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
Structure and Turbulence in Simulated Galaxy Clusters and the Implications for the Formation of Radio Halos
我们追踪了在宇宙流体动力学模拟中形成的大质量星系团的历史。具体来说，我们跟踪的能量在集群内介质和X射线集群结构的措施和集群合并的关系的随机批量运动的时间演化。我们的目标是评估的湍流再加速模型的可行性，通过比较模拟集群中的湍流动能水平与观测到的性质的射电晕集群，特别注意的关联射电晕集群与disturbedX射线结构。模拟中X射线团簇结构和湍流动能k的演变可以告诉我们射电晕的预期寿命和作为红移函数的团簇比例。我们发现很强的统计相关性的扰动结构措施和增强k的存在。具体来说，定量“干扰”，在我们的样本中的放射性晕状X射线形态表明，有问题的集群有92%的机会，在集群的生命k升高到两倍以上的最小值。典型的上升湍流事件的寿命是1 Gyr的数量级，尽管这些周期可以持续5 Gyr或更长。这种变化反映了广泛的集群历史，而一些集群经历复杂和重复的合并花费他们的大部分时间在升高的k状态，其他集群放松几乎在整个历史。我们没有发现在团簇X射线光度和湍流总能量之间的双峰关系，这可能直接解释双峰L_X- P_{1.4 GHz}关系。然而，我们的结果可能与观察到的双峰性一致，因为这里我们没有包括宇宙射线源和磁场的完整处理。
2011-08-03 astro-ph.CO
Evolution of shocks and turbulence in major cluster mergers
我们对星系团中的主要合并进行了一系列宇宙学模拟，以研究合并激波的演化以及随后在激波后区域和星系团内介质（ICM）中注入的湍流。计算是用基于网格的自适应网格细化程序Enzo完成的，使用了专门设计的细化准则来细化激波附近的湍流。大量的湍流能量注入ICM由于主要合并。我们的模拟表明，在一个主要的合并后发射的冲击发展成椭球形，并通过与合并集群周围的非线性宇宙网的相互作用而被打破。沿激波传播方向的激波后区域大小约为300 kpc·h^-1，该区域的湍流速度频散大于100 km·s^-1。湍流能量与团簇质量的标度分析与M^（5/3）一致，即自相似团簇模型中热能的标度律。这清楚地表明在团簇演化过程中，粒子化与湍流注入之间存在着密切的联系。我们发现，在2 Gyr内的集群核心的湍流总压的比例后，主要合并是大于10%，它需要约4 Gyr得到放松，这是基本上比通常假设的湍流再加速模型，调用来解释观测到的无线电晕的统计。最后讨论了我们的模拟与合并星团A3376外围发现的“对称射电遗迹”在形态学和其他物理参数上的惊人相似性。特别是，合并激波和围绕集群的细丝之间的相互作用可以解释双遗迹边缘的“凹口状”特征的存在。
2010-12-13 astro-ph.CO
MHD Turbulence and Cosmic Ray Reacceleration in Galaxy Clusters
星系团形成的宇宙学MHD模拟显示了种子磁场的显著放大。我们开发了一种新的方法来分解成模式的集群磁化湍流，并表明，快模式的分数是相当大的，约1/4的能量。这比以前估计的要大，这意味着星团湍流与宇宙射线的相互作用相当有效。我们提出了一个框架来处理电子和质子的再加速星系团，包括反馈的湍流。特别是，我们建立了一个新的上限质子和电子通量的湍流强度的基础上。这些发现，以及再加速的详细模型，将有助于调和观测到的巨型射电晕和未观测到的这些星团的弥散伽马射线发射。
2013-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The interplay between cosmic rays and magnetic turbulence in galaxy clusters: radio halos and gamma rays
磁湍流与相对论粒子的相互作用是理解许多天体物理环境中粒子传播和加速的重要过程。在星系团合并过程中，团内介质（ICM）中会产生大尺度湍流，并影响其非热性质。巨型射电晕是在合并星系团中观测到的百万分之一秒尺度的同步辐射源，它可以探测湍流和非热星系团尺度辐射之间的联系。在讨论了ICM中湍流和湍流加速物理学的相关方面之后，我将重点讨论星系团非热辐射建模的最新进展。
2011-12-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
Adaptively refined large eddy simulations of clusters
我们提出了一个数值方案，模拟宇宙学自适应网格加密代码中未解决的湍流。作为第一个应用，我们研究了团内介质和星系团核心的湍流演化。详细比较了有无亚网格模型的模拟结果。由于ICM中的流动是亚音速的，在未分辨的长度尺度上的整体湍流能量贡献小于内能的1%。我们发现，湍流的产生与发生在集群环境中的合并事件密切相关，其耗散局部影响集群的能量收支。由于这种额外的耗散源，在亚网格尺度湍流的存在下，核心温度比标准绝热运行中更大，密度更小，导致更高的熵核心值。
2009-09-10 astro-ph.CO
Acceleration of primary and secondary particles in galaxy clusters by compressible MHD turbulence: from radio halos to gamma rays
射电观测发现，在动力扰动的星系团（射电晕）中央Mpc区域存在大尺度的非热源。这些来源的形态和光谱特性表明，发射电子的加速空间分布和温和的机制，提供了一些间接的证据，在星系间介质（IGM）的湍流加速。最近通过伽马射线和射电观测，我们只得到了IGM中相对论质子能量的上限。然而，这些质子（理论上）应该是IGM中主要的非热粒子成分，这意味着在某种程度上不可避免地产生次级粒子，这些次级粒子可能对星系灌肠的伽马射线和射电性质产生深刻影响。继Brunetti和Lazarian（2007）之后，本文考虑了MHD湍流理论的进展，以全面描述IGM中的湍流，并通过考虑初级粒子和次级粒子的自洽再加速，扩展了我们以前对可压缩MHD湍流引起的粒子加速的计算。在这些条件下，我们预计射电到伽马射线的发射是从星系团产生的，其复杂的光谱取决于热气体和暗物质的动力学。非热发射结果与射电观测和硬X射线和伽马射线观测的限制非常一致。在我们的模型中，巨大的射电晕只在合并（湍流）集群中产生。然而，在第二次占主导地位的IGM中的电子组件的情况下，我们预计，在更轻松的集群的百万分之一规模的同步辐射的水平已经接近的无线电上限来自目前的观察集群没有无线电晕。
2010-08-01 astro-ph.CO
Formation of Compact Stellar Clusters by High-Redshift Galaxy Outflows II: Effect of Turbulence and Metal-Line Cooling
在原始宇宙中，维里温度低于10 $^{4}$ K的低质量结构无法通过原子线跃迁冷却，导致恒星形成的强烈抑制。另一方面，这些“迷你光环”非常容易通过附近星系外流的相互作用引发恒星形成。在Gray & Scannapieco（2010）中，我们探讨了非平衡化学对这些相互作用的影响。在这里，我们把注意力转向金属的作用，进行了一系列高分辨率的三维自适应网格细化模拟，包括金属冷却和亚网格湍流混合模型。尽管存在一个额外的冷却剂，我们再次我们发现，外流minihalo相互作用产生的密集，大规模的星团的分布。我们还发现，这些集群均匀富集金属的最终丰度Z $\approx$ 10 $^{-2}$ Z $_{\odot}$。在我们之前的模拟中，所有这些性质都表明，这些相互作用可能导致了今天的晕状球状星团。
2011-04-12 astro-ph.CO
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
Entropy Flattening, Gas Clumping and Turbulence in Galaxy Clusters
一些物理过程和形成事件，预计在集群的外围，一个广大的地区，到目前为止，基本上没有覆盖的观测。最近的朱雀（X射线）和普朗克（Sunayev-Zeldovich效应）观测到的维里半径在这些外围区域突出了一个相当急剧下降的团内气体温度，与理论预期的幂律增加相反的熵平坦化，甚至在一些松弛的星系团中流体静力平衡的破坏，从几个CMB实验测量的宇宙值以上的导出气体质量分数，总X射线质量低于弱透镜质量测定值。在这里，我们提出了四个集群（A1795，A2029，A2204和A133）的超级模型，其中包括一个非热的压力分量，由于湍流，以维持流体静力平衡，也在集群的郊区的分析。通过这种方式，我们获得了总X射线质量和气体质量分数的正确测定;这反过来又允许确定气体聚集的水平，这可能会影响朱雀观测报告的熵分布的形状。我们的结论是，气体聚集的作用是非常边际和观察到的熵平坦化是由于在集群外围的非引力效应所造成的温度的快速递减。此外，我们表明，从ROSAT和普朗克数据的X射线/SZ联合分析，在最近的一些调查中进行的，是不足以区分幂律增加和平坦的熵。
2014-01-14 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
Turbulence in the SuperModel: Mass Reconstruction with Nonthermal Pressure for Abell 1835
与通过强透镜和弱透镜估计的质量相比，来自X射线发射的总质量在大量的集群中偏低。朱雀和钱德拉观测到的维里半径报告在几个宽松的集群陡峭的温度梯度，假设纯热流体静力平衡意味着非物理减少的质量分布。此外，气体质量分数似乎与CMB测量的宇宙值不一致。这些发现可以解释为在这些星团外围存在额外的非热压力的证据。这种非热成分可能是由于星系外气体落入星系团的剩余整体运动所引起的湍流。在这里，我们提出了一个超级模型分析阿贝尔1835观察钱德拉维里半径。超级模型的形式主义可以在平衡中包括一个非热分量，其能级和分布是由气体质量分数f_{gas}等于维里半径处的宇宙值导出的。包括这样一个非热的组件，我们从X射线重建一个不断增加的质量配置文件符合流体静力平衡也在集群郊区和协议维里边界与弱透镜值。增加的f_{gas}剖面证实了重子并没有丢失，而是位于星团的外围。
2013-05-14 astro-ph.CO
Adaptive mesh refinement simulations of a galaxy cluster merger - I. Resolving and modelling the turbulent flow in the cluster outskirts
星系团外围的特征是气体吸积和动力学演化的相互作用，包括湍流、激波、磁场和弥散射电辐射。外围气体的密度和速度结构提供了有效的压力支持，并影响上述所有过程。因此，重要的是要解决和适当的模型湍流在这些轻度过密和相对较大的集群区域，这是一个具有挑战性的任务，流体动力学代码。在这项工作中，基于网格的模拟的星系团。模拟使用自适应网格细化（AMR）的基础上的区域变化的涡度，他们包括一个亚网格尺度模型（SGS）未解决的湍流。实施AMR策略是更有效地解决湍流在集群郊区比任何以前使用的标准的基础上过密度。我们研究了一个正在进行重大合并的集群，这会导致介质中的湍流。合并占主导地位的集群能量预算出几维里半径的中心。在这些地区的冲击内集群介质的解决和SGS湍流建模，并与诊断更大的长度尺度。大涡度流的体积填充因子在团外围的低红移处约为60%，因此小于团芯。在无线电遗迹建模的框架内，这一点表明，上游流的不均匀性可能会影响预先存在的宇宙射线人口和磁场，以及由此产生的无线电发射。
2017-04-10 astro-ph.CO
Turbulence, Reconnection and Cosmic Rays in Galaxy Clusters
近年来，我们对磁湍流和磁重联的理解发生了重大变化，这反过来又使我们对宇宙射线扩散和加速有了更好的理解。目前的磁化湍流模型不再是特别的结构，而是经过数值检验的理论。在这篇简短的评论中，我们总结了会议上两次演讲中提出的主题，并简要介绍了这一广阔而迅速发展的领域。本文讨论了湍流如何降低星系团中无碰撞等离子体中粒子的有效平均自由程，并指出这使得MHD湍流描述适用于更宽的尺度范围。讨论了MHD湍流的性质及其与磁重联的关系。最后，我们综述了湍流如何通过二阶费米过程诱导粒子加速，以及湍流如何影响激波和重联区的一阶费米加速。
2011-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Vorticity, Shocks and Magnetic Fields in Subsonic, ICM-like Turbulence
我们分析了高分辨率模拟的可压缩，磁流体湍流的性质类似的条件下，在星系团。在具有初始非常弱的均匀种子磁场（$β= P_g/P_B = 10^6$）的等温介质中，将流动驱动到湍流马赫数$\mathcal{M}_t \sim 1/2$。由于集群湍流很可能是由于剪切（螺线管）和压缩强迫过程的混合，我们研究这两种情况下不同的湍流特性。在一组模拟中，速度强迫完全是螺线管的（$\nabla\cdot δ{\vec u} = 0$），而在另一组模拟中，速度强迫完全是压缩的（$\nabla\times δ{\vec u} = 0$）。这两种情况都发展出螺线管和压缩湍流运动的混合，因为每一种都产生另一种。压缩湍流运动的发展导致激波，即使当湍流是螺线管强迫的和亚音速的。激波反过来又产生和放大涡量，这在压缩强迫湍流中特别重要。为了阐明这些过程，我们包含了一对附录，详细介绍了与冲击相关的涡度演变。从我们的模拟分析中，我们发现，磁场放大到接近饱和的水平，主要是螺线管湍流实际上可以提高小尺度上的涡度集中和稳定剪切。动力学和磁湍流要素的性质、演化速率和相对贡献强烈地依赖于强迫的性质。具体地说，当湍流被压缩时，激波更强，但涡度演化和磁场放大更慢和更弱。我们确定了一个简单的关系来估计特征激波强度的湍流马赫数和强迫的字符。我们的结果将有助于理解星系团中的流动运动。
2015-07-31 astro-ph.CO
Probing Macro-Scale Gas Motions and Turbulence in Diffuse Cosmic Plasmas
星系团是宇宙中最大的坍缩结构，位于重子和暗物质的延伸细丝的交叉点。宇宙通过大尺度的丝状物吸积到星系团上，在星系团的外围增加了物质。由于这种吸积，以整体运动和湍流形式存在的动能提供了一种对抗重力的压力支持形式，补充了热压力。大量的非热压力的支持可能会偏向于假设流体静力学平衡，集群宇宙学研究的主要代理得出的集群质量。对天体物理谱线的多普勒展宽和偏移以及物理量的相对波动（例如，密度、压力和熵）是主要的诊断工具。即将计划和拟议的X射线（具有大的集光率，吞吐量和高光谱分辨率）和SZ天文台将提供关键信息的组装和维里化过程的集群，涉及湍流涡旋级联在不同的空间尺度和较大的气体散装运动在其外部区域的深度或其潜在的井。
2019-03-14 astro-ph.CO
Merger and non-merger galaxy clusters in cosmological AMR simulations
目的：讨论激波、宇宙射线加速和湍流对宿主团动力学状态的依赖性。方法：我们使用网格代码ENZO 1.5进行宇宙学模拟，并采用了专门针对团簇体积中产生的高分辨率冲击和湍流而定制的网格细化方案。结果如下：当一些重要的属性，连接到集群中的非热活动，合并后，合并和放松系统进行比较时，发现相当大的差异。
2011-01-13 astro-ph.CO
The Role of Turbulence in AGN Self-Regulation in Galaxy Clusters
星系团的冷核被认为是由低能量的活动星系核（AGN）加热的，活动星系核的吸积受反馈调节。然而，活动星系核喷出的热气体与周围的团内介质之间的相互作用是非常难以模拟的，因为它涉及到广泛的空间尺度和瑞利-泰勒（RT）不稳定的气体。在这里，我们使用RT驱动的湍流亚网格模型来克服这些问题，并提出了第一个观测一致的流体动力学模拟活动星系核的自我调节星系团。对于广泛的参数选择，在我们的三维模拟集群调节自己至少几个陀螺年。通过一系列爆发，加热平衡冷却，典型的复发时间约为8000万年，时间尺度仅取决于全球集群属性。
2009-09-09 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
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
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
Turbulence Induced Non-Gaussian Spectral Distortion in the Microwave Sky from Photon-Axion Conversion in Galaxy Clusters
本研究开发了基于数值模拟的星系团光子-类轴子粒子转换技术，首次发现湍流可诱导强非高斯CMB谱畸变信号，为探测特定质量范围的类轴子粒子提供了新方法。
2025-05-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Characterizing turbulence in galaxy clusters: Defining turbulent energies and assessing multi-scale versus fixed-scale filters
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿斯特罗物理研究所）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
本文通过多尺度与固定尺度滤波器研究恒星团中湍流能量，发现合并过程中的湍流压力分数较低，表明除非近期发生重大合并，否则湍流水平较低。
2026-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Matryoshka Run (II): Time Dependent Turbulence Statistics, Stochastic Particle Acceleration and Microphysics Impact in a Massive Galaxy Cluster
我们利用Matryoshka运行研究了10 $^{15}M_\odot$星系团的团内介质中结构形成驱动湍流的时间相关统计。我们调查的湍流级联在内部Mpc的压缩和不可压缩的速度分量。流动保持充分发展的湍流的近似条件，其偏离在大约涡流周转时间内稳定。即使在低质量吸积率下，湍流速度色散仍高于$700$ km s $^{-1}$，压缩能量的分数在10%和40%之间。与不可压缩湍流不同，压缩湍流的标准化和斜率在短时间尺度上易受较大变化的影响。一个主要的合并发生在红移$z\simeq0$周围，并伴随着长时间的增强湍流，归因于与物质空间聚集有关的质量吸积的时间聚集。我们测试模型的随机加速压缩模式的起源弥漫无线电发射的星系团。湍流模拟模型约束了这个复杂问题的一个重要未知数，并提出了它对难以捉摸的团内等离子体微观物理的依赖。特别是，等离子体的碰撞和耗散物理的弱冲击的具体情况影响的压缩模式的加速率具有强烈的影响的级联。在这种背景下，射电晕作为一种复杂的现象出现，在这种现象中，一系列作用于越来越小的尺度上的过程在起作用。压缩模式的随机加速度意味着无线电功率和频谱指数与合并核心距离的统计相关性，原则上都可以用无线电测量进行测试。
2014-12-17 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
Stochastic reacceleration of relativistic electrons by turbulent reconnection: a mechanism for cluster-scale radio emission ?
在本文中，我们调查的情况下，相对论粒子的再加速扩散区域的重联和磁发电机在super-Alfvenic，不可压缩的大尺度湍流。我们提出了一个探索性的研究，这种机制在簇内介质（ICM）。考虑到ICM中的大尺度湍流，我们采用了一种基于湍流重联和MHD湍流的重联方案。在这种情况下，粒子分别在重联区和磁力发电机区以系统的方式加速和减速，并在较长的时间尺度上经历随机过程，扩散到这些位置（类似于二阶费米）。我们的研究扩展到更大尺度的数值研究，重点是加速和周围的湍流重连区。我们认为，这种机制可能在星系团中的相对论电子的再加速中发挥作用，为解释星系团尺度弥散射电辐射的起源提供了一个新的物理方案。事实上，不同于目前提出的湍流再加速模型，例如无线电晕，这种机制是基于大规模不可压缩和超阿尔文湍流的影响。在这个新的模型中，湍流控制着相对论粒子和磁场线之间的相互作用，这些磁场线在湍流ICM中扩散、重新连接和拉伸。
2016-03-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Molecular Clouds: Internal Properties, Turbulence, Star Formation and Feedback
所有的恒星都诞生于分子云中，并且大多数诞生于巨分子云中，这决定了星系的恒星形成活动。我们首先回顾了它们的观测性质，包括质量表面密度σ和质量M的测量。我们讨论了云动力学，结论大多数GMC引力约束。恒星形成在GMC中高度聚集，但总体上非常低效。我们比较了恒星形成团与年轻星团（YSC）的性质。YSC的高中心密度可能是由于已经形成的恒星在团簇形成期间和之后的动力学演化。我们讨论了GMC演化的理论模型，特别是解决如何保持湍流，并强调GMC碰撞的重要性。我们描述了如何反馈限制总恒星形成效率，α，在团块。湍流和团簇介质允许更高的湍流度，即使逃逸速度小于电离气体的声速，也允许形成束缚的团簇。
2012-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Efficiency of turbulent reacceleration by solenoidal turbulence and its application to the origin of radio mega halos in cluster outskirts
本文利用MHD模拟与福克-普朗克方程研究螺线管湍流通过二阶费米加速和发电机机制驱动星系团外围射电巨晕的可能性，并以Abell 2255为例验证该机制可解释LOFAR观测到的弥散辐射。
2023-12-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Decaying turbulence and magnetic fields in galaxy clusters
我们探讨的湍流和磁场波动发电机行动的背景下产生的衰减星系团，这样的衰减阶段可以发生在一个重大的合并事件之后。使用理想化的数值模拟，从一个动力学为主的制度，我们专注于衰减的稳态均方根速度和磁场的广泛的条件，包括不同的压缩性的流量，强迫波数，和磁普朗特数。无论流动的可压缩性如何，均方根速度和均方根磁场均随时间按幂律衰减。在亚音速的情况下，我们发现，幂律的指数是一致的$-3/5$标度在以前的研究报告。然而，在跨音速制度的均方根速度和磁场最初经历快速衰减与$\approx t^{-1.1}$缩放与时间。随后是缓慢衰减阶段，其中rms速度的衰减在时间上呈现$\approx -3/5$缩放，而rms磁场缩放为$\approx -5/7$。此外，法拉第旋转测量的分析表明，法拉第RM衰减也作为幂律衰减的时间$\approx t^{-5/7}$ ;陡峭的比$\sim t^{-2/5}$标度在以前的模拟磁场衰减亚音速湍流。除了星系团之外，我们的工作对椭圆星系中磁场的研究也有潜在的意义。
2019-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping the Gas Turbulence in the Coma Cluster: Predictions for Astro-H
Astro-H将首次能够绘制气体速度图并探测星系团中的湍流。后发座星系团是湍流研究的最佳目标之一，因为它离得很近，没有冷的核心，也没有中央活动星系核。为了确定Astro-H能够对Coma速度场施加什么样的约束，我们构建了投影气体速度的模拟地图，并计算了二阶结构函数，这是速度功率谱的模拟。我们改变注入规模，耗散规模，斜率和湍流功率谱的归一化，并将测量误差和有限采样应用于速度场。我们发现，即使星系团的覆盖范围很小，Astro-H也能够测量湍流功率谱的马赫数和注入尺度--这些量决定了湍流级联的能量通量和气体平流的一切物质（金属、宇宙射线等）的扩散速率。Astro-H对惯性范围内的耗散尺度或功率谱的斜率不敏感，除非它们在物理激励间隔之外。我们给出了预期的置信区间的注入规模和归一化的功率谱的一些可能的指向配置，结合结构函数和速度色散数据。重要的是，我们还确定，测量误差的线位移将偏置的速度结构函数向上，并显示如何纠正这种偏见。
2016-01-29 astro-ph.CO astro-ph.IM
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
Direct Numerical Simulation of Radiation Pressure-Driven Turbulence and Winds in Star Clusters and Galactic Disks
年轻恒星辐射产生的压力可能是形成星团和星暴星系盘的重要反馈机制。然而，在这些高光学深度环境中，辐射如何有效地耦合到物质上存在很大的不确定性。特别是，目前还不清楚辐射会产生什么程度的湍流，以及被尘埃不透明捕获的红外辐射是否会引起重质量风。在本文中，我们报告了一系列的二维通量限制扩散辐射流体动力学计算与代码ORION中，我们驱动强辐射通量通过列的尘埃物质的重力约束。我们认为这两个系统中的辐射通量是亚爱丁顿整个气柱，并在中面是超爱丁顿，但亚爱丁顿在大气中。在后者中，我们发现，辐射-物质相互作用引起辐射驱动的瑞利-泰勒不稳定性，驱动超声速湍流的水平足以充分解释在银河系原星系团气体云的湍流，并作出重要贡献的湍流观察星爆星系盘。然而，不稳定性也会产生一个通道结构，其中辐射-物质相互作用减少，因为辐射场没有被完全捕获。对于与形成星团和星暴星系相关的天体物理参数，我们发现这种效应使尘埃气体中的净动量沉积率比简单的分析估计降低了2-6倍，并且在稳态下爱丁顿比达到统一，并且没有强风。我们提供了一个近似公式，适用于实施的分析模型和非辐射模拟，在这个制度的红外辐射场所施加的力。
2012-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
A disturbing FABLE of mergers, feedback, turbulence, and mass biases in simulated galaxy clusters
利用星系团作为宇宙学探测器，通常依赖于对团内介质（ICM）性质和演化的理解。然而，ICM是一个复杂的等离子体，经常被合并和反馈搅动，具有不可忽略的体积和湍流运动以及非热压力分量，使得难以构建连贯和全面的图像。为此，我们使用FABLE模拟研究流体静力学质量偏差是如何受到合并，湍流和反馈的影响。详细跟踪一个单一的大质量星系团，我们发现偏差在宇宙时间内变化很大，很少停留在特定时期的平均值。在一个给定的半径的偏差的变化是同期的外流占主导地位的质量流量，无论是由于合并或有趣的是，在高红移，活动星系核反馈的时期。FABLE中的$z=0$总体中位质量偏倚为$R_\mathrm{500}$的$\sim\!13$ %和$R_\mathrm{200}$的$\sim\!15$ %，但个体值分散较大。在晕的中心区域，我们看到温度的增加和减少的非热的压力支持与宇宙时间的湍流热化，导致减少的质量偏差内$\sim\!0.2 \, R_\mathrm{200}$。当使用拟合的压力分布而不是模拟数据来估计偏差时，我们发现可能存在显着差异，特别是在较大的半径和较高的红移处。因此，我们谨慎使用这样的适合在未来的工作中，与下一代的X射线和SZ的观测相比。
2022-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Planck Constraints on Turbulence in the Coma Cluster
Centre National d’Etudes Spatiales (CNES)（法国国家空间研究中心）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心、拉格朗日实验室）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学、法国国家科学研究中心、天体物理研究所）；Univ Toulouse, CNES, CNRS, IRAP（图卢兹大学、法国国家空间研究中心、法国国家科学研究中心、天体物理研究所在）
本研究利用 Planck 巡天观测数据重新分析 Coma 星系团的 SZ 面亮度涨落，通过基于归一化流的模拟推断框架约束 ICM 湍流性质，结果与 XRISM 测量一致，为多探针研究提供方法基础。
2026-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
Turbulence in Simulated Local Cluster Analogs: One-to-one comparisons between SLOW and XRISM/Hitomi
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑路德维希-马克西米利安大学）；Università degli Studi di Trieste（的里雅斯特大学）；INAF - Astronomical Observatory of Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；INFN, Instituto Nazionale di Fisica Nucleare（意大利国家核物理研究所）；ICSC - Italian Research Center on High Performance Computing, Big Data and Quantum Computing（意大利高性能计算、大数据和量子计算研究中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；IFPU – Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
本研究通过SLOW模拟与XRISM观测的一对一比较，揭示了三个星系团（Coma、Perseus、Virgo）中湍流强度及压力支持的差异，显示模拟结果与观测一致，且湍流压力支持比例较低，表明选择效应的重要性。
2026-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Shaping the X-ray spectrum of galaxy clusters with AGN feedback and turbulence
充满星系团的热等离子体发出丰富的X射线辐射。经典的未加热和未扰动的冷却流模型预测戏剧性的冷却速率和等压X射线光谱与恒定的微分光度分布。观察到的星团（和星团）的核心反而显示出软X射线发射的强烈缺陷：$dL_{\rm x}/dT \propto (T/T_{\rm hot})^{α=2\pm1}$。使用三维流体动力学模拟，我们表明，这种赤字产生于紧密的自我调节之间的热不稳定性冷凝和活动星系核流出注入：冷凝云提高活动星系核流出，淬火冷却，因为它们热化通过核心。所得平均分布斜率为$α\simeq 2$，在观测到的$1<α<3$内振荡。在没有热不稳定性的情况下，X射线光谱保持等温（$α> 8$），而无对抗冷却驱动太浅的斜率，$α<1$。活动星系核流出物将其能量由内向外沉积，在内部较冷的阶段释放更多的热量;仅径向分布的加热就引起了下降的光谱$1<α<2$。湍流进一步使频谱变陡并增加散射：热相的湍流马赫数为亚音速，而在较冷相则变为跨音速，使扰动偏离等压模式。这种$d\ln P/d\ln T$的增加导致$α\approx3$。活动星系核流出反馈的自调节可以通过加热和湍流的相互作用解决软X射线问题。
2015-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
Thermal SZ fluctuations in the ICM: probing turbulence and thermodynamics in Coma cluster with ${\it Planck}$
本文报道了用${\it Planck}$观测到的后发座星系团团簇内介质（ICM）中的热Sunyaev-Zeldovich效应（SZ）涨落。SZ的数据链接的最大可观测的X射线尺度的大Mpc规模，扩展我们的知识ICM波动的功率谱。将二维SZ扰动解投影为三维压力波动，我们发现在$15'$和$40'$半径区域内，振幅谱的峰值分别位于$δP/P = 33\pm 12\%$和$74\pm19\%$。我们进行测试，以确保波动是集群固有的，而不是由于噪声污染。通过使用高分辨率的流体动力学模型，我们改进了Coma中的ICM湍流约束，得到了三维马赫数${\rm Ma_{3d}}= 0.8\pm0.3$（15'区域），在较大半径（40'）处增加到超音速值，以及注入尺度$L_{\rm inj}\approx 500$ kpc。这种性质与合并导致的驱动力是一致的，特别是与内部星系群有关。大的压力波动表明Coma处于绝热模式（由声波介导），而不是等压模式（由浮力波介导）。正如湍流模型所预测的那样，SZ波动的分布是对数正态的，具有轻度的非高斯性（重尾）。实质性的非热压力支持意味着流体静力学质量偏差$b_M=-15\%$ $-45\%$从核心到外围区域，分别。虽然总SZ功率探测的热能含量，SZ波动约束的非热偏差重要的精密宇宙学。所提出的，新的方法可以利用多频观测使用地面干涉仪和未来的空间CMB任务。
2016-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
