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
On viscosity, conduction and sound waves in the intracluster medium
最近对英仙座星团的X射线和光学观测表明，声波的粘性和传导性耗散是加热星团内介质的机制，从而平衡了星团核心的辐射冷却。我们更一般地讨论这种机制，并显示特定的加热和冷却速率如何随温度和半径而变化。看来加热机制在10^7 K以上是最有效的，这允许辐射冷却在正常的星系形成中进行，但会抑制超大质量星系的生长。研究了声波波长随团簇温度和反馈的变化规律。
2005-08-04 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
Thermal Conduction and Thermal Instability in the Transition Layer between an Accretion Disc and a Corona in AGN
在热不稳定区两相介质存在的条件下，研究了吸积盘与日冕之间过渡层的垂直结构。圆盘被硬X射线照射，满足流体静力平衡条件。我们考虑了热日冕（$\sim 10^8$ K）和冷盘（$\sim 10^4$ K）之间通过辐射过程和热传导进行的能量交换。我们做了局部稳定性分析的情况下，与传导性，我们得出的结论是，热传导不抑制热不稳定性。尽管有连续的温度廓线$T(τ)$，但在有强温度梯度的区域，自发扰动可导致过渡层中的云凝结。我们确定这样的扰动的最小尺寸$λ_{TC}$。
1998-07-22 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
Chandra observations of the galaxy group AWM 5: cool core re-heating and thermal conduction suppression
我们提出了一个40千秒钱德拉观测星系组AWM 5的分析。它有一个小的（$\sim8$ kpc）致密的冷核，温度为$\sim1.2$ keV，并且温度分布在较大的半径处降低，从核外的$\sim3.5$ keV到中心的$\sim300$ kpc处的$\sim2$ keV。丰度分布显示在PDMATHAMR kpc中心有一个“洞”，那里的温度急剧下降。观测到距中心$\sim15-20$ kpc的丰度至少是太阳的几倍。去投影的电子密度分布图显示在$\sim13$ kpc处斜率突变，并且可以通过两个$β$模型拟合，其中$β=0.72_{-0.11}^{+0.16}$和$r_c=5.7_{-1.5}^{+1.8}$ kpc用于内部，而$β=0.34\pm0.01$和$r_c=31.3_{-5.5}^{+5.8}$ kpc用于外部。热气体的质量分数在中心是相当平坦的，并且对于$r>30$ kpc增加到在$r\sim380$ kpc处的最大值$\sim6.5%$。在中心30 kpc的气体冷却时间小于哈勃时间，尽管温度只在中心$\sim8$ kpc区域下降。这种差异表明，现有的冷却核心已被部分重新加热。特别是，热传导可能是重新加热的重要来源。为了使由于传导引起的加热平衡由于X射线发射引起的冷却，必须通过大的因子（至少$\sim100$）来抑制传导性。然而，过去活动星系核的活动（在星系群中心仍然可以看到…
2008-12-16 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
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
Feedback Heating by Cosmic Rays in Clusters of Galaxies
最近的观测表明，星系团中心区域的冷却流受到高度抑制。观察到的活动星系核诱导的空腔/气泡是抑制冷却的主要候选者，通常通过某种形式的机械加热。与此同时，观察到的X射线腔和同步辐射指向一个重要的非热粒子群。以前的研究集中在宇宙射线压力支持的动力学效应上，但没有一个成功的模型，其中宇宙射线加热是显着的。在这里，我们研究了一个新的模型AGN加热，其中的内部集群介质被有效地加热的宇宙射线，这是注入ICM通过扩散或撕裂的气泡瑞利-泰勒或开尔文-亥姆霍兹不稳定性。我们也包括热传导。利用数值模拟，我们表明，冷却灾难有效地抑制。该星系团迅速驰豫至准平衡态，吸积率大幅降低，温度和密度分布与观测结果相符。与仅传导的情况不同，不需要微调斯皮策传导抑制因子f。宇宙线压P_c/P_g <~ 0.1，dP_c/dr <~ 0.1 ρg，在观测范围内。宇宙射线加热是机械加热的一个非常有吸引力的替代方案，如果GLAST探测到星团中宇宙射线的伽马射线特征，它可能会变得特别引人注目。
2007-11-07 astro-ph
Heating rate profiles in clusters of galaxies
室女座和英仙座集群的流体动力学模拟的结果表明，热传导是不负责所观察到的温度和密度分布。结果，似乎热传导发生在比斯皮策值低得多的水平。比较腔的辐射损失的冷却半径内的7个集群表明，一些集群可能是由零星的，但非常强大的，活动星系核流出之间的更频繁，但较低的功率流出穿插加热。
2007-02-26 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
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
Heating of Intracluster Gas by Jet Activities of AGN: Is the "Preheating" Scenario Realistic?
我们假设气体在团簇形成（“预热”）之前被加热，研究了星系团（团内介质; ICM）中热气体的非引力加热。我们研究了作为ICM中过剩能量来源的射电星系喷流活动，以及喷流终端激波产生的热电子对宇宙微波背景的变形（Sunyaev-Zel'dovich效应）。我们发现，只有当喷注加热发生在相对小的红移（$z\lesssim 3$）时，观测到的ICM的过剩熵和康普顿$y$参数的{ \sl COBE/FIRAS}上限才是相容的。由于这一结果与“预热”的假设相矛盾，它表明加热与团簇形成同时发生或发生在团簇形成之后。
2001-05-07 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
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
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
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
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
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
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
Conduction and the Star-Formation Threshold in Brightest Cluster Galaxies
目前的星系演化模型表明，需要来自活动星系核的反馈来解释星系光度函数中的高光度截止。活动星系核外流究竟是如何与周围介质耦合并抑制恒星形成的，人们仍然知之甚少。然而，我们最近发现了一个关于这种耦合如何工作的重要线索。对宇宙中最明亮的星系（位于星系团的中心）的H-α发射和蓝光的观测表明，只有当星系团内气体的最小比熵小于30 keV cm ^2时，恒星才会形成。在这里，我们认为，这个恒星形成的阈值是由物理学的电子热传导，这意味着传导是至关重要的通道AGN的能量输入到早期的恒星形成区域和限制恒星形成的进展。
2008-06-03 astro-ph
Thermal Instability in Clusters of Galaxies with Conduction
我们考虑一个星系团的模型，其中热气体处于流体静力平衡，并通过热传导维持辐射冷却和加热之间的能量平衡。我们分析了气体的热稳定性，使用拉格朗日微扰分析。对于Spitzer电导率的20- 40%的热导率，与以前对团簇气体的估计一致，我们发现最不稳定的全局径向模式的增长率比在没有传导的情况下团簇中心的局部等压模式的增长率低6-9倍。典型星系团的增长时间约为2-5 Gyr，这与上一次主要合并事件以来的时间相当，当时气体可能混合良好。因此，我们认为，热不稳定性是不是动态显着的集群，提供了足够的水平的热传导。另一方面，如果气体的加热不是热传导或任何其他扩散过程（如湍流混合）的结果，则热不稳定性在团簇中心区域的Gyr下有一个增长时间，并且对平衡是一个严重的威胁。我们还分析了当地的非径向模式，并表明拉格朗日技术导致相同的色散关系的欧拉方法，提供集群最初在严格的热平衡。由于团簇气体是对流稳定的，非径向模式总是有一个较小的增长率比等效的径向模式。
2003-07-02 astro-ph
Entropy "floor" and effervescent heating of intracluster gas
最近对星系团的X射线观测表明，即使在半径为维里半径一半的情况下，团内介质（ICM）的熵也高于仅从引力过程中预期的熵。这被认为是非引力过程影响ICM物理状态的结果。在本文中，我们调查是否加热中心活动星系核可以解释分布的过剩熵作为半径的函数。活动星系核被假定为向ICM注入浮力气泡，这些气泡在上升和膨胀时通过做pdV功加热周围介质。几位作者认为，这种“沸腾加热”机制可以使星系团的中心区域避免“冷却灾难”。在这里，我们研究在大半径的对流加热的效果。我们的计算表明，这样的加热机制是能够解决熵的问题。模型中唯一的自由参数是活动星系核的时间平均光度和寿命。结果主要对注入团簇的总能量敏感。我们的模型预测，总能量注入活动星系核应该大致成正比的集群质量。预期的相关性与中心黑洞质量和星团质量之间的线性关系一致，这让人想起黑洞和凸起质量之间的Magorrian关系。
2004-07-08 astro-ph
On Heating of Cluster Cooling Flows by Sound Waves
我们研究了星系团冷核的加热，通过由中央活动星系核（AGN）的活动激发的声波的耗散。使用弱激波理论，我们表明，这种加热机制本身不能再现观察到的温度和密度分布的集群，因为波的耗散长度是远远小于的核心的大小，因此波的能量是不是分布到整个核心。但是，我们发现，如果它与来自星系团热外层的热传导相结合，波加热可以重现观测结果。
2005-08-10 astro-ph
Cooling Flows or Heating Flows?
现在很清楚，活动星系核的热冷却流，主要是由驱动风。风中可能含有相对论成分，产生强大的同步辐射，但不清楚是否所有的风都这样做。讨论了活动星系核与冷却流相互作用的时空稳定性。风的准直可能提供空间稳定性。只有质量超过临界值的黑洞才可能具有时间稳定性。冷却流没有绝热核和X射线空腔的存在都证实了准直外流的重要性。我量化的对流规模，活动星系核九头蛇将需要驱动，如果它平衡辐射向内流动的向外流动平行的射流。至少在室女座，任何这样的流动必须限制在r<~20 kpc。流体动力学模拟表明活动星系核爆发的持续时间不可能超过2500万年。四个星系团的数据与良好的研究X射线腔表明，加热与腔形成近似平衡辐射冷却。简要地讨论了宇宙陨击的作用和暗条的形成机制。
2003-10-08 astro-ph
Evaporation and condensation of spherical interstellar clouds. Self-consistent models with saturated heat conduction and cooling
缩短版本：嵌入热稀薄介质中的IS云的命运取决于云是否会蒸发或物质是否会凝结在上面。Cowie和McKee（1977）推导出了嵌入热稀薄气体中的孤立球形云的蒸发质量损失率的解析解。为了检验分析结果对更真实的IS条件的有效性，必须处理完整的流体动力学方程。因此，2D数值模拟的IS云%的演变进行了不同的内部密度结构和周围的热等离子体水库。增加了自引力、星际加热和冷却效应以及电子的热传导。考虑了完全电离氢等离子体的经典热导率和饱和热流。利用纯流体力学和经典热通量，我们可以重现分析结果。热通量饱和使蒸发率比分析值低一个数量级。当星际加热和冷却效应使自引力稳定时，演化完全改变为更现实的条件。蒸发然后变成冷凝，因为通过热传导的额外能量可以从界面传输出去，并从云的内部有效地辐射出去。也就是说，饱和热通量的考虑是不可避免的嵌入热稀薄气体的IS云。各种后果进行了讨论的文件。
2007-09-05 astro-ph
AGN heating in galaxy groups: A statistical study
我们提出了气体的温度，密度，熵和冷却时间配置文件的样本的15个星系群观察{ \it钱德拉}的核心。我们发现，熵曲线遵循幂律曲线下降到非常小的分数的$R_{500}$。射电强和射电静BGG的气体剖面之间的差异只是轻微的显着性，在我们用{ \it Chandra}研究的中心区域，我们样本中射电强和射电静天体之间的$L_X:T_X$关系只有很小的差异，与早期工作中在整个群体的尺度上发现的更大的差异形成对比。然而，根据中心黑洞的质量来分割样本，有证据表明活动星系核活动的反复爆发可能对熵分布有长期的累积影响。我们认为，一阶，从射电源的能量注入不会改变全球的气体结构的核心组，虽然它可以取代气体在当地的水平。在大多数系统中，活动星系核的能量注入似乎主要是为了抵消辐射冷却的影响，而不是负责集团和集群之间的相似性破坏。
2006-12-13 astro-ph
Two-phase radiative/conductive equilibrium in AGN and GBH
本文确定了活动星系核（AGN）和星系黑洞（GBH）中X射线发射等离子体与冷后处理器之间辐射平衡和热平衡的简单解析条件。这些条件决定了过渡区的压力，在静态情况下，这不是任意的。静态解决方案的条件推导出解析不同形式的等离子体加热和冷却提供的康普顿冷却，韧致辐射，和（可选）平流冷却。我们的结论是，如果康普顿加热是唯一的加热机制，我们总是达到静力平衡之间的阶段。对于恒定体积加热和辐射冷却的等离子体，永远不会实现静态解决方案，并且发生蒸发或冷凝。然而，没有蒸发/凝结的静态解决方案被发现补充横向平流辐射冷却。两个温度的等离子体得到类似的结果。在辐射冷却的单温等离子体的机械加热（$Q^{+}=h_o P^m T^{-s}$）的一般处方的情况下，我们发现静态解决方案是唯一可能的，当$0 < s < 3/2$。这样的条件适用于所有的模型，如磁盘/电晕解决方案，ADAF流在其外部ADAF/磁盘边界或冷块嵌入在一个热介质。这些模型必须重新考虑，并补充过渡区压力的附加条件或描述相间质量交换的方程。
2000-02-16 astro-ph
On the Nature of Feedback Heating in Cooling Flow Clusters
本文研究了冷流星系和星系团中团内介质加热和冷却之间的反馈。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。我们认为反馈发生在整个冷的内部区域（r <~ 5-30 kpc），在那里，密度对比度>~2的非线性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。我们称这种情况为“冷反馈”。其中一些斑点冷却并向中央黑洞下沉，而另一些则可能形成恒星和冷分子云。我们推导出了由微扰形成的致密团块可能冷却到低温（T <~ 10^4 K）并为黑洞提供能量的条件。主要条件是：（1）必须防止高密度团块在ICM中达到平衡位置，因此它必须快速冷却，周围气体的密度分布必须较浅：（2）必须有非线性扰动，它们可能主要是由活动星系核活动形成的;（3）这些非线性扰动的冷却时间应该很短，相对于连续活动星系核爆发之间典型间隔的几倍。(4)为了不被热传导蒸发，这些斑点应该与它们的周围环境磁性断开。
2005-07-19 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
Problems in suppressing cooling flows in clusters of galaxies by global heat conduction
我用一个简单的分析模型表明，简单的热传导模型不能显着抑制集群冷却流。我建立一个静态介质，热传导全球平衡辐射冷却，然后扰动it. I表明，在很大一部分的冷却流区域的扰动将增长到非线性制度内的哈勃时间。这种扰动在经常经历合并和/或活动星系核活动的星系团中是合理的。这一结果加强了以前的研究结果表明，一个稳定的解决方案不存在一个恒定的热传导系数。
2003-02-19 astro-ph
The Effects of Thermal Conduction on the ADAF with a Toroidal Magnetic Field
对Sgr $A^*$和其他几个邻近星系核周围的热气体的观测表明，电子和质子的平均自由程与气体俘获半径相当。因此，热吸积流很可能在周碰撞条件下进行。因此，热传导被认为是在热ADAF吸积盘中提供足够的额外加热的可能机制。本文研究了在环形磁场存在下，对流占优的致密天体吸积流中的热传导效应。对于这种吸积流的稳态结构，给出了一组自相似解。我们找到了两种代表高吸积率和慢吸积率的解。它们在饱和导热系数$ϕ$下表现出不同的行为。
2008-05-03 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
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
Time variability of AGN and heating of cooling flows
越来越多的证据表明活动星系核的机械反馈在星系和星系团的冷却流的能量学中起着重要的作用。本文研究了活动星系核机械光度L_m的变化对冷却流和射电星系观测的一般意义。假设l=ln（L_m/L_x）是高斯过程是很自然的。则在固定的冷却光度L_x下，L_m服从对数正态分布，并且L_m的测度方差随测度的时间分辨率而增大。我们测试这些预测与现有数据的一致性。这些测试取决于l（t）的功率谱。监测塞弗特星系结合类星体的占空比的估计意味着闪烁噪声光谱，类似于微类星体。我们把一个具有空腔的冷却流中的源的例子与活动星系核的平均机械光度等于L_x的假设结合起来。考虑到机械光度具有闪烁噪声的特征，我们发现它们的光谱振幅介于类星体的估计振幅和微类星体的射电光度测量值之间。该模型与观测结果一起，强大的射电星系位于一个狭窄的范围内的光学光度，预测的光度函数的射电星系，在协议的观测。即将到来的无线电巡天将测试光度函数在迄今为止探测到的最小光度处翻转的预测。[删节]
2005-05-03 astro-ph
AGN Feedback Mechanisms
吸积的黑洞可以以各种形式向周围环境释放巨大的能量。这种反馈可能会深刻地影响黑洞的环境。在简要回顾了可能的反馈类型之后，我重点讨论了通过喷流和强风注入的动能。这些外流的影响可能在加热弥漫在星系团中的X射线发射大气中特别明显。在星系形成时期，类似的加热效应可以调节超大质量黑洞的生长。
2003-03-03 astro-ph
An axisymmetric, hydrodynamical model for the torus wind in AGN
我们报告的时间依赖轴对称模拟的X射线激发流从秒差距尺度，旋转，冷环面周围的活动星系核。我们的模拟考虑了辐射加热和冷却以及辐射压力。模拟遵循的发展，主要是由X射线加热引起的一个广泛的双锥形流出。我们计算合成光谱预测我们的模拟。风的特性和光谱支持的假设，旋转支持环面可以作为风的来源，这是负责在许多塞弗特星系的X射线光谱中观察到的温暖的吸收气体。
2008-01-09 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
Stability of thermal structures with an internal heating source
我们研究了中心有辐射源的等压球形结构的热平衡和稳定性。热传导系数，外部加热和冷却速率表示为温度的幂律。内部加热随着距光源r的距离而减小，近似为exp（-τ）/（r**2），τ为光学深度。我们发现，辐射源的影响是重要的，只有在中心区域，但它的效果是足以使系统的热不稳定高于一定的阈值中心温度。该阈值温度随着内部加热效率的增加而降低，但是，除此之外，它不依赖于结构尺寸。我们的研究结果表明，类太阳恒星迁移到弥漫的星际区域可能会破坏周围介质的稳定。
2008-03-10 astro-ph
Investigating AGN Heating in a Sample of Nearby Clusters
我们分析这些对象在Brilliance 55样本的星系团，有一个短的中央冷却时间和中央温度下降。这样的集群可能需要某种形式的加热。在这些星系团中观察到清晰的射电泡，它们的能量注入与X射线冷却速率进行比较。在需要加热的20个团簇中，至少有14个团簇有清晰的气泡，这意味着气泡活动的占空比至少为70%。气泡可以抵消X射线冷却的平均距离r_heat由r_heat/r_cool=0.86+/-0.11给出，其中r_cool定义为辐射冷却时间为3 Gyr的半径。16个集群中有10个集群的r_heat/r_cool>1，但数值范围很大。将需要加热但没有显示出清晰气泡的簇与具有无线电核心的那些簇组合以形成第二子样品。使用r_heat=0.86 r_cool，我们计算出这些簇中预期的平均气泡的大小。在5个病例中（3C129.1、A2063、A2204、A3112和A3391），放射性形态为双叶，其范围与预期气泡尺寸相似。实际气泡尺寸与如果它们精确地抵消X射线冷却的最大预期值R_max之间的比较显示在R_bubble ~ 0.7 R_max处的峰值，具有延伸到较大R_bubble/R_max的尾部。与R_bubble ~ R_max的预期值的偏移可以指示在大多数簇的最内部ICM中存在非热分量，其压力与热压力相当。
2006-09-19 astro-ph
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
Trouble for AGN Feedback ? The puzzle of the core of the Galaxy Cluster AWM 4
松弛簇AWM 4的核心的特征在于独特的属性组合，其违背了簇核心的ANG加热的流行场景。平坦的内部温度分布表明，过去的主要加热事件完全消除了冷核心，这可以通过高中心冷却时间（~ 3 Gyr）和高中心熵水平（~ 60 keV cm ^2）来证明。然而，一个1.4 GHz的活跃的中央射电星系的存在与扩展到100千秒差距的无线电波瓣，揭示了最近的中央大质量黑洞的饲料。像AWM 4这样的系统应该没有无线电发射，如果只有来自冷却热气体的反馈调节活动星系核活动的话。
2007-12-05 astro-ph
