The growth and entrainment of cold gas in a hot wind
吸收线和发射线的研究都表明，星系周围的冷气体通常以几百公里$\,\textrm{s}^{-1}$的速度流出。这一观测事实对我们的星系演化理论模型提出了严峻的挑战，因为大多数反馈机制（例如，超新星反馈）加速热气体，并且通过热风加速冷气体团所需的时间尺度远远大于摧毁团所需的时间。我们重新审视这个长期存在的问题，使用三维流体动力学模拟与辐射冷却。我们的研究结果证实了先前的发现，即冷却通常不足以防止冷气体的破坏。然而，我们也确定区域的参数空间的混合，“温暖”的气体的冷却效率是足够大的，以贡献新的共动冷气体，可以显着超过原来的冷气体质量。每当$t_{\mathrm{cool, mix}}/t_{\mathrm{cc}} < 1$时，就会发生这种情况，其中$t_{\mathrm{cool,mix}}$是混合暖气体的冷却时间，$t_{\mathrm{cc}}$是云破碎时间。对于足够大的云，这个标准总是满足的。冷却将汽提后的物质“集中”到尾部，在那里发生混合并形成新的冷气。一个足够大的模拟域对于捕捉这种行为至关重要。
2018-07-24 astro-ph.GA
X-Ray Detection of Warm Ionized Matter in the Galactic Halo
我们报告的冷和轻度电离的气体重子金属成分的银河系的系统调查，通过分析高分辨率钱德拉和XMM-牛顿光谱的两个样本的银河系和河外源。对位于我们的银河系和河外来源的源的视线之间的比较，使我们第一次能够清楚地区分我们的银河系的磁盘和晕中的气态金属成分。我们发现，一个温暖的电离金属介质（WIMM）渗透在银河系的磁盘上方和下方的大体积，也许到环银河系空间（CGM）。这个Halo-WIMM几乎印刻了我们河外目标光谱中看到的OI和OII吸收的全部，温度为T（Halo-WIMM）=2900 +/- 900 K，密度<n_H>（Halo-WIMM）= 0.023 +/- 0.009 cm-3，金属丰度Z（Halo-WIMM）=（0.4 +/- 0.1）Z_Solar。与以前的工作相一致，我们还确认银河系的盘至少包含两种不同的气态金属成分，一种是冷的和中性的（CNMM：冷中性金属介质），另一种是温暖的和轻度电离的，具有与Halo-WIMM相同的温度，但密度更高（<n_H>E-WIMM）= 0.09 +/- 0.03 cm-3）和金属量（Z（E-WIMM）= 0.8 +/- 0.1$ Z_Solar）。通过对银河系采用一个简单的盘+球几何，我们估算了CNMM的质量以及M（CNMM）<8 e8太阳质量和M（WIMM）~ 8.2e9太阳质量的总（盘+晕）WIMM。
2015-12-11 astro-ph.GA
AGN-stimulated Cooling of Hot Gas in Elliptical Galaxies
本文研究了活动星系核相对较弱的反馈对中等质量椭圆星系的星际介质的影响。我们发现，活动星系核的活动，而全球加热的ISM，自然刺激一定程度的热气体冷却的尺度上的几个千秒差距。这个过程产生了持续存在的冷ISM阶段，与质量范围之间的10 $^4$和$\gtrsim$ 5 $\times$ 10 $^7$ M $_\odot$，其中后者的价值是适当的集团为中心，大质量星系。广泛的冷却发生在活动星系核反馈激活前的冷却与自由落体时间之比满足$t_{cool}/t_{ff} \lesssim 70$的地方，也就是说，我们找到了一个比文献中通常引用的限制性更小的阈值。这个过程有助于解释椭圆星系中的冷气体（电离和中性/分子）的观测结果，也许还可以解释在许多早期星系中检测到的残余恒星形成。偏心冷气的数量和分布随时间无规律地变化。冷ISM速度场是不规则的，最初共享（流出）湍流热气体运动。冷气体的典型速度分散在100-200 km/s的范围内。新产生的冷气体通常会形成一个冷的外流，并可能出现相对于恒星的运动学错位。我们还跟踪了尘埃在热气体和冷气体中的演化。我们发现，内部产生的冷ISM有一个非常低的粉尘含量，与代表性的值为10 $^{-4}$ - 10 $^{-5}$的灰尘气体比。因此，这种冷气体在传统的灰尘吸收图中可以逃脱检测。
2015-05-05 astro-ph.GA
ALMA reveals extended cool gas and hot ionized outflows in a typical star-forming galaxy at $z=7.13$
我们目前的空间分辨形态属性的[CII] 158 $μ$ m，[OIII] 88 $μ$ m，尘埃，和静止帧紫外（UV）连续辐射的A1689-zD 1，一个强透镜，亚L * 星系在$z=7.13$，利用深阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和哈勃太空望远镜（HST）的观测。虽然[OIII]线和UV连续谱是紧凑的，但[CII]线延伸到$r \sim 12$ kpc的半径。使用多波段静止帧远红外（FIR）连续数据范围从52-400 $μ$米，我们发现一个平均尘埃温度和发射率指数$T_{\rm dust} = 41^{+17}_{-14}$ K和$β= 1.7^{+1.1}_{-0.7}$，分别在整个星系。我们发现在不同的波长，这可能表明，尘埃温度随距离减小的尘埃连续轮廓略有差异。我们映射的恒星形成率（SFR）通过红外和紫外光度和确定总SFR的$37\pm 1~M_\odot~{\rm yr}^{-1}$与一个模糊的部分$87\%$。虽然[OIII]线是一个很好的示踪剂的SFR，[CII]线显示偏离当地的$L_{\rm [CII]}$ -SFR的关系在星系的外围。最后，我们观察到[CII]和[OIII]之间的谱线轮廓存在明显差异，在减去单个高斯模型后，[OIII]谱线中存在显著残差（$\sim 5σ$）。这表明扩展的[CII]结构可能起源于热电离流出的冷却。扩展的[CII]和高速[OI…
2022-06-14 astro-ph.GA
Heating Cold Clumps by Jet-inflated Bubbles in Cooling Flow Clusters
我们模拟了星系团内部冷流介质中的稠密冷团簇在多次喷流活动循环下的演化过程，发现团簇的主要加热过程是与热冲击喷流的气体（气泡）的混合，而冲击的作用有限。我们使用PLUTO流体动力学代码在两个维度与强加的轴对称，遵循热演化的团块。我们发现，在观测中表现为X射线缺陷空洞的热气泡的膨胀过程中，伴随着气泡内部和周围复杂的诱导涡。涡量诱导热气泡的气体与ICM和冷团块的有效混合，导致团块的温度和熵的大幅增加。对于我们使用的参数加热冲击几乎没有竞争与辐射冷却，即使在25个连续的冲击激发在0.5 Gyr的模拟。一些团块被成形为可以转向观察到的光学细丝的非连续结构。我们发现并非所有的团块都被加热。那些冷却到非常低温度的物质将落入并供给中央超大质量黑洞（SMBH），从而关闭所谓冷反馈机制的反馈循环。
2014-09-30 astro-ph.GA
How to get cool in the heat: comparing analytic models of hot, cold, and cooling gas in haloes and galaxies with EAGLE
我们使用流体动力学，宇宙学的EAGLE模拟研究如何热气体在晕凝聚形成和成长的星系。我们选择的模拟，积极冷却和研究的温度，分布和金属的热，冷，过渡的“冷却”的气体，把这些在半分析模型的背景下的晕。我们的选择标准使我们专注于银河系般的光环。我们发现热气体密度分布的晕形成一个逐渐强大的核心随着时间的推移，其性质可以被捕获的β分布，有一个简单的依赖于红移。相比之下，将在一个时间步长内冷却的热气体与奇异等温球大致一致。我们发现，冷却气体进行了几倍的特定的角动量的晕，并从其余的热气体的自旋方向偏移。在冷却过程中，气体损失了约60%的特定角动量，通常保持大于晕的角动量，并且它旋进与盘中已经存在的冷气体对齐。我们发现初步的证据表明，角动量损失稍大时，气体冷却到色散支持的星系。我们表明，指数的表面密度分布的气体到达光盘仍然是一个合理的近似，但尖点包含~20%的质量总是存在的，和光盘规模半径大于预测的香草瀑布和Efstathiou模型。这些尺度半径仍然密切相关的晕旋参数，我们建议更新处方的星系形成模型。
2017-01-25 astro-ph.GA
Shattering and growth of cold clouds in galaxy clusters: the role of radiative cooling, magnetic fields and thermal conduction
在星系团中，热的团内介质（ICM）可以在最亮的星系团周围形成引人注目的多相结构。人们已经做了很多工作来了解这个中央星云的起源，但很少有人研究它在最初的结构被分解成单个的冷团块后的最终命运。在本文中，我们进行了一套30（磁）kpc尺度的冷云的流体动力学模拟与典型的参数发现的星系团模拟，以了解云是否混合回热ICM或可以持续。我们研究了辐射冷却、小尺度加热、磁场和（各向异性）热传导对云的长期演化的影响。我们发现，细丝碎片冷却的时间尺度短于破碎的时间尺度，下降的压力平衡与热介质，粉碎，形成较小的团块。这些作为进一步冷凝的成核点，并通过开尔文-亥姆霍兹不稳定性混合，导致冷气体质量在7500万年内翻倍。云的增长取决于密度，以及局部加热过程，这决定了云是否经历烧蚀或破碎驱动的演变。磁场会减慢但不会阻止云的生长，冷相和暖相的演变都对磁场拓扑结构敏感。与直觉相反，与非传导性云相比，各向异性热传导增加了冷气体的生长速率，也导致了更大量的暖相。我们的结论是，在研究星系团的长期冷却流演化时，$500$ pc或更大尺度上的致密团块是不可忽略的。
2022-11-30 astro-ph.GA
The cold mode: A phenomenological model for the evolution of density perturbations in the intracluster medium
冷星系团核心处于全局热平衡，但局部热不稳定。我们研究了由于局部热不稳定性和引力引起的ICM中密度扰动演化的非线性唯象模型。我们已经分析和扩展了一个模型的ICM中的一个过密的斑点的演变。我们发现两个制度中，过密的斑点可以冷却到热稳定的低温。一个是大$t_{\rm {cool}} / t_{\rm {ff}}$（$t_{\rm {cool}}$是冷却时间，$t_{\rm {ff}}$是自由降落时间），其中需要大的初始过密度才能发生热失控;这是先前详细分析的状态。我们发现了$t_{\rm {cool}} / t_{\rm {ff}} \lesssim 1$的第二个制度（与笛卡尔模拟的外部引力场中的局部热不稳定性相一致），其中失控冷却发生在任意小的振幅。数值模拟表明，冷气体在球形几何形状中更容易冷凝。我们扩展的分析，包括几何压缩弱分层大气，如ICM。与一个单一的参数，类似的混合长度，我们能够重现的结果，从数值模拟，即，小的密度扰动导致冷凝的扩展冷丝只有当$t_{\rm {cool}} / t_{\rm {ff}} \lesssim 10$。
2014-12-31 astro-ph.GA
NGC 6860, Mrk 915, and MCG -01-24-012. II. Inflowing and outflowing cold molecular gas and the connection with ionized gas in Seyfert galaxies
Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Rechen-Institut（海德堡大学天文中心，天文计算研究所）；Departamento de Astronomia, Universidade Federal do Rio Grande do Sul（南里奥格兰德联邦大学天文学系）；Astronomy Department, Universidad de Concepción（康塞普西翁大学天文学系）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN-IGN)-Observatorio de Madrid（国家天文台（OAN-IGN）马德里天文台）；Departamento de Física, CCNE, Universidade Federal de Santa Maria（圣玛丽亚联邦大学物理系，CCNE）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（西班牙国家技术研究委员会-国家航空航天技术研究所天体生物学中心）；Finnish Centre for Astronomy with ESO, University of Turku（图尔库大学芬兰ESO天文学中心）
研究了三个赛弗特星系中冷分子气体的流入和流出，发现其与离子化气体的联系及AGN反馈的影响。
2025-11-07 astro-ph.GA
Multiphase Gas and the Fractal Nature of Radiative Turbulent Mixing Layers
银河系和星系际气体的一种常见情况是冷的致密气体相对于热的扩散气体运动。Kelvin-Helmholtz不稳定性产生湍流混合层，并填充中温相，其通常快速冷却。冷却损失的能量通过热的高焓气体平流进入混合层来平衡，导致冷相的增长和加速。这一过程可能在决定星际介质和环银河介质的相结构，以及加速银河风和宇宙细丝中的冷气体方面发挥重要作用。在这些混合层中的冷却发生在薄波纹板中，我们认为该波纹板具有分形维数为$D=5/2$的区域和调整以匹配热相混合时间与冷却时间的厚度。这些冷却片的性质形成了一个新的模型的基础上的冷却速率和热气体流入速度如何取决于尺寸$L$，冷却时间$t_{\rm cool}$，相对速度$v_{\rm rel}$，和密度对比度$ρ_{\rm cold}/ρ_{\rm hot}$的系统。在具有短$t_{\rm cool}$、大$v_{\rm rel}$和大$ρ_{\rm cold}/ρ_{\rm hot}$的环境中，预计夹带将得到增强。使用一个大套件的三维流体动力学模拟，我们证明，这种分形冷却层模型准确地捕捉能量和湍流界面的演变，因此可以作为理解强辐射冷却多相混合的基础。
2020-03-18 astro-ph.GA
Characterizing cool, neutral gas and ionized metals in the outskirts of low-z galaxy clusters
本研究利用大样本背景类星体-前景星系团对，首次探测低红移星系团外围冷中性气体，分析其吸收特征、分布规律与起源，揭示冷气体斑块分布及星系团环境对星系周气体的影响。
2023-11-06 astro-ph.GA
The Rise of Ionized Gas Filaments in Early-Type Galaxies
University of Kentucky（肯塔基大学）；Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学）
研究发现非中心早期型星系中存在电离气体丝状体，其形成可能与恒星质量损失及冷却过程有关，且与冷却核心团簇存在差异。
2026-02-25 astro-ph.GA
Cool outflows in MaNGA: a systematic study and comparison to the warm phase
本文利用Na I D $λλ5890,5895$谱特征研究了$z \sim 0.04$ MaNGA星系中的中性气相星系风，并将其入射率和强度与同一母星系中的电离风进行了直接比较。我们发现在127个星系（$\sim 5$ %的分析线发射样本）的中性外流的证据。Na I D风优先被认为是在星系与dustier中心区域和两个风阶段更经常发现在系统与升高的SFR表面密度，特别是当有一个最近上升的恒星形成活动根据SFR $_{5Myr}$ /SFR $_{800Myr}$参数。我们发现电离流出运动学与我们在中性相测量的一致。这表明，尽管它们对总流出物质量预算的贡献很小，但收集电离风相位的经验测量值以提供流出物中整体运动的信息是有价值的。根据应用于电离气体诊断的粉尘校正，与电离相相比，中性相具有平均更高的质量流出速率（$\dot{M}_{out}$）的$\sim 1.2 - 1.8$ dex。我们量化的缩放关系之间的$\dot{M}_{out}$和物理风驱动程序（SFR，$L_{AGN}$）的强度。使用径向方位堆叠方法，并考虑倾斜的依赖关系，我们发现与双锥流出的磁盘平面正交的结果一致。我们的工作补充了文献中的其他多相流出研究，这些研究考虑了较小的样本，更极端的对象，或通过堆叠较大的样本进行。
2022-01-20 astro-ph.GA
How cold gas continuously entrains mass and momentum from a hot wind
在星系风中普遍观察到的快速移动的冷气体的存在在理论上是令人困惑的，因为冷气体的破坏时间远远小于其加速时间。在以前的工作中，我们发现，如果混合气体的辐射冷却时间短于云的破坏时间，冷气体可以加速到风速并增加质量。在这里，我们更详细地研究了这个过程，并在各种场景中发现了非常强大的云加速和增长。辐射冷却，而不是开尔文-亥姆霍兹不稳定性，能够通过冷却引起的压力梯度将热气体自持夹带到云上。事实上，当云几乎同步移动时，增长就会达到峰值。卷吸速度是冷气体声速的数量级，并且增长伴随着云脉动。增长对背景风和初始云的几何形状也是稳健的。例如，在绝热Chevalier-Clegg型风中，质量增长率是恒定的。虽然增长率与磁场相似，云的形态发生了显着变化，低密度，磁支持的细丝，具有小的质量分数，但占主导地位的体积。这可能会使吸收线观测产生偏差。云的增长，从夹带和冷却热气体可以潜在地占冷气含量的CGM。它也可以在星系盘中形成恒星，因为在星系喷泉中循环的冷气体会吸积并冷却晕气体。我们推测，一旦${\rm N} \sim 10^{18} \ {\rm cm^{-2}}$的云柱密度得到解决，星系尺度的模拟应该收敛于冷气团。
2019-12-09 astro-ph.GA
Cooling driven coagulation
本文通过二维和三维流体动力学模拟及解析模型，揭示受扰冷气云的冷却脉动与热气体裹挟如何驱动冷滴并合，并提出以表面积为“单极子”的类引力平方反比相互作用。
2023-07-17 astro-ph.GA
Instability of Supersonic Cold Streams Feeding Galaxies IV: Survival of Radiatively Cooling Streams
我们研究了开尔文亥姆霍兹不稳定性（KHI）的冷流饲料大规模的晕在高红移的影响，概括我们以前的结果，包括辐射冷却和加热的影响，从紫外线背景，使用分析模型和高分辨率理想化模拟。我们目前不考虑自屏蔽、热传导或重力。确定气流命运的一个关键参数是湍流混合层中的冷却时间与非辐射情况下混合层扩展到气流宽度的时间之比，湍流混合层中的冷却时间是在气流和背景之间形成的不稳定性开始之后的时间，即$t_{\rm cool,mix}$，而在非辐射情况下混合层扩展到气流宽度的时间，即$t_{\rm shear}$。这可以转换成临界流半径$R_{\rm s,crit}$，使得$R_{\rm s}/R_{\rm s,crit}=t_{\rm shear}/t_{\rm cool,mix}$。如果是$R_{\rm s}<R_{\rm s,crit}$，则非线性演化与Mandelker等人2019 a研究的非辐射情况类似。如果$R_{\rm s}>R_{\rm s,crit}$，我们发现几乎总是这样的天体物理冷流，流是不中断的KHI。相反，背景质量冷却并冷凝到流上，并且可以在10个流声音穿越时间内将冷气体的质量增加$\sim 3$的因子。质量夹带引起的热能损失从背景和动能损失从流，我们分析模型。大约有一半的耗散能量与$T<5\times 10^4{\rm K}$一起从气体中辐射出去，这表明大部分能量将以Ly $α$的…
2020-03-09 astro-ph.GA
Ubiquitous cold and massive filaments in cool core clusters
布里渊星系团星系核周围的多相结构可能是活动星系核反馈的关键步骤。我们在3个冷星系团核心：半人马座，Abell S1101和RXJ1539.5中观察到分子气体，并收集了其他12个星系团的ALMA和MUSE数据。这些观测结果表明，聚集的、大质量的、长的、3- 25 kpc的分子细丝，优先位于由活动星系核（活动星系核）膨胀的射电泡周围。两个物体显示了核分子盘。光学星云当然是在追踪冷分子细丝的温暖封套。令人惊讶的是，H $α$ /CO通量比的径向分布对于大多数物体来说大致是恒定的，这表明（i）可能存在1.2到7倍的冷气体，以及（ii）局部过程必须负责激发。预计速度在100- 400 km/s $^{-1}$之间，具有扰动的运动学和有时相干的梯度。这可能是由于几个细的未分辨细丝在投影中的混合。速度场可以被气泡、射流或合并引起的晃动引起的湍流搅动。速度和弥散度都很低，低于逃逸速度。冷云最终会回落并为活动星系核提供燃料。我们比较灯丝的径向范围，r $_{fil}$，与X射线气体可能变得热不稳定的区域。细丝总是在低熵和短冷却时间区域内，其中t $_{cool}$ /t $_{ff}$ <20（13个源中的9个）。在r $_{fil}$处的t $_{cool}$ /t $_{ff}$的范围为8-23，可能是由于（i）影响自由下落时间的更复杂的重力势（例如，晃动，合并）;（ii）ICM中存在不均匀性或…
2019-02-25 astro-ph.GA
The origin of cold gas in the Circumgalactic Medium
本研究通过SPH宇宙学模拟Eris2k追踪气体粒子，发现星系周介质中冷气体的起源随红移转变：z>2时主要来自冷吸积，低z时则主要源于外流和就地冷却。
2024-02-13 astro-ph.GA
Cooling, AGN Feedback and Star Formation in Simulated Cool-Core Galaxy Clusters
冷核星系团中活动星系核反馈的数值模拟成功地避免了经典冷却流，但经常产生过多的冷气体。我们进行自适应网格模拟，包括动量驱动的活动星系核反馈，自引力，恒星形成和恒星反馈，专注于冷却，活动星系核加热和恒星形成之间的相互作用，在一个孤立的冷核集群。由活动星系核喷流和湍流触发的冷团形成数十千秒差距长的对流结构。这些冷气体为恒星的形成和超大质量黑洞（SMBH）提供了物质，引发了活动星系核的爆发，增加了ICM的熵，降低了它的冷却速度。在1-2 Gyr内，恒星的形成完全消耗了冷气体，导致活动星系核短暂关闭。ICM迅速冷却并重新形成多相气体，随后是另一个恒星形成/活动星系核爆发的周期。在6.5 Gyr内，我们观察到三个这样的周期。我们模拟的星系团与冷核星系团的观测结果有很好的一致性。ICM冷却被活动星系核加热动态平衡，冷核外观得以保留。最小冷却时间与自由落体时间的比率通常在几个$\gtrsim 20$和$\gtrsim 20$之间变化。恒星形成率（SFR）的范围很广，从0到几百$\rm M_{\odot}\, yr^{-1}$，平均值为$\sim 40 \,\rm M_{\odot}\, yr^{-1}$。瞬时SMBH吸积速率在短时间尺度上变化较大，但平均值与SFR相关性较好。没有恒星反馈或自引力的模拟产生了类似的结果，但较低的SMBH反馈效率（0.1%与1%相比）导致太多的恒星。
2015-03-09 astro-ph.GA
The Production of Cold Gas Within Galaxy Outflows
我提出了一套三维模拟的演化初始热物质喷出的恒星爆发驱动的星系外流。模拟在与材料一起移动的共动框架中进行，跟踪原子/离子冷却，康普顿冷却以及尘埃冷却和破坏。康普顿冷却是这些过程中最有效的，而原子/离子冷却的主要作用是增强密度不均匀性。尘埃，另一方面，有流出的演变几乎没有影响，并迅速销毁在所有的模拟中，除了与最小的质量通量的情况下。我使用的结果来构建一个简单的稳态模型所观察到的UV/光发射从每个流出。在这种情况下的速度分布主要是由几何效应，和整体光度的主机系统的属性非常强的功能，在超亮红外星系（ULIRGs）中观察到的。此外，在几个模型的光度和最大速度是一致的发射线观测ULIRGs，虽然速度显着大于吸收线研究中观察到的。这可能是因为星系流出物的吸收线观测探测了小半径处夹带的冷物质，而发射线观测探测了从较远距离处的初始热介质冷凝的冷物质。
2017-02-02 astro-ph.GA
Dynamics and Morphology of Cold Gas in Fast, Radiatively Cooling Outflows: Constraining AGN Energetics with Horseshoes
在星系和星系团中，通常可以观测到速度超过$100\,{\rm km\,s}^{-1}$的暖电离流和冷中性流。然而，理论研究表明，冲压压力从热风，驱动的中央活动星系核（AGN）或恒星爆发，不能加速现有的冷气体到如此高的速度而不破坏it.In这项工作中，我们探讨了一个不同的情况下，冷气体形式的快速，辐射冷却流出的温度$T\lesssim 10^7\,{\rm K}$。使用3D流体动力学模拟，我们证明了冷气体不断碎片的冷却流出，形成细长的对流结构延伸数十千秒差距。对于一系列物理上相关的温度和速度配置，垂直于运动方向的冷气环在流出中形成。这自然解释了英仙座星系团中横向冷气体细丝的形成，如蓝色环和马蹄形细丝。根据我们的研究结果，我们估计，活动星系核爆发负责形成这两个功能驱动双极外流速度$>2,000\,{\rm km\,s}^{-1}$和总动能$>8\times10^{57}\,{\rm erg}$约$\sim10$万年前。我们还研究了冷热气体混合层中的连续冷却，发现辐射冷却仅占总质量冷却速率的$\sim10\%$，表明软X射线和FUV辐射观测可能大大低估了星系团冷却流中冷气体的增长。
2021-08-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Cold, Massive, Rotating Disk Galaxy 1.5 Billion Years after the Big Bang
在传统的星系形成模型中，像银河系这样的大质量盘状星系预计会在较晚的时候形成，但最近的数值模拟表明，这样的星系可能早在大爆炸后10亿年通过冷物质的吸积和合并形成。在观测上，要辨别出在高红移下发射的盘状星系是很困难的，这样就可以分辨出相互竞争的星系形成模型。在这里，我们报告成像，分辨率约为1.3千秒差距，158微米的发射线，从单离子化碳，远红外尘埃连续谱和近紫外连续谱发射从一个星系的红移为4.2603，通过检测其类星体光的吸收确定。这些观测结果表明，这种辐射来自于一个寒冷的尘埃旋转盘内的气体，旋转速度为每秒272公里。对银河系中一氧化碳排放的检测产生了一个分子质量，这与电离碳排放的估计值一致，约为720亿太阳质量。当宇宙只有15亿年的时候，这样一个巨大的、旋转支撑的冷盘星系的存在有利于通过冷模吸积或合并形成，尽管它的大旋转速度和大量的冷气体仍然具有挑战性，难以用大多数数值模拟重现。
2020-05-19 astro-ph.GA
Better Together: The Complex Interplay Between Radiative Cooling and Magnetic Draping
本研究通过三维辐射磁流体动力学模拟，探究星系风中辐射冷却与磁包覆的相互作用，发现二者结合可大幅提升冷云团存活率，解释观测到的快速外流冷气体及星系晕冷物质高覆盖分数现象。
2023-11-05 astro-ph.GA
The Recent Evolution of Early-Type Galaxies as Seen in their Cold Gas
我提出了一个概述的原子和分子气体的早期型星系的新观测，专注于3D项目。我们关于恒星运动学、年龄和金属丰度以及电离气体运动学的数据使我们能够将冷气体置于早期星系组装和恒星形成历史的更广泛背景中。冷气体的数据也提供了宝贵的约束条件的数值模拟的早型星系。
2014-10-22 astro-ph.GA
Cold gas in cluster cores: Global stability analysis and non-linear simulations of thermal instability
我们在全球热平衡中进行了全球线性稳定性分析和理想化数值模拟，以了解来自热/维里大气（日冕），特别是团内介质（ICM）的冷气体的冷凝。我们特别注意几何学（例如，球面与平面平行）和引力势的性质。全局线性分析给出了一个类似的值增长最快的热不稳定模式在球形和笛卡尔几何形状。模拟和观测表明，冷却晕关键取决于冷却时间的自由落体时间（$t_{cool}/t_{ff}$）的比例。只有当该比率小于接近10的阈值时，延伸的冷气体才从ICM冷凝出来。以前的工作突出了球形和平面平行大气中冷气体冷凝性质之间的差异;即，冷气体冷凝在球形大气中更容易出现。由于几何形状而产生的这种明显差异是因为先前的平面平行模拟集中于多相气体的{ \em原位}冷凝，而球形模拟研究了盒中{ \em任何地方}的冷凝。与以前的说法不同，我们的非线性模拟表明，对于不同的几何形状，无论是在原位还是在任何地方，冷气冷凝都只有微小的差异。冷气体凝结的量取决于重力势阱的形状;如果重力加速度向中心减小，气体有更多的时间凝结。在我们的理想化模拟中，每层中的加热平衡冷却，可以有显著的质量/能量/动量跨层转移，可以触发冷凝和驱动$t_{cool}/t_{ff}$远远超过接近10的临界值。触发凝结在平面平行模拟中非常突出，其中大量的冷气体凝结出来。
2016-01-20 astro-ph.GA
Cold Molecular Gas Along the Cooling X-ray Filament in Abell 1795
本文介绍了利用毫米波天文学研究组合阵列对Abell 1795冷核CO（1-0）进行干涉观测的结果。与先前的工作一致，我们在中心~10 kpc探测到了大量的冷分子气体（3.9 +/- 0.4 x10^9 Msun）。我们报告发现了一个团簇中心半径为30千秒差距（2.9 +/- 0.4 × 10^9兆太阳）的大量冷分子气体团，其位置和速度与温暖的电离细丝一致。我们还对恒星形成暗条外缘的H_2质量设定了一个上限，对应的距离为60 kpc（<0.9 × 10^9 Msun）。我们测量的HII/H_2的比率作为半径的函数，表明不同的电离机制在Abell 1795的核和细丝的强梯度。冷分子气体的总质量（\sim 7 × 10^9 Msun）大约是同一位置经典冷却估计值的30%，假设冷却时间为10^9年。将冷分子气体质量与紫外线导出的恒星形成速率和温暖的电离气体质量结合起来，光谱导出的X射线冷却速率得到了充分的解释，并且与\sim 10^9年时间尺度上的冷却副产物非常一致。整体协议之间的冷却速率的热intracluster介质和质量的冷气体储层表明，至少在这个系统中，冷却流的问题源于缺乏可观察到的冷却在更扩散的区域在大半径。
2012-07-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
The interaction between rising bubbles and cold fronts in cool core clusters
我们调查是否在英仙座星系团的核心旋转冷锋影响了外部浮力气泡，起源于中央星系NGC1275的活动星系核的射流。内部气泡和外部南方气泡位于通过核的南北轴上，而外部北方气泡似乎与该轴旋转了约45度。详细的相互作用的数值模拟表明，外北方气泡可能已被推动顺时针占其目前的位置。考虑到冷核心集群中冷锋的常见情况，我们提出了这样一种可能性，即在这种环境中缺乏许多清晰的外部气泡可能是由于冷锋的破坏。
2021-06-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cooling Time, Freefall Time, and Precipitation in the Cores of ACCEPT Galaxy Clusters
宇宙中最大的星系-位于星系团中心的星系-的恒星形成主要取决于其热气体大气的热力学状态。具有低熵、高密度大气层的中央星系经常包含多相恒星形成气体，而具有高熵、低密度大气层的中央星系则永远不会。这两个种群在中心熵上的分界线，以及因此在中心冷却时间上的分界线，是惊人的尖锐。人们提出了两个假设来解释这种二分法。一种是指出热传导可以阻止分界线以上的簇芯的辐射冷却。另一种观点认为，分界线以下的核心受到热不稳定性的影响，通过冷反馈机制为中心活动星系核提供燃料。在这里，我们探索这些假设与H-α属性的分析接受星系团。我们发现，这两个假设可能是互补的。我们的研究结果支持这样一种观点，即冷云不可避免地从星团核心沉淀出来，在这种情况下，冷却胜过热传导，并降落在中央黑洞上，导致活动星系核反馈，稳定了星团核心。特别是，所观察到的冷却时间与自由落体时间比的分布几乎与在模拟这种冷反馈过程中所看到的相同，这意味着冷相吸积，而不是热相气体的邦迪吸积，是负责AGN反馈，调节大星系中的恒星形成。
2014-09-04 astro-ph.GA
Why Cold BGK Modes Are So Cool: Dispersion Relations from Orbit-Constrained Distribution Functions
该研究推导冷轨道约束系统的解析色散关系，首次给出磁化等离子体二维各向异性BGK模式的显式关系并确定稳定阈值，还建立引力情形下核心扰动增长率界限，阐明轨道约束对冷无碰撞介质动力学不稳定性的影响。
2025-04-14 astro-ph.GA physics.plasm-ph
Self-regulated AGN feedback of light jets in cool-core galaxy clusters
来自活动星系核（AGN）的热量被认为是稳定冷核星团，限制恒星形成和冷却流。我们采用辐射磁流体动力学（MHD）模拟轻AGN喷流反馈不同的吸积模式（邦迪-霍伊尔-Lyttleton和冷吸积）在一个理想的英仙座星系团。独立的探测吸积模型，吸积效率，喷流密度和分辨率，集群自我调节与中央熵和冷却时间与观察到的冷核集群在这个非宇宙学的设置。我们发现，提高喷气效率导致更多的间歇性喷气功率和增强的恒星形成率。我们的基准低密度射流可以很容易地偏转轨道冷气体细丝，重新分配角动量，并导致更广泛的冷气体分布和各向同性气泡分布。与我们的基准低动量密度射流相比，高动量密度射流加热效率较低，并且能够形成垂直于中心受限射流的持久冷气盘。从我们的模拟测量腔光度一般反映冷却光度的团内介质（ICM），并对应于平均喷流功率，是相对不敏感的短时期的低光度喷注。在我们的MHD模拟低动量密度射流冷气结构一般表现出各种形态，从盘状非常扩展的非线性结构。特别是，磁场是至关重要的，以抑制形成不切实际的大量冷气盘之间的热，冷相位重新分配角动量，并通过促进形成细长的冷丝，由磁压力的支持。
2023-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radio wave scattering by circumgalactic cool gas clumps
本文研究了环星系介质中冷电离团（$T\sim 10^4\,$ K）对电波的散射效应。这种团块的存在是从干预类星体吸收系统中推断出来的，但长期以来一直是一个理论上的谜团。我们认为紧凑的无线电源的“雾状”的环星系介质的两相模型最近提出的麦考特等人的影响。（2018年）。在这个模型中，CGM由一个扩散的日冕气体（$T\gtrsim 10^6\,$ K）与许多$\lesssim 1\,$ pc尺度的冷团块或“云团”组成，这些气体在冷却不稳定性中破碎而形成。在$\gtrsim 10^{11.5} M_\odot$晕中，预计小云团的面积填充因子将超过1，随之而来的无线电波散射类似于银河系暖电离介质（WIM）中的湍流所引起的散射。如果$30\,$ %的宇宙重子是在CGM中，我们表明，对于一个冷气体的体积分数$f_{\rm v}\sim 10^{-3}$，在$z_{\rm s}\sim 1$源遭受角展宽$\sim 15\,μ$作为和时间展宽$\sim 1\,$ ms在$λ= 30\,$ cm，由于在干预CGM中的团块的散射。前一个预测将很难检验（角展宽将抑制银河闪烁只有$<10\,μ$ Jy紧凑型同步加速器源）。然而，后者的预测，局部快速射电爆发的时间展宽，可以约束的大小和冷电离气体团簇的质量分数作为晕质量和红移的函数，从而提供了一个测试的模型提出的McCourt等人。（2018年）。
2018-11-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Turbulence and cooling in galaxy cluster cores
我们研究了冷星系团核心的理想化模型中湍流加热、混合和辐射冷却之间的相互作用。活动星系核（AGN）喷流预计会驱动湍流和加热星系团核心。团内介质的冷却和活动星系核喷流的搅动是紧密耦合的反馈回路。我们通过平衡辐射冷却和湍流加热来施加反馈回路。除了加热等离子体，湍流也会混合等离子体，抑制小尺度冷气体的形成。在这方面，湍流的影响类似于热传导。对于热平衡（湍流加热平衡辐射冷却）的均匀等离子体，只有当冷却时间短于混合时间时，冷气体才会冷凝。这个条件要求湍流动能是等离子体内能的$\gtrsim$;在冷核中如此高的速度被观测排除了。与现实的磁场和热传导的结果是定性相似的流体动力学模拟。由于{ \em混合}与热的ICM，冷堆芯的失控冷却被阻止，模拟表明即使有亚音速湍流，冷气体也与观测结果一致。因此，湍流混合可能是活动星系核喷流加热星系团核心的机制。在湍流模拟中观察到的热不稳定性增长率与团簇核心冷气体的局部热不稳定性解释是一致的。
2014-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling AGN Feedback in Cool-Core Clusters: The Balance between Heating and Cooling
利用三维高分辨率（60 pc）自适应网格加密（AMR）模拟方法研究了动量驱动活动星系核反馈影响下理想冷核星系团的长期演化.动量驱动活动星系核的反馈是用一对旋进喷流来模拟的，喷流功率是根据超大质量黑洞（SMBH）附近冷气体的吸积率来计算的. ICM首先沿活动星系核喷流的传播方向冷却成团。随着喷流功率的增加，气体凝结发生各向同性，形成空间延伸（高达几十kpc）的结构，类似于观察到的$\rm Hα$长丝英仙座和许多其他冷核心集群。喷射加热提高了气体熵和冷却时间，阻止了团块的形成。没有吸积到SMBH上的冷气体沉降到$\sim 10^{11}$ M $_{\odot}$的旋转盘中。热气体直接冷却到冷盘上，而SMBH从盘的最内部区域吸积，为AGN提供动力，使其在几个Gyr内保持热平衡的稳定状态。在7 Gyr内的平均质量冷却速率为$\sim 30$ M $_{\odot}$ /yr，比经典的冷却流量值（我们在没有活动星系核的情况下得到的）低一个数量级。中等分辨率的模拟也得到了类似的结果，但当分辨率低于0.5千秒差距时，星系团经历了气体凝结和活动星系核爆发的循环。由于活动星系核反馈的自调节机制，它可以在很宽的模型参数范围内成功地平衡冷却。除了抑制冷却，我们的模型在早期阶段（高达$\sim 2$陀螺仪），是在很好的协议与观测产生冷结构。然而，长寿命的大质量冷盘是不现实的，这表明仍然需要额外的物理过程…
2014-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hot Atmospheres, Cold Gas, AGN Feedback and the Evolution of Early Type Galaxies: a Topical Perspective
大多数星系的质量与银河系相当或更大，拥有炽热的X射线发射大气，许多这样的星系是射电源。热大气、射电喷流和射电瓣是活动星系核反馈的组成部分。虽然已经达成共识，这种反馈抑制了热星系团大气的冷却，但对类似机制起作用的大质量星系的关注较少。观测结果表明，椭圆星系和S0星系的大气在星系聚集过程中被外部吸积，并因恒星质量损失而显著增加。它们的大气层具有熵和冷却时间的轮廓，与中央星系团的星系非常相似。大约一半的星云显示出由冷的和冷的气体组成的球状或盘状星云，其中大部分可能是从热的大气中冷却下来的。我们回顾了星系大气中热不稳定性的观测和理论观点，以及活动星系核加热能够大致平衡大气冷却的证据。这样的加热和冷却可能会调节所有大质量球状体后期的恒星形成。
2018-12-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Survival of higher overdensity cold gas in a turbulent, multiphase medium
University of Potsdam（波茨坦大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Heidelberg University（海德堡大学）
本文通过Athena++三维模拟探究高过密度冷云在高温湍流介质中的存活条件，发现其存活的冷却-压碎比阈值远低于此前预期，提出了新的冷云存活判据。
2025-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold molecular gas distribution and kinematics in the low-metallicity dusty starburst of Mrk 996 resolved with ALMA
Universidad de Talca（塔尔卡大学）；Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理学研究所，西班牙国家研究委员会）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；University of Michigan（密歇根大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
利用ALMA观测Mrk 996的CO(1-0)和CO(2-1)线，研究其冷分子气体的空间分布和动力学特征，发现分子气体云分布与核超星团和高电离区域偏移，CO线窄而超音速，表明动态扰动而非快速喷流，分子气体质量约10^7倍太阳质量。
2026-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Ray Heating of the Warm Ionized Medium
在银河系温暖的电离介质（WIM）中对线比率的观测表明，光电离并不是唯一的加热机制。对于解释这种差异的额外加热，它对气体密度的依赖性必须比对冷却速率$Λn_e^2$的依赖性弱。\cite{reynolds99}建议湍流耗散或磁场重联作为可能的加热源。我们在这里调查的可行性MHD波介导的宇宙射线加热作为补充热源。这个加热速率取决于气体密度，只是通过它与阿尔文速度的线性关系，阿尔文速度为$n_e^{-1/2}$。我们表明，宇宙射线能量密度的适当值，宇宙射线加热可以显着。此外，这种加热对扰动是稳定的。这些结果也应该适用于其他星系中温暖的电离气体。
2013-01-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The properties of magnetised cold filaments in a cool-core galaxy cluster
本研究通过GPU加速的3D磁流体动力学模拟，结合自调节AGN反馈模型，揭示了冷核星系团中磁化冷丝的形态、形成机制及对AGN喷流传播的影响，发现其质量分布遵循幂律且形成途径多样。
2025-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The self-regulated AGN feedback loop: the role of chaotic cold accretion
超大质量黑洞的吸积和反馈在星系、星系团和星系团的演化过程中起着重要的作用。我回顾活动星系核的反馈是如何紧密耦合的多相气体的形成和新探测的混沌冷吸积（CCA）。在湍流和加热的大气中，冷云和kpc尺度的细丝通过热不稳定性从等离子体中凝结出来，并朝着黑洞下雨。在原子核中，冷云、暗条和中央环面之间经常发生的混沌碰撞促进了角动量的抵消或混合，使吸积速率达到邦迪速率的100倍。快速的变化触发了强大的活动星系核外流，这熄灭了冷却流和恒星的形成，而不会破坏冷核心。活动星系核的加热抑制了多相气体和吸积的形成，反馈减弱，热晕再次冷却，重新开始新的循环。最终，CCA通过紧密的自我调节反馈在黑洞和整个宿主之间建立了一种共生联系，使气体晕在整个宇宙时间内保持全球热平衡。
2015-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
