The HBI in a quasi-global model of the intracluster medium
本文研究了对流不稳定性对冷核星系团团内介质（ICM）热传导的影响。ICM是一种高β、弱碰撞等离子体，其中动量和热量的传输与磁场一致。特别是热传导的各向异性，会引起不稳定性，这些不稳定性可以访问存储在任一符号的温度梯度中的能量。我们专注于热通量浮力驱动的不稳定性（HBI），它的饲料上向外增加的温度分布的集群冷核心。我们的目的是阐明如何全球结构的集群的影响的增长和形态的线性HBI模式时，在存在的Braginskii粘度，并最终对HBI的隔热核心的能力。我们采用了一个理想化的准全球模型，平面平行的大气，它捕捉基本的物理-例如，全球径向轮廓的集群-同时让问题保持分析处理。我们的主要结果是，占主导地位的HBI模式是本地化的冷核心的最里面（~<20%）的地区。然后，在非线性状态下，可能的是，明显的场线绝缘将类似地局部化。因此，虽然射电模式反馈在中心几十kpc中是必要的，但热传导可能能够在哈勃时间的很大一部分中抵消冷核心的辐射损失。最后，我们的线性解决方案提供了一个方便的数值测试的非线性代码，解决饱和的各向异性运输的存在下，这样的对流不稳定性。
2012-04-27 astro-ph.CO
Buoyancy Instabilities in a Weakly Collisional Intracluster Medium
星系团的团内介质是一种弱碰撞的高β等离子体，其中热量和动量的传输主要沿着磁场线进行。各向异性热传导允许对流不稳定性由任一符号的温度梯度驱动，在非等温集群的外围的磁热不稳定性（MTI）和在其冷却核心的热通量浮力驱动的不稳定性（HBI）。我们采用雅典娜MHD代码来研究这些不稳定性的非线性演化，自洽包括各向异性粘性（即Braginskii压力各向异性），各向异性传导和辐射冷却的影响。我们强调了微尺度不稳定性的重要性，不可避免地伴随和调节的HBI和MTI产生的压力各向异性。我们发现，在所有的，但最内部的区域的冷核心集群，各向异性粘度显着削弱的HBI重新定向磁场线正交的温度梯度的能力。因此，虽然射电模式反馈在中心几十kpc中是必要的，但在哈勃时间的很大一部分时间内，传导可能能够抵消大部分冷核心的辐射损失。磁性排列的冷细丝然后能够通过局部热不稳定性形成。在冷暗条形成过程中的粘性耗散会产生伴随的热暗条，这可以在钱德拉对附近冷核星系团的深空观测中找到。在MTI的情况下，各向异性粘度保持磁场线的相干性超过更大的距离比在无粘的情况下，提供了一个自然的下限的规模上，该领域可以自由波动。在非线性状态下，磁场呈现折叠结构，其中场线曲率和场强度是反相关的。
2012-02-15 astro-ph.CO
Cosmological MHD simulations of cluster formation with anisotropic thermal conduction
在存在磁场和各向异性热传导的情况下，ICM被认为是不稳定的。我们进行第一宇宙学模拟的星系团簇形成，同时包括磁场，辐射冷却和各向异性热传导。在孤立和理想化的团簇模型中，磁热不稳定性（MTI）倾向于径向重定向磁场。使用宇宙学模拟的圣巴巴拉集群，我们检测径向偏置的速度和磁场。这种径向偏置与由于子结构或即使在湍流存在下也预期的残余MTI驱动场重排引起的不均匀径向气流一致。虽然解开这两种情况是具有挑战性的，我们没有检测到过度的偏见，包括各向异性热传导的运行。通过LOFAR和SKA的无线电极化测量以及未来IXO的X射线光谱研究，各向异性效应可能是可检测的。我们表明，辐射冷却提高了放大的磁场约两个数量级超出预期的非辐射的情况下。在z=0时，磁场与仅由宇宙膨胀产生的均匀磁场相比被放大了约10^6倍。有趣的是，运行，包括辐射冷却和各向异性热传导表现出更强的磁场放大比纯粹的辐射运行在偏离中心的位置。在这些运行中，远离星团中心的浅温度梯度使ICM中性浮力。ICM在这些区域中更容易混合，并且冻结的磁场的缠绕更有效，从而导致更强的磁场放大。
2010-10-12 astro-ph.CO
Features of collisionless turbulence in the intracluster medium from simulated Faraday Rotation maps
对星系团中团内介质的观测表明存在湍流，并通过法拉第旋转和同步辐射观测证实了磁场的存在。ICM也被认为是由稀薄的弱碰撞等离子体填充的。在这项工作中，我们研究了法拉第旋转地图上的无碰撞不稳定性可能留下的签名。为了这个目的，我们使用的数值方法来调查的动力学的湍流在无碰撞等离子体的基础上的磁流体动力学（MHD）的形式主义，考虑到不同层次的压力各向异性。我们考虑覆盖亚/超Alfvénic和跨/超音速制度的模型，其中一个代表的基准条件对应的ICM。从模拟模型中，我们计算法拉第旋转映射和分析几个统计指标，以表征磁场结构和比较所获得的结果与无碰撞模型，使用标准的碰撞MHD框架。我们发现，压力各向异性的重要印记普遍存在于磁场，也体现在相关的法拉第旋转图，证据较小的相关长度在无碰撞的MHD的情况下。对于模仿ICM中普遍存在的条件的情况，这些点是非常值得注意的。然而，在这项研究中，我们忽略了压力各向异性的下降，由于反馈的不稳定性，自然出现在小尺度的无碰撞等离子体。这种减少可能不会影响上述统计印记差异，但应在其他地方进行检查。
2015-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Heating of the intracluster medium by buoyant bubbles and sound waves
由中心超大质量黑洞（SMBH）提供能量的活动星系核（AGN）在改变团内介质（ICM）的热性质方面起着重要作用。在这项工作中，我们实现了两个活动星系核加热模型：（一）通过分层ICM上升的浮力腔（ICMS模型）和（ii）通过粘性和传导耗散的声波（声学模型）。我们的目标是确定这些加热模型是否与ICM观测值一致，以及是否一个比另一个更好。我们假设ICM的初始熵分布，这是从暗物质晕的潜在的气体的纯引力下落预期的。然后，我们将加热，辐射冷却，和热传导研究ICM的演化年龄的集群。我们的结果是：（i）这两个加热过程可以产生相当的ICM的热分布与一些相关参数的调整。(ii)即使在Spitzer值的10%的水平上，热传导在将注入的能量传递到中心区域之外时也是至关重要的，并且没有热传导，温度/熵分布是不切实际的高。(iii)所需的注入活动星系核的功率尺度与集群质量为$M_{\rm vir}^{1.5}$的两个模型。(iv)所需的活动星系核光度与观测到的射电喷流功率相当，加强了活动星系核是星系团中主要热源的观点。(v)最后，我们估计活动星系核总光度中作为活动星系核机械光度的部分在$0.02r_{500}$小于0.05%。
2022-11-03 astro-ph.CO
Intracluster light: a luminous tracer for dark matter in clusters of galaxies
星系团中的大部分恒星被限制在它们的组成星系中。这些恒星并不能很好地追踪暗物质的延伸分布，因为它们位于星团暗物质子晕的中心区域。然而，预计有一小部分恒星会遵循星团的整体暗物质形状。这些恒星的扩展空间分布是星系合并活动的结果，并形成了团内光（ICL）。在这项工作中，我们比较了大质量星系团中暗物质的二维分布（由引力透镜模型跟踪）与ICL的分布。为了做到这一点，我们使用了哈勃前沿领域倡议的极好数据。使用修正的Hausdorff距离（MHD）作为量化质量和ICL分布之间的相似性的一种方式，我们发现这两个组件之间的一个很好的协议（MHD~25 kpc）。这一结果表明，ICL精确地遵循全球暗物质分布，提供了一个精确的暗物质发光示踪剂。这一发现开启了仅使用深度成像观测来详细探索星系团中暗物质分布的可能性。
2018-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anisotropic thermal conduction in galaxy clusters with MHD in Gadget
我们提出了一个实现的热传导，包括各向异性效应的磁场SPH。各向异性热传导主要是平行于磁场方向进行，垂直于磁场方向被抑制。我们推导了各向异性热输运的SPH形式，并采用隐式共轭梯度法求解相应的方程。我们讨论了极端各向异性或非磁化区域的情况下的非物理热传输的几个问题，并提出了可能的数值解决方案。我们实现我们的算法到GADGET代码，并在几个测试用例中研究其行为。在一般情况下，我们重现我们理想化的测试问题的解析解，并获得良好的结果在宇宙学模拟的星系团的形成。在星系团内，各向异性传导产生的净热输运类似于各向同性Spitzer传导模型，其效率为1%.In对比各向同性传导，我们的新形式主义允许温度分布中的小尺度结构保持稳定，因为它们的去耦引起的磁场线。与观测结果相比，各向同性传导超过10%的斯皮策值导致集群内的温度分布过平滑，而各向异性热传导获得的结果再现所观察到的温度波动。一个适当的处理热传输是至关重要的，特别是在外围的集群，也在高密度区域。它与星系团的局部动力学状态的联系也可能有助于观察到的冷核和非冷核星系团的双峰分布。我们的新方案大大推进了数值模拟中的热传导建模，总体上给出了比观测更好的结果。
2017-09-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Thermal Conduction and Multiphase Gas in Cluster Cores
通过对团内介质（ICM）的全球模拟，我们研究了热传导和磁场在星系团核心中的作用。特别是，我们研究的热传导，各向同性和各向异性的影响，多相气体在集群核心的冷凝。先前的流体动力学模拟已经表明，只有当冷却时间（$t_{\rm cool}$）与自由下落时间（$t_{\rm ff}$）的比率小于$\approx 10$时，冷气体才在热平衡中从热ICM冷凝出来。由于热传导在ICM中是重要的，并且在小尺度下抑制局部冷却，因此在此类研究中必须包括热传导。我们发现，各向异性（沿局部磁场线）热传导不影响一般的磁几何的凝聚准则，即使热导率是大的。然而，对于各向同性热传导，只有当传导相对于斯皮策值被抑制（通过因子$\lesssim 0.3$）时，冷气才冷凝。
2015-09-26 astro-ph.CO
Limits on the ions temperature anisotropy in turbulent intracluster medium
弱碰撞星系团内介质（ICM）中的湍流能够在离子中产生强的热速度各向异性（相对于局部磁场方向），如果粒子的磁矩在没有库仑碰撞的情况下是守恒的。在这种情况下，各向异性压力磁流体动力学（AMHD）湍流显示出非常不同的统计行为，从标准的MHD之一，是无法放大种子磁场，在与以前的宇宙学MHD模拟是成功地解释所观察到的磁场在ICM不一致。另一方面，温度各向异性也可以驱动等离子体不稳定性，这可以放松各向异性。这项工作的目的是比较弛豫率与增长率的各向异性驱动的湍流。我们采用准线性理论来估计离子散射率，由于平行的消防水龙带，镜子，和离子回旋不稳定性，从AMHD模拟的湍流ICM产生的一组等离子体参数。我们发现，ICM湍流只能维持非常接近不稳定性阈值的各向异性水平。我们认为，AMHD模型的边界的各向异性在边缘稳定性水平可以描述的阿尔芬湍流级联的ICM。
2016-05-17 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.plasm-ph
The Effects of Anisotropic Viscosity on Turbulence and Heat Transport in the Intracluster Medium
在星系团的团内介质（ICM）中，热量和动量几乎完全沿着（但不是穿过）磁场线传输。我们执行的第一个完全自洽的Braginskiii-MHD模拟的星系团，包括这两个影响。具体来说，我们进行局部和全球模拟的磁热不稳定性（MTI）和热通量驱动的浮力不稳定性（HBI）和评估粘度的影响，其饱和度和天体物理的影响。我们发现粘度对MTI的饱和度只有适度的影响。在以前的计算中，我们发现，MTI可以在星系团的外部产生近音速的湍流速度，虽然粘性有点抑制磁场放大。在冷核团簇的较小半径处，粘性可以降低HBI的线性增长率。然而，它对HBI的非线性饱和度的影响较小，部分原因是三维交换运动（磁通量管彼此滑过）不受各向异性粘性的阻尼。在冷核心集群的全球模拟中，我们表明，HBI强烈抑制径向热传导，从而沉淀冷却灾难。粘性的影响，然而，更重要的是更高的熵集群。我们认为粘性可以促进团核从冷核状态向非冷核状态的整体转变：另外的团内湍流源，如活动星系核反馈或星系尾流，通过热传导加热团核，抑制HBI;这使得ICM更粘稠，这减慢了HBI的生长，允许进一步传导加热簇芯并转变到非冷芯状态。
2012-01-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cosmological Simulations of Isotropic Conduction in Galaxy Clusters
对星系团的模拟很难再现径向气体性质梯度和观测到的存在于星系团核心的红色中心星系。热传导被认为是一种机制，通过稳定调节气体冷却的反馈过程，可以帮助使星团核心的模拟与观测更好地保持一致，但这一想法尚未得到宇宙学数值模拟的充分验证。在这里，我们提出了十个星系团的宇宙学模拟进行了五个不同层次的各向同性斯皮策传导，改变了核心和外围的集群，但不是显着的。在核心中，传导改变了中心温度梯度，使它们接近等温，并略微降低了中心密度，但未能阻止那里的冷却灾难。传导对团簇核心外部的温度梯度几乎没有影响，因为向外的传导热流倾向于使团簇内介质（ICM）的外部膨胀，而不是提高其温度。在一般情况下，传导倾向于降低ICM中的温度不均匀性，但我们的模拟表明，这些热传导效应将是非常难以观察到的~5 keV集群。在维里半径之外，我们的传导实现降低了气体密度和温度，因为它降低了吸积激波的马赫数。我们的结论是，尽管传导改变了星系团的结构，但这些影响都不足以使传导的效率容易测量，除非它的影响在比我们模拟的更热的星系团中更明显。
2013-06-24 astro-ph.CO
A deep Chandra observation of the poor cluster AWM 4 - I. Properties of the central radio galaxy and its effects on the intracluster medium
利用钱德拉X射线天文台和巨型米波射电望远镜的观测资料，研究了贫星系团AWM 4的团内介质与中心射电源之间的相互作用。在钱德拉观测中，一个小的冷核或星系日冕与射电核一致。这个日冕能够为活跃的原子核提供燃料，但必须通过喷流相互作用或传导进行低效加热，这可能排除了射电源和星团之间的反馈关系。缺乏清晰的X射线空洞表明射电瓣只有部分被相对论等离子体填充。对于更好的约束东瓣，我们估计填充因子为phi=0.21（3 sigma上限phi<0.42）。我们认为，在射流和叶的粒子人口，并发现，标准均分假设预测的压力和年龄同意与X射线估计不佳。包括延伸到低洛伦兹因子的电子群体减少（gamma_min=100）或消除（gamma_min=10）叶与其环境之间的压力不平衡。压力平衡也可以通过热气体的夹带来实现，可能在射电喷流的最初几千秒差距内。我们估计的射电星系的机械功率输出，并发现它是勉强能够平衡辐射冷却。
2010-04-30 astro-ph.CO
Comparison of spatial distributions of Intracluster light and Dark Matter
在星系团中，暗物质、成员星系、气体和团内光的相对空间分布可能暗示着它们在星系团演化过程中的相互作用。然而，这是一个具有挑战性的问题，提供一个定量的措施，两个多维标量分布之间的形状匹配。我们提出了一种新的方法，命名为{ \em加权重叠系数（WOC）}，量化的相似性的2维空间分布。我们将WOC与标准方法（称为修正Hausdorff距离（MHD））进行比较。我们发现，我们的方法是强大的，并执行良好，即使存在多个子结构。我们应用我们的方法来寻找一个可见的组成部分，其空间分布类似的暗物质。如果这样一个组件可以找到跟踪暗物质分布与高保真度更宽松的星系团，然后分布的相似性也可以被用来作为集群的动力学阶段估计。我们将该方法应用于GRT模拟中不同动力学阶段的六个星系团，GRT模拟是使用星系替换技术的N体模拟。在各种成分（恒星粒子、星系、ICL）中，ICL+最亮星系团（BCG）成分最忠实地跟踪了暗物质的分布。在样本星系团中，松弛星系团的暗物质和ICL+BCG的空间分布比动态年轻的星系团具有更强的相似性。而磁流体动力学结果随动力学阶段的变化趋势较弱。
2022-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Galaxy Motions, Turbulence and Conduction in Clusters of Galaxies
星系团中的非相对辐射冷却导致了过度的质量沉积速率。然而，星系团的冷核由于较小的合并或星系围绕星系团中心运动而被热传导和湍流热扩散持续加热。这些过程可以减少活动星系核加热冷核所需的能量，或者可以完全防止过冷。我们进行3D MHD模拟，包括场对准的热传导和自引力粒子来详细模拟这一点。湍流并不局限于星系的尾流，而是由于大尺度g模的激发而充满体积。我们系统地探讨了星系质量和数量的参数空间。对于广泛的观测动机的星系参数，磁场随机搅拌运动，恢复传导热流的核心。冷却灾难要么没有发生，要么延迟到足以让群集经历一次可能重置群集内介质条件的重大合并。虽然湍流运动的耗散作为热源可以忽略不计，但湍流热扩散是极其重要的;它在星团中心占主导地位。然而，热传导在较大半径处变得重要，并且没有热传导的模拟遭受冷却灾难。传导作为热源和减少稳定浮力都很重要，从而实现更有效的扩散。湍流促成传导，传导促成湍流。在这些模拟中，气体涡度-这是一个很好的指示被困g模式-随着时间的推移而增加。涡量的增长近似地反映了磁场的增长，而磁场的增长又被湍流放大。
2010-08-30 astro-ph.CO
2-D Magnetohydrodynamic Simulations of Induced Plasma Dynamics in the Near-Core Region of a Galaxy Cluster
我们目前的结果，从数值模拟的冷却核心集群A2199产生的二维（2-D）的电阻磁流体动力学（MHD）的代码MH 2。在我们的模拟中，我们探讨了各向异性热传导对系统能量平衡的影响。在2-D轴对称几何的理想情况下的结果强调了ICM模拟中的初始等离子体密度的重要性，特别是近核心的值，因为辐射冷却率是成正比的${n_e}^2$。热传导被发现是无效的，在防止灾难性的冷却在这个集群。此外，我们进行了2-D平面MHD模拟从初始条件故意违反ICM中的热平衡和流体静力平衡，以评估对流项对各向异性热传导系统的能量平衡的贡献。我们发现，在这种情况下，工作所做的压力等离子体可以主导的各向异性热传导的内能在亚音速流的存在下，从而减少了影响的磁场的早期演变。星系团核心附近流体静力平衡的偏离可能与中央活动星系核的瞬态活动和/或ICM中的残余动力学活动有关，并需要进一步的三维研究。
2010-09-03 astro-ph.CO
The role of pressure anisotropy in the turbulent intracluster medium
在低密度等离子体环境中，如团内介质（ICM），拉莫尔频率远大于离子-离子碰撞频率。在这种情况下，热压相对于磁场取向变得各向异性，并且通过动力学方法更正确地描述湍流气体的演化。一个可能的描述，这些无碰撞的情况下，给出了所谓的动力学磁流体动力学（KMHD）形式主义，其中粒子自由流沿场线，而在垂直方向上移动的场线。以这种方式，在垂直平面中恢复了类似流体的行为。在这项工作中，我们研究了快速增长的最小尺度的磁波动的无碰撞等离子体填充ICM。特别是，我们专注于一个特定的压力各向异性的演化的影响和它的影响下，在ICM的条件下盛行的湍流动力学的观测。我们目前的数值模拟结果和比较的结果，使用MHD形式主义。
2012-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
MHD Turbulence Simulation in a Cosmic Structure Context
构成宇宙中大部分重子物质的星系团和宇宙细丝的气体介质是高度动态的。它也可能是湍流，尽管湍流的性质知之甚少。气体是高度稀薄的，基本上完全电离的等离子体。观测证据表明，星团内介质（ICM）在一定程度上被磁化。ICM种子场有几种可能的起源;观测到的场可能是ICM中湍流的结果。我们正在进行一项模拟研究，旨在了解在这种情况下，如何非常弱的初始磁场在驱动湍流演变。我们发现，磁场最终演变到均分水平的旋涡，螺线管动能的湍流。当它们这样做时，场结构的拓扑结构从连续形式过渡到带状结构，其中场取向与涡度结构层压在一起。
2011-08-05 astro-ph.CO physics.flu-dyn
Accurately simulating anisotropic thermal conduction on a moving mesh
我们提出了一种新的实现的极值保持各向异性扩散求解器的热传导的非结构化移动Voronoi网格的AREPO代码。该方法依赖于分裂成正常和倾斜分量的单侧刻面通量，与倾斜通量被限制，使得总通量是局部保守和极值保持。该方法利用调和平均点和一个简单，强大的插值方案，以及强异质性和各向异性扩散问题。此外，所需的离散化模板很小。高效的全隐式和半隐式时间积分方案也实现了。我们进行了几个数值试验，评估该计划的稳定性和准确性，包括应用程序，如点爆炸与热传导和计算对流不稳定性进行等离子体。新的实现是适合于研究重要的天体物理现象，如在星系团，超新星遗迹的演化，或从黑洞驱动的喷流到团内介质的热量分布的传导热输运。
2015-12-09 astro-ph.CO astro-ph.IM
Shaken and stirred: conduction and turbulence in clusters of galaxies
星系团中不受约束的辐射冷却将导致与观测相反的过度质量吸积率。抵消辐射能量损失的关键建议之一是从冷核心集群的外部较热层到其中心的热传导。然而，传导对磁场拓扑敏感。在冷核团簇中，热浮力不稳定性（HBI）导致B场优先在垂直于重力的方向上有序，这显著降低了经典Spitzer-Braginskii值以下的传导水平。然而，星团冷核很少处于完美的流体静力平衡。由于微小的合并、星系运动或活动星系核引起的晃动运动会显著地扰动气体并影响热传导的水平。我们进行了三维AMR MHD模拟的影响，湍流的各向异性热传导的性质在冷核心团簇。我们发现，非常弱的亚音速运动，以及在观测的限制，可以随机化的磁场和显着提高有效的热传导超过饱和值预期在纯未扰动的HBI的情况下。我们发现，湍流运动基本上可以恢复到冷核心的传导热流的水平相当于理论上的最大值的1/3斯皮策一个高度纠缠的领域。用辐射冷却的方法对团簇进行了验证，结果表明，可以避免冷却灾难，稳定团簇核心。在临界弗劳德数以上，这些相同的湍流运动还消除了速度和磁场中的切向偏置，否则该切向偏置由被捕获的g模式引起。我们的研究结果可以用未来的无线电极化测量进行测试，并对集群中有效的金属分散产生影响。
2009-12-16 astro-ph.CO
Stable Heating of Cluster Cooling Flows by Cosmic-Ray Streaming
利用数值模拟方法研究了宇宙射线流对星系团冷核的加热作用。在这个模型中，CRs由中央活动星系核（AGN）注入并随阿尔芬波向外运动。波被流本身激发并变得非线性。如果磁场足够大，由于阿尔芬速度大，CRs可以在整个核心中占主导地位并加热整个核心。我们发现，CR流可以稳定地加热高，低温集群在很长一段时间内没有热传导的帮助下，它可以防止大规模的冷却流的发展。如果存在甚至微小的热传导贡献，则加热可以更稳定。我们讨论了这种稳定性的原因，指出CR压强对团内介质的变化不敏感，加热项的密度依赖性与辐射冷却项的密度依赖性相似。
2011-07-13 astro-ph.CO
Anisotropic Thermal Conduction and the Cooling Flow Problem in Galaxy Clusters
我们研究了长期存在的冷却流问题在星系团与孤立的星系团的三维MHD模拟，包括辐射冷却和各向异性热传导沿磁场线。团内介质（ICM）的中心区域可以有大约2亿年或更短的冷却时间尺度-为了防止冷却灾难，ICM必须通过某种机制加热，例如AGN反馈或来自大半径热库的热传导。星系团的核心是线性不稳定的热流驱动的浮力不稳定性（HBI），这显着改变了集团核心的热力学。HBI是一种对流、浮力驱动的不稳定性，它将磁场重新排列为优先垂直于温度梯度。对于广泛的参数范围内，我们的模拟表明，在存在的HBI，有效的径向热导率降低到小于10%的完整的斯皮策传导率。随着传导加热的抑制，冷却灾难发生的时间尺度相当于集群的中央冷却时间。因此，热传导本身不太可能稳定具有低中心熵和短中心冷却时间尺度的团簇。高中心熵的星系团有足够长的冷却时间，传导可以帮助避免宇宙学上有趣的时间尺度的冷却灾难。
2009-05-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
AGN Feedback and Bimodality in Cluster Core Entropy
我们研究了一系列星系团的稳态模型，其中热的团内气体被有效地加热的活动星系核（AGN）的反馈和热传导，并在其中的质量吸积率大大降低相比，由标准的冷却流模型预测。我们进行了一个全球拉格朗日稳定性分析。我们第一次证明了活动星系核的反馈机制可以抑制冷核团簇的全局径向不稳定性，只要反馈效率超过一个临界下限。此外，我们的分析自然表明，集群可以以两种不同的形式存在。整体稳定的星系团可能有：1）由活动星系核反馈和传导稳定的冷核心，或2）主要由传导稳定的非冷核心。中间的中心温度通常会导致全局不稳定的解决方案。这种双峰性与最近观察到的温度分布的平坦性和活动星系核活动之间的关系（Dunn & Fabian 2008）以及Raffeirs等人（2008）的观察结果一致，即较短的中心冷却时间往往对应于显着年轻的活动星系核X射线空腔。
2009-11-30 astro-ph.CO
Suppressed heat conductivity in the intracluster medium: implications for the magneto-thermal instability
在星系团的团内介质（ICM）外围，温度随半径的增大而降低。由于等离子体的弱碰撞性质，这些区域容易受到磁热不稳定性（MTI）的影响，这可以维持湍流并在ICM中提供湍流压力支持。这种不稳定性是由于沿磁场方向的热传导引起的，热传导率通常假定由斯皮策值给出。最近的数值研究的离子镜和电子哨声的不稳定性，使用粒子在细胞的代码表明，微尺度的不稳定性，可以导致在ICM的热导率值降低。这又会影响MTI驱动湍流的效率。在本文中，我们研究了约化热输运对MTI非线性演化的影响。我们研究平面平行，最初静态的大气，并采用亚网格模型，模仿的镜面不稳定性对热导率的影响。我们使用这个亚网格模型来评估微尺度对ICM大尺度动力学的影响。我们发现，非线性饱和的MTI是令人惊讶的强大在我们的模拟。在热磁压力比和碰撞性的$\sim 10^3$因子上，我们发现相对于热传输未被抑制的参考模拟，MTI的饱和度最多发生适度的变化。
2021-03-18 astro-ph.CO physics.plasm-ph
Life cycle of cosmic-ray electrons in the intracluster medium
模拟了中心射电星系注入小星系团介质中的相对论电子的演化过程，研究了初始喷流功率对射电等离子体扩散和辐射特性的影响。通过将被动示踪粒子耦合到自适应网格宇宙学MHD模拟中，我们研究了宇宙射线电子如何作为输入喷流功率的函数分散。我们还研究了后者如何影响的热和非热性质的集群内介质，与差异可辨别的$\sim$陀螺仪开始后的射流。我们发展了宇宙射线电子的能谱，受到同步加速器和逆康普顿发射以及通过冲击波和湍流再加速的能量增益为主的能量损失。我们发现，在没有重大合并的情况下，宇宙射线电子经历的再加速量不足以产生长寿命的可检测的无线电发射。然而，对于所有的模拟，再加速过程的作用是至关重要的，以保持一个显着的和体积填充水库的化石电子（$γ\sim 10^3$）的几个陀螺后，第一次注入射流。这对解释最近发现的星系团的辐射和其他射电现象很重要。
2022-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Can conduction induce convection? The non-linear saturation of buoyancy instabilities in dilute plasmas
我们使用二维和三维磁流体力学模拟研究了各向异性热传导对低碰撞性天体物理等离子体的影响。对于弱磁场，稀释等离子体是不稳定的，无论是温度梯度的迹象：热通量驱动的浮力不稳定性（HBI）的操作时，温度随半径增加，而磁热不稳定性（MTI）在相反的限制。与以前的结果相比，我们表明，在持续的温度梯度的存在下，MTI驱动强湍流，并作为一个有效的磁发电机（类似于标准的，绝热对流）。总之，湍流和磁能贡献了等离子体中约10%的压力支持。此外，MTI还驱动了一个大的对流热通量，约为rho c_s^3的1.5%。这些发现即使在存在外部强湍流源的情况下也是可靠的。我们的HBI的非线性饱和的结果与以前的研究是一致的，但我们解释物理上为什么HBI的饱和quiescently通过重新定向的磁场（抑制通过等离子体的传导热通量），而MTI饱和产生持续的湍流。我们还系统地研究了外部湍流源如何影响HBI的饱和度：这种湍流只能在湍流的剪切速率快于HBI的增长速率的尺度上破坏HBI。特别是，我们的研究结果提供了一个简单的映射之间的水平在等离子体中的湍流和有效的各向同性热导率。我们讨论了这些发现的天体物理学意义，特别关注的是星系团的团内介质。
2010-09-13 astro-ph.CO
A statistically-selected Chandra sample of 20 galaxy clusters -- II. Gas properties and cool-core/non-cool core bimodality
我们调查的热力学和化学结构的团内介质（ICM）的统计样本的20个星系团分析与钱德拉X射线卫星。特别是，我们专注于气体密度，金属丰度和熵的标度性质和集群与没有冷核（CC）之间的比较。我们发现，除了气体金属丰度外，这两个类别之间存在显着差异，对于所有集群（Z ~ r^{-0.31}），其随着半径的下降而强烈下降，在~0.02 r500之外。气体熵的标度是非自相似的，我们发现明显的证据双峰分布的对数斜率的熵配置文件。只有一个例外，陡峭的斜率熵分布被发现在CC集群，而平坦的斜率人口都是非CC集群。我们探讨了热传导在稳定ICM中的作用，并得出结论，这种机制本身就足以平衡非CC集群中的冷却。然而，CC集群似乎形成一个独特的人口中，除了传导，还需要从反馈加热。在非CC团簇仅通过传导热稳定的假设下，我们发现Spitzer传导抑制因子f_c的分布是对数正态的，log（基数10）平均值为-1.50+/-0.03（即f_c=0.032），log标准差为0.39+/-0.02。
2009-02-10 astro-ph.CO
Anisotropic Thermal Conduction as a Driver of Jet Collimation and Magnetic Field Amplification on Cold Fronts
Graduate Institute for Advanced Studies, SOKENDAI（SOKENDAI 高级研究研究生院）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台科学部）；Astronomical Observatory, Kyoto University（京都大学天文台）
研究通过二维MHD模拟探讨了各向异性热传导如何影响喷流形态和磁场结构，发现热传导可增强喷流聚焦并放大磁场，为理解团块合并环境中的喷流和磁场提供新视角。
2026-05-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Turbulence and Mixing in the Intracluster Medium
团内介质（ICM）在流体动力学意义上是稳定分层的，熵$s$向外增加。然而，沿磁力线的热传导从根本上改变了ICM的稳定性，导致“热通量浮力不稳定性”时，$dT/dr>0$和“磁热不稳定性”时，$dT/dr<0$。因此，不管$dT/dr$和$ds/dr$的迹象如何，ICM都是有害的不稳定的。另一方面，这些温度梯度驱动的不稳定性通过重新定向磁场（当$dT/dr>0$时垂直于$\hat{\bf r}$，当$dT/dr<0$时平行于$\hat{\bf r}$）而饱和，而不会产生持续的对流。我们表明，各向异性导电等离子体达到这种非线性稳定的磁配置后，它经历了浮力回复力，抵抗磁场的进一步扭曲。该回复力类似于稳定分层的绝热等离子体所经受的浮力回复力。我们认为，为了驱动机制（如星系运动或宇宙线浮力），以克服这种回复力，并在ICM中产生湍流，驱动的强度必须超过一个阈值，对应于湍流速度$\gtrsim 10 -100 {km/s}$。对于较弱的驱动，ICM保持在其非线性稳定的磁配置，和湍流混合是有效的缺席。我们讨论了这些发现的影响，在ICM的金属和热量的湍流扩散。
2009-09-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the Efficiency of Thermal Conduction in Galaxy Clusters
星系团拥有一个大型的扩散等离子体库，具有径向变化的温度分布。由于湍流和磁场的存在，团簇内介质（ICM）的热传导效率变得非常复杂。以往的研究表明，在星系团的外部区域发展的磁热不稳定性将驱动磁场线优先径向，导致沿径向方向的有效传导。使用一系列球对称模拟，在这里，我们研究了热传导对三个大质量星系团外部区域温度分布的影响，发现热传导大大改变了ICM温度分布。在3 Gyr内，典型半径$0.3r_{500}$处的气体温度通常下降约10 - 20%，并且$0.3r_{500}$和$r_{500}$之间的平均温度斜率下降约30 - 40%，这表明在存在热传导的情况下，观察到的ICM不会保持在长期平衡态。然而，X射线观测表明，大质量星团的外部区域具有非常相似的径向下降温度分布，这表明它们应该是相当稳定的。因此，我们的研究表明，沿径向方向的有效传导率必须被抑制低于斯皮策值的10倍或更多，除非额外的热源抵消传导冷却，并保持所观察到的温度分布。我们的研究为动力镜或哨声不稳定性抑制低碰撞等离子体中沿磁场线的平行传导提供了确凿的证据。
2018-07-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Role of magnetic field strength and numerical resolution in simulations of the heat-flux driven buoyancy instability
磁场在星系团的团内介质（ICM）中所起的作用是复杂的。ICM的弱碰撞性质导致沿着场线引导的热传导。这种各向异性的热传导深刻地改变了ICM大气的稳定性，对流稳定性由两种符号的温度梯度驱动。在这里，我们采用雅典娜磁流体动力学代码调查的热通量驱动的浮力不稳定性（HBI）的本地非线性行为，相关的核心冷却核心集群的温度随半径增加。我们研究了一个网格的二维模拟，跨越了大范围的初始磁场强度和数值分辨率。对于非常弱的初始字段，我们恢复以前已知的结果，即HBI包裹在水平方向上的字段，从而关闭热通量。然而，我们发现，模拟开始与中间的初始场强有一个质的不同的行为，形成HBI稳定的细丝，抵抗场线缠绕，并使持续的垂直传导热通量在斯皮策值的10- 25%的水平。虽然天体物理学的结论，在冷却核心传导的作用需要详细的全球模型，我们的本地研究证明，系统主导的HBI不一定淬火的传导热通量。
2013-05-01 astro-ph.CO
Constraining turbulence and conduction in the hot ICM through density perturbations
使用3D高分辨率的流体动力学模拟，跟踪电子和离子，我们研究了湍流和传导的影响，在热的团内介质。我们展示了如何的气体密度扰动的功率谱可以准确地约束这两个过程。当A（k）_max = 0.25 M时，密度扰动的特征振幅与湍流强度（即三维马赫数）呈线性关系。A（k）的斜率反过来反映了传导水平。在非导电介质中，亚音速搅拌运动平流密度与类似的近Kolmogorov级联。增加传导（通过磁抑制f = 0.001-1）逐渐陡峭的频谱向汉堡样制度。湍流普朗特数定义了流动的动力学相似性;在Pt < 100的尺度下，频谱出现显著衰减。对于高度抑制的传导，f < 0.001，过渡是温和的，而在相反的状态下是尖锐的。对于强导电性（f > 0.1），Pt ~ 100出现在大于注入尺度的空间尺度上。速度谱反而不太受传导的影响。f > 0.1区域影响X射线图像的外观，其中Kelvin-Helmholtz和Rayleigh-Taylor卷和细丝被洗掉。在分层系统中，弱/强湍流诱导较高的等压/绝热波动，而传导力的两种模式朝向中间等温制度。我们提供了一个一般的解析拟合适用于新的深钱德拉观测后发座。所观察到的光谱与强烈抑制的有效各向同性传导（f = 0.001）和轻度亚音速湍流（M = 0.45）（注入约250 kpc）最一致。低传导率证实了ICM中尖锐特征（冷锋、细丝、气泡）的存在，并表明冷却流可能无法通过传导平衡。
2013-10-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Non-linear saturation and energy transport in global simulations of magneto-thermal turbulence in the stratified intracluster medium
本研究通过IDFIX代码进行2D和3D数值模拟，探讨了星系团介质中磁热不稳定性（MTI）湍流的饱和机制与能量传输，发现MTI通过势能注入与耗散平衡实现饱和，并能在ICM外围提供约15%的非热压支撑。
2024-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Testing cosmic-ray acceleration with radio relics: a high-resolution study using MHD and tracers
团内介质中的弱激波可能加速宇宙射线质子和宇宙射线电子，这取决于上游磁场和激波法线之间的角度。在这项工作中，我们研究了冲击倾角如何影响星系团高分辨率模拟中宇宙线的产生。为此，我们进行了磁流体力学模拟的星系团使用网格细化代码\enzo。我们使用拉格朗日示踪剂来跟踪热气体、宇宙射线和磁场随时间的性质。我们测试了一些不同的加速方案，通过改变质子和电子的质子依赖加速效率，并通过检查产生的强子$γ$射线和无线电发射。我们发现，无线电发射并没有显着改变，如果只有准垂直冲击能够加速宇宙射线电子。我们的分析表明，在遗迹中发现的无线电发射电子通常在$z=0$之前已经被多次电击过。另一方面，强子$γ$ -射线发射从集群被发现显着减少，如果只准平行冲击被允许加速宇宙射线质子。这可能会减少与\textit{Fermi}卫星设定的星团$γ$射线发射上限较低的紧张关系。
2016-10-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
A thermally stable heating mechanism for the intracluster medium: turbulence, magnetic fields and plasma instabilities
我们考虑的问题，自我调节加热和冷却的星系团和集群磁场和湍流的影响。弱碰撞磁化等离子体的粘性加热由相对于局部磁场方向的压力各向异性来调节。团内介质是高β等离子体，其中由湍流应力引起的压力各向异性以及随之而来的磁场的局部变化将触发非常快速的微尺度不稳定性。我们认为，这些不稳定性的净效应将是钉在一个边际水平的压力各向异性，控制等离子体β参数。这就产生了与辐射冷却率相当的局部加热率。此外，我们表明，这种加热和韧致辐射冷却之间的平衡是热稳定的，不像冷却和热传导之间的平衡经常被破坏。如果有足够的（可能是自我调节的）湍流能量供应，这就提供了一种减轻冷却流和防止集群核心崩溃的物理机制。对于观测到的密度和温度分布，假设的粘性加热和辐射冷却的平衡使我们能够预测磁场强度，湍流速度和湍流尺度的函数，从中心的距离。具体的预测和观察比较给出了几个不同的集群。我们的预测可以通过未来对星团磁场和湍流速度的观测来进一步检验。
2010-08-21 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.plasm-ph
On the small scale turbulent dynamo in the intracluster medium: A comparison to dynamo theory
我们目前的非辐射，宇宙学的放大模拟星系团的形成与磁场和（各向异性）的热传导的一个非常巨大的星系团的质量在红移为零，对应于$M_\mathrm{vir} \sim 2 \times 10^{15} M_{\odot}$。我们在三个分辨率水平（1X，10 X，25 X）上运行集群，从$2 \times 10^8M_{\odot}$的有效质量分辨率开始，随后增加粒子数量以达到$4 \times 10^6M_{\odot}$。在模拟中获得的最大空间分辨率是有限的重力软化达到$ε=1.0$ kpc的最高分辨率水平，允许解决非常精细的结构的层次组装。所有的模拟，已经进行了SPMHD代码小工具-3与大量更新的SPMHD处方。主要研究团簇内介质（ICM）中的磁场放大。结果表明，在重联扩散极限下，主要的放大机制是小尺度湍流发电机。在我们的两个最高分辨率的模型中，我们开始解决由这个过程驱动的磁场放大，我们明确量化这与磁功率谱和磁张力，限制与发电机理论一致的磁场线的弯曲。此外，我们调查的$\nabla \cdot \mathbf{B}=0$约束在我们的模拟，并表明，我们实现了可比的结果，以国家的最先进的AMR或移动网格技术，如恩佐和Arepo的代码中使用。我们的研究结果表明，第一次在一个完整的宇宙学模拟的星系团，发电机的行动可以解决的框架内的现代拉格朗日磁流体动力学（MHD）方法，一项研究，目前在文献中…
2021-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cluster Turbulence: Simulation Insights
星团介质是动态的，而不是静态的;观测证据表明它们是湍流的。对团内介质（ICM）和理想化的类似介质的高分辨率模拟有助于我们理解所涉及的复杂物理和天体物理。我们提出了一个简短的概述ICM湍流背后的物理和概述的过程，控制其发展。高分辨率，可压缩，等温MHD模拟被用来说明重要的动力学性质的湍流，发展中国家的媒体与最初非常弱的磁场。模拟跟随磁场的增长并再现湍流的特征。这些结果也比较完整的集群模拟研究ICM湍流的属性。
2011-01-20 astro-ph.CO
The Evaporation and Survival of Cluster Galaxies' Coronae Part II: The Effectiveness of Anisotropic Thermal Conduction and Survival of Stripped Galactic Tails
模拟了团星系团内介质（ICM）与热日冕星际介质（ISM）气体之间的各向异性热传导。在早期的论文I（Vijayaraghavan & Sarazin 2017a）中，我们模拟了由于ISM和ICM之间的各向同性（可能饱和）传导导致的热ISM的蒸发。我们发现，热电晕蒸发$\sim 10^2$ Myr的时间尺度，显着短于$\sim 10^3$ Myr气体损失时间，由于冲压压力剥离。没有汽提气体的尾部形成。这与观察到的紧凑X射线日冕和剥离的ISM尾部的普遍存在和隐含的寿命相矛盾，并且需要抑制蒸发，这可能是由于磁场和各向异性传导。我们进行了一系列类似于论文I的风洞模拟，现在包括ISM和ICM磁场。我们模拟了一系列极端磁场配置的各向异性传导的效果：平行和垂直于ICM风，以及ISM和ICM之间的连续和完全不相交。我们发现，当传导是各向异性的，由于蒸发的气体损失是严重减少，整体气体损失率与各向异性的传导和没有不超过$10 - 20\%$不同。磁场还通过屏蔽防止被剥离的尾部在ICM中蒸发，并且为ICM和ISM之间的热传输提供很少的路径。星系尾流和尾流中的剥离尾和磁场形态对初始磁场位形很敏感。
2017-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cold Fronts and Gas Sloshing in Galaxy Clusters with Anisotropic Thermal Conduction
集群冷却核心中的冷锋应该通过热传导在短时间内消除，除非受到平行于前表面的磁场的保护，抑制垂直于锋面的传导。我们提出的MHD模拟冷锋形成的核心的星系团的各向异性热传导，探索一个参数空间的传导强度平行和垂直的场线。包括传导对核心和冷锋的温度有很大的影响。尽管磁场线平行于前表面悬垂，但穿过前表面的温度跳跃仍然减小。场的几何形状使得前表面下方的冷气体可以通过沿着垂直于晃动运动平面的方向和沿着未完全覆盖的前部部分的场线连接到外部的较热区域。这导致在Gyr的时间尺度上，在前沿以下的这种气体被加热，但是密度和温度跳跃的尖锐性仍然可以被保留。通过改变前沿以下的密度分布，传导可以间接地帮助抑制开尔文-亥姆霍兹不稳定性。如果沿场线的传导是未抑制的，我们发现，在观察集群中看到的X射线发射的特征急剧跳跃不会形成。这表明，在热集群中的尖锐冷锋的存在下，可以用来放置在ICM的{ \it散装}的传导上限。最后，晃动和各向异性热传导的组合可以导致比单独的任一过程更大的热通量到核心。虽然仍然不足以防止冷核心的非常中心（$r \sim$ 5 kpc）区域中的冷却灾难，但它显著减少了在这些半径之外积聚的冷气体的质量。
2012-11-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Dynamical properties and detectability of the magneto-thermal instability in the intracluster medium
本文研究了星系团介质中磁热不稳定性（MTI）湍流的统计性质，通过标度律估算和MHD数值模拟评估其可观测特征，发现MTI驱动的湍流信号较弱，难以被未来的X-IFU直接探测，但若涨落更强则可能被观测到。
2024-04-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Magnetic Fields in Primordial Galaxies
磁场在恒星形成和星际介质等众多天体物理过程中起着至关重要的作用。特别是，它们在星系形成和演化中的作用还没有得到很好的理解。利用GIZMO软件对原始星系形成过程中的磁场效应进行了高分辨率的磁流体动力学（MHD）模拟。物理过程，如相关气体物理学（例如，气体冷却和气体化学），恒星形成，恒星和超新星反馈，以及化学富集被认为是在模拟。模拟结果表明，在宇宙结构演化和星系形成过程中，宇宙磁场可以从1 e-13 G放大到几个微高斯。在理想的磁流体动力学背景下，在z>8的原始星系中，磁场能量小于热能和动能，因此磁场对星系的气体动力学和恒星形成几乎没有影响。具体而言，在MHD模拟中考虑微观物理性质，例如金属扩散、热传导和粘度，可以增加磁场强度。值得注意的是，金属扩散通过降低金属丰度来减少气体冷却，从而抑制了原始星系中的恒星形成。因此，由这些原始星系驱动的宇宙再电离可能会延迟。
2021-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Global linear analysis of the magneto-thermal instability in a stratified spherical model of the intracluster medium
本研究对星系团内介质中的磁热不稳定性进行全局线性分析，揭示其模式结构及与磁旋转不稳定性的联系，并提供数值基准，误差小于1%。
2025-10-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Turbulent Pressure Support in the Outer Parts of Galaxy Clusters
利用三维磁流体动力学模拟方法研究了星系团团内介质（ICM）中由磁热不稳定性（MTI）引起的湍流。MTI的增长时间尺度为~1 Gyr，是能够驱动有力的，持续的湍流在外部的星系团，如果保持温度梯度，尽管快速的热传导。如果是这样的话，MTI引起的湍流可以在星系团中提供超过r_500的5-30%的压力支持，这种效应对于热的大质量星系团来说是最强的。由MTI驱动的湍流通常添加到ICM中的其他湍流源，例如由结构形成产生的湍流源。这种新的来源的非热压力支持减少了观察到的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号和X射线压力梯度为一个给定的集群质量，并介绍了集群质量和温度梯度依赖的偏见SZ和X射线质量估计集群。当通过模拟模板从SZ功率谱的观测振幅估计物质功率谱归一化σ-8时，也可能需要考虑这种额外的物理学。
2011-10-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
