用AMR模拟星系团的湍流运动和激波

AGN反馈的热迹和非热迹：来自宇宙学AMR模拟的结果

Thermal and non-thermal traces of AGN feedback: results from cosmological AMR simulations

本文研究了活动星系核反馈对团内介质非热成分的影响。我们已经模拟了反馈活动星系核的宇宙学模拟与自适应网格细化代码ENZO，调查三种类型的反馈，有时被称为类星体，喷流和无线电模式。利用高分辨率模拟的一小部分星系团，模拟了宇宙射线的注入和演化，以及它们对热等离子体的影响。通过比较，无论是热气体的配置文件，从接受样品观察到的配置文件，和次级伽马射线发射的FERMI可用的上限，我们讨论了如何结合分析这两个可观的约束能量和机制的反馈模型在集群。活动星系核的反馈模式与X射线观测结果有很好的匹配，产生的次级宇宙射线产生的伽马射线光度大约低于费米研究所提供的上限。此外，我们研究了湍流运动从活动星系核注入ICM，并通过分析Fe XXIII线的谱线展宽来研究这些运动的可探测性。在不久的将来，更深入的观测/上限的非热发射从星系团将产生严格的约束力的能量和模式的活动星系核反馈，即使在早期的宇宙时代。

冲击的演化和集群合并中的turbulence

Evolution of shocks and turbulence in major cluster mergers

我们对星系团中的主要合并进行了一系列宇宙学模拟，以研究合并激波的演化以及随后在激波后区域和星系团内介质（ICM）中注入的湍流。计算是用基于网格的自适应网格细化程序Enzo完成的，使用了专门设计的细化准则来细化激波附近的湍流。大量的湍流能量注入ICM由于主要合并。我们的模拟表明，在一个主要的合并后发射的冲击发展成椭球形，并通过与合并集群周围的非线性宇宙网的相互作用而被打破。沿激波传播方向的激波后区域大小约为300 kpc·h^-1，该区域的湍流速度频散大于100 km·s^-1。湍流能量与团簇质量的标度分析与M^（5/3）一致，即自相似团簇模型中热能的标度律。这清楚地表明在团簇演化过程中，粒子化与湍流注入之间存在着密切的联系。我们发现，在2 Gyr内的集群核心的湍流总压的比例后，主要合并是大于10%，它需要约4 Gyr得到放松，这是基本上比通常假设的湍流再加速模型，调用来解释观测到的无线电晕的统计。最后讨论了我们的模拟与合并星团A3376外围发现的“对称射电遗迹”在形态学和其他物理参数上的惊人相似性。特别是，合并激波和围绕集群的细丝之间的相互作用可以解释双遗迹边缘的“凹口状”特征的存在。

Hot and Turbulent Gas in Clusters

The gas in galaxy clusters is heated by shock compression through accretion (outer shocks) and mergers (inner shocks). These processes additionally produce turbulence. To analyse the relation between the thermal and turbulent energies of the gas under the influence of non-adiabatic processes, we performed numerical simulations of cosmic structure formation in a box of 152 Mpc comoving size with radiative cooling, UV background, and a subgrid scale model for numerically unresolved turbulence. By smoothing the gas velocities with an adaptive Kalman filter, we are able to estimate bulk flows towa…

The Efficiency of Magnetic Field Amplification at Shocks by Turbulence

Turbulent dynamo field amplification has often been invoked to explain the strong field strengths in thin rims in supernova shocks ($\sim 100 \, μ$G) and in radio relics in galaxy clusters ($\sim μ$G). We present high resolution MHD simulations of the interaction between pre-shock turbulence, clumping and shocks, to quantify the conditions under which turbulent dynamo amplification can be significant. We demonstrate numerically converged field amplification which scales with Alfvén Mach number, $B/B_0 \propto {\mathcal M}_{\rm A}$, up to ${\mathcal M}_{\rm A} \sim 150$. This implies that the p…

在星系团中由激波引起的磁场放大：在射电遗迹中的应用

Magnetic field amplification by shocks in galaxy clusters: application to radio relics

合并激波在团内介质（ICM）中引起湍流，在某些情况下，将电子加速到相对论速度，形成所谓的射电遗迹。遗迹大多发现在星系团的外围，似乎有微高斯级别的磁场。在这里，我们调查这些磁场的可能来源。激波本身产生的湍流不能解释这些场的大小。然而，我们认为，如果在ICM上游的合并激波的湍流压力支持的订单的10%至30%的总压力的几倍100千秒差距的尺度，然后涡产生的压缩和斜压效应的冲击间断可以导致足够的放大的磁场。压缩放大比发电机湍流放大更容易解释射电辐射的大偏振。最后，所示的ICM的结块有一个可以忽略不计的影响磁场放大。

Galaxy Mergers with Adaptive Mesh Refinement: Star Formation and Hot Gas Outflow

In hierarchical structure formation, merging of galaxies is frequent and known to dramatically affect their properties. To comprehend these interactions high-resolution simulations are indispensable because of the nonlinear coupling between pc and Mpc scales. To this end, we present the first adaptive mesh refinement (AMR) simulation of two merging, low mass, initially gas-rich galaxies (1.8e10 Ms each), including star formation and feedback. With galaxies resolved by ~2e7 total computational elements, we achieve unprecedented resolution of the multiphase interstellar medium, finding a widespr…

宇宙大尺度结构中的湍流和搅动机制

Turbulent Flow and Stirring Mechanisms in the Cosmological Large-scale Structure

晕合并和冲击波在系统聚类过程中起着至关重要的作用。流体动力学模拟是理论家在这一领域的主要研究工具，并预测团簇形成和维里化的副产品是宇宙流中湍流的注入。在这里，我将总结一系列最近的工作集中在重子的主要搅拌机制：小和大集群合并，弯曲冲击的结果。未解决的湍流已被处理与实施的亚网格尺度模式。最近的模拟表明，湍流的产生显着不同的温暖，热的星系际介质（WHIM）和团内介质（ICM），因为不同的搅拌机制在两个气相中的作用。

亚音速、类似ICM的Turbulence中的涡量、激波和磁场

Vorticity, Shocks and Magnetic Fields in Subsonic, ICM-like Turbulence

我们分析了高分辨率模拟的可压缩，磁流体湍流的性质类似的条件下，在星系团。在具有初始非常弱的均匀种子磁场（$β= P_g/P_B = 10^6$）的等温介质中，将流动驱动到湍流马赫数$\mathcal{M}_t \sim 1/2$。由于集群湍流很可能是由于剪切（螺线管）和压缩强迫过程的混合，我们研究这两种情况下不同的湍流特性。在一组模拟中，速度强迫完全是螺线管的（$\nabla\cdot δ{\vec u} = 0$），而在另一组模拟中，速度强迫完全是压缩的（$\nabla\times δ{\vec u} = 0$）。这两种情况都发展出螺线管和压缩湍流运动的混合，因为每一种都产生另一种。压缩湍流运动的发展导致激波，即使当湍流是螺线管强迫的和亚音速的。激波反过来又产生和放大涡量，这在压缩强迫湍流中特别重要。为了阐明这些过程，我们包含了一对附录，详细介绍了与冲击相关的涡度演变。从我们的模拟分析中，我们发现，磁场放大到接近饱和的水平，主要是螺线管湍流实际上可以提高小尺度上的涡度集中和稳定剪切。动力学和磁湍流要素的性质、演化速率和相对贡献强烈地依赖于强迫的性质。具体地说，当湍流被压缩时，激波更强，但涡度演化和磁场放大更慢和更弱。我们确定了一个简单的关系来估计特征激波强度的湍流马赫数和强迫的字符。我们的结果将有助于理解星系团中的流动运动。

自适应网格细化宇宙学模拟中的星系团射电遗迹：遗迹性质和标度关系

Galaxy Cluster Radio Relics in Adaptive Mesh Refinement Cosmological Simulations: Relic Properties and Scaling Relationships

宇宙冲击是大尺度结构形成的关键部分，并负责加热星系团中的团内介质。此外，它们还能够加速非热电子和质子。在这项工作中，我们专注于加速电子在冲击波阵面，这被认为是负责无线电遗迹-扩展的无线电功能在附近的合并星系团。通过结合高分辨率AMR/N体宇宙学模拟与精确的冲击发现算法和电子加速模型，我们计算了预期的同步辐射导致宇宙学结构的形成。我们制作了一个大样本的星系团的合成射电图，并提出了光度函数和标度关系。随着即将到来的长波长射电望远镜，我们希望看到大量的无线电发射与合并冲击在集群内的介质。通过产生观测动机的统计数据，我们提供的预测，可以与观测结果进行比较，以进一步提高我们的理解磁场和电子冲击加速。

宇宙学shock waves：晕形成历史的线索

Cosmological shock waves: clues to the formation history of haloes

在宇宙结构的形成和演化过程中产生的冲击波编码了宇宙分层形成的关键信息。我们分析了专注于宇宙学冲击波研究的$Λ$ CDM宇宙学中的欧拉AMR氢+N体模拟。冲击捕捉算法的组合，连同使用晕发现者，使我们能够研究的形态结构的冲击模式，冲击细胞的统计特性，以及宇宙学冲击波之间的相关性出现在不同的尺度和属性的晕窝藏他们。模拟中的冲击可以分为两大类：与晕内演化事件相关的内部弱冲击和与大规模事件相关的外部强冲击。激波分布函数包含不同激波的丰度和强度的信息，它可以用双幂律拟合，在马赫数为20附近斜率出现突变。我们引入一个广义的标度关系，相关的平均马赫数的维里半径内的晕和他们的维里质量。在这个平面上，晕占据不同的领域，根据其早期的演化历史：那些与安静的演变有一个几乎恒定的马赫数独立于他们的质量，而晕经历重大合并事件，在他们的演变非常早期显示出与他们的质量线性相关。在高红移处，晕分布在这种标度关系中形成了一种L型图案，这种图案由于晕的演化而发生变化。通过对冲击波在晕周围传播速度和大小的分析，可以对晕的形成时间和主要特征提供一些线索。（节录）