Properties of Simulated Magnetized Galaxy Clusters
我们利用磁流体动力学模拟研究了宇宙学环境中磁化团簇的演化。大规模的流动和子块的合并产生剪切流，导致开尔文-亥姆霍兹不稳定性，这除了压缩磁场被冻结的气体之外，还在团簇的演化过程中进一步放大了磁场。因此，激发良好的初始磁场$<B^2>^{1/2}=10^{-9} {\rm G}$达到观察到的$\simμ{\rm G}$磁场强度的集群核心在$z=0$。这些磁化的星系团可以用来研究最终的磁场结构，磁场对解释观测到的X射线特性的动力学重要性，并有助于约束星系团中的进一步过程，如引起观测到的射电晕或磁化冷却流行为的相对论粒子的数量。
2000-10-07 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
Galaxy formation and cosmic-ray acceleration in a magnetized universe
我们研究了牛顿宇宙学的线性磁流体动力学行为与粘性磁化流体的有限电导率和推广的金斯不稳定性标准。场的存在有利于流体的各向异性塌缩，这又导致进一步的磁放大和在垂直于环境磁场的平面中的增强的电流片形成。当电流超过一定的阈值时，产生的静电湍流可以显著地放大介质的电阻率（异常电阻率）。这可能会引发强烈的电场，并随后在原星系结构形成期间加速超高能宇宙射线（UHECR）。
2005-06-29 astro-ph
The temperature-mass relation in magnetized galaxy clusters
我们使用宇宙学，磁流体动力学模拟的星系团量化的动力学重要性，磁场在这些集群。在高红移处的初始磁场强度的设置被选择为使得在低红移星系团中观察到的法拉第旋转测量在模拟中被很好地再现。我们计算的径向配置文件的集群内的气体温度和热压力和磁压力在一组集群模拟的框架下的Einstein-de Sitter和低密度，空间平坦的CDM宇宙学模型。我们发现，对于一个现实的范围内的初始磁场强度，温度的簇内气体的变化小于$\approx5%$。
2001-01-17 astro-ph
On the Rayleigh-Taylor Instability of Radio Bubbles in Galaxy Clusters
我们考虑瑞利-泰勒不稳定性的早期演化的稀薄无线电泡（腔）中观察到的许多冷却流星系团。当气泡上升通过团簇内介质时，气泡顶部容易发生瑞利-泰勒不稳定性。我们表明，虽然射流是供电的膨胀，减速的气泡ICM接口是能够扭转瑞利-泰勒不稳定性标准。此外，膨胀引入了拖曳效应，这大大增加了不稳定性增长时间。这两种效应的联合作用大大延迟了不稳定性的发生。后来，当减速的幅度下降或喷流消失时，瑞利-泰勒和开尔文-亥姆霍兹不稳定性开始出现，并最终破坏了气泡。我们的结论是，最初的减速和阻力，虽然不能防止气泡的破坏，可能会显着延长其寿命，消除需要调用稳定的磁场。
2006-07-24 astro-ph
Metal mixing by buoyant bubbles in galaxy clusters
利用自适应网格上的一系列三维流体动力学模拟，我们对星系团中气泡运动对金属丰度分布的影响进行了系统的研究。特别是，我们已经研究了依赖于泡沫的大小和位置，泡沫的复发时间，这些泡沫膨胀的方式和潜在的集群配置文件。我们发现，在流体静力学集群模型，所产生的金属分布是非常拉长沿方向的气泡。如果金属分布是球形的，则需要团簇中的各向异性或环境运动。为了参数化气泡的金属输运，我们计算有效扩散系数。从我们的简单实验中推断出的扩散系数在半径为10千秒差距时的值约为$\sim 10^{29}$ cm $^2$ s $^{-1}$。运行模拟英仙座集群产量扩散系数，同意非常好，从观测推断。
2006-11-16 astro-ph
A Simple Measurement of Turbulence in Cores of Galaxy Clusters
利用一个简单的模型，研究了湍流对活动星系核喷流活动在星系团核心产生的气泡运动的影响。我们关注的湍流尺度大于气泡的大小。我们发现，对于一个年龄约为10^8年的气泡对，如果湍流的速度和尺度分别为约250 km s^-1和约20 kpc，则从团簇中心到两个气泡的两个矢量之间的投影角应约> 90度，它们到团簇中心的投影距离之比应约< 2.5。在英仙座星系团中观测到的气泡位置表明，该星系团的湍流速度约为100 km/s。
2005-08-10 astro-ph
Three-Dimensional Simulations of Magnetized Superbubbles: New Insights into the Importance of MHD Effects on Observed Quantities
我们提出了三维磁流体动力学（MHD）模拟的超级气泡，研究的重要性，磁流体动力学效应的解释图像从最近的调查银河平面。这些模拟主要集中在由指数密度分布和Dickey & Lockman（1990）密度分布定义的大气。在每种情况下，磁场是平行于银河平面，我们调查的情况下，无论是无限的规模高度（恒定磁场）或恒定的气体压力比磁压力。在这些模拟中的超气泡的三维结构进行了讨论，重点是作为磁场强度和气泡的年龄的函数的空腔的轴比。我们调查系统误差的年龄的气泡和规模的周围介质的高度，可能会引入纯流体动力学模型的数据建模。根据视线方向的不同，用对称流体动力学模型拟合非对称磁化超级气泡得出的年龄估计值可以相差四倍。基于Kompaneets模型的周围介质的刻度高度可能比实际刻度高度低50%。我们还提出了有史以来第一次预测的法拉第旋转的磁化超气泡的基础上的三维MHD模拟。我们强调的重要性，磁流体效应在解释观测的超级气泡。
2009-06-29 astro-ph
Formation of Semi-relativisitc Jets from Magnetospheres of Accreting Neutron Stars: Injection of Hot Bubbles into a Magnetic Tower
利用2.5维电阻磁流体动力学（MHD）方法模拟了弱磁化中子星与其吸积盘的磁相互作用。用伪牛顿势模拟了广义相对论效应。我们发现，沿圆盘旋转轴方向的平行喷流是由以下机制形成的：（1）由于中子星和圆盘之间的差速旋转，连接中子星和圆盘的磁环发生扭曲。(2)从盘的扭转注入启动环的膨胀。(3)膨胀的磁环创造了一个磁塔，在其中加速的磁盘材料作为准直的双极射流行进。射流的工作表面的传播速度是光速（$\sim 0.1c$）的10%的量级。(4)在膨胀的磁环内部发生的磁重联间歇地将热气泡注入磁塔。在我们的模拟中，气泡的喷射速度是发射点的局部Alfvén速度和$\sim 0.2c$的数量级。(5)在塔内移动的热气泡赶上射流的工作表面。由磁重联产生的高能电子是无线电发射的一个合理来源。我们的模型可以解释弱磁化（$|{\boldmath$ B_{*} $}|\le 10^{9}$ gauss）中子星窄喷流的形成过程以及Sco X-1核部射电耀斑和瓣部射电耀斑之间的相关性。
2003-11-06 astro-ph
The stability of buoyant bubbles in the atmospheres of galaxy clusters
在星系团中，由活动星系核流出物膨胀的热等离子体气泡的浮力上升可以加热星系团气体，从而补偿这种物质的辐射能量损失。这种效果的数值模拟往往显示完全破裂的气泡，随后的气泡材料与周围的集群气体的混合，由于气泡表面上的流体不稳定性。这一预测与观察到的团簇中明显相干的气泡结构是不一致的。我们得到一个一般性的描述在线性政权的影响下的引力场，粘度，表面张力提供的磁场和相对运动的两种流体之间的表面上的不稳定性的增长。我们证明，开尔文-亥姆霍兹不稳定性总是被抑制，如果流体是粘性的。对于质量密度差别很大的流体，在无粘情况下，它们也被抑制。研究表明，团簇气体中的剪切粘滞效应和磁场效应可以阻止瑞利-泰勒不稳定性在相应尺度上的增长。R-T不稳定性的PC尺度被抑制，即使团簇气体的运动粘度减少了两个数量级相比，斯皮策给出的值为一个完全电离，未磁化的气体。类似地，超过几微G的磁场导致有效的表面张力，防止气泡破裂。对于质量更大的团簇，气泡表面的不稳定性增长得更快。这也许可以解释为什么在英仙座星系团中观察到的西北方向的气泡中没有热气，而在室女星系团中观察到的气泡则明显更加破碎。
2005-02-08 astro-ph
Morphology of Rising Hydrodynamic and Magneto-hydrodynamic Bubbles from Numerical Simulations
最近钱德拉和XMM-牛顿对星系团冷却流的观测显示，X射线发射空洞的大小高达30千秒差距，已被确定为浮力，磁化气泡。出于这些观察，我们已经调查了分层大气中的上升气泡的行为，使用FLASH自适应网格模拟代码。我们目前的结果从2-D模拟有和没有磁场的影响，并与不同的气泡大小和背景分层。我们发现纯流体动力学气泡是不稳定的，一个动态的重要磁场是需要保持气泡的完整性。这表明，即使没有热传导，气泡要想持续到足以被定期观察到，它们必须在很大程度上受到磁场的支持。未被磁场减弱的热传导可以更快地消散气泡。我们还观察到，泡沫离开一个尾巴，因为他们上升，这些尾巴的结构可以表明上升的泡沫的动力学的历史。
2003-10-21 astro-ph
Radio bubbles in the composite AGN-starburst galaxy NGC6764
我们提出了多频射电连续谱以及HI观测的复合星系NGC 6764，它有一个年轻的，环核星暴，也窝藏一个活动星系核（AGN）。这些观测是使用GMRT和VLA在~600 MHz至15 GHz的频率范围内进行的。它们揭示了非热的双极气泡的结构，射电发射沿着星系的短轴，分别在南北两侧延伸到~1.1和1.5 kpc。射电泡中的特征似乎与H_α发射的细丝重叠。高分辨率的观测揭示了一个紧凑的源，可能与星系的核心有关，以及一个可能朝向西南方向的射电喷流。我们已经编制了一个有代表性的样本的星系与泡沫的非热无线电发射，并发现这些被发现在星系的活动星系核。用GMRT对HI的观测表明，在星棒的两端有两个发射峰，而在星系的中心区域HI是亏损的。我们还检测HI的吸收对中央射电峰值在星系的系统速度。HI-吸收光谱还表明可能的弱吸收特征蓝移约120 km/s，这需要确认。CO的观测也报道了类似的特征，表明除了H_α和[N II]中的电离气体外，环核星暴和核活动还影响了原子和分子气体组分的运动学。
2006-07-20 astro-ph
Episodic Magnetic Bubbles and Jets: Astrophysical Implications from Laboratory Experiments
准直外流（喷流）在宇宙中无处不在，出现在原恒星和河外超大质量黑洞等各种来源周围。喷流被认为是磁准直的，从围绕着一个紧凑的引力物体的磁化吸积盘发射。我们已经开发了第一个实验室实验，以解决时间依赖性，情节相关的知之甚少的射流加速和准直区域的现象。实验结果表明，磁泡的周期性喷射在自准直磁腔通道中自然演化为非均匀射流。结果提供了一个独特的观点可能从一个相对稳定的状态喷气发射到观察到的高度结构化的外流的过渡。
2008-12-16 astro-ph
Unveiling the composition of radio plasma bubbles in galaxy clusters with the Sunyaev-Zel'dovich effect
钱德拉X射线天文台在X射线发射的星系团内部介质中发现了大量的空洞，这些空洞通常与中央射电星系的叶相吻合。我们提出了高分辨率的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）观测，以推断仍然未知的动态主导成分的无线电等离子体泡。这项工作计算了这些等离子体气泡的不同组合物的热和相对论SZ发射，同时允许集群的动力学SZ效应。作为例子，我们提出了一个阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）观测和绿岸望远镜（GBT）观测英仙座集群和阿贝尔2052的核心模拟。我们预测5西格玛检测英仙座的南部无线电泡沫在几个小时内与GBT和ALMA，同时假设相对论性的电子人口内的泡沫。在阿贝尔2052中，类似的探测需要几十个小时，这主要是由于这个星团的红移更高，中心温度更低。未来的高灵敏度多频率SZ观测将能够推断出动态主导电子种群的能谱，以测量其温度或光谱特性。这一知识可以产生一个潜在的无线电喷流模型的间接指示。
2004-10-01 astro-ph
An Intergalactic Magnetic Field from Quasar Outflows
类星体的外流不可避免地会污染星系际介质（IGM）的磁场。类星体的短暂活动会在IGM中留下一个膨胀的磁化气泡。我们模拟了类星体残余气泡的膨胀，并计算了它们在不同红移下的分布与磁场强度的关系。我们发现，红移z ~ 3时，IGM体积的5-80%被磁场填充，其能量密度大于光电离IGM（~ 10^4 K）的平均热能密度的10%。当大质量星系和X射线团从磁化的IGM中凝聚出来时，磁场的绝热压缩可能导致在这些系统中观察到的场，而不需要进一步的发电机放大。
2001-10-03 astro-ph
Superbubbles in magnetized interstellar media --- Blowout or confinement ? ---
利用三维磁流体动力学（MHD）数值模拟研究了星际磁场对超气泡演化的重要性。超气泡是由OB星协中连续的超新星爆炸驱动的大型超新星遗迹。它的演化受银盘密度分层的影响。当超泡尺寸达到2--3倍密度标度高度时，超泡优先沿$z$方向膨胀。最后，它可以冲压出气体盘（吹出）。另一方面，平行于银盘的磁场具有防止在垂直于磁场的方向上扩展的作用。密度分层和磁场对超气泡演化的影响完全相反。我们提出的三维MHD模拟结果，其中包括这两种影响。结果表明，当磁场的标度高度远大于密度时，即使在没有磁场的情况下，磁泡会从盘中吹出的模型中，强度为5 $μ$ G的磁场也能将磁泡限制在$|z| \alt 300$ pc内，达到$\simeq$ 20 Myr（限制）.在一个模型中，磁场强度在晕中与$B \propto ρ^{1/2}$成比例地减小，即使中平面中的磁场与$B=5μ$ G一样强，超级气泡最终也会像B=0的模型一样破裂。
1998-04-03 astro-ph
Heating the bubbly gas of galaxy clusters with weak shocks and sound waves
使用流体动力学模拟和技术来提取的速度场的旋转分量，我们展示了相对论性气体的气泡膨胀的活动星系核喷流在星系团作为催化剂，转换所携带的能量的声音和冲击波的热量。能量储存在气泡周围的旋涡场中，随后可以消散。该过程的效率主要由相对论等离子体的（子）kpc尺度细丝和气泡填充的团簇体积的分数来设置。
2005-09-26 astro-ph
A Young Globular Cluster in the Galaxy NGC 6946
在附近的螺旋星系NGC 6946中发现了一个年龄约为15 My的球状星团，在半径为11 pc的范围内包含5 × 10^5 Msun的恒星，它被尘埃云和半径为300 pc的巨大圆形气泡内的较小年轻星团所包围。在气泡的边缘是一个规则间隔的簇弧，可能是在气泡形成过程中触发的。该区域位于旋臂的末端，表明起源于旋臂气体的不对称坍缩。这个球状星团是与银河系中巨大的古老球状星团相似的星团中最接近的例子之一。我们考虑的能量的气泡和可能的形成机制的球状星团，包括合并较小的集群。
2000-01-29 astro-ph
Chandra evidence for AGN feedback in the spiral galaxy NGC 6764
本文报道了Chandra探测到活动星系核-星暴星系NGC 6764中kpc尺度射电泡的X射线辐射。X射线发射起源于热气体（kT ~ 0.75 keV），这些气体可能包含在射电泡中，也可能包含在环绕它们的热气体壳中。我们考虑了三种热气体起源的模型：（1）星暴驱动的星系风，（2）与膨胀的射电泡相关的冲击气体，（3）气体加热并被内部AGN流出的喷流/ISM相互作用带入气泡。我们排除了银河风的基础上，从已知的星系风系统的显着差异。最亮的X射线发射和塞弗特核内流的射电发射之间的紧密对应，以及X射线和射电光谱特征之间的相关性暗示了激波和粒子加速，这使我们倾向于第三种模型;然而，我们不能坚决排除气泡驱动大规模激波进入ISM星系的模型。在任一活动星系核驱动的加热方案中，储存在热气体中的总能量都很高，约为10^56尔格，与半人马座A等低功率射电星系的能量冲击相当，并将对星系及其周围环境产生巨大影响。
2008-09-04 astro-ph
A large atomic hydrogen shell in the outer Galaxy: SNR or stellar wind bubble?
在l=90.0，b=2.8，速度v_LSR=-99km/s的方向上，我们观测到了一个环状的HI结构。这个速度意味着距离d=13 kpc，对应于银河系中心半径R_gal=15 kpc。l-v_LSR图表明壳层的膨胀速度v_exp约为15 km/s。该结构有一个扁圆的，不规则的壳状外观，围绕着弱红外发射，如60微米IRAS数据所示。在13 kpc的距离，该物体的大小约为110 x 220 pc，位于银河平面上方500 pc，质量为1 e5太阳质量。一个如此大质量和直径的膨胀壳层无法用一次超新星爆炸或一个恒星风气泡来解释。我们解释的结构作为一个遥远的恒星活动区的遗迹，由早期类型的恒星和超新星爆炸的强烈恒星风的共同作用提供动力。
2002-04-09 astro-ph
Intergalactic Magnetic Fields from Quasar Outflows
类星体的外流不可避免地会污染星系际介质（IGM）的磁场。类星体的短暂活动会在IGM中留下一个膨胀的磁化气泡。我们模拟了残余类星体气泡的膨胀，并计算了它们在不同红移下的分布与大小和磁场强度的函数关系。我们一般发现，当红移z=3时，IGM体积的5-20%被磁场填充，其能量密度大于光电离IGM（T=10^4 K）的平均热能密度的10%。当大质量星系和X射线团从磁化的IGM中凝聚出来时，磁场的绝热压缩可能导致在这些系统中观察到的场强，而不需要进一步的发电机放大。星系际磁场也可以提供一个非热贡献的光电离气体的压力，可以解释声称的差异之间的模拟和观察到的多普勒宽度分布的Ly-alpha森林。
2001-02-05 astro-ph
Evolution of Buoyant Bubbles in M87
星系M87周围中央$\sim$ 50 kpc区域的X射线和无线电发射特征的形态强烈表明，宇宙射线的浮力气泡（由星系早期的核活跃阶段膨胀）以大约一半的声速通过冷却气体上升。在没有强表面张力的情况下，最初的球形气泡在通过外部介质上升时将转变为环面。这样的结构可以在M87晕的射电图像中找到。在它们上升期间，气泡将相对冷的X射线发射气体从冷却流的中心区域提升到更大的距离。这种气体比环境气体更冷，并且具有更高的体积发射率。因此，上升的“无线电”气泡可能被拉长的X射线特征所跟踪，正如在M87中所观察到的那样。我们进行了简单的流体动力学模拟，定性地说明在M87环境中的浮力气泡的演变。
2001-02-06 astro-ph
Bubble-Wrap for Bullets: The Stability Imparted By A Thin Magnetic Layer
最近有一项重要的工作，研究了一种情况，即一个薄的磁性层"覆盖“在一个合并成一个更大的集群的核心上;同样的过程似乎也在从集群中心升起的气泡中起作用。这样薄的磁性层可以将核心与团簇介质热隔离，但前提是产生磁性层的剪切过程不会在以后破坏磁性层。另一方面，如果磁化层可以稳定剪切不稳定性，那么磁性层可以具有额外的动力学效应，减少合并过程中核心材料的剪切驱动混合。这些论点同样可以用来解释密集的泡沫，而泡沫更容易破裂。虽然磁场可以抑制不稳定性是众所周知的，但不太清楚的是，薄层可以抑制明显大于其厚度的尺度上的不稳定性。这里我们考虑薄磁化层所赋予的稳定性。这样的层甚至可以对波长远大于层厚度l的模式具有显著的稳定效果;要稳定10倍大的模式，只需要磁化层中的阿尔文速度与相关的不稳定速度相当-纯开尔文-亥姆霍兹不稳定情况下的剪切速度，或纯瑞利-泰勒情况下的典型浮力速度。我们确认我们的计算与二维数值实验使用雅典娜代码。
2007-11-02 astro-ph physics.flu-dyn physics.plasm-ph
In-depth Chandra study of the AGN feedback in Virgo elliptical galaxy M84
利用对M84的深Chandra观测，我们研究了这个早型星系中黑洞与星际介质相互作用的能量学。我们进行了详细的二维重建的X射线发射气体的属性，使用约束Voronoi曲面细分方法，确定的平均趋势，并进行波动分析的热ISM的物理性质。除了与气泡膨胀相关的PV工作，我们确定和测量与轻度超音速气泡膨胀相关的波能。我们发现，根据年龄的空腔和相关的波，波可以有一个实质性的贡献，从活动星系核的总能量释放。波浪中耗散的能量倾向于集中在M84中心附近和垂直于气泡流出的方向上，这可能是由于南北气泡膨胀产生的波浪的干扰。我们还发现直接证据的逃逸的无线电等离子体从ISM的宿主星系到星系际介质。
2008-07-21 astro-ph
Draping of Cluster Magnetic Fields over Bullets and Bubbles -- Morphology and Dynamic Effects
高分辨率的X射线观测揭示了星系团内的空洞和“冷锋”，它们在温度、密度和金属丰度方面具有尖锐的边缘。它们的存在造成了一个难题，因为这些功能预计不会是流体动力学稳定的，或在扩散的存在下保持尖锐。然而，即使是在非常弱的磁化等离子体中，一个移动的核心或气泡也必然会扫过足够的磁场，在物体周围建立起一个动态的重要鞘层;该层的强度是由场的“犁起”和场线围绕核心滑动之间的竞争决定的。我们表明，一个二维的方法来解决这个问题是相当普遍的是不可能的。在三维空间中，我们与分析参数和数值实验表明，该磁性层修改的动力学的一个暴跌的核心，极大地修改了流体动力学不稳定性对核心的影响，修改剥离的材料的几何形状，甚至减缓下降的核心通过磁张力。我们推导出的最大磁场强度，层的厚度，和磁尾的张开角的表达式。磁覆盖层的形态意味着抑制穿过该层的热传导，从而在接触表面上保持强的温度梯度。间歇性放大的磁场，以及注入的MHD湍流的核心尾流被确定为是由于涡的产生内的磁披覆层。这些结果对于理解星系团内介质的物理性质和复杂的气体动力学过程具有重要意义，并且非常普遍地适用于通过其他磁化环境的运动，例如，的ISM。
2008-01-08 astro-ph
A Radio Study of the Seyfert galaxy Markarian 6: Implications for Seyfert life-cycles
我们已经进行了广泛的无线电研究与甚大阵的塞弗特1.5星系Mrk 6和成像的一个壮观的无线电结构的来源。射电发射发生在三个不同的空间尺度上，从~7.5 kpc气泡到~1.5 kpc气泡，它们几乎垂直于它们，以及~1 kpc射电喷流垂直于kpc尺度气泡。为了解释复杂的形态，我们首先考虑一个方案，其中无线电结构是由核星暴喷出的超级风的结果。然而，斯皮策最近对Mrk 6的观测提供了一个恒星形成率（SFR）的上限约为5.5 Msun/yr，远低于假设气泡是超新星爆炸激发的星暴风的结果而得出的SFR约为33 Msun/yr。因此，一个恒星暴本身并不能满足Mrk 6中产生气泡的能量需求。我们发现，一个单一的等离子体模型是积极不可行的，我们认为，喷气驱动的气泡模型，而积极可行的不产生复杂的无线电形态。最后，我们考虑一个模型，其中复杂的无线电结构是一个episodically动力旋进喷气机，改变其方向的结果。该模型能自然地解释复杂的射电形态，并与能量学、谱指数和极化结构相一致，是最有吸引力的。在这种情况下，射电辐射是一个短暂的现象，在塞弗特星系的生命周期，其结果是由于吸积事件。
2006-07-26 astro-ph
Large-scale magnetized outflows from the Virgo Cluster spiral NGC4569
利用4.85GHz和8.35GHz的Effelsberg射电望远镜，我们在强缺氢的室女星系团螺旋星系NGC4569周围发现了对称的偏振射电辐射大瓣。这些裂片从银盘延伸到24千秒差距。我们的观测得到了现有HI观测的1.4 GHz连续辐射的补充。这是第一次在星系团螺旋星系中观测到如此巨大的射电连续波瓣。东瓣似乎是分离的，有一个典型的原地宇宙射线电子加速的平坦光谱。西叶是弥散的，在其整个体积上具有垂直的磁场。这些裂片并不是由活动星系核提供能量的，而可能是由大约3千万年前发生的一次核恒星爆发产生的>10^5颗超新星提供能量的。由于射电瓣是对称的，它们可以抵抗星系在团内介质中快速运动所产生的冲压压力。
2005-10-13 astro-ph
Magnetar Driven Bubbles and the Origin of Collimated Outflows from GRBs
我们模拟风之间的相互作用，从一个新形成的快速旋转磁星和周围的祖。在核心坍缩后的最初几秒钟内，磁星在超新星激波后面膨胀出一个等离子体和磁场泡，由于环形磁场的箍缩效应，它不对称地膨胀，就像PWNe一样，即使主星是球对称的。不对称的程度取决于磁泡中的磁能与总能量的比率。我们假设新形成的磁星吹胀这些气泡的风比PWNe更磁化。我们表明，为中央磁星$\sim 0.1$提供的磁总功率的气泡膨胀相对球形，而大于0.3的值，在气泡中的大部分压力施加接近旋转轴，驱动准直流出通过宿主星。这可以解释从长持续时间的伽马射线暴（GRB）观测中推断出的准直现象。考虑到风的磁化强度随时间增加，因此我们认为磁星驱动的气泡最初相对球形地膨胀（增强了相关超新星的能量），而在后期它变得越来越准直（产生GRB）。类似的过程也可能发生在更温和旋转的中子星中，从而产生不对称的超新星和低能量的瞬变，如X射线闪光。
2007-10-05 astro-ph
Subgrid Modeling of AGN-Driven Turbulence in Galaxy Clusters
由活动星系核（AGN）提供动力的热而密度不足的气泡可能在阻止冷核星系团中心的灾难性冷却方面发挥关键作用。我们提出了三维模拟，捕捉这种气泡的演变，使用自适应网格流体动力学代码，FLASH 3，我们已经添加了一个亚网格模型的湍流和混合。虽然纯水模拟表明，AGN气泡被打乱到分辨率依赖的口袋中的密度不足的气体，适当的亚网格湍流建模表明，这是一个很差的近似湍流级联，继续远远超出分辨率限制。相反，瑞利-泰勒不稳定性有效地将加热区域与其周围环境混合，同时将其保留为相干结构，与观测结果一致。因此，当气泡在流体静力学的团内介质（ICM）中向外移动时，它们就变成了混合物质的热云，就像大型空中爆炸在地球的流体静力学大气中上升时会导致独特的“蘑菇云”结构一样。正确地捕捉这些云的演变对许多ICM属性具有重要意义。特别是，它显着改变了活动星系核对熵和金属在冷核集群，如英仙座的分布的影响。
2008-06-19 astro-ph
Magnetar Driven Bubbles and the Origin of Collimated Outflows in Gamma-ray Bursts
我们模拟了一个新形成的快速旋转的磁星和周围的超新星激波和宿主恒星的风之间的相互作用。动力学建模使用二维，轴对称薄壳方程。在核心坍缩后的第一个10-100秒内，磁星在超新星冲击波后面膨胀出一个等离子体和磁场的气泡。由于环形磁场的箍缩效应，气泡不对称地膨胀，就像脉冲星风星云演化的类似问题一样。不对称的程度取决于E_mag/E_tot。正确的值E_mag/E_tot是不确定的，因为在相对论风的大半径的磁能转化为动能的不确定性，但是，我们认为，新形成的磁星膨胀的气泡可能是显着更多的磁化比脉冲星。结果表明，当中心磁星提供的磁场能量与总能量之比为L_mag/L_tot ~ 0.1时，磁泡的膨胀是相对球形的。然而，对于L_mag/L_tot ~ 0.3，气泡中的大部分压力施加在旋转轴附近，驱动准直流出通过宿主恒星。这可以解释从长持续时间的伽马射线暴（GRB）观测中推断出的准直现象。由于年轻的中子星冷却时中微子驱动的质量损失减少，磁星的外流在后期变得越来越占主导地位。因此，我们认为，磁星驱动的气泡最初膨胀相对球形，增强相关超新星的能量，而在后期，它逐渐变得更加准直，产生伽玛射线暴。
2007-07-19 astro-ph
Properties and selected implications of magnetic turbulence for interstellar medium, Local Bubble and solar wind
天体物理流体，包括星际和行星际介质，是磁化和湍流的。它们的出现、演化和整体性质是由搅动它的磁湍流决定的，我们认为，在基本水平上研究磁湍流对于理解许多过程至关重要。研究人员经常忽略的一点是，仅使用“蛮力”数值方法无法自信地理解磁湍流。在这篇评论中，我们说明了这一点上的一些例子，包括间歇加热等离子体的湍流，与宇宙射线的相互作用的湍流和影响的磁重联的速度。我们表明，磁湍流的性质可能会有很大的不同，在不同的环境中，例如，不平衡的湍流在太阳风不同于平衡的湍流，这两者都不同于部分电离气体中的湍流。呼吁更多的观测资料的必要性磁场，我们讨论了一种可能性，研究行星际湍流利用钠原子在彗星尾部的排列。
2008-11-10 astro-ph
D/H as a Measure of Chemical Imhomogeneity in our Galaxy
通过FUSE和其他仪器对沿视线延伸到几百秒差距的星际氘丰度进行精确测量，使D/H成为了解银河系化学演化的有用工具。我们发现，气体内部的局部气泡是化学均匀的，但在D/H超出局部气泡的大的变化是真实的和挑战目前的化学演变的概念。一套新的模型是必要的，这将包括空间相关的相对未加工的材料，耗尽D到谷物，和适当的混合时间尺度的下落。$
2003-09-08 astro-ph
Circulation Flows: Cooling Flows with Bubble Return
XMM-牛顿和钱德拉X射线望远镜未能探测到椭圆星系和星系团中的冷却气体，导致许多人采取这样的立场，即气体根本没有冷却，并且中央E或cD星系中的活动核的加热足以抵消辐射冷却。在本文中，我们探讨了这种观点的理想化的限制的例子中，热，浮力气泡形成的中心附近返回的流入，辐射冷却的气体流到远处的地区。我们表明，理想化的稳态，集中加热非冷却流确实可以构建。此外，在这些循环流的排放加权温度分布类似于正常的冷却流。然而，这些解仅适用于（1）没有独立证明的气泡参数范围，（2）冷却流中的有限空间区域，（3）冷却似乎不可避免的有限时间段。我们对非冷却流的探索是在星系/群流的背景下进行的。
2003-06-25 astro-ph
Ideal magnetohydrodynamic simulation of magnetic bubble expansion as a model for extragalactic radio lobes
采用非线性理想磁流体动力学（MHD）方法模拟了磁泡等离子体在低密度、弱磁化背景等离子体中的传播和膨胀过程。这些模拟模拟等离子体气泡膨胀实验（PBEX）的几何形状和参数[A. G. Lynn，Y. Zhang，S. C. Hsu，H. Li，W. Liu，M. Gilmore和C. Watts，Bull. Amer. Phys. Soc. { \bf 52}，53（2007）]，其正在研究磁泡膨胀作为河外射电瓣的模型。模拟预测了气泡演化的几个关键特征。首先，气泡膨胀的方向取决于气泡环向与极向磁场的比率，其中较高的比率导致主要在传播方向上的膨胀，而较低的比率导致主要垂直于传播方向的膨胀。第二，磁流体激波和拖尾慢模可压缩磁流体波阵面形成的气泡，因为它传播到背景等离子体的前面。第三，气泡的膨胀和传播发展的不对称性，其传播轴由于重联促进数值电阻率和不均匀的角动量输运主要是由于背景磁场。这些结果将有助于指导PBEX的初步实验和诊断测量。
2008-04-21 astro-ph physics.plasm-ph
Cluster Magnetic Fields from Galactic Outflows
我们进行了宇宙学，磁流体动力学模拟，以遵循星系团的磁场的演变，探索的可能性，即起源的磁性种子场的星系外流在恒星爆发阶段的星系演化。为此，我们将\citet{2006MNRAS.370..319B}建议的磁化星系风半解析模型与我们的宇宙学模拟相结合。我们发现，在星系团中观察到的磁场的强度和结构是很好地再现了广泛的模型参数的磁化，星系风，并只弱依赖于确切的磁场结构内假设的星系流出。虽然原始磁种子场的演化与以往研究中的星系团场演化没有显著差异，但我们发现暗条内弥散介质中的磁场污染程度低于纯原始磁种子场情景所预测的水平。因此，我们的结论是磁化星系外流和它们随后的演化内的集群介质可以完全解释所观察到的星系团的磁场。我们的发现还表明，在低密度环境（如细丝）中测量宇宙磁场比观察星系团磁场更有用，可以推断它们可能的起源。
2008-10-24 astro-ph
Chandra Observations of the Disruption of the Cool Core in Abell 133
我们提出的分析的钱德拉观测的星系团阿贝尔133，它有一个冷却流的核心，一个中央射电源，和一个弥漫的，间接的射电源已被归类为无线电遗迹。X射线图像显示核心具有复杂的结构。最突出的特征是从中央cD星系向西北方向延伸的发射“舌头”，部分与射电遗迹重叠。一种可能性是，这个舌头是由开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性通过cD星系周围的冷气体和热的团内介质之间的相互作用产生的。我们估计的临界速度和时间尺度的KH不稳定性是有效的cD星系周围的冷核。我们发现，如果相对速度大于~400 km·s^-1，KH不稳定性会破坏冷核。我们比较的结果与集群中的尖锐，未中断的冷锋已被观察到，在这些集群中，低温气体在其中心区域有一个更有规律的分布。与Abell 133相反，这些星系团的核心被KH不稳定性破坏的时间尺度更长，当它们被归一化到cD星系运动的时间尺度时。因此，其他核心不太容易受到KH不稳定性的影响。舌头的另一个可能的起源是，它是被非热等离子体浮力气泡抬升的气体，我们认为这是观测到的射电遗迹。根据气泡的位置和对残余源年龄的射电估计，我们估计气泡的速度约为700 km s^-1。气泡的结构和这种速度与这种浮力气泡的数值模型是一致的。（节略）
2002-04-10 astro-ph
New Results from Chandra
我们讨论两个主题，从钱德拉观测星系和星系团。首先，我们描述了由活动星系核膨胀的射电发射等离子体或“气泡”对星系和星系团中热X射线发射气体大气的影响。我们描述了“气泡”和X射线发射气体的相互作用，因为浮力气泡通过热气体上升。其次，我们描述了尖锐的，边缘状的表面亮度结构的集群。钱德拉的观测结果表明，这些特征并不是最初认为的冲击锋，而是“冷锋”，最有可能是合并成分剩余核心的边界。最后，我们提出了最近的观测M86和NGC507显示出类似的尖锐的功能周围的星系。对于M86来说，尖锐的边缘是星系的X射线日冕和室女星系团气体之间的边界。星系群中央星系NGC507周围的结构可能是星系形成的遗迹，也可能反映了星系群中更大势能下NGC507的运动。
2001-10-03 astro-ph
Simulations of cosmic ray feedback by AGN in galaxy clusters
我们研究了活动星系核反馈的一个数值模型，其中第一次在一个完整的宇宙学背景下，在活动星系核膨胀的气泡中的相对论粒子种群。在我们对星系团形成的高分辨率模拟中，我们假设BH吸积伴随着两种不同模式的能量反馈，这取决于吸积速率本身。与以前的工作不同，我们注入一个非热粒子人口的相对论质子到AGN气泡，而不是采取一个纯粹的热加热。然后，我们遵循随后的宇宙射线（CR）等离子体内部的气泡的演变，考虑其流体动力学相互作用和耗散过程相关的CR人口。由于相对论等离子体浮力的不同和相对较长的CR耗散时间尺度，我们发现由于CR反馈，团簇的演化发生了实质性的变化。特别是，非热人口可以提供显着的压力支持，在中心集群区域在低的热温度，提供了一个自然的解释，在冷核心集群中发现的温度下降的分布。与此同时，气泡和诱导的X射线空腔的形态显示出与观测结果惊人的相似性。活动星系核反馈与CR也证明有效地调节集群冷却流，使总重子分数的恒星成为有限的现实值的顺序为10%。我们发现，部分CR支持的团内气体也会影响预期的信号的热Sunyaev-Zel'dovich效应，典型的修改的维里半径内的顺序为10%的综合康普顿-y参数。[摘要]
2008-05-28 astro-ph
Dark Filaments in the Galaxy NGC 253 - a Boiling Galactic Disk -
我们使用不清晰的$B$波段光学照片研究了富尘星系NGC 253中暗带和暗丝的形态。尘埃特征被分类为“弧”，其高度和尺度半径约为100至300 pc，连接两个或更多的乌云，以及“环”和“气泡”，这是弧的发展形式，扩展到盘晕界面。这些具有几百pc到$\sim 1$ kpc的直径。在这些气泡中，我们注意到在核上方有一个奇特的圆形气泡，这可能是一个大直径（$\sim 300$ pc）超新星遗迹在核上方的晕中爆炸。我们还发现了“垂直尘埃飘带”，它包括一束窄丝，厚度为几十pc，几乎垂直于银道面，向晕相干延伸1至2千秒差距。最后，我们注意到在中心区域发现了“短的垂直尘埃丝”（或针状物）。我们解释这些功能是由于三维结构的气体从磁盘延伸到晕。我们提出了一个“沸腾盘”模型，在该模型中，对流特征是由盘中的恒星形成活动以及磁通量的影响产生的。我们讨论的ISM在星系盘的化学演化模型的含义。
1994-07-25 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
A Morphological Diagnostic for Dynamical Evolution of Wolf-Rayet Bubbles
我们观测到了银河系中8个定义最好的沃尔夫-拉叶环星云的H-α和[OIII]发射。我们发现，在许多情况下，[OIII]发射的最外边缘导致H-α发射。我们认为，这些偏移量，当存在时，是由于从沃尔夫-拉叶泡沫膨胀到拱星信封的冲击。因此，在H-α和[OIII]的WR气泡形态的细节可以用来更好地了解沃尔夫-拉叶星周围星云的物理条件和演化阶段，以及对恒星祖先的性质及其质量损失历史的限制。
2000-07-26 astro-ph
Present limits to cosmic bubbles from the COBE-DMR three point correlation function
在几次星系巡天观测中发现的大尺度空洞，暗示着暴胀一级相变的发生。这个过程产生了原始气泡，在演变成目前的空隙，在解耦留下非高斯的CMB上的印记。本文给出了由气泡温度涨落产生的三点关联函数的一个解析表达式。与COBE-DMR措施的结果进行比较，我们得到的上限允许的非高斯性，因此对气泡参数。
2000-10-24 astro-ph gr-qc
