Deep Chandra Observations of Edges and Bubbles in the NGC 5846 Galaxy Group
我们使用一个组合的120 KS钱德拉曝光分析X射线边缘产生的非流体静力学气体运动（晃动）从星系碰撞，和空腔活动星系核活动形成的。在NGC 5846的X射线表面亮度分布的螺旋形态和多个冷锋边缘中可以看到气体晃动的证据，而温度图中缺乏螺旋结构表明扰动相互作用不在天空平面内。边缘的密度和光谱模型表明，冷锋中气体的相对运动至多是跨音速的。活动星系核活动的证据可以在0.6千秒差距的两个内部气泡中看到，充满了5 GHz和1.5 GHz的射电等离子体，并与Halpha发射相一致，以及在NGC 5846核以西5.2千秒差距的鬼气泡中看到。内部（幽灵）气泡的爆发能量和年龄分别为~10^{55}尔格和~2 Myr（~ 5 x 10^{55}尔格和12 Myr），这意味着活动星系核的占空比为10 Myr。内泡边缘有9个结，其0.5-2 keV的X射线总光度为0.3 × 10 ^{40}尔格，比周围边缘小2-3倍，0.7 keV的平均温度与边缘的温度无法区分。我们认为，结可能是短暂的云加热最近通过的冲击从最后一次活动星系核爆发。我们还观测到了一个cE星系NGC 5846 A在一个0.5 kpc长（约10^5太阳能）的热气尾中的气体剥离，因为它落向NGC 5846。
2011-08-26 astro-ph.CO
Gas Sloshing and Bubbles in the Galaxy Group NGC 5098
我们目前的结果，从钱德拉观测的星系对和相关的星系群NGC5098，并找到气体晃动和AGN加热的证据。X射线亮度图像显示了以NGC 5098a为中心的螺旋结构的漫射发射，以及大约30 kpc的大部分星系周围的漫射发射的尖锐边缘。X射线表面亮度和温度图中的螺旋结构，冷气体峰值与活动星系核中心之间的偏移，以及冷锋边缘的结构都表明核心中有气体晃动。最有可能的扰动者是附近的星系NGC 5098b，它已经被剥夺了气态大气。核心的详细图像显示了几个X射线空洞，其中两个位于活动星系核中心的北部和东南部，与无线电发射相关，并有明亮的X射线边缘，类似于其他系统的ICM中看到的浮力气泡。我们估计的压力，在泡沫和轮辋，并表明他们是大致相等的，与这些年轻的功能一致，建议他们靠近中央活动星系核。我们假设核心中的其他X射线空洞与现有的射电观测结果没有相关性，是以前活动星系核爆发的鬼腔。对膨胀空腔所需的机械能的估计表明，它足以抵消1500万年的气体辐射冷却。因此，对于一个典型的10^7年的循环时间，活动星系核中心的能量输出足以在长时间尺度上平衡冷却。
2009-07-06 astro-ph.CO
Hot gaseous atmospheres in galaxy groups and clusters are both heated and cooled by X-ray cavities
在许多星系群和星系团的热气体大气中观察到的膨胀X射线空腔产生的冲击波和湍流是避免未观察到的无约束辐射冷却流所需的主要加热机制。然而，我们在这里表明，浮力腔的演变也刺激了可观测质量的低温气体的辐射冷却。在其早期的演变过程中，辐射冷却发生在两个位置的浮力腔的尾流：在薄的径向细丝平行于浮力速度和更广泛地在气体压缩下上升腔。来自这些持续压缩的辐射从热气体中去除了熵。经历最大熵损失的气体首先冷却，然后是熵损失逐渐减少的气体。大多数冷却发生在晚期，$\sim 10^8-10^9$年，在X射线腔破裂并且不可能检测到之后很久。在这些晚期，密度稍大的低熵气体缓慢地下沉到热大气的中心，在那里它间歇性地冷却，在星团中心附近形成云。在NGC5044星系群的大气层中，单腔能量$10^{57}-10^{58}$尔格产生了$10^8 - 10^9$ $M_{\odot}$的冷却气体，超过了目前在该星系群中观测到的扩展分子气体的质量。我们计算的冷却气体云与最近用ALMA在NGC 5044中观察到的分子云有许多共同的属性：自引力未束缚，无尘，在群中心周围几kpc内准随机分布。
2015-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Parsec-scale Imaging of the Radio-bubble Seyfert galaxy NGC 6764
我们用甚长基线天线阵在1.6和4.9 GHz对复合活动星系核-星暴星系NGC 6764进行了观测。这些观测发现了一个“核心喷流”结构和一个可能的弱反喷流分量在1.6 GHz。核心和喷流（1.6-4.9 GHz）光谱指数的上限分别为0.6和0.3。再加上核心区域约10^7 K的高亮度温度，射电辐射似乎来自同步加速器喷流。在25度角的位置上，秒差距尺度的喷流似乎正紧密地指向NGC 6764中南部kpc尺度气泡的西部边缘。秒差距和次千秒差距尺度的辐射之间的真正联系不仅表明存在弯曲喷流，而且还表明活动星系核喷流和NGC 6764中的射电泡之间存在密切联系。我们表明，旋进射流模型可以解释从秒差距到次千秒差距尺度的无线电形态，射流速度和方向的模型最佳拟合参数是完全符合所观察到的喷流对喷流表面亮度比。然而，喷流似乎在数百秒差距的尺度上被破坏，可能是由于与星际介质气体的相互作用和夹带，随后导致气泡的形成。NGC 6764中的喷流能量学表明，膨胀（南部）气泡需要1200万~ 2100万年。这个时间尺度大致对应于大约1500 - 5000万年前在NGC 6764中发生的星暴事件，并且可能表明喷流形成和该星系中的星暴活动之间存在密切联系。
2010-11-05 astro-ph.CO
Bubble, Bubble, Flow and Hubble: Large Scale Galaxy Flow from Cosmological Bubble Collisions
本文研究了Coleman-de Luccia泡碰撞宇宙学中的大尺度结构。在一组受控的近似，我们计算的影响，从内部看到的泡沫已经经历了这样的碰撞星系运动。我们发现，一般气泡碰撞导致相干的大规模流动的星系在我们的天空的某些部分，其细节取决于碰撞的初始条件和红移的星系的问题。在其他参数保持不变的情况下，随着泡沫内部膨胀量的增加，这种影响会减弱，但可以产生可测量的流动，超过解决平坦性和视界问题所需的Efolds数量。
2010-06-08 astro-ph.CO gr-qc hep-th
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
Precessing jets and X-ray bubbles from NGC1275 (3C84) in the Perseus galaxy cluster: a view from 3D numerical simulations
英仙座星系团在X射线中呈现出多对错位的空洞，在射电波长上也有千秒差距尺度的扭曲喷流;这两种形态都表明活动星系核喷流是受岁差影响的。在这项工作中，我们进行了3D流体动力学模拟的进动AGN喷流和温暖的团内介质等离子体之间的相互作用，动力学耦合到NFW暗物质引力势。活动星系核的喷流使空洞膨胀，空洞变得非常不稳定，并从星系团核心升起。我们发现，在某些情况下，岁差可以产生多对泡沫。对于英仙座星系团的物理条件，在喷流进动张开角> 40度的情况下，获得了多对气泡，至少作用了三个进动周期，很好地再现了射电和X射线图。在此基础上，假设Bardeen-Peterson效应占主导地位，我们研究了该系统的进动张开角的演化。我们能够限制吸积盘和黑洞角动量之间的比值为0.7 - 1.4。我们还能够将目前的岁差角限制在30 - 40度，以及膨胀气泡的近似年龄为1亿至1亿5千万年。
2010-03-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
An examination of magnetized outflows from active galactic nuclei in galaxy clusters
我们提出了一个孤立的星系团，包括注入的动能，热能和磁能通过中央活动星系核（AGN）的三维自适应网格细化MHD模拟，以研究和评估的作用，AGN可能发挥在生产所观察到的集群范围的磁场。使用FLASH 3.3中的MHD求解器，我们比较了活动星系核演化的几种亚分辨率方法，特别关注大规模喷流和气泡模型。我们研究磁化外流的吸积历史的黑洞和集群的热力学性质的影响，讨论各种模型的磁化集群介质的能力，并评估这些模型的敏感性，其潜在的亚网格参数。我们发现，磁化射流为基础的模型遭受严重减少吸积率相比，水动力射流，然而，气泡模型基本上不受影响。虽然喷流和零星放置的气泡都很难再现观测到的集群磁场的强度和拓扑结构，但基于中心定位气泡的模型最接近观测结果。最后，而喷流模型是相对不敏感的变化，在他们的亚网格参数，吸积率和平均磁场产生的气泡变化多达一个数量级取决于网格分辨率和吸积强度。
2011-10-18 astro-ph.CO
Arithmetic with X-ray images of galaxy clusters: effective equation of state for small-scale perturbations in the ICM
我们讨论了一种新的技术，操纵X射线图像的星系团，揭示小尺度的密度/温度扰动的性质在团内介质（ICM）。正如我们所示，这种技术可以用来区分声波和等压扰动钱德拉英仙座和M87/室女星系团的图像。操纵的图像与无线电数据和详细的频谱分析结果的比较表明，这种方法成功地分类的扰动类型，并有助于揭示其性质。对于M87和英仙座星系团的中心区域（5-100 kpc），这种分析表明，观测到的图像主要是由等压扰动，其次是由相对论等离子体气泡和弱激波引起的扰动。这样的层次结构在“慢”活动星系核反馈的情况下得到了最好的解释，当中心黑洞输出的大部分机械能被气泡焓捕获时，气泡焓在气泡的浮力上升过程中逐渐释放。“图像算法”最适合突出的结构和具有良好统计数据的数据集，可视化给定有效状态方程的扰动。同样的方法可以通过对不同能带的X射线图像中表面亮度波动的交叉谱分析来扩展到微弱的扰动。
2016-05-29 astro-ph.CO
Gravitational Lensing Effects by Galaxy Clusters on Ionised Bubble Size Distribution during the Epoch of Reionisation
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文学与空间科学学院）；Key Laboratory of Space Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台空间天文与技术重点实验室）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology（射电天文与技术国家重点实验室）
研究通过模拟星系团引力透镜效应，发现其显著增加再电离时期离子化气泡中大尺寸气泡数量，需在SKA时代考虑其系统误差。
2026-07-23 astro-ph.CO
Isotropic AGN Heating with Small Radio Quiet Bubbles in the NGC 5044 Group
钱德拉天文台对X射线明亮星系群NGC 5044的观测表明，最近来自活动星系核中心的爆发以及中心主导星系相对于星系群气体的运动强烈扰动了X射线发射气体。NGC 5044星系群拥有许多小型的射电宁静腔，它们具有近乎各向同性的分布、冷灯丝、半圆形冷锋和双臂螺旋形的冷气体特征。NGC5044在610 MHz的GMRT观测表明存在着“环形”形态的扩展射电辐射。最大的X射线细丝似乎穿过射电环面，这表明细丝内的低熵气体是从集团中心升起的物质。在235 MHz的无线电发射比在610 MHz的发射更广泛，两个频率之间几乎没有重叠。235 MHz辐射的一个分量穿过最大的X射线腔，然后在冷锋后面偏转。在冷锋之外的235 MHz处也检测到第二个分离的无线电波瓣。在NGC5044中心的所有较小的X射线空洞在GMRT观测中都没有被发现。由于较小的气泡可能不再是由中心活动星系核驱动的动量，它们的运动将受到群体“天气”的影响，因为它们会被迫向外上升。因此，小气泡内的大部分焓可能会沉积在群中心附近，并被群天气各向同性化。较小的无线电静腔的总机械功率为$P_c = 9.2 \times 10^{41}$ erg s $^{-1}$，这足以抑制中心10千秒差距内总辐射冷却的大约一半。这与该区域内H $α$发射的存在一致，这表明至少一些气体能够冷却。
2009-08-14 astro-ph.CO
Fossil Galaxy Groups -- Ideal Laboratories for Studying the Effects of AGN Heating
我们提出了第一个样本的化石星系群与预先存在的钱德拉和/或XMM-牛顿X射线观测和新的或即将到来的低频GMRT数据-RXJ1416.4 + 2315（z = 0.137）。化石星系群是研究反馈机制和能量注入如何影响IGM的理想实验室，因为由于缺乏最近的合并活动，我们预计IGM相对原始，只受集团中发生的任何AGN活动的影响。我们的钱德拉X射线观测揭示了类似于活动星系核膨胀气泡的特征，而我们的GMRT无线电数据显示了来自中央活动星系核的扩展发射的证据，这些发射可能正在填充气泡。这使我们能够估计中央活动星系核所做的工作，限制能量注入的速率，并讨论填充气泡的等离子体的性质。
2009-09-01 astro-ph.CO
The Multi-Epoch Jet Outbursts in Abell 496: synchrotron ageing and buoyant X-ray cavities draped by warm gas filaments
本研究通过多波段观测揭示了Abell 496星系团中心射电星系与周围热气体的相互作用，发现三期喷流活动、两代X射线空腔及暖气体纤维对ICM冷却的刺激，并解释了未检测到射电迷你晕的现象。
2024-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
A diffuse bubble-like radio-halo source MRC 0116+111: imprint of AGN feedback in a low-mass cluster of galaxies
我们提出了详细的观测MRC 0116+111，揭示了一个明亮的，迷你无线电晕的直径约240千秒差距位于中心的星系团在红移z = 0.131。我们的光学和多波长GMRT和VLA射电观测揭示了一个非常不寻常的射电源：显示了一对巨大的（直径约100 kpc）气泡状漫射结构，这比在M87中观察到的类似扩展射电发射大三倍-M87是室女星系团中占主导地位的中央射电星系。然而，在MRC 0116+111中，我们没有探测到任何正在进行的活动星系核（AGN）活动，例如致密的核心或活跃的射电喷流为等离子体气泡提供能量。射电发射相对论粒子和磁场很可能是由一对起源于中央cD星系活动星系核的射电喷流在过去播下的种子。位于离星团中心约100千秒差距的西北方气泡的高频无线电频谱非常陡峭，表明辐射损失，可能是因为已经分离，它正在迅速上升并远离假定的热星团内介质。另一个气泡，更接近星团中心，显示出正在进行的粒子再加速的迹象。我们估计，使这两个气泡膨胀的射电喷流也可能向星团内介质提供了足够的能量，以创造一个巨大的空腔和激波阵面系统，并从活动星系核中驱动大量外流，这可能会抵消甚至淬灭冷却流。因此，这个来源提供了一个很好的机会，了解在热集群大气中的无线电射流膨胀等离子体气泡的能量和动力学演化。
2009-07-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Simulations of the dynamics of magnetised jets and cosmic rays in galaxy clusters
星系团中心活动星系核的反馈过程似乎阻止了大规模的冷却流，阻碍了恒星的形成。然而，详细的加热机制仍然不确定。一个有希望的加热方案是利用流动的宇宙射线（CR）产生的阿尔文波的耗散。为了研究这一想法，我们使用三维磁流体动力学模拟与AREPO代码，遵循的演变，充满了CRs在湍流集群大气中的喷气充气气泡。我们发现，一个单一的注射事件产生的CR分布和加热速率所需的一个成功的CR加热模型。随着气泡的急剧上升，聚集的磁场会围绕在前沿界面上，并被放大到平衡冲压压力的强度。与气泡中的螺旋磁场一起，这最初限制了CR并抑制了界面不稳定性的形成。但随着气泡继续上升，气泡尺度的漩涡显着放大径向磁丝在其尾流，并使CR运输从气泡到冷却内集群介质。通过改变射流参数，我们获得了丰富多样的射流和气泡形态，从Fanaroff-Riley I型（FRI）到FRII型射流。我们确定喷流能量作为领先的序参量（保持周围的密度分布固定），而喷流光度是主要负责设置的马赫数的冲击周围FRII类源。我们的模拟还产生了类似FRI的喷流，这些喷流在没有可检测到的冲击的情况下膨胀气泡，并显示出与集群观察一致的形态。
2020-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Close entrainment of massive molecular gas flows by radio bubbles in the central galaxy of Abell 1795
我们提出了新的ALMA观测跟踪的形态和速度结构的分子气体在星系团阿贝尔1795的中央星系。分子气体存在于两个细丝中，从原子核向N和S延伸5 - 7 kpc，并完全围绕两个内部射电泡的外边缘突出。由活动星系核中心发射的射电喷流将充满相对论等离子体的气泡膨胀到中心星系周围的热大气中。N丝的速度梯度沿其长度方向逐渐增大，从中心星系的系统速度到最远的周围星系的平均速度-370 km/s。S暗条也有类似的平滑但较浅的速度梯度，似乎在恒星形成的爆发中部分坍缩。与射电瓣的紧密空间联系，以及有序的速度梯度和窄的速度色散，表明分子丝是由膨胀的射电泡夹带的气流。假设有银河系的$X_{\mathrm{CO}}$因子，总的分子气体质量是$3.2\pm0.2\times10^{9}$ M $_{\odot}$。超过一半位于N射电泡上方。提升分子云似乎需要在分子气体和射电泡之间进行不可行的有效耦合。所需的能量也超过了N射电泡的机械能的两倍。受激反馈，即射电泡提升低熵X射线气体，使其变得热不稳定并在原位迅速冷却，提供了一个合理的模型。需要多代的射电气泡才能提升这些大量的气体。这种紧密的形态关联表明，冷气要么塑造了新膨胀的气泡，要么在它们膨胀时被推到一边并成形。
2017-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Ten Billion Solar Mass Outflow of Molecular Gas Launched by Radio Bubbles in the Abell 1835 Brightest Cluster Galaxy
我们报告ALMA早期科学观测阿贝尔1835年最亮的星系团（BCG）的CO（3-2）和CO（1-0）发射线。我们在BCG的10千秒差距内探测到5E 10太阳质量的分子气体。它的速度宽度约为130 km/s，半高宽太窄，不可能得到动压的支持。这些气体可能被支撑在一个旋转的、湍流的、几乎面向太阳的圆盘中，这个圆盘以每年100-180个太阳质量的速度形成恒星。大约1 E10太阳质量的分子气体投射到核的西北部和东部3-10 kpc，视线速度相对于系统速度在-250 km/s到+480 km/s之间。虽然不能排除流入，但随着半径的增加，速度梯度的增加与无线电喷流或快速上升的X射线空腔驱动的广泛的双极流出是一致的。分子外流可能与阿贝尔1835年的热气体外流有关。分子气体以每年大约200个太阳质量的速度流出BCG，这与其恒星形成速率相当。射电泡如何在上升气流中提升稠密的分子气体，有多少气体会损失到BCG中，有多少气体会返回到未来的恒星形成和活动星系核活动中，这些都知之甚少。我们的研究结果意味着，无线电-机械（无线电模式）反馈不仅加热了椭圆星系和BCGs周围的热大气，而且能够将更高密度的分子气体从它们的中心扫走。
2013-08-30 astro-ph.CO
Inflating a chain of x-ray deficient bubbles by a single jet activity episode
我们表明，一个连续的射流与时间无关的发射性能可以膨胀链的密切和重叠的X射线缺陷气泡。使用数值程序PLUTO，我们运行2.5D（即球坐标系与圆柱对称）流体动力学模拟和研究的射流与集群内介质（ICM）的相互作用。一个关键的过程是由于几种机制，包括涡脱落和开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性的涡破碎。我们的结果可以解释在星系团Hydra A中观察到的两个相对的紧密气泡链的结构。我们的研究结果意味着，存在多对泡沫并不一定意味着几个喷气发射插曲。这一发现可能对喷气式飞机的反馈机制有影响。
2012-07-03 astro-ph.CO
How merger-driven gas motions in galaxy clusters can turn AGN bubbles into radio relics
星系团中的射电遗迹是宇宙射线电子在$μ$ G磁场中产生的扩展同步辐射源。许多遗迹被发现在集群的外围，并有集群为中心，狭窄的弧形形状，这表明电子被加速或再加速的合并冲击波前向外传播的集群内等离子体。在X射线中，一些遗迹确实在遗迹所在的位置显示出这种冲击，但许多遗迹没有。我们探讨的可能性，无线电遗迹痕迹不是冲击波的前锋，但种子相对论电子的基本分布的形状，照亮了最近的冲击通道。我们使用磁流体动力学模拟集群合并，包括从中央活动星系核或从一个偏离中心的射电星系喷射注入的相对论电子气泡。我们发现，合并驱动的气体运动（a）可以平流的气泡宇宙射线非常大的半径，和（b）传播的相对论种子电子优先在切向方向-沿引力等势面-生产扩展，非连续性或片状区域的团内等离子体富含老化宇宙射线，这类似于无线电遗迹。一旦激波阵面穿过这样的区域，尖锐的射电辐射边缘将追踪这些富集区的尖锐边界，而不是前锋。我们还表明，这些拉长的宇宙射线的功能是自然与磁场沿其长轴切向拉伸，这可能有助于解释文物的高极化。
2021-05-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Dark ages reionization & galaxy formation simulation XII: Bubbles at dawn
直接探测电离氢（HII）区域已被认为是宇宙再电离的一种有前途的探测方法。观测来自再电离时代（EoR）的氢的红移21厘米信号是新一代低频无线电干涉仪背后的关键科学驱动力。我们调查的可行性相结合的低频观测与平方公里阵列和近红外测量数据的宽视场红外巡天望远镜探测宇宙再电离成像HII气泡周围的大质量星系在宇宙黎明。虽然个别气泡将太小，无法检测到，我们发现，通过堆叠红移21厘米光谱集中在已知的星系，它将有可能直接检测到EoR在$z \sim 9-12$，并放置定性约束的星系际介质（IGM）的自旋温度的演变在$z \geq 9$。特别地，给定使用该技术检测电离气泡，可以确定它们周围的IGM通常是吸收还是发射。由于HII区域的平均尺寸的简并性，使用这种方法确定IGM的全局平均中性分数将被证明是更加困难的。
2017-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Sunyaev-Zel'dovich effect due to hyper-starburst galaxy winds
我们构造了一个简单的球形爆炸波模型来估计超星暴星系周围星系际介质的压力结构，并认为与恒星形成星系风相互作用的影响在早期可能近似于一个膨胀的自相似“气泡”，如Weaver等人（1977）和Ostriker & McKee（1988）所描述的。这个模型被用来对冲击气泡等离子体中的热Sunyaev-Zel'dovich效应进行观测预测。辐射冷却损失进行了探讨，它被发现，韧致辐射将限制时代的绝热膨胀到$10^7$- $10^8$年：相当于总超星爆寿命。首次Sunyaev-Zel'dovich探测星系风气泡使用阿塔卡马大型毫米阵列的前景进行检查，一些活跃的超恒星暴来源的文献。
2010-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
All Curled Up: A Numerical Investigation of Shock-Bubble Interactions and the Role of Vortices in Heating Galaxy Clusters
来自星系团中心活动星系核的喷流使低密度相对论等离子体空腔膨胀，并将激波和声波驱动到星系团内介质中。当这些波溢出先前膨胀的空腔时，它们通过里希特迈尔-梅什科夫不稳定性形成差动旋转涡旋。在涡旋中捕获的能量的耗散可以有助于能量反馈到冷核心星团的大气中。使用一系列的流体动力学模拟，我们调查了这个过程的效率：我们计算的动能在涡流分解成其无旋和螺线管部分的速度场。与二维情况相比，三维Richtmyer-Meshkov不稳定性的效率约为2倍。对于弱激波，旋涡场中的能量为E_vortex ~ rho_ICM v_shock^2 V_bubble（与几何形状、密度差和激波宽度有关）。对于强激波，涡旋变得动态不稳定，通过湍流级联迅速耗散其能量。我们得到了一些诊断的观察和实验室实验的激波-气泡相互作用，如激波-涡的间距，它可以用来推导出较低的限制马赫数。旋涡场的差动旋转导致粘性耗散，对于合理的涡流参数范围，粘性耗散足以有效地对团簇冷却作出反应并耗散团簇冷却半径内的涡流能量。对于足够大的填充因子（几个百分点或更大的数量级），这一过程可能会对星系团中的活动星系核反馈产生重大影响。
2012-02-01 astro-ph.CO physics.flu-dyn
RAD@home citizen science discovery of an AGN spewing a large unipolar radio bubble onto its merging companion galaxy
活动星系核在星系合并过程中的反馈是解释黑洞-星系协同演化的最受欢迎的模型。然而，活动星系核驱动的喷流/风/辐射如何与合并星系的气体相结合，导致正反馈，瞬间增强恒星形成，随后是负反馈，恒星形成下降，人们对此知之甚少。只有少数情况下是已知的喷流和伴星星系的相互作用导致轻微的离轴扭曲的喷流和增强恒星形成的气体丰富的小同伴。在这里，我们简要地报告一个非凡的情况下，RAD 12，发现RAD@home公民科学合作实验室，其中第一次显示出对称反射的无线电射流驱动的气泡~137 kpc的碰撞后，传入的星系，这不是一个富含气体的小，但在一个主要的合并气体贫乏的早型星系。令人惊讶的是，既没有正反馈，也没有任何无线电波瓣的反喷流侧，如果有的话，被检测到。令人困惑的是，RAD 12是一个真正的单侧喷流，还是一个在合并过程中被激波捕获、压缩和重新加速的射电瓣。这是RAD 12的首次成像研究，采用GMRT、存档MeerKAT无线电数据和CFHT光学数据进行随访。
2022-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Galaxy Protoclusters as Drivers of Cosmic Reionization: I. Bubble Overlap at Redshift z ~ 7 in LAGER-z7OD1
University of California Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Goddard Space Flight Center（戈达德太空飞行中心）；The University of Tokyo（东京大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究研究所）；CNRS, Institut d'Astrophysique de Paris（法国国家科学研究中心，巴黎天体物理研究所）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）
研究通过JWST观测红移z ~ 7原团LAGER-z7OD1中的LAEs，揭示电离气泡重叠现象，表明再电离过程加速。
2025-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Metal-rich trailing outflows uplifted by AGN bubbles in galaxy clusters
最近钱德拉X射线观测许多星系团发现的证据，热金属丰富的外流优先与大尺度轴的X射线腔与典型的外流质量周围的$10^{9} $ - $10^{10} M_{\odot}$。在这里，我们进行了一套三个流体动力学模拟研究活动星系核喷流是否可以驱动这些富含金属的外流在一个代表性的集群。通过使用示踪变量和虚拟粒子的方法，并另外以下的气体金属丰度的演变，我们表明，富金属气体最初位于中心区域确实可以被抬升的AGN气泡大的距离，在流体力学中称为达尔文漂移的现象，并形成一个附加的拖尾流出延伸超过$100$ kpc的气泡后面。在第一个$100$ Myr期间，夹带在尾流中的气体完全流出，平均流出速率接近$100M_{\odot}$ /年，在以后的时间里，由于重力，越来越多的下部气体流回星团中心。流出质量上升到约$10^{10} M_{\odot}$，夹带的铁质量约为$10^{6} - 10^{7}M_{\odot}$，与漂移模型的观测和预测一致。在我们的模拟结束时（活动星系核事件后的$\sim 800$ Myr），几个$10^{9}M_{\odot}$的隆起的高金属丰度气体仍然保持在大的高度，可能有助于丰富的散装ICM和扩大中央金属丰度峰观察到冷核心集群。
2018-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Incidence of Large Ionized Bubbles at Redshift 13
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
利用JWST紫外光度函数建模z≈13处星系驱动电离气泡的出现率，以Witstok等人报告的Lyα源为基准，计算共动半径≥2.5 cMpc区域的天空面密度，发现该尺度气泡在标准模型中合理，但特定源可能需要异常电离效率或非恒星贡献。
2026-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Crucial Factors for Lyα Transmission in the Reionizing Intergalactic Medium: Infall Motion, HII Bubble Size, and Self-shielded Systems
利用CoDa II模拟方法，研究了星系际介质（IGM）再电离过程中的Ly $α$ transmittance.在$z>6$，一个没有活动星系核的典型星系，由于周围IGM的密度过高，无法在其周围形成邻近区。IGM中的引力下落运动使得共振吸收延伸到Ly $α$的红边，抑制了传输，直到大约星系的圆速度。在某些视线中，邻近星系中超新星产生的光学薄斑点会导致峰值特征，这可能会被误认为是蓝色峰值。共振吸收的红色，阻尼翼不透明度与全球IGM中性分数和源星系的UV星等相关。较亮的星系往往具有较低的不透明度，因为它们往往位于较大的HII区域，而周围的IGM传输较红的光子，由于更强的入射速度，这些光子不易受到衰减的影响。HII区域是高度非球形的，导致视线到视线和星系到星系的不透明度变化。此外，HII区域内的自屏蔽系统强烈衰减某些视线的发射。所有这些因素都增加了透射率的变化，需要较大的样本量来限制平均透射率。在较高的红移暗星系的变化最大。68%的透射率范围与$M_{\rm UV}\ge-21$在$z\ge7$的星系的中值相似或更大，这意味着需要一百多个星系才能测量10%的透射率精度。
2021-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
