Turbulence and the formation of filaments, loops and shock fronts in NGC 1275 in the Perseus Galaxy Cluster
NGC 1275是英仙座星系团的中心星系，它是由活动星系核喷流膨胀的巨大热双极气泡的宿主，在射电中被观测到为英仙座A。它呈现出一个壮观的$Hα$发射星云围绕着NGC 1275，气体环和细丝延伸到超过50千秒差距。细丝的起源仍然未知，但可能与负责巨大浮力气泡的机制有关。我们提出了2.5和3维MHD模拟的集群的中心区域，其中湍流能量，可能引发的恒星形成和超新星（SNe）爆炸。模拟结果显示，大质量恒星注入的湍流可能是导致丝状物和环状物几乎各向同性分布的原因，这些丝状物和环状物将磁场向上拖曳，正如最近的观测所表明的那样。弱壳状冲击波阵面以100-500 km/s的速度传播到ICM，也类似于观测。湍流的各向同性外流动量减缓了团内介质的注入，从而限制了NGC 1275中进一步的星暴活动。由于湍流在大部分模拟体积上是亚音速的，因此湍流动能不能有效地转化为热量，并且需要额外的加热来抑制团簇核心处的冷却流。结合MHD湍流和活动星系核外流的模拟可以再现NGC 1275周围观测到的温度径向分布。虽然活动星系核机制是主要热源，但超新星对于能量分布的各向同性至关重要。
2009-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic ray heating in cool core clusters - II. Self-regulation cycle and non-thermal emission
活动星系核（AGN）的自我调节反馈在平衡星系团中心低熵气体的辐射冷却和调节中央星系的恒星形成方面似乎是至关重要的。在配套文件中，我们发现了稳态的流体动力学方程，耦合到CR能量方程的一个大的集群样本的解决方案。在这些解决方案中，中心区域的辐射冷却通过共振产生的Alfv{é}n波的产生和耗散以及大半径处的热传导来平衡。在这里，我们证明了预测的非热发射强子CR相互作用在集群内介质超过观测无线电（和伽马射线）数据的一个子样本的集群主机无线电迷你晕（RMH）。相比之下，预测的非热辐射远低于没有RMH的冷却星系团的观测数据。这些特征是异常大的活动星系核的无线电通量，表明高CR收益率和相关的CR加热率。我们提出了一个活动星系核反馈的自我调节循环，在这个循环中，非RMH星系团被均匀分布在整个中央冷却区的CRs流加热。我们预测{ \em无线电微晕}周围的活动星系核的CR加热的集群，其中主要的发射可能占主导地位的强子产生的发射。一旦CR人口流动得足够远并失去足够的能量，冷却速率就会增加，这就解释了拥有RMH的星系团中恒星形成速率的增加。这些可以由先前加热过集群核心的CR提供强子动力。
2017-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Turbulence and Dynamo in Galaxy Cluster Medium: Implications on the Origin of Cluster Magnetic Fields
我们提出了自洽的宇宙磁流体动力学（MHD）模拟，同时遵循的形成一个星系团和磁场喷射的活动星系核（AGN）。我们发现，活动星系核喷射出的磁场，虽然最初分布在相对较小的体积，可以在整个集群传输，并进一步放大的团簇形成过程中的团内介质（ICM）湍流。ICM湍流的产生和维持的频繁合并较小的晕。此外，集群范围内的发电机过程中存在的ICM和放大的磁场能量和通量。团簇中的总磁能可达$\sim$ $10^{61}$尔格，微高斯（$μ$ G）场可分布在整个团簇的$\sim$ Mpc尺度上。这一发现表明，来自活动星系核的磁场，通过小尺度发电机过程被ICM湍流进一步放大，可以成为团簇范围磁场的起源。
2009-05-13 astro-ph.CO
Influence of AGN jets on the magnetized ICM
星系团是最大的结构，有观测证据表明它是磁化介质。中央核心似乎主机强磁场范围从几个0.1 microG到几个10 microG的冷却流集群。许多星系团的中心都有强大的活动星系核，这些活动星系核被认为阻止了某些星系团中的冷却流。这种反馈对磁场的影响仍然不清楚：活动星系核引起的湍流是否补偿了冷核内磁放大的损失？这种湍流是如何持续几个陀螺的？利用高分辨率的磁流体动力学模拟的辐射冷却集群的自我调节，我们研究的磁场在一个强大的活动星系核喷流的存在下，在中央核心的演变。看来，喷流引起的湍流强烈地放大了核心中的磁振幅，超过了在星团的引力场中纯压缩所放大的程度。活动星系核产生一个不冷却的核心，并增加了磁场的振幅，与microG场的观测结果吻合得很好。
2009-12-22 astro-ph.CO
The shape of broad-line profiles in AGN
本文研究了活动星系核（AGN）中宽的光学/紫外发射谱线轮廓，以获得主要速度分量（湍流、旋转等）的信息。中央宽线区（BLR）。我们介绍线加宽模拟的发射线轮廓，并比较这些结果与最大的均匀数据集的混响映射活动星系核。AGN中的宽线轮廓是由线发射区的湍流引起的洛伦兹轮廓。对于Ha、Hg、Lya、CIII] 1909、He II 1640和Si IV 1400的不同线发射区域，湍流速度不同。湍流速度从Hb的400 km/s到Lya+Nv 1240的3，800 km/s。这些轮廓的主要增宽机制是由于旋转增宽。导致谱线轮廓变宽的旋转速度从500 km/s到6，500 km/s不等。在这里，我们提出了观测到的发射线宽度（FWHM）和它们相关的旋转速度之间的相互关系，以校正湍流对宽线轮廓的贡献。
2012-11-13 astro-ph.CO
How Does Radio AGN Feedback Feed Back?
射电活动星系核反馈通常被认为是有效的，但是这个过程的详细物理模型还没有很好的发展。本文探讨了一种可能的途径，无线电AGN反馈加热气体和周围的星系，也许抑制恒星的形成。附近的射电活动星系核几乎都是FR-I射电星系，有人认为这种外流在早期阶段会减速并完全湍流。一个三维非线性MHD湍流计算，以确定所需的时间，这种外流的湍流能量转化为热量。利用对附近FR-I活动星系核的射电和X射线观测进行标准化，得出加热开始的时间约为1亿年。这与星系内部和周围的气体冷却时间相当，并且由此产生的热沉积位置与FR-I流出一致。
2010-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connecting turbulent velocities and magnetic fields in galaxy cluster simulations with active galactic nuclei jets
对星系团中热气体速度场的研究有助于揭示小尺度上的微观物理细节和活动星系核反馈的本质。同样地，法拉第旋转测量（RM）追踪的磁场也揭示了它们对气体动力学以及宇宙射线产生和传输的影响。通过对孤立的英仙座星系团中活动星系核喷流膨胀叶的产生、演化和破裂过程的非辐射磁流体动力学模拟，研究了大尺度气体运动学和磁场之间的内在联系。特别是，我们连接集群速度测量与模拟RM地图，以突出其潜在的物理连接，这开辟了在两个不同的观测湍流水平进行比较的可能性。对于单射流爆发，我们发现只有一个局部的速度场的影响，即相关的速度色散的增加是不是体积填充。此外，在具有预先存在的湍流的设置中，这种速度分散的增加在很大程度上被隐藏。我们使用模拟X射线观测表明，在弧分分辨率，速度色散，因此占主导地位的现有的大规模湍流，只有最低限度地改变了射流的存在。中心气体的速度结构上升的recently上升的叶，我们发现快速，相干流出低速色散。我们的研究结果强调，投影速度分布显示复杂的结构，这对观测的解释构成了挑战。
2020-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Turbulence in the ICM from mergers, cool-core sloshing and jets: results from a new multi-scale filtering approach
我们设计了一个简单的多尺度方法，识别湍流运动的流体动力学网格模拟。该方法不采用先验相干尺度来区分层流和湍流。取而代之的是，每个单元周围的局部平均速度场重建与多尺度滤波技术，产生的最大尺度的湍流涡旋的迭代。该方法具有鲁棒性强、速度快、适用范围广等特点。我们在这里提出的应用这项技术的研究空间和光谱性质的湍流内星系团介质，测量湍流扩散和各向异性的湍流速度场的各种驱动机制：a）吸积物质在星系团（用ENZO模拟）; b）冷核周围的晃动（用FLASH模拟）; c）活动星系核的喷流（用FLASH模拟）。在星系团中，物质吸积驱动的湍流速度在内部区域（在星系团维里半径内）主要是切向的，而在靠近维里半径的区域是各向同性的。冷核晃动激发的湍流也是如此，而活动星系核流出的喷流在音速点附近和更远的地方主要驱动径向湍流运动。湍流导致团簇内介质的扩散率在=10^29-10^30 cm ^2/s的范围内。平均而言，在集群内介质中的湍流驱动的能量占主导地位的机制是由集群演化过程中的物质吸积和主要合并。
2012-04-02 astro-ph.CO astro-ph.IM
Evolution and Distribution of Magnetic Fields from AGNs in Galaxy Clusters. I. The Effect of Injection Energy and Redshift
我们提出了一系列的宇宙磁流体动力学（MHD）模拟，同时跟踪星系团的形成和活动星系核（AGN）的磁场喷射的演化。具体地说，我们研究了活动星系核的历元（z $\sim$ 3-0.5）和活动星系核的能量（$\sim$ 3 $\times$ 10 $^{57}$ - 2 $\times$ 10 $^{60}$尔格）对相对大质量星系团（M $_{vir}$ $\sim$ 10 $^{15}$ M $_\odot$）最终磁场分布的影响.我们发现，只要活动星系核磁场在星系团形成历史中的主要合并之前被喷射出来，磁场就可以在星系团中传输，并在星系团形成过程中被分级合并引起的星系团内介质（ICM）湍流进一步放大。团簇中的总磁能可达$\sim$ $10^{61}$尔格，微高斯场分布在$\sim$ Mpc尺度上。ICM湍流对总磁能的放大可能是显著的，在某些情况下高达$\sim$ 1000倍。因此，即使活动星系核产生的磁场很弱，也可以用来将星系团磁化到观测水平。ICM中的最终磁能由ICM湍流能量决定，对活动星系核注入能量的依赖性很弱。我们讨论了整个集群的磁场和合成法拉第旋转测量地图，他们产生的属性。我们还表明，在大部分的集群的磁性区域的高空间分辨率是非常重要的捕获小尺度发电机过程，并保持在我们的模拟磁场结构。
2010-10-29 astro-ph.CO
The cosmic evolution of massive black holes in the Horizon-AGN simulation
我们分析了大体积宇宙流体动力学模拟Horizon-AGN中黑洞的人口统计学特征。这个模拟统计模型有多少气体被吸积到BH上，跟踪沉积到它们的环境中的能量，因此，环境介质对BH生长的反反应。合成BH再现了各种观测的限制，如红移的BH质量密度和质量函数的演变。通过AGN反馈的强自我调节，弱超新星反馈，和未解决的内部过程导致紧密的BH星系质量相关。从z~2开始，潮汐剥离产生了一小部分相对于晕质量过大的黑洞。拥有中心黑洞或活动星系核的星系比例随着恒星质量的增加而增加。活动星系核的分数同意更好地与多波长的研究，比单波长的，除非考虑到遮蔽。最大的晕呈现BH多重性，通过正在进行的或过去的合并获得额外的BH。在某些情况下，中心和偏离中心的活动星系核同时发光，产生双重活动星系核。正如观测中所发现的那样，这种双重活动星系核的数量随着红移的减小而减少。比吸积率和爱丁顿比分布与观测估计吻合得很好。BH人口依次由快，慢，和非常慢的吸积器占主导地位，分别在z=3和z=2处发生转变。
2016-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The starburst-AGN connection: the role of young stellar populations in fueling supermassive black holes
追踪环核区（CNR）的恒星形成历史是理解恒星暴增与活动星系核联系的关键一步。然而，明亮的核心比整个宿主星系更亮，这阻碍了对I型活动星系核周围CNR的恒星星族的分析。中央环面对星系核的遮蔽为研究活动星系核宿主星系的恒星星族提供了一个独特的机会。我们收集了斯隆数字巡天第四版数据中的10848个红移范围为$0.03\le z\le 0.08$的II型活动星系核样本，并测量了过去1亿年中中心$\sim1-2$ kpc的平均比恒星形成率（SSFR）。我们发现中央黑洞（BH）的爱丁顿比（$λ$）和平均SSFR之间存在紧密的相关性，强烈暗示超新星爆炸（SNexp）在气体向星系中心的运输中发挥了作用。我们概述了一个模型，这种连接占SNexp的CNRs的动态中的作用。在我们的模型中，由SNexp激发的湍流的粘性增强，因此角动量可以有效地传输，驱动流入星系中心。我们的模型解释了观测到的$λ\propto \rm SSFR^{1.5-2.0}$关系，表明活动星系核是由CNRs中的SNexp触发的。
2009-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Capturing dual AGN activity and kiloparsec-scale outflows in IRAS 20210+1121
大质量星系跨越宇宙时间演化的最被接受的方案预测了一种基于活动星系核反馈（在宿主环境中注入大量能量）和星系合并（能够触发大质量恒星形成事件和吸积到超大质量黑洞上）之间相互作用的规则。活动星系核的相互作用系统是获得这两种现象的关键见解的有用实验室。在这种情况下，我们提出的IRAS 20210+1121（I20210），合并系统在$z = 0.056$的光谱特性的分析。根据X射线数据，这个天体由两个相互作用的星系组成，每个星系都有一个被遮蔽的活动星系核。光谱证实了活动星系核的存在，在这两个星系的功能。特别是，我们能够为I20210 North提供Seyfert分类。I20120南的光谱显示与最强烈的发射线，表明存在电离外流，我们推导出的最大速度$\sim$ 2000公里秒$^{-1}$，$\sim$ 2千秒差距的扩展和$\sim$ 0.6 M $_\odot$年$^{-1}$的质量率相关的广泛的蓝移组件。我们还报告了电离星云成分的存在与$v \sim 1000$ km s $^{-1}$在$\sim$ 6.5 kpc向南的I20210南，这可以被解释为破坏气体喷出的主机星系的流出的行动。因此，I20120呈现出双重模糊的活动星系核，其中一个显示出活动星系核动力外流正在发生的事件的证据。未来的空间分辨光谱学将允许精确地映射在这对AGN的气体运动学和评估流出的影响上的星际介质和星系环境。
2021-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of AGN on the structure, kinematics and evolution of ETGs in the Horizon simulations
反馈过程在星系中恒星形成（SF）活动的调节中起着重要作用，特别是在早型星系（ETG）的淬灭中，这一点已被Lambda CDM模型的观测和数值研究所推断。在z = 0时，ETG表现出众所周知的基本标度关系，但它们与ETG演化的物理过程之间的联系尚不清楚.本文旨在研究活动星系核（AGN）能量反馈对ETG形成和演化的影响，着重评估AGN能量反馈对质量面和基本面演化的影响Horizon-AGN和Horizon-noAGN的宇宙流体动力学模拟是在相同的初始条件下进行的，除了前者的活动星系核反馈激活外，还包括相同的物理过程。我们使用相同的标准从两个模拟中选择一个中心ETG样本，并详尽地研究它们的SF活动，运动学和z <= 3的标度关系。我们发现，在z = 0确定的地平线AGN ETGs遵循所观察到的基本标度关系（质量平面，FP，质量大小的关系），并定性地再现运动学特征，虽然保存旋转的内部组件与AGN反馈调节的质量分数。活动星系核的反馈似乎是需要复制双峰的自旋参数分布的观测工作和质量大小的关系（与更大的质量星系有更老的恒星星族（SP），更大的尺寸，并较慢的旋转）。我们研究了基本关系随红移的演化，发现：
2021-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating AGN wind feedback with variable feedback efficiencies in idealised disc galaxies
Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, University of Durham（达勒姆大学物理学院宇宙计算研究所）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学卡弗里天文与天体物理研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）
本研究通过变量反馈效率模型，探讨了AGN风对理想化盘状星系的反馈效应，发现黑洞质量是影响星系和黑洞演化的主要因素，而反馈效率的变化对黑洞增长和出流行为有显著影响。
2026-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radio mini-halos and AGN heating in cool core clusters of galaxies
在大多数松弛的冷核星系团中，最亮的星系团（BCG）是射电大声的，显示了中央活动星系核（AGN）喷出的非热射电喷流和裂片。这种相对论性等离子体已经明确地显示出与周围的热团簇内介质（ICM）相互作用，这要归功于壮观的图像，其中观察到波瓣无线电发射填充了X射线发射气体中的空腔。这种“无线电模式活动星系核反馈”现象被认为会使冷却流淬灭，这种现象很普遍，对于理解星系团内部区域的物理学和中心BCG的性质至关重要。同时，强机械力的活动星系核很可能驱动ICM中心的湍流，这可能有助于气体加热，也对团尺度上非热辐射的起源起作用。在一些冷的核心星团中观察到了弥散的非热辐射，其形式是围绕在射电大声的BCG周围的射电迷你晕，其尺度与冷却区相当。这篇文章概述了关于这些主题的谈话所涵盖的要点。特别是，在总结了活动星系核加热的冷却流调节和冷核心星团的非热发射后，我们提出了一个最近的研究，最大的收集已知的小晕集群（~ 20个对象），其中调查了无线电小晕和气体加热的共同起源的情况。我们进一步讨论了未来的无线电调查提供的前景与平方公里阵列（SKA）建设大型（>> 100对象），无偏见的迷你晕样本，同时探测在同一时间的存在下，无线电活动星系核反馈的主机集群。
2016-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Triggering and quenching in the shadow of AGN: How does AGN proximity affect star formation in the EAGLE simulation?
Harish-Chandra Research Institute, HBNI（哈立什-昌德拉研究所）；Department of Physics, Visva-Bharati University（维斯瓦·巴拉蒂大学物理系）
本研究通过EAGLE模拟发现，AGN邻近度会非均匀调制邻近星系的恒星形成，富气星系多出现恒星形成增强，贫气星系则多受抑制，AGN是调控星系演化的非局域因子。
2026-08-26 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
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
The Dance of Heating and Cooling in Galaxy Clusters: 3D Simulations of Self-Regulated AGN Outflows
现在人们普遍认为，加热过程在星系团中起着根本性的作用，与它的对手辐射冷却在一场复杂而迷人的"舞蹈"中挣扎。上一代的观测，特别是X射线，正在给我们关于这场无尽芭蕾的音符的微小提示。空洞、激波、湍流和宽吸收线表明中心活动核正在向团内介质注入巨大的能量。然而，哪一个才是自我调节供暖的真正主导引擎？我们提出的模型之一是大规模的亚相对论外流，可能是由风盘产生的，或者只是快速射电喷流在kpc尺度上夹带的结果。使用AMR代码FLASH 3.2的修改版本，我们探索了几种自我调节机械功率的反馈机制。两个是最好的方案，回答我们的主要问题，id est淬火冷却流，并在同一时间保持一个冷的核心外观的长期演变（7 Gyr）：一个更多的爆炸（与效率0.005 - 0.01），由中央冷却气体触发，和其他温和的，点燃的热气邦迪吸积（与效率0.1）。这些三维模拟表明，注入的总能量不是关键方面，但结果强烈依赖于如何将能量提供给ICM。我们遵循最佳模型（温度，密度，SB地图和配置文件）的动态，并产生许多可观察到的预测：浮力气泡，涟漪，湍流，铁丰度图和流体静力学平衡偏差。我们提出了一个深入的讨论，我们所有的模型的优点和缺陷，对观测一致性的批判性的眼光。
2010-09-14 astro-ph.CO
Blowing cold flows away: the impact of early AGN activity on the formation of a brightest cluster galaxy progenitor
超大质量黑洞（BH）是强大的能量来源，在宇宙的早期（z=6）就已经存在。利用流体动力学模拟方法，研究了在z=6时形成质量为5 × 10^11 M_sun的星系晕（在z=0时质量为2 × 10^15 M_sun的星系团的最大祖先）的过程，讨论了活动星系核（AGN）对星系质量含量、BH自调节和晕内气体分布的影响.我们发现SN反馈对恒星结构的影响很小，而对大尺度质量分布没有影响。相比之下，活动星系核的反馈单独能够显着改变恒星隆起的质量含量淬火恒星形成时，BH是自我调节，并通过耗尽在星系中心的冷气库。BH的增长首先通过一个由直接冷对流入流提供的快速Eddington有限期进行。当活动星系核所提供的能量足够大，可以使核球的冷气体脱离束缚时，气体在黑洞上的吸积就可以通过平滑的气体流入和由合并引起的扭矩所触发的星系盘中的团块迁移来维持。来自活动星系核的反馈也对晕内的重子质量含量产生了严重的影响，产生了大规模的热超级风，能够吹走一些来自中心的冷物质，并将晕维里半径内的重子分数减少30%以上。因此，在非常年轻的宇宙中，活动星系核反馈可能是一个关键过程，塑造了大质量星系的性质。
2012-10-15 astro-ph.CO
Solving the Cooling Flow Problem through Mechanical AGN Feedback
等离子体的非相对辐射冷却将导致冷却灾难，即大量的冷凝气体流入星系、星系团和星系团的核心。上一代X射线望远镜钱德拉和XMM从根本上改变了我们对重子的看法，表明AGN加热是冷却的平衡对应物。这项工作回顾了我们对自调节加热的广泛研究。我们认为，机械反馈，大量的亚相对论外流的基础上，是解决冷却流问题的关键，即显着淬火的冷却速率为几个陀螺，而不破坏冷芯结构。使用修改后的版本的三维水代码FLASH，我们表明，双极活动星系核流出可以进一步再现基本的观察功能，如浮力气泡，弱冲击，金属疏浚，和湍流。后者是驱动非线性热不稳定性的基本成分，这会导致形成扩展的冷气，淬火冷却流的残余物，以及后来的反馈发动机燃料。与星系团相比，星系团和星系需要更温和的机械反馈，以避免灾难性的过热。我们突出了一个现实的活动星系核反馈的基本特征，强调观测的一致性。
2012-09-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Probing Gas Motions in the Intra-Cluster Medium: A Mixture Model Approach
即将到来的高光谱分辨率望远镜，特别是Astro-H，预计最终将对星团内介质（ICM）中的湍流提供严格的定量限制。我们开发了一种新的谱分析技术，它不仅利用线宽，但整个线的形状，并显示如何优秀的光谱分辨率的Astro-H可以克服其相对较差的空间分辨率在作出详细的推断有关的速度场。光谱被分解成不同的成分，可以使用高斯混合模型进行定量分析。例如，整体流动和晃动产生具有偏移手段的组件，而来自活动星系核或星系搅拌的部分体积填充湍流导致具有不同宽度的组件。组分之间的偏移使我们能够测量气体整体运动并将其与小尺度湍流分离，而组分分数和宽度约束每个组分中的排放加权体积和湍流能量密度。我们将混合模型应用于一系列的解析模型，并分别对有冷锋和活动星系核反馈的星系团进行了数值模拟。从马尔可夫链蒙特卡罗和Fisher矩阵估计，其中包括线混合和连续污染，我们表明，混合物参数可以准确地约束与Astro-H光谱：在\sim 10%的水平时，组件的宽度显着不同，和\sim 1%的水平时，他们显着不同的平均值。我们还研究了误差缩放，并使用信息标准来确定何时首选混合模型。光谱的混合模型是一种强大的技术，它可能适用于其他天体物理方案。
2012-04-26 astro-ph.CO
Ram pressure stripping in elliptical galaxies: I. the impact of the interstellar medium turbulence
椭圆星系含有X射线发射气体，在与星系团年龄相当的时间尺度上受到连续的冲压压力剥离。这些星系中的气体并不处于完美的流体静力平衡。超新星反馈、恒星风或活动星系核（AGN）反馈可以显著扰动星际介质（ISM）。利用流体动力学模拟，我们研究了热ISM中亚音速湍流对早型星系冲压压力剥离过程的影响。我们发现，星系更动荡的ISM产生更长，更广泛，更平滑分布的尾巴剥离ISM比那些特征较弱的ISM动荡。我们的主要结论是，即使是非常弱的内部湍流，在<15%的平均ISM声速的水平，可以显着加速气体从星系通过冲压压力剥离。这种效应的大小随着湍流的强度而急剧增加。由于大多数气体剥离发生在ISM和团内介质（ICM）之间的边界附近，ISM剥离率的提高是由于ISM从银河系势阱的中心区域到更大距离的“随机行走”，在那里，冲压压力能够永久地从星系中去除气体。由于湍流ISM与ICM的混合，ICM可以暂时被困在银河系势阱中。具有更多湍流ISM的星系，但仍然具有非常弱的湍流特征，可以容纳更多的ICM。[摘要]
2012-09-29 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
Raining on black holes and massive galaxies: the top-down multiphase condensation model
充满大质量星系、星系团和星系团的大气层显示出与行星的惊人相似之处。这样的等离子体晕是由活动星系核加热和亚音速湍流（~150 km/s）形成的，正如Hitomi所探测的那样。新的3D高分辨率模拟显示，软X射线（< 1 keV）等离子体通过湍流涡旋高密度界面处的辐射发射迅速冷却，刺激了温暖的$10^4$ K细丝的自上而下的冷凝级联。电离的（光学/UV）灯丝延伸到几个kpc，并形成一个皮肤包围中性灯丝（光学/IR/21-cm）。暖丝的峰值进一步凝结成冷分子云（<50 K;射电），总质量高达几个$10^7$ M $_\odot$，即，5/50 $\times$中性/电离质量。多相结构继承了混沌运动学，并得到动力学支持。在500 pc内，云以非弹性方式碰撞，混合角动量，导致混沌冷吸积（CCA）。BHAR可以通过准球形粘性吸积建模，碰撞平均自由程约为100 pc。在kpc区域内，压力力矩驱动角动量输运。在CCA中，BHAR与盘演化相比被周期性地提升到2 dex，这是由于湍流是次主导的。CCA BHAR分布是对数正态分布，粉红噪声功率谱具有分形现象的特征。快速的自相似CCA变化可以解释活动星系核和高亮度星系核的光变曲线。提出了一种改进的热不稳定性判据。3相CCA再现了大质量星系中同空间多相气体的重要观测结果，如钱德拉X射线图像，SOAR H $α$暖丝和运动学，Herschel [C $^+$ …
2016-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Turbulence and Radio Mini-halos in the Sloshing Cores of Galaxy Clusters
一些松弛的冷核星系团在其中心区域显示出弥散的、陡谱的射电源，被称为无线电迷你晕。有人提出，负责发射的相对论性电子已经被冷却的核心气体晃动产生的湍流重新加速。我们提出了一个高分辨率的MHD模拟气体晃动的星系团加上亚网格模拟的相对论电子加速来验证这一假设。我们的模拟表明，晃动运动产生的湍流的数量级为$δ{v} \sim$ 50-200 km s $^{-1}$上的空间尺度为$\sim$ 50-100 kpc和以下的冷芯区域内的包络的晃动冷锋，而外面的冷锋，有可以忽略不计的湍流。这种湍流可能足够强，可以通过磁声波的阻尼和非共振压缩将相对论电子种子（具有初始$γ\sim 100-500$）再加速到$γ\sim 10^4$。种子电子可以保留在簇中，例如，活动星系核的活动与核心中的磁场放大相结合，这些电子然后产生与晃动冷锋所限定的区域一致的漫射无线电同步辐射，正如在X射线和无线电中所观察到的那样。结果适用于不同的初始空间分布的预先存在的相对论电子。功率和陡峭的频谱指数（$α\approx 1-2$）所产生的无线电发射与观测的小晕是一致的，虽然理论上的不确定性的加速机制是很高的。我们还产生了模拟地图的逆康普顿硬X射线发射从同一人口的相对论性电子。
2012-11-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
