下，l_crit随着1/P而增加。它随着f^（1/2）而增加，其中f是磁场将热导率降低到斯皮策基准值以下的因子。对于f的合理值，l_crit类似于观察到的细丝的长度。在像英仙座这样的星团中，l_crit的值在中心和半径100 kpc之间增加了一个数量级。如果种子丝长度l的光谱与l强烈下降，这是自然的，那么这些结果解释了为什么细丝只在星团中心的几千秒差距内看到，而在没有冷却流的星团中看不到。我们计算了不同温度的灯丝和周围气体之间的界面的差分发射测量作为温度的函数。我们讨论了我们的结果的星系光度函数的起源的影响。
2004-01-08 astro-ph
Stellar wind bubbles around WR and [WR] stars
我们使用数值模拟研究了贫氢恒星周围的恒星风气泡的动力学与时间和离子相关的冷却。我们考虑两种类型的缺氢恒星，大质量WR恒星，产生环形星云，和低质量[WR]恒星，产生行星状星云。我们发现，对于行星状星云，氢缺乏风的不同冷却特性导致后来从动量到能量驱动的流动，这可以解释这些星云观察到的湍流。我们发现，环形星云应该都是能量驱动的，并显示如何比较泡沫的动量和动能的输入风的动量和动能，可以给误导信息的动态泡沫。
2002-09-28 astro-ph
