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
The Impact of Cooling and Feedback on Disc Galaxies
我们提出了详细的，分析模型的盘星系的形成，研究冷却和反馈对它们的结构特性的影响。特别是，我们调查直接从模型中提取的观测值是最适合维里质量估计，并在何种程度上允许恢复的反馈和冷却效率的模型输入参数。与天真的预期相反，盘星系的光度和圆周速度是总维里质量的极差指标。相反，我们表明，光盘尺度长度和旋转速度的平方的产品产生一个更强大的估计。我们发现，反馈可以导致星系质量分数和晕自旋参数之间的窄相关性，类似于最近发现的van den Bosch，Burkert和Swaters从矮星系旋转曲线的分析。最后，我们研究了冷却和反馈对盘星系的颜色、金属丰度、恒星形成历史和Tully-Fisher关系的影响。
2001-12-31 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
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
The Regulation of Cooling and Star Formation in Luminous Galaxies by AGN Feedback and the Cooling-Time/Entropy Threshold for the Onset of Star Formation
利用宽波段光学成像和Chandra X射线数据，对46个团中央优势星系（CDG）的恒星形成、团内介质（ICM）和中央活动星系核（AGN）之间的关系进行了研究。我们发现，当热大气的中心冷却时间低于~ 5 × 10^8年，或者说当中心熵低于~ 30 keV·cm ^2时，恒星形成的起始点会出现一个非常明显的临界点。除了这个标准之外，在冷却流中的恒星形成似乎还需要X射线和星系的质心位于彼此的20 kpc以内，并且喷流（腔）功率小于X射线冷却光度。这三个标准，再加上我们样本中的冷却时间与活动星系核爆发（空腔）年龄的高比率，直接将CDG中恒星形成和活动星系核活动的存在与团内等离子体的冷却不稳定性联系起来。我们的研究结果提供了令人信服的证据，AGN反馈到热ICM在很大程度上负责调节冷却和恒星形成的核心集群，导致显着增长的超大质量黑洞在CDG在晚些时候。
2008-06-11 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
Feedback from Intra-Cluster Supernovae on the ICM in Cooling Flow Galaxy Clusters
研究了星系间超新星（SNe）的加热和金属富集对星系团内介质（ICM）的影响。最近的观测表明，在星系团中，相当一部分（~ 20%）的Ia型超新星母恒星星族是星系际的。通过考虑它们对冷却流簇的松弛祖细胞的影响，我们提出簇内SNe可以作为一个分布式热源，这可能会影响冷却流形成的初始阶段。我们调查的增加冷却时间作为一个函数的能量输入提供SNe和他们假设的空间分布，并得出结论，集群内SNe代表一个热源，在某些集群可以导致延迟的冷却流的形成。这意味着一些冷却流比以前认为的要年轻。我们还讨论了一个大的人口集群内SNe可能对冷却流集群的ICM的化学演化的影响。
2004-05-25 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
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
