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
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
A Multiwavelength Analysis of the Strong Lensing Cluster RCS 022434-0002.5 at z=0.778
我们提出了两个（共101 ks）钱德拉观测z=0.778光学选择透镜集群RCS 022434 -0002.5的结果，随着弱透镜和动力学分析这个对象。在R（2500）（362 h（70）^（-1）kpc）范围内提取的X射线谱导致5.1（+0.9，-0.5）keV的积分簇温度。RCS 022434 -0002.5的表面亮度曲线表明堆芯中存在轻微过量的发射。这个物体的硬度比图像显示，这个中心发射主要是由软X射线产生的。进一步的研究得出星系团的冷却时间为3.3 × 10^9年，这还不到当前LCDM宇宙学中宇宙年龄的一半。一个弱透镜分析使用HST图像，我们的弱透镜质量估计被发现是在很好的协议与X射线确定的质量的集群。光谱分析显示，RCS 022434 -0002.5的速度色散为900 +/- 180 km/s，与其X射线温度一致。然而，发现RCS 022434 -0002.5的核心气体质量分数比预期的普遍值低三倍。X射线点源的径向分布在这个星团的R（200）范围内，峰值约为0.7 R（200），这可能表明星团势影响了该半径处的活动星系核活动。X射线和无线电（VLA）点源位置之间的相关性也进行了检查。
2007-08-27 astro-ph
Simulations of Hot Bubbles in the ICM
本文综述了具有冷却流的星系团中团内介质的一般性质，特别是由一个强大的活动星系核（AGN）注入热等离子体对团内介质的影响。据观察，在某些情况下，热等离子体在ICM中产生空腔，这些空腔最终分离并上升，也许是有害的。由上升的气泡引起的气体动力学可以帮助解释在具有冷却流的团簇中没有冷却的气体组分。这种情况下，探索使用数值模拟。
2004-09-15 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
The powerful outburst in Hercules A
射电源武仙座A位于一个冷却流星系团的中心，红移z = 0.154。钱德拉X射线图像显示，在射电源周围的团内介质（ICM）中有一个激波阵面，距离容纳它的活动星系核（AGN）约160千秒差距。该激波的马赫数为1.65，使其成为迄今为止发现的由活动星系核爆发驱动的最强的团尺度激波。爆发年龄约为5.9e7y，能量约为3e 61 erg，平均功率约为1.6e46erg/s。至于其他大型活动星系核爆发在冷却流集群，这爆发的辐射损失的ICM的武仙座A集群的一个因素~100。它补充了活动星系核爆发是ICM预热的一个重要来源的情况。除非武仙座A中活动星系核的机械效率超过10%，否则中心黑洞必须增长超过1.7e8 Msun才能为这一次爆发提供动力。
2005-04-15 astro-ph
AGN Feedback on the Intracluster Medium
与星系团相比，星系团在X射线下的亮度相当低，因此前者的星系团内介质必须相当低密度。我们认为这是由于当成员星系中的重子凝聚成最终在SNe中的恒星时，或者吸积到中心的超大质量黑洞上时，大量的能量反馈到ICM中，从而为AGN提供能量。我们计算了活动星系核驱动的外流效应和爆发效应以及由此产生的亮度-温度关联L_X-T。我们将其与SN贡献和X射线数据进行了比较;后者要求活动星系核的能量与周围的ICM在大约5 - 10^{-2}的分数能级上耦合。我们将L_X-T行为与活动星系核反馈对宿主星系气体的平行效应联系起来，发现星系速度色散与中心BH质量之间的相关性高达M_{\bullet} \propto σ^5。
2002-10-18 astro-ph
Convection and AGN Feedback in Clusters of Galaxies
大量研究表明，由于各向异性热传导和宇宙射线的影响，团内介质的对流稳定性判据与Schwarzchild判据有很大的不同。在这些研究的基础上，我们开发了一个模型的ICM中，中央活动星系核（AGN）吸积热的团内等离子体在邦迪率，并产生宇宙射线，导致ICM成为对流不稳定。由此产生的对流加热团内等离子体，并调节其温度和密度分布。通过调整模型中的一个参数（宇宙射线加速区域的大小），我们能够在8个星团的样本中实现与观测到的密度和温度分布的良好匹配。我们的研究结果表明，对流是一个重要的过程在集群的核心。我们的解决方案的一个有趣的特点是，冷却速率更急剧的峰值比对流加热速率的集群中心。因此，在我们的样本中的几个集群中，一个紧凑的冷却流出现在中心区域的大小R，通常是几个kpc。冷却流在较小半径处与邦迪流匹配。邦迪流中的质量增长率等于质量通过冷却流流入的速率，并受其控制。我们的解表明活动星系核通过控制R来调节这些星系团的质量吸积率：如果活动星系核功率上升到平衡水平以上，R减小，质量吸积率下降，活动星系核功率下降回到平衡水平。
2007-08-20 astro-ph
The Heating of the ICM: Energy Crisis and viable solutions
X射线观测表明，非引力过程在团内介质（ICM）的热力学中起着关键作用。非引力过程的影响在ICM中作为熵最小值而被铭记，其影响在亮度-温度关系和熵-温度关系中可见。然而，仅凭X射线辐射无法区分不同的机制和加热源。目前还没有答案的以下问题：有多少非引力能量每个重子是目前在ICM？这能量是什么时候注入的？暖气的来源有哪些？这些问题面前的尴尬是放大的事实，最可行的加热源，SNae和恒星风，似乎是低效的，使ICM观测到的熵水平。我们可以称之为能源危机。在这里，我们回顾了这场危机的主要方面，列出了可能的解决方案，包括其他来源，如活动星系核和射电星系，或其他机制，如大规模冲击和选择性冷却。
2001-09-05 astro-ph
A deep Chandra observation of Abell 4059: a new face to radio-mode AGN feedback?
本文报道了对冷却核团簇Abell 4059（A4059）的深Chandra观测。先前的研究在A4059的中心区域发现了两个X射线空洞，以及在星团中心西南20 kpc处的X射线发射脊。这些特征显然与位于cD星系的射电星系PKS 2354 -35有关。我们的新数据证实了这些先前的发现，并加强了先前的建议，即西南脊比周围的ICM大气更冷，密度更大，但压力近似平衡。此外，我们还发现了一个弱的冲击，环绕在北部和东部的空腔结构的证据。我们的数据使我们能够映射的二维分布的金属在ICM的A4059的第一次。我们发现，西南脊具有异常高的（超太阳）金属。不寻常的形态，温度结构和金属分布都指向显着的不对称性在ICM大气开始之前的射电星系活动。出于非常高的金属性的SW脊，我们假设ICM的不对称性是由非常快速剥离的金属富集气体从星暴星系，暴跌通过核心的A4059。此外，我们认为，在cD星系的强大的射电星系活动的发病可能已经启动了这个星爆/剥离事件，无论是通过潮汐冲击的冷气体原生的cD星系，或吸积的冷气体已被剥离的星爆星系。
2008-02-04 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
Hydrostatic equilibrium of a porous intracluster medium: implications for mass fraction and X-ray luminosity
星系团核心的团内介质（ICM）中存在的稀释热腔改变了气体温度与其X射线发射特性之间的关系。使用流体静力学方程的多孔介质，我们解决了ICM密度为一个给定的温度作为一个函数的填充因子的稀释气泡。我们发现，在给定的温度下，核心X射线亮度随着填充因子的增加而增加。如果星系团中活动星系核的频率在过去较高，那么填充因子可能相应地是重要的，这意味着在高红移时星系团的标度关系。这对于核心性质，包括温度-光度（$L_X-T$）关系和核心气体质量的估计尤其重要。结果表明，ICM的孔隙度的核心的$L_X-T$关系的时代依赖的敏感性。对这种效应的探测将为活动星系核的反馈提供新的见解。
2008-09-18 astro-ph
Metal Enrichment in the Intra-Cluster Medium
综述了团簇内介质（ICM）重元素富集的研究进展。现在有很好的观测证据表明富集，包括丰度比和金属丰度分布。浓缩过程中所涉及的各种过程-冲压压力剥离、星系风、星系-星系相互作用、活动星系核外流和星系团内超新星-得到了描述。考虑到金属富集的ICM演变的模拟。
2006-11-20 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
Radiative cooling, heating and thermal conduction in M87
钱德拉和XMM-牛顿观测星系团所带来的标准冷却流模型的危机，导致了几个模型的发展，探讨不同的加热过程，以评估他们是否可以淬火冷却流。其中最吸引人的机制是通过活动星系核沉积在ICM中的浮力气体进行热传导和加热。我们结合Virgo/M87对三颗卫星（Chandra、XMM-Newton和Beppo-SAX）的观测来检查星系团中心ICM的动态。使用光谱解投影技术，我们推导出描述ICM的物理量，并确定平衡冷却流所需的额外加热，假设热传导在斯皮策值的固定分数下工作。我们假设额外加热是由于浮力气体，我们使用Ruszkowski和Begelman（2002）开发的模型拟合数据。我们导出了$\sim 5$ kpc模型的尺度半径，它与M87活动星系核喷流扩展相当，以及一个$few \times 10^{42}$ erg s $^{-1}$的活动星系核所需的光度，它与观测到的活动星系核光度相当。我们讨论了一种情况下，浮力气泡充满相对论粒子和磁场负责无线电发射的M87。活动星系核被认为是间歇性的，并通过一系列的爆发注入浮力气泡群。我们还研究了在射电叶中检测到的X射线冷分量，并认为它是结构化的斑点，这些斑点与射电浮泡有关。
2004-04-05 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
Matter content in AGN jets: constraint from cocoon dynamics?
用新的方法研究了活动星系核喷流的物质含量。我们模拟了它的茧嵌入在集群内介质（ICM）的动态膨胀。通过比较观察到的茧的形状与理论模型的预期，我们估计的总压力（$P_{\rm c}$）和电子温度（$T_{e}$）的茧。利用热点的非热能谱和ICM喷流推力与流场压强之间的动量平衡分析，约束了总电子数密度（$n_{e^{-}}$）。结合所得到的$P_{\rm c}$、$T_{e}$和$n_{e^{-}}$，我们约束了射流中的物质含量。我们发现，在天鹅座A的情况下，质子数密度与电子数密度之比是$10^{-3}$的数量级。这意味着喷流中存在大量的正电子。
2005-08-14 astro-ph
Chandra X-ray Observations of the 0.6 < z < 1.1 Red-Sequence Cluster Survey Sample
我们介绍了Chandra对13个0.6<z< 1.1的光学选择星系团的观测结果，这些星系团是通过红序星系团巡天（RCS）发现的。除了一个之外，所有的都在S/N>3时被检测到;尽管3个没有观察到足够长的时间来支持详细的分析。表面亮度曲线与beta模型拟合。在R（2500）内提取积分光谱，并且获得Tx和Lx信息。我们在R（2500）和R（500）范围内推导出气体和总质量。宇宙学校正的标度关系进行了研究，我们发现RCS集群是一致的自相似标度的期望。然而，对于涉及Lx的关系，在RCS样本和较低z X射线选择的样本之间存在差异，对于给定Tx，较高z RCS集群具有较低的Lx。此外，我们发现，气体质量分数R（2500）内的高Z RCS样品低于预期的一个因素~2。这表明这些高z天体的中心熵已经被预热、合并和/或活动星系核爆发等过程所提升，它们的气体仍然在下降，或者它们含有相对更多的以恒星形式存在的重子物质。最后，拟合了红层光学丰度（Bgc）与X射线性质之间的关系。对于测量Tx的系统，我们发现光学丰富度与Tx和质量相关，对于X射线和光学选择的簇，质量的散射为~30%。然而，我们也发现，X射线亮度与丰富度没有很好的相关性，我们的几个样品似乎是显着的X射线暗淡。
2007-10-29 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
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
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
Energetic Impact of Jet Inflated Cocoons in Relaxed Galaxy Clusters
来自星系团核心的活动星系核（AGN）喷流有可能成为团内介质（ICM）能量收支的主要贡献者。为了研究AGN喷流和ICM之间的相互作用对喷流本身参数的依赖性，我们提出了一个参数调查的二维（轴对称）理想流体动力学模型的背靠背喷流注入到集群大气（具有不同的马赫数和动力学光度）。我们遵循的被动演变所产生的结构的几倍以上的主动寿命的喷气机。模拟大致分为两类，茧有界和非茧有界源。我们建议这两个类之间的对应关系和Faranoff-Riley类型。我们发现，茧束缚源注入显着更多的熵到ICM大气的核心区域，即使与能量热化的效率是独立的形态类。在所有情况下，由于大气的膨胀，喷流注入的能量的很大一部分（50- 80%）最终成为重力势能。
2007-08-29 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
The influence of radio-galaxy activity on X-ray absorption lines from the intracluster medium
我们提出了一个调查的X射线吸收功能的流体动力学模拟预测的射电星系与其宿主星系团的团内介质（ICM）的相互作用。我们展示了这些吸收线可以作为一个新的诊断的射电星系/ICM的相互作用。ROSAT、CHANNEL和XMM-NEWTON在许多系统中都观测到了这种相互作用，了解它们对活动星系核反馈和星系形成具有重要意义。从流体动力学模拟的Reynolds，Heinz和Begelman，我们计算的高度电离的铁和氧线的属性（在吸收对中央活动星系核; AGN），预测线的形状，等效宽度，列密度和速度的变化。喷流对吸收谱线的主要影响是使谱线强度从静止ICM的谱线强度降低，并在谱线轮廓中引入一些速度结构。我们调查这些功能是否是目前以及未来的高分辨率X射线光谱仪检测。我们的结论是，CHANNEL透射光栅有足够的灵敏度来检测这些功能具有很高的意义，当然不会允许通过吸收签名的相互作用的动力学研究。另一方面，CONSTELLATION-X将允许推导出出色的约束。我们也可以使用这个分析来评估的想法，射电星系引起的ICM流出引起的共振氧X射线吸收线已被要求作为证据的温暖，热的星系际介质（WHIM）。我们发现，这些分离的，高速氧气吸收线不能导致无线电星系/ICM的相互作用，从而加强WHIM的解释。
2006-03-28 astro-ph
AGN Feedback and Cooling Flows: Problems with Simple Hydrodynamical Models
近年来，活动星系核，特别是射电星系，对大尺度结构和星系形成的影响越来越明显。原则上，射电星系的能量足以阻止星系团内部区域的维里化团内介质（ICM）的冷却，解决了冷却流问题，并解释了星系光度函数的高质量截断。我们通过一系列高分辨率的三维流体动力学模拟来探索这一过程，这些模拟是对ICM大气层中冷却介导的吸积的反应。我们发现，我们的模型是无法产生一个长期的加热和冷却的平衡，灾难性的冷却可以延迟的喷射行动，但不可避免地采取了。这些模型失败的核心是形成了一个低密度通道，射流可以自由流动，将其能量带出冷却核心。这种失败可能是由于对快速喷射的过度简化处理（这可能低估了“牙医钻”的效果）。然而，似乎需要额外的复杂性（大角度射流进动或ICM湍流）或额外的物理学（磁流体动力学效应和等离子体传输过程）来产生可以防止灾难性冷却的射流加热的空间分布。这项工作还强调了在任何反馈模型中包括射流动力学的重要性，而不是在以前的一些作品中采取的各向同性膨胀气泡的方法。
2006-03-07 astro-ph
Simulating galaxy clusters : the ICM and the galaxy populations
用LambdaCDM TreeSPH方法模拟了星系团和星系团的形成和演化。模拟包括：恒星形成，化学演化与非瞬时再循环，金属依赖的辐射冷却，强恒星爆发和（可选）AGN驱动的星系超级风，元星系紫外线场和热传导的影响。我们报告的ICM，X射线光度，冷分数，气体和恒星的M/L和IMLR比，金属丰度和梯度的温度和熵分布的结果。此外，还讨论了这两个最富星系团的星系种群的性质：星系团星系的整体恒星形成率、K波段总光度、z=0时的星系光度函数及其红移演化、由金属丰度效应引起的色-星等关系（"红色序列“）以及IMF在再现恒星星族颜色和丰度中的作用。最后，研究了团内恒星和cD星系对团光的贡献（20- 40%）：表面亮度剖面、平均颜色和化学丰度、IC恒星星族的运动学（速度色散和分布）。
2005-04-15 astro-ph
Radio Source Heating in the ICM: The Example of Cygnus A
其中最有前途的解决方案的冷却流问题涉及从中央AGN的能量注入。然而，目前还不清楚准直喷流如何能够在大尺度上加热ICM，并且当它们与周围的星团气体进入压力平衡时，关于射电瓣膨胀的影响知之甚少。天鹅座A是附近强大射电星系的最佳例子之一，它的同步辐射等离子体和热辐射星团内介质可以被精细地绘制出来，以前的观测已经推断出茧所在位置可能存在激波结构。我们使用新的XMM-牛顿观测天鹅座A，结合深钱德拉观测，测量膨胀的无线电腔周围的集群内介质的温度。我们调查如何膨胀的空腔可能与冲击加热的集群内的气体，以及这样的机制是否足以提供足够的能量来抵消冷却到观察到的程度。
2007-09-23 astro-ph
Cold gas in the Intra Cluster Medium: implications for flow dynamics and powering optical nebulae
我们表明，机械能注入率所产生的集群内介质（ICM）周围的冷云流动可能足以供电的光学和近红外线发射的星云中观察到的样本的7个星系团的中心区域。能量注入率对ICM和冷云之间的速度差异非常敏感，这可能有助于解释为什么光学和红外光度通常比包含AGN的系统中预期的要大。我们还发现，大规模回收可能是重要的ICM的动态。这种效应在团簇的中心区域最强，那里有足够的冷气体蒸发，从而显著地增加热相的密度。
2008-06-20 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
Impact of tangled magnetic fields on AGN-blown bubbles
越来越多的人认为，来自活动星系核的反馈是阻止星系团冷却流的主要机制。活动星系核会膨胀出浮力气泡，为团内气体（ICM）提供机械能。高雷诺数流体动力学模拟表明，这样的气泡得到完全中断1亿年内，因为它们在集群大气中上升，这是相反的观察。这种人工混合对试图量化冷核心星系团中的热量和恒星形成的模型产生了影响。有人提出，磁场可以稳定气泡，防止破裂。我们使用高阶PENCIL程序对存在纠缠磁场的化石气泡进行了MHD模拟。我们重点讨论了热压力超过磁压力的物理驱动情形，考虑了具有和不具有最大螺旋度的随机取向场以及大尺度外场覆盖气泡的情形，发现螺旋度具有一定的稳定作用。然而，除非磁场的相干长度超过气泡尺寸，否则气泡很快被撕碎。由于对Hydra A的观察表明，磁场的长度尺度可能小于典型的气泡尺寸，这可能表明其他机制，如粘度，可能是稳定气泡的原因。然而，由于法拉第旋转观测的射电瓣不约束大规模的ICM领域，如果他们与气泡表面对齐，覆盖的情况下，可能是一个可行的替代解决方案的问题。在我们的模拟中发现的一个通用功能是磁尾流的形成，其中场是有序和放大的。我们认为，这种效果可以防止蒸发的冷Halpha灯丝在英仙座集群中观察到的热传导。
2007-03-30 astro-ph
X-ray emission from Clusters of Galaxies
在过去的八年里，钱德拉和XMM-牛顿卫星极大地改变了我们对星系团X射线的看法。特别是，几个复杂的现象已被直接观察到：星系团和星系团内介质（ICM）之间的相互作用，ICM中的冷锋，热气泡由于相对论喷流从射电响亮AGN，缺乏冷气体的“冷核心”，和非热X射线发射。尽管如此，这种不断增加的复杂性并不妨碍我们使用X射线团作为约束宇宙学参数的工具。此外，观测到的星系团的红移~1.3，使我们能够跟踪的化学和化学演化的ICM的时间间隔长达8 Gyr。在这篇演讲中，我将对这一领域中最具争议的话题做一个个人介绍，最后对下一代X射线卫星进行一些展望。
2007-08-03 astro-ph
Modelling Shock Heating in Cluster Mergers: I. Moving Beyond the Spherical Accretion Model
团内介质（ICM）的热历史是复杂的。来自星系团合并、活动星系核和星系风的热量输入抵消了ICM的冷却，甚至可能使ICM的冷却停止。因此，决定ICM性质的过程在决定星系如何形成方面起着关键作用。在本文中，我们专注于在集群合并的ICM的冲击加热，最终的目的是将这种机制的半解析模型的星系形成。我们使用一套流体动力学模拟跟踪理想的两体合并的ICM的演变。我们发现，通过考虑气体熵在合并过程中的演化，可以相对简单地理解ICM的加热。我们研究产生熵的过程，以了解为什么以前的分析冲击加热模型失败。我们发现：（1）在碰撞中被热化的能量大大超过了系统第一次接触时可用的动能。较小的系统在被破坏之前深入到势阱中。(2)对于质量不等的合并，大部分能量在质量更大的部分中被热化。较小系统的加热较小，其气体下沉到最终系统的中心。(3)大部分熵的产生发生在两个不同的事件中。第一幕发生在核心碰撞之后，当产生从中心向外传播的冲击波时。这导致组合系统迅速膨胀并超过流体静力平衡。第二个情节发生在这种材料在重新坍塌时受到冲击加热。这个修正的熵产生模型大大提高了我们对宇宙气体模拟的物理理解。
2007-01-11 astro-ph
Limits on the AGN activities in X-ray underluminous galaxy groups
我们用巨型米波射电望远镜观测了四个X射线暗星系群。NGC 524、720、3607和4697群相对于从富星系团的Lx-T关系外推的Lx-T关系来说是不亮的，并且没有显示出任何可以解释这种偏离的活动星系核活动的证据。在低频率（235和610兆赫）进行的GMRT观测旨在探测低表面亮度，陡谱源，表明这些群体过去的活动星系核活动。在这四组中没有检测到这种无线电发射。相对论粒子的总能量的相应上限约为3 × 10 $^{57}$ erg。这个值比在活动星系核加热的情况下这四个星系团的X射线亮度降低（或熵增强）所需的值小100倍以上。或者，活动星系核的活动必须在大约4 Gyr前停止，使得相对论性粒子扩散到如此大的范围（大约250 kpc），以至于它们的射电辐射可能无法被当前的观测所探测到。如果后一种情况是正确的，ICM在星系团聚集之前就已经预热过了。
2006-10-20 astro-ph
The flip-side of galaxy formation: A combined model of Galaxy Formation and Cluster Heating
宇宙中只有约10%的重子以恒星的形式存在，然而大多数发光结构形成的模型都集中在发光恒星物质的性质上。在本文中，我们专注于"另一面"的星系形成和调查的性质的材料，目前没有锁定在星系。这种"副产品"的星系形成可以观察到的X射线发射等离子体（内集群介质，以下ICM）的团体和集群，我们提出了一个版本的达勒姆半解析星系形成模型GALFORM，使我们能够调查的ICM的属性。正如我们所期望的引力标度参数的基础上，以前的模型（在鲍尔等人2006年）未能再现甚至最基本的观测到的ICM的属性;然而，我们提出了一个简单的修改模型，允许从活动星系核的“无线电模式”反馈到ICM的热输入。这种加热的作用是从主晕的X射线发光中心区域排出气体。通过这种修正，模型再现了观测到的气体质量分数和集团和集团的光温关系。将加热过程引入模型需要改变一些模型参数，以保持与观测到的星系特性的良好匹配。使用修正的参数，最佳拟合光度函数与Bower等人（2006）中提出的光度函数相当。新模型向前迈出了根本性的一步，提供了星系和星系团ICM形成的统一模型。然而，与数据的详细比较并不完全令人满意，我们强调了需要改进的关键领域。
2008-09-26 astro-ph
Environmental dependence of AGN activity in the supercluster A901/2
我们提供了超星系团A901/2的XMM数据，z ~ 0.17，结合深度成像和17波段光度红移（来自COMBO-17巡天），2dF光谱和斯皮策24 μ m数据，以确定超星系团中的活动星系核。90 ksec XMM图像包含139个点源，其中11个被确认为超星系团活动星系核，其LX（0.5-7.5keV）> 1.7 × 10^41 erg/cm ~ 2/s。宿主星系的M_R< -20 and only 2 of 8 sources with spectra could have been identified as AGN by the detected optical emission lines. Using a large sample of 795 supercluster galaxies we define control samples of massive galaxies with no detected AGN. The local environments of the AGN and control samples differ at >值为98%。活动星系核的宿主星系主要位于中等投影星系密度的区域，并且比对照样本有更多的蓝色星系，除了一个非常明亮的I型活动星系核非常靠近星系团中心。这些环境类似于但不限于集群郊区和蓝色组。尽管有大量潜在的宿主星系，但在星系密度最高…
2007-07-10 astro-ph
Possible AGN Shock Heating in the Cool Core Galaxy Cluster Abell 478
利用Chandra和XMM观测资料，对附近冷核星系团Abell 478的团内介质（ICM）进行了详细的X射线研究。使用小波平滑硬度分析，我们得到详细的温度图A478，揭示了令人惊讶的数量的温度结构。宽带钱德拉光谱拟合产生的温度显着高于那些从XMM，但Fe电离温度显示出良好的协议。我们表明，温度差异略有减少时，比较光谱从选定的区域封闭近等温气体。然而，通过模拟多温度谱并将其与单一温度模型拟合，我们发现Chandra和XMM之间没有显着差异，这表明非等温性不能完全解释这种差异。我们已经发现了4个热点，位于距离星团中心30- 50 kpc之间，那里的气体温度大约是周围物质的2倍。我们估计，这些热点中存在的总过剩热能为（3+/-1 x10 ^59 erg.热点中存在的多余能量的位置和数量暗示着星系团核心内的共同起源，该核心拥有活动星系核。这个星团还拥有一对X射线空洞，与弱射电瓣重合，正如先前的分析所报告的那样，其相关能量<热点热过剩的10%。这些热点的存在可能表明来自中央射电源的ICM的强冲击加热-这是在冷核心星团中首次检测到的此类检测之一。我们还探测了地核中的质量分布，发现其特征在于对数斜率为-0.35+/-0.22，这比NFW尖点-1要平坦得多。（节略）
2005-05-27 astro-ph
