Fluctuations in the Radio Background from Intergalactic Synchrotron Emission
星系际介质在大尺度结构形成过程中产生的激波加速了一群高度相对论性的电子，这些电子由于星系际磁场而发射出同步辐射。在以前的论文（Loeb & Waxman 2000）中，我们已经证明这些电子主要通过微波背景光子的逆康普顿散射冷却，从而可以产生所观察到的漫射伽马射线背景的强度和光谱。在这里，我们计算的强度和角度波动的无线电同步加速器的背景，结果从相同的高能电子，以及预期的角度波动的伽马射线背景。在小于一度的角标度上，预测的微波背景温度的涨落为40微K *（xi_B/0.01）（nu/10 GHz）^{-3}，其中xi_B是激波后能量密度的磁分数。这种前景可能已经主导了在现有的低频CMB实验中检测到的各向异性信号，并且可以通过多频率观测来确定。同步加速器波动的检测将允许确定星系际磁场的强度。我们预测在低频无线电波和高能伽马射线下拍摄的高分辨率地图之间存在很强的相关性。年轻的X射线团也可能以射电或伽马射线团的形式出现。随着未来GLAST的推出，将很容易获得对这种相互关系的详细研究。
2000-07-05 astro-ph
Imprint of Intergalactic Shocks on the Radio Sky
强烈的星系间激波是宇宙结构形成的自然结果。预计它们会将大部分能量储存在相对论电子（根据SNR观测，xi_e~0.05）和磁场（根据星系团晕观测，xi_B~0.01）中。我们计算的同步辐射从这样的冲击使用的分析模型，校准与流体动力学LCDM模拟。由此产生的信号构成了河外无线电背景（ERB）低于500 MHz的大部分。当频率nu<10 GHz，角标度arcmin-deg（在适当去除点源之后），相关的角起伏在天空中占主导地位，前提是xi_e*xi_B>3*10^-4。当nu<500 MHz时，波动信号最为明显，即使在xi_e*xi_B=5*10^-5时，波动信号也占据了天空的主导地位。该信号将很容易被下一代射电望远镜如LOFAR和SKA观测到，并且用目前的望远镜观测到的效果很差。它可以使用与大尺度结构的示踪剂的互相关来识别，甚至可能在现有的<10 GHz CMB各向异性图和高分辨率~1 GHz无线电勘测中。对信号的探测将提供星系间激波和WHIM的首次识别，并测量未知的星系间磁场。我们表明，现有的观测弥漫<500 MHz的无线电背景是很好的适合一个简单的，双盘银河系模型，排除了直接识别的弥漫ERB。模拟在非常低的频率（1-10 MHz）下观察到的频率依赖性各向异性图案可以解开银河宇宙射线，电离气体和磁场的分布。因此，像ALFA这样的太空任务将为我们银河系的结构和组成提供重要的见解。
2004-07-14 astro-ph
Hydrogen-like nitrogen radio line from hot interstellar and warm-hot intergalactic gas
高电荷态离子的超精细结构谱线可能为热稀薄天体物理等离子体的观测打开一扇新的窗口。本文讨论了温度在10^5 - 10^7 K范围内的同位素和离子谱线，这些谱线是温热星系际介质、热星际介质、星暴星系、它们的超级风和年轻超新星遗迹的特征。这些线的观测将允许研究所观察到的目标的体和湍流运动，并将扩大有关气体电离状态，化学和同位素组成的信息。最有前景的是波长为5.65 mm的主要氮同位素线（Sunyaev和Churazov 1084）。这条线的波长非常适合观测z = 0.15 - 0.6的物体，当它被红移到地面无线电观测中广泛使用的6.5 - 9 mm光谱带时，例如，对于z>= 1.3，当该线可以在1.3 cm波段和较低频率下观测时。现代和未来的射电望远镜和干涉仪能够观察到14-N VII在温暖的星系间介质中的吸收，在最亮的毫米波段源的光谱中红移超过z = 0.15。在年轻超新星遗迹的光谱中也可能检测到几种最丰富的具有超精细分裂的同位素的亚毫米发射线。
2006-10-06 astro-ph
Heating of the Hot Intergalactic Medium by Powerful Radio Galaxies and Associated High Energy Gamma-Ray Emission
越来越多的证据表明，除了引力激波加热之外，一些加热机制对星系团和星系群内的热气体也很重要，正如它们观测到的X射线标度特性所表明的那样。虽然超新星是最明显的候选热源，但最近的一些研究表明，它们的能量可能不足。在这里，我们考虑高功率，FRII射电星系和冲击加热的团内介质（ICM，包括星系际介质之前的情况下，团簇形成）由他们的大尺度喷流。根据观测到的星系团中射电星系的统计及其演化，在最合理的假设下，表明它们能为ICM提供1- 2 keV/粒子的超额比能，主要是在红移区间$z \sim 1-3$。这自然符合要求的集群演化模型与非引力反馈占观测到的偏差的X射线光度-温度关系。与超新星相反，这种大规模的喷流将能量直接沉积到星系外的低密度ICM中，并且不太容易受到辐射损失的影响。作为一个明确的和潜在的决定性的测试，这种情况下，我们建议的观测“提示”高能伽马射线发射的冲击加速，非热电子在ICM加热的射电星系，这可能是可行的{ \it GLAST}卫星的时代。最近检测到的过量的硬X射线组的影响进行了讨论。
2001-08-01 astro-ph
MRC B0319-454: Probing the large-scale structure with a giant radio galaxy
本文研究了巨射电星系MRC B 0319 -454的射电性质与周围星系分布的关系，旨在考察与大尺度结构相关的星系际气体和引力对射电形态演化的影响。我们对射电源的新的无线电连续观测，具有高表面亮度灵敏度，在总强度和偏振方面对兆秒差距尺度的无线电结构中的不对称性进行了成像。我们比较这些来自星系红移调查的3-D星系分布。星系密度梯度沿和垂直于射电轴观察：大尺度结构是一致的模型，其中星系跟踪周围的星系际气体和无线电结构的演变是由这种相关的气体冲压压力限制。此外，我们模拟了西南无线电波瓣的离轴演变，作为横向引力场的浮力射流回流的偏转：如果夹带很小，该模型是合理的。这里提出的案例研究是一个示范，巨大的射电星系可能是有用的探测器的温暖，热的星系际介质被认为是与适度过密的星系分布。
2008-12-10 astro-ph
Searching for Intergalactic Shocks with the SKA
强烈的星系间激波是宇宙结构形成的自然结果。预计这些冲击波将把大部分能量储存在相对论性电子（根据超新星遗迹观测，xi_e约为热能的0.05）和磁场（根据星团晕观测，xi_B约为0.01）中。我们讨论了预期的同步辐射从这样的冲击，和下一代射电望远镜，如平方公里阵列的观测结果。我们提出了一个分析模型，校准和验证的基础上的流体动力学LCDM模拟。由此产生的信号构成了500 MHz以下的河外射电背景的很大一部分（高达10%）。相关的角起伏，例如，对于多极400<l<2000，δ T_l>260（xi_e*xi_B/5*10^-4）（nu/100 MHz）^-3 K，在频率<10 GHz和角标度为1弧分-1度（适度去除点源后）的无线电天空中占主导地位，前提是xi_e*xi_B>3*10^-4。当nu<500 MHz时，波动信号最为明显，即使在xi_e*xi_B=5*10^-5的情况下，波动信号也会在天空中占据主导地位。我们发现，该信号很容易被下一代望远镜（如SKA）观测到，而用目前的望远镜观测到的信号很小。该信号可以通过与大尺度结构的示踪物（例如，来自星系间冲击的伽马射线发射）的互相关来识别。探测到这个信号将首次识别星系间激波和温热的星系间介质（据信包含低红移宇宙中的大多数重子），并测量未知的星系间磁场。
2004-07-12 astro-ph
Cosmological Halos: A Search for the Ionized Intergalactic Medium
标准的大爆炸核合成预测宇宙的平均重子密度是临界密度的百分之几。只有大约十分之一的预测重子已经看到。失踪重子的一个可能的储存地是弥漫电离的星系际介质（IGM）。为了测量IGM，我们在强高红移射电源周围寻找汤姆逊散射晕。1935-692年的射电源是由澳大利亚望远镜紧凑阵列观测的。我们假设在1935-692年期间有一个均匀的IGM和各向同性的稳定发射，持续时间在10^7 - 10^8年之间。在χ^2拟合中使用了期望晕可见度函数的模型来设置Ω_{IGM}的上限。上限因用于表征数据中系统误差的方法而异。结果是Ω_{IGM} < 0.65的2/sigma极限。虽然还没有达到测试原始核合成的灵敏度水平，但该技术的改进可能会在未来的研究中实现这一点。
1998-10-01 astro-ph
Evidence for Shock Acceleration and Intergalactic Magnetic Fields in a Large-Scale Filament of Galaxies ZwCl 2341.1+0000
我们报告了在ZwCl 2341.1+0000星系团区域发现的大尺度弥散射电辐射，它似乎是一个大尺度的星系网络，直径至少为$6 h^{-1}_{50}$ Mpc。多色CCD观测产生的光度红移表明，在这一地区的光学星系的显着比例是在红移z=0.3。这是支持的光谱测量的4个星系在SDSS调查在平均z=0.27。我们目前在20厘米（NVSS）和90厘米波长的VLA图像，显示详细的无线电结构的灯丝。与VLA高分辨率FIRST射电巡天的比较表明，弥散发射不是由于已知的单个点源。这个弥散的射电辐射的光谱指数为$α\lesssim -0.5$，很可能是星系间磁场中相对论性带电粒子的同步辐射。此外，ROSAT全天巡天还在X射线中探测到这种光学/无线电结构。它的0.1- 2.4 keV光度约为$10^{44}$ erg s $^{-1}$，并显示出扩展的高度非弛豫形态。这些观测结果表明ZwCl 2341.1+0000可能是一个原始星系团，我们正在目睹其结构形成过程。我们表明（分析和数值模拟），在形成大尺度结构时产生的吸积冲击的能量足以产生足够的高能宇宙射线（CR）电子来解释观测到的无线电发射，因此，这是宇宙射线粒子加速和磁场发生在超星系上的第一个证据。集群规模（节录）
2002-06-19 astro-ph
21-cm Tomography of the Intergalactic Medium at High Redshift
我们研究了在完全再电离（z>5）之前可能来自星系际介质（IGM）的21 cm签名。在IGM被离散的光致电离辐射源再电离的情况下，尚未被H II区吞没的中性气体可能很容易被预热到远高于宇宙背景辐射（CBR）的温度，从而使IGM在CBR的吸收中不可见。我们确定了三种可能的预热机制：（1）来自类星体的软X射线的光电加热，（2）来自早期星系晕的软X射线的光电加热，和（3）来自早期恒星的连续紫外辐射的共振散射。在存在足够强的莱曼α光子的环境通量的情况下，在加热的H I中的超精细跃迁将被激发。一个光束差分实验将检测到一个拼凑的发射，无论是在频率和角度横跨天空。这种拼凑可以作为理解宇宙再电离的时代，性质和来源及其对宇宙学的影响的宝贵工具。我们证明，孤立的类星体将产生可检测的信号在米波长内的“影响范围”，他们温暖的IGM。由于热氢泡发射的红移21厘米辐射，河外射电背景谱将显示速度宽度达10,000公里/秒的频率结构。宽波束观测将揭示天空强度中相应的角度波动，（Δ T/T）= 1 E-3度尺度。在不久的将来，使用巨型米波射电望远镜进行的235和150 MHz附近的射电测量可能会首次探测到5<z<10的中性IGM。
1996-08-01 astro-ph
The spin temperature and 21cm brightness of the intergalactic medium in the pre-reionization era
我们利用数值流体动力学模拟LCDM宇宙早期结构形成的方法，研究了在z<20时，宇宙再电离时期之前弥散星系际介质（IGM）的自旋温度和21 cm亮度。在没有任何辐射加热的情况下，中性氢原子之间的碰撞可以有效地解耦的自旋温度从CMB只有在密集的迷你晕和细丝。受冲击加热的气体在发射中发光，被吸收中可见的较冷气体包围。在一个温暖的，大部分是中性的IGM的情况下，由早期的迷你类星体的X射线发射产生，21厘米的信号被强烈增强。即使是稍微过密的灯丝现在也会在CMB的照射下发光，这可能使未来的射电阵列能够在再电离之前探测中性氢的分布。
2005-12-21 astro-ph
On the Detectability of the Hydrogen 3-cm Fine Structure Line from the EoR
在再电离时期（EoR），透过中性星系际气体的软紫外辐射场（10.2 eV < E <13.6 eV）激发了氢原子的2 p（直接）和2s（间接）态。因为2s态是亚稳态，所以该能级中原子的寿命相对较长，这可能导致2s态相对于2 p态过填充。最近有人提出，由于这个原因，中性星系际原子氢气可以在其3厘米精细结构线（2s_1/2 -> 2p_3/2）对宇宙微波背景的吸收中检测到非常高的红移。特别是在EoR期间，通过明亮类星体周围中性星系际气体的精细结构线的光学深度可能达到tau~ 1 e-5。由此产生的几十微K（吸收）的表面亮度温度可以用现有的射电望远镜探测到。出于这个令人兴奋的建议，我们进行了详细的分析莱曼β，γ，δ，…辐射，并重新分析高红移类星体周围的中性星系际气体的精细结构线的可探测性。我们发现，适当的辐射转移建模导致精细结构的吸收签名大大减少到τ <1 e-10。因此，我们得出结论，中性星系际气体在EoR无法揭示其存在于现有的射电望远镜的3厘米精细结构线。
2009-02-25 astro-ph
Quasar Radio Structure in Cluster Environments
已获得43颗射电类星体的6厘米和20厘米VLA B配置快照，这些类星体具有一系列已知的星系团环境。射电源的特点是测量的形态，流量和大小。这些研究作为集群密度的函数，其特征在于由公布的Bgq数。我们发现没有强烈的依赖性的无线电源的性质，这种措施的集群密度。我们发现~2 σ的证据表明，在较高的集群密度的源有更多的叶占主导地位的形态与较高的叶光度和较低的核心光度。7个未分辨的源位于低密度星系团中，最弯曲的源也是如此。我们发现，类星体集群有更少的其他射电源的半径为3角分比样本的丰富的X射线选择集群的中央星系。
1996-02-21 astro-ph
A binary system of tailed radio galaxies
我们提出了一个详细的研究的一个二进制系统的尾射电星系，随着3C75，是唯一这样的二进制已知存在。该双星位于一个低星系密度的区域，在一个贫穷的星系团Abell S345的外围，但靠近巨大的Horologium Reticulum超星系团。射电源有弯曲的尾部形态，并显示出相当大的曲折和摆动沿射流，这是准直整个长度。这项工作提出了观测的大规模结构环境的二进制尾射电源，以期研究的影响，大规模流动的形态和动力学的相关无线电尾巴。我们认为，主星系的轨道运动与潮汐加速度一起对超星系团导致了在这些无线电尾巴中看到的复杂结构。
2004-03-02 astro-ph
The kpc-scale radio source population
我们正在进行多波长（无线电，光学和X射线）观测活动，分类，形态和物理，一个样本的55个平谱无线电源占主导地位的结构上千帕尺度。这个样本包含22个紧凑/中等大小的对称天体候选者，这类天体被认为是射电星系演化的早期阶段。剩下的绝大多数天体都有核心加单侧喷流的结构，其中一半呈现出急剧弯曲的喷流，这可能是由于与宿主星系的星际介质的强相互作用。一旦观测活动完成，我们将限制在其中间阶段的射电星系的演化理论，并可能了解活动星系核中假设的窄线区域的物理，考虑到我们有利的统计位置。
1999-10-11 astro-ph
Discovery of new faint radio emission on 8$\arcdeg$ to 3$\arcmin$ scales in the Coma field, and some Galactic and extragalactic implications
我们提出了一个深，8 $\degr$直径，0.4 GHz的无线电图像使用的第一时间组合的美国宇航局阿雷西博305米望远镜在波多黎各，和广角干涉仪在自治领射电天体物理观测站在彭蒂克顿，加拿大。我们的观测集中在北银河系极点附近的“长城”星系中的后发星系团。这两种仪器的互补性使我们能够产生无失真的图像，该图像对从8 $\degr$到长城距离100 Mpc处的单个星系晕的辐射敏感。新发现的分布式无线电“辉光”补丁远远高于检测极限。一个突出的这样的区域与后发座星系团附近的射电星系群相吻合，并表明星系际IGM磁场的范围在0.2到0.4 $μ$ G，尺度高达$\sim$ 4 Mpc。以前在这些高纬度地区没有在弧分尺度上探索过的其他弥散发射斑块可能包含银河系的“卷云”。在低水平漫射射电辉光和某些增强的光学星系表面密度之间发现了一个惊人的关系，表明宇宙大尺度结构（LSS），通常由重子（或暗）物质密度定义，是不是{ \it唯一}跟踪微弱的连续射电辉光。相反，星系际漫射同步辐射代表IGM磁场和宇宙射线能量密度，而不是物质密度。在高多极尺度上，大范围天空中弥漫的弧分级结构是CMB前景辐射的潜在重要探路者。
2007-04-25 astro-ph
Intergalactic Propagation of UHE Cosmic Rays
讨论了能量为E \geq 10^{18.5} eV的超高能宇宙射线（UHECR）的星系际传播。我们考虑了银河系际介质中弱随机磁场引起的能量相关偏转的影响下超高能电子回旋共振的传播以及光π和对产生造成的能量损失。我们计算的到达谱充分考虑了光子π产生的运动学和光子π相互作用速率的泊松统计。我们估计UHECR从视线的源，时间延迟相对于光子从同一个源，到达光谱和源统计的偏转。这些估计证实了UHECRs的能量演化的传播的数值模拟。这些模拟表明，经常使用的连续近似的能量损失的治疗，由于光π介子生产的宇宙微波背景（CMWB）不能合理的UHECR。我们讨论了这些结果的影响，观察到的粒子通量以上的Greisen-Zatsepin-Kuz'min截止的两个方案，已提出了这些粒子的生产：连续生产的大冲击波与强大的射电星系，或可能的大尺度结构的形成，和脉冲生产在相对论性冲击波与宇宙学伽马射线暴。
1999-07-05 astro-ph
Magnetic Energy of the Intergalactic Medium from Galactic Black Holes
两个放射源样品具有相反的极端环境气体密度的定量分析导致重要的新的结论，在IGM的磁能。我们得出结论，在稀薄IGM环境中的巨源，其磁能E_B ~ 10 ^60 -61尔格，可以看作是黑洞（BH）吸积盘系统注入IGM的最小能量的重要“量热计”.与黑洞吸积释放的辐射能量相反，大部分磁能最初被“捕获”在宿主星系周围的体积中，最大可达~10^73 cm ^3。但是，由于这些大的，Mpc规模的射电瓣仍然在活动星系核阶段后超压，他们随后的膨胀和扩散将磁化整个IGM的大部分。这表明，储存在星系际磁场中的能量将对随后形成的星系的演化产生重大的、迄今被低估的影响。与第二个样品，在150 kpc的丰富的集群核心的源组成的比较表明，最小的磁能E_B可以是一个强烈的变化的部分推断吸积能量E_acc，它取决于周围的IGM环境。活动星系核注入了大量的能量，因为PdV对热ICM气体起作用，它们的磁能，即使忽略恒星和星暴流出的贡献，也足以解释最近在星系团内核之外发现的磁能。在波瓣扩展过程中的其他损失过程被认为是。我们的结论是，来自纯粹的银河系黑洞，因为第一个时代的显着星系BH形成的总IGM的磁能是足够大的，它将有一个重要的影响的过程中的星系和可见结构的形成规模高达~ 1 Mpc。
2001-06-15 astro-ph
Novel Ways to Probe the Universe with Gamma-Ray Bursts and Quasars
我认为伽马射线暴（GRB）和类星体可以用来探测宇宙的新方法。关于星系际介质如何以及何时被电离的线索，可以从第一代恒星伽马射线暴爆炸的紫外发射光谱中读出。星系际恒星和银河系恒星的存在可以从它们对伽玛暴余辉的引力微透镜效应中推断出来。在再电离之前，类星体应该被散射的莱曼-α辐射的晕所包围，这些辐射探测它们周围的中性星系际介质（IGM）。这种情况类似于嵌入浓雾中的路灯周围的散射光的光晕的外观。从类星体流出的磁场在所有红移处都磁化了IGM。结果，在IGM中形成大尺度结构期间由会聚流产生的冲击将电子加速到相对论能量，并且通过它们的同步辐射在射电区域中变得可见，并且通过它们的微波背景光子的逆康普顿散射在伽马射线区域中变得可见。因此，在短暂的强烈合并期间，X射线团应该在天空中显示为扩展的无线电或伽马射线源。
2001-08-28 astro-ph
On the Anomalous Temperature Distribution of the Intergalactic Medium in the NGC 3411 Group of Galaxies
我们介绍了USGC S152群及其中央椭圆NGC 3411的XMM、Chandra和VLA观测结果。X射线晕群的成像表明它是松弛的，几乎没有明显的结构。我们研究了群晕的温度和金属丰度结构，发现虽然丰度分布是相当典型的，但温度剖面是非常不寻常的，在较大的群晕中心，显示出一个热的内核，周围是一个半径为20-40 kpc的冷的气体壳层。光谱映射证实了一个不规则的气体环~0.15千电子伏比其周围的冷却器。我们估计了总质量、熵和冷却时间的分布在~200 kpc范围内，发现冷壳层含有~ 9 × 10^9 Msun的气体。VLA在1.4、5和8 GHz的观测结果表明，这是一个相对较弱的核射电源，其核心射电光度L_R= 2.7 × 10^38 erg/s，漫射分量的尺度为几角秒（或更大）。缺乏在光学或X射线波长的活动证据支持中心黑洞目前处于静止状态的结论。我们讨论了可能的机制，形成的温度功能观察到的光环，包括活动星系核活动的前一个时期，并解决从其他组成员星系之一的晕剥离的材料。
2006-12-11 astro-ph
A search for intergalactic HI gas in the NGC 1808 group of galaxies
澳大利亚望远镜紧凑阵列的六个HI线观测的马赛克被用来搜索星系际气体在NGC 1808星系群。在大约1.4度x 1.2度的视场内，没有检测到来自星系际HI气体的发射，无论是以潮汐羽流或尾巴、星系际HI云的形式，还是作为与潮汐矮星系相关的气体，其5-sigma极限灵敏度约为3x 10 ^{18} cm^{-2}（或1.4x10^7 M_sun，距离为10.9 Mpc，对于给定的光束尺寸127.9”x 77.3”）。NGC 1792和NGC 1808的HI数据，速度分辨率为6.6 km/s，证实了早期VLA观测的结果。同时宽带1.34千兆赫连续观测也证实了早期研究的结果。然而，我们测量的NGC 1808的连续通量比以前报道的高出近20%。在NGC 1808东北旋臂的Ia型超新星SN 1993 af没有探测到射电连续辐射。对NGC 1792和NGC 1808的比较表明，NGC 1808中与星暴相关的外流和NGC 1792中没有这种面外特征之间的巨大差异主要不是总能量输入，而是恒星风和超新星释放的能量注入ISM的区域。
2001-06-04 astro-ph
3C459: A highly asymmetric radio galaxy with a starburst
本文介绍了用MERLIN、VLA和EVN对射电星系3C 459进行的多频射电观测和用F702 W滤光片拍摄的光学HST图像。该星系具有非常不对称的射电结构，高红外光度和年轻的恒星星族。双叶结构的东部分量比西部分量更明亮，更接近核，并且偏振程度明显较低。这与东侧的喷流与致密气体相互作用是一致的，这可能是由于合并的伴星或致密的气体云。这里介绍的星系的HST图像表现出的结构，并与MERLIN 5-GHz的无线电地图进行了比较。EVN观测的突出的中心组成部分，其中有一个陡峭的无线电频谱，显示出强烈的弯曲结构包围弯曲或螺旋状的无线电喷流。3C 459的射电结构与其他高度不对称的Fanaroff-Riley II射电源进行了比较，这些射电源也是研究喷流-云相互作用的良好候选者。这种源通常是小的线性尺寸，并且可能喷流与为射电源提供燃料的下落气体云相互作用。
2003-05-11 astro-ph
Radio Spectroscopy of Active Galactic Nuclei
射电光谱学为研究各种天体物理现象提供了许多工具，从恒星及其环境到星际和星系间介质、活动星系核和遥远的类星体。河外射电光谱学的主要目标是星系中的原子和分子物质，HII区域，以及起源于致密的环核区域的脉泽发射。这些研究涵盖了所有的星系类型，并涵盖了令人印象深刻的角度尺度和距离范围。分子发射、氢吸收和脉泽谱线已成为评估星系核区物理条件的首选工具。本文将结合未来的射电天文学设施审查和讨论上述领域的一些最新进展。
2005-07-28 astro-ph
Buoyant radio plasma in clusters of galaxies
已知射电星系会将热的相对论性等离子体的瓣状物膨胀到星系际介质中。在这里，我们提出了流体动力学和磁流体动力学模拟FRII对象中的这些热等离子体气泡。我们关注的是它们演化的后期阶段，在喷流逐渐减弱之后，以及在早期阶段围绕着叶瓣的弓形激波消失之后。我们调查的等离子体气泡的演变，因为它们成为瑞利-泰勒不稳定性。从我们的模拟中，我们计算了泡沫的无线电和X射线发射率，并讨论了它们在观测中的外观。最后，我们研究了大尺度磁场对气泡演化的影响。简要讨论了相对论粒子的再加速和扩散问题。
2000-10-02 astro-ph
Molecular gas in the intergalactic medium of Stephan's Quintet
斯蒂芬五重星系（SQ）是一个希克森致密星系群，以其复杂的动力学和恒星形成历史以及丰富的星系际介质（IGM）而闻名。为了研究星系际分子气体的范围、起源和命运及其与星系外恒星和潮汐矮星系（Tidal Dwarf Galeries，TDGs）形成的关系，我们用IRAM 30 m天线对SQ星系际分子气体的几个区域进行了CO的测绘。在两个恒星形成区（SQ A和B），位于非常不同的环境中，我们检测到异常大量的分子气体（分别为$3.1 \times 10^9$ \msun和$7 \times 10^8$ \msun），覆盖了一个扩展的区域（在15和25 kpc之间）。在这两个区域中，CO云具有不同的性质，并且可能具有不同的性质。SQ A的积分CO谱线特别地比SQ B宽得多。它的CO光谱显示出两个速度（6000和6700 \kms）的发射，与两条HI线重合，在6000 \kms处的较强发射在星爆区域非常平滑地分布，没有明显的峰值。在SQ B中，CO发射与恒星形成的示踪物（\halpha、近红外15 $μ$ m和射电连续谱）的发射相一致。CO峰靠近HI峰，朝向陡峭的HI梯度。这表明分子气体正在原位形成，随后发生恒星形成。位于SQ B的恒星形成区是SQ中最像TDG的天体。
2002-10-01 astro-ph
