Density Profile of a Cool Core of Galaxy Clusters
本文研究了一个星系团内冷核的密度分布，该星系团最初处于维里平衡态，然后经历辐射冷却。初始气体剖面是在假设气体在NFW或King模型所给出的暗物质势内是流体静力学的情况下导出的，并且具有多变剖面。与暗物质相比，在计算中忽略了气体和星系质量对势能的贡献。然后计算了不同初始气体剖面的气体在其准流体静力冷却阶段的温度和密度分布，预计该阶段将持续~Gyr。结果表明，在准流体静力冷却阶段，当温度下降到1/3时，星系团中心的密度比初始的多方值增加了4-6倍，但核心的密度分布依赖于暗物质势。因此，在准流体静力学冷却气体的核心半径似乎是小于在初始多变气体。我们将冷核的密度分布与观测结果进行了比较，发现虽然初始密度在大核（>100 kpc）星系团的上限附近，很可能是松弛的，但冷却还不明显，但准流体静力冷却下的中心密度落在小核（<100 kpc）或冷核星系团的中高值之间。还发现，准流体静力学冷却气体的熵分布大致符合最佳拟合模型的接受样品具有低的中心熵;此外，在内核中的压力梯度是接近的REXCESS样品。计算的准流体静力冷却气体的X射线表面亮度与传统的双β模型的结果吻合较好，为双β模型应用于冷核团簇提供了物理基础。
2013-05-25 astro-ph.CO
Cool Core Clusters from Cosmological Simulations
我们提出的结果从一组宇宙学流体动力学模拟的星系团，旨在比较预测与观测数据之间的差异冷核（CC）和非冷核（NCC）集群。我们的模拟包括恒星和活动星系核反馈的影响，并基于改进版本的平滑粒子流体动力学代码GADGET-3，它改善了气体混合，更好地捕捉气体动力学不稳定性，包括一个合适的人工热扩散。在这封信中，我们集中我们的分析熵的配置文件，主要的诊断，我们用来分类的程度冷核心的集群，和铁配置文件。在保持与观察，我们的模拟集群显示各种行为的熵配置文件：它们的范围从稳步下降的档案在小半径，冷芯系统的特点，近平坦的核心等熵配置文件，非冷芯系统的特点。使用观测标准来区分这两类对象，我们发现它们在模拟和观测中的比例相似。此外，我们还发现模拟冷核团簇的铁丰度剖面比NCC团簇陡，这也与观测结果一致。我们表明，我们的模拟产生一个现实的冷核结构的集群人口的能力是由于活动星系核反馈和人工热扩散：他们的联合行动使我们能够自然地分配从超大质量黑洞提取的能量，并补偿低熵气体的辐射损失与短的冷却时间居住在集群核心。
2015-10-31 astro-ph.CO
Cool Core Bias in Sunyaev-Zel'dovich Galaxy Cluster Surveys
Sunyaev-Zeldovich（SZ）巡天通过测量星系团内气体的宇宙微波背景的逆康普顿散射发现了大质量星系团。从这样的调查团的选择功能，预计是几乎独立的红移和星系团天体物理学。在这项工作中，我们估计所观察到的SZ信号的中心峰值气体密度分布（冷芯）和无线电发射从最亮的星系团（BCG）通过创建模拟观察的样本集群，跨越了观察范围内的经典冷却速率和射电光度的影响。对于每个集群，我们模拟SZ观测南极望远镜和集群选择功能的特点，但注意到，我们的结果是广泛适用于其他SZ调查。我们发现，在z > 0.3时，包含冷核可以导致星团测量的SPT显著性在0.01% - 10%之间变化，随着冷核的尖度和星团天空上的角度大小而增加（即，减少红移，增加质量）。我们提供定量估计的SZ信号的偏差作为一个函数的气体密度cuspiness参数，红移，质量，和1.4 GHz的射电光度的中央活动星系核。基于这项工作，我们估计，对于凤凰星系团（已知最强的冷核之一），冷核的存在使SZ显著性偏高~ 6%。在冷核星系团中心的射电星系的普遍存在将在不同程度上抵消冷核的偏见。
2015-01-19 astro-ph.CO
Abundance profiles and cool cores in galaxy groups
利用二维XMM-牛顿星系群巡天（2dXGS）的数据，我们研究了冷核（CC）和非冷核（NCC）星系群的丰度分布特性。在我们的样本中的10个NCC系统代表了一个人口，迄今为止，在组制度研究得很差。将丰度曲线拟合为对数半径的线性函数，我们发现冷核（CC）系统中的丰度梯度很陡，斜率为-0.54+/-0.07。相比之下，非冷核（NCC）组具有与均匀金属丰度一致的轮廓。许多CC组显示出中央丰度下降或高原，我们发现的核心丰度梯度和最亮的组星系（BGG）在CC系统的1.4 GHz的无线电功率之间的关系的证据。这可能表明活动星系核驱动的混合在中心~0.1r_500的影响。由于具有必要无线电数据的样本小而多样，不可能辨别净接触人口群体中是否存在这种行为。NCC群缺乏强丰度梯度，加上它们缺乏冷核，以及增强子结构的证据，使我们倾向于将合并作为破坏冷核的机制，尽管我们不能排除由主要活动星系核爆发造成的破坏。鉴于隐含的时间尺度，在大多数NCC组中，破坏性事件一定发生在过去的几个Gyrs内。
2011-01-17 astro-ph.CO
The $\rm{Y_{SZ,Planck} - Y_{SZ,XMM}}$ scaling relation and its difference between cool-core and non-cool-core clusters
我们利用XMM-牛顿和普朗克的数据构造了一个70个团簇的样本，研究了$Y_{\rm SZ,Planck}-Y_{\rm SZ, XMM}$标度关系和冷核对该关系的影响。$Y_{\rm SZ,XMM}$是通过精确的反投影温度和电子数密度分布从XMM-牛顿计算。$Y_{\rm SZ,Planck}$是最新的普朗克数据，仅限于我们精确的X射线尺寸$θ_{\rm 500}$。为了研究冷核对$Y_{\rm SZ,Planck}-Y_{\rm SZ, XMM}$标度关系的影响，我们采用中心冷却时间极限和经典质量沉积速率两个判据来区分冷核团簇和非冷核团簇.我们还使用了其他文献中的$Y_{\rm SZ,Planck}$，这些文献是从不同的方法得到的，来证实我们的结果。$Y_{\rm SZ,Planck}-Y_{\rm SZ, XMM}$比例关系的截距和斜率为$A=-0.86 \pm 0.30$、$B=0.83 \pm 0.06$。固有散射为$σ_{\rm ins}= 0.14 \pm 0.03$。\mbox{$Y_{\rm SZ,Planck}/Y_{\rm SZ, XMM}$}的比例为$1.03 \pm 0.05$，与1完全一致。在观测中发现CCCs和NCCCs之间的$Y_{\rm SZ,Planck}-Y_{\rm SZ, XMM}$标度关系存在差异。它们独立于冷堆芯分类标准和$Y_{\rm …
2019-02-21 astro-ph.CO
Extreme AGN Feedback and Cool Core Destruction in the X-ray Luminous Galaxy Cluster MACS J1931.8-2634
我们报告了一个深，多波长的星系团MACS J1931.8-2634使用钱德拉X射线，斯巴鲁光学和VLA 1.4 GHz的无线电数据的研究。这个星团（z=0.352）拥有迄今为止发现的最明亮的X射线冷核之一，在中心50 kpc内的等效质量冷却速率约为700太阳质量/年。在MACSJ1931.8-2634的中央核心观察到的独特特征暗示了大量过去的活动，这些活动极大地破坏了原始的冷核心。我们观察到一个相对冷，密集，X射线发射气体连接到冷核心的螺旋，以及高度拉长的团内光（ICL）周围的cD星系。在活动星系核中心周围观测到了沿东西方向拉长的射电辐射，在空间上与X射线空腔一致。根据X射线和无线电发射估计，使这些“气泡”膨胀所需的功率输入在4到14 e45 erg/s之间，使其成为有史以来观测到的最强大的喷流之一。这种强烈的活动星系核爆发和冷核的整体运动的结合导致了两个X射线明亮的脊形成于活动星系核中心的北部和南部，距离大约25千秒差距。北脊具有典型的冷核的光谱特征，这与冷核被活动星系核和整体运动破坏后的残余是一致的。它也是H-α灯丝和年轻恒星的所在地。与此脊相关的X射线光谱冷却率约为165太阳质量/年，这与宽波段光学成像估计的恒星形成率（170太阳质量/年）一致。MACS J1931.8-2634似乎是在星团中观察到的最深刻的破坏性低熵核心之一，并提供了在分层结构形成的背景下冷核心生存能力的新…
2010-10-05 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
Simulating the Cooling Flow of Cool-Core Clusters
我们进行了高分辨率的自适应网格细化模拟的一个很酷的核心集群，解决了流量从Mpc规模下降到PC规模。我们（还）没有包括任何活动星系核的加热，而是专注于冷却，以了解气体如何到达星系团中心的超大质量黑洞（SMBH）。我们发现，随着气体冷却，集群开发一个非常平坦的温度分布，只在中央10-100 pc的集群进行冷却灾难。在该区域之外，流动是平滑的，没有局部冷却不稳定性，并且自然产生非常少的低温气体（低于几keV），与观测结果一致。星系团中心的气体冷却迅速形成一个薄的吸积盘。在活动星系核的中心产生的冷气体的数量迅速增长，直到对活动星系核加热速率的合理估计（假设即使是中等的吸积效率）将压倒冷却。我们认为，这自然会产生一个恒温器，它将100千秒差距的气体冷却与中央100千秒差距的冷气体吸积联系起来，可能会关闭冷却和加热之间的循环。各向同性热传导并不影响结果显着，但我们表明，包括最亮的星系团星系的势阱是必要的，以获得正确的结果。此外，我们发现，结果是敏感的分辨率，需要非常高的质量分辨率，正确地再现小过渡半径。
2011-12-12 astro-ph.CO
VLBI observations of Brightest Cluster Galaxies: are cooling and parsec scale morphology correlated?
本文对Abell星系团中的Brighenite星系团Galerkin（BCGs）的秒差距尺度特性进行了统计研究。这些数据显示了冷核团（双面秒差距尺度喷流）和非冷核团（单面秒差距尺度喷流）中BCGs之间可能存在的差异。我们认为，在冷的核心集群的双面形态可能是由于存在温和的相对论性喷流已经在质量尺度上放缓的结果，喷流与周围的致密介质的相互作用。
2009-10-27 astro-ph.CO
The fraction of cool-core clusters in X-ray vs. SZ samples using Chandra observations
利用{\em Chandra}观测数据，我们推导并比较了{ \em Planck}早期Sunyaev-Zel'dovich 164个团簇的$z \leq 0.35$样品和100个团簇的$z \leq 0.30$限流X射线样品中冷核团簇的比例。我们使用四个指标来识别冷核团簇：1）浓度参数：0.15 $r_{500}$内的积分发射率曲线与$r_{500}$内的积分发射率曲线的比值，以及2）40 kpc内的积分发射率曲线与400 kpc内的积分发射率曲线的比值，3）气体密度曲线的尖度：在0.04 $r_{500}$下测量的气体密度相对于半径的对数导数的负值，以及4）在0.01 $r_{500}$下测量的中心气体密度。我们发现，X射线选择的集群的样本，其特征在于由这些指标中的每一个，包含一个显着更大的比例的冷芯集群相比，SZ选择的集群的样本（使用浓度参数在0.15- 1.0 $r_{500}$范围内，44 $\pm$ 7对28 $\pm$ 4，61个$\pm$ 8%对36个$\pm$ 5%，使用40- 400 kpc范围内的浓度参数，64个$\pm$ 8%对38个$\pm$ 5%，使用尖度，53个$\pm$ 7%对39个$\pm$ 5%）。质量不变的冷核星系团在固定质量下的X射线亮度更高。因此，我们的X射线通量限制的样品相比，大约质量限制的SZ样品，是过度代表冷芯集群。我们描述了一个简单的…
2017-05-30 astro-ph.CO
A Chandra Study of the Image Power Spectra of 41 Cool Core and Non-Cool Core Galaxy Clusters
在这项工作中，我们提出了一个新的诊断隔离冷芯（CC）从非冷芯（NCC）集群通过研究的二维功率谱的X射线图像所观察到的钱德拉X射线天文台。我们的样本包含41个成员（$z=0.01\sim 0.54$），这是从钱德拉存档时，高光子计数，足够的角分辨率，一个相对完整的探测器覆盖范围，并同时保证与三个传统的诊断CC-NCC分类选择。我们发现，在对数-对数空间中，导出的图像功率谱可以很好地表示为一个恒定的模型组件在大的波数，而在小的波数的功率超出了恒定的组件出现在所有集群，具有明显的趋势，过剩是CC集群更强。通过引入新的CC诊断参数，即，的功率过剩指数（PEI），我们分类的集群在我们的样本和比较的结果与三个传统的CC诊断。我们发现，结果彼此吻合得很好。通过计算模拟星系团的PEI值，我们发现，新的诊断工程以及在红移高达0.5的中等大小和大质量的星系团与一个典型的钱德拉或XMM指向观察。新的CC诊断有几个优点，比它的同行，例如，它不受合并事件引起的X射线晕质心移动的影响，计算简单，与复杂的谱分析几乎无关。
2016-04-14 astro-ph.CO
A multi-wavelength view of cooling vs. AGN heating in the X-ray luminous cool-core of Abell 3581
本文报道了对附近星系群Abell 3581（z=0.0218）的多波长研究结果。这个系统拥有附近任何星系群中最明亮的冷核，并展示了来自其最明亮星系群IC 4374中超大质量黑洞的活跃射电模式反馈。最明亮的星系遭受了多次活动星系核爆发，向周围的热气体中吹出气泡，导致冷电离气体上升到周围的热群内介质中。高速度，指示外流，被观察到接近核和一致的无线电喷流。稀薄的尘埃丝伴随着上升的电离气体。没有观测到扩展的恒星形成，然而，在核心的北部发现了一个年轻的星团。气泡的上升方向在爆发之间发生了变化。这种方向变化可能是由于群内介质的晃动运动。这些晃动的运动似乎也在积极地剥离X射线冷核，如高金属含量、低温、低熵气体的螺旋冷锋所示。
2013-07-25 astro-ph.CO
On The Road To More Realistic Galaxy Cluster Simulations: The Effects of Radiative Cooling and Thermal Feedback Prescriptions on the Observational Properties of Simulated Galaxy Clusters
对星系团进行的通量受限X射线巡天显示，星系团分为两种大致相等的类型：“冷核”星系团（CC）和非“冷核”星系团（NCC）。在以前的工作中，我们已经证明了使用宇宙学$N$体+欧拉流体动力学模拟，NCC往往是一致的早期主要合并事件，摧毁胚胎CC。在本文中，我们扩展了这些结果，并进行了一系列的simulationsusing不同的方法的气体冷却，能量和金属反馈的超新星，在那里我们试图产生一个人口的集群与现实的中央冷却时间，熵，和温度。我们发现，使用金属性相关的气体冷却是必不可少的，以防止早期过冷，并调整能量和金属反馈的量可以有显着的影响，可观察到的X射线量的气体。我们能够产生集群更现实的中央可观察到的数量比以前已经达到。然而，模拟的星系团和观测结果之间仍然存在显着差异，这表明需要一种不同的方法来模拟星系团中的星系。最后，我们期待一个有前途的亚网格方法模拟星系团的反馈，这可能有助于改善模拟和观测之间的差异。
2012-11-13 astro-ph.CO
A 3.55 keV line from $\text{DM}\rightarrow a \rightarrow γ$: predictions for cool-core and non-cool-core clusters
我们进一步研究的情况下，3.55千电子伏的X射线线产生的暗物质衰变到轴子样粒子（ALP），随后转换为光子在天体物理磁场。我们进行数值模拟的高斯随机磁场与径向缩放的磁场大小与电子密度，无论是冷芯'英仙座'和非冷芯'后发座'的电子密度分布。使用这些，我们定量研究所产生的信号强度和形态的冷芯和非冷芯集群。我们的研究包括视野的影响，只覆盖了集群的中心部分，偏移点的信号强度的径向下降的影响和集群划分成annuli的影响。我们发现与目前的数据很好的协议，并为未来的分析和观察作出预测。
2014-06-20 astro-ph.CO hep-ph
Deep high-resolution X-ray spectra from cool-core clusters
本文研究了Abell 262、Abell 3581和HCG 62这三个亮冷核星系团的X射线核深反射光栅光谱。每个RGS光谱都显示Fe XVII发射线，表明存在0.5 keV左右的气体。没有证据表明O VII排放意味着气体处于更冷的温度。在这些物体中检测到的气体温度的范围分别是Abell 262、Abell 3581和HCG 62的3.7、5.6和2倍。对于Abell 262和Abell 3581，最冷的检测气体的体积填充分数仅为6%和3%，但可能是HCG 62的体积填充。钱德拉空间分辨光谱证实了Abell 262和Abell 3581中冷气体的低体积填充分数，表明这种冷气体以冷斑点的形式存在。任何旨在防止冷却的体积加热机制都会使冷气体的周围环境过热4倍。如果气体辐射冷却到低于0.5keV，则其冷却速率比Abell 262和Abell 3581中的较高温度下的速率低至少一个数量级，并且比HCG 62中的速率低两个数量级。气体可以通过在这些冷滴中混合而非辐射地冷却，其中通过冷却释放的能量以红外线发射。我们发现非常好的协议之间的光滑粒子推断建模的集群和传统的光谱拟合。将该分析的温度分布与冷却流中预期的温度分布进行比较，与先前对冷却流模型的偏差的经验描述相比，在低于0.5 keV的温度下出现更大的突变。
2009-10-20 astro-ph.CO
Gravitational Quenching by Clumpy Accretion in Cool Core Clusters: Convective Dynamical Response to Overheating
许多星系团都存在“冷却流问题”，即观测到的星系团核心的X射线辐射没有伴随足够的冷气体或恒星形成。需要一个连续的能源来平衡整个堆芯体积的冷却速率。我们解决的引力加热机制的可行性，利用气体流到集群暗物质晕的势阱释放的引力能。在这里，我们集中在一个特定形式的重力加热，其中的能量被转移到介质通过施加在流入的气体团块的阻力。我们使用球对称流体模拟和这些团块的亚网格表示，证实了我们先前的估计，即在大于等于10^13太阳质量的晕中，引力加热比到处冷却更有效。令人担心的是，这可能会使核心过热，并产生不稳定性，可能会使它远离平衡。然而，我们发现，过热并没有改变全球晕的性质，对流可以通过携带能量远离过热的核心稳定集群。在一个典型的10^{14-15}太阳质量的富星系团中，约5%的吸积重子在约10 ^8太阳质量的气体团中，我们导出了温度和熵分布的上限和下限，并表明它们与在冷核星系团中观察到的结果一致。我们预测的密度和质量的冷气体和湍流的水平驱动的团块吸积。我们的结论是，重力加热是一个可行的机制，防止冷却流的集群。
2011-12-09 astro-ph.CO
Every BCG with a strong radio AGN has an X-ray cool core: is the cool core - noncool core dichotomy too simple?
X射线冷核中的射电活动星系核反馈被认为是重子结构演化的重要组成部分。然而，人们早就知道强射电活动星系核也存在于“非冷核”星系团中，这就提出了一个问题，即射电反馈是否总是需要一个X射线冷核。在这项工作中，我们提出了一个系统的分析BCGs和强射电活动星系核在152组和集群从钱德拉档案。所有69个射电活动星系核在1.4 GHz时亮度超过2 × 10^23 W Hz^-1的BCG都被发现具有X射线冷核。BCG冷芯可分为两类，大冷芯（LCC）类和电晕类。在z>0.1时很容易被忽视的小日冕，可以在大的冷核形成之前很久就在群体和集群中引发强烈的加热事件。日冕引发的强烈射电爆发可能会摧毁胚胎大冷核，从而提供另一种机制来防止大冷核的形成。然而，目前还不清楚日冕是否与无线电反馈周期脱钩，因为它们必须在很大程度上不受强烈的无线电爆发的影响。我们的样本研究还表明，没有一个发光的冷核心，而托管一个强大的无线电活动星系核，这是没有观察到的集群组。这表明，无线电加热对低质量系统的影响比集群更大。作为日冕类的例子，我们还详细分析了与强射电活动星系核（A3627中的ESO 137-006）和已知最暗日冕之一（半人马座星系团中的NGC 4709）相关的BCG日冕。我们的研究结果表明，传统的冷芯/非冷芯二分法是过于简单。一个更好的替代方法是冷核分布函数，其中包含X射线光度或气体质量。
2009-09-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Lx-Tvir relation in galaxy clusters: Effects of radiative cooling and AGN heating
本文详细研究了天空中64个最亮星系团（HIFLUGCS）的X射线通量限制样品的X射线光度（Lx）-气体温度（Tvir）关系。首次同时研究了活动星系核（AGN）加热和团内介质（ICM）冷却两个天体物理过程对Lx-Tvir关系的影响。我们确定最适合的关系，不同的子样本使用的冷芯强度和存在的中央无线电活动作为选择标准。我们发现冷却时间短（< 1Gyr）的强冷核团簇（SCC）显示出最陡的关系（Lx ~ Tvir^{3.33}），而冷却时间长（> 7.7Gyr）的非冷核团簇（NCC）显示出最浅的关系（Lx ~ Tvir^{2.42}）。这意味着在高质量尺度（Tvir > 2.5keV），Lx-Tvir关系的变陡主要是由于团内介质气体的冷却。我们建议，ICM冷却和活动星系核加热都是重要的塑造Lx-Tvir关系，但在不同的长度尺度。虽然我们的研究表明ICM冷却在星系团尺度上占主导地位（Tvir > 2.5keV），但我们推测AGN加热在贫星系团和集团中占主导地位（Tvir < 2.5keV）。整个样品的Lx-Tvir关系的X射线光度的内在散射是45.4%，从最小的34.8%的弱冷芯集群的最大值为59.4%的集群没有中央射电源。我们发现，在切除冷却区域后，Lx-Tvir关系中的散射从45.4%下降到39.1%，这意味着冷却区域对整体散射的贡献约为27%。最后，我们发现真正的SCC分数比观察到的低2…
2011-06-26 astro-ph.CO
Optical Line Emission in Brightest Cluster Galaxies at 0 < z < 0.6: Evidence for a Lack of Strong Cool Cores 3.5 Gyr Ago?
近年来，已知的z > 0.2以上的星系团的数量急剧增加，多个目录的发布包含超过30，000个光学探测到的星系团，范围为0 < z < 0.6。将这些星表与斯隆数字巡天中最亮星系团的光谱学结合起来，可以量化星系团核心中光学发射线星云的演化。首次测定了最亮星系团在0 < z < 0.6范围内的光学谱线辐射的连续演化。在z \sim 0.3处发现具有光学线发射的BCGs的分数中的最小值，这表明在诸如英仙座A的系统中的复杂的非线性发射是最近的现象。有证据表明，在z > 0.3之后，强发射系统的数量有所增加，这暗示了强冷却的早期。我们比较了发射线星云的演化与文献中在相同红移范围内的X射线导出的冷核（CC）部分，发现总体一致，除了在z > 0.3时没有观察到强CC部分的上升。冷核的演化与低红移的光学谱线发射之间的总体一致性表明，对星系团的发射谱线调查可能提供一种间接探测冷核演化的有效方法，从而为宇宙早期加热和冷却过程的平衡提供了见解。
2011-10-26 astro-ph.CO
The Growth of Cool Cores and Evolution of Cooling Properties in a Sample of 83 Galaxy Clusters at 0.3 < z < 1.2 Selected from the SPT-SZ Survey
我们提出的冷却性能的第一个结果来自钱德拉X射线观测的83高红移（0.3 < z < 1.2）的大质量星系团选择他们的Sunyaev-Zel'dovich签名在南极望远镜的数据。我们测量每个集群的中央冷却时间，中央熵，和质量沉积率，并比较本地集群样本。我们发现这些性质的分布从z~0到z~1没有显著的变化，这表明团簇核心的冷却在很长一段时间内是稳定的。我们还发现，自z ~ 1以来，内部~100 kpc的平均冷核熵分布没有发生显著变化，这意味着反馈必须提供几乎恒定的能量注入，以维持观测到的约10 keV cm ^2的“熵底”。虽然冷却性能在长时间内大致恒定，但我们观察到气体密度分布的强烈演变，归一化中心密度（rho_0/rho_crit）从z ~ 1到z ~ 0增加了一个数量级。当使用由星系团内表面亮度轮廓定义的度量时，我们发现在z > 0.75处明显缺乏经典的、尖形的、冷核的星系团，这与早期使用类似定义的z > 0.5处的星系团的报告一致。我们的测量结果表明，在我们的样本所跨越的8 Gyr范围内，冷核一直在稳步增长，这与恒定的约150 Msun/yr的冷却流相一致，该冷却流无法冷却到10 keV cm ^2的熵以下，而是在星团中心积累。我们估计冷核在z ~ 1开始在这些大质量系统中聚集，这代表了星系团核开始冷却的第一个限制。我们调查了几个潜在的偏见，可以合谋模仿这种冷核心的演变，并无法…
2013-09-09 astro-ph.CO
A study of cool core resiliency and entropy mixing in simulations of galaxy cluster mergers
我们提出了一套二进制合并集群模拟的结果。流体动力学集群模拟采用平滑粒子流体动力学（SPH）制定的梯度误差大大减少，通过积分的方法。我们考虑绝热以及辐射模拟，其中我们包括气体冷却，恒星形成和能量反馈超新星。我们探讨合并的热力学结构上的最后合并残留物的团内气体的影响。特别是，我们研究了如何核心熵的合并过程中产生的初始冷却核心配置文件对中断和稳定性。为此，我们考虑了一系列的初始质量比和碰撞参量。我们的绝热合并模拟的最终熵分布与以前的发现（ZuHone 2011）非常一致，所有初始合并设置都破坏了冷核。对于等质量的离轴合并，我们发现，一个显着的贡献，最终的主核心熵是由于旋转运动，这是由潮汐扭矩引起的第一近心通道期间产生的流体动力学不稳定性。在辐射模拟中，冷核对加热过程更具弹性;尽管如此，它们只有在质量非常不相等的离轴合并的情况下才能保持其完整性。我们认为，这些结果是强大的气体物理模拟的变化，特别是包含AGN热反馈。我们的研究结果支持这样的观点，即观察到的核心集群形态自然出现在合并集群的背景下，并得出结论，合并角动量是一个关键参数，在塑造最终合并残留物的物理性质。
2021-05-11 astro-ph.CO
Cold fronts and metal anisotropies in the X-ray cool core of the galaxy cluster Zw1742+3306
（上下文）近年来，我们对星系团冷核的理解发生了变化。曾经被认为是气体冷却并流向中心的相对简单的地方，现在它们被认为是非常动态的地方，来自中央活动星系核（AGN）的加热和冷却，从活跃的恒星形成，分子气体和H α星云中推断，找到了一个不稳定的能量平衡。（目的）我们希望描述附近冷核星系团Zw 1742 +3306的X射线性质，选择它是因为它在X射线（在0.1-2.4 keV波段通量大于1 e-11 erg/s/cm 2）和H α波长（H α光度> 1 e 40 erg/s）处很亮。（方法）利用Chandra观测数据分析了Zw 1742 +3306冷核的空间和光谱特性。Zw 1742 +3306是一个z=0.0757的星系团，发射H α射线，是中心星系中最亮的一个，发射的X射线是弥散的，表面亮度有多个峰值。（结果）我们发现星系团Zw 1742 +3306的X射线冷核是非常活跃的，在表面亮度图上有冷锋和弱激波的证据，一种细长结构，金属丰度比在周围环境气体中测得的值大约50%。该各向异性结构为280 x 90 kpc 2，与冷锋和X射线辐射的关系。我们认为Zw 1742 +3306的X射线发射的所有这些特性要么是团核中晃动气体的非常精细的调谐输出，要么是从活动星系核中心富金属流出的产物。
2013-05-29 astro-ph.CO
Spitzer Mid-Infrared Spectra of Cool-Core Galaxy Clusters
我们用斯皮策空间望远镜上的红外光谱仪获得了九个冷核星系团的中红外光谱。X射线、紫外线和光学观测表明，这些星团中的每一个都有一个冷却流，似乎在最亮的星团星系中促进了恒星的形成。我们的目标是利用中红外波段的优势来提高对恒星形成的估计。我们的光谱的特点是不同的形态，从经典的星爆到平坦的光谱与令人惊讶的弱尘埃功能。虽然我们的大多数样本是已知的光学/紫外线数据是活跃的恒星形成者，他们缺乏预期的强中红外连续。恒星的形成可能是在异常缺乏尘埃的环星系环境中进行的，例如冷却流和来自活动星系核的相对论喷流之间的界面。
2009-08-24 astro-ph.CO
High-Redshift Cool-Core Galaxy Clusters Detected via the Sunyaev--Zel'dovich Effect in the South Pole Telescope Survey
本文首次对通过Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应选取的星系团的冷核性质进行了研究。我们使用了13个星系团，这些星系团是从南极望远镜（SPT）观测到的178度^2中均匀选取的，并由钱德拉X射线天文台跟踪观测。它们形成了一个近似质量有限的样本（> 3 x 10^14 M_sun h^-1_70），红移范围为0.3 < z < 1.1。使用先前发表的X射线选择的集群样本，我们比较了冷芯强度的两个代理：表面亮度浓度（cSB）和尖度（α）。我们发现，cSB是更好的约束。我们测量了SPT样品的cSB，发现了几个新的z > 0.5的冷核团簇，其中包括两个强冷核。这就排除了在5.4σ水平上没有z > 0.5的星系团可以作为强冷核的假设。在这个红移范围内，SPT样本中强冷核团簇的比例在7%到56%之间（95%置信度）。虽然SPT选择函数与X射线样品显著不同，但SPT样品的高z cSB分布在低和高红移下与X射线选择样品的高z cSB分布在统计上一致。冷核强度与最亮的星系团星系和X射线质心之间的偏移量呈负相关，提供了动力学状态影响星系团冷核强度的证据。更大的SZ选择的样本将是至关重要的，在理解宇宙时间内的集群冷核心的演变。
2012-12-07 astro-ph.CO
Turbulence and cooling in galaxy cluster cores
我们研究了冷星系团核心的理想化模型中湍流加热、混合和辐射冷却之间的相互作用。活动星系核（AGN）喷流预计会驱动湍流和加热星系团核心。团内介质的冷却和活动星系核喷流的搅动是紧密耦合的反馈回路。我们通过平衡辐射冷却和湍流加热来施加反馈回路。除了加热等离子体，湍流也会混合等离子体，抑制小尺度冷气体的形成。在这方面，湍流的影响类似于热传导。对于热平衡（湍流加热平衡辐射冷却）的均匀等离子体，只有当冷却时间短于混合时间时，冷气体才会冷凝。这个条件要求湍流动能是等离子体内能的$\gtrsim$;在冷核中如此高的速度被观测排除了。与现实的磁场和热传导的结果是定性相似的流体动力学模拟。由于{ \em混合}与热的ICM，冷堆芯的失控冷却被阻止，模拟表明即使有亚音速湍流，冷气体也与观测结果一致。因此，湍流混合可能是活动星系核喷流加热星系团核心的机制。在湍流模拟中观察到的热不稳定性增长率与团簇核心冷气体的局部热不稳定性解释是一致的。
2014-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A radio minihalo in the extreme cool-core galaxy cluster RXCJ1504.1-0248
目标。我们报告在RXCJ 1504.1 -0248中发现了一个射电迷你晕，这是一个巨大的星系团，有一个非常明亮的冷核。迄今为止，只有9个无线电迷你晕是已知的，因此在最明亮的冷核星团之一中发现了一个新的迷你晕，为这类特殊的来源提供了重要信息，并揭示了它们的起源。方法.在327 MHz处使用GMRT检测到弥散射电源，并在1.46 GHz处通过指向VLA数据确认。小晕的半径为$\sim$ 140千秒差距。钱德拉气体温度图显示，微晕的发射充满了冷核心，并有一些形态上的相似之处，因为以前已经观察到的其他微晕。结果钱德拉的数据揭示了冷核心中的两个微妙的冷锋，可能是由核心气体的晃动造成的，就像在大多数冷核心星系团中观察到的那样。根据以前的工作，我们推测，起源的minihalo有关的晃动。晃动可以通过产生湍流和/或放大冷核中的磁场而导致粒子加速，从而导致形成微晕。
2010-11-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cool core remnants in galaxy clusters
X射线星团根据其中心区域的观测性质，通常分为"冷核"（CC）和"非冷核"（NCC）两类。最近的结果表明，集群人口是双峰（Cavagnolo等人，2009年）。我们想了解观察到的星团分布是否是由于原始的两个不同的类别，而不是这些系统如何在宇宙时间内演化的差异。我们系统地研究了B55通量限制星系团子样本中NCC星系团的ICM，寻找具有冷核典型特征的区域，即低熵气体和高金属丰度。e.其特征在于相对低熵的气体（尽管不像CC系统中那样低）和金属丰度过量。我们称这些结构为“冷核残余物”，因为我们将它们解释为加热事件（在少数情况下AGN巨型爆发和更常见的合并）后的冷核残余物。我们推断，大多数NCC集群经历了一个冷的核心阶段，在他们的生活。事实上，大多数冷的核心残留物中发现的动态活动的对象提供了强有力的支持方案，集群核心的属性不是固定的“从头开始”，但在宇宙时间的演变。
2009-10-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Chandra Deep Group Survey -- cool core evolution in groups and clusters of galaxies
我们报告的研究结果，组装深观测与ACIS-I仪器的钱德拉天文台研究的核心性质的演化的星系群和集群的样本的红移$z\approx 1.3$。在这些领域内的扩展对象的搜索产生了总共62个系统的红移是可用的，我们又增加了24个非X射线选择的集群，调查选择效应的影响，并提高我们的统计在高红移。六个不同的估计冷核心强度适用于这些数据：熵（K）和冷却时间（$t_{cool}$）内的集群核心，冷却时间作为宇宙年龄的一部分（$t_{cool}/t_{Uni}$），和三个估计的基础上的尖的X射线表面亮度剖面。各种统计测试被用来量化这些酷核心指标的演变趋势。与前人的研究结果一致，我们发现$t_{cool}/t_{Uni}$有显著的演化，而$t_{cool}$演化很小，这表明气体在核内积累，但核深处的冷却时间是由活动星系核反馈控制的.我们表明，这一结果延伸到组政权，似乎是强大的对各种选择偏见（检测偏差，档案偏见和偏见，由于中央X射线活动星系核的存在），我们认为。
2014-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The relation between the cool-core radius and the host galaxy clusters: thermodynamic properties and cluster mass
基于钱德拉X射线数据，本文研究了四个星系团的冷核热力学性质，发现冷核半径与星系团质量呈线性关系，且冷核大小可能受辐射冷却和气体晃动等机制共同影响，表明冷核与宿主星系团演化相关。
2024-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Origin of cool cores, cold fronts and spiral structures in cool core clusters of galaxies
根据井上的研究（2014，PASJ，66，60），我们考虑了最亮的星系团（BCG）在冷核心星系团中心区域的周围热气体中移动的情况。在BCG的静止坐标系中，假设热气体从足够大的距离平行地流向BCG。然后，可以预期的是，只有气体流动的碰撞参量小于临界值被捕获的引力场的BCG，因为有效的辐射冷却，得到冷却流，其余的外部气体可以得到超过势阱。在这种情况下，我们可以画出以下的图片：流出的气体和被困气体之间的边界层出现在BCG背面的驻点周围。由于边界温度很低，在X射线下很暗，因此可以用冷锋的形式观测到边界。被捕获的气体一旦停滞在边界的内侧并开始向BCG下落。由于BCG的漂移运动可能具有旋转分量，因此科里奥利力在从停滞位置到BCG的下落流中引起旋转运动，从而在BCG周围形成螺旋结构。螺旋流使主气流上游侧的BCG从远外侧转向，并产生另一个与主热气流接触不连续的边界层。这些照片很好地再现了观测到的特征，如冷芯，冷锋和螺旋结构。它也可以解决冷却流是如何从冷却流假说预测的抑制，没有任何加热机制。
2021-12-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Do radio mini-halos and gas heating in cool-core clusters have a common origin?
在这封信中，我们提出了一个研究的中心区域的冷核心集群托管无线电迷你晕，这是扩散的同步辐射源扩展到集群规模周围的无线电响亮最亮的集群星系。我们的目标是调查的热和非热组件之间的相互作用，在集群内的介质，以获得更多的洞察这些射电源，其性质仍然不清楚。最近有人提出，湍流对加热冷核中的气体起作用。通过假设迷你晕由相同的湍流提供动力，我们预计迷你晕的综合射电光度$νP_ν$取决于冷却流功率$P_{\rm CF}$，这反过来又限制了冷核区域中非热成分和发射的可用能量。我们进行了一个均匀的重新分析的X射线钱德拉数据的最大样本的冷核心集群托管无线电迷你晕目前可用（$\sim$ 20对象），发现一个准线性相关，$νP_ν \propto P_{\rm CF}^{0.8}$。我们表明，一个共同的起源的无线电迷你晕和气体加热的冷核心集群的情况下，积极可行的，提供迷你晕跟踪区域的磁场强度是$B \gg 0.5\, μ$ G。
2015-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Why are there strong radio AGNs in the center of "non-cool core" clusters?
在X射线冷核中的射电活动星系核反馈被认为是重子结构演化的一个重要组成部分。然而，人们早就知道强射电活动星系核也存在于“非冷核”星系团中，这就提出了一个问题，即射电反馈是否总是需要一个X射线冷核。我们提出了一个系统的分析，152组和集群，以显示每个BCG与一个强大的无线电活动星系核有一个X射线冷核心。那些位于“非冷核”系统中心的强射电活动星系核实际上与典型半径小于5 kpc的小X射线冷核（我们称之为日冕）有关。小型日冕最有可能是ISM起源的，它们携带了足够的燃料来为无线电活动星系核提供动力。我们的研究结果表明，传统的冷芯/非冷芯二分法是过于简单。一个更好的替代方法是用封闭的X射线光度的冷核分布函数。我们的研究结果的其他影响也进行了讨论，包括简单的外推的密度分布推导邦迪吸积率的警告。
2009-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Highly-luminous cool core clusters of galaxies: mechanically-driven or radiatively-driven AGN?
冷的核心星系团需要来自其中心活动星系核的强烈反馈来抵消冷却。本文研究了强冷核、高亮度（大部分L_x > 10^（45）erg/s）星系团，这些星系团的中心活动星系核喷流的平均功率必须很高，但没有发现中心点X射线源。利用Chandra独特的空间分辨率，分析了13个星团的样本，包括A1835，A2204和最大的冷核星团之一RXCJ 1504.1 -0248。所有的中央星系都有一个射电源，表明有一个活跃的核，没有明显的X射线点源。对于样本中的所有星系团，原子核的X射线辐射光度低于整个星系团的2%。我们研究了这些集群如何能够有如此强的X射线光度，短的辐射冷却时间的内部气体需要强大的能量反馈来抵消冷却，但有这样的辐射效率低的核心，平均，Lkin/Lnuc超过200。这个谜题的解释对喷流的起源和运行，以及建立星系及其周围介质演化的动力学反馈的重要性具有重要意义。
2011-01-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cool-Core Destruction in Merging Clusters with AGN Feedback and Radiative Cooling
National Taiwan University（台湾大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；National Tsing Hua University（清华大学）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密松天体物理中心）；University of Modena and Reggio Emilia（摩德纳和雷焦艾米利亚大学）
研究通过三维模拟探讨AGN反馈和辐射冷却对银河团块中CC破坏的影响，发现AGN反馈在调节合并团块中至关重要，不同合并参数下CC/NCC转变机制各异。
2026-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing Star Formation in Cool Core Clusters with GALEX
我们提出了最近的结果，从GALEX调查恒星形成的16个冷却核心星系团，选择跨越广泛的范围内的红移和中央冷却时间。初步结果表明，在我们的样本中，大多数但不是所有最明亮的星系团星系都有明显的紫外线过量。这种紫外线过量直接表明存在年轻的大质量恒星，因此，最近的恒星形成。我们报告在这些对象的紫外线发射的物理范围，以及他们的FUV-NUV颜色，并比较GALEX推断的恒星形成率，中央冷却时间，H-α和红外光度为我们的样本。
2009-09-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Strong Magnetization Measured in the Cool Cores of Galaxy Clusters
切向不连续性，被称为冷锋（CF）的X射线边缘，在冷核星系团中无处不在。我们分析了文献中发现的所有17个非投影CF热分布，包括我们初步确定的三个新CF（在簇A2204和2A 0335中）。我们发现小，但显着的热压力下降低于所有nonmerge CF，并认为，它们产生于强磁场下面和平行的不连续性，携带10%-20%的压力。这种磁化可以稳定CF，并解释CF-射电微晕连接。
2014-08-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the connection between radio mini-halos and gas heating in cool core clusters
在这项工作中，我们提出了一个研究的中心区域的冷核心集群托管无线电迷你晕，这是DI使用同步辐射源扩展到集群规模周围的无线电大声最亮的星系。我们的目标是调查的热和非热成分之间的相互作用，在集群内的介质，以获得更多的洞察这些射电源，其性质仍然不清楚。最近有人提出，湍流对加热冷核中的气体起作用。微型晕的射电光度$νP_ν$和冷却流功率$P_{\rm CF}$之间的相关性，预计在这种情况下，这种湍流也起着相对论粒子的加速作用。我们进行了一个均匀的重新分析的X射线钱德拉数据的最大样本的冷核心集群托管无线电迷你晕目前可用（$\sim20$对象），发现一个准线性相关，$νP_ν \propto P_{\rm CF}^{0.8}$。我们表明，无线电迷你晕和气体加热的冷核心集群的共同起源的情况下，在积极可行的，只要迷你晕跟踪区域的磁场强度是$B \gg 0.5 μG$。
2016-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accretion powered AGN feedback in the cores of galaxy clusters
从星系团中的稀热等离子体中检测到大量的X射线发射，表明相当大一部分的中央星系团内介质（ICM）在比哈勃时间快得多的时间尺度上辐射冷却。理论模型预测冷却速率高达每年几百到几千个太阳质量，然后可以在这些星团的核心形成新的恒星。然而，对这些星团核心的系统研究未能发现预期的冷却气体库。因此，星系团核心的气体正在以X射线的形式损失大量的能量，但并没有冷却。这反过来又指向著名的冷却流悖论，因此需要一些间歇性加热来平衡如此长时间的冷却。有几个来源已经被建议抵消对ICM的冷却，然而，活动星系核的反馈似乎是最有前途的和足够的能量源，以抵抗在这样的集群的核心ICM的冷却。在这篇演讲中，我将提供一个简短的概述反馈过程中所涉及的核心的星系团的活动星系核的反馈和可观察到的签名的重点。
2017-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Could AGN Outbursts Transform Cool Core Clusters?
团簇核心熵双峰性的起源至今仍不清楚。同时，最近的研究表明，团簇中的热传导可能是一种随时间变化的现象。我们认为，如果随时间变化的传导和活动星系核爆发可能是负责冷芯（CC），非冷芯（NCC）二分法。我们发现，强烈的活动星系核加热可以使一个CC集团的NCC状态，这可以稳定地维持从集群外围的传导加热。另一方面，如果传导被热流驱动的浮力不稳定性关闭，那么星系团将再次冷却到CC状态，在那里它被低层活动星系核加热稳定下来。因此，群集在CC和NCC状态之间循环。与大规模的集群相比，我们预测的CC/NCC双峰应该消失的群体，由于传导加热的作用较小。我们发现初步的支持，从群体中的中心熵的分布，虽然坚定的结论需要一个更大的样本仔细控制的选择效果。
2009-08-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Magnetorotational instability in cool cores of galaxy clusters
星系团嵌入在光学薄，引力分层，弱磁化等离子体在系统的维里温度晕。由于辐射冷却和各向异性的热传导，这样的团内介质（ICM）受到局部不稳定性，这是热，磁热和热通量驱动的浮力不稳定性的组合。如果ICM显著旋转，则其稳定性特性被显著修改，并且特别地，磁旋转不稳定性（MRI）也可以发挥重要作用。我们研究简单的模型旋转冷核心集群，我们表明，MRI可以是占主导地位的不稳定性的显着部分的集群，与可能的影响的动力学和演变的冷核心。我们的研究结果进一步激励测量旋转的ICM与未来的X射线任务，如ASTRO-H和ATHENA。
2015-06-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Stirring Up the Pot: Can Cooling Flows In Galaxy Clusters Be Quenched By Gas Sloshing?
星系团的X射线观测揭示了表面亮度和温度的边缘，即所谓的“冷锋”。在具有冷核心的松弛星系团中，这些通常观察到的边缘被解释为核心气体在星系团引力势中“晃动”的证据。这种晃动可以通过将来自簇外围的热气体与冷的核心气体混合来向簇核心提供热源。使用高分辨率的$N$体/欧拉流体动力学模拟，我们模拟气体晃动的星系团发起的合并与子集群。模拟包括合并的情况下，充满气体和无气体的子集群。还探讨了改变簇内介质粘度的影响。我们发现，晃动可以促进热量流入集群核心，只要有足够强的扰动。在绝热模拟中，我们发现晃动可以提高近一个数量级的最强的情况下，集群核心的熵地板。如果ICM是粘性的，则具有不同熵的气体的混合减少，因此到核心的热通量减少。在包括辐射冷却的模拟中，我们发现，虽然最终冷却流的发展，晃动可以防止显着积累的冷气体在核心的时间上的顺序陀螺仪的小扰动和几个陀螺仪的大的。如果与合并子团的反复相遇维持中心核心气体的晃动，这一过程可以为核心提供相对稳定的热源，这有助于防止显着的冷却流。
2011-01-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
How unusual is the cool-core radio halo cluster CL1821+643 ?
具有冷核的大质量星系团通常拥有称为迷你晕的弥散射电源，而具有非冷核的星系团则拥有射电源晕。我们试图了解冷核星系团CL 1821 +643的不寻常的性质，主机的Mpc规模的射电晕使用新的射电观测和形态分析其内部的集群介质。我们目前的巨型米波射电望远镜（GMRT）610兆赫的无线电晕的图像。射电晕的频谱指数$α$定义为$S\propto ν^{-α}$，在323 - 610 - 1665 MHz的频率范围内为$1.0\pm0.1$。存档{ \it Chandra} X射线数据被用来制作表面亮度和温度图。在X射线表面亮度图上计算了包含和不包含中心类星体（H1821+643）的形态参数Gini、$M_{20}$和浓度（$C$）。我们发现，CL 1821 +643星系团，不包括类星体，是一个非松弛的集群中看到的形态参数平面。在温度-形态参数平面上，它与其他合并的射电晕团占据相同的区域.我们的结论是，这个集群经历了一个非核心破坏性的合并。
2016-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effect of Environment on the Formation of Halpha Filaments and Cool Cores in Galaxy Groups and Clusters
本文介绍了利用钱德拉X射线天文台和马里兰麦哲伦可调谐滤波器对10个星系群和17个星系团进行X射线和H α联合研究的结果。我们发现，在10^13 < M_500 < 10^15 Msun的质量范围内，成组和成团的H α细丝的形态或检测频率没有差异。在52%的置信水平下，Halpha发射的检测频率仅弱依赖于系统的总质量。相比之下，我们发现Halpha细丝的存在与全球（89%置信水平）和核心（84%）ICM熵以及X射线冷却率（72%）密切相关。因此，Halpha细丝是冷却ICM的极好替代物。与BCG的射电性质相比，Halpha细丝与ICM的冷却性质的相关性更强;这进一步支持了这些细丝与热不稳定的快速冷却的ICM直接相关的场景，而不是无线电气泡。ICM的冷却效率，定义为每单位气体质量的X射线冷却速率，示出与总系统质量，表明组在冷却比集群更有效。这一结果意味着，在冷核心的系统中，活动星系核的反馈与系统的总质量成比例，与早期的建议一致。
2011-02-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cool Embeddings: Predicting Galaxy Cluster Cooling Times in IllustrisTNG and TNG-Cluster with AstroCLIP
Université de Montréal（蒙特利尔大学）；Centre de recherche en astrophysique du Québec (CRAQ)（魁北克天体物理学研究中心）；Dragonfly Focused Research Organization（龙卷风重点研究组织）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Michigan（密歇根大学）
本研究利用AstroCLIP基础模型嵌入，从X射线图像直接预测星系团中心冷却时间，提出点积k近邻注意力模型，在TNG300和TNG-Cluster上实现低误差，并展现强泛化能力，为全天巡天中的冷核表征提供可扩展方案。
2026-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rhapsody-G simulations I: the cool cores, hot gas and stellar content of massive galaxy clusters
我们提出了Rhapsody-G套件的宇宙学流体动力学AMR变焦模拟的10个大质量星系团在$M_{\rm vir}\sim10^{15}\,{\rm M}_\odot$规模。这些模拟包括冷却和次分辨率模型的恒星形成和恒星和超大质量黑洞反馈。选择样本以捕获产生类似最终质量的集群的组装历史的整个范围。我们提出了一个概述的成功和缺点，这样的模拟再现星系的恒星属性以及集群中的热等离子体的属性。在我们的模拟中，长寿命的冷核/非冷核二分法自然出现，非冷核的出现与低角动量主要合并有关。然而，与观测结果相比，冷核星系团的中心熵较低，这不能通过AGN的热反馈来缓解。对于簇标度关系，我们发现，模拟匹配以及普朗克SZ簇的$M_{500}-Y_{500}$标度，但偏离所观察到的X射线光度和温度标度关系的意义上是稍微太亮，太冷，在固定的质量，分别。恒星产生的效率与丰度匹配的限制和中央星系的恒星形成率与最近的观测一致。虽然我们的模拟因此匹配各种关键属性非常好，我们的结论是，这些缺点强烈表明非热过程（通过反馈或其他方式）或热传导在塑造集群内介质中的重要作用。
2015-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling AGN Feedback in Cool-Core Clusters: The Balance between Heating and Cooling
利用三维高分辨率（60 pc）自适应网格加密（AMR）模拟方法研究了动量驱动活动星系核反馈影响下理想冷核星系团的长期演化.动量驱动活动星系核的反馈是用一对旋进喷流来模拟的，喷流功率是根据超大质量黑洞（SMBH）附近冷气体的吸积率来计算的. ICM首先沿活动星系核喷流的传播方向冷却成团。随着喷流功率的增加，气体凝结发生各向同性，形成空间延伸（高达几十kpc）的结构，类似于观察到的$\rm Hα$长丝英仙座和许多其他冷核心集群。喷射加热提高了气体熵和冷却时间，阻止了团块的形成。没有吸积到SMBH上的冷气体沉降到$\sim 10^{11}$ M $_{\odot}$的旋转盘中。热气体直接冷却到冷盘上，而SMBH从盘的最内部区域吸积，为AGN提供动力，使其在几个Gyr内保持热平衡的稳定状态。在7 Gyr内的平均质量冷却速率为$\sim 30$ M $_{\odot}$ /yr，比经典的冷却流量值（我们在没有活动星系核的情况下得到的）低一个数量级。中等分辨率的模拟也得到了类似的结果，但当分辨率低于0.5千秒差距时，星系团经历了气体凝结和活动星系核爆发的循环。由于活动星系核反馈的自调节机制，它可以在很宽的模型参数范围内成功地平衡冷却。除了抑制冷却，我们的模型在早期阶段（高达$\sim 2$陀螺仪），是在很好的协议与观测产生冷结构。然而，长寿命的大质量冷盘是不现实的，这表明仍然需要额外的物理过程…
2014-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The heart of galaxy clusters: demographics and physical properties of cool-core and non-cool-core halos in the TNG-Cluster simulation
本文利用TNG-Cluster模拟分析352个大质量星系团的中心ICM性质，通过多种判据划分冷核与非冷核族群，发现CC比例随质量和红移变化，且模拟结果与观测一致，可用于研究星系团核心演化。
2023-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Systematic Perturbations of the Thermodynamic Properties in Cool Cores of HIFLUGCS Galaxy Clusters
我们提出了一个集合X射线分析的系统扰动的中心热气体的性质的28个附近的强冷核系统的样本选择的最高X射线通量星系团样本（HIFLUGCS）。我们分析了它们的冷核特征与钱德拉X射线天文台观测。在我们的样本中的所有单独的系统表现出至少一对积极和消极的过度扰动的X射线残差图像减去后的全球亮度分布。我们提取和分析X射线光谱的集群内介质（ICM）在检测到的扰动区域。为了研究气体扰动的可能来源，我们表征了ICM在扰动区域的热力学性质，并表征了它们在正负过剩区域之间的相关性。温度和熵的最佳拟合关系与一对一关系（$T_\mathrm{neg}/T_\mathrm{pos}=1.20^{+0.04}_{-0.03}$和$K_\mathrm{neg}/K_\mathrm{pos}=1.43\pm 0.07$）有明显的偏离，而压力的最佳拟合关系与一对一关系（$P_\mathrm{neg}=P_\mathrm{pos}$）非常一致，表明扰动区域的ICM处于压力平衡状态。HIFLUGCS样品中观察到的这些特征与冷核中气体扰动由气体晃动产生的假设一致。我们还分析了从二进制合并模拟扰动集群核心的合成观测，发现所观察到的温度比同意的模拟，$T_\mathrm{neg}/T_\mathrm{pos}\sim 1.3$。我们的结论是，气体晃动引起的下落子结构中起着重要的作用，在冷芯产生的特征气体扰动。在冷堆芯中普遍存在…
2021-08-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
A giant radio halo in the cool core cluster CL1821+643
巨型射电晕是在某些正在合并的星系团中发现的百万pc大小的源。同步辐射电子被认为是由两个大质量团簇合并引起的等离子体湍流加速的。冷核星系团有一个低温的核心，这可能表明最近没有发生重大的合并。CL1821+643是迄今为止已知的最强冷核星系团之一。令人惊讶的是，我们发现一个巨大的无线电晕的最大线性尺寸为$\sim$ 1.1兆秒差距。我们讨论了集群的无线电和X射线性质的框架内提出的巨型无线电晕模型。如果一个合并是导致无线电发射，尽管存在一个冷的核心，我们建议它应该离轴，或在早期阶段，或一个小的。
2014-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
ICM cooling, AGN feedback and BCG properties of galaxy groups-Five properties where groups differ from clusters
我们使用Chandra数据对26个星系群的样本进行了限制，限制了ICM的中心冷却时间（CCT），并根据其中心冷却时间将这些星系群分为强冷核（SCC）、弱冷核（WCC）和非冷核（NCC）。最亮的星团星系（BCG）的总射电光度是使用射电目录数据和文献获得的，并与CCT进行比较，以了解气体冷却和射电输出之间的联系。我们用2 MASS数据确定了BCG的K波段光度，并用它来约束SMBH的质量，然后将其与射电输出进行比较。我们还测试了BCG光度与整体X射线光度和该组质量之间的相关性。所观察到的冷芯/非冷芯分数组是可比的集群。然而，可以看到显著的差异。对于群集，所有SCC都具有中心温度下降，但对于组，情况并非如此，因为某些SCC具有中心上升的温度曲线。虽然对于集群样本，所有SCC集群都有一个中央无线电源，而只有45%的NCC，对于组样本，所有NCC组都有一个中央无线电源，而SCC组只有77%。对于星系团，有迹象表明射电光度和CCT之间存在着一种负相关的趋势，而这在星系团中是不存在的。在SCC星团中观察到的射电光度与黑洞质量的趋势的迹象是不存在的群体。BCG光度与星团X射线光度/星团质量之间的强相关性对于组而言显著减弱。我们的结论是，有重要的区别集群和集团内的ICM冷却/活动星系核反馈范例。
2014-03-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
Non-thermal Emissions from Cool Cores Heated by Cosmic-Rays in Galaxy Clusters
我们研究星系团冷核的非热辐射。我们采用了一个最近的模型，其中宇宙射线（CR）占主导地位的核心和稳定加热他们通过CR流。非热辐射来自CR质子与团内介质（ICM）的相互作用。理论预测和射电观测的比较表明，总的CR谱必须是陡峭的，在核心的CR的大部分是低能CR。假设CR是通过活动星系核活动注入的，我们研究的冲击，负责CR加速的性质。陡峭的CR谱可能反映了这样一个事实，即冲击波在热ICM中传播时具有相当小的M数。我们还研究了CR流速度的依赖性。结果表明，同步辐射的次级电子应观察到的核心无线电小晕。特别是，低频观测（如LOFAR）是有希望的。另一方面，光谱的陡度使得很难检测到来自核心的非热X射线和伽马射线发射。低能量CR可以是在芯中观察到的加热光学细丝。
2011-11-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Gas Density Perturbations in Cool Cores of CLASH Galaxy Clusters
本文对大质量星系团冷核中的气体密度扰动进行了系统的研究。我们从哈勃望远镜星团透镜和超新星巡天（CLASH）样本中选取了12个弛豫星团，分析了钱德拉X射线天文台观测到的它们的冷核特征。重点研究了X射线表面亮度分布减去其全局轮廓后的X射线残差图像特征。我们发现，在我们的样本中的所有星系团，至少有一个积极的和一个消极的过剩区域的X射线残留图像，表明存在的气体密度扰动。我们识别和表征的局部扰动区域，使用我们的检测算法，并提取X射线光谱的集群内介质（ICM）。正过剩区的ICM温度低于负过剩区的ICM温度，而两个区域的ICM以系统的方式处于压力平衡。这些结果表明，在冷芯气体晃动发生在80%以上的松弛集群（95%CL）。我们通过分析来自流体动力学模拟的冷核星系团的合成X射线观测结果证实了这一物理图像，发现我们的检测算法可以准确地提取正和负多余区域，并可以再现它们之间的温差。我们的研究结果支持的图片，气体密度扰动引起的气体晃动，和大部分的冷芯集群经历了气体晃动，表明气体晃动可能能够抑制失控冷却的ICM。
2020-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic ray heating in cool core clusters - I. Diversity of steady state solutions
冷核心星团中没有大的冷却流似乎需要活动星系核（AGN）的自我调节能量反馈，但确切的加热机制尚未确定。在这里，我们分析宇宙射线（CR）加热和热传导的组合是否可以抵消辐射冷却。为此，我们编译了一个大样本的39个冷核心集群和确定的流体动力学方程耦合到CR能量方程的稳态解。我们找到的解决方案，匹配所观察到的密度和温度分布以及我们所有的集群。辐射冷却是平衡的CR加热在集群中心和热传导在更大的尺度上，从而证明了这两种加热机制的相关性。我们的质量沉积速率相差三个数量级，并且与观测到的恒星形成速率呈线性相关。具有大质量沉积速率的团簇显示出更大的冷却半径，并且需要更大的CR注入功能的径向范围。有趣的是，我们的样本显示了冷却特性的连续序列：在我们的样本中，拥有无线电迷你晕的集群的特征是最大的冷却半径，恒星形成和质量沉积速率，因此表明存在更高的冷却活动。稳定状态的解决方案支持集群之间的结构差异托管无线电迷你晕和那些不。
2017-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cool-Core Cycles and Phoenix
最近的观测表明，{ \it Phoenix}星团中央星系的恒星形成率（SFR）为$\sim 500$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。尽管{ \it Phoenix}是一个大质量星团（$M_{200} \approx 2.0\times 10^{15}$ M $_\odot$ ; $z\approx 0.6$），但在来自活动星系核（AGN）的反馈使星团内介质（ICM）保持大致热平衡的情况下，这样高的中心SFR是不可能的。有人认为，要么活动星系核的反馈在非常大质量的星系团中饱和，要么中心超大质量黑洞（SMBH）太小，无法产生足够的动力学反馈，因此无法淬灭灾难性的冷却。在这项工作中，我们提出了一个替代方案，其中强烈的短暂冷却和恒星形成阶段，其次是强烈的活动星系核爆发的活动星系核反馈回路的一部分。使用的结果从一个标准的冷核心集群（$M_{200}\sim 7\times10^{14}$ M $_\odot$ ; $z=0$），缩放到占质量和红移的差异，从三维流体动力学模拟，我们认为，{ \it凤凰}是在一个冷却阶段的结束，活动星系核爆发已经开始，但尚未逮捕核心冷却。这种高冷却速率和恒星形成的状态预计将在{ \it Phoenix}中持续$\lesssim$ 1亿年。
2020-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
