The Hot Gas Environment of the Radio Galaxy 3C 388: Quenching the Accumulation of Cool Gas in a Cluster Core by a Nuclear Outburst
我们目前的结果，从35 ks { \em钱德拉}/ACIS-I观测的热ICM周围的FR II射电星系3C 388。3C 388驻留在ICM温度为$\sim$ 3.5 keV的集群环境中。我们在ICM中检测到与射电叶一致的空洞。这些空穴的焓是$\sim1.2\times10^{60}$尔格。气体因波瓣膨胀而做的功为$\sim3\times10^{59}$尔格，或$\sim$ 0.87 keV/粒子，直至波瓣半径。在目前的温度下，星系团中心的气体的辐射时间尺度是几个Gyrs。在爆发之前，核心的气体可能更冷，密度更大，所以冷却时间要短得多。因此，我们很可能正在目睹射电星系爆发对星系团冷却流的淬灭。叶瓣的机械功率至少比冷却半径的辐射损失大20倍。类似功率的爆发加上$\sim$ 5%的占空比将足以在哈勃时间内持续重新加热星团核心，并阻止任何大量气体的冷却。爆发的机械能也比活动核的X射线光度或裂片的射电光度大约大两个数量级。射电波瓣的均分压力比周围介质的压力低一个数量级以上，这表明波瓣的压力是由GHz频率辐射的相对论电子以外的东西主导的。
2005-11-29 astro-ph
Cold molecular gas in cooling flow clusters of galaxies
本文介绍了在有冷却流的星系团中央星系中进行CO谱线测量的结果。用IRAM 30米望远镜在32个星系中的6- 1 - 0个星系中通过CO（1-0）和CO（2-1）发射谱线探测到冷分子气体。相应的气体质量在3.10^8到4.10^10 Msol之间。这些结果与Edge（2001）最近的CO探测结果一致。CO发射和Halpha光度之间的强相关性也得到证实。冷气体存在于冷却流团的中心，这些检测可以解释为长期寻找的热冷却气体的非常冷的残余物的证据。
2003-09-10 astro-ph
Cold clouds in cooling flows
在许多星系团中，有证据表明冷却流在中心区域沉积了大量的冷气体。这些气体的一小部分可能会聚集成稠密的冷云。这次交流的目的是讨论不同星系团冷却流中云所能达到的最低温度。
1999-11-11 astro-ph
Cold Gas Kinematics in an L* Spiral Galaxy at z=0.437: The Nature of Damped Lyman-alpha Absorbers
韦斯特博克射电合成望远镜对z_em = 0.871的双叶类星体3C 196的红移21厘米线吸收体的观测表明，介入的吸收体是一个L近似等于L* 的螺旋星系（3C 196-G1），冷气体的吸收层延伸到至少30 h_50^-1 kpc的半径。新的数据解决了关于这个系统的几个长期存在的难题，通过（1）发现第二个21厘米的吸收特征，对应于背景射电源的NE波瓣的吸收，以及（2）空间上“分辨”两个吸收特征，以隔离沿着两条视线到相对的射电波瓣的吸收。这些发现解决了紫外线金属和21厘米线之间红移的不一致，并证明中性层确实吸收了背景射电源的两个瓣。简单的运动学模型与倾斜，旋转的气体盘相匹配的观察到的21厘米的配置文件，也是兼容的红移和速度传播的吸收测量在紫外共振线沿第三，独立的视线到类星体核和缺乏21厘米的吸收在早期的VLBI实验是敏感的不透明度对热点在北叶。推断的星系的自转速度和光度与z近似为0的塔利-费舍尔关系是相容的。该系统很好地说明了扩展背景射电源的21厘米吸收是确定类星体阻尼莱曼α类吸收线系统性质的有力工具。
2001-04-27 astro-ph
Mapping the cold molecular gas in a cooling flow cluster: Abell 1795
在几个星系团中发现了冷分子气体（Edge，2001，Salome' & Combes，2003）：单碟望远镜对CO（1-0）和CO（2-1）发射谱线的观测表明，在冷却流星系团的中心区域存在大量的冷气体（高达~10^11 Msol）。我们在这里提出的干涉观测与IRAM高原德布尔干涉仪在阿贝尔1795年。与IRAM 30 m数据的比较表明，探测到的冷气体延伸，表明冷却流的起源。确定的CO功能是非常相似的结构中观察到的Halpha和通过紫外连续过剩观察到的恒星形成区域。大部分的冷气体并不集中在中央cD上，而是位于西北方向射电瓣上最亮的X射线发射区附近。冷气体的运动学是一致的光学星云行为在非常中心的区域。它并不是围绕着中心的cD旋转：速度梯度表明冷气体可能是来自星系团内部介质的冷却气体，被中心星系吸积。与cD轨道对齐的光学细丝与射电喷流和瓣密切相关。为恒星形成提供燃料的物质肯定来自沉积的气体，沿着射电瓣的边缘更有效地冷却。即使存在一些加热机制，这些毫米观测表明，有效的冷却到非常低的温度确实发生，并可能因射电源的存在而加速。
2003-12-19 astro-ph
The cluster-scale AGN outburst in Hydra A
钱德拉对长蛇座A星系团的深层观测揭示了围绕星系团中心活动星系核330兆赫射电瓣的X射线表面亮度的一个特征。这个特征的表面亮度剖面及其与射电瓣的密切联系强烈地表明，它是由扩展的射电瓣驱动的激波阵面。钱德拉的图像还揭示了与射电源相关的其他较小尺度的新结构，包括一个大的空腔和灯丝。激波阵面从星系团中心的活动星系核向外延伸200 - 300千秒差距，其强度沿阵面变化，马赫数在~ 1.2 - 1.4之间。它在离星团中心越远的地方越强，正如预期的那样，由扩大的射电瓣驱动的冲击。简单的模型给出了冲击波阵面的年龄~ 1.4 \times 10 ^8 y，驱动它的总能量~ 10^{61} erg。驱动冲击波的平均机械能与类星体的光度相当，远远超过了调节长蛇座A冷却核心所需的能量。这表明反馈调节冷却芯是低效的，因为大部分能量沉积在冷却芯之外。在这种情况下，集群“预热”的一个重要部分是冷却核心调节的副产品。
2004-08-17 astro-ph
Merging Cold Fronts in the Galaxy Pair NGC 7619 and NGC 7626
我们目前的结果，从{ \it钱德拉}观测星系对NGC 7619和NGC 7626，飞马座集团的两个主要成员。X射线图像显示了与每个星系相关的亮度边缘，我们将其确定为合并冷锋。边缘是尖锐的，边缘的对称轴大致是反平行的，这表明这些星系在天空的平面上相互坠落。合并冷锋的检测意味着一个合并的子群方案，因为另一种方案是星系落入一个预先存在的$\sim1$ keV晕，没有自己的主导星系，这样的物体没有被观察到。我们估计的三维速度从冷锋，并表明，速度矢量确实是最有可能接近天空的平面，与$\sim1190\kms$的相对速度。相对速度是一致的，从两个大致相等的质量亚组，其总病毒质量等于飞马座组的下降预期。我们的结论是飞马座星系团目前是由两个子群合并而成的，主要是NGC 7619和NGC 7626。NGC 7626包含一个强射电源，核心有两个对称的喷流和射电波瓣。虽然我们在X射线表面亮度图中没有发现相关的结构，但温度图显示了南叶外的一团冷气体，推测是由叶夹带的，以及较冷气体延伸到叶本身。喷流轴与NGC 7626的投影运动方向平行（从合并冷锋的对称轴推断），南部领先的喷流与北部落后的喷流相比缩短，可能是由于前喷流遇到的额外冲压压力。
2009-01-22 astro-ph
Cold Feedback in Cooling-Flow Galaxy Clusters
提出了冷流星系和星系团中团内介质加热与冷却之间的Bondi驱动反馈的另一种观点。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。我们建议，反馈发生在整个冷的内部区域（5-30千秒差距）。这里确实存在一个适度的冷却流，非线性的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。其中一些斑点可能不会在中央黑洞上吸积，但可能会形成恒星和冷分子云。我们讨论的条件下，密集的斑点可能会冷却到低温和饲料的黑洞。
2006-11-07 astro-ph
Entropy Limit and the Cold Feedback Mechanism in Cooling Flow Clusters
我提出了一个解释的发现，恒星形成和可见的细丝强的Halpha发射在冷却流集群中发生，只有当最小比熵和辐射冷却时间的集群内介质（ICM），低于一个特定的阈值。这种解释是基于冷反馈机制。在这种机制中，由中心黑洞吸积的质量起源于存在于冷却流区域的扩展区域中的非线性过密气体团。我使用的标准是，反馈循环周期必须长于密集团块的辐射冷却时间，以便大量气体冷却至低温。密度大的液滴的下落时间由下落速度与声速之比来参数化。另一个参数是斑点密度与周围ICM密度的比率。通过采取的冷反馈模型在以前的论文中的参数值，我推导出一个表达式，给出了正确的熵阈值的值。未来的研究将必须更详细地研究这些参数的作用，并表明观察到的集群行为在熵或辐射冷却时间阈值上的急剧变化可以通过模型再现。
2008-07-17 astro-ph
Interaction of Radio Lobes with the Hot Intracluster Medium: Driving Convective Outflow in Hydra A
长蛇座A的射电瓣位于一个空洞内，周围环绕着一个增强的X射线辐射的边缘。虽然明亮的边缘看起来比周围的气体更冷，但现有的钱德拉数据并不排除边缘是由弱激波产生的可能性。温度图显示冷气体沿着长蛇座A的射电轴向外延伸。射电源的年龄和射电波瓣的均分压力反对冲击，与英仙座星团中类似结构的比较也表明边缘是冷的。我们表明，冷亮边不可能是激波诱导冷却的结果，也不可能是激波中的磁场作用的结果。低熵（冷）气体最可能的来源是上升空腔的夹带。这就需要一些方法来将空腔上的浮力传递给周围的气体。如果法拉第屏主要在这个明亮的边缘，那么在九头蛇A中产生法拉第旋转所需的磁场具有适当的特性。在长蛇座A中，由于上升的空洞而产生的质量外流可能足以平衡冷却驱动的流入，从而防止低熵气体在星团核心中的积累。
2001-10-24 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 $（取决于重元素值）。
2000-02-11 astro-ph
The effects of magnetic fields in cold clouds in cooling flows
从某些X射线星系团的光谱中的X射线吸收，推断在星系团的冷却流中存在大量的吸收物质。吸收物质可能是冷云的形式，受到周围热的X射线发射气体的压力限制。冷云可以保持相对静止，直到它们被蒸发或烧蚀破坏，或者引起恒星形成。如果云的最终命运是恒星，则在整个冷却流区域形成的恒星的IMF（$r \sim 100$ kpc）应偏向低质量，以避免冷却流中心星系的非常明亮的蓝色晕。然而，有证据表明在某些冷却流的最内层（r < 10 kpc）区域有明亮的恒星形成，因此，在较小的半径上，IMF偏向低质量的现象应该不会发生，或者不太重要。对磁场的考虑可能会阐明这两点。如果存在磁场，在建立恒星形成的自然质量尺度时，除了金斯质量外，还应该考虑磁临界质量。当这个新的质量尺度被考虑在内，我们得到正确的变化的偏置的IMF的半径，除了抑制高质量的恒星形成在大半径。我们还证明了磁重联是一个有效的比双极扩散在消除冷云中的磁场。
1998-10-19 astro-ph
The physical conditions within dense cold clouds in cooling flows II
这是一份我们对冷核中冷却流凝结条件的数值模拟的进展报告。任何非平衡等离子体中的物理条件都是一系列微物理过程的结果，其中许多涉及本身就是研究领域的反应。我们回顾了我们以前发表的模拟中占主导地位的物理过程，以澄清那些在文献中引起混乱的问题。我们发现，在X射线照射的云的核心的条件是非常不同的分子云中发现的，主要是因为碳仍然基本上是原子，并通过其远红外线提供强大的冷却。我们展示了不透明度项目的结果如何对我们的预测产生重大影响，这主要是因为原子和第一离子的光电离截面现在计算得比以前估计的要大得多。最后，我们表明，预测的条件受到强烈的影响，如微湍流或存在少量的灰尘等复杂性。除了最近探测到的较温暖的分子气体外，冷却流中可能存在大量的冷密度气体。
2002-05-13 astro-ph
Formation of cold filaments in cooling flow clusters
丝状结构形式的发射线在冷却时间短的明亮团簇中很常见。在英仙座星系团中，最近通过CO观测发现了与H $α$细丝紧密相连的冷分子气体。为了了解这些星系结构的起源，我们研究了英仙座星系团中受活动星系核中心活动扰动的ICM热气体的演化。使用非常高的分辨率TreeSPH模拟结合多相模型和等离子体气泡模型，我们已经能够遵循周围的气泡的扰动ICM气体的密度和温度的演变。我们的模拟结果表明，一小部分的$1-2 \rm{keV}$气体存在于集群的中心被捕获和携带的上升浮力气泡到更高的半径，AGN加热是不太有效的。辐射冷却使其在$10^4 \rm{K}$下方数十万年内冷却，在尾流和气泡边缘形成冷的丝状结构。
2007-11-26 astro-ph
Formation of cold molecular filaments in cooling flow clusters
在英仙座星系团\cite{salome06}的冷却流中心的新CO观测显示了分子气体与先前探测到的H- $α$细丝\cite{conselice01}的明确相关性。在这张海报中，我们提出了英仙座星系团的高分辨率多相模拟，考虑到活动星系核的反馈形式的热浮力气泡。这些模拟表明，大量的气体可以在远离中心的地方冷却。活动星系核的反馈提供了一些加热，但也触发了热气体压缩，这有利于冷却（正反馈），即使在高半径（$R>30 \rm{kpc}$）。冷却的气体流入团簇核心，形成观察到的细丝。
2006-10-31 astro-ph
CO emission associated with a cooling flow
星系团中心冷却流的存在一直是一个谜，特别是冷却气体的命运，因为冷气体的存在从未被直接证明。钱德拉和XMM-Newton卫星的X射线数据限制了冷却量，人们意识到来自中央AGN及其喷流的反馈和加热可以减少冷气体的量。最近，在CO谱线上发现了几个冷流团的中心星系。我们首次给出了冷却流中CO（1-0）和CO（2-1）发射的IRAM干涉图，显示了冷气体（约20 K）与冷却流的清晰关联。这表明，虽然活动星系核提供了反馈加热，但冷却现象确实发生了，并且大约以预期的速率发生。
2003-10-24 astro-ph
Cold molecular gas in the Perseus cluster core - Association with X-ray cavity, Halpha filaments and cooling flow -
最近在几个星系的冷却流团中发现了冷分子气体，那里经常有巨大的光学星云。这些光学细丝与冷却流和相关现象密切相关，例如由射电喷流提供的相对论等离子体的上升气泡。本文给出了英仙座星系团NGC 1275中央星系周围与一些H α细丝有关的冷分子气体的CO（2-1）旋转线图。这张地图，从星系中心延伸到大约50千秒差距（135角秒），是由18个接收器阵列HERA制作的，位于IRAM 30米望远镜的焦点。虽然大部分的冷气体都集中在星系的中心，但CO的发射也明显与电离气体中明显的延伸细丝有关，并且可以追踪到一个可能的储存库，为那里的恒星形成提供燃料。在X射线气体可以更有效地冷却的地方也发现了一些CO排放：在中央X射线腔的边缘（那里的热气被认为是被中央活动星系核膨胀的射电瓣挤出和压缩的）。在NGC 1275中，CO的整体运动学没有显示出任何旋转。冷气体可能是落在星系中心的气体和被团内介质中上升气泡拖出的上升气体的混合物。正如最近在其他星系团核中所提出的，冷气体特有的形态和运动学支持了一个间歇性冷却流的图景，其中活动星系核起着重要的作用。
2006-03-14 astro-ph
Chandra X-ray Observations of the Hydra A Cluster: An Interaction Between the Radio Source and the X-Ray-Emitting Gas
我们提出钱德拉X射线观测的长蛇座星系团A，我们报告的发现，在中央80千秒差距的集群的X射线发射气体的结构。最值得注意的结构是X射线表面亮度的凹陷，直径为$\sim 25-35$千秒差距，与九头蛇A的射电瓣一致。这些凹陷几乎没有发射X射线的气体，也没有证据表明射电瓣周围有激波加热的气体。我们认为，表面亮度凹陷内的气体被取代的射电瓣扩大亚音速，在炎热的大气中留下空腔。最亮星系团（BCG）的气体温度从70 kpc时的4 keV下降到20 kpc内的3 keV，气体冷却时间为$\sim 600$ Myr。这些特性与半径为70 kpc的$\sim 34 \msunyr$冷却流的存在是一致的。明亮的X射线发射存在于围绕着最近吸积的星云发射盘和年轻恒星的BCG中。恒星的形成速率与盘体中热气的冷却速率相当，尽管在更大半径下冷却物质的汇仍然难以捉摸。
2000-01-25 astro-ph
Outer jet X-ray and radio emission in R Aquarii: 1999.8 to 2004.0
钱德拉和VLA在2004年对共生星R Aqr的观测显示，这些观测与1999年VLA和钱德拉在2000年的观测之间有三到四年的时间间隔。本文报道外层热X射线叶喷流和射电喷流的演化。来自外部X射线波瓣喷流的辐射比外部射电喷流更远离中央双星，并且来自被解释为被冲击加热到~10^6 K的物质，这可能是中央双星喷射出的高速物质与气体密度增强的区域碰撞的结果。在2000年至2004年间，东北方向（NE）的外X射线叶喷流远离中央双星，其视投影运动约为580 km s^-1。西南（SW）外X射线叶喷流在2000年和2004年之间几乎消失，可能是由于绝热膨胀和冷却。在2000年至2004年期间，东北射电亮点也远离中央双星，但其视速度比东北X射线亮点小。在1999年和2004年的无线电中都没有发现西南外叶喷流。估计X射线发射材料的密度和质量。冷却时间，冲击速度，压力和约束进行了讨论。
2007-05-17 astro-ph
The 6.4 keV Fluorescent Iron Line from Cluster Cooling Flows
对于冷却流的内部区域（例如，在$\sim$ 50- 100 kpc的半径内），大量冷却流中的热气体的汤姆逊光学深度可以与$\sim 0.01$一样大。假设内部区域的冷却时间比团簇的寿命短几倍，则积累的冷气体的汤姆逊深度可以相应地更高（如果大部分气体保持云的形式）。热气体的X射线辐射对冷云的照射应导致出现6.4 keV的铁荧光线，其等效宽度与$τ_T$成比例。等效宽度仅微弱地取决于云的详细性质，例如取决于单个云的柱密度，只要柱密度小于几个$10^{23} cm^{-2}$。另一个与冷气体有关的效应是明亮X射线发射线的康普顿肩部的通量。它也与冷气体的汤姆逊光学深度成线性比例。新一代X射线望远镜结合了大有效面积和高光谱分辨率，可以测量冷却流中冷气体的质量（及其分布）。
1998-02-11 astro-ph
Cooling flows in clusters of galaxies
许多星系团核心的气体温度在中心100千秒差距半径内向内下降约三倍或更多。在同一区域，辐射冷却时间从5年或更长的Gyr下降到大约10^8年。虽然它似乎已经发生了冷却，XMM和钱德拉光谱显示没有证据表明低于1-2千电子伏的气体强烈的质量冷却速率。钱德拉的图像显示，黑洞与射电瓣和冷锋重合，表明核心区域是复杂的。这里的观测情况进行审查和持续冷却可能被隐藏的方式进行了讨论，togther与任何热源的影响，平衡辐射冷却。
2002-01-23 astro-ph
A multiband study of Hercules A. I. ROSAT observations of the intracluster medium
我们对武仙座A强射电源周围的团内气体进行了ROSAT PSPC和HRI X射线观测。该星团在X射线下发光（L_bol = 4.8x10^37 W），射电源的宿主是该星团的中央主导星系。X射线的表面亮度轮廓很好地拟合了一个修改后的国王贝塔模型，但集群被拉长平行于射电源，特别是在规模的射电瓣。与单个象限的拟合使核心半径沿射电轴增大50%。这种伸长的一部分似乎与叠加在外部射电瓣上的增强的X射线发射有关。如果相对论等离子体取代了ICM，那么与射电瓣一致的X射线发射中没有明显的凹陷。然而，我们表明，这些抑郁症可能是相当弱的。根据PSPC数据的表面亮度分布，X射线发射延伸到~ 2.2 Mpc半径。在没有强大喷流的情况下，我们预计星团中心会有一个冷却流，但目前它必须受到射电瓣扩张的严重干扰。PSPC光谱揭示了ICM的冷分量，具有0.5 < kT < 1 keV。如果冷组分集中在中心，则中心冷却时间可以低至2 Gyr，否则约为6 Gyr。模拟的中心电子密度是典型的适度冷却流。最后，我们探测到了来自一个致密中心源的微弱X射线辐射。
2004-02-03 astro-ph
From Young and Hot to Old and Cold: Comparing White Dwarf Cooling Theory to Main Sequence Stellar Evolution in Open Clusters
我探讨了目前的能力，白矮星冷却理论和恒星演化理论，以准确地确定恒星星族年龄比较使用这两种技术的疏散星团的年龄范围从0.1至4 Gyr。我发现白矮星和主序星演化年龄在整个年龄范围内，目前可供研究的协议。我还发现，直接比较主序关闭年龄的白矮星年龄是只有弱敏感的实际水平的错误，在集群的距离，金属丰度，和红化。白矮星和主序星年龄之间的额外详细比较有巨大的潜力来完善和校准这两个重要的时钟，我提出了新的模拟有前途的疏散星团目标。对这些白矮星研究最苛刻的要求是非常深（V > 25-28）的星团观测，这是最古老的白矮星的昏暗所必需的。
2005-02-14 astro-ph
X-ray Absorption Due to Cold Gas in Cluster Cooling Cores
我们计算了团簇冷却流模型的出射X射线性质，包括累积冷却物质的影响。这种冷却气体的不透明性会降低冷却流的整体X射线光度，基于这些光度的Mdot值会低估真实值约2倍。我们发现，积累的冷却材料可以产生出射表面亮度分布很像那些观察到的，即使是几乎均匀的气体分布。因此，在冷却流的中心区域（r < 10 kpc）中，比假定气体光学薄的情况下从观察到的X射线表面亮度分布推断出的气体更多的气体可以冷却到低于X射线发射温度。同样，冷却流的中心密度和压力可能被低估了。我们发现，在冷却流中的分布式吸收产生了一些可观察到的影响，在光谱中，这可能使它能够区分由于在我们的银河系中的气体吸收。这些包括低于2 keV的连续谱的特征抑制，吸收功能，如红移O K边，和共振发射线的强度减小。前景吸收模型不能很好地拟合包含本征吸收效应的光谱。试图将这种模型拟合到空间分辨光谱可能导致低估真实吸收柱3-20倍。根据模型的具体情况，对整个冷却流区域的积分光谱的拟合可能低估或高估吸收气体的质量。我们讨论了AXAF、XMM和Astro-E对这些效应的潜在检测。
1999-03-09 astro-ph
Thermal equilibrium of cold clouds in PKS 0745-191
PKS 0745-191是一个强大的射电源，拥有已知最大的冷却流之一（De Grandi，Molendi 1999）。一小部分冷气体可以聚集成小分子云。我们研究了在冷却流区中，由较大云的碎裂形成的子云所能达到的最低温度。
1999-11-11 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
Two-Phase Cooling Flows with Magnetic Reconnection
出于对冷却流团中测量的高法拉第旋转测量的观察，我们提出了一个与具有可比的热压力和磁压力的等离子体相关的模型。磁场重联可能在改变中心冷却流区域中的磁场的拓扑结构中起主要作用。拓扑变化的影响是冷通量回路可以重新连接到连接到集群的整个热库的热通量回路。在3 x 10^8-10^9年的时间尺度上，在热阶段和冷阶段之间可能会有一个快速的物质再循环，这可能会使推断的流入和物质凝结速率至少降低一个数量级。中心多相介质是这种模型的直接结果。在整个冷却流中，热回路的填充因子（T > 2 × 10^7 K）是一个数量级。冷回路的填充因子（T < 2 x 10^7 K）为0.1-1%，相应的冷相质量分数为1- 10%。一个关键的参数是场的相干长度相对于冷却半径和场能量的分布与规模。当冷却半径大于场相干长度时，冷却流照常进行。然而，当相干长度大于中心冷却半径时，可以利用储存器的热能，并且可以非常显著地降低质量冷凝速率。必须满足三个附加条件：一。冷回路必须能够在冷却时间内下降至少与热回路之间的平均距离一样远; II.回路必须在重新连接时进入蒸发阶段;以及III.足够数量的热回路穿透冷相区，为辐射损失提供动力。
1996-03-17 astro-ph
The Source of Mass Accreted by the Central Black Hole in Cooling Flow Clusters
本文报道了冷流团冷反馈加热的研究。在冷反馈模型中，中心黑洞吸积的质量来源于存在于扩展区域（r ~ 5-30 kpc）的非线性过密气体团;这些团最初是热的，但随后比它们的环境冷却得更快，并向中心下沉。簇内介质（ICM）熵分布必须很浅，以便斑点作为冷斑点到达中心。我建立了一个玩具模型，以探索冷反馈机制中的熵分布和密集斑点人口的作用。中心黑洞的质量吸积速率取决于ICM的冷却时间、熵分布和不均匀性的存在。质量吸积率决定了黑洞注入ICM的能量。这些活动星系核（AGN）的爆发不仅加热了ICM，而且改变了星团中的熵分布，并导致了不均匀性，这些不均匀性是未来密集团块的种子。因此，除了ICM温度（或能量）之外，ICM熵分布和ICM不均匀性也是反馈机制中的成分。
2006-05-10 astro-ph
The Role of Cold Flows in the Assembly of Galaxy Disks
我们使用高分辨率的宇宙流体动力学模拟来证明，冷流气体吸积，特别是沿灯丝，修改的标准图片的气体吸积和冷却到星系盘。在标准图中，所有气体在进入维里半径时，最初都被加热到星系的维里温度。低质量星系则是由远低于维里温度的气体吸积所主导，即使在更大质量的星系中能够形成热晕，也存在着致密的细丝，这些细丝穿透维里半径并将冷气体输送到中央星系。对于~L* 的星系，这种冷的吸积气体一直是盘中恒星形成的原因。即使对于质量更大的星系，在早期，冷流也主导着盘的生长。在这个修改后的图片中，星系能够吸积大量的冷气体，较低的初始气体温度导致更短的冷却时间到达磁盘。虽然恒星在星盘中的形成被超新星的反馈所减缓，但短的冷却时间允许恒星盘在比标准模型预测的更高的红移下生长。
2008-11-29 astro-ph
Chandra Observation of MS 1455.0+2232: cold fronts in a massive cooling flow cluster?
本文介绍了对星系团MS 1455.0+2232的Chandra观测。根据以前的ASCA和ROSAT观测，这个星系团被确定为一个“松弛”的星系团，是探测到的最大的冷却流之一。在较高的角分辨率下，钱德拉X射线图像显示了X射线峰值两侧的两个表面亮度边缘：第一个在190 kpc以北，第二个在450 kpc以南。尽管这一观测的低曝光限制了我们限制两个边缘温度跳跃的能力，但我们表明，北部边缘很可能是一个“冷锋”，类似于钱德拉最近在星团A2142，A3667，RX J1720.1+2638和A2256中观测到的其他冷锋。观测到的冷锋极有可能是由一团大小的暗物质晕自南向北运动产生的。对于这个观测到的移动子团的存在，最自然的解释是MS 1455.0+2232是一个合并星团，在它完全放松之前的最后阶段。然而，这种情况似乎不太可能发生，因为集群没有显示出正在进行合并的进一步迹象。此外，尚不清楚大规模的冷却流是否能够在这种合并中幸存下来。我们提出了一个替代方案，其中，作为RX J1720.1+2638，MS 1455.0+2232是两个同位密度扰动的分层崩溃的结果，第一个组规模的扰动崩溃，其次是第二个集群规模的扰动崩溃包围，但没有破坏，第一个。我们认为，冷却流可能已经开始内已经崩溃的集团规模的扰动，并可能已被放大的气体压缩引起的上覆的主集群质量的下落。
2001-08-29 astro-ph
X-ray Cavities and Cooling Flows
最近的数据已经从根本上改变了X射线对冷却流团的看法。X射线光谱显示，尽管冷却时间很短，但只有很少的热的团内介质的温度低于约1 keV。在越来越多的冷却流簇中，发现中心射电源的瓣在热气体中产生空腔。一般来说，这些空洞相对于星团内的气体来说并不超压，而是像无线电发射等离子体的浮力气泡一样，在它们上升时驱动循环，混合和加热星团内的气体。所有这些都指向射电源，即活动星系核，作为阻止气体冷却到低温的热源。然而，由于气泡单独加热似乎是不够的，所以冷却流的能量学仍然模糊。我们简要回顾了支持这一观点的数据和理论，并讨论了冷却流的能量学。
2003-11-12 astro-ph
Cooling of X-ray Emitting Gas by Heat Conduction in the Center of Cooling Flow Clusters
我们研究的可能性，大部分的气体在温度为10^7 K的冷却流团通过热传导冷却到较低的温度，而不是通过辐射冷却。我们认为，当这个过程被纳入所谓的"适度冷却流模型"时，其中星系团内介质的有效年龄远低于星系团的年龄，大大降低了预期的来自温度<10^7 K的气体的X射线亮度。在这个模型中，由X射线观测结果推断的~10^7 K气体的辐射质量冷却率很容易满足，它小于过去引用的质量冷却率的20%。热传导受冷云（~10^4 K）中的磁场线与团内介质中的磁力线重联的调节。一个狭窄的传导锋形成，尽管相对较低的温度，允许有效的热传导从热ICM冷云。冷云中的磁力线和团内介质中的磁力线之间的重联只有在ICM中的磁场足够强时才发生。这只发生在冷却流团的内部区域，在r~10 - 30 kpc。H α光子数与冷却的氢原子数之比很大，这一点可以用这种情况来解释。
2004-06-15 astro-ph
Numerical convergence of physical variables in hydrodynamical simulations of cooling clusters
从流体动力学SPH模拟星系团的结果被用来调查的依赖最终集群的X射线性质的数值分辨率和物理气体过程的假设模型。两种不同的空间平坦宇宙学模型被认为是：一个低密度冷暗物质宇宙与真空能量密度Ω_L=0.7（LCDM）和冷+热暗物质模型（CHDM）。这些模拟首先包括辐射冷却，然后也包括冷气体粒子到恒星的转换。当冷气体粒子被允许转化成恒星时，最终的气体轮廓显示出明确的核心半径，温度轮廓几乎是平坦的。对于LCDM模型中最大规模的测试集群，这些模拟显示了集群核心中显著的冷却流。这个星团被详细分析，用不同的恒星形成方法进行模拟，并提高了数值分辨率。不同运行之间的比较表明，模拟的结果，基于恒星形成方法，其中气体转化成恒星是由一个效率参数c_star控制，是敏感的数值分辨率的模拟。在这方面，基于局部密度阈值的恒星形成方法，如Navarro和White（1993），显示出更稳定的结果。最终的X射线光度被认为是数值稳定的，不确定性的一个因素。
2001-10-25 astro-ph
Cluster cores and cooling flows
许多星系团核心的气体温度在中心100千秒差距半径范围内向内下降约三倍或更多。在同一区域，辐射冷却时间从5年或更长的Gyr下降到几个10^8年以下。虽然看起来冷却流正在发生，但XMM-牛顿谱没有显示出低于1- 2 keV的气体的强质量冷却速率的证据。钱德拉的图像显示，黑洞与射电瓣和冷锋重合，表明核心区域是复杂的。对观测情况进行了评述。很可能某种形式的加热在降低质量冷却速率方面是重要的，最高可达十倍。从热的外部气体或加热从中央射电源的热传导进行了讨论，连同可能的方式，其中可能发生持续冷却。平行的重子部分星系的形成进行了探讨。
2002-10-07 astro-ph
IC5063: AGN driven outflow of warm and cold gas
我们提出了新的ATCA 17-和24-GHz的无线电图像和ESO-NTT光谱的射电响亮的塞弗特星系IC 5063，第一个星系中的一个快速（~ 600公里/秒）流出的中性氢被发现。新的无线电数据证实了三重无线电结构与一个中央核心和两个解决无线电波瓣。这意味着先前探测到的中性气体的快速流出发生在离核的地方，靠近距离核心约0.5 kpc的射电瓣。电离气体在与无线电发射同空间的区域中显示出复杂的运动学。在射电瓣区域观察到宽范围的蓝移（~ 500 km/s）发射，与蓝移HI吸收位置相同。电离流出的速度与HI中发现的速度相似。射电和光学性质之间的一阶对应关系表明，外流是由射电喷流和ISM之间的相互作用驱动的。尽管高流出速度，没有证据表明，由于快速冲击的流出区域的气体的电离，表明光电离活动星系核可能是占主导地位的电离机制。与冷气体的流出速率相比，热（电离）气体的流出速率较小。与HI相关的质量流出率与ULIRG中“温和”恒星暴驱动的超级风的范围相同。然而，在IC 5063中，活动星系核驱动的外流似乎仅限于星系的内部kpc区域。与HI外流相关的动能只占星系爱丁顿光度的一小部分（几× 10^-4），但却占核辐射热光度的很大一部分（约0.1）。在IC 5063中，外流可能有足够的动能对宿主星系中ISM的演化产生重大影响。
2007-10-05 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
Scaling Relation to Understand Non-Detection of Cold Gas at the Cluster Center
最近的XMM-牛顿星系团的观测表明，软X射线光谱与简单的等压冷却流模型不一致。几乎没有从模型中预期的冷气体的特征。这表明我们还没有很好地理解星系团中热气体的物理学。对气体冷却行为的定量评价不仅对理解星系团本身，而且对研究宇宙学和星系形成都很重要。为了澄清这个问题的报道的差异，我们已经研究了星系团的标度关系的基础上的自相似性假设。我们还提出了一个观察策略来解决这个问题。
2002-01-07 astro-ph
Chandra Observations of the Central Region of Abell 3112
我们提出的结果{\it钱德拉}观察的中心区域的阿贝尔3112。这个星团的中心有一个强大的射电源，被认为有一个强大的冷却流。X射线图像显示，团内介质（ICM）在大尺度上分布平滑，但在中心附近与简单的同心椭圆等照度线模型有明显的偏差。过量发射区似乎围绕着两个叶状的无线电发射区。这种结构可能表明热X射线气体和射电瓣正在相互作用。从环隙的X射线光谱分析，我们发现了明确的证据，温度下降和丰度增加的中心。中心区域的X射线光谱与单温度热等离子体模型一致。来自具有气体冷却的多相冷却流部件的X射线发射对局部非常低的温度的贡献被限制为小于总发射的10%。然而，整个集群的光谱表明，ICM作为一个整体显着冷却，但只有在有限的温度范围内（$\geq 2$ keV）。在冷却半径内，基于斯皮策电导率的传导时间尺度比冷却时间尺度短。我们在星团中心探测到一个X射线点源，它与中央cD星系的光学核和相关射电源的核心重合。中心点源的X射线谱可以用1.3keV的热等离子体和光子指数为1.9的幂律分量拟合。热成分可能是等离子体与cD星系。我们把幂律分量归因于中央活动星系核。
2003-06-09 astro-ph
X-ray spectra produced by a hot plasma containing cold clouds
本文计算了小的冷的稠密云弥漫的热等离子体的硬X射线谱。等离子体的主要冷却机制是来自云的软热发射的康普顿冷却。我们数值计算了等离子体的平衡温度和逃逸谱。光谱主要取决于填充热相的冷云的量。云覆盖因子被限制为低，以产生类似于在Seyfert星系和X射线双星中观察到的光谱，这意味着需要一个外部反射器，以再现所观察到的反射振幅的全部范围。我们还推导出解析估计的X射线光谱斜率和反射振幅使用逃逸概率形式主义。
2002-04-24 astro-ph
