Dynamical heating of the X-ray emitting intracluster medium: the roles of merger shocks and turbulence dissipation
星系团内部的扩散等离子体具有几keV的X射线发射温度。将这种团内介质（ICM）加热到这样的温度的物理机制包括星系团外围的吸积激波，合并事件驱动的激波，以及一个有点被忽视的机制--团内湍流运动的耗散。我们研究这些加热机制的相对作用，使用星系团在拉格朗日示踪粒子再模拟的Omega 500宇宙学模拟。采用了一种新的分析方法，将每一时间步的温升分解为耗散加热和绝热加热的贡献。在这些加热率的高分辨率时空图中，合并轨迹清晰可见，证明了合并事件在加热ICM中的主导作用。每个合并事件所贡献的耗散加热时间延长，也发生在稀薄区域，这表明合并引起的湍流耗散加热的重要性。定量分析表明，湍流加热，而不是直接加热合并冲击，占主导地位的ICM的温度上升，特别是在内径$r < r_{\rm 500c}$。此外，我们还发现许多合并激波可以以几乎恒定的速度传播到非常大的半径$r \gg r_{\rm 500c}$，有些甚至到达并加入吸积激波，成为ICM的外边界。总之，这些结果表明，ICM加热更多的是在一个“由内而外”的方式，而不是“由外而内”所描绘的经典平滑吸积图片。
2020-05-14 astro-ph.CO
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
Troubled cosmic flows: turbulence, enstrophy and helicity from the assembly history of the intracluster medium
模拟和观测都表明，湍流是宇宙场景中普遍存在的现象，但由于其固有的多尺度特性，需要高分辨率，因此特别难以进行数值模拟。此外，湍流与星系和星系团的动力学状态和形成历史密切相关，产生了多种多样的现象，需要大量的此类结构样本才能得出可靠的结论。在这项工作中，我们使用自适应网格细化（AMR）宇宙学模拟，探讨在星系团湍流的产生和消散，在其组装历史。我们发现，主要的合并，更普遍的吸积气体，是主要的过程驱动湍流的内集群介质。我们特别关注螺线管湍流，它可以通过拟能量化。我们的研究结果似乎证实了它的产生，其中涉及斜压和压缩在外部（吸积）和内部（合并）的冲击，其次是涡拉伸下游的情况。我们还研究了质量落入星系团维里边界之外的情况，发现气体遵循具有一定程度螺旋度的轨迹，因为它在外部冲击中已经发展出一些涡度。
2021-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non Thermal Support for the Outer Intracluster Medium
我们认为，非热化支持的外部团内介质在放松星系团提供的湍流，驱动的星系际气体流入的维里吸积冲击。我们预计，由于三个因素，在z<1/2的集群发展过程中，这个分量会迅速增加。首先，气体和暗物质的吸积率下降，当它们在加速的宇宙中以初始扰动的外翼为食时。第二，在激波位置，穿过逐渐变浅的引力势，下落速度减小。第三，冲击最终减弱，留下较少的热能来供给集群内的熵，但相对更多的体能量来驱动湍流进入外围。从这些因素的总体结果是物理建模和分析计算，因此，我们确定这些如何在设置外部集群内介质的平衡一致，并预测如何在X射线和微波的可观测量的影响，以探测发展的外部湍流在广泛的集群样本。出于同样的原因，我们量化了预期从X射线测量评估的总质量中产生的负偏差。
2010-10-21 astro-ph.CO
Characterizing the magnetic field in the intracluster medium
在结构形成过程中，星系团内部的热气体（团内介质，ICM）的高能事件和随机运动产生湍流运动。射电漫发射探测了ICM中磁场和相对论粒子的存在，是理解星系团中物理过程的关键因素。在这项工作中，我们提出的结果从数值模拟的磁场湍流的磁流体力学（MHD）和动力学MHD（KMHD）的框架。我们通过极化图上留下的印记来表征磁场结构。
2012-09-11 astro-ph.CO
X-ray Observations of the Chemical Abundances in the Intra-Cluster Medium
星系团是我们宇宙中最大的明确定义的物体，是研究比氢和氦重的最丰富的化学元素分布及其生产历史的理想实验室。星系团的环境使我们不仅可以研究星系内部的元素丰度，而且可以研究星系际空间，即星系团内的介质。由于星系团内的介质被加热到数千万度的温度，我们可以通过X射线光谱学来研究这种介质的化学成分。到目前为止，X射线光谱学已经探测到了13种重元素。在X射线光谱中最容易检测到的元素是铁。在大质量的星系团中，我们发现团内介质中的重元素质量比星系中的大。因此，考虑团内介质对于理解重元素核合成的完整历史至关重要。观测到的所有比氮重的元素的丰度可以用两种类型的来源粗略地模拟：核心坍缩超新星和Ia型超新星。所谓的冷核星系团在星系团中心显示出更大的重元素丰度，似乎主要由Ia型超新星的产物富集。观测到重元素丰度随红移而演化的证据仍然具有中等的意义。
2014-03-20 astro-ph.CO
Probing Turbulence in the Interstellar Medium of Galaxies
星际介质HI强度起伏的功率谱携带着星际介质中湍流动力学的信息。本文提出了一种利用射电干涉观测估算HI强度起伏功率谱的方法。该方法涉及在不同基线处使u-v平面中的振动频率相关。这种方法特别适用于计算暗矮星系的功率谱.我们将这种方法应用于3个旋涡星系和5个矮星系。测得的功率谱似乎遵循幂律P_HI（U）= A U^α，表明湍流是可操作的。此外，根据功率谱的斜率，我们预计在这些星系中存在2D和3D湍流。
2009-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Toward mapping turbulence in the intracluster medium III. Constraints on the turbulent power spectrum with Athena/X-IFU
本研究利用 Athena/X-IFU 模拟观测，通过结构函数与 MCMC 方法约束星系团内介质湍流功率谱参数，在有利假设下以优于15%的1σ不确定性恢复注入尺度、速度弥散和谱斜率。
2024-03-18 astro-ph.CO
Turbulence in the Inter-galactic Medium: Solenoidal and Dilatational Motions, and the Impact of Numerical Viscosity
我们使用一套宇宙学流体动力学模拟，运行两个固定的网格代码，调查的性质的螺线管和星系际介质（IGM）的湍流运动，和数值粘性的影响，在LCDM宇宙。这两种编码的区别仅在于空间差分离散化。我们发现：（1）自$z=2$以来，涡旋运动迅速增长，并在$z=0$时达到$\sim 10 km/s -90 km/s$。同时，小尺度压缩比$r_{CS}$从0.84下降到0.47，表明目前的涡动和压缩运动相当。(2)在湍流区，螺线管速度的功率谱具有$\propto k^{-0.89}$和$\propto k^{-2.02}$两个区域，而总速度和湍流速度分别遵循标度$k^{-1.88}$和$k^{-2.20}$。IGM湍流可以包含两个不同的阶段，超声速和后超声速阶段。(3)通过涡动能测量的非热压力支持与$ρ_b \simeq 10-100$或$z=0.0$下的$T <10^{5.5} K$的热压力相当。重子分数与宇宙平均值的偏差与湍流压力的支持有初步的正相关。(4)相对较高的数值粘性会更有效地将IGM的压缩运动和涡旋运动耗散为热能，导致较不发达的涡度，显著缩短的惯性范围，并导致气体吸积热历史中不可忽略的不确定性。自$z=2$以来，数值粘性显著抑制了团簇外区域的激波，这可能直接导致两个代码之间的湍流水平不同。
2013-08-21 astro-ph.CO
Astrophysical Coronae: Lessons from Modeling of the Intracluster Medium
日冕存在于大多数天体中：恒星、吸积盘、单个星系和星系团。这些不同系统中的日冕有一些共同的性质：1）背景重力中的流体静力平衡是一个很好的假设; 2）它们是光学薄的，即，光子一出生就逃逸; 3）它们的冷却时间比它们的年龄短，因此需要加热来维持。一般来说，日冕的加热机制是相当复杂的，但日冕的结构受到冷却、{ \em global}加热和背景重力相互作用的严格限制。我们简要地总结了我们对团内介质（星团日冕）的研究结果，并得出了适用于大多数天体物理日冕的推论。
2013-04-08 astro-ph.CO
The Intragroup versus the Intracluster Medium
星系群与星系团的区别主要在于它们的质量较低，M~10^14 M_sun与M~10^15 M_sun。我们讨论了质量如何影响的热状态的intracluster或intracgroup介质，特别是它们的熵水平和径向配置文件。我们表明，在这两种情况下产生的熵的星系际气体穿过系统边界的引力势阱的持续流入。在集群中，流入是高度超音速的，但在群体中则较弱。前一种情况意味着强吸积激波，大量流入动能转化为热能，而后一种情况意味着较低能量的有效转化较少。这些特征在当前边界处产生了熵沉积的显著差异。此后，绝热压缩的热气体的潜在的井转换成径向分布在整个集群或一组这样的时间历程。此外，在这两种情况下，系统在加速宇宙中的低z位置或在恶劣环境中的位置将使流入和熵产生饥饿，并产生平坦甚至弯曲的外部轮廓。我们详细分析了最近在X射线中观察到的两组ESO 3060170和RXJ 1159 +5531提供的清晰证据，并找到了与我们期望的密切和详细的匹配。
2016-04-23 astro-ph.CO
Properties of the Intracluster Medium Assuming an Einasto Dark Matter Profile
我调查的分析模型的星系团的基础上，假设集群内的介质等离子体是多变的，是在流体静力平衡。采用Einasto剖面作为暗物质晕空间密度分布的模型。该模型有足够的自由度，同时适合X射线表面亮度和温度分布，五个参数来描述全球集群的属性和三个额外的参数来描述集群的冷核心功能。该模型是测试与钱德拉X射线数据的七个星系团，包括三个多变的集群和四个冷核集群。据发现，该模型准确地再现了X射线数据在大部分的径向范围。对于所有的星系团，数据允许显示，该模型基本上是一样好的Vikhlinin等人和Bulbul等人，推断减少$χ^2$。
2018-09-04 astro-ph.CO
Turbulence Modelling and Stirring Mechanisms in the Cosmological Large-scale Structure
FEARLESS（流体力学with Adaptively Refined大涡模拟）是一种在宇宙学自适应网格加密模拟中模拟亚网格尺度湍流的数值方法。在这方面的贡献，这一工具的主要特点将被概述。我们讨论了这种方法在大尺度结构宇宙学模拟中的应用。模拟结果表明，湍流的产生在星系团内介质和温暖的星系际介质中具有不同的红移依赖性，这是由不同的搅拌机制（合并和激波相互作用）引起的。本文还描述了两个重子相中非热压力支持的一些性质。
2011-09-09 astro-ph.CO
Turbulence in the Intergalactic Medium
我们研究超新星驱动的星系外流作为一种机制，注入湍流星系际介质（IGM）远离星系。为了实现这个目标，我们跟踪了一个10^13兆太阳的星系沿着它的合并树的演化，仔细校准了恒星形成和风效率的处方。在z~3时，星系周围的大部分气泡都是老的（年龄>1Gyr），也就是说，它们含有早期祖先排出的金属;它们的填充因子随时间增加，在z<2时达到约10%。这些膨胀激波在IGM中沉积的能量主要以动能形式存在（平均能量密度为1 μeV cm^-3，约为热能密度的2-3倍），这些能量通过不稳定性迅速转化为无序运动，最终形成一个充分发展的湍流谱，其演化过程可通过谱传递函数方法来跟踪。计算得到的IGM湍流多普勒参数b_t在z~1处的峰值约为1.5km/s，最大b_t = 25 km/s。b_t分布的形状并不随红移而显著变化，而是随时间向低b_t值连续移动，这是气泡老化的结果。我们还发现了一个明显的趋势，减少与N_HI和一个更复杂的依赖于R_s的泡沫的年龄蔓延。我们试图与数据进行初步比较，但由于后者的稀缺性以及减去特殊运动和热运动所带来的挑战而受到阻碍。最后，我们评论的各种宇宙学研究的湍流的影响。
2011-01-12 astro-ph.CO
Evolution of vorticity and enstrophy in the intracluster medium
在构造形成过程中，大尺度运动产生的湍流影响了团内介质热组分和非热组分的演化。由于涡度拟能是涡度大小的量度，本文通过分析涡度拟能的拉格朗日历史来研究湍流的产生和演化。为此目的，我们结合了宇宙学模拟进行ENZO代码与我们的拉格朗日后处理工具CRaTer。这样，我们就能够量化星系团吸积到星系团的过程中各个源项的拟能。在这里，我们专注于红移范围从$z=1$到$z=0$。最后，我们测量了湍流的耗散率，并估计了由此产生的集群内磁场的放大。我们发现，压缩和斜压运动是涡度拟能的主要来源，而拉伸运动和耗散影响了随后的涡度拟能演变。湍流耗散率能够维持团内磁场放大到观测水平。
2017-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Growth of a localized seed magnetic field in a turbulent medium
湍流发电机涉及湍流介质中种子磁场的放大，并且主要针对均匀或空间均匀的种子磁场进行研究。然而，一些天体物理过程（例如来自活动星系的喷流、星系风或星系团中的冲压压力剥离）可以提供局部种子磁场。本文数值研究了湍流介质中局域种子磁场的放大。在整个论文中，我们假设湍流的驱动尺度与系统的大小相当。我们的调查结果如下。首先，湍流可以非常有效地放大局部种子磁场。磁能密度的增长率与均匀籽晶磁场的增长率一样高。这一结果意味着，天体喷出的磁场可能是星团中磁场的一个可行来源。第二，局部种子磁场非常快地分散并填充整个系统。如果一个系统（例如星系团或暗条）中的湍流是在大尺度上驱动的，我们预计磁场要充满整个系统需要几个大涡翻转时间。第三，局部种子磁场的增长和湍流扩散在高磁普朗特数湍流中也很快。第四，即使在衰减的湍流中，局部的种子磁场也可以最终充满整个系统。虽然磁场在纯衰减湍流中的扩散速率并不快，但附加的强迫可以增强这种扩散速率。
2012-09-27 astro-ph.CO physics.plasm-ph
Turbulence in stratified atmospheres: implications for the intracluster medium
团内介质（ICM）中的气体运动受分层湍流控制。分层湍流与Kolmogorov（各向同性，均匀）湍流有着根本的不同;动能不仅从大尺度到小尺度级联，而且还转化为浮力势能。为了了解ICM中的密度和速度波动，我们对亚音速湍流（具有均方根马赫数$\mathcal{M}\approx 0.25$）和不同层次的分层进行了高分辨率（$1024^2\times 1536$网格点）流体动力学模拟，分层由Richardson数$\mathrm{Ri}$量化，从$\mathrm{Ri}=0$（无分层）到$\mathrm{Ri}=13$（强分层）。我们量化的密度，压力和速度场变化的分层，因为观测研究经常使用表面亮度波动来推断的ICM湍流气体速度。我们发现，对数密度波动的标准偏差（PDMATHAMR），其中$s=\ln(ρ/\left<ρ(z)\right>)$，增加与PDMATHAMO。对于弱分层亚音速湍流（$\mathrm{Ri}\lesssim10$，$\mathcal{M}<1$），我们导出了一个新的$σ_s$-$\mathcal{M}$-$\mathrm{Ri}$关系式，$σ_s^2=\ln(1+b^2\mathcal{M}^4+0.09\mathcal{M}^2\mathrm{Ri}H_P/H_S)$，其中$b=1/3$ - $1$为湍流驱动参数，$H_P$和$H_S$分别为压力和熵标度高度。我们…
2020-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.ao-ph
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
Second order Fermi reacceleration mechanisms and large scale synchrotron radio emission in intra-cluster bridges
使用低频阵列（LOFAR）进行的低频无线电观测开始发现连接大质量星系团对的巨大无线电桥。这些观测探测了未探索的原位粒子加速机制，该机制在几个Mpc $^3$的体积上操作。数值模拟表明，这种桥梁是动态复杂的，弱激波和超阿尔夫文湍流可以驱动整个体积的这些地区。在这封信中，我们探索，为第一次，二阶费米机制的相对论性电子与湍流在这些特殊的区域相互作用的再加速的作用。我们假设在模拟中测量的湍流能通量，并采用一个方案，其中相对论粒子散射与超阿尔夫文湍流中的磁场线扩散和磁场被放大相同的湍流。我们发现，陡峭的频谱和体积填充同步辐射可以产生在整个集群内的桥梁区域，从而提供了一个自然的解释无线电桥。因此，射电观测有可能探测比星系团更大尺度上的能量耗散，以及在物理机制中运行的二阶费米机制，这些机制仍然没有得到很好的探索。这对天体物理学和宇宙学的几个分支有潜在的影响。
2020-01-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Towards mapping turbulence in the intra-cluster medium -- II. Measurement uncertainties in the estimation of structure functions
对充满星系团内部介质的热气的X射线观测提供了大量关于星系团动力学的信息。ICM的全球平衡被认为是部分确保非热压力的支持，特别是通过湍流运动的能量耗散。由于缺乏空间分辨的光谱学，使用X射线发射线精确映射湍流是具有挑战性的。只有未来的仪器，如雅典娜上的X射线积分场单元（X-IFU）将具有空间和光谱分辨率，以定量研究所有尺度的ICM湍流。这些研究的有力诊断是线位移和线增宽图，以及二阶结构函数。在估计这些量时，仪器将受到其测量结果的不确定性以及观测结果的样本方差（又名宇宙方差）的限制。我们在这里扩展的形式主义开始在我们的同伴论文我包括这些线诊断估计的统计不确定性的影响，特别是结构功能。我们表明，统计有助于通过不同的条款，这取决于探测器的几何形状，空间分箱和湍流场的性质的总方差。当探测湍流的小尺度时，这些项很重要。这些方程的应用进行的X-IFU，使用合成的湍流速度地图的后发座星系团。结构函数估计（<3%）和方差（<10%）与公式吻合良好。这里和论文I中推导出的表达式是通用的，并确保对湍流结构函数的任何X射线测量中的总误差进行估计。它们还为即将到来的仪器和观测策略的优化开辟了道路。
2019-06-26 astro-ph.CO astro-ph.IM
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
Turbulence in the intragroup and circumgalactic medium
在大质量天体中，如星系团，湍流速度色散$σ_\mathrm{turb}$与天体质量$M$和热能密切相关。在这里，我们调查这些标度律是否延伸到暗物质细丝中的低质量物体。我们进行了宇宙学放大模拟的细丝，使用自适应滤波技术的解决速度分量和亚网格尺度模型来解释未解决的组件。然后，我们计算的平均湍流和热能的放大区域中的所有晕，并比较不同的定义晕的平均值。受密度和温度阈值约束的平均值优于仅基于维里球的平均值。我们没有发现明显的趋势，湍流速度色散与晕质量，但显着的相关性和标度律与指数$α\sim 0.5$之间的湍流速度色散和热能，同意一个几乎恒定的湍流马赫数，类似于更大的物体。我们的结论是，自相似的能量学提出的星系团延伸到CGM的个别星系。
2021-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
On the interpretation of XRISM X-ray measurements of turbulence in the intracluster medium: a comparison with cosmological simulations
Università di Bologna（博洛尼亚大学）；Istituto di Radio Astronomia, INAF（意大利国家天体物理研究所射电天文台）
XRISM观测与宇宙学模拟显示，Coma星系团湍流特性可通过更复杂的湍流模型解释，无需陡峭的湍流谱。
2025-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.plasm-ph
Merger-Driven Turbulence and Coherent Transport in the Intracluster Medium
本研究通过Omega500模拟的示踪粒子重模拟，系统分析了星系团内介质（ICM）的传输机制，发现主要并合事件通过相干传输与强湍流共同主导粒子传输，并揭示了其与星系团动力学状态的紧密联系。
2025-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Line-of-sight statistical methods for turbulent medium: VCS for emission and absorption lines
我们提出了一个概述的速度坐标谱（速度坐标谱），一种新的技术，用于研究天体物理湍流，利用多普勒展宽谱线的视线统计。我们认为检索的湍流光谱从发射强度观测的高和低的空间分辨率，并发现，即使当发射湍流体积不空间分辨的湍流允许一个研究。这为使用该技术进行河外研究开辟了有趣的前景。如果使用光学深度而不是强度，则针对光谱发射线开发的方法也适用于吸收线。点源光谱中吸收线的消除得益于有效的窄波束，并且不需要通过采样方向来密集天空覆盖。即使是强饱和的吸收线仍然携带着关于小尺度湍流的信息，尽管仅限于线的翅膀。结合不同的吸收线，人们可以开发出星际气体中湍流的复杂性断层摄影。
2009-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intracluster Medium reheating by relativistic jets
星系喷流是重新加热星系团内部介质的强大能量源。它们在宇宙之谜中的关键作用是由观测激发的，已经通过大量的数值模拟建立起来，这些模拟忽略了这些喷流的相对论性质。我们提出了第一个相对论模拟非常长期的现实银河系喷流的演变。出乎意料的是，我们的结果显示没有浮力气泡，但大茧区与所观察到的X射线腔兼容。再加热比以前的方案更有效，更快，它是由喷流驱动的冲击波产生的，它存活了几百万年。因此，由强大的相对论喷流产生的星团中的X射线空洞将在极长的时间内被微弱的冲击所限制，其检测可能是一个观测挑战。
2011-10-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
A semi-analytic model of the turbulent multi-phase interstellar medium
我们提出了一个半解析模型的星际介质，认为当地的过程和结构的湍流恒星形成气体。一个体积元素的星际介质被描述为一个多相系统，包括一个冷的和一个温暖的气体相在有效的（热加湍流）压力平衡，和恒星组件。由于湍流对气相的形状、分子氢的产生和恒星的形成有着至关重要的影响，因此对湍流能量--未解决运动的动能--的一致处理是我们模型的一个重要的新特征。除了超新星和冷却不稳定性产生的湍流外，我们还考虑了大尺度运动的强迫。我们制定了一套常微分方程，统计描述恒星的形成和不同的预算之间的质量和能量的交换在一个区域的星际介质与给定的平均密度，大小，金属丰度和外部湍流强迫。通过探索解的行为，我们发现了平衡态，在平衡态中恒星形成效率与观测结果一致。Kennicutt-Schmidt关系自然产生于平衡解，而传统的恒星形成模型在数值模拟中将这种关系与观测到的效率参数作为唯象校准。除了半解析的方法，一个潜在的应用是一个完整的亚网格尺度模型的未解决的多相结构，恒星的形成和湍流的模拟星系或宇宙学模拟。本文中提出的公式结合了专注于特定过程的各种模型，但可以用于特定应用，这取决于解析长度尺度的范围。
2011-09-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the relation between turbulent velocity and density fluctuations in the stratified intracluster medium
团内介质（ICM）的动力学过程受到星系团合并、吸积和活动星系核反馈等过程驱动的湍流的影响。X射线表面亮度波动已经被用来限制星系团中的湍流。在这里，我们使用模拟进一步研究气体密度和湍流速度波动之间的关系，重点是ICM的分层的效果。在这项工作中，我们通过分析一个用宇宙学程序ENZO模拟的星系团样本来研究由分级吸积驱动的湍流。我们使用固定尺度的滤波方法来分离层流和湍流。在动态扰动的星系团中，我们发现了密度和速度波动的均方根之间的关系，尽管与以前报道的斜率不同。Richardson数是一个参数，代表湍流和浮力之间的比例，我们发现，这个变量有很强的依赖于过滤尺度。然而，我们无法检测到理查森数和对数密度波动之间的任何强关系，最近和更理想化的模拟结果相反。特别是，我们发现一个强大的影响，径向吸积，这似乎是气体波动的主要驱动程序。普遍存在的径向偏差的动态ICM表明，均匀性和各向同性并不总是有效的假设，即使湍流谱遵循柯尔莫哥洛夫的标度。最后，我们发现速度和密度谱的斜率是独立的集群中心半径。
2021-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray Spectroscopy of the Core of the Perseus Cluster with Suzaku: Elemental Abundances in the Intracluster Medium
本文介绍了朱雀星对英仙座星团中心区域的观测结果。使用X射线成像光谱仪进行深度曝光，可从团内介质中获得高质量的X射线光谱。首次在团簇中发现了类氦Cr和Mn的X射线谱线。此外，在离团簇中心10'（或220 kpc）范围内，还精确地测量了Ne、Mg、Si、S、Ar、Ca、Fe和Ni的元素丰度。发现相对丰度比在太阳值的0.8-1.5倍的范围内。这些丰度比与以前的测量，在银河系中的极端贫金属恒星，和理论模型进行比较。
2009-09-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Sturm und Drang: Supernova-Driven Turbulence, Magnetic Fields, and Cosmic Rays in the Chaotic Starburst Interstellar Medium
致密星暴区频繁的超新星爆发是这些区域星际介质（ISM）的主要形成者。在大多数的恒星爆发中，超新星遗迹爆炸打开了一个充满区域的热相，并发射了超级风。密度更大的恒星爆发压力过大，无法形成热风，但超新星仍然搅动着ISM。我认为，超新星的权力无处不在的动荡，通过每一个星暴ISM阶段，包括热风，和波动发电机放大磁场，直到他们在均分与动荡。超新星可以驱动湍流，在热风中的速度约为1000 km/s，在冷分子气体中的速度约为20 km/s，这取决于外部尺度。我预测银河系中心星暴的磁场强度为70 μ G，M82和NGC 253为300 μ G，Arp 220的原子核为2 mG。平均磁场强度在分子气体中比在热风中强几倍，但在星暴中并不随密度而强烈变化。我解释了超新星驱动的湍流的主导地位，导致近星爆ISM组件之间的均分。我也认为宇宙射线（CR）扩散的恒星爆发的影响。大量的能量级联到小尺度上可以非常有效地限制CR在星爆中，以至于CR的传输主要是由气体流动而不是通过气体扩散。此外，我还讨论了湍流对X射线线宽，远红外无线电相关性，观测到的无线电偏振，法拉第旋转措施的影响。最后，我讨论了许多问题提出的物理学湍流在星爆。
2013-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
Cooling rate and turbulence in the intracluster medium of the cool-core cluster Abell 2667
该研究分析冷却核星系团Abell 2667的ICM热X射线辐射，结合多望远镜数据探测低温气体并估算冷却速率与湍流展宽上限，发现其与低红移冷却核星系团相似，大湍流上限暗示显著ICM加热可能抑制冷却。
2025-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Plasma 2020 - Intracluster Medium Plasmas
星系团是宇宙等级结构形成的最大、最有质量的束缚天体。重子占质量的10%多一点，大约90%的重子物质分布在整个星系团中，是热的（$T>1$ keV）、高$β$、非常弱的碰撞等离子体，即所谓的“星系团内介质”（ICM）。星系团合并、近距离引力相遇和吸积，以及来自星系的强烈反馈和来自活动星系核的相对论喷流，驱动了ICM内的风、重力波、湍流和冲击。这些动力学反过来又会产生星系团规模的磁场，加速和调节高能带电粒子的传输。动力学尺度的集体等离子体过程定义了这些ICM现象的基本特征和基本特征，这些现象主要由X射线和射电天文学家观察到。
2019-03-20 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.plasm-ph
The Co-Evolution of a Magnetized Intracluster Medium and Hot Galactic Coronae: Magnetic Field Amplification and Turbulence Generation
利用自适应网格磁流体动力学模拟方法研究了磁场对星系团内介质（ICM）冲压压力剥离的影响。虽然典型星系团中的磁压不足以影响星系的气体质量损失率，但磁场可以影响剥离星系的形态。ICM磁场覆盖在轨道星系周围，并与它们剥离的尾巴对齐。磁场抑制了星系-ICM界面的剪切不稳定性，磁化尾比Vijayaraghavan和Ricker（2015）中可比的流体动力学模拟中的尾更光滑和更窄。轨道星系拉伸和放大ICM磁场，放大$10 - 100$ kpc尺度的磁功率谱。Galerkin通过其湍流尾流和$g$ -波向ICM注入湍流动能。ICM中的磁能和动能增加到演化的$1.5 - 2$ Gyr，之后星系被剥离了大部分气体，并且没有足够大的气体横截面来进一步放大磁场和注入湍流动能。由于星系剥离和产生$g$ -波的湍流压力的增加导致ICM的湍流体积分数的增加。这种湍流动能对整个ICM能量预算不是显著贡献者，但极大地影响ICM磁场的演变。此外，星系对磁场的影响可以在高分辨率法拉第旋转测量（RM）地图中观察到RM结构中的小尺度波动。
2017-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Toomre-like stability criterion for the clumpy and turbulent interstellar medium
我们探讨了块状和湍流气体盘的重力不稳定性，同时考虑到在巨分子云（GMC）和HI中观察到的拉尔森型标度律以及更一般的标度关系。这个自由度是特别感兴趣的，鉴于即将到来的高Z ISM调查，因此是潜在的重要了解在星系演化的各个时期的湍流的动力学效应。我们的分析表明，湍流对盘的引力不稳定性有很深的影响。它激发了丰富多样的稳定机制，其中一些没有经典的对应。在其他诊断中，我们提供了两个有用的工具，为观察者和模拟器：（1）湍流的稳定性地图，它说明了我们的稳定性方案，并将其与星际湍流的现象学：GMC/HI观测，模拟和模型;（2）Toomre一样的稳定性标准，$Q\geq\bar{Q}$，适用于一大类cluidian/湍流盘。我们对GMC和冷HI湍流做出了具体的预测，并指出了我们的分析对高Z星系调查的影响。
2010-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
