A Very Deep Chandra Observation of the Galaxy Group NGC 5813: AGN Shocks, Feedback, and Outburst History
我们目前的结果从一个非常深（650 ks）的钱德拉X射线观测星系群NGC~5813，最深的钱德拉观测星系群的日期。早期的观测显示，两对空洞大致共线分布，每对空洞都与椭圆形的冲击波阵面有关。新的观测结果证实了第三对外腔，与其他对共线，并揭示了一个相关的外部爆发冲击在~30千秒差距。因此，这个系统是独特的，在展示三个腔对，每个都与一个明确的活动星系核爆发冲击波阵面。每一次爆发所隐含的平均动力学功率大致相同，这表明活动星系核的平均动力学光度可以在很长的时间尺度（~ 5000万年）内保持稳定。与最年轻的爆发相比，这两个较老的爆发具有更大的，大致相等的总能量，这意味着最年轻的爆发正在进行中。我们发现，辐射冷却率和平均冲击加热率的气体是很好的平衡，在每个冲击前，这表明活动星系核爆发冲击加热单独足以抵消冷却，并建立活动星系核/ICM反馈至少在中央30千秒差距。这种加热大致各向同性地发生，并且在小半径处最强烈，这是反馈操作所需的。我们认为，冲击加热可能发挥重要作用，在活动星系核反馈在较小的半径在其他系统中，弱冲击更难以检测。我们发现非零的冲击波前的宽度太大，无法用粒子扩散来解释。相反，所有测得的宽度是一致的激波增宽，由于通过一个湍流ICM的平均湍流速度约70公里/秒的传播。最后，我们对腔体内任何体积填充热气体的温度设置下限，以平衡内部腔体压力与外部ICM。
2015-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Young AGN outburst running over older X-ray cavities
虽然活动星系核（AGN）的能量反馈被认为对星系和星系团的演化有着深远的影响，但活动星系核加热的细节仍然是一个谜。在这里，我们研究NGC 193 -一个附近的透镜状星系-基于X射线（钱德拉）和无线电（VLA和GMRT）观测。这些数据揭示了复杂的活动星系核爆发的历史：我们检测到一对内部的X射线腔，外部的X射线腔，冲击波阵面，和无线电波瓣延伸到内部空腔。我们认为，内腔是由一个较弱的活动星系核爆发约7800万年前产生的，而外腔，射电瓣，和冲击波阵面是由于一个年轻的（13- 2600万年）和（4-8）倍更强大的爆发。结合观察到的NGC 193的形态，我们得出结论，NGC 193可能代表了第二个更强大的AGN爆发超越了更老，更弱的爆发的第一个例子。这些结果有助于理解爆发能量是如何在星系核中均匀耗散的，因此可能在解决活动星系核爆发如何抑制星系团中心大冷却流的形成方面发挥至关重要的作用。
2014-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
VLBI Monitoring of 3C 84 (NGC 1275) in Early Phase of the 2005 Outburst
利用多历元甚长基线干涉测量（VLBI）技术对3C 84的亚pc尺度喷流进行了研究。在2005年开始的射电爆发之后，我们在2006-2009年期间与日本VLBI网络（JVN）和VLBI射电天体测量探索（VERA）进行了14个历元的VLBI观测。我们证实，爆发与中央~1 pc核心，伴随着一个新的组件的出现。这是喷流活动重现的显著证据。新的成分在2008年变得更亮，与费米伽马射线太空望远镜在同一时间观察到的恒定伽马射线发射形成对比。我们发现，从2007/297（2007年10月24日）到2009/114（2009年4月24日），新分量的预测速度为0.23 c。该组件的移动方向与预先存在的组件的移动方向相差约40度。这是第一次测量的运动学的一个亚pc喷注在伽玛射线活跃阶段。可能的检测射流减速和射流运动学与伽玛射线发射进行了讨论。
2010-01-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
The unusual X-ray morphology of NGC4636 revealed by deep Chandra observations: cavities and shocks created by past AGN outbursts
本文介绍了位于室女星系团外围的X射线发光椭圆星系NGC 4636的Chandra ACIS-I和ACIS-S观测资料（$\sim$共200 ks）。软带（0.5-2 keV）图像显示，在中心存在一个明亮的核心，周围是一个扩展的X射线日冕和两个明显的准对称，8 kpc长，臂状特征。每个特征都定义了椭圆形气泡的边缘。另外一个类似气泡的特征，其北部边缘位于东北臂以南$\sim2$千秒差距处，也被探测到。我们目前的表面亮度和温度分布在整个边缘的气泡，表明它们的边缘是尖锐的，其特征在于约20- 25%的温度跳跃。通过与理论激波模型的比较，我们表明，气泡产生的冲击，可能是由能量沉积的偏离中心的射流驱动的情况下，是最可行的解释观察到的X射线形态的中心部分的NGC 4636。
2009-09-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Metal distributions out to 0.5 r180 in the intracluster medium of four galaxy groups observed with Suzaku
本文利用朱雀星（Suzaku）对MKW 4、HCG 62、NGC 1550和NGC 5044四个星系群进行了0.5r180范围内的金属丰度和金属质光比的分布研究。Fe的丰度随半径的增加而减小，在0.1r180以上约为0.2-0.4太阳能。在一个给定的半径单位为r180，铁丰度在ICM的四个星系群是一致的或小于星系团。在ICM中的Mg/Fe和Si/Fe比在太阳比达到0.5r180时几乎是恒定的。我们还研究了系统的不确定性，在派生的金属丰度比较结果从两个版本的原子数据天体物理学家（ATOMDB）和单和两个温度模型拟合。由于这些金属是在星系中合成的，我们从2微米全天巡天星表（2 MASS）中收集了星系K波段的光度数据，并计算了积分铁质光比（IMLR），即ICM中的铁质量与星系中恒星的光的比值。具有较小气体质轻比的基团具有较小的IMLR值，并且IMLR与熵过剩负相关。根据这些丰度特征，我们讨论了星系群中金属富集过程的过去历史。
2013-11-19 astro-ph.CO
Chandra Detection of SN 2010da Four Months After Outburst: Evidence for a Supergiant X-ray Binary in NGC 300
我们在2010年5月25日首次观测到SN 2010 da四个月后，提出了63 ks { \it Chandra}观测的结果。我们探测到一个X射线源在$\sim7σ$的信心与SN 2010大爆发的光学位置相一致。我们的成像分析揭示了一个硬的中心点源，周围是软的扩散发射，延伸到中心源以北的$\sim$ 8 \asn。漫射发射的硬度比、0.35-2 keV的光度（$\sim6\times10^{35}$ erg s $^{-1}$）和大小（$\sim20$ pc）与超新星遗迹一致，尽管计数较少，无法进行详细的光谱建模。我们的最佳拟合光谱模型的硬中心源是一个黑体（$kT = 1.79^{+0.66}_{-0.43}$千电子伏），没有证据表明本征吸收超出银河柱。我们估计0.3-10千电子伏的光度为1.7 $^{+0.2}_{-0.5}\times10^{37}$ erg s $^{-1}$，一个因素的$\sim$ 25减少，因为最初的爆发四个月前。高X射线光度和缓慢的衰落速率与该天体是一颗正在经历爆发的大质量恒星不一致;相反，我们倾向于这样的情况，即为SN 2010 da光学瞬变提供动力的大质量恒星是一个风馈超巨星X射线双星系统的一部分，该系统具有一个紧凑的伴星，为观测到的X射线发射提供动力。
2011-05-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Survival of molecular gas in Virgo's hot intracluster medium: CO near M86
我们对M86，NGC 4438附近的21个不同区域以及连接它们的120 kpc长的、发出Ha的大气尾迹进行了CO（1-0）和CO（2-1）观测，旨在测试分子气体是否能够在室女座10^7K的团内介质（ICM）中从螺旋星系转移到椭圆星系。我们的目标是可能与冷分子云和热电离ICM之间的界面的Ha发射区域。这些数据是由射电天文学毫米研究所的30米望远镜获得的，导致在M86附近发现了分子气体。在M86的核东南方向约10 kpc处，HI发射峰值附近，探测到了CO气体，其后退速度与恒星相似，为-265 km/s，相应的H2质量为2*10^7太阳质量。我们认为，这是可能的分子气体要么已形成原位HI，或已剥离NGC 4438直接在分子形式。然而，对于在12：26：15.9+12：58：49探测到的7*10^6 M太阳的气体，在M86东北约10 kpc处的原位形成是可以忽略的，那里没有（强）HI发射。这一发现为分子气体在细丝中的生存时间约为1亿年提供了证据。在NGC 4438西北方向的潮汐尾中还发现了相当于5*10^7太阳质量的H2气体，这些气体可能会流失到ICM或邻近星系中。还研究了气体从M86南部的NGC 4388交替带到M86的情景，但由于没有检测到低于HI流速度（2000-2700 km/s）的CO，因此认为这是不可能的。
2012-05-03 astro-ph.CO
The Detectability of AGN Cavities in Cooling-Flow Clusters
钱德拉X射线天文台在许多附近的冷却流团中发现了X射线空洞。这些空洞是活动星系核对团内介质的反馈，团内介质是稳定冷却流和星系形成与演化过程中的重要成分。但是，这种活动星系核爆发的普遍性和占空比还没有很好的理解。为此，我们研究如何冷却是平衡的腔加热的完整样本的集群（Brilliance 55星系团，以下B55）。在B55中，我们发现了33个冷却流团，其中20个在其ICM中检测到X射线气泡。在剩下的13个中，除了蛇夫座之外，所有的都可能有显著的空腔能量，但在现有的图像中仍然没有被发现。这意味着活动星系核爆发的占空比与显着的加热潜力在冷却流集群至少是60%，可能接近100%，但需要更深入的数据来进一步限制这一点。
2009-09-04 astro-ph.CO
Astrophysical limits on very light axion-like particles from Chandra grating spectroscopy of NGC 1275
轴子/类轴子粒子（ALP）是标准模型的一个很好的扩展，在弦论中是通用的。星系团中团内介质（ICM）的X射线透明度是光ALP（质量为$<10^{-11}\,{\rm eV}$）的有力探测器;当来自嵌入源或背景源的X射线光子通过磁化ICM传播时，它们可能经历能量依赖的量子力学转换为ALP（反之亦然），在X射线光谱上留下扭曲的印记。我们目前的钱德拉数据的活动星系核NGC 1275在英仙座星系团的中心。采用490 ks高能透射光栅（HETG）曝光，我们获得了高质量的1- 9 keV光谱无光子堆积和ICM污染。除了铁谱带的特征，光谱是由一个幂律连续描述，在$<3\%$水平的任何光谱失真。我们计算光子的生存概率作为ALP质量$m_a$和ALP光子耦合常数$g_{aγ}$的ICM磁场模型系综的函数，然后使用NGC 1275光谱约束的$(m_a, g_{aγ})$ -平面。相对于磁场实现，99.7%可信区域将ALP-光子耦合限制为质量为$m_a<1\times 10^{-12}\,{\rm eV}$的$g_{aγ}<6-8\times 10^{-13}\, {\rm GeV}^{-1}$（取决于磁场模型）。这是迄今为止对这些光ALP的$g_{aγ}$最严格的限制，并且已经达到了下一代日光镜和光照射穿透墙壁实验的灵敏度限制。我们强调了这些研究与下一代X射线天文台雅典娜和山猫的潜力，但注意到这些未来的…
2020-12-18 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
The duty cycle of radio-mode feedback in complete samples of clusters
钱德拉X射线天文台已经在许多附近的冷却流团的团内介质（ICM）中发现了X射线气泡。气泡追踪反馈，被认为是耦合中央活动星系核（AGN）到ICM，帮助稳定冷却流和管理大质量星系的演化。然而，这种活动星系核爆发的普遍性和占空比并没有很好的理解。为此，我们研究冷却是如何平衡的气泡加热完整的样本的集群（Brilliant 55星系团，以下B55，和最高的X射线通量星系团样品，HIFLUGCS）。我们发现，在冷却流星系团中，中央星系的射电光度仅超过2.5 x 10^30 erg s^-1 Hz^-1。这一结果意味着中央射电源和ICM之间的连接，正如预期的那样，如果活动星系核反馈正在运作。此外，我们发现无线电模式反馈的占空比，即系统拥有由其中央无线电源膨胀的气泡的时间比例，B55的占空比> 69%，HIFLUGCS的占空比> 63%。这些占空比是下限，因为现有图像中可能会遗漏一些气泡。我们使用模拟来限制可能存在的气泡功率，并且在没有检测到气泡的冷却流系统中保持未检测到。在这些系统中，几乎所有系统都可能具有显著的泡沫能力。因此，我们的研究结果意味着，活动星系核爆发的占空比与潜在的冷却流团显着加热气体至少为60%，可能接近100%。
2012-10-26 astro-ph.CO
Tracing Early Cosmic Chemical Enrichment: A Uniform XMM-Newton Survey of Metallicity in Galaxy Groups and Clusters
University of Michigan（密歇根大学）；University of Texas at San Antonio（德克萨斯大学圣安东尼奥分校）
研究发现当前恒星人口无法解释星系团ICM金属度，需引入早期富集人口以解释观测到的金属度异常。
2025-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
The unusual X-ray morphology of NGC4636 revealed by deep Chandra observations: cavities and shocks created by past AGN outbursts
本文介绍了位于室女星系团外围的X射线发光椭圆星系NGC 4636的Chandra ACIS-I和ACIS-S观测结果（共约200千秒）。软带（0.5-2 keV）图像显示，在中心存在一个明亮的核心，周围是一个扩展的X射线日冕和两个明显的准对称，8 kpc长，臂状特征。这些特征中的每一个限定椭圆形泡的边缘。一个额外的气泡状特征，其北部边缘位于东北臂以南约2千秒差距，也被检测到。我们目前的表面亮度和温度分布在整个边缘的气泡，表明它们的边缘是尖锐的，其特征在于约20- 25%的温度跳跃。通过与理论激波模型的比较，我们证明了一个方案，其中气泡产生的冲击，可能是由能量沉积的偏离中心的射流驱动，是最可行的解释观察到的X射线形态的中心部分的NGC 4636。作为对这种情况的确认，射电喷流延伸到泡沫和一个中心弱X射线和射电源被检测到，最有可能是活动星系核活动的迹象，这是在过去更强烈。在NGC 4636的中心观察到一个明亮的致密核，半径约为1 kpc。观察到从核心到周围气体的表面亮度急剧下降，并且不伴随温度的变化，因此不可能处于热压平衡。然而，如果射电喷流是热压力的平衡因素，或者明亮的核心是由陡峭的丰度梯度产生的，那么明亮的核心可能是一个长期存在的特征。
2009-11-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Man Behind the Curtain: X-rays Drive the UV through NIR Variability in the 2013 AGN Outburst in NGC 2617
在超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）发现NGC 2617内部区域显着变亮后，我们开始了从X射线到近红外（NIR）波长的约70天光度和光谱监测活动。我们报告说，NGC 2617经历了一个戏剧性的爆发，在此期间，它的X射线通量增加了一个数量级以上，其次是增加了近一个数量级的光学/紫外（UV）连续通量。NGC 2617在2003年被归类为塞弗特1.8星系，现在是塞弗特1星系，因为它出现了宽的光学发射线和连续的蓝色凸起。这种“变化的外观活动星系核（AGN）”是罕见的，并为我们提供了关于AGN物理学的重要见解。根据H β谱线宽度和半径-光度关系，我们估计中心黑洞的质量为（4 +/- 1）× 10^7 M_sun.当我们交叉关联光变曲线时，我们发现圆盘发射滞后于X射线，随着我们从UV（2-3天）到NIR（6-9天）的移动，滞后变得更长。此外，NIR比UV在时间上更平滑。这在很大程度上可以用一个简单的模型来解释，即在一个由观测到的可变X射线通量照射的估计质量的黑洞周围有一个热发射薄盘。
2014-06-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Ripping Apart at the Seams: The Network of Stripped Gas Surrounding M86
本文利用XMM-牛顿法对室女星系团星系M86、M84、NGC 4338和NGC 4438进行了一次新的研究。我们的观测允许对每个星系的温度和金属丰度结构以及这些星系之间的整个~ 1度区域进行可靠的测量。当结合多波长观测时，这些数据表明，所有这四个星系都正在经历由群内介质（ICM）的冲压压力剥离。然而，星系尾部的剥离气体与ICM相互作用的方式却截然不同。与之前的观测结果一致，M86被观测到有一个约1 keV的气体长尾，向西北方向延伸约100-150 kpc。然而，在M86以东的扰动螺旋星系NGC 4438的方向上，观测到一个新的~ 0.6 keV热辐射的位置。这个区域在空间上与H-α发射的细丝一致，可能起源于两个星系之间最近的碰撞。我们还解决了剥离的~ 0.6 keV的气体的热力学结构的南部M84，这表明该星系正在经历活动星系核反馈和冲压压力剥离同时进行。这四个位置的剥离X射线气体表明，冲压压力剥离的性质可以显着不同的网站。
2012-12-14 astro-ph.CO
A New Ultraluminous X-ray Source in the Nearby Edge-on Spiral NGC 891
我们报告了在附近的边缘螺旋星系NGC 891中发现的一个新的候选超亮X射线源（ULX）。该源的吸收通量为F_X ~ 10^-12 erg/s/cm ^2（对应于在9 Mpc时L_X > 10 ^40 erg/s），由于在1986年至2006年的X射线观测中没有发现它，因此它一定是在过去5年中开始爆发的。我们尝试经验拟合的XMM-牛顿光谱，发现光谱是非常适合从一个热的磁盘，一个冷的照射磁盘，或从磁盘的最里面的区域模糊的反射发射。最简单的物理模型是围绕恒星质量的黑洞（超级爱丁顿爆发）的热盘，但每个模型都有同样好的拟合。我们提出了几个后续实验，可以证伪这些模型。
2012-02-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Caught in the Act: Strong, Active Ram Pressure Stripping in Virgo Cluster Spiral NGC 4330
NGC 4330是室女星系团中的一个高度倾斜的螺旋星系，它是一个强有力的、正在进行的ICM-ISM冲压压力剥离的明显例子。HI已经从未受干扰的老恒星盘中被移除，达到R_25的50% - 65%。多波长数据（WIYN BVR和H-alpha，VLA 21厘米HI和射电连续谱，GALEX NUV和FUV）显示了几个单侧的面外特征，可能是由中间盘风角处的冲压压力造成的。在相互作用的前沿，H-α和尘埃消光曲线急剧出盘，在一个显着的和独特的“向上转”的功能，通常可能是有用的主动冲压压力的诊断指标。在尾侧，ISM被拉长成一条长长的尾巴，包含星系总HI辐射的10%，NUV-FUV辐射的6 - 9%，但只有H-alpha辐射的2%。HI尾的质心位于UV/H-alpha尾的下风处，这表明在过去的1000 - 30000万年中，ICM风已经将ISM的大部分顺风转移。沿着主轴，圆盘在紫外线上是高度不对称的，但在H-α和HI上更对称，这也意味着气体和恒星形成的分布最近发生了变化。紫外光的颜色显示了星系的前侧和后侧非常不同的恒星形成历史。在气体剥离盘的前端，紫外光学颜色的强烈梯度表明，它已经花了2亿~ 4亿年的时间将气体从半径>8千秒差距剥离到5千秒差距，但在后端没有年龄梯度。我们所有的数据都表明，NGC 4330第一次落入星团中心，并且在过去的200-400万年里经历了一个显着的冲压压力增加。
2011-02-21 astro-ph.CO
Extended X-ray Emission in the HI Cavity of NGC 4151: Galaxy-scale AGN Feedback?
我们报道了Chandra在NGC 4151（L[0.5-2keV]~10^{39} erg s $^{-1}$）中发现的软扩散X射线发射，从活动核延伸约2kpc，填充在HI材料的空腔中。与X射线谱的最佳拟合需要kT~0.25 keV的热等离子体或光电离组分。在热的情况下，由核流出加热的热气体将受到HI气体的热压力和银河系盘中流入的中性物质的动态压力的限制。在光电离的情况下，原子核一定经历了爱丁顿极限爆发。对于这两种情况，NGC 4151中活动星系核与宿主的相互作用一定是相对较近的（大约10^4年前）。这一非常短的时间尺度到最后一次高活动相可能意味着这样的爆发占活动星系核寿命的$\gtrsim$ 1%。
2010-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The 2008 Luminous Optical Transient in the Nearby Galaxy NGC 300
2008年初在NGC 300中出现了一个明亮的光学瞬变（OT），其最大亮度为M_V ~ -12到13，介于经典新星和超新星之间。我们提出了基于地面的光度和光谱监测和自适应光学成像的OT，以及前和后的爆发空间为基础的成像与HST和斯皮策。最大值的光谱显示了一个F型超巨星光球，有氢、Ca II和[Ca II]的叠加发射线，类似于低光度的I型超新星冒名顶替者（如SN 2008 S）和冷超巨星（如IRC +10420）的光谱。发射线具有复杂的双重结构，表明速度约为75 km/s的双极外流。喷发时释放的光能约为10^47尔格，大部分是在头两个月内释放的。通过注册新的HST图像与深档案帧，我们已经精确地定位OT网站，并没有发现可检测的光学祖亮比宽带V 28.5等。然而，档案斯皮策图像揭示了一个明亮的，不变的中红外预爆发源。我们的结论是，NGC 300 OT是一颗被大量尘埃笼罩的发光恒星，质量约为10-15 Msun，它经历了一次喷发，清除了周围的尘埃，并引发了两极风。其前身可能是一个OH/IR源，它已经开始在一个蓝色环上向更高的温度演化，但爆发的确切原因仍然不确定。
2009-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Stripped elliptical galaxies as probes of ICM physics: I. Tails, wakes, and flow patterns in and around stripped ellipticals
椭圆星系团由于在星系团内介质（ICM）中的运动而逐渐被剥夺了大气层。深X射线观测揭示了星系残余大气层的精细结构及其气体尾部和尾流。这种精细结构取决于动力学条件（星系势、初始气体含量、穿过主星系团的轨道）、轨道阶段（早期坠落、近心通过前/后）和ICM等离子体特性（热导率、粘度、磁场结构）。我们的目标是解开动力学和等离子体的影响，以使用剥离椭圆作为ICM等离子体性质的探针。这是一个系列的第一篇论文研究的流体动力学渐进气提通过无粘流体动力学模拟。我们区分了一个持久的初始松弛阶段和一个准稳定的剥离阶段。在准定常剥离，ICM流周围的残余大气类似于固体周围的流动，包括一个“死水”区在近尾流。气体主要通过开尔文-亥姆霍兹不稳定性从残余大气的侧面剥离。下游的大气在很大程度上受到ICM风的屏蔽，因此形成了一个尾巴。从观测上看，这两个“残余尾巴”和尾流中的剥离气体都可以作为“尾巴”出现，但只有在尾流中，星系气体才能与周围的ICM混合。虽然定性结果是通用的，但这里提供的模拟是针对室女座椭圆星系M89（NGC 4552）的，以便与观测进行最直接的比较。本系列的第二和第三篇论文描述了粘性的影响，并分别与钱德拉和XMM-牛顿观测进行了比较。
2015-05-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Explaining the Energetic AGN Outburst of MS0735+7421 with Massive Slow Jets
通过进行轴对称流体动力学数值模拟（2.5维代码），我们表明，缓慢，大规模，宽射流可以重现星系团MS 0735 +7421中的巨大的X射线缺陷气泡对的形态。由气泡对和冲击波中的能量组成的射流的总能量被McNamara等人（2009）进行的观测限制为~10^{62}erg。我们发现，两个相对的喷流是活跃的~ 100 Myr，每个发射半开角~70度，初始速度~0.1c，和两个喷流的总质量损失率~100 Mo/年，可以解释所观察到的形态。可以使用快速旋进的窄射流来代替宽射流。在我们的模型中，星团在大约1亿年前遭受了一次冷却灾难。大部分被冷却的质量，~10^{10} Mo，被AGN活动驱逐回团内介质（ICM），现在在气泡内，~10%形成恒星，~10%的冷气体被中心黑洞吸积，是爆发能量的来源。这种类型的活动类似于预期在星系形成中发生的活动。
2009-05-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Irregular sloshing cold fronts in the nearby merging groups NGC 7618 and UGC 12491: evidence for Kelvin-Helmholtz instabilities
我们目前的结果，从两个\sim 30 KS钱德拉观测的合并星系团的热大气围绕NGC 7618和UGC 12491。我们的图像显示，在两个星系群中，都有弧形晃动冷锋环绕着每个星系群的中心和\sim 100 kpc长的螺旋尾。最有趣的是，两组冷锋都高度扭曲，沿着锋面展示出“翅膀”。这些功能类似于从非粘性流体动力学模拟气体晃动，开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHIs）扭曲冷锋预测的结构。这与许多其他晃动和合并冷锋中看到的结构形成对比，这些冷锋在当前的观测分辨率下是平滑和无特征的。磁场和粘性都被用来解释这些平滑冷锋中没有KHI的原因，但是NGC 7618/UGC 12491对是越来越多的晃动和合并冷锋中的两个。磁场和/或粘性可能能够抑制某些集群和集群中冷锋处KHI的增长，但显然不是全部。我们建议，在冷锋的KHI扭曲的存在或不存在，可以被用来作为一个衡量的有效粘度和/或磁场强度在ICM。
2012-06-11 astro-ph.CO
Stripped elliptical galaxies as probes of ICM physics: II. Stirred, but mixed? Viscous and inviscid gas stripping of the Virgo elliptical M89
椭圆星系在星系团内介质（ICM）中运动时，其大气层逐渐被剥离。X射线观测揭示了星系尾、尾流以及星系气体与ICM之间的界面结构。这种精细的结构取决于动力学条件（星系势，初始气体含量，在主机集群的轨道），轨道阶段（早期下降，前/后近心通道），以及仍然不受约束的ICM等离子体性质（导热性，粘度，磁场结构）。论文I描述了非粘性气体汽提的流动模式和阶段。在这里，我们研究的影响斯皮策样的温度依赖性粘度对应的雷诺数，Re，为50至5000的ICM流周围的残余大气。在此雷诺数范围内，全球流动模式与粘度无关。粘度影响两个方面：在无粘剥离中，残留大气两侧的开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）导致可观察到的角或翼。增加粘度抑制了长度尺度增加的KHI，从而抑制了可观察到的角和翼。此外，在无粘剥离中，剥离的星系气体可以与星系尾流中的周围ICM混合。这种混合随着粘性的增加而受到越来越多的抑制，这样粘性剥离的星系就有长X射线明亮，凉爽的尾迹。我们为不同的剥离阶段和条件提供模拟X射线图像。虽然这些定性的结果是通用的，我们调整我们的模拟室女座星系M89（NGC 4552），其中Re~ 50对应于斯皮策水平的10%的粘度。纸三比较新的深钱德拉和档案XMM-牛顿数据，我们的模拟。
2015-05-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of the X-ray, radio and HI structures in the NGC 5903 galaxy group
NGC 5903星系群是一个近星系（约30 Mpc），由约30个成员组成，主要是巨大的椭圆星系NGC 5903和NGC 5898。这个星系群包含两个不寻常的结构，一个约110 kpc长的HI细丝穿过NGC 5903，一个约75 kpc宽的扩散、来源不明的陡谱射电源与NGC 5903重叠，似乎部分被HI细丝包围。结合钱德拉，XMM-牛顿，GMRT和VLA的观测，我们发现一个以前未知的~0.65 keV的组内介质填充的体积在145千秒差距的NGC 5903，并发现一个循环的增强X射线发射延伸约35千秒差距的星系西南，包围最明亮的部分的射电源。这个X射线结构的北部和东部也与HI灯丝的南部有很强的相关性。我们确定明亮的射电辐射的光谱指数为$α_{150}^{612}$ =1.03 $\pm$ 0.08，表明辐射年龄> 3.6亿年。我们讨论了相关的无线电，X射线和HI结构的起源，通过相互作用触发的AGN爆发与焓1.8 × 10 $^{57}$ erg，或通过星系和HI灯丝之间的高速碰撞。虽然这两种情况提供了一个完整的解释，我们发现，活动星系核爆发是最有可能的来源的主要X射线和无线电结构。然而，很明显，星系间的相互作用在这个相对高度演化的星系群的发展中继续发挥着重要作用。我们还解决了这个问题，是否组成员星系ESO 514-3主机的双叶射电源，确认源是一个叠加的背景活动星系核。
2017-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Galaxy Merger Scenario for the NGC 1550 Galaxy from Metal Distributions in the X-ray Emitting Plasma
用扩展X射线源RX J 0419 +0225对红移为$z=0.01239$的椭圆星系NGC 1550进行了31 ks的{ \it XMM-牛顿}观测。根据2微米全天巡天的X射线数据和近红外数据，我们得到了组成NGC 1550系统的气体质量、总质量、金属质量和星系光度的分布。金属（氧、硅和铁）从中心延伸到$\sim 200$ kpc，其中$\sim$ 70%的$K$带亮度由NGC 1550本身携带。正如{ \it ASCA}首次揭示的那样，数据再次证实了暗晕的存在，其质量（$1.6 \times 10^{13} M_{\odot}$）是典型的星系群而不是单个星系。在210千秒差距内，$K$带的质光比达到$75 M_{\odot}/L_{\odot}$，与星系团相当。铁质光比分布（硅和氧质光比分布也是如此）显示出向中心降低约两个数量级。进一步的研究比较了金属与其他星团成分的质量密度，发现ICM中的铁（以及硅）可以很好地追踪总的引力质量，而恒星成分则明显集中在NGC 1550核的几十kpc内。因此，在中心区域，金属的数量显着耗尽发光的星系光。在对这种效应的几种可能的解释中，最有可能的情况是，这个系统中的星系最初比今天延伸得多，然后逐渐向中心下降并合并成NGC 1550。
2009-01-29 astro-ph.CO
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
