Active galactic nucleus feedback in clusters of galaxies
钱德拉X射线天文台在过去十年中的观测，使人们对星系团中心的冷却气体和活动星系核（AGN）加热的作用有了更多的了解。在星系团中心的热的团内介质的冷却可以为在主导星系团星系核中发现的超大质量黑洞提供能量，导致AGN爆发，这可以重新加热气体，抑制冷却和大量的恒星形成。活动星系核的加热可以以冲击波的形式出现，由射电瓣膨胀的剧烈上升的气泡，以及声波的消散。
2010-04-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cosmic Ray Feedback
宇宙射线产生或沉积在热的星系团气体中，被认为提供了形成X射线腔的压力。虽然空洞对团簇气体有净冷却作用，但年轻的、膨胀的空洞会驱动激波，增加局部熵。空洞也会产生热气体的径向细丝，并且是通过空洞壁扩散的簇宇宙射线的来源，就像室女座中的射电瓣围绕着径向热细丝一样。宇宙射线也使热气体局部浮力，允许大量低熵气体被输送到冷却半径之外。连续的空腔保持浮力外流，保持集群气体温度和气体分数的轮廓，并显着降低到中央黑洞的冷却速率。
2009-10-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cool-Core Destruction in Merging Clusters with AGN Feedback and Radiative Cooling
National Taiwan University（台湾大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；National Tsing Hua University（清华大学）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密松天体物理中心）；University of Modena and Reggio Emilia（摩德纳和雷焦艾米利亚大学）
研究通过三维模拟探讨AGN反馈和辐射冷却对银河团块中CC破坏的影响，发现AGN反馈在调节合并团块中至关重要，不同合并参数下CC/NCC转变机制各异。
2026-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
On The Road To More Realistic Galaxy Cluster Simulations: The Effects of Radiative Cooling and Thermal Feedback Prescriptions on the Observational Properties of Simulated Galaxy Clusters
对星系团进行的通量受限X射线巡天显示，星系团分为两种大致相等的类型：“冷核”星系团（CC）和非“冷核”星系团（NCC）。在以前的工作中，我们已经证明了使用宇宙学$N$体+欧拉流体动力学模拟，NCC往往是一致的早期主要合并事件，摧毁胚胎CC。在本文中，我们扩展了这些结果，并进行了一系列的simulationsusing不同的方法的气体冷却，能量和金属反馈的超新星，在那里我们试图产生一个人口的集群与现实的中央冷却时间，熵，和温度。我们发现，使用金属性相关的气体冷却是必不可少的，以防止早期过冷，并调整能量和金属反馈的量可以有显着的影响，可观察到的X射线量的气体。我们能够产生集群更现实的中央可观察到的数量比以前已经达到。然而，模拟的星系团和观测结果之间仍然存在显着差异，这表明需要一种不同的方法来模拟星系团中的星系。最后，我们期待一个有前途的亚网格方法模拟星系团的反馈，这可能有助于改善模拟和观测之间的差异。
2012-11-13 astro-ph.CO
Physical properties of simulated galaxy populations at z=2 - I. Effect of metal-line cooling and feedback from star formation and AGN
我们使用流体动力学模拟从OWLS项目调查的依赖性的星系人口的物理性质在红移2金属线冷却和反馈恒星形成和活动星系核（AGN）。我们发现，如果从恒星形成的子网格反馈动力学实施，反馈是有效的，如果初始风速超过一个临界值。这个临界速度随着星系质量的增加而增加，如果包括金属线冷却也是如此。这表明，如果风的初速度太低，辐射损失会使风熄灭。如果反馈是有效的，那么恒星形成率与每单位恒星质量所注入的能量成反比（这与固定风速的初始质量负载成正比）。这可以理解，如果恒星形成是自我调节的，即如果恒星形成速率（以及因此气体分数）增加，直到流出速率平衡流入速率。来自活动星系核的反馈在高质量时是有效的，而增加初始风速与气体压力或晕质量允许一个在所有质量产生星系范围的外流。匹配观测到的星系质量函数需要有效的反馈。特别是，预测的弱端斜率太陡，除非我们对低质量物体采用高质量负载风。来自低质量星系（M *<< 10^10 Msun）的这种有效反馈也减少了与观测到的特定恒星形成率的差异，除非反馈在观测到的恒星质量范围之下从高效转变为低效，否则特定恒星形成率高于预测。
2013-08-07 astro-ph.CO
Accretion powered AGN feedback in the cores of galaxy clusters
从星系团中的稀热等离子体中检测到大量的X射线发射，表明相当大一部分的中央星系团内介质（ICM）在比哈勃时间快得多的时间尺度上辐射冷却。理论模型预测冷却速率高达每年几百到几千个太阳质量，然后可以在这些星团的核心形成新的恒星。然而，对这些星团核心的系统研究未能发现预期的冷却气体库。因此，星系团核心的气体正在以X射线的形式损失大量的能量，但并没有冷却。这反过来又指向著名的冷却流悖论，因此需要一些间歇性加热来平衡如此长时间的冷却。有几个来源已经被建议抵消对ICM的冷却，然而，活动星系核的反馈似乎是最有前途的和足够的能量源，以抵抗在这样的集群的核心ICM的冷却。在这篇演讲中，我将提供一个简短的概述反馈过程中所涉及的核心的星系团的活动星系核的反馈和可观察到的签名的重点。
2017-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Residual Cooling and Persistent Star Formation amid AGN Feedback in Abell 2597
新的钱德拉X射线和赫歇尔FIR观测使多波长研究活动星系核（AGN）加热和团内介质（ICM）冷却在最明亮的星系团阿贝尔2597。新的钱德拉观测揭示了中心< 30千秒差距的X射线腔网络比以前认为的更广泛，并且与足够的焓相关联，理论上可以抑制推断的经典冷却流。尽管如此，我们提出了新的证据，与以前的结果一致，适度强的残余冷却流持续在4%-8%的经典预测率在空间结构的方式在反馈驱动的挖掘的X射线腔网络。新的赫歇尔观测被用来估计温暖和寒冷的尘埃质量，下限气体尘埃比，以及与以前测量一致的恒星形成率。环境X射线大气的冷却时间分布被用来映射观测恒星形成熵阈值以及理论热不稳定性阈值的位置。两者都位于X射线空洞所渗透的< 30 kpc中心区域之外，恒星形成以及电离和分子气体都位于两者的内部。年轻的恒星分布在一个拉长的区域，与射电瓣对齐，他们的估计年龄都比X射线腔网络年轻和古老，这表明在当前的活动星系核反馈事件中，既有喷流触发的恒星形成，也有持续的恒星形成。明亮的X射线结与扩展的Ly-alpha和FUV连续体灯丝相一致，激发了对沿着垂直于X射线腔和射电轴的投影轴从环境热大气中进行结构冷却的讨论。我们的结论是，冷却ICM是Abell 2597 BCG中冷气库促进恒星形成和活动星系核活动的主要贡献者。
2012-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Estimate of the total mechanical feedback energy from galaxy cluster-centered black holes: implications for black hole evolution, cluster gas fraction and entropy
中心黑洞注入星系团中热气的总反馈能量可以通过比较观测到的星系团气体轮廓的势能与总质量相同的星系团中由引力坍缩产生的无辐射、无反馈的热气大气的势能来估计。来自以星系团为中心的黑洞的反馈能量使星系团气体膨胀，使气体与暗物质的质量比低于宇宙值。反馈能量是不必要的无线电发射喷流传递到遥远的气体远远超出冷却半径的冷却时间等于集群的寿命。对于质量为4-11 × 10^14 Msun的星系团，总反馈能量的估计值为1-3 × 10^63尔格，远远超过了通过观察星系团气体中的X射线空洞和激波所估计的反馈能量、超新星所获得的能量以及星系团气体通过辐射所损失的能量。时间平均的平均反馈光度与那些强大的类星体相当，这意味着这些能量中的一些重要部分可能来自黑洞的自旋。NFW团簇晕中无反馈气体气氛中的普遍熵分布可以通过将观察到的任何松弛团簇的气体熵分布乘以涉及气体分数分布的因子来恢复。虽然我们认为团簇中的反馈能量和相关质量流出远远超过停止冷却流入所需的能量，但冷却半径处的时间平均质量流出几乎完全平衡了在该半径内冷却的质量，这是关闭团簇冷却流的必要条件。
2011-06-22 astro-ph.CO
Stochastic heating of cooling flows
一般认为活动星系核对星系团中气体的加热是一种反馈。需要反馈以确保加热和冷却之间的长期可持续平衡。本文研究了成比例随机反馈对团簇内介质能量平衡的影响。使用一个集群大气的广义分析模型，它表明，能量平衡可以达到指数迅速。应用随机微积分的工具，它表明，结果是强大的模型参数方面，即使他们影响系统中的变异量。
2009-07-20 astro-ph.CO
Cooling flow solutions for the circumgalactic medium
在星系形成的几个模型中，反馈以周期的方式发生，或者主要发生在高红移处。在反馈加热无效的时间和区域，星系晕中的热气预计会形成冷却流，气体在冷却时间尺度上向内平流。因此，冷却流解决方案可以用作观测和模拟的基准，以约束反馈加热的时间和程度。使用解析计算和理想化的三维流体动力学模拟，我们表明，对于一个给定的晕质量和冷却功能，稳态冷却流形成一个单参数的解决方案，而最初的流体静力学气体晕收敛在这些解决方案之一的冷却时间内。因此，一旦知道质量流入速率$\dot{M}$或总的晕圈气体质量，就完全确定了该解。在银河系（MW）晕中，$\dot{M}$等于恒星形成速率的冷却流预测冷却时间与自由落体时间之比约为10，类似于一些反馈调节模型。该解决方案还正确地预测了观察到的OVII和OVIII吸收柱，以及OVII和OVIII排放所暗示的气体密度分布。这些结果表明，反馈加热可能是可以忽略不计的内部MW晕。然而，将类似的解决方案扩展到冷却半径，低估了MW周围和其他低红移恒星形成星系周围观察到的OVI柱。这可以与冷却流模型的成功调和，该模型具有优先加热OVI轴承外晕的机制，或者如果OVI痕迹冷却光电离气体超出吸积激波。我们还证明了一些最轻松的集群的熵配置文件是合理的冷却流的解决方案。
2019-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Moderate Cooling Flow Model and Feedback in Galaxy Formation
在最近的四年里，我们一直在研究反馈加热冷却流（CF）集群活动星系核活动，膨胀气泡的喷流，这简短的贡献，会议总结了我们的主要结果。为了实现我们的结果，我们必须用喷射器自我膨胀气泡，而不是人工注入它们。主要结果如下：（1）基于Bondi吸积的反馈机制失效。相反，中心超大质量黑洞（SMBH）的吸积是以从扩展区域落入的冷密度团块的形式。(2)慢质量宽（SMW）射流，或快速旋进射流，可以膨胀气泡类似于CF集群中观察到的。(3)与文献中的一些说法相反，膨胀的气泡在相对长的时间内是稳定的，仅在稍后的时间变得不稳定。(4)一个单一的泡沫膨胀事件激发多个声波和冲击。然后，这些可以加热集群内介质（ICM）。(5)气泡材料与ICM的混合是有效的，并且可以用作主要加热通道。(6)加热过程是全方位的，可以解释星系团和星系CF中ICM的加热。
2009-09-01 astro-ph.CO
Mechanical Feedback from Active Galactic Nuclei in Galaxies, Groups, and Clusters
在椭圆星系、星系群和星系团周围的热大气中心，辐射冷却的时间尺度比它们的年龄要短得多。因此，热的大气层预计会冷却并形成恒星。在中央星系团中观测到了冷气体和恒星形成，但其水平低于预期的无阻碍冷却流。X射线观测表明，大规模的冷却被来自射电活跃星系核的机械加热所抵消。反馈被广泛认为是星系和超大质量黑洞演化的一个重要的、也许是不可避免的结果。我们表明，冷却的X射线大气和随之而来的恒星形成和核活动可能是耦合到一个自我调节的反馈回路。虽然能量学现在已经相当好地理解了，但反馈的其他方面还没有。我们强调大气加热和运输过程，吸积和核活动的问题，我们讨论的潜在作用的黑洞自旋。我们讨论的X射线图像显示，由中央星系产生的化学元素被分散在大规模的流出发射的附近的超大质量黑洞。最后，我们评论越来越多的证据，机械加热遥远的集群大气的无线电喷气机和其潜在的后果，在热晕的过剩熵和一个可能的下降，在遥远的冷却流的数量。
2012-03-30 astro-ph.CO
A Chandra X-ray Analysis of Abell 1664: Cooling, Feedback and Star Formation in the Central Cluster Galaxy
Abell 1664星团中最亮的星团星系（BCG）是不寻常的蓝色，其恒星形成速率约为23 M_{\sun}/年^{-1}。BCG位于X射线峰值的5 kpc范围内，冷却时间为3.5 × 10^8年，熵为10.4 keV cm ^2，与冷却流团中其他恒星形成的BCG一致。A1664的中心具有细长的“棒状”X射线结构，其质量与BCG中的分子氢的质量相当，约为10^{10} M_{\sun}。我们表明，这种气体不太可能已经剥离的星系。这一区域的冷却速率与恒星形成速率大致一致，这表明热气体正在凝结到BCG上。我们使用Birzan等人2008年的标度关系表明，活动星系核的能量与中心X射线冷却光度相比不足大约三倍。我们认为，A1664正在经历快速冷却和恒星形成的活动星系核反馈周期的低状态，调节冷却和恒星形成的速度。模拟的排放作为一个单一的温度等离子体，我们发现，金属丰度峰值100千秒差距的X射线中心，导致中心金属丰度下降。然而，多温度冷却流模型改进了对X射线发射的拟合，并且能够恢复预期的中心峰值金属丰度分布。
2009-03-05 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
Mechanical AGN Feedback: Controlling the Thermodynamical Evolution of Elliptical Galaxies
目前对星系的理解中的一个基本空白是关于普通重子物质的演化。一方面，辐射发射急剧减少星际等离子体（ISM）的热能含量，导致缓慢的冷却流向中心。另一方面，活动星系核（AGN）为防止失控的冷却灾难而努力，为ISM注入了巨大的能量。本研究旨在深入研究机械AGN反馈在（孤立或大质量）椭圆星系中的作用，扩展和完善测试宇宙环境的质量范围。我们以前成功的反馈模型，在星系团和集团，表明活动星系核流出，自我调节的冷气吸积，能够适当地淬火冷却流，而不破坏冷核心。通过3D流体动力学模拟（FLASH 3.3），也包括恒星演化，我们表明，大规模的机械活动星系核外流确实可以解决整个星系生命的冷却流问题，同时再现典型的观测特征和限制，如浮力密度不足的气泡，椭圆激波茧，声波涟漪，金属的疏浚，亚音速湍流，和延伸的蒸汽或核冷气体。为了避免孤立星系过热和完全清空，与被群内介质包围的更大质量和束缚椭圆星系所需的加热（效率约为1.e-3）相比，活动星系核频繁的机械反馈应该不那么强大和有效（约为1.e-4）。
2012-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Feedback from Active Galactic Nuclei in Galaxy Groups
超大质量黑洞和它们的环境之间的共同演化最直接地被暗物质晕的热大气层所追踪。热大气的冷却为中心区域提供了新鲜气体，点燃了具有长占空比的活动星系核（AGN）。中央发动机的流出物与周围的气态介质紧密耦合，并提供主要的热源，通过雕刻空腔和驱动介质上的冲击来防止失控的冷却。活动星系核反馈环是所有现代星系演化模型的关键特征。在这里，我们回顾我们的知识的活动星系核反馈过程中的特定背景下的星系群。星系群是唯一适合约束控制冷热平衡的机制。与更大质量的晕不同，活动星系核中心提供给热的群内介质的能量可以超过晕气体粒子的引力结合能。我们报告的状态的最先进的反馈现象的观测和星系群中的加热-冷却平衡的理论模型。我们还描述了我们的知识的活动星系核反馈过程的影响星系演化模型和大规模的重子分布。最后，我们将讨论新的仪器将如何回答关键的开放问题的主题。
2021-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The duty cycle of radio-mode feedback in complete samples of clusters
钱德拉X射线天文台已经在许多附近的冷却流团的团内介质（ICM）中发现了X射线气泡。气泡追踪反馈，被认为是耦合中央活动星系核（AGN）到ICM，帮助稳定冷却流和管理大质量星系的演化。然而，这种活动星系核爆发的普遍性和占空比并没有很好的理解。为此，我们研究冷却是如何平衡的气泡加热完整的样本的集群（Brilliant 55星系团，以下B55，和最高的X射线通量星系团样品，HIFLUGCS）。我们发现，在冷却流星系团中，中央星系的射电光度仅超过2.5 x 10^30 erg s^-1 Hz^-1。这一结果意味着中央射电源和ICM之间的连接，正如预期的那样，如果活动星系核反馈正在运作。此外，我们发现无线电模式反馈的占空比，即系统拥有由其中央无线电源膨胀的气泡的时间比例，B55的占空比> 69%，HIFLUGCS的占空比> 63%。这些占空比是下限，因为现有图像中可能会遗漏一些气泡。我们使用模拟来限制可能存在的气泡功率，并且在没有检测到气泡的冷却流系统中保持未检测到。在这些系统中，几乎所有系统都可能具有显著的泡沫能力。因此，我们的研究结果意味着，活动星系核爆发的占空比与潜在的冷却流团显着加热气体至少为60%，可能接近100%。
2012-10-26 astro-ph.CO
How AGN feedback and metal cooling shape cluster entropy profiles
观测到的星系团基本上有两种类型：非冷核星系团，其特征是等温温度分布和中央熵底，以及冷核星系团，其中央区域的温度和熵随半径增加。使用宇宙学reimulations的一个星系团，我们研究了它的团内介质（ICM）的气体性质的演变，并通过它们，我们评估不同的（亚网格）模拟的物理过程中发挥作用，即气体冷却，恒星形成，反馈超新星和活动星系核（AGN）的效果。更具体地说，我们发现活动星系核反馈在原星系团的预热中起着重要作用，因为它可以防止高浓度的质量在早期聚集在未来的星系团的中心。然而，活动星系核在星系团后期演化过程中的活动也需要调节进入其核心的质量流，并防止中央星系中失控的恒星形成。虽然超新星本身储存的能量不足以防止过冷灾难，但超新星负责在高红移下散布大量金属，提高ICM气体的冷却效率。由于活动星系核的能量释放取决于气体在其中心黑洞引擎上的吸积速率，活动星系核通过向周围气体注入更多能量来响应超新星增强的气体吸积，从而增加早期预热的量。我们证明，活动星系核喷流和ICM气体之间的相互作用，调节活动星系核的BH的增长，可以自然地产生冷核心集群，如果我们忽略金属。然而，一旦允许金属对辐射冷却作出贡献，就只产生非冷的堆芯溶液。
2011-07-05 astro-ph.CO
Conditions for HD Cooling in the First Galaxies Revisited: Interplay between Far-Ultraviolet and Cosmic Ray Feedback in Population III Star Formation
HD主导着原始云的冷却和增强的电离，例如结构形成中的冲击加热云或超新星遗迹，Pop III星的遗迹HII区域，以及宇宙射线（CR）照射的云。在那里，温度下降到几十K，特征恒星质量下降到$\sim 10\ {\rm M}_{\odot}$，与第一颗由未受干扰的原始云形成的恒星（$\sim 100\ {\rm M}_{\odot}$）形成对比。然而，在没有CR照射的情况下，即使是弱的远紫外线（FUV）照射也会抑制HD的形成/冷却。在这里，我们研究条件HD冷却原始云，包括FUV和CR反馈。坍缩开始时，激波压缩气体随密度的增加而冷却，而HII区残余气体密度不变而冷却。此外，冲击往往发生在比HII区域更密集的环境中。由于更高的柱密度和更有效的屏蔽，在激波压缩气体中HD冷却的临界FUV强度比在遗留的HII区高$\sim 10$倍。因此，在激波压缩气体中，临界FUV强度超过了我们考虑的大部分红移（$6 \lesssim z \lesssim 15$）的背景水平，而在残留的HII区域，HD冷却变得有效后，CR强度增加到足够的$z \lesssim 10$。我们的研究结果表明，质量较小的（$\sim 10\ {\rm M}_{\odot}$）Pop III星可能比以前认为的更常见，可能是Pop III星的主要群体。
2014-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of models of the interstellar media on the central mass distribution of galaxies
我们比较了三种不同的星际介质（ISM）模型模拟的星系中心质量分布，这三种模型的复杂性逐渐增加：原始（H+He）冷却到10^4K，通过金属线冷却到更低的温度，以及除了金属线冷却之外，还屏蔽原子和分子氢的分子氢（H_2）。为了分析这些模型的影响，我们在完全宇宙学的LCDM背景下，利用高分辨率的光滑粒子流体动力学模拟，跟踪了四个V_peak < 120 km/s的场星系到红移为零的演化过程。在原始冷却或H_2物理模拟中产生的旋涡星系具有真实的上升旋转曲线。相比之下，金属线冷却和其他类似的反馈和恒星形成的模拟产生的星系的旋转曲线峰值典型的大多数以前的螺旋星系的LCDM模拟。在用原初冷却或H_2模拟的星系中，质量较小的星系球和无峰的自转曲线与重子角动量分布的变化有关。这些星系中的低角动量重子数量较少，因为恒星反馈的气体损失增加。当只有原始冷却时，恒星形成气体更热，而反馈加热的气体冷却得比包括金属线冷却时更慢，因此需要更少的能量来排出。当包含H_2时，伴随的屏蔽产生大量的冷气体，其中H_2形成。恒星形成在凝块气体中导致更集中的超新星反馈和更大的质量损失效率。较高的反馈效率导致低角动量材料的减少。（节略）
2014-01-24 astro-ph.CO
Redshift Evolution of the Feedback / Cooling Equilibrium in the Core of 48 SPT Galaxy Clusters: A Joint $\boldsymbol{Chandra}$-SPT-ATCA analysis
本研究联合Chandra、SPT和ATCA数据，分析48个高红移星系团核心的冷却与反馈平衡，发现P_cav/L_cool比值无红移演化，表明射电模式反馈在星系团形成早期已启动。
2022-07-27 astro-ph.CO
Feedback in the cores of clusters Abell 3581, 2A 0335+096, and Sersic 159-03
大质量星系团的核心，那里的热气体正在迅速冷却，似乎经历了自我调节的能量反馈周期，在中央星系的活动星系核爆发周期性地提供足够的热量来抵消大部分的气体冷却。我们使用深积分场光谱学来研究附近三个最亮的星系团星系的扩展星云的光学线发射，并研究它们如何与星系团核心的加热和冷却过程相关。其中的两个系统，Abell 3581和Sersic 159-03，似乎正在经历由活动星系核的活动和输出主导的反馈阶段。Abell 3581，显示了射电流出和光学星云之间显著相互作用的证据，除了进入星系核的吸积流。X射线和射电数据显示Sersic 159-03主要由来自活动星系核中心的能量反馈控制，但光学星云的运动学与沿其明亮细丝的物质流入或流出一致。第三个系统，2A 0335+096，是由质量吸积和冷却，所以我们建议，它是在一个积累阶段的反馈循环。外层星云形成一个盘状结构，半径约为14 kpc，以约200 km/s的速度围绕中央星系旋转。总的来说，我们的数据与这些系统中发生的活动星系核驱动的反馈周期是一致的。
2012-01-25 astro-ph.CO
A first Chandra view of the cool core cluster A1668: offset cooling and AGN feedback cycle
我们提出了一个多波长分析的星系团A1668，通过新的EVLA和钱德拉观测和档案H $α$数据。射电图像显示出一个小的中心源（$\sim$ 14 kpc，1.4 GHz），L $_{\text{1.4 GHz}}$ $\sim$ 6 $\cdot$ 10 $^{23}$ W Hz $^{-1}$。1.4 GHz和5 GHz之间的平均光谱指数为$\sim$-1，与BCG中发现的通常指数一致。冷却区延伸40千秒差距，辐射热X射线光度L $_{\text{cool}} = 1.9\pm 0.1 \cdot$ 10 $^{43}$ erg s $^{-1}$。我们检测到的偏移量$\sim$ 6 kpc之间的集群BCG和X射线峰，和另一个偏移量$\sim$ 7.6 kpc之间的H $α$和X射线峰。我们讨论了这些偏移的可能原因，这表明最冷的气体不是直接从最低熵的气体冷凝的。特别是，我们认为，冷ICM从核心的晃动，而H $α$丝被推到一边的扩大射电星系叶。我们检测到两个假定的X射线腔，空间上与西射电瓣（腔A）和东射电瓣（腔B）。系统的腔功率和年龄分别为P $_{\text{cav}} \sim$ 9 $\times$ 10 $^{42}$ erg s $^{-1}$和t $_{\text{age}} \sim$ 5.2 Myr。评估A1668在冷却光度腔功率参数空间中的位置，我们发现活动星系核的…
2021-02-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Enrichment of the Intergalactic Medium with Adiabatic Feedback I: Metal Cooling and Metal Diffusion
采用金属冷却、金属湍流扩散和热能，利用一系列SPH模拟研究IGM金属富集。采用绝热反馈机制，防止气体冷却，产生没有明确的风粒子的星系风。模拟产生的宇宙恒星形成历史（SFH）与观测结果大致一致，直到z $\sim$ 0.5，以及通用中性氢分数（$Ω_{\rm H I}$）的稳定演变。在z=0时，大约40%的重子在温暖的星系际介质（WHIM）中，但大多数金属（80%-90%）被锁定在恒星中。在较高的z，IGM中的金属比例较高，这是由于星系更有效的损失。在整个宇宙历史中，IGM金属主要存在于WHIM。星系内部气体的金属丰度演化与观测结果基本一致，但弥散IGM在z $\sim$ 2.5处富集。银河风最有效地富集了中等质量范围$10^{10}$ M $_{\sun}$ - $10^{11}$ M $_{\sun}$的晕的IGM。在低质量端气体被阻止吸积到晕上，并且具有非常低的金属丰度。在高质量端，随着星系中恒星质量分数的降低，晕重子逃逸率也随之降低。这可能是因为恒星形成活动和逃逸效率的降低。金属增强冷却，使WHIM气体冷却到星系上，并增加恒星的形成。金属的扩散使得风在逃逸之前混合，减少了IGM的金属含量，有利于星系晕内的气体和恒星形成气体。扩散显著增加了低金属丰度气体的量，并改变了密度-金属丰度关系。
2010-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
