Chemical enrichment in the cluster of galaxies Hydra A
我们分析了全球性的属性，径向配置文件和二维地图的金属丰度和温度的冷核心星系长蛇座A使用深XMM牛顿曝光。可用光谱模型中的最佳拟合由发射测量的高斯分布（gdem）提供。用EPIC法和RGS法分别测定了7种和3种元素的丰度。gdem模型给出了较低的铁丰度比一个单一的温度模型。Fe、Si、S和O的丰度分布图都呈中心峰值。结合水螅A的结果与其他5个集群，详细的化学丰度的研究是可用的，我们发现一个显着的减少O的半径，而增加的O/Fe比半径是小的0.1 r_200内。我们比较了观测到的丰度比与不同相对量的各种Ia型超新星和核心塌陷产量模型的混合。要在长蛇座A中产生O、Si和S的估计峰值，需要恒星风喷射出的金属量比现有模型预测的高3-8倍，或者需要原星团阶段核心坍缩超新星的富集剩余峰值。温度图显示较冷的气体以臂状结构向南北延伸。这些结构似乎比周围介质中的金属更丰富，并且在空间上与大规模的射电瓣相关。我们估计冷气体的质量为1.6- 6.1 × 10^9太阳质量，与此相关的能量为3.3- 12.5 × 10^58尔格。与冷气体一起被抬升的Fe质量的最佳估计是1.7 × 10^7 M_sun，占中心0.5弧分区域Fe总质量的15%。
2008-11-14 astro-ph
Extragalactic Large-Scale Structures behind the Southern Milky Way. - I. Redshifts Obtained at the SAAO in the Hydra/Antlia Extension
用南非天文台的1.9米望远镜对银河系中的星系进行了光谱观测。这些星系是从覆盖266<l<296 |b| <10 deg的深光学星系搜索中选出的。这是在Hydra和Antlia星系团的外延上，也是宇宙微波背景辐射偶极各向异性的近似方向。SAAO观测计划中的星系是绘制ZOA三维星系分布的三种补充方法之一，被选为高中心SB和均匀分布在搜索区域。这些星系的星等范围是14.5<B_J<17.5。对115个星系进行了良好的信噪比红移测定。一个光谱证实了PN，另一个天体（v= 57 km \s）很可能也是星系。其他25个光谱的信噪比较低或主要由叠加的前景星组成。我们确实发现了长蛇座/Antlia超星系团在ZOA中延续到b=-10的证据，使其成为更大的结构之一（超星系团？）在附近的宇宙。然而，在船帆座星系搜索中发现的显著的过密度（l~280，b~+6）并没有与2D分布的预期相反，与Hydra和Antlia超星系团（v~ 3000 km/s）混合。后者似乎集中在v~ 6000 km/s$。它是否与大吸引力有关还无法评估。在v ~ 16000 km/s附近有明显的红移过剩，对应于北半球邻近的致密Shapley（Alpha）区和南半球的Horologium超星系团。这可能表明，这两个超密度是一个单一的大质量结构的一部分，被银河系一分为二。
1994-11-22 astro-ph
Galactic hydraulic drop?
星系团和星系团被观察到有一个相当不平凡的径向行为。观测结果表明，径向轮廓从中心附近的一个幂律轮廓变化到外部区域的另一个幂律轮廓。我们提出了一个简单的解释，这种复杂的行为，通过找到解析解的流体动力学方程。我们看到，这种复杂性的起源是重子等离子体的碰撞性质，可能与粘性增强有关。
2003-10-10 astro-ph
The Galaxy Luminosity Functions down to M~-10 in the Hydra I Cluster
利用Subaru Suprime-Cam测光仪，在B波段和Rc波段下，对Hydra I星系团中心区域和距中心0.6Mpc区域的星系布居进行了研究，观测范围从M~-10。我们发现在-20<M<-10的范围内，整个星群的光度函数比其他稍亮的星群有一个稍陡的斜率（α ~-1.6）。在较差的集群中，斜率似乎更陡。星系团中心的暗星系（M>-14）数量和亮星系一样增加。长蛇座I星系团主要由红矮星组成，其光度函数在M~-16处有一个明显的上升，这与其它几个邻近星系团的情况相同，但在视场中却没有。这种亮度函数的上升和暗端斜率的变化可能是由星系团的环境或单个星系团的演化历史引起的。
2007-01-24 astro-ph
The Structure of the X-Ray Emitting Gas in the Hydra-A Cluster of Galaxies
用ASCA和ROSAT研究了Hydra-A星系团团内介质的温度和丰度结构。在ASCA上的X射线望远镜的点扩散函数的大扩展的外围的效果包括在这个分析中。在X射线亮度剖面中，在Einstein和ROSAT数据中发现的高于单个β模型的强中心过剩也出现在较硬的能带（>4keV）中。用GIS仪器同时拟合五个环形光谱，显示了温度和金属丰度的径向分布。发现丰度分布在中心有显着增强，而温度分布表明ICM近似等温，温度约为3.5keV。ROSAT PSPC光谱在中央1 '.5区域显示的温度明显低于GIS结果。联合分析的GIS和PSPC数据表明，光谱可以描述由两个温度模型，以及由冷却流模型。在这两种情况下，在距团簇中心1.5 °范围内，温度为~3.5keV的热相气体占总辐射量的90%以上。较冷（0.5-0.7keV）的分量的估计质量约为2-6 x 10^9 M_solar，与非cD椭圆星系中的热晕质量相当。冷流模型给出的质量沉积速率为60 ± 30 M_solar/yr，比以前的估计低一个数量级。
1997-01-25 astro-ph
Gamma-ray emission associated with the Cluster-scale AGN Outbursts in the Hydra A system
最近的观测表明，在长蛇座A星系团中存在一个能量大于10^61尔格的活动星系核爆发。这次爆发在星系团内部的介质中产生了空洞，显然是由宇宙射线的压力支持的。在这里，我们认为，如果这些空腔充满了> GeV的粒子，这些粒子很可能是质子和原子核。对于一个合理的目标气体的空间分布，基于观测和流体动力学模拟，我们表明，这些宇宙射线的π ^0衰变伽马射线可以用H.E.S.S.实验检测到。
2007-08-20 astro-ph
Shock Acceleration and gamma radiation in Clusters of Galaxies
从一堆星系团中观测到的非热辐射是粒子在团内介质中加速的证据。人们通常认为，与星系团合并或结构形成期间宇宙物质流入星系团有关的激波表面可能是加速的场所。我们在这里讨论的有效性，冲击加速的intracluster介质，强调合并相关的冲击通常是弱的，至少对于所谓的主要合并。我们研究了冲击强度对单个星系团伽马射线发射的影响，以及它们在未来伽马射线实验（例如GLAST）中的可探测性。我们还讨论了星系团对河外漫射伽玛射线背景的贡献。
2003-05-14 astro-ph
The distance to Hydra and Centaurus from surface brightness fluctuations: Consequences for the Great Attractor model
利用VLT FORS-1在7个视场获得的深测光数据，对长蛇座星系团中心区的16个早型星系（3个巨星，13个矮星）进行了I波段表面亮度起伏（SBF）测量。根据我们样本中的SBF距离，我们估计长蛇座星系团的距离为41.2 +/- 1.4 Mpc（（m-M）=33.07 +/- 0.07等）。基于对未探测到的点源波动的改进修正，我们将Mieske & Hilker（2003）到半人马座星团的SBF距离向上修正了10%，达到45.3 +/- 2.0 Mpc（（m-M）=33.28 +/- 0.09 mag）。两个星团的相对距离模为（m-M）_Cen -（m-M）_Hyd = 0.21 +/-0.11mag.H_0 =72 +/-4km/s/Mpc，我们估计了Hydra的正特有速度为1225 +/- 235 km/s，半人马座Cen 30的正特有速度为210 +/- 295 km/s。考虑到200 km/s的热速度色散，这排除了两个星系团在98%置信度下的共同特有流速。我们发现，9*10^{15} M_{sun} "大吸引子“来自Tendon等人（2000）在~45 Mpc距离的流动研究，如果向水螅星系团位置移动约15度，可以解释观察到的奇特速度。我们的结果在94%的置信度下与半人马座集群与大吸引子相同的情况不一致。为了更好地限制部分退化的大吸引子参数，如它的质量和距离，需要在比我们覆盖的更…
2005-03-30 astro-ph
The Infrared Surface Brightness Fluctuation Distances to the Hydra and Coma Clusters
我们对后发座星系团中的NGC 4889以及长蛇座星系团中的NGC 3309和NGC 3311进行了红外表面亮度波动（SBF）距离测量。我们明确地修正了来自球状星团、背景星系和剩余背景方差对波动的贡献。我们测量到NGC 4889的距离为85 +/- 10 Mpc，到Hydra星团的距离为46 +/- 5 Mpc。采用后发座7186 +/- 428 km/s和长蛇座4054 +/- 296 km/s的后退速度，得到平均哈勃常数H_0 = 87 +/- 11 km/s/Mpc。残余方差的校正是所测量的SBF信号的重要部分，并且，如果被低估，将使我们的测量偏向于较小的距离和较大的H_0值。哈勃太空望远镜上的NICMOS和带有新红外探测器的大口径地面望远镜都将使精确的SBF距离测量达到100 Mpc或更高。
1998-07-31 astro-ph
Structures of the magnetoionic media around the FR I radio galaxies 3C 31 and Hydra A
我们使用高品质的VLA图像的Fanaroff和莱利I类射电星系3C 31在六个频率范围内1365至8440 MHz的探索的空间尺度和起源的旋转措施（RM）波动的视线上的射电源。我们分析的偏振度的分布表明，在早期的工作中所看到的源的南北两侧之间的大的去偏振不对称性在很大程度上消失的分辨率增加。我们发现，在低分辨率下看到的去极化的结果主要是从未解决的梯度在法拉第屏幕前面的同步辐射等离子体。我们建立了在短波长极限的剩余偏振度应遵循烧伤法律，我们适合这样的法律，我们的数据来估计在高分辨率的剩余去偏振。我们发现，所观察到的RM变化在选定的地区的3C 31是一致的磁波动的功率谱在前面的3C 31的幂律斜率变化显着的尺度上采样我们的数据。在小于5 kpc的尺度上，功率谱只能具有Kolmogorov湍流所期望的形式。在更大的尺度上，我们发现一个更平坦的斜坡。我们还比较了全球变化的RM在3C 31与周围磁离子介质中的磁场波动的三维模拟的结果。我们表明，我们的数据是一致的场分布，有利于垂直于射流轴的平面-可能是因为无线电源已经疏散了周围介质中的一个大的空腔。我们还将我们的分析技术的情况下，水螅A，在周围介质中的源所产生的腔的形状和大小是已知的X射线数据。（节录）
2008-09-14 astro-ph
Non-linear shock acceleration and high energy gamma rays from clusters of galaxies
星系团中的并合和吸积激波可以通过一级费米过程加速粒子。由于这种机制被认为是内在有效的，冲击预计将被修改的加速粒子的反反应。这样的修改可能会引起明显的影响，从集团的非热辐射和抑制加热的气体在强冲击。在这里，我们特别考虑的伽马射线发射，我们讨论的能力切伦科夫望远镜，如HESS检测集群TeV的能量。
2004-11-01 astro-ph
Exceptional H_2 emission in the Antennae galaxies: Pre-starburst shocks from the galaxy collision
据信，富含气体的星系碰撞会在它们的气体云之间产生强烈的冲击，从而导致观测到的恒星扩展形成爆发的开始。然而，到目前为止，在碰撞星系中观察到的激波特征基本上可以用已经存在的大质量恒星和超新星的风来解释，因此没有给出任何证据来证明一个突出的前星爆阶段。要么是星爆前的气体冲击太短暂而无法被探测到，要么是我们必须改变对星系碰撞的看法。通过对ISOCAM-CVF中红外光谱图的分析，我们发现了处于星系碰撞早期的“银河系”对中异常的H_2v =0-0 S（3）λ = 9.66 μ m谱线发射。它的H_2线光度（用远红外光度归一化）超过了所有已知星系，最强的H_2辐射在空间上偏离了已知的星爆区。这意味着，由于两个星系的碰撞，大部分激发的H_2气体在星系中必须受到冲击。这些观测结果表明，存在着星暴前冲击波的突出阶段，它们可能是我们理解第一个原星系形成的关键。
2005-02-22 astro-ph
The poor cluster of galaxies S639
我们研究了贫穷的南星系团S639。根据新的Stromgren测光的恒星在集群的方向，我们确认，银河系的消光影响集群是大的。我们发现Johnson B的消光系数为A_B = 0.75+-0.03。我们获得了该星系团中E星系和S 0星系的新的Gunnr测光结果。如果用基本面来确定星团的相对距离和特有速度，我们发现以速度为单位的距离为5706 ± 350 km/s，特有速度为839 ± 350 km/s。然而，E和S 0星系的颜色和吸收线指数表明，这些星系中的恒星星族不同于两个富星系团Coma和HydraI中的类似星系。这种差异可能会严重影响距离的确定和导出的特有速度。这些数据与S639的非显着特有速度一致，并且该星系团中的星系平均比后发座和HydraI中的类似星系年轻0.2 dex。S639的结果警告说，一些大的奇特速度可能是假的，是由不寻常的恒星星族引起的。
1998-03-11 astro-ph
A Note on the Viability of Gaseous Ionization in Active Galaxies by Fast Shocks
观测证据表明，激波可能会影响一些活动星系的NLR/ENLR中气体的空间和速度分布。因此，似乎有理由认为，冲击也可能激发NLR。观测到的发射线比率强烈支持光电离作为热源，但目前尚不清楚电离辐射是否是由“光电离冲击”在NLR中产生的，或者它是否起源于中央连续源。在这里，我指出，冲击是非常低效的生产线发射。NLR中的激波最多可以将10^{-6}的静止质量转换为电离辐射，而中心连续源的最大转换效率约为0.1。因此，通过NLR中的激波所需的质量流率比通过中央连续源为NLR提供动力所需的质量吸积率高几个数量级。由于重力似乎主导了NLR云动力学，冲击必须导致流入，并且在大多数活跃星系中可以排除隐含的高流入率。由热成风或某些喷流结构驱动的NLR动力学可能产生光致电离激波所需的激波质量通量，但从NLR向内的质量通量必须保持小100-1000倍。在光度很低的活动星系中，如果它们是高度亚爱丁顿（<~10^{-4}）的，并且质量转化为辐射的效率很低（<~10^{-4}），光致电离激波是一种可行的机制。
1998-02-12 astro-ph
Globular Clusters in the Central Region of Nearby Galaxy Clusters
本文介绍了长蛇座I和半人马座星系团中心区域深VLT测光（V，I）的初步结果。在这两个星系团中，许多星团已被确定为V=26.0等的球状星团光度函数的周转量。它们不仅分布在几个早型星系周围，而且还分布在距离星系团中心250 kpc的星系团内。在Hydra I和Centaurus的中央星系的凸起之外，团内球状星团系统主要由蓝色星团组成，其空间分布与（新发现的）矮星系相似。
2002-09-05 astro-ph
Accelerated Particles from Shocks Formed in Merging Clusters of Galaxies
星系团内部的子团相互作用产生的激波加速了非热粒子。我们对待费米加速的非热电子和质子注入幂律分布的粒子在合并事件中，受约束的最大粒子能量。在标准参数下，计算了加速电子和质子在子团相互作用过程中和之后发射的宽带非热谱。从初级和次级过程的伽马射线发射强度的计算和讨论在无线电和伽马射线能量的检测能力。
2001-07-12 astro-ph
Thermal and Nonthermal Effects of Merger Shocks in Clusters of Galaxies
星系团的合并将冲击驱动到星系团内的介质中，从而加热和压缩热气体。对激波的X射线观测可以用来确定合并的几何形状和运动学。合并冲击也会加速相对论粒子。伽马约为300（E约为150 MeV）的电子预计特别常见。相对论粒子产生观测到的极紫外辐射、硬X射线尾和漫射射电辐射。预测的星系团的伽马射线通量应该使它们很容易用GLAST观测到。
1999-11-23 astro-ph
The Importance of Shocks in the Ionization of the Narrow Line Region of Seyferts
我们讨论的可行性的冲击作为电离的主要来源窄线区的塞弗特星系。我们提出的初步结果[OIII] 5007 A和无线电3.6厘米成像调查的塞弗茨，讨论的影响，在两个星系的电离的冲击，还计算了上限的H β光度，可以是由于在36个星系的冲击与未解决的无线电发射。我们表明，对于激波参数的有利值，在大多数星系中，激波不能贡献超过15%的电离光子。
2001-10-24 astro-ph
A Possible Shock Wave in the Intergalactic Medium of the Cluster of Galaxies A754
星系团A754经历了几个大型结构单元的合并。X射线观测显示了星团中心部分的非平衡状态，其中在较热的星团气体中发现了一团大小为500千秒差距的冷等离子体云。A754的X射线图像显示出亮度的不连续性，这可以解释为在移动的致密气体云前面的冲击波。激波参数是利用ROSAT图像从星系际气体密度的跳跃中确定的。在68%置信水平下，估算的马赫数为M=1.71^{+0.45}-0.24}。
2003-07-04 astro-ph
Do Jet-Driven Shocks ionize the Narrow Line Regions of Seyfert Galaxies?
我们考虑一个模型，在这个模型中，Seyfert星系的窄线区域（NLR）被来自活动核的射电喷流驱动到星系的星际介质中的快速（300 - 1，000 km/s）辐射冲击波“原位”光电离。这种冲击是软X射线的强大来源。我们计算了ROSAT PSPC和Einstein IPC探测器的计数率与[OIII] λ5007通量的预期比值作为激波速度的函数，并将这些比值与2型Seyferts的观测值进行了比较。如果观测到的这些星系的大部分软X射线发射都起源于NLR，并且吸收的氢柱与从NLR变红推断的氢柱相似，则冲击速度为$\simeq$ 400 - 500 km/s的光电离冲击模型与观测到的比率是相容的。需要AXAF的高角分辨率观测来分离NLR的X射线发射并测量其吸收柱，从而提供更有说服力的测试。我们还计算了预期的日冕铁线发射的冲击。对于大多数Seyfert 2s，[Fe X] λ6374/H β$比300 - 500 km/s激波模型的预测值低2 - 14倍，这表明存在的热气体比这些模型所要求的要少。
1999-01-23 astro-ph
Chandra X-ray Observations of the Hydra A Cluster: An Interaction Between the Radio Source and the X-Ray-Emitting Gas
我们提出钱德拉X射线观测的长蛇座星系团A，我们报告的发现，在中央80千秒差距的集群的X射线发射气体的结构。最值得注意的结构是X射线表面亮度的凹陷，直径为$\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
Merger Shocks and Nonthermal Processes in Clusters of Galaxies
星系团通常是由较小的星系团和星系群通过引力合并而形成的。大星系团合并是宇宙大爆炸以来能量最大的事件。合并将冲击波驱动到团内气体中，这些冲击波加热了团内气体，也应该加速了非热相对论粒子。将简要讨论合并冲击的热效应。合并可以增加星系团的温度和X射线光度，这可能会影响有关宇宙学参数的统计结论。由于激波中粒子的加速，星系团应该包含大量的相对论性电子和离子。洛伦兹因子γ ~300（能量E = γ m_e c ^2 ~ 150 MeV）的电子预计会特别常见。观测和模型的无线电，极紫外线，硬X射线和伽马射线发射的非热粒子加速在这些冲击也将被描述。预测的星系团的伽马射线通量应该使它们很容易用GLAST观测到。本文还简要讨论了用钱德拉X射线观测到的Abell 2052中射电瓣与冷却气流相互作用的结果。
2001-05-25 astro-ph
Nonthermal radiation from clusters of galaxies: the role of merger shocks in particle acceleration
从星系团中可以观测到射电、硬X射线和可能的软X射线/紫外波段的非热辐射。虽然已知与非热电子有关的辐射过程是这种辐射的原因，但粒子加速的位置和性质尚不清楚。在这里，我们调查的加速质子和电子的冲击起源于星系团合并期间，费米加速可能工作。我们提出了一个半解析模型来评估集群合并过程中产生的冲击的马赫数，我们使用这个程序来确定的频谱加速粒子的合并历史中产生的冲击的每一个集群。我们遵循质子成分，积累了宇宙学的时间尺度，和短寿命的电子成分。我们的结论是，有效的粒子加速，导致非热光谱相比，观察，主要发生在较小的合并，即集群之间的合并具有非常不同的质量。主要的合并，通常被援引为扩大的无线电晕的生产网站，被发现有平均太弱的冲击，不太可能导致可观的非热活动。
2002-10-09 astro-ph
Gamma Ray Emission from Merger Shocks in the Coma Cluster of Galaxies
一个数值模拟模型的注入和冷却的非热粒子所形成的星系团合并的冲击激励，以适应无线电和X射线观测数据的后发座星系团。对于用{ \it Beppo-SAX}和{ \it RXTE}测量的弥散射电晕发射和硬X射线过剩，结果与主合并激波起源一致。对于注入非热质子和电子的能量效率相等（1%）的情况，我们预测后发座星系团将被空间天文台{ \it GLAST}显著探测到，而被地面$γ$射线天文台{ \it VERITAS}和{ \it HESS}勉强探测到。如果非热质子强度由于非热强子加速的更大效率或过去的合并事件而更大，则可能检测到显著的TeV。在后发座的非热强子内容也揭示了在$\sim 10$ - 100 GHz的弱，硬的二次发射分量。在这种情况下，来自后发座星系团核心的大半径射电辐射的频谱软化来自于轴上合并事件的远离星系团中心的激波速度的降低。我们讨论合并和延迟湍流模型之间的差异。
2006-02-09 astro-ph
Shocks and dust survival in nearby active galaxies: implications for the alignment effect
对于高红移（z>0.7）射电星系中所谓的排列效应，最流行的解释之一是隐藏的类星体光被尘埃散射。正如De Young（1998）所指出的，尘埃散射模型的一个问题是，尘埃颗粒的破坏时间尺度很短，这意味着它们将无法在无线电喷流的通过中幸存下来。我们调查的尘埃在附近的活跃星系与喷气/气体相互作用的扩展电离气体的生存。我们讨论了高红移（>0.7）射电星系的排列效应。我们的结论是，虽然冲击很可能会破坏尘埃颗粒的相互作用的区域，尘埃可能会生存在足够数量的散射光从活跃的原子核和散射光和无线电结构之间产生对齐。我们提出了一个观测试验，调查存在的尘埃在震惊地区的基础上的敏感性钙耗尽到尘埃颗粒。
2001-08-21 astro-ph
Multi-fluid shocks in clusters of galaxies: entropy, sigma_ v-T, M-T and L_x-T scalings
在星系团中的非热现象是由暗物质（DM）子结构吸积和合并形成的宇宙结构的分级模型中考虑的。等离子体冲击预计是无碰撞的。在团簇聚集过程中，作为主要气体加热剂的冲击波产生湍流磁场，并通过无碰撞多流体等离子体驰豫过程加速高能粒子。无碰撞激波的团内气体加热和熵产生率可能与单流体碰撞激波的情况有很大不同。本文给出了强无碰撞多流体激波中激波后离子温度和熵随激波速度变化的简单标度关系。结果表明，无碰撞激波的多流体性质导致了气体的高压缩、熵产生的降低以及sigma_v-T、M-T和L_x-T标度的修正。一个简单的模型，一个强吸积多流体冲击的标度指数估计一般与观测一致。软X射线和极紫外光子主导了强吸积激波前兆的发射，这些前兆表现为大尺度的细丝。磁场、湍流和高能粒子是影响团簇压力平衡、能量输运和发射的非热成分。高能粒子的非热发射可能是限制团簇性质的测试。
2005-01-26 astro-ph
Non-Thermal Emission from Relativistic Electrons in Clusters of Galaxies: A Merger Shock Acceleration Model
我们研究了星系团合并过程中激波阵面附近加速的相对论电子的非热辐射演化。我们估计了从极紫外到硬X射线波段的宇宙微波背景光子的同步辐射和逆康普顿散射。硬X射线辐射在合并的后期最为明亮。硬X射线和射电辐射只有在热团内介质（ICM）中才能清楚地看到合并事件的特征时才发光。另一方面，EUV辐射在系统松弛后仍然发光。激波的传播和ICM的整体运动对射电晕的扩展起着至关重要的作用。在收缩阶段，射电晕位于ICM的热区或两个亚结构之间。在扩张阶段，射电晕位于两个ICM热区之间，呈弥散分布。
2000-01-05 astro-ph
Self-Similar Shocks and Winds in Galaxy Clusters
本文提出了一个球对称的理论模型框架，用于研究星系团或球状星团中的大尺度激波和流动动力学。通过高分辨率X射线和射电成像观测推断，星系团中存在这种大规模激波，这意味着星系团中存在着超出通常静态模型的大规模系统性流动。在这里，我们探讨了自相似的两个流体流动的解决方案，在一个星系团中的热多方气体流的冲击存在的大规模暗物质（DM）流的引力核坍缩或中央活动星系核活动或大规模合并过程开始后。特别讨论了暗物质晕中存在DM激波或质量密度和速度弥散的急剧跳跃的可能性，这种DM激波可以通过引力透镜效应探测到。为了研究星系团的各种合理的情况下，我们描述了三种可能的冲击流在我们的模型框架内的不同类型的温度，密度和流速剖面。根据敏感的模型参数和激波位置，热ICM和DM晕可能有各种组合的渐近行为的流出，微风，流入，收缩或静态信封在大半径在一个给定的时间。我们把大半径的热ICM的渐近外流称为星系团风。在星系团演化过程中，由于这种星系团风和DM晕的同时收缩，星系团内的热ICM将低于宇宙中的平均重子分数。
2008-01-22 astro-ph
Reviving Fossil Radio Plasma in Clusters of Galaxies by Adiabatic Compression in Environmental Shock Waves
我们给出了一个等离子体与历史的几个膨胀和收缩阶段的分析模型的演化包含相对论性电子人口下同步加速器，逆康普顿和绝热能量损失或增益。这是适用于不同的情况下，无线电等离子体的演化内的茧的无线电星系，活动后的中央引擎已经停止。研究表明，在星系团的合并事件中形成的大尺度结构的冲击波中，或在星系团上的吸积作用下，年龄甚至高达2 Gyr的化石射电等离子体都可以被压缩而复活。我们认为，这是一个非常合理的解释，观察到的集群无线电遗迹，这是在星系团中发现的漫射无线电发射的区域，没有任何可能的父无线电星系附近看到。这个模型的一个含义是存在一个人口的扩散，超陡频谱，非常低的频率的无线电源位于星系团内部和可能的外部，跟踪与大尺度结构形成相关的冲击波的老化石无线电等离子体的复兴。
2000-11-06 astro-ph
Evolution of X-Ray Clusters of Galaxies and Shock Heating of Intracluster Medium
在球对称假设下，利用N体（壳模型）+网格程序（TVD）模拟了星系团的X射线演化.考虑冷暗物质主导宇宙中由暗物质和气体组成的$10^{15} M_{\odot}$的密度扰动，其宇宙学密度参数为$Ω_0 = 1$或$0.2$。在它的初始坍缩过程中出现了一个冲击波阵面，随着周围气体向星团中心的吸积而向外移动。激波阵面将内部发射X射线的热区域与外部冷区域分开，在热区域中，气体几乎处于流体静力平衡状态，但留下了小的径向下落（$\sim 100$ km s $^{-1}$）。激波内部的气体被激波强烈压缩和加热，使得X射线亮度在早期迅速上升。但在后期，X射线亮度只是逐渐上升，这部分是由于内部高温区的扩大，部分是由于激波内部不断绝热压缩导致气体的X射线发射率增加。冲击波阵面结构，这是没有明确解决在以前的SPH模拟，清楚地捕捉到本模拟。此外，我们发现一个向外传播的声波，从而产生空间调制的幅度$\sim$ 10%的径向温度和密度分布和时间变化的冲击强度。这种调制，如果观察到的话，可以作为探针来研究团簇的结构。
1997-02-05 astro-ph
Ionisation, shocks and evolution of the emission line gas of distant 3CR radio galaxies
本文分析了14个红移为z~1的3CR射电星系样品的发射线气体的运动学和电离态。用于这些研究的数据，深长缝光谱曝光的WHT，在随附的文件。结果表明，小线径射电源（<150 kpc）比大线径射电源具有更低的电离态、更高的发射线通量和更宽的谱线宽度。小射电源的发射线比与理论激波电离预测一致，它们的速度剖面是扭曲的。与其他发射线属性一起，这表明与射电源相关的冲击在射电源通过ISM扩展期间主导发射线气体的运动学和电离。气体云被激波加速，产生了观察到的不规则速度结构，而激波压缩的云和与激波相关的电离光子的存在结合起来，降低了发射线气体的电离状态。相比之下，在较大的源中，激波锋面已经远远超过了发射线区域;它们的发射线气体具有更稳定的运动学性质，表明旋转，发射线比率与电离光子的主要来源是活动星系核一致。（节录）
1999-08-19 astro-ph
The emission line properties of the 3CR radio galaxies at redshift one: shocks, evolution, and the alignment effect
本文介绍了对红移为z ~ 1的强射电星系进行深光谱活动的结果，以详细研究它们的发射线气体性质。这两个2维速度结构的[OII] 3727发射线和电离状态的气体被发现是强烈依赖于线性尺寸（年龄）的射电源的方式指示的发射线属性的小（年轻）的射电源的主要通道的射电源冲击。整个几次10至7年的寿命的射电源的这种演变的后果进行了讨论，特别是与这些对象的UV-光学连续辐射沿其无线电轴，其性质显示出类似的演变的对齐。
1998-11-10 astro-ph
Simulating Electron Transport and Synchrotron Emission in Radio Galaxies: Shock Acceleration and Synchrotron Aging in Three-Dimensional Flows
我们提出了第一个三维MHD射电星系模拟，明确模型的相对论性电子的运输，包括扩散加速冲击以及辐射和绝热冷却的顺利流动。我们讨论了三个模拟轻马赫8喷气机，旨在探索冲击加速和辐射老化的影响，引起同步辐射和逆康普顿辐射的非热粒子种群。我们还对模拟物体进行了详细的合成无线电观测。我们从这种方法中获得了几个关键的见解：1。这些多维模拟中的喷射头非常复杂。通常不存在经典的喷流终止激波，但喷流终止的运动在头部的回流喷流材料内旋转成“激波网复合体”。2.理解这些模拟中高能电子的光谱分布部分依赖于理解激波网复合体，因为它可以产生混淆解释射电星系辐射老化的标准模型的分布。3.在这些模拟中，射流本身外部的磁场变得非常间歇和连续，然而绝热膨胀导致大部分茧体积被显著减小到标称射流值以下的场强占据。因此，人口老龄化的速度在不同的地方有很大的差异。
2001-04-18 astro-ph
Signatures in a Giant Radio Galaxy of a Cosmological Shock Wave at Intersecting Filaments of Galaxies
低级别，百万pc大小的无线电茧的敏感图像提供了新的机会，探测星系团外的大规模星系际气体流动。在巨射电星系NGC 315（Mack et al.1997，1998）的战略性选择的波长上的高表面亮度灵敏度的新射电图像揭示了喷射的射电等离子体的形态、射电频谱和偏振的显著不对称性和特殊性。我们认为，这些签名的组合提供了一个敏感的探测环境冲击波。对NGC 315附近的光学红移的分析证实了它的位置是在100 Mpc大小的双鱼座-英仙座超星系团区域中的大规模流碰撞附近或一个地点。NGC 315位于几个星系细丝的交叉点，它的射电等离子体在那里充当“气象站”（Burns 1998），探测难以捉摸的和以前不可见的IGM气体的流动。如果我们的解释是正确的，这是第一个由宇宙学大尺度结构形成引起的流动中的冲击波的迹象，它位于星系的细丝中。本文还简要讨论了该激波是γ射线和超高能宇宙射线源的可能性。
2000-12-19 astro-ph
The Ionization of the Emission Line Gas in Nearby Powerful Radio Galaxies
在这篇文章中，我审查的主要物理机制，在扩展发射线区（EELR）的强射电星系在低红移，特别是喷流诱导的冲击和活动星系核光电离之间的平衡。我认为喷气诱导冲击的证据的基础上形态，运动学和电离（诊断图）的信息。虽然这三种类型的信息中的每一种都分别为喷流诱导冲击的影响提供了一些证据，但这种证据往往是模糊的。近年来的主要进展是结合形态学，运动学和诊断图的方法。通过这种方式，我们可以证明喷流诱导的激波在许多强大射电星系的射电轴上主导着EELR的电离和加速。然而，活动星系核的光电离可能仍然是主要的机制，在射电星系的核区域，其中的射电源远远超出发射线区域。
2002-01-18 astro-ph
The ionization mechanism of the extended gas in high redshift radio galaxies:shocks or AGN photoionization?
我们已经比较了一个样本的非常高红移射电星系的紫外线比率与冲击和活动星系核光电离模型，确定喷流诱导的冲击和活动星系核照明之间的平衡，在扩展的发射线区域的目标。我们发现，紫外线比不能解释的太阳丰度气体的光电离的经典指数$α=$-1.5的幂律，成功地再现了一般的趋势所定义的低红移射电星系的光学线比。纯冲击模型也提供了一个穷人适合的数据。然而，通过指数-1.0的幂律的光电离提供了对UV线比率的极好拟合。这表明电离连续谱的形状可能取决于射电光度和/或红移，因此随着射电功率和/或红移的增加，它变得更硬。然而，另一种可能性是，我们看到了这些物体中化学演化的第一个迹象，因为指数为-1.5的幂律低金属量也提供了与数据的良好拟合。我们进一步表明，紫外线比提供了一个敏感的测试电离机制普遍存在于一些低红移喷云相互作用候选人的较低的电离条件。
1997-01-06 astro-ph
Galaxies in Clusters: the Observational Characteristics of Bow-Shocks, Wakes and Tails
星系团中的星系与团内介质（ICM）相互作用的动力学特征可以提供有关星系团结构和动力学历史的重要信息。为了发展我们对这一现象的理解，我们提出了星系/ICM相互作用的数值模拟结果，因为星系在星系团中移动。模拟已经进行了广泛的范围内，ICM温度（kT = 1，4和8千电子伏），代表穷人的集群或集团通过丰富的集群。在这些模拟中可以识别出几个动力学特征;对于超音速星系运动，存在一个领先的弓形激波，并且在星系后面还有一个弱的引力聚焦尾流或尾流（类似于邦迪-霍伊尔吸积）。对于具有较高质量补充率和更致密的星际介质（ISM）的星系，其主要特征是致密的冲压压力剥离尾。与其他模拟一致，我们发现ICM/星系ISM相互作用可以导致复杂的时间依赖动力学，冲压压力剥离发生在一个情节的方式。为了便于动力学研究和X射线观测的观测结果之间的比较，我们计算了合成的X射线通量和硬度图从这些模拟。这些计算预测，冲压压力剥离的尾巴通常是最明显的特征，尽管在附近的星系中，星系前面的弓形激波在更深的X射线观测中也应该很明显。我们简要地讨论了这些结果，并比较与X射线观测的星系，有证据表明，这种相互作用。
1999-09-03 astro-ph
Gamma-Ray emission from Clusters of Galaxies
从大量星系团（CG）中观测到的非热辐射是粒子在团内介质（ICM）中加速的证据。通常认为，与CG合并或结构形成期间物质向星团的宇宙学流入有关的激波表面可能是加速的场所。我们在这里讨论的冲击加速在ICM的有效性，强调合并相关的冲击通常是弱的，至少对于所谓的主要合并。我们调查的影响冲击强度的伽玛射线发射从单个CG和未来的伽玛射线卫星（如GLAST和AGILE）和地面切伦科夫望远镜的可探测性。我们还讨论了星系团对河外弥散伽马射线背景（EDGRB）的贡献。
2003-07-29 astro-ph
Galaxy Bimodality due to Cold Flows and Shock Heating
我们解决了在星系特性中观察到的关于特征恒星质量~ 3 × 10 ^{10}Msun的鲁棒双峰的起源。质量较小的星系往往是未分组的蓝色恒星形成盘，而质量较大的星系通常是分组的红色老恒星球状体。色星等数据显示，在红、蓝序列之间存在一个间隙，在z~1处已经存在极红亮星系，在L * 以上是目前蓝序列的截断，在z~2-4处存在大质量的星暴。我们建议，这些功能是由流入的气体的热性质和它们的相互作用与聚类和反馈过程，所有功能的暗物质晕质量和相关的一个类似的特征尺度。在低于临界激波加热质量M_shock~10^{12}Msun的晕中，圆盘是由冷流形成的，而不是由维里激波加热，从而产生有效的早期恒星形成。它受到超新星反馈的调节，在蓝色星系中形成一个长序列的爆发，被限制在一条“基本线”上。冷流优先在z>2处穿过M>M_激波晕中的热介质，导致L>L_* 星系中的大质量星暴。在z<2时，在M>M_激波晕中，气体被维里激波加热，并且由于稀释，它变得容易受到来自能量源（如活动星系核）的反馈。这就切断了气体供应，阻止了恒星的进一步形成，导致从z~1开始被动演化为“红死”的大质量球体。在M_shock附近反馈效率的最小值解释了观测到的M/L最小值和恒星形成历史的定性特征。冷流为解决角动量问题提供了线索。当这些过程被纳入模拟中时，它们恢复了主要的双模态特征，并解决了其他开放的难题。
2005-12-17 astro-ph
Winds and Shocks in Galaxy Clusters: Shock Acceleration on an Intergalactic Scale
本文综述了星系团中大尺度激波作为粒子加速器的可能作用。最近的观测和理论工作表明，高能带电粒子可能构成团簇中的重要压力分量。如果这是真的，那将改变星系团的预期动力学演化，并增加与流体静力学平衡一致的动力学质量。通过几个因素的作用，中等强度的冲击在集群中可能是常见的。这些因素中最明显的包括来自经历强烈星爆的星系的风，活跃的星系和宇宙流入，如吸积和星系团合并。我们描述了我们自己的工作来自模拟的大尺度结构的形成，在其中，我们有，第一次，明确包括被动组件的高能粒子。我们发现，这些大规模流动的冲击，确实可以导致非热粒子压力大到足以影响集群动力学。这些相同的模拟还使我们能够计算团簇的非热发射。在这里，我们提出的伽玛射线通量的预测。
2000-10-24 astro-ph
Constraining corotation from shocks in tightly-wound spiral galaxies
通过分析由势臂（P臂）和由尘埃臂（D臂）追踪的旋臂之间的偏移量的径向变化，提出了一种估算紧缠绕旋涡星系共转半径的新方法.我们已经通过流体动力学模拟验证了半解析理论的预测，并研究了可以通过这种方法推导出的银河系参数的唯一性。我们发现，如果在一个星系的不同半径测量的角度偏移的范围大于π/4左右，它是可能的定位共转半径在~ 25%。我们认为，P-和D-臂的相对位置提供了更强大的约束银河系的参数比可以推断出的增强型恒星形成（SF-武器）的地区，因为后者的解释涉及到由于红化和假设的恒星形成法的不确定性。因此，我们强调的重要性，螺旋星系的K波段研究。
2003-12-20 astro-ph
Mergers and Non-Thermal Processes in Clusters of Galaxies
星系团通常是由较小的星系团和星系群通过引力合并而形成的。大星系团合并是宇宙大爆炸以来能量最大的事件。集群合并的基本属性和它们的影响将被讨论。合并驱动了团内气体的冲击，这些冲击加热了团内气体，也应该加速了非热相对论粒子。合并也会在星团的X射线图像中产生独特的特征，包括“冷锋”和冷尾。钱德拉和XMM/牛顿观测的X射线签名的合并将被讨论。对激波和冷锋的X射线观测可以用来确定合并的几何学和运动学。由于激波中的粒子加速和合并后的湍流加速，星系团应该包含大量的相对论电子和离子。观测和模型的无线电，极紫外线，硬X射线和伽马射线发射的非热粒子加速在这些冲击也将被描述。
2004-06-07 astro-ph
Cosmic Ray Protons Accelerated at Cosmological Shocks and Their Impact on Groups and Clusters of Galaxies
本文首次通过数值模拟研究了宇宙冲击波中宇宙线质子的产生，包括高能粒子的加速、输运和能量损失等大尺度结构的形成过程。根据热泄漏模型在冲击时注入CR，此后，加速到幂律分布，如扩散冲击加速理论的试验粒子极限所示。CR质子的演化解释了由于绝热膨胀/压缩、库仑碰撞和非弹性p-p散射造成的损失。我们的研究结果表明，CR质子产生的冲击与大尺度结构形成的过程中形成的可能会达到一个相当大的部分，在集群内介质的总压力。它们的存在应该很容易揭示GLAST通过检测的伽马射线通量从中性π介子衰变产生的非弹性的p-p碰撞的CR质子与原子核的集群内的气体。该测量将允许直接确定簇内介质中的CR压力贡献。我们还发现，CR的空间分布通常是更不规则的比热气体，因为它更受潜在的地震分布。这一特征反映在我们的伽马射线合成图像的外观上。最后，平均CR压力分布在统计学上似乎比热压稍微更长。
2001-05-26 astro-ph
Shock Excitation in Interacting Galaxies: Mkn 266
本文给出了发光相互作用系统Mkn 266（NGC 5256）的近红外光谱数据，包括2 μ m连续谱、Br_γ和1- 0 S（1）发射线图像以及K带光谱。我们将恒星模板拟合到连续谱中，使我们能够解释所有的恒星特征，从而探测到甚至微弱的气体激发发射线，包括SW核和NE核中分别有8条和11条H_2线。激发态H_2分子的布居图表明，每个核中的1- 0 S（1）大部分具有热起源。我们讨论了这一点，参考观察到的形态，特别是1- 0 S（1）线。特别是，NE核中1- 0 S（1）的核心比2 μ m连续谱更致密;而在SW核中，1- 0 S（1）与连续谱（和其他）发射显著偏移500 pc。最后，我们解决的问题，在两个原子核之间的中间区域，以前已经观察到一个强大的无线电连续源。这些结果是在相互作用的星系的背景下，冲击激发发射可能会发生的相互作用的直接后果。
2000-01-19 astro-ph
Simulating Electron Transport and Synchrotron Emission in Radio Galaxies: Shock Acceleration and Synchrotron Aging in Axis-Symmetric Flows
本文介绍了一种简单、经济、有效的方法，用于在射电星系的多维模拟中考虑相对论性电子输运。该方法的目的是遵循明确的扩散加速冲击，并在光滑流二阶费米加速加上绝热和同步加速器冷却。我们能够遵循的电子的空间和能量分布，使直接同步辐射特性可以建模的时间依赖性流的第一次。在这里，我们提出的第一个结果的形式，一些轴对称MHD模拟马赫数20轻喷流。这些结果清楚地表明，即使喷流是定常的，在这种流动中也会产生非定常的终端激波。由于这一点和其他后果的根本驱动字符的射流，我们发现复杂的图案的发射率和同步辐射光谱，包括陡峭的光谱梯度的热点，岛屿的不同光谱电子内的叶和光谱梯度来自一个给定的流元素的动态历史，而不是从同步辐射老化的嵌入式电子。此外，波瓣的光谱老化往往比从高发射率区域估计的要慢。
1998-09-07 astro-ph
Competition between shocks and entropy floor : unifying groups and clusters of galaxies
X射线星系团和星系群的半解析模型，依赖于在这些系统中存在非引力能量注入的思想，能够再现许多观测到的相关性，特别是L_X-T关系和星系群中的"中心熵底“。存在的限制模型分别描述集群和群体的行为，但尚未发现统一的质量范围的分析建模。{ \it本文的目的就是提供这样一个分析模型。}我们的描述依赖于现在对被认为发生在这些系统中的维里半径附近的冲击的标准描述（Cavaliere等人，98），团内介质的等温性和球对称性，以及用比熵对观测量（如X射线光度、气体质量M_{ICM}和中心SZ效应y_0）的重新解释。这允许导出几个观察到的相关性（L_X-T，M_{ICM} -T，y_0-T，.）并且它们的归一化包括\emph{both the group and the cluster regimes}。分析预测比较非常好的观察，以及与更详细的半解析计划。这种一致性使得我们可以重新解释L_X-T关系（通过L_X/T^{7/2}）和y_0-T关系（通过y_0/T^{5/2}），作为星系群和星系团非引力熵含量的间接量度。最后，我们强调了激波加热的必要性，即使在群质量范围内：\emph{shocks can not be completely supressed in groups}（因此群不能完全等熵），除非为了打破L_X-T关系中的自相似性，需要一个不可接受的高熵底。
2001-06-26 astro-ph
Infrared line ratios revealing starburst conditions in galaxies
根据Lutz等人（1998，A&A，333，L75）的建议，通过临界红外线比研究了典型星暴星系的物理条件。用一个能解释激波和热星光电离耦合效应的复合模型进行的计算，与观测到的单个天体的谱线比完全吻合，并解释了观测到的[OIV]/（[NeII]+0.44[NeIII]）和[NeIII]/[NeII]之间的关系。冲击波速度和气体密度是临界参数。大部分激波产生于低密度-速度（n_0 = 100 cm-3，V_s = 50 - 100 km/s）的星云中，这些星云是星暴星系中电离气体的主要来源。然而，尽管它们的数量要少很多，但在致密（= 500 - 800 cm-3）云中的高速（= 400 - 600 km/s）激波是再现低激发星暴核星系（SBNG：M82，M83，NGC 253，NGC 3256，NGC 3690和NGC 4945）中观察到的临界红外线比率所必需的。这些模型的预测是在很好的协议与强大的恒星爆驱动的超级风和高压ISM中观察到的SBNG。相反，高激发的HII星系（II Zw 40和NGC 5253）没有显示出任何明显的大规模气体流出的特征。HII星系和SBNG之间的这种差异可以用它们的星爆的时间演化来解释。
1999-04-22 astro-ph
A grid of composite models for the simulation of the emission-line spectra from the NLR of active galaxies
一个网格的复合模型的窄线区域的活动星系，这始终占从活动中心的光致电离辐射和冲击波前的效果，提出。用SUMA程序计算了不同激波速度、震前密度、云的几何厚度，特别是电离辐射强度在大范围内的理论结果。输入参数的选择范围内所示的几个观测到的发射线和连续光谱活动星系以前的拟合。激波速度从100 \kms ~ 1500 \kms ~ 3，震前密度从100 \cm ~ 3到1000 \cm ~ 3。最重要的紫外线，光学和红外线跃迁的线强度，并在几个表格中列出。
2000-09-06 astro-ph
Toward First-Principle Simulations of Galaxy Formation: II. Shock-Induced Starburst at a Collision Interface During the First Encounter of Interacting Galaxies
考虑到星际介质（ISM）的多相性，我们利用高分辨率的$N$ -体/SPH模拟研究了相互作用盘星系的演化.在我们的高分辨率模拟中，在第一次相遇时，两个气体盘之间的碰撞界面处自然发生了大规模的星爆，导致了星团的形成。这与对相互作用星系的观测是一致的。气体密度的概率分布函数（PDF）在星系-星系碰撞过程中表现出明显的变化。在PDF中，气体盘之间碰撞界面处的气体压缩首先在$n_{\rm H} \sim 10{\rm cm^{-3}}$处表现为过量，然后过量在几个$10^7$年后移动到更高的密度（$n_{\rm H} \gtrsim 100{\rm cm^{-3}}$），在那里发生星爆。在星暴之后，PDF回到准稳态。这些结果给出了星系-星系碰撞中星暴现象的一个简单图像。
2009-01-08 astro-ph
